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星系潮汐

一月 09, 2023

星系潮汐是受到星系，像是銀河系，的引力場支配的潮汐力。與星系潮汐有特定關係的領域包括星系碰撞、矮星系或衛星星系的瓦解；受到銀河系潮汐影響的有太陽系的歐特雲。

雙鼠星系 NGC 4676

起源

 
 
在大質量天體接近處受到潮汐力而突出。

當一個天體（像左側圖的藍色天體）位在大質量天體（黃色天體）的引力場時，會受到潮汐力而扭曲。

根據牛頓萬有引力定律，引力隨著距離的減少而增加。任何接近物體A的另一個物體B，越接近則A受到B的引力影響越強烈。這對物體不同的部分也是正確的，A的表面受到B的吸引會比A的核心強烈。當其它物體的引力特別強時，這將導致較小的物體表面和核心的距離被拉開，並且該物體會朝較大物體的方向趨於平坦。大的物體也有相同的效應，但因為小物體的引力較弱，它的畸變也比較小。以術語來說，平衡的小物體形狀會有最小的引力勢能。在空無一物的空間，這會是一個球體。然而，在附近有大型物體時，最小勢能的形狀是在這兩物體軸心連線方向上拉長的卵形。

例如，地球上的潮汐是由月球和太陽的引力場對地球造成的畸變引起。在這種情況下，地球的自轉緩慢得足以重塑其形狀，保持其扭曲面朝向太陽和月球的方向。從在地球表面上的人來看，每個地點一天大約會經歷兩次長軸方向變形的漲潮。因為地球相對於太陽和月球的方向不斷的改變，潮汐效應會有不同程度的相互加強或抵消。

星系潮汐展示相同的流程，但規模遠遠的超過前者。交互作用星系的潮汐彼此都會向對方伸展。它對最終可能變得平坦和朝向對方星系的中擴展，或它們的軌道遭受到攝動。此外，如果星系在急速的旋轉，它們的部分區域可能不能像地球一樣跟得上畸變，就會如同這篇文章中的圖例所式，形成長尾或其它高度扭曲的區域。

外部星系的效應

主条目：交互作用星系

星系碰撞

 
有著冗長潮汐尾的碰撞觸鬚星系。

潮汐力依賴的是引力場的梯度，而不是引力場的大小，所以潮汐的影響通常僅限於一個星系周圍的環境。兩個星系發生碰撞或近距離的擦身而過會引發強大的潮汐力，往往造成激烈的星系潮汐活動，展示強烈的視覺衝擊。

交互作用星系通常不會是迎頭（如果有）撞擊，並且潮汐力會大致沿著座標軸的指向方向扭曲，並且遠離它的攝動。當兩個星系的軌道相互接近時，這些受擾動的區域會被從每個星系的主體機構拉出，並且因為較差自轉而被剪斷和甩入星際空間，形成潮汐尾。這種尾通常都有明顯的彎曲，而感覺是直的可能是從側面觀察的緣故。從星系盤（或其它的部分）拉出的恆星和氣體組成的尾，通常會造成盤面一側或兩邊（另一端）的扭曲，而不是引力束縛的星系中心[1]。雙鼠星系和觸鬚星系是碰撞產生潮汐尾的兩個很突出的例子。

正如月球引發地球兩側海水的潮汐，所以星系潮汐也會在它的星系伴侶兩側產生潮汐臂。當巨大潮汐尾的形成，如果形成攝動的星系和被攝動的夥伴星系一樣大或小一點，那麼前端的臂會比遠端的臂大些。如果更為突出，將會被稱為橋[1]。潮汐橋和潮汐尾通常很難區分：首先，橋可能被經過的星系吸收，或因而產生星系的合併，使它比典型可見的大型潮汐尾短。其次，如果兩個星系是一個在前，一個在後，它們之間的橋可能會有部分被遮蔽。結合這兩種效應，會很難區分一個星系在何處結束，而另一個星系從何處開始。潮汐迴圈是潮汐尾的兩端都與母星系匯合，這就更為罕見[2]。

衛星星系的交互作用

 
仙女座星系。注意它的衛星星系M32，它外圍的螺旋臂已經被仙女座星系的潮汐力剝奪了。

因為緊鄰星系的強大潮汐力，衛星星系特別容易受到影響。這種外力可以使衛星星系內部的運動重新排列，導致觀測上的巨大效應：矮衛星星系內部的結構和運動可能受到嚴重的星系潮汐（如同地球上海洋的潮汐），誘導出異常的旋轉或質-光比[3]衛星星系也可以發生如同受到星系碰撞的潮汐剝奪，恆星和氣體被從星系的末端剝離，並可能被它的夥伴吸收。矮星系M32，仙女座星系的衛星星系，可能就因為潮汐剝離失去了螺旋臂，而殘餘核心的高恆星形成率可能是潮汐引起剩餘分子雲運動的結果[4]（因為潮汐力可以揉捏和壓縮星系內部的星際氣體雲，誘使小型衛星星系形成大量的恆星。這個過程類似擠壓使物體被加熱一樣。）。

剝離的機制和兩個類似的星系是相同的。然而，其相對較弱的引力場可以確保只有衛星星系受到影響，而宿主星系不會受到影響。如果衛星星系遠小於宿主星系，產生的潮汐尾碎片可能是對稱的，並遵循一個非常相似的軌道，有效地跟隨著衛星星系的路徑[5]。然而，如果衛星星系有適度的大小 －－通常是超過宿主星系質量的萬分之一，那麼衛星星系自身的引力可能也會影響潮汐尾，打破潮汐尾在不同方向的對稱性和加速度。結果的結構是依賴衛星星系的軌道和質量，以及猜測中環繞著宿主星系的星系暈質量和結構，和可能提供一種像銀河系這種星系，有效探究暗物質勢能的手段[6]。

很多越過母星系的軌道，或是通過的軌道太接近，矮衛星星系最終可能完全被摧毀，形成完全環繞著母星系的恆星和氣體潮汐流。這種在一些星系周圍擴散的氣體盤，像是仙女座星系，可能是被潮汐完全摧毀（或之後被母星系併吞）的衛星星系[7]。

對星系內天體的效應

参见：歐特雲 § 潮汐力效應

潮汐的影響目前也出現在銀河系中，它們的梯度可能是最陡的，其結果可以是恆星和行星系統的形成。通常，一顆恆星的引力在其系統內是主導地位，只有其它恆星經過附近時才會對其動力學有所影響。然而，在系統的周邊，恆星的引力較弱，而銀河系的潮汐可能極大。在太陽系，假設的歐特雲，據信是長週期彗星的來源，就在這種過渡區內。

 
歐特雲的示意圖。

歐特雲被認為是太陽系巨大的外殼，其半徑可能是1光年。跨越這樣大的距離，銀河系引力場梯度的作用更為明顯。由於這種梯度，銀河的潮汐可能使歐特雲變形，而不再是球形。就像地球回應月球的引力一樣，在銀河中心的方向上伸展，而在另外兩個軸的方向上產生擠壓。

在這樣遙遠的距離上，太陽的引力相對的微弱，只要有一點點來自銀河系的攝動，可能就足以將一些拱點在這個距離上的星子驅離，或朝向太陽和行星推進[8]。由岩石和冰的混合物組成的天體，在進入內太陽系時會因為太陽輻射的增加而成為一顆彗星。

據信星系潮汐對歐特雲的形成也有所貢獻，通過潮汐增加了一些近日點較大的星子近日點[9]。這表明星系潮汐的影響是相當複雜的，並依賴一個行星系統內個別物件的為。累積的影響可能相當可觀，或許所有來自歐特雲的彗星，高達90%可能是星系潮汐的結果[10]。

地球的效應

雖然理論上可以測得像其它潮汐造成的海平面變化，但星系潮汐對地球的影響可以忽略不計：如果太陽的潮汐力是1，那麼月球的是2，則銀河系的大約是10−12[來源請求]。因此，如果月球的潮汐力使海平面上升10公尺，銀河系的潮汐效應會使海平面上升10皮米，小於一顆原子的大小。

相關條目

參考資料

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  2. ^ Wehner E.H.; et al. NGC 3310 and its tidal debris: remnants of galaxy evolution. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2006, 371 (3): 1047–1056. Bibcode:2006MNRAS.371.1047W. arXiv:astro-ph/0607088  . doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10757.x. 
  3. ^ Piatek S. & Pryor C. Can Galactic Tides Inflate the Apparent M/L's of Dwarf Galaxies?. Bulletin of the American Astronomical Society. 1993, 25: 1383. Bibcode:1993AAS...183.5701P. 
  4. ^ Bekki, Kenji; Couch, Warrick J.; Drinkwater, Michael J.; Gregg, Michael D. A New Formation Model for M32: A Threshed Early-Type Spiral Galaxy?. The Astrophysical Journal. 2001, 557 (1): Issue 1, pp. L39–L42. Bibcode:2001ApJ...557L..39B. arXiv:astro-ph/0107117  . doi:10.1086/323075. 
  5. ^ Johnston, K.V.; Hernquist, L. & Bolte, M. Fossil Signatures of Ancient Accretion Events in the Halo. The Astrophysical Journal. 1996, 465: 278. Bibcode:1996ApJ...465..278J. arXiv:astro-ph/9602060  . doi:10.1086/177418. 
  6. ^ Choi, J.-H.; Weinberg, M.D.; Katz, N. The dynamics of tidal tails from massive satellites. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2007, 381 (3): 987–1000. Bibcode:2007MNRAS.381..987C. arXiv:astro-ph/0702353  . doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12313.x. 
  7. ^ Peñarrubia J., McConnachie A. & Babul A. On the Formation of Extended Galactic Disks by Tidally Disrupted Dwarf Galaxies. The Astrophysical Journal. 2006, 650 (1): L33–L36. Bibcode:2006ApJ...650L..33P. arXiv:astro-ph/0606101  . doi:10.1086/508656. 
  8. ^ Fouchard M.; et al. Long-term effects of the Galactic tide on cometary dynamics. Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy. 2006, 95 (1–4): 299–326. Bibcode:2006CeMDA..95..299F. doi:10.1007/s10569-006-9027-8. 
  9. ^ Higuchi A., Kokubo E. & Mukai, T. Orbital Evolution of Planetesimals by the Galactic Tide. Bulletin of the American Astronomical Society. 2005, 37: 521. Bibcode:2005DDA....36.0205H. 
  10. ^ Nurmi P., Valtonen M.J. & Zheng J.Q. Periodic variation of Oort Cloud flux and cometary impacts on the Earth and Jupiter. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2001, 327 (4): 1367–1376. Bibcode:2001MNRAS.327.1367N. doi:10.1046/j.1365-8711.2001.04854.x. 

一月 09, 2023
星系潮汐, 是受到星系, 像是銀河系, 的引力場支配的潮汐力, 與有特定關係的領域包括星系碰撞, 矮星系或衛星星系的瓦解, 受到銀河系潮汐影響的有太陽系的歐特雲, 雙鼠星系, 4676, 目录, 起源, 外部星系的效應, 星系碰撞, 衛星星系的交互作用, 對星系內天體的效應, 地球的效應, 相關條目, 參考資料起源, 编辑, 在大質量天體接近處受到潮汐力而突出, 此章節需要提供更多來源, 否則內容可能無法查證, 2015年4月1日, 當一個天體, 像左側圖的藍色天體, 位在大質量天體, 黃色天體, 的引力場時, 會. 星系潮汐是受到星系 像是銀河系 的引力場支配的潮汐力 與星系潮汐有特定關係的領域包括星系碰撞 矮星系或衛星星系的瓦解 受到銀河系潮汐影響的有太陽系的歐特雲 雙鼠星系 NGC 4676 目录 1 起源 2 外部星系的效應 2 1 星系碰撞 2 2 衛星星系的交互作用 3 對星系內天體的效應 4 地球的效應 5 相關條目 6 參考資料起源 编辑 在大質量天體接近處受到潮汐力而突出 此章節需要提供更多來源 否則內容可能無法查證 2015年4月1日 當一個天體 像左側圖的藍色天體 位在大質量天體 黃色天體 的引力場時 會受到潮汐力而扭曲 根據牛頓萬有引力定律 引力隨著距離的減少而增加 任何接近物體A的另一個物體B 越接近則A受到B的引力影響越強烈 這對物體不同的部分也是正確的 A的表面受到B的吸引會比A的核心強烈 當其它物體的引力特別強時 這將導致較小的物體表面和核心的距離被拉開 並且該物體會朝較大物體的方向趨於平坦 大的物體也有相同的效應 但因為小物體的引力較弱 它的畸變也比較小 以術語來說 平衡的小物體形狀會有最小的引力勢能 在空無一物的空間 這會是一個球體 然而 在附近有大型物體時 最小勢能的形狀是在這兩物體軸心連線方向上拉長的卵形 例如 地球上的潮汐是由月球和太陽的引力場對地球造成的畸變引起 在這種情況下 地球的自轉緩慢得足以重塑其形狀 保持其扭曲面朝向太陽和月球的方向 從在地球表面上的人來看 每個地點一天大約會經歷兩次長軸方向變形的漲潮 因為地球相對於太陽和月球的方向不斷的改變 潮汐效應會有不同程度的相互加強或抵消 星系潮汐展示相同的流程 但規模遠遠的超過前者 交互作用星系的潮汐彼此都會向對方伸展 它對最終可能變得平坦和朝向對方星系的中擴展 或它們的軌道遭受到攝動 此外 如果星系在急速的旋轉 它們的部分區域可能不能像地球一樣跟得上畸變 就會如同這篇文章中的圖例所式 形成長尾或其它高度扭曲的區域 外部星系的效應 编辑主条目 交互作用星系 星系碰撞 编辑 有著冗長潮汐尾的碰撞觸鬚星系 潮汐力依賴的是引力場的梯度 而不是引力場的大小 所以潮汐的影響通常僅限於一個星系周圍的環境 兩個星系發生碰撞或近距離的擦身而過會引發強大的潮汐力 往往造成激烈的星系潮汐活動 展示強烈的視覺衝擊 交互作用星系通常不會是迎頭 如果有 撞擊 並且潮汐力會大致沿著座標軸的指向方向扭曲 並且遠離它的攝動 當兩個星系的軌道相互接近時 這些受擾動的區域會被從每個星系的主體機構拉出 並且因為較差自轉而被剪斷和甩入星際空間 形成潮汐尾 這種尾通常都有明顯的彎曲 而感覺是直的可能是從側面觀察的緣故 從星系盤 或其它的部分 拉出的恆星和氣體組成的尾 通常會造成盤面一側或兩邊 另一端 的扭曲 而不是引力束縛的星系中心 1 雙鼠星系和觸鬚星系是碰撞產生潮汐尾的兩個很突出的例子 正如月球引發地球兩側海水的潮汐 所以星系潮汐也會在它的星系伴侶兩側產生潮汐臂 當巨大潮汐尾的形成 如果形成攝動的星系和被攝動的夥伴星系一樣大或小一點 那麼前端的臂會比遠端的臂大些 如果更為突出 將會被稱為橋 1 潮汐橋和潮汐尾通常很難區分 首先 橋可能被經過的星系吸收 或因而產生星系的合併 使它比典型可見的大型潮汐尾短 其次 如果兩個星系是一個在前 一個在後 它們之間的橋可能會有部分被遮蔽 結合這兩種效應 會很難區分一個星系在何處結束 而另一個星系從何處開始 潮汐迴圈是潮汐尾的兩端都與母星系匯合 這就更為罕見 2 衛星星系的交互作用 编辑 仙女座星系 注意它的衛星星系M32 它外圍的螺旋臂已經被仙女座星系的潮汐力剝奪了 因為緊鄰星系的強大潮汐力 衛星星系特別容易受到影響 這種外力可以使衛星星系內部的運動重新排列 導致觀測上的巨大效應 矮衛星星系內部的結構和運動可能受到嚴重的星系潮汐 如同地球上海洋的潮汐 誘導出異常的旋轉或質 光比 3 衛星星系也可以發生如同受到星系碰撞的潮汐剝奪 恆星和氣體被從星系的末端剝離 並可能被它的夥伴吸收 矮星系M32 仙女座星系的衛星星系 可能就因為潮汐剝離失去了螺旋臂 而殘餘核心的高恆星形成率可能是潮汐引起剩餘分子雲運動的結果 4 因為潮汐力可以揉捏和壓縮星系內部的星際氣體雲 誘使小型衛星星系形成大量的恆星 這個過程類似擠壓使物體被加熱一樣 剝離的機制和兩個類似的星系是相同的 然而 其相對較弱的引力場可以確保只有衛星星系受到影響 而宿主星系不會受到影響 如果衛星星系遠小於宿主星系 產生的潮汐尾碎片可能是對稱的 並遵循一個非常相似的軌道 有效地跟隨著衛星星系的路徑 5 然而 如果衛星星系有適度的大小 通常是超過宿主星系質量的萬分之一 那麼衛星星系自身的引力可能也會影響潮汐尾 打破潮汐尾在不同方向的對稱性和加速度 結果的結構是依賴衛星星系的軌道和質量 以及猜測中環繞著宿主星系的星系暈質量和結構 和可能提供一種像銀河系這種星系 有效探究暗物質勢能的手段 6 很多越過母星系的軌道 或是通過的軌道太接近 矮衛星星系最終可能完全被摧毀 形成完全環繞著母星系的恆星和氣體潮汐流 這種在一些星系周圍擴散的氣體盤 像是仙女座星系 可能是被潮汐完全摧毀 或之後被母星系併吞 的衛星星系 7 對星系內天體的效應 编辑参见 歐特雲 潮汐力效應 潮汐的影響目前也出現在銀河系中 它們的梯度可能是最陡的 其結果可以是恆星和行星系統的形成 通常 一顆恆星的引力在其系統內是主導地位 只有其它恆星經過附近時才會對其動力學有所影響 然而 在系統的周邊 恆星的引力較弱 而銀河系的潮汐可能極大 在太陽系 假設的歐特雲 據信是長週期彗星的來源 就在這種過渡區內 歐特雲的示意圖 歐特雲被認為是太陽系巨大的外殼 其半徑可能是1光年 跨越這樣大的距離 銀河系引力場梯度的作用更為明顯 由於這種梯度 銀河的潮汐可能使歐特雲變形 而不再是球形 就像地球回應月球的引力一樣 在銀河中心的方向上伸展 而在另外兩個軸的方向上產生擠壓 在這樣遙遠的距離上 太陽的引力相對的微弱 只要有一點點來自銀河系的攝動 可能就足以將一些拱點在這個距離上的星子驅離 或朝向太陽和行星推進 8 由岩石和冰的混合物組成的天體 在進入內太陽系時會因為太陽輻射的增加而成為一顆彗星 據信星系潮汐對歐特雲的形成也有所貢獻 通過潮汐增加了一些近日點較大的星子近日點 9 這表明星系潮汐的影響是相當複雜的 並依賴一個行星系統內個別物件的為 累積的影響可能相當可觀 或許所有來自歐特雲的彗星 高達90 可能是星系潮汐的結果 10 地球的效應 编辑雖然理論上可以測得像其它潮汐造成的海平面變化 但星系潮汐對地球的影響可以忽略不計 如果太陽的潮汐力是1 那麼月球的是2 則銀河系的大約是10 12 來源請求 因此 如果月球的潮汐力使海平面上升10公尺 銀河系的潮汐效應會使海平面上升10皮米 小於一顆原子的大小 相關條目 编辑歐特雲 洛希極限 衛星星系 矮星系 交互作用星系 潮汐力參考資料 编辑 1 0 1 1 Toomre A amp Toomre J Galactic Bridges and Tails The Astrophysical Journal 1972 178 623 666 Bibcode 1972ApJ 178 623T doi 10 1086 151823 Wehner E H et al NGC 3310 and its tidal debris remnants of galaxy evolution Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 2006 371 3 1047 1056 Bibcode 2006MNRAS 371 1047W arXiv astro ph 0607088 doi 10 1111 j 1365 2966 2006 10757 x Piatek S amp Pryor C Can Galactic Tides Inflate the Apparent M L s of Dwarf Galaxies Bulletin of the American Astronomical Society 1993 25 1383 Bibcode 1993AAS 183 5701P Bekki Kenji Couch Warrick J Drinkwater Michael J Gregg Michael D A New Formation Model for M32 A Threshed Early Type Spiral Galaxy The Astrophysical Journal 2001 557 1 Issue 1 pp L39 L42 Bibcode 2001ApJ 557L 39B arXiv astro ph 0107117 doi 10 1086 323075 Johnston K V Hernquist L amp Bolte M Fossil Signatures of Ancient Accretion Events in the Halo The Astrophysical Journal 1996 465 278 Bibcode 1996ApJ 465 278J arXiv astro ph 9602060 doi 10 1086 177418 Choi J H Weinberg M D Katz N The dynamics of tidal tails from massive satellites Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 2007 381 3 987 1000 Bibcode 2007MNRAS 381 987C arXiv astro ph 0702353 doi 10 1111 j 1365 2966 2007 12313 x Penarrubia J McConnachie A amp Babul A On the Formation of Extended Galactic Disks by Tidally Disrupted Dwarf Galaxies The Astrophysical Journal 2006 650 1 L33 L36 Bibcode 2006ApJ 650L 33P arXiv astro ph 0606101 doi 10 1086 508656 Fouchard M et al Long term effects of the Galactic tide on cometary dynamics Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy 2006 95 1 4 299 326 Bibcode 2006CeMDA 95 299F doi 10 1007 s10569 006 9027 8 Higuchi A Kokubo E amp Mukai T Orbital Evolution of Planetesimals by the Galactic Tide Bulletin of the American Astronomical Society 2005 37 521 Bibcode 2005DDA 36 0205H Nurmi P 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