A galactic tide is a tidal force experienced by objects subject to the gravitational field of a galaxy such as the Milky Way. Particular areas of interest concerning galactic tides include galactic collisions, the disruption of dwarf or satellite galaxies, and the Milky Way's tidal effect on the Oort cloud of the Solar System.

Effects on external galaxies

Galaxy collisions 
 
Tidal forces are dependent on the gradient of a gravitational field, rather than its strength, and so tidal effects are usually limited to the immediate surroundings of a galaxy. Two large galaxies undergoing collisions or passing nearby each other will be subjected to very large tidal forces, often producing the most visually striking demonstrations of galactic tides in action.

Two interacting galaxies will rarely (if ever) collide head-on, and the tidal forces will distort each galaxy along an axis pointing roughly towards and away from its perturber.  As the two galaxies briefly orbit each other, these distorted regions, which are pulled away from the main body of each galaxy, will be sheared by the galaxy's differential rotation and flung off into intergalactic space, forming tidal tails. Such tails are typically strongly curved. If a tail appears to be straight, it is probably being viewed edge-on. The stars and gas that comprise the tails will have been pulled from the easily distorted galactic discs (or other extremities) of one or both bodies, rather than the gravitationally bound galactic centers. Two very prominent examples of collisions producing tidal tails are the Mice Galaxies and the Antennae Galaxies.

Just as the Moon raises two water tides on opposite sides of the Earth, so a galactic tide produces two arms in its galactic companion. While a large tail is formed if the perturbed galaxy is equal to or less massive than its partner, if it is significantly more massive than the perturbing galaxy, then the trailing arm will be relatively minor, and the leading arm, sometimes called a bridge, will be more prominent. Tidal bridges are typically harder to distinguish than tidal tails: in the first instance, the bridge may be absorbed by the passing galaxy or the resulting merged galaxy, making it visible for a shorter duration than a typical large tail. Secondly, if one of the two galaxies is in the foreground, then the second galaxy — and the bridge between them — may be partially obscured. Together, these effects can make it hard to see where one galaxy ends and the next begins. Tidal loops, where a tail joins with its parent galaxy at both ends, are rarer still.

Satellite interactions 

Because tidal effects are strongest in the immediate vicinity of a galaxy, satellite galaxies are particularly likely to be affected. Such an external force upon a satellite can produce ordered motions within it, leading to large-scale observable effects: the interior structure and motions of a dwarf satellite galaxy may be severely affected by a galactic tide, inducing rotation (as with the tides of the Earth's oceans) or an anomalous mass-to-luminosity ratio. Satellite galaxies can also be subjected to the same tidal stripping that occurs in galactic collisions, where stars and gas are torn from the extremities of a galaxy, possibly to be absorbed by its companion. The dwarf galaxy M32, a satellite galaxy of Andromeda, may have lost its spiral arms to tidal stripping, while a high star formation rate in the remaining core may be the result of tidally-induced motions of the remaining molecular clouds (Because tidal forces can knead and compress the interstellar gas clouds inside galaxies, they induce large amounts of star formation in small satellites.)

The stripping mechanism is the same as between two comparable galaxies, although its comparatively weak gravitational field ensures that only the satellite, not the host galaxy, is affected. If the satellite is very small compared to the host, the tidal debris tails produced are likely to be symmetric, and follow a very similar orbit, effectively tracing the satellite's path. However, if the satellite is reasonably large—typically over one ten thousandth the mass of its host—then the satellite's own gravity may affect the tails, breaking the symmetry and accelerating the tails in different directions. The resulting structure is dependent on both the mass and orbit of the satellite, and the mass and structure of the conjectured galactic halo around the host, and may provide a means of probing the dark matter potential of a galaxy such as the Milky Way.

Over many orbits of its parent galaxy, or if the orbit passes too close to it, a dwarf satellite may eventually be completely disrupted, to form a tidal stream of stars and gas wrapping around the larger body. It has been suggested that the extended discs of gas and stars around some galaxies, such as Andromeda, may be the result of the complete tidal disruption (and subsequent merger with the parent galaxy) of a dwarf satellite galaxy.

Effects on bodies within a galaxy

Tidal effects are also present within a galaxy, where their gradients are likely to be steepest.  This can have consequences for the formation of stars and planetary systems.  Typically, a star's gravity will dominate within its own system, with only the passage of other stars substantially affecting dynamics.  However, at the outer reaches of the system, the star's gravity is weak and galactic tides may be significant. In the Solar System, the theoretical Oort cloud, source of most long-period comets, lies in this transitional region.

The Oort cloud is a vast shell surrounding the Solar System, possibly over a light-year in radius. Across such a vast distance, the gradient of the Milky Way's gravitational field plays a far more noticeable role. Because of this gradient, galactic tides may then deform an otherwise spherical Oort cloud, stretching the cloud in the direction of the galactic centre and compressing it along the other two axes, just as the Earth distends in response to the gravity of the Moon.

The Sun's gravity is sufficiently weak at such a distance that these small galactic perturbations are enough to dislodge some planetesimals from such distant orbits, sending them towards the Sun and planets by significantly reducing their perihelia. Such a body, being composed of a rock and ice mixture, would become a comet when subjected to the increased solar radiation present in the inner Solar System.

It has been suggested that the galactic tide may also contribute to the formation of an Oort cloud, by increasing the perihelia of planetesimals with large aphelia. This shows that the effects of the galactic tide are quite complex, and depend heavily on the behaviour of individual objects within a planetary system. However, cumulatively, the effect can be quite significant; up to 90% of all comets originating from an Oort cloud may be the result of the galactic tide.

See also
Oort cloud
Roche limit
Satellite galaxy
Dwarf galaxy
Interacting galaxy
Tidal force

References 

Extragalactic astronomy

Oort cloud
Tides
은하 조석()은 은하의 중력장에 의해 발생하는 조석력의 일종으로, 주요 효과로는 상호작용은하, 왜소은하나 위성은하의 분해, 오르트 구름의 섭동 등이 있다.

외부 은하

은하 간의 충돌 

조석력은 중력의 절대적인 세기보다 중력의 차이와 관련이 있기 때문에, 은하의 조석력은 은하 주변에만 작용한다. 만약 두 은하가 근처를 지나갈 경우, 매우 큰 조석력이 작용하게 된다.

두 은하가 정면으로 충돌하는 경우는 그리 흔하지 않으며, 조석력이 작용해 은하의 진행 방향에 영향을 준다. 두 은하가 중력적 상호작용으로 서로를 돌 때 조석력의 영향을 받은 지역은 은하 본체에서 떨어져 나와 차등회전에 따라 분해되어 은하간 공간으로 떨어져 나가는데, 이 꼬리 모양 구조를 조석 꼬리라고 부른다. 조석 꼬리는 굽은 형태를 띄며, 직선으로 보이는 경우는 옆에서 보아 겉보기에 직선처럼 보이는 것이다. 조석 꼬리를 형성하는 물질은 보통 중력을 강하게 받는 은하 중심 팽대부보다 은하 원반에서 더 많이 공급된다. 조석 꼬리가 강하게 드러난 예시로는 생쥐 은하와 더듬이 은하가 있다.

달이 두 조석 팽대부를 만드는 것과 같은 원리로, 조석 꼬리도 보통 두 개가 생겨난다. 상대 은하보다 질량이 비슷하거나 적으면 긴 꼬리가 생겨나며, 상대 은하보다 질량이 크면 해당 은하에는 꼬리가 작게 생기고, 다리()라고 부르는 은하 앞쪽의 꼬리가 더 커지게 된다. 조석 다리는 위치상 조석 꼬리와 구별하기 어려우며, 두 은하가 합쳐지는 과정에서 은하에 다시 흡수되어 조석 꼬리보다 관측할 수 있는 기간이 짧고, 만약 두 은하와 지구와의 거리가 다르면 조석 다리가 가려 보이지 않을 수도 있다. 꼬리가 양쪽 은하에 모두 연결되어 있는 모양인 조석 고리()는 더 관측하기 어렵다.

위성 은하 

은하의 조석력은 은하에 가까워질수록 강해지기 때문에, 위성은하가 제일 영향을 크게 받는다. 조석력을 받은 위성은하는 회전 방향과 속도, 질량-광도 관계의 이상 등 관측할 수 있는 이상 현상을 보이며, 위성은하에서 항성과 기체가 옆 은하로 넘어가기도 한다. 안드로메다 은하의 위성은하인 메시에 32는 바깥 나선팔을 안드로메다 은하에 잃었고, 은하 중심부의 분자운을 압축해 항성 형성이 촉진되었다.

나선팔을 잃는 과정은 기본적으로 꼬리가 생기는 과정과 같지만, 질량 차이가 크기 때문에 실질적으로 한쪽 은하에만 영향이 나타난다. 위성은하가 매우 작을 경우에는 조석 꼬리의 모양이 대칭으로 나타나며, 위성은하의 뒤를 따라가는 모양이 된다. 하지만 위성은하의 질량이 중심 은하 질량의 1만 분의 1 이상이라면, 위성은하 자체의 중력이 꼬리에 영향을 주어 꼬리가 비대칭하게 여러 방향으로 퍼져나간다. 최종적으로 형성되는 구조는 위성은하의 질량과 궤도, 중심 은하 주변 암흑물질 헤일로의 질량과 구조에 영향을 받으며, 은하 암흑물질의 위치 에너지를 연구할 방법으로 각광받고 있다.

만약 왜소은하가 큰 은하에 너무 가까이 접근하거나, 오랜 기간 동안 한 은하를 돌면, 은하의 형태가 완전히 무너져 중심 은하를 감싸는 선 형태로 변하기도 한다. 또한, 안드로메다 은하 등 일부 은하의 은하원반은 여러 왜소은하가 이 과정을 거치며 완전히 흡수된 결과물로 보기도 한다.

은하 내 천체의 영향

은하 내에 있는 천체에도 은하의 조석력은 영향을 끼치는데, 특히 항성이나 행성계의 형성에 가장 큰 영향을 준다. 보통 항성계에서는, 인근 항성이 간혹 지나갈 때를 제외하면, 중심 항성만이 실질적인 중력적 영향력을 발휘하나, 항성계 최외곽에서는 항성의 중력이 약해 은하 조석의 영향이 커진다. 태양계의 경우, 장주기 혜성의 근원지로 추정되는 오르트 구름이 바로 이 지역에 속한다.

오르트 구름은 약 1광년 거리에 있는, 태양계를 두르고 있는 거대한 구로, 태양과의 거리가 멀기 때문에 우리은하 자체의 조석력이 상당한 영향을 행사하여, 오르트 구름의 모양을 은하 중심 방향으로 찌그러트린다. 이 정도 거리에서는 태양의 중력이 약하기 때문에, 은하의 조석력만으로도 미행성이 교란을 받아 내태양계로 향하게 된다. 오르트 구름의 미행성은 주로 암석과 얼음이 섞인 천체로, 내태양계로 진입하면 얼음이 증발하며 혜성이 된다.

또한, 은하 조석이 태양계 바깥쪽의 미행성을 더 바깥으로 끌어내서, 오르트 구름의 형성 자체에 도움을 주었을 가능성도 제기되고 있다. 이처럼 은하 조석의 영향은 상당히 복잡하며, 전체적인 작용보다는 행성계에 있는 각 천체가 어떻게 반응하는지가 더 중요하다. 하지만 긴 시간 동안 효과가 누적되면 상당한 부분을 차지하는데, 현재 오르트 구름에서 오는 혜성 중 90% 가량이 은하 조석이 원인이라고 추정하고 있다.

같이 보기 
 오르트 구름
 로슈 한계
 조석력

각주 

외부은하천문학
상호작용은하
오르트 구름
조석