The oldest tidally induced bar-like galaxy in the IllustrisTNG cluster
针对高红移棒旋星系起源不明且与模拟结果矛盾的问题，本研究展示了IllustrisTNG中z=2.9形成的最古老潮汐诱导棒状星系，揭示其由BCG前身星系相互作用形成并存活至今，为高红移棒状结构的起源提供了新的模拟证据。
2025-08-20 astro-ph.GA
Formation of tidally induced bars in galactic flybys: prograde versus retrograde encounters
盘状星系中的棒可以通过与其他系统的相互作用形成，包括那些质量相当的系统。长期以来，人们已经确定，这种相互作用对星系形态的影响在很大程度上取决于轨道配置，特别是银河系盘的内在自旋相对于其轨道角动量的方向。顺行遇到修改的形态强烈，包括潮汐诱导酒吧的形成，而逆行飞掠应该有形态上的影响不大。最近的研究得出了相互矛盾的结论，其中一个使用脉冲近似，并声称在潮汐沙洲的属性中不依赖于这个角度。为了解决这一争议，我们进行了自洽的N-体模拟的双曲线遇到两个相同的银河系的星系假设不同的速度和碰撞参量，与一个星系的一个逆行轨道和其他。星系最初由指数恒星盘和NFW暗晕组成，并在3 Gyr内保持稳定。我们发现，强潮汐诱导酒吧只形成在银河系的轨道。对于较小的碰撞参量和较低的相对速度，杆更强，并且具有较低的图案速度。较强的杆件经历了长时间的屈曲失稳，这破坏了它们的垂直结构。这些遭遇也导致形成双臂螺旋，其强度与酒吧的强度成反比。我们的结论是，正确的建模的逆行和逆行的遭遇不能依赖于最简单的冲动近似。
2018-03-26 astro-ph.GA
Adventures of a tidally induced bar
利用N体模拟，我们研究了由于与银河系的潮汐相互作用而在矮星系中产生的棒的性质。矮星最初是由一个磁盘嵌入在一个暗物质晕，我们遵循其演变的一个典型的轨道为10 Gyr。它经历了一个典型的潮汐搅拌矮星系的演变：它失去了质量，恒星组成部分从一个盘转变为一个球体，恒星的旋转部分被随机运动所取代。潮致沙坝在第一次近心点通过时形成，并一直存在到演化结束。对恒星分布的傅立叶分解表明，只有偶模才是重要的，并保持了一个层次结构，因此棒模总是最强的。它们显示出一个最大的特征轮廓，类似于孤立星系中形成的模拟酒吧和真实星系中观察到的酒吧。我们采用最大的酒吧模式作为衡量酒吧的强度，我们估计酒吧的长度，通过比较沿酒吧和垂直于它的密度剖面。酒吧的强度和酒吧的长度随时间的推移而减少，主要是在近心点，作为潮汐扭矩的结果，在那些时候，而不是长期的演变。在1 Gyr的时间尺度上，棒的模式速度变化很大，似乎完全受银河系潮汐扭矩的方向控制。酒吧是从来没有潮汐锁定，但我们发现了一个暗示的5/2轨道共振之间的第三和第四近心点通道。用杆长与共转半径之比表示的杆的速度在长期内减小，使得杆从最初的相当快变为后期的缓慢。在第二和第三近心点之间的侧视图中，盒状/花生状形状清晰可见，其出现之前有一个短时间的屈曲不稳定性。
2014-09-23 astro-ph.GA
Excitation of vertical breathing motion in disc galaxies by tidally-induced spirals in fly-by interactions
现在很清楚，太阳附近的恒星显示出大规模的连贯垂直呼吸运动。与此同时，类银河系星系在演化过程中会经历与卫星/同伴的潮汐相互作用。虽然这些潮汐相互作用可以激发垂直振荡，但仍然不清楚垂直呼吸运动是由潮汐相遇激发的\textit{directly}还是由潮汐诱导的螺旋驱动的。我们测试是否激励呼吸运动直接链接到潮汐相互作用，通过构建一组$N$体模型（质量比5：1）的未绑定的，单飞的相互作用与不同的轨道配置。我们首先重现了众所周知的结果，这种飞的相互作用可以激发强烈的瞬态螺旋（持续$\sim 2.9-4.2$陀螺仪）在外盘的宿主星系。螺旋的产生和强度随轨道参数（相互作用的角度和轨道自旋矢量）而变化。此外，我们表明，我们的飞模型表现出连贯的呼吸运动，其幅度随高度增加。呼吸运动的幅度显示出沿方位角方向的特征调制，其中压缩呼吸运动与螺旋的峰值一致，而扩张呼吸运动落在臂间区域中--这是螺旋驱动呼吸运动的特征。在我们的模型中，这些呼吸运动在强潮汐引起的旋臂消失时结束。因此，它是潮汐引起的螺旋驱动的大规模呼吸运动在我们的飞模型，在这种情况下，潮汐相互作用的动力学作用是间接的。
2022-08-15 astro-ph.GA
Tidally induced bar-like galaxies in simulated clusters
本文基于IllustrisTNG模拟分析77个潮汐诱导棒状星系，揭示其形成时间、近心点距离、宿主质量及剥离演化规律，并在宇宙学背景下证实星系团潮汐成棒机制。
2025-09-03 astro-ph.GA
The orbital evolution of the tidally stripped star and disk-driven stable mass transfer for QPEs in GSN 069
本文针对GSN 069中QPEs的长期演化矛盾，提出潮汐剥离白矮星在吸积盘内运动的模型，发现盘阻力主导轨道演化使恒星逃离黑洞而非被瓦解，从而稳定质量转移并解释了观测到的爆发强度长期演化。
2024-06-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
Buckling instability in tidally induced galactic bars
在模拟中产生的强星系棒往往会经历一段屈曲不稳定期，这会使它们变弱和变厚，并在它们的中心部分形成一个四方形/花生状结构。这一理论预测已经通过在真实星系中识别这种形态得到证实。然而，这种不稳定性的性质和起源仍然知之甚少，一些研究声称它是由于消防水带不稳定性，而另一些研究则将其与支持酒吧的恒星轨道的垂直不稳定性联系起来。星系棒形成的通道之一是通过盘状星系与显著质量的扰动的相互作用。潮汐诱导的酒吧提供了一个独特的可能性研究屈曲不稳定性，因为它们的形成可以通过改变相互作用的强度，同时保持星系的初始结构相同的控制。我们使用了一组四个模拟的飞越相互作用，其中一个星系的轨道上形成一个酒吧，这是更强的潮汐力。我们通过计算不同的运动学特征来研究它们的屈曲，包括垂直方向上的平均速度分布，以及盘平面外的杆的变形。虽然我们的两个最强的酒吧最强烈的屈曲，有没有直接的关系之间的比例的垂直水平速度色散和酒吧的屈曲的敏感性，所需的消防水龙带不稳定性的解释。虽然我们最弱的酒吧，一个更强的没有，它的分散率仍然很低，它成长为最强的所有在进化结束。相反，我们发现，在屈曲的垂直和径向轨道频率之间的共振变得广泛，因此能够修改恒星轨道在一个显着的半径范围。我们的结论是，垂直轨道不稳定性是更合理的解释屈曲的起源。
2019-02-20 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
Tidally induced bars in gas-rich dwarf galaxies orbiting the Milky Way
星系中的棒不仅可能通过不稳定性形成，也可能是与另一个星系相互作用的结果。特别是，它们可能出现在与银河系类星系相互作用的盘状矮星系中。在这里，我们报告的N体/SPH模拟的结果，这样的矮星轨道上的静态电位的一个更大的星系。我们使用了几种矮星系的模型，所有的质量都相同，但覆盖了很大的气体分数范围：0，30和70%。我们还测试了次网格恒星形成过程的影响。在所有情况下，在第一次近心点通过时，在矮星的星盘中形成了类似长度的棒。然而，出乎意料的是，气体成分保持近似轴对称，不受杆势的影响。两个连续的pericenters之间的酒吧属性没有显着变化。后来与宿主相遇的影响在很大程度上取决于近心处棒的确切方向。当杆被潮汐力扭矩旋转起来时，它也被缩短。相反，如果它慢下来，它会变长。在具有低气体分数的模型中，棒更明显并且存活到模拟结束，而在具有高气体分数的矮星中，棒在第二或第三次近心通过后被破坏。就共转半径与棒长度的比值而言，棒是缓慢的，并且保持如此独立于与宿主的遭遇。
2018-10-23 astro-ph.GA
Differences in star formation activity between tidally triggered and isolated bars: a case study of NGC 4303 and NGC 3627
星系棒是星系演化的重要驱动力，但它们如何影响星际介质和相应的恒星形成，仍然不清楚。我们目前的模拟结果为两个酒吧星系与不同的形成机制，酒吧形成隔离或通过潮汐相互作用，考虑空间和时间变化的趋势，恒星形成。我们专注于酒吧形成的早期（<1Gyr）时代，使相互作用是明确的。选择附近的NGC 4303（孤立）和NGC 3627（相互作用历史）作为观测类似物来定制这些模拟。无论形成机制，两个模型显示出相似的内部动力学特征，虽然相互作用似乎促进外盘速度结构中的杆臂断开。这两个条形触发类似的恒星形成（79%; 66%），而相互作用也触发了更早的31%的爆发。在表面气体和恒星形成率之间的关系中观察到显着的形态依赖性。在这两种情况下，酒吧组成部分是明显最陡峭的;臂是类似的整体光盘的平均值;和臂间明显最浅。潮汐盘的一个显著特征是存在中等密度、低效率的恒星形成气体，这些气体主要局限于光盘外的潮汐碎片中。潮汐盘还表现出一个独特的趋势，径向增加的恒星形成效率和一个明确的缺乏恒星形成，坚持沿酒吧之间的中心和酒吧的两端。这些是用于识别禁止系统后交互的潜在签名。
2021-11-18 astro-ph.GA
Tidally Induced Offset Disks in Magellanic Spiral Galaxies
麦哲伦螺旋星系是一类单臂系统，通常具有偏移的恒星棒，很少在大质量螺旋星系周围发现。使用一组N体和流体动力学模拟，我们认为矮-矮星系相互作用的驱动机制，形成这类特殊的系统。我们在这里调查的动力，恒星和气体盘中心和酒吧之间的关系。在我们所有的模拟中，酒吧中心总是与动力学中心重合，而恒星盘变得高度不对称的遭遇过程中，导致麦哲伦星系盘的光度中心成为不匹配的酒吧和动力学中心。盘的不对称性持续了近2个Gyrs，这是盘与杆重新居中所需的时间，并且在同伴已经过去之后很久。这解释了在许多麦哲伦型星系中发现的偏移棒的性质，包括大麦云（LMC）和NGC 3906。特别是，这些结果，一旦应用到LMC，表明动力中心应该驻留在酒吧中心，而不是HI中心，如先前所假设的，指向在LMC自行的北分量的当前估计的变化。
2016-08-24 astro-ph.GA
Structure and kinematics of tidally limited satellite galaxies in LCDM
我们使用N体模拟来模拟嵌入在尖状Navarro-Frenk-White subhalos中的以暗物质为主的矮球状星系的潮汐演化。潮汐会逐渐将恒星和暗物质从次晕中剥离出来，并根据它们的初始结合能对其进行修整。这个过程优先剥离轨道时间长的粒子，当剩余的结合粒子的穿越时间短于近心点轨道时间的一小部分时，这个过程就结束了。因此，最终恒星残骸的性质取决于恒星在原始子晕中的能量分布，而这又取决于初始恒星成分的初始密度分布和径向分离。如果恒星成分的能量分布没有一直延伸到晕下势能最小值，那么恒星成分实际上可能会完全分散，尽管可能会留下一个束缚的暗遗迹。这些结果意味着，“潮汐限制”星系，定义为系统的恒星组件经历了大量的潮汐质量损失，既不收敛到一个独特的结构，也不遵循一个单一的潮汐轨道，在早期的工作中声称。另一方面，潮汐限制矮星确实具有特征性的大小和速度色散，它们可以直接追踪次晕遗迹的特征半径（$r_{max}$）和圆周速度（$V_{max}$）。这一结果的卫星，其异常低的速度分散的大小上的强大的上限往往归因于潮汐效应。特别是，像环形山2号或Antlia 2号这样的运动学上冷的“虚弱的巨人”卫星的大尺寸不能被解释为仅仅是由于Lambda冷暗物质场景中的潮汐效应。
2022-03-17 astro-ph.GA
A 12 minute Orbital Period Detached White Dwarf Eclipsing Binary
我们发现了一对分离的白矮星（WD），其轨道周期为12.75分钟，径向速度振幅为1,315 km/s。我们使用它的光变曲线测量系统的全部轨道参数，该光变曲线显示椭球变化、多普勒增强以及主日食和次日食。主要的是0.25 Msun潮汐畸变氦WD，只有第二潮汐畸变WD已知。看不见的次级是0.55 Msun碳氧WD。由于引力波辐射造成的能量和角动量损失，两个WD将在90万年后接触。一旦接触，系统可能合并产生快速旋转的大质量WD，形成稳定的相互作用双星，或可能爆炸为Ia型暗超新星。该系统目前的引力波应变为10^-22，大约是赫尔斯-泰勒脉冲星的10，000倍;该系统将在运行的第一周被拟议的LISA引力波任务探测到。这个系统轨道周期的快速变化将为广义相对论提供一个基本的检验。
2011-07-12 astro-ph.GA
Tidally induced bars of galaxies in clusters
利用N体模拟方法研究了团簇中盘状星系潮汐诱导棒的形成和演化。我们的祖先是一个巨大的，晚型星系类似于银河系，由指数盘和NFW暗物质晕组成。我们将星系置于室女座星系团的四个不同轨道上，并将其演化10 Gyr。作为一个参考案例，我们也孤立地发展了相同的模型。潮汐诱导的酒吧形成后不久，所有的轨道上的第一个近心通道，并生存，直到进化结束。它们出现得更早、更强、更长，并且在更紧的轨道上具有更低的模式速度。只有最紧的轨道的属性的酒吧控制的方向的潮汐扭矩从集群在pericenters。这些条的形成机制是角动量从星系的恒星成分转移到它的晕。当潮汐力较强时，所有的杆都经历了较长时间的屈曲不稳定性，这种屈曲不稳定性发生得更早，并导致更明显的方形/花生形。使用所有的模拟输出的星系在不同的演化阶段，我们构建了一个玩具模型的星系团中的人口和测量的平均酒吧强度和酒吧分数作为一个函数的团心半径。两者都被发现是半径的轻度减少的功能。我们的结论是，潮汐力可以触发酒吧形成在星系团的核心，但不是在外围，从而导致更大的浓度棒星系团的中心。
2016-05-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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
Mass loss in tidally stripped systems; the energy-based truncation method
准确预测潮汐剥离晕演化的能力对于理解星系形成和测试暗物质的性质具有重要意义。大多数子结构演化的研究都是基于潮汐质量损失的经验模型进行预测的，这些模型是使用数值模拟进行校准的。这种方法在所考虑的情况下可能是准确的，但缺乏一般性，不能提供对所涉及过程的物理理解。最近，我们证明了截断NFW分布函数急剧的能量结果的密度分布，类似于潮汐剥离系统，提供了一个路径，以构建物理动机的模型潮汐质量损失。在这项工作中，我们审查计算的质量损失的能量截断的基础上，然后考虑什么二次效应可能调制质量损失超出此。我们发现，一个组合的依赖于额外的轨道参数和变化的单个粒子的能量在一个轨道上的结果在一个不太突然截断的能量空间作为subhalo失去质量。结合能量截断的方法与一个简单的预测的质量损失率，我们构建了一个完整的模型的质量损失，可以准确地预测一个subhalo的演变的一个单一的参数$η_{\rm eff}$。这个参数可以完全从初始轨道和晕属性确定，并且不需要用数值模拟进行校准。
2020-03-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Comparing the escape dynamics in tidally limited star cluster models
这项工作的目的是比较轨道动力学在三个不同的模型描述的性质，一个星团围绕其母星系旋转的圆形轨道。特别是，我们使用的等时线和赫恩奎斯特的潜力来模拟球对称星团，我们比较我们的结果与相应的以前的工作中，普卢默模型被应用于相同的目的。我们的分析发生在配置$(x,y)$和相位$(x,\dot{x})$空间，以阐明逃逸过程以及潮汐有限星团的整体轨道特性。我们限制我们的调查到两个维度，我们进行了彻底的数值分析区分有序和混乱的轨道，以及被困和逃逸轨道之间，只考虑无界运动的几个能级以上的临界逃逸能量。特别感兴趣的是确定朝向两个出口通道（拉格朗日点$L_1$和$L_2$附近）的逃逸盆地，并将它们与轨道的相应逃逸时间相关联。
2015-08-21 astro-ph.GA nlin.CD
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
Tidally induced warps of spiral galaxies in IllustrisTNG
翘曲是附近螺旋星系的恒星盘和气体盘的共同特征，后者通常更容易检测到。文献中提出了几种理论来解释它们的形成和流行，包括潮汐与外部星系的相互作用。观测的相关性也表明了潮汐对翘曲形成的重要性。在这里，我们使用TNG 100从磁流体动力学宇宙学模拟套件IllustrisTNG运行调查相互作用和气体翘曲的形成之间的联系。我们发现，在TNG 100 -1模拟的高分辨率富气旋涡星系（$z=0$的$10^{10}\lesssim\mathrm{M_{*}/M_{\odot}}\lesssim10^{11}$）样本中，大约$16\%$具有特征性的S形弯曲。这些天体中大约有三分之一的垂直形态是由与其他星系的相互作用引起的。这些相互作用的一半以被宿主吸收的扰动结束。在相互作用中形成的翘曲比其余样品更不对称，然而在相互作用之后，不对称性随时间减小。我们发现，翘曲诱导的相互作用存活平均$<1$陀螺仪。扰动者的轨道角动量和主机盘的角动量之间的角度最有可能导致翘曲形成，大约是45度。虽然我们的主要目标是调查潮汐引起的翘曲，我们发现，在相互作用期间，除了潮汐，新的气体，是从下落的卫星吸积也可以有助于翘曲的形成。
2020-02-17 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
Kinematical evolution of tidally limited star clusters: the role of retrograde stellar orbits
外部潮汐场的存在往往会对星团内部运动学产生显著的动力学演化效应。以前研究限制性三体问题并应用于星团动力学的研究表明，逆行轨道（相对于星团轨道的方向）上的未束缚恒星比逆行轨道上的恒星更稳定，并预测星团可能通过逆行轨道上的恒星优先逃逸而获得逆行旋转。在这项研究中，我们提出了这种预测的证据，但我们也说明，有额外的影响，不能占的优先逃逸的轨道。具体来说，在早期的演化，最初的欠填充模型增加了逆行恒星的比例，而不会失去显着的质量，并获得逆行的角速度。我们将这种影响归因于优先偏心/径向轨道的发展，在星团的外部区域，因为它们正在扩大到他们的潮汐限制。我们探讨的影响的演化的分数的反和逆行恒星的演化的集群内部旋转，其依赖于初始结构的属性。虽然这里研究的所有系统都朝着近似固体的内部旋转演化，其角速度约等于星系团围绕主星系的轨道运动的角速度的一半，但星系团内部角速度的径向轮廓的演化历史取决于星系团的初始结构。
2016-06-21 astro-ph.GA
The Influence of Orbital Eccentricity on Tidal Radii of Star Clusters
我们已经进行了N体模拟的星团轨道在一个球对称的光滑银河势。该模型集群涵盖了一系列的初始半质量半径和轨道偏心率，以测试历史的假设，一个集群的潮汐半径施加在perigalacticon。对于球状星团，传统的假设是，由于内部弛豫时间大于轨道周期，星团在近银河系附近被潮汐剥离。相反，我们的模拟表明，一个具有偏心轨道的星系团不需要完全松弛就能膨胀。在经过近银河系后，星团重新捕获了以前未被束缚的恒星，近银河系的潮汐冲击可以使内部区域的恒星进入更大的轨道。因此，取代了在近银河系的极限半径，它更接近于追踪星团在轨道上任何一点的瞬时潮汐半径。我们提出了一个数值修正因子的理论潮汐半径计算在perigalacticon它考虑到了轨道偏心率和当前的轨道相位的集群。
2013-01-03 astro-ph.GA
The outskirts of M33: Tidally induced distortions versus signatures of gas accretion
本文通过轨道重建与N体模拟研究M33与M31过去可能的近距离交会，发现该事件概率较低且潮汐剥离不足以解释M33外盘形态异常，提出更晚近的宇宙纤维气体吸积可能是外盘错位的成因。
2024-02-26 astro-ph.GA
Simulations of the grand design galaxy M51: a case study for analysing tidally induced spiral structure
我们提出了大设计螺旋M51（NGC 5194）的流体动力学模型，以及它与伴星NGC 5195的相互作用。尽管我们的模型很简单，但我们的模拟非常好地捕捉到了M51的螺旋结构，甚至再现了诸如沿着一个螺旋臂的扭结和螺旋臂分叉等细节。我们研究了恒星和气体旋臂之间的偏移，发现在大多数时候（包括今天），恒星和气体之间没有偏移到我们的误差范围内。我们还比较了我们的模拟与最近的观测分析M51。我们计算模式速度与半径的关系，就像观察一样，没有找到单一的全局模式速度。我们还表明，螺旋臂不能很好地拟合对数螺线。我们解释这些发现作为证据，M51并没有表现出准稳定的密度波，将由密度波理论预测。M51的内部结构来自于它与伴星复杂的动力相互作用，导致螺旋臂以短暂的扭结和分叉的形式显示出相当大的结构。与其试图按照具有固定模式速度的全球螺旋模式来模拟这种星系，不如从这样一幅图景开始，即螺旋臂虽然不是简单的物质臂，但却是潮汐引起的运动密度“波”或密度模式的结果，它们随着时间的推移缓慢地结束。
2009-12-07 astro-ph.GA
Tidally induced velocity gradients in the Milky Way dwarf spheroidal satellites
我们提出了一个运动学研究的六个矮球状星系（dSph）的银河系（MW）的卫星，即船底座，天龙座，天炉座，玉夫座，六分仪，小熊座。我们结合适当的运动（PM）从$Gaia$数据发布3（DR3）和视线速度（$v_{\mathrm{los}}$）从文献中推导出其三维内部运动学和研究内部速度梯度的存在。我们发现，在$\geq 1σ$水平上，船底座、天龙座、天炉座和小熊座沿视线方向的速度梯度具有显著性。这种梯度的值似乎与矮星的轨道历史有关，表明与MW的相互作用导致了它们。靠近MW并向其轨道近心点移动的矮星，平均而言，速度梯度较大。另一方面，最近离开近心点轨道的矮星没有明显的梯度。最后，位于大银河系中心距离的矮星显示出中等强度的梯度。我们的结果表明，由MW施加的强潮汐力引起的扭矩引起了一个强大的速度梯度时，矮星接近它们的轨道近心点。在近心点通过期间，力方向的快速变化会破坏这种梯度，随着星系的后退，这种梯度可能会稳步恢复。我们通过分析TNG 50模拟的矮星卫星来评估我们的发现。我们发现一个显着增加的强度检测到的梯度的卫星接近他们的近心点，然后急剧下降，因为他们放弃了它，支持我们的结果为dSphs的MW。
2022-12-01 astro-ph.GA
Applying Liouville's Theorem to Gaia Data
银河系充满了球状星团和矮星系的潮汐破坏的残余物。确定这些物体的性质--特别是初始质量和密度分布--与天文学和暗物质物理学都有关。然而，大多数直接的质量测量不能应用于潮汐碎片，因为感兴趣的系统不再处于平衡状态。由于相空间密度在绝热相混合过程中是守恒的，刘维尔定理提供了盖亚等天文台测量的恒星运动学与被破坏系统的原始质量之间的联系。由于测量误差和轨道积分产生的不确定性，精确地恢复相空间密度是复杂的，这两者都有效地将熵注入系统，优先降低测量密度。在本文中，我们证明这两个问题是可以克服的。首先，我们在Gaia数据中测量了球状星团M4的相空间密度，并利用刘维尔定理推导了它的质量。然后，我们表明，潮汐干扰系统，轨道参数，从而相空间密度可以推断出冷恒星流的相空间熵最小化。因此，这项工作是一个原则的证明，真正的相空间密度可以测量和原始性质的星团重建系统的天体物理学的兴趣。
2019-07-01 astro-ph.GA
Two New Tidally Distorted White Dwarfs
我们发现了两个新的潮汐畸变白矮星（WD），SDSS J174140.49+652638.7和J211921.96-001825.8（以下简称J1741和J2119）。这两颗恒星都是短周期、分离双星系统中的极低质量（ELM，< 0.2 Msun）WDs。在麦克唐纳天文台获得的高速测光观测揭示了这两个系统的椭球变化和多普勒波束; J1741的最小伴星质量为1.1 Msun，具有在双星系统中观测到的最强多普勒波束信号之一（0.59 \pm 0.06%振幅）。我们使用所观察到的椭球变化来约束每个WD的半径。对于J1741，恒星的半径必须超过0.074 Rsun。对于J2119，半径超过0.10 Rsun。这些间接的半径测量值与开普勒太空船发现的膨胀的WD伴星的半径测量值相当，它们构成了任何WD的最大半径。令人惊讶的是，J1741似乎也显示出0.23 \pm 0.06%的反射效应，我们讨论了这种过度加热的可能来源。J1741和J2119都是强引力波源，利用椭球变化的极小值时间可以探测轨道周期衰减。这可能在十年或更短的时间内实现。
2012-02-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolutionary tracks of tidally stirred disky dwarf galaxies
利用无碰撞N体模拟，我们研究了银河系大小的宿主星系中晚型旋转支撑矮星的潮汐演化。我们的研究集中在各种各样的矮轨道配置和初始结构。在演化过程中，盘状矮星经历了强烈的质量损失，恒星盘转变为球状体，旋转被恒星的随机运动所取代。因此，晚型的祖先被转化为早期型的矮星所设想的潮汐搅拌模型的矮球状（dSph）星系的形成在本地集团。我们确定的光度学性质的矮星，包括总的视觉星等，半光半径和中央表面亮度，因为它们将被测量的观测者在银河系中心附近。特别强调的是也放在研究他们的运动学和形状。我们表明，测量值是有偏见的一些观测效果，包括增加的角度的观测锥附近的轨道近心点，事实上，远离近心点的潮汐尾巴通常是沿着视线方向，以及事实上，对于大多数的演变的恒星组成部分的矮星是三轴椭球体的主轴翻滚相对于视线。最后，我们比较了模拟的矮星系的本星系群中的矮星系的测量属性。矮星在不同参数平面上的演化轨迹以及它们不同性质之间的相关性，特别是总星等和表面亮度，强烈表明当今的dSph星系可能确实是由潮汐搅动情景所提出的晚型祖先形成的。
2011-07-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tidally induced spiral arm wraps encoded in phase space
我们研究潮汐引起的螺旋臂在我们的银河系的背景下，它遇到人马座的动力学。我们建立了一个主机和卫星星系之间的相互作用的玩具模型，使用轨道积分后，潮汐遇到。我们推导出解析的形状的结构在相空间中作为时间的函数简单的幂律势模型。我们将这些模型与MW人马座相互作用的更现实的N体模拟和来自盖亚DR 3的数据进行了比较。如前所述，一个星系卫星的脉冲遥远潮汐方法导致了一个双臂螺旋结构，由它们的远心点和近心点之间的轨道组成，因此，具有平均负的银河系径向速度。双臂图案以取决于半径的角速度$ω-1/2κ$旋转，从而导致随时间的卷起。这在$R$ - $V_ϕ$投影中产生脊，在$L_Z$ - $ϕ$空间中交替出现$V_R$符号和$V_R$振荡，就像在盖亚数据中观察到的那样。这些运动学特征的频率随时间增加，提供了一个强大的手段来推断潜在的和扰动的开始时间和方位角相位。傅立叶分析使我们能够日期的影响时间的简单模型，甚至日期的扰动，从各种近心通道。对于MW，傅立叶分析表明两个不同频率的叠加，如在以前的研究。假设两者都是由于脉冲和遥远的近心点通道，我们发现扰动时间<0.6 Gyr，范围为0.8-2.1 Gyr。后者与人马座先前的近心点相一致，并与观测到的径向范围内的旋臂的四圈有关。有必要进一步研究星系盘的自引力响应和可能的酒吧与长期过程的简并。（澳大利亚广播公司）
2022-08-30 astro-ph.GA
Chemical evolution of close massive binaries -- tidally-enhanced or tidally-suppressed mixing?
University of Geneva（日内瓦大学）
研究通过分析潮汐作用与旋转混合的相互作用，发现潮汐作用对化学混合的影响取决于角动量传输假设，揭示了不同模型对周期富集趋势的敏感性。
2026-01-20 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
