Ram Pressure Stripping in Clusters and Groups
冲压压力剥离是矮星系和大旋涡星系演化中的一个重要过程。大的螺旋在丰富的集群中被严重剥离，并且可能在群体中被轻度剥离。矮星系在星系团和星系群中都可以被严重剥离。一个模型，描述剥离的卫星星系的外部H \textsc{i}盘和热星系晕。该模型可以应用于广泛的环境和卫星星系质量。无论是冲压压力剥离的外盘或热星系晕的发生主要取决于卫星星系质量的主机组或集群的质量比。如何冲压压力剥离的有效性取决于集团间气体的密度，暗物质晕浓度，以及卫星组件的尺度长度和质量进行了探讨。该模型的预测被证明是很好地匹配H \textsc{i}观察附近集群的样本中的螺旋。该模型用于预测质量为$M_{v,sat}$的卫星可能在质量为$M_{v,gr}$的星系团中失去轨道的H \textsc{i}气体分数范围。
2006-10-03 astro-ph
NGC 4569: recent evidence for a past ram pressure stripping event
用D位形的VLA和Effelsberg 100米望远镜对室女星系团旋涡星系NGC 4569进行了21厘米深HI线观测。在星系的西部发现了一个低表面密度臂，其速度场与整个盘旋转的速度场不同。所观察到的气体分布，速度场和速度色散的动态模拟，包括冲压压力的影响的快照进行比较。两种不同的情况进行了探讨：（一）正在进行的剥离和（二）发生在大约3亿年前的主要剥离事件。结论是只有剥离后的方案可以重现NGC 4569的主要观测特征。目前还无法确定NGC 4569的气盘是否在经历导致HI不足的冲压压力事件之前就已经被截断。
2004-01-27 astro-ph
Ram pressure stripping of disk galaxies
（摘要）我们进行高分辨率的2D流体动力学模拟面对冲压压力剥离（RPS）的盘星系编译一个全面的参数研究不同的星系属性（质量，垂直结构的气体盘），并涵盖了大范围的ICM条件，从高密度的环境，如在集群中心的低密度环境典型的集群郊区或集团。结果表明，ICM-ISM相互作用分为三个阶段：瞬时剥离阶段、动态中间阶段和准稳定连续粘性剥离阶段。汽提效率与气流的马赫数关系不大，但主要参数是冲压力。汽提效率与气盘的垂直结构和厚度无关。我们讨论的不确定性的经典估计的剥离半径的\citet{gunn72}，并适应估计所使用的\cite{mori00}的球形星系，（比较中心压力与冲压压力）。我们发现，后者估计预测的半径和质量的气体盘在第二阶段结束时非常好，并优于\citet{gunn72}标准。从我们的模拟中，我们得出结论，在高密度环境中的星系的气体盘被严重截断，甚至完全剥离，但也在低密度环境中的星系的气体盘的流动和回落的物质的干扰，所以他们也应该进行预处理。
2004-12-20 astro-ph
Enrichment of the ICM of galaxy clusters due to ram-pressure stripping
我们研究了星系团内介质（ICM）演化过程中星系质量损失的影响。我们使用相结合的N体和流体动力学模拟与现象学的星系形成模型和处方的影响，冲压压力剥离的星系。我们分析了星系- ICM相互作用对不同质量和不同合并历史的星系团模型的影响。我们的模拟结果表明，冲压压力剥离可以占10%的整体观察到的富集在ICM的半径为1.3 Mpc的水平。在模拟的前几个Gyr，星系团的金属喷射效率主要取决于星系团的质量，并在重大合并事件中显着增加。此外，我们表明，冲压压力剥离是最有效的中心的星系团和浓缩水平下降相当快，在较大的半径。我们提出了发射加权的ICM的金属丰度图，可以与X射线观测。由此产生的ICM中的金属分布显示出复杂的图案，具有富含金属的物质的条纹和羽状物。金属丰度图可以用来追踪ICM星系与星系团之间现在和过去的相互作用。
2006-02-22 astro-ph
Ram pressure stripping of an isolated Local Group dwarf galaxy: evidence for an intra-group medium
我们将孤立的本星系群矮星系飞马座（DDO 216）的恒星结构与Young等人（2003）的低分辨率HI图进行了比较。我们的比较表明，飞马座显示冲压压力剥离的特征形态，特别是，HI有一个“彗星”的外观，这是不反映在定期，椭圆形分布的恒星。这是第一次在孤立的本星系群中观察到这种现象。冲压压力剥离Pegasus所需介质的密度至少为$10^{-5} - 10^{-6}$，cm $^{-3}$。我们的结论是，这是一个星系间介质与本星系群的强有力的证据。
2007-10-24 astro-ph
Ram Pressure Stripping in Groups: Comparing Theory and Observations
冲压压力剥离可能是驱动星系团和星系团颜色演化的主要机制。在本文中，一个分析模型的冲压压力剥离面临的星系颜色和恒星形成率的观测组使用的组目录从斯隆数字巡天。观察到的增加的比例的星系居住在红色序列，红色部分，增加集团质量，$M_{gr}$，和减少卫星光度，$L_{sat}$，预测的模型。红色部分差异的大小可以根据卫星和星团形态以及卫星轨道中的散射对$M_{gr}$和$L_{sat}$与剥离气体部分之间关系的影响来理解。对星系群的H $δ$和4000的光谱测量以及星系群中恒星形成星系和孤立星系的$SFR/M_{\ast}$分布的比较都表明，星系群中观察到的颜色差异是SFR缓慢下降的结果，如果颜色变化是由外部H \textsc{i}盘的剥离驱动的话。
2007-04-26 astro-ph
Pre-peak ram pressure stripping in the Virgo cluster spiral galaxy NGC 4501
介绍了室女座螺旋星系NGC 4501的VIVA HI观测结果。HI盘被急剧地截断到西南方，正好在恒星盘之内。在星系中心的东北部发现了一个低表面密度的气体区域，它比主HI盘更长。这些数据进行了比较，现有的6厘米偏振无线电连续发射，Halpha，和光学宽带图像。我们观察到一个巧合之间的西部HI和偏振发射边缘，一方面，和一个微弱的Halpha发射脊，另一方面。偏振发射最大值位于螺旋臂和微弱的H α脊之间的间隙内。基于这些意见与不同的最大冲压压力值和不同的磁盘和轨道平面之间的倾角的动态模拟的样本进行比较，我们得出结论，冲压压力剥离可以占主要观察到的特点。NGC 4501几乎是边缘剥离的，正在向西南方向移动，在峰值冲压压力之前约有2 - 3亿年，即它最接近M87。西南高压脊的气体表面密度增强和偏振射电连续辐射增强是由于冲压压力压缩。有人认为，微弱的西方Halpha发射脊是由近边缘的冲压压力剥离。NGC 4501代表了一个大型星系团螺旋星系早期冲压压力剥离的特别明显的例子。
2008-01-31 astro-ph
Metal Enrichment of the Intra-Cluster Medium: Ram-Pressure Stripping of Cluster Galaxies
我们提出了星系团的动力学和化学演化的数值模拟。X射线光谱表明，簇内介质中含有大量的金属。由于重元素是在星系的恒星中产生的，因此星系中的物质必定会被排出，使周围的介质更加丰富。我们已经进行了水动力学模拟调查各种过程。在这篇演讲中，我们展示了气体的反馈，这些气体是通过冲压压力剥离从星系中剥离出来的。的效率，由此产生的空间分布的金属和时间依赖性的富集过程中的星系团规模。
2004-05-28 astro-ph
The effects of ram-pressure stripping on the internal kinematics of simulated spiral galaxies
我们研究了冲压压力剥离对模拟旋涡星系内部气体运动学的影响。额外的重点放在如何产生的气体盘的扭曲是可见的旋转曲线和/或完整的二维速度场的星系在不同的红移的问题。一个银河型盘状星系的N体/流体动力学模拟与处方冷却，恒星形成，恒星反馈，和银河风。这个模型星系穿过一个恒定密度和温度的气体，它的参数类似于星系团内介质（ICM）。气体的旋转曲线（RC）和二维速度场是从这些模拟中提取的，其方法是尽可能接近地遵循应用于观测遥远、小和微弱星系的程序。我们发现，由于冲压压力剥离的气体盘的扭曲的外观取决于作用冲压压力的方向。在正面撞击压力的情况下，扭曲主要以非常对称的方式出现在星系的外部。相反，在边缘上的冲压压力的情况下，我们发现更强的扭曲。2D速度场也显示了圆盘内部相互作用的特征。在ICM风向和圆盘之间的角度小于45度时，与较大角度相比，速度场不对称性显著增加。与潮汐相互作用引起的畸变相比，冲压压力剥离对速度场的影响在所有情况下都相对较低，并且在可见度有限的观测中难以在中等红移处观察到。（节略）
2008-03-26 astro-ph
The consequences of ram pressure stripping on the Virgo cluster spiral galaxy NGC 4522
本文报道了室女星系团旋涡星系NGC 4522的新的H-α法布里-珀罗干涉仪观测结果。得到了半径达60“的速度场。观察到的旋转曲线是对称的。它在内盘中不受扰动。对于半径> 50“，它显示实体旋转。我们比较这些数据与数值模型，其中包括冲压压力剥离的影响。该模型能够再现H-alpha辐射分布和速度场的主要特征。因此，我们得出结论，剥离事件，造成的HI不足和扭曲的H-α分布和速度场已由于冲压压力。据估计，星系距离星团中心最近的距离约为。6.5 10^8年前。观测到的最近的恒星形成是由于气体云的再吸积，这些气体云在剥离事件期间被加速到低于逃逸速度的速度。此外，位于半径> 60“处的气体是气体云的不对称膨胀环的一部分。这些云的很大一部分位于盘平面上方。我们预测的HI气体分布和速度场，因为它会观察到深21厘米的观测。
2000-12-18 astro-ph
Ram-Pressure Stripping of Gas from Companions and Accretion onto a Spiral Galaxy: A Gaseous Merger
我们模拟了伴星系中星际气体云在与旋涡星系晕和盘的气体动力学相互作用过程中的行为。在冲压压力下，气体云从伴星上剥离，并吸积到螺旋星系的盘面上。如果伴星的轨道相对于螺旋星系的旋转是逆行的，则下沉的云会撞击到核区域。角动量的转移导致内部气体盘的破裂，并在凸起中形成星际气体的空隙。如果伴星的轨道是偏北或极地，下落的云会被外盘吸积，形成一个旋转的气体环。我们表明，冲压压力剥离和吸积是一种方式，从同伴的气体丰富的较大的星系，这导致处理星际气体从同伴和有效地改变其星系类型到早期（红）。在星系合并过程中，星际气体在星体合并之前被剥离和吸积，这一过程是一个重要的过程。在模拟的基础上，讨论了M31系统中星际气体的可能历史，该系统包括M32、NGC205和可能的合并星系。冲压压力剥离解释了矮椭圆伴星M32中演化恒星损失的质量的处置。
1993-09-29 astro-ph
On the X-Ray and Mass Distribution in the Merging Galaxy Cluster 1E 0657-56: Ram Pressure-Stripping in Substructures with an NFW Density Profile
我们研究了合并星系团1 E 0657-56的X射线和质量分布。我们研究了$Λ$ CDM宇宙中具有NFW密度分布的两个维里化团簇的迎头碰撞。X射线峰与质量峰的明显偏移（类似于Clow等人（2004）中的报道）首次在N体+流体动力学模拟中再现。我们估计冲压压力剥离条件的子结构合并的两个NFW暗晕使用一个简单的分析模型。我们发现，冲压压力占主导地位的重力的子结构时，较小的集群的质量小于约十分之一的较大集群的质量。在1 E 0657-56中发现的特征性X射线和质量结构表明，冲压压力和重力束缚力都不相互影响，并且前体之间的质量比接近上述临界值。
2006-09-04 astro-ph
Velocity Dispersion of 335 Galaxy Clusters Selected from the Sloan Digital Sky Survey: Statistical Evidence for Dynamical Interaction, and Against Ram-Pressure Stripping
有大量的观测证据表明星系团的演化。然而，很难确定星团星系演化的起源。在这里，我们表明，星系之间的引力相互作用/摩擦是统计上占主导地位的物理机制，负责星系团的演化，以及良好的冲压压力剥离的星系团气体是不统计驱动星系团的演化。我们从SDSS中精心挑选的335个~>300 km/s的星系团中构造出了最大的复合星系团，其中包含14548个成员星系。通过对该复合星系团中不同子样本星系的速度色散测量，我们发现亮星系团（Mz<-23）的速度色散明显小于暗星系（Mz>-23）。我们将其解释为星系团之间的动力学相互作用/摩擦的直接证据，其中大质量星系在与质量较小的星系的动力学相互作用/摩擦过程中通过能量均分失去速度。我们还发现，恒星形成晚型星系有一个更大的速度色散比被动晚型星系。这与冲压压力汽提模型不一致;因为冲压压力与sigma v^2成比例（即，更强的星系与高速），冲压压力剥离不能解释被动（进化）星系具有低速，而不是高速观察到的趋势。另一方面，结果再次与星系-星系间的动力学相互作用/摩擦相一致，其中更演化的（被动）星系通过动力学相互作用/摩擦失去速度。
2005-03-03 astro-ph
Three-dimensional simulations of the interstellar medium in dwarf galaxies - I. Ram pressure stripping
我们提出了在矮星系冲压压力剥离的三维流体动力学模拟。类似的研究通常涉及更高的冲压压力，典型的星系团，或温和的冲压压力，由于气体晕的大质量星系的同伴。我们扩展了以往的调查，考虑扁平，旋转矮星系受到冲压压力典型的穷人星系群。我们研究了冲压压力效应作为几个参数的函数，如银河系的质量和速度，周围的气体密度，银河系平面和运动方向之间的角度。事实证明，只有当银河系中心的气体压力与冲压压力相当时，后一个参数才起作用。尽管冲压压力值很低，一些矮星系可以在1-2亿年后完全剥离。这就提出了一个有趣的问题，在下降方面，更一般地说，对矮星系的形态演化。在气体没有被完全剥离的情况下，可能的银河风的传播可能会受到星际物质扰动分布的影响。我们还考虑了由冲压压力引起的ISM表面密度的变化，并发现由此产生的压缩可能会在很长一段时间内触发恒星的形成。
2003-09-01 astro-ph
Ram pressure stripping the hot gaseous halos of galaxies in groups and clusters
我们使用了一个大的套件，仔细控制的全流体动力学模拟研究冲压压力剥离的热气体晕的星系，因为它们落入大规模的集团和集群。的轨道，星系总质量和星系结构特性的结果的敏感性进行了探讨。对于典型的结构和轨道参数，我们发现~30%的初始热星系晕气体可以保持在10 Gyr后的地方。我们提出了一个物理上简单的分析模型，描述了剥离中看到的模拟非常好。该模型类似于Gunn & Gott（1972）的原始公式，除了它适用于球形（热）气体分布的情况（与面对冷盘相反），并考虑到剥离不是瞬时的，而是发生在特征时间尺度上。该模型再现了模拟的结果，在几乎所有的时间内，对于我们已经探索过的所有轨道，质量比和星系结构特性，模拟的结果都在大约10%以内。唯一的例外是不太可能的系统，其中星系的轨道是高度非径向的，并且它的质量超过它所落入的星系群或星系团的10%（在这种情况下，模型低估了近心点通过后的剥离）。所提出的模型有几个有趣的应用，包括模拟冲压压力剥离的观察和宇宙学模拟的星系，并作为一种方式来改善目前的半解析模型的星系形成。一个直接的结果是，星系团和星系团中卫星星系的颜色和形态将与完全剥离热日冕的标准假设所预测的有很大的不同。
2007-10-11 astro-ph
On the influence of ram-pressure stripping on the star formation of simulated spiral galaxies
我们研究了在模拟的旋涡星系中，冲压压力剥离对恒星形成和质量分布的影响。特别强调的是新形成的恒星位于何处的问题。剥离半径从模拟进行比较，分析估计。盘星系的模型结合N体/流体动力学模拟（GADGET-2）与处方冷却，恒星形成，恒星反馈，和星系风。这些模型星系在一个密度和温度恒定的气体中运动，该气体的参数与星系团外围的团内介质（ICM）相当（T=3 keV ~3.6x10^7 K，rho=10^-28 g/cm ^3）。利用这个数值装置，我们分析了冲压压力剥离对模型星系恒星形成率的影响。我们发现，恒星的形成率显着增强的冲压压力效应（高达3倍）。恒星形成于星系压缩的中心区域以及星系后面剥离的气体中。新形成的恒星可以在盘后数百kpc的地方被发现，形成的结构直径约为1 kpc，质量可达10^7太阳质量。由于它们的形成历史，它们不具有暗物质晕，我们将它们命名为“剥离重子矮”星系。我们还发现，根据Gunn & Gott（1972）准则对剥离半径的分析估计与模拟的数值吻合得很好。与以前的研究一样，边缘系统比正面系统损失更少的气体，因此气体和新形成的恒星的空间分布是不同的。
2008-01-24 astro-ph
Ram pressure stripping of disc galaxies orbiting in clusters. II. Galactic wakes
我们提出了三维流体动力学模拟的冲压压力剥离的盘星系在星系团的轨道。在本文中，我们集中在剥离气体的星系的尾巴的性质。星系尾流显示出一个张开的宽度，张开的角度取决于气体盘相对于星系运动方向的横截面。尾流中的速度显示出100 km/s的显著湍流分量。被剥离的天然气相当局部地沉积在星团中，即距离其被剥离的地方约150 kpc。我们表明，最重要的量控制的尾巴密度，长度和气体质量分布沿轨道是星系的质量损失每轨道长度。这反过来又取决于冲压压力以及星系的轨道速度。对于约10^19 cm^-2的投影气体密度灵敏度极限，我们发现典型的尾长为40 kpc。这样的长尾巴甚至在离星团中心很远的地方（0.5到1 Mpc）也能看到。在这个灵敏度极限下，尾翼几乎没有张开，但宽度与气盘的大小相似。在形态学上，我们发现与Chung et al.（2007）在室女星系团中观察到的HI尾非常一致。然而，观察到的尾巴显示出比模拟预测的小得多的速度宽度。少数已知的X射线和H $α$尾巴通常比我们模拟的尾巴窄得多，也直得多。因此，可能需要额外的物理学，如粘性ICM，冷却和潮汐效应的影响，以解释观测的细节。我们讨论的流体动力阻力作为一个热源的ICM，但得出的结论是，它是不太可能发挥重要作用，特别是在停止冷却流。
2008-05-06 astro-ph
The roles of ram-pressure stripping and minor mergers in evolution of galaxies
利用无耗散N体模拟和半解析星系形成模型，研究了在以λ为主导的冷暗物质宇宙中，环境对亮星系团星系演化的影响.我们将冲压压力剥离（RPS）和轻微合并引起的小星爆（小爆发）到我们的模型的影响。通过考虑小爆发，成功地再现了观察到的形态-半径关系。当我们不考虑小爆发时，RPS几乎不增加中间B/T群体。此外，RPS和小爆发是不重要的颜色或在星系团核心的恒星形成率，如果恒星形成的时间尺度是适当的选择，因为恒星的形成被充分抑制的冷气体的消耗。我们还发现，在所有的环境中，膨胀主导星系的SF主要是由主要合并引起的星暴终止。
2004-04-15 astro-ph
Ram pressure stripping in Planetary Nebulae
本文对低质量恒星在其周围星际介质（ISM）中以超音速运动的演化过程进行了二维数值模拟。我们表明，一个系统速度为20公里/秒的运动恒星的喷出物将与ISM相互作用，并将形成弓激波结构定性类似于观察到的。我们发现，由于冲压压力剥离，在AGB阶段喷出的大部分质量是左下游的移动恒星。因此，PN的形成受到很大的影响，即使在恒星的相对速度很低的情况下。这些模型是基于恒星演化计算的预测。因此，密度和速度的AGB和post-AGB风是时间依赖性的，并引起形成的激波区域内形成的空腔由以前的风。因此，间隔距离也与时间有关，不能通过简单的分析参数来确定。
2003-01-15 astro-ph
Ram pressure stripping of disc galaxies: The role of the inclination angle
我们提出了3D流体动力学模拟的冲压压力剥离的大规模盘星系团。对正面运动的星系的研究预测，在这样的几何形状下，星系会失去大量的星际介质。但只有一小部分星系是正面运动的，因此，在这项工作中，我们集中在系统的研究的影响，运动方向和星系的旋转轴之间的倾角。在与以前的一些作品，我们发现，倾斜角并没有发挥重要作用的质量损失，只要星系不移动接近边缘上。我们可以预测这种行为，通过扩展Gunn和Gott的估计剥离半径，这是有效的面对的几何形状，以适度的倾斜。只要冲压压力与银道面的压力相当，倾斜度就会发挥作用，银道面的压力可以跨越两个数量级。对于非常强的冲压压力，盘将被完全剥离，而对于非常弱的冲压压力，质量损失与倾角无关，可以忽略不计。我们表明，在非边缘上的几何形状的剥离进行非常相似。不同倾角之间的主要区别是在剩余气盘中引入的不对称程度。我们证明了从星系剥离的气体尾部并不一定指向与星系运动方向相反的方向。因此，对星系气尾的观测可能会误导星系的运动方向。
2005-12-14 astro-ph
Ram Pressure Stripping of Spiral Galaxies in Clusters
我们使用3维SPH/N-BODY模拟研究冲压压力剥离气体从螺旋星系团轨道。我们发现Gunn & Gott（1972）将盘提供的引力回复力与冲压压力联系起来的分析期望值，提供了一个很好的近似气体从星系剥离的半径。然而，在小半径处，考虑由凸出部件提供的电势也是重要的。一个螺旋星系穿过像后发座这样的富星系团的核心，它的气体盘将被截断到$\sim 4$ kpc，从而失去了$\sim 80%$的弥散气体质量。发生这种情况的时间尺度是一个交叉时间$\sim 10^7$年的一小部分。星系团在较差的星系团内运行，或者倾向于通过星系团内介质的运动方向，会损失更少的气体。我们的结论是，单是冲压压力是不够的，以占快速和广泛的截断观察到的星系团中的恒星形成，或形态转换的Sab的S 0的，这是必要的解释屠夫Oemler效应。
1999-03-31 astro-ph
Simultaneous ram pressure and tidal stripping; how dwarf spheroidals lost their gas
我们执行高分辨率的N-Body+SPH模拟富含气体的矮星系卫星在银河系大小的光环内运行，并首次研究潮汐和冲压压力的综合影响。星系模型的结构和轨道配置是根据LCDM宇宙中的预期来选择的。虽然盘状矮星的潮汐搅动产生的物体在几个轨道之后其恒星结构和运动学类似于矮椭球体，但需要冲压压力剥离来完全去除它们的气体成分。重力潮汐可以通过减少矮星的整体潜力来帮助冲压压力剥离，但潮汐也会导致酒吧的形成，使气体向内流动，使随后的剥离更加困难。当气体可以辐射冷却时，这种流入特别有效。假设热星系日冕的密度较低，与观测限制相一致，那么V_{peak} < 30 km/s的矮星可以在近心点小于或等于50 kpc的轨道上完全剥离其气体含量。相反，具有更大质量暗晕和V_{peak} > 30 km/s的矮星只有在热源保持气体扩展的情况下才会失去大部分或全部气体含量。部分地抵消杆驱动的流入。我们表明，电离辐射的宇宙紫外背景在z > 2可以提供所需的加热。在这些天体中，大部分气体在第一次近心通过时被移除或电离，解释了在天龙座和小熊座观测到的恒星形成的早期截断。被剥离的气体在外部气体介质的压力下分解成单独的云，其质量、大小和密度与最近在M31周围发现的HI云相当。（节略）
2005-04-13 astro-ph
The Evolution of Galaxies in and around Clusters at High-Redshift
在这篇论文中，我们主要研究星系团内部和周围盘状星系的冲压压力剥离和蒸发。我们表明，磁盘的表面密度的演变影响的效率的冲压压力剥离的星系在z>~1。我们还详细地考虑了热传导的饱和度，并表明在团簇半径较大时，热传导的饱和度不能忽略，这使得蒸发的时间尺度变大。冲压压力剥离和蒸发都可能影响星系团周围星系的演化。特别是，观察到的星系团内部和周围星系的恒星形成率逐渐下降可以用蒸发来解释，而不必诉诸投机性的扼杀（星系晕中温暖气体的剥离）。
2004-07-16 astro-ph
Dust Streamers in the Virgo Galaxy M86 from Ram Pressure Stripping of its Companion VCC 882
室女座的巨型椭圆星系M86在它的光学晕内有一条约28千秒差距长的尘埃尾迹，指向有核矮椭圆星系VCC 882。痕迹似乎是从矮星上剥离下来的物质。消光测量表明，尾迹中的总气体质量与矮星的蓝色光度之比大约是1，这与矮不规则星系中的比例相当。矮星系在M86的热气晕中所经历的冲压压力与VCC 882中假定的前气体盘的内部引力结合能密度相当。这种情况下公布的数值模型与这里观察到的整体trail-like形态是一致的。在尾迹中的三个浓度可能是预测的质量损失周期性的证据。尾迹的蒸发时间与由星系相对速度和尾迹长度得到的尾迹年龄相当。因此，如果VCC 882轨道被束缚，则尾迹可以由被剥离的补充气体连续地形成。然而，高气体质量和低预期补充率表明，这只是第一个剥离事件。有核矮椭圆星系的起源的影响进行了简要的讨论。
2000-05-11 astro-ph
Galaxy Evolution in Hickson Compact Groups: The Role of Ram Pressure Stripping and Strangulation
与光学性质相似的孤立星系相比，致密星系群中的星系团往往缺乏中性氢。为了研究热群内介质（IGM）在这些系统中HI的去除和破坏所起的作用，我们对8个HI最缺乏的希克森紧致群进行了Chandra和XMM-牛顿研究。在其中四个星系群中检测到与IGM相关的弥散X射线发射，这表明星系-IGM相互作用不是驱动冷气体离开星系群成员的主要机制。没有明确的证据表明任何成员目前正在剥离任何热气体，也没有星系在X射线亮或大多数HI缺乏的星系群中显示出增强的核X射线活动。结合推断的IGM分布与分析模型的代表盘星系内的每个组的轨道，我们估计HI质量损失由于冲压压力和粘性剥离。虽然这些过程通常不足以解释观察到的HI缺陷，但它们对于X射线亮组中的HI去除仍然是重要的，可能去除X射线亮HCG 97中超过一半的ISM。冲压压力也可能通过移除星系日冕气体而促进了扼杀。在X射线未检测到的群体中，潮汐相互作用可能起着重要作用，但它们是否能完全解释所观察到的HI缺陷仍然是一个悬而未决的问题。
2008-05-12 astro-ph
Low radio frequency signatures of ram pressure stripping in Virgo spiral NGC 4254
我们报道了利用巨型米波射电望远镜对螺旋星系NGC 4254光盘外的扩展低射频连续辐射的探测。NGC 4254几乎是正面朝向，位于室女星系团的外围。由于这种扩展的发射在低倾角星系中并不常见，我们认为这是NGC 4254落入室女星系团时，被星系团内介质的冲压压力推出磁盘的磁化等离子体的特征。横跨NGC 4254的详细光谱指数分布表明，最陡的光谱α < -1（S propto nu^{alpha}）出现在光盘之外的气体中。这支持了冲压压力的假设，表明扩展的排放不是来自盘气体，而是来自被冲压压力剥离的物质。扩展发射的陡峭光谱让人想起边缘星系中的晕。星系南部的强度急剧下降和偏振增强，以及其他人报道的恒星形成增强，都为该星系的冲压压力提供了证据。HI 21 cm观测表明，北部的气体旋转滞后，因此很可能是随风携带的原子气体。NGC 4254是一种特别强大的无线电发射器，在240 MHz时功率为7 x 10 ^{22}瓦/赫兹。我们发现星系的积分谱在较低的频率上是振荡的，并且可以用α_0 =-0.45+-0.12的注入谱很好地解释。最后，我们发表的模拟结果与我们的数据进行比较，并得出结论，冲压压力剥离可能是一个显着的贡献者居住在X射线穷人集团和集群郊区的星系的演变。
2007-09-28 astro-ph
The role of the Rayleigh-Taylor instability in ram pressure stripped disk galaxies
冲压压力剥离，即星系的气体盘由于其运动通过星系团的团内介质而被移除，似乎是一种常见的现象。然而，并不是每个星系都被完全剥夺了它的气体盘。如果冲压压力不够强，只有气体盘的外部被移除，而内部的气体盘被星系保留。其中一个例子是室女座螺旋星系NGC 4402。对NGC 4402的观测（Crowl et al. 2005）揭示了气盘前缘的结构，类似于瑞利-泰勒（RT）不稳定性产生的特征性指状结构。然而，我们认为，RT不稳定是不可能负责这些结构。我们证明了星系盘气体经历冲压压力剥离的条件与导致RT不稳定性的条件相同。如果星系的引力阻止了内盘的冲压压力剥离，它也阻止了RT不稳定性。相反，汽提气体仍然可能受到RT不稳定性，我们讨论的汽提气体的后果。
2008-03-07 astro-ph
Gas Dynamic Stripping and X-Ray Emission of Cluster Elliptical Galaxies
详细的3-D数值模拟的椭圆星系轨道上的气体丰富的星系团表明，气体动力剥离是不太有效的，比以前的结果，简单的计算（Takeda等1984; Gaetz等1987）暗示。这一结果与椭圆星系团的X射线数据一致。流体动力扭矩和轨道角动量的直接吸积可以导致冷气体盘的形成，即使在非旋转星系中。星系团通过气体动力剥离过程失去的气体倾向于产生一个更冷的、化学富集的星系团气体核心。将模型与现有的星系团X射线数据进行了比较，结果表明星系团的X射线光度分布可能反映了流体动力学剥离，但对于星系中心附近较冷的星际介质，单纯的流体动力学处理是不够的。
2001-02-12 astro-ph
Ram Pressure Stripping in the Low Luminosity Virgo Cluster Elliptical Galaxy NGC 4476
我们对低光度室女星系团椭圆星系NGC 4476的HI辐射进行了深VLA搜索，该星系团在一个规则旋转的未受干扰的盘中含有1.1 × 10^8 M太阳的分子气体。未检出HI。最终图像中的均方根噪声对应于NGC 4476位置处的3 σ柱密度灵敏度为1.2 x 10^20 cm^{-2}，在4 kpc光束上取平均值。HI的总质量小于1.5 x 10^7 M_sun。如果将我们的HI上限与H_2含量相比较，我们发现NGC 4476与这两个星系中检测到的其他星系相比，HI是极其缺乏的。NGC 4476的H_2/HI质量比大于7，而椭圆星系的H_2/HI质量比小于~2。基于这种极端的HI不足和在M87投影距离处的团内介质（ICM）密度，我们认为NGC 4476在穿过室女星系团核心时经历了冲压压力剥离，或者它的平均分子气体密度更大，星际紫外场比典型的螺旋星系小。NGC 4476位于距离M87投影12'的位置，这导致了极端的连续谱混乱问题。我们还详细讨论了用于连续减法的技术。我们最终图像的光谱动态范围是50，000比1。
2004-10-18 astro-ph
New Constraints on the Efficiencies of Ram-Pressure Stripping and the Tidal Disruption of Satellite Galaxies
利用斯隆数字巡天（SDSS）的数据，最近已经表明卫星星系的红色部分随着恒星质量的增加而增加。然而，半解析模型预测的红色卫星分数与恒星质量无关，并且比观测到的要高得多。有人认为，这种差异归因于这样一个事实，即模型假设卫星星系在吸积成一个更大的晕的那一刻瞬间被剥夺了它们的热气库。在这封信中，我们表明，通过简单地降低剥离效率，可以使红色卫星的分数与数据更好地吻合。然而，这也导致大质量中心的红色部分太低了。这是因为大质量的中心星系现在吸积了更蓝、更富含气体的卫星星系。然而，如果一个显着的小质量卫星星系的一部分被吸积的中央宿主星系之前潮汐中断，最近的研究表明，中心和卫星的红色部分可以复制得相当好。一个问题仍然与红色部分的中间质量的中心，这可能是反映了一个过于简单的处理活动星系核反馈。
2008-02-22 astro-ph
On the influence of ram-pressure stripping on interacting galaxies in clusters
本文研究了星系团中相互作用模型星系的恒星形成速率以及气体和恒星物质的分布。为了模拟重子和非重子组件的相互作用盘星系移动通过一个热的，薄的介质，我们使用一个组合的N-体/流体动力学代码GADGET 2与描述的恒星形成的基础上密度阈值。详细研究了处于碰撞轨道上的两个具有三种不同组态的相同模型旋涡星系。在第一种配置中，星系在没有环境介质存在的情况下发生碰撞，在第二种配置中，冲压压力正面作用在相互作用的星系上，而在第三种配置中，冲压压力作用在边缘上。（$10^{-28}$ g/cm $^3$），热（3 keV $\approx 3.6\times10^7$ K），并具有1000 km/s的相对速度，以模拟星系团外围的平均低冲压压力。相互作用的速度与星系群中的相互作用相当，沿着细丝落入星系团。的相互作用系统的全球恒星形成率的增强在冲压压力的存在下，由三个因素相比，相同的相互作用，而不存在的环境介质。相互作用系统的潮尾和气桥几乎完全被冲压压力破坏。相互作用系统尾流中的气体量是碰撞星系总气体量的$\sim50$ %，在5亿年后星系开始感受到冲压压力。所有新形成的恒星中，质量接近$\sim10-15%$的恒星都是在相互作用系统的尾流中，在恒星盘后面大于20 kpc的距离处形成的。（abrigded）
2008-07-01 astro-ph
Gas Stripping of Dwarf Galaxies in Clusters of Galaxies
许多星系团都含有相当数量的热气体，即团内介质。因此，如果撞击压力超过内部引力，气体将从穿过星系团间介质的星系中剥离。利用高分辨率的轴对称二维流体动力学模拟，我们研究了由周围冷暗物质晕限制的矮星系团内介质和扩展气体成分之间的相互作用。结果表明，在一个典型的星系团中，暗物质晕内的气体被完全剥离。因此，冲压压力剥离过程在星系团中的矮星系的化学动力学演化过程中发挥了重要作用。我们的研究结果预测，大多数矮星系的化学演化必须发生在高红移，之前的维里化集群已经形成。
2000-01-25 astro-ph
Gas stripping in galaxy clusters: a new SPH simulation approach
采用基于N体SPH/tree程序GADGET的新方法研究了时变冲压压力对星系团中旋涡星系的影响。我们已经调整了代码来描述两个不同的气相，扩散热的团内介质（ICM）和更密集和更冷的星际介质（ISM）的相互作用。ICM和ISM组分都作为SPH粒子引入。当一个星系从外围到达星系团中心的高度径向轨道时，它会穿过ICM密度峰值，并经历随时间变化的风。根据ISM-ICM相互作用的持续时间和强度，发现具有大或小ICM分布的星系团中的早型和晚型星系表现出不同的剥离效率、面外ISM的再吸积量和最终质量。我们比较了不同复杂度的解析近似的数值结果，并指出了Gunn & Gott简单剥离公式的局限性。我们的研究强调了银河系轨道历史对剥离量的作用。我们讨论了冲压压力剥离的贡献ICM的起源和它的金属丰度。我们建议像尾巴，细丝，或波纹的气体积累负责剥离在整体ICM发生率低的地区。
2007-06-25 astro-ph
Efficiency of stripping mechanisms
有几个物理过程可以从星系团中移除气体，随后是饥饿和恒星形成淬火：星系之间的潮汐相互作用，或来自星系团势本身的潮汐剥离，通过冲压压力，湍流或粘性剥离与热的星系团内介质（ICM）的相互作用，或者来自恒星形成的核活动的流出，我们回顾了所有过程的观测证据，星系团中星系的数值模拟支持各自的机制。这允许沿着团簇形成比较它们的相对效率。
2003-08-18 astro-ph
Ram pressure stripping and the formation of cold fronts
钱德拉和XMM-牛顿对许多星团的观测揭示了表面亮度的急剧不连续性，与冲击不同，在不连续性的X射线较亮一侧具有较低的气体温度。因此，这些特征被称为“冷锋”。据认为，一些冷锋形成时，一个子集团合并与另一集团和冲压压力的气体流动的子集团外的接触不连续的特征曲线形状。虽然一些边缘可能不直接由合并产生（例如，A496，Dupke & White，2003），本文重点讨论了合并子团簇和周围团簇气体之间的接触不连续性。我们认为，过去的合并子集群的气体流引起云内的缓慢运动。这些运动将气体从子星系团的中心部分向界面输送。因为在一个典型的集群或群体中（即使是等温的）中心区域中的气体的熵显著低于外部区域中的气体的熵，低熵气体朝向界面的输送和相关联的绝热膨胀使得紧邻界面内部的气体温度低于系统中的任何其它位置，从而增强了界面上的温度跳跃，并使接触间断的“尖端”冷却。我们用A3667星系团的XMM-牛顿气体温度图来说明这幅图。
2003-08-08 astro-ph
Metal enrichment of the intra-cluster medium over a Hubble time for merging and relaxed galaxy clusters
我们研究了星系质量损失的效率，引发的冲压压力剥离和星系风的星系团星系，对化学富集的星系团内介质（ICM）。我们结合N体和流体动力学模拟与半数值星系形成模型。通过同时包括不同的富集过程，即冲压压力剥离和星系风，在星系团模拟中，我们能够重现所观察到的金属分布在ICM。我们发现，在z>2的红移区，星系风的质量损失约占星系风总质量损失的10%~ 20%，而在同一时期内，冲压压力剥离的质量损失约占整个模拟时间内冲压压力剥离质量损失的5%。在团簇形成时期，z<2的冲压压力剥离变得比星系风更占主导地位。讨论了星系团平均金属丰度演化与星系质量损失之间的非相关性。为了与观测结果进行比较，我们提出了ICM数量和径向金属丰度剖面的二维地图。在合并系统的情况下，通过模拟很好地再现了所观察到的轮廓的形状。在冷核团簇的情况下，所观察到的配置文件的斜率再现的模拟半径低于300千秒差距，而在更大的半径，所观察到的配置文件是浅。我们证实了观察中发现的ICM中金属分布的不均匀性。为了研究我们的结果的鲁棒性，我们研究了两种不同的描述的富集过程的相互作用。
2007-01-29 astro-ph
Galaxy Collisions, Gas Stripping and Star Formation in the Evolution of Galaxies
本文综述了星系团形成和星系演化过程中的引力和流体动力学过程。早期，在N体计算机模拟的出现，潮汐场在星系相遇中的重要性已经被认识到。由于螺旋臂上的潮汐，轨道很拥挤，那里的恒星形成得到了加强。低相对速度的碰撞导致星系合并。未来星系团中的中央主导星系在星系团合并过程中先于星系团形成。星系团由于星系和星系群之间的弛豫过程而组成一个等级结构。一旦整个星系团的引力势建立起来，高速星系与星系的相遇就开始发挥作用。这些骚扰事件逐渐使螺旋星系盘变短，导致S0星系和椭圆星系的形成。在热的和稀释的团内介质（ICM）中高速运动的另一个方面是施加在星际物质（ISM）上的冲压压力，导致ISM从母螺旋中剥离。潮汐和冲压压力剥离的组合有效地去除了螺旋中的气体，淬火了星系盘中的恒星形成，同时在潮汐臂和气体盘的前缘触发了它。气体从圆盘上剥离，将金属输送到ICM。在某些情况下，从星系盘中提取的气体成为自引力，形成潮汐矮星系。
2004-12-23 astro-ph
Dense Cloud Ablation and Ram Pressure Stripping of the Virgo Spiral NGC 4402
我们目前的光学，HI和无线电连续观测的大倾角室女星系团Sc星系NGC 4402，这表明冲压压力剥离和致密云烧蚀的证据。VLA HI和射电连续谱图显示了一个截断的气体盘和主盘发射西北方向的发射。特别是，无线电连续辐射不对称地向北延伸，向西倾斜。Halalpha图像显示了沿着气体盘南部边缘的许多HII复合体，可能表明ICM压力触发了恒星的形成。用WIYN Tip-Wellington成像仪获得的0.5”分辨率的BVR图像显示了一个显着的尘埃带形态：在光学半径的一半，星系的尘埃带弯曲向上并离开盘，与HI形态相匹配。在截断的气盘东南边缘，大的尘埃羽状物从明亮的年轻星团向上延伸约1.5千秒差距。这些星团是非常蓝色的，表明很少有尘埃变红，这表明尘埃在相互作用的前沿被ICM风吹走。在星际物质主脊的南面，银河系相对没有气体和尘埃，我们发现了1 kpc长的线状尘埃丝，其位置角与面外射电连续谱尾部相匹配;我们将这个角度解释为投影的ICM风向。其中一个观测到的尘埃丝在其头部有一个HII区。我们解释这些尘埃丝大，密集的云，最初留下的低密度ISM剥离，但随后被消融的ICM风。这些结果为剥离星系团中分子云的命运提供了惊人的新证据。
2005-03-18 astro-ph
Gas stripping in galaxy groups - the case of the starburst spiral NGC 2276
由于星系群内介质的密度相对较低，星系群的速度离散度较小，星系气体的冲压压力剥离通常被认为是效率低下的。为了验证这一假设，我们获得了NGC 2300星系群中恒星爆发螺旋NGC 2276的钱德拉X射线数据，这是一个与热的星系内气体强烈相互作用的候选者。数据显示，沿着星系西部边缘有一个类似激波的特征，一个低表面亮度的尾巴向东延伸，与其他波段的形态相似。空间分辨光谱表明，这些数据与NGC 2276的西边缘被加压的群内气体一致，这是由于星系以约850 km/s的速度以超音速穿过群内介质。对NGC 2276引力势的详细模拟表明，由此产生的冲压压力可能会显着影响外部气体盘的形态，但可能不足以从盘中剥离大量的冷气体。我们估计的质量损失率，由于湍流粘性剥离和星爆外流被扫回冲压压力，表明这两种机制可以合理地解释存在的X射线尾巴。与现有的HI测量结果相比，大部分逃离星系的气体处于热相。总的质量损失率大约为5 M_Sun/yr，银河系可能会在一个Gyr内失去其全部的HI供应。这表明，通过与热的群内介质的相互作用，星系气体的去除可以迅速发生，足以改变星系群中星系的形态。这对星系群和星系团演化的影响进行了简要讨论。
2006-04-26 astro-ph
