Circularization of Tidally Disrupted Stars around Spinning Supermassive Black Holes
本文采用后牛顿修正的三维光滑粒子流体动力学模拟方法研究了自旋超大质量黑洞束缚轨道上潮汐扰动星的圆化。我们的模拟表明，碎片圆化敏感地依赖于辐射冷却的效率。如果辐射冷却效率低，碎片循环有两个阶段：第一，恒星碎片流由于相对论性拱点进动而自相交;相交点处的激波使轨道能量热化，碎片在黑洞周围形成几何上厚的环状结构。环通过粘性扩散迅速扩展，导致形成几何厚度的吸积盘。相比之下，如果辐射冷却是有效的，恒星碎片由于自相交激波而形成圆形，并形成几何上薄的环状结构。在这种情况下，耗散的能量可以在碎片圆化过程中发射，作为随后的潮汐破裂耀斑的前兆。对于一颗1兆太阳质量的恒星绕着一个10^6兆太阳质量的黑洞旋转，其辐射能量可能达到~2*10^{52}尔格。我们还发现，一个逆行（反时针）的黑洞自旋的冲击引起的圆化时间尺度短（长）比一个非旋转的黑洞在两种冷却情况下。在辐射有效冷却的情况下，圆化时间尺度非常长，并且对黑洞自旋也很敏感。具体而言，Lense-Thirring扭矩引起动态重要的节点进动，这大大延迟了碎片的循环。另一方面，在辐射效率低的情况下，节点进动太慢而不能产生可观察的签名。我们还讨论了我们的模拟和抛物线的TDEs，大多数恒星潮汐中断的特点之间的关系。
2016-09-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Galactic Distribution of Fragments Formed from Tidally Disrupted Stars
大约每隔$10^4$年，就会有一颗恒星足够靠近银河系中心的超大质量黑洞Sgr A*，被黑洞的潮汐力拉开。然后，恒星被“意大利面条化”成一条长长的物质流，其中大约一半与Sgr A* 结合，另一半则不结合。在这个流，当地的自重力占主导地位的潮汐场的Sgr A*，这在最低限度限制流到一个小的有限宽度。当流从绝热膨胀冷却并开始重组时，剩余的自引力允许行星质量的碎片沿着流的长度形成;这些碎片然后以一定的速度射入星系，最快的速度为~ 10%c。我们确定这些碎片的相空间分布的一个现实的合奏恒星中断，随着在太阳附近的碎片的局部密度。我们发现，由Sgr A* 产生的~ $10^7$碎片在其一生中在银河系内积累，还有来自其他星系的~ $10^7$碎片位于银河系的1 Mpc范围内，离我们太阳最近的碎片平均距离为500 pc。
2017-07-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Are Hot Jupiters Tidally Disrupted During Stellar Main Sequence?
Tsinghua University（清华大学）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）
针对热木星主序阶段是否会潮汐瓦解的问题，研究通过更可靠的垂直速度弥散指标重新分析过往数据，并结合TESS新发现样本验证，发现没有强运动学证据支持类太阳恒星周围多数热木星会在主序阶段被潮汐摧毁。
2026-08-14 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Effect of accreting tidally disrupted stars on the spin evolution of $\sim 10^6M_{\odot}$ black holes
潮汐破裂星（TDS）的吸积预计将对银河系中心质量为$\sim 10^6 M_{\odot}$的大质量黑洞（MBH）的增长做出重要贡献。在本文中，我们定量研究的TDS吸积对这些相对较小的MBH的自旋演化的影响，也考虑吸积的气体云与（许多）混乱的情节。我们发现，TDS吸积对$\sim 10^6 M_{\odot}$ MBH自旋分布的影响很大，甚至占主导地位，这取决于TDS吸积对MBH生长的贡献率（$f_{\rm TDE}$）.如果$f_{\rm TDE}$与$\gtrsim 0.9$一样大，则大多数$\sim 10^6M_{\odot}$ MBH具有低自旋（$|a| \lesssim 0.3$）;如果$f_{\rm TDE}$与$\lesssim 0.1$一样小，则大多数$\sim 10^6 M_{\odot}$ MBH具有高自旋（$|a| \gtrsim 0.7$）。我们还发现：（1）在TDS吸积态中，高自旋$\sim 10^6 M_{\odot}$ MBH所占的比例小于在气云（AGN）吸积态中的比例，这是由于当自旋较大时，TDS连续吸积期间自旋减小的速度比AGN期间自旋增加的速度快;（2）逆自旋吸积在TDS吸积态中所占的比例与逆自旋吸积的比例几乎相同，而在气云吸积态中所占的比例可以忽略不计。目前稀少的活动星系核样品（$\sim 10^6 M_{\odot}$）的自旋测量暗示了TDS…
2019-05-12 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
Eddington envelopes: The fate of stars on parabolic orbits tidally disrupted by supermassive black holes
本研究通过模拟恒星被超大质量黑洞相对论性潮汐瓦解及碎片流一年演化的过程，首次自洽生成了可解释潮汐瓦解事件光学/紫外辐射的爱丁顿包层，模型与观测光变特征大体相符。
2024-07-10 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
NGC 6712: the variable star population of a tidally disrupted globular cluster
本文分析了NGC 6712球状星团的$\emph{VI}$ CCD时间序列测光。我们的主要目标是研究变星星族作为星团平均物理参数的指标。我们采用了RR Lyrics光曲线的傅立叶分解，以确认$[\rm Fe/H]_{UVES} = -1.0 \pm 0.05$是一个可靠的估计。根据RRab星的颜色曲线，我们估计该星团的红化为$E(B-V)$ = 0.35 $\pm$ 0.04。使用三种独立的方法估计到聚类的距离，得到加权平均距离$\big < d \big>$ = 8.1 $\pm$ 0.2 kpc。HB上RRab和RRc星的分布在不稳定带的第一泛红色边缘附近显示出明显的分离，这似乎是具有非常红色水平分支的OoI型星团的共同特征。我们使用$Gaia$ -DR 2的数据对FoV中的60，447颗恒星进行了成员分析，发现了1529颗可能的成员;我们拥有成员恒星中1100颗的光变曲线。这使我们能够产生一个干净的颜色星等图，与12 Gyrs的年龄一致，并使我们能够发现几个变星的未解决的污染物。从自行分析，我们发现的证据表明，非成员恒星在星系团的FoV潮汐影响的引力的星系隆起。我们发现RRab变量V6显示了以前未检测到的Blazhko效应。最后，我们报告了EW型（9）和SR型（7）的16个新变量。
2020-01-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Abundances in the Metal-Poor Globular Cluster ESO 280-SC06: A Formerly Massive, Tidally Disrupted Globular Cluster
University of Chicago（芝加哥大学）；Syracuse University（雪城大学）；University of New South Wales（新南威尔士大学）；University of Toronto（多伦多大学）；Carnegie Institution for Science（卡内基科学促进会）；University of Florida（佛罗里达大学）
研究发现ESO 280-SC06的低金属度和第二群体恒星比例，推断其初始质量较高且经历潮汐破坏。
2026-01-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Applying Liouville's Theorem to Gaia Data
银河系充满了球状星团和矮星系的潮汐破坏的残余物。确定这些物体的性质--特别是初始质量和密度分布--与天文学和暗物质物理学都有关。然而，大多数直接的质量测量不能应用于潮汐碎片，因为感兴趣的系统不再处于平衡状态。由于相空间密度在绝热相混合过程中是守恒的，刘维尔定理提供了盖亚等天文台测量的恒星运动学与被破坏系统的原始质量之间的联系。由于测量误差和轨道积分产生的不确定性，精确地恢复相空间密度是复杂的，这两者都有效地将熵注入系统，优先降低测量密度。在本文中，我们证明这两个问题是可以克服的。首先，我们在Gaia数据中测量了球状星团M4的相空间密度，并利用刘维尔定理推导了它的质量。然后，我们表明，潮汐干扰系统，轨道参数，从而相空间密度可以推断出冷恒星流的相空间熵最小化。因此，这项工作是一个原则的证明，真正的相空间密度可以测量和原始性质的星团重建系统的天体物理学的兴趣。
2019-07-01 astro-ph.GA
Double tidal disruption events in the changing-look AGN Mrk1018
本文在变脸活动星系核 Mrk1018 中发现双重潮汐瓦解事件，用两颗主序星被超大质量黑洞瓦解解释其 15 年平台光变曲线，且所得黑洞质量与 M-sigma 关系一致，揭示 TDEs 与变脸性质的紧密关联。
2025-07-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
The First Tidally Disrupted Ultra-Faint Dwarf Galaxy? - Spectroscopic Analysis of the Tucana III Stream
我们提出了一个光谱研究的潮汐尾巴和核心的银河系卫星Tucana III，统称为Tucana III流，使用2dF+AAOmega摄谱仪上的英澳望远镜和IMACS摄谱仪上的麦哲伦/巴德望远镜。除了恢复最亮的9个以前已知的成员星在杜鹃III核心，我们确定22个成员的潮汐尾巴。我们观测到了强有力的证据，表明在天空中至少有3个$^{\circ}$（或1.3 kpc）的速度梯度为8.0 km/s/deg（或18.3 km/s/kpc）。基于速度的连续性，我们确认Tucana III尾部是Tucana III的真实潮汐延伸。气流的速度梯度很大，这意味着图卡纳三号可能是在径向轨道上。我们成功地获得了4个成员在核心和12个成员在尾巴的金属丰度。我们发现，成员接近流的两端往往是更贫金属比成员的核心，表明可能的金属丰度梯度之间的中心的祖晕和它的边缘。金属丰度的分布表明，图卡纳III流的前身是一个矮星系，而不是一个星团。此外，我们发现，与精确的测光的暗能量调查数据，有一个可辨别的颜色之间的偏移富金属盘星和贫金属流成员。这种金属性依赖的颜色提供了一种更有效的方法来识别金属贫乏的目标，并将提高流成员的选择效率，用于未来恒星流的光谱后续计划。
2019-03-06 astro-ph.GA
Dynamics of tidally captured planets in the Galactic Center
最近的观测表明，在银河系中心（GC）最内部的秒差距内，正在进行行星形成。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。年轻恒星的紫外线场的光蒸发，加上持续的潮汐破坏，可以增强这些无星行星的近红外光度，即使在现有设施下也可以探测到它们。在本文中，我们调查的机会，通过高精度N体模拟利用Mikkola的算法正则化的行星潮汐捕获。我们认为这两个行星躺在顺时针（CW）盘和行星最初绑定到S-恒星。我们表明，潮汐捕获的行星保持在轨道上接近他们的母恒星。此外，行星轨道的半长轴可以通过简单的解析假设来预测。我们发现，最初被束缚在CW盘星的无星行星有轻微的偏心率，并倾向于留在CW盘。然而，我们推测，角动量扩散和散射与其他年轻的恒星在CW盘可能会带来低角动量轨道上的无星行星。相比之下，最初与S星结合的行星被SMBH捕获在高度偏心的轨道上，与G1和G2云的轨道特性相匹配。我们的预测不仅适用于行星，也适用于低质量恒星最初绑定到S-恒星和潮汐捕获的SMBH。
2016-08-25 astro-ph.GA
Supermassive Black Holes in Galactic Nuclei with Tidal Disruption of Stars: Paper II - Axisymmetric Nuclei
采用高精度直接N体模拟方法研究了稠密旋转星团中超大质量中心黑洞对恒星的潮汐扰动。在以前的论文中的球形星团，我们研究的时间演化的恒星潮汐破坏率和潮汐破坏的恒星的起源，现在根据几个类的轨道只发生在轴对称系统（短轴管和碟）。与球形系统相比，我们发现轴对称系统有更高的TD率。这种增强可以用相空间中增大的损失锥来解释，这是由于总角动量$\bf J$不守恒而引起的。与球形系统一样，潮汐吸积星的最后远心距分布在经典临界半径处达到峰值。然而，吸积星起源的角分布揭示了有趣的特征。在超大质量黑洞的影响半径范围内，破裂星的角分布具有明显的双峰结构，在赤道面附近有一个局部极小值。在影响半径之外，这种依赖性很弱。我们发现，轨道参数的双峰结构可以解释的存在下，两个家庭的定期轨道，即短轴管和碟形轨道。最后给出了轴对称星系核中损失锥的结果。
2015-08-12 astro-ph.GA
The M-$σ$ relation from the disruption of binaries from the galactic bulge
我们提出了一个新的解释众所周知的$M_{\bullet}-σ$关系。在一个三轴势双星系统中，当其混沌轨道位于一个包含$\sim100$倍于超大质量黑洞质量的球体内时，它们被超大质量黑洞潮汐扰动的概率是有限的。结果，其中一个成分失去能量，本身可能会潮汐地分裂并吸积到SMBH上。更重要的是，获得能量的另一个组件返回到凸起，并使其多余的能量与环境平衡，从而改变动力学温度，从而改变速度分散。我们建立了一个数学模型，并发现它的结果与观察到的关系是一致的。
2020-05-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Butterfly in a Cocoon, Understanding the origin and morphology of Globular Cluster Streams: The case of GD-1
潮汐扰动的球状星团流通常被观测到，因此被认为是6D相空间中的窄的、线性的和一维的结构。在这里，我们表明，GD-1恒星流（$\approx$ 30 pc宽），这是一个被破坏的球状星团的潮汐碎片，具有次级扩散和扩展的恒星成分（$\approx$ 100 pc宽）在它周围，检测在>5 $σ$的置信水平。类似的形态特征也可以在合成流中看到，这些合成流是由在暗物质子晕中形成的星团产生的，然后吸积到大质量的宿主星系上。这使人们相信，GD-1流的祖先最初是在银河系外一个现已不复存在的暗卫星星系中形成的。我们认为，在未来的研究中，这个新发现的$cocoon$组件可能作为一个结构标志，以区分原位和异位（吸积）形成的球状星团流。
2019-06-30 astro-ph.GA
Stellar binaries in galactic nuclei: tidally stimulated mergers followed by tidal disruptions
研究了星系核团中双星与大质量黑洞的相互作用。我们认为双星的高度偏心轨道周围的MBH的变化，由于随机的引力相互作用与其他恒星的核星团。轨道的近心点进行随机游走，我们考虑的情况下，这种随机游走慢慢地带来的二进制的希尔斯潮汐分离半径（所谓的空损失锥制度）。然而，我们发现，在大多数情况下，预期的分离并没有发生，而是二进制的成员合并在一起。这是因为双星的偏心率是由与MBH的潮汐相互作用激发的，并且双星内部偏心率的相对偏移量远远超过其内部半长轴。这经常会使近心点间距减小到低于典型恒星直径的值，这会导致相当一部分这样的双星合并（在我们的数值实验中是$\gtrsim 75\%$）。恒星潮汐不会明显改变合并的总速率，但会使双星循环，导致低偏心率、低撞击速度合并的比例很大。一些恒星合并的产物将在$\sim 10^6$年内被MBH潮汐性地破坏。如果合并强烈地增强了合并产物的磁场，这个过程可以解释在一些潮汐破裂事件中观察到的快速相对论性喷流形成。
2017-03-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
Double tidal disruptions in galactic nuclei
一颗接近大质量黑洞（MBH）的近径向轨道上的恒星，如果足够接近MBH，就会受到潮汐干扰。在这里，我们将探讨发生了什么双星的质量中心接近MBH近径向轨道。与MBH的相互作用经常导致两颗恒星的顺序被打乱。我们认为，这样的事件可能产生的光变曲线是从那些单一的中断，如两个局部极大值可能的功能有很大的不同。来自MBH的潮汐力也可以导致双星的碰撞;这些合并的产物可以形成高度磁化的恒星，其随后的潮汐破坏可能使喷流迅速形成。
2015-05-20 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
SMBH in Galactic Nuclei with Tidal Disruption of Stars
采用高精度直接$N$体模拟方法模拟了稠密星团中超大质量中心黑洞对恒星的潮汐扰动。恒星潮汐破裂率的时间演化，潮汐破裂对恒星密度分布的影响和第一次潮汐破裂恒星的详细起源进行了仔细的研究，并与该领域的经典论文进行了比较。模拟中使用了多达128k个粒子来模拟超大质量黑洞周围的星团，我们使用粒子数和黑洞的潮汐半径作为自由参数进行标度分析。在我们的数据中分析了从满损失锥到空损失锥的过渡，对于这两种情况，潮汐扰动率与粒子数$N$以预期的方式成比例。在数值模拟中（在一定条件下），我们第一次可以支持Frank & Rees（1976）的临界半径概念，该概念声称大多数恒星都是在远离潮汐半径的区域的高偏心轨道上潮汐吸积的。由于在径向轨道上运动的恒星的消耗，在星团内部发现了速度各向异性。最后根据模拟结果和标度分析对实际银河系中心进行了估计。
2014-07-14 astro-ph.GA
A population of highly energetic transient events in the centres of active galaxies
最近的全天巡天观测发现了新的瞬变现象。这些包括被中心超大质量黑洞破坏的恒星，以及能量比典型超新星高10-100倍的超新星。然而，在宿主星系的最内部区域明显发生的更有活力的瞬变现象的本质是激烈争论的。在这里，我们报告了迄今为止发现的最具能量的：PS1-10adi，总辐射能量约为2.3 x 10^52 erg。其光变曲线的缓慢演化和持续3年以上的窄谱线与已知的周期性黑洞变化类型不一致。所观察到的性质意味着由膨胀材料和大量周围致密物质之间的冲击相互作用提供动力。这种膨胀物质的合理来源是一颗被中心黑洞潮汐破坏的恒星，或者是一颗超新星。两者都可以满足能源预算。对于前者，我们将不得不援引一种新的、迄今为止还未发现的潮汐破裂恒星的变体，而超新星的起源则主要依赖于其核位置所产生的环境效应。值得注意的是，我们还发现PS1-10adi并不是一个孤立的案例。因此，我们推测，这一新的瞬态人口以前被忽视，由于不正确的关联与潜在的中央黑洞活动。
2017-11-13 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Early Stages of Dusty Tori: The First Infrared Spectra from a Highly Multiscale Quasar Simulation
California Institute of Technology（加州理工学院）；Drexel University（德雷塞尔大学）
该研究通过多尺度模拟揭示了尘埃星暴类星体早期阶段的近红外光谱特征，展示了尘埃环和喷流对红外辐射的影响。
2025-12-05 astro-ph.CO 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
Tidal disruptions of separated binaries in galactic nuclei
几个星系已经展示出X射线耀斑，这与中央超大质量黑洞对恒星的潮汐破坏相一致。在这个过程的理论处理中，通常假设恒星最初相对于黑洞处于近似抛物线的轨道上。这样的假设导致最简单的近似为热光度的$t^{-5/3}$衰减，这确实与这种耀斑的光变曲线采样相对较差相一致。我们指出，还有另一种制度，其中的衰变将是不同的：如果一个二进制的潮汐分离和恒星，仍然接近孔最终潮汐中断从一个中等偏心率的轨道，衰变较慢，典型的$\sim t^{-1.2}$。因此，对这种耀斑的光变曲线进行仔细取样可以区分这些过程，并深入了解双星和星系中心的单星的动态。我们使用三体模拟和分析处理来探索这个过程，并讨论当今X射线探测和未来引力波观测的后果。
2012-04-25 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Red Giant Destruction by Stellar and Black Hole Collisions in Galactic Nuclei
Princeton University（普林斯顿大学）
研究星系核致密环境中红巨星与主序星或恒星级黑洞的碰撞，分析其剥离包层或抛射氦核的机制，并评估对红巨星种群的影响。
2026-06-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
