Tidal disruption of planetary bodies by white dwarfs I: A hybrid SPH-analytical approach
我们介绍了一种新的混合方法来执行高分辨率的潮汐中断模拟，在任意轨道。一个SPH代码是用来模拟潮汐中断仅在立即的空间域的恒星，即，在那里的潮汐力占主导地位的重力，然后在碎片化阶段，其中出现的潮汐流可能会崩溃下，其自身的重力，形成碎片。在每个流体动力学模拟之后，然后应用分析处理以在迭代过程中将每个碎片瞬间转移回潮汐球以进行随后的破坏。我们验证的混合模型进行比较，它的分析脉冲近似模型的单一潮汐中断，以及全尺寸的SPH模拟跨越整个磁盘的形成。混合模拟基本上是无法区分的全尺寸SPH模拟，而计算性能优于其同行的数量级。因此，我们的新的混合方法独特地使我们能够遵循长期的形成和连续的潮汐破坏的行星/星子碎片，没有以前的研究的分辨率和轨道配置的限制。此外，我们描述了各种未来的方向和应用，我们的混合模型，这是在原则上适用于任何恒星，而不仅仅是白矮星
2020-01-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Overcoming the structural surface effect with a realistic treatment of turbulent convection in 1D stellar models
最先进的一维（1D）恒星演化代码依赖于简化的假设，例如混合长度理论，以描述超绝热对流。因此，1D恒星结构模型不能正确地恢复太阳和其他恒星的表面层与对流信封。我们提出了一种方法，克服了这种结构上的缺陷，采用三维（3D）流体动力学模拟恒星信封：在每个时间步的演变插值3D信封附加到1D结构，并用于提供现实的边界条件恒星内部。与以前的尝试相比，我们的方法包括平均三维湍流压力。我们应用我们的方法来模拟现在的太阳。标准恒星模型的结构缺陷导致由模型推导的恒星振荡频率存在系统误差。我们表明，我们的方法完全纠正了这个错误。此外，我们表明，我们的超绝热对流的现实治疗改变了预测的太阳演化。因此，我们的研究结果具有重要意义的恒星的表征。这对邻近的领域产生了影响，例如系外行星研究和银河系考古学，精确的恒星模型在其中发挥着关键作用。
2019-07-13 astro-ph.SR
Tidal disruptions of main sequence stars -- II. Simulation methodology and stellar mass dependence of the character of full tidal disruptions
这是一系列论文中的第二篇，介绍了恒星潮汐破裂的完全广义相对论模拟结果，其中恒星的初始状态是现实的主序星模型。在第一篇论文（论文I）中，我们概述了这一计划，并讨论了我们工作的主要观测意义。在这里，我们描述了我们的计算方法，并提供详细的全面破坏的结果，专注于恒星质量依赖的质量$10^{6}\rm{M}_{\odot}$的黑洞的结果。我们考虑八个不同的恒星质量，从$0.15~{\rm M}_\odot$到$10~{\rm M}_\odot$。我们发现，相对于传统的数量级估计$r_{\rm t}$，低质量恒星的物理潮汐半径（$M_{\star} \lesssim 0.7~ {\rm M}_\odot$）大百分之几十，而对于高质量恒星（$M_{\star} \gtrsim1~ {\rm M}_\odot$），它是小的2- 2.5倍。传统的碎片能量范围估计是$\approx 1.4\times$对低质量恒星来说太大，但对高质量恒星来说是一个$\sim 2$太小的因子;此外，高质量恒星的能量分布有明显的翼。对于所有的恒星经历潮汐遭遇，我们发现，质量损失持续许多恒星振动时间，因为黑洞的潮汐引力竞争与瞬时恒星引力在恒星的表面，直到恒星已经达到了距离黑洞$\sim O(10)r_{\rm t}$。
2020-10-08 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Chemical evolution of close massive binaries -- tidally-enhanced or tidally-suppressed mixing?
University of Geneva（日内瓦大学）
研究通过分析潮汐作用与旋转混合的相互作用，发现潮汐作用对化学混合的影响取决于角动量传输假设，揭示了不同模型对周期富集趋势的敏感性。
2026-01-20 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Tidal radii of main sequence stars -- II. Simulation methodology and the character of full tidal disruptions
这是一系列论文中的第二篇，介绍了恒星潮汐破裂的完全广义相对论模拟结果，其中恒星的初始状态是现实的主序星模型。我们考虑八个不同的恒星质量，从$0.15~{\rm M}_\odot$到$10~{\rm M}_\odot$。在第一篇论文（Ryu et al. 2019 a）中，我们概述了该计划，并讨论了我们工作的主要观测意义。在这里，我们描述了我们的计算方法，并提供有关完全中断的结果的细节。我们发现，相对于传统的数量级估计$r_{\rm t}$，低质量恒星的物理潮汐半径大百分之几十，而对于高质量恒星（$M_{\star} \gtrsim1~ {\rm M}_\odot$），它是小的一个因素$2-2.5$。传统上对碎片能量范围的估计对于低质量恒星是近似准确的，但是对于高质量恒星是一个太小的因子$\sim 2$;此外，高质量恒星的能量分布有明显的翅膀。对于所有经历潮汐遭遇的恒星，我们发现质量损失会持续很长一段时间，因为${\it instantaneous}$潮汐半径，即黑洞潮汐引力与恒星表面瞬时恒星引力竞争的距离，在恒星到达$O(10)~r_{\rm t}$之前，与黑洞的距离相当。这些发现表明流行的“冻结”近似法存在重大缺陷。
2020-01-13 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Tidally driven inertial waves enhance eccentricity damping and spin evolution in planets and stars
University of Massachusetts Amherst（马萨诸塞大学阿默斯特分校）
研究显示，潮汐驱动的惯性波能显著增强行星和恒星的偏心率阻尼，有助于解释双星系统圆化问题。
2025-10-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
Nonlinear evolution of the tidal elliptical instability in gaseous planets and stars
潮汐扭曲的旋转恒星和气态行星受到众所周知的线性流体不稳定性-椭圆不稳定性的影响。有人提出，这种不稳定性可能会驱动足够的能量耗散，以解决长期存在的恒星和行星中潮汐耗散的起源问题。但是，椭圆不稳定性的非线性结果还有待于在感兴趣的参数范围内进行研究，并且由此产生的湍流能量耗散还没有被量化。我们这样做是通过执行三维流体动力学模拟的一小块潮汐变形的流体行星或恒星受到椭圆形不稳定。我们发现，当潮汐变形是弱的，非线性的不稳定性的结果导致形成的长寿的柱状涡与旋转轴对齐。这些涡旋关闭了椭圆不稳定性，最终结果是能量耗散不足以解释潮汐耗散。然而，需要进一步的工作来解释这里忽略的影响，包括磁场，湍流对流和现实的边界条件。
2013-08-31 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
Tidal effects on brown dwarfs: Application to the eclipsing binary 2MASSJ05352184-0546085 - The anomalous temperature reversal in the context of tidal heating
2 MASSJ 05352184 -0546085（2 M0535 -05）是唯一已知的食褐矮星（BD）双星，因此可能是BD形成和演化模型的重要基准。然而，对系统性质的理论预测似乎与观测不一致：i.观察到质量较大的（主要）组分比质量较小的（次要）组分温度低。二.次级比预期更亮（大约10^{24} W）。我们研究了潮汐加热的影响，这两个组件的能量收支。我们还比较了各种合理的潮汐模型，以确定一系列的预测属性。我们应用两个版本的两个不同的，众所周知的潮汐相互作用模型，分别为：（i）。“恒定相位滞后”模型和（ii.）的“恒定时间滞后”模式，并把预测的潮汐加热到BD结构的模式。我们发现，在2 M0535 -05中潮汐的热量的贡献可能只大到足以解释观测和理论之间的差异，在一个不太可能的区域的参数空间。BD的潮汐品质因数Q_{BD}必须为10^{3.5}，次级需要大于50度的自旋-轨道偏差。然而，2 M0535 -05的潮汐同步时间尺度将潮汐耗散函数Q_{BD}限制为大于10^{4.5}的值，并排除了2 M0535 -05中的强烈潮汐加热。我们提供了Q_{BD}的第一个约束。潮汐加热本身不太可能是2 M0535 -05内令人惊讶的温度逆转的原因。但是，潮汐效应的演化嵌入和与BD的结构演化的耦合处理是必要的，以证实或反驳这一结果。
2010-02-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
A new general normal mode approach to dynamic tides in rotating stars with realistic structure and its applications
我们回顾了Ivanov，Papaloizou $\&$ Ivanov（2013）和Pakov，Papaloizou $\&$ Ivanov（2013）提出的动力潮汐统一简正模方法的最新结果。我们的形式主义，可以使用的潮汐相互作用，主要是由正常模式的一颗星与可识别的规则频谱的低频模式。我们在文本中提供了对周期轨道和抛物轨道都有效的潮汐能和角动量转移的基本表达式，以及由于粘性和/或非线性效应而对正模阻尼效率的不同假设，并讨论了对联星和近轨太阳系外行星的应用。
2015-03-03 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Tidal Spin-up of Subdwarf B Stars
本研究通过计算真实sdB恒星模型中内部重力波的潮汐激发，积分sdB双星的耦合自旋-轨道演化，得到不同质量sdB双星的潮汐同步临界轨道周期，与观测结果吻合，并预测了同步sdB双星演化形成的快速自转白矮星特性。
2024-10-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Tidal deformations of neutron stars with elastic crusts
随着引力波探测器首次探测到中子星合并双星，证明考虑中子星的内部结构如何影响它们可以不对称变形的方式是及时的。这种变形可能会在引力波信号上留下可测量的印记，并且可以通过潮汐相互作用或山脉的形成来获得。我们详细的形式主义，描述完全相对论中子星模型与弹性地壳进行静态扰动。这种形式主义为研究中子星变形的各种机制提供了基础。我们提出的正压状态方程和弹性地壳，这使我们能够计算相关的量，如潮汐变形参数的现实模型的结果。我们发现，包含弹性地壳提供了一个非常小的修正潮汐变形。这些结果使我们能够证明在双星螺旋上升期间地壳何时何地开始破裂，我们发现大部分地壳将保持完整，直到合并。
2020-05-12 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Dynamical tidal Love numbers of rapidly rotating planets and stars
本文提出一种基于简正模求和的精确方法计算快速旋转行星和恒星的动态非耗散潮汐响应，发现逆行惯性模与田谐分量的强耦合及顺行模混合显著影响共振响应，且CFS机制可改变极快旋转体的潮汐行为。
2021-12-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Does magnetic field impact tidal dynamics inside the convective zone of low-mass stars along their evolution?
在低质量恒星的对流包层内，波浪状潮汐流的动能的耗散是形成短周期系外行星系统的轨道和旋转动力学的关键物理机制之一。虽然低质量恒星是磁活跃天体，但恒星的磁场如何影响大规模潮汐流以及潮汐波的激发、传播和消散的问题仍然没有解决。我们的目标是研究恒星磁性对潮汐波强迫的影响，以及它们在低质量恒星演化过程中的对流包络中的传播和耗散。我们已经估计了整个低质量恒星的结构和旋转演化（从M到F型）的潮汐引起的磁惯性波的强迫和耗散的磁贡献的幅度。为此，我们使用了用恒星演化程序STAREVOL计算的旋转恒星模型的详细网格。发电机产生的磁场的幅度估计通过物理定标律在底部和顶部的对流信封。我们发现，大规模的磁场的恒星有几乎没有影响的情况下，近圆轨道和共面热木星行星系统的潮汐波的激发，但它有一个主要的影响波消散的方式。因此，我们的研究结果表明，一个完整的磁流体动力学处理的潮汐波的传播和消散，需要正确评估的影响，恒星行星潮汐相互作用的低质量恒星托管短周期大质量行星的整个演化历史。
2019-09-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
Interplay between tidal flows and magnetic fields in nonlinear simulations of stellar and planetary convective envelopes
本文通过非线性MHD模拟研究了潮汐激发惯性波，发现磁场强度（Lehnert数）和磁普朗特数决定磁场与潮汐流是相互改变还是磁场抑制纬向流，并预测类太阳恒星中存在复杂的潮汐-磁场相互作用。
2025-07-17 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
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
Protoplanetary disc truncation mechanisms in stellar clusters: comparing external photoevaporation and tidal encounters
大多数恒星形成并在恒星密度增强的区域度过早期生命。因此，这些恒星所承载的原行星盘（PPD）的演化会受到星团其他成员的影响。在物理上，PPD可能会被截断的光蒸发由于紫外线通量从大质量的恒星，或潮汐截断由于近距离恒星相遇。在这里，我们的目标是在真实的集群环境中比较这两种效果。在这种情况下，我们首先审查的性能，以及研究星团的重点是恒星的数量密度，这在很大程度上决定了潮汐截断的程度，和远紫外线（FUV）通量，这是外部光蒸发率的指示。然后，我们回顾了理论PPD截断半径由于一个任意的遭遇，另外考虑到偏心遇到的作用，发挥作用的热集群与一维速度色散$σ_v > 2$公里/秒。然后，我们的治疗统计上应用到不同的本地环境，建立一个典型的阈值的本地恒星密度（$n_{c} > 10^4$ PC $^{-3}$），遇到可以发挥重要作用，在塑造PPD半径的分布在一个时间尺度$\sim 3$ MYR。通过结合理论的质量损失率，由于FUV通量与粘性传播的PPD，我们建立了一个类似的阈值，一个巨大的光盘被完全摧毁外部光蒸发。比较这些阈值在本地集群，我们发现，如果任何一种机制有显着的PPD人口的影响，然后光蒸发总是占主导地位的影响。
2018-04-06 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution of Planetary Orbits with Stellar Mass Loss and Tidal Dissipation
中等质量的恒星和恒星残骸通常拥有行星，这些动力系统由于质量损失和潮汐而进化。本文考虑恒星质量损失和潮汐耗散对行星轨道的联合作用，以确定行星生存所需的条件。恒星的质量损失是使用所谓的金斯模型来计算的，该模型用无量纲的质量损失率γ和指数β来描述。我们使用类似的公式来模拟潮汐效应，这里用无量纲耗散率Γ和两个指数（q，p）来描述。初始条件由角动量参数η的初始值（相当于初始偏心率）和轨道的相位θ确定。在这个模型的背景下，我们推导出一个临界耗散率Γ的解析公式，它标志着由于恒星质量损失而螺旋向外的轨道和由于潮汐耗散而螺旋向内的轨道之间的边界。这个解析结果Γ=Γ（γ，β，q，p，η，θ）对于初始圆形轨道基本上是精确的，并且在整个多维参数空间上保持在50%的精度内，其中各个参数变化几个数量级。对于经历质量损失的恒星，恒星半径通常显示准周期变化，从而产生相应的潮汐力变化;我们将计算推广到包括使用半解析处理的脉动，该处理与非脉动情况具有相同的精度。这些结果可以用于许多应用中，例如，来预测/约束围绕白矮星运行的行星系统的性质。
2013-10-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Tidal dissipation in evolving low-mass and solar-type stars with predictions for planetary orbital decay
我们研究了质量在$0.1-1.6 M_\odot$范围内的恒星在整个演化过程中的潮汐耗散，包括湍流有效粘性作用于对流区的平衡潮汐和惯性波，以及辐射区的内部重力波。我们考虑了一系列恒星演化模型，并根据最新的模拟结果，将依赖于频率的有效粘性作用于平衡潮汐。我们比较潮汐流量和耗散与传统的平衡潮汐，这是严格无效的对流区，发现后者通常过度预测的耗散的2-3倍。惯性波的耗散计算使用的频率平均的形式主义占现实的恒星结构的第一次，是占主导地位的机制，二进制循环和同步的主要序列。辐射区中重力波的耗散假定这些波是完全阻尼的（例如~波破碎），是行星轨道衰变的主要机制。我们计算的临界行星质量所需的波破碎作为恒星质量和年龄的函数，并表明，这种机制预测破坏许多热彗星，但可能不是地球质量的行星的主序星。我们应用我们的结果来计算潮汐品质因数以下恒星演化，和潮汐演化时标，为热彗星的轨道衰变，和自旋同步和双星的圆化。我们还提供了过境到达时间的变化，由于潮汐驱动的轨道衰变的热彗星，可能会发现NGTS，TESS或PLATO的预测。
2020-08-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Turbulent viscosity acting on the equilibrium tidal flow in convective stars
对流被认为是作为一种湍流粘性阻尼潮汐流和驱动自旋和轨道演化在封闭对流双星系统。与混合长度预测相比，当强迫（潮汐）频率$|ω_t|$超过占主导地位的对流涡旋的周转频率$ω_{cv}$时，湍流粘度应降低。然而，两个相互矛盾的标度律已经提出，这个问题仍然存在很大争议。为了重新审视这一争议，我们进行了第一次直接数值模拟（DNS）的对流相互作用的平衡潮汐流在一个理想化的全球模型的低质量恒星。我们提出了直接计算的湍流有效粘度，$ν_E$，作用于平衡潮流。我们出乎意料地报告共存的两个有争议的标度律，调和以前的理论（和数值）的结果。我们恢复的通用二次缩放$ν_E \propto (|ω_t|/ω_{cv})^{-2}$在高频政权$|ω_t|/ω_{cv} \gg 1$。我们的结果也支持线性缩放$ν_E \propto (|ω_t|/ω_{cv})^{-1}$在一个中间政权与$1 \leq |ω_t|/ω_{cv} = \mathcal{O}(10)$。这两个制度可能是相关的，以解释观测到的性质，密切的双星，包括自旋同步的太阳型恒星和圆化的低质量恒星。这两种潮汐耗散机制的稳健性以及它们之间的过渡，应在更现实的模型中进一步探讨。更好地理解对流和潮汐流之间的相互作用对于正确解释近距离双星和短周期行星轨道的观测确实至关重要。
2020-07-27 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
Tidal disruption events in post-starburst galaxies: the importance of a complete stellar mass function
当恒星被大质量黑洞（MBH）的强潮汐剪切破坏时，就会发生潮汐破裂事件（TDE）。过去几年TDE观测的积累表明，在TDE宿主样本中，星暴后星系的比例明显过高。在这里，我们解决后星爆的偏好，通过调查TDE率的下降，在一个牛奶路一样的核星团具有单色（1 M $\odot$）或一个完整的，进化的恒星质量函数。在前一种情况下，TDE率随时间的下降是非常温和的，通常高达10 Gyr中的几个因子。相反，如果考虑一个完整的质量函数，在第一个0.1-1 Gyr的强烈的TDE爆发之后是一个相当大的速率下降，至少超过10 Gyr一个数量级。下降开始后，质量分离的时间尺度，它是更明显的假设一个更头重脚轻的初始质量函数和/或一个最初更密集的核。因此，我们的研究结果表明，在现实的系统具有完整的恒星质量函数，即使在中等密度的星系核后，星暴的偏好可以占。总的来说，我们的研究结果支持这样的想法，即恒星爆发的星系核的特点是由一个头重脚轻的初始质量函数，我们推测，占这可以调和观测到的和理论预测的TDE率之间的差异，即使在静止的星系。
2022-02-14 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Nonlinear tides in a homogeneous rotating planet or star: global modes and elliptical instability
我们重新审视全球模式和均匀旋转椭球流体质量的不稳定性，这是最简单的全球模型的旋转和潮汐变形的气态行星或恒星。短周期行星的潮汐流可能不稳定到椭圆不稳定，椭圆不稳定是一种可以驱动潮汐演化的流体动力学不稳定。我们进行了全球（和当地WKB）的分析，研究这种不稳定性使用优雅的形式主义Lebovitz和Lifschitz。我们调查的参数空间的全球不稳定性与谐波订单$\ell\leq 5$，行星的自旋是纯粹的对齐（顺时针）或反对齐（逆行）与它们的轨道。一般来说，如果行星的自旋和轨道是反对齐的，而不是对齐的，那么不稳定性的增长率要大得多。如果潮汐振幅足够大，我们已经确定了在椭圆不稳定性的通常频率范围之外（当$\frac{n}Ω\lesssim -1$，其中$n$和$Ω$分别是轨道和自旋角频率）的反对齐自旋的剧烈不稳定性。我们还探讨了在一个刚性椭球容器，这是发现定量类似于现实的自由表面的不稳定性。最后，我们研究了旋转和潮汐形变对模态频率的影响。我们发现，较大的旋转速率和较大的潮汐变形都降低了频率的椭圆扇形表面重力模式。这增加了它们的潮汐激发的前景，潜在地增强了潮汐响应超过线性理论的预期。在配套文件中，我们使用我们的结果来解释全球模拟的椭圆不稳定性。
2016-03-22 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
How do tidal waves interact with convective vortices in rapidly-rotating planets and stars?
本研究针对快速旋转天体中潮汐惯性波与大尺度对流涡旋相互作用的建模难题，采用准地转半解析模型结合线性分析与模拟，揭示了不稳定区湍流耗散机制与稳定区动量混合、次级波发射规律，完善了潮汐演化理论。
2023-03-08 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
