Density Wakes due to Dynamical Friction in Cored Potentials
动态摩擦力通常由广泛使用的Ehrasekhar公式以合理的精度建模。然而，在某些情况下，Eschrasekhar的局部和一致近似可能会严重崩溃。天体物理学上的一个重要例子是在N体模拟中看到的“核心失速”现象，即大质量扰动螺旋进入恒星系统恒定密度核心的近谐波势（也可能在对具有球状星团的矮星系的直接观测中看到）。在本文中，我们使用线性化的无碰撞玻尔兹曼方程来计算一个有核星系对大质量扰动的整体响应。我们评估的密度变形，或尾流，由于扰动和研究其几何结构，以更好地了解核心失速现象。本文还从Lynden-Bell-Kalnajs（LBK）公式计算了作用在扰动体上的动态摩擦力矩。与过去的工作一致，我们发现，由共转共振所产生的动力学摩擦力大大减弱，相对于Krasrasekhar公式，在一个恒定密度的核心。然而，与过去的工作相比，我们发现，人口以前被忽视的高阶和非共转共振维持最低水平的摩擦扭矩在约10%的扭矩从Krasrasekhar公式。这表明，完整的核心失速可能需要超出LBK方法的现象，我们讨论了几种可能的解释。此外，研究核心失速的多个扰动，我们调查近似长期动力学相互作用（类似于Lidov-Kozai动力学）之间的两个扰动绕核心恒星系统，并推导出一个标准的不稳定性，由于他们的密切接触。
2021-12-20 astro-ph.GA
The distant Milky Way halo from the Southern hemisphere: Characterization of the LMC-induced dynamical-friction wake
本研究利用VIRCAM和DECam在四个视场收集近红外与光学测光数据，在60-100 kpc范围内探测到LMC诱导的动力学摩擦尾迹及银晕径向密度断裂，为理解LMC与银河系相互作用及暗物质模型提供了观测证据。
2025-03-05 astro-ph.GA
Dynamical friction in stratified stellar envelopes
Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg（海德堡大学天文中心）；Heidelberger Institut für Theoretische Studien（海德堡理论研究所）
研究分层恒星包层中动力学摩擦，阐述弱点扰动物体线性正压声响应公式，应用于多种情况，发现分层影响摩擦，双扰动物体系统中伴星尾流有作用，该公式为相关模型提供工具。
2026-09-09 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Dynamical friction in an isentropic gas
当有引力的物体沿一定质量分布运动时，在其后面会产生一个过密的尾流。本文对等熵流和物体在其中作亚音速运动时远离物体的流场结构进行了分析研究，指出动摩擦力是物体上的主要阻力，并利用微扰理论得到了物体的密度。远离质量的扰动流的速度和压力。本文导出了等熵流中动摩擦力的表达式，并指出了它与流的马赫数和绝热指数的关系。我们发现动态摩擦力随着绝热指数的增大而减小。我们分析表明，尾流密度较低，在我们的等熵的情况下相比，等温的。
2012-03-03 astro-ph.GA
Clump Migration in Disk Galaxies: Revisiting Chandrasekhar's Dynamical Friction
Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics（大学间天文学与天体物理中心）
本研究通过盘状星系模拟检验经典钱德拉塞卡动力摩擦公式对团块迁移的有效性，发现该公式高估多数团块旋入时间，需考虑团块相互作用等额外物理过程。
2026-08-07 astro-ph.GA
Negative Dynamical Friction on compact objects moving through dense gas
一个过密的尾流是由一个受引力的物体在气体介质中移动而产生的，这个尾流会拉回物体并使其减速。这是气体介质中的常规动力学摩擦。我们认为，如果该对象驱动一个足够强大的外流，尾流被破坏，而不是一个扩展的低密度区域的对象后面创建。在这种情况下，总的重力作用在物体运动的方向上，产生负动力摩擦（NDF）。稠密气体中的黑洞驱动着强大的外流，并可能经历NDF，尽管可能需要大量的数值工作来证明或反驳这一结论。NDF可能是重要的恒星质量的黑洞和中子星内的“共同信封”的二元系统，恒星质量的黑洞内AGN盘，或大规模的黑洞增长通过超爱丁顿吸积在早期宇宙。
2019-06-04 astro-ph.GA astro-ph.HE gr-qc
Gaseous Dynamical Friction on Hyperbolic Scatterings
本研究通过线性扰动理论分析均匀气体中双曲相遇的动力学摩擦，揭示六类轨道，发现气体耗散能量并促进超音速捕获，且力并非严格摩擦性。
2025-05-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
On dynamical friction in a gaseous medium with a boundary
动力学摩擦是由扰动物和它在周围介质中激发的引力尾流的相互作用引起的。本文通过解析地研究在具有反射平面边界的均匀介质中，扰动与匀速直线运动的相互作用，研究了边界的存在对动力摩擦的影响。在介质边界的尾流反射可能发生在被行星或恒星同伴扰动的截断盘的边缘，以及在无流出边界条件的行星-盘相互作用的数值模拟中。在本文中，我们表明，边界的存在下修改的动态摩擦行为显着。我们发现，扰动总是被推离边界，并达到一个终端亚音速速度附近的马赫数0.37，无论初始速度。当马赫数小于0.37时，动摩擦甚至可以反向，从而使扰动器加速而不是减速。平行于边界移动的扰动感受到与运动方向正交的额外摩擦，该摩擦比沿运动方向的标准摩擦强得多。这些结果表明，通常使用的标准Eschrasekhar公式作为一个简短的手估计的动态摩擦可能是不够的，在各种数值模拟中观察到的。
2010-09-07 astro-ph.EP astro-ph.GA
Chandrasekhar's Dynamical Friction and non-extensive statistics
质量为$M$的点状物体在通过大质量无碰撞粒子（$m << M$）的背景势时，会受到一种称为动力学摩擦的稳定减速。在他的经典工作中，Eschrasekhar假设晕中的麦克斯韦速度分布，忽略了质量$M$的引力聚焦引起的尾流的自引力。在本文中，通过放宽麦克斯韦分布的有效性，由于长程力的存在下，我们推导出的$q$ -非广延动力学理论的背景下的动力学摩擦的解析公式。在广义极限情形（$q = 1$）下，恢复了经典的Gaussian Schumrasekhar结果.作为应用，得到了球状星团螺旋运动到银心的动力学摩擦时标。我们的研究结果表明，有关的大时间尺度的数值$N$体模拟或半解析模型得出的问题可以理解为偏离标准的广泛麦克斯韦制度所测量的Tsallis非广泛的$q$参数。
2016-04-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Nonlinear Dynamical Friction in a Gaseous Medium
利用高分辨率的二维流体动力学模拟方法，研究了气体对质量极大的微扰子M_p以速度V_p通过绝热声速a_0的均匀气体介质时的非线性引力响应及其产生的拖曳力。我们将微扰器模拟为具有软化半径rs的Plummer势，并通过对微扰器运动线施加柱对称性，运行了不同的A=GM_p/（a_0^2 rs）和M=V_p/a_0模型。对于超音速情况，大质量扰动很快发展出非线性流，产生分离的弓形激波和涡环，这与马赫锥被低幅马赫波限制的线性情况不同。激波后面的流动最初是非定常的，表现出涡环和激波的准周期性的超稳定振荡。涡环最终向下游脱落，并且流动朝向准稳态发展，其中扰动器附近的密度尾流处于接近流体静力平衡。我们发现，分离激波距离$δ$和非线性阻力F仅依赖于η=A/（M^2-1），使得δ/r_s=η，当η>2时，F/ F_{lin} =（η/2）^{-0.45}，其中F_{lin}是Ostriker（1999）的线性阻力。与F_{lin}相比，F的减小是由非线性密度尾流中的前后对称性引起的。在亚音速情况下，没有激波的流动不容易达到稳定状态。然而，在扰动器附近的亚音速密度尾流接近于流体静力，导致与线性情况类似的阻力。我们的结果表明，一个非常大质量的物体，如在星系中心附近的黑洞合并的动态摩擦将需要相当长的时间比线性预测。
2009-08-10 astro-ph.GA
Harmonic-decomposition approach to dynamical friction for eccentric orbits
本文提出多极频率分解方法，在线性响应理论框架内计算偏心开普勒轨道点质量在流体背景中的轨道平均能量与角动量耗散，并用半数值模拟验证，进而应用于气体介质中致密偏心双星的长期演化建模。
2025-09-19 astro-ph.GA
Dynamical friction in slab geometries and accretion disks
行星、恒星甚至星系的演化在很大程度上是由引力源的动力学摩擦驱动的。现在有一个很好的理解所产生的摩擦扩展介质，无论是无碰撞的流体。然而，吸积或原行星盘的物理学，例如，被描述为板状几何，而不是在一个空间方向紧凑。在这里，我们发现，第一次，引力尾流由于一个大规模的扰动移动通过板状介质，描述例如吸积盘急剧过渡。我们表明，在这样的环境中的动态摩擦可以大大减少相对于空间扩展的配置文件。最后，我们提供了简单而准确的表达式的引力拖曳力的扰动感到，在亚音速和超音速制度。
2019-05-15 astro-ph.GA gr-qc
Gaseous Dynamical Friction: a Numerical Study of Extended Perturbers
本文通过多种高分辨率流体动力学方法模拟气体动力学摩擦，确定了扩展扰动体周围恢复线性点质量解的有效径向范围，并量化了标准模型对阻力的高估程度及其在星系团子晕中的适用条件。
2025-06-19 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Gaseous Dynamical Friction in Presence of Black Hole Radiative Feedback
动力学摩擦被认为是星系合并后大质量黑洞轨道演化的主要机制，也是引力束缚黑洞双星形成的重要途径。我们使用2D辐射流体动力学模拟研究的效率，在存在辐射反馈的MBH移动通过均匀密度气体的动力学摩擦。我们发现，从MBH的吸积流的最里面的部分出现的电离辐射强烈影响的动态摩擦唤醒，并使动态摩擦效率低下的物理场景的范围。在这种情况下，MBH往往会经历正的净加速度，这意味着它们会加速，这与在没有辐射反馈的情况下气体动力学摩擦的预期相反。然而，这种加速度的幅度小得可以忽略，并且在相关的物理时间尺度上不应显著改变MBH的速度。我们的研究结果表明，抑制动力学摩擦是更严重的MBH频谱的低质量端，与低质量的物体在一般情况下，气体阻力的效率低下，意味着$< 10^7$太阳质量MBH有较少的手段到达合并星系的中心。这些研究结果提供了一个子分辨率模型的动态摩擦MBH辐射反馈的存在下，可以很容易地实现在大规模的模拟制定。
2020-03-23 astro-ph.GA
Binaries traveling through a gaseous medium: Dynamical drag forces and internal torques
利用含时线性理论，研究了在均匀气体背景下，质心以速度Vcm运动的双星引力尾流的形态。为了简单起见，我们假设双星的组成部分都是围绕它们共同的质心的圆形轨道。动力学摩擦的后果是双重的。首先，气体动力学摩擦可能拖曳双星的质心，导致双星迁移。第二，阻力也会引起制动力矩，这会导致双星的轨道收缩。我们计算的阻力作用在一个组成部分的二元由于重力相互作用与自己的尾流。我们发现，由于引力聚焦的损失，导致双星系统质心减速的动力学摩擦力比质点系统中的小。我们表明，制动内扭矩取决于每个二元组件的质心的马赫数，也对质心的二元的马赫数。一般来说，内扭矩随着双星相对于周围气体云的速度的增加而减小。然而，情况并非总是如此。我们还提到我们的结果的相关性的二进制的周期分布。
2014-09-25 astro-ph.GA
Dynamical friction for accelerated motion in a gaseous medium
动力学摩擦是由扰动物和它在周围介质中激发的引力尾流的相互作用引起的。这种相互作用通常是假定扰动具有恒定速度而导出的。在实际情况下，运动被加速，例如通过动力学摩擦本身。本文研究了加速度对动态摩擦力的影响。我们的特点与不断加速的扰动与直线运动在无限均匀的气体介质中的密度增强，并表明，动力学摩擦不是一个本地的力量，其幅度可能取决于扰动的初始速度。在马赫数1和马赫数2之间，加在加速扰动器上的力最大，此时它小于相应的匀速运动摩擦力。在扰动器的尺寸远小于通过加速度使马赫数改变1所需的距离的极限情况下，亚音速扰动器只有在其过去的历史不包括超音速的情况下，才会感受到类似于匀速运动摩擦的力。一旦加速扰动达到大的超音速，加速运动摩擦比匀速运动摩擦稍强。当速度降低到音速的几倍时，作用在减速超音速扰动器上的力比匀速运动摩擦力弱。初始马赫数大于2的减速亚音速扰动器上的动摩擦比匀速运动摩擦大得多，并且与匀速运动摩擦相反，当速度为零时趋于有限值。
2009-11-25 astro-ph.EP astro-ph.GA
Nonextensive Effects on Chandrasekhar's Dynamical Friction
质量为M的点状物体在通过质量为m << M的无碰撞粒子的背景势时，会发生一种称为动摩擦的稳定减速。在他的经典工作中，Ehrasekhar假设晕中的麦克斯韦速度分布，忽略了质量M的引力聚焦引起的尾流的自引力。在本文中，通过放宽麦克斯韦分布的有效性，由于长程力的存在下，我们推导出的q-非广延动力学理论的背景下的动态摩擦的解析公式。在广义极限情形（q = 1）下，恢复了经典的Gaussian Schirrasekhar结果.作为应用，得到了球状星团螺旋运动到银心的动力学摩擦时标。我们的研究结果表明，关于大的时间尺度数值N体模拟或半解析模型得出的问题可以理解为偏离标准的广泛麦克斯韦制度所测量的Tsallis非广泛的q参数。
2012-02-09 astro-ph.GA astro-ph.SR cond-mat.stat-mech
Star Cluster Ecology: Revisiting the Origin of Iron and Age Complex Clusters
典型的球状星团（GC-年轻和年老）拥有恒星星族，恒星与恒星之间的重元素变化很小或没有变化（例如，（1）不老，不老。核星团（NSC），另一方面，主机复杂的恒星星族，显示多模态分布在Fe和经常在年龄，大概是由于其独特的位置在一个大的银河系势阱的中心。然而，最近又发现了一类新的星系团，以Terzan~5和Liller~1为例，这两个星系团都是位于银河系内部的高质量、高金属丰度的星系团。有人认为，这些并不是真正的GC，而是银河系隆起形成过程中遗留下来的碎片。在这里，我们批判性地评估了这种情况，并发现动态摩擦的作用可能使它站不住脚，用于估计团块的初始质量的方法是无效的。相反，它似乎更有可能，这些集群代表了一个相对罕见的现象，现有的GC吸积气体，并形成第二代，如先前所建议的。
2021-10-20 astro-ph.GA
Gaseous Dynamical Friction on Elliptical Keplerian Orbits
该研究计算椭圆开普勒轨道上大质量扰动体受的气体动力学摩擦力，分析单扰动体与等质量双星的轨道演化规律，揭示不同声速条件下偏心率变化特征及长期演化趋势，并公开相关数据。
2024-01-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
Cusp or core? Revisiting the globular cluster timing problem in Fornax
我们使用N体模拟重温球状星团（GC）的“定时问题”在天炉座矮椭球（dSph）。与先前的工作一致，我们发现，由于动力学摩擦，GC下沉到暗物质晕的中心，具有尖状的内部密度分布，但在具有恒定密度核心的晕中，GC在大约1/3的核心半径（$r_{\rm core}$）处“失速”。下沉或失速的时间尺度很大程度上取决于GC的质量和初始轨道半径，但对于在$r_{\rm core}$内具有相同总质量的尖状（NFW）或核心晕来说，基本上是相同的。因此，以GC没有下沉到中心为基础反对一个尖点与反对一个核心没有什么不同，除非所有的集群今天都在$\sim (1/3)\, r_{\rm core}$。这意味着核心半径超过了$\sim 3$千秒差距，比任何核心形成情景中似乎合理的半径都要大得多。(The天炉座GC的平均投射距离为$\langle R_{\rm GC,Fnx}\rangle\sim 1$ kpc，有效半径为$\sim 700$ pc。）一个更简单的解释是，天炉座GC只受到动力学摩擦的适度影响，正如预期的那样，如果星系团开始以$\sim 1$ - $2$ kpc的初始半径运行，刚好在天炉座现在的半光半径之外，但在银河潮汐留下的潮汐半径之内。这并非完全出乎意料。天炉座GC比大多数天炉座恒星更古老，更贫金属，而dSphs中的这些群体往往比年轻和更富金属的同行在空间上更广泛。与一些早期的说法相反，我们的模…
2019-11-18 astro-ph.GA
Gaseous dynamical friction under radiative feedback: do intermediate-mass black holes speed up or down?
中等质量黑洞（IMBHs）通过动力学摩擦向银河系中心迁移的结果可能有助于超大质量黑洞的形成。在这里，我们重新调查的气体动力学摩擦，这是声称是低效的辐射反馈从BH在文献中，通过执行3D辐射流体动力学模拟，解决在BH附近的流动结构。本文考虑一个以速度$V_{\rm flow}$运动的$10^4~M_\odot$ BH在金属度$Z$在$0-0.1~Z_\odot$和密度$n_{\infty}$范围内的均匀介质中的运动。我们证明，如果$n_{\infty} \lesssim 10^{6}~{\rm cm^{-3}}$和$V_{\rm flow} \lesssim 60~{\rm km~s^{-1}}$，BH是加速前进，因为从一个致密的壳层周围的电离泡前面的重力拉，无论$Z$的值。然而，如果是$n_{\infty} \gtrsim 10^{6}~{\rm cm^{-3}}$，我们的模拟显示了相反的结果。电离气泡和相关的壳层暂时出现，但立即向下游流动的显着冲压压力。它们最终汇聚成一个巨大的下游尾流，在重力作用下将BH向后拖曳。黑洞减速的时间尺度为$\sim 0.01$ ~Myr，比星系盘的动力学时间尺度短得多。我们的研究结果表明，IMBH遇到稠密的云迅速迁移到银河系中心，在那里他们可能与他人合并。
2020-02-19 astro-ph.GA
Dynamical friction for supersonic motion in a homogeneous gaseous medium
引力物体在气体介质中的超音速运动是理论天体物理学中的一个经典问题。它的应用涵盖了从行星到星系的广泛的物体和尺度。特别是物体后形成的尾流所引起的动力摩擦，对系统的动力学起着重要的作用。为了计算动态摩擦，通常使用基于线性理论的标准公式。我们的目标是检查这些公式的普遍有效性，并提供合适的表达式的动力摩擦作用在运动物体上，基于问题的基本物理参数。我们执行序列的高分辨率数值研究的刚体超音速通过均匀介质，并计算总阻力作用在物体上，这是重力和水力阻力的总和。我们研究的情况下，没有重力与纯粹的流体动力学阻力，以及引力物体。从模拟的最终平衡态，我们计算引力物体的动力学摩擦的直接数值积分的引力作用在嵌入的对象。数值实验证实了已知的标度律的动力学摩擦的基本物理参数的依赖性，在早期的半解析研究。作为一个新的重要结果，我们发现激波的离地距离是动力学摩擦的最小空间相互作用尺度。在这个半径以下，气体进入流体静力学状态，这对运动的物体没有净引力。最后，我们推导出一个解析估计的间距，可用于计算动态摩擦力。
2016-01-28 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Analytic solution to the dynamical friction acting on circularly moving perturbers
本文给出了气体介质中作圆周运动的质点微扰的动力学摩擦的解析解。我们证明，当扰动器被打开在$t=0$，稳态（无限时间扰动）后，正好一个声音交叉时间。在低马赫数$\mathcal{M}~\ll~1$下，圆周运动定常DF收敛于直线运动有限时间扰动表达式。分析结果描述了由尾流在介质中传播的反作用引起的扰动的径向和切向力。径向力向内指向运动中心，在大马赫数时占主导地位。对于亚音速运动，这个分量可以忽略不计。对于中等和低的马赫数，切向力更强，并且与扰动器的运动相反。圆轨道DF的解析解在超声速区域中具有对数发散。这种发散只出现在离扰动器很短的距离上（不像线性运动的结果，它在很大的距离上也是发散的），并且可以用最大多极子来编码。这有助于评估在Liénard-Wiechert势水平上实施DF的数值模拟的分辨率依赖性。我们还展示了我们的方法可以推广到计算DF作用于一个紧凑的圆形二进制。
2022-02-16 astro-ph.GA
Dynamical friction and feedback on galactic bars in the general fast-slow regime
本文研究星系棒在任意自旋减慢速度下的动力学摩擦，无缝连接快慢极限，通过求解无碰撞玻尔兹曼方程推导出包含捕获与非捕获轨道的动力学反馈完整公式，发现其可占银河系棒总力矩的30%。
2023-08-02 astro-ph.GA
Hydrodynamics of galaxy mergers with supermassive black holes: is there a last parsec problem ?
我们研究形成的一个超大质量黑洞（SMBH）的二进制和收缩的两个孔的分离，以次pc尺度开始从一个现实的主要合并之间的两个富含气体的螺旋星系与质量相当于我们的银河系。的模拟，进行自适应网格细化（AMR）代码RAMSES，能够解决小至0.1 pc的分离。两个星系的碰撞产生了一个重力湍流旋转的核盘，其质量（10^9 Msun）和大小（60 pc）与之前使用类似设置（Mayer等人，2007）但仅限于几个秒差距的粒子分裂的SPH模拟非常一致。AMR的结果证实了两个黑洞由于动力学摩擦而迅速下沉到气体背景上，在不到10^7年的时间里达到1 pc的分离。我们表明，我们的模型很好地解决了动态摩擦尾流，我们发现与分析预测的阻力作为马赫数的函数很好的协议。低于1 pc时，黑洞配对会显著减慢，因为下沉的SMBH之间的相对速度变得非常亚音速，并且它们轨道内包含的质量低于双星本身的质量，使动力学摩擦失效。在这最后阶段，黑洞还没有打开一个间隙，因为气体背景在中心是高压的。非轴对称气体扭矩不会出现重新开始下沉，在没有有效的动力学摩擦，在与以前的计算使用理想化的平衡核盘模型的差异。（节略）
2012-12-24 astro-ph.GA
A disturbance in the force. How force fluctuations hinder dynamical friction and induce core stalling
针对钱德拉塞卡动力摩擦公式在核化恒星系统中的失效问题，通过定制N体模拟发现力波动引发的颗粒性导致核停滞，且动力摩擦抑制在核化与尖峰模型中均存在，失效半径呈N^(-1/2)标度。
2025-07-15 astro-ph.GA cond-mat.stat-mech physics.plasm-ph
Nonlinear Dynamical Friction of a Circular-Orbit Perturber in a Gaseous Medium
我们使用三维流体动力学模拟来研究气体的非线性引力响应，以及由此产生的阻力，非常大的扰动在圆形轨道上移动。这项工作扩展了我们以前的研究，探讨了圆形轨道上的小质量扰动和大质量扰动的情况下，直线轨迹。假设背景介质是非旋转的，绝热的，折射率为5/3，密度为rho 0，声速为a0。我们用一个质量为Mp、软化半径为rs的普拉默球来模拟引力扰动，该球以速度Vp和轨道半径Rp作匀速圆周运动，并运行不同的模型，其中R=rs/Rp，马赫数=Vp/a0，B=G*Mp/（a0^2*Rp）。超音速模型的准定常密度尾流由扰动体周围的流体静力包线、上游的弓形激波和尾流低密度区组成。扰动运动方向的连续变化使得分离激波距离比线性轨道情况下减小，而扰动的轨道平均重力使气体向轨道中心聚集，将背景震前密度修改为rho 1 =（1 + 0.46B）* rho 0，对马赫数的依赖性很弱。对于质量足够大的扰动，流体静力学包层的存在使得拖曳力小于线性扰动理论的预测值，从而得出F = 4*pi* rho 1 *（G*Mp/Vp）^2 *（0.7/etaB），其中etaB = B/（Mach^2 - 1）> 0.1;对于低质量扰动，当etaB < 0.1时，拖曳力与线性预测值吻合得很好。只要R < etaB/2，非线性阻力就变得与R无关，这对数值模拟中准确评估阻力的扰动器大小设置了上限。
2010-10-11 astro-ph.GA
Dark-matter dynamical friction versus gravitational-wave emission in the evolution of compact-star binaries
用真空中吸气双星的引力波（GW）辐射，对特征轨道周期为$\sim 0.1$ ~天的致密双星的轨道周期衰减进行了高精度的解释。然而，双星的引力结合能还受到一个通常被忽视的现象的影响，即双星与其各自的暗物质引力尾流相互作用所产生的暗物质动力学摩擦（DMDF）。这种效应的实体取决于轨道周期和DM密度的局部值，因此取决于双星在银河系中的位置。我们评估了三种不同的DM配置文件：Navarro-Frenk-White（NFW），非奇异等温球（NSIS）和Ruffini-Argüelles-Rueda（RAR）配置文件的基础上的自引力keV费米子产生的DMDF。我们首先表明，事实上，由于他们的银河系的位置，GW的排放占主导地位的DMDF在NS-NS，NS-WD和WD-WD二进制的轨道衰变的测量存在。然后，我们评估的条件下，DMDF对二进制演变的影响变得可比，或克服，GW排放之一。我们发现，例如，对于位于0.1~kpc的$1.3$ -- $0.2$ $M_\odot$ NS-WD、$1.3$ -- $1.3$ ~ $M_\odot$ NS-NS和$0.25$ -- $0.50$ ~ $M_\odot$ WD-WD，在NFW廓线中，这发生在20- 30天左右的轨道周期，而在RAR廓线中，这发生在100天左右。当距离银河系中心越近时，DMDF效应越强，上述临界轨道周期也会变得更短。最后，我们还分析了D…
2017-08-13 astro-ph.GA
The Pairing of Accreting Massive Black Holes in Multiphase Circumnuclear Disks: the Interplay between Radiative Cooling, Star Formation, and Feedback Processes
利用环核盘流体动力学模拟方法，在辐射冷却、恒星形成、超新星反馈、黑洞吸积和反馈等次网格物理交替存在的情况下，研究了一对质量为5 × 10^5和10^7 Msun的大质量黑洞的轨道衰变.如果没有这样的过程，次级黑洞的轨道会在约1000万年的时间尺度内衰减到初级黑洞所在的CND中心。当强耗散作用在CND中时，会发生碎裂，碎裂成巨大分子云大小的质量物体，密度在10^4 ~ 10^7 amu /cm ^3之间，产生随机力矩和撞击，从而将次级BH从中平面弹射出去。在平面外，低密度介质仅提供弱阻力，BH返回由低效的动力学摩擦控制。在极少数情况下，团-BH相互作用可导致更快的衰变。反馈过程导致流出，但不会显著改变CND中板的整体密度。然而，与球形分布的BH反馈的热气泡产生的次级，这几乎关闭动态摩擦，我们称之为“尾流疏散”的现象，导致可能的~0.3 Gyr的衰减延迟。我们讨论了非平凡的影响，发现空间的eLISA望远镜。我们的研究结果表明，预测BH合并率的最大不确定性在于潜在的各种各样的星系宿主系统，具有不同程度的气体耗散和加热，产生衰变时间尺度从~10 ~~300百万年。
2017-02-16 astro-ph.GA
