Dynamical Tides in Compact White Dwarf Binaries: Influence of Rotation
潮汐相互作用在致密白矮星（WD）双星的演化和最终命运中起着重要的作用。潮汐不仅影响WD的合并前状态（如温度和旋转速率），而且还可能决定哪些系统合并以及哪些系统进行稳定的质量转移。在本文中，我们试图量化旋转对双星潮汐角动量输运的影响，具体的计算适用于WD恒星模型。我们采用传统的近似，其中动态激发的重力波内的WD转换成重力惯性霍夫波的旋转的效果。科里奥利力只有一个很小的影响，对潮汐重力波，和以前的结果预测的潮汐自旋和加热的吸入WD没有显着修改。然而，旋转强烈地改变逆行重力波和惯性波，吸积WD的潮汐自旋的重要后果。我们确定了新的动力学潮汐强迫项所产生的平衡和动力潮汐分量的适当分离，这些新的强迫项是非常重要的同步旋转系统附近。此外，我们还讨论了斯托克斯漂移流对波浪角动量通量的影响。最后，我们推测潮汐相互作用将如何影响吸积系统中的超同步旋转WD。
2014-06-10 astro-ph.SR
Detailed equilibrium and dynamical tides: impact on circularization and synchronization in open clusters
本研究在 BINARY_C 的 MINT 中实现基于 Zahn 理论与 MESA 网格的详细潮汐模型，结合八个疏散星团观测，发现初始轨道分布主导圆化统计，而同步化更能检验潮汐效率。
2023-07-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tidal Interactions in Post Common-Envelope sdB Binaries
在所有观测到的热亚矮星B（sdB）中，有一半以上是在双星中发现的，其中一半以上是在轨道周期为10 $ \,\rm{d}$或更小的近距离配置中发现的。为了估计这些主要是单线系统中的伴星质量，经常假设周期小于半天的sdB双星存在潮汐锁定。观察到的非同步性的一些密切sdB双星挑战这一假设，因此提供了一个理想的测试平台潮汐理论。通过求解sdB星一维详细恒星模型的二阶微分方程，得到了sdB星的潮汐耗散强度，从而估算了由Zahn动力潮引起的潮汐同步时间尺度.结果表明，在所有观察到的情况下，同步时间尺度长于sdB寿命。此外，我们研究的对流过冲和对流耗散的作用，在SdB星的核心，并没有发现潮汐引起的同步应该发生的理论框架。
2018-08-02 astro-ph.SR
Dynamical Tides in Eccentric Binaries and Tidally-Excited Stellar Pulsations in KEPLER KOI-54
KEPLER卫星最近对主序星KOI-54中潮汐激发的恒星振荡的观测为研究偏心双星系统中的动力学潮汐提供了一个独特的机会。我们发展了旋转双星振荡模式潮汐激发的一般理论，并将我们的理论应用于KOI-54中潮汐激发的重力模式（g-模式）。观测到的最强振荡，发生在轨道频率的90和91倍，可能是由于锁定在轨道共振的m=2模式（相对于恒星自旋轴）。剩余的通量振荡的频率是轨道频率的整数倍，可能是由于近共振m=0 g模式;这样的轴对称模式产生更大的通量变化相比，m=2模式，假设恒星的自旋倾角是可比的轨道倾角。我们研究了在动力学潮汐作用下恒星自旋和轨道的共振锁模过程以及恒星的内禀自旋降速。我们表明，KOI-54可以自然地演变成一种状态，其中至少有一个m=2模式被锁定在与轨道频率共振。我们的分析提供了一个解释的事实，只有振荡的频率小于90-100倍的轨道频率被观察到。我们还从已发表的KEPLER结果中发现了KOI-54系统中发生三模非线性耦合的证据。我们认为，这种非线性模式耦合可以解释所观察到的振荡，不是谐波的轨道频率。
2011-12-02 astro-ph.SR
Nonlinear dynamical tides in white dwarf binaries
紧凑型白矮星（WD）双星是空间引力波（GW）观测的重要来源，越来越多的WD双星被ZTF等观测所识别。我们研究的非线性动力潮汐的影响，在这样的二进制。我们重点讨论了全局三模参数不稳定性，并表明它比先前研究的局部破波条件具有更低的阈值能量。通过对耦合模网络的积分，计算了潮汐耗散率随轨道周期的变化。我们构建的唯象模型，这些数值结果相匹配，并使用它们来评估的WD二进制的自旋和光度的演变。虽然在线性理论中WD的自旋频率可以锁定的轨道频率，我们发现，这样的锁定不能保持时，考虑到非线性效应。相反，随着轨道的衰减，自旋和轨道会进入或脱离同步。每次它们不同步时，潮汐加热率都会有一个短暂但显著的下降。虽然紧凑双星中的大多数WD的光度应该与以前的行波估计相似，但有几个百分比应该是大约10倍，因为它们位于加热率下降。这为J0651中CO WD的低光度提供了一个可能的解释。最后，我们考虑了潮汐对GW信号的影响，并表明LISA和TianGO可以将WD的转动惯量限制在1%以下。
2020-05-06 astro-ph.SR
Coupling of dynamical tide and orbital motion
本文使用二维浅水模型测试动力学潮汐与轨道运动的耦合，发现该耦合使潮汐耗散随轨道间距增大而增加，在研究长期轨道演化时不可忽略。
2025-02-03 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.geo-ph
Dynamical Tides in Eccentric Binaries Containing Massive Main-Sequence Stars: Analytical Expressions
包含至少一颗大质量主序星的偏心双星系统的潮汐演化在合并致密天体双星的形成过程中起着重要的作用。在这样的系统中占主导地位的耗散机制涉及潮汐激发的传出内部重力波在对流辐射边界和恒星的信封/表面的波耗散。我们推导出了任意轨道偏心率和恒星自转速率下，这类双星的潮汐力矩和潮汐能传递率的解析表达式。这些表达式可用于研究包含大质量MS星的偏心双星的自旋和轨道演化，如合并中子星双星的祖先。将我们的结果应用到PSR J 0045 -7319系统，它有一个大质量的B星伴星和一个观测到的，快速衰减的轨道，我们发现，对于基于非旋转恒星模型的对流核心的标准半径，B星必须有一个显着的逆行和差分旋转，以解释观测到的轨道衰减率。或者，我们认为，对流核心可能是更大的结果，快速恒星旋转和/或质量转移到B星在最近的过去在后MS演化的脉冲星的祖先。
2021-10-22 astro-ph.SR
Tidally excited oscillations in hot white dwarfs
本文研究了在$T$ =26 kK和$T$ =10 kK范围内的各种氦白矮星（WD）模型中，由动力学潮汐引起的WD的通量变化。在线性阶，我们发现动力潮可以显着扰动观测通量在热WD。如果温度为$T\gtrsim14$ kK，则当轨道周期为$P_{\rm orb}\simeq 20-60\,{\rm min}$时，动力潮汐可能引起通量的分数变化>1%。由于动力潮汐引起的通量调制与由于平衡潮汐引起的通量调制之间的比率（即，椭圆体变异性）随着WD半径的减小而增加，并且如果WD具有半径$R\lesssim0.03 R_\odot$，则它可能超过O（10）。与与轨道运动同相的椭球变率不同，动力潮汐引起的脉动可能有很大的相移。另一方面，具有$T\lesssim 10$ kK的冷WD不太可能由于动力潮汐而显示出可观察到的脉动。在较短的轨道周期，动力潮汐可能会变得高度非线性。我们通过将波处理为单向行波来近似这种状态，并且发现通量变化通常减小到0.1%-1%，并且过量相位可能是90度（尽管具有很大的不确定性）。即使在行波极限下，动力潮汐引起的通量扰动仍然可能超过带有$R\lesssim0.02 R_\odot$的紧凑型WD的椭圆体变率。我们进一步估计的非线性通量扰动振荡的四倍的轨道频率占主导地位的自耦合父g模式驱动低阶子p模式。对于具有$T\gtrsim26$ kK和1%线性通量变化的非常热的WD模型，…
2020-10-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Dynamical tides in exoplanetary systems containing Hot Jupiters: confronting theory and observations
我们研究了与中央恒星内部辐射区的重力波激发有关的动力学潮汐对包含热彗星的观测系统的轨道演化的影响。我们考虑WASP-43，Ogle-tr-113，WASP-12和WASP-18，它们包含主序（MS）上的恒星。对于这些系统，有关于轨道周期变化率的观测估计。我们还调查了包含一颗演化巨星的开普勒-91。我们采用Ivanov等人的形式计算轨道演化。对于MS星，我们确定预期的轨道演化率在不同的假设下的耗散作用于潮汐的量，估计恒星旋转的影响，为两个最快速旋转的恒星，并与观测结果进行比较。除了可能的WASP-43外，所有情况都与重力波在恒星传播期间被阻尼的状态一致。然而，目前这还不是确定的，因为观测误差很大。我们发现，虽然它预计适用于开普勒-91，线性辐射阻尼不能解释这种耗散制度适用于MS星。因此，可能需要非线性机制。开普勒-91被发现是这样的，恒星演化的时间尺度与轨道的时间尺度相当。这意味着重要的轨道循环可能是通过潮汐作用于恒星而发生的。准静态潮汐、恒星风、流体动力学阻力和潮汐作用于行星可能起了次要作用。
2017-05-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dynamical tides excited in rotating stars of different masses and ages and the formation of close in orbits
我们研究的潮汐响应的旋转太阳质量的恒星，以及更大的旋转恒星，不同年龄的背景下，潮汐捕获导致要么巨大的系外行星在接近的轨道上，或在星团中的二元系统的形成。为此，我们采用了基于正常模式和相关重叠积分评估的方法，这些方法在Ivanov等人的配套论文中开发，和直接数值模拟，以评估轨道和正常模式之间的能量和角动量交换。这两种方法被发现是在基本协议除了当遇到发生接近伪同步，其中恒星的角速度和轨道的角速度在近星点近似匹配。我们发现，在无量纲的自然单位表示的潮汐相互作用的强度是显着较弱的更大质量的恒星相比，太阳质量的恒星，因为在前一种情况下缺乏显着的对流区域。另一方面，相互作用被发现是更强的逆行，而不是在所有情况下的轨道。此外，对于一个给定的近心点距离，潮汐相互作用也加强了更多的演化恒星的径向膨胀。在协议与以前的工作的基础上，简化的多方模型，我们发现，能量转移到他们的中心恒星可以发挥重要作用，在早期阶段的循环潜在的“热行星”。
2013-07-09 astro-ph.SR
Rotating Love: The dynamical tides of spinning Newtonian stars
本文在牛顿引力框架下建立了自转中子星的动态潮汐响应模型，推导出适用于任意自转率的有效Love数表达式，并揭示了动态潮汐与静态潮汐在自转修正阶数上的差异。
2024-01-04 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Periastron precession effect of $f$-mode dynamical tides on gravitational waves from eccentric double white dwarfs
针对偏心双白矮星系统，研究动力学潮汐的近星点进动效应，分析共振、混沌等不同情形下的表现及LISA的可探测性，明确不同质量系统中该效应的测量条件。
2024-05-23 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Orbital Decay in Binaries Containing Post-Main Sequence Stars
研究了包含一颗原亚巨星或红巨星和一颗恒星或亚恒星伴星的双星的轨道衰变。主星被伴星掀起的潮汐导致轨道和恒星自旋之间的角动量交换，导致轨道收缩，主星自旋上升。轨道衰减率的计算，包括平衡潮汐，在对流信封中的湍流粘性阻尼，和动力潮汐，假设是一个旅行的内部重力波的辐射核心。对于密近双星，潮汐强迫期预计将远远短于涡周转时间尺度的对流信封，处方的“约化”粘度是一个重要的考虑因素。动力潮汐倾向于在最近的轨道上占主导地位，而平衡潮汐则在更远的轨道上占主导地位，交叉点取决于恒星质量。主旋转到同步旋转的旋转发生在足够大的秒级，这大大减缓了轨道衰变，直到达尔文不稳定性发生。一个参数调查提出的轨道衰减作为一个功能的主要和次要的质量，以及湍流粘度处方。这些结果与年龄相关的临界分离，$a_{\rm crit}$，其中轨道衰减是快速的，预计将观察到的系统很少的解析公式和数值结果进行了总结。将$a_{\rm crit}$的计算结果与远地点双星以及太阳质量系外行星的主恒星进行了比较。
2018-09-06 astro-ph.SR
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
Dynamical tides in Jupiter and other rotationally flattened planets and stars with stable stratification
开发数值方法计算快速旋转扁球星体和气态行星的耗散动力学潮汐响应，发现混合波共振可解释木星对Io潮汐响应的观测与静力学计算差异。
2023-02-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dynamical neutron-star tides: The signature of a mode resonance
本文研究了双星旋近过程中中子星个别模式共振的特征，量化了各共振模式对有效潮汐形变的贡献，并提出一种新的闭式近似准确表示共振解，助力精确波形模型开发与参数提取。
2025-08-08 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Planet-star interactions with precise transit timing. III. Entering the regime of dynamical tides
在极短周期轨道上的热彗星，预期会因潮汐耗散而不稳定，并会螺旋式地朝向其主星。这是因为它们通过潮汐耗散将轨道运动的角动量转移到恒星内部。虽然这种现象的大小与特定恒星-行星系统的物理性质有关，但统计研究表明，潮汐耗散可能会在主序星的恒星寿命期间塑造热木星系统的结构。潮汐耗散的效率在恒星-行星系统中仍然受到很差的限制。恒星内部模型表明，辐射区动力潮汐的消散可能是驱动行星轨道衰变的主要机制。这些理论预测可以用凌日定时方法进行验证。我们获得了五颗行星的新的精确的中途过境时间。它们以前被确定为可能探测到轨道衰变的最佳候选者。对时间数据的分析使我们能够对轨道衰减率进行更严格的限制。对于HAT-P-23、KELT-1、KELT-16、WASP-18和WASP-103系统中的所有五个热彗星，都没有检测到它们的轨道周期有统计学意义的变化。对于行星HAT-P-23 b、WASP-18 b和WASP-103 b，观测表明动力潮汐消散的机制可能在它们的宿主恒星中不起作用，从而阻止了它们的快速轨道衰变。这一发现与F型恒星内部的模型一致，其中动力学潮汐由于对流核心而没有完全阻尼。对于KELT-16 b，凌日时间数据的跨度不足以验证理论预测。KELT-1b被确定为研究对流层中惯性波耗散潮汐相互作用的潜在实验室。
2022-09-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Tides and angular momentum redistribution inside low-mass stars hosting planets: a first dynamical model
我们介绍了一个通用的数学框架来模拟内部运输的角动量在一个恒星托管一个接近的行星/恒星伴侣。通过假设潮汐和旋转的扭曲是小的，并且由恒星风和潮汐扭矩引起的角动量的沉积/提取仅通过依赖于径向坐标的有效涡粘性来重新分配，我们可以用完全解析的方式来制定模型。它使我们能够同时计算伴星轨道的演化以及恒星的自旋和径向微分自转。一个说明性的应用程序的情况下，一个F-型主序星托管热木星。我们的模型，以测试更复杂的数值动力学模型和研究的内部旋转配置文件的系外行星主机，提交潮汐和恒星风的综合影响，通过asteroseismology的一般相关性进行了讨论。
2016-06-28 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Calculating rotating hydrodynamic and magneto-hydrodynamic waves to understand magnetic effects on dynamical tides
为了解磁场对动力潮汐的影响，本文研究了简谐驱动下的旋转磁流体动力学（MHD）流。在局部WKB近似下，在周期盒中解析地导出线性响应。在谐振频率的动力学和欧姆耗散计算和各种参数进行了研究。虽然磁压与热压相比可以忽略不计，但磁场对于一阶扰动（例如动力学潮汐）可能是重要的。研究发现，磁场使谐振频率分裂，即旋转流体动力流只有一个谐振频率，而旋转磁流体动力流有两个谐振频率，一个为正，另一个为负。在弱场状态下，耗散在两个谐振频率附近是不对称的，并且这种不对称性在较弱的磁场下更加显著。研究还发现，在共振频率处的动力学耗散和欧姆耗散都与Ekman数和波数的平方成反比。在小尺度上，共振频率处的耗散几乎等于非共振频率处的耗散，即共振对中等尺度上的耗散起作用。此外，相位传播垂直于磁场的波阻尼更大。还有趣的是，发现频率平均耗散是恒定的。这一结果表明，在致密物体中，磁对潮汐耗散的影响应予以考虑。
2016-06-16 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
Magnetic effect on dynamical tide in rapidly rotating astronomical objects
通过数值求解旋转磁流体力学（MHD）方程组，研究了磁场对动力潮汐的影响。研究发现，磁场不仅对流动结构有显著影响，即中等或更强的磁场可以破坏旋转流动中的内部剪切层（在阿尔文速度至少是表面旋转速度的0.1的量级的意义上），而且还对引潮力激发的波的色散关系产生影响，从而使潮汐共振的范围被磁场加宽。主要结果是总的潮汐耗散与磁场强度的平方成比例关系，可用来估算双星系统天体内部磁场的强度。此外，在中等或更强的磁场下，磁耗散与粘性耗散的比率几乎与磁普朗特数（即粘性与磁扩散率的比率）成反比，因此在小磁普朗特数的天体物理情况下，磁耗散在中等或更强的磁场下占主导地位。
2018-01-19 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
WASP-128b: a transiting brown dwarf in the dynamical-tide regime
在G矮星附近的紧密轨道上的大质量伴星被认为由于失控的潮汐耗散而经历快速的轨道衰变。我们在这里报告的发现WASP-128 b，一个褐矮星发现的WASP调查过境G 0 V主机上的$2.2\,\mathrm{d}$轨道，测量的恒星自转率的地方的同伴在一个政权的潮汐相互作用是由动力潮汐。在动力学平衡的假设下，我们导出了恒星潮汐品质因数$\log{Q_\star'} = 6.96 \pm 0.19$的一个值。地面测光和高分辨率光谱的综合分析揭示了主恒星$M_\star = 1.16 \pm 0.04\,M_\odot$，$R_\star = 1.16 \pm 0.02\,R_\odot$和伴星$M_\mathrm{b} =37.5 \pm 0.8\,M_\mathrm{Jup}$，$R_\mathrm{b} = 0.94 \pm 0.02\,R_\mathrm{Jup}$的质量和半径，将WASP-128 b置于棕矮星沙漠最干燥的地方，并暗示其年龄有轻微的膨胀。我们估计WASP-128 b的剩余寿命类似于一些超短周期大质量热彗星，并注意到它可能是测量轨道衰变和测试潮汐理论的有利候选者。
2018-09-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Tidal Dissipation in Evolved Low and Intermediate Mass Stars
本文首次系统计算了1至4倍太阳质量恒星从主序前到白矮星全过程的潮汐耗散，揭示平衡潮与动力学潮在不同恒星尺寸和伴星距离下的主导区域，并强调研究演化恒星及其伴星演化时必须同时考虑两种潮汐耗散。
2024-07-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Planet-star interactions with precise transit timing. IV. Probing the regime of dynamical tides for GK host stars
针对6个绕GK型恒星运行的热木星，研究利用TESS与地基凌星计时检验二次历表，未发现轨道衰减，从而约束动力学潮汐耗散并排除三系统IGWs完全耗散情形。
2024-10-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dynamical Tides in Highly Eccentric Binaries: Chaos, Dissipation and Quasi-Steady State
高偏心率双星系统出现在许多天体物理学背景下，从稠密星团的潮汐捕获，大质量黑洞破坏恒星的前兆，到巨行星的高偏心率迁移。在高偏心双星系统中，当近心通过时，一个天体的潮汐位能激发另一个天体的振荡模，导致振荡模与双星轨道之间的能量交换。这些模式在多个通道表现出三种行为之一：低振幅振荡，大振幅振荡对应于轨道频率和模式频率之间的共振，和混沌增长。我们研究这些现象与迭代映射，充分探索模式的演变如何依赖于近心距离和其他参数。此外，我们表明，模式能量的耗散结果在准稳态，逐渐轨道衰减打断共振，即使在系统中的模式振幅最初会增长随机。一个新捕获的恒星周围的黑洞可以经历显着的轨道衰减和加热，由于模振幅和耗散的混沌增长。一颗被推入高偏心率轨道的巨大行星可能会经历类似的效应，成为热或温暖的木星。
2018-02-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dynamical evolution of the Gliese 436 planetary system - Kozai migration as a potential source for Gliese 436b's eccentricity
这颗靠近GJ 436的行星，由于其轨道周期非常短，轨道偏心率令人费解。考虑到星系的年龄，这颗行星应该在很久以前就已经潮汐循环了。近年来，人们提出了许多解释这一现象的尝试，要么涉及异常弱的潮汐，要么涉及遥远的伴星的扰动作用。我们在这里解决后一个问题的基础上Kozai迁移。我们认为，GJ 436 b以前位于更远离恒星，它经历了一个大规模的，倾斜的扰动通过Kozai机制引起的迁移。在这种情况下，伴星的扰动触发了GJ 436 b的高振幅变化，导致潮汐作用于近星点。然后轨道潮汐收缩到今天的位置。我们数值积分的三体系统包括潮汐和广义相对论修正。我们首先表明，从GJ 436 b的现今位置开始，不可避免地会导致Kozai振荡的衰减，并迅速使行星圆化。相反，从5-10倍远的地方开始允许Kozai周期的开始。潮汐作用在偏心率峰值阶段，并减少了行星的半长轴。最终结果是一个以两个阶段为特征的演化：第一个阶段是Kozai周期和缓慢收缩的半长轴，第二个阶段是一旦行星脱离Kozai共振，其特征是更快速的减少。在大多数情况下，这一过程的时间尺度似乎比行星的标准循环时间长得多，其系数大于50。该模型可以解决GJ 436 b的偏心率悖论。根据不同的轨道配置，GJ 436 b可能需要几个陀螺仪才能实现完全的轨道下降和圆化。根据这一设想，我们今天可能正在目睹设想的第二阶段，即半长轴已经减小，而偏心率仍然很大。然后，我们探…
2012-08-01 astro-ph.SR
Dynamical tide in stellar radiative zones. General formalism and evolution for low-mass stars
[摘要]迄今为止探测到的大多数系外行星都是近距离行星，它们很可能受到宿主恒星中潮汐耗散的影响。为了得到恒星-行星系统演化的完整图像，我们需要考虑恒星辐射带和对流带内潮汐的影响。我们的目标是提供一个一般的形式主义，以评估潮汐耗散在恒星辐射区的所有光谱类型，允许整个恒星演化的动力学研究的给定系统。研究了恒星结构和演化对低质量恒星辐射核潮汐耗散的影响。通过对恒星绝热振荡的研究，我们计算了由渐进的内部重力波传输的能流和引起的潮汐力矩。然后，我们研究了从主序前（PMS）到红巨星支（RGB）恒星结构和演化对太阳型恒星潮汐耗散的影响。对于一个给定的恒星-行星系统，所有恒星质量的潮汐耗散在主序前达到最大值。在主层序（MS）上，它减少到几乎恒定。F型星的耗散比G型和K型星小几个数量级。在次巨星阶段和RGB阶段，随着恒星包层的膨胀，潮汐耗散增加了几个数量级。我们发现，动力潮在对流区的耗散占主导地位的PMS和开始的主序列的大部分系统的演变。辐射区的潮汐耗散则成为亚巨星阶段和RGB期间最强的贡献。我们还发现，在PMS、次巨星阶段和RGB阶段，贫金属星的耗散比富金属星的耗散更强。
2021-04-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Resonance locking and tidal evolution in rotating γ-Doradus binaries
STAR Institute, University of Liège（列日大学STAR研究所）；Astronomical Institute, Faculty of Physics and Astronomy, University of Wrocław（弗罗茨瓦夫大学物理与天文学学院天文研究所）
研究双星系统中共振锁定对轨道演化的影响，揭示其在恒星自转和轨道演化中的长期角动量交换作用。
2025-11-26 astro-ph.SR
Dynamical tide modified Roche limit in eccentric, asynchronous binaries
Montana State University（蒙大拿州立大学）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；University of Texas at Arlington（德克萨斯大学阿灵顿分校）
研究在非圆形、非同步双星中修正罗奇极限，考虑非线性流体动力学效应及潮汐作用对天体稳定性的影响。
2026-01-21 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Tidal dissipation due to inertial waves can explain the circularization periods of solar-type binaries
潮汐耗散是使太阳型近距离双星的轨道圆化和自旋同步的原因，但其机制尚未完全了解。以前的工作表明，理论预测的潮汐耗散率的显着增强需要解释观察到的圆化周期（$P_\mathrm{circ}$）在各种恒星星族，和他们的演化与年龄。这部分是基于一种普遍的信念，即太阳型恒星中潮汐耗散的主要机制是对流包络中作用于平衡潮汐的湍流粘性。本文研究了自转太阳型恒星演化过程中对流区和辐射区的潮汐耗散。我们研究平衡潮汐耗散，将一个依赖于频率的有效粘度的动机，最新的流体动力学模拟，和惯性波（动力潮汐）耗散，采用频率平均的形式主义，占现实结构的明星。我们证明，所观察到的二元循环周期可以解释的惯性波（动力潮）耗散对流信封。这种机制在主序列前阶段特别有效，但如果自旋接近同步，它也会在主序列上运行。预测的$P_\mathrm{circ}$，由于这种机制的增加与主序年龄符合的意见。我们还表明，平衡潮汐和内部重力波耗散不太可能解释所观察到的$P_\mathrm{circ}$，即使在主序前，根据我们目前对这些机制的最佳理解。最后，我们主张更现实的动力学研究的恒星星族，采用潮汐耗散由于惯性波。
2022-03-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Prospects of Constraining Equilibrium Tides in Low-Mass Binary Stars
本文利用全局敏感性分析和基于模拟的推断，研究低质量短周期双星中潮汐品质因子与初始条件的简并性对约束潮汐耗散的阻碍，并提出群体合成方法可能是验证潮汐理论更有前景的途径。
2025-07-16 astro-ph.SR
Effect of dynamical gravitomagnetic tides on measurability of tidal parameters for binary neutron stars using gravitational waves
来自双中子星（NS）的引力波（GW）提供了通过测量与NS特征模激发相关的潮汐效应来约束核物质状态方程的独特机会。这包括与科里奥利效应相关的重力磁模式，其频率与NS的自旋频率成比例，并且自旋方向决定了主要激发的模式的子类。我们提出的GW模型，这些影响所需的数据分析，首先开发一个描述的绝热签名重力磁模式在缓慢旋转的NS。我们表明，它们可以封装在一个有效的爱数不同的模式共振前后。结合这与一个已知的通用模型的突然变化的GW在模式共振和点质量基线导致一个有效的描述，我们使用的宇宙探测器，设想下一代GW探测器的测量重力磁效应的影响进行案例研究。我们量化的程度，忽略（包括）重力磁模式的影响引起的偏见（显着减少统计误差）在测得的潮汐变形参数，这取决于状态方程。我们的结果证实了动态重磁潮汐效应对于使用第三代探测器进行测量的重要性。
2023-02-22 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Surface tide on a rapidly rotating body
本文通过求解带摩擦项的拉普拉斯潮汐方程，研究了快速旋转物体上的表面潮汐。当地球的动力时标与自转时标之比的平方$ε=Ω^2 R/g$很小时，得到了渐近结果。当它不是那么小的时候，例如一个快速旋转的恒星或行星，我们进行数值计算。发现当自转足够快（$ε$达到$0.1$）时，会出现大量的潮汐共振。为了产生相同的潮汐水平，更快的旋转对应于更低的潮汐频率。摩擦抑制潮汐共振，但不能完全抑制它们在快速旋转。流体层的厚度可以改变潮汐共振，但这种变化随着旋转速度的增加而减弱。这一结果有助于理解快速旋转恒星或行星大气中的潮汐现象以及中子星海洋中的潮汐现象。
2019-02-03 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
Dynamical Tides in Compact White Dwarf Binaries: Helium Core White Dwarfs, Tidal Heating, and Observational Signatures
在致密的白矮星（WD）双星系统中，潮汐耗散对WD在质量转移或合并之前的物理条件（如表面温度和自转速率）有重要影响。在这些系统中，占主导地位的潮汐效应涉及重力波的激发和它们在恒星外壳中的耗散。计算了低质量（0.3 M_ \odot）氦核（He）WDs中潮汐激发的重力波振幅随潮汐强迫频率ω的变化。与前一篇论文中研究的碳氧（CO）WDs一样，我们发现无量纲潮汐力矩F（ω）（与有效潮汐品质因数成反比）对ω有不稳定的依赖关系。平均而言，F（ω）的尺度近似为ω^6，He WD的F（ω）比CO WD的F（ω）小几个数量级。我们发现，潮汐扭矩可以开始同步WD旋转时，轨道周期小于约一个小时，虽然几乎恒定的旋转保持即使在小周期。我们研究潮汐激发的重力波在临界层经历非线性断裂或共振吸收，使我们能够估计WD包络中潮汐加热的位置和大小。然后，我们将潮汐加热的MESA恒星演化代码，计算的物理条件的WD作为轨道周期的函数为不同的WD模型。我们发现，潮汐加热作出了显着的贡献，WD光度短周期（~10分钟）的系统，如SDSS J 0651 +2844。我们还发现，对于包含氢包层的WD，潮汐加热可以触发失控的氢壳燃烧，导致质量传递开始之前的新星事件。
2012-12-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spin effects on neutron star fundamental-mode dynamical tides: phenomenology and comparison to numerical simulations
来自中子星双星螺旋的引力波包含了在未探索的极端状态下强相互作用物质的信息。提取这一点需要强大的理论模型的签名的物质在引力波信号由于自旋和潮汐效应。事实上，自旋对中子星准简正模的潮汐激发有重要影响，这在目前最先进的波形模型中是不包括的。我们开发了一个简单的近似描述，占科里奥利效应的潮汐激发的中子星的四极和八极基本准正常模式的自旋，并将其纳入SEOBNRv 4 T波形模型。我们表明，科里奥利效应只引入了一个新的相互作用项在一个有效的作用，在同向旋转框架的明星，并固定系数考虑自旋引起的共振频率，已计算出的模式频率旋转中子星在文献中的移动。我们调查的影响，由于引力红移和帧拖曳效应的相对论修正，并确定在未来需要更详细的理论发展的重要方向。我们的新模型与双中子星和中子星-黑洞双星的数值相对论模拟的比较表明，与数据分析中使用的现有模型相比，在一致性方面有所改进
2021-03-26 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Rethinking Resonance Detectability during Binary Neutron Star Inspiral: Accurate Mismatch Computations for Low-lying Dynamical Tides
Institut de Ciències del Cosmos (ICCUB), Universitat de Barcelona (UB)（巴塞罗那大学宇宙科学研究所）；Departament de Física Quàntica i Astrofísica (FQA), Universitat de Barcelona (UB)（巴塞罗那大学量子物理与天体物理学系）；Institut de Física d’Altes Energies (IFAE), Universitat Autònoma de Barcelona（巴塞罗那自治大学高能物理研究所）；Institució Catalana de Recerca i Estudis Avançats (ICREA)（加泰罗尼亚高级研究学院）
通过精确失配计算，研究双中子星或中子星-黑洞并合中低层动力学潮汐共振的可探测性，发现共振主要导致并合时间提前而非相位差，且单频近似会高估可探测性。
2026-07-09 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Do tides play a role in the determination of the pre-stellar core mass function?
University of Exeter（埃克塞特大学）
本文通过张量维里方程研究潮汐对湍流诱导密度扰动坍缩的影响，发现潮汐仅对低质量扰动（<2.7太阳质量）的密度阈值有轻微提升（最多1.5倍），因此潮汐在恒星形成和IMF特征质量确定中不起主要作用，并提出替代解释。
2025-10-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modeling Tidal Disruptions with Dynamical Tides
本文提出一个基于线性扰动理论和自由粒子近似的两阶段快速模型，用于计算潮汐瓦解事件的能量分布和回落率，并通过校准参数匹配流体动力学模拟，应用于MESA恒星剖面。
2025-10-08 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Relativistic effective action of dynamical gravitomagnetic tides for slowly rotating neutron stars
中子星的引力磁准简正模在双星内旋过程中被潮汐效应共振激发，导致引力波信号中潜在的可测量效应。我们采取了重要的一步，将这些影响的波形模型，通过开发一个相对论有效的行动，澄清了一些微妙的重力磁动力学。在慢转动极限下，我们首先考虑后牛顿近似，并从运动方程中明确推导出有效作用量。我们表明，这种提法开辟了一种方法来计算模式频率，产生的见解相关的物质变量，并阐明了重力磁模式振幅位移下的流体性质的移位对称性的作用。然后，我们构建了一个完全相对论性的基础上的对称性和功率计数计划的行动。这种作用涉及到四个耦合系数，它们取决于中子星的内部结构，并表征了引力波中的关键物质参数。我们发现，固定后的系数之一，通过归一化，其他三个直接涉及两种重磁勒夫数（静态和无旋），和模式频率。我们讨论了这个动作的几个有趣的功能和动力学后果，并分析了频域响应函数（频率依赖的感应磁通四极和外部重力磁场之间的比率），以及相应的爱运营商代表的时域响应。我们的研究结果为引力波天文学提供了精确预测引力磁效应及其编码的核物理的基础。
2021-02-15 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Star-planet interactions VI. Tides, stellar activity and planet evaporation
潮汐相互作用和行星蒸发过程影响着近距离恒星-行星系统的演化。我们研究了恒星自转对这些过程的影响。我们计算的时间演化的恒星行星系统组成的行星的初始质量之间的0.02和2.5 M $_{ Jup}$（6和800 M $_{ Earth}$），在一个准圆轨道的初始轨道距离之间的0.01和0.10 au，围绕太阳型恒星的演变从前主序星（PMS），直到主序星（MS）阶段结束。我们占的演变：恒星结构，恒星角动量由于潮汐和磁制动，潮汐相互作用（平衡和动态潮汐恒星对流区），质量蒸发的行星，和长期的行星轨道的演变。我们认为，在演化的开始，原行星盘已经完全消散，行星形成完成。无论是快速的初始恒星旋转，和更有效的角动量传输的恒星内部，一般来说，有助于扩大域是缺乏行星后的PMS阶段，在平面上的行星质量与轨道距离。与观测到的围绕太阳质量恒星运行的系外行星在行星质量与轨道距离平面上的分布情况（针对“海王星沙漠”特征）进行比较，显示出与目前模拟结果令人鼓舞的一致性，特别是因为没有试图微调模型的初始参数以适应观测结果。我们还获得了裸核行星的轨道周期的上限，这与行星半径与轨道周期平面中的“半径谷”特征的观测结果一致。潮汐和行星蒸发这两种效应应该同时以一种一致的方式加以解释，并有一个详细的恒星演化模型。
2021-04-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Constraints on planetary tidal dissipation from a detailed study of Kepler 91b
上下文随着对数千颗系外行星的探测，详细描述它们的动态演化是理解它们形成的关键一步。研究在主星和行星中发生的潮汐消散，对于研究在系统中存在的物体之间发生的角动量的分布和研究轨道参数的演变具有重要意义。从理论的观点来看，潮汐在整个物体中的消散可以通过依赖所谓的相位或时滞平衡潮汐模型来研究，在该模型中，约化的潮汐品质因数Q 'p，或等效地，勒夫数与时滞之间的乘积（k 2 Δ T），描述了潮汐在扰动物体内消散的效率。通过观察系外行星系统的当前配置来限制这些因素是非常具有挑战性的，而对整个系统的演变进行模拟可能有助于揭示控制这一过程的机制。目标。我们的目标是通过研究开普勒-91 b的轨道演化来限制热类木星行星的潮汐耗散因子。方法.我们首先对开普勒-91进行了详细的星震特征描述，并使用经典和星震约束计算了一个专用的恒星模型。然后，我们通过我们的轨道演化代码将恒星的演化耦合到行星之一，并通过考虑在行星和宿主恒星中消散的潮汐来研究系统的演化。结果我们发现k2 Δ T的最大值（或相当于Q 'p的最小值）决定了Kepler-91 b内发生的平衡潮汐耗散的效率为0.4 pm 0.25 s（4.5+5.8 * 10^5）。
2022-10-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
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
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
An instability due to the nonlinear coupling of p-modes to g-modes: Implications for coalescing neutron star binaries
在恒星内部传播的弱非线性流体波可能对三波相互作用不稳定。共振参数不稳定性是一种众所周知的三波相互作用形式，其中频率为$ω_a$的一次波激发频率为$ω_b+ω_c \simeq ω_a$的一对二次波。在这里我们考虑一种非共振形式的三波相互作用，其中一个低频初级波激发一个高频p模和一个低频g模，使得$ω_b+ω_c >>ω_a$。我们表明，p-模式可以耦合到一个g-模式的径向波长相似，这种类型的相互作用是不稳定的，即使主波振幅很小。作为应用，我们分析了聚并中子星双星p-g模耦合的潮汐稳定性。我们发现在引力波频率f_{gw} > 20 Hz时，平衡潮和动力潮都是p-g不稳定的，并且在很短的时间尺度（远小于轨道衰变时间）内驱动p-g对达到显著的能量。相反，与潮汐的共振参数耦合是稳定的，或者以小得多的速率驱动模式。我们没有解决饱和的不稳定性，因此不能准确地说，它如何影响中子星双星。然而，我们表明，即使是一个单一的子模饱和附近的波破碎振幅，平衡潮汐的p-g不稳定性：（i）诱导显着的轨道相位误差（$Δϕ$ > 1弧度），主要积累在低频率（f_{gw} < 50 Hz）和（ii）加热中子星核心T~10^{10} K。由于存在>100个不稳定子体，因此$Δϕ$和T可能比这些值大得多。因此，潮汐可能会显着影响引力波信号和电磁辐射的中子星双星在更大的轨道间隔比以前认为的。
2015-09-25 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
The Tale of a Hungry Subgiant and Its Brown Dwarf: Interior Radiative Damping Dominates the Tidal Evolution of TOI-5882
University of Wisconsin–Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）
本文提出自洽潮汐演化框架，结合MESA双星演化与GYRE-tides线性潮汐响应，应用于TOI-5882系统，发现内部辐射阻尼主导潮汐演化，经典平衡潮模型低估恒星角动量演化数个量级，导致吞噬时间尺度缩短2-6倍，加速伴星内旋约25-110 Myr。
2026-06-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Non-adiabatic tidal oscillations induced by a planetary companion
计算了$1$ $\text{M}_{\odot}$和$1.4$ $\text{M}_{\odot}$的非自转恒星上的近行星伴星引起的动力学潮汐。使用Henyey方法，我们解决了整个恒星的完全非绝热方程。水平拉格朗日位移被发现是10至100倍大于平衡潮汐值在一个薄的区域附近的表面的明星。这是因为非绝热效应占主导地位的区域，从下面的对流区的外缘到恒星表面，和平衡潮汐近似是不一致的非绝热性。虽然这种近似通常适用于低频极限，但在对流区的强迫频率较小但大于Brunt-Väisälä频率的部分也失败了。我们推导出的解析估计，给出了一个很好的近似的数值的水平和径向位移的比例在表面上的大小。相对表面通量扰动也是显著的，对于以51 Pegasi b为模型的系统，其量级为0.1%。因此，受水平位移影响的观测可能比以前认为的更容易实现，亮度扰动可能是通量扰动的结果，而不是由于径向位移。我们讨论的影响，这对检测这种潮汐激发振荡的可能性，包括利用大水平运动的观测系统，如51飞马座的前景。
2019-09-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Potential Signature of HD 7977's Passage Among Observed Long-Period Comet Orbits
Planetary Science Institute（行星科学研究所）；Laboratoire d’Astrophysique de Bordeaux, CNRS and Université de Bordeaux（波尔多天体物理实验室，法国国家科学研究中心与波尔多大学）
研究银河潮汐对长周期彗星轨道的影响，发现新彗星比预期更各向同性，而恒星HD 7977在约250万年前近距离经过太阳系可解释这一现象，并导致彗星通量加倍。
2026-06-25 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
