A New Tidal Stream Discovered in Gaia DR3
利用 Gaia DR3 的精确自行数据，研究在北半球发现一条长约80度、具有逆行偏心轨道且与 Sequoia 并合事件相关的新潮汐恒星流。
2024-04-06 astro-ph.GA
Dating the tidal disruption of globular clusters with Gaia data on their stellar streams
盖亚任务承诺以前所未有的水平提供精确的天体测量，预示着一个识别银河系恒星运动学和空间坐标的新时代。在这里，我们提出了一种新的技术，用于估计潮汐中断球状星团流的年龄使用自行和示踪星的弛豫。我们发展的碰撞动力学的球状星团内的银河系般的晕从宇宙学$Λ$ CDM模拟提取的演变潜力，并分析由此产生的流，因为它们将被观察到的盖亚。这些模拟对各种球状星团轨道进行了采样，并解释了恒星演化和银河系圆盘的引力影响。我们表明，一个特征的时间尺度，从分散的自行和恒星的流内的flaxes，是一个很好的指标，因为流已经自由地扩大了由于潮汐中断的球状星团的时间。这个时间尺度反过来又对集群的年龄设置了一个下限。年龄可以从天体测量中使用适度数量的恒星推断出来，这个估计的误差取决于流的接近程度和使用的示踪星的数量。
2018-05-21 astro-ph.GA
Tidal Tails and Their Dynamics in Open Clusters Using Gaia DR3
Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；IISER Mohali（摩哈利印度科学教育研究所）；Helmholtz-Institut für Strahlen- und Kernphysik, Universität Bonn（波恩大学赫尔霍兹辐射与核物理研究所）
本研究利用Gaia DR3数据，通过无监督机器学习与统计方法，在五个开放星团中探测到潮汐尾，并首次发现M67和NGC 2281的显著旋转，揭示了潮汐尾的动力学特征。
2025-09-11 astro-ph.GA
Detecting Globular Cluster Tidal Extensions with Bayesian Inference: I. Analysis of $ω$ Centauri with Gaia EDR3
球状星团（GC）的外围区域是非常具有挑战性的研究，由于其低表面亮度的性质和银河系污染物的人口沿其视线的主导地位。我们已经开发了一个概率的方法来解决这个问题，通过利用混合物模型在空间和自行空间分别模拟集群，潮外和污染物恒星星族。我们证明了我们的方法的有效性，通过应用到盖亚EDR3测光和天体测量的方向NGC 5139（$ω$岑），一个极具挑战性的目标，由于其银河纬度（$b\approx 15^{\circ}$）和低自行对比度与周围的领域。我们恢复壮观的潮汐延伸，跨越$10^{\circ}$的天空探索这里，看到在早期的工作和量化的恒星计数配置文件和椭圆率的系统到一个集群为中心的半径$4^{\circ}$。我们发现，RR天琴座和蓝色的水平分支恒星符合属于$ω$岑发现在潮汐尾，并计算出这些扩展包含至少$\approx 0.1$ %的系统中的总恒星质量。我们的高概率成员为$ω$ Cen的未来光谱研究提供了前所未有的半径。
2021-08-05 astro-ph.GA
Extra-tidal structures around the Gaia Sausage candidate globular cluster NGC6779 (M56)
我们目前的恒星密度径向轮廓的外部区域的NGC 6779，银河系球状星团最近提出的盖亚香肠结构，合并残余的大规模矮星系与银河系的候选成员。利用Pan-STARRS PS1公开星表，分别建立了水平支星和主序星的星团最外层径向轮廓，以探讨不同质量恒星的径向轮廓变化趋势。由于它相对接近银河平面的位置，我们仔细地处理了所选择的颜色星等区域，通过沿着每个恒星的侧边线测量的星际消光量来正确地校正它们，并将它们从整个星团场观察到的变场恒星污染中清除。在从潮汐半径到雅可比半径的区域内，得到的径向剖面显示出弥散扩展晕，平均功率定律斜率为-1。在分析银心距离、半质量密度、半光半径、最外层径向轮廓斜率、内部动力学演化阶段等之间的关系时，我们发现NGC 6779显示出与其余盖亚香肠候选球状星团相似的结构性质，即，它们是处于早期动力学演化阶段的大质量星系团（>10^5Mo），具有观测到的潮外结构。
2019-02-15 astro-ph.GA
Detection of Open Cluster Members Inside and Beyond Tidal Radius by Machine Learning Methods Based on Gaia DR3
本文在 DBSCAN 与 GMM 基础上加入 Random Forest，利用 Gaia DR3 对 15 个疏散星团识别潮汐半径内外成员，并改进潮汐半径、质量分层与光度分布研究。
2024-06-16 astro-ph.GA
Member stars of the GD1 tidal stream from the SDSS, LAMOST and Gaia surveys
利用SDSS巡天的测光数据、SDSS/SEGUE和LAMOST巡天的分光数据以及Gaia DR 2的天体测量数据，我们确定了GD-1冷恒星流的71颗高概率成员星，这些成员星分布在GD-1冷恒星流的几乎整个长度上（即赤经126度到203度）。利用精确的光谱（即金属丰度和视线速度）和天体测量（即自行）信息，GD-1流的位置-速度图，即$ϕ_{1}$ - $μ_α$、$ϕ_{1}$ - $μ_δ$和$ϕ_{1}$ - ${v_{\rm gsr}}$，得到了很好的映射。该物流具有平均金属度[Fe/H] $= -1.95 \pm 0.23$。银河系中成员恒星的丰富信息不仅可以模拟其起源，还可以对银河系的质量分布和引力势进行强有力的限制。
2019-04-02 astro-ph.GA
The Hyades tidal tails revealed by Gaia DR2
在围绕太阳的200 pc范围内，我们在盖亚DR2数据集中搜索毕宿星潮汐尾。我们使用一种改进的收敛点方法来寻找恒星的空间速度接近毕宿星团的空间速度。我们发现一个明确的迹象表明存在的毕宿潮汐尾巴，前尾延伸到170 pc的毕宿中心与292颗恒星（36污染物），和以下的尾巴高达70 pc的237颗恒星（32污染物）。与星系团及其尾部的N体模型的比较显示出非常好的一致性。在尾部发现了五颗白矮星。
2018-11-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Clouds, Streams and Bridges. Redrawing the blueprint of the Magellanic System with Gaia DR1
我们目前发现恒星潮汐尾周围的大，小麦哲伦云的盖亚DR1数据。在星云之间，它们的潮汐臂彼此相向伸展，形成一个几乎连续的恒星桥。我们的分析依赖于盖亚测光表的精致质量，以建立详细的星云恒星计数图。我们证明，盖亚DR 1数据可以用来检测整个天空的变星，特别是RR天琴座恒星和周围的LMC和SMC。此外，我们使用盖亚和大风的组合，以遵循年轻的主序列恒星在麦哲伦星系的分布。在盖娅看来，这些云显示出相互作用的明确无误的迹象。在LMC周围，可以观察到远至20度的RR天琴座团块，这与Deason et al（2016）报道的最新Mira类恒星地图一致。SMC的外部恒星密度轮廓显示出典型的S形，这是潮汐剥离开始的征兆。在距离矮星中心几度之外，盖亚RR型天琴座恒星沿着星云的拖曳臂向大麦哲伦星云延伸。这个由天琴座RR号绘制的恒星潮汐尾并不与气态的麦哲伦桥对齐，而是从杨主序星桥偏移了大约5度。我们使用桥之间的偏移量来限制银河系热气日冕的密度。
2016-11-14 astro-ph.GA
Detection of Satellite Remnants in the Galactic Halo with Gaia - II. A modified Great Circle Cell Method
我们提出了一个扩展的GC 3拖缆发现方法的约翰斯顿等。1996年，可以应用到未来的盖亚数据库。原来的方法寻找飘带沿大圆圈在天空中，我们的扩展增加了运动学的限制，速度矢量也应该被约束为躺在这些大圆圈，看到一个银河系的观察者。我们将展示如何使用这些综合标准从日心观测。我们测试它通过使用模拟盖亚目录布朗等人。2005年，其中包括一个现实的银河系背景和观测误差，但与模拟卫星的详细恒星形成的历史。我们调查它的成功率作为初始卫星光度，恒星形成历史和轨道的函数。我们发现，包含的运动学限制大大提高了流光和背景之间的对比度，即使在存在观测误差，只要我们只使用具有良好的天体测量质量（分数误差为30%或更好）的数据。该方法的全局性质减少了相混合的擦除效应，并允许合理的动力学年龄的合并事件的恢复。恒星形成历史与银河系背景不同的卫星也更容易孤立。我们发现，即使是10 Gyr的事件，也可以恢复10^8-10^9 Lsun范围内的卫星。即使是Lsun为4- 5 × 10^7的卫星，在动力学年龄和轨道的某些组合下也可以恢复。
2011-03-01 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
Tidal tails of open star clusters as probes to early gas expulsion II: Predictions for Gaia
我们研究了在银河系真实的引力场中，由于原始气体的排出而从一个年轻的类昴星团中释放出来的潮汐尾的形成和演化。潮汐尾（以及集群）是从它们的嵌入阶段为3亿年整合。我们不同的恒星形成效率（SFE）从33%到100%和气体排出的时间尺度作为自由参数，并提供预测的形态和运动学的演变尾巴的每个模型。由此产生的尾部属性是为了与预期的盖亚观测结果进行比较，以限制在气相和气体排出过程中的早期条件知之甚少。模拟进行代码Nbody 6，包括一个现实的外部引力势的银河系，和分析近似的出生气体势。假设昴星团是在快速的气体排出过程中形成的，SFE为$\approx 30$ %，那么现在的昴星团被一条从星团的$\approx 150$延伸到$\approx 350$ pc的富尾所包围，其中包含的恒星数量是现在星团的0.7到2.7倍。如果昂宿星团形成时的SFE接近100%，那么它的尾部就更短（$\lesssim 90$ pc），质量也更差，只包含现今星团恒星数量的$\approx 2$ %。如果昴宿星形成时的SFE为$\approx 30$ %，但气体排出是绝热的，则尾部特征与100% SFE的模型的情况是不可区分的。该模型考虑到由于场星和Hyades-Pleiades流的估计污染，这构成了比盖亚测量准确性更大的限制因素。
2020-06-30 astro-ph.GA
An extended Pal 5 stream in Gaia DR2
我们提出了一个详细的搜索结果的盖亚数据发布2（DR 2）的105潮汐尾系统的成员。潮汐尾提供了一种灵敏的方法来测量其宿主星系当前和过去的引力势，以及测试对暗物质暗晕丰度的预测。对于这样的分析来说，E55球状星团和它的尾部是一个很好的候选者;然而，目前只知道大约23度的弧，特别是领先的尾部比落后的要短得多。利用盖亚DR 2及其精确的天体测量，我们将已知的30度的尾巴延伸到30度，其中7度是新发现的，沿着前导臂。检测到的前导臂和拖尾臂在长度上是对称的，宽度保持不变。这一检测约束提出的模型，其中银河酒吧截短的ESTA 5的领先arm. Follow后续光谱观测是必要的，以验证候选流星是一致的，与已知的潮汐尾。如果得到证实，这条2005年的流延伸开辟了限制银河系潜力的新可能性。
2019-09-06 astro-ph.GA
Tidal mass loss in the Fornax dwarf spheroidal galaxy through N-body simulations with Gaia DR3-based orbits
本研究通过基于Gaia DR3轨道的N体模拟，探究天炉座矮椭球星系的潮汐质量损失，发现其恒星质量损失可忽略，排除了潮汐剥离作为其球状星团系统恒星质量偏高的解释，为球状星团形成模型提供约束。
2024-10-07 astro-ph.GA
The eye of Gaia on globular clusters structure: tidal tails
我分析了成员星的投影密度分布在一个广泛的区域周围的18个银河系球状星团使用的光度和天体测量信息提供的第二次数据发布的盖亚任务。一个5D的混合建模技术已被用来最佳隔离的集群恒星星族的信号从银河场的污染，利用其不同的分布在空间中形成的颜色，星等，弛豫和自行。在7个星系团中，我检测到高于背景密度3 sigma水平的准直超密度，远远超出星系团潮汐半径，与预期的银河系势潮汐相互作用的结果一致。在其中五个星团（NGC288、NGC2298、NGC5139、NGC6341和NGC7099）中，壮观的潮汐尾延伸到分析视野的边界，与中心成5度角。在距离星团中心很远的地方，探测到的超密度的方向似乎与星团轨道路径系统地对齐，这与N体模拟的预测一致。这些星团的潮汐尾所包含的恒星比例也被用来确定它们目前破坏率的第一个观测估计。
2020-04-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Testing tidal theory using Gaia binaries: the red giant branch
本文通过盖亚DR3约3万个红巨星双星样本检验潮汐圆化理论，发现观测到的圆化范围超出理论预测约两倍，并揭示潮汐可加速巨星自转及偏心率下发生质量转移的现象。
2025-05-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Inferring the Galactic potential with Gaia and friends: synergies with other surveys
在未来十年，盖亚卫星将精确测量星系晕中数百万颗恒星的位置和速度，包括许多潮汐流中的恒星。这些流，由银河系（MW）的卫星星系的分层吸积的产品，可以用来推断银河系的引力势由于其初始的紧凑性相空间。观测计划将盖亚的径向速度（RV）测量扩展到微弱的恒星，并确定流中与天琴座RR（RRLe）的精确距离，这将进一步扩展盖亚运动学目录的能力，以描述大银河系中心距离下MW的潜力。在这项工作中，我探索的影响，这些额外的数据的能力，以适应潜在的行动聚类的方法，统计上最大限度地提高信息含量（块状）的潮汐流的行动空间，消除了需要确定流成员为个别明星。使用模拟晕在一个玩具球的潜力，更新后的发射误差模型盖亚，RV和距离误差的示踪剂的估计要跟进，我表明，结合任何形式的额外信息与盖亚目录大大减少了偏见，在确定的尺度半径和总质量的银河系，相比，单独使用盖亚数据。
2016-01-04 astro-ph.GA
Tides from the cloud can induce the fast disruption of star clusters and offer an explanation for Gaia strings
本研究解析证明冷分子云潮汐力可在几百万年内使星团尺寸增大10倍，形成棒状结构，为Gaia弦现象提供解释。
2025-10-10 astro-ph.GA
Sailing on the Sagittarius Stream with Gaia DR2. I. The globular cluster NGC5634
我们使用盖亚DR 2数据表明，球状星团NGC 5634物理上与人马座流的一个手臂，巨大的系统的潮汐尾创建的持续中断的人马座矮球状星系（Sgr dSph）。另外两个臂的流也检测到沿同一视线，在不同的距离。我们发现，NGC 5634周围的Sgr星流的金属更贫，平均而言，比那些发现在更遥远的流臂躺在后面的集群和Sgr~dSph的主体，证实了一个显着的金属丰度（和，大概，年龄）梯度存在沿流。这项分析表明，盖亚DR 2目录的潜力，以直接验证如果一个集群是物理关联的流或没有，而不需要依赖于该系统的潮汐破坏模型。[已撤销：见评论]
2018-10-26 astro-ph.GA
A Pristine View of Galactic Globular Clusters and their Peripheries: Omega Centauri
本研究利用Pristine巡天和Gaia数据探索Omega Centauri外围及潮汐结构，通过概率方法恢复其潮汐尾，并首次证实星团外围的两个主要金属丰度族群延伸至潮汐尾，表明其由受潮汐剥离的恒星组成。
2025-02-03 astro-ph.GA
A $Gaia$ EDR3 search for tidal tails in disintegrating open clusters
我们进行了一个样本的疏散星团与已知的相对细长形态的潮汐尾巴的搜索。我们从$Gaia$ Early Data Release 3的精确天体测量和深测光数据中识别出这些星团的成员星，使用强大的成员确定算法ML-MOC。我们确定了46个疏散星团具有恒星日冕超过潮汐半径，其中20个表现出延长的尾巴与星系团轨道方向在银河系中心坐标。值得注意的是，我们发现NGC 6940（距离$\sim1$ kpc）是最远的疏散星团，其潮汐尾距离其中心为$\sim50$ pc，同时还确定了附近的昴星团的$\sim40$ pc长潮汐尾。使用最小生成树的最大质量的恒星相对于所有集群成员的长度，我们得到的质量分离比（$\rmλ_{MSR}$）配置文件作为一个功能的大质量恒星的数量在每个集群。从这些配置文件中，我们可以分为四类的基础上所经历的集群质量分离的程度的疏散星团。我们发现，在最大的质量隔离类的集群是最古老的平均，并具有最平坦的质量函数斜率。在本文研究的46个疏散星团中，有41个表现出一定程度的质量分离。此外，我们估计这些疏散星团的初始质量（$\rm_{i}$）发现，其中一些，有M $\rm_{i}\gtrsim 10^{4} M_{\odot}$，可能是年轻的大质量星系团的溶解残余。
2022-10-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gaia DR2 Proper Motions of Dwarf Galaxies within 420 kpc: Orbits, Milky Way Mass, Tidal Influences, Planar Alignments, and Group Infall
正确理解银河系（MW）矮星系的宇宙学背景下，需要知道他们的三维速度和轨道。然而，自行（PM）测量的准确度通常有限，并且只能用于更大质量的矮星。因此，我们提出了一个新的研究MW矮星系的运动学。我们使用盖亚DR 2的那些矮星，已经在文献中观察到的光谱。我们得到系统的PM为39个星系和星系候选人到420千秒差距，并普遍发现良好的一致性，从其他研究的测量子集。我们推导出隐含的银心速度，并计算轨道在典型的MW晕势的“低”（$0.8 \times 10^{12} M_\odot$）和“高”质量（$1.6 \times 10^{12} M_\odot$）。轨道远心和三维速度的分布的晕维里半径和逃逸速度的比较，分别表明，卫星的运动学是最好的解释在高质量晕。图克三号、环形山二号和其他候选者的轨道近心点足够小，足以暗示有显著的潮汐影响。与卫星失踪问题相关的是，观测到的远心附近的星系比近心附近的星系少，这意味着一定有一群遥远的矮星系尚未被发现。在39个小矮人中：12颗卫星的轨道极点不与卫星的MW平面对齐（给出关于其固有厚度的合理假设）; 10颗卫星的PM精度不足以确定它们是否对齐; 17颗卫星对齐，其中11颗是共轨的，6颗是反轨的（从现有知识来看，有点令人惊讶）。群体撞击可能对此有贡献，但没有发现陨石坑-狮子座群成员的明确联系。
2018-08-29 astro-ph.GA
StarStream on Gaia: Stream discovery and mass loss rate of globular clusters
University of Michigan（密歇根大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）
利用StarStream算法在Gaia数据中发现球状星团的星流，并估计其质量损失率，揭示部分低质量团块接近完全潮汐破坏。
2026-02-27 astro-ph.GA
Investigating Galactic binary cluster candidates with Gaia EDR3
银河系中的一些恒星疏散星团（OC）对在相空间中占据相似的位置（坐标、视差和自行），因此可能构成物理上相互作用的系统。根据观测数据确定这些天体的特征是正确了解其物理状态和研究银河系中星团对形成的基本步骤。在这项工作中，我们使用盖亚EDR 3数据来研究分布为7个恒星聚集体的16个OC。我们确定了结构参数，并采用了去污技术，允许获得明确的成员星名单。所研究的OC的银河系中心距离和年龄范围为~7 <$R_G$（kpc）<~11和7.3 <= log t <= 9.2。发现8个OCs组成4个引力束缚对（NGC5617-Trumpler22，Collinder 394-NGC6716，Ruprecht100-Ruprecht101，NGC659-NGC663，后者是一个动力学未演化的双星），另外4个星团组成2个相互作用但引力未束缚的对（King16-Berkeley 4，NGC2383-NGC2384，后者是一个溶解的OC）。其他4个OCs（Dias 1，Pismis19，Czernik 20，NGC1857）似乎与任何恒星聚集体都没有关联。显然，集群内绑定和动态演变的对往往呈现比单集群位于类似的$R_G$的半光潮汐半径大，这表明相互潮汐相互作用可能会影响其结构参数。不受约束或动态未演化的系统，似乎目前不太明显的签名潮汐力的结构。此外，核心半径似乎更重要的是与集团的内部动力学弛豫过程。
2021-12-31 astro-ph.GA
The simplest way to get a cluster's parameters in the Gaia era (Dolidze 41)
利用Gaia-ESO DR 2大巡天与近红外2微米全天巡天2 MASS数据库的合并，对天鹅座疏散星团Dolidze 41的测光参数进行了研究。给出了Dolidze 41的径向密度分布（极限、核半径和潮汐半径）、色星等图、银河系质心坐标、距离、色余和年龄。多亏了盖亚DR 2天体测量，它帮助我们很容易地定义了星团恒星的成员。同时还估算了星系团的光度和质量函数、整体光度和质量以及静止时间。
2018-08-05 astro-ph.GA
Characterizing dynamical states of Galactic open clusters with Gaia DR2
本文研究了38个银河系疏散星团的动力学性质：其中34个位于银河系低纬度（|b| <10 $^{\circ}$），并被投射到稠密的恒星场中;另外4个比较天体与恒星场的星族形成了更清晰的对比。我们确定的结构和时间相关的参数，与集群的动力学演化：核心（$r_c$），潮汐（$r_t$）和半质量（$r_{hm}$）半径，年龄（$t$）和交叉时间（$t_{cr}$）。我们还结合了27个先前研究过的星系团的结果，创建了65个样本，跨越了年龄和银河系中心距离（$R_G$）的范围：7.0 <log（$t$）<9.7和6 <$R_G$（kpc）<13。我们采用了统一的分析方法，其中包括光度和天体测量数据从盖亚DR2目录。成员恒星采用去污算法，该算法在3D天体测量空间的视差和自行和属性成员的可能性，在集群区域的恒星。我们的结果表明，内部弛豫导致$r_c$与动力学比率$τ_{dyn}$ = $t/t_{cr}$负相关。这意味着动态的老系统倾向于更加集中。浓度越高，$r_{hm}/r_t$比率越小，这意味着它们受潮汐扰动的影响越小。在兼容的$R_G$的同时代群体的分析表明，集群的内部结构是合理的外部潮汐场的变化不敏感。此外，我们的研究结果证实，平均而言，增加$r_t$的地区，银河系引力场不太强烈。
2020-10-09 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
W UMa-Type Contact Binaries in the Tidal Tails of Young Open Cluster COIN-Gaia 25 and Mamajek 4
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；Key Laboratory for the Structure and Evolution of Celestial Objects, Chinese Academy of Sciences（中国科学院天体结构与演化重点实验室）；Center for Astronomical Mega-Science, Chinese Academy of Sciences（中国科学院天文大科学研究中心）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）
研究通过系统搜索COIN-Gaia 25和Mamajek 4及其潮汐尾中的接触双星，确认了两个系统，利用TESS光变曲线数据和MCMC方法分析，发现其中一系统为深低质量比接触双星，支持接触双星寿命可能仅为热时间尺度的结论。
2026-04-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Kinematic modelling of clusters with Gaia: the Death Throes of the Hyades
盖亚数据的精确性为研究星团的内部速度场提供了一个独特的机会。我们开发并验证了一个前向建模方法的内部运动的恒星在一个集群。该模型允许描述旋转和剪切的各向异性速度色散矩阵和线性速度梯度，结合了恒星子集的径向速度，并通过混合模型考虑了背景源的污染。我们将该方法应用于毕宿星团及其潮汐尾的盖亚DR 2数据，划分和比较10 pc以内和10 pc以外的恒星运动学，这大致是星团的潮汐半径。虽然星系团的速度分散几乎是各向同性的，但尾部的速度椭球体明显是细长的，长轴指向银河系中心。我们发现星系团在银河方位角和垂直方向上有$\approx 2σ$显著的正膨胀和负膨胀，但没有旋转。潮汐尾在银河系中心倾斜的方向上伸展，同时在银河系垂直方向上与星团一样收缩。尾部的切变（A）为$16.90\pm 0.92$ m/s/pc，涡度（B）为$-6.48\pm1.15$ m/s/pc，这两个数值与当地的奥尔特常数不同。
2020-07-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
On energetics and progenitors of Odd Radio Circles: A causal connection with tidal disruption of stars?
奇射电圈（Odd Radio Circles）是最近发现的边缘明亮、表面亮度较低的圆形射电源。其起源的祖先和天体物理过程目前仍有争议。有些ORC没有宿主，有些似乎在遥远的静止星系中。有两种合理的解释认为，ORC是附近的超新星遗迹，在本星系群的群内介质中大小为几百秒差距，或者是在遥远星系周围几百千秒差距范围内的冲击晕。据估计，产生几百千秒差距大小的ORC所需的输入冲击能量在$10^{55} - 10^{59}$ erg的范围内。它示出在这里，在未绑定的碎片喷射从多个（$10^{5} - 10^{9}$）超过$\sim100$百万年周期的中央大质量黑洞的潮汐破裂事件的累积能量可以满足所需的能量，以产生周围的一些星系，最近经历了合并的ORC。潜在的主机的ORC被确定为丰富的后恒星爆发星系在中间的红移有巨大的黑洞。静止星系周围的ORC和潮汐分裂之间的因果关系可能会发现支持在观测到的主导地位的潮汐分裂事件后星爆星系。
2022-07-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Characterizing low contrast Galactic open clusters with GAIA DR2
在这项研究中，我们的特点是16个对象以前被归类为暗淡或低对比度的银河系疏散星团（OC）。我们采用了与OCs动力学演化相关的参数：核心（$r_c$），潮汐（$r_t$）和半质量（$r_{hm}$）半径，年龄和穿越时间（$t_{cr}$）。这些参数之间的关系被用来绘制一些进化的联系。我们还包括了11个具有先前特征的OC，以提供更广泛的参数空间覆盖范围。所调查的样本在年龄（log（t/yr）~7.0 - 9.7）和银心距（$R_G$ ~ 6 - 11 kpc）上跨越了相当大的范围。其中大部分代表太阳金属丰度。我们采用GAIA DR 2天体测量和测光，并选择成员星通过去污算法，探索三维天体测量空间（$μ_α$，$μ_δ$，$\varpi$）分配成员的可能性。以前对这些天体的研究大多基于光度信息。所有调查的OC被证明是真正的恒星浓度和它们的参数之间的关系表明一般的中断情况下，OC往往是更集中，因为他们的演变。内部的相互作用successfully驱动业主立案法团发展更多的动态松弛的结构，使他们较少受到质量损失，由于潮汐效应。潮汐半径倾向于随着$R_G$的增加而增加，与银河潮汐场的强度一致。此外，$r_c$与动力学比值$τ_{\textrm{dyn}}$ =年龄/ $t_{cr}$之间的相关性表明两个不同的演化序列，这可能是不同初始形成条件的结果。
2020-02-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiple Stellar Populations outside the tidal radius of NGC1851 through Gaia DR3 XP Spectra
本研究利用Gaia DR3 XP光谱合成测光，分析NGC1851球状星团在潮汐半径外的多个星族，发现典型星族占外部主导且呈圆形分布，异常星族呈椭圆形，并揭示外部区域平坦速度弥散及切向各向异性运动迹象。
2023-08-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
An extended stellar halo discovered in the Fornax dwarf spheroidal using Gaia EDR3
利用Gaia EDR3空间扩展的均匀数据，研究了天炉座矮球状星系红巨星支恒星星族的分布范围。我们预选属于天炉座的恒星是基于它们的自行，视差和色星等图。后一个标准提供了一个天炉座恒星样本，我们进一步限制了颜色和大小，以消除由于银河系恒星或类星体的污染。数据的精确度足以达到非常小的污染（0.02%至0.3%），使我们能够达到比天炉座中心表面亮度深12个数量级的背景水平。我们发现了密度分布的一个中断，这揭示了一个额外的组件的存在，半径为2.1度，即5.4千秒差距，几乎是天炉座半光半径的7倍。扩展的新成分占天炉座恒星质量的10%，表现得像一个扩展的光环。在这样一个前所未有的深度（相当于V波段的$37.94\pm0.16$磁${\rm arcsec}^{-2}$）没有潮汐拉长特征，排除了潮汐剥离的可能作用。相反，我们认为天炉座很可能是在第一次下沉，并已失去了它的气体最近，因此导致缺乏重力，这意味着残余的恒星已经球形膨胀，形成新发现的天炉座恒星晕。
2022-03-22 astro-ph.GA
Forward and Back: Kinematics of the Palomar 5 Tidal Tails
帕洛玛5号（Palomar 5）的潮汐尾一直是许多光谱研究的焦点，试图识别沿着潮汐流的单个恒星并确定它们的运动学。研究充分的拖尾已经被探索到距离星团中心15^ \text{o}的地方，而沿着前导尾的距离不到4度。在本文中，我们提出了两个领域的光谱研究的结果，我们已经观察到的AAOmega摄谱仪上的英澳望远镜的领先的尾巴。其中一个磁场大约位于7^ \text{o}的前尾，超出了以前光谱学研究的范围。结合我们的测量的运动学和线强度与泛STARRS 1测光数据和盖亚EDR 3天体测量，我们采用概率的方法来确定16颗恒星属于高概率的105流。这些恒星中有八颗位于最外层，它们的天空位置证实了在主臂中存在“扇形”。我们还重新审视了以前发表的径向速度研究，并将盖亚EDR 3天体测量法用于去除干涉场恒星。通过109个{ \it bona fide} Pal 5星系团和潮汐流恒星的最终样本，我们描述了该系统整个范围内的3D运动学特征。我们为将来的建模工作提供此目录。
2022-02-09 astro-ph.GA
Recovering extra-tidal open cluster members via multi-elemental chemical tagging
Instituto Interdisciplinario de Ciencias Básicas (ICB), CONICET-UNCuyo（基础科学跨研究所 (ICB)，CONICET-门多萨大学）；Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas（国家科学研究委员会）
研究利用多元素化学标记识别被传统动力学方法排除的开放星团成员，发现35%的成员位于潮外区域，证明了星团溶解过程，而其余65%可能因二元系统轨道运动被排除，凸显化学标记在克服天文目录偏见中的重要性。
2026-04-27 astro-ph.GA
The Multiple Extended Tidal Tails of NGC 288
本文利用Pan-STARRS、DECaLS和Gaia DR3数据发现NGC 288的多重潮汐尾，揭示其前导尾由多条运动学不同的子流组成，并表明其形成与大麦哲伦云扰动及Gaia-Enceladus-Sausage吸积事件相关。
2024-12-29 astro-ph.GA
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
The tidal stream generated by the globular cluster NGC 3201
利用盖亚DR 2的数据，我们探测到一个由球状星团NGC 3201产生的潮汐流，该潮汐流在天空中延伸超过140度，使用我们先前提出的极大似然方法来研究M68潮汐流。大部分被探测到的流是拖尾流，它在南银河半球延伸，并在距离太阳3.2 kpc的近距离内通过，因此使该流非常有利于发现相对明亮的成员星，而前导臂离我们更远，并且在一个更难分离的磁盘前景后面。该星团刚刚穿过银河系盘，现在位于银河系北半球，被尘埃适度遮挡，最靠近星团的拖尾部分在飞机后面高度模糊。我们获得了一个最佳拟合模型的流是一致的测量自行，径向速度和距离NGC 3201，并显示它是相同的，以前检测到的Gjöll流Ibata等人。我们确定了200星的最高可能性是流成员只使用他们的盖亚运动学数据。这些恒星中的大多数（170颗）在光度上与星团H-R图中的NGC 3201成员一致，只有一次应用了星系吸收尘埃和变红的校正。根据模拟数据集，其余恒星与随机前景物体一致。我们列出了这170个极有可能的流成员星，这将是强烈的兴趣，以模拟银河系的引力势，并在光谱上进行跟踪，以获得准确的径向速度。
2021-05-11 astro-ph.GA
The search for extratidal star candidates around Galactic globular clusters NGC 2808, NGC 6266, and NGC 6397 with {\textit{Gaia}} DR2 astrometry
上下文潮外恒星是由于内部过程或外力作用而位于星系团潮汐半径之外的恒星。这些恒星的存在和空间分布可以让我们了解银河系内星系团过去的演化。目的。以前的研究表明，当对球状星团进行详细探索时，会发现潮外恒星的证据。我们的目标是使用Gaia DR 2数据库中的测光和自行测量在银河系球状星团NGC 6397，NGC 2808和NGC 6266中寻找可能的潮外恒星（Gaia Collaboration et al. 2018）。结果最后，分别有120、126和107颗潮外候选星位于球状星团NGC 6397、NGC 2808和NGC 6266的潮汐半径之外。发现的潮外恒星中，分别有70%、25.4%和72.9%位于NGC 6397、NGC 2808和NGC 6266的雅可比半径之外。属于NGC 6397的潮外恒星的空间分布呈S形，沿着弯曲的前缘和后缘臂延伸。NGC 2808在星团的尾部有过密的恒星，而NGC 6266在其东部和北部似乎有过密的潮外恒星。结论.自行和色星等图可以用来识别GC周围的潮外候选星。尽管如此，取决于一个星团的运动学和恒星星族与银河系场相比有多大的不同，污染的比例可能会更大。所有这三个星团都被发现在它们的潮汐半径之外有潮外恒星。对于NGC 6397和NGC 2808来说，这些恒星可能是盘冲击和潮汐破坏的综合作用的结果。对于NGC 6266，潮外恒星的分布是对称的，这很可能表明该…
2020-11-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Signatures of Tidal Disruption in Ultra-Faint Dwarf Galaxies: A Combined HST, Gaia, and MMT/Hectochelle Study of Leo V
超微弱的矮星系狮子座V在大半径处表现出光度超密度和运动学成员，以及试探性的运动学梯度，这表明它可能经历了与银河系的近距离相遇。我们通过i）哈勃太空望远镜（HST）获得的高精度测光，ii）MMT上的Hectochelle光谱仪获得的两个恒星光谱时代，以及iii）盖亚任务的测量来研究这些中断的迹象。使用HST的数据，我们研究了一个在大半径的流状超密度的报告，并得出结论，这不是一个真正的恒星流，而是一群前景恒星和背景星系。我们的光谱分析表明，一个已知的成员星可能是一个双星，并挑战其他三个成员的地位，包括两个遥远的候选人，以前提供了整体恒星质量损失的证据。我们还发现证据表明，建议的运动学梯度狮子座V可能是由于小的数字统计。我们更新了狮子座V的系统自行，发现$(μ_α\cosδ, μ_δ)= (0.009\pm0.560$，$-0.777\pm0.314)$ mas yr $^{-1}$，这与其报告的轨道一致，没有将狮子座V置于被银河系干扰的风险中。这些发现消除了大部分表明Leo V正在破坏的观测线索，然而，我们也发现了新的可能的成员星，其中两颗距离主体>5个半光半径。这些恒星需要进一步研究。因此，利奥五世的性质仍然是一个悬而未决的问题。
2019-07-16 astro-ph.GA physics.space-ph
Internal rotation of Milky Way dwarf spheroidal satellites with $Gaia$ Early Data Release 3
我们提出了一个分析的14个卫星的银河系（MW）的运动学。我们使用适当的运动（PM）从$Gaia$早期数据发布3（EDR 3）和视线速度（$v_{\mathrm{los}}$）在文献中获得这些系统的系统三维运动。对于其中的六个，即船底座，天龙座，天炉座，玉夫座，六分仪，小熊座矮球状星系（dSph），我们研究的内部运动学投影到径向，$V_R$（膨胀/收缩），切向，$V_T$（旋转），相对于质量中心的速度分量的恒星PM。我们在隆突（$|V_T| = 9.6 \pm 4.5 \ {\rm{km \ s^{-1}}}\>$）、穹窿（$|V_T| = 2.8 \pm 1.3 \ {\rm{km \ s^{-1}}}\>$）和塑夫座（$|V_T| = 3.0 \pm 1.0 \ {\rm{km \ s^{-1}}}\>$）dSphs中发现了显著的旋转。除了人马座dSphs，这些是MW经典dSphs中天空平面内内部旋转的第一次测量。除船底座外的所有星系都显示出$|V_T| / σ_v < 1$。我们发现，较慢的旋转倾向于显示，平均而言，较大的天空投影椭圆率（如预期的样本与随机视角），并位于较小的银河系中心距离（如预期的潮汐搅拌情况下，旋转转化为随机运动的卫星沉入母晕）。然而，这些趋势很小，在统计学上并不显著，这表明旋转在塑造这些星系的3D结构方面并没有发挥主导作用。无论潮汐搅动对这些系统的演化有微…
2021-06-15 astro-ph.GA
Off the beaten path: Gaia reveals GD-1 stars outside of the main stream
潮汐扰动的球状星团转变成稀薄的、动力学上寒冷的恒星流，这些恒星流是银河系中大小尺度质量分布的极有价值的示踪剂。利用盖亚第二次数据发布的数据，结合泛星测光，我们提出了一个样本的最长的冷流在银河系中，GD-1的高度可能的成员。由此产生的GD-1图：（1）将河流的表观长度延长了$20^\circ$，（2）揭示了祖先的可能位置，（3）检测到沿河流的高对比度间隙，（4）表明存在偏离主流路径的河流成员。这些发现是唯一可能的，因为盖亚精密的天体测量，它允许从银河系恒星的流干净的分离。额外的长度和适当的处理的祖先将有助于动力学建模的GD-1映射大规模的暗物质分布。流的复杂形态指向一个动荡的历史;详细的相空间性质的扰动流成员可能会限制银河系中的暗物质子结构。
2018-08-27 astro-ph.GA
Proper Motions, Orbits, and Tidal Influences of Milky Way Dwarf Spheroidal Galaxies
我们结合盖亚EDR3天体测量与精确的测光，并利用概率混合模型来测量银河系（MW）的52个矮球状（dSph）卫星星系的系统自行。对于46 dSphs与文献的视线速度，我们计算的轨道在MW和合并MW+大麦云（LMC）的潜力，并确定车II，车III，Hor I，Hyi I，Phx II和Ret II可能LMC卫星。我们的dSph样品的40%具有> 25%的近心点和/或远心点变化，具有MW + LMC势。对于这些轨道，我们Monte Carlo采样的观测不确定性为每个dSph和MW和LMC潜力的不确定性。我们预测，蚂蚁II，Boo III，Cra II，Gru II和Tuc III应该是潮汐干扰，通过比较每个dSph的平均密度相对于其近心处的MW密度。具有大椭圆率的dSphs（CVn I、Her、Tuc V、UMa I、UMa II、UMi、Wil 1）显示出它们的轨道方向与它们的主轴对齐的偏好，即使对于具有大近心点的dSphs也是如此。我们比较了dSph径向轨道相位，以在MW类N-体模拟subhalos，并推断，有没有多余的卫星附近的近心。随着未来盖亚数据发布的预测，我们发现dSph轨道精度将受到距离和/或MW潜力的不确定性的限制，而不是自行精度。最后，我们提供我们的会员目录，使社区跟进。
2022-10-09 astro-ph.GA
Dynamics of tidal spiral arms: Machine learning-assisted identification of equations and application to the Milky Way
本研究利用SINDy机器学习方法，从潮汐扰动诱发旋臂的模拟中推断出线性与非线性控制方程，结合Gaia数据拟合银河系旋臂特征，为星系动力学研究提供了数据驱动的建模新工具。
2025-08-21 astro-ph.GA
No Convincing Evidence for Tidal Binary Clusters in the Galaxy
Facultad de Ciencias, Universitat Autònoma de Barcelona (UAB)（巴塞罗那自治大学理学院）；Institute of Graduate Studies In Sciences, İstanbul University（伊斯坦布尔大学高等研究院）
本文重新评估了二十个候选潮汐双星团，发现其年龄不满足独立形成条件，更可能是同年龄的原始星团对，表明银河系中真正的潮汐双星团极其罕见。
2026-10-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Charting the Galactic acceleration field I. A search for stellar streams with Gaia DR2 and EDR3 with follow-up from ESPaDOnS and UVES
我们目前的地图中检测到的恒星流的盖亚数据版本2（DR 2）和早期数据版本3（EDR 3）目录使用STREAMFINDER算法。我们还报告了高分辨率CFHT/ESPaDOnS和VLT/UVES光谱仪以及中等分辨率NTT/EFOSC 2光谱仪获得的较亮DR 2流成员的光谱跟踪。在DR 2中发现了两个没有明确祖先的新恒星流（命名为Hrid和Gunnthra），在EDR 3中发现了七个（命名为Gaia-6至Gaia-12）。还识别了若干候选流。该软件还发现了与15个球状星团NGC 288、NGC 1261、NGC 1851、NGC 2298、NGC 2808、NGC 3201、M 68、$ω$ Cen、NGC 5466、Palomar 5、M 5、NGC 6101、M 92、NGC 6397和NGC 7089有关的非常长的潮汐尾。这些恒星流将在本系列的后续贡献中用于绘制$\sim$ 100 pc到$\sim$ 100 kpc尺度上银河系加速度场的特性。
2021-05-05 astro-ph.GA
The Challenge to MOND from ultra faint dwarf galaxies
低加速度下的修正牛顿动力学（MOND）在解释星系平坦的自转曲线以及星系的重子含量与它们的观测圆速度之间的关系（称为重子Tully-Fisher关系（BTFR））方面具有惊人的能力。MOND模型不能解释观测到的超暗矮星系的速度色散，其理由是超暗矮星系比冷暗物质模型更容易发生潮汐破裂。我们证明：（i）潮汐内部加速度在UFD的比例是非常低的，（ii）有没有相关性之间的偏差UFD从MOND的预测作为潮汐敏感性的函数，（iii）最近的约束盖亚自行分析的轨道参数的UFD加剧了挑战MOND。特别是，盖亚的数据表明大熊座I正在经历一次最近的落入银河系的光环，它与MOND在7- $σ$水平上的不一致不能归因于它是一颗早期的落入卫星。此外，来自Gaia DR 2的新数据表明Willman I具有所有UFD中最小的偏心轨道，并且它在4- $σ$水平上偏离MOND不能归因于先前建议的高偏心轨道。最后，鉴于杜鹃座III是唯一观测到的显示潮汐特征的UFD，网穴II和Segue I是另外两个可能挑战MOND的UFD，因为它们与杜鹃座III的银河系中心距离相当，但没有显示潮汐特征。宽双星是否膨胀了UFD的速度色散仍然是一个有待解决的问题，未来的多历元观测。
2021-06-03 astro-ph.CO 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
Detection of a 50 degree-long Trailing Tidal Tail for the Globular Cluster M5
利用光度测量和盖亚数据发布2的自行，我们探测到一个50度长的大约70颗恒星的流从晕状球状星团M5向西延伸。基于相似的距离，自行，推断的颜色-震级分布，和轨迹，我们确定这条流作为尾随的潮汐尾M5。虽然恒星的表面密度非常低（每平方度约1.5颗星，或每平方角秒约35等），但只选择自行与星团轨道一致的恒星，会产生约10 sigma的检测意义。虽然我们发现流的可能延续到~85度，但增加的前景污染与更大的预测流距离相结合，使得即使流继续有增无减，也难以用当前数据进行检测。恒星在星流中的不均匀分布似乎与潮汐剥离相一致，最近脱落的恒星现在落后于星团数十度。我们提供了一个表的排名最高的候选流星正在进行和未来的光谱调查。
2019-09-12 astro-ph.GA
Globular Clusters in the Sagittarius stream. Revising members and candidates with Gaia DR2
我们重新考虑的情况下，银河系球状星团（GC）的人马座矮球状星系（Sgr dSph）的潮汐流协会，使用盖亚DR 2数据。我们使用RR Lyrics在6D中跟踪流，并选择在位置和速度上与观察到的流相匹配的聚类。除了居住在银河系的主体（M 54，Ter 8，Ter 7，Arp 2）的集群，我们确认的成员资格，12和Whiting 1的部分人口的拖臂的恒星在最近的近银河通道。NGC 2419，NGC 5634和NGC 4147是非常有趣的候选者，可能与更古老的卷流有关。我们注意到，除了位于星系恒星核内的M54之外，所有这些星团都位于流的拖曳臂中。所选的星团与Sgr dSph主体的[Fe/H] vs. [Mg/Fe]，[Ca/Fe]模式以及场星所显示的年龄-金属丰度关系完全一致。
2020-03-17 astro-ph.GA
Star cluster formation and some implications for GAIA
恒星的形成在空间和时间相关的恒星形成事件（CSFEs）和这些“嵌入集群”内的动力学过程中留下的印记，在恒星星族在银河系领域。这种印记是相空间（例如引力束缚的星团，潮汐流），恒星的双星性质和幸存星团中现今恒星质量函数的相关性。动力学过程包括大质量恒星从星团核心的驱逐，由于残余气体驱逐和能量均分驱动的恒星从星团蒸发导致暗星团和周转超密度冷运动流的CSFEs的破坏。这种相空间结构在银河系（MW）领域的性质取决于有效引力势的MW。GAIA数据将显著地限制所有这些方面，并且将特别地通过冷流的性质对引力动力学产生影响，并且通过对气体排出过程的约束对恒星形成产生影响，所述气体排出过程是通过必须与每个CSFE相关联的膨胀的未结合的种群。
2011-11-29 astro-ph.GA
A Gaia-based catalog of candidate stripped nuclei and luminous globular clusters in the halo of Centaurus A
潮汐剥离的星系核和发光球状星团（GC）是附近星系的晕和组装历史的重要示踪剂，但很难可靠地识别典型的地面成像数据。在本文中，我们提出了一种新的方法来寻找这些大质量的星团使用盖亚DR2，重点是大质量的椭圆星系半人马座A（Cen A）。我们发现，剥离的核和球状星团的部分解决盖亚在距离的Cen A，表现出特征的天体测量和光度签名。我们使用这种选择方法，以产生一个列表的632个新的候选发光集群的光环的岑A的投影半径为150千秒差距。加入宽带测光和视觉检查提高了我们的分类的准确性。在光谱先导计划中，我们确认了5个新的发光星系团，其中包括Cen，A.新发现的GC中有三个比所有先前已知的GC更远离Cen A。其中有几个是剥离核的引人注目的候选者。我们表明，我们的新盖亚选择方法保留至少部分效用的距离为25百万秒差距，因此是一个强大的工具，在本地宇宙中的星系稀疏的郊区寻找和研究星团。
2020-01-09 astro-ph.GA
3D Morphology of Open Clusters in the Solar Neighborhood with Gaia EDR3: its Relation to Cluster Dynamics
我们分析了3D形态和运动学的13个疏散星团（OC）位于500 pc的太阳，使用盖亚EDR 3和文献中的运动学数据。使用无监督机器学习方法StarGO，使用5D参数（X，Y，Z，$μ_α\cosδ, μ_δ$）识别OC成员。OC样本覆盖的年龄范围为2500万年-2.65千兆年。我们使用贝叶斯反演校正由于视差误差引起的不对称距离分布。对于500秒差距的星系团，校正距离的不确定度为3.0- 6.3秒差距，这取决于其成员的内在空间分布。我们确定的3D形态的OC在我们的样本和适合的空间分布的恒星在每个集群的潮汐半径与椭球模型。OC的形状被很好地描述为扁球体（NGC 2547、NGC 2516、NGC 2451 A、NGC 2451 B、NGC 2232）、长球体（IC 2602、IC 4665、NGC 2422、Blanco 1、Coma Berenices）或三轴椭球体（IC 2391、NGC 6633、NGC 6774）。对于大多数星团来说，拟合椭球的半长轴平行于银河平面。在三个年轻的星系团（NGC 2232、NGC 2547、NGC 2451 B）中发现了拉长的类似于潮汐的亚结构，而在较老的星系团（NGC 2516、NGC 6633、NGC 6774、Blanco 1、后发座星系团）中发现了类似于潮汐尾的亚结构。大多数的星系团可能是超维里的，并且在不断膨胀。$N$ -体模型的快速气体驱…
2021-02-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
