Tidal ribbons
来自银河系卫星的潮汐碎片通常会形成一维的细长流，因为附近的银河系轨道具有几乎相同的频率比。我们表明，情况是不同的轨道接近银河系盘，其垂直频率$Ω_z$是强烈的振幅依赖。因此，从卫星上剥离下来的恒星获得了一系列的$Ω_z$值，从而获得了一系列的频率比，并扩展到二维，形成了一个带状结构，其垂直范围与祖先轨道相当。在运动积分空间中，潮汐带是团块，这提供了最好的检测机会，并允许确定垂直穿过圆盘的银河势。
2018-06-28 astro-ph.GA
SMBH in Galactic Nuclei with Tidal Disruption of Stars
采用高精度直接$N$体模拟方法模拟了稠密星团中超大质量中心黑洞对恒星的潮汐扰动。恒星潮汐破裂率的时间演化，潮汐破裂对恒星密度分布的影响和第一次潮汐破裂恒星的详细起源进行了仔细的研究，并与该领域的经典论文进行了比较。模拟中使用了多达128k个粒子来模拟超大质量黑洞周围的星团，我们使用粒子数和黑洞的潮汐半径作为自由参数进行标度分析。在我们的数据中分析了从满损失锥到空损失锥的过渡，对于这两种情况，潮汐扰动率与粒子数$N$以预期的方式成比例。在数值模拟中（在一定条件下），我们第一次可以支持Frank & Rees（1976）的临界半径概念，该概念声称大多数恒星都是在远离潮汐半径的区域的高偏心轨道上潮汐吸积的。由于在径向轨道上运动的恒星的消耗，在星团内部发现了速度各向异性。最后根据模拟结果和标度分析对实际银河系中心进行了估计。
2014-07-14 astro-ph.GA
Tidal disruptions of separated binaries in galactic nuclei
几个星系已经展示出X射线耀斑，这与中央超大质量黑洞对恒星的潮汐破坏相一致。在这个过程的理论处理中，通常假设恒星最初相对于黑洞处于近似抛物线的轨道上。这样的假设导致最简单的近似为热光度的$t^{-5/3}$衰减，这确实与这种耀斑的光变曲线采样相对较差相一致。我们指出，还有另一种制度，其中的衰变将是不同的：如果一个二进制的潮汐分离和恒星，仍然接近孔最终潮汐中断从一个中等偏心率的轨道，衰变较慢，典型的$\sim t^{-1.2}$。因此，对这种耀斑的光变曲线进行仔细取样可以区分这些过程，并深入了解双星和星系中心的单星的动态。我们使用三体模拟和分析处理来探索这个过程，并讨论当今X射线探测和未来引力波观测的后果。
2012-04-25 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Stellar dynamics and tidal disruption events in galactic nuclei
大质量黑洞的潮汐场对恒星的破坏是宿主星系中一系列复杂动力学过程的最终结果。本文介绍了“损失锥问题”，描述了在解决这个问题的过程中所面临的理论和数值挑战，回顾了恒星向大质量黑洞提供能量的各种动力学通道，以及相关的动力学松弛/随机化机制。我简要地提到了一些“异国情调”的潮汐中断的情况下，并通过讨论一些新的动力学结果，改变了我们的理解附近的一个巨大的黑洞的动力学，并可能是相关的潮汐中断动力学。
2012-10-20 astro-ph.GA
Dynamics of tidally captured planets in the Galactic Center
最近的观测表明，在我们银河系最内层的秒差距内，正在形成行星形成。超大质量黑洞（SMBH）可能会将行星或行星胚胎从其母星剥离，使它们足够接近，从而被潮汐破坏。我们调查的机会，行星潮汐捕获运行三体遭遇SMBH恒星行星系统的高精度正规化代码。我们表明，潮汐捕获的行星的轨道接近他们的母恒星。我们的结论是，被捕获的行星从SMBH的最终近心点距离将远远大于200 AU，除非它的母星已经在一个高度偏心的轨道上。
2016-07-25 astro-ph.GA
A search for stellar tidal debris of defunct dwarf galaxies around globular clusters in the inner Galactic halo
在银河系的外晕是低质量星系持续吸积的结果的等级形成的情况下，银河系球状星团系统的一部分可能起源于已经灭绝的矮星系并与之吸积。在这种情况下，我们预计这些祖先星系的残余物可能仍然居住在这些吸积球状星团的周围。在这项工作中，我们提出了一个宽视场测光的23个球状星团的银河中心距离范围内10 < Rg <40 kpc，我们使用它来寻找其假设的祖先系统的残余。我们的深测光揭示了存在的潜在的恒星星族沿着我们的样本中包括约一半的球状星团的视线。在我们通过与数值模拟得出的轨道比较确定的人马座潮汐流足迹中，只有Whiting 1和NGC 7492似乎在兼容的日心距离处浸没在该遗迹中。我们还证实了在NGC 1851周围存在一个次级主序列特征。在NGC 7006的背景下，对巨大的武仙座-天鹰座云的初步探测被揭开。
2014-09-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dynamical evolution of dark matter subhaloes in the Milky Way: role of the Galactic disc
Institute for Astronomy, School of Physics, Zhejiang University（浙江大学物理学院天体物理研究所）；Center for Cosmology and Computational Astrophysics, Zhejiang University（浙江大学宇宙学与计算天体物理中心）；Institute for Astronomy, University of Vienna（维也纳大学天体物理研究所）
通过N体模拟研究银河系盘对暗物质子晕轨道倾角的影响，发现小倾角增强潮汐加热和质量损失，共面轨道因绝热屏蔽而损失较小，影响子晕信号可探测性。
2026-09-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Star Clusters in the Galactic tidal field, from birth to dissolution
我们研究星系潮汐场中的星团从分子团诞生开始的演化。我们的模型星系团是根据局域密度驱动的团簇形成模型形成的，在该模型中，恒星的密度分布比气体的密度分布更陡。因此，团簇比早期模型预测的更好地抵抗气体排出。我们改变银河潮汐场λ的影响，考虑不同的银心距离（3-18 kpc），以及不同的集群大小。我们的模型团簇在气体排出过程中不依赖于λ。我们研究了长期演化开始时的团簇质量与其溶解时间之间的关系。模型集群形成的高恒星形成效率（SFE）遵循严格的质量依赖的溶解关系，与以前的理论研究一致。然而，低SFE模型呈现出比高SFE集群更浅的质量依赖关系，并且大多数在达到1 Gyr（集群青少年死亡率）之前溶解。
2019-07-30 astro-ph.GA
Making top-heavy IMFs from canonical IMFs near the Galactic Centre
我们表明，在一个强大的（银河系中心）潮汐场的动态演化可以创建集群，似乎有非常头重脚轻的IMF。单个恒星形成事件的潮汐破裂可以在1-2百万年内留下几个沿着20 pc轨道分布的束缚“星团"。这些幸存的（子）星团往往包含过多的大质量恒星，而低质量恒星往往沿着整个“潮汐臂”分布。因此，在强潮汐场中观测到顶重IMF的星团，很可能并不意味着恒星是顶重IMF形成的。
2020-03-05 astro-ph.GA
Impact of the Galactic bar on tidal streams within the Galactic disc: The case of the tidal stream of the Hyades
本研究探讨了银河系棒对盘内潮汐流的影响，以毕星团潮汐流为例，发现盘非轴对称性显著影响潮汐流形态，并指出当前毕星团流候选成员在200 pc外不可靠。
2023-09-11 astro-ph.GA
Tidal stripping stellar substructures around four metal-poor globular clusters in the Galactic bulge
利用英国红外望远镜WFCAM近红外线列阵获得的宽视场深J、H和K成像数据，研究了银河系球丘区四个贫金属球状星团（NGC 6266、NGC 6626、NGC 6642和NGC 6723）周围恒星的空间密度结构.对色星等图上的恒星应用统计加权滤波算法，以便从场恒星污染中对簇成员候选者进行排序。在星团的二维等密度等值线图中，我们发现四个球状星团都表现出强有力的证据，潮汐剥离恒星的特征超出潮汐半径，在潮汐尾或小密度瓣或块的形式。扩展的恒星子结构的方向可能与星系和星系团空间运动的动力学相互作用的影响有关。观测到的径向密度分布的四个球状星团也描述了扩展的子结构，他们离开理论国王和威尔逊模型，并有一个过密度的功能，在一个斜坡上的休息外区域的集群。这些观测结果可能暗示，在球状星团的动力学演化过程中，位于银河系球丘区的4个球状星团经历了银河系引潮力、球丘或盘震等强烈的环境效应。这些观测结果为我们理解星系核球区星系团的演化以及星系的形成提供了进一步的约束。
2014-10-07 astro-ph.GA
The e-TidalGCs Project: Modeling the extra-tidal features generated by Galactic globular clusters
e-TidalGCs项目针对159个银河系球状星团的潮汐外特征建模，揭示其多样形态，对比已知恒星流，探究银河系势的影响，预测近50亿年星团质量损失情况，模拟结果将公开供观测数据验证。
2023-01-12 astro-ph.GA
Double tidal disruptions in galactic nuclei
一颗接近大质量黑洞（MBH）的近径向轨道上的恒星，如果足够接近MBH，就会受到潮汐干扰。在这里，我们将探讨发生了什么双星的质量中心接近MBH近径向轨道。与MBH的相互作用经常导致两颗恒星的顺序被打乱。我们认为，这样的事件可能产生的光变曲线是从那些单一的中断，如两个局部极大值可能的功能有很大的不同。来自MBH的潮汐力也可以导致双星的碰撞;这些合并的产物可以形成高度磁化的恒星，其随后的潮汐破坏可能使喷流迅速形成。
2015-05-20 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Finding Dwarf Galaxies From Their Tidal Imprints
我们描述了正在进行的工作，一种新的方法，允许一个确定的质量和相对位置（在galactocentric半径和方位角）的星系同伴纯粹从分析观察到的气体盘的扰动。在这里，我们证明了这种方法的有效性，我们称之为潮汐分析，通过将其应用到本地螺旋与已知的光学同伴，即M51和NGC 1512。这些星系的范围从质量很低的伴星（$\sim$是主星系质量的百分之一）到质量相当大的伴星（$\sim$是主星系质量的三分之一）。这种方法对天体物理学的许多领域都有广泛的影响--间接探测暗物质（或暗物质主导的矮星系），以及利用它来破译卫星对星系盘的动力学影响。在这里，我们提供了一个证明的原则的方法，通过应用它来推断和定量表征光学可见的银河同伴的本地螺旋，从分析观察到的扰动外气体盘。
2011-09-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar binaries in galactic nuclei: tidally stimulated mergers followed by tidal disruptions
研究了星系核团中双星与大质量黑洞的相互作用。我们认为双星的高度偏心轨道周围的MBH的变化，由于随机的引力相互作用与其他恒星的核星团。轨道的近心点进行随机游走，我们考虑的情况下，这种随机游走慢慢地带来的二进制的希尔斯潮汐分离半径（所谓的空损失锥制度）。然而，我们发现，在大多数情况下，预期的分离并没有发生，而是二进制的成员合并在一起。这是因为双星的偏心率是由与MBH的潮汐相互作用激发的，并且双星内部偏心率的相对偏移量远远超过其内部半长轴。这经常会使近心点间距减小到低于典型恒星直径的值，这会导致相当一部分这样的双星合并（在我们的数值实验中是$\gtrsim 75\%$）。恒星潮汐不会明显改变合并的总速率，但会使双星循环，导致低偏心率、低撞击速度合并的比例很大。一些恒星合并的产物将在$\sim 10^6$年内被MBH潮汐性地破坏。如果合并强烈地增强了合并产物的磁场，这个过程可以解释在一些潮汐破裂事件中观察到的快速相对论性喷流形成。
2017-03-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
Tidally stripped halo stars from the Large Magellanic Cloud in the Galactic North
我们研究是否大麦云云（LMC）目前正在失去其恒星晕银河系（MW）潮汐。我们提出了一个活的$N$体模型正在进行的MW-LMC相互作用，预测一个突出的恒星流潮汐剥离的祖LMC。我们使用这个模型来定义一个策略来搜索剥离的材料在运动学空间。现有的恒星示踪剂，我们的结论是，RR天琴座星的样本提供了最高密度的运动示踪剂目前。使用样本的RR天琴座恒星与盖亚EDR 3天体测量，我们表明，在南银河半球的LMC恒星晕至少延伸到$\sim 30^\circ$从星系中心。此外，在北半球发现了几个领先的手臂候选者，远高于盘平面$b=+34^\circ$（在68 $^\circ$从LMC）。
2021-06-25 astro-ph.GA
On the dynamics of tidal streams in the Milky Way galaxy
本文简要介绍了银河系天体物理学的发展历史，并解释了星系晕亚结构的起源。我们激励我们的潮汐流的研究，强调严格的约束，潮汐流的轨迹分析可以放置在银河系的潜力的形式。我们讨论了根据潮汐流观测重建轨道的问题。我们升级了Binney（2008）和Jin & Lynden-Bell（2007）报告的方案，该方案使用径向速度测量从流中重建轨道，以允许其使用错误的输入数据。升级后的算法可以校正观测的统计误差和由于流没有描绘出单个轨道而导致的系统误差，并且在高质量但现实的输入数据下，它可以相当准确地诊断潜力。我们通过推导一种新的算法来补充Binney（2008）的工作，该算法使用自行数据而不是径向速度从流中重建轨道。我们表明，新的算法具有类似的潜力诊断银河系的潜力。我们探讨银河视差的概念，这与我们的自行研究有关。银河视差法可以用三角距离计算出40倍于传统视差法的恒星距离，尽管它的适用范围仅限于潮汐流中的恒星。我们从第一原理出发研究潮汐流形成和传播的机制。我们发现，潮汐流的力学有一个自然的表达作用角变量。我们发现，潮汐流在现实的星系潜力一般不会划定轨道，并试图约束银河系的潜力，假设他们可以导致大的系统误差。我们表明，我们可以准确地预测流的真实空间轨迹，即使它们与轨道显着不同。
2010-10-16 astro-ph.GA
Hidden No More: Spotlight on tidal disruption events in active galactic nuclei
Ruhr University Bochum（波鸿鲁尔大学）
本文研究了活动星系核中潮汐破坏事件的观测特性，探讨了Bowen荧光耀斑作为TDE候选者的可能性，并试图将观测结果与模拟预测联系起来。
2025-12-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
Nonthermal filaments from the tidal destruction of clouds in the Galactic center
近四十年来，人们一直在银河系中心附近观察到同步加速器发射的非热灯丝（NTF），但它们的物理起源仍不清楚。在这里，我们调查的可能性，NTFs的分子云的银河系中心的引力势的破坏。我们表明，该模型预测的形成一个的长度上的订单几十到几百个PC，一个高度有序的磁场沿轴的灯丝，和条件有利于磁重联，导致粒子加速的一个非线性结构。因此，这个模型产生的观察到的磁性NTFs和人口的相对论性电子，而不需要呼吁偶极，$\sim$毫微克，银河磁场。由于云可以完全或部分被破坏，这个模型提供了一种建立在某些但不是所有情况下观察到的结构和分子云之间的联系的方法。
2020-11-23 astro-ph.GA
The secular evolution of a uniform density star cluster immersed in a compressible galactic tidal field
有核的星团在星系中心很常见。我们认为它们的祖先可能是在别处形成的球状星团，迁移到现在的位置附近并聚集在一起。这种情况的主要挑战是球状星团是否能承受其宿主星系的潮汐场。我们的分析表明，提供的质量密度分布的背景潜力是相对较浅的，在一些星系与相对平坦的表面亮度轮廓，潮汐场附近的星系中心可能会被证明能够压缩，而不是破坏一个球状星团在距离中心远小于传统定义的“潮汐破坏半径”，$r_t$。要做到这一点，我们采用了以前构建的形式主义，并考虑长期演化的星团具有均匀的质量密度分布。在银河系中心恒星质量密度趋于均匀分布的条件下，我们解析地求解了久期方程。我们的模型表明，一个星团可以旅行到远小于$r_t$的距离而不受干扰，从而可能有助于核团的形成。然而，需要适当的数值N体模拟来证实我们的分析结果。
2020-09-28 astro-ph.GA
Supermassive Black Holes in Galactic Nuclei with Tidal Disruption of Stars: Paper II - Axisymmetric Nuclei
采用高精度直接N体模拟方法研究了稠密旋转星团中超大质量中心黑洞对恒星的潮汐扰动。在以前的论文中的球形星团，我们研究的时间演化的恒星潮汐破坏率和潮汐破坏的恒星的起源，现在根据几个类的轨道只发生在轴对称系统（短轴管和碟）。与球形系统相比，我们发现轴对称系统有更高的TD率。这种增强可以用相空间中增大的损失锥来解释，这是由于总角动量$\bf J$不守恒而引起的。与球形系统一样，潮汐吸积星的最后远心距分布在经典临界半径处达到峰值。然而，吸积星起源的角分布揭示了有趣的特征。在超大质量黑洞的影响半径范围内，破裂星的角分布具有明显的双峰结构，在赤道面附近有一个局部极小值。在影响半径之外，这种依赖性很弱。我们发现，轨道参数的双峰结构可以解释的存在下，两个家庭的定期轨道，即短轴管和碟形轨道。最后给出了轴对称星系核中损失锥的结果。
2015-08-12 astro-ph.GA
Tidally-disrupted Molecular Clouds falling to the Galactic Center
我们发现了一个分子云从外部区域连接到“银河系中心微型螺旋（GCMS）”，这是一束邻近Sgr A* 的电离气体流。分子云在CS J=2-1发射谱线上表现出明显的特征，并与GCMS连续相连。分子云的速度也与GCMS中H42 α复合线上观测到的电离气体的速度连续相关。形态学和运动学的关系表明，分子云是从外部区域下降到附近的Sgr A*，被中断的潮汐剪切的Sgr A* 和电离的紫外线发射的中央集群。在气态分子云与GCMS的交界处还发现了SiOJ =2-1的发射。在边界区似乎存在激波气体。
2016-09-27 astro-ph.GA
Tidal Capture by a Black Hole and Flares in Galactic Centres
我们提出了一个大规模的黑洞在银河系中心的潮汐捕获和破坏的对象的迹象。由于与黑洞的强引力场相互作用，该物体的光变曲线可以以100秒\times（M_{bh} /10 ^6 M_{Solar}）的特征时间突然爆发。我们的模拟表明，广义相对论在遭遇的后期阶段以两种方式起着至关重要的作用：（i）由于近日点的岁差，潮汐破裂更加严重，（ii）光的弯曲和光的畸变产生并增强了远处观察者看到的耀斑。我们提出我们的结果的情况下，潮汐中断太阳型恒星。我们还讨论了在银河系中心观察到的两个最强的耀斑。虽然第一个是在X射线和第二个红外线观察到的，他们有几乎相同的光变曲线，我们发现有趣的是，它是可能的，以适应红外线耀斑与潮汐破坏彗星或行星物体的一个相当简单的模型。我们讨论的模型和可能的情况下，这样的事件可以发生。
2009-03-01 astro-ph.GA astro-ph.HE
Dynamics of tidally captured planets in the Galactic Center
最近的观测表明，在银河系中心（GC）最内部的秒差距内，正在进行行星形成。超大质量黑洞（SMBH）可能会将行星或行星胚胎从其母星剥离，使它们足够接近，从而被潮汐破坏。年轻恒星的紫外线场的光蒸发，加上持续的潮汐破坏，可以增强这些无星行星的近红外光度，即使在现有设施下也可以探测到它们。在本文中，我们调查的机会，通过高精度N体模拟利用Mikkola的算法正则化的行星潮汐捕获。我们认为这两个行星躺在顺时针（CW）盘和行星最初绑定到S-恒星。我们表明，潮汐捕获的行星保持在轨道上接近他们的母恒星。此外，行星轨道的半长轴可以通过简单的解析假设来预测。我们发现，最初被束缚在CW盘星的无星行星有轻微的偏心率，并倾向于留在CW盘。然而，我们推测，角动量扩散和散射与其他年轻的恒星在CW盘可能会带来低角动量轨道上的无星行星。相比之下，最初与S星结合的行星被SMBH捕获在高度偏心的轨道上，与G1和G2云的轨道特性相匹配。我们的预测不仅适用于行星，也适用于低质量恒星最初绑定到S-恒星和潮汐捕获的SMBH。
2016-08-25 astro-ph.GA
The Impact of Tidal Disruption Events on Galactic Habitability
潮汐破坏事件（TDEs）的特征是发射短脉冲的高能辐射。我们使用银河系作为代理分析TDEs对银河系可居住性的累积影响。我们表明，在TDE期间发射的X射线和极紫外（XUV）辐射可以引起流体动力学逃逸并引发生物损伤。通过考虑适当的变量，如大气逃逸的效率和银河系中心的距离，我们证明了TDE对银河系可居住性的影响与活动星系核的影响相当。特别是，我们表明，行星的距离$\sim 0.1$ - $1$千秒差距可能会失去地球一样的大气层，在地球的年龄，其中一些可能会受到生物损害，每隔$\gtrsim 10^4$ yrs. We总结突出潜在的影响TDEs，并认为他们应该考虑到未来的分析银河系内的可居住性。
2020-08-23 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
Tidal disruption rates in non-spherical galactic nuclei formed by galaxy mergers
我们探讨了星系核中的超大质量黑洞（SBH）对恒星的潮汐破裂事件（TDE）的速率，SBH是在合并过程中形成的，随后形成并合并了一个二元SBH。这样的系统最初有一个赤字的恒星在低角动量轨道上造成的弹弓过程中的双SBH阶段，这往往会减少恒星的流量到SBH相比，稳态值。另一方面，新形成的星系核具有非球形的形状，这增强了恒星角动量的混合，从而提高了TDE率。在SBH质量相对较低（<10^7 Msun）的星系中，弛豫时间短到足以消除初始条件下的各向异性，而对于质量更大的SBH，由于非球性而导致的通量增强比由于初始各向异性而导致的通量抑制更为重要。因此，目前的TDE率一般超过传统的稳态估计的基础上的球面各向同性近似。因此，我们推测，较低的观测推断TDE率相比，理论预测不能归因于低角动量恒星的耗尽SBH双星。
2016-08-31 astro-ph.GA
Search for Extra-Tidal RR Lyrae Stars in Milky Way Globular Clusters From Gaia DR2
我们利用潮汐外的天琴座RR型恒星来研究银河系球状星团的动力学，并了解动力学摩擦和潮汐破裂等效应如何影响这些星团。RR型天琴座恒星的Gaia DR 2星表（Clementini et al. 2018）与文献中汇编的球状星团的自行和潮汐半径数据一起使用。分析了56个银河系球状星团的样本。在这56个银河系球状星团中，只有11个有潮汐外的天琴座RR星。然而，只有两个星团，即NGC 3201和NGC 5024，有足够的潮汐外RR天琴座恒星得出有趣的结论。NGC 3201有13颗潮汐外的天琴座RR星，它们围绕中心呈不对称分布，尾区的恒星数量多于前部。我们的结论是，这些不对称的潮汐尾巴是由于潮汐中断和剥离碎片从集群的综合作用。另一方面，NGC 5024有5颗潮汐外的天琴座RR星，其中4颗集中在距离中心约3倍潮汐半径的区域。这些可能是由于潮汐破坏而从星团中撕裂出来的恒星。这些潮汐外的RR型天琴座恒星在星团中的存在可能是一个迹象，表明更多的星团恒星存在于它们的潮汐半径之外，这可能是由星团的深宽场CMD揭示的。
2018-11-27 astro-ph.GA
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
Tidal radii and destruction rates of globular clusters in the Milky Way due to bulge-bar and disk shocking
我们计算了银河系中63个球状星团的轨道、潮汐半径、膨胀棒和盘的破坏率。轨道被集成在轴对称和非轴对称的银河系的潜力，其中包括一个酒吧和螺旋臂的3D模型。使用蒙特卡罗方案，我们认为在我们的模拟观测不确定性的集群的运动学数据。在分析由于膨胀棒的破坏率，我们考虑使用真正的银河系星团轨道，而不是通常的线性轨迹在以前的研究中采用严格的处理。我们比较了两种治疗的结果。我们发现，在非轴对称银河势中计算的理论潮汐半径比在轴对称势中计算的理论潮汐半径更好地与观测的潮汐半径进行比较。在这两个银河系的潜力，膨胀的冲击破坏率计算与一个集群的线性轨迹在其perigalactcons给一个很好的近似与集群的真实轨迹所获得的结果。与轴对称势相比，在非轴对称势中，内银河系区域中具有近半乳糖体的星系团的膨胀冲击破坏率较小。对于大多数具有高轨道偏心率（e > 0.5）的星系团，在非轴对称势场中，它们的总核球+盘破坏率较小。
2014-08-03 astro-ph.GA
An examination of large-scale galactic effects on molecular cloud properties in NGC 628 : The significant impact of tidal effects from neighboring material on the evolution of molecular clouds
本研究探讨NGC 628星系大尺度环境对分子云特性的影响，发现邻近物质的潮汐效应主导分子云密度对比度发展，是抑制星系中心恒星形成率及减缓气体自由落体坍缩的关键因素。
2025-01-30 astro-ph.GA
A statistical method for measuring the Galactic potential and testing gravity with cold tidal streams
我们介绍了最小熵方法，一个简单的统计技术，约束银河系引力势，同时测试不同的引力理论直接从6D相空间调查，而不采用动力学模型。我们证明，轨道能量分布是可分离的（即独立的位置）有一个相关的熵，增加错误的假设下的引力势和/或引力理论。在已知的天体中，来自低质量祖先的“冷”潮汐流遵循最接近满足可分离性条件的轨道分布。虽然潮汐剥离的恒星的轨道是由祖先的自重扰动，系统的能量分布的变化可以量化的交叉熵的个别尾巴，给予进一步的敏感性，在主机潜在的理论偏差。使用最小熵方法来测试范围广泛的引力理论的可行性，通过在牛顿势中发展限制N体模型和检查由Dirac，MONDian和f（R）引力修正引入的熵的变化来说明。
2012-09-10 astro-ph.GA
A catalogue of Galactic GEMS: Globular cluster Extra-tidal Mock Stars
本文构建了GEMS星表，通过Corespray模拟159个银河系球状星团中因三体作用逃逸的潮外恒星与双星，并利用作用量坐标实现场星与宿主星团的概率匹配，为研究星团动力学演化提供关键工具。
2024-01-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tidal Tails of Galactic Open Clusters: A Review of Methods, Evidence, and Sources of Disagreement
Masaryk University（马萨里克大学）；CESNET
综述银河系疏散星团潮汐尾当前观测与理论状态，比较密度聚类等探测方法，指出毕星团是潮汐尾有力例子，其他星团特征多样，结果差异源于天体物理变化与分析方法不同，还展望了未来调查对星团解体理解的作用。
2026-09-21 astro-ph.GA
Destruction of star clusters due to the radial migration in spiral galaxies
银河系盘中的大多数恒星被认为是作为星团或星协的成员而诞生的。由于潮汐剥离和星团本身的演化，在盘中形成的星团被破坏，结果是新的恒星被供应到星系盘。我们进行了$N$体模拟的星系盘，其中星团和星系盘被建模为$N$体（“活”）系统，因此磁盘形成瞬态和经常性的螺旋臂。在这种不稳定的旋臂中，星团由于与旋臂的相互作用而径向迁移。我们发现，迁移的时间尺度是几百万年，星团的角动量变化最多为$\sim 50$ %，在1 Gyr。星团向星系内部区域的径向迁移会导致星团的快速分裂，因为星系内部区域有更强的潮汐场。对于星系盘中星团的破裂时间尺度来说，这种影响是不可忽略的。从星团中剥离出来的恒星形成了潮汐尾，分布在1- 2千秒差距。虽然潮汐尾的空间分布的变化，在一个复杂的方式，由于非定常的螺旋臂，速度分布保持良好，即使潮汐尾位于几个千秒差距，从他们的母集群。星系盘中星系团的潮汐尾可以用速度图来探测。
2012-08-19 astro-ph.GA
Constraints on tidal charge of the supermassive black hole at the Galactic Center with trajectories of bright stars
正如最近Hees等人（2017）所指出的那样，利用当前和未来的设施对银河系中心附近的恒星进行观测，为在强引力场状态下测试广义相对论（GR）和其他引力理论提供了一个独特的工具。特别是，作者表明，汤川引力可以约束与凯克和TMT观测。不久前，Dadhich等人（2001）指出，带有潮荷的Reissner - Nordström度规自然地出现在带有额外维数的Randall - Sundrum模型的框架中（$Q^2$被称为潮荷，在这种方法中它可以是负的）。天体物理的后果存在的黑洞的潮汐电荷被认为是，特别是，测地线和阴影克尔-纽曼膜世界度规分析（Schee和Stuchlik，2009年a），而环轨道克尔黑洞产生的发射线的轮廓被认为（Schee和Stuchlik，2009年b）。Bin-Nun（2010 a，2010 b，2011）的论文讨论了在银河系中心存在具有潮汐电荷的Reissner - Nordström黑洞时可能存在的引力透镜的观测特征。在这里，我们遵循这样的方法，我们得到的解析表达式Reissner - Nordstrom -deSitter解决方案后牛顿近似和讨论的机会，以约束参数的度量从观测明亮的恒星与当前和未来的天体测量观测设施，如VLT，凯克，重力，E-ELT和TMT。
2018-08-16 astro-ph.GA gr-qc
Exoplanets Beyond the Solar Neighbourhood: Galactic Tidal Perturbations
大多数银河系外的太阳系行星可能居住在银河系中心的几千秒差距内。作用在行星上的银河潮汐力与银河系中行星的半径成反比，因此在内银河系中的潮汐力要比太阳系附近的潮汐力大得多。在3.5至10千秒差距的范围内，来自银河系圆盘的垂直潮汐占主导地位。在3.5kpc以内，银河系隆起的影响不可忽视，面内潮汐分量与垂直分量同样重要。在这里，我们量化这些潮汐引起的轨道变化。我们发现，最大的扰动发生时，行星轨道是严重失调的母星的轨道。当两个平面垂直时，行星的偏心率趋于一致，尽管半长轴不受影响。当两个平面重合时，来自银河潮汐的影响被最小化，但保持非零。在这些情况下，我们提供了生存时间的估计，以及作为银河系参数的函数的所有银河系外行星的最小基线偏心率变化。类似于太阳系的倾角（约60度）可以很容易地导致银河系隆起深处（50 pc以内）的宿主恒星周围的偏心海王星（约30 AU）经历十分之几的偏心率变化，并导致已知最广泛分离的系外行星（约1000 AU）在银河系圆盘中经历类似的变化。这些变化发生在几个陀螺仪的时间尺度上，一个典型的主序列寿命的一小部分。
2012-12-17 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
APOGEE Detection of N-rich stars in the tidal tails of Palomar 5
最近使用APOGEE数据进行化学标记研究的结果表明，在球状星团内发现的恒星的化学丰度模式与星系晕场中化学性质特殊的种群之间存在着密切的联系。在本文中，我们分析了恒星的化学成分内的集群机构和潮汐流的Palomar 5，一个球状星团，这是潮汐干扰与银河系引力势的相互作用。我们报告的富氮（N-富）恒星的识别内和超出帕洛玛5潮汐半径，后者被清楚地与集群潮汐流对齐，这作为确认，富N星丢失的星系晕从球状星团，并提供支持的假设，即场富N星确定由不同的团体有一个球状星团的起源。
2021-12-03 astro-ph.GA
Mid-Infrared Outbursts in Nearby Galaxies: Nuclear Obscuration and Connections to Hidden Tidal Disruption Events and Changing-Look Active Galactic Nuclei
基于SDSS五十万星系样本分析中红外爆发宿主，发现核遮蔽与星系性质无关，且其形态更集中，表明多数爆发源自变脸AGN等遮蔽型活动星系核而非隐藏潮汐瓦解事件。
2024-01-02 astro-ph.GA
Exposing Sgr tidal debris behind the Galactic disk with M giants selected in WISE$\cap$2MASS
我们表明，从WISE和2MASS调查的红外测光相结合，可以产生高纯度的M巨星样品。我们利用新的WISE $\cap$ 2 MASS M巨星选择跟踪人马座拖尾在银河系盘的反中心方向。通过宽波段测光选择的M巨星候选者在南银河半球Sgr拖尾尾末端周围的3个视场中使用AAOmega光谱进行确认。我们证明，在Sgr经度$\tilde Λ_{\odot} = 204^{\circ}$，拖尾尾部的视线速度开始偏离Law & Masterski（2010）模型的轨迹，证实了Belokurov等人的预测。这一发现证实了Sgr流的低微分轨道进动的测量，这反过来可能意味着100 kpc内的暗物质含量减少。
2014-10-23 astro-ph.GA
Discovery of Tidal RR LYRAE stars in the Bulge Globular Cluster M 62
富含天琴座RR（RRL）的球状星团M 62（NGC 6266）是银河系中质量最大的球状星团之一，位于银河系隆起的致密区域，那里是影响球状星团生存的动力学过程最大化的地方。使用盖亚DR2的数据，我们已经发现了明确的证据，超过集群潮汐半径的M62，部分与剥离到银河系领域的恒星RRL过剩。新的VVVX调查观测证实了这一点，即放弃任何差异红化效应作为所观察到的RRL密度过剩的可能原因。我们还使用精确的距离，径向速度和自行（PM）的新测量值确定了M 62的轨道，发现它的轨道与银河系旋转的方向相反。轨道被集成在非轴对称银河系模型\texttt{GravPot16}，其中包括扰动，由于中央银河酒吧。M 62显示了一种特殊的轨道行为，具有棒凸区域的动力学特征。观测到的小的潮外RRL延伸大致对准银河系中心，方向几乎垂直于银河系平面，而不是沿着其轨道的运动，这可能是一个明显的迹象，在最后一次通过接近星系团接近其近银河系。M 62将是第一个在银河系内部观测到的作用于球状星团的凸起激波的清晰例子。
2018-11-15 astro-ph.GA
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 breakup of quadruple stars in the Galactic Centre
超高速恒星最可能的起源是银河系中心（GC）的超大质量黑洞（MBH）对双星的潮汐分裂。然而，HE 0437 -5439，一颗$9$ M $_\odot$ B型主序星，以大约$720$ km s $^{-1}$的日心径向速度在$\sim 60$ kpc的距离上移动，以及最近发现的超高速双星候选者（HVB），以$\sim 570$ km s $^{-1}$的速度移动，挑战了这一标准情景。最近，Fragione和Gualandris（2018）已经证明了三星的潮汐分裂导致速率不足。观测表明，由两颗围绕共同质心运行的双星组成的四重星（所谓的2+2四重星）是太阳附近恒星的$\approx 4\%$。虽然比三重星更罕见，但2+2四重星可能在喷射HVB中发挥作用，因为它们有更大的能量库。我们提出了一个数值研究的2+2四重中断的MBH在GC中，发现HVB的生产有一个概率$\lesssim 2-4\%$，这转化为喷射率$\lesssim 1$陀螺$^{-1}$，相当于三重中断的情况。鉴于低喷射率，我们认为，替代机制是负责的起源HVB，作为喷射从一个年轻的星团的相互作用与MBH在GC和起源在大麦哲伦星云。
2018-06-07 astro-ph.GA
Kinematics in galactic tidal tails - A source for Hypervelocity stars?
[摘要]在这项工作中，我们详细研究了潮汐碎片星的运动学，以探讨新的场景的影响，即观察到的超高速恒星样本可能部分来自矮-主星系碰撞。我们使用一套N体模拟的卫星星系与银河系型的宿主星系相遇后，收集统计数据的属性剥离的恒星。我们特别研究了这个人口的轨道能量分布。我们量化的典型模式，在角和相位空间形成的碎片星。我们进一步发展了一个简单的剥离模型预测剥离的恒星的运动学。我们发现，在潮汐碎片的轨道能量的分布有一个典型的形式，可以相当准确地描述了一个简单的函数。在此基础上，我们开发了一种方法来预测的能量分布，使我们能够评估的意义和影响的高速星在卫星潮汐碎片。一般来说，卫星星系的潮汐碰撞会产生逃逸到星系内空间的恒星，即使卫星本身在一个束缚轨道上。决定潮汐碎片星所能获得的最大能量反冲的主要参数是卫星的初始质量，只是在较低程度上是它的轨道。以这种方式产生的未束缚恒星星族的主要贡献者是大质量卫星（M_sat > 10^9 M_sun）。因此，我们预计银河系内恒星的金属丰度高于银河系幸存的卫星人口。然而，根据我们的研究结果，所观察到的HVS人口受到潮汐碎片星严重污染的概率似乎很小。
2011-10-04 astro-ph.GA
An application of Galactic parallax: the distance to the tidal stream GD-1
我们使用Eyre & Binney（2009）提出的银河视差方法，评估了计算银河系中恒星流距离的实用性。我们发现，在银河视差的不确定性是依赖于特定的几何问题。在潮汐流GD-1的情况下，问题的几何形状表明，可用的自行数据，个人精度~4 mas/yr，应允许估计其距离约50%的不确定性。根据即将进行的Pan-STARRS PS-1巡天，自行的精确度可达~1 mas/yr，这将使其距离的估计具有约10%的不确定性。未来的LSST和盖亚项目的自行将更加精确，并且将允许以约14%的不确定性测量30 kpc远的流的视差。我们证明了该方法的可行性，并表明我们的不确定性估计是准确的计算银河视差使用模拟数据的GD-1流。我们还将该方法应用于Koposov等人（2009）发表的GD-1流的实际数据。除了一个数据，使用银河视差估计的距离匹配光度估计小于1千秒差距的差异。使用银河视差恢复的距离分散度非常低，这表明Koposov等人（2009）报告的自行不确定性实际上被高估了。我们的结论是，GD-1流是（8 +/- 1）kpc的距离，在一个逆行轨道倾斜37度的平面上，流的可见部分很可能是近心点附近。
2009-12-10 astro-ph.GA
Shepherding Tidal Debris with the Galactic Bar: The Ophiuchus Stream
首次解释了旋转棒势中恒星流的动力学。自然地，邻近的恒星到达近心点的时间略有不同。在存在旋转杆的情况下，这些相邻的流星在近心通过期间经历不同的杆取向，因此每个星从杆接收不同的扭矩。这些不同的扭矩重塑了恒星流中恒星的角动量和能量分布，这反过来又改变了恒星流的增长率。对于以与棒的旋转相同的方向轨道运行并且满足共振条件的祖体，所得到的流可以比预期的短或长得多，这取决于祖体的近心通道分别沿着棒的短轴还是长轴发生。我们提出了一个充分的讨论，这种现象主要集中在流局限于银河平面。与静态势的演化形成鲜明对比的是，静态势的演化产生随时间稳定增长的流，旋转的禁止势可以产生动态的旧的短流。这挑战了传统的观点，即内晕由良好的相混合材料组成，而外晕中的潮汐破坏结构在空间上更连贯。我们认为，这一机制在解释最近发现的银河系凸起区域附近神秘的短蛇夫座流中起着重要作用。
2015-12-14 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Tidal breakup of binary stars at the Galactic Center. II. Hydrodynamic simulations
在第一篇论文中，我们跟踪了双星在银河系中心的超大质量黑洞（SMBH）附近运行时的演化过程，并注意到两颗恒星靠得足够近而发生碰撞的情况。在本文中，我们取代点质量恒星流体实现，并使用光滑粒子流体动力学（SPH）代码来跟踪密切的相互作用。我们模拟的二元组分的主序星与初始质量的1，3和6太阳质量，并与化学成分的配置文件采取恒星演化代码。近距离相互作用的结果包括合并、碰撞，使两颗恒星保持完整，以及一颗恒星以高速弹射，伴随着另一颗恒星被捕获到围绕SMBH的紧密轨道上。这是第一次，我们遵循许多（$\gtrsim 100$）围绕SMBH轨道的碰撞产物的演变。起初太小而不会被SMBH潮汐破坏的恒星会被近距离相遇或碰撞膨胀，结果在随后的近点通道中发生潮汐剥离。在这些情况下，质量损失会间歇性地发生，有时在恒星完全分裂之前，质量损失会持续数百次。重复的潮汐耀斑，或增加或减少强度，是一个预测的结果。在低质量和高质量恒星的碰撞中，合并产物从较小的恒星获得高的核心氢丰度，有效地将核演化“时钟”重置到更年轻的年龄。像Li、Be和B这样的元素只能存在于恒星的最外层，由于碰撞过程中的包层抛射和SMBH的潮汐力，它们会严重耗尽。在没有碰撞的情况下，恒星的潮汐自旋只在近点距离的一个狭窄范围内是重要的，$r_t/2\lesssim r_per \lesssim r_t$和$r_t$是潮汐破裂半径。
2011-02-28 astro-ph.GA
A 500 Parsec Halo Surrounding the Galactic Globular NGC 1851
利用显示四等主序星的图像，我们发现银河系球状星团NGC 1851被一个光晕包围，从潮汐半径700弧秒（41 pc）到超过4500弧秒（>250 pc）都可以看到。这个晕是对称的，密度按照$r^{-1.24}$的幂律下降。它的质量约为NGC 1851的0.1%。没有潮汐尾的证据。目前的球状星团演化模型并不能解释这一特征，尽管潮汐对矮球状星系影响的模拟定性地模拟了这些结果。鉴于已发表的模型的状态，不可能决定这个晕是由孤立的星系团蒸发产生的，还是由潮汐或盘冲击产生的，或者是由这个物体可能曾经嵌入的矮星系的破坏产生的。
2009-09-09 astro-ph.GA
Tidal disruption events, main-sequence extreme-mass ratio inspirals and binary star disruptions in galactic nuclei
近年来，银河系中心一直受到严格的审查，这要归功于前所未有的任务，这些任务旨在测量超大质量黑洞（SMBH）附近的气体和恒星动力学，并寻找螺旋状恒星黑洞的引力波（GW）特征。在星系核的拥挤环境中，两体相互作用改变了恒星在长时间尺度上的分布，使它们在能量和角动量上漂移。本文提出了一种简化的分析处理银河系恒星核的散射过程，假设所有的恒星都有相同的质量。我们讨论了两体弛豫和引力波发射之间的相互作用如何改变SMBH影响范围内的内部恒星尖点的斜率，并计算了被SMBH潮汐干扰的恒星的潮汐干扰事件（TDE）和主序星极端质量比吸气（MS-EMRI）的速率。我们发现，通常的TDE和MS-EMRI率的比率是潮汐和史瓦西半径的比率的平方。对于我们的银河系，这意味着MS-EMRI的比率仅为TDE比率的1%左右。然后，我们考虑的作用，由于希尔斯二进制中断机制的SMBH附近的高偏心轨道上注入的恒星，并表明，MS-EMRI率几乎可以接近TDE率，如果在SMBH的影响半径的二进制部分接近统一。最后，我们讨论了物理恒星碰撞影响相空间的大面积。
2019-09-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
Tidally-Controlled Fragmentation around Black Holes, Massive Clumps, Protostars, and the Galactic Center
本文研究潮汐力驱动的各向异性金斯碎裂，通过比较理论预测与黑洞、大质量团块、原恒星及银河系中心等环境的观测纤维宽度，证明潮汐控制碎裂可解释纤维形成并保护冷气体存活，揭示潮汐力在气体输运中的关键作用。
2025-09-23 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraining the Galactic bar and spiral pattern speeds with the Hyades tidal stream
School of Physics and Astronomy, Sun Yat-sen University（中山大学物理学院）；CSST Science Center for the Guangdong-Hong Kong-Macau Greater Bay Area（粤港澳大湾区空间站科学中心）；Department of Theoretical Physics and Astrophysics, Faculty of Science, Masaryk University（马萨里克大学理学院理论物理与天体物理学系）
本文通过高分辨率模拟Hyades星团及其潮汐流，结合Gaia数据，确定银河系棒和螺旋臂模式速度，揭示近邻开放星团流对非轴对称银河动力学的约束作用。
2026-03-31 astro-ph.GA
On the dissolution of star clusters in the Galactic centre. I. Circular orbits
我们提出了N体模拟溶解星团靠近银河系中心。为此，我们开发了一个新的N体程序称为nbody6gc的基础上Aarseth的一系列的N体代码。我们详细描述了算法。我们报告了Kuepper等人（2008）最近解释的潮汐臂中的密度波现象。驻波在潮汐臂中形成。波结或波团在出现的潮臂撞击有效势的势壁并被反射的位置处发展。逃逸的恒星穿过波结进一步进入潮汐臂。我们证明了波结的位置与Just等人（2009）的理论的一致性。我们还展示了一个简单的方法来研究潮汐臂的性质。通过求解沿潮汐臂的多个特征值问题，我们在数值上构造了一个方向总是沿局部惯性张量的主轴的一维坐标系。沿着该坐标系，可以评估物理量。我们的模型的半质量或溶解时间几乎与粒子数无关，这表明两体弛豫不是导致溶解的主要机制。这可能是许多年轻星团的典型情况。我们提出了一个分类方案，揭示了溶解机制。
2009-06-24 astro-ph.GA
The Tidal Tails of 47 Tucanae
银河系球状星团47 Tuccott（47 Tuc）在大半径处的速度色散曲线显示出罕见的增加，这表明大半径处的高能但束缚的恒星主导了速度色散，并可能正在进行蒸发。逃逸的恒星会形成潮汐尾，就像在几个银河系的球状星团中看到的那样，然而，Tuc 47的潮汐尾还没有被发现。我们使用最准确的输入数据对47 Tuc的这些尾部进行建模，具体目的是确定它们的位置，以及尾部内的周转超密度密度。从我们的模型中得到的超密度比银河系背景高出3-4%，因此，使用匹配滤波技术应该很容易检测到。我们发现，最有影响力的参数方面的位置和密度的周转超度是日心距离的集群。因此，通过观测发现这些潮汐特征将极大地有助于确定47 Tuc的距离的持续问题，严格限制独立于其他方法的集群的距离。使用我们的条纹线的方法来确定潮汐尾的位置和它们的超密度，我们展示了如何，在原则上，任何银河系球状星团的潮汐尾的形状和范围可以确定，而不诉诸计算昂贵的N体模拟。
2012-07-03 astro-ph.GA
NGC 5466: a unique probe of the Galactic halo shape
恒星流提供了独特的探测银河系的潜力，与较长的流通常提供更清晰的测量。在本文中，我们展示了一个短潮汐流的例子，它对银河系暗物质晕的形状特别敏感：球状星团NGC 5466潮汐流。这条溪流在其西部边缘有一个有趣的偏离。我们发现，这样的偏差有利于一个潜在的扁圆或三轴晕（无论银河系盘的属性和特定的晕参数化选择的合理变化）;球形或长圆形的晕形状可以排除在一个高的置信水平。因此，沿着NGC 5466潮汐流的更广泛的数据集保证了对银河系晕形状的强约束。
2012-04-25 astro-ph.GA
