星系的变换。III. 作为星系结构函数的相遇动力学与潮汐响应

盘星系间的潮汐相互作用取决于星系结构，但这种关系的细节尚未完全理解。我构建了一个与 $\Lambda$CDM大体一致的三参数核球/盘/晕模型网格，并利用这些模型模拟了大量相遇系列。晕的质量和延伸范围强烈影响轨道演化的动力学。在近距离相遇中，由大质量、延展晕的动力学响应所介导的角动量转移，可在中央星系首次穿越后逆转其轨道运动方向。潮汐响应与参与盘中逃逸速度与圆周速度之比 $v_\mathrm{e} / v_\mathrm{c}$ 强相关。此外，同一比值还与潮汐尾被其起源星系重新吸积的速度相关；因此，具有“双尾”的并合遗迹，如NGC 7252，可能难以重现，除非 $(v_\mathrm{e} / v_\mathrm{c})^2 \lesssim 5.5$。相互作用系统的潮汐形态可提供对前身星系结构的有用约束。特别是，晕动力学逆转轨道运动的相遇表现出一种独特的形态，可能在观测上被识别。试图重现相互作用星系观测的详细模型应探索前身星系结构的可能范围以及其他相遇参数。