Jeans Instability of Palomar 5's Tidal Tail
由恒星组成的潮汐尾巴应该不稳定到牛仔裤不稳定性，这可能导致它们看起来像一串珠子。Jeans波长和尾部直径决定了增长最快的不稳定模式的波长和增长率。因此，沿尾部到第一个团块的距离和团块之间的间距可以用来估计尾部的质量密度和纵向速度分散。球状星团帕洛玛5号潮汐尾部的团块可能是由于金斯不稳定性造成的。我们发现，它们的间距是一致的最快增长的模式，如果在尾部的速度色散是类似的集群本身。虽然所有的潮汐尾都应该表现出引力不稳定性，但我们发现，具有低浓度参数的星系团或星系最有可能在它们的潮汐尾中表现出短波长快速增长的Jeans模。
2010-02-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tidal Stream Morphology as an Indicator of Dark Matter Halo Geometry: the Case of Palomar 5
本文介绍了一个例子，其中的形态，一个单一的恒星流可以用来排除一个特定的银河势形式，而不需要速度信息。我们研究了球状星团Palomar 5（Palomar 5），它在潮汐作用下分裂成一个寒冷的薄流，在天空中的位置超过22度，典型的宽度为0.7度。我们通过观测来确定105的当前位置、距离和径向速度，同时允许其自行变化，从而生成该流的模型。在球形暗物质晕中，我们很容易找到符合观测形态的模型。然而，在Law & Mauriski（2010）的三轴势中找不到合理的105模型，该模型被提出来解释人马座流的性质。在这种情况下，Pal5流的长、薄和弯曲的形态可以单独用于排除这种潜在的配置。在这种势中，类似的流要么太直，没有观测到的曲率，要么表现出一种不寻常的形态，我们称之为流扇：对势的三轴性敏感的特征。我们的结论是，其他薄潮汐流的存在，必须提供广泛的限制方向和形状的暗物质晕他们居住。
2016-03-31 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
New Determination of Fundamental Properties of Palomar 5 Using Deep DESI Imaging Data
暗能量光谱仪器项目的遗留成像调查提供了多色光度数据，比SDSS深约2等。在这项研究中，我们重新确定了一个古老的晕球状星团Palomar 5的基础上，这些新的成像数据，包括结构参数，恒星星族参数，光度和质量函数的基本属性。这些特征，加上它的潮汐尾，是星系团动力学研究的关键，也是限制银河系质量模型的关键。用King模型拟合Palomar 5的径向表面密度分布，得到了$r_c$的核心半径= 2.96' $\pm$ 0.11'，$r_t$的潮汐半径= 17.99' $\pm$ 1.49'，$c$的浓度参数= 0.78 $\pm$ 0.04。我们应用贝叶斯分析方法推导出恒星星族性质，得到年龄为11.508 $\pm$ 0.027 Gyr，金属丰度[Fe/H] = -1.798 $\pm$ 0.014，$E(B-V)$ = 0.0552 $\pm$ 0.0005，距离模数$(m-M)_0$ = 16.835 $\pm$ 0.006。研究了星团中心和潮汐尾的主序星光度和质量函数。离星团中心不同距离处的光度和质量函数表明存在明显的空间质量分异。许多微弱的低质量恒星已经在星团中心蒸发，潮汐尾被低质量恒星增强。浓度和弛豫时间都表明Palomar 5是一个完全弛豫的系统。
2020-12-05 astro-ph.GA
The Peculiar Globular Cluster Palomar 1 and Persistence in the SDSS-APOGEE Database
SDSS-III APOGEE DR 12是一个独特的资源，用于搜索星团潮汐半径以外的恒星。我们已经检查了APOGEE DR 12数据库中年轻星团Palomar 1的新候选者，Palomar 1是一个具有先前报道的潮汐尾的系统（Niederste-Ostholt et al. 2010）。APOGEE ASPCAP数据库包含了两颗已知的恒星I和II的光谱和恒星参数，但这些数据与Sakari等人（2011）根据光谱确定的恒星参数不一致。我们发现这两颗恒星的APOGEE分析受到已知持久性问题的强烈影响（Mauriski et al. 2015; Nidever et al. 2015）。通过重新检查个人的访问，并删除蓝色（有时绿色）APOGEE探测器光谱的持久性影响，然后我们发现在重新分析的组合光谱非常一致。这些方法被应用到另外五颗星的APOGEE领域与类似的径向速度和金属丰度的那些的RISK 1。只有一个新的候选者，星F，可能是位于潮汐尾的成员，基于它的日心径向速度，金属丰度和化学。其他四个候选者并没有很好地与潮汐尾对齐，与贝桑松模型（Robin et al. 2003）的比较表明，它们更有可能是非成员，即星系晕的一部分。如果可以从APOGEE光谱数据库中消除持久性问题，则可以重新检查该APOGEE字段以寻找其他新的候选者。
2017-06-27 astro-ph.GA
Clumpy streams in a smooth dark halo: the case of Palomar 5
通过直接N体模拟和简化的数值模型，我们研究了Palomar 5在银河系势场中沿其轨道的潮汐尾的形成和特征。与以前的发现不同，我们能够再现在这个星团的恒星流中观察到的子结构，而不包括暗物质晕中的任何团块。我们发现，类似于在Palomar 5中观察到的超密度可以通过恒星沿其尾部的周转运动来再现，即从具有非常相似的位置和速度的星团中逃逸的恒星轨道的简单局部积累。这个过程能够在距离星团几千秒差距的地方形成恒星团，所以它并不像之前所说的那样，只存在于帕洛玛5号尾部的内部。我们的模型可以再现在所观察到的流中发现的团块和周围尾巴之间的密度对比，而不包括黑暗晕中的任何团块，这表明其粒度有新的上限。
2012-09-05 astro-ph.GA
On the origin of the clumpy streams of Palomar 5
在本文中，我们报告了一项研究（参见Mastrobuono-Battisti等人，2012年）关于Palomar 5周围潮汐尾的形成和特征，沿着它的轨道在银河系潜力，通过直接N体模拟和简化的数值模型。与以前的发现不同，我们能够再现在这个星团的恒星流中观察到的子结构，而不包括暗物质晕中的任何团块。我们发现，类似于在Palomar 5中观察到的超密度可以通过恒星沿其尾部的周转运动来再现，即从具有非常相似的位置和速度的星团中逃逸的恒星轨道的简单局部积累。这个过程能够在距离星团几千秒差距的地方形成恒星团，所以它并不像之前所说的那样，只存在于帕洛玛5号尾部的内部。
2013-04-24 astro-ph.GA
Feeling the pull, a study of natural Galactic accelerometers. II: kinematics and mass of the delicate stellar stream of the Palomar 5 globular cluster
我们提出了两个光谱调查的Palomar 5球状星团的潮汐恒星流，进行了VLT/FLAMES和AAT/AAOmega仪器。我们使用这些数据结合光度数据在本系列中的前一份贡献中提出的调查恒星属于帕洛玛5恒星流的概率进行分类。我们发现，高概率的候选人只发现在一个非常狭窄的空间间隔周围的轨迹流的天空。PanSTARRS RR天琴座恒星在这一区域的分布也是类似的。这一恒星流没有明显的“扇形”，证实了帕洛玛5号并没有遵循混沌轨道。以前的研究发现，帕洛玛5是在很大程度上缺乏低质量的恒星，我们表明，这也是真实的恒星星族沿拖臂到$6°$。在这一区域内，包含了73%的被探测到的恒星，其星群在统计上与核心相同，这意味着低质量恒星的抛射发生在星流形成之前。我们还提出了一个更新的结构模型，适合绑定的残余物，产生的总质量为$4297\pm98 {\rm\,M_\odot}$和潮汐半径$0.145\pm0.009$千秒差距。我们估计所观察到的系统，包括流的质量是$12200\pm400 {\rm\,M_\odot}$，和初始质量已$\sim47000\pm1500 {\rm\,M_\odot}$。这些观测约束将在我们的下一个研究中详细模拟系统的动力学。
2017-08-21 astro-ph.GA
Line-of-sight velocity and metallicity measurements of the Palomar 5 tidal stream
我们提出了斯巴鲁/FOCAS和凯克/DEIMOS中分辨率光谱的潮汐干扰银河系（MW）球状星团帕洛玛5和它的潮汐流。观测场的位置覆盖$\sim 17$ \arcdeg沿流的角度范围，提供了一个机会，以调查沿流的视线速度（$V_{\rm los}$）的趋势，这是必不可少的限制其轨道和银河系的暗物质晕的潜在引力势。利用光谱拟合技术得到目标星的恒星参数和金属丰度（[Fe/H]）。最有可能属于中央星团的19颗恒星的平均$V_{\rm los}$为$-58.1\pm 0.7$ km s $^{-1}$和金属丰度[Fe/H] $=-1.35\pm 0.06$ dex，这两个值与以前的高分辨率光谱研究结果吻合得很好。假设流星的[Fe/H]与祖先星团的[Fe/H]相同，导出的[Fe/H]和$V_{\rm los}$值被用来估计成员星在沿流的每个位置的可能的$V_{\rm los}$范围。由于重污染的领域MW星，估计$V_{\rm los}$范围取决于事先假设流的$V_{\rm los}$，这突出了更明确地确定成员星使用自行和化学丰度，以获得一个公正的信息$V_{\rm los}$在外部的105流的重要性。的MW的暗物质晕，是兼容的估计$V_{\rm los}$范围的引力势模型进行了讨论。
2016-04-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
A supra-massive population of stellar-mass black holes in the globular cluster Palomar 5
帕洛玛5是星系晕中的一个亮晶晶的星团，以其壮观的潮汐尾而闻名，它横跨天空超过20度。与N体模拟，我们表明，这两个显着的功能可以从一个恒星质量的黑洞人口，包括~20%的现今集群质量。在这种情况下，Palomar 5形成时的“正常”黑洞质量分数为百分之几，但恒星的损失率高于黑洞，因此黑洞分数逐渐增加。这使星团膨胀，增强了潮汐剥离和尾部形成。十亿年后，这个星系团将溶解成一个百分之百的黑洞星系团。最初密度较大的星系团最终会有较低的黑洞分数，较小的尺寸，并且没有可观察到的尾巴。因此，黑洞主导的扩展星团很可能是最近在星系晕中发现的薄恒星流的祖先。
2021-07-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The STREGA survey. II. Globular Cluster Palomar 12
在STREGA（银河系的结构和演化）巡天的框架内，观测到了球状星团12周围的两个区域，目的是探测可能存在的流和/或扩展的晕。采用的恒星示踪剂是主序星、关闭星和红巨星分支星。本文讨论了在约2个潮汐半径的观测区域内的光度函数和恒星数，证实了人马座流中似乎有双星12的存在。采用一种新颖的方法来分离星团和场星，我们没有发现任何有意义的潮外星团12恒星星族的证据。人马座流的存在似乎在以前的研究中模拟了一个更大的潮汐半径。实际上，采用King模型，该值的重新确定给出r_T = 0.22 ± 0.1 °。
2017-09-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Kinematics of the Palomar 5 stellar stream from RR Lyrae stars
由球状星团潮汐破裂形成的稀薄恒星流是重要的引力工具，对暗物质的全局和小尺度性质都很敏感。帕洛玛5恒星流（Palomar 5 stellar stream，缩写为P5）是银河系内的一个典型恒星流：它的$\sim 20^\circ$潮汐尾连接回祖先星团，该恒星流已被用于研究银河系暗物质分布的形状、总质量和亚结构分数。然而，流的相空间分布的大多数细节尚未得到充分解释，因此使用流进行其他推断的动力学模型是不完整的。在这里，我们的目标是测量沿1955年流的距离和运动学特性，以激励系统的改进模型。我们使用一个大型的天琴座RR型恒星（RRL）的目录与来自盖亚任务的天体测量数据，以概率确定RRL在2015年流。RRL是有用的，因为它们是本质发光的标准烛光，并且它们的距离可以以小的相对精度（$\sim3\%$）推断。通过建立一个概率模型的2015年集群和流在适当的运动和距离，我们发现27个RRL一致的集群（10）和流（17）的成员。使用这些RRL，我们检测梯度的距离和适当的运动沿流，并提供了一个更新的测量的距离到105集群使用RRL，$d = 20.6 \pm 0.2~\textrm{kpc}$。我们提供了一个目录的2015年RRL与推断的成员概率为未来的建模工作。
2020-02-05 astro-ph.GA
Gaps and length asymmetry in the stellar stream Palomar 5 as effects of Galactic bar rotation
最近的Pan-STARRS数据显示，球状星团Palomar 5（Palomar 5）的主导臂似乎比拖曳臂短，而对Palomar 5的模拟预测了类似的角度范围。我们证明，包括适当的图案速度的银河系旋转棒的动力学建模的1005可以重现泛星数据。当磁棒扫过时，一些恒星在近心点附近的净力矩会有差异。这导致了沿1955年潮汐流形成明显的间隙，这些间隙由于与其他流成员的能量抵消而增长。我们的结论是，只有远离银河系中心的流或逆行轨道上的流（相对于酒吧）可以用来明确地约束暗物质晕下的相互作用。此外，我们预计，2015年的主导臂碎片应该重新出现在泛星密度截断的南部。
2017-10-31 astro-ph.GA
Exploring the reality of density substructures in the Palomar 5 stellar stream
我们提出了一个分析的存在下的帕洛玛5球状星团的恒星流的子结构，来自斯隆数字巡天数据。使用匹配滤波器技术，我们恢复的位置和大小的overdensities在以前的研究报告。为了探索这些结构的真实性，我们还创建了一个人造的流模型，在这个模型中，我们构建了一个逼真的背景，在这个背景之上，我们添加了一个完美平滑的流结构，考虑到光度完整性和星际消光的影响。我们发现，光滑的人工流，然后显示出类似的显着的子结构作为真正的结构。有趣的是，我们的最佳拟合N体模拟确实显示了与恒星周转运动相关的真实投影密度变化，但当考虑SDSS恒星计数约束时，这些变化变得不那么重要。因此，将我们的匹配滤波器技术应用于转换为可观测恒星的N体粒子时发现的子结构大多与这些周转运动无关。这一分析表明，大多数以前检测到的子结构沿潮汐尾巴的Palomar 5是人工制品的观测不均匀性。
2016-05-18 astro-ph.GA
Direct N-body simulations of globular clusters -- III. Palomar\,4 on an eccentric orbit
帕洛玛4是一个低密度球状星团，目前的质量为$\approx30000 M_{\odot}$，位于银河系外晕，其两体弛豫时间为哈勃时间。然而，它是强烈的质量分离，并包含一个恒星质量函数耗尽低质量恒星。2004年要么是以这种方式诞生的，要么是非凡的动态进化的结果。由于两体弛豫不能单独解释这些特征，通过潮汐冲击增强的质量损失可能对1944年产生了强烈的影响。在这里，我们计算一个网格的直接N体模拟模型在银河系内的各种偏心轨道上的潜力，找到可能的初始条件，重现其观测到的质量，半光半径，恒星MF斜率和视线速度色散。我们发现，双星4极有可能在一个偏心轨道上运行，偏心率为$e\approx 0.9$，近心距为$R_p\approx5$ kpc。在这种情况下，出生时所需的3D半质量半径类似于典型GC的平均尺寸（$R_h\approx4-5$ pc），而其出生质量约为$M_0\approx10^5 M_{\odot}$。我们还发现星团恒星之间存在高度的原始质量分离，这似乎在我们考虑的每一种情况下都是必要的。因此，利用潮汐效应来约束双星4轨道的近银河距离，我们预测双星4的自行应在$-0.52\leqμ_δ\leq-0.38$ mas\，yr $^{-1}$和$-0.30\leqμ_{α\cosδ}\leq-0.15$ mas\，yr $^{-1}$范围内。
2017-01-22 astro-ph.GA
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
On the tidal tails of Milky Way globular clusters
我们报告的整体运动学或结构条件，使一些银河系球状星团目前发展潮汐尾巴的搜索。为此，我们建立了一个全面的球状星团的目录，研究集中在他们的最外层区域，并将它们分为三类：观察到的潮汐尾，那些与潮汐尾不同的潮汐外的功能和那些没有任何签名的扩展恒星密度分布。当探索不同的运动学和结构参数空间时，我们发现球状星团--无论是否存在潮汐尾，或任何其他类型的潮汐外特征--的行为都是相似的。一般来说，轨道相对更偏心且相对于银河系平面非常倾斜的球状星团会因潮汐扰动而经历更大的质量损失。后者还加速了内部动力向相对更高级的进化阶段发展。这些结果表明，要找到一组特定的参数空间和动力学条件来明确预测银河系中球状星团的潮汐尾并不容易。
2020-04-24 astro-ph.GA
Merging Galaxies with Tidal Tails in COSMOS to z=1
潮汐尾是在盘状星系的主要合并中产生的。潮汐尾如何追踪大质量星系的聚集历史仍有待探索。我们从$M_\star\ge 10^{9.5}\,M_{\odot}$和$0.2\leq z\leq1$的35076个质量完整的星系中识别出461个具有长潮汐尾的合并星系。长尾是指长度等于或大于其宿主星系直径的星系。合并与潮汐尾巴选择使用我们的新的$A_{\rm O}-D_{\rm O}$技术的强不对称功能，连同视觉检查。我们的结果表明，潮汐尾合并的比例随着红移的变化而温和地演变，如$\sim (1+z)^{2.0\pm0.4}$，并且在质量较小的星系中变得相对较高，直到$z=1$。对于0.5 Gyr的潮汐尾合并的时间尺度，我们得到这样的合并的发生率遵循$0.01\pm 0.007\,(1+z)^{2.3\pm 1.4}$ Gyr $^{-1}$和对应的$\sim0.3$事件，因为$z=1$和大约三分之一的总预算的主要合并文献。对于涉及磁盘的主要合并，近一半的合并都经历了一个长潮汐尾阶段
2016-08-15 astro-ph.GA
The discovery of tidal tails around the globular cluster NGC 7492 with Pan-STARRS1
我们报告的银河系球状星团NGC 7492周围的潮汐尾的发现，根据泛星1调查的数据发布1。使用应用于$(g-r,r)$和$(g-i,i)$颜色-幅度图的匹配滤波器技术检测尾部。从星团中出现的潮尾在东北到东南方向至少延伸$\sim$ 3.5度，相当于投影长度的$\sim1.5$千秒差距。
2017-05-11 astro-ph.GA
Tracing Red Giant Members of the Globular Cluster Palomar 5 with APOGEE and Gaia
本研究结合 APOGEE DR17 与 Gaia DR3 数据，通过位置、自行、HDBSCAN 聚类及化学标记识别 Pal 5 红巨星成员，并支持其潮汐星流存在密度变化。
2025-07-28 astro-ph.GA
Rediscovering the Tidal Tails of NGC 288 with Gaia DR2
NGC 288是银河系的一个球状星团，观测到了额外的潮汐结构，但没有确认的潮汐尾。$Gaia$ DR 2提供了NGC 288中许多恒星的光度和天体测量数据及其额外的潮汐结构。为了与$Gaia$数据进行比较，我们模拟了银河系势场中与NGC 288轨道相同的星团的$N$体模型。模拟结果表明，星团在远心位置时形成的潮汐尾沿星团轨道压缩，预计是一个扩散的双极结构。在这封信中，我们提出了一个比较模拟和观测从$Gaia$ DR 2。我们发现，无论是模拟和观测共享可比的趋势，在天空中的位置和自行的潮汐外的恒星，支持NGC 288周围的潮汐尾的存在。
2019-02-01 astro-ph.GA
Two Distant Halo Velocity Groups Discovered by the Palomar Transient Factory
本文报道了在R.A.~的Palomar瞬变工厂（PTF）巡天中发现的两个新的由8颗遥远的天琴座RR星追踪的速度晕群（巨蟹座A群和巨蟹座B群）。129度，Dec~20度（l~205度，b~32度）。位于距离银河系中心92千秒差距（距离太阳86千秒差距），这些是迄今为止已知的星系晕中最遥远的子结构。用帕洛玛天文台5.1米海尔望远镜和W. M.凯克天文台10米长的凯克一号望远镜显示，这两个星系群正以v_{gsr} = 78.0+-5.6 km/s（巨蟹座A群）和v_{gsr} = 16.3+-7.1 km/s（巨蟹座B群）的速度远离银河系。这两个星系群的速度色散分别为σ_{ v_{gsr} }=12.4+-5.0 km/s和σ_{ v_{gsr} }=14.9+-6.2 km/s，它们在空间上的扩展（大约几kpc）使它们不太可能是束缚系统，而更可能是潮汐破裂的矮星系或球状星团的碎片。这两个星系群都是贫金属的（金属丰度中位数[Fe/H] = -1.6 dex和[Fe/H] =-2.1 dex），并且有一个不确定的（由于样本量小）金属丰度分散度约为0.4 dex，这表明矮星系是祖先。另外两颗速度与巨蟹座群一致的RR型天琴座星在东经25度附近被观测到，这表明巨蟹座群可能在该方向延伸。
2012-06-28 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
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
On the Stability of Tidal Streams
我们探讨潮汐流的稳定性扰动，最近的索赔，围绕帕洛玛5球状星团的恒星流的cluerous结构的引力不稳定性的结果的动机。我们将潮汐流看作是一个无碰撞物质的薄的膨胀圆柱体，计算潮汐流的金斯长度。我们还发现了一个一般的密度和速度分散内的流，这是用来确定纵向牛仔准则之间的关系。我们的分析结果检查以下流内的相空间密度的时间演化，使用数值模拟。我们的结论是，潮汐流在我们的星系晕是稳定的所有长度尺度和所有的时间尺度。
2011-06-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gaps in stellar streams as a result of globular cluster fly-bys
本研究通过模拟发现球状星团飞掠可像暗物质子晕一样在恒星流中产生间隙，并强调在构建银河系暗物质子晕分布函数时必须考虑球状星团的贡献。
2025-02-06 astro-ph.GA
Tidal tails of open star clusters as probes to early gas expulsion I: A semi-analytic model
星团是由红外线暗云的致密部分形成的。大质量恒星的出现会排出尚未形成恒星的残余气体。气体排出降低了嵌入星团的引力势，使许多星团恒星脱离束缚。然后这些恒星在银河系的外部引力场中沿着自己的轨道运动，形成潮汐尾。我们调查的形成和演化的潮汐尾形成由于原始气体驱逐下的各种方案的气体驱逐提供预测周围的潮汐尾动态演化（年龄> 1亿年）星系星团，这可能是探测到的盖亚任务。我们提供了一个半解析模型的尾巴的演变。我们发现，在气体排出过程中释放的潮汐尾巴有不同的运动学性质的尾巴逐渐形成，由于蒸发。气体排出潮尾随时间表现出非单调膨胀，其中较长的膨胀时期穿插着较短的收缩时期。尾翼厚度和速度频散随时间变化很大，但并不完全是周期性的。尾厚度和速度色散的极小值的时间仅由星系势的性质给出，而不是由星系团的性质给出。由（半）分析模型提供的对尾翼范围、尾翼厚度最小值和速度弥散的估计与nbody6模拟结果非常吻合。这意味着，半解析模型可以用于估计的气体驱逐潮尾的一个给定的年龄和轨道参数的集群的属性，而无需进行数值模拟。在后续的论文中进行了研究与更广泛的参数空间的初始条件。
2020-06-24 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
Ages of Star Clusters in the Tidal Tails of Merging Galaxies
我们研究恒星的内容，在潮汐尾附近的三个合并星系，NGC 520，NGC 2623，和NGC 3256，使用BVI成像与先进的相机上的哈勃太空望远镜的调查。这三个星系的潮汐尾都包含着紧凑而相当巨大的年轻星团，它们嵌在一片弥漫的、无法分辨的恒星光海洋中。我们比较测得的颜色和光度与人口合成模型的预测，估计集群的年龄，并发现集群开始形成的潮汐尾巴期间或不久后形成的尾巴本身。我们发现缺乏非常年轻的星团（$\le 10$ Myr老），这意味着随着气体的耗尽或分散，最终恒星的形成在尾部关闭。在每个尾巴中有几个星团的估计年龄比模型尾巴本身更老，这表明它们可能是从原始星系盘中剥离出来的。尾星系团的光度函数可以用一个单一的幂律方程$dN/dL \propto L^α$来描述，其中有$-2.6 < α< -2.0$。我们发现在一些潮汐尾上存在恒星年龄梯度，我们将其解释为1）沿着潮汐尾密集中心的新形成恒星和星团的叠加，以及2）从祖先星系喷射出的广泛分布的较老恒星物质的海洋。
2015-04-21 astro-ph.GA
Dynamics of tidal tails of open clusters: I. effects of bar, spiral arms and giant molecular clouds
Faculty of mathematics and physics, University of Ljubljana（卢布尔雅那大学数学物理学院）
通过N体模拟，研究银河系引力势（特别是棒、旋臂、巨分子云和卫星星系）对疏散星团潮汐尾形态和方向的影响，发现棒的模式速度对星团轨道和尾形状影响最大，而巨分子云的扰动在某些情况下比棒更强。
2026-05-29 astro-ph.GA
Galactic Pal-eontology: Abundance Analysis of the Disrupting Globular Cluster Palomar 5
我们提出了一个潮汐破坏的球状星团（GC）Palomar 5的化学丰度分析。通过共同添加来自星团主体的15颗成员星的高分辨率光谱，用Keck/HIRES光谱仪在低信噪比下拍摄，我们能够测量20种元素的24种元素的综合丰度比，包括所有主要的核合成通道（即轻元素Na; $α$ -元素Mg、Si、Ca、Ti; Fe峰和重元素Sc、V、Cr、Mn、Co、Ni、Cu、Zn;以及中子俘获元素Y、Zr、Ba、La、Nd、Sm、Eu）。$-1.56\pm0.02\pm0.06$ dex的平均金属丰度（统计和系统误差）与个别恒星的个别低分辨率测量值吻合得很好，但低于文献中少数恒星的高分辨率结果。与星系晕星和其他分裂和未受扰动的GC相比，使E1 ~5成为银河系晕群的典型代表，正如前面所指出的，强调这类星团的早期化学演化与它们后来的动力学历史是脱钩的。我们还进行了一项测试，以轻元素的变化，在这种共同添加的丰度分析技术的检测能力，并发现，这种方法是不敏感的，即使在广泛的钠的$\sim$ 0.6 dex，一个值通常发现在旧的晕GC的存在。因此，虽然确定这类天体的全球丰度模式的方法非常适合于研究其总体富集历史，但其多个恒星星族的化学区别最好还是通过对单个恒星的测量来获得。
2017-03-08 astro-ph.GA
Long Tidal Tails in Merging Galaxies and Their Implications
我们使用迄今为止最大的461个合并星系的$0.2 \leq z \leq 1$样本，结合{ \it哈勃太空望远镜}的成像数据，研究了长潮汐尾的性质。潮汐长尾可简单地分为三种形状：直尾（41%）、弯尾（47%）和羽尾（12%）。它们的宿主星系大多处于合并的后期阶段，尽管31%的星系对具有投影分离$d>20$ \，kpc。需要理解的是，直线潮汐尾的形成率很高，因为弯曲潮汐尾的投影只占直线尾的一小部分。我们确定165潮汐矮星系（TDGs），产生TDG生产率为0.36每合并。结合文献中的星系合并分数和TDG存活率，我们估计$\sim$，5%的本地矮星系是潮汐起源的，这表明潮汐形成不是矮星系形成的重要通道。超过一半的TDG位于它们的宿主尾巴的尖端。这些TDG的恒星质量在$7.5\leq\log (M_\ast/\rm M_\odot)\leq9.5$的范围内，并出现紧凑的半光半径以下的低质量椭圆星系的$M_\ast$ - $R_{\rm e}$关系。然而，它们的表面亮度轮廓通常比本地盘星系平坦。165个TDG中只有10个的有效半径大于1.5 kpc，符合异常明亮的超漫射星系的条件。
2020-09-24 astro-ph.GA
On the degree of stochastic asymmetry in the tidal tails of star clusters
背景：星团的潮汐尾通常被认为是对称的。最近，对盖亚数据的分析揭示了四个疏散星团Hyades，Praesepe，Coma Berenices和NGC 752的领先和落后潮汐尾臂之间的巨大不对称性。目的：由于恒星从星团蒸发到潮汐尾是一个随机过程，因此本文对这种随机不对称程度进行了量化。研究方法：对于每个星团1000配置的测试粒子集成在一个普卢默球和银河潮汐场的组合潜力在特定的星团的生命周期。对于四个星团的随机不对称性的分布函数的确定和观察到的不对称性进行比较。结果如下：四个星团的观测不对称性的随机起源概率为：Praesepe ~1.7 sigma，Coma Berenices ~2.4 sigma，Hyades ~6.7 sigma，NGC 752 ~1.6 sigma。结论：在Praesepe，Coma Berenices和NGC 752的情况下，观察到的不对称性可以解释为随机蒸发事件。然而，形成的不对称的毕宿星潮汐尾巴的额外的动力学过程超出了一个纯粹的统计蒸发效应是必需的。
2023-01-05 astro-ph.GA
Formation and Evolution of sub-structures in tidal tails: Spherical dark matter haloes
最近提出了一个关于球状星团潮尾恒星超密度形成的理论，该理论预言了超密度形成的位置和时间，并成功地用质点星系势中球状星团的N体模拟进行了检验。在这项工作中，我们提出了一个比较这个理论和我们的模拟使用矮星系轨道两个不同形状的暗物质晕研究的核心和尖状晕潮汐尾的形成和演化的影响。我们发现没有区别使用尖或核心晕，但是，我们发现一个有趣的不对称之间的领先和落后的手臂的潮汐尾巴。拖曳臂比引导臂生长得更快，这种不对称性可以在第一次过密度的距离和它的大小上看到。我们建立了到第一个过密度的距离和这个过密度的大小之间的关系。
2017-11-10 astro-ph.GA
Tidal tails in open clusters: Morphology, binary fraction, dynamics, and rotation
IISER Mohali（印度科学教育与研究所慕扎利分校）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Charles University（查理大学）
本研究利用机器学习方法分析疏散星团中的潮汐尾，发现其形态、双星比例及旋转特征，揭示了潮汐尾的扩展范围和内部动力学特性。
2025-11-05 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 Tidal Tails of 47 Tucanae
银河系球状星团47 Tuccott（47 Tuc）在大半径处的速度色散曲线显示出罕见的增加，这表明大半径处的高能但束缚的恒星主导了速度色散，并可能正在进行蒸发。逃逸的恒星会形成潮汐尾，就像在几个银河系的球状星团中看到的那样，然而，Tuc 47的潮汐尾还没有被发现。我们使用最准确的输入数据对47 Tuc的这些尾部进行建模，具体目的是确定它们的位置，以及尾部内的周转超密度密度。从我们的模型中得到的超密度比银河系背景高出3-4%，因此，使用匹配滤波技术应该很容易检测到。我们发现，最有影响力的参数方面的位置和密度的周转超度是日心距离的集群。因此，通过观测发现这些潮汐特征将极大地有助于确定47 Tuc的距离的持续问题，严格限制独立于其他方法的集群的距离。使用我们的条纹线的方法来确定潮汐尾的位置和它们的超密度，我们展示了如何，在原则上，任何银河系球状星团的潮汐尾的形状和范围可以确定，而不诉诸计算昂贵的N体模拟。
2012-07-03 astro-ph.GA
New tidal debris nearby the Sagittarius leading tail from the LAMOST DR2 M giant stars
我们报告了两个新的潮汐碎片附近的人马座（Sgr）的潮汐流在北银河帽确定的M巨星在LAMOST DR 2数据。天区面积为$210^\circ<$ $<290^\circ$，距离为10- 20千秒差距，[Fe/H] $<-0.75$的M巨星，速度分布呈现明显的双峰性。我们将这两个峰分别记为Vel-3+83和Vel+162+26，前者相对于在相同$Λ$处观测到的Sgr前导尾的平均速度在-3kms $^{-1}$以内，而后者相对于Sgr前导尾的平均速度为162 kms $^{-1}$。尽管Vel-3+83的投影$Λ$ -- $V_{gar}$关系与Sgr前导尾非常相似，但相对于Sgr前导尾的$Λ$ --距离关系的相反趋势表明Vel-3+83与Law & Mauriski模拟的Sgr潮流的任何分支具有不同的三维运动方向。因此，我们建议它是一个新的潮汐碎屑不相关的Sgr流。类似地，另一个亚结构Vel+162+26与Chou等人发现的NGC群相同，也与Sgr潮流向不同方向移动，这意味着它可能与Sgr潮流有不同的起源。
2016-04-19 astro-ph.GA
The dual nature of the tidal tails of NGC 5904 (M5)
本研究发现M5球状星团的潮汐尾存在两种金属丰度的恒星，其运动学特征分别对应暗物质子晕的尖型、核型轮廓或原位形成场景，提出该双重性质源于M5与另一贫金属小质量球状星团的碰撞。
2023-07-14 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
The fingerprint of primordial mass segregation on the tidal tails of star clusters
Institute for Advanced Studies in Basic Sciences (IASBS)（基础科学高等研究院）；Helmholtz-Institut für Strahlen-und Kernphysik (HISKP), Universität Bonn（波恩大学赫尔霍兹辐射与核物理研究所）；Institute for Research in Fundamental Sciences (IPM)（伊朗基础科学研究院）；Center for International Scientific studies and Collaborations (CISSC), Ministery of Science, Research and Technology（科技研究部国际科研合作中心）；Faculty of Computer and Information Science, University of Ljubljana（卢布尔雅那大学计算机与信息科学学院）
研究原初质量分离（PMS）对星团潮汐尾结构的影响，通过N体模拟分析不同PMS程度及黑洞保留情形的星团，发现PMS影响早期星团膨胀及潮汐尾形成，其影响随时间减弱。
2026-07-01 astro-ph.GA
Stellar streams as gravitational experiments II. Asymmetric tails of globular cluster streams
球状星团（GC）的运动学冷潮汐流是中等银心距离下银河系引力势的极好示踪剂，也可以用作银河系尺度上引力定律的探测器。在这里，我们比较了第一次在牛顿和Milgromian重力（MOND）产生这样的流。我们首先计算分析结果，以调查在这两个框架的GC引力势的预期形状，然后我们运行N体模拟与幻影拉美西斯代码。我们发现，GC往往成为不平衡的MOND。这是外场效应打破强等效原理的结果。当GC充满其潮汐半径时，不平衡性产生强烈不对称的潮汐流。在牛顿动力学中，这种明显不对称的流一般只能是与暗物质暗晕、巨型分子云或银河棒相互作用的结果。在这些牛顿的例子中，不对称是流中非常大的间隙的结果，而在MOND中，它是真正的不对称。因此，这将使我们能够在未来通过对Palomar 5的非对称恒星流环境进行深入观察来区分这些不同的场景。此外，我们的模拟表明，高的内部速度色散的Palomar 5的小恒星质量将是自然的MOND。
2017-09-06 astro-ph.GA
Variable stars in Palomar 13; an evaporating globular cluster
我们对遥远的球状星团Pal 13进行了新的CCD $VI$测光。通过傅立叶分解三颗RRab星的光变曲线，估计它们的[Fe/H]=-1.65，距离为23.67 $\pm$ 0.57 kpc。RRab星在最小相位附近的光和颜色导致估计为$E(B-V)$ =0.104 $\pm$ 0.001。一张$V/(V-I)$颜色星等图，完全由可能的恒星成员组成，显示出与上述参数的一致性，年龄为12 Gyrs。在我们的图像视野中搜索变星发现了一颗红巨星团成员和三颗可能非成员星的变化;两颗RRab星和一颗室女座W星或CW。在1913年，成员星的盖亚自行显示出显著的分散，与星团被潮汐剥离的情况一致。
2019-02-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The proper motion of Palomar 5
Palomar 5（Palomar 5）是一个与狭窄的潮汐尾有关的微弱晕状球状星团。这是一个有用的系统，了解潮汐溶解的过程，以及限制银河系的潜力。一个确定的轨道将有助于对这些悬而未决的问题进行详细研究。在这里，我们提出了第一个基于CCD的自行测量的1005获得使用SDSS作为第一个时代和新的LBT/LBC图像作为第二个，给出了15年的基线。我们进行相对天体测量，使用SDSS作为无失真的参考，和集群的图像，也是LBC的失真校正的推导的1005流。参考系由背景星系组成。我们校正差分色折射使用SDSS颜色以及从通量校准光谱获得的关系，发现恒星和星系的校正关系是不同的。我们得到了μ_α =-2.296+/-0.186 mas/yr和μ_δ =-2.257+/-0.181 mas/yr的自行。我们使用这种运动，和公开可用的代码galpy，模拟在不同的银河系模型组成的一个凸起，一个磁盘和一个球形暗物质晕的中断的105。我们的适合所观察到的流属性（条纹和径向速度梯度）的结果在一个相对较大的约24千秒差距的距离的偏好。一个比我们测量的稍大的绝对自行也会导致更好的匹配，但最好的解决方案需要改变距离。我们发现，在V_0=220 km/s，V_（20 kpc）的球形银河系模型中，大约在远心点218 km/s，可以很好地匹配数据，至少对于我们选择的磁盘和凸起参数化。
2016-09-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Jeans Instability in a Tidally Disrupted Halo Satellite Galaxy
我们使用混合测试粒子/N体模拟，将400万个无质量测试粒子的轨迹整合到一个完全自洽的10^5粒子N体模拟中。无质量粒子的数量使我们能够解决的空间分布和相空间的矮星系的精细结构，因为它是在银河系型星系的潮汐场中断。潮汐尾呈现出几乎周期性的团块状或烟雾状的外观。通过运行不同的卫星粒子质量，晕粒子质量，大量和无质量粒子的数量以及有和没有星系盘的模拟，我们已经确定不稳定性不是由于数字噪声，晕中结构的放大，或者当卫星穿过星系盘时的冲击。我们测量牛仔裤的波长和增长的时间尺度在潮汐尾，并表明，牛仔裤不稳定性是一个可行的解释团块。我们发现，不稳定性导致的速度扰动的顺序为10公里/秒。银河系潮汐尾中的团块可以在恒星径向速度测量和数量计数中看到。我们发现不稳定波长增长对暗物质晕粒子的模拟质量很敏感。一个模拟与更平滑的晕呈现出更冷，更薄的潮汐尾巴与更紧密的间距比模拟与更多的大质量暗物质晕粒子。加热的晕粒子增加的牛仔裤波长的潮汐尾巴影响子结构的发展，这表明潮汐尾巴和暗物质晕子结构之间的错综复杂的连接。
2010-05-26 astro-ph.GA
Long Tidal Tails of NGC 5024 Hidden in LMS-1 and NGC 5053 Tidal Streams
Inner Mongolia University（内蒙古大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学前沿天文与天体物理研究院）
研究通过改进匹配滤波器在盖亚DR3数据中发现与NGC 5024相关的长潮汐尾，利用自行、金属丰度及径向速度区分其与NGC 5053和LMS - 1的流，为NGC 5024周围存在广泛潮汐尾提供首个有力证据。
2026-07-27 astro-ph.GA
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
Misaligned tidal tails in open clusters: a signature of the local spiral arm resonance
Instituto Interdisciplinario de Ciencias Básicas (ICB), CONICET-UNCuyo（基础科学跨研究所）；Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas (CONICET)（国家科学技术研究委员会）
本研究通过分析155个邻近疏散星团的潮汐尾错位，发现新生潮汐尾在旋臂间隙内出现大角度错位，可作为共转共振区非轴对称银河系势的高分辨率示踪体。
2026-09-23 astro-ph.GA
HI in Virgo's "Red and Dead" Dwarf Ellipticals - A Tidal Tail and Central Star Formation
我们研究了室女星系团中的3个矮椭圆星系的样本，这些星系具有重要的HI库。我们提出了深光学成像（从CFHT和KPNO），HI光谱（阿雷西博）和解决HI成像（VLA）的这个样品。这些观测结果证实了它们的HI含量和光学形态，并表明气体不太可能是最近吸积的。该样本与矮过渡星系有更多的共同点，尽管矮过渡星系的恒星质量和气体分数通常较低。VCC 190有一个HI潮汐尾，这是最近与大质量螺旋星系NGC 4224相遇的结果。在VCC 611中，观察到了蓝色恒星形成的特征，这是较浅的SDSS成像所看不到的。
2017-06-26 astro-ph.GA
Disruption of a Giant: Spectroscopic Identification of Members in the Periphery and Tidal Tails of $ω$ Centauri
University of Edinburgh（爱丁堡大学）；Université de Strasbourg（斯特拉斯堡大学）
利用VLT/FLAMES光谱数据，通过贝叶斯推断选择目标，确认了$\omega$ Cen的157个高概率成员，并沿潮汐尾追踪至3.2度半径，发现其外围和潮汐尾的金属丰度与Fimbulthul流一致。
2026-06-16 astro-ph.GA
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
Chemical tagging of tidal tail star candidates of NGC 6362
本研究通过VLT@FLAMES光谱分析NGC 6362潮汐尾恒星候选体的化学丰度与径向速度，发现其化学性质与星团不符而多属银河系厚盘，表明仅凭动力学性质筛选潮汐尾恒星的方法可靠性不足。
2025-05-30 astro-ph.GA
Has the Palomar 14 globular cluster been captured by the Milky Way?
本研究通过直接N体模拟提出Pal 14球状星团可能起源于已瓦解的矮星系，经20-30亿年演化后被银河系捕获，最终在115亿年时达到观测特征，解释了其偏浅的恒星质量函数斜率。
2024-10-08 astro-ph.GA
