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
Tidal Suppression of Fuzzy Dark Matter Heating in Milky Way Satellite Galaxies
本研究提出新模拟框架，首次在银河系引力势中模拟模糊暗物质与恒星系统，发现潮汐效应显著缓解了天炉座矮星系观测与FDM加热预测的张力。
2025-09-10 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
MilkyWay@home: Harnessing volunteer computers to constrain dark matter in the Milky Way
MilkyWay@home是一个志愿者计算项目，允许世界上每个国家的人自愿将他们闲置的处理器用于银河系研究。目前，超过25，000人（自2007年11月9日以来为150，000人）为我们的项目贡献了大约半PetaFLOPS的计算能力。我们目前运行两种类型的应用程序：一个应用程序适合使用统计光度视差的潮汐流的空间密度分布，和其他应用程序发现的N体模拟参数，产生潮汐流，最佳匹配已知潮汐流的测量密度分布。流拟合应用程序开发良好，并正在产生已发表的结果。人马座矮型先导潮汐尾已经拟合完成，目前算法正在拖尾潮汐尾和分叉碎片上运行。我们很快就会有一个自洽的模型，用于恒星晕和最大潮汐流的光滑部分的密度。$N$天体应用程序已经实现，仅用于拟合矮星系的祖先属性，目前处于测试阶段。我们使用地球移动距离的方法来衡量适合的恒星密度沿潮汐流。我们将添加额外的空间维度，以及运动学的措施，在一个零碎的方式，最终的目标是拟合的轨道和银河系的潜力参数（从而暗物质的密度分布）使用多个潮汐流。
2014-11-21 astro-ph.GA
DECam photometry reveals extra-tidal stars around the Milky Way globular cluster NGC 6864 (M75)
球状星团在绕银河系运动时容易丢失恒星。这些恒星逃离星团，分布在扩展的包层或潮汐尾中。然而，这样的潮外结构并不是在所有的球状星团中都能观测到，而且还没有结构或动力学参数可以预测它们的存在或不存在。NGC 1，6864是一个外晕球状星团，没有观测到潮汐尾。我们使用暗能量照相机（DECam）测光达到$\sim$ 4等下的主序列关闭，以确信地检测到一个额外的潮汐信封，恒星碎片遍布星团的郊区。这些功能出现了一次强大的领域明星过滤技术应用到观察到的集群主序列的较暗端。NGC 1，6864与{ \it Gaia}-土卫二矮星系以及其他28个球状星团有关。到目前为止，已经有近64个$\%$被作为目标寻找潮汐尾，其中大多数已被证实具有潮汐尾。因此，目前的结果使我们能够推测的可能性，{ \it盖亚}-土卫二球状星团共享一个共同的模式，质量损失的潮汐破坏。
2021-11-03 astro-ph.GA
Jeans Instability of Palomar 5's Tidal Tail
由恒星组成的潮汐尾巴应该不稳定到牛仔裤不稳定性，这可能导致它们看起来像一串珠子。Jeans波长和尾部直径决定了增长最快的不稳定模式的波长和增长率。因此，沿尾部到第一个团块的距离和团块之间的间距可以用来估计尾部的质量密度和纵向速度分散。球状星团帕洛玛5号潮汐尾部的团块可能是由于金斯不稳定性造成的。我们发现，它们的间距是一致的最快增长的模式，如果在尾部的速度色散是类似的集群本身。虽然所有的潮汐尾都应该表现出引力不稳定性，但我们发现，具有低浓度参数的星系团或星系最有可能在它们的潮汐尾中表现出短波长快速增长的Jeans模。
2010-02-25 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
Surviving tidal tails around the Milky Way bulge globular cluster NGC 6355
本文利用暗能量相机观测银河系核球球状星团NGC 6355，通过构建恒星密度图发现其周围存在指向银河系中心的潮汐尾和延展包层，超密度为场星涨落的4-6倍，证明混沌轨道星团的潮汐尾可被探测。
2024-05-02 astro-ph.GA
Tidal features of classical Milky Way satellites in a $Λ$CDM universe
我们使用APOSTLE宇宙流体动力学模拟来研究潮汐剥离对冷暗物质（CDM）子晕的影响，这些子晕拥有三个最明亮的银河系（MW）矮卫星星系：天炉座，雕刻家和狮子座I。我们确定模拟卫星相匹配的观测到的空间和运动学分布的恒星在这些星系，并跟踪它们的演变后，落入。我们发现$\sim$ 30 $\%$的subhaloes托管卫星与现今的恒星质量$10^6$ - $10^8$ $M_{\odot}$经验$>20\%$恒星质量损失后，陷入。天炉座的类似物比雕匠座和狮子座I的类似物有更早的坠落时间。在天炉座类似物中，$\sim3$ - $6$ Gyr的恒星形成在坠落后继续进行，而玉夫座和狮子座I类似物在坠落后停止形成恒星$< 2$ - $3$ Gyr。天炉座类似物通常表现出更显着的恒星质量损失，并表现出恒星潮汐尾，而雕刻者和狮子座I类似物，这是更深地嵌入在他们的主机DM晕在下降，不显示大量的质量损失，由于潮汐。当另外比较宿主subaloes的轨道运动与测量的天炉座自行时，我们发现匹配更加困难;宿主subhaloes的近心点往往比天炉座本身测量的要小。从运动学和轨道数据，我们估计天炉座已经失去了它的恒星质量的$10-20\%$。我们对与天炉座有关的恒星潮汐流表面亮度的最佳估计是$Σ\sim$ 32.6 mag $ {\rm arcsec^{-2}}$，这可能是通过DES和LSST等深度成像测量检测到的…
2016-11-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The tidal features of the classical Milky Way satellites: Expected in MOND but inconsistent with cold dark matter models
Helmholtz Institut für Strahlen und Kernphysik, Universität Bonn（波恩大学赫尔姆霍兹射线与核物理研究所）；Institute of Cosmology & Gravitation, University of Portsmouth（朴茨茅斯大学宇宙学与引力研究所）；Astronomical Institute of Charles University, Faculty of Mathematics and Physics（查理大学数学物理学院天文研究所）
研究银河系经典卫星潮汐特征，通过比较半质量半径与理论潮汐半径，发现其在MOND理论中符合预期，能解释观测到的潮汐特征及部分卫星高速度弥散，与冷暗物质模型不一致。
2026-07-08 astro-ph.GA
Cosmological evolution of dark matter subhaloes under tidal stripping by growing Milky Way-like galaxies
本研究利用超高分辨率N体模拟分析了类似银河系宿主晕中暗物质子晕的动力学演化，发现超80%子晕经历潮汐剥离导致的质量损失，且模拟轨道与Gaia观测数据高度一致，有力支持了冷暗物质模型。
2024-11-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Signatures of tidal disruption in the Milky Way globular cluster NGC 6981 (M72)
我们研究了银河系球状星团NGC 6981的外部区域，从公开的$BV$测光和新的暗能量相机（DECam）的观测，都达到近4等以下的集群主序列（MS）关闭。虽然$BV$数据集揭示了星团周围的潮汐外特征，但DECam观测的更大视野使我们能够识别一些其他潮汐特征，这些特征从星团向银河系中心的相反方向延伸。这些星团结构特征来自于使用MS星建立的恒星密度图，一旦星团颜色-星等图被清除了场星的污染。我们还进行了$N$体模拟，以帮助我们了解的潮汐外碎片的空间分布。结果表明，存在的长尾和领导大多平行于集群速度矢量的方向。我们发现，在银河系附近的通道，持续近20万年，每个集群已经失去了它的大部分质量的潮汐破坏。因此，从我们的$N$体模拟中可以预期，星团附近逃逸恒星的密度会降低，这反过来意味着可以通过探索NGC 6891周围更大的区域来发现更强的潮汐外特征。
2021-01-05 astro-ph.GA
Does the dwarf galaxy system of the Milky Way originate from Andromeda?
当地集团通常被视为一个平静的环境，没有重大的合并事件。然而，一个古老的大合并可能发生在最大的星系中。数值模拟表明，在富含气体的主要合并过程中形成的潮汐尾是长寿的，可能是古老恒星流的原因，并可能导致潮汐矮星系（TDG）的形成。使用几个流体动力学模拟，我们研究了最突出的潮汐尾形成的第一次通过，这是丰富的气体，并包含旧的和金属贫星。在将它的位置和运动与银河系（MW）和麦哲伦云（MC）进行比较后，我们发现了几个惊人的巧合。首先，潮汐尾扫过的是MW所在的相对较小的体积。由于合并的几何形状在某种程度上是由巨流（GS）的各向异性特性固定的，我们估计MW与这个巨大的潮汐尾在这样一个renewal-vous的机会是5%。其次，潮汐尾的速度与大麦哲伦星系的自行相匹配，并且很好地再现了MW矮星的几何和角动量特性，即所谓的卫星盘，更好地称为VPOS。第三，潮汐尾的模拟揭示了一个形成的TDG的质量和位置几乎可比的LMC。然而，我们目前的建模是太有限的，研究详细的相互作用的气体丰富的TDGs的潜力的MW，和一个补充的研究是必要的，以测试是否可以占我们的情况下，矮固有的属性。然而，这项研究表明，在M31位置的一个古老的、富含天然气的主要合并与本地群、GS、VPOS和MC的存在之间存在因果关系。
2012-09-18 astro-ph.CO 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
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
The tidal tails of NGC 2298
我们提出了一个匹配滤波器技术的实现，以检测潮汐尾巴的球状星团。该方法进行了测试，使用SDSS数据的球状星团Palomar 5揭示其著名的潮汐尾巴。我们还模拟了一个有潮汐尾的球状星团，在那里我们成功地恢复了一个与NGC 2298相同位置和特征的星团的尾巴。基于模拟，我们估计，匹配过滤器增加了对比度的尾巴相对于背景的恒星的NGC 2298的情况下，由2.5倍。本文还介绍了用安装在CTIO 4 m望远镜上的MOSAIC 2照相机对球状星团NGC 2298的测光结果。测光范围约为3 deg 2，达到V ~ 23。用King剖面拟合NGC 2298的径向密度剖面，结果表明该星团的潮汐半径为15.91' \pm 1.07'，是文献中的2倍。匹配滤波器对NGC 2298的应用揭示了几个潮汐外结构，包括一个领先和尾随的尾巴。我们还发现，NGC 2298有额外的潮汐结构，朝向和反对银河系盘，这表明强烈的潮汐相互作用。最后，我们评估如何匹配过滤器执行时，适用于一个球状星团考虑和不考虑质量偏析。我们发现，忽略质量分离的影响可能会显着降低匹配滤波器的检测限。
2011-05-10 astro-ph.CO 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
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
The origin of the Milky Way globular clusters
我们提出了一个宇宙学放大模拟银河系般的星系，用于探索星团的形成和演化。我们特别调查的双峰观察到的颜色和金属的球状星团的起源，并通过宇宙时间的潮汐张量的形式的环境演变。我们的研究结果自洽地证实了以前的发现，即蓝色的，金属贫乏的星系团形成于吸积到银河系上的卫星星系中，而红色的，富含金属的星系团主要在原位形成，或者在较低程度上在与银河系合并的大规模自富集星系中形成。通过监测这些人口的潮汐场的经验，我们发现，集群形成在原地（一般集中）的感觉显着更强的潮汐比吸积的，无论是在今天，当平均在他们的整个生命。此外，我们注意到，银河系星团所经历的潮汐场是显着弱于在过去比现在的一天，确认它是不可能的，一个幂律的集群初始质量函数一样，年轻的大质量的集群，被转化为观察到的峰值分布在银河系与弛豫驱动的蒸发在潮汐场。
2016-11-14 astro-ph.GA
Around The Way: Testing $Λ$CDM with Milky Way Stellar Stream Constraints
最近对银河系5和GD-1潮汐流的分析表明，银河系内部的暗物质晕接近于球形，与宇宙结构形成的无碰撞N体模拟的预测相矛盾。我们使用厄里斯模拟测试相结合的耗散物理和层次结构的形成是否可以产生银河系般的星系，其暗物质晕匹配的潮汐流约束GD-1和GD-5集群。我们使用模拟的厄里斯星系的动力学模型来产生GD-1和1955潮汐流的许多实现，边缘化的集群银河系中心的位置和速度的观测不确定性，并与观测约束比较。我们发现，重子和暗物质贡献的厄里斯的总密度和潜力满足现有的银河系恒星流数据的约束，因为重子都轮和重新分配的暗物质在星系的耗散形成，并提供一个集中的质量分布，轮内部潜力。厄里斯暗物质晕或球形Navarro-Frenk-White暗物质在模拟流数据时工作得很好。相比之下，等效的暗物质-只有ErisDark模拟产生一个长晕，不能再现所观察到的流数据。正在进行的盖亚任务将提供决定性的测试之间的一致性$Λ$ CDM和银河系流，并应区分像厄里斯和更多的球形晕模型。
2018-04-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tidal Tails of Minor Mergers: Star Formation Efficiency in the Western Tail of NGC 2782
虽然对大合并及其潮汐碎片的研究很充分，但它们不如小合并（质量比< 0.3）常见。奇特的螺旋星系NGC 2782是2亿年前两个质量比约为4：1的盘状星系合并的结果。这种合并产生了一个分子和H I丰富，光学明亮的东部尾巴和H I丰富，光学暗淡的西部尾巴。Braine等人在西尾没有探测到CO，这表明在潮汐尾还没有开始恒星的形成。然而，深Hα窄带图像显示了在西尾最近恒星形成的证据。在整个西尾，我们发现每单位面积的全球恒星形成率（GISSFR）比总气体密度的预期低几个数量级。再加上银河演化探测器沿着尾部的扩展FUV+NUV发射，这表明在潮汐尾部产生低质量星团的全球恒星形成效率较低。我们观测到的H II区域有一个来自Hα的局部（几千秒差距尺度）的COSFR，它小于总气体密度的预期值，这与潮汐碎片的其他观测结果一致。从总气体密度推断，这个H II区的恒星形成效率很低，但从分子气体密度推断则正常。这些结果表明，在NGC 2782的西部尾部存在一个非常小的局部致密区域，或者是一个低金属量和/或低压恒星形成区域。
2012-05-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The surroundings of the Milky Way globular cluster NGC 6809
我们利用暗能量相机（DECam）对银河系球状星团NGC 6809的外围区域进行了观测，该区域位于星团主序（MS）关闭点以下近6等。为了揭示其最外层的结构，我们建立了恒星密度图使用集群MS星，一旦污染的场星被删除的集群颜色星等图。我们发现，只有最轻恒星的恒星密度图显示了一些过剩的恒星在相对两侧的集群中心，减少后不久在~ 0.32度。所研究的球状星团的远距星系距离小于NGC 6809（5.5千秒差距）没有观察到潮汐尾。在所研究的内部球状星团样本中没有检测到潮汐尾，可能是由于这些球状星团轨道的运动学混沌性质减少了潮汐尾的扩散时间，从而缩短了可以检测到潮汐尾的时间间隔。进一步的调查与扩大集群的样本，以确认是否混沌和非混沌轨道是负责存在的球状星团与潮汐尾巴和那些与潮外的功能是不同的潮汐尾巴或没有任何签名的扩展恒星密度分布。
2021-05-24 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
Star-forming regions and the metallicity gradients in the tidal tails: The case of NGC 92
我们提出了新的双子座/GMOS光谱和档案成像数据的相互作用星系NGC 92，这是一个紧凑的组的一部分，并显示一个扩展的潮汐尾。我们研究了该体系中20个成星配合物的物理性质。我们发现，位于NGC 92潮汐尾的恒星形成区的年龄小于800万年，这表明这些天体是在原地形成的。光谱数据显示，这些区域的金属丰度略低于太阳，表明它们是由预先富集的物质形成的。利用得到的每个系统的氧丰度，我们发现NGC 92的扩展潮汐尾具有平坦的金属丰度分布。虽然这种情况与相互作用系统的N体模拟一致，其中存在由相互作用触发的气体混合，但NGC 92的档案Halpha Fabry-Perot数据立方体没有显示出沿着该星系尾部的速度梯度，在某些假设下，这可以解释为尾部缺乏气体流动。我们的研究结果表明，一小部分的富集气体，最初位于星系的中心被驱逐到潮汐尾时，相互作用的过程中，形成的尾巴发生。然而，我们不能排除这样一种情况，即尾部的恒星形成增加了其原始氧丰度。
2013-12-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The elusive tidal tails of the Milky Way globular cluster NGC 7099
利用暗能量照相机（DECam）进行深重力测光，研究了银河系球状星团NGC 7099的潮外特征。我们到达了星团主序星（MS）关闭点以下近6等，这样我们就处理了最合适的候选者，以追踪位于星团潮汐半径之外的任何恒星结构。从逐星红化校正的色星等图（CMD），我们定义了四个相邻的带沿MS，我们建立了各自的恒星密度图，一旦污染的场星被适当地删除。由此产生的场星清理恒星密度图显示了一个短的潮汐尾和一些分散的碎片。当使用浅得多的盖亚DR2数据集和相同的CMD场星清洗程序时，这种潮汐外的功能很难检测到。事实上，通过使用低于星团MS关闭的2.5等作为最暗的界限（G < 20.5等），星团成员被证明分布在星团的潮汐半径内，并且在以星团为中心的半径为3.5度的圆上发现了一些场星密度变化的线索，并且具有与星团星相似的CMD特征。这些恒星的自行分布与星团的自行分布不同，有一些重叠，类似于距离星团中心3.5度以外的恒星。
2020-09-09 astro-ph.GA
The symmetries and scaling of tidal tails in galaxies
我们提出了星系碰撞中脉冲扰动引起的潮汐尾和相关结构的形成和演化的解析模型。由于周转近似对于大的径向偏移是无效的，我们使用我们称之为p-椭圆的轨道方程。这些已被证明是提供准确的表示轨道的幂律晕势。在纯潮汐扰动的情况下，所产生的潮汐尾具有简单的结构。缩放的最大长度和其他特性的潮汐振幅和幂律势的指数的函数进行了说明。分析模型表明，方位角焦散线（轨道交叉区）一般产生在这些尾巴在一个固定的方位角相对于最接近的点。在其底部具有高阶焦散线的长尾也在较大的振幅下产生。分析扩展到非线性扰动和多次遭遇，打破潮汐扰动的对称性。由于非线性项的强度是不同的，所得到的形式的结构不同，从对称的尾巴单臂羽流。有两个或两个以上的脉冲干扰的情况下，也被认为是最简单的分析模型之间的区别逆行和逆行的遭遇。潮汐矮星系的尾巴末端形成的一个具体机制建议作为一个结果的共振效应在长期的遭遇。与Arp Atlas系统的定性比较表明，在实际系统中实现了极限分析情况。我们确定了几个ARP系统，可能有燕尾焦散，耗散气体流汇聚，并触发恒星形成。紫外线和光学图像揭示了这些“铰链丛”位置的年轻恒星的发光结。
2012-02-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
A search for stellar tidal streams around Milky Way analogues from the SAGA sample
上下文恒星潮汐流是中心星系和低质量系统（如卫星星系或球状星团）之间潮汐相互作用的结果。对于本星系群，许多弥散的子结构已经被确定，它们与星系演化的联系也被追踪。然而，不能假设银河系或M31是它们星系类别的代表，需要更大的本星系群以外的类似星系样本才能概括基本理论。目标。我们希望通过对银河系周围恒星流的光度测量来加深我们对主星系和卫星星系之间相互作用的理解，并最终了解星系形成和演化过程。方法.在目前的工作中，我们确定和分析银河系类似星系的SAGA样本的恒星潮汐流，使用DESI遗产成像巡天（对于这个样本，我们获得的r-波段表面亮度限制范围在27.8和29 mag /arcsec 2之间）的深度图像。我们使用GNU Astronomy Utilities软件测量检测到的流的表面亮度和颜色。结果我们确定了16个新的恒星潮汐流围绕银河系类似星系之间的距离25和40百万秒差距。对SAGA II星系样本的研究结果进行统计分析，我们获得了12.2% +/- 2.4%的恒星流频率。我们测量了所探测到的星流的表面亮度和颜色，并与属于同一SAGA样本的星系周围的矮卫星星系群进行了比较，结果表明，星流的平均颜色比SAGA卫星的红0.20等;此外，对于那些可能的祖先可以被识别的情况，这些流平均比它们的祖先红0.057 +/-0.021等。
2022-09-18 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
Tidal Tails in Interacting Galaxies: Formation of Compact Stellar Structures
我们使用哈勃太空望远镜（HST）的V波段和I波段图像来识别12个不同相互作用星系潮汐尾内的紧凑星团。在我们的样本中的17个尾巴跨越HI/恒星质量的物理参数空间，尾压和密度，通过其多样性的尾巴长度，光学亮度，质量比，HI柱密度，阶段的Toomre序列，和尾巴运动学。我们在这项研究中的初步发现表明，星团人口的潮汐尾环境是兼容的恒星团簇形成在静止系统中的当前理解，可能只需要在某些参数的变化或规范化的Schechter集群初始质量函数（CIMF）复制我们观察到的颜色-星等图和最亮的绝对星等- log N图。
2009-08-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Estimation of distances within the Milky Way using tidal streams
在过去的20年里，在银河系和本星系群中都发现了许多恒星流。这些流已经从轨道系统中被潮汐撕裂，这表明它们中的大多数应该大致追踪它们的祖先围绕银河系的轨道。因此，它们在理解银河系的形成和演化方面发挥着重要作用。该项目的基础是将宾尼在2008年开发的技术应用于银河系各种潮汐流和超密度的可能性。其目的是开发一种有效的方法来约束银河系引力势，以确定其质量分布，并测试距离测量。在这里，我们将该技术应用于Grillmair和Dionatos冷恒星流。在无噪声数据的情况下，结果表明，该技术提供了良好的歧视不正确的潜力，它是可能的，以非常准确地预测日心距离。当考虑到误差时，这种情况发生了巨大的变化，这些误差会洗掉大部分结果。尽管如此，仍然可以排除球势，并对给定流的距离设置约束。
2013-01-16 astro-ph.GA
The resonant nature of tidal stirring of disky dwarf galaxies orbiting the Milky Way
使用N体模拟，我们研究的潮汐演化最初盘状矮星系轨道银河系一样的主机，一个过程中已知的导致形成矮球状星系。我们专注于矮星系盘的角动量相对于轨道的方向的效果，并找到非常强的依赖于这个参数的演化。我们考虑四个不同的方向：完全相反，完全逆行和两个中间的。潮汐演化在正逆轨道上最强，在正逆轨道上最弱。在这种情况下，恒星组成部分形成了一个强大的酒吧，并保持扁长，直到模拟结束，而它的旋转很快被恒星的随机运动所取代。在逆行的情况下，矮星仍然是扁球形，不形成一个酒吧和失去旋转非常缓慢。在盘的中间取向的两种情况下，演化是在两个极端之间，表明对倾角的单调依赖性。我们解释的结果之间的共振的角速度的恒星在矮星和它的轨道运动通过比较模拟半解析预测的测量。我们的结论是共振效应是盘状矮星系潮汐演化的最重要机制。
2015-08-05 astro-ph.GA
A possible impact near the Milky Way of a former major merger in the Local Group
银河系（MW）矮星系呈现出两个特殊的特征，即它形成了一个称为巨大极结构（VPOS）的厚平面，以及两个最大的矮星系，麦哲伦云（MC），是不规则星系，几乎从未在如此接近发光的L* 星系的地方看到过。从我们对M31的建模中调查，作为前一个富含天然气的主要合并的结果，我们发现在事件期间产生的预期潮汐尾之一可能已经达到了MW。这样的巧合可能看起来相当特殊，但MW确实位于由潮汐尾在目前的时代划定的小体积。在我们的设想中，大部分MW矮星，包括MC，可能是在本地集团的前合并期间形成的潮汐尾内形成的。它导致一个公平的再现的VPOS以及一个简单的解释MC接近MW，即占两个特殊功能的MW矮星分布。然而，这种情况下预测暗物质免费MW矮星，这是在明显的矛盾，其固有的大速度色散。为了建立或丢弃，这需要进一步研究它们与MW势的详细相互作用。
2012-11-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Open star clusters and their asymmetrical tidal tails
本研究利用Gaia DR2/3数据检验四个疏散星团潮汐尾对称性，发现前导尾恒星更多，以8σ置信度证伪牛顿引力的潮汐阈值对称假设，支持米尔格罗姆动力学，且发现COIN-Gaia13星团近完全瓦解。
2024-06-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing the Dark Matter Caustic Theory Against Observations in the Milky Way
我们测试一个特定的理论暗物质，其中暗物质轴子形成环“焦散线”在银河系的平面对银河系恒星的实际观测。根据这一理论，具有角动量的冷的、无碰撞的暗物质粒子在薄片上进出银河系。这些流动在最接近银河系中心的位置形成焦散环（在环的位置，流动的密度形式上是无限的）。我们表明，焦散环暗物质理论再现了一个大致对数晕，大扰动附近的环。我们表明，该理论可以合理地匹配所观察到的银河系的旋转曲线。我们探索焦散环的影响矮星系潮汐破裂使用N体模拟。特别是，模拟人马座矮星系潮汐破裂的腐蚀性环晕潜力匹配观测的尾随潮汐尾远至90千秒差距的银河系中心，他们不，但是，匹配领先的潮汐尾。焦散环、NFW或三轴对数晕都不符合所有数据。计算焦散环光环加速度的源代码已在NEMO Stellar Dynamics和Milkyway@home客户端存储库中公开提供。
2015-08-19 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
Stellar populations in tidally stirred dwarf galaxies
使用N体模拟，我们研究的背景下，潮汐搅拌的矮球状（dSph）星系的形成在本地集团的矮星系中的单独的恒星星族的演化。矮星系最初由一个恒星盘和一个暗物质晕组成，它们被放置在银河系周围的七个不同轨道上。恒星被分为两个群体，在半光半径之内和之外，它们的位置被跟踪10 Gyr。我们发现，人口保持不同的密度分布，即使在这么长的时间尺度。外星族的一些恒星迁移到矮星的中心部分，形成一个扩展的核心，而内星族的恒星则在外部发展出一条尾巴。此外，外星系的人口被银河系的潮汐力剥离得更严重，在足够紧的轨道上，在所有半径上都可能成为次优势。我们的结论是潮汐搅拌模型是完全兼容的存在下，多个恒星星族的dSph星系。
2012-12-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Baryonic impact on the dark matter distribution in Milky Way-size galaxies and their satellites
我们通过比较一个高分辨率的移动网格宇宙学模拟和只考虑暗物质的模拟，研究了重子对银河系大小的晕中暗物质分布的影响。我们确定了与重子有关的三个主要过程--绝热收缩、潮汐破裂和再电离--它们共同塑造了主晕和次晕中的暗物质分布。每个重子过程的相对效应强烈地依赖于次晕质量。对于具有最大圆速度$v_{\rm max} > 35 km/s$的大质量次晕，绝热收缩增加了暗物质浓度，使这些晕不易受到潮汐破坏的影响。对于含有$v_{\rm max} < 20 km/s$的低质量次晕，再电离有效地使其质量平均减少$\approx$ 30%，$v_{\rm max}$减少$\approx$ 20%。对于具有$20 km/s < v_{\rm max} < 35 km/s$的中间暗晕，其质量范围与经典矮椭球体相似，由主星系引起的强潮汐截断降低了它们的$v_{\rm max}$。此外，主星系的恒星盘有效地耗尽了中心区域附近的暗晕。作为再电离和潮汐扰动增加的综合结果，与$\textit{N-}$体模拟相比，流体动力学模拟中的低质量次晕总数几乎减半。我们没有发现矮星系中的暗物质核心，不像以前的研究，采用突发反馈驱动的外流。重子对暗晕丰度和内部结构的重大影响表明，基于$\textit{N}$体模拟的星系形成和演化模型应该包括这些物理过程作为主要组成部分。
2017-01-19 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
Dispersal of tidal debris in a Milky-Way-sized dark matter halo
我们模拟了一个无碰撞的N体球状星团的潮汐破裂，在总共300个不同的轨道选择有银河系中心半径在10和30 kpc之间的四个暗物质晕：（a）一个球形晕没有subhalos，（b）一个球形晕subhalos，（c）一个现实的晕没有subhalos，和（d）一个现实的晕subhalos。这使我们能够分离和研究光环的（缺乏）动力对称性和子结构如何影响潮汐碎片的散布。真实的晕是由Via Lactea II模拟在红移为零时的快照构造的。我们发现，整体晕的动力学对称性的缺乏分散潮汐碎片，使流fluffier，与以前的研究在更大的轨道比我们的矮星系潮汐碎片在这项研究中。另一方面，在现实的潜力，可以局部增强密度沿流，使流密度比他们的对应物在光滑的潜力。我们表明，许多长而薄的流可以生存在一个现实的和明亮的晕哈勃时间。这表明，即将到来的恒星调查可能会发现更多的薄流，其中可能包含密度差距，已被证明是有前途的探测暗物质子结构。
2016-03-02 astro-ph.GA
The Size of Star Clusters Accreted by the Milky Way
我们进行N体模拟的一个集群，形成在一个矮星系，然后由银河系吸积，研究如何集群的结构是由星系合并的影响。我们发现，集团的半质量半径将迅速响应这种变化的潜力。当星系团被放置在银河系中具有更强潮汐场的轨道上时，星系团的大小会随着潮汐力的增加而急剧减小。相反，当被放置在一个潮汐场较弱的轨道上时，星团会膨胀，因为潮汐力减小，而由于内部效应而向外移动的恒星会比以前更远。在所有情况下，我们发现星系团的半质量半径最终将与一直生活在银河系中该轨道上的星系团无法区分。这些调整发生在矮星系中星系团的1-2个半质量弛豫时间内。我们还发现，这种效果是定性独立的时间，集群是从矮星系。与半质量半径相反，我们发现团簇的核心半径不受团簇所处的势的影响。我们的工作表明，吸积星系团的结构特性与银河系中诞生的星系团没有区别。其他星团的性质，如金属丰度和水平分支形态，可能是唯一的方法来识别银河系中的吸积星团。
2014-09-17 astro-ph.GA
An Eccentricity-Mass Relation for Galaxies from Tidally Disrupting Satellites
我们推断过去的轨道人马座（Sgr）矮星系在银河系晕的整合向后从其观察到的位置和自行车，包括动力学摩擦的影响。在没有动力学摩擦的情况下，我们证明了银河系的质量（$M_{T}$）与Sgr轨道的偏心率（$e$）之间存在着一定的关系.这个关系可以用以下形式的幂律来拟合：$e \approx 0.49 \left(M_{T}/10^{12} M_{\odot}\right)^{-0.88}$。在银河系质量固定的情况下，动力摩擦项增加了轨道的平均偏心率，并降低了与Sgr矮星质量成比例的偏心率分布。我们探讨了各种观测约束对Sgr的远心点的$e-M$关系的影响; Sgr质量范围外的$10^{9} M_{\odot} \la M_{\rm Sgr} \la 5 \times 10^{10} M_{\odot}$被排除在外，银河系质量$\sim 1 - 2.5 \times 10^{12} M_{\odot}$。如果Belokurov等人2014年的观测代表了Sgr流的最远点，那么对于$M_{\rm Sgr} \la 10^{10} M_{\odot}$来说，超过$2 \times 10^{12} M_{\odot}$的银河系质量被排除在外。对Sgr潮汐碎片的更深入的观测，来自即将到来的调查，如GAIA，将允许更好地测量银河系质量和Sgr矮星。
2014-02-10 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
Auriga Streams II: orbital properties of tidally disrupting satellites of Milky Way-mass galaxies
本研究基于Auriga模拟分析银河系质量星系卫星的轨道性质，发现卫星高度瓦解，并揭示轨道分布与宿主质量相关，暗示模拟或观测存在差异。
2024-10-11 astro-ph.GA
Development of multiple tidal tails around globular clusters and dwarf satellite galaxies
利用N体模拟研究了某些球状星团和矮卫星星系周围潮汐尾的形成和演化。特别是，我们详细分析了一个组成部分的卫星，是在一个高度偏心的轨道上移动的主机星系像我们自己的潜在的外部领域的潮汐特征的演变。结果表明，每次卫星接近远地星系，一对新的潮汐尾巴变得显着突出，并最终，卫星拥有多个潮汐尾巴通过重复的远地通道。因此，观测到的潮汐臂的数量可以用来作为这样一个系统围绕其宿主星系中心完成的轨道周期数的示踪剂。通过识别臂粒子包括在前三个连续形成的潮汐尾巴对，我们发现，每对潮汐尾巴几乎是相同的能量和角动量分布。此外，我们还证明了这三对潮汐尾在形成后的第一个apocalactcons的密度分布相互吻合。因此，潮汐特征的多样性是由于卫星进动过程中潮臂形成的重复事件造成的。
2014-10-30 astro-ph.GA
Addressing via N-body simulations the distribution of the satellite tidal debris in the Milky Way environment
我们研究了银河系卫星、恒星和暗物质碎片的分布。对于第一次，我们解决的问题，同时利用模拟卫星的潮汐中断a）一组现实的轨道从宇宙学模拟中提取，b）一个三个组成部分的主机星系与活晕，光盘和凸起组件，和c）卫星流体动力学模拟。我们分析的统计特性的卫星碎片的所有大规模星系到达内银河系的时间尺度为2 Gyr。多达80 $\%$的暗物质从卫星上剥离，而这发生在多达30 $\%$的恒星上。恒星碎片大多数终止于银河系内晕，而暗物质碎片在整个主晕上显示出平坦的质量分布。暗物质碎片遵循内幂律指数$α_{\rm DM}=-0.66$和外幂律指数$β_{\rm DM}=2.94$的密度分布，而恒星$α_{*}=-0.44$和$β_{*}=6.17$则遵循外幂律指数。在25 kpc内，恒星碎片的分布比暗物质碎片的分布更平坦，它们的短轴方向也有很大差异。将星盘的方向改变90 $^{\rm{o}}$，对卫星碎片的分布只有很小的影响。我们的结果表明，暗物质比银河系卫星上的恒星更容易剥离。碎片的结构受卫星轨道特性的支配。恒星和暗物质碎片的径向剖面、扁平度和方向都有很大的不同，这就妨碍了从观测到的恒星成分预测暗物质的分布。
2020-03-20 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
Merging Galaxies with Tidal Tails in COSMOS to z=1
潮汐尾是在盘状星系的主要合并中产生的。潮汐尾如何追踪大质量星系的聚集历史仍有待探索。我们从$M_\star\ge 10^{9.5}\,M_{\odot}$和$0.2\leq z\leq1$的35076个质量完整的星系中识别出461个具有长潮汐尾的合并星系。长尾是指长度等于或大于其宿主星系直径的星系。合并与潮汐尾巴选择使用我们的新的$A_{\rm O}-D_{\rm O}$技术的强不对称功能，连同视觉检查。我们的结果表明，潮汐尾合并的比例随着红移的变化而温和地演变，如$\sim (1+z)^{2.0\pm0.4}$，并且在质量较小的星系中变得相对较高，直到$z=1$。对于0.5 Gyr的潮汐尾合并的时间尺度，我们得到这样的合并的发生率遵循$0.01\pm 0.007\,(1+z)^{2.3\pm 1.4}$ Gyr $^{-1}$和对应的$\sim0.3$事件，因为$z=1$和大约三分之一的总预算的主要合并文献。对于涉及磁盘的主要合并，近一半的合并都经历了一个长潮汐尾阶段
2016-08-15 astro-ph.GA
The discovery of tidal tails around the globular cluster NGC 7492 with Pan-STARRS1
我们报告的银河系球状星团NGC 7492周围的潮汐尾的发现，根据泛星1调查的数据发布1。使用应用于$(g-r,r)$和$(g-i,i)$颜色-幅度图的匹配滤波器技术检测尾部。从星团中出现的潮尾在东北到东南方向至少延伸$\sim$ 3.5度，相当于投影长度的$\sim1.5$千秒差距。
2017-05-11 astro-ph.GA
Rediscovering the Tidal Tails of NGC 288 with Gaia DR2
NGC 288是银河系的一个球状星团，观测到了额外的潮汐结构，但没有确认的潮汐尾。$Gaia$ DR 2提供了NGC 288中许多恒星的光度和天体测量数据及其额外的潮汐结构。为了与$Gaia$数据进行比较，我们模拟了银河系势场中与NGC 288轨道相同的星团的$N$体模型。模拟结果表明，星团在远心位置时形成的潮汐尾沿星团轨道压缩，预计是一个扩散的双极结构。在这封信中，我们提出了一个比较模拟和观测从$Gaia$ DR 2。我们发现，无论是模拟和观测共享可比的趋势，在天空中的位置和自行的潮汐外的恒星，支持NGC 288周围的潮汐尾的存在。
2019-02-01 astro-ph.GA
The Effect of Dwarf Galaxies on the Tidal Tails of Globular Clusters
球状星团的潮汐尾已被证明对外部潮汐场很敏感。我们通过模拟有和没有矮星系的星系模型中的尾巴，研究了有观测到的尾巴的银河系球状星团如何受到卫星矮星系的影响。模拟表明，潮汐尾可以根据它们如何受到矮星系的影响而分为三类：1）矮星系扰动了祖先星系团的轨道（NGC 4590，1991，1995），2）矮星系扰动了祖星系团的轨道和单个尾星（NGC 362，NGC 1851，NGC 4147，NGC 5466，NGC 7492，NGC 14，NGC 15）; 3）矮星系对潮汐尾的影响可以忽略不计（NGC 288，NGC 5139，NGC 5904，波江座）。当矮星系经过星系团的轨道时，星系团的轨道就会受到扰动，从而改变轨道和尾星路径的大小和形状。一个或多个矮星系和尾星之间的直接相互作用会导致扭结和毛刺，但我们发现这些特征在投影中更难观察到。我们进一步发现，在矮星系模型中，由于距离远心较近，所以E15的尾部较短，这导致尾部被压缩。额外的模拟显示，两个星系模型中潮汐尾的差异主要是由于大麦云云。了解矮星系如何影响潮汐尾，可以利用潮汐尾来绘制矮星系和银河系中物质的分布。
2021-11-26 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
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
First deep search of tidal tails in the Milky Way globular cluster NGC 6362
本文利用暗能量相机对银河系球状星团 NGC 6362 进行深度测光，通过恒星密度图和径向轮廓分析，在约 1 至 3.8 个雅可比半径内未发现显著潮汐尾，但在雅可比半径附近探测到低密度超出，推断其存在薄的额外潮汐晕。
2024-01-16 astro-ph.GA
Upper Limit on the Milky Way Mass from the Orbit of the Sagittarius Dwarf Satellite
人马座矮星系是银河系中质量最大的卫星星系之一，它对银河系盘和星晕的形成起着重要的作用。人马座在几个近距离通道上的分裂已经用大规模的潮汐流填充了我们银河系的光环，并为测量其引力势提供了一个独特的诊断工具。在这里，我们测试不同的祖质量模型的银河系和人马座的模拟充分的卫星。我们根据观测到的轨道参数和人马座的多个潮汐流来约束银河系的质量。我们的轨道动力学的半解析模型与全$N$ -体模拟一致，并且有利于银河系质量的低值，$\lesssim 10^{12}M_\odot$。这一结论缓和了$Λ$ CDM与银河系卫星观测参数之间的紧张关系。
2017-09-15 astro-ph.GA
Tidal tails of nearby open clusters I. Mapping with Gaia DR3
本研究使用不依赖模型的CP和SCCP方法分析Gaia DR3数据，识别了近距疏散星团的潮汐尾成员，发现19个星团存在潮汐尾并首次观测到前后导尾视向速度差异，为潮汐尾形成理论提供了新观测约束。
2025-01-28 astro-ph.GA
