巨型黑洞附近的共振松弡：星体分布与引力波来源

在巨型黑洞（MBHs）附近发生的轨道角动量共振松弡（RR）使得星体轨道几乎作圆锥形，因而轨道 precession 较小。由此产生的相干扭矩有效改变角动量大小，并随机改变轨道倾角方向。结果是，许多紧密束缚在 MBH 附近的星体会因轨道角动量变小而迅速被吞噬，而剩余星体的轨道则被高效随机化。我们对能量上的 Fokker-Planck 方程进行数值求解，以求得单一质量分布（含 RR 耗散项）的稳态分布。我们发现，由于 RR 而维持的星体稳态流量，可比仅由非相干两体松弡产生的流量高约 10 倍。RR主要影响紧密束缚的星体，因而仅中度增加总体潮汐破坏率，而后者主要来自较远处较松散星体的轨道。我们指出，来自更靠近 MBH 的引力波（GW）辐射事件率由 RR 动力学主导。该 GW 事件率取决于 RR 效率的不确定性。目前可用模拟表明，RR 效率导致的事件率约为两体松弡预测值的 10 倍，这将显著提升未来信使如 LISA 的探测前景。然而，更高但仍具可能性的 RR 效率可能导致所有紧密束缚星体被耗尽，显著抑制来自星体轨道散射的 GW 事件。我们将结果应用于银河系 MBH，表明其观测到的动力学特性与 RR 相一致。