Constraining the High-Density Behavior of Nuclear Symmetry Energy with the Tidal Polarizability of Neutron Stars
利用一套满足地球核实验和天体物理观测的最新约束条件的模型状态方程，以及纯中子物质状态方程的最新核多体计算，在聚结双星中正则中子星的潮汐极化率被发现是一个非常敏感的高-核对称能的密度行为是致密丰中子核子物质最不确定的性质之一。此外，它的变化小于$\pm 10%$通过改变对称的核物质和对称能量的各种性质周围的饱和密度在其各自的范围内的剩余的不确定性。
2012-10-12 astro-ph.SR gr-qc nucl-ex
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
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
Tidal instability in systems' evolution
提出了一个在太阳系外行星系统演化中起作用的新元素：潮汐（或椭圆）不稳定性。它来自于参数共振，发生在任何流线（即使是轻微的）椭圆变形的旋转流体中。在理论、实验和数值计算的基础上，我们在已知恒星自转周期的情况下，估计了热木星系统不稳定性的增长率。我们提出的物理过程，其应用于恒星，并在几十个系统，总结的形式稳定性图获得的初步结果。大多数系统都被困在所谓的“禁区”中，在那里不稳定性不会增长。在某些系统中，潮汐不稳定性能够增长，在短时间尺度相比，系统的演变。的影响进行了讨论的框架内未对齐的过境系统，作为旋转轴的恒星将是不稳定的系统中，这种椭圆形的不稳定增长。
2011-01-24 astro-ph.SR
Nonlinear tidal flows in short-period planets
我讨论了两个相关的非线性机制的潮汐耗散，需要有限的潮汐变形为他们的操作：椭圆形不稳定和岁差不稳定。两者都可能对短周期太阳系外行星的潮汐演化很重要。椭圆不稳定性是椭圆流线的流体不稳定性，例如在潮汐变形的非同步旋转或非圆形轨道行星中。我总结了本地和全球的模拟结果表明，这种机制是重要的潮汐自旋同步，行星自旋轨道对齐和轨道圆化的最短周期热彗星。岁差不稳定性是一种流体不稳定性，发生在轴向岁差的行星中，例如那些自旋轨道不对准（非零轨道）的行星。我总结了本地MHD模拟的结果，旨在研究湍流阻尼的轴向进动，这表明这种机制是重要的驱动潮汐演变的自旋轨道角热的湍流。还讨论了今后工作的途径。
2017-03-23 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
Coincidence searches of gravitational waves and short gamma-ray bursts
黑洞中子星合并双星被认为是解释短伽马射线暴的最佳方案之一。事实上，如果合并后形成的黑洞被一个大质量的圆盘所包围，中微子湮灭过程可能会产生高能量和准直的电磁辐射。在本文中，我们设计了一个新的程序，用于从黑洞中子星双星的引力波的搜索，分配的概率，检测到的引力信号与吸积盘的形成，质量足以功率伽马射线暴。这种方法是基于最近提出的两个半解析拟合，一个再现周围的黑洞作为一些二元参数的函数，第二个有关的中子星的紧凑性，其潮汐变形的残余磁盘的质量。我们的方法可用于低延迟数据分析，以限制与短伽马射线暴相关的引力信号的参数空间搜索，并获得关于聚结系统的动力学和中子星状态方程的信息。
2014-05-28 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Tidal dissipation due to the elliptical instability and turbulent viscosity in convection zones in rotating giant planets and stars
本文通过旋转瑞利-贝纳德对流模拟研究巨行星和恒星中椭圆不稳定性与湍流对流对潮汐耗散的贡献，推导并验证了有效黏性标度律，发现椭圆不稳定性对短周期热木星有效，而湍流对流黏性相对惯性波可忽略。
2023-06-30 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
Tidal dissipation and spin-orbit alignment due to the precessional instability in convection zones in rotating giant planets and stars
本研究通过笛卡尔流体模拟探究旋转巨行星与恒星对流区的进动不稳定性潮汐耗散机制，分析其与湍流对流的相互作用及标度律，结合热木星内部模型发现该机制可高效驱动短周期行星的自旋-轨道对齐。
2025-10-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
Magnetic fields driven by tidal mixing in radiative stars
恒星磁性在恒星演化理论中占有重要地位。大约有10%的观测到的主序星（MS）和前主序星（PMS）辐射星的表面磁场高于检测极限，这就提出了它们的起源问题。这些恒星拥有稳定分层的外部辐射包层。因此，在恒星结构和演化的标准模型中，它们被假定为静止的。我们专注于快速旋转，辐射星，可能容易潮汐不稳定性，由于轨道伴侣。利用直接数值模拟的方法，研究了稳定层结和潮汐不稳定性之间的相互作用，并评估了其发电能力。我们发现，无论分层的强度如何，都会触发潮汐不稳定性（Brunt-V{<$}是{<$}l{<$}频率）。此外，潮汐不稳定性可以导致稳定分层层中的混合和自感磁场（前提是Brunt-V{<$}is{<$}l{<$}频率不超过模拟中的恒星自旋速率太多）。对恒星的应用表明，由此产生的磁场可以在恒星表面观察到。事实上，我们预计磁场强度高达几个高斯。因此，潮汐驱动发电机应被视为一个（互补）发电机机制，可能在辐射MS和PMS星托管轨道同伴。特别是，潮汐驱动发电机可以解释观测到的潮汐变形和快速旋转的织女星类恒星的磁性。
2018-01-12 astro-ph.SR
The two faces of tides: gravitational instability during galaxy mergers
CHRIST (Deemed to be University)（克里斯特（视为大学））；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）
本研究开发分析框架，探究星系并合中伴星系潮汐场对金斯不稳定性的修正机制，发现临界角θ_c≈54.7°，揭示潮汐效应对气体密度的依赖及峰值出现时机，明确其对弥散气体坍缩的调控作用。
2026-08-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Discovery of a new IW And-type dwarf nova with both tilted disk and tidal instability
本研究发现新的候选IW And型矮新星J0652+2436，通过观测测得其质量比为0.366，提出其爆发源于静止期吸积盘增长，它可能是首颗兼具倾斜盘进动和潮汐不稳定性的这类恒星，助力吸积盘动力学与IW And现象研究。
2024-04-14 astro-ph.SR
Nonlinear tides in a homogeneous rotating planet or star: global simulations of the elliptical instability
我目前的结果，从第一个全球流体动力学模拟的椭圆形不稳定的潮汐变形气体行星（或恒星）的自由表面。椭圆不稳定性对最短周期热彗星的潮汐演化具有潜在的重要意义。我的模型作为一个自旋轨道对齐或反对齐，非同步旋转，潮汐变形，均匀的流体体的行星。另一份配套文件分析了这种行星的全球模式和不稳定性。在这里，我专注于椭圆形不稳定性的非线性演化。据观察，这会产生湍流的爆发，以不稳定的方式驱动行星与其轨道同步。如果行星的自旋最初是反对齐的，那么椭圆不稳定性也会在类似于自旋同步的时间尺度上驱动自旋轨道对齐。不稳定性在行星内部以纬向流的形式产生差异旋转，这在不稳定性的饱和和产生观测到的突发性方面起着重要作用。这些结果与使用局部笛卡尔模型获得的图像大致一致（其中柱状涡起到了纬向流的作用）。我还模拟了一个容器，是刚性的（但无应力），而不是自由的不稳定性，发现广泛的定量协议。椭圆不稳定性导致的耗散可以解释为什么最短周期的热彗星往往在大约2-3天内有圆形轨道，并预测自旋同步（和自旋轨道对齐）大约10-15天。然而，必须援引其他机制来解释较长轨道周期的潮汐循环。
2016-03-22 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
On turbulence driven by axial precession and tidal evolution of the spin-orbit angle of close-in giant planets
如果自转变形的行星的自转轴与轨道角动量矢量方向不一致，则由于其主星的潮汐引力，自转轴被迫围绕轨道角动量矢量进动。这导致行星内部的流体运动受到流体动力学不稳定性的影响。我们研究的湍流阻尼的岁差流体运动，由于这种不稳定性，在最简单的本地计算模型的一个巨大的行星（或恒星），有和没有一个弱的内部磁场。我们的目标是确定这种不稳定性的结果，以及它在驱动旋进行星（和恒星）的自旋轨道角的潮汐演化中的重要性。我们发现，这种不稳定性产生的湍流耗散是足够强大的，它可以驱动显着的潮汐演化的自旋轨道角的热彗星的轨道周期短于约10-18天。如果这种机制单独起作用，这种演变将是朝向对齐或反对齐，这取决于初始角度，但最终的演变（如果其他潮汐机制也有贡献）预计将朝向对齐。湍流耗散与岁差频率的立方成正比，因此它导致恒星自旋轨道角的衰减慢得多，这意味着这种不稳定性不太可能驱动恒星（无论是行星还是近距离双星系统）的自旋轨道角演化。我们还发现，不稳定性驱动的流动可以作为一个系统尺度的发电机，这可能会在短周期行星中产生磁场的作用。
2016-05-12 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
Fossil field decay due to nonlinear tides in massive binaries
表面磁场已经在5%到10%的孤立的大质量恒星中被检测到，它们承载着外部辐射包层。它们通常被认为有化石起源，来自恒星形成阶段。然而，在短周期双星中，磁性大质量恒星是罕见的，正如BinaMIcS（Binarity and Magnetic Interaction in various classes of Stars）合作报告的那样。分子云中不同的物理条件产生了孤立的恒星和双星，这是经常被引用的。此外，我们提出，观测到的低磁场入射近双星可能是由于非线性潮汐。实际上，密近双星很可能倾向于潮汐不稳定，一种通过非线性效应在平衡潮汐流上增长的流体不稳定。然而，分层效应迄今在很大程度上被忽视。本文从理论和数值两方面研究了磁场作用下快速旋转、稳定分层流体中的潮汐不稳定性。我们使用短波长的稳定性方法，提出了一个全面的（本地）理论的潮汐不稳定性的线性发病，讨论阻尼效应。然后，我们提出了一个混合长度理论的混合所产生的潮汐不稳定的非线性制度。我们成功地评估了我们的理论预测对概念验证，直接数值模拟。最后，我们比较我们的预测与短周期，双线光谱双星系统的观察。使用新的分析结果，交叉验证的稳定性方程的直接集成，我们表明，潮汐不稳定性可以产生的非线性耦合的惯性重力波与平衡潮汐流在短周期大规模的二进制文件，甚至对焦耳扩散。在非线性区域，饱和潮流引起的湍流磁扩散可以耗散古磁场。我们预测，动荡的焦耳扩散的化石领域将发生在…
2019-09-12 astro-ph.SR physics.flu-dyn
A Deep Precursor-Dip-Main Superoutburst Sequence in VW Hydri Observed with TESS: High-Cadence Constraints on the Thermal-Tidal Instability Model
Ariel University（阿里埃勒大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；American Museum of Natural History（美国自然历史博物馆）
TESS观测揭示VW Hydra超爆发序列的深前导-dip特征，推断质量比并排除棕矮星供体，为低q矮新星潮汐不稳定性模型提供基准。
2026-02-10 astro-ph.SR
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
Tidally driven dynamos in a rotating sphere
由发电机效应产生的大规模行星或恒星磁场主要归因于导电流体层中浮力迫使的流动。然而，这些大规模的磁场也可能是由潮汐控制的，就像之前对$τ$ -boo、火星或早期月球的研究一样。通过模拟旋转流体的局部小块，\cite{Barker2014}最近表明，潮汐可以通过激发流体动力学不稳定性，即所谓的椭圆（或潮汐）不稳定性来驱动小规模发电机。通过对旋转球形流体进行全局磁流体动力学模拟，我们研究了这种不稳定性是否也能驱动观测到的大尺度磁场。因此，我们对发电机阈值和产生的磁场感兴趣，以测试这种机制是否与行星和恒星有关。而不是解决问题的几何形状变形的潮汐，我们考虑一个球形流体体，并添加体力来模仿潮汐变形的大部分流体。这使我们能够使用一个有效的频谱代码来解决磁流体动力学问题。我们首先比较流体动力学的结果与理论的渐近结果，并在一个真正的变形椭球，这证实了椭圆不稳定性的存在下获得的数值结果。然后，我们进行磁流体动力学模拟，并调查发电机的流量。运动学和自洽发电机最后模拟，表明椭圆不稳定性是能够产生偶极子主导的大规模磁场在全球模拟的流体旋转球。
2014-06-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Eccentricity Growth Rates of Tidally Distorted Discs
我们认为光盘的轨道中心的对象和潮汐扰动的圆形轨道伴侣。这种盘有时由于某些共振的影响而受到偏心不稳定性。偏心不稳定性可能存在于被卫星扰动的行星环、被行星扰动的原恒星盘和双星系统中的盘中。虽然偏心不稳定性的基本机制已经很好地理解，但是气体盘对这种不稳定性的详细响应还不清楚。我们应用Goodchild和Ogilvie开发的线性偏心率演化方程。我们探讨如何偏心率分布在这样一个光盘，以及如何分布反过来影响不稳定的增长率为一系列的光盘属性。我们确定了一个光盘模式，称为超级驼峰模式，这是可能在工作中的超级驼峰双星的情况下。该模式的结果从基本自由旋进模式的激励。我们确定的基本自由模进动率，是适用于一个足够冷的光盘的解析表达式。取决于盘声速和盘边缘位置，其他偏心模式可以比超级驼峰模式增长得更快并占主导地位。
2010-04-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
Challenges in Forming Planets by Gravitational Instability: Disk Irradiation and Clump Migration, Accretion & Tidal Destructio
我们提出了二维流体动力学模拟的自引力原恒星磁盘受到轴对称从信封和辐射从中央恒星，探讨磁盘碎片由于引力不稳定性（GI），和碎片的集群演化。我们假设，磁盘是逐步建立和顺利的下降，导致良好的数值收敛。我们确认，在太阳质量的恒星周围的磁盘，在超过~50 AU的半径高速率下降导致磁盘碎片。然而，在较低的入射速率<1 e-5 Msun/yr时，辐照抑制了碎裂。我们发现，一旦形成，碎片或团块向内迁移典型的I型时间尺度的~ 2 E3年最初，但后来的迁移偏离I型时间尺度时，团块变得更大规模比当地磁盘质量，和/或当他们开始打开差距。当它们迁移时，团块以1 e-3到1 e-1 MJupiter/yr的速率从盘中吸积，与假设1-2 Hill半径截面的分析估计一致。大多数团块可以快速生长到其隔离质量>0.1 Msun。然而，这些团块的最终命运取决于迁移速度：13个团块中有3个变得足够大（棕矮星质量），在磁盘中打开间隙，基本上停止迁移; 4个在向内迁移过程中被潮汐破坏; 6个迁移穿过内部模拟磁盘边界。一个简单的分析模型，集群的演变来解释这些不同的命运。总的来说，我们的研究结果表明，快速迁移，吸积，潮汐破坏的团块提出了挑战的场景巨大的行星形成的GI在原位，但可能提供一个形成机制，密切的二元系统。
2011-11-29 astro-ph.SR
New dynamical tide constraints from current and future gravitational wave detections of inspiralling neutron stars
本文利用改进的引力波相位不确定性估计，表明未来观测可通过潮汐激发g-mode和r-mode振荡揭示中子星内部物质组成与超流体等属性，并约束轨道能量转移、p-g不稳定模式数量及中子星自转速率。
2023-07-20 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Superhumps and their Relation to the Disk Instability Model
Kyoto University（京都大学）
本文综述了超高速脉动现象在盘不稳定性模型中的观测进展，探讨了其在二元系统中的物理机制及研究意义。
2026-02-15 astro-ph.SR
The effect of tidal forces on the Jeans instability criterion in star-forming regions
本文将外部引力势纳入 Jeans 线性不稳定性分析，推导潮汐压缩或破坏下的新坍缩判据，并用于 160 个碎块，解释包层形态与碎裂及恒星形成的关系。
2023-07-10 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.flu-dyn
CS Indi: SU UMa-Type Dwarf Nova with Long Precursor Outburst
我们观测了2018年11月的CS Ind爆发，并证实这是一次真正的超级爆发，具有非常长的[平均0.12471（1）d]超级峰周期。超爆发之前有一个长的前兆，这是第一次在SU UMa型矮新星中记录。我们的解释是，在盘中的足够量的质量的组合点火前的爆发和潮汐不稳定性的3：1共振的边界线附近的缓慢发展引起的冷却前开始潮汐不稳定性的充分发展。这一发现提供了另一个支持最近解释的潮汐不稳定性的缓慢发展，导致各种现象类似于WZ Sge型矮新星在SU UMa型矮新星具有很长的轨道周期。
2019-09-03 astro-ph.SR
The interactions of the elliptical instability and convection
椭圆不稳定性是一种椭圆流线的不稳定性，它可以被旋转流体中的大尺度潮汐流激发，如果无量纲潮汐振幅（$ε$）足够大，则会激发惯性波。它在对流区工作，但它与湍流对流的相互作用尚未在这方面进行研究。我们在宽箱中进行了一系列广泛的笛卡尔流体动力学模拟，以探索椭圆不稳定性和瑞利-贝纳德对流的相互作用。我们发现，由椭圆形不稳定性产生的地转涡旋占主导地位的流动，与能量远远超过惯性波。此外，我们发现，椭圆形不稳定性可以与对流，但它是抑制足够强的对流，主要是由对流驱动的大尺度涡。我们研究流在傅立叶空间，使我们能够确定积极的主导频率和波数。我们发现，权力主要集中在地转涡，在对流不稳定的波数，并沿惯性波色散关系，即使在非椭圆变形对流。检查线性增长率的对流背景下，我们发现，对流大尺度涡抑制椭圆形不稳定以同样的方式创建的椭圆形不稳定本身的地转涡。最后，对流运动作为大尺度潮汐流的有效粘性，提供持续的能量传递（按比例缩放为$ε^2$）。此外，我们发现，从椭圆不稳定性的爆发，当它的操作，导致的能量转移是一致的$ε^3$标度在以前的工作中发现。
2023-02-06 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
A Further Study of Superoutbursts and Superhumps in SU UMa Stars by the Kepler Light Curves of V1504 Cygni and V344 Lyrae
利用最近公布的V1504 Cyg和V344 Lyr的Kepler公开数据，对SU Uma星的超爆发和超峰进行了补充研究。在V1504 Cyg的一次超级爆发之前，有一次前兆正常爆发，它与主超级爆发分离得很好。超峰最早出现在前兆正常爆发的下降支中，并持续到平静期（前兆与主超爆发之间的深度凹陷），平静期结束后，随着主超爆发的增长，超峰的振幅开始增大。在V344 Lyr中也观察到类似的现象。这一观察非常清楚地表明，超级爆发是由超级驼峰触发的（即，（2）支持热-潮汐不稳定性模型。Smak（2013，Acta Astron.，63，109，arXiv：1301.0187）批评了我们之前的论文（Osaki and Kato，2013，PASJ，65，50，arXiv：1212.1516），并对我们的主要结论提出了质疑，即V1504 Cyg的各种观测证据支持SU Uma恒星超爆发的热潮汐不稳定性模型。我们提出我们的详细帐户，他的所有批评，提供明确的解释。我们的结论是，热潮汐不稳定性模型毕竟是唯一可行的模型，在SUUMa星的超爆发和超驼峰。
2014-03-05 astro-ph.SR
The spin of the second-born black hole in coalescing binary black holes
自从高级激光干涉引力波天文台（AdLIGO）发现第一个引力事件GW 150914以来，各种各样的双黑洞形成通道被提出。对于所有基于孤立双星演化的演化通道，双星黑洞的直接祖先是由一个黑洞和一颗氦星组成的密近双星系统。我们进行了详细的双星演化，系统地探索了初始双星性质的参数空间，包括初始黑洞和氦星的质量，初始旋转的氦星以及金属丰度。我们认为，第一个出生的黑洞在其诞生的自旋是可以忽略的（$\lesssim 0.1$），因此，第二个出生的黑洞的自旋占主导地位的有效自旋，$χ_{\rm eff}$，从引力波事件的双黑洞合并。我们发现，潮汐可以是重要的，只有当轨道周期短于2天。在核心坍缩时，氦星会产生一个黑洞（系统中第二个出生的黑洞），其自旋可以从零到最大自旋的整个范围。我们指出，在最近的论文中获得的第二个出生的黑洞的自旋双峰分布主要是由于过于简化的假设。我们发现两个黑洞的合并时标T $_{\rm merger}$和有效自旋$χ_{\rm eff}$之间存在反相关。最后，我们提供了新的处方的潮汐系数E $_2$的富氢和富氦的恒星。我们预测，随着AdLIGO的灵敏度的未来改进，合并的二元黑洞系统的样本将显示出一个正的，但小的$χ_{\rm eff}$源的过密。起源于低红移时产生的较低质量黑洞合并。
2018-02-15 astro-ph.SR hep-ph
Elliptical instability in hot Jupiter systems
一些研究已经考虑了潮汐对恒星和近伴星组成的系统演化的影响，尝试性地解释了不同的观测结果，如一些具有热彗星的恒星的自旋，短轨道周期行星的半径异常以及在某些极端情况下恒星自旋的同步或准同步。然而，在这样的系统中负责潮汐耗散的机制的性质仍然不确定。在本文中，我们声称，所谓的椭圆不稳定性可能在这些系统中发挥了重要作用，解释了一些系统的特点，目前在观察。这种流体动力学的不稳定性，产生于旋转流与椭圆流线，被怀疑是目前在行星和恒星的这种系统，这是椭圆变形的潮汐。在气态物体中，如恒星或热彗星，椭圆不稳定性的存在和影响，大多数时候被忽视。在本文中，使用数值模拟和理论论证，我们认为在热木星系统的椭圆不稳定性相关的几个功能。特别是，使用特设的边界条件，使人们有可能估计的气体体中的椭圆不稳定性的幅度。我们还考虑了可压缩性对椭圆形不稳定性的影响，并将结果与不可压缩情况进行了比较。我们证明了椭圆形不稳定增长的能力，在差分旋转的存在下，与一个可能的同步纬度，只要潮汐变形和/或流体的旋转速率足够大。此外，对于一个中心凝聚的流体质量的不稳定性的幅度是相同的数量级为不可压缩的流体对于一个给定的距离的阈值的不稳定性。最后，我们表明，椭圆形不稳定性是主要的潮汐耗散过程中偏心膨胀的热彗星和错位的恒星的假设是符合目前的数据。
2013-09-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Nonlinear evolution of the elliptical instability in the presence of weak magnetic fields
我们研究了椭圆不稳定性是否对气态行星和恒星的潮汐耗散很重要。在另一篇论文中，我们发现，传统的椭圆不稳定性导致耗散不足，因为它产生了长寿命的涡，然后淬灭进一步的不稳定性。在这里，我们研究是否增加了一个磁场阻止这些涡流的形成，从而导致增强耗散。我们目前的结果从磁流体动力学模拟演变的椭圆形不稳定性在一个本地补丁的旋转行星或恒星，在存在一个弱磁场。我们发现，磁场确实可以阻止涡旋的形成，从而大大提高了稳态耗散率。此外，由此产生的湍流就像一个小规模的发电机，放大了最初的弱场。推断的潮汐耗散在短轨道周期可能是重要的。例如，它可以使轨道周期短于2.5天的热彗星循环，并使它们的旋转与轨道同步到6天。然而，它似乎无法解释那些似乎已经循环到6到10天轨道周期的热彗星。它也不能解释许多近距离双星的圆化现象。
2013-08-31 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
On The Lack of Circumbinary Planets Orbiting Isolated Binary Stars
我们概述了一个机制，解释了观察到的缺乏环联行星（CBPs）通过耦合恒星潮汐演化孤立双星。前主序星上低质量、短周期双星之间的潮汐力减缓了恒星的自转，当恒星接近潮汐锁定状态时，旋转角动量转移到轨道上。这种转移增加了双星的轨道周期，扩大了双星周围的动力学不稳定区域，并使倾向于优先轨道超过初始动力学稳定性极限的CBP不稳定。恒星潮汐锁定后，我们发现，由于磁制动的角动量损失可以显着收缩的二元轨道，因此，随着时间的推移，影响幸存的CBP观察相对于边界的动态稳定区域。我们进行了模拟在很宽的参数空间范围内，发现最合理的初始条件下发生的不稳定区域的扩展，在某些情况下，稳定性半长轴从其初始值的两倍。我们研究的动态和可观察到的后果CBP下降的动力学不稳定性极限内运行的N-体模拟的circumbinary行星系统，并发现，通常情况下，至少有一个行星从系统中弹出。我们将我们的理论应用到具有CBP的最短周期{ \it Kepler}双星Kepler-47上，发现它的存在与我们的模型是一致的。在保守的假设下，我们发现前主序星双星的星潮耦合演化至少消除了多行星环联星系统$87\%$中的一个近距离CBP。
2018-04-10 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
Towards a Population Synthesis Model of Objects formed by Self-Gravitating Disc Fragmentation and Tidal Downsizing
最近，巨行星和褐矮星形成的引力不稳定性（GI）模型被重新审视，并被重新塑造成通常被称为“潮汐缩小”的假设。自引力原恒星盘分裂成引力束缚的胚胎-质量为几到几十个木星质量，半长轴在30 - 40 au以上-随后是胚胎内的颗粒沉积，向中央恒星的径向迁移和胚胎上层的潮汐破裂。所得到的物体的性质敏感地取决于每个过程发生的时间尺度。因此，GI之后的潮汐缩小理论上可以产生跨越大质量范围的物体，从类地行星到巨行星和褐矮星。这些物体是否可以在实践中形成，以及它们将代表观察到的人口的比例，需要更多的统计分析。我们提出了一个简单的人口综合模型的恒星和行星形成通过GI和潮汐缩编。我们耦合的半解析模型的原恒星盘演化的分析计算的碎片，初始胚胎质量，晶粒生长和沉积，胚胎迁移和潮汐破裂。虽然还有一些关键的物理学知识有待整合，但它代表了迈向GI和潮汐缩小作为恒星和行星形成模式的成熟统计模型的第一步。我们从四个运行的人口合成模型的结果，不同的不透明度法律和迁移的强度，以及调查的影响，光盘截断在破碎过程中。我们的早期结果表明，GI加上潮汐缩小不是行星形成的主要模式，但仍然是一个很好的方式形成气体巨行星，棕矮星和低质量恒星在大半长轴。（节录）
2013-04-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
