Formation of S0 galaxies through mergers. Morphological properties: tidal relics, lenses, ovals, and other inner components
大合并通常被认为破坏性太大，不能产生透镜星系中常见的松弛规则结构和形态内部成分。我们的目标是测试，如果重大合并可以产生残留物与现实的S 0形态。我们已经选择了一个样本的放松discy残余产生的耗散合并模拟的GalMer数据库，并推导出它们的属性模仿当前的观测数据的典型条件。我们比较他们的全球形态，视觉组件，并合并文物在模拟光度图像与他们的真实同行。在完全合并后仅$\sim$ 1-2 Gyr，我们发现：1）许多残留物（67个大事件和29个小事件）呈现松弛结构和典型的S 0或E/S 0形态，对于各种轨道，甚至在气体贫乏的情况下。2)与普遍的期望相反，它们中的大多数在典型的观测条件下和在30 Mpc附近的距离下没有表现出任何过去合并起源的形态学痕迹。3)合并遗迹是更持久的较小的合并比在主要的类似的放松时间段。4)没有重大合并的S 0类残余发展一个重要的酒吧。5)近58%的主要合并S 0残留物拥有可见的IC，例如嵌入的内盘，环，伪环，内螺旋，核棒和致密源，在真正的S 0中也非常常见。6)所有的残余物都包含一个透镜或椭圆形，在当地的S 0中同样普遍存在。7)这些透镜和椭圆不是来自于主要合并案例中的棒稀释，而是与恒星晕或嵌入的内盘（厚或薄）有关。我们的结论是，放松的形态，透镜，椭圆形，和其他IC的真正的S 0 s不一定来自内部长期的演变，气体或环境机制，传统上认为，但它们可以导致重大合并以及。
2018-06-22 astro-ph.GA
An upper limit to the velocity dispersion of relaxed stellar systems without massive black holes
大质量黑洞已经在所有仔细检查的星系中被发现，具有高速色散。对于低质量星系和球状星团等低色散系统，情况就不那么清楚了。在这里，我们认为，超过约40公里/秒的临界速度色散，大质量的中央黑洞将形成在任何宇宙时代的放松恒星系统。这是因为超过这个色散，原始双星不能支持系统对抗深核坍缩。如果像以前的模拟所显示的那样，星系团中形成的黑洞沉降下来产生一个致密的子星系团，那么在核心坍缩期间达到极高密度的情况下，这些黑洞将相互合并。对于低速分散和低的星系团逃逸速度，由于三体碰撞或引力辐射的不对称发射，合并通常会踢出所有或除了一个洞之外的所有洞。如果有一个黑洞存在，它将以很高的速度潮汐地破坏恒星。如果没有留下，一个是在恒星之间的失控碰撞后形成的，然后它以高速率潮汐地破坏恒星。破裂后的吸积速率比爱丁顿高出许多个数量级。如果像几项研究表明的那样，黑洞可以以这种速度接受物质，因为产生的辐射被捕获并平流，那么它将迅速增长并形成一个巨大的中心黑洞。
2012-06-27 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Protoplanetary disc truncation mechanisms in stellar clusters: comparing external photoevaporation and tidal encounters
大多数恒星形成并在恒星密度增强的区域度过早期生命。因此，这些恒星所承载的原行星盘（PPD）的演化会受到星团其他成员的影响。在物理上，PPD可能会被截断的光蒸发由于紫外线通量从大质量的恒星，或潮汐截断由于近距离恒星相遇。在这里，我们的目标是在真实的集群环境中比较这两种效果。在这种情况下，我们首先审查的性能，以及研究星团的重点是恒星的数量密度，这在很大程度上决定了潮汐截断的程度，和远紫外线（FUV）通量，这是外部光蒸发率的指示。然后，我们回顾了理论PPD截断半径由于一个任意的遭遇，另外考虑到偏心遇到的作用，发挥作用的热集群与一维速度色散$σ_v > 2$公里/秒。然后，我们的治疗统计上应用到不同的本地环境，建立一个典型的阈值的本地恒星密度（$n_{c} > 10^4$ PC $^{-3}$），遇到可以发挥重要作用，在塑造PPD半径的分布在一个时间尺度$\sim 3$ MYR。通过结合理论的质量损失率，由于FUV通量与粘性传播的PPD，我们建立了一个类似的阈值，一个巨大的光盘被完全摧毁外部光蒸发。比较这些阈值在本地集群，我们发现，如果任何一种机制有显着的PPD人口的影响，然后光蒸发总是占主导地位的影响。
2018-04-06 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Warps and Bars from the External Tidal Torques of Tumbling Dark Halos
$Λ$ CDM宇宙学模拟中的暗物质晕是三轴的、高度扁平的。在许多情况下，这些三轴平衡也在缓慢地翻滚，通常是围绕它们的短轴，周期为哈勃时间。因此，晕可能会对螺旋星系施加一个缓慢变化的外部扭矩，以有趣的方式影响它们的动力学演化。我们研究的外部扭矩施加的翻滚四极潮汐场的螺旋星系的演化与现实的，磁盘星系模型的N体模拟的效果。我们在宇宙学模拟中测量暗晕的外部四极矩的振幅，并使用这些来迫使盘星系模型在一系列N体实验中的模式速度范围。我们发现，扭矩是强大到足以诱导长期的瞬态翘曲盘类似于那些观察到的真正的螺旋，也诱导酒吧的不稳定性，在以后的时间在一些星系模型，否则稳定的长时间隔离。我们还观察到强迫螺旋结构的边缘附近的磁盘，通常自引力太弱，负责这种结构。暗晕的这种被忽视的影响很可能是盘星系动力学许多特殊方面的原因。
2009-08-02 astro-ph.GA
Q criterion for disc stability modified by external tidal field
标准Q准则（Q > 1）描述了由旋转和随机运动支撑的圆盘的局部稳定性。然而，大多数天体物理圆盘都受到外部引力场的影响，这会影响它们的稳定性。一个典型的例子是嵌在暗物质晕中的星系盘。本文对外场中的圆盘作了线性微扰分析，得到了广义色散关系和修正的稳定性判据。外场对盘动力学有两个影响：第一，它对未扰动的旋转场有贡献，第二，它在稳定性参数中增加了潮汐场项。一个典型的破坏性潮汐场的结果在一个更高的修改Q值，从而导致一个更稳定的磁盘。我们将这些结果应用于银河系，并对低表面亮度星系UGC 7321。我们发现，在每一种情况下，恒星盘本身几乎是稳定的，它是暗物质晕，稳定盘对当地的，轴对称的引力不稳定性。这个结果到目前为止在很大程度上被忽略了，因为在实践中，星系盘的Q值是用观测到的由盘和晕设置的旋转场以混合方式获得的，因此高于纯盘。
2013-08-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The External Field Dominated Solution In QUMOND & AQUAL: Application To Tidal Streams
标准的$Λ$ CDM范式似乎能很好地描述宇宙学和大尺度结构的形成。然而，一些令人困惑的观测结果仍然存在于星系尺度上。一个例子是本星系群中卫星星系的各向异性分布。这导致人们认为，修改后的引力理论可能比补充暗物质的牛顿引力提供更好的解释。修正的牛顿动力学（Modified Newtonian Dynamics，MOND）是一个重要的修正引力理论。对于一个孤立的点质量，它通过一个依赖于加速度的因子$ν$来增强重力。最近，一个更计算机友好的准线性制定MOND（QUMOND）已成为可用。本文研究了$\mathbf{g}_{ext}$在恒定外场中的质点的解析解。我们发现，潜在的是$Φ= - ~ \frac{GM ν_{ext}}{r}\left(1 + \frac{K_0}{2} \sin^2 θ\right)$，其中$r$是距离的质量$M$是在一个外部领域，“饱和”的$ν$功能的值$ν_{ext}$，导致一个固定的值$K_0 \equiv \frac{\partial Ln ~ ν}{\partial Ln ~ g_{ext}}$。在一个非常弱的引力场$\left(\left| \mathbf{g}_{ext} \right| \ll a_0 \right)$，$K_0 = -\frac{1}{2}$。角$θ$是外场方向和朝向质量的方向之间的角。我们的结果是相当接近更传统的二次拉格朗日（AQ…
2020-04-04 astro-ph.GA
Tidal Effects on the Spatial Structure of the Local Group
星系在本星系群中的空间分布是本星系群形成机制及其成员与外部大质量星系或星系群之间引力相互作用的足迹。最近，Pasetto & Chiosi（2007）基于当前的位置和距离数据，使用LG所有成员（不仅是MW和M31的卫星）的空间分布的3D几何描述，发现所有星系（MW，M31，它们的卫星，甚至最远的物体）都被限制在大约200 kpc厚的板内。研究外部星系或星系群如何通过引力影响（并最终改变）LG的平面结构（及其时间演化），他们发现外力平行于几何学确定的平面作用，并用最小作用量原理研究了这一点。在本文中，我们深入研究了外部星系或星系群对LG星系（特别是最遥远的矮星）的潮汐力在塑造它们的大尺度分布中所起的作用。这一想法基于众所周知的潮汐相互作用效应，根据这一效应，质点系不仅可以经历潮汐剥离，而且可以经历潮汐压缩，从而变得更平坦。除了与MW和M31紧密结合的矮星系外，相同的潮汐力可以解释其余矮星系的平面分布。我们分析恢复Pasetto & Chiosi（2007）的结果，并证明LG矮星系的平面分布与外力场是相容的。我们还强调了这一结果的物理原因。
2009-02-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
General Relativistic Dynamics of an Extreme Mass-Ratio Binary interacting with an External Body
本文研究了广义相对论体系中的层次三体系统的动力学：一个极端质量比的内双星在外天体的潮汐影响下的动力学。内部双星由一个中心史瓦西黑洞和一个围绕它运动的紧凑的测试体（外部双星）组成。我们发现三种类型的潮汐效应的测试机构的轨道。第一，内双星的角动量围绕外双星的角动量进动。第二，当径向和方位角频率彼此相当时，潮汐场驱动“瞬态共振”。与引力驱动的共振相反，潮汐驱动的共振可能会增加轨道角动量。最后，作为非共振阶段的轨道动力学效应，我们计算了由于潮汐相互作用对最内稳定圆（平均）轨道（ISCO）的修正。分层三体系统是未来天基引力波任务的潜在来源，我们发现潮汐效应可能对其波形有重要贡献。
2017-10-26 astro-ph.GA astro-ph.HE gr-qc
Mass-Loss Timescale of Star Clusters in an External Tidal Field. II. Effect of Mass Profile of Parent Galaxy
我们研究了星团在其母星系产生的稳定潮汐场中的长期动力学演化。在本文中，我们主要讨论了母星系质量分布的影响。以前的研究都是在简化的情况下进行的，即母星系用质点表示。我们用周转频率与角速度之比不同的潮汐场来表示母星系的不同质量分布。通过固定星系团势下的轨道计算和N体模拟，比较了潮汐半径相同但母星系质量分布不同的星团的质量损失时间尺度.在这种情况下，星系团围绕母星系旋转的速度更快，因为母星系具有较浅的质量轮廓。我们发现，在中等强的潮汐场中，当母星系的质量密度分布与R ^-2和R ^-1.5成正比时，与点质量情况相比，质量损失时标分别增加了20%和50%，其中R是到星系中心的距离。与直觉相反的是，一个围绕母星系旋转得更快的星系团有更长的寿命。寿命的增加是由于在较浅的剖面中类规则轨道所占的比例增加。最后，我们推导出团簇质量损失时间尺度的评估公式。我们的公式可以解释观测到的银河系球状星团的一个性质，即它们的半质量半径随着它们离银河系中心的距离变小而变小。
2010-05-07 astro-ph.GA
Relaxed blue ellipticals: accretion-driven stellar growth is a key evolutionary channel for low mass elliptical galaxies
椭圆星系如何形成是观测宇宙学的一个关键问题。虽然大质量椭圆星系的形成与合并密切相关，但低质量（Mstar < 10^9.5 MSun）区域仍然没有得到很好的探索。特别是，研究椭圆种群时，他们是蓝色的，因此迅速建设恒星质量，提供了强大的限制，他们的形成。在这里，我们研究了宇宙场中z < 0.3的108个蓝色低质量椭圆星系（恒星质量中值为10^8.7 MSun）。对极深光学HSC图像的目视检查表明，这些系统中只有不到3%具有可见的潮汐特征，比具有相同恒星质量和红移分布的星系对照样本中潮汐特征的发生率低2倍。这表明这些天体中的恒星形成活动不是由合并或相互作用驱动的，而是由长期气体吸积驱动的。我们将COSMOS 2020目录中的精确物理参数与宇宙网络中星系的局部密度和位置的测量相结合，以表明我们的蓝色椭圆星系位于低密度环境中，比其他星系更远离节点和大尺度细丝。在相似的恒星质量和环境下，蓝色椭圆星系的数量是正常（红色）的两倍。因此，这些系统不仅可能是类似恒星质量的正常椭圆星系的祖先，而且由于它们的高恒星形成率，也可能是更高恒星质量的椭圆星系的祖先。长期的气体吸积，因此，可能起着重要的（可能是主导的）作用，在恒星组装的椭圆星系在低质量的制度。
2023-02-13 astro-ph.GA
Mass loss from massive globular clusters in tidal fields
大质量球状星团通过内部和外部过程失去恒星。内部过程主要包括两体弛豫，而外部过程包括与银河潮汐场的相互作用。我们使用三种不同的直接求和N-体代码，探索不同的银河系轨道和粒子数的N-体模拟这样的大规模集群。通过检查恒星能量变化的速率，当它从星系团中脱离出来时，我们可以清楚地识别出两种我们称之为踢和扫的种群，它们分别通过星系团内部和外部潮汐场的两体相遇逃逸。我们发现，对于一个典型的晕球状星团在一个中等偏心的轨道上，扫比踢更常见，但总的质量损失率是如此之低，这些集群可以生存几十哈勃倍。不同的N-体代码给出了大致一致的结果，但我们发现，数值文物可能会出现有关的时间步长参数的Hermite积分方案，即收敛结果所需的值是敏感的粒子数。
2021-03-24 astro-ph.GA
Stellar Tidal Streams in External Galaxies
为了把银河系和M31的高度亚结构的恒星晕放在一个更大的分层星系形成的背景下，有必要了解外部星系周围潮汐亚结构的普遍性和性质。本章详细介绍了我们的观测知识流在星系和超越本集团，这是在解决恒星星族和综合光研究的现状。河外星系中单个星系流的建模受到阻碍，因为我们无法获得星系流中恒星运动学的解析，尽管许多星系流包含交替发光的运动学示踪物，如球状星团或行星状星云。我们比较观察到的结构预测模型的星系晕的形成，这提供了深入了解的数量和属性的流预计银河系周围的星系。更具体地说，我们讨论的推论，可以只根据观察到的形态流祖细胞。我们扩大我们的讨论，考虑在较低的质量尺度的层次吸积，特别是观测证据表明，子结构存在于较小的质量尺度和吸积事件的影响可能对矮星系（卫星或孤立）的演化。最后，我们讨论了潜在的子结构的存在下，在晕和磁盘的结构特性之间的相关性。虽然已经取得了许多令人兴奋的发现潮汐子结构周围的外部星系，“全球”的问题，星系形成和演化通过分级吸积等待一个更完整的人口普查的低表面亮度的星系外围的本星系群内外。
2016-03-15 astro-ph.GA
Treatment of realistic tidal field in Monte Carlo simulations of star clusters
我们提出了一种新的实现的Monte Carlo方法来模拟星团的演化。相对于以前开发的代码的主要改进是外部潮汐场的治疗，同时考虑到从集群边界和磁盘/隆起冲击的恒星的损失。我们提供的食谱处理偏心轨道在复杂的星系潜力。第一次计算包含21000和42000等质量粒子的恒星系统显示出良好的协议与直接N体模拟的演化方面的封闭质量和拉格朗日半径提供的质量损失率不超过临界值。
2014-07-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tidal disruption of stellar clusters and their remnants' spatial distribution near the galactic center
大质量星团通过动力学摩擦吸积是核星团（NSCs）形成的可能途径。剩下的问题是，强烈的外部潮汐扰动是否会导致松散的星系团在深深陷入宿主星系中心之前就被严重破坏。我们进行了一系列的$N$体模拟和验证我们早期的理想化的分析模型。我们表明，如果宿主星系的密度分布可以用指数为$α<1$的幂律分布来描述，星系团将在径向上被银河系外潮汐场压缩。相反，在$α>1$密度急剧下降的区域，或者在重力由超大质量黑洞（SMBH）的点质量势主导的中心，银河系潮汐扰动是破坏性的。这个充分的标准补充了传统的必要的罗奇瓣填充条件，在确定保存与解体的卫星恒星系统。我们模拟了星团的破坏，冒险近圆形，适度或高度偏心的轨道到星系中心的背景密度分布和SMBH的范围。我们得到了星团遗迹的空间分布。我们将这些结果应用于银河系中心SMBH Sgr A $^\ast$几个秒差距内的NSC。最近的观测表明，两个种群的恒星具有明显不同的年龄和金属丰度共存。我们验证了亚太阳金属性人口可以是破碎的星团的碎片。
2022-12-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tidal disruptions of main sequence stars -- III. Stellar mass dependence of the character of partial disruptions
本文是这一系列研究的第三篇，我们继续研究非旋转$10^{6}~\rm{M}_\odot$超大质量黑洞对主序星的潮汐扰动事件。在这里，我们专注于恒星质量依赖的部分中断的结果。随着碰撞的减弱，碎片质量越来越集中在能量分布的外缘附近。结果，质量回退率可以实质上偏离$t^{-5/3}$幂律，变得更像具有尾部的单峰，如$t^{-p}$与$p\simeq2-5$。幸存的残余物在赤道方向旋转，比相同质量的主序星更热。它们的比轨道能量是碎片的$\simeq10^{-3}\times$，但相对于黑洞势，它们的比角动量接近原始恒星的比角动量。即使是强烈的碰撞，残余物的速度相对于黑洞势$\lesssim 300$ km s $^{-1}$也是无穷大的，所以它们不能走得很远进入银河系凸起。与黑洞结合最深的残余物在第一次返回近心时经历了第二次潮汐破裂事件;如果它们没有热弛豫，它们将完全破裂。
2020-09-01 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Tidally Perturbed, Rotating Stellar Systems: Asynchronous Equilibria
Institute for Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学天文研究所）；School of Mathematics and Maxwell Institute for Mathematical Sciences, University of Edinburgh（爱丁堡大学数学学院及麦克斯韦数学科学研究所）
本文提出了一种三参数自洽模型，用于研究潮汐和旋转效应在非同步恒星系统中的相互作用，提供了一种简化分析工具以补充更真实的数值模拟。
2025-12-15 astro-ph.GA
Stellar-mass black holes in young massive and open stellar clusters -- VI. Role of external galactic field
本研究通过含95个模型星团的网格与NBODY7积分器，探究潮汐溶解星团中BBH并合形成，发现潮汐剥离不抑制BH核及BBH并合形成，也不显著改变并合性质，且能形成逃逸的Gaia-BH类双星。
2025-08-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
Characterizing low contrast Galactic open clusters with GAIA DR2
在这项研究中，我们的特点是16个对象以前被归类为暗淡或低对比度的银河系疏散星团（OC）。我们采用了与OCs动力学演化相关的参数：核心（$r_c$），潮汐（$r_t$）和半质量（$r_{hm}$）半径，年龄和穿越时间（$t_{cr}$）。这些参数之间的关系被用来绘制一些进化的联系。我们还包括了11个具有先前特征的OC，以提供更广泛的参数空间覆盖范围。所调查的样本在年龄（log（t/yr）~7.0 - 9.7）和银心距（$R_G$ ~ 6 - 11 kpc）上跨越了相当大的范围。其中大部分代表太阳金属丰度。我们采用GAIA DR 2天体测量和测光，并选择成员星通过去污算法，探索三维天体测量空间（$μ_α$，$μ_δ$，$\varpi$）分配成员的可能性。以前对这些天体的研究大多基于光度信息。所有调查的OC被证明是真正的恒星浓度和它们的参数之间的关系表明一般的中断情况下，OC往往是更集中，因为他们的演变。内部的相互作用successfully驱动业主立案法团发展更多的动态松弛的结构，使他们较少受到质量损失，由于潮汐效应。潮汐半径倾向于随着$R_G$的增加而增加，与银河潮汐场的强度一致。此外，$r_c$与动力学比值$τ_{\textrm{dyn}}$ =年龄/ $t_{cr}$之间的相关性表明两个不同的演化序列，这可能是不同初始形成条件的结果。
2020-02-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
The dynamical evolution of molecular clouds near the Galactic Centre -- III. Tidally--induced star formation in protocluster clouds
作为一系列论文的一部分，旨在了解银河系的中央分子区（CMZ）的演变，我们提出了湍流分子云的流体动力学模拟在一个精确的模型中存在的引力势。我们考虑两组不同的模型云的速度场的能量含量。在第一个，自我维里化的设置，湍流动能被选择为在大小上接近云的自我重力势能。与孤立的云在没有外部势的情况下演化的比较表明，自我维里化的云无法承受CMZ的压缩潮汐场，并迅速坍塌，形成恒星的速度要快得多，在银河系中心轨道的一小部分之后达到气体耗尽。在第二个，潮汐-维里化，一套模拟，云的湍流动能与外部潮汐场平衡。这些模型更好地支持了场，更强的湍流抑制了恒星的形成。我们的研究结果强烈支持的推论，在CMZ中的恒星形成率异常低，主要是由于在分子气体中的高速分散。云遵循开放的偏心轨道，在所有三个空间坐标中振荡。我们研究的轨道动力学的后果，特别是近心点通道，通过执行同伴模拟云的圆形轨道。在近心点增加的潮汐力产生瞬时加速，恒星形成率最多为2.7倍。我们的研究结果表明，在银河系中心的恒星形成模型需要包括潮汐力。
2019-03-25 astro-ph.GA
Early dynamical evolution of rotating star clusters in a tidal field
为了探索恒星团早期的内部旋转性质是如何受到其宿主星系的外部势的影响，我们运行了一套$N$ -体模拟嵌入在潮汐场中的旋转恒星团的早期动力学演化和剧烈弛豫。我们的研究重点是模型的集群的旋转轴有一个通用的方向相对于潮汐场的扭矩。剧烈的弛豫过程、星系团的角动量和外部扭矩之间的相互作用在星系团内产生了复杂的运动学结构，最突出的是旋转轴的位置沿极向和方位角方向的径向变化。我们还研究了集群的速度弥散各向异性，并表明投影各向异性可能会受到集群内的旋转轴方向的变化的影响;投影效应和复杂的运动学特征的组合可能会导致在集群的内部区域的切向各向异性的测量。我们还描述了我们的集群的结构特性作为其初始旋转和维里比的函数，并发现集群可能会发展出一个三轴形态和径向变化的短轴不一定与旋转轴对齐。最后，我们研究这些复杂的运动学特征的长期演变。
2022-03-08 astro-ph.GA
A tidally induced global corrugation pattern in an external disc galaxy similar to the Milky Way
本文研究了低倾角晚型星系VV 304 a的二维视线速度场（$V_{\rm los}$）。由此产生的2D运动学地图揭示了一个全球性的，连贯的和扩展的扰动，这可能与最近与大质量伴星VV 304 b的相互作用有关。我们使用多波段成像和一套测试粒子模拟来量化由于非轴对称扰动引起的面内流的合理强度，并表明所观察到的速度流太大，无法由螺旋结构或杆驱动。我们使用完全宇宙学流体动力学模拟的特点，从平面内和离面速度流的$V_{\rm los}$字段最近相互作用的星系对，如VV 304系统的贡献。我们表明，最近扰动的低倾角星系盘，剩余速度场的结构，减去轴对称旋转模型后，可以占主导地位的垂直流。我们的研究结果表明，$V_{\rm los}$扰动VV 304 a是一致的，与一个小的模式。它的$V_{\rm los}$地图表明存在一个类似于银河系中看到的麒麟座环的结构。我们的研究突出了解决的重要问题的性质和起源的垂直扰动通过测量低倾角附近星系的视线速度的可能性。
2020-11-24 astro-ph.GA
Kinematical fingerprints of star cluster early dynamical evolution
我们研究了外部潮汐场对星团动力学演化的剧烈弛豫阶段的影响，特别注意到在这一阶段结束时出现的平衡组态的运动学性质，我们表明，在其宿主星系潮汐场中经历剧烈弛豫过程的星团可以获得显著的内部差异旋转，并具有独特的径向变化特征速度的各向异性。这些运动学性质是坍缩阶段外部潮汐场引入的对称性破缺和科里奥利力作用于恒星轨道的结果。由此产生的平衡配置的特点是差分旋转，与位于一个和两个半质量半径之间的峰值。至于各向异性，类似于孤立发展的集群，在这封信中探索的系统的特点是由一个内部各向同性的核心，其次是一个区域的径向各向异性增加。然而，对于系统的发展在外部潮汐场的径向各向异性的程度达到最大值的集群中间区域，然后逐渐减少，与集群的最外层区域的特点是各向同性或温和的切向各向异性。年轻或年老，但不太放松的动态年轻星团可能会保持记忆这些运动学指纹的早期动力学演化。
2014-06-13 astro-ph.GA
LSST Cadence Optimization White Paper in Support of Observations of Unresolved Tidal Stellar Streams in Galaxies beyond the Local Group
在这篇白皮书中，我们用LSST对外部星系中微弱的表面亮度恒星潮汐流进行了深入的观测。我们建议使用包含几个附近星系的宽-快-深调查（在恒星本身无法分辨的距离，即，超过20 Mpc）。在分层星系形成的背景下，有必要了解基于综合（即，未解析）漫射光。这需要收集比银河系和M31大得多的星系样本的观测结果。我们将比较观测到的结构的预测的宇宙学模型的星系晕形成，告诉我们的数量和性质的流周围的银河系星系。从这些比较中获得的洞察力将使我们能够推断出流祖先的性质（质量，动力学，金属丰度，恒星星族）。与溶解的伴星系相互作用所引起的宿主星系的变化将是我们研究的另一个重点。最后，我们讨论了与WFIRST和欧几里得的协同作用，并提供了具体的建议，如何散射光的影响可以最小化LSST图像，以优化搜索低表面亮度的功能，如微弱的未解决的恒星潮汐流。
2018-12-12 astro-ph.GA
Chemodynamic evolution of dwarf galaxies in tidal fields
质量-金属丰度关系表明，质量最小的星系具有最低的金属丰度。由于大多数矮星系都处于群体环境中，潮汐等相互作用可能会导致这种趋势。我们进行了一系列的光滑粒子流体动力学（SPH）模拟的矮星系在外部潮汐场的金属丰度和金属丰度梯度的影响，研究潮汐。在我们模拟的星系中，引力不稳定性将气体向内驱动，并产生集中的恒星形成和显着的金属丰度梯度。强烈的潮汐可能会导致这些不稳定性，但它们的主要作用是剥离外部的低金属含量气体，产生一个具有大金属含量的截断气盘。这表明潮汐对质量-金属丰度关系的作用是将矮星系移动到更高的金属丰度。
2016-08-24 astro-ph.GA
Stability of Gas Clouds in Galactic Nuclei: An Extended Virial Theorem
进入星系中央$1$到$10^2$ pc的冷气体碎裂并凝结成云。云层的稳定性决定了它们是否会变成恒星，或者是否可以被输送到中央超大质量黑洞（SMBH）以打开活动星系核（AGN）。传统的标准来评估这些云的稳定性，如金斯标准和罗氏（或潮汐）限制，在这里是不够的，因为他们假设在绑定云的自引力的主导地位，并忽略了外部的代理商，如压力和潮汐力，这是常见的星系核。我们制定了一个新的方案来判断这种稳定性。我们首先回顾了传统的维里定理，考虑到外部压力，以确定正确的质量范围，导致稳定的云。然后，我们将定理扩展到包括外部潮汐场，这对感兴趣区域的稳定性至关重要-在密集的星团中，围绕SMBH。我们应用我们的扩展维里定理，找到正确的解决方案，到现在为止有争议的实际问题，即，在AGN环，在银河系中心的环核盘，和银河系的中央分子区的气体团块的稳定性。我们推导出的这些结构的质量比常用的维里质量（相当于金斯质量）小几个数量级。此外，我们证明，这些团块是稳定的，相反，人们会天真地推断出罗氏（潮汐）限制。
2015-06-26 astro-ph.GA
Consequences of the external field effect for MOND disk galaxies in galaxy clusters
已知星系团内的星系团会受到各种各样的环境影响，包括重力和流体动力。在这项研究中，我们研究了纯引力相互作用的理想化的星系模型落入一个星系团的背景下修改牛顿动力学（MOND）。这种重力的改变引起了外场效应（EFE），其中系统的内部动力学受到外部引力场的影响。我们研究的后果EFE低和高质量盘星系在随时间变化的分析背景集群的潜力，考虑轨道弱和强潮汐场。通过改变星系的轨道平面，我们还测试了潮汐相互作用垂直或平行于磁盘的效果。此外，我们认为作为一个控制样本模型的EFE已被删除，他们只受潮汐。我们的研究结果表明，MOND星系团星系应表现出明显的不对称性，在他们的等照度线，遭受增加的质量损失和减少在他们的旋转曲线，由于集群潮汐和外场的综合作用。特别是，低质量星系受到EFE的严重打击，即使在没有潮汐的情况下，也会被色散而不是旋转所主导。
2018-08-17 astro-ph.GA
The dynamical fate of binary star clusters in the Galactic tidal field
巨大分子云的碎裂和分裂偶尔会导致一对引力束缚的星团，在内部和外部扰动的影响下，它们绕着共同的质量中心运行一段时间。我们研究了具有不同轨道构型的双星星团的演化，特别关注银河系的潮汐场。我们进行了$N$体模拟不断发展的双星星团，并比较我们的结果与我们的半解析模型的估计。后者解释了由于恒星演化和两体弛豫引起的质量损失，以及由于外部潮汐引起的演化。使用半解析模型，我们预测的长期演变范围广泛的初始条件。它准确地描述了这种系统的全球演变，直到集群合并迫在眉睫的那一刻。$N$ -体模拟被用来测试我们的半解析模型，并研究其他功能的发展中的二元集群，如恒星的运动学，全球集群旋转，蒸发率，和集群合并过程。我们发现，相对于银河系领域的双星星团的初始方向，以及初始轨道相位，是至关重要的，它的命运。根据这些性质，双星在实际合并到$t\approx100$ ~Myr之前，可能会经历轨道反转、螺旋进入或围绕银道面的垂直振荡，并产生蒸发率略高的旋转星团。双星团的合并过程会引起恒星成员的$\sim10\%$爆发到银河场。
2016-01-08 astro-ph.GA
Simulating the "hidden giant" in cold and self-interacting dark matter models
我们进行了一系列的受控N体模拟研究最近发现的Antlia 2星系在冷暗物质（CDM）和自相互作用暗物质（SIDM）的情况下的实现。我们的模拟包含六个基准模型，其中我们改变初始晕浓度和自散射截面。我们采用动机良好的初始恒星和晕质量，我们的基准轨道有一个小的近心。在银河系潮汐场中演化后，模拟星系经历了显著的质量损失，其恒星分布也相应扩大。这些潮汐效应是更突出的，如果初始晕浓度较低，如果自散射截面较大。结果表明，在CDM中，如果晕浓度较低，恒星分布较弥散，则类Antlia 2星系可以形成，而在SIDM中，这些条件可以放宽。我们还发现，所有的模拟星系预测大致相同的恒星速度色散后，恒星粒子的选择标准。这对利用潮汐扰动系统测试暗物质模型具有重要意义。
2020-06-11 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
New Determination of Fundamental Properties of Palomar 5 Using Deep DESI Imaging Data
暗能量光谱仪器项目的遗留成像调查提供了多色光度数据，比SDSS深约2等。在这项研究中，我们重新确定了一个古老的晕球状星团Palomar 5的基础上，这些新的成像数据，包括结构参数，恒星星族参数，光度和质量函数的基本属性。这些特征，加上它的潮汐尾，是星系团动力学研究的关键，也是限制银河系质量模型的关键。用King模型拟合Palomar 5的径向表面密度分布，得到了$r_c$的核心半径= 2.96' $\pm$ 0.11'，$r_t$的潮汐半径= 17.99' $\pm$ 1.49'，$c$的浓度参数= 0.78 $\pm$ 0.04。我们应用贝叶斯分析方法推导出恒星星族性质，得到年龄为11.508 $\pm$ 0.027 Gyr，金属丰度[Fe/H] = -1.798 $\pm$ 0.014，$E(B-V)$ = 0.0552 $\pm$ 0.0005，距离模数$(m-M)_0$ = 16.835 $\pm$ 0.006。研究了星团中心和潮汐尾的主序星光度和质量函数。离星团中心不同距离处的光度和质量函数表明存在明显的空间质量分异。许多微弱的低质量恒星已经在星团中心蒸发，潮汐尾被低质量恒星增强。浓度和弛豫时间都表明Palomar 5是一个完全弛豫的系统。
2020-12-05 astro-ph.GA
The complex kinematics of rotating star clusters in a tidal field
我们放宽了传统的假设共面性，对齐，和同步性之间的内部和轨道的角速度向量的初始条件的潮汐扰动，旋转星团的动力学性质的调查。我们发现，这些系统的内部演化和它们与外部潮汐场的相互作用之间的相互作用，自然导致了一些发展的演变功能，在其三维速度空间，包括岁差和章动的全球旋转轴和变化的方向与距离集群中心。在某些情况下，这种径向变化本身可以表现为最外侧区域相对于内侧区域的反向旋转。这些系统的投影形态的特征在于由非单调的椭圆率轮廓，并且取决于旋转轴的初始倾角，它也可以显示投影等密度轮廓的扭曲。这些结果提供了指导，在识别非平凡的功能，可能会出现在即将到来的调查星团的运动学和动力学框架，以了解一些复杂性已经暗示了最近的观测研究。
2018-01-18 astro-ph.GA
On the extended stellar structure around NGC 288
我们报告的观测证据的潮外cluerous结构NGC 288从一个大面积的泛星PS1数据库的均匀覆盖。通过使用一种清洁技术，成功地再现了MW场恒星的恒星密度、光度函数和颜色分布，使潮外恒星群与银河系场的恒星群脱钩。我们已经产生了集群恒星密度径向分布和恒星密度图从独立的方法，从我们发现的结果非常一致：该功能扩展到3.5倍的集群潮汐半径。以前的工作基于较浅的光度数据集推测存在几个长的潮汐尾巴，类似于2005年发现的。目前的结果表明，NGC 288几乎不可能有这样的尾巴，但支持这样的观点，即与MW潮汐场的相互作用是一个相对低效的过程，可以将恒星从星团中剥离出来。这些结果表明，需要重新全面研究银河系球状星团（GGC）的外部区域，以可靠地确定它们。因此，这将是可能的，以调查是否有任何之间的连接检测到的潮汐尾，潮外恒星星族，范围扩散晕状结构与银河系中的GGC的动力学历史。
2017-09-21 astro-ph.GA
And In The Darkness Unbind Them: High-Resolution Simulations of Dark Matter Subhalo Disruption in a Milky Way-like Tidal Field
我们比较了高分辨率模拟的结果，个别暗物质subhalos演变的外部潮汐场，重子球和磁盘组件，平均暗物质粒子质量是三个数量级小于宇宙学放大模拟的星系形成。通过Lactea II模拟是用来设置我们的初始条件，并提供了一个基础，为我们的模拟subhalos在一个暗物质-只有潮汐场，而一个观测动机的银河系模型是用于潮汐场，是由一个暗物质晕，恒星盘，和恒星隆起。我们的模拟结果表明，包括恒星成分的潮汐场的结果在银河系中的subhalos的数量只有$65\%$的$Λ$冷暗物质（$Λ$ CDM）的预测。对于具有小近心点（$(r_p \lesssim 25$ kpc）的次晕，次晕丰度进一步降低到$40\%$，幸存的次晕密度较低，并具有切线各向异性轨道分布。相反，具有较大近心点的subhalos受潮汐场中恒星成分的影响最小，外部subhalos的总数为$Λ$ CDM预测的$\approx 75\%$。外晕的密度与$Λ$ CDM的预测相当，其中晕具有各向同性的轨道分布。这些比率高于以前的研究中发现的那些比率，这些研究包括重子物质的影响，重子物质受到低分辨率引起的虚假破坏的影响。
2020-12-17 astro-ph.GA
Evolution towards energy equipartition in star clusters: effects of the tidal field, primordial binaries, and internal velocity anisotropy
本文是研究星团向能量均分（EEP）演化的系列文章中的第二篇。在这里，我们专注于宿主星系的外部潮汐场，初始各向异性的速度分布，和原始双星人口的影响。我们的$N$ -体模拟结果表明，无论潮汐场的强度或原始双星的比例如何，（i）初始各向异性系统的中间和外部区域向EEP的演化比各向同性系统的演化快，（ii）速度色散的切向和径向分量的演化也以不同的速率进行;和（iii）最初各向同性系统的外部区域显示出朝着“反转”EEP状态演化的趋势，在这种状态下，低质量恒星的速度色散比高质量恒星小。我们还发现，与原始双星的集群留在EEP甚至更远的系统只包含单星。最后，我们表明，所有这些结果也持有时，EEP的程度是使用测量的投影量，因为它是在观察性研究中进行计算，我们的研究结果可以用当前和即将到来的观测数据进行测试。
2021-10-27 astro-ph.GA
