Tidal disruptions of main sequence stars -- III. Stellar mass dependence of the character of partial disruptions
本文是这一系列研究的第三篇，我们继续研究非旋转$10^{6}~\rm{M}_\odot$超大质量黑洞对主序星的潮汐扰动事件。在这里，我们专注于恒星质量依赖的部分中断的结果。随着碰撞的减弱，碎片质量越来越集中在能量分布的外缘附近。结果，质量回退率可以实质上偏离$t^{-5/3}$幂律，变得更像具有尾部的单峰，如$t^{-p}$与$p\simeq2-5$。幸存的残余物在赤道方向旋转，比相同质量的主序星更热。它们的比轨道能量是碎片的$\simeq10^{-3}\times$，但相对于黑洞势，它们的比角动量接近原始恒星的比角动量。即使是强烈的碰撞，残余物的速度相对于黑洞势$\lesssim 300$ km s $^{-1}$也是无穷大的，所以它们不能走得很远进入银河系凸起。与黑洞结合最深的残余物在第一次返回近心时经历了第二次潮汐破裂事件;如果它们没有热弛豫，它们将完全破裂。
2020-09-01 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Tidal radii of main sequence stars -- III. Partial disruptions
本文是这一系列研究的第三篇，我们继续研究非旋转$10^{6}~\rm{M}_\odot$超大质量黑洞对主序星的潮汐扰动事件。在这里，我们关注的是部分中断的结果。随着碰撞的减弱，碎片质量越来越集中在能量分布的外缘附近。结果，质量回退率可以实质上偏离$t^{-5/3}$幂律，变得更像具有尾部的单峰，如$t^{-p}$与$p\simeq2-5$。幸存的残余物以反方向旋转，并且比相同质量的MS星更热。它们的比轨道能量是碎片的$\simeq10^{-3}\times$（但相对于黑洞势，它们的符号是任意的），而它们的比角动量接近原始恒星的角动量。即使是强烈的碰撞，残余物的速度相对于黑洞势$\lesssim 300$ km s $^{-1}$也是无穷大的，所以它们不能走得很远进入银河系凸起。与黑洞绑定的残留物可能会经历第二次潮汐破坏事件。
2020-01-13 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Possible Origin of the G2 Cloud from the Tidal Disruption of a Known Giant Star by Sgr A*
在围绕Sgr A* 的近径向轨道上发现的气体云G2引发了对其起源的许多猜测。在这封信中，我们提出G2是由附近一颗巨星的外壳物质被移除而产生的碎片流形成的。我们进行流体动力学模拟的返回潮汐泥石流冷却，并发现流凝结成团，定期下降到Sgr A*。我们建议，这些团块之一是所观察到的G2云，与流的其余部分可检测到在较低的Br- $γ$发射率沿轨迹，将跟踪从G2的恒星，部分中断。通过同时拟合S2、G2和$\sim$ 2,000颗候选恒星的轨道，并将每颗候选恒星的轨道平面固定在G2上（正如潮汐扰动所预期的那样），我们发现有几颗恒星的轨道与其中一颗恒星被潮汐扰动而产生G2的观点相一致。如果其中一颗恒星确实被破坏了，它最后一次遇到Sgr A* 是在几百年前，而且很可能多次遇到Sgr A*。然而，虽然这些恒星的测量位置和自行与巨破裂场景兼容，但它们的径向速度目前尚不清楚。如果其中一颗恒星的径向速度被测量为与分裂轨道相一致，这将强烈表明它的分裂产生了G2。
2014-04-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
Partial Stellar Disruption by a Supermassive Black Hole: Is the Lightcurve Really Proportional to $t^{-9/4}$?
一颗恒星被一个超大质量黑洞潮汐分裂，以及被分裂的碎片随后被那个黑洞吸积，提供了一种直接的方法来研究否则会静止的星系的内部区域。这些潮汐破坏事件（TDEs）正在以不断增加的速度被发现。我们提出了一个模型的潮汐中断碎片从部分TDE的演变，其中一个恒星的核心生存最初的潮汐相遇，并继续施加引力影响的潮汐剥离碎片的扩展流。我们使用这个模型表明，渐近回落率的材料的黑洞在部分TDE规模为$\propto t^{-2.26\pm0.01}$，是有效的独立的质量的核心，生存的遭遇，我们还估计在TDE接近这种渐近缩放的速度作为核心质量的函数。这些发现表明，如果恒星被完全破坏，从TDE到黑洞的晚期吸积速率下降为$t^{-5/3}$，或者如果留下核心，则下降为$t^{-9/4}$。我们强调，以前的调查没有恢复这一结果，由于开普勒的能量周期关系的碎片轨道，这是不再有效时，一个幸存的核心产生的时间依赖性，引力势的假设。在当前的宽场调查时代，回落率的这种二分法对TDE的特征信号具有重要影响。
2019-09-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
Partial tidal disruption events by stellar mass black holes: gravitational instability of stream and impact from remnant core
在稠密的星团中，如球状星团和疏散星团，恒星和黑洞（BH）之间的动力学相互作用可能非常频繁，导致各种天体物理瞬变。恒星和恒星质量BH的近距离相遇使得恒星有可能被BH潮汐扰动。由于BH的质量相对较低，并且对于高穿透率的情况，潮汐扰动事件（TDE）的截面较小，因此由近距离相遇引起的扰动通常是部分扰动。残余恒星核心的存在及其与恒星质量BH相比不可忽略的质量显著改变了吸积过程。我们研究了这个问题，SPH模拟使用代码{ \tt幻影}，包括辐射压力，这是很重要的小质量黑洞。此外，我们开发了一种新的，更一般的方法计算回退率，不依赖于任何近似。我们的研究表明，幂律斜率的回落率有很强的依赖于BH的质量在恒星质量BH政权。此外，在这种制度下，自重力的回落流和局部不稳定性变得更加显着，并导致破碎的材料崩溃成小块，然后返回到BH。这导致回退率的突然增加，这可能显著偏离幂律。我们的研究结果将有助于识别TDE的恒星质量BH在密集的集群。
2021-03-16 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Do Primordial Black Hole Clusters Survive the Galaxy? Collisional Disruption and Microlensing Implications
Astro Space Center of P.N. Lebedev Physical Institute（P.N.列别捷夫物理研究所天文空间中心）
研究银河系晕中原初黑洞团簇的碰撞破坏，结合多种模拟方法，得出不同质量团簇的碰撞率及幸存质量分数，发现团簇 - 团簇破坏显著，微引力透镜调查需考虑径向变化的平滑分数。
2026-07-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Wind-Reprocessed Transients from Stellar-mass Black Hole Tidal Disruption Events
本文研究恒星质量黑洞潮汐瓦解事件中超爱丁顿吸积盘及盘风的形成与演化，提出风再处理辐射机制，并结合流体动力学模拟计算光变曲线，预测全天巡天每年可探测到数千个此类紫外/蓝光暂现源。
2023-07-21 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Formation of Massive Black Holes in Galactic Nuclei: Runaway Tidal Encounters
核星团（NSC）和超大质量黑洞（SMBH）都居住在星系核中，共存于一系列的隆起质量中，但在最大或最小的星系中相互排斥。我们建议，一旦神经干细胞超过一定的临界中心密度和速度分散，通过失控的潮汐捕获发生的神经干细胞转化为SMBHs。这个过程中的瓶颈，就像所有的碰撞逃逸一样，是黑洞质量的第一个e-折叠。恒星质量的增长黑洞过去这个瓶颈发生的潮汐捕获恒星消耗在重复事件的质量转移在近心。一旦黑洞达到100-1000太阳质量，潮汐捕获可能会关闭作为生长通道，但潮汐破坏事件将继续，并出现能够生长种子SMBH到更大的尺寸。一旦种子SMBH消耗其宿主NSC的核心，失控就会减慢（变为亚指数）。虽然SMBH中的大部分宇宙质量密度最终是由非常大质量星系中的偶发气体吸积产生的（通过Soltan-Paczynski论点），但最小的SMBH可能是从与NSC恒星的强烈潮汐相遇中成长起来的。SMBH种子在一段时间内完全通过这个通道生长$t$，将遵循与宿主星系速度色散$σ$的简单幂律关系。在最简单的情况下，它是$M_\bullet \sim σ^{3/2}\sqrt{M_\star t / G} \sim 10^{6}M_\odot (σ/ 50~{\rm km~s}^{-1})^{3/2}(t/10^{10}~{\rm yr})^{1/2}$，但是指数和前因子可以根据损失锥再填充的细节而略有不同。目前的潮汐中断事件率…
2016-06-06 astro-ph.GA astro-ph.HE gr-qc
Tidal stellar disruptions by massive black hole pairs: II. Decaying binaries
潮汐恒星破裂传统上被认为是对休眠在星系核中的单个大质量黑洞（MBH）的探测。在Chen et al.（2009）中，我们使用数值散射实验表明，恒星尖点中的束缚恒星与非演化的“硬”MBH双星之间的三体相互作用也会产生潮汐破裂的爆发，这是由长期的“Kozai效应”和与次级黑洞的近距离共振相遇引起的。在这里，我们得到基本的分析缩放的恒星破裂率与系统参数，评估的相对重要性的Kozai和共振遇到机制作为时间的函数，讨论广义相对论（GR）和扩展的恒星尖点效应的影响，并开发一个混合模型，自洽地遵循收缩的MBH二进制恒星背景，包括弹弓弹射和潮汐中断。对于一个主洞质量为M_1=10^7 \msun，质量比q=M_2/M_1=1/81的基准双星，在等温尖点中，我们得到恒星破裂率为\dot{N_*} ~ 0.2/yr，持续时间为~ 3 × 10^5 yr。该速率比由两体弛豫供给的单个MBH的相应值大3个数量级，证实了我们先前的发现。对于q<<0.01，由于GR/尖点效应，Kozai/混沌效应可以被猝灭一个数量级，但即使在这种情况下，恒星破裂率仍然比单个MBH附近的标准弛豫过程大两个数量级。我们的结果表明，>~10%的潮汐破裂事件可能起源于MBH双星。
2010-12-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar binaries incident on supermassive black hole binaries: implications for double tidal disruption events, calcium-rich transients, and hypervelocity stars
通过大量的引力散射实验，分析了恒星双星与超大质量黑洞双星相互作用的结果。大多数的相遇要么导致完整的双星被抛出，要么导致双星潮汐分裂后两颗独立的恒星被抛出。然而，潮汐破坏事件（TDE）和合并只占结果的百分之几，并且是时间上不同的TDE（即，被超大质量黑洞双星的至少一个轨道分开）发生在百分比水平。我们还表明，通过与SMBHB的相互作用，喷出的双星的属性显着改变，其大的偏心率增加合并率，并可能导致远离宿主星系核的引力波inspirals。我们讨论了我们的研究结果的背景下观察到的潮汐破坏事件，超高速恒星，和远程超新星，如富钙瞬变。
2018-08-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
Compact Object Mergers and Micro-Tidal Disruption Events: A Multi-Messenger Probe of Dense Stellar Environments
Stony Brook University（石溪大学）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）
本研究通过模拟致密星团，发现微潮汐瓦解事件数量超过并合数倍，并揭示其可产生高自旋黑洞及填充低质量间隙的动力学途径。
2026-09-24 astro-ph.GA astro-ph.HE gr-qc
Does the mass distribution in discs influence encounter-induced losses in young star clusters?
年轻致密星团中原行星盘外部破坏的一个机制是另一个星团成员飞越时的潮汐破裂。在这样的遭遇中，质量损失的程度取决于盘内物质的分布以及其他参数。以前的研究表明，这是特别是在遇到截断大部分的外光盘。预期的是，在一个集群中完全破坏的光盘的数量也取决于光盘内的质量分布。在这里，我们测试这一假设，通过确定不同的质量分布在光盘上的光盘分数和平均光盘质量的集群中的各种恒星密度的影响遇到。这是通过执行Nbody6模拟各种集群环境，在那里我们跟踪遇到的动态，并确定由于这些遇到不同的磁盘质量分布的质量损失。我们发现，虽然光盘的质量分布有显着的影响，光盘损失的具体恒星光盘遇到，整体光盘频率一般保持相当不受影响。原因是，在单次相遇中，如果两颗恒星的质量相差很大，则对质量分布的依赖性最强。这样的遭遇在稀疏星团中相当罕见。在密集的星团中，这样的相遇更常见，然而，这里的圆盘频率很大程度上取决于低质量恒星之间的相遇，因此整体圆盘频率不会发生显着变化。对于潮汐破裂，盘簇的破坏与盘中物质的实际分布相当无关。所有的决定因素仍然是集群密度。
2014-03-07 astro-ph.EP astro-ph.GA
Ejection and Capture Dynamics in Restricted Three-Body Encounters
我们研究了潮汐中断的双星的大规模质点质量（例如，在银河系中心的黑洞），我们讨论了如何喷射和捕获之间的偏好不等质量的二进制成员取决于轨道，他们接近大质量的对象。我们表明，限制性三体近似提供了一个简单而清晰的动力学描述。质量为m的双星围绕质量为m的物体的轨道应该是带偏心率的近似抛物线|1-E| <（m/M）^{1/3} << 1表示一个成员被捕获，而另一个成员被弹出。事实上，抛物线轨道的成员的能量变化可以用来描述非抛物线的情况。如果一个双星的相遇速度远大于双星自转速度的（M/m）^{1/3}倍，那么它会突然被破坏，而相遇时的能量变化可以用一个简单的破坏模型来计算。我们评估的概率分布的弹射和捕获的圆形二进制成员和最终的能量。原则上，对于任何双曲（椭圆）轨道，较重的成员有更多的机会被弹出（捕获），因为它携带了更大比例的轨道能量。然而，如果轨道能量接近于零，两个成员之间的差异就变小了，实际上没有弹射和捕获偏好。当轨道能量与相遇时的典型能量变化相当时，这种偏好变得很重要。我们讨论它的影响，超高速恒星和不规则卫星周围的巨行星。
2012-01-23 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
Disruptions of stars and binary systems on chaotic orbits in an axisymmetric Milky Way center
本文利用银河系中心200 pc的观测基准模型，发现低z角动量轨道普遍混沌，并证明混沌轨道导致的无碰撞瓦解率可比二体散射碰撞率高出数量级，对超高速星和潮汐瓦解事件产生及物质抛射方向具有重要影响。
2025-07-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
Micro-Tidal Disruption Events in Young Star Clusters
Universitat de Barcelona（巴塞罗那大学）；ICREA（加泰罗尼亚高级研究院）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya（加泰罗尼亚空间研究所）；Sun Yat-sen University（中山大学）
研究通过N体模拟探讨年轻恒星团中微潮汐破坏事件的产生机制及观测潜力，发现多遇是最主要的产生通道，预计未来观测可检测到数百次事件。
2025-09-08 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Tidal disruption events from supermassive black hole binaries
研究了超大质量黑洞（SMBH）双星对恒星的潮汐扰动的扰动前引力动力学和扰动后流体动力学。我们专注于相对较低的质量原色（$10^6M_{\odot}$），中等质量比，分离与合理的长引力波inspiral时间（几十万年）。首先，我们产生一个大的合奏（1和10万之间）的限制三体积分，以量化的统计特性的潮汐中断圆形SMBH二进制初始未绑定的恒星。与单个SMBH破坏的参考情况相比，二元势在破坏点处引起恒星的比能量和角动量的显着变化。第二，我们使用牛顿数值流体力学研究的详细演变的后备碎片从120个中断随机选择的三体合奏（不包括最深的穿透遇到）。我们发现，碎片的整体形态被大大改变的存在下的第二个黑洞，吸积率的历史显示了广泛的行为，包括数量级下降和过剩的控制模拟，其中只包括一个黑洞。在某些情况下，复杂的演化持续了双星的许多轨道周期。我们在与双轨道周期相关的时间尺度上的吸积曲线中找到了功率的证据，尽管没有确切的周期性。我们讨论了我们的研究结果在未来的宽场调查的背景下，并评论的前景，确定和表征的事件发生在核与二进制SMBHs的子集。
2016-11-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
Tidal Disruption of Inclined or Eccentric Binaries by Massive Black Holes
在银河系中心的大质量黑洞（MBH）附近的双星，如Sgr A*，很容易受到潮汐破坏，并喷出一颗超高速恒星。我们研究这样的MBH和圆形双星一般的二进制方向和渗透深度（即二进制渗透到BH周围的潮汐半径）之间的相互作用。我们发现，对于非常深的穿透，所有的二进制被打乱时，二进制旋转轴大致朝向BH或它是在相反的方向。当双星自转轴与BH方向之间的夹角在π/4和3 π/4之间时，幸存的机会变得显著。当双星旋转轴垂直于BH方向时，存活机会高达$\sim$ 20 $\%$。对于非常浅的侵彻体，角度依赖性是相反的，在那里共面外侵彻体轨道具有最低的存活机会（或等效地最脆弱）。我们提供了数值拟合的破坏概率和能量增益在BH遇到作为穿透深度的函数。后者可以简单地重新换算的二进制质量，他们的初始分离和二进制BH的质量比，以评估在各种系统中的一个二进制成员的喷射速度。我们还调查了共面，偏心双星的MBH中断。结果表明，对于高偏心双星逆行轨道有一个显着增加的破坏概率和弹射速度相比，圆形双星。
2018-04-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
The dynamics of twisted disc formed after the tidal disruption of a star by a rotating black hole
我们认为错位吸积盘形成后发生的潮汐破坏事件时，恒星遇到一个超大质量旋转黑洞。我们使用的线性理论的翘曲吸积盘，以找到磁盘的形状时，流所产生的中断的恒星提供了一个来源的质量和角动量，是错位的黑洞。面密度和纵横比的演变是从一个一维垂直平均模型。我们扩展了以前的工作，假设一个准静止的光盘，允许不受限制的动态传播的光盘倾斜和扭曲通过时间相关的背景。我们考虑一个较小的值的粘度参数，$α=0.01,$发现动态变化显着。在早期的光盘倾斜被发现是几乎均匀的小半径的纵横比是大的。然而，由于力矩是由Lense-Thirring效应和气流产生的，因此存在不均匀的进动。我们提出了一个简单的模型，只需要背景表面密度和纵横比。此时，$α\sim 0.01$盘会显示一个新特性。倾斜的热的内部区域通过薄的过渡前缘连接到外部低倾斜的冷区域，该过渡前缘以超过冷区域中的弯曲波的速度向外传播。这些波在传播速度匹配的地方积累，产生分离内外盘的倾斜尖峰。在晚些时候，一系列的准静态配置近似盘的形状在小半径。我们讨论了我们的结果的观测影响。
2018-09-07 astro-ph.GA astro-ph.HE gr-qc
On the formation of a quasi-stationary twisted disc after a tidal disruption event
我们研究了恒星遇到超大质量黑洞时发生的潮汐破裂事件后形成的错位吸积盘。我们采用的线性理论的翘曲吸积盘，以找到一个磁盘的形状，所产生的流从被破坏的恒星提供了一个源的角动量，这是错位的黑洞。对于准稳定的配置，我们发现，当翘曲扩散或传播时间是大的相比，当地的质量吸积时间和/或自然光盘对准半径是小的，错位是有利的。这些结果已被验证使用SPH模拟。我们还模拟了包括气体和辐射压力的一维模型盘。由于吸积率最初超过爱丁顿极限的光盘最初是平流为主。假设盘的$α$模型，其中它可以是热不稳定的，它随后经历高和低状态之间的循环转变。在这些过渡期间，纵横比从$\sim 1$变化到$\sim 10^{-3}$，这反映在流冲击位置处的盘未对准程度的变化中。对于最大的黑洞旋转和足够大的值的粘度参数$α> \sim 0.01-0.1$的盘倾角的初始恒星轨道的比率估计为$0.1-0.2$在平流占主导地位的状态，而在低的状态下达到统一的顺序。失调随$α$的减小而减小，随黑洞转动参数的减小而增大。因此，当后者很小时，它总是很重要。
2016-08-21 astro-ph.GA astro-ph.HE gr-qc
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
Repeating nuclear transients from repeating partial tidal disruption events: reproducing ASASSN-14ko and AT2020vdq
本文通过解析估计和流体动力学模拟测试了重复部分潮汐撕裂事件（rpTDE）模型，发现高质量演化恒星能多次存活并产生均匀间隔的耀斑重现ASASSN-14ko，而低质量恒星则因后续更亮爆发符合AT2020vdq特征，揭示了光变曲线与恒星类型的紧密耦合。
2024-08-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
8 in 10 Stars in the Milky Way Bulge Experience Stellar Encounters Within 1000 AU in a Gigayear
银河系凸起是一个动荡的密集空间区域，挤满了恒星，它们之间的距离远小于太阳附近的恒星。在这种环境中，近距离恒星相遇的频率和接近程度的量化决定了物质的交换，行星轨道的破坏以及消毒能量事件的威胁。我们目前估计遇到率的恒星在银河系的隆起发现使用数值和分析方法相结合。通过对具有不同轨道能量和角动量的膨胀恒星的轨道进行积分，以找到它们随时间的位置，我们能够估计出恒星应该经历多少次近距离的恒星相遇，作为轨道形状的函数。我们确定，大约80%的膨胀恒星在1000 AU内遇到，一半的膨胀恒星将有超过35次这样的遭遇，都超过了10亿年。我们的工作对银河系凸起中行星的长期生存能力有着有趣的影响。
2020-04-30 astro-ph.GA
On the impact of relativistic gravity on the rate of tidal disruption events
超大质量黑洞（SMBHs）对恒星的潮汐破坏探索了相对论引力。在未来的十年中，观测到的潮汐破裂事件（TDEs）的数量将增长几个数量级，从而可以对SMBH和恒星种群的特性进行统计推断。在这里，我们分析的概率分布函数的pericentre距离的恒星，遇到SMBH的史瓦西几何，其中的结果是完全解析的，和克尔度量。从这个分析中，我们计算出可观测的时间延迟效应的数量，定义为那些在潮汐半径$r_{\rm t}$内但在直接捕获半径（通常大于视界半径）之外的时间延迟效应。我们发现，相对论效应的结果在一个急剧下降的恒星的数量，有近心距离$r_{\rm p} \lesssim 10\,r_{\rm g}$，其中$r_{\rm g} = GM/c^2$，并为最大自旋SMBHs的分布函数的$r_{\rm p}$在这样的距离尺度为$f_{\rm r_{\rm p}}\propto r_{\rm p}^{4/3}$，或在$β\equiv r_{\rm t}/r_{\rm p}$尺度为$f_β \propto β^{-10/3}$。我们发现，自旋对TDE分数的影响很小，直到非常高的质量端，而不是相同的零率是小的（$\lesssim 1\%$的预期率在相对论效应的情况下）。实际上与自旋无关，如果TDE的祖先反映了主要的低质量恒星群体，因此具有质量$\lesssim 1M_{\odot}$，我们预计TDE的速率在$1…
2022-07-28 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Disc formation from tidal disruption of stars on eccentric orbits by Kerr black holes using GRSPH
利用广义相对论光滑粒子流体动力学（GRSPH）方法对1颗$M_\odot$星和$10^6 M_\odot$旋转超大质量黑洞的潮汐破裂事件进行了三维模拟。我们考虑恒星的初始椭圆轨道都在，并倾向于，黑洞赤道平面。我们证实，流-流碰撞所造成的相对论性拱点进动迅速circularise到一个磁盘的破坏材料。对于倾斜的轨迹，我们发现由黑洞旋转引起的节点岁差（即兰斯-瑟林岁差）仅在第一轨道中抑制流-流碰撞，仅导致形成盘的短暂延迟，该盘倾斜于黑洞赤道面。我们还研究了辐射冷却对残留盘结构的影响。我们发现，没有冷却厚，扩展，缓慢进动环面形成，具有5 AU的径向范围（高穿透因子的轨道）。有效的辐射冷却在近心点附近产生一个狭窄、快速旋进的环。我们绘制的能量耗散率，跟踪煎饼冲击，流-流碰撞和粘度。我们将其与由于黑洞吸积而产生的有效光度进行比较。我们发现能量耗散率的$\sim10^{45}$尔格的$^{-1}$的恒星在潮汐半径中断，并高达$\sim10^{47}$尔格的$^{-1}$深遇到。
2019-10-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
Live to die another day: the rebrightening of AT2018fyk as a repeating partial tidal disruption event
与超大质量黑洞（SMBH）相互作用的恒星可以完全或部分被潮汐摧毁。在部分潮汐破裂事件（TDE）中，恒星的高密度核心保持完整，而低密度的恒星外壳被剥离，并提供明亮的吸积情节。TDE AT 2018 fyk，推断黑洞质量为$10^{7.7\pm0.4}$ M $_{\odot}$，在发现后$\sim$ 500- 600天，在X射线（因子$>$ 6000）和紫外线（因子$\sim$ 15）波长处经历了一次极端变暗事件。在这里，我们报告的重新出现，这些排放成分大约1200天后发现。我们发现，源的属性是类似于那些预调光吸积状态，这表明吸积流被再生到一个类似的状态。我们建议，一个重复的部分TDE，其中部分被破坏的恒星是在一个$\sim 1200$日轨道的SMBH和定期剥离的质量在每个近心通道，权力其独特的光变曲线。这种情况为AT 2018 fyk的整体属性提供了合理的解释，包括快速变暗事件和后期的重新变亮。我们还为未来吸积流的行为提供了可测试的预测：如果第二次遭遇也是部分破坏，那么我们预测在第1800天（2023年8月）左右会发生另一次强烈的变暗事件，随后在第2400天（2025年3月）左右会再次变亮。该来源提供了强有力的证据，证明恒星被SMBH部分破坏。
2022-11-07 astro-ph.GA astro-ph.HE
Black Hole Survival Guide: Searching for Stars in the Galactic Center That Endure Partial Tidal Disruption
本文通过FLASH与MESA耦合模拟，研究银河系中心部分潮汐瓦解事件后幸存恒星残余的长期演化特征，发现其初期光度剧增可解释部分G天体，且长期保留富金属外壳，为识别TDE幸存者提供依据。
2025-11-06 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Disruption of Dark Matter Substructure: Fact or Fiction?
准确预测暗物质（DM）亚结构的人口统计特征对于天体物理学的许多领域，包括引力透镜、星系演化、晕占据建模以及限制暗物质的性质都具有至关重要的意义。由于其强烈的非线性性质，DM子结构通常使用N体模拟建模，这表明大部分DM子晕发生完全破坏。在本文中，我们使用分析估计和理想化的数值模拟来研究这种破坏是否主要是物理的，由于潮汐加热和剥离，或数值（即，人造的）。我们表明，与天真的期望，subhaloes，经历超过subhalo的结合能，$|E_{\rm b}|$的潮汐冲击$ΔE$，不进行中断，即使当$ΔE/|E_{\rm b}|$是100大。沿着同样的路线，与文献中现有的主张相反，从DM次晕的外围瞬间剥离物质也不会导致其完全破裂，即使瞬时残留物具有正结合能。此外，我们表明，潮汐加热由于高速（脉冲）遇到其他subhaloes（“骚扰”），是可以忽略不计的潮汐效应相比，由于主机晕。因此，我们的结论是，在重子过程的情况下，CDM子结构的完整的物理破坏是非常罕见的，因此，在数值模拟中的大多数破坏必须是人为的。我们讨论了各种过程，已与数值overmerging，并得出结论，不充分的力软化是最有可能的罪魁祸首。
2017-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Steeper stellar cusps in galactic centers from binary disruption
大质量黑洞周围恒星的弛豫分布遵循尖点轮廓$ρ(r)\propto r^{-α}$，其特征斜率为$α=7/4$。这是由能量守恒和两个物体相遇时的散射率得出的。然而，我们发现，注入恒星接近的黑洞，即源项在标准的尖点图片，修改此配置文件。在稳定状态的组态中，尖点发展出一个具有典型斜率$α=9/4$的中心区域，恒星在该区域向外扩散。大质量黑洞的强烈潮汐场导致的双星分裂是发生在银河系中心的现象之一。在这种分裂中，双星中的一个成员仍然与黑洞结合，从而提供了靠近黑洞的恒星的源项。假设一个二进制分数的$0.1$和轨道圆化效率的$0.35$，我们表明，这个源是强大到足以修改尖形轮廓内$\approx 0.07$ PC在银河系中心。如果在影响半径处的双星分数是单位阶数，并且所有被捕获恒星的轨道都被有效地圆化，那么更陡的尖点几乎延伸到黑洞的影响半径。
2017-12-08 astro-ph.GA
Close encounters with the Death Star: Interactions between collapsed bodies and the Solar System
目的：我们的目标是研究快速大质量恒星残骸-黑洞（BH）或中子星（NS）-遇到行星系的后果。研究方法：我们模拟了一个密切接触之间的实际太阳系（SS）和$2\,M_\odot$ NS和$10\,M_\odot$ BH，使用少体辛积分。我们使用了一系列的碰撞参量、从当前SS轨道参数导出的模拟开始时的轨道相位、相遇速度和相对于SS平面的入射角。结果如下：我们给出了可能结果的分布，例如当SS保持束缚时，当它遭受部分或完全破坏时，以及在这种情况下，入侵者能够捕获一个或多个行星，产生围绕BH或NS的行星系。我们还展示了捕获的行星系的长期稳定性的例子。
2021-04-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Stars Crushed by Black Holes. I. On the Energy Distribution of Stellar Debris in Tidal Disruption Events
恒星与超大质量黑洞近距离相遇后，恒星碎片中轨道能量的分布是决定碎片返回黑洞速率的主要因素，因此也是决定这类事件产生的光变曲线性质的主要因素。我们提出了一系列的$β\equiv r_{\rm t}/r_{\rm p}$，其中$r_{\rm p}$是近心点距离和$r_{\rm t}$潮汐半径的潮汐中断事件的模拟。我们在不同的空间分辨率进行这些模拟，以确定我们的模型的数值收敛。我们比较模拟中，由于冲击加热包括或排除的动态。对于$β\lesssim 8$，模拟结果在足够的中到高的空间分辨率下很好地收敛，而对于$β\gtrsim 8$，能量分布的宽度可能由于空间分辨率不足而被严重夸大。我们发现，冲击加热起着不可忽视的作用，只有$β\gtrsim 4$，通常冲击加热的影响是温和的。我们表明，自重力可以修改的能量分布随着时间的推移后，碎片已经后退到大的距离为所有$β$。首先，我们的研究结果表明，在一系列的影响参数，而能量分布的形状与$β$不同，赋予大部分碎片的能量传播的宽度是密切匹配的规范传播，$ΔE = GM_\bullet R_\star/r_{\rm t}^2$，为范围内的$β$，我们已经模拟。
2021-11-24 astro-ph.GA astro-ph.HE
Enhanced tidal disruption rates from massive black hole binaries
“硬”大质量黑洞（MBH）双星嵌入在陡峭的恒星尖端可以通过三体弹弓相互作用收缩。我们表明，这一过程将不可避免地伴随着恒星潮汐破裂的爆发，其速率可以比单个MBH的适当速率大几个数量级。我们的数值散射实验表明：1）初始与主洞结合的恒星中有相当一部分由于与次洞的引力相互作用而被散射到其潮汐破裂损失锥中，这种增强效应对于非常不等质量的双星更为明显;（2）大约25%（40%）的强相互作用恒星被质量比q=1/81（q=1/243）、偏心率为0.1的MBH双星潮汐扰动;两种机制主导着潮汐破裂损失锥的加燃料，一种是Kozai非共振相互作用，它导致双星场中恒星角动量的长期演化，另一种是与次级黑洞的近距离碰撞，它以混沌的方式改变恒星轨道参数.对于一个质量为10^7太阳质量、质量比为0.01的硬MBH双星，如果它嵌入在速度色散σ *=100 km/s的等温恒星尖点中，潮汐破裂率可以高达1/yr。这是4个数量级高于估计一个单一的MBH两体弛豫美联储。当应用到一个假定的中等质量黑洞螺旋吸入到Sgr A* 的情况下，我们的研究结果预测潮汐中断率~0.05-0.1/年。
2009-04-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Exploring the origin of stars on bound and unbound orbits causing tidal disruption events
本文通过结合$N$体模拟与解析模型，研究球对称核星团中导致潮汐瓦解事件的恒星轨道参数，发现这些恒星主要来自完全损失锥区域，且其轨道仅略微偏离抛物线。
2023-12-01 astro-ph.GA astro-ph.HE
A new X-ray tidal disruption event candidate with fast variability
在恒星与超大质量黑洞的近距离相遇过程中，恒星可能会被黑洞的潮汐力破坏，导致潮汐破坏事件（TDE）。恒星的物质在黑洞上的吸积产生了不同波长范围的强辐射。在这里，我们报告的发现与ROSAT的X射线选择瞬态源的光学非活跃星系。在RA：13 h31 m57.66 s和Dec：-32 deg 3 arcmin19.7 arsec的位置，观测到X射线亮度在8天内突然升高8倍。此外，一个黑体温度kT=0.1 keV、峰值亮度至少为10^43 erg/s的非常软的X射线光谱表明了TDE的解释，并且观察到的特性与以前确定的软X射线（ROSAT）TDE非常相似。在X射线爆发六年后，在RXJ 133157.6 -324319.7位置拍摄的星系光谱没有显示任何发射线，这是一个持久的活动星系核（AGN）所预期的。根据吸收线，星系的红移被确定为0.051。因此，它可能是星系团阿贝尔3560的成员。X射线亮度的上升发生在8天内，因此对于这样的事件来说似乎是快速的。事件发生前170天和事件发生后165天都没有探测到X射线发射，尼尔·盖尔斯·斯威夫特天文台在25年后也没有探测到。X射线亮度的变化至少是40倍。
2022-02-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
Interstellar Meteors from Tidal Disruption of Rocky Planets on Eccentric Orbits Around M Dwarfs
研究M型矮星周围岩石行星因潮汐瓦解产生星际流星的机制，模拟显示瓦解抛射物可解释候选星际流星体IM1的速度和成分，并估算需瓦解约10倍地球质量岩石行星才能重现其观测率。
2024-02-17 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation and disruption of wide binaries in star clusters revealed by N-body simulations
Xi’an Jiaotong-Liverpool University（西交利物浦大学）；Heriot-Watt University Aktobe Campus（赫瑞-瓦特大学阿拉木图校区）；Energetic Cosmos Laboratory, Nazarbayev University（纳扎尔巴耶夫大学能量宇宙实验室）；Shanghai Normal University（上海师范大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Astronomisches Rechen-Institut, Zentrum für Astronomie, University of Heidelberg（海德堡大学天文学计算研究所，天文学中心）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学柯利天体物理与天文学研究所）；Department of Physics, School of Sciences and Humanities, Nazarbayev University（纳扎尔巴耶夫大学理学院物理系）
通过N体模拟研究星团中宽双星的形成与破坏过程，发现宽双星在星团早期高密度阶段主导了双星形成与破坏，提出两种半解析模型解释宽双星种群演化，揭示宽双星破坏对星团总双星分数下降的影响。
2026-04-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gravitational Encounters and the Evolution of Galactic Nuclei. II. Classical and Resonant Relaxation
对绕星系中心超大质量黑洞（SBH）运行的恒星进行了能量角动量空间中福克-普朗克方程的直接数值积分。该算法，这是在早期的论文中详细描述，包括扩散系数，描述了随机（“经典”）和相关（“共振”）遭遇的影响。稳态解类似于Bahcall-Wolf解，但由于角动量的扩散速率更高，在小半径处进行了修改，这导致了低密度的核心。核心半径是SBH影响半径的百分之几。相空间密度f（E，L）在低能量时几乎下降到零，这意味着几乎没有恒星在SBH周围的紧密束缚轨道上。稳态速率的恒星分裂，并找到一个简单的解析表达式，再现数值的喂养率具有良好的精度。还计算了破裂星的近点分布。时间依赖性的解决方案也计算，从初始条件类似的二进制SBH产生的。在这些模型中，喂食率在两个时间尺度上演化：快速演化，在此期间，大质量双星疏散的区域通过角动量扩散重新填充;和较慢的演化，因为能量扩散导致大半径处的密度分布达到Bahcall-Wolf形式。
2015-06-09 astro-ph.GA gr-qc
The Gamma-ray Afterglows of Tidal Disruption Events
一颗恒星如果太靠近超大质量黑洞（SMBH），就会受到潮汐扰动。以往对这种“潮汐破裂事件”（TDE）的研究主要集中在与系统结合的恒星碎片上，因为它们会引起发光耀斑。另一方面，有一半的恒星碎片原则上是未束缚的，可以流到很远的地方，但到目前为止还没有明确的证据表明这种“未束缚碎片流”（UDS）存在。由于SMBHs周围的环核区域通常充满了密集的分子云（MC），在这里，我们研究了UDS和MC之间碰撞产生的观测特征，这可能发生在TDE之后数百年。我们专注于$γ$射线发射（$0.1-10^5$ GeV），这来自于遇到的冲击加速宇宙射线与背景质子，更重要的是，是不会受到灭绝。我们发现，由于MC内部的高质子密度，$γ$射线的峰值亮度，约为$10^{39}~{\rm erg~s^{-1}}$，至少是没有MC的情况下的$100$倍（只有光滑的星际介质）。亮度的衰减以几十年为一个时间尺度，这取决于MC的距离，大约有十几个这样的“TDE余辉”可以在未来的切伦科夫望远镜阵列大约$16$ Mpc的距离内被探测到。如果不仔细辨别，这些来源可能会污染对星伯特星系、含有毫秒级双星或暗物质湮灭信号的星系核的搜索。
2015-12-23 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ex
Soft no more: gas shielding protects soft binaries from disruption in gas-rich environments
本文研究富气体环境中气体对双星软化的影响，发现气体相互作用可使软双星硬化，提出屏蔽半径概念和硬双星两阶段形成过程，揭示气体硬化在塑造双星群体中的关键作用。
2024-04-01 astro-ph.GA astro-ph.HE
Tidal disruption of "snow clouds" by unassociated stars
本文通过流体动力学模拟研究无关联恒星对冷分子云（雪云）的潮汐瓦解，发现碎片流形成过压且含雪球的结构，但瓦解率不足以解释观测到的散射屏数量。
2025-03-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The fate of close encounters between binary stars and binary supermassive black holes
位于银河系中心的主序星双星的演化会受到中心超大质量黑洞（SMBH）的严重影响。由于这些微扰效应，稠密环境中的恒星双星可能会通过长期和/或非长期相互作用经历合并，碰撞或喷射。与中央SMBH更直接的相互作用被认为会产生超高速恒星（HVS）和潮汐破裂事件（TDE）。在本文中，我们使用N体模拟研究恒星双星的动力学轨道中央SMBH主要与外部SMBH次要轨道这个内部的三重。研究了次级SMBH对HVS、TDE和恒星合并事件率的影响，并将其作为SMBH-SMBH双星质量比的函数。我们的数值实验表明，相对于孤立的SMBH的情况下，TDE和HVS率增强，分别为最小和最大的质量比SMBH-SMBH二进制文件。这表明观测到的TDE和HVS事件率有可能作为中央SMBH-SMBH双星质量比的诊断。次级SMBH的存在也允许超高速双星的产生。因此，对这些系统的观测可以限制银河系中心存在次级SMBH。
2017-12-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
Black hole masses of tidal disruption event host galaxies
在发生过潮汐破裂事件的星系中，中心黑洞的质量是理解其能量学和动力学的一个重要参数。我们提出了第一个均匀测量的黑洞质量的12个光学/UV选择TDE主机星系（下至$g_{host}$ $\leq$ 22 MAG和$z$ =0.37）在北天空的完整样本。质量估计是基于对后期光谱观测进行的速度色散测量。我们发现黑洞的质量范围为3 $\times$ 10 $^5$ M $_{\odot}$ $\leq$ M $_{\rm BH}$ $\leq$ 2 $\times$ 10 $^7$ M $_{\odot}$。TDE宿主星系样本主要由低质量黑洞（$\sim$ 10 $^6$ M $_{\odot}$）组成，正如理论预测所预期的那样。具有M $_{\rm BH}$ $\leq$ 10 $^{7.1}$ M $_{\odot}$的TDE的黑体峰值亮度与SMBH的爱丁顿极限一致，而具有M $_{\rm BH}$ $\geq$ 10 $^{7.1}$ M $_{\odot}$的两个TDE具有低于其SMBH爱丁顿光度的峰值光度，与理论预期一致，M $_{\rm BH}$ $\geq$ 10 $^{7.1}$ M $_{\odot}$的回退速率是次爱丁顿。此外，我们的观察表明，低质量黑洞周围的TDE演化得更快。这些发现证实了10个$^6$ M $_{\odot}$黑洞的标准TDE图像。我们的研究结果意味着…
2017-06-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
Star cluster disruption
星团通常被用作外部星系中主要恒星形成事件的示踪剂，因为它们可以比单个恒星更远的距离进行研究。理解它们的演化是至关重要的，如果它们被用来推导，例如，它们的宿主星系的恒星形成历史。更具体地说，我们想知道集群的生命周期如何取决于它们的环境和结构属性，如质量和半径。这篇综述从理论上概述了星团的早期演化以及由此产生的长期生存机会。这表明，初始密度大于10^4 Msun pc-3的团簇在气体排出或"婴儿死亡"阶段存活下来。在~1000万年前，它们是束缚的，密度为10 ^{3 +/-1} Msun pc-3。在这段时间之后，它们是稳定的，不会因恒星演化而膨胀，遇到巨大的分子云，如果它们处于中等潮汐场中，很可能会再生存一个哈勃时间。初始密度较低的星团（<100 Msun pc-3）将在几十万年内分散到磁场中。一些讨论是如何额外的星系星团的人口，特别是他们的年龄分布可以用来获得洞察力中断。
2009-09-29 astro-ph.GA 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
Hyper Velocity Stars and the Restricted Parabolic 3-body Problem
出于对可能来自银河系中心的超高速恒星的探测，我们修正了一个更大质量的质点附近的通道引起的双星分裂问题。银河系中心黑洞和双星之间的六个数量级的质量比，使我们能够制定在限制抛物三体近似的问题。在这个框架下，结果可以简单地重新标度的二元质量，其初始分离和二元黑洞质量比。因此，与完整的三体计算相比，一个优点是需要更小的模拟集来探索相关的参数空间。与以前的说法相反，我们表明，在二元分裂，较轻的恒星不保持优先绑定到黑洞。事实上，它在50%的情况下被完全弹出。尽管如此，较轻的物体具有较高的喷射速度，因为能量分布与质量无关。着重于平面的情况下，我们提供的概率分布的破坏的圆双星和喷射能量。我们表明，即使是深入到黑洞的潮汐球的双星是不是注定要中断，但在20%的情况下生存。这些深碰撞也不会产生最高的抛射能量，而是在接近潮汐半径0.1-0.5的轨道上获得的。有趣的是，这种深入的双星在穿过潮汐半径后会分开很远，但在离开黑洞的路上总是会再次接近对方。[缩短]
2009-11-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
Gravitational conundrum? Dynamical mass segregation versus disruption of binary stars in dense stellar systems
在它们形成时，动态冷却（坍缩）的星团将在短短几百万年内实现恒星质量分离，使恒星质量下降到几个太阳质量，仅仅是因为引力二体相遇。由于双星系统的平均质量比单颗恒星大，人们会期望它们也会迅速地动态质量分离。与这些预期相反，基于高分辨率哈勃太空望远镜的观测，我们表明，紧凑，1500 - 3000万年前的大麦云云星团NGC 1818在>= 2 sigma的显著性水平上表现出诱人的暗示（> 3 sigma，如果我们假设一个幂律的二次到一次质量比分布）的F星双星系统的比例增加（与1.3-1.6 Msun的组合质量）随着与星团中心的距离增加，特别是在内部10至20”（大约相当于星团的核心和半质量半径）和外部60至80”之间。如果得到证实，这将提供支持的理论预测，但到目前为止尚未观察到的动态中断过程的显着人口的“软”二元系统-与相对较低的结合能相比，其恒星成员的动能--在星团，我们有机会在这里凭借集群的独特组合的青年和高恒星密度。
2013-01-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Direct n-body simulations of tidal disruption rate evolution in unequal-mass galaxy mergers
分级星系形成模型预测了星系核中的超大质量黑洞双星。由于缺乏气体的环境和有限的观测空间分辨率，它们可能隐藏在许多星系的中心。然而，一颗恒星与其中一个超大质量黑洞（SMBH）的近距离相遇可能会使它发生潮汐破裂事件（TDE），并暂时照亮SMBH。在以前的工作中，我们研究了直接N-BODY模拟的TDE率的演变SMBHB系统在星系合并等质量。在这项工作中，我们扩展到不平等的质量合并。我们的研究结果表明，当两个SMBH彼此远离时，每个宿主星系的TDE率与孤立星系相似。随着两个星系和它们的SMBH分离的缩小，TDE速率逐渐增加，直到在两个SMBH结合后不久达到最大值。在这一阶段，平均TDE率可以提高几倍到一个数量级相对于孤立的单个星系。我们的模拟表明，TDE吸积率的依赖关系的质量比在这一阶段可以很好地拟合的幂律关系的两个SMBH。结合态SMBHB形成后，TDE速率随其进一步演化而降低。我们还发现，在次要合并TDE的次级SMBH期间和之后的绑定的二元形成主要是由来自其他星系的恒星。
2019-09-18 astro-ph.GA
Quantifying tidal stream disruption in a simulated Milky Way
潮汐流的模拟表明，近距离接触暗物质的subhalos诱导密度差距和扭曲的天空路径沿流。因此，观测到星系晕中的中断流将证实那里存在暗物质子结构的假设，而相反，观测到具有平滑变化的密度分布的准直流将对晕下的数密度和质量谱施加很大的上限。在这里，我们研究了几个措施流“中断”和他们的权力，以区分晕电位与无子结构和不同的全球形状。我们创建和发展人口的1280流在一系列的轨道上的银河系状晕，充满了全质量范围的ΛCDM subhalos的通过Lactea II模拟，并将其与两个控制流人口分别在光滑的球形和光滑的三轴电位。我们发现，在恒星流中观察到的间隙的数量是晕势的一个很差的指标，但（i）天空流的薄度，（ii）领先和落后的尾巴的对称性，以及（iii）尾巴偏离天空低阶多项式路径（“路径规则性”）更有效地区分这三种势。我们发现，球状星团流的低偏心率轨道远离银河系中心（远心半径~ 30-80千秒差距）是最强大的区分这三种潜力。如果它们存在的话，这样的流将很快被测量出来，并在不久的将来通过光度和光谱测量绘制出高维图。
2017-05-19 astro-ph.GA
Star-Black Hole Interactions in Young Star Clusters
本文通过PETAR直接N体模拟研究年轻星团中恒星-黑洞交会触发的微潮汐瓦解事件，发现其多源于少体多重交会，率约350-450 Gpc^-3 yr^-1，可被LSST及引力波信号探测。
2025-09-15 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Close Encounters of Stars with Stellar-mass Black Hole Binaries
许多天体物理环境，从星团和球状星团到活动星系核的圆盘，都以恒星和它们留下的致密物体之间的频繁相互作用为特征。在这里，使用一套$3-D$流体动力学模拟，我们探索的结果之间的密切相互作用$1M_{\odot}$恒星和二元黑洞（BBHs）在引力波制度，导致潮汐破裂事件（TDE）或纯散射，专注于吸积率，反作用的BH二元轨道参数和增加的二元BH有效自旋。我们发现，TDEs可以作出显着的影响，这往往是不同于纯散射的双星轨道。经历逆行TDE的双星倾向于加宽（硬化）达$\simeq 20\%$。最初的圆形双星通过$\lesssim 10\%$通过逆时针或逆时针TDE变得更加偏心，而最初偏心双星的偏心率通过逆时针（逆时针）TDE通过$\lesssim 5\%$增加（减小）。总的来说，单一的TDE通常可以导致引力波驱动的合并时间尺度按阶数单位的变化。这两个黑洞的吸积率都是非常高的超爱丁顿，在轨道周期的时间尺度上显示出调制（优先用于逆行TDE），这可能是BBH驱动的TDE的特征。顺向TDEs导致有效自旋参数$χ$随$\lesssim 0.02$而变化，而逆向TDEs则为$χ\gtrsim -0.005$。
2022-08-02 astro-ph.GA astro-ph.HE
Tidal Disruption Events from three-body scatterings and eccentricity pumping in the disks of Active Galactic Nuclei
本研究通过SpaceHub模拟三体相互作用，计算了活动星系核（AGN）中潮汐瓦解事件（TDEs）与μTDEs的发生率，指出前者在AGN早期更频繁、后者贯穿其生命周期，相关探测可约束AGN盘内天体族群。
2024-05-23 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Signatures of Tidal Disruption in Ultra-Faint Dwarf Galaxies: A Combined HST, Gaia, and MMT/Hectochelle Study of Leo V
超微弱的矮星系狮子座V在大半径处表现出光度超密度和运动学成员，以及试探性的运动学梯度，这表明它可能经历了与银河系的近距离相遇。我们通过i）哈勃太空望远镜（HST）获得的高精度测光，ii）MMT上的Hectochelle光谱仪获得的两个恒星光谱时代，以及iii）盖亚任务的测量来研究这些中断的迹象。使用HST的数据，我们研究了一个在大半径的流状超密度的报告，并得出结论，这不是一个真正的恒星流，而是一群前景恒星和背景星系。我们的光谱分析表明，一个已知的成员星可能是一个双星，并挑战其他三个成员的地位，包括两个遥远的候选人，以前提供了整体恒星质量损失的证据。我们还发现证据表明，建议的运动学梯度狮子座V可能是由于小的数字统计。我们更新了狮子座V的系统自行，发现$(μ_α\cosδ, μ_δ)= (0.009\pm0.560$，$-0.777\pm0.314)$ mas yr $^{-1}$，这与其报告的轨道一致，没有将狮子座V置于被银河系干扰的风险中。这些发现消除了大部分表明Leo V正在破坏的观测线索，然而，我们也发现了新的可能的成员星，其中两颗距离主体>5个半光半径。这些恒星需要进一步研究。因此，利奥五世的性质仍然是一个悬而未决的问题。
2019-07-16 astro-ph.GA physics.space-ph
The formation, evolution and disruption of star clusters with improved gravitational dynamics in simulated dwarf galaxies
本研究利用SPHGAL+KETJU代码改进引力动力学，首次实现矮星系中逐恒星星团形成模拟，揭示星团尺寸增长与瓦解过程，并证明精确处理引力遭遇对星团生命周期的重要性。
2025-03-25 astro-ph.GA
The early evolution of the star cluster mass function
最近的几项研究表明，星团初始质量函数（CIMF）可以很好地近似于幂律，在高质量时有陡峭或截断的迹象。这一贡献认为，由于集群中断这样一个质量函数的演变，重点是在第一~陀螺仪中观察到的质量函数的一部分。一个Schechter型函数用于CIMF，在低质量下具有-2的幂律指数，在M* 处具有指数截断。由于宿主星系的潮汐场和巨大的分子云的碰撞而导致的星系团分裂是质量函数的低质量端，但总有一部分“进化的谢克特函数”可以用指数为-2的幂律近似。这一结论成立的质量范围取决于年龄t，并向更高质量移动，大约为t^0.6。平均集群质量来自光度有限的样品增加与年龄非常相似，由于集群的进化衰落。因此，经验质量函数在所有年龄段都近似于指数为-2的幂律，或者稍陡一些。结果通过对相互作用星系M51的星团人口的应用来说明，这可以很好地描述为M*=（1.9+/-0.5 x10 ^5 M_sun）和一个短的（与质量相关的）破裂时间在大约一个Gyr内摧毁M* 星团的模型。
2009-01-07 astro-ph.GA
A Fully General, Non-Perturbative Treatment of Impulsive Heating
天体物理学物体之间的脉冲相遇通常用远潮近似（DTA）来处理，在远潮近似中，碰撞参量$b$假定明显大于主体$r_{\mathrm{S}}$和扰动物$r_{\mathrm{P}}$的特征半径。微扰势展开为多极级数，并在四极项处截断。当扰动者比主体更扩展时，该标准方法可以扩展到$r_{\mathrm{S}} \ll b < r_{\mathrm{P}}$。然而，对于与$r_{\mathrm{S}}$阶或更小阶的$b$的遭遇，DTA通常过度预测脉冲$Δ\mathbf{v}$，并且因此过度预测对象的内能变化$ΔE_{\mathrm{int}}$。这是不幸的，因为这些近距离接触是最有趣的，可能导致潮汐捕获，质量剥离或潮汐破坏。DTA的另一个缺点是$ΔE_{\mathrm{int}}$与转动惯量成比例，转动惯量会发散，除非受试者被截断或具有比$r^{-5}$下降更快的密度分布。为了克服这些缺点，本文提出了一个完全通用的，非微扰处理的脉冲遭遇，这是有效的任何碰撞参量，而不是由分歧问题的阻碍，从而否定了必要性截断的主题。我们提出的解析表达式为$Δ\mathbf{v}$的各种扰动配置文件，适用于我们的形式主义的直线路径遇到和偏心轨道，并讨论了质量损失，由于潮汐冲击的引力相遇质量相等的星系之间。
2021-01-18 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.class-ph
