Formation and Evolution of sub-structures in tidal tails: Spherical dark matter haloes
最近提出了一个关于球状星团潮尾恒星超密度形成的理论，该理论预言了超密度形成的位置和时间，并成功地用质点星系势中球状星团的N体模拟进行了检验。在这项工作中，我们提出了一个比较这个理论和我们的模拟使用矮星系轨道两个不同形状的暗物质晕研究的核心和尖状晕潮汐尾的形成和演化的影响。我们发现没有区别使用尖或核心晕，但是，我们发现一个有趣的不对称之间的领先和落后的手臂的潮汐尾巴。拖曳臂比引导臂生长得更快，这种不对称性可以在第一次过密度的距离和它的大小上看到。我们建立了到第一个过密度的距离和这个过密度的大小之间的关系。
2017-11-10 astro-ph.GA
Tidal Tracks and Artificial Disruption of Cold Dark Matter Halos
我们描述了一个简单的扩展到现有的模式，潮汐加热的暗物质subhalos考虑到二阶项的脉冲近似潮汐加热。我们表明，这个修订后的模型可以准确地匹配的潮汐轨道，沿其subhalos演变的高分辨率N体模拟测量。我们进一步证明，当一个恒定密度的核心被引入到一个subhalo，这个模型是能够定量地再现的N体subhalos有限分辨率效应所产生的演变和人为破坏。结合这些结果，我们证实了以前的工作表明，在N体模拟中的人为破坏可能会导致在宿主晕的内部区域的subhalo质量函数的因子2低估，并在整个维里体积减少10- 20%。
2022-09-22 astro-ph.GA
Tidal tails around the outer halo globular clusters Eridanus and Palomar 15
我们报告的潮汐尾巴周围的两个外晕球状星团，波江座和Palomar 15的发现，基于$gi$波段图像获得的DECam在CTIO 4米布兰科望远镜。潮汐尾是目前银河系光环中已知的最遥远的恒星流之一。集群成员已被确定的颜色星等图，并用于建立径向密度分布，这表明，在这两种情况下，一个强大的偏离在外部区域的最佳拟合国王配置文件。空间密度图显示潮汐尾在两个星团的相对两侧延伸，波江座的长度为$\sim$ 760 pc，帕洛玛15的长度为$\sim$ 1160 pc。帕洛玛15号潮汐尾投射出的大圆环绕着银河系中心，而波江座的大圆则靠近四个矮卫星星系，其中一个（玉夫座）与波江座的距离相当。
2017-04-25 astro-ph.GA
Tides or dark matter sub-halos: Which ones are more attractive?
年轻的潮汐矮星系（TDGs）是在富气体相互作用星系的潮汐碎片中观测到的。与通常认为的孤立矮星系的情况相反，TDG并没有嵌入它们自己的暗物质（DM）子晕中。因此，它们对恒星反馈更敏感，并且可能在短时间内被破坏。详细的数值和观测研究表明，孤立的DM占主导地位的矮星系可以有超过10 Gyr的寿命。对于TDG的发展，在一个潮汐场与压缩加速度等于重力加速度内DM子晕典型的孤立的矮星系，类似的生存时间预计。潮汐加速度分布依赖于宿主星系的维里质量和TDG与宿主星系之间的距离。我们分析比较潮汐压缩的重力加速度，由于无论是尖形或核心DM子晕的各种维里质量。例如，距离主晕10^13 Msol的100 kpc处的潮汐场可以像10^9 Msol的DM次晕一样稳定。通过将潮汐场与DM次晕的等效引力场联系起来，我们可以使用现有的孤立矮星模型来估计TDG的生存能力。我们发现，从一些TDG的观测推断出的意外高动力学质量的一部分可以解释潮汐压缩，因此TDG需要包含较少的不可观测的物质来理解它们的旋转曲线。
2015-06-24 astro-ph.GA
Tidal Imprints Of A Dark Sub-Halo On The Outskirts Of The Milky Way
我们提出了一个新的分析所观察到的扰动的银河系HI盘推断存在一个黑暗的子晕潮汐与银河系盘相互作用。我们使用高分辨率的光滑粒子流体动力学（SPH）模拟研究扰动暗子晕和银河系的气体盘之间的潮汐相互作用。我们将我们的结果与所观察到的银河系HI图进行比较，发现平面扰动的傅立叶振幅最适合于扰动暗子晕，其质量是银河系的百分之一，近心距为5千秒差距。这种最佳拟合的傅立叶模式发生后的动力学时间近心的方法，当扰动是90千秒差距从银河系中心。我们的分析代表了一种新的方法来间接表征黑暗的子晕的潮汐引力印记，他们离开的气体盘的星系。我们还阐明了抛物轨道的一个基本性质。我们表明，在一定的条件下，可以打破退化之间的质量的扰动和近心距离的潮汐力的评价-直接确定暗扰动，产生了所观察到的干扰的质量。
2009-09-29 astro-ph.GA
The Stellar Halo and Tidal Streams of Messier 63
我们提出了新的近红外（NIR）观测M63从扩展盘星系探测科学（EDGES）调查。极深的3.6 $μ$米马赛克达到29 AB mag arcsec $^{-2}$的方位角平均表面亮度轮廓的外部延伸。在这个深度的星系吸积的后果被发现在附近的潮汐流和向上弯曲的表面亮度剖面的斜率中断。这个破裂发生在半长轴长度为$\sim$ 8 '的地方，是增强的外盘或内恒星晕的证据。对星系演化的模拟，以及我们的观测，都支持内晕是上弯断裂的解释。这个晕的质量是迄今为止在单个星系中发现的最大的。此外，我们的观测还探测到附近的潮汐流。流的质量表明，少数这样的吸积事件是必要的填充内恒星晕。我们还发现，星系的吸积率从单独的流低估了吸积率所需的建立M63的内部恒星晕。
2015-10-19 astro-ph.GA
The Illusion of Morphology in Tidal Structures: Changes to Stellar Shells and Streams in Non-Spherical Haloes
The University of Sydney（悉尼大学）；Universität Heidelberg（海德堡大学）
研究探讨了非球形暗物质晕中潮汐结构的形态依赖性，通过分类框架区分壳层和流体结构，揭示暗物质晕形状对潮汐碎片形成和分类的影响。
2026-04-08 astro-ph.GA
Exploring Halo Substructure with Giant Stars: Substructure in the Local Halo as Seen in the Grid Giant Star Survey Including Extended Tidal Debris from Omega Centauri
本文给出了南半球格网巨星巡天（GGSS）中3318颗太阳下金属度V<13.5的恒星的纬度归一化视向速度（Vb）分布。样本中包括了大部分距离银河系盘和晕约5千秒差距的巨星。发现附近的晕（1）表现出明显的运动学亚结构，（2）由几个速度相干结构突出地代表，包括在l~285度的非常逆行的恒星“云”和延伸的逆行“流”，可以看到相对较紧的l-vb序列。在银河系第四象限的一个序列位于l-vb空间内，预计包含来自wCentauri“星团”的潮汐碎片。wCen不仅精确地位于这个l-vb序列中，而且成员星的位置和vb与以wCen当前位置和空间运动结束的轨道上潮汐扰动矮星系的N体模拟相匹配。但是，我们很可能发现wCen潮汐流扩展部分的最终证据来自恒星子样本的阶梯光谱，它揭示了一个非常特殊的化学丰度特征，已知只发生在wCen中。新发现的wCen碎片几乎占了GGSS南部所有的银河系第四象限逆行星，这表明wCen是银河系内部逆行巨星的主要贡献者。
2012-02-08 astro-ph.GA
Halo globular clusters observed with AAOmega: dark matter content, metallicity and tidal heating
球状星团已被证明对我们理解许多重要的天体物理现象至关重要。在这里，我们分析了光谱观测的10个光环球状星团，以确定其暗物质的内容，其潮汐加热的银河系盘和晕，描述其金属丰度和牛顿动力学解释其运动学的可能性。我们分析了所有星团中的大量成员，使我们能够一起解决所有这些问题，我们已经包括NGC 288和M30，以与以前的研究重叠。我们发现，任何平坦的速度色散分布在我们的集群的外部区域可以解释潮汐加热。我们还发现，我们所有的GC具有M/L_V < 5，因此，我们推断所观察到的动力学不需要暗物质，或重力的修改。我们认为，在遥远的集群潮汐加热签名的缺乏表明，晕不是三轴的。测量了每个星团的等温自转，M4和NGC 288的自转速度分别为0.9 +/- 0.1 km/s和0.25 +/- 0.15 km/s。我们还间接测量了NGC 6752的潮汐半径，确定了一个比目前文献值更现实的数字。最后，一个未解决的和有趣的难题是关于所有十个集群的外部区域的冷却。
2010-04-27 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
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
Globular cluster clustering and tidal features around ultra compact dwarf galaxies in the halo of NGC1399
提出了一种新的方法来限制超紧凑矮星系（UCD）的形成通道。这类不均匀的天体是潮汐剥离的矮椭圆星系和大质量球状星团的残余物。我们使用三种方法来揭示它们的性质：1）我们分析了它们的表面亮度分布，2）我们直接搜索了UCD周围的潮汐特征，3）我们比较了GC和UCD在其宿主星系晕中的空间分布。本文利用FORS 2观测资料，通过分析天炉座星系团中央星系NGC 1399晕内97个UCD的表面亮度剖面，研究了它们的详细结构组成。我们推导出13个扩展UCD的结构参数，用单个Sersic函数对其进行建模，并将其分解为复合King和Sersic配置文件。我们发现的证据表明，在μ =~26等\arcsec^- 2周围的UCD的半径为90秒差距的延伸微弱的恒星信封。我们还展示了新的证据，微弱的不对称结构和潮汐尾状功能周围的几个这些UCD，一个可能的示踪剂，其起源和组装的历史在其宿主星系晕。特别是，我们提出的证据，第一次发现了一个显着的潮汐尾与UCD-FORS 2周围的~ 350 pc的延伸。我们在NGC 1399的晕内寻找球状星团空间分布的局部超密度，看看它们是否与UCD的位置有关。当我们将它与主星系的球状星团的分布进行比较时，我们发现UCD周围局部过剩的球状星团规模小于1 kpc。这种效应对于贫金属蓝色GC最强。我们讨论了这些聚集的球状星团最初与UCD有关的可能性。
2015-10-16 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
A search for stellar structures around nine outer halo globular clusters in the Milky Way
我们使用暗能量照相机的深度成像来探索银河系外晕中九个球状星团的外围区域。除了Whiting 1和NGC 7492，它们被投射到人马座流，我们没有看到邻近的恒星星族的证据表明这些星团中的任何一个与来自被摧毁的宿主矮星的相干潮汐碎片有关。在我们的样本中，我们也没有发现任何星团周围存在潮汐尾的证据;然而，NGC 1904和6981似乎都拥有外部信封。受到最近一系列基于盖亚的发现的启发，我们编译了一个具有强大的潮汐结构检测的集群样本，并搜索与轨道特性的相关性。虽然我们观察到具有潮汐尾的星系团通常处于中等或非常偏心的轨道上，这些轨道高度倾斜于银河平面，并且经常逆行，但这些既不是潮汐外结构形成的必要条件，也不是充分条件。许多具有潮汐尾的天体似乎是吸积的，这使我们推测，这种缺乏一致性的现象可能源于银河系球状星团系统的非均匀动力学历史。最后，我们注意到，在地面成像中检测到的具有突出恒星包络的星团（如NGC 1851和7089）现在都被认为是盖亚拥有长潮汐尾-实验证实，扩展包络的存在表明潮汐侵蚀。
2022-03-15 astro-ph.GA
Enhanced tidal stripping of satellites in the galactic halo from dark matter self-interactions
研究了自相互作用暗物质（SIDM）对类银河系中卫星星系潮汐剥离和蒸发的影响。我们使用一套五个放大，暗物质的模拟，两个速度无关的SIDM截面，两个速度相关的SIDM截面，和一个冷暗物质模拟进行比较。在仔细分配卫星坠落时的恒星质量后，我们发现SIDM中恒星的剥离率高于CDM。相比之下，总约束暗物质质量损失率的影响最小，与subhalo蒸发卫星上的可行SIDM模型的影响可以忽略不计。位于SIDM晕中心的恒星随着核心的增长而分散到更大的半径。因此，卫星的半光半径增加，恒星变得更容易受到潮汐剥离，恒星质量函数被抑制。我们发现，核心半径潮汐半径的比值准确地预测增强SIDM恒星剥离的相对强度。速度无关的SIDM模型显示，随着卫星质量的增加，恒星剥离效应略有增加，而速度相关的SIDM模型则显示，这种效应在较低质量的情况下大幅增加，这使得对超暗矮星的观测成为区分和约束SIDM模型的主要目标。由于速度依赖型SIDM的最大卫星的核心较小，因此在恒星晕的全天属性上没有留下可识别的印记。虽然我们的研究结果集中在SIDM上，但增强恒星潮汐剥离的主要物理机制同样适用于通过其他方式形成核心的卫星。
2016-09-12 astro-ph.GA
Sub-Halo Spreading of Thin Tidal Star Streams
本文通过类银河系宇宙学模拟研究暗物质子晕对薄潮汐星流速度弥散和宽度的影响，给出速度弥散随角距离的幂律拟合关系，并发现星流速度弥散通常随子晕数量增加而增大。
2023-07-03 astro-ph.GA
Tidal Stream Morphology as an Indicator of Dark Matter Halo Geometry: the Case of Palomar 5
本文介绍了一个例子，其中的形态，一个单一的恒星流可以用来排除一个特定的银河势形式，而不需要速度信息。我们研究了球状星团Palomar 5（Palomar 5），它在潮汐作用下分裂成一个寒冷的薄流，在天空中的位置超过22度，典型的宽度为0.7度。我们通过观测来确定105的当前位置、距离和径向速度，同时允许其自行变化，从而生成该流的模型。在球形暗物质晕中，我们很容易找到符合观测形态的模型。然而，在Law & Mauriski（2010）的三轴势中找不到合理的105模型，该模型被提出来解释人马座流的性质。在这种情况下，Pal5流的长、薄和弯曲的形态可以单独用于排除这种潜在的配置。在这种势中，类似的流要么太直，没有观测到的曲率，要么表现出一种不寻常的形态，我们称之为流扇：对势的三轴性敏感的特征。我们的结论是，其他薄潮汐流的存在，必须提供广泛的限制方向和形状的暗物质晕他们居住。
2016-03-31 astro-ph.GA
Milky Way Mass and Potential Recovery Using Tidal Streams in a Realistic Halo
本文提出了一种基于恒星潮汐流正演模拟的银河系引力势计算方法。我们使用这种方法来测试性能的光滑和静态的解析势在代表现实的暗物质晕，其中有子结构和不断发展的吸积。我们的FAST-FORWARD方法使用马尔可夫链蒙特卡罗算法比较，在6D相空间中，“观察到”的流在试验分析潜力中创建的模型。我们分析了大样本的流通过Lactea II（VL 2）模拟，这代表了一个现实的星系晕潜力。恢复的潜在参数是在协议的最佳拟合全球，当今VL 2的潜力。然而，仅仅假设一个分析势限制了暗物质晕质量测量的精度为5%至20%，这取决于分析参数化的选择。总的来说，使用我们样本中的流进行的质量估计达到了这个基本极限，但单独使用时，它们可能会有很大的偏差。个别流可以下-和高估的质量，和偏见是逐步恶化的那些较小的perigalacticons，激励在银河系的距离大于70千秒差距的潮汐流的搜索。我们估计，一个静态和平滑的暗物质潜力的GD-1和Pal 5的流建模的假设引入了高达50%的银河系质量估计的误差。
2014-06-23 astro-ph.GA
Evidence of Early-stage Tidal Structures of Open Clusters Revealed by Kinematics with Gaia EDR3
布兰科1是太阳附近的一个1亿年的疏散星团，以其两个50 pc长的潮汐尾而闻名。以Blanco 1为参考，我们通过盖亚EDR 3数据发现了另外两个约1.2亿年的疏散星团：昂宿星团和NGC 2516的早期潮汐破裂的证据。这两个星团的总质量是布兰科1的2-6倍。尽管与Blanco 1有着相似的年龄，但昂宿星团和NGC 2516有着更大比例的成员：86%的质量在潮汐半径内，而Blanco 1只有63%。然而，对于昂宿星团和NGC 2516，也发现了布兰科1号50 pc长的潮汐尾和速度空间中的“运动学尾”之间的相关性。这一证据支持了昴星团和NGC 2516空间分布中的适度伸长是早期潮汐破坏的结果的观点。
2021-07-22 astro-ph.GA
Dark matter halo cores and the tidal survival of Milky Way satellites
冷暗物质（CDM）晕的尖形中心密度剖面使它们对潮汐的破坏具有高度的弹性。暗物质粒子之间的自相互作用，或者重子的循环，可能会导致形成一个恒定密度的核心，这将使晕更容易受到潮汐破坏。我们使用N体模拟研究NFW样的“核心”subhaloes在一个大规模的主机的潮汐场的演变，并确定的标准和时间尺度的完整的潮汐中断。我们的研究结果意味着银河系卫星的生存对暗物质核心的大小产生了限制。事实上，我们发现，在近心点小于10千秒差距的轨道上，核心大于其初始NFW尺度半径的1%的次晕都不能存活一个哈勃时间。像杜鹃3号这样的卫星，近心点约为3.5千秒差距，必须有一个小于2秒差距的核心大小，才能在目前的轨道上生存三个轨道周期。自相互作用暗物质（SIDM）模型中预期的核心尺寸（速度无关的截面为1 cm^2/g）似乎与近心半径小的超暗卫星（如Tuc 3、Seg 1、Seg 2、Ret 2、Tri 2和Wil 1）不相容，因为如果这些卫星在10 Gyr前吸积到银河系上，它们应该已经完全破裂。这些结果表明，许多卫星的核心尺寸非常小，与CDM尖点一致。在小近心半径轨道上发现更多的银河系卫星将加强这些结论，并允许对核心大小进行更严格的上限。
2022-12-26 astro-ph.GA
Analytical halo models of cosmic tidal fields
暗物质晕的非线性宇宙网络环境在塑造它们的生长和演化中起着重要作用，并且可能也影响着其中的星系。我们开发了一个分析（晕模型）的形式主义来描述各向异性晕中心密度分布的潮汐场，其特征在于由晕中心潮汐张量$\langle T_{ij} \rangle(<R)$球平均尺度$R\sim4R_{\rm vir}$为维里半径$R_{\rm vir}$的晕。我们专注于轴对称的各向异性，这使我们能够探索简单而直观的玩具模型（子）晕配置，其中包括一些最有趣的各向异性的宇宙网络。我们建立我们的模型周围的球形Navarro-Frenk-White（NFW）的配置文件后，将其描述为高斯混合物，这导致几乎完全解析表达式的“潮汐各向异性”标量$α(<4R_{\rm vir})$提取的潮汐张量。我们的轴对称的例子包括（i）一个球形晕在一个圆柱形的灯丝的轴，（ii）偏心的卫星在一个球形的主机晕和（iii）轴对称晕。使用这些，我们证明了几个有趣的结果。例如，对于任何$R$，纯圆柱形暗条轴上的潮汐张量都精确地给出了$α^{\rm (fil)}(<R)=1/2$。此外，半径为$R_{\rm vir,sat}$的卫星的$α(<4R_{\rm vir,sat})$作为其宿主中心距离的函数是卫星在其宿主环境中的动态质量损失的灵敏探测器。最后，我们讨论了一些潜在的有趣的扩展和应用，我们的形式主义，可以加深我们对宇宙网络的多尺度现象…
2021-02-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tidal stripping of globular clusters in a simulated galaxy cluster
利用宇宙学N体数值模拟方法研究了星系团大小晕的形成过程，分析了其球状星团种群的时间演化。我们跟踪了38个星系暗物质晕在一个星系团中的动力学演化，该星系团在红移z=0时的维里质量为1.71 * 10 ^14 Msol h^-1。为了模拟球状星团的“蓝色”和“红色”种群，对于每个星系晕，我们选择了两组不同的粒子在高红移（z ~ 1），约束条件是，在红移z=0时，它们的平均径向密度分布与观测到的分布相似。正如预期的那样，一般的星系团潮汐场移走了相当一部分的球状星团人口，以养活星团内的人口。平均而言，晕分别损失了最初红色和蓝色球状星团人口的16%和29%。我们的研究结果表明，这些分数强烈依赖于星系晕的轨道轨迹，特别是轨道的数量和最小的近心距离的星系团中心的晕。在给定的时间，这些分数也取决于当前的星团中心距离，就像观测表明球状星团S_N的特定频率取决于它们的星团中心距离一样。
2015-05-20 astro-ph.GA
Candidate members of the Pal 5, GD-1, Cetus Polar, and Orphan tidal stellar halo streams from Sdss DR9, Lamost DR3 and APOGEE catalogues
我们提出了候选成员的105，GD-1，鲸鱼座极地，和孤儿潮汐恒星流发现在LAMOST DR 3，SDSS DR 9和APOGEE目录。在LAMOST DR 3中，我们分别找到了GD-1、Cetus Polar和Orphan的20、4和24个高置信度候选者。我们还列出了SDSS DR 9光谱目录59，118，10个高置信度的候选潮汐流鲸鱼座极地，孤儿和115，分别。此外，我们发现7个高置信度的候选人的2005年潮流的APOGEE数据。与SDSS相比，LAMOST DR 3的新候选者更亮，因此可以探索更多的色星等图，包括巨星分支。SDSS数据的分析表明，有3个金属丰度峰值的孤儿流，也显示出一些空间分离。LAMOST数据证实了这条溪流中的多种金属含量。由高分辨率的APOGEE仪器给出的1995年潮汐流的金属丰度为[Fe/H] $\sim -1.2$，高于先前由SDSS光谱给出的值。许多以前未识别的流成员首次与现有成员一起在这里列表，使未来的研究人员能够进一步限制这些物体在银河系暗物质势内移动时的轨道。
2017-03-21 astro-ph.GA
SFDM: A new formation mechanism of tidal debris
最近对星系周围潮汐碎片的观测表明，潮汐扰动星系的球状组成部分的结构特性与非相互作用早型星系（ETG）中的相似，可能是由于轻微的合并事件不会强烈影响凸起区域或很久以前发生的重大合并。我们表明，独立的合并事件，潮汐功能，如壳或环也可以出现，如果暗物质是一个超轻标量场的质量~10 $^{-22}$ eV/c $^2$。在标量场暗物质（SFDM）模型中，小质量排除了在~10 $^8$ M $_{\odot}$以下形成晕的可能性，减少了今天小星系的数量，由于不确定原理，它产生了浅的密度轮廓，与标准冷暗物质（CDM）范式中发现的陡峭轮廓相反，除了通常的孤子解之外，还存在多态的暗物质晕，其特征在于它们的密度分布中的波纹，如果大部分晕质量处于基态，那么这些波纹是稳定的。我们用流体力学程序ZEUS跟踪了背景势中气体的演化，背景势是由标量场的基态和第一激发态的叠加所给出的，我们研究了初始不稳定时的背景势（激发态比基态更重），但通过态中的粒子数反转，它最终变得稳定，这可能发生在晕与宇宙膨胀脱钩并坍缩达到平衡状态时。我们发现，潮汐结构，如环形成在一个特定的半径作为一个直接后果的波动结构的暗物质晕（删节）
2015-03-03 astro-ph.GA
Massive Early-Type Galaxies in the HSC-SSP: Flux Fraction of Tidal Features and Merger Rates
本文对大质量早型星系（ETGs）的潮汐特征进行了统计研究。利用Hyper Suprime-Cam Subaru战略计划（HSC-SSP）的成像数据，我们使用自动化技术测量了2649个具有恒星质量$M_*>10^{11}M_{\odot}$和红移$0.05<z<0.15$的ETG的潮汐特征通量分数（$f_{\rm tidal}$）。HSC-SSP的宽层在$i$波段达到$\sim 28.5$ mag arcsec $^{-2}$的深度。在此表面亮度极限下，我们发现大约28%的星系具有显著的$f_{\rm tidal}>1\%$潮汐特征，其中ETG的数量随$f_{\rm tidal}$呈指数下降，对数斜率为$\sim100$。在我们探测的恒星质量范围内，我们注意到从$M_*\approx10^{11}M_{\odot}$到$M_*\approx10^{12}M_{\odot}$，$f_{\rm tidal}$增加了2倍。我们还执行配对计数来估计这些大规模ETG的合并率。结合合并率与$f_{\rm tidal}$，我们估计潮汐特征的典型寿命是$\sim$ 3 Gyr，与以前的研究一致。
2022-07-28 astro-ph.GA
Tidal Imprints of a Dark Sub-Halo on the Outskirts of the Milky Way II. Perturber Azimuth
我们扩展我们的分析所观察到的扰动的外围的HI盘的银河系。我们采用额外的约束所观察到的HI图像和径向速度场的不对称性的模式的相位推导出的扰动推断负责在HI磁盘的干扰的方位角。我们进行了模态分析的相位的干扰HI图像和SPH模拟的银河系般的星系潮汐相互作用的暗扰动，我们利用的相对偏移量来推导的扰动方位角。为了与观测直接联系，我们将结果表示为日心坐标，预测引起观测到的扰动的扰动源在$-50 \la l \la -10$之间。我们明确地表明，在模拟星系的郊区的扰动的相位的时间，最适合的傅立叶振幅，我们的主要度量的方位角测定，是相对不敏感的状态方程。我们在这里的计算代表了我们继续努力发展Chakrabarti \& Blitz（2009; CB 09）的“潮汐分析”方法。CB 09采用SPH模拟来研究扰动暗子晕和银河系之间的潮汐相互作用。他们发现，观测到的平面扰动的傅立叶模式的振幅与质量为银河系的百分之一的扰动暗子晕最佳拟合，并且近心点距离为$\sim 5-10~\rm kpc$。这项工作的首要目标是试图勾勒出光学研究的替代程序，用于表征和潜在地发现矮星系--从而人们可以近似地推断出摄动的方位角位置，其质量和近心距离（CB 09），从分析其潮汐引力印记在主星系HI盘上。
2010-07-12 astro-ph.GA
The First Fall is the Hardest: The Importance of Peculiar Galaxy Dynamics at Infall Time for Tidal Stripping Acting at the Centers of Groups and Clusters
利用暗物质的N体宇宙学模拟，我们测量了暗物质晕在第一次落入群晕和团晕时的近心距。我们发现，pericentre距离（R $_{\rm{peri}}$）是一个重要的参数，因为它显着影响的强度潮汐质量损失在密集的环境，以及可能的其他环境机制。我们研究什么决定R $_{\rm{peri}}$值，并发现，对于大多数infallers，占主导地位的参数是V $_{\rm{\perp}}$，切向分量的轨道速度的晕进入组/集群晕的第一次。这意味着潮汐剥离的强度附近的核心组/集群的强烈影响的外部特有的速度场的大尺度结构周围，这是不同的集群之间，是敏感的质量比的infaller主机。我们发现，细丝馈电也部分有助于低V $_{\rm{\perp}}$晕馈电。动力摩擦也可以在减少R $_{\rm{peri}}$中起作用，但这仅对那些相对大质量的少数撞击物（$>$ 10\%的宿主质量）有意义。这些结果突出了星系对致密环境的反应如何敏感地依赖于从这些致密环境之外继承的动力学。
2022-07-15 astro-ph.GA
Origin of Non-axisymmetric Features of Virgo Cluster Early-type Dwarf Galaxies. II. Tidal Effects on Disk Features and Stability
室女星系团中的一小部分矮星系含有像棒和旋臂这样的盘状特征。使用$N$体模拟，我们研究了潮汐力对类似于VCC 856的盘状矮星系中这种盘特征形成的影响。我们考虑8个盘状矮星系模型，其中具有不同的近心距离和自旋方向的经验的潮汐引力的室女座般的NFW晕，和额外的8个银河系，星系模型，其中两个矮星系经历不同强度的潮汐相互作用。我们发现，由于星系的小尺寸，集群潮汐效应是温和的，使酒吧形成较早的$\sim1$- $1.5\Gyr$相比，孤立的情况下。当星系晕在星系团潮汐力的作用下在维里半径范围内显著失去质量时，恒星盘的质量几乎没有变化，这表明盘晕系统的内部区域不受潮汐力的影响。来自星系团势或伴星系的潮汐力在棒形成之前的早期触发了双臂螺旋的形成。潮汐驱动的武器衰减和风随着时间的推移，这表明它们是运动学密度波。在强度和俯仰角方面，VCC 856中的暗臂与一个边缘不稳定星系中的臂最匹配，该星系是在$\sim0.85\Gyr$之前与其邻居发生遥远的潮汐相遇而产生的。
2019-11-12 astro-ph.GA
Halo assembly bias and the tidal anisotropy of the local halo environment
我们研究的作用，当地的潮汐环境在确定暗物质晕的组装偏差。以前的结果表明，晕环境的各向异性（即，它是否位于灯丝或更各向同性的区域）可以在确定晕的最终质量和年龄方面发挥重要作用。我们统计隔离这种影响使用的大规模和小规模的环境之间的相关性，在$z=0$与质量之间的$10^{11.6}\lesssim (m/h^{-1}M_{\odot})\lesssim10^{14.9}$模拟晕。我们探测大规模的环境中使用一种新的晕晕线性偏差估计。对于小规模的环境中，我们确定了一个变量$α_R$，它捕获的$\textit{tidal anisotropy}$在半径$R=4R_{\textrm{200b}}$周围的晕区域，并在固定的质量与晕偏置强烈相关。用$α_R$分离晕揭示了两个不同的种群。在高度各向同性的局部环境（$α_R\lesssim0.2$）中的晕的行为与结构形成的最简单的球形平均分析模型的预期一致，显示出在$\textit{all}$质量下它们的浓度与大尺度偏差之间的$\textit{negative}$相关性。相比之下，在各向异性的，类似磁场的环境（$α_R\gtrsim0.5$）中的晕往往显示出$\textit{positive}$之间的相关性偏差和浓度在任何质量。我们的多尺度分析清楚地展示了整个光环质量的总体装配偏差趋势如何作为这些不同光环种群的平均值出现，并为构建正确结合装配偏差的分析…
2018-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tidal-induced lopsidedness in Magellanic-type galaxies
我们调查潮汐诱导转换的禁止晚型螺旋麦哲伦型光盘的数值模拟，建立如何的寿命的不对称性（不对称性）随数值参数化。利用一个基于观测到的大麦云云（LMC）特性的参考模型，我们证明了它的偏心棒、单臂螺旋和单侧恒星形成可以由短暂的潮汐相互作用引起。此后，我们进行了详细的参数研究，并发现，在动态质量的LMC型光盘（$\sim$ 10 $^{\rm 10}$ \md{}），恒星的片面性（量化的m $=$ 1傅立叶模式）和酒吧偏心幅度变化很大，但一般是短暂的（$\sim$陀螺仪）。潮汐相互作用诱导更持久的偏心在较低质量的星系（几个陀螺仪），特别是那些大的晕盘质量比暗示最近的晕占领模型。我们认为，潮汐相互作用发挥更大的作用，在观察到的普遍存在的不平衡性比目前青睐的气体吸积机制较低质量的星系。麦哲伦型星系的其他特征，如单侧恒星形成，被量化，并倾向于在逆行轨道相遇后更显着地出现在具有较晚类型螺旋结构（更多晕主导的内盘，较弱的酒吧）的盘中。
2014-01-14 astro-ph.GA
Tidal Debris as a Dark Matter Probe
来自星系卫星的潮汐碎片流可以提供对晕中暗物质分布的深入了解。这是因为我们有更多关于碎片结构中恒星的信息，而不是纯粹随机的恒星群体：我们知道，在过去，它们都被束缚在同一个矮星系中;我们知道，它们形成了一个在类似轨道上运动的动态冷群体。它们还探测了星系中物质分布的不同区域，而不是许多其他质量测定方法，因为它们的轨道使它们远远超出了大部分恒星的典型范围。虽然这些信息的结论性结果还没有得到，但在开发确定银河系暗物质晕的全球质量分布和其中暗物质亚结构数量的方法方面已经取得了重大进展。测量晕形状的方法分为“预测方法”，即根据祖先卫星的质量和轨道预测潮汐碎片的性质，给定一个假设的母星系质量分布;和“基本方法”，利用潮汐碎片的基本性质作为全球潜在的限制。通过分析潮汐流中留下的间隙，这些子结构通过后，定量的流行暗物质subhalos晕内的方法进行了审查。
2016-03-21 astro-ph.GA
Transformations of galaxies. III. Encounter dynamics and tidal response as functions of galaxy structure
盘星系之间的潮汐相互作用取决于星系结构，但这种关系的细节还不完全清楚。我构建了一个与$Λ$ CDM大体一致的隆起/盘/晕模型的三参数网格，并使用这些模型模拟了一系列广泛的遭遇。晕的质量和范围强烈地影响轨道演化的动力学。在近距离碰撞中，由大质量扩展晕的动力学响应介导的角动量转移可以在第一次通过后逆转中心星系的轨道运动方向。潮汐反应与参与椎间盘内逃逸与圆周速度的比值$v_\mathrm{e} / v_\mathrm{c}$密切相关。此外，相同的比率也与潮汐尾被其起源星系重新吸积的速率相关;因此，具有“双尾”的合并残留物，如NGC 7252，可能很难复制，除非$(v_\mathrm{e} / v_\mathrm{c})^2 \lesssim 5.5$。相互作用系统的潮汐形态可以提供有用的约束祖结构。特别是，遇到的晕动力学反转轨道运动表现出独特的形态，这可能是公认的观测。试图重现相互作用星系的观测结果的详细模型应该探索祖先结构的可能范围以及其他遭遇参数。
2015-10-13 astro-ph.GA
Detecting the Figure Rotation of Dark Matter Halos with Tidal Streams
在宇宙学模拟中，围绕着银河系的暗物质晕是三轴的。大约30年前，人们预测，这种三轴暗物质晕应该会在几千兆年的时间内表现出稳定的图形旋转或翻滚运动。宇宙学模拟预测的图形旋转角频率可用图形速度的对数正态分布来描述，其中值为0.15hkm/s/kpc（~ 0.15hrad/Gyr ~ 9 hdeg/Gyr），宽度为0.83km/s/kpc。这些模式速度是如此之小，以至于它们通常被认为是不重要和不可检测的。在这项工作中，我们表明，即使是这种极其缓慢的数字旋转可以显着改变银河系晕中的卫星潮汐破坏产生的扩展恒星流的结构。模拟了不同形状的三轴暗物质晕绕三个主轴旋转时，类人马座极区潮汐流的行为。对于宇宙学晕的典型模式速度，我们第一次证明，人马座般的潮汐流将被改变到即使用目前的观测也能检测到的程度。这一发现将有可能允许未来测量银河系暗晕的图形旋转，并可能使这一相对未探索的LambdaCDM预测的第一个证据成为可能。
2021-02-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tidal Debris Candidates from the $ω$ Centauri Accretion Event and its Role in Building Up the Milky Way Halo
本研究用基于ω Cen核心APOGEE观测训练的神经网络进行化学标记，识别463个潮汐残骸候选体，并结合运动学与N体模拟推断其来自独立的大质量矮星系吸积事件。
2025-05-13 astro-ph.GA
The Preferential Tidal Stripping of Dark Matter versus Stars in Galaxies
利用高分辨率流体动力学宇宙学模拟，我们对潮汐剥离如何从星系中去除暗物质和恒星进行了全面研究。我们发现，暗物质总是比恒星更明显地被剥离--失去暗物质的$\sim$ 80 $\%$的星系，通常只失去10 $\%$的恒星。这是因为最初的暗物质晕比恒星要长得多。因此，我们发现恒星与晕的尺寸比（使用r $_{\rm{eff}}$ /r $_{\rm{vir}}$测量）是控制暗物质和恒星剥离相对数量的关键参数。我们用简单的拟合公式测量了束缚暗物质分数与束缚星分数之间的关系。我们测量到对星系团质量或星系质量的依赖性可以忽略不计。因此，这些公式在宇宙学模拟中具有普遍适用性，是理想的，以改善恒星剥离配方在半分析模型，和/或估计潮汐剥离将对星系的影响时，只有他们的晕质量演化是已知的。
2016-10-13 astro-ph.GA
The asymptotic tidal remnants of cold dark matter subhalos
利用N体模拟研究了大质量宿主引力势场中尖状冷暗物质晕的演化。潮汐质量损失重塑CDM晕，留下的绑定残余物的特征密度由主机的平均密度在各自的轨道近心点。对于近圆形轨道，经过约5个轨道后，演化到最终的束缚残余态基本上完成，而对于近心点与远心点之比分别为1：5和1：20的偏心轨道，达到相同的残余态分别需要约25和约40个轨道。潮汐残留物的密度分布完全由质量损失的分数指定，并且在重质量损失的情况下接近指数截断的Navarro-Frenk-White分布。解决潮汐遗迹需要良好的数值分辨率;解决不好的subhalos系统较低的特征密度，更容易被打乱。即使是具有良好的空间和时间分辨率的模拟，当最终的残留物被解决少于3000个粒子时也会失败。我们推导出一个简单的经验模型，它描述了适用于广泛的轨道偏心率和近心距的潮汐遗迹的质量和密度分布的演变。应用于银河系，我们的结果表明，$10^8$ - $10^{10}$太阳质量晕吸积约10 Gyrs前的1：10轨道与近心距离约10 kpc应该已经剥离到其原始质量的0.1 - 1%。这意味着，基于直接宇宙学模拟对这种晕（超暗银河系卫星的可能宿主）的生存和结构的估计可能会受到实质性的修正。
2021-06-02 astro-ph.GA
Trends in Dwarf Early-Type Kinematics with Cluster-centric Radius Driven By Tidal Stirring
我们模拟了室女星系团中的矮早型星系在各种环境过程中的动力学。我们专注于这些过程如何在动态状态下（旋转与压力支持的$λ^*_{\rm Re/2}$统计测量）与集群中心的投影距离的印记趋势，并将这些结果与观测估计进行比较。我们发现一个大的散射梯度的$λ^*_{\rm Re/2}$与投影半径。统计分析表明，没有环境影响的模型产生的梯度与我们考虑的100个集群实现中没有一个集群实现中观察到的梯度一样陡，而在一个模型中，通过集群势的潮汐搅拌，34%的实现产生的梯度与观察到的一样陡。我们的研究结果表明，潮汐搅拌可能是观测到的径向依赖性的矮早型动力学的星系团的原因。
2014-10-20 astro-ph.GA
New halo stars of the Galactic globular clusters M3 and M13 in the LAMOST DR1 Catalog
M3和M13是银河系的球状星团，之前有报道称它们周围有恒星晕。我们目前的成员和潮外星系团晕星的潮汐半径内和外的LAMOST数据发布1搜索的结果。我们找到了7个候选的集群成员（潮汐半径内）的M3和M13分别。在M3中，我们还确定了8颗候选的潮外星团晕星，它们的距离可达潮汐半径的9.8倍，在M13中，我们确定了12颗候选的潮外星团晕星，它们的距离可达潮汐半径的13.8倍。这些结果支持以前的迹象表明，M3和M13都被扩展的恒星晕包围，我们发现，GC破坏率对应于观察到的质量损失通常显着高于理论研究预测。
2016-06-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Spatial Characterization of the Sagittarius Dwarf Galaxy Tidal Tails
利用斯隆数字巡天（SDSS）数据，利用统计光度视差，我们测量了人马座矮潮汐流中F型关闭星的空间密度。我们发现一组连续的，一致的参数，描述领先的Sgr流的位置，方向和宽度为15条在北银河帽，3条在南银河帽。我们产生的恒星目录，具有占主导地位的领先Sgr潮汐流的密度特性，可以与模拟进行比较。我们发现，领导（北）潮汐尾的宽度是一致的，最近的三轴和轴对称晕模型模拟。沿流的密度大致一致的常见的中断模型在北方，但可能不是在南方。我们探讨的可能性，一个或多个占主导地位的SGR流已被错误识别，一个或多个的“分叉”件是真正的SGR潮汐尾，但我们没有得出明确的结论。如果两个矮祖先的假设，适合占主导地位的和“分叉”潮汐尾巴的平面有利于协会的Sgr矮球状星系与占主导地位的南流和“分叉”流在北方。在北银帽，最适合的Hernquist密度轮廓的光滑组成部分的恒星晕是扁圆的，与一个压扁参数q = 0.53，和一个标度长度r_0 = 6.73。南方的潮汐碎片和恒星晕的平滑部分的数据与北方的模型不匹配，尽管恒星晕仍然是绝对扁圆的。最后，我们验证，我们可以重现参数适合异步Milkyway@home志愿者计算平台。
2013-04-08 astro-ph.GA
Discovery of a New, Polar-Orbiting Debris Stream in the Milky Way Stellar Halo
我们发现，有一个低金属丰度潮汐流，沿l=143度。在南银河帽，距离太阳约34千秒差距，从SEGUE恒星速度发现。由于最集中的检测是在鲸鱼座星座，轨道路径接近极地，我们将其命名为鲸鱼座极流（CPS）。虽然它在空间上与b=-70度的Sgr矮拖尾潮汐尾重合，CPS星的金属丰度（[Fe/H] = -2.1）、蓝离散星与蓝水平支星的比值以及速度与Sgr不同。一些CPS恒星可能会污染以前的Sgr矮星潮汐碎片样本。不寻常的球状星团NGC 5824位于符合CPS的轨道上，具有正确的径向速度。
2009-06-17 astro-ph.GA
Tidal Heating of Stellar Clusters in Fuzzy Dark Matter Halos
Tsinghua University（清华大学）
研究通过模拟恒星团在模糊暗物质晕中的动态演化，发现低质量情况下潮汐加热是主要机制，且溶iton质量减少和潮汐剥离晕会抑制加热，强调需考虑晕结构与环境以约束模糊暗物质质量。
2026-10-20 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Tidal evolution of cored and cuspy dark matter halos
本研究提出一种基于半解析方法的快速精确手段，结合N体模拟构建潮汐轨迹与模型并集成入GALACTICUS代码，可准确预测有核和尖峰暗物质子晕的潮汐演化，为不同暗物质模型的子晕研究提供高效工具。
2024-07-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence for a Triaxial Milky Way Dark Matter Halo from the Sagittarius Stellar Tidal Stream
观测人马座矮椭球体（Sgr dSph）的破坏所产生的漫长潮汐流，能够对银河系引力势的形状提供强有力的约束。然而，以前的工作，基于不同的流属性在轴对称银河系模型的建模产生了相互矛盾的结果：虽然角进动的Sgr领先的手臂是最一致的球形或略扁的晕，在这个手臂的恒星的径向速度只再现长晕模型。我们证明，这个明显的悖论可以解决，而不是采用三轴潜力。我们的新的星系晕模型，同时适合所有完善的相空间的限制，从Sgr流，提供了第一个确凿的证据，和试探性的测量，在一个单独的暗物质晕的三轴性。在~ 60 kpc范围内的银河系晕的最佳特征是等速线的短轴/长轴比c/a ~ 0.67，中轴/长轴比b/a ~ 0.83，三轴度参数T ~ 0.56。在这个模型中，暗晕的短轴与连接太阳和银河系中心的银河系X轴重合，在15度以内，而长轴也位于银河系平面内，大约沿着银河系Y轴。
2009-08-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
EDGE: The direct link between mass growth history and the extended stellar haloes of the faintest dwarf galaxies
本文利用EDGE宇宙学模拟研究潮汐孤立的超暗弱矮星系，发现其投影椭率与延展恒星晕主要源于晚期伴星吸积而非潮汐作用，且椭率与形成时间存在强因果关系，模拟结果与本星系群观测吻合，表明部分观测矮星系的椭率可能具有非潮汐起源。
2023-07-11 astro-ph.GA
Tunneling and tidal stripping in multifield ultralight dark matter halos
Center for Theoretical Physics—a Leinweber Institute, Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院莱因韦伯理论物理中心）；Department of Physics, Harvard University（哈佛大学物理系）；Universidad Autonoma de Madrid（马德里自治大学）；IFT-UAM/CSIC（乌阿姆/西班牙国家科学研究委员会理论物理研究所）
研究多场超轻暗物质晕中潮汐剥离的隧道效应，推导隧道率并评估双场晕的稳定性限制，揭示超轻暗物质晕的物理特性。
2026-05-12 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Cosmological zoom-in simulation of fuzzy dark matter down to z = 0: tidal evolution of subhaloes in a Milky Way-sized halo
本研究利用GAMER-2代码的流体-波混合方案，对银河系大小的FDM暗晕开展z=0以下的宇宙学缩放模拟，揭示了FDM亚晕的潮汐演化特征与核结构规律，验证了代码解析非线性FDM子结构的能力。
2025-05-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining the distribution of dark matter in dwarf spheroidal galaxies with stellar tidal streams
我们使用高分辨率的N体模拟跟踪与矮球状星系（dSphs）相关的潮汐流的形成和演化。dSph模型嵌入在暗物质（DM）晕中，具有中心发散的“尖点”或非中心密度的“核心”。与以前的研究一致，我们发现，作为潮汐带星系的半光半径和平均速度色散的演变遵循明确的轨道，主要是由质量损失量控制。至关重要的是，不同的形状的DM配置文件的演变轨迹表现不同：在一个固定的残余质量，dSphs嵌入核心晕有更大的尺寸和更高的速度分散比他们的尖状对应。发散的演变是特别明显的星系，其恒星的组成部分是强烈隔离在其DM晕，并成为更加不同的残余质量减少。我们的分析表明，DM配置文件中起着重要的作用，在定义潮流的内部动力学。我们发现，恒星流相关的核心DM模型的速度分散系统地高于他们的尖状对应。我们的研究结果表明，流与已知的dSPH祖先的动态可能会提供强大的约束DM的分布在最小的星系尺度。
2015-03-01 astro-ph.GA
Physical Properties of Tidal Features of Interacting Disk Galaxies: Three-dimensional Self-consistent Models
利用自洽三维N体模拟，我们研究了盘星系与其伴星的潮汐相互作用所产生的非轴对称特征的物理性质。主星系由一个星盘、一个喇叭和一个活晕组成，对应于银河型星系，而伴星则由一个单独的晕代表。我们改变同伴的质量和近心距离，以探索不同的潮汐强度参数化的情况下，无论是相对潮汐力P或相对赋予的动量S。我们发现，在外部形成潮尾需要P > 0.05或S > 0.07。更强的相互作用会导致更早形成更强、更少伤口的尾巴。同样，更强的潮汐力在内部产生更强、更松散的螺旋臂。臂的形状近似为对数，振幅和俯仰角都随时间衰减。导出的方向图速度随半径减小，并且在后期接近于Omega-kappa/2曲线，其中Omega和kappa分别表示角频率和震中频率。这表明，潮汐引起的旋臂最有可能是运动密度波弱自重力修改。与薄如剃刀的同类相比，3D模型中的手臂更弱，俯仰角更小，风力和衰减更快。当臂处于非线性状态和线性状态时，集中模型和正弦模型分别很好地描述了臂的3D密度结构。我们证明了相互作用星系之间的动力学摩擦将一个星系的轨道角动量转移到伴星晕的自旋角动量上。
2015-05-19 astro-ph.GA
Tidal evolution of dark matter annihilation rates in subhalos
当暗物质晕合并在一起产生更大的结构时，它们通过等级聚类而增长。在这些合并过程中，较小的晕可以作为较大晕的子晕存在，因此今天的星系级晕可能拥有丰富的子结构。这种亚结构可以极大地提高宿主晕内暗物质湮灭的速率，但这种提高的精确程度受到这些subhalos生存前景的不确定性的影响。特别是，潮汐力会逐渐从光晕中剥离物质，减少它们的湮灭信号，并可能摧毁它们。在这项工作中，我们使用高分辨率的理想化的$N$体模拟开发和调整的模型，可以预测这种潮汐演化的影响，在subhalos的湮灭率。该模型预测了一个subhalo的湮灭率的时间演化作为主机subhalo系统的三个物理激励参数的函数：注入到subhalo粒子每轨道的主机，拉伸压缩潮汐力的比率，和径向分布的subhalo内的潮汐加热的能量。我们的模型将提高预测来自暗物质子结构的湮灭信号的大小和形态的准确性。此外，我们的参数化可以描述的时间演化的其他subhalo属性，所以它的影响，了解方面的subhalo潮汐演化超越湮灭率。
2019-09-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Deviations from tidal torque theory: evolution of the halo spin-filament alignment
晕旋和宇宙网之间的对齐尽管是一个广泛研究的主题，但仍然知之甚少。在这里，我们研究这种对齐的背景下，潮汐扭矩理论（TTT）和偏差，为此，我们分析的演变的形状和旋转方向的原晕，即所有的体积元素相关的$z=0$晕，相对于今天的灯丝。我们发现，原晕的主轴经历了一个重大的变化，从强烈垂直于丝棘在初始条件下，优先在目前的时间对齐。相比之下，自旋取向仅显示出温和的演变：它开始略微平行于丝棘，但随后的演变，直到$z{\sim}1$，逐渐将其取向改变为优先垂直。为了在TTT框架中分析这些信号，我们根据它们的净自旋增长相对于中值TTT期望来分裂晕，发现与自旋-细丝对准的明确相关性。目前，自旋增长最快的晕是最垂直于暗条脊的晕，而自旋增长低于TTT预期中值的晕通常更对齐。自旋方向对净自旋增长的依赖性在初始条件下已经存在，并通过后期的$z<2$演化得到进一步修改。此外，自旋方向轻微偏离TTT的预测，即使在高红移，表明需要扩展的模型。
2021-02-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmological Simulations of Early Blackhole Formation: Halo Mergers, Tidal Disruption, and the Conditions for Direct Collapse
大质量原始气体云的引力坍缩被认为是早期宇宙中超大质量黑洞形成的一个有希望的途径。我们研究的条件，所谓的直接坍缩（DC）黑洞形成在一个完全的宇宙学背景下。我们结合了半解析模型的早期星系形成与晕合并树构建暗物质$N$体模拟。我们在一侧的$20\;h^{-1}\;\mathrm{Mpc}$体积中定位总共68个可能的DC位点。然后，我们进行流体动力学模拟42个选定的晕，详细研究他们的大规模云的演变。我们只发现了两个成功的例子，气体云迅速坍缩形成恒星。在其他情况下，引力坍缩是由附近的大质量晕施加的潮汐力阻止的，否则应该作为DC所必需的辐射源。冲压压力剥离干扰云接近源。在许多情况下，DC晕及其附近的光源晕在云坍缩开始之前合并。只有当DC晕通过主要合并聚集时，气体密度才会迅速增加，从而触发引力不稳定性。基于我们的宇宙学模拟，我们得出结论，DC的事件率是一个数量级小于以前的研究中报道的，虽然绝对率仍然是不好的约束。为了确定DC的临界辐射通量，必须跟踪DC云及其附近晕的动力学演化。
2016-11-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Anisotropic Secondary Bias of Dark Matter Haloes in a $Λ$CDM Universe
Tsinghua University（清华大学）
该研究利用模拟，以普通方向平均次级偏差为基线，探讨暗物质晕的各向异性次级偏差，比较其与晕 - 环境对齐等环境表现的关系，明确了相关聚类信号及对晕定义的敏感性。
2026-07-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tidal alignment of galaxies
基于潮汐排列理论，建立了一个星系内禀排列的解析模型。我们计算了所有相关的非线性校正在一个循环的顺序，包括非线性密度演化，星系偏置，和源密度加权的影响。密度加权的贡献被发现是特别重要的，并导致IA振幅的偏置依赖性，即使在大尺度上。这种效应可能是负责IA观测中的光度依赖性。IA振幅的增加，更高度偏置的星系反映了它们的位置在大潮汐场的地区。我们还考虑了平滑潮汐场对晕尺度的影响。我们比较了这种一致的非线性模型在描述所观察到的发光的红色星系的线性模型，以及经常使用的“非线性对准模型”的性能，发现一个显着的改善小，中尺度。我们还表明，密度和IA（“GI”项）之间的互相关可以有效地分离成源对齐和源聚类，我们准确地建模所观察到的对齐到一个晕制度使用潮汐场从完全非线性的晕物质互相关。在一个光环制度，密度示踪剂的星系的平均对齐不再遵循潮汐对齐预测，可能反映了非线性过程，必须考虑在这些尺度上建模IA。最后，我们讨论了宇宙剪切测量的背景下，潮汐对齐。
2015-04-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The dependence of galaxy clustering on tidal environment in the Sloan Digital Sky Survey
宇宙网对星系形成和演化的影响具有重要的观测和理论意义。我们调查宇宙网络是否留下了斯隆数字巡天（SDSS）中的星系空间聚类的印记，使用杨等人的星群表和来自Wang等人的质量潮汐速度数据集的$\textit{tidal anisotropy}$ Mpc尺度的潮汐场估计。利用$α$分离的样品，观测星系群的潮汐环境，测量星系群位置的红移空间2点关联函数（2 pcf）以及星系群的光度和颜色相关成团。我们发现，所有的2 pcf测量强烈依赖于$α$，与$\sim20$的大规模2 pcf的对象在最大和最小的各向同性环境之间的因素。为了测试这些强烈的趋势是否意味着星系演化的“超越晕质量”的影响，我们比较了我们的结果与相应的2 pcf测量模拟目录构建使用晕占领分布，只使用晕质量作为输入。我们发现该处方定性地重现了$\textit{all}$观察到的趋势，并且定量地匹配了许多观察到的结果。虽然有一些统计上的显着差异，我们的“晕质量只有”模拟和数据-在最和最不各向同性的环境-这值得进一步调查，我们的研究结果表明，如果潮汐环境引起的其他影响星系属性以外的继承从他们的主机晕，那么这些必须是弱的。
2018-01-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
