Evidence for two populations of Galactic globular clusters from the ratio of their half-mass to Jacobi radii
我们研究了银河系球状星团的半质量半径r_h与由银河系势给出的Jacobi半径r_J之间的比值，并表明银心距离R_{GC} >8 kpc的星团可分为两组：一组是r_h/r_J<0.05的致密潮汐填充星团，另一组是r_h/r_J<0.3的潮汐填充星团。我们没有发现一个特定的集群的成员资格，这些群体之一，其成员资格的老或年轻的晕人口之间的相关性。根据星系团的弛豫时间和轨道，我们认为致密星系团和内银河系中的大多数星系团是生来致密的，其半质量半径rh < 1 pc。一些潮汐填充的星团可能也形成了致密的结构，但大多数可能形成了较大的半质量半径。因此，银河系的球状星团表现出与最近在矮星系的球状星团和银河系的年轻星团中发现的相似的二分法。似乎有些潮汐充填的星系团沿着Kuepper等人（2008）最近发现的星系团的主序列线演化，并处于溶解过程中。
2009-09-30 astro-ph.GA
Tidally induced bars in dwarf galaxies on different orbits around a Milky Way-like host
星系中的棒可能是由于整体不稳定性或与另一个系统的相互作用而形成的。我们研究了盘状矮星系围绕类银河系的棒形成。我们采用$N$体模拟研究初始轨道参数的影响：矮星系轨道的大小和相对于轨道平面的盘的倾角。在所有的情况下，一个酒吧发展在中心的矮星在第一近心在其轨道上的主机。在随后的近心点通道之间，杆是稳定的，但在近心点处，它们通常被削弱和缩短。棒的初始性质和进一步演化的细节在很大程度上取决于轨道构型。我们发现，对于精确的直角坐标取向，最强的酒吧形成的中等大小的轨道。在较紧的轨道上，圆盘受到太多的干扰和剥离，无法形成一个坚固的杆。在较宽的轨道上，潮汐相互作用太弱。对圆盘倾斜度的依赖性使得在更倾斜的圆盘中形成较弱的杆。杆件要么有很弱的屈曲，要么根本没有屈曲。我们没有观察到任何长期的演化，可能是因为矮星在每一次近心通过时都受到扰动。杆的旋转速度可以被分类为慢（$R_\mathrm{CR}/l_\mathrm{bar}\sim2-3$）。我们把这归因于在与宿主星系相遇期间，圆盘旋转的一个重要部分的损失。
2017-05-22 astro-ph.GA
Discovery of rotation axis alignments in Milky Way globular clusters
近年来越来越多的观测结果表明，某些球状星团在绕银河系中心运行的轨道上表现出内旋现象。基于这些发现，我们寻找球状星团的轨道相对于银河系平面的倾角与它们的自转倾角之间的任何关系。我们发现相对倾角，在旋转轴倾角-轨道轴倾角的意义上，是球状星团轨道倾角的函数。旋转轴和轨道轴对准，倾角为~ 56度，而旋转轴倾角远离轨道倾角，在~ 20度和-20度之间，后者从0度增加到90度。我们进一步研究了这种线性关系的起源，发现与球状星团轨道的半长轴和偏心率无关，也与内部旋转强度、球状星团的大小、实际质量和潮汐扰动质量、半质量弛豫时间等无关。揭示的关系将影响到球状星团内旋转的数值模拟的发展，我们对球状星团与银河系引力场的相互作用的理解，并对观测活动，以增加研究的球状星团检测到内旋转的数量。
2020-06-11 astro-ph.GA
The orbital anisotropy profiles of nearby globular clusters from Gaia Data Release 2
盖亚数据发布2提供了丰富的数据来研究附近球状星团的内部结构。我们使用这些数据来研究11个附近的球状星团的内部运动学，特别关注它们的研究不足的外部区域。我们应用一组严格的选择标准，以消除污染源，并创建纯集群成员样本的径向范围内的每个集群的一个显着的部分。我们确认以前的测量旋转（或缺乏）在几个集群的内部区域，同时扩展检测旋转远远超出了以前测量的地方，并找到一个稳定的减少旋转半径。我们还确定了轨道各向异性的配置文件，并确定集群有各向同性的核心，径向各向异性出$\approx$ 4半光半径或$35\%$的限制半径，然后各向同性出我们的数据集的限制。我们第一次检测到的径向各向异性的存在下，在M 22，同时确认以前的径向各向异性的检测在47 Tuc，M 3，M 13，M 15，和$ω$岑的最里面的区域。这些测量的含义是，集群可以分为两类：1）集群观察到的径向各向异性，可能形成潮汐填充不足或动态年轻，和2）集群主要是各向同性的可能形成潮汐填充或动态老。
2019-03-26 astro-ph.GA
SMASHing the LMC: A Tidally-induced Warp in the Outer LMC and a Large-scale Reddening Map
我们提出了一个研究的三维（3D）结构的大麦云（LMC）使用~ 220万红团（RC）恒星从调查的麦哲伦恒星的历史。为了校正视线尘埃消光，本征RC颜色和幅度及其径向依赖性仔细测量通过使用内部几乎无尘区域。然后，这些被用来构建一个精确的2D红化地图（165平方度，约10弧分分辨率）的LMC磁盘和3D空间分布的RC星。将倾斜盘模型拟合到2D距离图，得到最佳拟合倾斜角i = 25.86（+0.73，-1.39）度，随机误差为+/-0.19度，以及节点线位置角θ = 149.23（+6.43，-8.35）度，随机误差为+/-0.49度。这些角度随星系半径而变化，表明大麦哲伦星云盘可能由于与小麦哲伦星云（SMC）的重复潮汐相互作用而翘曲和扭曲。这是第一次，我们的数据揭示了一个显着的翘曲在西南部的外盘开始在rho ~ 7度，从定义的LMC平面到4千秒差距的SMC，这表明它起源于一个强相互作用与SMC。此外，包含偏心棒的内盘似乎相对于LMC盘的其余部分倾斜了5-15度。这些关于外部翘曲和倾斜杆的发现与Besla等人对最近与SMC直接碰撞的模拟预测一致。
2018-12-20 astro-ph.GA
Evolution of star clusters on eccentric orbits: semi-analytical approach
本文用半解析方法研究了星团在偏心轨道上的动力学演化。特别是，我们调整和扩展了Gieles等人（2014）引入的EMACSS代码的方程，以适用于偏心轨道。我们跟踪星团的质量，半质量半径，核心半径，雅可比半径和总能量在其溶解时间的演化。此外，我们比较了我们的半解析模型的结果对$N$体计算的集群与各种初始半质量半径，恒星数量和轨道偏心率，以涵盖潮汐填充和欠填充系统。我们的半解析方法得到的星团演化轮廓密切遵循的$N$体模拟在不同的星团演化阶段，从崩溃前到崩溃后。由于我们的半解析模型的平均运行时间是显着低于$N$体模型，我们的方法使得它可行的研究大样本的球状星团的偏心轨道上的演化。
2019-04-11 astro-ph.GA physics.comp-ph
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
The Early Evolution of Star Clusters in Compressive and Extensive Tidal Fields
我们提出了N体模拟星团，最初演变在一个强大的压缩潮汐场，然后过渡到广泛的不同强度的潮汐场。当受到压缩潮汐的影响时，星系团会由于两体相互作用和恒星演化引起的质量损失而经历显著的加热。当团簇过渡到一个广泛的潮汐场时，它是超维里化的，这导致了团簇达到维里平衡之前的快速膨胀和显着的质量损失。过渡后，集群是显着较小的质量，更广泛的，因此更多的潮汐填充比集群已经度过了他们的整个生命周期在一个类似的广泛的潮汐场。
2017-02-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dynamics of star clusters with tangentially anisotropic velocity distribution
本研究通过N-body模拟探讨了切向各向异性速度分布对星团动力学演化的影响，发现切向各向异性加速弛豫过程、影响外部各向异性轮廓演化，并导致外部区域出现能量均分反转现象。
2024-05-29 astro-ph.GA
Modelling the Effects of Dark Matter Substructure on Globular Cluster Evolution with the Tidal Approximation
我们提出了直接的$N$体模拟潮汐填充30,000 ${\rm M}_\odot$星团轨道之间的10千秒差距和100千秒差距的星系与一系列的暗物质子结构属性。与时间相关的潮汐力是根据星系的光滑和暗物质暗物质组成的潮汐张量来确定的，暗物质组成的潮汐张量会导致潮汐场的波动，从而加热星系团。这些波动的强度和持续时间是敏感的本地暗物质密度，子结构分数，次晕质量函数，和次晕质量尺寸关系。基于冷暗物质的框架，我们初步假设子晕是Hernquist球，其质量函数介于$10^5$和$10^{11} {\rm M}_\odot$之间，并发现潮汐涨落太弱、太短，不足以影响星团的演化.将子晕视为点质量，以探索更密集的子晕如何影响团簇，我们发现只有质量大于$10^{6} {\rm M}_\odot$的子晕才会导致团簇溶解时间减少。这些相互作用也可以减少集群的大小，同时通过潮汐加热增加外部区域的速度色散和切向各向异性。因此，潮汐张量的波动增加，特别是由于低质量晕引起的波动，不一定会转化为质量损失。我们进一步得出结论，潮汐近似可以用来模拟集群演化的宇宙学模拟的最小冷暗物质子晕质量的$10^{6} {\rm M}_\odot$，作为低质量的子晕对星团的影响是可以忽略不计的潮汐场。
2019-07-30 astro-ph.GA
Stability of planetary systems within the S-star cluster: the Solar system analogues
一个由大约40颗恒星（所谓的S星）组成的动态松弛的致密星团居住在银河系的中心区域。它们的恒星围绕Sgr A $^*$大质量天体旋转。为了了解行星系在一个特定的环境，如围绕Sgr A $^*$的动力学演化，我们进行了直接N-体模拟的行星系嵌入在S-星团。在这项工作中，我们调查的短期稳定性的行星围绕S-恒星的密切相互作用后，与中央的大质量黑洞我们的银河系。我们发现，行星系经历遭遇SMBH和附近的恒星。我们确定的频率和强度的行星系的遭遇与附近的恒星，因为这些遭遇显着增加系统分配到S-恒星更接近SMBH。SMBH严重破坏了行星系的稳定性，尽管我们注意到行星系的相互偏心率和倾角的小振荡可能是由行星-行星耦合和两个行星之间的近共振效应引起的。我们获得的幸存者行星（$\sim 51\%$）的比例估计，并发现行星剥离从他们的宿主恒星通常被捕获在Sgr A $^*$附近的近轨道。我们注意到，当气体巨星被潮汐扰乱时，类地行星不会。我们估计，Sgr A $^*$耀斑可能是由于\textit{starless}巨行星的潮汐破裂事件。
2022-02-22 astro-ph.EP astro-ph.GA
Photometric Analysis of the OGLE Heartbeat Stars
我们分析了OGLE变星收藏库（OCVS）中的991颗心跳星（HBS）。样本包括512个位于银河系隆起（GB）的天体，439个位于大麦云（LMC），40个位于小麦哲伦云（SMC）。我们的模型$I$带OGLE光变曲线使用的通量变化的分析模型，反映恒星之间的潮汐变形。我们提出的模型参数的分布，包括偏心率，轨道倾角，和幅角的近星点，但也周期振幅图。在Hertzsprung-Russell（HR）图上，我们的HBS样本形成了两个不同进化状态的独立群体。第一组约有90个系统，轨道周期短（$P\lesssim50$ ~天），由一颗位于主序星（或靠近主序星）的早期型主星组成。第二组约有900个系统，具有长轨道周期（$P\gtrsim100$ ~天），包含一颗红巨星（RG）。RG HBS在周期光度图上的位置强烈地表明了它们的二元性质。它们似乎是已确认的双星系统的自然延伸，其中包括OGLE椭球和长次级周期（LSP）变量。我们还提出了一个时间序列分析导致潮汐激发振荡（TEOs）的检测。我们在样本中大约5%的恒星中发现了这样的脉动，总共有78种不同的模式。这是第一个相对较大的均质样本的TEO使我们能够构建一个图表，揭示TEO的轨道谐波数和主机二进制系统的偏心率之间的相关性。
2022-04-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
ROLLIN': Rotating globular cluster simulations II. The complex morphology of globular clusters driven by multi-scale dynamics
Université de Strasbourg, CNRS, Observatoire astronomique de Strasbourg（斯特拉斯堡大学）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）
该研究通过ROLLIN'系列直接N体模拟，揭示旋转球状星团的形态受多尺度动力学影响，为相关观测关系及异常值提供物理解释，将助力大型测光巡天对球状星团演化的研究。
2026-08-03 astro-ph.GA
Effects of Depolarizing Intervening Galaxies on Background Radio Emission I. Global Disk Magnetic Field
外部星系经常干涉背景射电源，如类星体和射电星系。背景辐射的线偏振被居间星系的非均匀磁化等离子体的法拉第旋转去偏振。去极化居间星系的探测是研究星系磁场宇宙演化的有力工具。在本文中，我们使用理论DING模型研究DING对背景射电辐射的影响。我们发现星系的复杂结构导致了复杂的去极化特性和法拉第色散函数（FDFs），但是对于去极化和FDFs的特性，整体磁场分量是重要的。我们用银盘中的环形磁场给出了最简单的结果。我们发现，退偏振的程度显着依赖于倾角和碰撞参量的DING。我们发现，标准差越大，去极化发生的可能性越大。FDF表示梁内的RM结构。FDF表现出多组分，主要是由于光束内的RM结构和覆盖背景发射的DING的分数（填充因子）。FDF的峰值法拉第深度不同于DING的光束平均RM。蒙特卡罗模拟表明，DING对观测到的RM的标准差的贡献遵循$σ_{\rm RM} \propto 1/{(1+z)^k}$和$k \sim 2.7$，并且表现出比波长平方更陡峭的红移依赖性。DING将对未来调查项目（如SKA和SKA先驱/探路者）创建的RM目录产生重大影响。
2022-07-15 astro-ph.GA
Aligning Retrograde Nuclear Cluster Orbits with an Active Galactic Nucleus Accretion Disc
本文研究了极轨和逆行轨道天体与活动星系核盘的相互作用，发现逆行恒星比顺行恒星捕获更快且轨道半长轴急剧减小，同时揭示了恒星黑洞向顺行或逆行轨道衰减的临界角，为AGN盘内天体演化及引力波探测提供了新见解。
2023-05-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
More on the structure of tidal tails
我们研究了从星团中逃逸出来的恒星的周转运动。使用streaklines，我们可视化的逃逸恒星的路径，并显示如何周转运动导致过-和不足的潮汐尾星团的圆形和偏心轨道上移动的星系。此外，我们调查的集群质量上的潮汐尾巴的效果，通过显示，它们的结构是更好地匹配时，集群质量的扰动效应。通过调整streaklines的N体计算的结果，我们可以准确，快速地再现所有观察到的子结构，特别是条纹的功能，经常发现在模拟中可能会被解释为多个潮汐尾观测。因此，我们可以排除潮汐冲击作为这种子结构的起源。最后，由调整后的条纹线参数可以证实，对于我们所研究的星团，逃逸主要发生在星团的潮汐半径上，公式为x_L =（GM/（Ω^2- \partial^2 Φ/ \partial R^2））^{1/3}。然而，我们发现，还有另一个极限半径，即“边缘”半径，它给出了恒星在围绕星系的一个星团轨道上可以逃逸的最小半径。对于偏心集群轨道的边缘半径缩小与轨道偏心率的增加（固定的偏心距离），但总是显着大于各自的近银河潮汐半径。事实上，我们研究的扩展和潮汐填充的星系团的边缘半径与它们的（拟合）King半径很好地吻合，这可能表明这两个量之间的基本联系。
2011-12-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Supernova Kicks and Dynamics of Compact Remnants in the Galactic Centre
银河系中心（GC）是研究超大质量黑洞（SMBH）附近发生的极端动力学过程的独特场所。在这里，我们调查的作用超新星（SN）爆炸发生在大规模的双星系统躺在一个盘状结构内的最内层秒差距。我们使用正则化算法来模拟30，000个孤立的三体系统，这些系统由绕SMBH运行的恒星双星组成。我们开始整合时的主要成员经历了SN爆炸，我们分析了SN踢上的恒星和紧凑的残余物的轨道上的影响。我们发现SN爆炸将这对中较轻的恒星分散在完全不同的轨道上，具有更高的偏心率和倾角。相比之下，恒星质量的黑洞（BH）和大质量恒星保留着它们祖先恒星轨道的记忆。我们的研究结果表明，SN踢是不足以从GC弹出BH。因此，我们预测，所有在银河系中央秒差距内原位形成的黑洞都留在GC中，形成一个黑暗的遗迹集群。此外，由SNe引起的NS轨道的变化可能部分地解释了在GC中观察到的NS的缺乏。大约40%的残留物在撞击后仍然与恒星伴星结合在一起;我们预计其中70%可能会通过罗奇叶填充成为X射线双星。最后，由于SN反冲的影响，一些轻恒星的离心率变得> 0.7，产生类似于G1和G2尘埃物体的轨道。
2017-04-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
