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
Tidal stripping stellar substructures around four metal-poor globular clusters in the Galactic bulge
利用英国红外望远镜WFCAM近红外线列阵获得的宽视场深J、H和K成像数据，研究了银河系球丘区四个贫金属球状星团（NGC 6266、NGC 6626、NGC 6642和NGC 6723）周围恒星的空间密度结构.对色星等图上的恒星应用统计加权滤波算法，以便从场恒星污染中对簇成员候选者进行排序。在星团的二维等密度等值线图中，我们发现四个球状星团都表现出强有力的证据，潮汐剥离恒星的特征超出潮汐半径，在潮汐尾或小密度瓣或块的形式。扩展的恒星子结构的方向可能与星系和星系团空间运动的动力学相互作用的影响有关。观测到的径向密度分布的四个球状星团也描述了扩展的子结构，他们离开理论国王和威尔逊模型，并有一个过密度的功能，在一个斜坡上的休息外区域的集群。这些观测结果可能暗示，在球状星团的动力学演化过程中，位于银河系球丘区的4个球状星团经历了银河系引潮力、球丘或盘震等强烈的环境效应。这些观测结果为我们理解星系核球区星系团的演化以及星系的形成提供了进一步的约束。
2014-10-07 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
The e-TidalGCs Project: Modeling the extra-tidal features generated by Galactic globular clusters
e-TidalGCs项目针对159个银河系球状星团的潮汐外特征建模，揭示其多样形态，对比已知恒星流，探究银河系势的影响，预测近50亿年星团质量损失情况，模拟结果将公开供观测数据验证。
2023-01-12 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
The mass and radius evolution of globular clusters in tidal fields
我们提出了一个简单的理论，最初紧凑的集群在潮汐场的演变。该模型的基本组成部分是一个集团进行了自己的能量通过半质量半径的两体相互作用每半质量弛豫时间的一个恒定的分数。这种能量是由一种（未指明的）能量源在核心中以自我调节的方式产生的。我们发现，在第一部分（大约一半）的演化和减少在后半部分的半质量半径增加，而逃逸率是恒定的，并设置的潮汐场。根据星系团半质量密度、星系团质量和银河系中心半径给出了星系团的演化轨迹和等时线。我们发现模型等时线和银河系球状星团参数之间有很大的一致性，这表明几乎所有球状星团的能量流和中心能量生产之间存在平衡。我们还发现，大多数的球状星团仍在向它们的潮汐半径膨胀。最后，给出了一个快速的集群演化代码。
2013-01-23 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
APOGEE physical properties of globular cluster tidal tails
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 (CONICET)（国家科学研究委员会 (CONICET)）
基于APOGEE数据，研究发现球状星团潮汐尾的某些属性与形成场景相关，揭示了不同暗物质晕中形成的可能性。
2025-12-15 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
Mass loss from massive globular clusters in tidal fields
大质量球状星团通过内部和外部过程失去恒星。内部过程主要包括两体弛豫，而外部过程包括与银河潮汐场的相互作用。我们使用三种不同的直接求和N-体代码，探索不同的银河系轨道和粒子数的N-体模拟这样的大规模集群。通过检查恒星能量变化的速率，当它从星系团中脱离出来时，我们可以清楚地识别出两种我们称之为踢和扫的种群，它们分别通过星系团内部和外部潮汐场的两体相遇逃逸。我们发现，对于一个典型的晕球状星团在一个中等偏心的轨道上，扫比踢更常见，但总的质量损失率是如此之低，这些集群可以生存几十哈勃倍。不同的N-体代码给出了大致一致的结果，但我们发现，数值文物可能会出现有关的时间步长参数的Hermite积分方案，即收敛结果所需的值是敏感的粒子数。
2021-03-24 astro-ph.GA
Extra-tidal stars and chemical abundance properties of two metal-poor globular clusters M53 (NGC 5024) and NGC 5053
我们利用近红外远红外光谱在两个贫金属的银河系球状星团M53和NGC 5053周围寻找潮外星。应用t-SNE算法的化学丰度和径向速度的结果识别两个孤立的恒星集团组成的星团成员星在t-SNE投影平面。随着径向速度，位置的颜色星等图，从手动化学分析和丰度的额外的选择标准，我们发现总共有73个集群成员的候选人，7个潮外星被发现超出了两个集群的潮汐半径。星团周围的潮外星倾向于沿着星团自行的主导方向，并且这些星的自行似乎也与星团的自行相一致。有趣的是，我们发现NGC 5053的一颗潮外星位于M53的南郊，这是两个星团之间潮汐相互作用的共同恒星包层的一部分。我们讨论的背景下，两个集群之间的潮汐相互作用，这颗星的性质。我们发现明显的Mg-Al双晶关系具有明显的间隙和扩展（$\sim$ 0.9 dex）的Al丰度的两个集群，和一个轻的Si丰度扩展（$\sim$ 0.3 dex）的NGC 5053。由于所有的潮外星都具有Mg增强和Al亏损的特征，它们可能是两个球状星团的第一代恒星。我们的研究结果支持M53和NGC 5053起源于矮星系，并被更多的星团人口的扩展恒星子结构所包围。
2020-08-24 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
Mass Evaporation Rate of Globular Clusters in a Strong Tidal Field
通过对大质量多质量$N$体模拟的分析，导出了在强银河潮汐场中演化的球状星团的质量蒸发率。为了比较，我们也用MOCCA蒙特卡罗模型研究了球状星团演化的相同蒸发速率。我们的研究结果表明，质量蒸发率是一个动态值，也就是说，远离一个常数的单一数字发现在早期的分析工作和文献中常用的。此外，这些模拟得出的蒸发率高于以前公布的值。这些模型还表明，质量蒸发率的值取决于潮汐场的强度。我们给出了质量蒸发率作为时间和银河距离xi（R_{GC}，t）的函数的分析估计。在将该公式外推到较小的R_{GC}值时，我们的结果为小R_{GC}时的非常高的xi值提供了初步证据。我们的研究结果表明，内银河势中相应的质量损失可能很高，当星团通过内银河势时，质量损失应该被考虑在内，这与球状星团通过动力学摩擦而进入团簇形成/增长有直接关系。作为一个说明性的例子，我们估计了一个~10^5太阳质量的球状星团通过动力学摩擦衰变到银河系中心时蒸发率是如何增加的。我们讨论的结果，这项工作的关系，形成核星团的螺旋球状星团。
2017-06-20 astro-ph.GA
Tidal stripping of globular clusters in a simulated galaxy cluster
利用宇宙学N体数值模拟方法研究了星系团大小晕的形成过程，分析了其球状星团种群的时间演化。我们跟踪了38个星系暗物质晕在一个星系团中的动力学演化，该星系团在红移z=0时的维里质量为1.71 * 10 ^14 Msol h^-1。为了模拟球状星团的“蓝色”和“红色”种群，对于每个星系晕，我们选择了两组不同的粒子在高红移（z ~ 1），约束条件是，在红移z=0时，它们的平均径向密度分布与观测到的分布相似。正如预期的那样，一般的星系团潮汐场移走了相当一部分的球状星团人口，以养活星团内的人口。平均而言，晕分别损失了最初红色和蓝色球状星团人口的16%和29%。我们的研究结果表明，这些分数强烈依赖于星系晕的轨道轨迹，特别是轨道的数量和最小的近心距离的星系团中心的晕。在给定的时间，这些分数也取决于当前的星团中心距离，就像观测表明球状星团S_N的特定频率取决于它们的星团中心距离一样。
2015-05-20 astro-ph.GA
The Spectacular Tidal Tails of Globular Cluster M3 (NGC 5272)
本文通过自行和颜色-星等图分析，首次同时探测到球状星团M3长达35度和21度的前导与拖尾潮汐尾，并验证了其与Svöl星流的关联。
2023-06-15 astro-ph.GA
Globular cluster clustering and tidal features around ultra compact dwarf galaxies in the halo of NGC1399
提出了一种新的方法来限制超紧凑矮星系（UCD）的形成通道。这类不均匀的天体是潮汐剥离的矮椭圆星系和大质量球状星团的残余物。我们使用三种方法来揭示它们的性质：1）我们分析了它们的表面亮度分布，2）我们直接搜索了UCD周围的潮汐特征，3）我们比较了GC和UCD在其宿主星系晕中的空间分布。本文利用FORS 2观测资料，通过分析天炉座星系团中央星系NGC 1399晕内97个UCD的表面亮度剖面，研究了它们的详细结构组成。我们推导出13个扩展UCD的结构参数，用单个Sersic函数对其进行建模，并将其分解为复合King和Sersic配置文件。我们发现的证据表明，在μ =~26等\arcsec^- 2周围的UCD的半径为90秒差距的延伸微弱的恒星信封。我们还展示了新的证据，微弱的不对称结构和潮汐尾状功能周围的几个这些UCD，一个可能的示踪剂，其起源和组装的历史在其宿主星系晕。特别是，我们提出的证据，第一次发现了一个显着的潮汐尾与UCD-FORS 2周围的~ 350 pc的延伸。我们在NGC 1399的晕内寻找球状星团空间分布的局部超密度，看看它们是否与UCD的位置有关。当我们将它与主星系的球状星团的分布进行比较时，我们发现UCD周围局部过剩的球状星团规模小于1 kpc。这种效应对于贫金属蓝色GC最强。我们讨论了这些聚集的球状星团最初与UCD有关的可能性。
2015-10-16 astro-ph.GA
Application of three-body stability to globular clusters: I. The stability radius
潮汐半径通常是通过将星系的潮汐场等同于星系团的引力势来解析确定的。穿过这个半径的恒星可以从围绕星团中心运行到独立地围绕星系运行。本文从一般三体问题的理论观点出发，用一种新的方法估算了球状星团的稳定半径。这是由一个解析公式的过渡半径之间的稳定和不稳定的轨道在球状星团。稳定性分析，概述了马德林，在这里被用来预测发生不稳定的恒星轨道在最外层区域的球状星团在遥远的轨道周围的星系。发现星团-星系轨道偏心率对球状星团稳定性半径的影响远比以前的潮汐半径的理论结果更为显著，并给出了一个简单的解析公式，它类似于球状星团的潮汐半径，可用来确定稳定轨道和不稳定轨道之间的转换。稳定半径估计是内部潮汐半径估计，并给出了最内层的区域，恒星可以随机行走，他们最终逃离集群。这个随机游走过程的时间尺度也估计使用数值三体散射实验。
2014-11-09 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
The Tidal Tails of the Ultra-Faint Globular Cluster Palomar 1
使用最佳过滤技术应用于斯隆数字巡天测光，我们已经发现延长尾巴伸展约1度（或几十个半光半径）的任何一方的超微弱球状星团帕洛玛1。尾部包含的恒星数量与星团本身大致相同。利用哈勃太空望远镜的数据，我们看到等照度线从星团中心向外向尾部扭曲成一个特征性的S形。我们认为，形成尾巴的主要机制可能是弛豫驱动的蒸发，而E101可能是从一个现在被破坏的矮星系中吸积出来的，距今约5亿年。
2010-08-11 astro-ph.GA
Identification of Globular Cluster Stars in RAVE data II: Extended tidal debris around NGC 3201
我们报告的扩展潮汐碎片可能与球状星团NGC 3201的识别，使用RAVE目录。我们发现碎片星位于1-7千秒差距的距离范围内的基础上即将到来的RAVE距离估计。导出的空间速度和运动积分显示出与NGC 3201的有趣联系，即自行中的模不确定性。三颗恒星是NGC 3201潮汐碎片的4个最有可能的候选者之一，在天空中相隔80度，但与12 Gyr，[Fe/H] = -1.5的等时线很好地匹配。这是第一次在如此大的空间范围内报道该星团周围的潮汐碎片，这对星团$'$的起源和动力学演化具有重要意义。
2016-01-10 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
Discovery of Tidal RR LYRAE stars in the Bulge Globular Cluster M 62
富含天琴座RR（RRL）的球状星团M 62（NGC 6266）是银河系中质量最大的球状星团之一，位于银河系隆起的致密区域，那里是影响球状星团生存的动力学过程最大化的地方。使用盖亚DR2的数据，我们已经发现了明确的证据，超过集群潮汐半径的M62，部分与剥离到银河系领域的恒星RRL过剩。新的VVVX调查观测证实了这一点，即放弃任何差异红化效应作为所观察到的RRL密度过剩的可能原因。我们还使用精确的距离，径向速度和自行（PM）的新测量值确定了M 62的轨道，发现它的轨道与银河系旋转的方向相反。轨道被集成在非轴对称银河系模型\texttt{GravPot16}，其中包括扰动，由于中央银河酒吧。M 62显示了一种特殊的轨道行为，具有棒凸区域的动力学特征。观测到的小的潮外RRL延伸大致对准银河系中心，方向几乎垂直于银河系平面，而不是沿着其轨道的运动，这可能是一个明显的迹象，在最后一次通过接近星系团接近其近银河系。M 62将是第一个在银河系内部观测到的作用于球状星团的凸起激波的清晰例子。
2018-11-15 astro-ph.GA
The tidal remnant of an unusually metal-poor globular cluster
球状星团是宇宙中观测到的最古老的恒星结构。它们在大型星系中无处不在，被认为是强烈的恒星形成事件和结构分层的痕迹。对银河系中的球状星团和其他各种各样的星系的观测发现了“金属丰度底”的证据，即没有发现化学（“金属”）丰度低于太阳丰度的0.3%至0.4%的球状星团。这个金属丰度底的存在可能反映了幸存的球状星团形成的最小质量和最大红移，这两个组成部分都是理解宇宙质量积累的关键。在这里，我们报告测量从南恒星流光谱调查的空间薄，动态冷凤凰恒星流在银河系的晕。凤凰星流的性质与它是一个球状星团被潮汐破坏的残骸相一致。然而，其金属丰度（[Fe/H] = -2.7）大大低于经验金属丰度下限。因此，凤凰星流代表了迄今为止发现的最贫金属的球状星团的碎片，它的前身与本宇宙中现在的球状星团种群截然不同。它的存在意味着在金属丰度底以下的球状星团可能曾经存在，但在星系演化中被摧毁。
2020-07-29 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
APOGEE Detection of N-rich stars in the tidal tails of Palomar 5
最近使用APOGEE数据进行化学标记研究的结果表明，在球状星团内发现的恒星的化学丰度模式与星系晕场中化学性质特殊的种群之间存在着密切的联系。在本文中，我们分析了恒星的化学成分内的集群机构和潮汐流的Palomar 5，一个球状星团，这是潮汐干扰与银河系引力势的相互作用。我们报告的富氮（N-富）恒星的识别内和超出帕洛玛5潮汐半径，后者被清楚地与集群潮汐流对齐，这作为确认，富N星丢失的星系晕从球状星团，并提供支持的假设，即场富N星确定由不同的团体有一个球状星团的起源。
2021-12-03 astro-ph.GA
Revisiting physical properties of mock globular cluster tidal tails
本文分析Grondin等人（2024）的银河系球状星团模拟潮汐尾，通过宽度、角动量及速度弥散检验核球或银盘起源，发现多数指标不支持原位形成。
2025-03-18 astro-ph.GA
Halo globular clusters observed with AAOmega: dark matter content, metallicity and tidal heating
球状星团已被证明对我们理解许多重要的天体物理现象至关重要。在这里，我们分析了光谱观测的10个光环球状星团，以确定其暗物质的内容，其潮汐加热的银河系盘和晕，描述其金属丰度和牛顿动力学解释其运动学的可能性。我们分析了所有星团中的大量成员，使我们能够一起解决所有这些问题，我们已经包括NGC 288和M30，以与以前的研究重叠。我们发现，任何平坦的速度色散分布在我们的集群的外部区域可以解释潮汐加热。我们还发现，我们所有的GC具有M/L_V < 5，因此，我们推断所观察到的动力学不需要暗物质，或重力的修改。我们认为，在遥远的集群潮汐加热签名的缺乏表明，晕不是三轴的。测量了每个星团的等温自转，M4和NGC 288的自转速度分别为0.9 +/- 0.1 km/s和0.25 +/- 0.15 km/s。我们还间接测量了NGC 6752的潮汐半径，确定了一个比目前文献值更现实的数字。最后，一个未解决的和有趣的难题是关于所有十个集群的外部区域的冷却。
2010-04-27 astro-ph.GA
On the physical size of the Milky Way globular cluster NGC 7089 (M 2)
利用暗能量照相机（DECam）的新观测资料研究了银河系球状星团NGC 7089的外围区域。由此产生的背景清理恒星密度剖面揭示了一个扩展的信封的存在。我们证实了以前的结果，发现星团恒星~ 1度从集群的中心，这是近三倍的最强大的潮汐半径估计值。我们还使用了直接N体模拟的结果，以便与观测结果进行比较。我们发现一个相当好的协议之间的观察和数值生成的恒星密度分布。由于球状星团潮尾附近存在间隙和亚结构，我们仔细研究了超出雅可比半径的星团外区的结构。我们将分析扩展到35个球状星团的样本，其中20个观测到潮汐尾。我们发现，如果恒星密度分布遵循幂律~ r**（-α），α斜率与球状星团目前的质量相关，在这个意义上，更大的质量的球状星团的α值较小。这种趋势在没有观测到潮汐尾的球状星团中没有发现。除其他原因外，这种现象的起源可能与所谓的潜在逃逸者或暗物质迷你晕内球状星团的形成有关。
2022-05-04 astro-ph.GA
An Excess of Globular Clusters in UDGs Formed Through Tidal Heating
为了研究超弥散星系（UDG）周围观测到的球状星团丰度升高的起源，我们模拟了由潮汐加热形成的UDG所承载的球状星团种群。具体来说，球状星团（GC）的形成被模拟为发生在致密恒星形成的区域。由于恒星形成率密度在高红移时更高，大质量星系团中的矮星系在高红移时形成了大部分恒星，在球状星团中形成了大部分恒星。考虑到通过环境过程形成的UDG更有可能在高红移时吸积，这些系统比非UDG有更多的GC。特别是，我们的模型预测，大规模的UDG的GC质量是类似恒星质量的非UDG的两倍，与观测大致一致。虽然这种影响在一定程度上被GC破坏所减弱，但我们发现GC质量分数与星团中心距离之间的关系以及GC质量分数与星系半光半径之间的关系与观测结果非常相似。在我们的模型对象中，UDG和非UDG都呈现晕质量和GC质量之间的相关性，尽管UDG在给定的GC质量下具有较低的动力学质量。此外，由于GC中断的有效性，我们预测UDG周围的GC应该比非UDG周围的GC具有更多的头重脚轻的质量函数。这项分析表明，具有较老恒星星族的矮星，如UDG，应该比具有年轻恒星星族的天体，如孤立的矮星，具有更高的球状星团质量分数。
2021-01-08 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
A 500 Parsec Halo Surrounding the Galactic Globular NGC 1851
利用显示四等主序星的图像，我们发现银河系球状星团NGC 1851被一个光晕包围，从潮汐半径700弧秒（41 pc）到超过4500弧秒（>250 pc）都可以看到。这个晕是对称的，密度按照$r^{-1.24}$的幂律下降。它的质量约为NGC 1851的0.1%。没有潮汐尾的证据。目前的球状星团演化模型并不能解释这一特征，尽管潮汐对矮球状星系影响的模拟定性地模拟了这些结果。鉴于已发表的模型的状态，不可能决定这个晕是由孤立的星系团蒸发产生的，还是由潮汐或盘冲击产生的，或者是由这个物体可能曾经嵌入的矮星系的破坏产生的。
2009-09-09 astro-ph.GA
A Search for Extra-Tidal RR Lyrae in the Globular Cluster NGC 5024 and NGC 5053
最近，Kundu等人（2019）报道了球状星团NGC 5024（M53）拥有5个潮外RR天琴座。事实上，其中四个是附近球状星团NGC 5053的已知成员。剩余的潮汐外RR天琴座的地位是有争议的，这取决于NGC 5024的潮汐半径。我们还在覆盖两个球状星团的$\sim8$ ~deg $^2$区域内寻找了额外的潮外RR天琴座。这包括在搜索区域内的其他已知的天琴座RR，以及落在天琴座RR星等和颜色的预期范围内的恒星（但在每个球状星团潮汐半径的2/3的截止值之外，称为“潮外”），如果它们是NGC 5024或NGC 5053的潮外RR天琴座候选者。根据自行信息和它们在色星等图上的位置，没有一个已知的RR天琴座属于任何一个球状星团的潮外RR天琴座。在这些恒星满足天琴座RR的星等和颜色范围的情况下，对从茨维基瞬变观测站获得的时间序列数据的分析没有显示出周期性，这表明这些恒星都不是天琴座RR。我们的结论是，在我们的搜索区域内，没有与NGC 5024或NGC 5053相关的潮汐外RR天琴座。
2020-05-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
DELVE-ing into the Milky Way's Globular Clusters: Assessing extra-tidal features in NGC 5897, NGC 7492, and testing detectability with deeper photometry
本研究基于DELVE第二次数据发布搜索球状星团潮汐外特征，发现NGC 5897的潮汐外包层与NGC 7492的相关初步证据，验证其潮汐瓦解成因并评估LSST的探测能力。
2025-11-19 astro-ph.GA
On the Evolution of the Globular Cluster System in NGC 1052-DF2: Dynamical Friction, Globular-Globular Interactions and Galactic Tides
超弥散星系NGC 1052-DF 2拥有过多的发光球状星团（GC），其运动学与几乎不存在暗物质的情况一致。由于GC之间的速度色散与单个GC的预期内部色散相当，因此该星系可能非常有利于GC-GC合并。如果这是真的，这就可以解释它的GC令人困惑的光度函数。在这里，我们通过重新模拟我们早期对GC系统的三个模拟来研究这种可能性（Dutta Chowdhury等人，2019），其中GC被建模为单个粒子，具有活的GC。令人惊讶的是，我们推断出$\sim 0.03\ \rm Gyr^{-1}$的合并率较低。主要原因是GC太密集，无法有效地捕获潮汐冲击，这是由它们之间的脉冲相遇引起的（我们推断潮汐捕获率仅为$\sim 0.002\ \rm Gyr^{-1}$）。因此，无论发生合并是由其他机制，我们发现捕获引起的动力摩擦和压缩潮汐从其他GC。这里推断的合并率低，使得它不太可能，异常大的光度的GC可以解释为过去的GC-GC合并的结果。我们的模拟还表明，如果NGC 1052-DF 2确实在很大程度上缺乏暗物质，那么它的潮汐场太弱，不足以引起GC的任何重大质量损失。因此，在这种情况下，我们预测GC不太可能揭示潮汐特征，这可以通过未来的深层观测进行测试。
2020-09-15 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
Searching for the extra-tidal stars of globular clusters using high-dimensional analysis and a core particle spray code
三体相互作用可以将恒星从球状星团的核心弹射出来，使它们作为潮外星进入星系晕。虽然寻找潮外恒星对于理解星团演化至关重要，但将孤立的潮外恒星与它们的诞生星团联系起来是非常困难的。在这项工作中，我们提出了一种新的方法，包括高维数据分析和粒子喷雾代码，以确定任何银河系球状星团使用M3作为一个案例研究的潮外星。使用t-随机邻域嵌入（t-SNE）和均匀流形近似和投影（UMAP）机器学习降维算法，我们首先在APOGEE DR 17数据目录中识别出一组103个潮汐外候选者，其化学丰度类似于M3恒星。为了确认每个候选人的潮汐外性质，我们介绍corespray -一个新的基于Python的三体粒子喷雾代码，模拟任何银河系球状星团的潮汐外恒星。使用盖亚EDR 3自行和APOGEE DR 17径向速度，我们采用多元高斯建模和极端反卷积，以确定更有可能与corespray模拟的M3潮汐外恒星的分布相关联的潮汐外候选者。通过这些方法，我们确定了10个新的高概率通过三体相互作用在M3产生的潮外星。我们还探讨了是否有任何我们的潮汐外候选人是一致的，通过不同的动力学过程从M3弹射。corespray的未来应用将产生更好的理解核心动力学，恒星形成的历史和球状星团的双星分数。
2022-11-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Candidate Tidal Dwarf Galaxies in Arp 305: Lessons on Dwarf Detachment and Globular Cluster Formation
为了寻找潮汐矮星系（TDGs）和研究潮汐特征中的恒星形成，我们正在使用GALEX望远镜对从Arp（1996）Atlas中选择的相互作用星系进行大型紫外成像调查。作为这项研究的一部分，我们提出了一个GALEX紫外和SDSS和SARA光学研究的气体丰富的相互作用星系对Arp 305（NGC 4016/7）。GALEX的紫外线数据揭示了更广泛的扩散紫外线发射和恒星形成外的磁盘。这包括两个星系之间的发光恒星形成区，以及潮汐尾中的一些这样的区域。我们已经在Arp 305中发现了45个年轻恒星形成团，包括几个TDG候选者。通过比较紫外线和光学颜色的人口合成模型，我们确定，团块是非常年轻的，有几个年龄约为600万年。我们并没有发现许多中间年龄的团块，尽管最后一次最近的相遇是在大约3亿年前。我们已经使用了光滑粒子流体动力学代码来模拟的相互作用，并确定星团和候选TDG的命运。
2009-04-04 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
Search for Extratidal Features Around 17 Globular Clusters in the Sloan Digital Sky Survey
从理论上详细研究了单个球状星团以及整个银河系球状星团系统的动力学演化。特别是，模拟显示了“丢失”的恒星如何分布在从星团中出现的潮汐尾中。我们调查了银河系球状星团恒星在天空中的分布，以确定潮汐尾等特征。斯隆数字巡天提供了大部分天空的一致测光，以研究其调查区域内17个球状星团的投影二维结构。我们使用一个颜色-星等加权计数算法来映射天空中的（潜在的）星团成员星。我们恢复了已知的NGC 5466和NGC 5465的潮汐尾。对于NGC 4147，我们发现了双臂形态。在NGC 5053和NGC 7078周围也可能看到潮汐尾的迹象，支持了早期的建议。此外，我们还发现了NGC 5904和NGC 14周围的潜在尾巴。特别是对于Palomar星系团，要确认或排除尾的存在，需要更深层次的数据。对于我们样本中的许多剩余星系团，我们观察到明显的潮外晕，NGC 7006和NGC 1001特别大。在某些情况下，潮外晕可能与人马座矮球状星系的气流有关（例如，NGC 4147、NGC 5024、NGC 5053）。
2010-08-17 astro-ph.GA
Globular Clusters Lost by the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy
在这项工作中，进行了搜索属于人马座（Sgr）潮汐流的球状星团的空间位置，径向速度相对于银河系静止标准（V_{GSR}），自行和比率的“年龄-金属丰度”（[Fe/H]）的分析球状星团和潮汐流中的恒星。结果，得到了三类球状星团：A --最肯定在流中：Terzan 8，Whiting 1，Arp 2，NGC 6715，Terzan 7，NGC 12; B --运动学异常：NGC 5904，NGC 5024，NGC 5053，NGC 5272，NGC 288; C --最低等级的候选者：NGC 6864，NGC 5466，NGC 5897，NGC 7492，NGC 4147。
2021-05-20 astro-ph.GA
MOCCA: Global properties of tidally filling and underfilling globular star clusters with multiple stellar populations
本研究使用MOCCA蒙特卡洛代码模拟了200多个多群体球状星团模型，发现第一代初始为潮汐填充或略微未填充的系统最能重现银河系球状星团当前观测到的恒星比例和半径性质，为未来构建特定模型奠定了基础。
2024-06-12 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
Characterization of the velocity anisotropy of accreted globular clusters
银河系球状星团（GC）被认为是在银河系以及后来吸积到银河系的矮星系中原位形成的。然而，到目前为止，还没有明确的签名来区分增生的GC。使用专门设计的$N$体模拟GC演变的各种随时间变化的潮汐场（描述的潜在的矮星系银河系合并），我们分析的影响印记的内部运动学的吸积GC。特别是，我们看看速度各向异性的演变。我们的模拟结果表明，在早期阶段，速度各向异性是由矮星系的潮汐场，随后的集群将适应新的潮汐环境，失去任何签名的原始环境中的几个弛豫时间。在10 Gyr，GC表现出各种速度各向异性的配置文件，即各向同性的速度分布在内部区域和各向同性或径向/切向各向异性的中间和外部区域。独立的吸积起源，速度各向异性主要取决于集群累积经历的潮汐场的强度。切向各向异性集群对应于经历了更强的潮汐场的系统，其特征在于更高的潮汐填充因子，$r_{50}/r_j\gtrsim0.17$，更高的质量损失$\gtrsim60\%$和弛豫时间$t_{rel}\lesssim10^9$ Gyr。有趣的是，我们证明了潮汐尾的存在下，可以显着污染的速度各向异性的测量时，观察到一个集群的投影。我们在不同的潮汐环境中的速度各向异性配置文件的表征提供了一个理论基准的解释前所未有的量的三维运动学数据逐渐可用于银河系GC。
2017-06-29 astro-ph.GA
Discovery of Extended Tidal Tails around the Globular Cluster Palomar 13
我们使用测光从DECam遗产调查，以检测候选潮汐尾延伸约5度的帕洛玛13球状星团的两侧。尾巴与帕洛玛13的自行一致，与它古老的、贫金属的恒星星族一致。我们确定了三个RR天琴座恒星，除了四个以前已知的集群中的尾巴，这是可能相关的。从这些天琴座RR型恒星中，我们发现到星团和尾部的平均距离为$23.6 \pm 0.2$ kpc，并估计星团的总（初始）光度为$L_V=5.1^{+9.7}_{-3.4}\times 10^3 L_\odot$，这与以前的说法一致，即它的初始光度高于它的当前光度。结合先前确定的自行和径向速度测量的集群，我们发现，帕洛玛13是在一个高偏心轨道（$e\sim 0.8$）的近心约9千秒差距和远心约69千秒差距，和最近的近心通过集群约75万年前。我们注意到一个突出的线性结构的星际尘埃图，平行于候选潮汐功能，但得出结论，由于尘埃变红是不太可能占我们观察到的结构。如果得到证实，Palomar 13恒星流将是已知祖先系统的极少数恒星流之一，使其成为研究球状星团破裂，恒星晕形成以及银河系内物质分布的独特强大力量。
2020-06-22 astro-ph.GA
A wide-field photometric survey for extratidal tails around five metal-poor globular clusters in the Galactic halo
利用加拿大-法国-夏威夷望远镜（CFHT）Megacam的宽视场深格里图像，研究了5个贫金属球状星团M15、M30、M53、NGC 5053和NGC 5466周围恒星在3 °视场内的空间位形。应用掩模滤波算法的观测恒星的颜色星等图，我们排序集群的成员恒星候选人，用于检查周围的目标集群的空间恒星分布的特点。平滑的表面密度图和叠加的等密度等值线表明，所有的五个贫金属球状星团表现出强有力的证据，在其潮汐半径的潮汐外高密度的功能，在延长的潮汐尾的形式在集群周围。观测到的潮外特征的方向显示了跟踪星团轨道的潮汐尾的签名，从它们的自行推断，以及与银河系动力学相互作用的影响。我们的发现包括在一对球状星团M53和NGC 5053周围探测到潮汐桥状特征和包络结构。观测到的靶团簇径向表面密度分布与King理论模型有一定的偏差，在0.5~0.7r_t处出现了一个突变，将超密度特征扩展到1.5~2r_t。不同角截面的径向面密度剖面和方位角数密度剖面都证实了这五个贫金属球状星团周围潮汐尾的高密度特征。我们的研究结果增加了进一步的观测证据，所观察到的贫金属晕球状星团起源于吸积卫星系统，表明合并的情况下形成的星系晕。
2009-12-17 astro-ph.GA
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
Globular Cluster Scale Sizes in Giant Galaxies: Orbital Anisotropy and Tidally Under-filling Clusters in M87, NGC 1399, and NGC 5128
本文研究了在巨星系M87、NGC 1399和NGC 5128中观测到的球状星团半光半径随投影星系心距$R_{gc}$的浅增现象。为了模拟每个星系的趋势，我们探讨了轨道各向异性和潮汐欠填充集群的影响。虽然一个强大的简并存在于这两个参数之间，我们使用运动学的研究，以帮助限制距离$R_β$超过集群轨道成为各向异性，以及距离$R_{fα}$超过集群潮汐填充不足。对于M87，我们发现$R_β> 27$ kpc和$20 < R_{fα} < 40$ kpc，对于NGC 1399，我们发现$R_β> 13$ kpc和$10 < R_{fα} < 30$ kpc。$R_{fα}$与每个星系的质量分布的关系表明，大小和$R_{gc}$之间的关系可能是在形成时强加的，只有内部的星系团受到潮汐的影响。最佳拟合模型表明，最亮的星系团星系的动力学历史产生类似的今天的集群属性分布。对于一个小星系群中的中心巨星NGC5128，我们发现$R_β> 5$ kpc和$R_{fα} > 30$ kpc。虽然我们不能排除对$R_{gc}$的依赖，但NGC 5128很好地拟合了潮汐填充的星系团人口，轨道分布各向同性，这表明它可能是通过初始快速吸积阶段形成的。来自周围环境的扰动也可能影响星系的轨道各向异性，因为M87和NGC 1399的外围星系团主要是径向轨道，而NGC 5128的外围星系团则保持各向同性。
2016-05-10 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
Discovery of tidal tails around the distant globular cluster Palomar 14
我们报告的一对度长的潮汐尾巴与球状星团Palomar 14的检测，使用在CFHT获得的图像。我们揭示了幂律偏离国王配置文件在大距离集群中心。用最佳匹配滤波技术得到的密度图显示，星团两侧的恒星呈近似对称的细长分布，形成了质量损失的S形特征。这一证据可能是潮汐剥离作用的标志。这一点，再加上它巨大的银心距离，对它的轨道和/或起源施加了强烈的限制：i）它必须遵循局限于星系晕外围区域的外部轨道，和/或ii）它形成于后来被银河系吸积的卫星星系。
2010-10-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
MOCCA: Dynamics and evolution of binary stars of multiple stellar populations in tidally filling and underfilling globular star clusters
本文介绍了一个用于球状星团动力学演化研究的\MOCCA程序的升级版本及其在多个恒星星族演化研究中的首次应用。我们探讨了初始条件跨越不同的结构参数的第一代（FG）和第二代恒星（SG），我们分析了它们的影响的二元动力学和生存。在这里，我们专注于FG和SG二进制的数量比，它的空间变化，以及它们的丰度受到各种集群初始属性的影响。我们发现，目前的SG星更丰富的集群，最初潮汐填充。相反，FG星在最初潮汐不足的星团中保持更丰富。我们发现，双星分数之间的比例不受我们计算这些分数的方式（例如，只有主序星（MS）或观测双星，即MS星$> 0.4 M_{\odot}$质量比$> 0.5$）。这意味着MS星本身是探测FG和SG整个种群的非常好的代理。我们还讨论了它与银河系GC的观测。我们表明，\MOCCA模型能够重现银河系GC的SG分数，我们知道这些分数的观察范围。我们展示了SG分数如何依赖于初始条件，并提供了一些约束的初始条件，有更多的FG或SG星在哈勃时间。
2022-10-03 astro-ph.GA
A catalogue of Galactic GEMS: Globular cluster Extra-tidal Mock Stars
本文构建了GEMS星表，通过Corespray模拟159个银河系球状星团中因三体作用逃逸的潮外恒星与双星，并利用作用量坐标实现场星与宿主星团的概率匹配，为研究星团动力学演化提供关键工具。
2024-01-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The disruption of the low-mass globular cluster E3
我们使用{ \it Gaia} DR 2测光和自行搜索银河系球状星团E\，3的假设潮汐尾。使用一个经典的去污程序的修改版本，我们能够确定从集群出现的扩展结构的存在下，$r \sim 1$ \，度从它的中心，从而表明，这个研究不足的集群正在经历一个潮汐破坏过程。这些低表面亮度的结构与银河系中心的方向一致，就像预期的那样接近它的近银河系中心的星团。不同的方案来解释这个集群的质量损失的重要金额进行了讨论。
2020-09-23 astro-ph.GA
Evidence of differential tidal effects in the old globular cluster population of the Large Magellanic Cloud
我们首次提出了几乎所有已知的大麦云（LMC）老球状星团（GC）的扩展恒星密度和/或表面亮度径向轮廓。这些都是建立在DECam图像和达到~ 4倍的GC的潮汐半径。背景减去径向配置文件显示，GC位于距离LMC中心小于5千秒差距包含在其最外层区域的恒星密度相对于预期的国王配置文件的恒星过剩。这样的恒星剩余量（在距离大麦哲伦星系中心超过5 kpc的GC中看不到），以及GC的尺寸，显示出明显的依赖于GC在星系中的位置，在这个意义上，GC离大麦哲伦星系中心越远，其外围的恒星和大小都越大。虽然质量的GC位于内部和外部的~ 5千秒差距是相称的，最外层的区域的GC位于更接近于~ 5千秒差距从LMC中心似乎有动态演变得更快。这些结果可以完全解释在光的GC径向速度盘状运动学，从GC已经在某种程度上大多经历了大麦哲伦引力场的影响，在各自的平均距离LMC中心。
2018-04-24 astro-ph.GA
