关于潮汐尾结构的进一步研究

我们研究了从星团逃逸的恒星的本轮运动。利用迹线，我们可视化了逃逸恒星的路径，并展示了本轮运动如何在绕星系做圆轨道和偏心轨道运动的星团潮汐尾中导致过密和欠密区域。此外，我们通过证明当包含星团质量的扰动效应时潮汐尾的结构能被更好地匹配，研究了星团质量对潮汐尾的影响。通过将迹线调整以匹配 N-body 计算结果，我们能够准确且快速地重现所有观测到的子结构，尤其是模拟中经常发现的条纹特征，这些特征在观测中可能被解释为多重潮汐尾。因此，我们可以排除潮汐冲击作为此类子结构的起源。最后，从调整后的迹线参数我们可以验证，对于我们研究的星团，逃逸主要发生在星团的潮汐半径处，由 $x_L = (GM/(\Omega^2-\partial^2\Phi/\partial R^2))^{1/3}$ 给出。然而，我们发现存在另一个限制半径，即“边缘”半径，它给出了恒星在星团绕星系运动一个轨道期间可以逃逸的最小半径。对于偏心星团轨道，边缘半径随轨道偏心率增大而缩小（对于固定的远心距），但总是显著大于各自的近星系潮汐半径。事实上，我们所调查的延伸且充满潮汐的星团的边缘半径，与其（拟合的）King 半径吻合得很好，这可能表明这两个量之间存在根本联系。