Tidal disruptions of main sequence stars -- IV. Relativistic effects and dependence on black hole mass
使用一套完整的相对论流体动力学模拟应用到主序星与现实的内部密度分布，我们研究了完整的和部分的潮汐中断在很宽的范围内的黑洞质量（$10^{5}\leq M_{\rm BH}/\mathrm{M}_{\odot}\leq 5\times 10^{7}$）和恒星质量（$0.3 \leq M_{\star} /\mathrm{M}_{\odot}\leq 3$）作为较大的$M_{\rm BH}$导致较强的相对论效应。对于固定的$M_{\star}$，随着$M_{\rm BH}$的增加，产生完全破裂的最大近心点距离（$\mathcal{R}_{\rm t}$）与其牛顿预测的比值迅速上升，成为$M_{\rm BH} = 5\times10^{7}~{\rm M}_\odot$的牛顿值的三倍，而完全破裂的恒星碎片的能量宽度与牛顿预测的比值急剧下降，导致$M_{\rm BH} = 5 \times 10^7~{\rm M}_\odot$的修正系数为2。我们发现，对于部分中断，分数残余质量为一个给定的比例的近心$\mathcal{R}_{\rm t}$是更大的$M_{\rm BH}$。这些结果有几个含义。当$M_{\rm BH}$增加到高于$\sim 10^7~{\rm M}_\odot$时，完全破坏的横截面被与直接捕获的竞争所抑制。然而，部分破裂与完全破裂的截面比仅微弱地依赖于$M_{\rm BH…
2020-10-08 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Tidal Disruptions of Main Sequence Stars -- I. Observable Quantities and their Dependence on Stellar and Black Hole Mass
本文介绍了一系列的论文，提出了一个定量的理论，主序星的潮汐破坏的超大质量黑洞。利用完全广义相对论流体动力学模拟和MESA模型的初始条件，我们探讨了八个恒星质量（$0.15 \leq M_*/M_\odot \leq 10$）和六个黑洞质量（$10^5 \leq M_{BH}/M_\odot \leq 5 \times 10^7$）的潮汐破裂性质的近心依赖。我们在这里介绍与观测最相关的结果。内部恒星结构和相对论的影响解耦的破坏截面和特征能量宽度的碎片。此外，对于$M_*/M_\odot \lesssim 3$，完全破裂截面几乎与$M_*$无关。独立于$M_*$，相对论效应使完全破裂的临界近心距离相对于牛顿预测增加了$\sim 3$倍。直接夺获的概率也与$M_*$无关;在$M_{BH}/M_\odot \simeq 5 \times 10^6$，该概率等于完全破坏的概率。碎片能量分布$ΔE$的宽度与标准估计值相差0.35至2倍，视$M_*$和$M_{BH}$而定，这意味着特征质量返回时间尺度也有相应的变化。“冻结近似”与$ΔE$不一致，质量损失会持续很长一段时间。我们提供了分析形式，适用于事件率估计和参数推断，以描述所有这些趋势。对于部分破裂，我们发现恒星的角动量和剩余的$M_*$分数之间存在一个几乎普遍的关系。在“空损失锥”状态下，部分破坏必须先于完全破坏。这些部分中断可以极大地影响…
2020-09-01 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Double tidal disruption events or repeating partial tidal disruption events in AT 2020vdq
Guangxi Key Laboratory for Relativistic Astrophysics, School of Physical Science and Technology, GuangXi University（广西大学物理科学与技术学院相对论天体物理广西重点实验室）
本文提出简化方法分析AT 2020vdq的两个耀斑，发现其不符合重复pTDEs假设，但支持双TDEs解释。
2025-12-10 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Tidal Disruptions of White Dwarfs: Theoretical Models and Observational Prospects
进入黑洞潮汐半径的质量为$\lesssim$ $10^5$ M $_{\odot}$的白矮星注定会被潮汐力撕裂。在恒星黑洞和超大质量黑洞之间的这个质量范围内的黑洞还没有被最终确定，所以检测到白矮星的潮汐破裂将为中等质量黑洞的存在提供明确的证据。在这篇综述中，我们提出了一个理论和观测的瞬态事件，导致从白矮星的潮汐中断的中等质量黑洞。这包括讨论最新的模拟和预测的属性，观测搜索的结果，以及总结潜在的引力波发射将被检测与即将到来的任务。
2020-03-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Measuring stellar and black hole masses of tidal disruption events
当恒星被超大质量黑洞潮汐破坏时产生的耀斑有可能作为黑洞质量和恒星质量的诊断。我们提出了一种新的方法，以实现这一潜力的基础上的物理模型的光学/紫外光的生产，其中冲击附近的远心碎片轨道耗散轨道能量，然后从该地区辐射。测量耀斑峰值处的光学/UV光度和色温直接导致两个质量。黑洞的质量主要取决于在峰值亮度时观测到的温度，而被破坏的恒星的质量主要取决于峰值亮度。我们介绍{ \sc TDEmass}，一种方法来推断的黑洞和恒星质量给定这两个输入量。使用{ \sc TDEmass}，我们发现，对于21个测量良好的事件，黑洞质量在$5\times 10^5$和$10^7 M_\odot$之间，初始质量在0.6和$13M_\odot$之间的破裂星。https://github.com/taehoryu/TDEmass.git上提供了一个用于{ \sc TDEmass}的基于{ \sc python}的开源工具。
2020-10-07 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The Peak of the Fallback Rate from Tidal Disruption Events: Dependence on Stellar Type
本研究比较了潮汐瓦解事件中两种峰值回落率模型，发现完全瓦解恒星时峰值时间仅取决于黑洞质量，且大质量恒星TDE产生最大光度，解释了喷流TDE的罕见性。
2023-10-17 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
KOI-3890: A high mass-ratio asteroseismic red-giant$+$M-dwarf eclipsing binary undergoing heartbeat tidal interactions
KOI-3890是一个高偏心、153天周期食、单线光谱双星系统，包含一颗红巨星，在潮汐相互作用下显示出类似太阳的振荡。凌日测光、径向速度观测和星震学的结合，使得红巨星主星和M矮星伴星的详细特征，以及潮汐相互作用和系统的几何结构成为可能。红巨星主星的恒星参数是通过使用星震学和基于网格的建模来确定的，分别给出质量和半径为$M_{\star}=1.04\pm0.06\;\textrm{M}_{\odot}$和$R_{\star}=5.8\pm0.2\;\textrm{R}_{\odot}$。当结合凌日测光时，发现M矮星伴星的质量和半径分别为$M_{\mathrm{c}}=0.23\pm0.01\;\textrm{M}_{\odot}$和$R_{\mathrm{c}}=0.256\pm0.007\;\textrm{R}_{\odot}$。此外，通过星震学，我们通过红巨星的主要限制系统的年龄是$9.1^{+2.4}_{-1.7}\;\mathrm{Gyr}$。这就限制了M矮双星的年龄，这对其他M矮双星系统来说是很难做到的。此外，星震分析还估计出红巨星自转轴的倾角为$i=87.6^{+2.4}_{-1.2}$度。本文还导出了系统\textemdash的平行度，即恒星自转轴与轨道面法线的夹角\textemdash，给出了表明系统符合准直的$ψ=4.2^{+2.1}_{-4.2}$度。我们没有观察…
2019-04-30 astro-ph.SR
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
On the Tidal Capture of White Dwarfs by Intermediate-mass Black Holes in Dense Stellar Environments
本文研究致密星团中中等质量黑洞对白矮星的潮汐俘获，估算其发生率并指出该过程可产生可探测的引力波和高能辐射，为证实中等质量黑洞的存在提供关键观测途径。
2023-08-12 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Diagnosing the Stellar Population and Tidal Structure of the Blanco1 Star Cluster
利用{ \it Gaia}\，DR 2视差，运动学和测光方法，给出了年轻（$\sim 100$ ~Myr）疏散星团Blanco 1（$\sim 230$ ~pc）附近的恒星星族.通过无监督机器学习方法\textsc{StarGO}识别总共644个成员候选，以在5维位置和自行参数（$X$、$Y$、$Z$、$μ_α\cosδ$、$μ_δ$）空间中找到聚类。在$10.0 \pm 0.3$ ~pc潮汐半径范围内，候选成员有488个，是潮汐半径范围外的3倍多。首次发现该星团有一个在银道面内50- 60秒差距的主尾和尾尾，离星团中心较远的恒星流走得更快，表现为恒星剥离。Blanco 1的总质量为$285\pm32$ ~M $_\odot $，其质量函数与$α=1.35\pm0.2$的斜率在$dN/dm \propto m^{-α}$的意义上一致，质量范围为0.25- 2.51 ~M $_\odot $，其中$N$是成员数，$m$是恒星质量。最小生成树（$Λ_{\rm MSR}$）分析表明，集群之间的最大质量的成员（$\gtrsim 1.4$ ~M $_\odot$）是适度的质量分离，这表明动力学解体的早期阶段。
2019-12-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Using Neutron Star Observations to Determine Crust Thicknesses, Moments of Inertia, and Tidal Deformabilities
我们进行了系统的评估模型的状态方程（EOS）的致密物质的背景下，最近的中子星质量和半径的测量，以获得一个广泛的图片的中子星的结构。我们证明，目前可用的中子星质量和半径的测量提供了很强的约束惯性矩，潮汐变形，地壳厚度。PSR J 0737 - 3039 A的转动惯量测量值误差为10%，且没有来自观察结果的任何其他信息，这将把密度范围内的EOS限制在50% $-$ 60%以内。我们发现潮汐变形0.6和$6\times 10^{36}$克厘米$^{2}$的$^{2}$（95%的置信度）之间的$M=1.4~\mathrm{M}_{\odot}$，和任何测量，约束这个范围将提供一个重要的约束致密物质。地壳部分的惯性矩可以高达10%的$M=1.4~\mathrm{M}_{\odot}$允许地壳有足够大的转动惯量水库解释故障船帆座脉冲星，即使有大量的超流夹带。最后，由于状态方程的不确定性，对于一个固定的质量和半径，地壳的厚度至少有40%的变化，这意味着未来对被吸积加热的中子星地壳冷却的模拟将需要考虑这种变化。
2015-01-25 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
The Superluminous Transient ASASSN-15lh as a Tidal Disruption Event from a Kerr Black Hole
当一颗恒星经过超大质量黑洞的潮汐半径时，它就会被撕裂。对于一颗质量为太阳的恒星（$M_\odot$）和一个质量为$<10^8 M_\odot$的非旋转黑洞，潮汐半径位于黑洞事件视界之外，扰动导致发光耀斑。在这里，我们报告了一个为期10个月的瞬态观测，迄今为止被解释为超亮超新星。我们的数据表明，瞬态reblipping实质上在紫外线和光谱经历了三个不同的光谱阶段，从来没有成为星云。我们的观测结果与潮汐破裂事件比超亮超新星更一致，因为温度演化，视线中高度电离的CNO气体的存在以及我们对被动星系核中瞬态的改进定位，其中大质量恒星的存在是极不可能的。虽然超大质量黑洞的质量为$> 10^8 M_\odot$，但如果黑洞快速旋转，与太阳质量相同的恒星可能会在事件视界外被破坏。快速旋转和高黑洞质量可以解释这一事件的高亮度。
2016-12-11 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Orbital Decay of Hot Jupiters due to Weakly Nonlinear Tidal Dissipation
本文研究了热木星宿主恒星中由弱非线性潮汐耗散引起的轨道衰减，发现低质量恒星在短轨道周期下衰减极快，而高质量恒星仅在亚巨星阶段衰减显著，可能导致可观测的凌星时间偏移。
2023-05-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Exploratory scenarios for the differential nuclear and tidal evolution of TZ Fornacis
天炉座TZ是一个双线食双星系统，质量相似（2.057 $\pm$ 0.001和1.958 $\pm$ 0.001 $M_{\odot}$），但半径相差很大（8.28 $\pm$ 0.22和3.94 $\pm$ 0.17 $R_{\odot}$）。这种质量上的相似性使得研究该系统的差异恒星演化以及潮汐演化的某些方面成为可能。关于其轨道要素，最近确认其轨道为圆形，轨道周期为75.7天。质量较小的部分的旋转速度大约是主部分的17倍，与平均轨道角速度同步。我们在这项工作中的主要目标是研究系统的核和潮汐演化。我们探讨了两种情况下的初始偏心率：一个高（0.30）和初始圆形轨道的情况下。偏心率、同步水平和轨道周期的观测值与潮汐演化方程积分的预测值之间有很好的一致性。本文还研究了摩擦时标对TZ For轨道根数演化的影响。受摩擦时标不确定性影响最大的轨道要素是两个组成部分的同步水平。另一方面，我们使用由GRANADA代码生成的旋转模型的属性作为初始角速度，而不是使用试验值。在这种情况下，轨道要素的理论值和它们的观测对应物之间的比较也导致了良好的interagreement。
2022-06-22 astro-ph.SR
The variation of tidal dissipation in the convective envelope of low-mass stars along their evolution
自1995年以来，已经发现了超过1500颗系外行星围绕着各种各样的恒星（从M型到A型）。恒星对流包层中的潮汐耗散是塑造短周期系统轨道结构的关键因素。我们的目标是了解和评估如何潮汐耗散在对流信封的低质量恒星（从M到F型）取决于它们的质量，演化阶段和旋转。使用一个简化的两层假设，我们分析计算的频率平均潮汐耗散在其对流包络。这种耗散是由于潮汐非波浪状/平衡流和惯性波的动能由于湍流对流施加的粘性摩擦而转化为热。利用恒星模型的网格，我们可以研究前主序星和主序星的质量跨度从$0.4$到$1.4M_{\odot}$的耗散作为恒星质量和年龄的函数的变化。观测结果表明，恒星的潮汐耗散随恒星质量、年龄和自转而变化，变化幅度达几个数量级。在它们的主序前期间，所有低质量恒星在对流包层中对于固定的角速度具有增加的频率平均潮汐耗散，直到它们达到临界长宽比和质量比。接下来，耗散在主序星上演化到一个渐近值，该值对于$0.6M_{\odot}$ K型恒星是最大的，并且随着恒星质量的增加而减小几个数量级。最后，低质量恒星的自转演化加强了前主序星-行星系统和多恒星系统中潮汐耗散的重要性。
2015-07-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Effect of the rotation, tidal dissipation history and metallicity of stars on the evolution of close-in planets
自1995年以来，在低质量恒星（M到A型恒星）周围发现了许多近距离行星。这些系统很容易潮汐演化，特别是主恒星潮汐流动能的耗散可能会改变其旋转演化，也会塑造周围行星系的轨道结构。最近的理论研究表明，恒星耗散的幅度可以随着恒星的演化而变化几个数量级，并且它还取决于恒星的质量和旋转。我们在这里提出的第一个研究的动力学接近行星轨道低质量恒星（从$0.6~M_\odot$ $1.2~M_\odot$），我们计算的同时演变的恒星的结构，旋转和潮汐耗散在其外部对流信封。我们证明了由于恒星动力潮，即在对流区激发的潮汐惯性波（其回复力是科里奥利加速度），潮汐摩擦可以比目前在天体力学中使用的平衡潮汐大几个数量级。这在主序前（PMS）阶段尤其如此，在次巨序（SG）阶段程度较轻。数值模拟表明，只有在PMS阶段发生的高耗散对近距离行星的半长轴有明显的影响。我们还研究了恒星金属丰度对行星潮汐演化的影响。我们发现，恒星的金属丰度越高，耗散越高，潮汐引起的行星迁移也越大。
2016-11-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Two Populations of Companions around White Dwarfs: The Effect of Tides and Tidal Engulfment
在主序星后的演化过程中，主星的径向膨胀，伴随着强烈的恒星风，可以通过潮汐耗散和质量损失显著改变双星轨道。给定双星系统的命运取决于主星和伴星的初始质量、初始轨道（假设为圆形）、赖默斯质量损失参数和所采用的潮汐公式。对于这些参数的范围内，我们确定轨道是否扩大由于质量损失或衰减由于潮汐力矩。当一个共同的包络（CE）相位包络时，我们根据解开包络所需的能量来估计最终的轨道间隔。这些计算预测了行星和棕矮星伴星到白矮星的周期间隔。特别是，下端的差距是最长的时期，在这一时期的同伴生存的CE阶段，而上端的差距是最短的时期，在这一时期的CE阶段是避免的。对于二元系统与1 $M_\odot$祖，我们预测没有周期$\lesssim$ 270天的质量的同伴。对于由1个$M_\odot$祖先和10个微质量伴星组成的双星系统，我们预测了一个周期为$\lesssim$ 0.1天的近距离后CE星群和一个周期为$\gtrsim$ 380天的远距离星群。这些结果与探测到一颗$\sim$ 50 $M_{\rm J}$褐矮星在围绕白矮星WD 0137-349的$\sim$ 0.08天轨道上，以及探测到一颗$\sim$ 2 $M_{\rm J}$行星在围绕白矮星GD 66的$\sim$ 4年轨道上是一致的。
2010-07-27 astro-ph.SR
Constraints on interquark interaction parameters with GW170817 in a binary strange star scenario
LIGO/VIRGO对双星合并系统GW 170817的引力波的探测，对合并天体的潮汐变形能力提出了清晰而有力的约束。从这一约束出发，可以对致密星状态方程有更深的理解，这一直是核物理学家和天体物理学家最困惑的问题之一。采用夸克星物态方程模型，我们用奇异夸克质量（$m_s$）、有效袋常数（$B_{\rm eff}$）、微扰QCD修正（$a_4$）以及考虑夸克配对时的能隙参数（$Δ$）来表征夸克星的性质，并研究了潮汐形变与它们的关系.结果表明，潮汐变形性以$B_{\rm eff}$为主，对$m_s$、$a_4$不敏感。我们讨论了静态夸克星的潮汐变形能力和最大质量（$M_\mathrm{TOV}$）之间的相关性，这使得该模型有可能通过未来的引力波观测和质量测量来排除夸克星的存在.目前的潮汐形变测量意味着夸克星的$M_\mathrm{TOV} \le2.18\,M_\odot$（考虑配对时为$2.32\,M_\odot$）。结合两个太阳质量的脉冲星观测，我们还对色味锁夸克物质的能隙参数$Δ$进行了约束。
2018-03-23 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
New radial velocity observations of AH Her: evidence for material outside the tidal radius
提出了武仙座AH在深静止状态下的光谱观测结果。我们发现该天体处于一个罕见的长极小值，这使我们能够精确地推导出半振幅：$K_1 =121 \pm \, 4$ \kms \和$K_2 =152 \pm 2$ \kms \及其质量函数$M_W{ \sin }^{ 3 }i=0.30 \pm 0.01$ M $_{\odot}$和$M_R{ \sin }^{ 3 }i=0.24 \pm 0.02$ M $_{\odot}$，而其二元分离由$a \sin i =1.39 \pm 0.02$ ~R $_{\odot}$给出。通过对该恒星径向速度的功率谱分析，得到其轨道周期$P_{orb}$ = 0.25812 $\pm~0.00032$天。这些值与\citet{Horne:1986}测定的值一致。我们的观测结果表明，K5是最有可能的光谱类型的次级。我们讨论了为什么我们赞成的假设，在AH她的捐助者是一个稍微进化的明星，在这种情况下，我们发现，最好的解决方案的倾斜收益率$i = 48^\circ \pm 2^\circ$。尽管如此，如果供体是一颗ZAMS星，我们得到的倾角是在$ i = 43^\circ$和$i = 44^\circ$之间。我们还提出了H $α$和H $β$的多普勒层析成像，发现这两条线的发射集中在一个大的不对称区域，在低速，但在相反的位置，以二级恒星，潮汐半径之外，因此在一个不稳…
2020-11-16 astro-ph.SR
Discovery of Tidal Tails in Disrupting Open Clusters: Coma Berenices and a Neighbor Stellar Group
本文报道了在中等年龄（$\sim$ 700- 800 ~Myr）的后发座（$\sim85$ ~pc）星团周围发现的潮汐结构。通过聚类分析工具\textsc{StarGO}，利用{ \it Gaia} DR 2视差和自行数据确定恒星的空间和运动学分组，以将5D参数（$X, Y, Z$，$μ_α\cosδ, μ_δ$）映射到2D神经网络上。一个领先的和尾随的尾巴，每个与$\sim50$ ~pc的延伸是第一次揭示围绕这个破坏星团。星团的成员，总计为$\sim115^{+5}_{-3}\,\rm {M_\odot}$，是明显的质量分离，并表现出与$α\sim 0.79\pm0.16$的平坦质量函数，在$dN/dm \propto m^{-α}$的意义上，其中$N$是成员星的数量，$m$是恒星质量，在$m=0.25$ - $2.51~{\rm M_\odot}$的质量范围内。在$\sim$ 6.9~pc潮汐半径范围内，有77个候选成员，平均位置为，作为聚类中心，R.A.= 186.8110~deg，decl.= 25.8112度，平均距离85.8秒差距。另外120名候选成员居住在潮汐结构中，即，数量超过了集群核心的数量。逃逸成员的膨胀导致了潮尾速度场的各向异性。我们的分析还意外地发现了一个邻近的恒星群，其中一部分已经在文献中编目。我们确定了218名成员候选人，比以前已知的多10倍。这个恒星群…
2019-03-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
The variation of the tidal quality factor of convective envelopes of rotating low-mass stars along their evolution
目前已经发现了超过1500颗系外行星，围绕着各种各样的恒星（从M型到A型）。对流包层中的潮汐耗散是塑造短周期系统轨道结构的一个关键因素，这一点仍然未知。使用一个简化的两层假设和网格的恒星模型，我们计算解析的等效修改后的潮汐品质因数，这是成比例的频率平均耗散的倒数，由于湍流对流对潮汐波施加的粘性摩擦。它导致了它们的动能转化为热能以及轨道和自旋的潮汐演化。在它们的主序前期间，所有低质量恒星的对流包层的角速度固定时，其等效修正潮汐品质因数都有一个减小。接下来，它在主序星上演化到一个渐近值，该值对于$0.6M_{\odot}$ K型恒星是最小的，并且随着恒星质量的增加而增加几个数量级。最后，低质量恒星的自转演化加强了前主序星的潮汐耗散。
2015-11-03 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
