The Formation of Dwarf Galaxies in Tidal Debris: A Study of the Compact Group Environment
从42个希克森致密星系群的R波段图像中，我们给出了47个候选矮星系的样本，它们与星系群中的潮汐尾和臂有关。在15个潮汐特征中发现的候选者的R震级和质量（M/L = 1）分别在-16.5 < M_R - 5 log h_{75} < -11.5和2 × 10^6 M_{\odot} < M <2 × 10^8 M_{\odot}的范围内。它们的质量和位置进行比较的理论/N-体潮汐矮形成方案的预测。考虑到潮汐碎片的寿命在紧凑的群体环境和这次调查的结果，我们估计的贡献的潮汐矮星系形成机制的人口在大紧凑的群体中观察到。如果我们的大多数矮星系候选者被证实是引力束缚的恒星系统，那么在紧凑的群体中，有相当大的一部分，也许多达一半的矮人口是巨大的母星系之间相互作用的产物。
1995-11-01 astro-ph
From Globular Clusters to Tidal Dwarfs: Structure Formation in Tidal Tails
星团可以在星系合并中找到，不仅在中心区域，而且在潮汐碎片中。在NGC 3256的东部和西部潮汐尾中，都有几十个年轻的星团，它们的蓝色和更大的集中指数证实了这一点。其他星系对的潮汐尾没有如此广泛的团簇形成，这表明环境对恒星形成过程或恒星包装的影响。
2000-09-13 astro-ph
Spectrophotometric Evolutionary Models for Tidal Dwarfs
我们描述了我们的程序来模拟潮汐矮星系的背景下，我们的进化合成代码。我们的分析表明，在爆发阶段，气体发射线对光学颜色和连续发射对近红外颜色有很大的贡献。这强调了在模拟任何类型的恒星爆发星系时包括这两种类型的发射的重要性。
2001-05-16 astro-ph
Dwarf-spheroidal satellites: are they of tidal origin?
银河系和仙女座星系一定是在最初的子结构合并时期形成的。由于基本的物理守恒定律，潮汐矮星系（TDGs）可能已经产生。在这里，我们表明，这样的TDGs出现后，哈勃时间的动态演化的主机暗物质晕，作为对象，类似于已知的dSph卫星星系。我们讨论的可能性，银河系的一些卫星可能是潮汐起源。
2007-01-10 astro-ph
Spectrophotometric Investigation of a Sample of Tidal Dwarf Galaxies
我们将潮汐矮星系（TDG）定义为一个由相互作用过程中排出的潮汐物质组成的自引力矮星系。然后，我们总结了我们的研究结果的宽带成像和光谱的样品TDG候选人在一系列的相互作用的系统。在几个物体中已经发现了电离气体中解耦运动学的证据。这可能表明它们是束缚星系，因此是真正的TDG。作为一个详细的例子，我们分析了系统AM 1159-530，其中令人惊讶的高速度梯度已被测量。
2001-05-16 astro-ph
Identifying old Tidal Dwarf Galaxies in Simulations and in the Nearby Universe
迄今为止，文献中讨论的大多数潮汐矮星系（TDG）都可以被认为是年轻的，甚至是新生的，因为它们仍然通过脐带与它们的母星系相连：潮汐尾巴通常被观察到。我们还没有找到与它们的祖先完全分离的古老潮汐矮星系，我们用N体数值模拟表明，质量为10^9太阳质量的潮汐天体可能在相互作用系统中形成，并存在一个以上的Gyr。因此，旧的TDG应该存在于宇宙中。它们可以通过“遗传身份证”的一个特性来识别：从它们的母星系继承来的相对较高的重元素丰度。最后，使用这种技术，我们重新审视矮星系在当地的宇宙试图找到论据赞成和反对潮汐起源。
2004-02-11 astro-ph
A tidal extension in the Ursa Minor dwarf spheroidal galaxy
我们报告的检测的主要序列和蓝色的水平分支恒星的小熊座矮球状星系超出其潮汐半径，表明存在一个可能的潮汐扩展在这颗卫星的银河系。这种潮汐延伸可能远远超出我们调查所涵盖的区域（R>80弧分），这是由其密度剖面中观察到的较浅斜坡的“断裂”所表明的。这一可能的潮汐延伸的V波段表面亮度范围为29.8 ~ 31.5等角秒^-2。我们的调查覆盖的区域（~1.65 deg^2）不足以区分这些潮汐外的星群是潮汐尾的一部分还是星系周围扩展的晕。小熊座潮汐延伸的存在表明这颗卫星目前正在经历银河系的潮汐破坏过程。根据我们的结果和最近对星系晕中矮卫星潮汐破裂的理论模拟，讨论了该星系中观测到的高质光比的潮汐起源的可能性。
2001-01-25 astro-ph
ce-61: a Tidal Dwarf Galaxy in the Hercules cluster?
在武仙座超星系团的合并系统IC 1182中发现了一个候选潮汐矮星系ce-61。然而，到目前为止，我们获得的多波长数据并不能证明它是从IC 1182系统中运动学分离出来的，并受到引力的束缚。
2003-10-22 astro-ph
The large extent of dark matter haloes probed by the formation of tidal dwarf galaxies
在几个相互作用的系统中，在潮汐尾的尖端附近观察到了质量为10^9太阳质量的气体聚集，并被认为是潮汐矮星系的可能祖先。使用N-体模拟星系相互作用，我们表明，存在这样的功能，需要暗物质晕周围的螺旋星系延伸至少十倍以上的恒星盘。在我们的模拟中形成的大规模气体云有一个运动学的起源和引力坍缩成矮星系，往往生存几十亿年。
2003-09-30 astro-ph
From Globular Clusters to Tidal Dwarfs: Structure Formation in the Tidal Tails of Merging Galaxies
利用WFPC 2/HST获得的V和I图像，我们研究了潮汐尾内的致密恒星结构。研究了四个经典的“图姆雷序列”合并中的六个潮汐碎片区域：NGC 4038/39（“Toomre序列”），NGC 3256，NGC 3921和NGC 7252（“和平原子”），以探索恒星形成如何取决于局部和全球物理条件。这些合并样本的演化序列和尾巴的一系列阶段，并没有嵌入潮汐矮星系。这六条尾巴被发现包含各种各样的恒星结构，大小从球状星团到矮星系不等。从V和I WFPC 2图像中，我们测量了星团的亮度和颜色。NGC 3256被发现有大量的蓝色星团（0.2 < V-I < 0.9），特别是在它的西尾，类似于合并的内部区域。相比之下，NGC 4038/39在观测到的尾部区域没有星团，只有不太明亮的点源，可能是单个恒星。一个重要的星团人口显然与NGC 7252东部和西部尾部的突出潮汐矮候选者有关。NGC 3256的西尾并没有以其动力学年龄或HI总质量来区分。然而，在尾部几乎没有星团的合并星系都有潮汐矮星系，而NGC 3256没有突出的潮汐矮星系。我们推测，恒星形成的潮汐尾巴可能会表现出自己要么在小结构，如集群沿尾巴或在大结构，如矮星系，但不是在这两个。此外，NGC 3256在所研究的四次合并中具有最高的恒星形成率，这可能有助于其潮汐尾中大量的星团。
2003-07-22 astro-ph
Stellar Populations of a Sample of Tidal Dwarf Galaxies
本文结合观测和演化合成模型，对潮汐矮星系的恒星星族进行了研究，试图揭示其形成机制。在光学图像上，我们选择了第一个TDGs样本，光谱学用于测量金属丰度和速度结构。最后，我们估计年龄，爆发强度和恒星质量从近红外成像与进化合成模型的专用网格比较，以评估潮汐矮是由坍塌的气体云形成的，还是由来自母星系的老恒星积累形成的，或者两者兼而有之。
2004-02-11 astro-ph
From Tidal Dwarf Galaxies to Satellite Galaxies
宇宙学模型赋予矮星系一个关键的角色：它们的性质限制了暗物质的分布和宿主的物理演化。越来越多的证据表明，具有矮星系质量的天体形成于碰撞星系的潮汐尾，并推测它们可能成为其祖先周围的卫星状星系，因此在宇宙学上具有重要意义。然而，这些“潮汐矮星系”（TDGs）候选人是否真的是长寿的，而不仅仅是存在于年轻的相互作用系统仍然是一个悬而未决的问题，数值模拟可能会给出答案。我们提出了一套96模拟碰撞星系的各种质量比和遇到的几何形状，并统计研究其TDG候选人的演变。在潮尾最初确定的593个亚结构中，大约75%的亚结构在几个10^8年内回到它们的祖先或被破坏。剩下的25%成为长寿命的束缚天体，通常存活超过2Gyr，质量超过10^8 M_sun。这些长寿命的卫星状物体被发现形成于潮汐尾的最外层区域。我们推断出矮星系应该满足的潮汐起源的几个基本性质，并将这些标准应用于本星系群矮星系。我们还发现，TDG的存在将促进观察到的卫星星系周围的主机分布的各向异性。确定相互作用系统形成长寿潮汐矮星所需的条件，我们粗略估计了它们对矮星总体数量的贡献。我们的结论是，它们中的一小部分，但很重要的一部分-通常是百分之几，在稠密的环境或早期类型的星系周围可能更多-可能是潮汐起源。
2006-05-15 astro-ph
Searching for Tidal Tails in Galactic Dwarf Spheroidal Satellites
我们提出了一个长期项目的初步结果，以调查的过程中的dSPH卫星的吸积和潮汐中断的星系晕，特别是寻找新的潮汐尾附近的dSPH卫星的银河系的样本。在这里，我们提出了我们发现的额外的潮汐碎片在小熊座dS ph和讨论的检测斯隆数字化巡天队可能是一个潮汐流与人马座dSph。
2000-09-05 astro-ph
Gravitational signals due to tidal interactions between white dwarfs and black holes
本文用仿射模型方法计算了白矮星在封闭和开放轨道上绕黑洞运动时所发射的引力信号。我们比较了轨道和潮汐的信号的贡献，假设恒星在一个安全的区域移动，虽然非常接近黑洞，潮汐相互作用的强度是不够的，挑起恒星分裂。我们发现，对于所有考虑的轨道的潮汐信号呈现出尖锐的峰值对应于激发的恒星非径向振荡模式，其振幅取决于如何深入恒星穿透的黑洞潮汐半径和轨道的类型。通过轨道运动和潮汐运动之间的耦合，进一步的结构被添加到发射的信号。
2005-08-08 astro-ph
Tidal Dwarf Galaxies as Laboratories of Star Formation and Cosmology
恒星的形成可能发生在相互作用系统中的各种位置：在合并的致密核心，在碰撞星系界面的冲击区，甚至在被驱逐到星系际介质中的潮汐碎片中。沿着潮汐尾，可能会形成质量从超级星团到矮星系不等的物体：所谓的潮汐矮星系（Tidal Dwarf Galeries，TDGs）。基于一组多波长观测和广泛的数值模拟，我们展示了TDG如何同时被用作实验室来研究恒星形成过程（SFE，IMF）在特定的环境和各种宇宙学性质的探针，如星系周围的暗物质和卫星的分布。
2006-10-02 astro-ph
Candidate tidal dwarf galaxies associated with the Stephan's Quintet
我们提出的运动学和光度证据的存在七个候选人潮汐矮星系斯蒂芬的五重奏。两个最可能的母星系N7319和N7318 B的中心区域几乎不含气体，而群内介质，特别是似乎与N7318 B有关的光学尾，富含冷的电离气体。两个潮汐矮候选者可能位于潮汐尾的边缘，一个在尾巴内，另外四个在它们和母星系之间没有明显的恒星/气体桥。两个候选者与HI云，其中之一是，此外，与CO云。所有七个区域都有低的连续通量和高的H $α$光度密度（F（H $α$）= 1 - 60 $\times$ 10 $^{-14}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$）。它们的星等（M $_B =$ --16.1 to --12.6）、大小（$\sim$ 3.5 h $_{75}^{-1}$ kpc）、颜色（典型的是$B-R = 0.7$）和气体速度梯度（$\sim$ 8 - 26 h $_{75}$ km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$）都是潮汐矮星系的典型特征。此外，由H $α$和B波段光度测定的它们的恒星形成率之间的比值是其他潮汐矮星系的典型特征。斯蒂芬五重奏中潮汐矮星系的质量范围从$\sim$ 2 $\times$ 10 $^8$到10 $^{10}$ M $_\odot$，它们的推断质光比的中值是7 M $_\odot$ /L $_\odot$。
2001-01-14 astro-ph
Modeling the Tidal Tails of the Sagittarius Dwarf Galaxy
N体模拟被用来模拟人马座（Sgr）矮星系的潮汐破裂，并受到最近由2微米全天巡天（2MASS）揭示的Sgr潮汐臂中M巨星的位置和速度的约束。模拟的Sgr矮星被放置在不同的轨道内的银河系潜在参数化的可变圆速度，晕圈和径向配置文件。200个独立的测试粒子轨道已被用来探索广泛的模型银河系的潜力和矮星系的特点。该系列模型由数据限定为相对较窄的允许参数范围，然后输入到N体模拟中。我们提出了我们的最佳拟合模型，并讨论了轨道周期，apoGalacticon距离，当前的空间速度，质量与光的比例，和其他特点的Sgr矮星。此外，我们还讨论了该模型对星系晕变平的影响。
2003-09-21 astro-ph
Spitzer Observations of Tidal Dwarf Galaxies
本文介绍了在三个相互作用的星系：NGC 5291，Arp 105和Stephan的五重星系中的潮汐矮星系（TDGs）的Spitzer观测结果。光谱显示明亮的发射从多环芳烃（多环芳烃），星云线和温暖的分子氢，特点是最近的恒星形成的插曲。落在IRAC 8.0微米带中的PAH发射导致TDG具有极红的IRAC颜色，其中[4.5] - [8.0] > 3。从多环芳烃的排放的特点是一个模型，主要是中性100-C多环芳烃原子。
2007-09-10 astro-ph
Tidal dwarf candidates in a sample of interacting galaxies
我们提出了深光学B，V，R图像的样本10个相互作用的系统，它们被选为在高红移扰动星系的相似之处。测光是在星系潮汐特征的节点上进行的。我们计算了一个网格的进化合成模型与两个金属丰度和各种爆发强度的系统组成的一些分数的恒星星族的祖先螺旋加上星爆。通过与双色图的比较，我们解释了光度数据，从总共约100个凝聚体中选择了36个位于潮汐特征中的恒星形成天体，并预测了它们的进一步演化。比正常的HII区域更明亮4等，我们认为这些物体可能是潮汐矮星系或它们的祖先，尽管它们在数量和平均光度上与已知的潮汐矮星系不同，这些星系通常位于附近巨大相互作用系统的潮汐尾的末端。从与我们的模型比较，我们注意到，所有的对象显示年轻的爆发年龄。在这些潮汐矮候选者中形成的年轻恒星成分在星暴结束时贡献了总恒星质量的18%，并主导了光学光度。这可能会导致在爆发后的下一个2亿年期间，B中的衰减高达2.5 mag。
2000-04-28 astro-ph
Early evolution of Tidal Dwarf Galaxies
我们的目标是研究潮汐矮星系的演化。第一步是了解没有暗物质的模型星系是否能够维持正在进行的恒星形成的反馈。我们提出的模型，其中恒星形成效率，温度阈值，气体和陨石坑的初始分布的演变测试。我们的结论是，这是可行的，以保持一小部分的气体约束数百万年，银河风的发展并不一定停止连续的恒星形成。
2006-09-13 astro-ph
Tidal torques, disc radius variations, and instabilities in dwarf novae and soft X-ray transients
研究密近双星吸积盘的外半径变化对于理解吸积盘的结构和演化具有重要意义。这些变化预测的准定常和随时间变化的光盘模型，这些预测可以面对的意见。我们认为，在激变变量和低质量的X射线二进制的这种变化的理论和观测后果。我们发现，潮汐力矩的作用，决定了光盘被截断的外半径，必须也很重要的潮汐半径内。我们的结论是，这是值得怀疑的潮汐热不稳定性负责的超爆发/超驼峰现象在矮新星，并确认它不能的原因爆发的软X射线瞬变。潮汐力矩可能在极低质量比系统的超级爆发中起作用，但它们不是超级峰的主要和唯一原因。
2005-08-24 astro-ph
Tidal streams in the Galactic halo: Evidence for the Sagittarius northern stream or traces of a new nearby dwarf galaxy
标准宇宙学预测，矮星系是宇宙中最早形成的星系，其中许多星系后来合并形成更大的星系，如银河系。这一过程会在外晕中留下潮汐碎片或恒星流等痕迹。我们在这里报告检测到一个非常低密度的恒星系统，在50+/- 10千秒差距从银河系中心，可能与合并过程。它可能是人马座北星系流的一部分，也可能是一个迄今未知的矮星系的踪迹。人马座的矮星系是银河系最近的卫星，目前正受到潮汐干扰，是对星系形成理论的“活”考验。这里发现的系统距离人马座星系中心60度。如果它真的与该星系有关，它将证实动力学相互作用模型的预测，即来自人马座的潮汐碎片可能沿着一条完全包裹银河系的极轨道流延伸。
2001-01-26 astro-ph
Tidal Dwarf Galaxies: Their Present State and Future Evolution
提出了潮汐矮星系（TDG）的进化合成模型，该模型允许在合并引起的星暴中形成不同比例的年轻恒星以及来自合并螺旋盘的恒星。将模型网格与观测数据进行比较（例如，参见P.-- A.在这次会议上，我们试图确定目前的TDGs的演变状态。研究了它们的比金属丰度以及活跃的恒星形成TDG的气体发射对它们的光度和颜色演化的影响。
1998-04-16 astro-ph
Formation of Omega Centauri by Tidal Stripping of a Dwarf Galaxy
我们已经研究了潮汐剥离的情况下，是否可以重现使用N体模拟观察到的欧米茄半人马座的表面亮度分布。假设半人马座欧米茄的前身是一个矮椭圆星系，我们用一个核心半径与半人马座欧米茄相同的King模型来模拟它。矮星的暗物质晕没有考虑在内。我们考虑两种不同的模型的银河系的潜力：一个奇异的等温球和三个组件模型。祖先矮星被表示为一个N体系统，它在固定的银河系势中运行。这颗矮星在最初的几次近心通道中损失了90%以上的质量。此后，质量几乎保持恒定。最终的表面密度分布与半人马座欧米茄的观测数据非常一致，如果祖矮星轨道的近心距离约为500 pc。这个值在半人马座ω星和银河系参数的当前自行数据的误差范围内。虽然我们的模拟仅限于一个没有暗物质晕的类王祖矮星，但它强烈表明，半人马座欧米茄的电流密度分布很好地再现了潮汐剥离的情况，换句话说，半人马座欧米茄可以被识别为剥离的矮椭圆。
2004-10-07 astro-ph
The Canis Major dwarf galaxy as the progenitor of the Monoceros tidal stream
斯隆数字巡天最近在低银河纬度发现了一个相干的恒星环，据信这是银河平面上一个正在合并的矮星系的潮汐流（称为麒麟座潮汐流）。其前身星系核心的存在和位置仍然存在争议。最好的候选者是大犬座矮星系，这是在2MASS巡天中发现的一个明显的红色恒星密度过高，但也被解释为在投影中观察到的银河系翘曲的标志。在本文中，我们报告了各种新的观测证据，支持这一概念，即CMa是一个矮卫星的部分破坏的核心的残余物。从我们的理论模型中得出的轨道的比较，这个环状结构的母星系与CMa轨道的准确测定导致的结论是，这颗卫星是麒麟座潮汐流的祖先的最佳候选人。
2005-06-01 astro-ph
A new method of estimating the mass-to-light ratio of the Ursa Minor dwarf spheroidal galaxy
矮卫星星系受到主星系势产生的强潮汐力的作用。这些力量干扰卫星，产生不对称的恒星分布，潮汐尾的形成，和修改的速度分散配置文件。这些特征中的大多数都在小熊座（UMi）矮球状星系中观察到，它是银河系最近的卫星之一。这些特征表明，UMi是潮汐中断，可能不是维里平衡。UMi的高速色散也可能是这种潮汐破坏的反映，而不是如果假设维里平衡的话会推导出的大暗物质含量的特征。为了避免在强潮汐场中假设维里平衡时产生的不确定性，本文提出了一种计算破裂矮星系质光比的新方法。该方法基于数值模拟，只考虑了矮星密度廓线的形状和潮尾亮度，而不依赖于矮星的运动学。将此方法应用于UMi，我们得到质光关系为12，这低于假设维里平衡（M/L=60）得到的值。此外，如果UMi有大量的暗物质含量，就不可能重现像观测到的那样明亮的潮汐尾。
2003-01-31 astro-ph
HI Recycling: Formation of Tidal Dwarf Galaxies
星系碰撞会引发许多现象，例如从星系中心到核区域的距离高达千秒差距的气体向内输送，为中心星暴或核活动提供燃料。相反的过程，物质进入星系际介质的潮汐力喷射，是另一个重要的方面，可以通过详细的相互作用系统的HI观测，其中显示，碰撞星系的气体成分的很大一部分可以被驱逐特别好地研究。这些潮汐碎片的一部分可能会回落，分散在星系际介质中，或者重新凝聚形成新一代的星系：所谓的潮汐矮星系。后者是正在形成中的星系的邻近例子。这些回收对象的属性在这里进行审查，并审查了不同的方法来识别它们。
2000-08-23 astro-ph
Tracing out the Northern Tidal Stream of the Sagittarius Dwarf Spheoridal Galaxy
本文报道了在人马座矮星系北流中距星系中心45弧度和55弧度处两个潮汐碎片的新探测结果。我们的观测方法是基于深色星等图，提供准确的距离，表面亮度和恒星星族的研究区域的潮汐流的属性。这些潮汐碎片包裹体的距离分别为45 kpc和54 kpc，我们还用人马座矮星系和银河系的数值模拟证实了这些探测结果。该模型再现了人马座主体的当前位置和速度，并呈现了由银河系势与潮汐相互作用形成的长潮汐流。该模型也与人马座潮流的观测结果吻合得很好。我们还提出了一种方法来估计银河系晕势的形状，使用数值模拟。从我们的模拟中，我们得到的银河系暗晕的潜力为0.85扁率，使用目前的数据库的距离和径向速度的人马座潮汐流。人马座远心的颜色-星等图显示，这一区域的恒星流与在银河系主体中观察到的复杂恒星形成历史相同。我们提出的第一个证据梯度的恒星星族沿流，可能与其不同的近心通道。（节略）
2003-08-01 astro-ph
Tidal Dwarf Candidates in a Sample of Interacting Galaxies. II. Properties and Kinematics of the Ionized Gas
我们提出了低分辨率光谱的电离气体的光学节位于沿潮汐功能的14个相互作用的星系和以前选择的候选人潮汐矮星系（TDGs）的样本。从红移测量，我们能够确认他们的物理关联的相互作用系统在几乎所有的情况下。对于大多数的节点，氧的丰度并不取决于蓝色的光度。平均值为12+log（O/H）=8.34+-0.20，这是典型的TDG，与它们形成的螺旋外恒星盘中的测量值相当。一些显示低金属丰度的结可能是预先存在的低质量伴星。TDG候选星系的Ha光度估计值高于螺旋盘中典型的单个HII区域的光度，与矮星系的整体Ha光度相当。我们发现了几个例子的振幅明显大于100公里/秒的电离气体的潮汐结的速度梯度，并讨论了各种可能的起源大的速度振幅。虽然我们可以排除潮汐流运动和外流，但我们不能排除目前分辨率的投影效应。速度梯度可以指示自引力物体的内部运动学特征。需要更高分辨率的光谱来确认我们样本中的潮汐结是否已经获得了动力学独立性，因此是真正的潮汐矮星系。
2002-10-17 astro-ph
Dwarf Galaxies of Tidal Origin -- Relevant for Cosmology ?
潮汐矮星系（TDGs）的进化合成模型，允许有不同比例的年轻恒星形成的合并引起的星暴和合并的螺旋盘的恒星。特定的金属丰度以及气体排放的积极恒星形成TDGs一贯占。模型与观测数据的比较（例如Duc，本卷）给出了TDG目前演化状态和未来可能的光度演化的信息。合并率和气体含量和金属丰度的螺旋星系的红移演化被用来估计在不同的红移的TDG的数量，并调查他们的贡献，星等有限的调查。
1998-05-27 astro-ph
The Unusual Tidal Dwarf Candidate in the Merger System NGC 3227/6: Star Formation in a Tidal Shock?
我们报告了在HI云中发现的活跃恒星形成，与相互作用的Seyfert系统NGC 3227/NGC 3226有关，该系统最初被Mundell等人确定为候选潮汐矮星系（TDG），我们命名为J1023+1952。我们展示了宽带BRIJHK和紫外成像的结果，显示HI云与大质量正在进行的恒星形成有关，被视为一团蓝色节（M_B < -15.5等），周围环绕着漫射紫外晕，并与高柱密度的脊同空间。中性氢的南半部。我们还检测到Ha排放的流量密度对应的恒星形成率SFR~0.011 Msun每年的结。虽然J1023+1952在空间上与NGC 3227盘的边缘重叠，但它的HI平均速度比NGC 3227高150 km/s，因此在运动学上是不同的;在恒星形成区域的电离气体和中性气体运动学的比较显示出紧密匹配的速度，这提供了强有力的证据，证明结嵌入在J1023+1952中，而不仅仅是位于NGC 3227的盘中，从而证实J1023+1952是一个富含气体的矮星系。我们讨论了J1023+1952的起源的两种情况：作为第三种，预先存在的矮星系参与了与NGC 3227和NGC 3226的相互作用，或者是一个新形成的矮星系从NGC 3227的气体盘中取出的潮汐碎片中凝聚出来。由于缺乏可探测的古老恒星星族，潮汐起源的可能性更大。如果J1023+1952是一个由返回的气态潮汐尾物质形成的束缚天体，我们推断它的动力学年龄与其恒星…
2004-07-07 astro-ph
Tidal disruption and ignition of white dwarfs by moderately massive black holes
本文对中等质量黑洞对白矮星的潮汐破坏进行了数值研究，特别是对矮星系和球状星团的中心。特别关注的是所有质量的白矮星的命运，这些白矮星接近黑洞，足够近，被破坏和严重压缩到可以触发爆炸性核燃烧的程度。气体动力学与核反应的一致建模允许对爆炸能量释放的现实确定。在最有利的情况下，核能的释放可能与典型的Ia型超新星相当。虽然爆炸会增加在双曲线轨道上逃逸的质量分数，但仍有很大一部分碎片被黑洞吞噬，导致明亮的软X射线耀斑持续约一年。如果探测到这样的瞬态信号，将是中等质量黑洞（低于$10^5 M_\odot$）存在的有力证据。
2008-11-17 astro-ph
Tidal dwarf galaxies candidates in a sample of minor merger of galaxies
本文从11次小合并观测到的117个HII区样本中选出一个候选潮汐矮星系。HII区的分类是用蓝色绝对星等（M $_B$ $<$-15）、H $α$光度（$\cal L$ $(Hα)$ $>$ 10 $^{39}$ erg s $^{-1}$）和恒星形成率（$SFR_{Hα}$ $>$ 0.4 M $_{\odot}$ y $^{-1}$）作为参数进行的。采用Salpeter的IMF和$α= -2.65$模型计算了电离星系团的紫外光子总数、各光谱类型的恒星数和星系团的总质量。更好地再现所观察到的性质的电离团簇模型是质量大于10 $^6 \leq M/M_{\odot} \leq 10^7$的超大质量团簇。
2005-10-26 astro-ph
Dwarf Spheroidal Satellite Galaxies and the Galactic Tidal Field
银河系被九个或更多的矮球状（dSph）卫星星系所包围，这些星系似乎主要由暗物质组成。在这里，我总结的研究表明，最初的球形约束的低质量卫星没有暗物质，这是在一个巨大的银河系暗日冕的轨道上，可以演变成残余物是非球形的，有一个非各向同性的速度色散张量，并没有维里平衡，但足够亮足够长的时间被误认为是暗物质为主的dSph星系。
1996-12-03 astro-ph
Photometric and Kinematic Characterization of Tidal Dwarf Galaxy candidates
潮汐矮星系（Tidal Dwarf Galeries，TDG），或称自引力天体，是在相互作用的星系中由潮汐力产生的，已经在几个合并系统中被发现。这项工作的重点是确定TDG候选人之间的发光和超铝红外镓（U）LIRGs，这些相互作用发生的样本，以研究它们的形成和演变。哈勃空间望远镜（HST）在B、I和H波段的高角分辨率成像将用于探测这些源。与恒星合成星族模型相比，这些区域的光度测量将使我们能够粗略估计年龄和质量。利用互补光学积分场光谱技术，我们将能够探索TDG的物理、运动学和动力学性质。我们目前的初步测光结果IRAS 0857+3915，作为一个例子的研究，将举行整个样本的（U）LIRGs。
2008-10-29 astro-ph
Tidal debris of dwarf spheroidals as a probe of structure formation models
最近的观测表明船底座和其他附近的矮球状星系被银河系潮汐剥离的未束缚恒星所包围。我们运行高分辨率的N-体模拟的矮星系在银河系晕内的轨道，以确定这样的观察是否可以解释与暗物质潜力所暗示的当前结构形成模型。我们表明，潮汐力作用于矮星的恒定密度的核心或具有低浓度参数（$c < 5$）的尖形轮廓导致平坦的外部恒星密度分布像船底座的各种轨道配置。相反，它是更难以从尖状暗物质晕的浓度高达CDM模型预测的质量尺度的矮星系（$c \simgt 10$）和数据只能重现假设近径向轨道的恒星。我们的模拟显示船底座正在以一个分数速率失去质量，$< 0.1$ Gyr $^{-1}$和它的质光比可以膨胀最多2倍，由于未绑定的恒星沿视线投射。我们跟踪了三轴星系团冷暗物质银河晕内潮汐碎片的演化，它导致了恒星流的差旋和小尺度加热。这使得它们作为银河系势能的动力学示踪剂的用途实际上是无用的，但确实提供了一个新的测试暗物质的性质。具有暖暗物质（WDM）或流体暗物质（FDM）的模型产生的矮晕中心密度低于CDM，并且即使轨道的偏心率低至附近矮球体的当前数据所示，也与观察到的潮汐尾一致。FDM中的星系晕是光滑的球形，将有利于相干流的探测。
2001-10-16 astro-ph
Tidal evolution of disky dwarf galaxies in the Milky Way potential: the formation of dwarf spheroidals
我们进行了高分辨率的无碰撞N体模拟研究银河系（MW）势中偏心轨道上矮星系的潮汐演化。这些矮星最初是由一个低表面亮度的恒星盘组成，它被宇宙学激发的暗物质晕所包围。在10 Gyr的动力学演化和经过5个近心点通道的矮星遭受大量的质量损失和他们的恒星组件经历了一个重大的形态转变，从一个磁盘到一个酒吧，最后到一个球体。当角动量转移到星系外时，棒在大部分时间内都被保留下来。一个矮球状（dSph）星系是通过逐渐缩短棒而形成的。因此，这项工作提供了一个全面的定量解释的一个潜在的关键的形态转变机制的矮星系，在集团以及集群。我们比较了三种情况下，不同的初始倾角的磁盘和发现的演变是最快的磁盘时，共面的轨道。尽管有强烈的潮汐扰动和质量损失，矮星仍然是暗物质占主导地位。在大多数时间，一维恒星速度色散σ遵循最大圆速度V_{\rm max}，它们都是束缚质量的良好示踪剂。具体来说，我们发现M_{\rm bound} \propto V_{\rm max} ^{3.5}和V_{\rm max} \sim \sqrt{3} σ与早期基于纯暗物质模拟的研究结果一致。后一种关系是基于直接测量模拟矮星的恒星运动学，因此可以可靠地用于映射所观察到的恒星速度色散dSphs晕圆速度时，解决失踪的卫星问题。
2009-05-14 astro-ph
The K luminosity-metallicity relation for dwarf galaxies and the tidal dwarf galaxies in the tails of HCG 31
利用2微米全天巡天（2 MASS）和Vadivescu er al.（2005）的K测光方法，以及主要用T_e方法从几个不同的研究中获得的金属度，确定了不规则星系在-20.5 < M_K <-13.5的大星等范围内K波段光度-金属度（K-Z）关系。然后利用这个新的关系，结合已发表的K_s测光和我们在HCG 31场中的新的天体光谱，讨论了这一群中可能存在的潮汐矮星系的性质。我们编目HCG 31的一个新成员，即“R”，位于群中心以北约40千秒差距，由一个H α结环组成，与HI中的一个峰重合。该天体是K-Z关系中的一个偏离点（相对于其光度来说，它的金属丰度太高），它到母星系的投影距离和巨大的气体库使它与天体F一起成为HCG 31最有希望的潮汐矮星系候选者之一。子系统A1、E、F、H和R都具有类似于星系A+C和B的金属丰度，这是预期的结果，在这种情况下，它们是由HCG 31中央星系排出的物质形成的。虽然物体A1、E和H很可能会落回它们的祖先，但F和R可能会作为潮汐矮星系幸存下来。我们发现，两个星系的HCG 31，G和Q，有A+EM光谱签名，并可能朝着后星爆阶段。
2006-02-13 astro-ph
The Shape of the Milky Way Halo and the Satellite Tidal Tails
围绕主星系运行的矮星系受到其暗晕产生的强大潮汐力的影响。因此，卫星上可能出现子结构和潮汐尾。这些结构可以给我们关于主星系和矮星系的暗物质含量的信息。银河系的卫星，因为它们的接近，是一个很好的样本来研究潮汐力的影响。银河系势的形状可以从其卫星潮汐尾的观测数据中推断出来。人马座矮星是最有趣的卫星之一，因为它呈现出一个长长的潮汐尾巴，在天空中覆盖了一个很大的角度，沿着流的日心距离变化很大。
2004-06-18 astro-ph
VLA HI and OVRO CO Interferometry of a Tidal Dwarf Galaxy
我们提出了高分辨率的冷原子和冷分子ISM的TDG候选人的Arp 245 N，一个类似于矮星系的相互作用系统NGC 2992/3的北部潮汐尾的对象的干涉观测。我们用NRAO VLA和OVRO毫米波干涉仪在5“-6”角分辨率（750 pc线性分辨率）下观测到了HI谱线和CO（1->0）跃迁。这些数据立方体提供了所需的空间和速度分辨率，以确定尾部尖端附近的质量浓度是否是一个真正的特征，因此是一个很好的TDG候选者，或者是由于我们的视线与尾部方向偶然对齐而造成的假象。初步分析似乎证实Arp 245 N是一个自引力实体。
2004-02-12 astro-ph
Tidal dwarfs in the M81 group: the second generation?
我们推导出定量的恒星形成历史的四个可疑的潮汐矮星系在M81组，HolmbergIX，BK 3 N，Arp环（A0952+69），和加兰，使用哈勃太空望远镜/宽视场行星相机2图像F606 W和F814 W的矮星系在本地宇宙的快照调查的一部分。我们考虑这些矮不规则星系中已分辨的恒星星族的空间分布和年龄。我们使用合成的颜色星等图来推导出主要恒星形成事件的年龄，恒星形成率和近似的金属丰度范围。所有的星系都显示出在大约2000万年前到20000万年前连续恒星形成的证据，恒星形成率在7.5*10^（-3）- 7.6*10^（-4）M（太阳）/年之间。探测到的恒星的金属丰度范围很广，并且低于太阳丰度。一种可能的情况是，所有四个矮星系都是由巨螺旋星系M81的贫金属外层的物质在大约2亿年前M81、M82和NGC 3077之间的潮汐相互作用后形成的。虽然我们没有直接探测到明显的古老恒星星族，但我们的数据的光度限制是这样的，不能完全排除这种人口的存在。
2002-10-10 astro-ph
Star Formation in Tidal Dwarf Galaxies
潮汐矮星系（Tidal Dwarf Galeries，TDGs）是目前由气体形成的天体，这些气体在相互作用过程中从它们的母星系中排出。我们观察了11个TDG样品的CO排放，其中8个被检测到。CO在HI观测的峰值处被发现，并且具有相同的线速度和宽度，这表明分子气体正在原位形成，而不是从母星系中撕裂出来。H $α$发射的存在进一步表明恒星是由这种分子气体形成的。为了进一步研究TDG的恒星形成，我们比较了它们的分子气体含量和恒星形成率（SFR），H $α$跟踪，旋涡星系和经典的矮星。TDG和经典矮星的主要区别是后者的金属丰度较低。TDG的恒星形成效率（每分子气体质量的SFR）位于螺旋星系的典型范围内，表明恒星形成是以正常的方式从分子气体中进行的。
2001-01-18 astro-ph
Galactic Halo substructure in the Sloan Digital Sky Survey: the ancient tidal stream from the Sagittarius dwarf galaxy
最近有两项研究报告在斯隆数字巡天（SDSS）的调试数据中发现了明显的Halo子结构。在这里，我们表明，这晕子结构几乎是在其全部由于预期的潮汐流撕裂的人马座矮星系在其许多近距离接触的过程中与银河系。这种解释对这些流星的运动学和距离做出了强有力的预测。将SDSS团队探测到的古老水平分支恒星的结构与我们自己调查中发现的碳星结构进行比较，表明这个晕流的年龄与银河系相当。看来银河系和人马座矮星系在它们存在的大部分时间里都是一个强烈相互作用的系统。一旦完成，SDSS将提供一个独特的数据集来约束人马座矮星系的动力学演化，它也将强烈约束外银河系的质量分布。
2000-11-07 astro-ph
Tidal stirring and the origin of dwarf spheroidals in the Local Group
利用N-Body/SPH模拟方法研究了矮不规则星系（dIrrs）在俯冲轨道上进入银河系或M31的暗物质晕的演化过程。我们提出了一个新的动力学机制驱动的气体丰富，旋转支持的dIrrs，主要发现在郊区的本地集团（LG），到气体免费，压力支持矮椭球（dSphs）或矮椭圆（dEs），观察到集群周围的两个巨大的螺旋。最初的模型星系是指数盘嵌入在大量的暗物质晕和复制附近的dIrrs。在其轨道近心处反复发生的潮汐冲击部分地剥离了它们的晕和盘，并触发了动力学不稳定性，从而戏剧性地重塑了它们的恒星成分。在仅仅2-3个轨道之后，低表面亮度（LSB）dIrrs被转换成dSphs，而高表面亮度（HSB）dIrrs演变成dEs。这种演化机制自然导致了LG矮星的形态-密度关系。被非常密集的暗物质晕包围的矮行星，就像典型的dIrr GR 8，变成了天龙座或小熊座，这是LG dSphs中最微弱和最主要的暗物质。如果盘中含有气体成分，那么它会在恒星形成的周期性爆发中被潮汐剥离和消耗。由此产生的恒星形成的历史是在良好的定性协议与使用HST颜色星等图本地dSphs。
2000-11-02 astro-ph
Formation of a tidal dwarf galaxy in the interacting system Arp 245 (NGC 2992/93)
在相互作用星系中观察到的各种现象中，有一种是由于潮汐力将物质喷射到星系际介质中，并随后重新排列，这可能导致自引力潮汐矮星系（TDG）的形成。我们调查这一过程的相互作用系统Arp 245（NGC 2992/3）和碰撞的数值模型的详细多波长研究。该系统是在相互作用的早期阶段观察到的，大约在近银河系后1亿年，尽管当时潮汐尾已经发展起来。我们的HI图显示了与光尾对应的突出部分。虽然来自NGC 2992的羽流的恒星和气体成分相匹配，但来自NGC 2993的恒星和HI尾巴具有不同的形态。特别是，HI形成了一个环，我们的数值模拟已经成功地再现了这一特征。整个系统中的HI辐射在NGC 2992尾部的尖端达到峰值，那里有一个约10^9兆太阳质量的气体库，大约是朝向NGC 2992的HI的60%，与恒星形成的光学凝聚A245 N相一致。后一个潮汐天体的性质介于矮不规则星系（结构参数、气体含量、恒星形成率）和螺旋盘（金属丰度、恒星形成效率、恒星星族）之间。针对这一特殊对象所提出的问题，我们讨论了与TDGs的定义和识别有关的一些问题（略）
2000-06-02 astro-ph
Do dwarf spheroidal galaxies contain dark matter?
本文研究了四个具有大质光比的银河矮椭球中的暗物质的含量。六分仪有一个截止半径，它等于预期的潮汐半径，假设一个高的质光比。这颗卫星很可能是由暗物质控制的。船底座，小熊座和天龙座，另一方面，不可能包含一个占主导地位的暗物质组成部分，如果观察到的“潮外”恒星位于外部的潮汐半径这些系统。在没有暗物质的情况下，潮汐剥离的证据也得到了以下事实的支持：假设一个低的、类似球状星团的质光比，观测到的所有三颗卫星的截止半径都等于它们的潮汐半径。另一方面，这些星系巨大的速度色散似乎为大质量暗物质的存在提供了有力的证据。在这种情况下，“潮外”恒星深深地嵌入卫星的暗物质势阱中。这些恒星将代表一个引力束缚的，扩展的恒星组成部分，起源不明。
1996-10-24 astro-ph
On the Origin of Dwarf Elliptical Galaxies: The Fundamental Plane
早期型矮星系是宇宙中最常见的星系类型。这种系统的起源仍然没有很好的理解。本文的目的是调查是否矮星系相对于椭圆星系的不同位置，在基本平面的正面视图可能是由于明亮的盘星系在低质量系统中的改造的骚扰。我们已经运行了高分辨率的N体数值模拟，以测试潮汐剥离的dE星系的情况。目前的模拟模拟了几个单独的潮汐剥离事件的初始盘状星系模型与不同的膨胀盘的质量比。潮汐剥离是从星系中移除恒星和暗物质粒子的一种非常有效的机制。盘状和晕状组分的颗粒容易剥离，而凸起的颗粒不易剥离。因此，圆盘的鳞片长度比初始的短40-50%。前向潮汐相互作用在星系盘中创造了像稳定条一样的潮汐特征。经过几次潮汐相互作用后，星系残骸看起来像一个矮球体系统。模拟的星系与初始大的B/D比更接近于正面的看法所定义的明亮的E和隆起的早期型星系的基本平面。然而，星系的初始小B/D比位于，经过四个快速潮汐遇到，在dE星系的位置在面对的基本平面的看法。我们的结论是快速的星系-星系相互作用是将亮星系转化为矮星系的有效机制。事实上，在基本平面的正面视图中观察到的Es和dEs之间的不同位置可以通过晚型明亮星系的骚扰来解释矮星系的形成。
2008-11-13 astro-ph
VCC 2062: an old Tidal Dwarf Galaxy in the Virgo Cluster?
数值模拟预测存在旧的潮汐矮星系（TDGs），将生存几个陀螺后，碰撞躺在他们的起源。这样的幸存者，现在已经成为独立的松弛星系，如果足够近，将是理想的实验室，以解决一些热门问题，包括星系内和周围的暗物质分布。然而，寻找具有确认潮汐起源的老矮星系是一个观测挑战。室女星系团中的一个矮星系VCC 2062，表现出几种不寻常的性质，这是由回收材料组成的星系的典型特征。我们讨论它是否真的可能是TDG。我们分析了VCC 2062的多波长观测，包括IRAM CO地图，其HII区域的光谱，GALEX紫外线和档案宽带和窄带光学图像以及最初作为VIVA项目的一部分获得的VLA HI数据立方体。VCC 2062似乎是一个运动学分离的低表面亮度的光学对应物，旋转凝结物形成于HI尾部，显然与扰动星系NGC 4694有物理联系。与其微弱的光学亮度相比，VCC 2062的特征是强烈的CO发射和高氧丰度，这是螺旋盘的典型特征。然而，它的动力学质量是一个矮星系。VCC 2062最有可能是在一个更大的星系由于潮汐相互作用而排出的预富集气体结构中形成的。气体尾部的天然提供者是NGC 4694，或者更确切地说，是一个以前的伴星，后来被大质量星系吸积。根据这种情况，VCC 2062是由过去的潮汐相遇形成的。由于它的母星系很可能已经完全合并，它有资格成为一个老的TDG。
2007-09-17 astro-ph
Roche Lobe Overflow from Dwarf Stellar Systems
我们使用解析分析和数值模拟来研究潮限矮星系和球状星团中残余气体的演化。如果气体声速超过中心速度色散的10%，就像小恒星系统中的电离气体一样，气体在潮汐半径处应该有很大的密度，气体可能会在短至系统声音穿越时间的几倍的时间尺度上消失。在较冷的系统中，潮汐半径处的密度要低得多，大大降低了质量损失率，系统可能会保留一个哈勃时间。潮汐排出的气体将沿着接近于原始主系统的轨道运行，形成一个电离气体碎片的延伸流。潮汐质量损失严重限制了矮星系持续形成恒星的能力。许多矮星系中的普通气体成分在高红移时期被完全电离，可能阻止了某些系统中的恒星形成，导致形成无恒星的暗物质集中。在星系团的场中或中心，电离气体可能被矮星系保留，即使它的声速可能与速度色散相当，甚至超过速度色散。这些过程可能有助于解释矮星系类型之间的一些观测差异，以及对大质量星系晕的观测。
2003-04-23 astro-ph
Dwarf spheroidals with tidal tails and structure formation
最近的N体模拟表明，由于银河系的强烈潮汐扰动，dIrrs演变成dSphs。土星的暗物质晕有一个核心或一个NFW的轮廓与浓度$c < 5$进行严重的剥离，即使在低偏心率轨道和他们的残余物投影恒星轮廓，成为平坦的大半径，在一些dSphs中观察到。正如CDM模型所预测的那样，具有较高中心密度的卫星对潮汐更鲁棒，并且只能在近径向轨道上再现观测结果。LG dSphs的精确自行将允许测试当前的结构形成模型。
2001-04-09 astro-ph
Interstellar Medium Oxygen Abundances of Dwarf Irregular Galaxies in Centaurus A and Nearby Groups
我们目前的光谱的35个H II区域的半人马座A组的8个矮星系的结果。在ESO 272-G 025和ESO 324-G 024中检测到[O III]4363 A，直接氧丰度分别为12+log（O/H）= 7.76 +/- 0.09和7.94 +/- 0.11。对于其余的星系，丰度是使用常见的亮线方法得出的。为了比较星系群环境对矮星系的影响，我们还从文献中收集了来自Cen A和Sculptor星系群的其他矮不规则星系的数据。我们已经研究了氧丰度，气体分数，有效化学产额，和潮汐指数之间可能的关系。尽管大的正潮汐指数的一些Cen A矮星在本样本中，有没有明确的分离星系之间的正潮汐指数和星系的光度金属，金属气体分数，和金属潮汐指数图中的负潮汐指数。H I表面质量密度随着正潮汐指数的增加而减小，这在强潮汐遭遇中是预期的。在各自星系群中，氧的丰度或产量与星系的投影距离之间没有明显的趋势。我们还提供了附近三个不规则星系：DDO 47、NGC 3109和六分仪B中13个H II区的光谱。对于DDO 47，H II区SHK 91 No. 18的[O III]4363氧丰度（7.92 +/- 0.06）与最近公布的值一致。对于六分仪B，H II区SHK 91 No.5的[O III]4363氧丰度（7.80 +/- 0.13）与已发表的工作一致，其中O^+丰度完全由[O II] 7320，7330通量确…
2007-01-10 astro-ph
Searching for tidal tails - investigating galaxy harassment
星系骚扰被认为是一个物理过程，它使低面密度盘状星系在形态上转变为星系团中的矮椭圆星系。它已被用来连接观察到的非常不同的形态的遥远的星系团星系（相对更多的蓝色星系与“干扰”的形态）与相对大量的矮椭圆星系发现在附近的星系团。骚扰模型的一个预测是，残余星系应该位于低表面亮度的潮汐流或弧上。在这篇论文中，我们证明了我们有一种分析方法，该方法对低至29 B mag/arcsec ^[2]的表面亮度的弧的探测非常敏感，然后用这种方法搜索了46个室女星系团周围的弧。我们没有发现潮汐流或弧的证据，因此没有证据表明星系骚扰作为一个可行的解释相对大量的矮星系发现在室女星系团。
2007-07-05 astro-ph
Candidate Tidal Dwarf Galaxies in the Compact Group CG J1720-67.8
这是对超紧凑星系群CG J1720-67.8的详细研究的第二部分：在第一部分中，我们将注意力集中在该星系群的三个主要星系上，并确定了一些候选的潮汐矮星系（TDG）。这里我们集中讨论这些候选TDG。这些天体在BVRJHKs波段的绝对测光证实了它们相对蓝色的颜色，正如我们已经从光学和近红外彩色图的检查以及光谱中发射线的存在所预期的那样。在这样的候选TDGs的物理条件进行了研究，通过应用光电离模型，而光学颜色进行了比较，从文献中的分光光度进化合成模型的网格。虽然从我们的数据不能证明这些对象的自引力，他们的一般属性是一致的，与其他TDG候选人。此外，我们提出了测光的几个“结”在CG J1720-67.8的直接周围检测到，并考虑这些对象可能属于一个矮人口与紧凑的群体。
2003-01-07 astro-ph
Tidal dwarf galaxies as a test of fundamental physics
在冷暗物质（CDM）框架内，潮汐矮星系（TDG）不可能包含暗物质，因此最近Bournaud等人（2007）的结果表明，3个旋转的TDG确实显示了暗物质占主导地位的重要证据，这与当前的和谐宇宙学理论不一致，除非假设另一个暗物质组分。我们确认，TDG旋转曲线是一致的牛顿动力学，只有当一个额外的暗物质组件被假定，或者如果所有3个TDG碰巧被视为近边缘上，这是不太可能给出的潮汐碎片的几何形状。我们还发现，所观察到的旋转曲线是非常自然的解释，没有任何自由参数的修改后的牛顿动力学（MOND）的框架内，如果倾斜通过推导的Bournaud等人。我们探索不同的倾斜角度和两个不同的假设的外场效应。结果并没有显着变化，因此，我们得出结论，牛顿动力学有严重的问题，而MOND非常好地解释所观察到的旋转曲线的3个TDG研究Bournaud等人。
2007-07-12 astro-ph
