球状星团中的恒星逃逸 I：逃逸机制与抛射时的性质

球状星团（GCs）中恒星逃逸的理论可追溯至近一个世纪前，特别是通过双体弛豫与外部潮汐耦合导致的 GCs 逐渐蒸发。更剧烈的抛射也可能通过强引力散射、超新星、引力波驱动的并合、潮汐瓦解事件以及物理碰撞发生，但对众多逃逸机制的全面研究仍然有限。最近来自 Gaia 空间望远镜的精确运动学数据揭示了银河系（MW）中大量的恒星流，并追溯了许多恒星流源自特定的 MWGCs，凸显了进一步研究这些星团中恒星逃逸的必要性。在这项作为系列研究第一部分的研究中，我们为星团蒙特卡洛（CMC）GC 模型与关于 MWGCs 外围、它们的潮汐尾以及相关恒星流的最新 Gaia 数据之间的详细后续比较奠定了基础。我们全面回顾了 GCs 的逃逸机制，并检查了它们对逃逸率、抛射速度和逃逸者人口统计特征的相对贡献。我们首次表明，三体双星形成可能主导典型 MWGCs 的高速抛射，这可能解释了 MW 中的一些超高速星。由于其质量较大，黑洞强烈催化了这一过程，而在以陡峭的中心亮度分布为特征的可观测核坍缩开始时黑洞的丢失，极大地减少了三体双星的形成，尽管坍缩后密度增加。我们还证明，即使逃逸双星诞生于热偏心率分布，它们也具有显著非热的偏心率，与在银河系场中观察到的大致均匀分布相一致。