星系潮汐 - Wikiwand
For faster navigation, this Iframe is preloading the Wikiwand page for 星系潮汐.

星系潮汐

维基百科,自由的百科全书

双鼠星系 NGC 4676
双鼠星系 NGC 4676

星系潮汐是受到星系,像是银河系,的引力场支配的潮汐力。与星系潮汐有特定关系的领域包括星系碰撞矮星系卫星星系的瓦解;受到银河系潮汐影响的有太阳系欧特云

起源

在大质量天体接近处受到潮汐力而突出。
在大质量天体接近处受到潮汐力而突出。
此章节需要补充更多来源。 (2015年4月1日)

当一个天体(像左侧图的蓝色天体)位在大质量天体(黄色天体)的引力场时,会受到潮汐力而扭曲。

根据牛顿万有引力定律,引力随着距离的减少而增加。任何接近物体A的另一个物体B,越接近则A受到B的引力影响越强烈。这对物体不同的部分也是正确的,A的表面受到B的吸引会比A的核心强烈。当其它物体的引力特别强时,这将导致较小的物体表面和核心的距离被拉开,并且该物体会朝较大物体的方向趋于平坦。大的物体也有相同的效应,但因为小物体的引力较弱,它的畸变也比较小。以术语来说,平衡的小物体形状会有最小的引力势能。在空无一物的空间,这会是一个球体。然而,在附近有大型物体时,最小势能的形状是在这两物体轴心连线方向上拉长的卵形。

例如,地球上的潮汐是由月球太阳的引力场对地球造成的畸变引起。在这种情况下,地球的自转缓慢得足以重塑其形状,保持其扭曲面朝向太阳和月球的方向。从在地球表面上的人来看,每个地点一天大约会经历两次长轴方向变形的涨潮。因为地球相对于太阳和月球的方向不断的改变,潮汐效应会有不同程度的相互加强或抵消。

星系潮汐展示相同的流程,但规模远远的超过前者。交互作用星系的潮汐彼此都会向对方伸展。它对最终可能变得平坦和朝向对方星系的中扩展,或它们的轨道遭受到摄动。此外,如果星系在急速的旋转,它们的部分区域可能不能像地球一样跟得上畸变,就会如同这篇文章中的图例所式,形成长尾或其它高度扭曲的区域。

外部星系的效应

星系碰撞

有着冗长潮汐尾的碰撞触须星系。
有着冗长潮汐尾的碰撞触须星系

潮汐力依赖的是引力场的梯度,而不是引力场的大小,所以潮汐的影响通常仅限于一个星系周围的环境。两个星系发生碰撞或近距离的擦身而过会引发强大的潮汐力,往往造成激烈的星系潮汐活动,展示强烈的视觉冲击。

交互作用星系通常不会是迎头(如果有)撞击,并且潮汐力会大致沿着座标轴的指向方向扭曲,并且远离它的摄动。当两个星系的轨道相互接近时,这些受扰动的区域会被从每个星系的主体机构拉出,并且因为较差自转而被剪断和甩入星际空间,形成潮汐尾。这种尾通常都有明显的弯曲,而感觉是直的可能是从侧面观察的缘故。从星系盘(或其它的部分)拉出的恒星和气体组成的尾,通常会造成盘面一侧或两边(另一端)的扭曲,而不是引力束缚的星系中心[1]双鼠星系触须星系是碰撞产生潮汐尾的两个很突出的例子。

正如月球引发地球两侧海水的潮汐,所以星系潮汐也会在它的星系伴侣两侧产生潮汐臂。当巨大潮汐尾的形成,如果形成摄动的星系和被摄动的伙伴星系一样大或小一点,那么前端的臂会比远端的臂大些。如果更为突出,将会被称为[1]。潮汐桥和潮汐尾通常很难区分:首先,桥可能被经过的星系吸收,或因而产生星系的合并,使它比典型可见的大型潮汐尾短。其次,如果两个星系是一个在前,一个在后,它们之间的桥可能会有部分被遮蔽。结合这两种效应,会很难区分一个星系在何处结束,而另一个星系从何处开始。潮汐循环是潮汐尾的两端都与母星系汇合,这就更为罕见[2]

卫星星系的交互作用

仙女座星系。注意它的卫星星系M32,它外围的螺旋臂已经被仙女座星系的潮汐力剥夺了。
仙女座星系。注意它的卫星星系M32,它外围的螺旋臂已经被仙女座星系的潮汐力剥夺了。

因为紧邻星系的强大潮汐力,卫星星系特别容易受到影响。这种外力可以使卫星星系内部的运动重新排列,导致观测上的巨大效应:矮卫星星系内部的结构和运动可能受到严重的星系潮汐(如同地球上海洋的潮汐),诱导出异常的旋转或质-[3]卫星星系也可以发生如同受到星系碰撞的潮汐剥夺,恒星和气体被从星系的末端剥离,并可能被它的伙伴吸收。矮星系M32仙女座星系的卫星星系,可能就因为潮汐剥离失去了螺旋臂,而残余核心的高恒星形成率可能是潮汐引起剩余分子云运动的结果[4](因为潮汐力可以揉捏和压缩星系内部的星际气体云,诱使小型卫星星系形成大量的恒星。这个过程类似挤压使物体被加热一样。)。

剥离的机制和两个类似的星系是相同的。然而,其相对较弱的引力场可以确保只有卫星星系受到影响,而宿主星系不会受到影响。如果卫星星系远小于宿主星系,产生的潮汐尾碎片可能是对称的,并遵循一个非常相似的轨道,有效地跟随着卫星星系的路径[5]。然而,如果卫星星系有适度的大小 --通常是超过宿主星系质量的万分之一,那么卫星星系自身的引力可能也会影响潮汐尾,打破潮汐尾在不同方向的对称性和加速度。结果的结构是依赖卫星星系的轨道和质量,以及猜测中环绕着宿主星系的星系晕质量和结构,和可能提供一种像银河系这种星系,有效探究暗物质势能的手段[6]

很多越过母星系的轨道,或是通过的轨道太接近,矮卫星星系最终可能完全被摧毁,形成完全环绕着母星系的恒星和气体潮汐流。这种在一些星系周围扩散的气体盘,像是仙女座星系,可能是被潮汐完全摧毁(或之后被母星系并吞)的卫星星系[7]

对星系内天体的效应

潮汐的影响目前也出现在银河系中,它们的梯度可能是最陡的,其结果可以是恒星行星系统的形成。通常,一颗恒星的引力在其系统内是主导地位,只有其它恒星经过附近时才会对其动力学有所影响。然而,在系统的周边,恒星的引力较弱,而银河系的潮汐可能极大。在太阳系,假设的欧特云,据信是长周期彗星的来源,就在这种过渡区内。

欧特云的示意图。
欧特云的示意图。

欧特云被认为是太阳系巨大的外壳,其半径可能是1光年。跨越这样大的距离,银河系引力场梯度的作用更为明显。由于这种梯度,银河的潮汐可能使欧特云变形,而不再是球形。就像地球回应月球的引力一样,在银河中心的方向上伸展,而在另外两个轴的方向上产生挤压。

在这样遥远的距离上,太阳的引力相对的微弱,只要有一点点来自银河系的摄动,可能就足以将一些拱点在这个距离上的星子驱离,或朝向太阳和行星推进[8]。由岩石和冰的混合物组成的天体,在进入内太阳系时会因为太阳辐射的增加而成为一颗彗星。

据信星系潮汐对欧特云的形成也有所贡献,通过潮汐增加了一些近日点较大的星子近日点[9]。这表明星系潮汐的影响是相当复杂的,并依赖一个行星系统内个别物件的为。累积的影响可能相当可观,或许所有来自欧特云的彗星,高达90%可能是星系潮汐的结果[10]

地球的效应

虽然理论上可以测得像其它潮汐造成的海平面变化,但星系潮汐对地球的影响可以忽略不计:如果太阳的潮汐力是1,那么月球的是2,则银河系的大约是10−12[来源请求]。因此,如果月球的潮汐力使海平面上升10米,银河系的潮汐效应会使海平面上升10皮米,小于一颗原子的大小。

相关条目

参考资料

  1. ^ 1.0 1.1 Toomre A. & Toomre J. Galactic Bridges and Tails. The Astrophysical Journal. 1972, 178: 623–666. Bibcode:1972ApJ...178..623T. doi:10.1086/151823. 
  2. ^ Wehner E.H.; 等. 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.; 等. 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. 
{{bottomLinkPreText}} {{bottomLinkText}}
星系潮汐
Listen to this article