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雙鼠星系 NGC 4676

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衛星星系的瓦解;受到銀河系潮汐影響的有太陽系歐特雲

起源编辑

 
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

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[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-[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

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

參考資料编辑

  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.