The impact of rotation on turbulent tidal friction in stellar and planetary convective regions
恒星和行星对流区的湍流摩擦是驱动恒星和行星内部潮汐流动能耗散和系统演化的关键物理机制之一。这种摩擦作用于这些层中的平衡/非波浪状潮汐和潮汐惯性波。因此，有必要获得这种摩擦的稳健处方。在目前的最先进的，它是由一个湍流涡粘性系数，混合长度理论的基础上，应用于潮汐的速度。然而，目前的处方都没有考虑到旋转的作用，可以强烈影响湍流对流。因此，我们使用的理论比例尺的对流速度和特征lengthscales在旋转的恒星和行星，最近已被证实的3-D高分辨率非线性笛卡尔数值模拟推导出一个新的处方。一个相应的本地模型的潮汐波是用来了解线性潮汐耗散的后果。最后，旋转恒星模型的新网格和行星对流Rossby数的公布值被用来讨论天体物理学的后果。旋转对对流的作用深刻地改变了作用在潮汐上的湍流摩擦。在快速旋转的制度（与对流Rossby数低于0.25），涡动粘度可能会减少了几个数量级。这可能导致平衡潮汐的粘性耗散效率的损失，并导致大部分对流区域中的潮汐惯性波的更有效的复杂和共振耗散。因此，有必要对恒星-行星系统和多恒星的潮汐/旋转演化进行完全耦合的处理，并对潮汐流的变化及其作为旋转函数的耗散进行连贯的处理。
2016-04-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Deviation of Mercury's spin axis from an exact Cassini state induced by dissipation
我们计算预测水星的自旋轴从一个确切的卡西尼状态所造成的潮汐耗散，粘性和电磁（EM）摩擦的核心-地幔边界（CMB）和内核边界（ICB）的偏差。CMB处的粘性摩擦产生相位超前，ICB处的粘性摩擦和EM摩擦产生相位滞后;偏差的大小取决于内核尺寸、运动粘度和磁场强度，但不能超过上限。对于小的内核，CMB处的粘性摩擦导致0.027弧秒的最大相位超前。对于一个大的内核（半径$>1000$ km），电磁摩擦在ICB产生最大的相位滞后，但它不超过0.1弧秒。流体和固体核的错位引起的弹性形变在由粘性和电磁耦合引起的相位超前/滞后中起一阶作用，并与潮汐变形引起的地幔热性扰动相当。潮汐耗散导致相位滞后，其幅度（单位为角秒）由经验关系式（80/Q）给出，其中Q是品质因数; Q=80导致约1角秒的相位滞后。具有大约10^{17} Pa·s或更低的低粘度的大内核可显著影响$Q$，并因此显著影响所产生的相位滞后。观测结果表明，有限的地幔相位滞后（<10弧秒）意味着整体地幔粘度的下限约为10^{17} Pa·s。
2022-04-04 astro-ph.EP physics.geo-ph
Viscoelastic relaxation within the Moon and the phase lead of its Cassini state
对月球激光测距数据的分析表明，月球的自旋对称轴比预期的卡西尼状态提前了$ϕ_p$ = 0.27角秒。这表明存在一个或多个耗散机制作用于月球自转。固体潮和粘性核幔耦合的组合已在以前的研究中提出。在这里，我们调查是否在月球中心的固体内核内的粘弹性变形也可以占所观察到的相位超前角$ϕ_p$的一部分。我们建立了一个旋转的动力学模型的卡西尼状态的月球，包括一个内核，一个流体的核心和地幔，并在固体区域被允许变形粘弹性响应所施加的压力。我们表明，内核的存在并不改变全球每月Q的月球，因此，固体潮汐的贡献$ϕ_p$是在很大程度上不受内核。然而，我们也表明，粘弹性变形内的内核，采取行动，重新调整其图轴与地幔，可以通过内核地幔重力耦合显着贡献$ϕ_p$。我们发现，当内核粘度在$10^{13}$至$10^{14}$ Pa·s的范围内时，当内核半径较大时，当自由内核章动频率接近与$2π/18.6$年$^{-1}$的进动频率共振时，对$ϕ_p$的贡献最大。
2022-01-03 astro-ph.EP physics.geo-ph
Bodily tides near spin-orbit resonances
自旋轨道耦合可以用两种方法来描述。称为“麦克唐纳转矩”的方法通常与品质因数Q与频率无关的假设相结合。这使得该方法不一致，因为麦克唐纳理论通过将Q标度作为潮汐频率的倒数来默认地固定流变学。自旋-轨道耦合也可以用一种称为“达尔文力矩”的方法来处理。虽然这一理论是一般性的，足以容纳一个任意的频率依赖性的Q，这个优点还没有被利用在文献中，其中Q被假定为常数或被设置为逆潮汐频率的比例，后者的断言，使达尔文扭矩相当于一个修正版本的麦克唐纳扭矩。然而，无论是常数还是逆频率Q都不能反映实际地幔和结壳的性质，因为实际的频率依赖性更为复杂。因此，有必要用正确的频率依赖性来丰富自旋轨道相互作用理论。我们完成了这个方案的达尔文扭矩为基础的模型附近的共振。我们从第一原理推导出潮汐力矩的频率依赖性，即，从时间域中的地幔顺应性的表达式。我们还解释了潮汐力矩不仅包括长期部分，而且还包括振荡部分。我们证明，当次级穿越lmpq共振时，潮汐扭矩的达尔文-考拉展开的lmpq项平滑地通过零（例如，当次级潮汐力矩穿过同步轨道时，主潮汐力矩平稳地通过n1）。我们还提供了一个可能的解释，意想不到的频率依赖性的潮汐耗散率在月球上，发现LLR。
2012-08-26 astro-ph.EP physics.geo-ph
Chaotic Tides in Migrating Gas Giants: Forming Hot and Transient Warm Jupiters via High-Eccentricity Migration
高偏心率运移是形成热储层的重要通道。特别是，Lidov-Kozai（LK）振荡的轨道偏心率/倾斜度引起的一个遥远的行星或恒星的同伴，结合潮汐摩擦，已被证明产生HJs的陀螺时间尺度上，提供有效的潮汐耗散在行星上运行。我们重新审视这种情况下，包括动态潮汐。当行星的轨道处于高离心率阶段时，来自恒星的潮汐力会激发行星中的振荡f模和r模。对于足够大的偏心率和小的近心点距离，模式可以在多个近心点通道上混乱地增长，并最终非线性地消散，从轨道中汲取能量并迅速收缩半长轴。我们研究这种混乱的潮汐对行星轨道演化的影响。我们发现，这条途径产生非常偏心（$e\gtrsim 0.9$）温暖的温度（WJ）在短时间尺度（几个到100万年）。这些WJ有效地循环成为HJ由于其持续小的近心点距离。混沌潮汐也可以通过截断LK偏心率振荡，使一些行星免于潮汐破坏，从而显着增加行星质量和半径范围内的HJ形成分数。利用星族综合计算，我们确定了这种情况下产生的WJ和HJ的特征，包括最终的周期分布，轨道倾角和恒星质量。混沌潮汐赋予LK迁移几个有利的功能来解释观测到的HJ。我们预计，混沌潮汐在其他高$e$迁移类型中也很重要。
2018-12-13 astro-ph.EP
Formation of Hot Jupiters through Secular Chaos and Dynamical Tides
短周期轨道上的巨行星的数量可能可以用一些高偏心率迁移的味道来解释。在本文中，我们调查这样一个机制，涉及“长期混沌”，其中至少有三个巨行星之间的长期相互作用，推动内行星的高度偏心轨道，其次是潮汐循环和轨道衰变。除了平衡潮汐摩擦，我们将耗散由于动力学潮汐内激发的巨行星。使用高斯环的方法来考虑行星-行星的相互作用，我们探讨了极端偏心率激发通过长期混沌的条件和在这个迁移通道中形成的热超导体的属性。我们的计算表明，一旦内行星达到足够大的偏心率，动力潮汐很快就会耗散轨道能量，产生一个偏心的温暖木星，然后通过平衡潮汐在半长轴上衰变，成为一个热木星。动态潮汐有助于行星避免潮汐破坏，增加形成热木星的机会，尽管不是所有行星都能在这个过程中幸存下来。我们发现，最后的轨道周期通常在2-3天的范围内，比观测到的热木星人口略短。我们耦合行星迁移到恒星的自旋演化预测最终的自旋轨道失调。我们得到的失准角的分布表明，与观测相比，缺乏逆行轨道。我们的研究结果表明，通过长期混沌的高偏心率迁移只能占所观察到的热木星人口的一小部分。
2019-01-15 astro-ph.EP
Star-planet interactions. V. Dynamical and equilibrium tides in convective zones
当行星从原行星盘形成，并且在盘消散之后，它们的轨道演化受潮汐相互作用、摩擦和引力拖曳以及恒星和行星质量变化的控制。这些相互作用可能会改变行星与其主星之间距离的初始分布，通过扩大原始轨道，通过收缩它（这可能会导致行星被恒星吞没）或摧毁行星。我们研究了行星在平衡潮汐、动力潮汐、阻力（摩擦力和引力）以及恒星质量损失的影响下绕其主星运行的轨道演化。我们使用Geneva恒星演化程序计算了初始质量为1和1.5太阳质量的恒星在太阳金属丰度下不同自转速率的演化。这颗恒星是从前主序星（PMS）演化到红巨星分支的尖端。我们使用这些模型作为输入来计算行星轨道的演变。我们探索了改变行星质量（1个地球质量到20个木星质量），行星和恒星之间的距离（0.015和3个天文单位以上），质量和恒星自旋的影响。我们目前的结果时，只有平衡潮汐占平衡和动态潮汐占。动力潮汐的表达式是潮汐激发的惯性波的频率平均耗散，从分段均匀的两层恒星模型获得。忽略了重力波阻尼。对流区的动力潮汐只有在PMS阶段和快速旋转的恒星才对行星轨道产生重大影响。它们在PMS阶段对初始慢转恒星和红巨星分支阶段没有显著影响，无论初始旋转如何（删节）。
2018-07-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Gas disk interactions, tides and relativistic effects in the rocky planet formation at the substellar mass limit
我们的主要目标是研究岩石行星的形成和它们围绕质量$0.08 M_\odot$接近亚恒星质量极限的恒星动力学演化的第一个$100~\textrm{Myr}$。我们开发了两套$N$体模拟，假设胚胎人口受潮汐和广义相对论效应的影响，包括自旋和收缩的中央恒星，并沉浸在一个气体盘在第一个10万年。每组模拟采用了不同的处方从文献中计算的气体盘和胚胎之间的相互作用：一个广泛使用的处方的基础上从流体力学模拟的结果，和最近的处方的基础上分析处理的动态摩擦。我们发现，给定一个标准的磁盘模型，动力学演化和最终的岩石行星的结构与用于处理气体和胚胎之间的相互作用的处方密切相关，对由此产生的近距离行星种群，特别是那些位于宜居带内的行星种群有很大的影响。我们发现一个很好的协议内的周期比分布的相邻确认的系外行星周围观察到的非常低质量的恒星和棕矮星和那些从我们的模拟获得只有当处方的基础上的动力学摩擦气体-胚胎相互作用。我们的研究结果还重现了位于宜居带内的近距离行星种群。这些行星中的一小部分将在演化中的宜居带内边缘长时间暴露在恒星辐射下，直到适居带到达它们。
2022-04-05 astro-ph.EP
Nutation Damping from Core-Mantle Boundary Topography
Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Earth, Atmospheric and Planetary Science, Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院地球、大气与行星科学系）；Earth and Life Institute, UCLouvain（UCLouvain地球与生活研究所）；Royal Observatory of Belgium（比利时皇家天文台）
研究地球章动阻尼，指出以往电磁耦合解释不足，发现地核潮汐流与地核-地幔边界地形相互作用产生额外耗散，用特定理论表明约5千米振幅、1500千米波长地形可完全解释观测阻尼，填补解释空白。
2026-10-06 astro-ph.EP physics.ao-ph physics.geo-ph
Mercury's gravity, tides, and spin from MESSENGER radio science data
我们分析了2011年3月至2014年4月期间信使号飞船1311次轨道运行期间获得的无线电跟踪数据。最小二乘最小化的残差之间的观测值和计算值的双向范围和多普勒允许我们解决一个模型描述水星的重力，潮汐响应，和自旋状态。我们使用的重力场的球谐函数表示的程度和顺序40和报告的误差条对应于10倍的正式不确定性的拟合。我们对水星质量和引力常量乘积的估计，$GM = (22031.87404 \pm 9 \times 10^{-4})$ km $^{3}$ s $^{-2}$，与已发表的结果非常吻合。我们的解决方案的重要性的二度系数（$\bar{C}_{2,0} = -2.25100 \times 10^{-5} \pm 1.3 \times 10^{-9}$，$\bar{C}_{2,2} = 1.24973 \times 10^{-5} \pm 1.2 \times 10^{-9}$）证实以前的估计优于0.4\%，因此，推断水星的转动惯量和内部结构。我们对潮汐勒夫数$k_2 = 0.464 \pm 0.023$的估计表明，水星的地幔可能比以前认为的更热，更弱。我们的自旋状态的解决方案表明，水星的自旋轴方向的重力为基础的估计是勉强符合以前的地壳方向的测量。
2016-08-03 astro-ph.EP physics.geo-ph
The equilibrium tide in stars and giant planets: I - the coplanar case
自1995年以来，已经发现了500多颗太阳系外行星，它们的轨道非常接近它们的母恒星，在那里它们经历了强烈的潮汐相互作用。它们的轨道演变取决于引起潮汐耗散的物理机制，而这些机制仍然没有得到很好的理解。我们完善了部分或完全对流的流体体中的平衡潮汐理论，以预测系统的动力学演化。特别是，我们检查了通过品质因数Q对潮汐耗散进行建模的有效性，正如通常所做的那样。我们在这里考虑最简单的情况，即所考虑的恒星或行星均匀旋转，所有自旋都对齐，伴星被简化为一个点质量。潮汐的第一个表现是沿着中心线扭曲恒星或行星的形状。这就产生了绝热平衡潮的无发散速度场，它与动力潮解耦。潮汐动能通过湍流摩擦耗散为热量，在此将湍流摩擦模拟为作用于绝热潮汐流的涡粘性。这种耗散引起了第二个速度场，耗散平衡潮汐，这是在正交的激励潜力，它是负责的虚部的干扰功能，这是实施的动力学演化方程，从中得出的特征演化时间。系统演化的速率取决于潮汐耗散的物理性质，特别是涡动粘度如何随潮汐频率变化以及流体平衡潮汐的对流包络的厚度。在低频率下，这种潮汐延迟一个恒定的时间延迟，而它滞后一个恒定的角度时，潮汐频率超过对流周转率。
2012-05-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Tidal Friction and Tidal Lagging. Applicability Limitations of a Popular Formula for the Tidal Torque
潮汐力矩在天体自转动力学中起着重要的作用。它们控制着这些天体的潮汐振荡，也参与了这些天体陷入自旋轨道共振的微妙过程。这使得潮汐力矩与行星及其卫星的可居住性研究直接相关。我们的工作开始于解释摩擦力和滞后力如何被纳入体潮理论。虽然这方面的许多材料可以在各种出版物中找到，但迄今为止的文献中一直缺乏关于这一主题的简短但自洽的摘要，我们正在填补这一空白。在这些准备工作之后，我们提出了一个在文献中经常使用的关于行星或恒星的潮汐力矩的简明公式，并解释了为什么Goldreich（1966; AJ 71，1 - 7）和Kaula（1968，eqn. 4.5.29）和Murray & Dermott（1999，eqn. 4.159），隐式地将时滞设置为与频率无关。因此，随后的扭矩表达式只能应用于具有非常特殊的（和非常假设的）流变性的物体，该流变性使得时滞频率独立，即对于潮汐频谱中的所有傅立叶模式都相同。这种扭矩表达式不应用于其他流变体。具体地说，该表达式不能与几何滞后（或相位滞后）为常数的额外断言相结合，因为在有限偏心率下，所述假设与恒定时间滞后条件不相容。
2013-01-19 astro-ph.EP physics.geo-ph
Onset of habitable conditions on the Hadean Earth set by feedback between tides and greenhouse forcing
Kapteyn Astronomical Institute, University of Groningen（格罗宁根大学卡普坦天文研究所）；Institute of Astronomy, University of Cambridge（剑桥大学天文学研究所）
研究探讨了潮汐加热与温室效应反馈对地球早期熔融洋阶段的影响，发现其可延长熔融洋寿命并维持全球辐射平衡。
2026-03-29 astro-ph.EP physics.ao-ph physics.geo-ph
Dynamical evolution of triple-star systems by Lidov-Kozai cycles and tidal friction
许多三星系统都有一个轨道周期只有几天的内双星。解释观测中出现的短周期堆积的一个常见机制是通过Lidov-Kozai旋回与潮汐摩擦相结合的迁移。在这里，我们重新审视这一机制，并旨在确定导致这一过程的初始轨道配置。我们表明，三星系统的相互倾斜度并不是唯一的关键参数，因为偏心率以及内轨道近心点的辐角在Lidov-Kozai迁移的建立中也发挥了重要作用。我们的框架是长期分层三体问题（八极近似）与广义相对论修正，包括潮汐，恒星扁率和磁自旋制动的影响。轨道和自旋的演变被认为是。进行了大量的数值模拟与均匀和非均匀分布的初始轨道参数，和无偏的初始条件导致Lidov-Kozai迁移被揭示。最后，我们强调了初始“Kozai常数”$h=\sqrt{(1-e^2)}\cos{i}$在三星系统的动力学演化中的重要性，通过显示在给定的$h$值下的相图揭示了不同的演化路径。
2018-07-16 astro-ph.EP
Self-limited tidal heating and prolonged magma oceans in the L 98-59 system
本文通过内部-大气耦合建模研究 L 98-59 系统中潮汐加热的自限性机制，提出“辐射-潮汐-流变反馈”，发现潮汐加热虽比以往估计低两个数量级，仍可使岩浆海持续至十亿年尺度，并据此约束行星初始条件与内部结构。
2025-07-12 astro-ph.EP
Effects of Magnetic Braking and Tidal Friction on Hot Jupiters
潮汐摩擦被认为是决定短周期太阳系外行星系长期自旋轨道演化的重要因素。利用Eggleton，Kiseleva & Hut（1998）的潮汐摩擦轨道平均效应的简单模型，我们分析了恒星磁制动对这类系统演化的影响。本文对一个简化的方程组作了相平面分析，其中只包括Verbunt和Zwaan（1981）提出的恒星潮和制动力矩模型。恒星磁制动的列入被认为是非常重要的，在确定长期的演变，这样的系统，它的忽视结果在一个非常不同的轨道历史。然后，我们展示了完整的潮汐演化方程的数值积分的结果，使用不对准的旋转和轨道的XO-3系统作为一个例子，研究潮汐演化的简单时标估计的准确性。我们发现，它是必不可少的考虑耦合演化的轨道和恒星的自旋，以准确地模拟的行为。此外，我们发现，对于典型的热彗星的恒星自旋轨道对齐时间尺度是相同的顺序作为inspiral时间，这告诉我们，如果一个行星被观察到对齐，那么它可能形成共面。这加强了罗西特-麦克劳克林效应观测在确定凌日系统自旋-轨道对准程度方面的重要性。
2009-02-26 astro-ph.EP
Thermal-orbital coupled tidal heating and habitability of Martian-sized extrasolar planets around M stars
M型恒星是寻找太阳系外可居住行星的好目标。由于它们的有效温度很低，M星的宜居带非常接近恒星本身。对于靠近恒星的行星，潮汐加热在热演化和轨道演化中起着重要的作用，特别是当行星轨道具有相对较大的偏心率时。虽然潮汐加热与行星的热状态和轨道相互作用，但对M星周围的太阳系外行星的这种耦合计算还没有进行过。我们使用简单的结构和轨道模型进行耦合计算，并分析了一个类地行星的热状态和可居住性。考虑到这颗行星是火星大小，潮汐加热并部分融化地幔，如果恒星质量小于太阳质量的0.2倍，并且轨道的初始偏心率大于0.2，则保持平衡态。由于地幔熔化而减少的热量耗散使这颗行星即使轨道距离很小，也能在宜居带停留10 Gyr以上。平衡态下的地表热通量介于火星和木卫一之间。行星的热状态主要取决于偏心率的初始值和恒星的质量。
2014-06-10 astro-ph.EP
Tidal dissipation in deep oceanic shells: from telluric planets to icy satellites
海洋潮汐是潮汐耗散的主要来源。它们是行星系轨道和旋转演变的关键因素，并有助于加热含有地下海洋的冰冷卫星。海洋潮汐具有高频共振特性，这主要是由于在薄海洋中表面重力波的传播和在更深海洋中内波的传播。在这项工作中，我们推导出自洽的从头计算表达式的海洋潮汐扭矩作为系统的关键物理参数（海洋深度，Brunt-Väisälä分层频率，旋转速率，潮汐频率，瑞利摩擦）的函数。这些解决方案包括内部和表面重力惯性波的耦合机制，这使我们能够研究行星承载深海的情况，并为冰卫星的情况下，地下海洋和冰壳之间的耦合提供有趣的前景。
2018-11-22 astro-ph.EP
Resonant lunar tides of Earth's core and basal magma ocean
University of St Andrews（圣安德鲁斯大学）；University of Oxford（牛津大学）
本文提出地核-基底岩浆洋（BMO）双层系统的月球潮汐理论，发现潮汐势作用于层间密度差而非边界变形，在无粘极限下出现平衡潮与惯性-自重力波之间的共振，有限粘度正则化共振并产生相位滞后，预测共振可增强核边界椭圆度、流速和磁雷诺数，为早期地核发电机提供新机制。
2026-10-21 astro-ph.EP physics.flu-dyn physics.geo-ph
Dynamics of exoplanetary systems, links to their habitability
基于对太阳系的研究，我们对行星轨道动力学的认识受到了系外行星系统多样性的挑战。在冷和超冷的矮星周围，潮汐对行星轨道和自旋演化的影响可以强烈地影响它们的气候和它们容纳表面液态水的能力。我们说明了潮汐和动力学的作用与极端的情况下，行星围绕褐矮星。在多行星系统中，偏心率是由行星间的相互作用引起的。因此，行星被潮汐引起的摩擦从内部加热。这个过程可以将一个宜居带行星加热到这样的程度，以至于表面液态水不能存在。我们还讨论了新发现的可能适合居住的地球大小的行星开普勒-186f。考虑到系统的年龄估计不足，行星可能仍然在朝着同步方向发展，并具有高的同步性，或者是伪同步的零同步性。这两种配置会对这个星球的气候产生不同的影响。
2014-11-30 astro-ph.EP
Nonlinear simulations of tides in the convective envelopes of low-mass stars and giant gaseous planets
在接近的二体天体物理系统中，例如双星或热木星系统，潮汐相互作用经常驱动长期时间尺度上的动力学演化。许多主星和可能的巨型气态行星都有对流包层。伴随物的潮汐势产生的潮汐流可以通过粘性摩擦消散，导致对流壳层内和与伴随物的角动量的重新分配和交换。在最紧密的系统中，非线性效应可能对潮汐耗散产生重大影响，并以纬向流的形式触发差异旋转，如先前的研究所示。在这种情况下，我们研究如何增加非线性影响潮汐流的特性，能量和角动量平衡，使用3D非线性模拟的绝热和不可压缩的对流壳。在我们的研究中，我们选择了一个身体强迫平衡潮汐（准流体静力学潮流分量）的作用，通过有效的强迫激发潮汐惯性波的球壳。在此设置中，我们展示了新的结果存储在纬向流，角动量演化的能量的振幅，其后果潮汐耗散在低质量恒星和巨型气态行星的信封。
2021-09-17 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
On WD-WD Mergers in Triple Systems: The Role of Kozai Resonance with Tidal Friction
白矮星-白矮星（WD-WD）合并可能导致Ia型超新星事件。Thompson（2011）提出，许多这样的二进制是在层次三元系统中产生的。通过Kozai-Lidov机制，第三次诱导内双星的偏心率振荡，驱动双星到高偏心率，并显着降低引力波合并时标（T_GW）在很宽的参数空间范围内。在这里，我们调查在这些系统中的潮汐力的作用。我们发现，潮汐效应是重要的制度，适度高的初始相对倾角之间的内部二进制和外部第三纪。对于85 < i_0 < 90度（逆时针）和97 < i_0 < 102度（逆时针），潮汐与GW辐射结合以显著降低T_GW。在91 ° < i_0 ° < 96 °之间的高倾角区域，内双星可能会遭受直接碰撞，就像Katz & Dong（2012）的工作一样，潮汐效应并不起重要作用。
2013-11-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Spin-orbital tidal dynamics and tidal heating in the TRAPPIST-1 multi-planet system
我们进行数值模拟的TRAPPIST-1系统的7个系外行星绕附近的M矮星，从以前建议的稳定配置。这种结构的长期稳定性得到证实，但行星的运动被发现是混沌的。偏心值被发现在有限的范围内变化。假设行星具有类似地球的流变性，估算了轨道的潮汐耗散率和潮汐演化率。我们发现，在这种假设下，行星b，d，e在初始自旋下降期间在3：2或更高的自旋轨道共振中被捕获，但进一步滑入1：1共振。根据它的流变学，最里面的行星b可能被捕获在一个稳定的伪同步旋转中。非同步旋转确保了更高水平的潮汐耗散和内部加热。粘度和耗散率之间的正反馈--以及随之而来的失控加热--被一些自我调节过程终止。当温度很高，粘度足够低时，行星会自发地离开3：2共振。进一步的加热被停止通过峰值耗散或部分熔融地幔的出现。在后固相线状态下，潮汐耗散限于传热效率所支持的水平。主恒星上的潮汐不太可能产生重大的动力学影响。同步内行星上的潮汐倾向于减少这些行星的轨道偏心率，从而可能有助于系统的稳定性。
2018-04-27 astro-ph.EP
Anelastic tidal dissipation in multi-layer planets
类地行星有粘弹性地幔，而巨行星可能有粘弹性核心。这种固体区域的潮汐耗散，在引力作用下受到伴星的扰动，在很大程度上取决于它们的流变学和潮汐频率。因此，潮汐相互作用的建模提出了一个高度的兴趣，以提供约束行星的属性，并了解他们的历史和他们的演变，在我们的太阳系或系外行星系统。我们研究的平衡潮的滞弹性部分的一个行星的流变学，考虑到存在一个恒定密度的流体信封。我们展示了如何获得不同的爱数，描述其潮汐变形。因此，我们讨论固体部分的潮汐耗散如何取决于行星的内部结构和流变学。最后，我们展示了如何实施的结果来描述行星系的动力学演化。潮汐的第一个表现是沿着中心线扭曲行星的形状。然后，物体对潮汐势的响应势定义了复洛夫数，其实部对应于纯绝热弹性形变，而虚部考虑耗散。这种耗散是负责的虚部的扰动函数，这是实现在动力学演化方程，从中我们得到的特征演化时间。系统演化的速率取决于潮汐耗散的物理性质，特别是剪切模量如何随潮汐频率变化，取决于固体核的半径以及流变性质。对巨行星固体内核中的潮汐耗散的定量研究揭示了一种可能的高耗散，这种耗散可能与流体层中的耗散相竞争。
2012-04-06 astro-ph.EP
The Last Stages of Terrestrial Planet Formation: Dynamical Friction and the Late Veneer
类地行星形成的最后阶段是大碰撞后残留的星子的清理。从动力学上讲，在巨大撞击阶段之后，需要一个残余的星子种群来阻尼类地行星的高偏心率。从地球化学的角度来看，从类地行星和月球推断出的高度亲铁元素丰度模式表明，在巨大撞击结束后，星子向类地行星输送了总共约0.01兆地球的南极物质，作为“晚期饰面”。本文结合这两条独立的证据，证明了：1）含有0.01 M_Earth的剩余微行星群能够使大碰撞后的类地行星的离心率降低到观测值。2)与此同时，这个小行星群可以解释观测到的地球、月球和火星上晚期单板的相对数量，前提是大部分晚期单板是由半径小于10米的小行星提供的。这些小的微行星的尺寸是为了确保有效的阻尼微行星的速度分散的相互碰撞，这反过来又确保了行星的吸积截面显着增强重力聚焦以上的几何值。我们发现，在类地行星和微行星之间的相对速度明显小于类地行星的逃逸速度的情况下，引力聚焦产生的吸积比地球/火星约为17，这与从HSE中推断的吸积比12-23很好地吻合。对于地月系统，我们发现吸积比约为200，这与从HSE丰度（包括月球地壳和地幔成分）得出的150-700的估计一致。（节录）
2012-04-22 astro-ph.EP
Dynamical evolution and spin-orbit resonances of potentially habitable exoplanets. The case of GJ 581d
GJ 581d是一个潜在的适合居住的超级地球，在绕着附近的M矮星运行的多系外行星系统中。我们调查这颗行星的长期动态，重点是它可能的最终旋转状态通过潮汐与主机的相互作用。用基准行星探测算法重新分析了已公布的恒星径向速度，以确认没有证据表明最近提出的另外两颗行星（f和g）。限制的范围，最初检测到的四个行星，我们评估系统的动力学稳定性，并发现有界的轨道运动的混沌。对于行星d，特征李雅普诺夫时间是38年。长期的数值积分表明，四颗行星的系统是稳定的，行星d的偏心率在0.27左右的小范围内准周期性变化，其半长轴变化很小。GJ 581d与其主星的自旋轨道相互作用主要是由主星对行星施加的潮汐所控制。我们模拟这种相互作用，假设地幔的地球组成。除了通常包括的三轴引起的扭矩和潮汐扭矩的长期部分之外，我们还包括这些扭矩的振荡分量。事实证明，取决于地幔温度，行星被困在2：1或更高的自旋轨道共振中。这颗行星不可能达到1：1的共振。这增强了地球适合持续生命生存的可能性。
2013-01-21 astro-ph.EP physics.geo-ph
Viscous dissipation in the fluid core of the Moon
月球的地幔、流体核和固体内核的自旋轴以$Ω_p=2π/18.6$ yr $^{-1}$的频率进动，尽管方向不同，导致核幔边界（CMB）和内核边界（ICB）处的粘性摩擦。在这里，我们使用一个旋转模型的月球与一系列的内核和外核半径调查粘性耗散的相对重要性在CMB和ICB，并显示这种耗散是如何连接到相位超前角（$ϕ_p$）的地幔提前卡西尼状态。我们表明，当内核半径为$>80$公里和自由内核章动频率$Ω_{ficn}$的方法$Ω_p$，粘性耗散在ICB可以媲美的CMB，并在最极端的情况下超过它多达10倍。如果是这样的话，那么月球核心中的粘性耗散在时间上的投射取决于$Ω_{ficn}$相对于$Ω_p$的演变。我们进一步表明，在月球核心的CMB和ICB半径的约束，原则上可以通过匹配观测到的相位铅的$ϕ_p=0.27$角秒，这需要一个改进的估计潮汐耗散和湍流粘性扭矩的准确模型。最后，当我们的旋转模型被约束到匹配$ϕ_p=0.27$ arcsec时，我们的结果表明，在ICB的粘性耗散可能不足以超过热驱动发电机的阈值。
2022-01-03 astro-ph.EP physics.geo-ph
On the tidal evolution of Hot Jupiters on inclined orbits
潮汐摩擦被认为是决定短周期太阳系外行星系长期自旋轨道演化的重要因素。利用潮汐摩擦的轨道平均效应的一个简单模型，我们研究了倾斜轨道上的近距离行星的演化，由于潮汐。我们分析了恒星磁制动的影响，包括制动力矩通过执行一个简化的方程组的相平面分析。磁制动的列入被认为是重要的，它的忽视可能会导致一个非常不同的系统的历史。然后，我们提出的潮汐演化方程的数值积分的结果，在那里我们发现，它是必不可少的考虑耦合演化的轨道和旋转元素，包括耗散在恒星和行星，准确地模拟的演变。我们积分的主要结果是，对于典型的热彗星，潮汐摩擦使恒星自旋与轨道在相似的时间对齐，因为它导致轨道衰减。这意味着，如果一颗行星被观测到是排成一行的，那么它可能是共面形成的。这加强了罗西特-麦克劳克林效应观测在确定凌日系统自旋-轨道对准程度方面的重要性。我们将这些结果应用到XO-3系统中，并约束了该系统中恒星和行星的潮汐品质因数Q'。使用的模型中，惯性波被激发的潮汐强迫在外部对流信封和耗散的湍流粘性，我们计算Q'的范围内的F-星模型，并发现它在这一类的恒星变化很大。这意味着假设一个单一的Q'适用于所有的恒星可能是不正确的。我们提出了一个解释的生存WASP-12 b和OGLE-TR-56 b，在弱耗散的恒星。
2009-02-26 astro-ph.EP
A pre-Caloris synchronous rotation for Mercury
水星被锁定在一个自旋轨道共振中，每绕太阳两圈，它就绕自转轴旋转三圈。目前对这种独特状态的解释假设这颗行星的初始旋转是缓慢而快速的，潮汐扭矩使行星的旋转减速到这种共振。当核幔边界摩擦占，捕获到3/2共振发生的概率为26%，但最有可能的结果是捕获到一个高阶共振。在这里，我们表明，如果水星的初始旋转是逆行，这颗行星将被捕获到同步旋转的概率为68%。撞击坑形成率的强烈空间变化在这个时候已经存在，这些都被证明是与水手10号和信使号观测到的前卡洛里撞击盆地的分布相一致的。大型成盆撞击事件所产生的动量使脱离这种高度稳定的共振成为可能，随后在有利的条件下捕获到3/2共振中。
2011-12-11 astro-ph.EP
Effect of the rotation and tidal dissipation history of stars on the evolution of close-in planets
20年来，人们发现了大量围绕各种低质量恒星（从M型到A型）运行的近距离行星。在这样的系统中，主恒星潮汐流动能的耗散可能会改变其旋转演化，并塑造周围行星系的轨道结构。在这种情况下，最近的工作表明，这种耗散的幅度可以在几个数量级上变化，作为恒星质量，年龄和旋转的函数。此外，恒星自转演化强烈影响恒星-行星系统的角动量交换。因此，现在在研究近距离行星的轨道演化时，有必要考虑恒星的结构和旋转演化。行星的存在也可能改变宿主恒星的旋转，从而改变它们的演化、磁活动和混合。在这项工作中，我们提出了第一次研究的各种质量的行星轨道低质量恒星（从$0.6$ $1.2~M_\star$），我们计算的同时演化的恒星的结构，旋转和潮汐耗散在其外部对流层。我们发现，由于恒星动力潮，即在对流区中激发的潮汐惯性波，潮汐摩擦可以比平衡潮汐大几个数量级，特别是在PMS阶段。因此，这颗行星的轨道迁移现在更加明显，更多地取决于恒星的质量，旋转和年龄。这对宜居带内的行星影响非常微弱，因为它们位于轨道距离处，恒星潮汐引起的迁移发生在非常长的时间尺度上。我们还表明，主恒星的旋转演化只有微弱的影响，除了大质量的同伴的行星的存在。
2016-03-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
A New Database of Giant Impacts over a Wide Range of Masses and with Material Strength: A First Analysis of Outcomes
该研究建立了涵盖宽质量范围、考虑摩擦强度的高分辨率巨型撞击数据库，发现小质量天体碰撞会产生特殊结构，碎片逃逸速度高于现有假设，可提升行星形成N体模拟的真实性。
2024-01-30 astro-ph.EP
Effect of the rotation, tidal dissipation history and metallicity of stars on the evolution of close-in planets
自1995年以来，在低质量恒星（M到A型恒星）周围发现了许多近距离行星。这些系统很容易潮汐演化，特别是主恒星潮汐流动能的耗散可能会改变其旋转演化，也会塑造周围行星系的轨道结构。最近的理论研究表明，恒星耗散的幅度可以随着恒星的演化而变化几个数量级，并且它还取决于恒星的质量和旋转。我们在这里提出的第一个研究的动力学接近行星轨道低质量恒星（从$0.6~M_\odot$ $1.2~M_\odot$），我们计算的同时演变的恒星的结构，旋转和潮汐耗散在其外部对流信封。我们证明了由于恒星动力潮，即在对流区激发的潮汐惯性波（其回复力是科里奥利加速度），潮汐摩擦可以比目前在天体力学中使用的平衡潮汐大几个数量级。这在主序前（PMS）阶段尤其如此，在次巨序（SG）阶段程度较轻。数值模拟表明，只有在PMS阶段发生的高耗散对近距离行星的半长轴有明显的影响。我们还研究了恒星金属丰度对行星潮汐演化的影响。我们发现，恒星的金属丰度越高，耗散越高，潮汐引起的行星迁移也越大。
2016-11-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Viscoelastic Tidal Dissipation in Giant Planets and Formation of Hot Jupiters Through High-Eccentricity Migration
我们研究了巨行星固体核中潮汐耗散的可能性及其对通过高离心率迁移形成热彗星的意义。我们提出了一个一般的框架，通过该框架可以计算任何形式的潮汐耗散的行星系的潮汐演化，其特征在于作为强迫频率$ω$的函数的复潮汐勒夫数，${\rm Im}[{\tilde k}_2(ω)]$的虚部。利用最简单的粘弹性耗散模型（麦克斯韦模型）的岩石核心，包括非耗散流体包络的影响，我们表明，与合理的堆芯（但不确定）物理参数（尺寸、粘度和剪切模量），核心的潮汐耗散可以容纳潮汐-Q约束的太阳系气体巨星，同时允许外行星热彗星形成通过潮汐环流在高e迁移的情况下。相比之下，经常使用的平衡潮汐的弱摩擦理论将导致太阳系约束和高e迁移所需的耗散量之间的差异。我们还表明，潮汐加热的岩石核心可以导致适度的半径膨胀的行星，特别是当行星在高偏心率阶段（$e\sim 0.6$）在其高e迁移。最后，作为一个有趣的副产品，我们的研究，我们注意到，对于一个通用的潮汐响应函数${\rm Im}[{\tilde k}_2(ω)]$，它是可能的，自旋平衡（零扭矩）可以实现多个自旋频率（在一个给定的$e$），和实际的伪同步自旋速率取决于系统的演化历史。
2013-12-23 astro-ph.EP
Spin-orbit evolution of Mercury revisited
虽然水星的偏心率（0.206）有利于捕获到3：2的自旋轨道共振，但问题是如何以及何时捕获发生。Makarov（2012）最近的一项工作表明，如果偏心率大于0.2，则陷入这种共振是肯定的，只要我们使用一个现实的潮汐模型，该模型基于潮汐扭矩的Darwin-Kaula展开。基于物理学的潮汐模型极大地改变了可能的最终自旋状态的统计。首先，我们发现，只有一次遇到自旋轨道3：2共振后，这种共振成为最可能的最终状态。第二，如果发生了一个捕获到这个（或任何其他）共振中，这个捕获就变成了最终的，我们的模型禁止了同一个状态的几次交叉。第三，在我们的模型中，水星被捕获的速度比以前认为的要快得多：对于大多数历史来说，1000 - 2000万年就足够了。第四，即使是固体地幔和熔融的地核之间的微弱层流摩擦，也很可能导致2：1甚至更高共振的捕获。因此，我们的论文的主要新颖之处在于，3：2的最终状态是更古老的比相同的最终状态时，采用恒定的时间滞后模型。如此迅速的捕获证明了我们将水星视为一个均匀的、未分层的天体，其液态核心在捕获时尚未形成。我们还对Wieczorek等人（2012）的假设进行了批判性分析，即早期的水星可能已经逆行，之后它同步了它的自旋，然后加速到3：2共振。精确处理现有的数据上的陨石坑不支持这一假设，而就业的一个现实的流变学无效的假设，一个中间的伪同步状态需要自旋到3：2的共振的一个关键要素。
2014-08-24 astro-ph.EP
The effects of nonlinearities on tidal flows in the convective envelopes of rotating stars and planets in exoplanetary systems
在紧密的系外行星系统中，潮汐相互作用在很长的时间尺度上驱动行星和恒星的轨道和自旋演化。在低质量恒星和巨型气态行星的对流包层中，潮汐惯性波（由科里奥利加速度恢复）在被激发和随后阻尼（例如通过粘性摩擦）时，特别是在系统生命的早期，对潮汐耗散有很大的贡献。已知这些波会受到非线性效应的影响，包括触发纬向流形式的差异旋转。在这项研究中，我们使用一个现实的潮汐体强迫激发惯性波，通过在波的动量方程中的平衡潮汐的剩余作用。通过在绝热不可压缩对流壳层中进行三维非线性流体动力学模拟，我们研究了非线性项的加入如何影响潮汐流的性质，以及能量和角动量的重新分布。特别是，我们确定并证明删除负责非物理的角动量演化在以前的数值研究中观察到的条款。在我们的新的设置，我们观察到建立强大的圆柱剪切纬向流，修改以前的线性理论预测的潮汐耗散率。我们证明，这种差异旋转波的影响整齐地解释了线性和非线性耗散率之间的差异，在我们的许多模拟。我们还强调了惯性波的共转共振和参数不稳定性的主要作用，这是观察到足够高的潮汐强迫振幅或低粘度，在影响潮流响应。
2022-07-26 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
