銀河潮汐

潮汐力は重力場の強さではなく勾配に依存するため、潮汐効果は通常、銀河のすぐ周囲に限られます。しかし、衝突したり、互いに接近したりする2つの大きな銀河は、非常に大きな潮汐力を受け、銀河の潮汐現象を視覚的に最も印象的に示すことがよくあります。

相互作用する 2 つの銀河が正面衝突することはほとんどなく (もしあったとしても)、潮汐力によって各銀河は、おおよそその擾乱源に向かって、または擾乱源から離れる方向を指す軸に沿って歪みます。 2 つの銀河が短時間互いに周回すると、各銀河の本体から引き離されたこれらの歪んだ領域は、銀河の差動回転によってせん断され、銀河間空間に投げ出されて潮汐尾を形成します。 このような尾は通常、強く湾曲しています。 尾がまっすぐに見える場合は、おそらく横から見ているのでしょう。 尾を構成する星やガスは、重力で束縛された銀河の中心ではなく、一方または両方の天体の容易に歪む銀河円盤 (またはその他の端) から引き抜かれたものです。^{[ 1 ]}潮汐尾を生成する衝突の非常に顕著な 2 つの例は、ネズミ銀河とアンテナ銀河です。

月が地球の反対側に2つの潮汐を起こすのと同様に、銀河の潮汐は伴銀河に2つの腕を生み出します。摂動を受けた銀河が伴銀河と同じかそれ以下の質量である場合は大きな尾が形成されますが、摂動を受けた銀河が摂動を受けた銀河より著しく質量が大きい場合は、後方の腕は比較的小さくなり、前方の腕（時には橋と呼ばれる）がより目立つようになります。^{[ 1 ]}潮汐橋は通常、潮汐尾よりも区別しにくいです。まず、橋は通過する銀河または結果として合体した銀河に吸収される可能性があり、典型的な大きな尾よりも短い時間しか見えません。次に、2つの銀河のうちの1つが前景にある場合、もう1つの銀河、つまりそれらの間の橋は部分的に隠される可能性があります。これらの効果が合わさって、1つの銀河がどこで終わり、次の銀河がどこから始まるのかを見分けるのが難しくなることがあります。潮汐ループ、つまり尾が両端で親銀河と合流する構造はさらに稀である。^{[ 2 ]}

潮汐効果は銀河のすぐ近くで最も強いため、衛星銀河は特に影響を受けやすい。衛星銀河に対するこのような外力は、内部に秩序だった運動を生み出し、大規模な観測可能な効果につながる可能性がある。矮小衛星銀河の内部構造と運動は、銀河潮汐によって深刻な影響を受け、回転（地球の海の潮汐と同様）や異常な質量対光度比を引き起こす可能性がある。^{[ 3 ]}衛星銀河は、銀河衝突で起こるのと同じ潮汐剥離を受けることもあり、その場合、星とガスは銀河の端から引き剥がされ、おそらく伴銀河に吸収される。アンドロメダ銀河の伴銀河である矮小銀河M32は、潮汐剥離によって渦状腕を失った可能性があり、残された中心部での高い星形成率は、残された分子雲の潮汐誘発運動の結果である可能性がある^{[ 4 ]}（潮汐力は銀河内部の星間ガス雲を練り、圧縮することができるため、小さな伴銀河で大量の星形成を誘発する）。

剥離メカニズムは、同程度の2つの銀河間の剥離メカニズムと同じですが、その比較的弱い重力場により、影響を受けるのは衛星銀河のみで、宿主銀河は影響を受けません。衛星銀河が宿主銀河に比べて非常に小さい場合、生成される潮汐残骸の尾は対称的になり、非常に似た軌道をたどり、実質的に衛星銀河の軌跡を描きます。^{[ 5 ]}しかし、衛星銀河が適度に大きい場合（通常は宿主銀河の質量の1万分の1以上）、衛星銀河自身の重力が尾に影響を与え、対称性を破り、尾を異なる方向に加速させる可能性があります。結果として生じる構造は、衛星銀河の質量と軌道、および宿主銀河の周囲にあると推測される銀河ハローの質量と構造の両方に依存し、天の川銀河のような銀河のダークマターの可能性を探る手段となる可能性があります。^{[ 6 ]}

矮小衛星銀河は、親銀河の周回軌道を何度も繰り返すか、あるいは親銀河に近づきすぎると、最終的に完全に破壊され、より大きな天体の周りを巻き込む星とガスの潮汐流を形成する可能性がある。アンドロメダ銀河などの一部の銀河の周囲に広がるガスと星の円盤は、矮小衛星銀河の完全な潮汐破壊（およびそれに続く親銀河との合体）の結果である可能性があると示唆されている。^{[ 7 ]}