The dynamical fingerprint of gas-expulsion: Insights into the assembly of the Milky Ways' old GC system
由于最古老的球状星团（GCs）是银河系（MW）形成的早期残留物，GCs暴露在我们银河系可能演化的潜力中。残留气体从GC的嵌入式祖细胞的驱逐是敏感的条件前MW气体云。通过N体计算表明，气体抛出从最初的质量分离的GC影响的形状的低质量恒星质量函数（MF）和它的印记可能仍然是可见的，在今天的MF（PDMF）。潮汐场的强度在出生的影响程度的气体驱逐驱动的低质量的明星耗尽，因此，PDMF探测MW潜力在GC形成的时候。有人认为，在老GC人口中的MW，年轻的GC表现出更强的低质量的恒星损失比老GC。这被证明是一致的收缩和自引力云，其中在前MW潜力的波动随时间的增长。一个最初相对平稳的潮汐场在坍缩云的动力学时间尺度内演变成粒状势（基于Marks & Kroupa 2010，MNRAS，406，2000）。
2011-10-21 astro-ph.GA
Star Clusters in the Galactic tidal field, from birth to dissolution
我们研究星系潮汐场中的星团从分子团诞生开始的演化。我们的模型星系团是根据局域密度驱动的团簇形成模型形成的，在该模型中，恒星的密度分布比气体的密度分布更陡。因此，团簇比早期模型预测的更好地抵抗气体排出。我们改变银河潮汐场λ的影响，考虑不同的银心距离（3-18 kpc），以及不同的集群大小。我们的模型团簇在气体排出过程中不依赖于λ。我们研究了长期演化开始时的团簇质量与其溶解时间之间的关系。模型集群形成的高恒星形成效率（SFE）遵循严格的质量依赖的溶解关系，与以前的理论研究一致。然而，低SFE模型呈现出比高SFE集群更浅的质量依赖关系，并且大多数在达到1 Gyr（集群青少年死亡率）之前溶解。
2019-07-30 astro-ph.GA
The bound fraction of young star clusters
新形成的星团中的残余气体通过恒星反馈在~ 100万年的时间尺度上被排出。随后的星系团膨胀导致一部分恒星脱离束缚，然后剩下的星系团成员才能重新维里化并形成一个幸存的星系团。我们研究了恒星中气体排出后的束缚分数随初始星团质量的变化，并测量了原始质量分离、恒星演化和太阳距离处的潮汐场的影响。我们还评估了恒星形成效率和气体排出速度的影响。我们进行N体模拟使用Sverre Aarseth的NBODY 7代码，开始与紧凑的集群在其嵌入相和近似的气体排出的指数耗尽外部引力场的装置。我们遵循的过程中，通过详细监测不同的拉格朗日半径超过几个百万年，检查初始半质量半径为0.1 pc，0.3 pc和0.5 pc和初始质量通常范围从$5\times10^3 M_\odot$到$5\times10^4 M_\odot$。所采用的恒星形成效率为0.33的集群体积的结果在一个明显的敏感性气体驱逐速度在一个很宽的质量范围内，而恒星形成效率的变化可以使集群强大的快速下降的外部电位。我们证实，原始的质量偏析导致一个较小的约束分数，其影响可能随质量下降。恒星演化对质量较低的星系团有更大的影响，但通过动力学摩擦加热可以使星系团扩大到类似的程度。所研究的集群扩展以及在其潮汐半径，将生存气体驱逐，即使在一个强大的潮汐场。
2016-11-22 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
Statistical detection of a tidal stream associated with the globular cluster M68 using Gaia data
提出了一种基于极大似然的潮流搜索和轨道拟合方法，并将其应用于Gaia数据。测试的方法进行显示如何模拟流产生的潮汐剥离的星团被恢复时，添加到模拟的盖亚目录。该方法可应用于搜索与已知祖先相关联的流或在一般目录中进行盲搜索。作为第一个例子，我们将该方法应用到球状星团M68，并检测到它的清晰的潮汐流伸展整个北银河半球，并通过5 kpc的太阳。这是迄今为止探测到的离我们最近的潮汐流之一，并且非常有希望为银河系引力势提供新的约束，为此我们提出了初步的拟合，发现一个与其他观测结果一致的略扁的暗晕。我们将M68的潮汐流与Ibata等人先前发现的Fjörm流进行了鉴别，确认潮汐流中包含的恒星与M68的HR图一致。我们提供了115颗最有可能成为星流成员的恒星，它们应该是后续光谱研究的主要目标。
2020-10-27 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
Extended Tidal Tails of IC 4756 detected by {\it Gaia} EDR3
我们报告了在疏散星团IC 4756（$\sim$ 1 Gyr）周围发现的潮汐尾，它是基于从{ \it Gaia} EDR 3中鉴定出的644个成员的.利用三维空间位置、二维切向速度$\left( x, y, z, κ\cdot μ_α^{*}/\varpi, κ\cdot μ_δ/\varpi \right)$来确定IC 4756的共同移动成员候选。使用贝叶斯方法，我们为每个聚类成员校正距离。两个潮汐尾延伸到180 pc，在$X^{\prime}Y^{\prime}$空间（笛卡尔坐标集中在集群中心）显示一个S形。我们的成员在颜色绝对星等图（CAMD）中的清晰序列表明了同时代的人口，并与Bossini等人（2019）的PARSEC等时线完全匹配。在这个集群中也检测到质量分离。最后，我们分别导出了IC 4756关于$12.13$ pc和$4.33 \pm 0.75$ pc的潮汐半径和核半径。
2021-10-15 astro-ph.GA
Predictions for the detection of Tidal Streams with Gaia using Great Circle Methods
盖亚天体测量任务可能提供一个前所未有的机会，发现新的潮汐流在星系晕。为了测试这一点，我们应用nGC 3，一个大圆细胞计数方法，结合位置和自行数据来识别流，10个模拟盖亚目录的K巨星和RR天琴座恒星构建的银河系类似物的宇宙学模拟。我们分析了两组模拟，一个使用组合的$N$体和半解析方法，具有极高的分辨率，其他使用流体动力学方法，捕获重子的动态，包括形成一个原位晕。这十个可能的银河系合并历史的实现使我们能够评估在不同的银河系形成情景中潮汐流恢复的潜力。我们在这些模拟星表中包括了盖亚~选择函数和观测误差。我们发现，nGC 3方法在流宽度和投影过密度的空间中具有定义良好的检测边界，可以仅基于直接观测值来预测。我们预测在一个典型的银河系质量晕中，用Gaia+ nGC 3可以探测到4-13个矮星系流，探测效率估计为$>$ 80%.这些流的前身星系的质量范围是在经典矮星系，可能已经吸积早在红移$\sim3$。最后，我们分析了如何不同的可能的扩展盖亚任务将提高潮汐流的检测。
2017-05-31 astro-ph.GA
Revisit NGC 5466 Tidal Stream with $Gaia$, SDSS/SEGUE and LAMOST
通过对$Gaia$ EDR 3、SDSS/SEGUE DR 16和LAMOST DR 8的数据挖掘，发现了NGC 5466潮汐流的11颗成员星，其中7颗是新发现的。为了剔除污染物，在天空位置、色星等图、金属丰度、自行和径向速度等方面进行了各种切割。我们将我们的数据与模拟流进行比较，模拟流是通过模拟星系团在平滑的银河系势加上大麦云云（LMC）下的破裂而产生的。模型和观测结果之间相空间的一致趋势意味着流可能受到LMC的扰动。在11颗被探测到的成员中，最远的两颗星的长度可以追溯到天空的$60^\circ$，支持并延长了先前的$45^\circ$的长度。考虑到NGC 5466是如此遥远，并且可能有比以前认为的更长的尾巴，我们预计NGC 5466潮汐流可能是限制银河系引力场的有用工具。
2022-03-25 astro-ph.GA
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
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
The post-gas expulsion coalescence of embedded clusters as an origin of open clusters
针对银河系内嵌星团与疏散星团质量函数不匹配的问题，本研究通过N体模拟提出同分子云内多个低质量内嵌星团气体抛射后并合可形成疏散星团，解释了观测到的疏散星团参数空间。
2025-01-15 astro-ph.GA
Observations meets theory in clustered star formation
恒星主要以群体的形式形成，这些群体显示出广泛的质量，大小和其他属性。尽管存在这种多样性，但存在一种潜在的结构，可以限制团簇形成理论。我们将展示如何结合观察与模拟允许披露这种基本结构。一个例子是年轻的嵌入式关联的质量-半径关系，它遵循$M_c = CR_c^γ$，其中$γ$ = 1.7 $\pm$ 0.2，这与团块的质量-半径关系直接相关。基于GAIA 2D的结果表明，年轻的恒星群（1- 500万年）膨胀，并且这种膨胀过程在10- 2000万年的年龄时基本结束。这种行为在气体排出方案中是预期的。然而，气体排出的效果强烈地依赖于超临界流体萃取，气体排出的时间尺度等，在这里，它演示了现有的和即将到来的数据是如何能够约束这些参数和相应的基础模型。
2019-07-23 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
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
Gaia RR Lyrae Stars in Nearby Ultra-Faint Dwarf Satellite Galaxies
我们使用盖亚DR2天琴座RR型星表在27个附近（$<100$ kpc）超暗矮卫星星系中寻找天琴座RR型星。根据自行，星等和天空中的位置，我们将47颗盖亚RR天琴座恒星与14颗不同的卫星联系起来。这些星系的距离是基于天琴座RR型恒星。我们首次在杜鹃座II矮星系中发现了天琴座RR型恒星，并在大熊座II、后发座、水蛇座I、牧夫座I和牧夫座III中发现了其他成员。此外，我们已经确定了候选的潮汐外RR天琴座恒星在六个星系，这表明他们可能正在经历潮汐破坏。我们发现有10个星系没有天琴座RR型星，在盖亚和文献中都没有。然而，考虑到盖亚DR 2已知的完整性，我们不能得出结论，这些星系确实缺乏这种类型的变星。
2020-01-04 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
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
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
Characterisation of the Clouds' young stellar Bridge using Gaia DR3
Universitat de Barcelona（巴塞罗那大学）；Lund University（隆德大学）
利用Gaia DR3数据和机器学习技术，研究银河系与大麦哲伦星云相互作用形成的年轻恒星桥，通过分析空间分布、运动学和色-星等图验证其形成机制。
2026-04-28 astro-ph.GA
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
Global survey of star clusters in the Milky Way -- VII. Tidal parameters and mass function
本文基于MWSC星表2227个星团构建太阳邻域CMF，并用形成演化模型约束潮汐质量、低恒星形成效率及薄盘恒星贡献。
2023-02-21 astro-ph.GA
Different Fates of Young Star Clusters After Gas Expulsion
我们确定了太阳附近的年轻星团NGC 2232（323.0 pc）和新发现的星团LP 2439（289.1 pc）的结构。成员候选者通过无监督机器学习方法\textsc{StarGO}使用盖亚DR 2天空位置、视差和自行数据来识别。星系盘的成员污染可以用色星等图进一步去除。这四组恒星（NGC 2232、LP 2439和两个星系结构）的年龄都是2500万年，可能形成于同一个巨大的分子云。我们用贝叶斯方法从视差误差中校正距离不对称。3D形态显示了星系团NGC 2232和LP 2439的两个球形分布。两个附属结构在空间和运动学上与NGC 2232相连。NGC 2232和LP 2439都在膨胀。在LP 2439中，膨胀更显着，产生了松散的空间分布，体积数和质量密度分布较浅。膨胀的主要驱动力是气体排出。NGC 2232有73%的质量处于束缚状态，目前正经历着再维里化的过程，而LP 2439有52%的质量处于非束缚状态，可能在不久的将来完全溶解。不同的生存性跟踪不同的动力学状态的NGC 2232和LP 2439开始气体排出之前。NGC 2232可能是亚维里结构，而LP 2439可能是维里/监督结构，或者它经历了更快的气体去除速率。
2020-08-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
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
The masses of open star clusters and their tidal tails and the stellar initial mass function
本研究通过N体模拟和恒星质量-光度关系，量化了未分辨联星对星团及潮汐尾观测参数的影响，发现联星导致星团光度质量被低估15%，且观测的恒星质量函数幂律指数比真实值偏小，并指出银河系盘内不同恒星种群的联星比例可能随速度弥散变化。
2024-10-16 astro-ph.GA
Dynamical Constraints on the Origin of Multiple Stellar Populations in Globular Clusters
我们已经进行了一个大网格的N体模拟，以调查如果质量损失作为原始气体驱逐的结果可以负责大部分的第二代恒星在球状星团（GC）与多个恒星星族（MSP）。我们的星团从两个恒星星族开始，其中所有恒星中的$10\%$是第二代恒星。我们模拟了具有不同初始质量、不同第一代恒星与第二代恒星的半质量半径比、不同原始气体分数和不同强度的银河系潮汐场的星系团。然后，我们让我们的集群进行原始气体损失，并获得其最终的性质，如质量，半质量半径和第二代恒星的分数。使用我们的N体网格，然后进行蒙特卡罗分析，以约束初始质量，半径和所需的气体排出的时间尺度的GC与MSP。我们的结果可以解释的GC的今天的属性，只有当（1）大量的气体存在于第二代恒星形成后的集群和（2）气体驱逐的时间尺度非常短（$\lesssim 10^5$ yr）。如此短的气体排出时间尺度与最近的预测一致，即黑暗遗迹已经从球状星团中排出了原始气体，并为AGB方案提出了一个潜在的问题。此外，我们的研究结果预测了GC中第二代恒星的数量比和GC的现今质量之间存在很强的反相关性。到目前为止，观测数据只显示了一个明显较弱的反相关性，如果有的话。
2015-07-11 astro-ph.GA
The puzzle of the cluster-forming core mass-radius relation and why it matters
我们强调了如何与外部潮汐场相结合的集群形成的核心的质量半径关系可以影响婴儿的重量损失和气体排出后的集群中断的可能性。具体而言，我们研究了如何在激烈的松弛结束时，集群和集群形成的核心质量的核心质量的关系的斜率和归一化的质量半径关系的恒星留在集群的束缚分数之间的关系。假设质量独立的恒星形成效率和气体驱逐时间尺度$τ_{GExp}/τ_{cross}$和一个给定的外部潮汐场，它被发现，恒定的表面密度核心和恒定的半径核心有可能导致高，低质量的集群，分别优先删除。与此相反，恒定的体积密度核心的结果在质量独立的集群婴儿体重减轻，所建议的意见。我们的模型包括对高质量集群形成核心的演化的预测，这是一个尚未被观测所覆盖的制度。概述了直接受核心质量-半径关系性质影响的各种问题（如星团质量函数、星系恒星形成历史、球状星团自富集）。最后，我们强调，必须谨慎处理致密气体区域的观测质量半径数据集，因为它们可能是用于映射它们的分子示踪剂的印记，而不是反映团簇形成条件。[摘要]
2010-09-27 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
Direct N-body simulations of NGC 6397 and its tidal tails
通过直接N体模拟和Gaia DR3数据，研究了球状星团NGC 6397的演化，发现其当前状态可由标准初始质量函数解释，且无暗物质晕或暗残骸中心。
2025-01-23 astro-ph.GA
The dynamical state of stellar structure in star-forming regions
恒星形成的分数，导致在恒星形成的密度谱和气体驱逐的恒星结构的反应的影响。我们分析流体动力学模拟的恒星形成区域的湍流碎片，以评估由此产生的人口的恒星和（子）集群的动力学特性。恒星子集群使用最小生成树算法进行识别。当只考虑恒星的引力势而忽略气体时，我们发现所识别的子团接近维里平衡（典型的维里比Q_vir~0.59，而维里平衡则为Q_vir~0.5）。这种维里态是由于气体吸积到恒星上，以及吸积引起的子星系团收缩，导致子星系团内气体比例较低的结果。由于子星系团是气体贫乏的，在模拟结束时的长度尺度为0.1-0.2 pc，它们只受到气体排出的微弱影响。子星系团达到高密度所需的演化到气体贫乏状态的比例随着恒星形成区域的密度而增加。我们将这一论点扩展到星团尺度，并认为气体的缺乏表明，由于气体排出（婴儿死亡率）导致的星团早期破坏比预期的作用要小，并且可能仅限于周围气体密度低的恒星形成区域。我们认为，在致密的恒星形成区域，周围气体云对年轻星团的潮汐冲击可能是早期破坏的原因。这种“残酷的摇篮效应”将在气体排出的破坏之外发挥作用。我们提出了可能的方法来量化这两种机制的相对贡献。
2011-09-05 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
Estimating the ages of open star clusters from properties of their extended tidal tails
目前确定疏散星团、星协和恒星流年龄的最精确方法是基于等时线拟合或锂耗尽边界。我们提出了另一种方法来确定这些对象的基础上，他们的扩展潮汐尾巴，这是最近发现的几个疏散星团的形态。假设早期出现的潮汐尾，即所谓的潮汐尾I，起源于早期气体排出时从星团中释放出来的恒星，或者它们与星团形成于同一个恒星形成区（即与集群同时代），本文导出了圆轨道上团簇或流的潮汐尾长轴与轨道方向之间的倾角$β$的解析公式轨迹由于在一个给定的银河系中心半径，$β$只是一个函数的年龄$t$的初始属性的集群无关，我们估计集群的年龄通过反演的分析公式$β= β(t)$。我们举例说明的$12$对象，我们从文献中编译的样本上的方法，我们发现一个合理的协议与以前的约会方法在$\approx 70$ %的情况下。通过考虑轨道的偏心率和重新审视以恒星演化为基础的定年方法，这一点可能会得到改善。所提出的形态学方法是适合于相对年轻的集群（年龄$\lesssim 300$ Myr），其中它提供了一个相对的年龄误差的顺序$10$ $20$ %的误差在所观察到的倾斜角$5 ^\circ$。
2021-12-07 astro-ph.GA
The origin of high velocity stars from Gaia and LAMOST
基于第二批Gaia数据（Gaia DR 2）和LAMOST数据Release 5的光谱数据，我们定义了具有$v_{\mathrm{gc}} > 0.85 v_{\mathrm{esc}}$的恒星为高速（HiVel）星样本，并最终得到了24颗具有恒星天体测量参数和径向速度的HiVel星样本。大多数HiVel恒星都是贫金属的，并且是$α$增强型的。为了进一步探索这些HiVel恒星的起源，我们追溯了每个HiVel恒星在银河势中的向后轨道，以获得用于分类这些HiVel恒星的概率参数。其中，5颗恒星来自破裂矮星系的潮汐碎片，19颗恒星是起源于恒星盘的逃逸恒星候选者。
2018-12-03 astro-ph.GA
Which young clusters/associations are we missing today?
目前，恒星的星团/星协主要被检测为相对于背景场的表面密度增强。当团簇形成时，它们的表面密度增加。在恒星形成过程结束时，当系统由于气体排出而膨胀时，它可能会再次减少。因此，一个单一的集群的表面密度可以改变相当大的年轻集群/协会在第一个20万年的发展。我们研究了气体排出对太阳附近典型的星团/星协的可探测性的影响，其中恒星形成效率<35%。主要的重点将放在依赖于初始集群质量。Nbody方法被用来确定气体排出后的集群/协会动态。我们发现，即使在低背景密度，只有集群/协会的初始中心表面密度超过几个5000 M（太阳）/pc 2将被检测到集群在年龄~5百万年。即使是猎户座星云星团，附近最大的星团之一，在500万年的发展之后，也只能被归类为一个小型的共同运动集团。这意味着星系团的扩张导致了选择效应--在年龄小于1- 200万年时，星系团/星协的全部范围都被观察到，而在年龄大于400万年时，只有最大质量的星系团被识别出来，而初始M_c <3000 M（太阳）的系统则被遗漏了。恒星性质随时间的发展通常是通过观测不同年龄的星团来确定的。聚类样本的潜在强不均匀性使得这种方法非常值得怀疑。然而，GAIA可以提供纠正这种情况的方法，因为它将能够检测到较低质量的集群。
2015-01-05 astro-ph.GA
Discovery of extended structure around open cluster COIN-Gaia 13 based on Gaia EDR3
COIN-Gaia 13是由Gaia DR 2数据揭示的一个新发现的疏散星团。它是一个近距离的疏散星团，距离约为513 pc。结合高精度的Gaia EDR 3的五维天体测量数据，采用隶属度分配算法（pyUPMASK）确定COIN-Gaia 13在大范围扩展空间区域的隶属度。该集群已找到478个候选成员。在获得可靠的簇成员后，我们进一步研究了它的基本性质和空间分布。结果表明，团簇在X-Y平面上存在明显的伸展结构。这种细长结构沿旋臂分布，全长约270 pc。星团年龄为2.5亿年，总质量约为439 M $_\odot$，潮汐半径约为11 pc。由于超过一半的成员星（352颗）位于两倍潮汐半径之外，因此怀疑该星团正在经历动态溶解过程。此外，空间分布和运动学分析表明，COIN-Gaia 13中的扩展结构更可能是由银河系的差异旋转引起的。
2022-04-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gaia view of a stellar sub-structure in front of the Small Magellanic Cloud
最近的观测研究在小麦哲伦云（SMC）的东部地区发现了一个由红团（RC）星（在主体前方约12 kpc）跟踪的前景恒星子结构，并认为它是在麦哲伦桥（MB）形成期间形成的，由于麦哲伦云的潮汐相互作用。由于数据的空间覆盖范围有限，以前的研究仅调查了距离SMC中心4.0度的这一特征，因此无法找到与MB的物理联系。为了确定这个前景人口的空间范围和属性，我们分析了来自盖亚数据发布2（DR 2）的~ 314平方英尺的数据。度区域以SMC为中心，其覆盖整个SMC和MB的显著部分。我们发现，前景人口是目前只有2.5度到~ 5-6度之间的SMC在东部地区的中心，对MB，因此不完全重叠的MB在天空的平面。发现前景恒星星族与主体的恒星星族在运动学上不同，其切向速度慢约35 km/s，相对于主体向西北方向移动。虽然观测到的性质与模拟并不完全一致，但比较表明前景恒星结构很可能是气态MB的潮汐剥离对应物，并且可能是由SMC的内盘（由恒星主导）形成的。需要对RC星进行化学和3D运动学研究以及改进的模拟，包括潮汐和流体动力学效应，以了解前景结构和MB之间的偏移。
2020-10-06 astro-ph.GA
