星团潮汐尾中团块的定量分析

星团的潮汐尾并非均匀分布，在观测和数值模拟中均显示出清晰的团块结构。近期提出了关于这些团块形成的周转圆理论，但尚缺乏定量分析。我们给出了在银河系潮汐场中，从星团逃逸的恒星角动量和能量分布的定量推导，并建立了其与团块位置和宽度的联系。在数值实现中，我们采用了逐星$N$体模拟。理论与模型吻合良好。我们表明，潮汐臂的径向偏移与潮汐半径成比例，而潮汐半径是星团质量以及星团轨道处旋转曲线的函数。在外盘，平均径向偏移为潮汐半径的2.77倍。在银心附近，情况更为复杂，但理论在最低阶近似下仍然适用。我们还测量了束缚恒星的雅可比能量分布，并表明始终有大量恒星（约35%）处于临界雅可比能量之上，这些恒星可能离开星团。这表明质量损失主要由一个自调节过程主导，该过程因星团自身质量损失导致的势阱减弱而增加雅可比能量。