《双体》:双星
牛顿动力学中引力二体问题的解是由牛顿自己提供的:两个物体的相对运动形成一个圆锥截面，一个圆，椭圆，抛物线或双曲线。然而，这个解只适用于质点，也适用于完全球对称的物体。对于形状更复杂的物体，相对运动也更复杂。特别是当天体的形状受到它们的相对运动的影响时，就像恒星、行星或卫星之间的潮汐相互作用一样，由此产生的摄动两体问题必须要么用数值方法解决，要么通过摄动分析来解析。另一种复杂情况是，当一个或两个身体通过爆炸或更渐进的流出而脱落物质时。
潮汐稳定
从直观上看，双星结构在两颗恒星共面、同步(自旋轴与轨道角动量对齐，自旋周期等于轨道周期)时形成稳定的平衡，并且它们处于圆形轨道上。然而，尚不清楚的是，这是否是唯一的平衡构型，以及在哪些条件下平衡构型是稳定的。这一问题在论文中首次在完整的三维构型中得到解决潮汐平衡稳定性，作者是Hut, P.， 1980，阿斯特朗。12,54。92, 167 - 170。
潮汐进化
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在潮汐扰动的影响下，双星是如何进化的?潮汐扰动是由每颗双星对另一颗双星产生的潮汐引起的。潮汐隆起高度的最简单模型之一假设它们的形状相对于瞬时的水动力响应具有恒定的时间滞后。这个模型是由查尔斯·达尔文的儿子乔治·达尔文首先分析的(对进化论的兴趣似乎在家族中流传)。由于他主要对行星运动感兴趣，而行星的轨道几乎是圆形的，所以他采用了微扰处理，即偏心率的幂。在双星的情况下，可以出现任意的高偏心，这使得应用更通用的技术是有用的。
在乔治·达尔文的著作发表后的102年，一种治疗一般怪癖的方法出现了近双星的潮汐演化，作者:Hut, P.， 1981阿斯特朗。12,54。99， 126-140(当我拿到校样时，我不得不把达尔文的参考文献改回1879年;编辑以为是打错字，把它改成了1979年)。
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本文还介绍了这一新概念pseudo-synchronization这是水星在太阳系中所发生的事情的一个概括，它的自旋和轨道在中心中心几乎是同步的。这一概念已被证明在分析，例如，偏心x射线双星有用。
后续的论文处理了极端偏心的情况，其中轨道接近抛物线。这种情况适用于潮汐捕获，其中两颗未绑定的恒星彼此靠得足够近，以便让它们的潮汐消散足够的能量，形成一个绑定轨道:高偏心的近双星潮汐演化，作者:Hut, P.， 1982阿斯特朗。12,54。110， 37-42[注勘误表在阿斯特朗。12,54。116, 351]。
虽然恒定时滞模型因其简单而吸引人，但没有提供明确的物理基础。这种情况得到改善，更普遍的治疗潮汐摩擦的平衡-潮汐模型，埃格尔顿，p.p.， Kiseleva, L.G. & Hut, P. 1998，12,54。J。499, 853 - 870。我们展示了潮汐摩擦的简单方程，基于潮汐隆起滞后于中心线一段小的常数时间的图像，非常直接地遵循了一个更物理的模型，在这个模型中，耗散与与恒星旋转的框架中潮汐变形变化率(由四极张量测量)的正半定函数有关。我们的分析给出了有效滞后时间是耗散率和四极矩的函数。
在许多距离较近的双星中，两颗恒星向对方旋转的速率大大超过了引力辐射损失所给出的速率。一种经常被调用的机制是磁制动，其中一颗恒星的恒星风被迫与锚定在该恒星上的磁场同向旋转。如果这种同向旋转在远大于恒星半径的距离上保持，磁场线的弹弓效应会导致大量的角动量损失，而质量损失相对较小。在许多早期的处理中，恒星中随后的能量耗散被忽略了，即使它可以与核燃烧产生的能量相媲美。本文分析了这一假设成立的条件近双星中的磁制动和潮汐能耗散，作者:Verbunt, F. & Hut, P.， 1983，阿斯特朗。12,54。127, 161 - 163。
爆炸质量损失
当双星中的一颗恒星在比轨道时间大得多的时间尺度上慢慢失去质量时，无论失去多少质量，系统都不会被破坏。但是，当质量损失几乎是在瞬间发生时，如果系统总质量损失超过一半，双星就会被破坏。在实际应用中，II型超新星通常会释放出比黑洞或中子星留下的质量多得多的质量。如果一颗伴星足够轻，它将不再被束缚在超新星残骸上。但是在中间的情况下，质量损失时间尺度和轨道时间尺度是可以比较的呢?本文采用两时间尺度渐近展开式的数学方法，给出了定量的答案双星爆炸质量损失:双时间尺度方法，作者:Hut, P. & Verhulst, F.， 1981，阿斯特朗。12,54。101, 134 - 137。