恒星从球状星团的逃逸 II. 星团或吞噬自身潮汐尾

我们首次应用蒙特卡洛星团建模方法研究球状星团的潮汐尾与恒星流形成，假设在平滑银河系势场中作圆轨道运动。将能量上未束缚天体（势逃逸体；PEs）近似为无碰撞的，使得这一快速但球对称的 method 能以空前细节捕捉非对称潮汐现象。除重现包括本轮过密度在内的已知恒星流特征外，我们展示了在恒星流完全绕银河系回到星团后如何形成“回归潮汐尾”，从而增强恒星流的速度弥散。尽管真实的团块状、随时间变化的银河系势场可能破坏此类潮汐尾，但它们作为对银河系势场历史与子结构潜在极佳约束而值得审视。重新审视 PEs 的逃逸时标 $\Delta t$，我们发现与三体问题中混沌散射相关的新行为；$\Delta t$ 分布呈现尖锐平台，对应于分隔逃逸相空间盆地的混沌鞍上不同的局部平滑区域。我们首次在演化中的星团中研究 $\Delta t$，发现对于（低、高）雅可比能量 $E_{\rm J}$ 的 PEs，$\Delta t\sim(E_{\rm J}^{-0.1},E_{\rm J}^{-0.4})$，比静态星团（$E_{\rm J}^{-2}$）更平缓。考虑星团质量损失与内部演化——并（粗略）考虑 PEs 间的持续弛豫——将中位 $\Delta t$ 从 ${\sim}10\,$Gyr 降至 ${\lesssim}100\,$Myr。我们最后概述了蒙特卡洛方法中逃逸物理的未来改进，旨在实现基于完整球状星团模拟的潮汐尾/恒星流形成的首次大参数空间研究，以及与恒星流观测的详细比较。