Accumulated Tidal Heating of Stars Over Multiple Pericenter Passages Near SgrA*
我们考虑银河系中心SgrA* 的超大质量黑洞对恒星的长期潮汐加热。我们发现，与背景恒星的引力相互作用导致的潮汐激发能的线性增长与近心通道附近的SgrA* 的数量。恒星内的模式激发在许多近心通道上积累的热量可以导致恒星在近心距离处的失控破裂，该距离是标准潮汐破裂半径的4-5倍。累积的热量可以解释为什么在距离SgrA* 几十个天文单位的距离内没有大质量（$\gtrsim 10M_{\odot}$）S星。
2012-12-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
Dark Matter Substructure in Numerical Simulations: A Tale of Discreteness Noise, Runaway Instabilities, and Artificial Disruption
为了了解复杂的，非线性和数值模拟过程与潮汐演化的暗物质subhaloes在数值模拟，我们进行了一个大的理想化的模拟套件，按照个人N体subhaloes在一个固定的，分析主机晕势。通过改变物理和数值参数，我们调查在什么条件下的subhaloes进行中断。我们证实了我们在van den Bosch等人的分析评估中得出的结论，即大多数破坏是数值起源的;只要以足够的质量和力分辨率解决了次晕，束缚残留物就会存活下来。这意味着，最先进的宇宙学模拟仍然遭受显着的过度合并。我们证明，这主要是由于不充分的力软化，这会导致过度的质量损失和人工潮汐中断。此外，我们表明，在N-体模拟的subhaloes容易失控的不稳定性所引发的离散噪声的放大存在的潮汐场。这两个过程合在一起严重限制了暗物质子结构在最先进的宇宙学模拟中的可靠性。我们提出了两个标准，可用于评估是否在宇宙学模拟的个人subhaloes是可靠的或不，并主张subhaloes，满足这两个标准之一，从进一步的分析被丢弃。我们讨论了在天体物理学的几个领域这项工作的潜在影响。
2018-01-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Three-body encounters in black hole discs around a supermassive black hole: The disc velocity dispersion and the Keplerian tidal field determine the eccentricity and spin-orbit alignment of gravitational wave mergers
本研究用含3.5PN修正的TSUNAMI模拟SMBH圆盘中的四体交会，揭示速度弥散与开普勒潮汐场共同决定黑洞并合偏心率、发生率及自旋-轨道对齐。
2024-01-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Keplerian three-body encounter II. Comparisons with isolated encounters and impact on gravitational wave merger timescales
研究了由超大质量黑洞（SMBH）产生的开普勒潮汐场对恒星质量黑洞三体动力学的影响。我们考虑两种情况下发生的SMBH：不稳定的三元组和三体之间的二元和单一的遭遇破裂。这两种情况分别对应于硬二元情况和软二元情况。潮汐场通过潮汐限制系统来影响三元组的解体，使得三元组以较低的解体速度更早地解体，留下稍大的二进制（相对于孤立的情况）。破裂方向变得各向异性，并倾向于遵循三重峰的Hill区域的形状，有利于径向方向上的破裂。此外，潮汐场可以扭转系统，导致三重体和它围绕SMBH的轨道之间的角动量交换。这个过程改变了最终双星的性质，这取决于三元组的初始角动量。最后，潮汐场也会影响双星与单星的相遇：双星在单独相遇时，往往会变得更加坚硬和古怪。因此，在深开普勒势中的单双星散射产生了具有较短引力波合并时标的双星。
2019-09-25 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
Runaway Young Stars in the Orion Nebula
猎户座星云（ONC）的恒星形成区是研究星团环境中年轻恒星动力学的理想区域。使用盖亚DR2，我们寻找的前主序星异常高的自行车，可能是代表一个动态喷射不稳定的年轻的三重系统或其他密切的三体相遇。我们确定了26颗候选恒星，它们可能在过去的100万年里有过这样的遭遇。其中九颗恒星可以追溯到ONC的最中心区域，梯形，而其他五颗可能与星团中的其他OB型恒星相互作用。七颗恒星起源于猎户座复合体内的其他附近种群，这些恒星碰巧分散到ONC。无法确定其余放射源的确切来源。这些观测揭示了年轻星团中抛射事件的频率。
2019-08-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tidal Peeling Events: low-eccentricity tidal disruption of a star by a stellar-mass black hole
恒星质量的黑洞（BH）和恒星之间的近距离相遇经常发生在密集的星团和活动星系核（AGN）的圆盘中。最近的研究表明，在高度偏心的近距离相遇中，恒星可能会被BH（微潮汐破坏事件，或微TDE）潮汐破坏，导致快速的质量吸积和可能明亮的电磁特征。在这里，我们考虑的情况下，恒星可能会接近恒星质量BH在一个渐进的，近圆形的inspiral，在一个circum-binary气体盘或在一个星团的三体相互作用的动力学摩擦的影响下。我们使用光滑粒子流体动力学代码PHANTOM对这种情况进行流体动力学模拟。我们发现恒星的质量被黑洞慢慢地剥离。我们称这种逐渐的潮汐破坏为“潮汐剥离事件”或TPE。根据初始距离和偏心的遭遇，TPE可能会表现出显着的吸积率和轨道演化不同于那些典型的（偏心）micro-TDE。
2023-03-22 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-th
Spectroscopic Follow-Up of Candidate Runaway Stars
本文通过约13年高分辨率光谱监测并结合存档数据，测定188颗A型及更晚型候选速逃星的视向速度，识别双星并给出轨道解，回溯其与中子星的交会未发现可信事件。
2025-09-26 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Transformations of galaxies. III. Encounter dynamics and tidal response as functions of galaxy structure
盘星系之间的潮汐相互作用取决于星系结构，但这种关系的细节还不完全清楚。我构建了一个与$Λ$ CDM大体一致的隆起/盘/晕模型的三参数网格，并使用这些模型模拟了一系列广泛的遭遇。晕的质量和范围强烈地影响轨道演化的动力学。在近距离碰撞中，由大质量扩展晕的动力学响应介导的角动量转移可以在第一次通过后逆转中心星系的轨道运动方向。潮汐反应与参与椎间盘内逃逸与圆周速度的比值$v_\mathrm{e} / v_\mathrm{c}$密切相关。此外，相同的比率也与潮汐尾被其起源星系重新吸积的速率相关;因此，具有“双尾”的合并残留物，如NGC 7252，可能很难复制，除非$(v_\mathrm{e} / v_\mathrm{c})^2 \lesssim 5.5$。相互作用系统的潮汐形态可以提供有用的约束祖结构。特别是，遇到的晕动力学反转轨道运动表现出独特的形态，这可能是公认的观测。试图重现相互作用星系的观测结果的详细模型应该探索祖先结构的可能范围以及其他遭遇参数。
2015-10-13 astro-ph.GA
Formation of tidally induced bars in galactic flybys: prograde versus retrograde encounters
盘状星系中的棒可以通过与其他系统的相互作用形成，包括那些质量相当的系统。长期以来，人们已经确定，这种相互作用对星系形态的影响在很大程度上取决于轨道配置，特别是银河系盘的内在自旋相对于其轨道角动量的方向。顺行遇到修改的形态强烈，包括潮汐诱导酒吧的形成，而逆行飞掠应该有形态上的影响不大。最近的研究得出了相互矛盾的结论，其中一个使用脉冲近似，并声称在潮汐沙洲的属性中不依赖于这个角度。为了解决这一争议，我们进行了自洽的N-体模拟的双曲线遇到两个相同的银河系的星系假设不同的速度和碰撞参量，与一个星系的一个逆行轨道和其他。星系最初由指数恒星盘和NFW暗晕组成，并在3 Gyr内保持稳定。我们发现，强潮汐诱导酒吧只形成在银河系的轨道。对于较小的碰撞参量和较低的相对速度，杆更强，并且具有较低的图案速度。较强的杆件经历了长时间的屈曲失稳，这破坏了它们的垂直结构。这些遭遇也导致形成双臂螺旋，其强度与酒吧的强度成反比。我们的结论是，正确的建模的逆行和逆行的遭遇不能依赖于最简单的冲动近似。
2018-03-26 astro-ph.GA
Close encounters involving RAVE stars beyond the 47 Tucanae tidal radius
径向速度实验（RAVE）中最精确的6D相空间信息被用来整合银河系球状星团47 Tuccenda周围105颗恒星的轨道，以寻找它们之间过去的近距离接触，最小距离方法小于集群潮汐半径。这些恒星目前的距离范围为3.0 kpc $<$ d $<$ 5.5 kpc。利用恒星和星团当前位置和速度矢量的不确定性，分别考虑轴对称和非轴对称银河势，在2 Gyr上积分，用Monte Carlo数值方法计算了105对星团轨道。在这个方案中，我们确定了20个潜在的集群成员，近距离接触的球状星团47图克卡蒙，所有这些都有一个相对速度分布（V $_{rel}$）小于200公里秒$^{-1}$在最小距离的方法。在这些可能的成员中，有9个与星团有过近距离接触，其速度小于47 Tuccino的逃逸速度，因此潮汐剥离的情况似乎是可能的。这些恒星已被分类为93%的置信水平，导致潮外星团恒星的识别。对于其他11颗恒星，V $_{rel}$超过了星团的逃逸速度，因此它们可能是被抛出的，或者是不相关的闯入者。
2016-05-09 astro-ph.GA
Simulating the evolution of disc galaxies in a group environment. II. The influence of close-encounters between galaxies
我们研究了盘星系在群体环境下的全球潮汐场和星系之间的近距离接触的影响下的演化，使用受控的N体模拟孤立合并。我们发现，星系之间的近距离相遇是不太频繁，也不像原来预期的那样对盘星系造成损害，因为它们大多发生在星系群成员因潮汐剥离而失去了初始质量的很大一部分时。我们还发现，星系群成员主要通过改变盘星系共同的全球潮汐场来间接影响盘星系。不同的初始轨道参数的组成员介绍了一个显着的“分散”的一般属性的盘星系的演变，围绕一个“中位数”的演变，这是类似的，当只有全球潮汐场的影响被包括在内。近距离接触会使盘星系的性质具有高度的可变性，在某些情况下甚至会减缓它们的演化，并且可能会消除星系性质与星系群总质量之间的相关性。全球潮汐场和近距离接触的综合效应似乎在形成/增强中央恒星凸起方面效率低下。这意味着S 0星系的凸起应该主要由年轻恒星组成，这与最近的观测结果一致。
2014-06-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Protoplanetary Disc Response to Distant Tidal Encounters in Stellar Clusters
大多数恒星都是在集群环境中形成的。由于光蒸发或潮汐截断，这对周围原行星盘（PPD）的演化产生了影响。因此，行星的形成取决于形成环境。在这里，我们提出了第一次彻底的调查潮汐引起的角动量损失在PPD在遥远的政权，部分原因是在文献中的索赔的重要性，遥远的遭遇盘的演变。我们采用理论预测和动力学/流体动力学模拟在2D和3D。我们的理论分析是基于Ostriker（1994）的理论分析，并得出结论：在最接近距离$x_{min} \gg r$（粒子环的半径）的极限下，角动量的分数变化标度为$(x_{min}/r)^{-5}$。这个渐近极限确保了远距离相遇的累积效应对圆盘演化的影响是微小的。角动量转移主要是由$m=2$ Lindblad共振在更近的遭遇和$m=1$，$ω= 0$ Lindblad共振在大$x_{min}/r$。我们的背景下，这些结果通过比较预期的角动量损失的PPD的外缘，由于遥远和近距离的遭遇。与以前的工作的建议相反，我们没有发现，遥远的遭遇显着贡献的角动量损失的PPD。我们定义了一个上限的最接近的距离，其中相互作用是显着的任意主机扰动质量比$M_2/M_1$的函数。
2018-01-10 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Influence of tidal dissipation on outcomes of binary-single encounters between stars and black holes in stellar clusters
在密集的星团的核心，双星和单星之间的近距离引力相遇经常发生。使用Tsunami代码，我们计算了大量涉及两个黑洞（BH）和一颗恒星的双星-单星相互作用的结果，以检查由于潮汐耗散而导致的轨道能量损失如何改变这些混沌相互作用的结果。每个相互作用首先在没有任何耗散过程的情况下进行模拟，然后我们系统地添加了由于引力波发射（使用后牛顿（PN）校正）和动力学潮汐引起的轨道能量损失，并重新计算了相互作用。我们发现，潮汐的列入增加了高达75%的BH-恒星合并的数量，但它不影响BH-BH合并的数量。这些结果突出了包括轨道能量耗散的重要性，由于动力学潮汐在几个机构遇到和演化的密切的双星系统内星团模拟。与以前的研究一致，我们发现，包括PN条款增加的BH-BH合并的数量在二进制单遇到。然而，BH星合并在很大程度上不受这些条款的影响。
2022-09-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tidal disruption of fuzzy dark matter subhalo cores
我们研究潮汐剥离的模糊暗物质（FDM）subhalo核心使用模拟的薛定谔-泊松方程和分析的动力学潮汐中断，突出与标准的冷暗物质的差异。在潮汐半径之外的质量损失迫使核心放松到一个不那么紧凑的配置，降低潮汐半径。由于孤立子核心的特征半径与其质量成反比，一旦其中心密度下降到轨道半径内宿主平均密度的$4.5$倍以下，潮汐剥离就会导致失控效应和核心的快速潮汐破坏。此外，我们发现，核心是变形成一个潮汐锁定的椭圆体，增加偏心率，直到它完全被打乱。使用的核心质量损失率，我们计算的最小质量的核心，可以生存几个轨道不同的FDM粒子质量，并将其与观测到的银河系中的卫星星系的质量。
2018-03-07 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Double trouble: Gaia reveals (proto)-planetary systems that may experience more than one dense star-forming environment
行星系统似乎是在年轻恒星形成区域内的年轻恒星周围同时形成的。在这些环境中，生存的机会，以及这些系统的长期演化，受到诸如与其他恒星的动力学相互作用和大质量恒星的光蒸发等因素的影响。这些相互作用也可能导致年轻恒星从它们的出生区域被弹射出来，成为失控的恒星。我们目前的例子，这样的逃逸恒星在猎户座星云团（ONC）附近发现盖亚DR2数据保留他们的光盘在弹射过程中。一旦踏上它们的轨道，这些逃逸者通常不会遇到任何其他可能危及其圆盘或年轻行星系统生存的致密区域。然而，我们表明，这是可能的星盘系统，大概是从一个致密的恒星形成区，遇到第二个致密的区域，在我们的情况下，ONC。虽然在第二个区域中被抛出的星盘系统的相互作用不太可能与它们的诞生区域相同，但第二次相遇将增加盘或行星系统受到恶性外部影响的风险。
2020-12-17 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
AE Aurigae: first detection of non-thermal X-ray emission from a bow shock produced by a runaway star
逃逸恒星以超音速穿过星际介质时会产生激波。在中红外线中探测到几颗大质量逃逸恒星的弓形激波，在无线电波中探测到一颗恒星的弓形激波。理论模型预测，通过非热辐射过程产生的高能光子数量大到足以在X射线中检测到。到目前为止，还没有在这样的能量下探测到恒星弓激波。我们提出了第一次检测到的X射线发射的弓激波产生的逃逸恒星。这颗恒星是AE Aur，它很可能是由于两个大质量联星系统的相遇而被从其诞生地驱逐出去的，现在正在穿过致密星云IC 405。在恒星东北方向30”处探测到弓形激波发射的X射线，这与星云密度的增加相吻合。通过对观测到的源的X射线谱和我们的理论发射模型的分析，我们证实了该源的X射线发射主要是由激波阵面中尘埃的红外光子的逆康普顿上散射产生的。
2012-08-31 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Wandering intermediate-mass black holes and off-nuclear tidal disruption events from early star clusters
Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Philipps Universität Marburg（马尔堡菲利普斯大学）；Rutgers, The State University of New Jersey（罗格斯大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；The University of Tokyo（东京大学）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (WPI)（宇宙物理与数学研究 Kavli 研究所）
本研究通过半解析模型结合IllustrisTNG TNG50模拟，探究高红移星团形成的漫游中等质量黑洞的核外潮汐瓦解事件特征，为约束形成中等质量黑洞的早期星团群体提供了框架。
2026-10-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
Tidal stripping of dark matter subhalos by baryons from analytical perspectives: disk shocking and encounters with stars
冷暗物质（CDM）方案预测，星系晕应该拥有大量的subhalos可能比行星轻，这取决于暗物质的性质。预测它们的丰度和分布对暗物质的搜索和对subhalos本身的搜索具有重要意义，因为它们可以提供CDM范式的决定性测试。在暗晕下粒子数模型的建立中，一个主要的困难是考虑重子引起的引力剥离，它强烈地影响着星系内部的整体动力学。在本文中，我们集中在这些“重子”潮从分析的角度，总结以前的工作，星系盘冲击，并彻底重新审视个人遇到恒星的影响。对于后者，我们超越了Gerhard和Fall（1983）的参考计算，处理了穿透相遇，并提供了新的分析结果。基于对多次恒星相遇过程中可能发生的次晕能量变化的统计分析，我们发现，轻于$\sim 1$ ~M $_\odot$的次晕被恒星相遇非常有效地修剪。这改变了它们在恒星环境中的质量函数。相比之下，磁盘冲击是更有效地修剪大量的subhalo。简而言之，如果有相当的弹性，在穿过盘时幸存下来的暗晕已经失去了所有的质量，除了内部的尖点部分，潮汐质量函数强烈地偏离宇宙学的函数。如果是脆弱的，恒星的相遇使它们的数量密度下降了一个额外的数量级，而这仅仅是相对于磁盘冲击效应而言（例如，在银河系的太阳位置）。我们的研究结果可以纳入任何分析或数值subhalo人口模型，我们显示的说明。这项研究补充了那些基于宇宙学模拟的研究，后者无法在如此小的尺度上解析暗物质晕。
2022-06-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Analysis of Selected Runaway Stars in the Orion Nebula Based on Data from the Gaia EDR3 Catalogue
我们已经进行了蒙特卡罗模拟的几个失控的恒星的轨道使用它们的自行和自行从盖亚EDR 3目录。我们已经证实了这样的假设，即恒星AE Aur和$μ$ Col是$\sim$ 250万年前多系统分裂的产物，猎户座梯形可能是这对恒星的母星团。我们表明，从盖亚EDR 3目录的恒星$ι$猎户座的数据，主要是视差，不允许我们谈论的AE Aur，$μ$科尔，和$ι$猎户座的多重系统的分裂。HD 30112和HD 43112 $\sim$ 100万年前的近双星相遇已经被证实。近距离的三重相遇证实了恒星HD 30112和HD 43112从母星团Col 69中逃逸的假设。我们证明了HIP 28133和TYC 5368-1541-1从猎户座梯形星团中心10 pc以内的区域逃逸的概率为非零，并且它们在250万年前距离猎户座梯形$\sim$中心小于20 pc的概率相当高（约为8%）。科学家首次证实，盖亚EDR 3 3021115184676332288和盖亚EDR 3 2983790269606043648在110万年前分裂成双星系统$\sim$的概率约为0.5%。盖亚EDR 3 3021115184676332288星有大约16%的概率在100万年前从猎户座梯形星团$\sim$中心10 pc以内的区域逃逸。
2021-05-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Orbit decay in encounters between anisotropic spherical galaxies of equal mass
本文研究径向各向异性对等质量球状星系抛物线相遇中轨道衰变的影响，发现各向异性模型并合时间可缩短至各向同性模型的一半，主要原因是其更易发生潮汐变形并加速角动量转移。
2023-12-01 astro-ph.GA
Tidal capture of stars by supermassive black holes: implications for periodic nuclear transients and quasi-periodic eruptions
陷入星系中心的恒星会受到超大质量黑洞（SMBH）的潮汐扰动，更近的碰撞会导致更大的扰动。激发这些潮汐是以牺牲恒星的轨道能量为代价的，这导致了一个天真的结论，即一个较小的近心点（即，恒星和SMBH之间更近的相遇）总是产生与SMBH更紧密结合的恒星。然而，一旦近心点距离足够小，恒星被部分破坏，恒星失去的质量的形态不对称性可以在幸存的核心的轨道能量中产生\emph{increase}，导致它被SMBH喷射-而不是捕获。使用平滑粒子流体动力学模拟，我们表明，这两种效应的组合-潮汐激发和不对称的质量损失-导致通过潮汐的恒星的结合能的$\sim 2.5\%$，这是显着小于理论最大值的总恒星结合能的能量损失的最大量。这一结果意味着，在短周期轨道（$\lesssim$几年）上被SMBH多次（$\gtrsim 10$）重复部分破坏的恒星，正如被用来解释周期性核瞬变ASASSN-14 ko和准周期爆发的那样，必须通过潮汐捕获以外的机制与SMBH结合，例如动力学交换（即，山捕获）。
2023-01-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
Explosive ejections generated by gravitational interactions
在分子云的碎裂和坍缩过程中，预计（原）恒星物体之间会有近距离接触，这可能导致它们中的一小部分作为逃逸物体喷射出来。然而，这种遭遇的持续时间和后果可能很小，以至于没有直接证据表明它们的发生。作为一个第一近似，在这项工作中，我们分析了一个大质量的物体，以高速移动到一个可以忽略不计的质量粒子与初始数密度分布$\propto R^{-α}$集群的相互作用。发现碰撞后的逃逸条件与星体的质量、速度以及粒子对星体的碰撞参量有关。然后，星系团粒子被外部接近的恒星引力加速，破坏星系团，粒子的分散和速度具有爆炸性特征。我们比较了这个分析模型与几个数值模拟，最后，我们将我们的结果应用到猎户座BN/KL区域的猎户座手指，这表明爆炸性的外流，可能会引发几个（原）恒星物体的引力相互作用。
2021-06-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Formation of Runaway Stars BN and x in the Orion Nebula Cluster
我们探讨的方案，从源我在Kleinmann-Low星云的猎户座星云星团（ONC），这是重要的是最近的区域大质量恒星形成的恒星BN和X的动态弹射。这种喷射会导致源I变成一个近距离双星或两颗恒星合并的产物。因此，我们认为二进制二进制遇到的机制，以产生这一事件。通过运行一个大型的$N$ -身体模拟套件，我们发现，当使用参与者通常采用的质量时，几乎不可能匹配观察结果，特别是$7\:{\rm{M}}_\odot$的源I质量。重现事件的唯一方法是如果源I更大，即，$\sim20\:{\rm{M}}_\odot$。然而，即使在这种情况下，再现所观察到的系统的可能性也很低。我们讨论了这些结果的影响，了解这个重要的恒星形成区域。
2018-03-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The symmetries and scaling of tidal tails in galaxies
我们提出了星系碰撞中脉冲扰动引起的潮汐尾和相关结构的形成和演化的解析模型。由于周转近似对于大的径向偏移是无效的，我们使用我们称之为p-椭圆的轨道方程。这些已被证明是提供准确的表示轨道的幂律晕势。在纯潮汐扰动的情况下，所产生的潮汐尾具有简单的结构。缩放的最大长度和其他特性的潮汐振幅和幂律势的指数的函数进行了说明。分析模型表明，方位角焦散线（轨道交叉区）一般产生在这些尾巴在一个固定的方位角相对于最接近的点。在其底部具有高阶焦散线的长尾也在较大的振幅下产生。分析扩展到非线性扰动和多次遭遇，打破潮汐扰动的对称性。由于非线性项的强度是不同的，所得到的形式的结构不同，从对称的尾巴单臂羽流。有两个或两个以上的脉冲干扰的情况下，也被认为是最简单的分析模型之间的区别逆行和逆行的遭遇。潮汐矮星系的尾巴末端形成的一个具体机制建议作为一个结果的共振效应在长期的遭遇。与Arp Atlas系统的定性比较表明，在实际系统中实现了极限分析情况。我们确定了几个ARP系统，可能有燕尾焦散，耗散气体流汇聚，并触发恒星形成。紫外线和光学图像揭示了这些“铰链丛”位置的年轻恒星的发光结。
2012-02-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dynamics of recaptures, ejections and mergers of stellar mass binaries over multiple encounters with SgrA*
本文用限制性三体模型追踪恒星质量双星与 SgrA* 的至多三次近心点交会，揭示轨道倾角、潮汐穿透深度和诱发偏心率如何决定瓦解、并合、飞离或再俘获。
2025-05-13 astro-ph.GA astro-ph.HE
A star disrupted by a stellar black hole as the origin of the cloud falling toward the Galactic center
我们提出，云在银河系中心黑洞附近的高偏心轨道上移动，Gillessen等人报道，是由恒星周围的圆盘中产生的光蒸发风形成的，恒星在每一次经过周圈时都会受到潮汐扰动和冲击。这个圆盘被认为是当一个恒星黑洞飞过恒星时形成的，潮汐破坏了它的外壳，并将恒星置于现在的轨道上，一些潮汐碎片形成了一个圆盘。由于预期的动力学质量分离，在观测到的云的位置处的破坏性遭遇最有可能是由恒星黑洞引起的;这些盘形成遭遇的速率可能高达每年$\sim 10^{-6}$。恒星也应该在碰撞中旋转起来，所以圆盘可能会通过吸收恒星的角动量而膨胀。一旦盘膨胀到潮汐截断半径，每个周点的盘外缘的潮汐扰动可能会将气体流置于更大的轨道上，这可能会引起在每个轨道上形成云的光蒸发风。这个模型预测，当星云在2013年下一次经过近周点时被破坏后，一个较小的未解决的星云将在同一轨道上逐渐围绕恒星生长。当到达周点时，也可以检测到来自盘的增加的红外光度。我们还注意到，这个模型恢复了行星形成的遭遇理论。
2012-07-11 astro-ph.GA
Loss Cone Shielding
本文修正经典损失锥理论，引入强散射、碰撞和潮汐俘获等近距离交会，解析推导并数值计算其对TDE发生率的影响，发现强屏蔽可将TDE率降低一个数量级，并可能使恒星过密度无法解释E+A星系偏好。
2023-10-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
Evidence of runaway gas cooling in the absence of supermassive black hole feedback at the epoch of cluster formation
宇宙学模拟以及越来越多的观测证据表明，超大质量黑洞在整个宇宙时间内对恒星的形成起着根本性的调节作用。这在星系团的例子中得到了清楚的证明，在星系团中，来自中央黑洞的强大反馈阻止了热的星系团内气体灾难性地冷却，从而使预期的恒星形成率降低了几个数量级。然而，这些结论几乎完全基于附近的星团。基于新的钱德拉X射线观测，我们提出了第一个观测证据的大规模，失控冷却发生在没有超大质量黑洞反馈的高红移星系团SpARCS104922.6+564032.5（$z=1.709$）。炽热的团内气体似乎正在为恒星形成的大规模爆发（$\approx900$ ~M $_\odot$ yr $^{-1}$）提供燃料，该爆发与中央星系的距离相差数十kpc。爆发与最冷的星系团内气体是同空间的，但与星系团中的任何星系都不相关。在不到1亿年的时间里，这种失控的冷却可以形成与银河系相同数量的恒星。因此，团内恒星不仅是由潮汐剥离和星系团的分裂产生的，也可以由早期热的团内气体失控冷却产生。总的来说，这些观测结果显示了当超大质量黑洞反馈在星系团中失效时的巨大影响。他们指出，在最高密度的星团和原星团中，失控的冷却可能是早期宇宙中恒星形成大规模爆发的一种新的重要机制。
2020-07-30 astro-ph.GA
Star formation and ISM morphology in tidally induced spiral structures
潮汐相遇被认为是宇宙中星系螺旋结构的关键驱动力之一。与密度波和动态螺旋臂相比，这种螺旋预计会产生不同的形态和运动学特征。在这项工作中，我们提出了高分辨率的模拟潮汐遇到一个小质量的同伴与盘星系。包括气体冷却和加热的影响，恒星形成和恒星反馈。扰动盘的结构与孤立星系有很大的不同，显示出清晰的螺旋特征，作为新恒星形成的场所，并显示出臂间的刺。星系的两个臂，桥和尾，似乎表现不同;具有不同的恒星形成历史和结构。特别注意的是集中在气体和恒星螺旋特征之间的偏移，可以直接比较的意见。我们发现不同介质之间确实存在一些偏移，气体臂主要出现在恒星臂的凸侧，尽管确切的位置看起来高度依赖于时间。这些结果进一步突出了潮汐螺旋和其他臂结构理论之间的差异。
2017-04-13 astro-ph.GA
Growth of intermediate mass black holes by tidal disruption events in the first star clusters
研究了逃逸恒星碰撞形成中等质量黑洞后第一个星团的恒星动力学。我们使用Sakurai et al.（2017）的宇宙学模拟结果来跟踪星团在活动暗物质（DM）晕中的演化。星团内的质量分离促使大质量恒星偶尔被中央IMBH捕获，导致潮汐破裂事件（TDE）。我们发现TDE率与IMBH质量成比例，为$\dot{N}_{\rm TDE}\sim0.3\,{\rm Myr}^{-1}(M_{\rm IMBH}/1000\,{\rm M}_{\odot})^2$。DM分量通过从外部剥离恒星来影响星团演化。当星团内DM密度增加时，恒星的速度色散增加，TDE率减小。到了TDE，中央的IMBH在1500万年内增长到与$700-2500\,{\rm M}_{\odot}$一样大。IMBH可能是在$z\gtrsim 6-7$观测到的超大质量黑洞形成的种子，如果通过星系合并和/或大规模气体吸积提供了大量的气体，或者它们可能从早期时代到现在的宇宙仍然是IMBH。
2019-01-29 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
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 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
PG 1610$+$062: a runaway B star challenging classical ejection mechanisms
超高速恒星是罕见的天体，大多数是主序星（MS）B星，它们的速度如此之快，以至于最终会逃离银河系。最近，人们已经表明，流行的希尔斯机制，其中一个双星系统是通过与银河系中心的超大质量黑洞的近距离接触而被破坏的，可能不是它们唯一的弹射机制。对盖亚数据的分析排除了其中一些恒星的银河系中心起源，而是表明它们是极端的盘状失控恒星，以超过经典场景（星团动力学喷射或双星超新星喷射）的预测极限的速度喷射。我们提出了一个新的极端磁盘失控星，PG 1610 $+$ 062，这是一个缓慢的脉动B星明亮到足以详细研究的发现。凯克天文台的ESI光谱定量分析显示PG 1610 $+$ 062是一颗4-5 $M_\odot$的晚期B型MS星，具有低的投影自转速度。丰度（C、N、O、Ne、Mg、Al、Si、S、Ar和Fe）与正常的B星HD 137366不同，表明PG 1610 $+$ 062有点富含金属。基于我们的分光光度距离（17.3 kpc）和盖亚第二次数据发布的自行，运动学分析表明PG 1610 $+$ 062可能以$550\pm40$ km s $^{-1}$的速度从船底座-人马座螺旋臂中喷出，这超出了经典极限。因此，这颗恒星是最极端的MS盘失控恒星中的前五名，并且在已知化学成分的五颗恒星中仅排名第二。
2019-07-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hypervelocity stars in the Gaia era: Runaway B stars beyond the velocity limit of classical ejection mechanisms
晕中的年轻大质量恒星被认为是来自银河系盘的逃逸恒星。可能的喷射场景是双星超新星喷射（BSE）或星团动力学喷射（DE）。超高速恒星（Hypervelocity stars，HVS）是一种极端的失控恒星，可能与银河系无关。产生它们需要强大的加速机制，如超大质量黑洞（SMBH）对双星系统的潮汐破坏。因此，HVS被认为起源于银河系中心（GC），这是已知唯一拥有SMBH的地方。第二次盖亚数据发布（DR2）提供了以前所未有的方式研究HVS的机会。我们重新审视了一些最有趣的高速恒星，也就是在前盖亚时代用哈勃太空望远镜获得的15颗自行恒星，以解开它们的起源。通过进行运动学分析的基础上修订的分光光度距离和自行从盖亚DR2，运动学特性，有助于限制这些恒星的空间起源。以前被认为是（非）束缚的恒星仍然（非）束缚在盖亚DR2天体测量所青睐的银河系势中。对于9颗恒星（5颗候选HVS加上所有4个径向速度异常值），GC至少在$2σ$置信水平上可以被排除为空间原点，这表明大部分已知的HVS是接近或超过银河系逃逸速度发射的盘状失控星。样本中最快的恒星HVS3被证实起源于大麦云云。由于我们的五颗非GC恒星的喷射速度接近或高于BSE和DE预测的上限，另一个强大的动力学喷射机制（例如，涉及中等质量黑洞等大质量微扰者）可能会在上述三种经典情况之外运行。
2018-10-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Repeating partial disruptions and two-body relaxation
本研究构建考虑质量损失与潮汐激发的半解析模型，研究空损失锥区域的重复部分潮汐瓦解现象，发现恒星会经一系列弱部分瓦解被摧毁，或可解释潮汐瓦解事件观测率与理论估计的矛盾。
2024-06-19 astro-ph.GA astro-ph.HE 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
The outskirts of M33: Tidally induced distortions versus signatures of gas accretion
本文通过轨道重建与N体模拟研究M33与M31过去可能的近距离交会，发现该事件概率较低且潮汐剥离不足以解释M33外盘形态异常，提出更晚近的宇宙纤维气体吸积可能是外盘错位的成因。
2024-02-26 astro-ph.GA
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
The Evolution of Protoplanetary Disks in the Arches Cluster
大多数恒星形成于星团环境中。这些恒星最初被盘所包围，从盘中可能形成行星系统。在所有的星团环境中，星暴星团可能是我们银河系中对行星系统最不利的。强烈的恒星辐射和极端的密度有利于通过光蒸发和恒星碰撞快速破坏星周盘。发展的拱集群在银河系潮汐场的维里化模型，我们调查的影响，恒星相遇的拱盘在一个原型星爆集群。尽管它接近银河系中心的深层引力势，但只有一小部分成员逃脱，形成一对延长的潮汐尾。我们的模拟表明，遇到破坏三分之一的星周盘在第一个2.5万年的演化集群核心，优先影响最小和最大质量的恒星。这些事件的一小部分导致快速喷射和形成较弱的第二对潮汐尾，这是由盘贫恒星过度填充。从我们的研究中产生了两个预测：（i）如果不被光蒸发破坏，大质量的晚期B型和早期O型恒星的原行星盘最有可能是星爆星团中行星形成的宿主。(ii)多历元的K-和L-波段测光的拱门集群将提供运动学选择的成员样本，需要检测额外的一对光盘贫困的潮汐尾巴。
2012-11-06 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
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
Dynamics of tidally captured planets in the Galactic Center
最近的观测表明，在我们银河系最内层的秒差距内，正在形成行星形成。超大质量黑洞（SMBH）可能会将行星或行星胚胎从其母星剥离，使它们足够接近，从而被潮汐破坏。我们调查的机会，行星潮汐捕获运行三体遭遇SMBH恒星行星系统的高精度正规化代码。我们表明，潮汐捕获的行星的轨道接近他们的母恒星。我们的结论是，被捕获的行星从SMBH的最终近心点距离将远远大于200 AU，除非它的母星已经在一个高度偏心的轨道上。
2016-07-25 astro-ph.GA
HI, star formation and tidal dwarf candidate in the Arp 305 system
我们目前的结果，从我们的巨米波射电望远镜（GMRT）HI的Arp 305系统的观测。该系统由两个相互作用的螺旋星系NGC 4016和NGC 4017，大量的潮汐碎片和一个突出的潮汐矮星系（TDG）候选者组成。我们更高的分辨率GMRT HI映射，与以前的观察相比，允许更小尺度的功能进行详细的研究。我们的HI分析支持Hancock等人（2009）的结论，即最近一次发生$\sim$和10 $^8$年前。GMRT观测还显示了NGC 4017附近的HI特征，这可能是两个星系早期相遇的残留物。桥TDG候选星系的HI性质为：M（HI）$\sim$ 6.6 $\times$ 10 $^8$ msolar，V（HI）= 3500 $\pm$ 7 km/s，与母星系的速度符合较好.此外，TDG的HI线宽为30 km/s，速度梯度适中，SFR为0.2 msolar/yr，这些都为支持桥梁候选者是真正的TDG提供了证据。桥TDG的\textit{Spitzer} 3.6 $μ$ m和4.5 $μ$ m对应于[3.6]-[4.5]色$\sim$ -0.2等，表明恒星碎片可能是其形成的种子。未来的光谱观测可以证实这种形成情景，并提供金属丰度，这是验证TDG候选人的关键标准。
2017-04-14 astro-ph.GA
The Origin of the Young Pulsar PSR J0826+2637 and Its Possible Former Companion HIP 13962
我们的目标是确定年轻的脉冲星PSR J 0826 +2637的诞生地，以确定其运动学年龄，并给出其径向和空间（踢）速度的约束。由于大多数中子星（NS）的祖先是在协会或集群，我们寻找一个可能的起源NS在这样的恒星集团。我们追溯NS和可能的出生协会和集群的中心，找到近距离接触。运动学年龄则由自相遇以来的时间给出。我们使用蒙特卡罗模拟来解释观测的不确定性和NS的未知径向速度。我们用统计学的方法来评估结果。为了进一步证明我们的发现，我们还寻找一颗逃逸恒星，如果它存在的话，它可能是前伴星。我们发现PSR J 0826 +2637可能诞生于7 ~ 300万年前的小型年轻星团Stock中。这一结果得到了前伴星候选者HIP 13962（光谱型为G 0 Ia的逃逸恒星）的确认。该方案预测脉冲星的径向速度接近于零，这意味着它的运动与视线的倾角为87+/-11度。我们还介绍了HIP 13962的化学丰度。我们没有在高度演化的恒星中发现增强的α元素丰度。然而，在超新星爆发过程中被喷射出来并被逃逸恒星吸积的r过程元素的过剩可能支持双星超新星的假设。此外，HIP 13962的高旋转速度vsin i ~29 km/s与前SN双星系统的演化一致。
2014-01-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
MOND simulation suggests the origin of some peculiarities in the Local Group
银河系（MW）和仙女座（M31）星系拥有旋转的卫星平面。它们的形成至今尚未得到令人满意的解释。认为MW和M31卫星星系是古老的潮汐矮星系，这可以解释它们的结构。Zhao等人（2013年）在MOND修正动力学范式中对MW-M31相对轨道的分析向后计算得到了支持，这意味着它们在7-11 Gyr前近距离飞越。在这里，我们将使用简化的首次自洽模拟更详细地探索MOND中的本地组历史。我们注意到在模拟中的遭遇所引起的功能，并确定其可能的真实对应物。模拟被设置为近似地再现所观察到的MW和M31质量、有效半径、分离、相对速度和盘倾角。我们使用公开可用的自适应网格细化代码Phantom of RAMSES。在模拟中，物质沿着潮汐尾从MW转移到M31。这次遭遇导致了几个类似于当地群体特征的结构的形成。最值得注意的是：1）由转移的材料围绕M31形成的旋转平面结构。它的大小与观测到的卫星平面相似，并且与模拟的MW侧对，就像真实的MW一样。2)同样的结构在大小和形态上也与M31附近观测到的潮汐特征相似。3)MW中的翘曲以与观察到的振幅和方向相似的振幅和方向发展。4)模拟MW周围形成了一团粒子云，范围与实际MW卫星系统相同。这次相遇并没有以哈勃时间的合并而结束。模拟结果表明，MOND可能解释了本星系群的许多特性，而且MOND中的非合并星系相遇可以在星系中产生潮汐特征。
2018-02-06 astro-ph.GA
Close encounters of a rotating star with planets in parabolic orbits of varying inclination and the formation of Hot Jupiters
（略）我们扩展了行星与恒星在抛物线轨道上的近距离相遇理论，使之包括了潮汐对中心旋转恒星的影响。被认为是任意倾斜的恒星旋转轴的轨道。我们得到的结果都从分析处理和数值计算，是在令人满意的协议。这些结果适用于潮汐循环问题的初始阶段。我们发现，在恒星和行星引起的潮汐可以导致轨道半长轴的轨道具有近星点的距离小于5-6恒星半径（对应于周期$\sim 4-5$天后，循环已经完成）与恒星的潮汐更强的逆行轨道相比，逆行轨道的显着减少。我们用简单的Skumanich定律来描述恒星在5Gyr时的自转，其自转周期为一个月。潮汐相互作用的强度以循环时间尺度为特征，$t_{ev}$定义为潮汐导致行星半长轴演化的时间尺度，在潮汐循环过程完成后，它被认为是轨道周期$P_{obs}$的函数。我们发现，对应于逆行和逆行轨道的初始circularisation时间尺度的比例是一个木星质量和$P_{obs}\sim $四天的行星的顺序为1.5-2。它随着行星的质量而增长，对于一个质量为5木星的行星来说，它的数量级是5，而行星的$P_{orb}$是相同的。因此，恒星自转的影响可能会在形成行星系的过程中产生偏差，这些行星系的行星在围绕其主恒星的近轨道上，这是行星与行星散射的结果，有利于逆行轨道的系统。这些结果也可应用于年轻星团中恒星的潮汐俘获问题。
2011-06-28 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The origin of RXJ1856.5-3754 and RXJ0720.4-3125 -- updated using new parallax measurements
RXJ 1856和RXJ 0720是仅有的两颗年轻的孤立射电宁静中子星，它们的三角视差被测量过。由于它们在X射线中的热发射的检测，它们是重要的研究NS冷却和探测理论冷却模型。因此，准确确定其年龄至关重要。最近，获得了RXJ 1856和RXJ 0720的新视差测量结果。考虑到NS可能起源于因不对称超新星而被破坏的二元系统，我们试图识别可能是NS祖先前伴星的失控恒星。这样的识别将有力地支持特定的出生场景与时间和地点。我们追溯每一个NS，逃逸星和可能的诞生协会的中心，以找到近距离接触。运动学年龄则由自相遇以来的时间给出。我们使用蒙特卡罗模拟来解释观测的不确定性。使用RXJ 1856最近的视差测量值8.16+/-0.80 mas，我们发现它起源于0.46+/-0.05 Mar前的U Sco协会。这略高于我们之前报告的值（0.3百万年）。我们的结果得到了它目前径向速度的有力支持，我们预测它的径向速度为6+19-20 km/s。这意味着与弓形激波一致的倾角为88+/-6度。没有发现合适的逃逸恒星是RXJ 1856的潜在前伴星。利用最近对RXJ 0720的视差测量值3.6+/-1.6 mas，我们发现该NS可能出生于Tr 10 0.85+/-0.15 Mar前。这略大于使用旧视差值（0.5百万年）获得的值。我们建议B 0逃逸超巨星HIP 43158作为前伴星的候选者。那么，RXJ 0720到太阳…
2011-07-08 astro-ph.GA
The Neutron Star Born in the Antlia Supernova Remnant
在所有已知的年轻附近的中子星，我们寻找的中子星，是在同一个超新星事件，形成了Antlia超新星遗迹（SNR）的诞生。我们还寻找一颗失控的恒星，它可能是中子星的前伴星（如果它存在的话），然后由于同一颗超新星而被弹出。我们发现脉冲星PSR J 0630 -2834是与Antlia SNR共同起源的最佳候选者。在这种情况下，SNR约为120万年，目前位于约138 pc的距离处。我们认为HIP 47155是PSR J 0630 -2834的前伴星候选者。相遇的时间和地点与从Antlia SNR喷出的两颗恒星一致。我们测得HIP 47155的径向速度为32.42 +/- 0.70km/s。
2013-07-22 astro-ph.GA
NGC1605a and b: an old binary open cluster in the Galaxy
这项工作传达了在银河系内发现一个双星疏散星团的信息。NGC 1605呈现出一种不寻常的形态，恒星分布稀疏，有两个核心在角度上非常接近。2 MASS和Gaia-EDR 3的场星净化色星等图（CMD）显示了两个不同的恒星星族位于相同的日心距离$\sim2.6$ kpc，这表明该区域有两个星团NGC 1605 a和NGC 1605 b，年龄分别为$2$ Gyr和$600$ Myr。盖亚视差和PM分布都很紧凑，非常相似，这表明它们是疏散星团（OC），并且具有相同的运动学特征。大的年龄差异，1.4 Gyr，指向形成潮汐捕获在一个近距离接触和空间接近和相似的运动学表明正在进行的合并事件。有一些突出的潮汐碎片，似乎跟踪集群的轨道在近距离接触，出乎意料的是，其中一些似乎是绑定结构，这可能表明，除了蒸发合并的集群被打破成更小的结构的银河系盘，英仙座臂，和相互潮汐相互作用的组合。在这个意义上，新发现的双星星团可能是一个关键的对象上的观测验证的理论研究的双星星团对形成的潮汐捕获，以及在形成大质量的集群合并，恒星系统的潮汐破坏。
2021-09-29 astro-ph.GA
HI in Virgo's "Red and Dead" Dwarf Ellipticals - A Tidal Tail and Central Star Formation
我们研究了室女星系团中的3个矮椭圆星系的样本，这些星系具有重要的HI库。我们提出了深光学成像（从CFHT和KPNO），HI光谱（阿雷西博）和解决HI成像（VLA）的这个样品。这些观测结果证实了它们的HI含量和光学形态，并表明气体不太可能是最近吸积的。该样本与矮过渡星系有更多的共同点，尽管矮过渡星系的恒星质量和气体分数通常较低。VCC 190有一个HI潮汐尾，这是最近与大质量螺旋星系NGC 4224相遇的结果。在VCC 611中，观察到了蓝色恒星形成的特征，这是较浅的SDSS成像所看不到的。
2017-06-26 astro-ph.GA
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
