潮汐瓦解耀斑的延迟时间分布

最近的观测表明，恒星潮汐瓦解事件（TDE）在罕见的后星暴星系中被严重过度代表。人们提出了几种动力学机制来提高其 TDE 发生率，范围从中心恒星过密度到超大质量黑洞（SMBH）双星的存在。此处引入的另一种机制是星暴期间在核星团中产生的径向速度各向异性。通过比较观测结果与 TDE 延迟时间分布（DTD）的理论预测，可以区分这些及其他动力学假设。我们表明，SMBH 双星对于后星暴偏好是一个较不可能的解决方案，因为它们只有通过广泛的精细调节才能重现观测到的 DTD。过密度假设与观测到的 DTD（基于目前有限的数据）产生了合理的匹配，前提是星暴期间形成的初始恒星密度剖面 $\rho(r)$ 在陡峭度和归一化方面都是异常的。特别是，解释后星暴偏好需要 $\rho \propto r^{-\gamma}$ 且 $\gamma \gtrsim 2.5$，即比经典的 Bahcall-Wolf 平衡剖面 $\gamma = 7/4$ 陡峭得多。对于“超陡峭”密度尖峰（$\gamma \ge 9/4$），我们表明 TDE 发生率随星暴后时间的推移而衰减，规律为 $\dot{N} \propto t^{-(4\gamma-9)/(2\gamma-3)} / \ln t$。径向各向异性也代表了一种有前景的解释，前提是初始各向异性参数 $\beta_0 \approx 0.5$ 能够抵抗径向轨道不稳定性。初始各向异性尖峰中的 TDE 发生率将大致按 $\dot{N} \propto t^{-\beta_0}$ 衰减。随着具有详细研究宿主星系的 TDE 样本增加，DTD 将成为约束后星暴星系核异常动力学性质的有力工具。