Tidal circularization of gaseous planets orbiting white dwarfs
一颗气态巨行星在许多天文单位的距离上经历了演化的巨分支阶段，随后又受到足够接近白矮星的扰动，由于恒星-行星潮汐，它将经历轨道收缩和圆化。圆化的时间尺度，当结合一个已知的白矮星冷却年龄，可以放置在散射时代以及活跃的潮汐机制的耦合约束。在这里，我们探索这种耦合在整个合理的参数相空间计算轨道收缩和潜在的自破裂由于混乱的f-模式的激励和加热的行星轨道上的偏心率接近统一，其次是弱耗散平衡潮汐。我们发现，混沌f-模式的演变激活只为轨道近心是两倍的白矮星洛希半径，很容易重组或摧毁冰巨星，但不是气体巨星。这种内部热破坏提供了白矮星金属污染的额外潜在来源。随后的潮汐演化为幸存的行星是占主导地位的非混沌平衡和动力学潮汐，这可能是很好的约束观测白矮星周围的巨行星在早期冷却年龄。
2019-08-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
On the energetics of a tidally oscillating convective flow
本文研究周期远小于对流时标的潮汐振荡对流流的能量交换，推导能量交换率、相位滞后及等效潮汐耗散因子，并与木星和土星卫星观测吻合。
2023-09-04 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
The Equilibrium Tide: An Updated Prescription for Population Synthesis Codes
我们提出了一个更新的处方平衡潮适合人口合成代码。建立了一维演化模型网格，并计算了每个详细模型的粘性时间尺度。一个金属依赖的幂律关系拟合的对流核心和对流信封的模式。该处方被应用到人口合成代码BSE中，并预测合并总数减少16.5%，其中涉及主序星的合并最受影响。新的处方还将整体超新星发生率降低了3.6%，个别通道受到不同的影响。单个简并Ia超新星的出现减少了12.8%。两颗碳氧白矮星合并形成Ia超新星的几率要低16%。在我们的处方中，近距离双星中的次同步旋转恒星的数量大幅增加，在共同包络演化开始时的非圆化系统的数量也是如此。
2022-06-23 astro-ph.SR
Convective turbulent viscosity acting on equilibrium tidal flows: new frequency scaling of the effective viscosity
湍流对流被认为是一种有效的粘性（$ν_E$），在恒星和巨行星中阻尼潮汐流。然而，这一机制的效率长期以来一直存在争议，特别是在快速潮汐的制度，当潮汐频率（$ω$）超过占主导地位的对流涡旋（$ω_c$）的周转频率。我们提出的流体动力学模拟的结果，研究潮汐流动和对流之间的相互作用，在一个小补丁的对流区。这些模拟建立在我们以前的工作，通过模拟更大的水平箱湍流对流，在这里，我们探索更广泛的参数。我们得到了几个新的结果：1）$ν_E$是频率依赖性的，当$ω/ω_c \lesssim 1$时缩放为$ω^{-0.5}$，并且似乎仅对于非常小的频率（$ω/ω_c \lesssim 10^{-2}$）达到其最大恒定值。这种低频潮汐强迫的频率降低以前从未观察到过。2)对于低频和中频，$ν_E$的频率依赖性似乎遵循与能量（或雷诺应力）的频谱相同的标度。3)对于高频（$ω/ω_c\gtrsim 1-5$），为$ν_E\propto ω^{-2}$。4)在柯尔莫哥洛夫叶栅中，能量占主导地位的对流模态对$ν_E$的贡献最大，而不是共振涡旋。这些结果对恒星和行星对流区的潮汐耗散具有重要意义，并表明恒星和巨行星中平衡潮汐的经典潮汐理论应该重新审视。我们简要地触及行星轨道衰变的影响周围不断演变的恒星。
2020-07-24 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
Dynamic tides in rotating objects: a numerical investigation of inertial waves in fully convective or barotropic stars and planets
我们进行直接的数值模拟潮汐遇到一个旋转的行星上的高度偏心或抛物线轨道上的中心恒星制定为一个初始值问题。这种方法使我们能够扩展Ivanov和Papaloizou以前的工作，考虑固体核心的行星模型，并避免作出滞弹性近似。我们得到的无芯模型，使全球惯性模式被识别的潮汐响应的功率谱。他们的频率被发现是在良好的协议与那些使用WKBJ方法或滞弹性频谱的方法在以前的工作中采用的小行星旋转速率。我们还发现，在较高的旋转速率的情况下，行星角速度的正常模式的频率的依赖性，可以在很大程度上理解通过应用一阶微扰理论的滞弹性模式。我们计算的能量和角动量交换的潮汐相遇的结果，并为无芯模型再次找到良好的协议，使用任一滞弹性谱方法得到的结果。具有固体核心的模型显示出在临界纬度处的剪切层发射的证据，并且在遭遇之后可能有波吸引子，但是只要核心半径与总半径的比率小于50%，在遭遇期间交换的总能量与无核心情况没有显著差异，当该比率小于总半径的25%时，几乎没有任何差异。我们给出了这个结果的物理和数学解释。最后，我们能够验证滞弹性近似在这里提出的工作和我们之前的工作中的使用，这些工作导致了对高偏心轨道行星循环率的估计。
2010-05-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
Inertial waves in differentially rotating low-mass stars and tides
恒星与行星的潮汐相互作用可能会激发恒星对流区的惯性波。它们的耗散在短周期行星的长期轨道演化中起着重要作用。如果假设恒星作为固体旋转，波的多普勒频移被限制在$[-2 Ω, 2 Ω]$（$Ω$是恒星的角速度），它们可以在整个对流区传播。然而，湍流对流可以通过赤道加速（如太阳）或减速来维持差异旋转，这可能会改变波的传播。因此，我们探索的惯性振荡模式的特性在一个锥形差分旋转的背景流的角速度只取决于纬度坐标，接近预期的低质量恒星的外部对流信封。我们发现，他们的频率范围扩大了微分旋转，他们可能只在一个有限的部分传播的信封。在某些情况下，惯性波在短周期吸引子环周围形成剪切层。在其他情况下，当恒星中存在转向面或共转层时，它们会表现出显着的行为。我们讨论如何所有这些情况下，可以影响恒星的潮汐耗散。
2014-10-13 astro-ph.SR
Equilibrium tides and magnetic activity in stars with close-by massive planets. The intriguing case of WASP-18
针对近距大质量行星宿主星WASP-18自转快却磁活动极低的异常，提出平衡潮汐诱发湍流改变超射层结构、阻碍磁通量管浮现的机制，为该现象提供解释。
2024-04-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Tidal Evolution of Eccentric Binaries Driven by Convective Turbulent Viscosity
对流湍流粘性引起的潮汐耗散塑造了各种天体物理双星的演化。例如，这种类型的耗散决定了一个双星系统的轨道圆化率，该双星系统的后主序星正朝着一个共同的包络相演化。粘性耗散也可以影响具有太阳型恒星的双星，或者具有近距离巨行星的恒星。一般来说，对流恒星包层中的有效粘性取决于潮汐强迫频率$ω_{\rm tide}$ ;当$ω_{\rm tide}$大于对流涡旋的周转频率时，粘性减小。以前的工作集中在近圆形轨道的双星。然而，对于偏心轨道，潮汐位有许多强迫频率。在本文中，我们开发了一种计算潮汐耗散的形式主义，捕获的效果与频率相关的湍流粘性，是有效的任意二进制偏心。我们还提出了一种替代的更简单的配方，是适合非常高的偏心率。我们应用我们的形式主义的一个巨大的分支（GB）星模型和太阳型星模型。我们发现，一系列的伪同步旋转速率是可能的恒星模型，和伪同步速率可以从常用的弱潮汐摩擦理论的预测不同的几个因素。我们还发现，潮汐衰减和循环由于湍流粘度可以是几个数量级的速度比预测的弱潮汐摩擦GB星偏心，小近心点轨道，但抑制了几个数量级的太阳型恒星由于粘度降低。
2020-08-12 astro-ph.EP 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
Zahn's Theory of Dynamical Tides and Its Application to Stars
对赞恩的动力潮汐理论进行了批判性的分析。我们比较这个理论的结果与我们的数值计算的恒星的对流核心和辐射信封，并与质量的一个半和两个太阳的质量。我们证明，对于一个由1.5或2个太阳质量的恒星和一个质量等于太阳质量的点天体组成的双星系统，在密集光谱和中等快速耗散的假设下，其半长轴的演化时标将比Zahn理论中的短几个数量级
2017-08-06 astro-ph.SR
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
Testing tidal theory for evolved stars by using red-giant binaries observed by Kepler
潮汐相互作用控制着密近双星和行星系统中角动量的重新分配，决定着系统向可能的平衡态演化。在低质量恒星的对流包层中，作用于平衡潮汐的湍流摩擦对双星的角动量交换有很大的影响。此外，在最近的文献中，以及本文提出的理论模型表明，动力潮的耗散，构成的潮汐惯性波传播的对流信封，是弱的相比，在红巨星阶段的平衡潮的耗散。当我们将Zahn（1977），Verbunt & Phinney（1995）和Remus，Mathis & Zahn（2012）开发的平衡潮汐形式主义应用于NASA开普勒任务观察到的所有已知红巨星双星样本时，这一预测得到了证实。此外，观察到的充分解释，仅援引平衡潮汐耗散。这种整体分析也受益于振动分量和表面旋转速率的地震特性。通过星震学，以前的偏心率作为一种进化状态诊断的说法被抛弃了。这一结果对于我们理解恒星演化高级阶段多恒星和行星系统的演化具有重要意义。
2018-06-19 astro-ph.SR
Observations of tides and circularization in red-giant binaries from Kepler photometry
双星是复杂的恒星相互作用的场所。虽然所有的双星在原则上都朝着圆化的状态收敛，但即使在高级恒星相位中也发现了许多偏心系统。在这项工作中，我们讨论的样本的双星与红巨星的组成部分，发现从美国宇航局开普勒太空任务的观测。我们首先讨论潮汐相互作用的影响和特点是可检测的测光，光谱和地震分析。第二步，将开普勒观测到的双星系统样本与Verbunt & Phinney（1995，以下简称VP 95）研究得很好的样本进行比较。我们发现，这种研究的循环系统托管发展中的红巨星与深对流信封也很好地适用于开普勒恒星样本中的红巨星双星。
2019-02-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
On the interaction between tides and convection
本文通过分析均匀振荡切变对流体流动的影响，研究天体中潮汐与对流的相互作用。该模型可以用来描述大尺度周期性潮汐形变和小尺度对流运动之间的相互作用。我们首先考虑分析的限制，其中的剪切是低振幅和振荡周期是短的时间尺度相比，未扰动流。在这个极限有一个粘弹性响应，我们得到的有效弹性模量和粘性系数的表达式。有效粘度与振荡频率的平方成反比，其系数可以是正的、负的或零，这取决于未扰动流的性质。我们还进行了直接数值模拟的Boussinesq对流在振荡剪切盒和测量随时间变化的雷诺应力。结果表明，湍流对流的有效粘度迅速下降的振荡频率的增加，达到小的负值，在我们已经检查的情况下，虽然显着的不确定性仍然存在，因为湍流噪声。我们讨论了这种分析的天体物理潮汐的影响。
2012-01-24 astro-ph.EP 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
Wave reflection and transmission at interface of convective and stably stratified regions in a rotating star or planet
本文用一个简化的模型研究了对流区与稳定层结区（如恒星的辐射层或气态行星的层结层）交界处的波反射和透射。考虑对流区的惯性波和稳定层结区的重力惯性波。我们从极地开始，然后扩展到任何纬度。讨论了六种情况（见表1），在情况2中，两种波在两个区域共存。对于情况2进一步讨论四种配置。计算了波浪反射和透射的角度和能量比。结果表明，波浪的传播和透射取决于浮力频率与旋转频率的比值。在快速旋转的恒星或行星中，波穿过界面传播，入射波的大部分能量被传输到另一个区域，而在慢速旋转的恒星或行星中，波的传输被抑制。
2020-09-02 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
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
A unified normal mode approach to dynamic tides and its application to rotating Sun-like stars
我们确定了一个均匀旋转的恒星的潮汐扰动，由于同伴的反应。一般的周期轨道和抛物线飞掠被认为是。我们评估能量和角动量交换率的贡献之和，从正常模式允许耗散过程。我们考虑的情况下，当响应是由一个可识别的定期频谱的低频模式，如重力模式的贡献为主，并评估它在非常弱的耗散的限制。我们的形式主义可以适用于类太阳恒星的辐射核心和对流信封和更大质量的恒星对流核心和辐射信封。我们提供了能量和角动量转移的一般表达式，适用于任何偏心率的轨道。详细计算了类太阳恒星在慢自转区的平衡态，在平衡态中忽略离心畸变，对简正模采用传统的近似。我们使用的WKBJ程序和直接数值计算，这被发现是在良好的协议制度的利益。最后，我们使用我们的形式主义，以确定一个对象的演化时间尺度，在轨道上的小偏心率，围绕太阳的恒星，其中的潮汐响应是假设发生。考虑无旋转或同步旋转的系统。只有旋转修改的重力模式下考虑波耗散发生在恒星中心附近的假设。
2013-04-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The circularization timescales of late-type binary stars
我们研究了Terquem（2021）提出的计算快潮汐和对流之间能量交换速率$D_R$的形式主义的结果，并将其应用。在以前的工作中，为了耗散潮汐能，假定$D_R$（与对流速度的梯度成比例）为正。在这里，我们认为，即使能量是间歇性地从对流转移到潮汐，它必须最终返回对流流和有效地输送到恒星表面的对流时间尺度。这与强制执行$D_R>0$是一致的，但限制性要小得多。我们的主要结果是晚型双星的圆化时标的计算，考虑到完整的恒星结构的时间演化。我们发现，循环是非常有效的PMS阶段期间，效率低下的MS期间，并再次有效时，明星接近RGB。这些结果比以前的理论更符合观测。我们也适用于我们的形式主义，以热彗星，并发现，潮汐耗散在木星质量的行星产生一个循环的时间尺度为1 Gyr的轨道周期为3 d，也在良好的整体协议与观测。这里的方法是新颖的，该理论在解决长期存在的时间尺度难题方面的明显成功是引人注目的。
2021-09-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
Nonlinear tidal excitation of super-harmonic gravity waves in main-sequence stars in binary and exoplanetary systems
本文研究了非线性效应对恒星辐射区潮汐激发的内重力波的影响。我们的动机部分是研究潮汐由于大规模的短周期热彗星，优先轨道恒星对流核心，恒星中心附近的波破碎不能操作。我们开发了一个理论（并测试它与数值计算）的超谐波的“二次”波（频率$2ω_p$）的非线性激励的“主”潮汐波（频率$ω_p$）之间的辐射区和对流包络线的界面附近。这些波与主导波具有相同的水平相速度，如果二次波能够有效地阻尼一次波，这种非线性效应可能对潮汐耗散做出重要贡献。我们推导出的标准涉及的轨道和恒星参数需要激发这些二次波的大幅度使用的辐射/对流界面，我们转换为适用于潮汐在一个球形恒星的本地模型。我们数值评估所需的临界振幅，这种新的非线性效应，成为重要的恒星模型，比较它们的“传统”的标准，在辐射核心和对流核心附近的WKBJ理论的应用波破碎。对于主序星上的$1.4$和$2M_\odot$星，这种新效应的判据比传统的非线性测度更容易满足。我们预测非线性效应是重要的，即使是行星质量的同伴在后者周围，但这种效应可能是不太重要的辐射核心的恒星。
2022-02-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Comments on Barker and Astoul (2021)
当相互作用双星的轨道周期相对于主星的对流时间尺度而言很短时，其潮汐演化是一个长期存在的问题。Terquem（2021）认为，当遵守这种时间排序方案时，从潮汐到对流的能量转移率（记为$D_R$）由与潮汐速度相关的平均雷诺应力和与对流相关的平均切变的乘积给出。在最近的回应中，Barker和Astoul（2021，以下简称BA 21）声称，$D_R$（这种形式）不能促进潮汐耗散。他们的分析是基于Boussinesq和滞弹性模型的研究。在这里，我们表明，BA21错误地识别负责潮汐和对流之间的能量转移的正确术语。因此，他们的滞弹性计算不能证明$D_R$公式作为潮汐和对流之间的能量损失耦合是无效的。BA21也在Boussinesq近似下进行了计算。在这里，他们声称$D_R$再次没有贡献是基于边界条件，不适用于任何从其表面辐射能量的恒星或行星，这是我们考虑的问题中的一个关键耗散过程。
2021-06-29 astro-ph.SR
Understanding tidal dissipation in gaseous giant planets from their core to their surface
行星内部的潮汐耗散是驱动恒星-行星和行星-月球系统演化的关键物理机制之一。行星中的潮汐耗散与其内部结构有着内在的联系。特别是，流体和固体层的行为不同的潮汐强迫。因此，必须对它们各自的消能水库进行比较。在这项工作中，我们分别计算潜在的致密岩石/冰的核心和对流流体包层的气态巨行星的贡献，作为核心的大小和质量的函数。我们证明，在一般情况下，这两种机制必须考虑。
2014-11-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dynamical Tides Reexpressed
Zahn（1975）首先提出并详细计算了密近双星系统中恒星在动力潮汐作用下所受到的力矩。他的公式被广泛应用于具有辐射包层和对流核的恒星，它是用恒星半径来表示的，尽管扭矩实际上是施加在对流核的核心半径上。这导致了一个大的前因子，它对恒星的全局属性非常敏感，使扭矩倍增。这个大因子由一个非常小的乘法因子$E_{2}$补偿。虽然这在数学上是准确的，但根据应用，这可能导致显著的误差。这个问题甚至更严重，因为$E_{2}$的计算本身是不平凡的，并且不同的作者获得了不一致的$E_{2}$值。此外，许多代码（如BSE，StarTrack，MESA）内插（有时外推）一个适合的$E_{2}$值的恒星质量，往往在制度，这是不健全的做法。我们用另一种形式表示扭矩，用在转子-铁芯边界处的参数和无量纲系数$β_{2}$表示。以前试图以这种形式表达扭矩的尝试要么缺少一个重要的因素，这取决于恒星的密度分布，要么不容易实现。我们证明了$β_{2}$几乎与恒星的性质无关，其值近似为1。我们的扭矩公式易于实现，并避免了与经典表达式相关的困难。
2017-09-13 astro-ph.SR
Efficiency of Tidal Dissipation in Convective Flow Under Rapid Tidal Forcing
Shanghai Polytechnic University（上海理工大学）；Tsung-Dao Lee Institute, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学李政道研究所）；Cornell University（康奈尔大学）
研究紧密双星和恒星-行星系统中潮汐相互作用的能量转移，采用新型三层对流箱和外部周期性强迫量化潮汐耗散效率，得出单位质量潮汐功率随潮汐频率标度更浅等结果，还研究了旋转影响并讨论局限性与意义。
2026-07-21 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
The effects of nonlinearities on tidal flows in the convective envelopes of rotating stars and planets in exoplanetary systems
在紧密的系外行星系统中，潮汐相互作用在很长的时间尺度上驱动行星和恒星的轨道和自旋演化。在低质量恒星和巨型气态行星的对流包层中，潮汐惯性波（由科里奥利加速度恢复）在被激发和随后阻尼（例如通过粘性摩擦）时，特别是在系统生命的早期，对潮汐耗散有很大的贡献。已知这些波会受到非线性效应的影响，包括触发纬向流形式的差异旋转。在这项研究中，我们使用一个现实的潮汐体强迫激发惯性波，通过在波的动量方程中的平衡潮汐的剩余作用。通过在绝热不可压缩对流壳层中进行三维非线性流体动力学模拟，我们研究了非线性项的加入如何影响潮汐流的性质，以及能量和角动量的重新分布。特别是，我们确定并证明删除负责非物理的角动量演化在以前的数值研究中观察到的条款。在我们的新的设置，我们观察到建立强大的圆柱剪切纬向流，修改以前的线性理论预测的潮汐耗散率。我们证明，这种差异旋转波的影响整齐地解释了线性和非线性耗散率之间的差异，在我们的许多模拟。我们还强调了惯性波的共转共振和参数不稳定性的主要作用，这是观察到足够高的潮汐强迫振幅或低粘度，在影响潮流响应。
2022-07-26 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
Tidal dissipation due to the elliptical instability and turbulent viscosity in convection zones in rotating giant planets and stars
本文通过旋转瑞利-贝纳德对流模拟研究巨行星和恒星中椭圆不稳定性与湍流对流对潮汐耗散的贡献，推导并验证了有效黏性标度律，发现椭圆不稳定性对短周期热木星有效，而湍流对流黏性相对惯性波可忽略。
2023-06-30 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
Understanding tidal dissipation in gaseous giant planets : the respective contributions of their core and envelope
行星内部的潮汐耗散是驱动恒星-行星和行星-月球系统演化的关键物理机制之一。新的约束条件，现在都获得了太阳系和系外行星系统。行星中的潮汐耗散与其内部结构有着内在的联系。特别是，流体和固体层的行为不同的潮汐强迫。因此，必须对它们各自的消能水库进行比较。在这项工作中，我们分别计算潜在的致密岩石/冰的核心和对流流体包层的气态巨行星的贡献，作为核心的大小和质量的函数。然后，我们比较相关的耗散水库，通过评估频率平均值的爱数$k^2_2$的虚部在每个区域。我们证明，在一般情况下，这两种机制必须考虑。
2014-10-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
Tidally driven inertial waves enhance eccentricity damping and spin evolution in planets and stars
University of Massachusetts Amherst（马萨诸塞大学阿默斯特分校）
研究显示，潮汐驱动的惯性波能显著增强行星和恒星的偏心率阻尼，有助于解释双星系统圆化问题。
2025-10-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
Wave propagation in semi-convective regions of giant planets
最近对木星和土星的观测表明，重元素可能在气体包层中被稀释，提供了一种成分梯度，可以稳定普通的对流，并在这些行星的核心附近产生稳定的分层层。该区域可能由具有阶梯状密度分布的半对流层组成，由于双扩散对流，该半对流层具有由薄的稳定分层界面分隔的多个对流区。这些层可能对波的传播和潮汐耗散有重要影响，但尚未充分探讨。我们分析了这些层对巨行星内部波传播和传输的影响，扩展了本地笛卡尔模型中的先前工作。我们采用一个简化的全球Boussinesq行星模型，我们探讨了内波在非旋转球体。我们首先研究的自由模式的区域包含半对流层。然后，我们分析通过这样的区域的内波的传输。自由模式强烈地依赖于阶梯特性，并且由具有内部和界面重力波样行为的模式组成。我们确定这些波的频移作为步骤的数量的函数，以探索它们探测行星内部结构的潜力。我们还发现，波的传输是强烈的影响存在的楼梯。非常大波长的波可以有效地传输，但小尺度波只有在与自由模式之一共振时才能传输。因此，对于非谐振模式，芯的有效尺寸更大。
2020-03-05 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
Tides in rotating barotropic fluid bodies: the contribution of inertial waves and the role of internal structure
我们讨论的线性响应低频潮汐强迫的流体机构是缓慢和均匀旋转，中性分层，可能包含固体或流体的核心。这个问题可以看作是恒星和巨行星对流区天体物理潮汐的简化模型。响应可以分为非波和波的部分，其中前者是瞬时相关的潮汐位和后者可能涉及共振或其他奇异性。物体的潜在洛夫数的虚部与潮汐相互作用中的能量和角动量交换率以及能量耗散率直接相关，可能对潮汐频率有复杂的依赖性。然而，该量的特定频率平均值与流体的耗散性质无关，并且可以通过脉冲计算来确定。其结果是一个强烈的增加功能的核心时，潮汐势是一个部门的谐波，特别是当身体是不是强烈集中凝聚的大小。然而，这是不正确的，因为田谐波，收到更丰富的响应，因此可能是重要的，在确定潮汐演变，即使他们通常是次显性的潮汐潜力的扩展。我们还分析讨论了缓慢旋转的均匀流体对与小于五度的球谐函数成比例的潮汐势的低频响应。大于2度的三角形谐波，例如在自旋-轨道不对准的情况下，可以与整个球体的惯性模式共振，导致增强的潮汐相互作用。
2012-11-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Nonlinear tides in a homogeneous rotating planet or star: global simulations of the elliptical instability
我目前的结果，从第一个全球流体动力学模拟的椭圆形不稳定的潮汐变形气体行星（或恒星）的自由表面。椭圆不稳定性对最短周期热彗星的潮汐演化具有潜在的重要意义。我的模型作为一个自旋轨道对齐或反对齐，非同步旋转，潮汐变形，均匀的流体体的行星。另一份配套文件分析了这种行星的全球模式和不稳定性。在这里，我专注于椭圆形不稳定性的非线性演化。据观察，这会产生湍流的爆发，以不稳定的方式驱动行星与其轨道同步。如果行星的自旋最初是反对齐的，那么椭圆不稳定性也会在类似于自旋同步的时间尺度上驱动自旋轨道对齐。不稳定性在行星内部以纬向流的形式产生差异旋转，这在不稳定性的饱和和产生观测到的突发性方面起着重要作用。这些结果与使用局部笛卡尔模型获得的图像大致一致（其中柱状涡起到了纬向流的作用）。我还模拟了一个容器，是刚性的（但无应力），而不是自由的不稳定性，发现广泛的定量协议。椭圆不稳定性导致的耗散可以解释为什么最短周期的热彗星往往在大约2-3天内有圆形轨道，并预测自旋同步（和自旋轨道对齐）大约10-15天。然而，必须援引其他机制来解释较长轨道周期的潮汐循环。
2016-03-22 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Nonlinear tides in a homogeneous rotating planet or star: global modes and elliptical instability
我们重新审视全球模式和均匀旋转椭球流体质量的不稳定性，这是最简单的全球模型的旋转和潮汐变形的气态行星或恒星。短周期行星的潮汐流可能不稳定到椭圆不稳定，椭圆不稳定是一种可以驱动潮汐演化的流体动力学不稳定。我们进行了全球（和当地WKB）的分析，研究这种不稳定性使用优雅的形式主义Lebovitz和Lifschitz。我们调查的参数空间的全球不稳定性与谐波订单$\ell\leq 5$，行星的自旋是纯粹的对齐（顺时针）或反对齐（逆行）与它们的轨道。一般来说，如果行星的自旋和轨道是反对齐的，而不是对齐的，那么不稳定性的增长率要大得多。如果潮汐振幅足够大，我们已经确定了在椭圆不稳定性的通常频率范围之外（当$\frac{n}Ω\lesssim -1$，其中$n$和$Ω$分别是轨道和自旋角频率）的反对齐自旋的剧烈不稳定性。我们还探讨了在一个刚性椭球容器，这是发现定量类似于现实的自由表面的不稳定性。最后，我们研究了旋转和潮汐形变对模态频率的影响。我们发现，较大的旋转速率和较大的潮汐变形都降低了频率的椭圆扇形表面重力模式。这增加了它们的潮汐激发的前景，潜在地增强了潮汐响应超过线性理论的预期。在配套文件中，我们使用我们的结果来解释全球模拟的椭圆不稳定性。
2016-03-22 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Differential Rotation in Convective Envelopes: Constraints from Eclipsing Binaries
随着时间的推移，潮汐使双星系统中恒星的自转周期与轨道周期同步。然而，如果恒星表现出差速自转，那么只有一部分可以以轨道周期自转，所以表面的自转周期可能与轨道周期不匹配。因此，自转周期和轨道周期之间的差异可以用来推断自转差异的程度。我们使用一个简单的参数化的差分旋转的恒星对流信封在圆形轨道上预测的表面旋转周期和轨道周期之间的差异。比较这个参数化观测到的食双星系统，我们发现，在表面对流区的恒星在短周期的双星有很小的径向差异旋转，与$|r\partial_r \ln Ω| < 0.02$。这甚至适用于更长的轨道周期，虽然很难说哪些系统在长周期内是同步的，并且较大的差分旋转与异步旋转退化。
2019-11-11 astro-ph.SR
Influence of stellar structure, evolution and rotation on the tidal damping of exoplanetary spin-orbit angles
人们一直在争论，近距离的巨行星是否可以在原地形成，如果不能，是什么机制导致了它们的迁移。对迁移理论的一个可观测的检验是恒星赤道平面和轨道平面之间的夹角的当前值，称为平行度。在主迁移机制结束后，由于潮汐和磁制动的共同作用，磁致伸缩性和半长轴继续演化。在已知的短周期系统中，观测到的有效温度和测得的预测温度之间的相关性被认为是这种机制在起作用的证据。我们的目标是产生一个改进的模型的潮汐演化的周期性，包括所有组件的动力潮汐的圆形错位系统。该模型考虑了恒星演化过程中结构和自转的强烈变化，以及它们对潮汐耗散效率的影响。我们使用的频率平均耗散在对流层中的每一种模式，仅取决于全球恒星参数和旋转的分析配方。对于典型的热超导体轨道构型，超导性通常在比半长轴短得多的时间尺度上衰减。潮汐演化的最终结果对初始条件也非常敏感，质量为100亿颗的行星要么被迅速摧毁，要么被带到更远的轨道上，这取决于行星轨道动量与恒星自旋动量的初始比率。然而，我们发现，在其他条件相同的情况下，低质量恒星周围的薄对流区的演化速度并不慢于周围的对流区较厚。相反，我们发现，更大质量的恒星，保持更快的旋转整个主序星，产生更有效的耗散。
2018-03-26 astro-ph.EP 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
Unravelling tidal dissipation in gaseous giant planets
行星内部的潮汐耗散是驱动恒星-行星和行星-月球系统演化的关键物理机制之一。新的约束条件，现在都获得了太阳系和系外行星系统。行星中的潮汐耗散与其内部结构有着内在的联系。特别是，流体和固体层的行为不同的潮汐强迫。因此，必须对它们各自的消能水库进行比较。在这封信中，我们分别计算了潜在的致密岩石/冰核和对流流体包层的气态巨行星的贡献，作为核心大小和质量的函数。然后，我们比较相关的耗散水库，通过评估频率平均值的爱数$k^2_2$的虚部在每个区域。在木星和类土星行星的情况下，我们表明，在核心的粘弹性耗散可以占主导地位的湍流摩擦作用于潮汐惯性波的信封。然而，流体耗散将是不可忽略的。这表明，有必要建立完整的潮汐耗散在行星内部从他们的深内部到他们的表面没有任何任意的先验模型。
2014-06-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
The complex interplay between tidal inertial waves and zonal flows in differentially rotating stellar and planetary convective regions I. Free waves
在近距离两体系统的潮汐相互作用的量化是最感兴趣的，因为他们有一个至关重要的影响的架构和旋转的历史的机构。各种研究表明，任何一个天体的潮汐消散都对它的结构和动力学非常敏感，就像存在于类太阳恒星和巨型气态行星的外对流层中的差异旋转一样。特别是，潮汐波可以强烈地与纬向流在所谓的共转共振，其中波的多普勒频移抵消。我们的目标是提供一个深入的物理了解潮汐惯性波的动力学在共转共振，在存在的差分旋转配置文件典型的低质量恒星和巨行星。通过建立一个倾斜的剪切盒，我们研究了自由惯性波在共转时的传播和透射，更一般地说，在临界水平上，这是控制波微分方程中的奇点。通过构建一个不变量称为波作用通量，我们确定了不同的制度，波传输在临界水平，这是证实了一维三层数值模型。我们发现，惯性波可以完全透射，强烈阻尼，甚至放大后，越过临界水平。这些制度的发生取决于假设的差分旋转的轮廓，在性质以及纬度的临界水平，和波的参数，如惯性频率和纵向和垂直波数。因此，波可以在临界水平阻尼时将其作用通量沉积到流体中，或者在临界水平放大时将其作用通量提取到流体中。这两种情况都可能导致潮汐相互作用体之间的显著角动量交换。
2021-01-12 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
Interactions between tidal flows and magnetic fields in stellar/planetary convective envelopes
本文首次通过非线性MHD模拟研究恒星/行星对流包层中潮汐流与磁场的相互作用，揭示弱磁场下纬向流改变潮汐耗散并产生环向场，而强磁场抑制纬向流，两种状态对低质量恒星均可能相关。
2024-11-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Layered semi-convection and tides in giant planet interiors - I. Propagation of internal waves
分层半对流是解释土星光度过剩和一些热彗星异常大半径的可能候选者。在巨大的行星内部，它可能导致密度阶梯的产生，这是由薄的稳定分层界面分离的对流层。本文研究了内波在层状半对流区域中的传播，目的是预测入射到密度阶梯上的内波的能量输送。然后，我们的目标是了解当这些波被其他天体（如巨行星系统中的卫星）激发时所产生的潮汐耗散。我们使用当地的笛卡尔分析模型，考虑到在任何纬度的完整的科里奥利加速度，从而概括了以前的作品。我们发现入射内波的传输受到密度阶梯的强烈影响，即使这些波最初是纯惯性波（由科里奥利加速度恢复）。特别是，所有波长的低频波在临界纬度附近都能完美地传播。否则，只有当短波长波与阶梯的自由模式（界面重力波或短波长惯性模式）共振时，短波长波才被有效地传输。在所有其他情况下，波主要被反射，除非它们的波长长于整个楼梯的垂直范围（而不仅仅是一个台阶）。我们期望入射内波强烈影响的密度阶梯的存在下，在频率，纬度和波长依赖的方式。首先，这可能导致通过地震学探测巨行星内部的新标准;其次，这可能对潮汐耗散和我们对巨行星系统演化的理解产生重要影响。
2017-04-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Tidal synchronization trapping in stars and planets with convective envelopes
本研究针对偏心系统中简单潮汐模型的预测偏差，发现具有对流包层的恒星和气态行星中潮汐驱动的惯性振荡会形成稳定同步俘获网络，可解释低质量恒星与热木星自转速率偏离伪同步或同步预期的现象。
2024-07-12 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
A new vision on giant planet interiors: the impact of double diffusive convection
传统的木星和土星的内部模型是基于一个简单的假设，一个固体核心所包围的均匀的气体信封，我们推导出新的模型与不均匀分布的重元素，即梯度的组成，在这些行星。这样的成分分层阻碍了大规模对流，变成双扩散对流，产生内部的热分布，从传统上假设的绝热内部，影响这些行星的热含量和冷却历史。为了解决这个问题，我们开发了一个分层的双扩散对流的分析方法，并将这种形式主义的太阳系气态巨行星内部。这些模型满足所有观测约束，并为我们的气态巨星产生了比以前认为的大30%至60%的金属富集。这些模型还限制了行星内对流层的大小。由于重元素倾向于在气体包层内重新分布，模型预测土星和木星内部的中心核心比通常的小，后者可能没有核心。这些模型打开了一扇新的窗户，并提出了新的挑战，我们的理解巨大的（太阳和太阳系外）行星的内部结构，特别是在确定其重物质含量，一个关键的诊断行星形成理论。
2012-01-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Excitation and Damping of Oscillation Modes in Gaseous Planets
California Institute of Technology（加州理工学院）；Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（加州理工学院喷气推进实验室）；New Mexico State University（新墨西哥州立大学）
研究气态行星振荡模的激发与阻尼机制，指出差分旋转和风暴活动对f模和p模的影响，以及不同行星的振荡特征和探测方法。
2026-07-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
Elliptical instability in hot Jupiter systems
一些研究已经考虑了潮汐对恒星和近伴星组成的系统演化的影响，尝试性地解释了不同的观测结果，如一些具有热彗星的恒星的自旋，短轨道周期行星的半径异常以及在某些极端情况下恒星自旋的同步或准同步。然而，在这样的系统中负责潮汐耗散的机制的性质仍然不确定。在本文中，我们声称，所谓的椭圆不稳定性可能在这些系统中发挥了重要作用，解释了一些系统的特点，目前在观察。这种流体动力学的不稳定性，产生于旋转流与椭圆流线，被怀疑是目前在行星和恒星的这种系统，这是椭圆变形的潮汐。在气态物体中，如恒星或热彗星，椭圆不稳定性的存在和影响，大多数时候被忽视。在本文中，使用数值模拟和理论论证，我们认为在热木星系统的椭圆不稳定性相关的几个功能。特别是，使用特设的边界条件，使人们有可能估计的气体体中的椭圆不稳定性的幅度。我们还考虑了可压缩性对椭圆形不稳定性的影响，并将结果与不可压缩情况进行了比较。我们证明了椭圆形不稳定增长的能力，在差分旋转的存在下，与一个可能的同步纬度，只要潮汐变形和/或流体的旋转速率足够大。此外，对于一个中心凝聚的流体质量的不稳定性的幅度是相同的数量级为不可压缩的流体对于一个给定的距离的阈值的不稳定性。最后，我们表明，椭圆形不稳定性是主要的潮汐耗散过程中偏心膨胀的热彗星和错位的恒星的假设是符合目前的数据。
2013-09-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Tidal flows with convection: frequency-dependence of the effective viscosity and evidence for anti-dissipation
潮汐相互作用在驱动行星和恒星双星系统中的自旋和轨道演化方面很重要，但相关的流体动力学机制仍然不完全清楚。一个关键的机制是潮汐流和对流之间的相互作用。湍流对流被认为是一种有效的粘性阻尼大规模的潮汐流，但有一个长期存在的争议时，潮汐频率超过占主导地位的对流涡旋的周转频率，这种机制的效率。这种高频率状态与许多应用有关，例如在恒星中承载热彗星的潮汐。我们探讨潮汐流动和对流之间的相互作用，使用流体动力学模拟在一个局部的笛卡尔模型的一个小补丁的对流区的恒星或行星。我们采用Boussinesq近似和模拟Rayleigh-Bénard对流，模拟潮汐流作为背景振荡剪切流。我们表明，层流和湍流对流的有效粘度是近似的频率无关的低频率。当强迫频率超过主导对流频率时，有效粘度与潮汐频率的平方成反比。我们还表明，负的有效粘度是可能的，特别是高频率的潮汐强迫，这表明令人惊讶的可能性潮汐反耗散。这些结果得到了一个互补的高频渐近分析，扩展了以前的工作Ogilvie和Lesur。我们讨论了这些结果的影响，解释热彗星的轨道衰变，和其他几个天体物理问题。
2019-12-09 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
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
Effect of the rotation and tidal dissipation history of stars on the evolution of close-in planets
20年来，人们发现了大量围绕各种低质量恒星（从M型到A型）运行的近距离行星。在这样的系统中，主恒星潮汐流动能的耗散可能会改变其旋转演化，并塑造周围行星系的轨道结构。在这种情况下，最近的工作表明，这种耗散的幅度可以在几个数量级上变化，作为恒星质量，年龄和旋转的函数。此外，恒星自转演化强烈影响恒星-行星系统的角动量交换。因此，现在在研究近距离行星的轨道演化时，有必要考虑恒星的结构和旋转演化。行星的存在也可能改变宿主恒星的旋转，从而改变它们的演化、磁活动和混合。在这项工作中，我们提出了第一次研究的各种质量的行星轨道低质量恒星（从$0.6$ $1.2~M_\star$），我们计算的同时演化的恒星的结构，旋转和潮汐耗散在其外部对流层。我们发现，由于恒星动力潮，即在对流区中激发的潮汐惯性波，潮汐摩擦可以比平衡潮汐大几个数量级，特别是在PMS阶段。因此，这颗行星的轨道迁移现在更加明显，更多地取决于恒星的质量，旋转和年龄。这对宜居带内的行星影响非常微弱，因为它们位于轨道距离处，恒星潮汐引起的迁移发生在非常长的时间尺度上。我们还表明，主恒星的旋转演化只有微弱的影响，除了大质量的同伴的行星的存在。
2016-03-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
Constraining Tidal Dissipation in Stars from The Destruction Rates of Exoplanets
我们使用的太阳系外行星的分布在圆形轨道周围的恒星与地面的过境搜索检测到的表面对流区，以约束如何有效地提高了潮汐的行星上的母星消散。我们将该效率参数化为潮汐品质因数（Q*）。我们的结论是，目前已知的行星的人口是不一致的Q*<10^7在99%的水平。先前的研究表明，Q* 值需要在10^5和10^7之间，才能解释星团中主序星低质量双星的轨道圆化，这表明不同的耗散机制可能在两种情况下起作用，最有可能是由于恒星-恒星与行星-恒星系统相对于恒星旋转频率的潮汐强迫频率非常不同。
2012-05-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
The key impact of the host star's rotational history on the evolution of TOI-849b
TOI-849 b是少数几颗居住在海王星沙漠的行星之一，也是迄今为止发现的海王星大小的行星。它与主星的距离非常近，加上在$40.8 ~M_{\oplus}$岩石核心的顶部没有大质量的氢/氦包层，这使得人们对主星在系统演化中所扮演的角色提出了质疑。我们的目标是研究的主恒星的旋转历史上的TOI-849 b的演化的影响，重点是行星迁移，由于动力潮汐消散在恒星对流信封和高能量的排放。将TOI-849的旋转恒星模型与我们的轨道演化代码耦合，以研究行星轨道的演化。行星大气的演化研究的JADE代码，它使用现实的XUV通量提供我们的旋转恒星模型的装置。假设这颗行星处于现在的位置（$a=0.01598 \rm AU$）在原行星盘分散时，质量为$40.8~ M_{\oplus}$，并考虑$ [3.2, 18]~ Ω_{\odot}$范围内的大范围宿主星初始表面旋转速率（$Ω_{\rm in}$），我们发现只有对于$Ω_{\rm in} \leq 5 Ω_{\odot}$，我们才能重现行星的当前位置，因为对于大于$5 Ω_{\odot}$的$Ω_{\rm in}$，其轨道被动态潮汐有效偏转。我们测试了增加行星初始质量对潮汐效率的影响，发现较高的初始质量（$1~M_{\rm Jup}$）不会改变上述结果。基于这些结果，我们用JADE代码计算了行星大气层的演化，初始质量在核心质量$40.8~M_{\oplu…
2021-10-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Tidal migration of exoplanets around M-dwarfs: frequency-dependent tidal dissipation
本文使用非微扰谱方法和MESA模型计算全对流M型矮星的潮汐耗散，发现共振锁定驱动的轨道迁移导致短周期小行星和大质量行星分布稀少。
2024-02-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Tidal Oscillations of Rotating Hot Jupiters
本文计算了由近等熵对流核和几何薄辐射包层组成的均匀旋转热彗星的小振幅重力潮汐和热潮汐。将对流核中的流体视为粘性流体，并假设Ekman数${\rm Ek}$为常数，求解线性化的纳维-斯托克斯方程，得到对流核的潮汐响应。在辐射包线中，我们考虑了辐射耗散对响应的影响。潮汐响应的性质取决于包层中的热时标$τ_*$和核中的Ekman数Ek以及强迫频率$ω$是否在惯性范围内，其中惯性范围由旋转频率$Ω$的$|ω|\le2Ω$定义。如果是${\rm Ek}\gtrsim 10^{-7}$，则在$τ_*\gtrsim 1$天，核心中的粘性耗散在包层中占主导地位。如果${\rm Ek}\lesssim 10^{-7}$，然而，粘性耗散是可比的或小于热贡献和信封起着重要的作用，以确定潮汐扭矩。如果强迫是在惯性范围内，频率共振的潮汐强迫与核心惯性模式显着影响的潮汐扭矩，产生许多共振峰的扭矩。根据扭矩在峰值的符号，我们建议，存在的情况下，与核心惯性模式的共振阻碍的自旋和轨道运动的行星之间的同步过程。
2020-04-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
