Further properties of the dynamical clock A+ indicator in a toy model of pure dynamical friction
亚历山德里尼A $+$指标是一个基于蓝离散星质量分离的星团动力学演化的定量指标。一个$+$被定义为蓝色离散星的累积分布与以对数尺度测量的半径的积分，减去与所使用的参考星族相关的一项。在另一篇论文中，我介绍了一个简化的动态摩擦模型，并分析计算了A $+$指标。在这里，我显示进一步的属性的时间演化的$+$，特别是侧重于其时间导数$d{A^+}/dt$的物理解释。我发现，$d{A^+}/dt$是倒数动态摩擦时间尺度的平均值，由蓝离散星的密度加权。我表明，它是非负的（如预期的基础上的单调性），由于蓝离散星的密度是非负的，并且，对于一个动态摩擦的时间尺度是非递减的半径，$d{A^+}/dt$也是非递减的时间，使A $+$指标的凸函数。
2019-07-27 astro-ph.GA
Dynamical friction in an isentropic gas
当有引力的物体沿一定质量分布运动时，在其后面会产生一个过密的尾流。本文对等熵流和物体在其中作亚音速运动时远离物体的流场结构进行了分析研究，指出动摩擦力是物体上的主要阻力，并利用微扰理论得到了物体的密度。远离质量的扰动流的速度和压力。本文导出了等熵流中动摩擦力的表达式，并指出了它与流的马赫数和绝热指数的关系。我们发现动态摩擦力随着绝热指数的增大而减小。我们分析表明，尾流密度较低，在我们的等熵的情况下相比，等温的。
2012-03-03 astro-ph.GA
Dynamical Friction in a magnetized gas
当一个受重力作用的质点亚音速运动通过磁化和等温介质时，利用微扰分析研究了远离质点的流动的动力学结构。一阶密度和速度扰动的解析解。我们的解决方案的有效性是有限的情况下，在周围介质中的阿尔芬速度小于吸积体的速度。由于磁场的作用，密度场的密度变小，动态摩擦力随着磁场的增大而减小。
2012-05-03 astro-ph.GA
Shell Galaxies: Dynamical Friction, Gradual Satellite Decay and Merger Dating
以完善壳星系的建模和使用壳探测合并的历史为目标，我们开发了一种新的方法，用于实现动态摩擦的径向未成年人合并的测试粒子模拟。摩擦与矮星系的逐渐衰变相结合。这两种效应的耦合可以显著地重新分配壳层的位置和光度;忽略它们会导致合并日期的重大错误。
2009-08-26 astro-ph.GA
A Self-Consistent, Time-Dependent Treatment of Dynamical Friction: New Insights regarding Core Stalling and Dynamical Buoyancy
动力学摩擦通常被认为是一个长期的过程，其中主体（“扰动者”）发展得非常缓慢（长期近似），并且已经在很长一段时间内被引入主体（绝热近似）。这些假设意味着动力学摩擦产生的LBK扭矩的非零贡献，只有从纯共振轨道。然而，动力学摩擦只有在其时间尺度小于宇宙年龄时才具有天体物理学意义。因此，在本文中，我们放松绝热和长期的近似。我们首先推导出一个广义的LBK扭矩，这减少了在绝热极限的LBK扭矩，并表明，它会引起瞬态振荡，由于非共振轨道，慢慢衰减，让位于LBK扭矩。这类似于受迫阻尼振荡器在稳定到稳态之前如何经历瞬态，除了这里的阻尼是由于相位混合而不是耗散。接下来，我们提出了一个自洽的治疗，适当占时间依赖性的扰动势和循环频率（记忆效应），我们用它来检查在核心星系的轨道衰变。我们发现，记忆效应的结果，在一个阶段的加速，超brasekhar摩擦前的扰动失速在一个临界半径，$R_{\mathrm{crit}}$，在核心（核心失速）。在$R_{\mathrm{crit}}$内部，扭矩翻转符号，产生动态浮力，动态浮力抵消摩擦并导致扰动器失速。这种现象与$N$ -体模拟一致，但迄今为止还没有得到适当的解释。
2021-03-08 astro-ph.GA
Origin of reduced dynamical friction by dark matter halos with net prograde rotation
该研究针对旋转暗物质晕中星系棒动力学摩擦减弱的矛盾现象，通过线性理论分析证明顺向旋转暗晕会因Lz=0附近分布函数正梯度引发共振转移使摩擦减弱，并用非线性计算验证了结果，解释了数值模拟的观测趋势。
2024-01-29 astro-ph.GA
Analytic calculation of dynamical friction for Plummer sphere in ultralight dark matter
研究了普勒默球在超轻暗物质中的动力学摩擦力，推导出解析表达式并分析了其与玻色子质量的关系。
2025-11-19 astro-ph.GA
Back to the present: A general treatment for the tidal field from the wake of dynamical friction
提出一种通过动力摩擦尾流潮汐场推断宿主性质的新方法，通过回溯恒星轨道计算潮汐场，经N体模拟验证，并分析了噪声特性，可应用于麦哲伦云等星系。
2023-11-15 astro-ph.GA
Dark matter dynamical friction on binary stars in the faintest dwarf galaxies: I. Analytical approach
Université libre de Bruxelles（布鲁塞尔自由大学）；Brussels Laboratory of the Universe – BLU-ULB（宇宙布鲁塞尔实验室）
暗物质主导环境中，双星体的动力学摩擦影响其轨道参数和偏心率振荡，可能增强速度弥散测量中的偏差。
2026-10-16 astro-ph.GA
Giant molecular clouds in M 33: are they susceptible to dynamical friction?
M33中的大部分巨分子云（GMC）都与螺旋状的气体臂（细丝）相连，但内部2 kpc区域除外，在那里臂与GMC之间的联系消失了（参见Tosaki et al. 2011）。我们检查它是否可能是由于动力摩擦使云减速而引起的。利用该星系的半解析模型，计算了盘平面内不同初始星系心距离处不同质量巨星系团的动力学。我们证明，动力学摩擦可能会真正改变GMC的轨道在中央2 kpc大小的区域。然而，在这种情况下，GMC的典型寿命应该接近或大于$10^8$ ~yr，这比通常接受的值大。
2015-07-06 astro-ph.GA
The influence of dark matter halo on the stellar stream asymmetry via dynamical friction
本文研究了动力学摩擦对球状星团和在星系晕中运动的球状星团（恒星流）中蒸发的恒星的影响。由于动力学摩擦的作用，球状星团（GC）作为星系流祖先的位置开始相对于其在初始GC轨道参考系中的原始位置发生偏移。因此，在不同时间蒸发的恒星相对于GC位置有不同的平均位置。这种移动导致了恒星流的前臂和后臂之间恒星密度分布的某种不对称性。不对称的程度取决于GC和流星运动的环境特征。由于GC主要位于星系的外部，这使得动力学摩擦成为限制底层暗物质空间密度和速度分布的独特探针。对于GC NGC 3201，我们将我们的理论位移估计与现有的观测结果进行了比较。由于目前观测数据的不确定性很大，我们只能得出结论，得出的估计值具有相同的数量级。
2019-05-14 astro-ph.GA
Density Wakes due to Dynamical Friction in Cored Potentials
动态摩擦力通常由广泛使用的Ehrasekhar公式以合理的精度建模。然而，在某些情况下，Eschrasekhar的局部和一致近似可能会严重崩溃。天体物理学上的一个重要例子是在N体模拟中看到的“核心失速”现象，即大质量扰动螺旋进入恒星系统恒定密度核心的近谐波势（也可能在对具有球状星团的矮星系的直接观测中看到）。在本文中，我们使用线性化的无碰撞玻尔兹曼方程来计算一个有核星系对大质量扰动的整体响应。我们评估的密度变形，或尾流，由于扰动和研究其几何结构，以更好地了解核心失速现象。本文还从Lynden-Bell-Kalnajs（LBK）公式计算了作用在扰动体上的动态摩擦力矩。与过去的工作一致，我们发现，由共转共振所产生的动力学摩擦力大大减弱，相对于Krasrasekhar公式，在一个恒定密度的核心。然而，与过去的工作相比，我们发现，人口以前被忽视的高阶和非共转共振维持最低水平的摩擦扭矩在约10%的扭矩从Krasrasekhar公式。这表明，完整的核心失速可能需要超出LBK方法的现象，我们讨论了几种可能的解释。此外，研究核心失速的多个扰动，我们调查近似长期动力学相互作用（类似于Lidov-Kozai动力学）之间的两个扰动绕核心恒星系统，并推导出一个标准的不稳定性，由于他们的密切接触。
2021-12-20 astro-ph.GA
Dynamical friction of a massive black hole in a turbulent gaseous medium
通过数值模拟研究湍流气体介质中大质量黑洞的动力学摩擦，发现轨道衰减需以至少5个分辨率元素解析Bondi-Hoyle-Lyttleton半径，且摩擦效率随马赫数和涡尺度变化。
2023-09-15 astro-ph.GA
Dynamical Friction in a Gas: The Subsonic Case
本文研究了作用于一个穿过扩展等温气体的引力质点的动力学摩擦力。这种力在高超音速极限下是很好的，但在亚音速范围内仍然不太清楚。利用微扰理论，我们分析了远离质量的气体速度和密度的变化。我们分析表明，稳态摩擦力是Mdot*V，其中Mdot是质量吸积率到一个物体以速度V移动。因此，没有其他力量的物体的速度下降，其质量的平方反比。使用修改后的版本的经典Bondi-Hoyle插值公式Mdot作为V的函数，我们推导出的摩擦力的解析表达式。当质量吸积受到阻碍时，例如风，只要风云相互作用在空间上受到足够的限制，这个表达式也成立。我们的结果应该在一些天体物理学的设置中找到应用，例如星系通过星系团内气体的运动。
2011-08-24 astro-ph.GA
Dynamical Friction in Cuspy Galaxies
众所周知，很大一部分星系在其中心区域具有尖点光度轮廓，至少在观测分辨率范围内。在这种情况下，经常使用的，简化的，本地近似的动力摩擦制动经典项失败时，大质量的卫星移动通过星系的内部，虽然散射积分仍然收敛的相空间分布的奇异性，不是太尖锐。在这里，我们提出了我们的工作的初步结果，旨在找到更好的和更可靠的结果，从大质量物体（球状星团）的运动在星系中的密度发散到中心的幂律形式，指数大于-2的积分。
2011-12-28 astro-ph.GA
Oscillating dynamical friction on galactic bars by trapped dark matter
在标准的$Λ$ CDM模型中，星系棒的动力学演化主要是由通过动力学摩擦而损失给暗物质晕的角动量所决定的。传统的近似动力学摩擦制定使用线性化碰撞玻尔兹曼方程，并已被证明是有效的快速限制，即快速放缓酒吧。然而，对于典型的缓慢演化的棒，线性假设在几个动力学周期内就被打破了，这些棒在共振中捕获了大量的盘星和暗物质。最近对银河系棒的观测暗示了主棒共振处的这种缓慢状态。我们制定了依赖于时间的动力学摩擦的慢极限和探索其机制在一般慢政权的测试粒子模拟。在这里，角动量交换是由共振捕获轨道，周围的共振缓慢振动为主。在典型的平衡晕中，捕获区内的初始相空间密度在较低的角动量下较高。由于天平动频率落向分界线，这种密度对比会形成相空间螺旋，导致动力学摩擦以$\sim$ Gyr周期振荡，并在长期时间尺度上衰减。我们用长期扰动理论量化了这种扭矩的长期行为，并预测了两个可观察到的结果：i）相空间螺旋可以在恒星盘中检测到，其中绕组的数量编码了棒的年龄。ii）扭矩导致条形图案速度的微弱振荡，覆盖整体减速-虽然没有讨论，但在以前的模拟中可以看到这个特征。
2022-04-28 astro-ph.GA
The test for suppressed dynamical friction in a constant density core of dwarf galaxies
动力学摩擦问题是关于矮星系中球状星团（以下简称GCs）的一个长期难题。在矮星系中，GC受到动力学摩擦的强烈影响，并被认为会落入星系中心。但是，GC确实存在于矮星系中。提出了解决问题的方法。如果矮星系的核心有一个密度恒定的暗物质晕，那么动力学摩擦的影响将大大减弱，GCs应该能够存活到宇宙年龄之后。该解认为，在有核暗晕中，动力学摩擦的抑制是由于暗晕与GC相互作用形成的一个新的平衡态引起的，在这个平衡态中，部分暗晕随GC转动（同向转动态）.在这项研究中，我测试的解决方案是否是合理的，并重新考虑为什么一个恒定的密度，核心晕抑制动力学摩擦，通过N体模拟。因此，我的结论是，真正的机制抑制动力学摩擦是不是同向旋转状态，虽然核心晕实际上可以抑制动力学摩擦GC显着。
2009-05-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dynamical friction for accelerated motion in a gaseous medium
动力学摩擦是由扰动物和它在周围介质中激发的引力尾流的相互作用引起的。这种相互作用通常是假定扰动具有恒定速度而导出的。在实际情况下，运动被加速，例如通过动力学摩擦本身。本文研究了加速度对动态摩擦力的影响。我们的特点与不断加速的扰动与直线运动在无限均匀的气体介质中的密度增强，并表明，动力学摩擦不是一个本地的力量，其幅度可能取决于扰动的初始速度。在马赫数1和马赫数2之间，加在加速扰动器上的力最大，此时它小于相应的匀速运动摩擦力。在扰动器的尺寸远小于通过加速度使马赫数改变1所需的距离的极限情况下，亚音速扰动器只有在其过去的历史不包括超音速的情况下，才会感受到类似于匀速运动摩擦的力。一旦加速扰动达到大的超音速，加速运动摩擦比匀速运动摩擦稍强。当速度降低到音速的几倍时，作用在减速超音速扰动器上的力比匀速运动摩擦力弱。初始马赫数大于2的减速亚音速扰动器上的动摩擦比匀速运动摩擦大得多，并且与匀速运动摩擦相反，当速度为零时趋于有限值。
2009-11-25 astro-ph.EP astro-ph.GA
Mass loss and dynamical friction on the Fornax dSph galaxy in the Milky Way potential
本研究通过单粒子方法与N体模拟外推的质量损失率，发现时变质量部分补偿动力学摩擦，使Fornax矮椭球星系轨道衰减减弱，验证了无DF的N体模拟的适用性。
2025-08-05 astro-ph.GA
Studying Binary Formation under Dynamical Friction Using Hill's Problem
本研究基于带不同形式动力学摩擦的希尔问题，通过模拟揭示弱摩擦下双星形成率与摩擦系数线性相关，结果可推广至多尺度双星形成场景。
2024-04-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
The role of gas dynamical friction in the evolution of embedded stellar clusters
与疏散星团相关的两个谜题吸引了很多关注--它们的形成，密度和速度色散与银河系中的恒星形成区没有太大的不同，因为观测到的恒星形成效应（SFE）很低，并且在其中一些星团中观测到/推断出的质量分离，年龄明显小于它们的动力学弛豫时间。气体动力学摩擦以前被认为是一种机制，收缩嵌入的星团，通过耗散它们的能量。这将局部地提高SFE，然后可能允许形成结合的簇。注意到动力学摩擦本质上能够产生质量分离，因为在这里，耗散率与经历力的物体的质量成正比，我们进一步探索这种情况的一些细节和影响，与观察结果相比。通过分析近似，我们得到了一个边界值的密度的恒星形成团的给定质量，这样，星团出生在具有密度高于此的团块，可以出现绑定后气体损失，并为一个给定的质量和密度的团块，我们找到了一个临界质量，这样，subcondensations与更大的质量比这可能会遭受显着的偏析内的团块。
2013-05-28 astro-ph.GA
Orbits of globular clusters computed with dynamical friction in the Galactic anisotropic velocity dispersion field
本文初步分析了动力学摩擦对银河系部分球状星团轨道的影响。我们的研究认为，各向异性的速度色散场近似使用文献中的研究结果。一个轴对称的银河系模型的质量组成部分，包括一个磁盘，一个凸起，和一个黑暗的晕的计算。我们提供了一种方法来计算在速度空间中具有相似密度的椭球、扁球和长球速度分布函数中的动态摩擦加速度。本文用$R,z$柱坐标计算了位于银河系区域$R \lesssim$ 10 kpc，$|z| \lesssim$ 5 kpc的球状星团的轨道性质，如近银河系和远银河系距离的平均时变、能量和角动量的z分量。这些包括在轨道上逆行和逆行运动的集群。有几个星系团受到动力学摩擦的强烈影响，特别是Liller 1，Terzan 4，Terzan 5，NGC 6440和NGC 6553，它们位于银河系的内部区域。我们评论我们的研究结果对银河系球状星团的动态，如他们可能的类别之间的错误分类“晕”，“膨胀”，“厚盘”，由此产生的偏置的球状星团样本，可能不正确的关联的球状星团与它们的父矮星系吸积事件，和可能形成的“核星团”的更相关的影响。
2021-12-22 astro-ph.GA
Dynamical Friction Constraints on the Dark Matter Hypothesis Across Astronomical Scales
本文通过动力学摩擦自洽性检验，指出在超暗矮星系、星系棒、卫星星系、麦哲伦云及M81群等系统中，引入暗物质解释运动会造成轨道衰减过快，从而排除粒子型暗物质晕作为这些系统运动学的合理解释。
2025-11-05 astro-ph.GA
Resonant Dynamical Friction in Nuclear Star Clusters: Rapid Alignment of an Intermediate-mass Black Hole with a Stellar Disk
我们研究了一个中等质量黑洞（IMBH）的动力学演化在一个核星团托管一个超大质量黑洞（SMBH）和一个球形和扁平盘状分布的恒星质量的对象。我们使用直接N体（phiGPU）和轨道平均（N环）数值积分模拟恒星和IMBH的轨道演化。我们发现，如果IMBH的轨道与恒星盘的初始倾角小于90度，则它们的轨道逐渐与恒星盘对齐。如果大于90度，即反向旋转，则IMBH不对齐。最初，轨道重定向的速率随着IMBH的质量与SMBH质量的比率线性增加，并且比普通的（即rasekhar）动力学摩擦快几个数量级，特别是对于高SMBH质量。IMBH和恒星的半长轴近似守恒。这表明，这种排列主要是由恒星的轨道平均引力矩驱动的，这一过程可以称为共振动力学摩擦。恒星盘被IMBH扭曲，并最终增加其厚度。这一过程可能为IMBH候选者在银河系中心的生存能力提供了一个测试。共振动力学摩擦并不局限于IMBH;任何比盘粒子质量大得多的物体最终都可能与盘对齐。这可能对致密恒星系统中黑洞盘的形成和演化以及LIGO、VIRGO、KAGRA和LISA的引力波源种群有影响。
2021-09-02 astro-ph.GA
A semi-analytic dynamical friction model for cored galaxies
我们提出了一个动力学摩擦模型的基础上，再现快速螺旋和失速的卫星轨道星系与一个大的恒定密度的核心。我们表明，快速inspiral阶段不属于共振。相反，它归因于恒定密度核的背景速度分布函数与通常假设的麦克斯韦分布不同。使用正确的背景速度分布函数和Psalm et al.（2015）的半解析模型，我们能够正确地再现核心势和尖点势中的下落速率。然而，在大型核心的情况下，我们的模型不再能够正确地捕捉核心失速。我们表明，这种失速归因于潮汐半径的卫星接近核心的大小。当rt（r）= r（其中rt是卫星位置的潮汐半径）时，通过关闭动力学摩擦，我们得到了一个非常好地再现N体结果的模型。由于潮汐半径可以是非常大的恒定密度的背景分布，我们的模型恢复的结果，可以发生失速的Ms/Menc << 1，其中Ms和Menc是卫星的质量和封闭的星系质量，分别。最后，我们还考虑了恒星运动速度比卫星快对动力学摩擦的影响。在失速之前，这种次领先阶效应成为核心区域附近螺旋上升的主要驱动力。
2016-07-14 astro-ph.GA
Dynamical Friction in Nonlocal Gravity
我们研究了牛顿非局域引力（NLG）体系中的动力学摩擦，NLG是爱因斯坦引力理论的经典非局域推广。NLG的非定域方面模拟了暗物质。由此产生的有效暗物质的属性进行了描述和主要的物理预测的非本地重力，它具有一个特征的长度尺度为1千秒差距，银河系动力学。在NLG的框架内，我们导出了动力学摩擦力公式的类似形式。简要讨论了棒旋星系中受动力学摩擦作用的中心棒视旋转结果的天体物理意义。
2021-11-16 astro-ph.GA gr-qc
Clump Migration in Disk Galaxies: Revisiting Chandrasekhar's Dynamical Friction
Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics（大学间天文学与天体物理中心）
本研究通过盘状星系模拟检验经典钱德拉塞卡动力摩擦公式对团块迁移的有效性，发现该公式高估多数团块旋入时间，需考虑团块相互作用等额外物理过程。
2026-08-07 astro-ph.GA
Secular Dynamical Anti-Friction in Galactic Nuclei
我们确定了一个引力动力学过程中发生的星系核的近开普勒潜力时，一个中等质量黑洞（IMBH）是通过对中央超大质量黑洞（SMBH）的星团偏心轨道迁移。我们发现，除了传统的动态摩擦，IMBH经历了一个更强的系统扭矩，由于长期（即，轨道平均）与星团恒星的相互作用。反直觉地，导致这种扭矩的力与IMBH的进动方向相同，我们将其作用称为“长期动力学反摩擦”（SDAF）。我们认为，SDAF，而不是恒星的引力弹射，是负责的IMBH的偏心率增加看到在以前的N体模拟的初始阶段。数值实验表明：（1）当IMBH的进动方向被人为地反转时，力矩的符号也发生变化，从而使轨道偏心率减小;（2）偏心率增长率对IMBH的迁移率敏感，对于被人为地阻止轨道向内迁移的IMBH，系统偏心率增长率为零;（3）SDAF在中心星团快速旋转时最强。这导致了相对于IMBH的轨道运动在相反/相同方向上旋转的集群的偏心率增长/减少。
2012-07-27 astro-ph.GA
Dynamical friction in ultralight dark matter: Plummer sphere perspective
研究了Bose-Einstein condensate超轻暗物质中Plummer球状星团的动力学摩擦，给出了力分量的解析表达式，并发现大尺寸比和高Mach数下其与点探针存在显著偏差。
2025-07-15 astro-ph.GA hep-ph
Hierarchal formation and growth of galaxies through dynamical friction
研究了由于动力学摩擦引起的次晕落入母晕的问题。使用预期的质量和空间分布的subhaloes，在一致的派生的落入时间尺度，我们计算预期的合并恒星质量增长率（SMGR）的中央星系在两个不同的模型（瞬时和连续合并）。我们发现，我们的连续合并SMGR（对应于从卫星平滑吸积）同意千禧-II模拟的结果，预测低恒星质量的低增长率（$10^{8}$ M $_{\odot}-10^{10}$ M $_{\odot}$）和高质量的加速增长（$10^{10}$ M $_{\odot}-10^{12}$ M $_{\odot}$）。利用导出的公式，我们研究了在不同红移下，次要合并和主要合并对总合并SMGR的相对贡献。对于$z<4$，小合并在低质量范围内贡献$80\%-90\%$，对于$z>1$，大合并在相对高质量（$4\times 10^{10}$ M $_{\odot}$）下成为主要合并类型（80 $\%-95\%$）。这表明，大多数合并的大规模增长是由于小合并。我们推导出一个SMGR公式的非常早期的宇宙（$z>4$），并使用此来表明，层次合并的原星系可以导致现代人口的星系。我们的总体分析表明，动力学摩擦是星系合并的主要原因。
2018-11-02 astro-ph.GA
On dynamical friction in a gaseous medium with a boundary
动力学摩擦是由扰动物和它在周围介质中激发的引力尾流的相互作用引起的。本文通过解析地研究在具有反射平面边界的均匀介质中，扰动与匀速直线运动的相互作用，研究了边界的存在对动力摩擦的影响。在介质边界的尾流反射可能发生在被行星或恒星同伴扰动的截断盘的边缘，以及在无流出边界条件的行星-盘相互作用的数值模拟中。在本文中，我们表明，边界的存在下修改的动态摩擦行为显着。我们发现，扰动总是被推离边界，并达到一个终端亚音速速度附近的马赫数0.37，无论初始速度。当马赫数小于0.37时，动摩擦甚至可以反向，从而使扰动器加速而不是减速。平行于边界移动的扰动感受到与运动方向正交的额外摩擦，该摩擦比沿运动方向的标准摩擦强得多。这些结果表明，通常使用的标准Eschrasekhar公式作为一个简短的手估计的动态摩擦可能是不够的，在各种数值模拟中观察到的。
2010-09-07 astro-ph.EP astro-ph.GA
Dynamical friction and feedback on galactic bars in the general fast-slow regime
本文研究星系棒在任意自旋减慢速度下的动力学摩擦，无缝连接快慢极限，通过求解无碰撞玻尔兹曼方程推导出包含捕获与非捕获轨道的动力学反馈完整公式，发现其可占银河系棒总力矩的30%。
2023-08-02 astro-ph.GA
Dynamical friction-driven orbital circularisation in rotating discs: a semi-analytical description
我们提出并验证了一种新的半解析方法来研究动态摩擦对旋转恒星盘中大质量扰动轨道的影响。我们发现，动力学摩擦有效地circularises轨道的同向旋转的摄动，而它不断增加的偏心率的反旋转的，直到他们的角动量逆转，然后再次促进circularisation。这种“向圆共转的阻力”可以塑造盘星系中运动学解耦核心的方向分布，自然导致观察到的更大比例的共转核心。
2020-04-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
High-redshift supermassive black hole mergers in simulations with dynamical friction modelling
在不久的将来，像LISA和脉冲星定时阵列这样的项目有望探测到来自超大质量黑洞合并的引力波，现在精确地模拟潜在的合并人口是至关重要的，以最大限度地提高我们可以从这些新数据中学到的东西。在这里，我们描述了预期的高红移（z > 2）黑洞合并使用非常大的体积阿斯特丽德宇宙学模拟，它使用一系列的种子质量探测到低质量的黑洞，并直接纳入动力学摩擦，以便准确地模拟动力学过程，使黑洞的星系中心，在那里的二进制的形成和合并将发生。Astrid中的黑洞群包括低至10 $^{4.5}$ M $_\odot$的黑洞，并且在大于10 $^6$ M $_\odot$（TNG中使用的种子质量）的尺度上与TNG模拟保持广泛一致。通过解析低质量的黑洞，整体合并率比TNG高5倍。然而，将动力学摩擦延迟合并相比，一个重中心计划，减少高z合并率质量匹配合并的一个因素~ 2倍。我们还计算了预期的LISA信噪比值，并表明分布在高SNR（>100）时达到峰值，强调了实施远低于LISA峰值灵敏度（10 $^6$ M $_\odot$）的种子质量以解决大多数LISA GW检测的重要性。
2023-02-01 astro-ph.GA
Corrective effect of many-body interactions in dynamical friction
动力学摩擦是天体物理中一个基本而重要的现象。Escherasekhar公式是一个众所周知的分析估计的效果。然而，目前的天体物理学家已经意识到，在某些情况下，由于公式中的几个近似和/或真实宇宙中复杂的非线性，该公式是不正确的。例如，已经表明，尽管在恒定密度下，Mr. rasekhar公式预测了阻力，但在核心密度分布（中心区域的恒定密度）中动态摩擦不起作用。在本文的前半部分，我讨论了多体相互作用在实际的动力学摩擦中也是重要的，虽然推导的Eschrasekhar公式是基于两体相互作用的假设，通过N体模拟。在模拟中，多体相互作用是由极少数场粒子与微扰器共同旋转引起的。然而，来自多体相互作用的贡献占实际动力学摩擦的不可忽略的部分。在后半部分，我讨论了为什么核心配置文件抑制动力学摩擦。一种可能的解释是，多体相互作用的校正效应驱动了微扰器的轨道运动。即使在浅尖点密度剖面中，通过这种校正效应停止动力学摩擦也是可行的，尽管浅尖点可能演变成恒定密度。
2011-05-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dynamical friction in slab geometries and accretion disks
行星、恒星甚至星系的演化在很大程度上是由引力源的动力学摩擦驱动的。现在有一个很好的理解所产生的摩擦扩展介质，无论是无碰撞的流体。然而，吸积或原行星盘的物理学，例如，被描述为板状几何，而不是在一个空间方向紧凑。在这里，我们发现，第一次，引力尾流由于一个大规模的扰动移动通过板状介质，描述例如吸积盘急剧过渡。我们表明，在这样的环境中的动态摩擦可以大大减少相对于空间扩展的配置文件。最后，我们提供了简单而准确的表达式的引力拖曳力的扰动感到，在亚音速和超音速制度。
2019-05-15 astro-ph.GA gr-qc
Erosion of Globular Cluster Systems: The Influence of Radial Anisotropy, Central Black Holes and Dynamical Friction
我们提出了适用于研究星系中球状星团（GCs）动力学和侵蚀过程的MUESLI程序。MUESLI遵循单个星系团的轨道，并对它们应用内部和外部溶解过程。轨道积分是基于自洽场方法结合时间转换的蛙跳计划，使我们能够处理速度依赖的力量，如三轴动力摩擦。在第一个应用中，研究了椭圆星系中球状星团系统的侵蚀。观测表明，大质量椭圆星系有丰富的、径向延伸的GC，而一些致密的矮椭圆星系根本不包含GC。对于几个有代表性的例子，跨越完整的质量尺度观察到的椭圆星系，我们量化的径向各向异性，星系密度分布，SMBHs，和动力学摩擦的GC侵蚀率的影响。我们发现，GC数密度分布在不到一个哈勃时间的中心变平，自然解释观察到的核心GC分布。侵蚀速率主要取决于星系的质量、半质量半径和径向各向异性。在致密的M32类星系中，侵蚀GC的比例接近100%，而在扩展的大质量星系中侵蚀GC的比例最低。最后，我们发现存在一个激烈的潮汐破坏为主的阶段，这是重要的晕星的快速建设。
2014-03-19 astro-ph.GA
Gaseous dynamical friction under radiative feedback: do intermediate-mass black holes speed up or down?
中等质量黑洞（IMBHs）通过动力学摩擦向银河系中心迁移的结果可能有助于超大质量黑洞的形成。在这里，我们重新调查的气体动力学摩擦，这是声称是低效的辐射反馈从BH在文献中，通过执行3D辐射流体动力学模拟，解决在BH附近的流动结构。本文考虑一个以速度$V_{\rm flow}$运动的$10^4~M_\odot$ BH在金属度$Z$在$0-0.1~Z_\odot$和密度$n_{\infty}$范围内的均匀介质中的运动。我们证明，如果$n_{\infty} \lesssim 10^{6}~{\rm cm^{-3}}$和$V_{\rm flow} \lesssim 60~{\rm km~s^{-1}}$，BH是加速前进，因为从一个致密的壳层周围的电离泡前面的重力拉，无论$Z$的值。然而，如果是$n_{\infty} \gtrsim 10^{6}~{\rm cm^{-3}}$，我们的模拟显示了相反的结果。电离气泡和相关的壳层暂时出现，但立即向下游流动的显着冲压压力。它们最终汇聚成一个巨大的下游尾流，在重力作用下将BH向后拖曳。黑洞减速的时间尺度为$\sim 0.01$ ~Myr，比星系盘的动力学时间尺度短得多。我们的研究结果表明，IMBH遇到稠密的云迅速迁移到银河系中心，在那里他们可能与他人合并。
2020-02-19 astro-ph.GA
A calibrated model for N-body dynamical friction acting on supermassive black holes
针对现有宇宙模拟中低质量黑洞动力学摩擦难以准确建模的问题，提出基于KETJU未软化引力模拟校准的摩擦修正方案，补充随机加热修正，可用于下一代共追踪星系与黑洞增长的宇宙流体模拟。
2024-09-12 astro-ph.GA
Dynamical Friction Modeling of Massive Black Holes in Cosmological Simulations and Effects on Merger Rate Predictions
在这项工作中，我们建立和测试的方法来实现动态摩擦的大规模黑洞对，形成在大体积宇宙流体动力学模拟，其中包括星系的形成和黑洞的增长。我们验证我们的模型和参数都为个人的黑洞动力学和宇宙学体积的黑洞人口。使用我们的无碰撞粒子动力学摩擦（DF）模型，黑洞可以有效地下沉到星系中心附近，只要黑洞的动力学质量至少是模拟中最低质量分辨率粒子的两倍。气体阻力也在协助黑洞的轨道衰变中发挥作用，但它通常不如无碰撞粒子有效，特别是在黑洞演化的第一个十亿年之后。对于BH质量为$> 10^{7}$ M $_{\odot}$，来自气体的DF变得小于来自无碰撞粒子的DF的$1\%$。使用我们最好的DF模型，我们使用$L_{\rm box}=35$ Mpc $/h$模拟框计算合并率直至$z=1.1$。我们预测$\sim 2$合并每年$z>1.1$峰值在$z\sim 2$。这些合并率是在以前的工作中使用类似的分辨率流体动力学模拟获得的范围内。我们表明，速率提高的因素时，考虑到DF的模拟相比，无DF运行的$\sim 2$。这是由于当添加DF时，$>40\%$更多的黑洞到达其宿主晕的中心。
2021-04-02 astro-ph.GA
Dynamical friction by coupled dark energy
本文推导耦合暗能量模型的牛顿极限并用三种方法计算动力学摩擦，发现暗能量与物质的耦合可在星系尺度产生摩擦，其显著性取决于自由参数采用星系还是宇宙学约束。
2025-02-15 astro-ph.GA gr-qc
Gas Dynamical Friction on Accreting Objects
本研究通过三维嵌套网格模拟，探究气体吸积对天体所受气体动力学摩擦的影响，发现吸积导致的密度分布改变在亚声速和轻微超声速下显著影响摩擦力，并提供了拟合公式。
2024-03-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Dynamical Friction and Black Holes in Ultralight Dark Matter Solitons
本研究通过数值模拟揭示，超轻暗物质孤子中黑洞的动力学摩擦受反作用与再加热效应影响，半解析方法不适用，对最终秒差距问题有重要启示。
2024-03-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evolution of globular-cluster systems of ultra-diffuse galaxies due to dynamical friction in MOND gravity
动力学摩擦可以用来区分牛顿引力和修正的牛顿动力学（MOND），因为它在这些框架中的工作方式不同。然而，这个概念还有待于与MOND一起进行大量的探索。先前的模拟显示，MOND在主要合并过程中的动力学摩擦比牛顿引力与暗物质的动力学摩擦要弱。分析性的论点表明，小规模合并的情况正好相反。在这项工作中，我们通过高分辨率的$N$体模拟的球状星团（GC）在孤立的超扩散星系（UDG）中的运动来验证MOND的解析预测。我们测试的MOND模拟Sánchez-Salcedo提出的动力学摩擦力的Sánchez-Salcedo公式。我们还探索MOND是否允许孤立UDG的GC系统在不陷入核星团的情况下生存。使用自适应网格细化代码Phantom of Ramses运行模拟。质量分辨率为$20\,M_\odot$，空间分辨率为$50\,$ pc。GC被建模为点质量。包括单个GC的模拟表明，只要GC的远心超过约0.5有效半径，桑切斯-萨尔塞多公式就能很好地工作，有效库仑对数随着轨道圆度的增加而增加。一旦GC到达中心千秒差距，它的下沉几乎停止，可能是因为核心失速机制。在多个GC的模拟中，它们中的许多都向中心下沉，但核心失速效应似乎阻止了它们形成核星团。GC系统最终的速度色散比银河系的恒星要低。通过缩放模拟，我们将这些结果扩展到大多数UDG参数，只要这些UDG不是外场主导的。
2021-07-12 astro-ph.GA
Gaseous wakes and dynamical friction: mass-losing and mass-gaining perturbers
嵌入由气体和无碰撞粒子组成的母系统中的扩展引力物体可能会受到潮汐力的动力学摩擦（DF）和质量损失。如果物体足够紧凑，它可以通过从周围介质中吸积物质来增加质量。本文将气体介质中等质量物体DF的经典线性分析推广到质量随时间变化的情况。我们表明，尾流的结构可能显着不同的恒定质量的情况下。例如，亚音速定质量扰动的密度前后对称性被分解为变质量扰动。密度尾流保持着扰动物过去质量历史的记忆。对于溶解微扰，密度场比经典公式中使用微扰的瞬时质量所期望的密度场更稠密。因此，瞬时质量近似低估了质量损失扰动的阻力，高估了质量增加扰动的阻力。我们目前的情况下，在使用瞬时质量近似的阻力的百分比误差大于50%。
2018-10-04 astro-ph.GA
Dynamical friction for circular orbits in self-interacting ultralight dark matter and Fornax globular clusters
该研究基于Gross-Pitaevskii-Poisson方程推导强自相互作用ULDM中的圆轨道动力学摩擦，解释天炉座球状星团下落时间问题并约束粒子参数。
2025-10-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The shape-velocity alignment of satellites forged by tidal locking and dynamical friction
Tsung-Dao Lee Institute & School of Physics and Astronomy, Shanghai Jiao Tong University（上海交大李政道研究所与物理与天文学院）；Key Laboratory for Particle Astrophysics and Cosmology (MOE)/Shanghai Key Laboratory for Particle Physics and Cosmology（粒子天体物理与宇宙学重点实验室（教育部）/上海粒子物理与宇宙学重点实验室）；University of Toronto（多伦多大学）；Institute for Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学天体物理研究所）；Institute of Astronomy, University of Cambridge（剑桥大学天体物理研究所）；Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）
研究通过TNG50模拟发现，潮汐锁定和动力摩擦影响下，卫星的形态-速度对齐主要表现为径向对齐强于轨道对齐，且质量更大的晕中轨道对齐更显著，观测到的对齐效应源于投影效应。
2026-02-09 astro-ph.GA
Dynamical friction in the quasi-linear formulation of modified Newtonian dynamics (QuMOND)
该研究推导QuMOND中试探质量的动力学摩擦公式，发现其强于同等质量分布的纯重子牛顿系统，并通过数值实验验证理论预测。
2024-06-26 astro-ph.GA gr-qc
Not all cores are equal: Phase-space origins of dynamical friction, stalling and buoyancy
Yale University（耶鲁大学）；Princeton University（普林斯顿大学）；Institute for Advanced Study（高等研究院）；Perimeter Institute for Theoretical Physics（理论物理前沿研究所）；University of Massachusetts, Amherst（马萨诸塞大学阿默斯特分校）；Nanjing University（南京大学）；The Hebrew University（希伯来大学）；University of California, Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）
该研究利用高分辨率N体模拟和动力学理论解析见解，揭示了核停滞、动力学浮力的相空间起源，建立了联系星系相空间结构与嵌入大质量天体命运的统一框架，对相关天体物理过程有重要意义。
2026-09-07 astro-ph.GA
Dynamical friction and measurements of the splashback radius in galaxy clusters
本文通过理想化模型控制动力学摩擦，研究其对星系团溅回半径测量的影响，发现动力学摩擦虽能降低溅回半径，但对大质量星系团影响不显著，无法解释模拟与观测间的差异。
2025-11-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Theoretical lower limits on sizes of ultra faint dwarf galaxies from dynamical friction
矮球状星系是已知的最小的恒星系统，在牛顿解释下，需要大量的暗物质来解释观测到的运动学。事实上，从这个意义上说，它们是已知的最严重的暗物质主导的物体。再加上新发现的超暗矮星的尺寸越来越小，使这些系统处于单个恒星上的动力学摩擦开始变得相关的状态。我们计算了压力支持的各向同性球形暗物质占主导地位的恒星系统的动力学摩擦时标，产生$τ_{DF} =0.93 (r_{h}/10 pc)^{2} (σ/ kms^{-1}) Gyr$，{其中$r_{h}$是半光半径}。对于$3 km/s$的恒星速度色散值，作为典型的最小的最近检测到的超微弱矮椭球，动力摩擦时标变得小于$10 Gyr$典型的恒星年龄为这些系统，为$r_{h}<19 pc$。因此，这就成为一个理论下限，低于这个下限，以暗物质为主的恒星系统就会因动力学摩擦而变得不稳定。我们提出了一个与已知的最小的超微弱矮椭球体的结构参数的比较，表明这些已经接近的稳定性极限推导，任何未来的检测，但更小的这样的系统将是不一致的粒子暗物质假设。
2016-07-26 astro-ph.GA physics.space-ph
Observing dynamical friction in galaxy clusters
我们提出了一种新的方法来检测观测到的星系团的动力学摩擦的影响。随着星系团的吸积，大质量的卫星星系会回溅到比质量较小的卫星星系更小的半径，这种效应可以通过堆积星系团周围星系的数量密度分布来检测。我们表明，这种效果可以理解使用一个简单的玩具模型，再现模拟中观察到的晕属性的趋势。我们使用SDSS redMapPer星系团的丰度为10<lambda<20来寻找这种效应，发现在99%的置信度下，亮（M_i<-21.5）的卫星比暗（M_i>-20）的卫星具有更小的回溅半径。
2016-05-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Impact of subhalo dynamical friction heating on the formation of the first structures in the universe
University of Edinburgh（爱丁堡大学）；United Arab Emirates University（阿拉伯联合酋长国大学）
研究通过TNG50模拟数据，分析子晕动力学摩擦加热对早期结构形成的影响，发现其在低红移时对星系淬火有重要作用，并抑制了Pop III恒星形成。
2026-08-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Impact of Dynamical Friction on the Tidal Formation of NGC 1052-DF2
本文利用自洽N体模拟研究动力学摩擦对NGC 1052-DF2潮汐形成的影响，发现其加速轨道衰减与暗物质剥离，并给出可观测特征。
2024-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
