CO in Stephan's Quintet: First Evidence of Molecular Gas in the Intragroup Starburst
首次获得了HCG~92（Stephan 'sQuintet）群内星暴（IGS）区CO（1-0）辐射的干涉证据。BIMA的大主光束完全覆盖了IGS区域和主导星系群成员星系Seyfert NGC 7319，以及部分入侵星系NGC 7318 B。在所有样品中均检测到$\approxgt 4σ$的CO排放。与IGS相关的CO排放的检测通过与其他波段的观测结果（例如，HI、中IR、\ha）。假定标准转换因子为3.6- 8.0 $\times 10^8~\Msun$分子气体，则与IGS有关。局限于CO发射峰的区域，IGS的恒星形成效率相对较高，为8.6 $\Lsun/\Msun$，这几乎与本地星暴星系（例如，M82）。
2000-08-07 astro-ph
Physical Conditions and Star Formation Activity in the Intragroup Medium of Stephan's Quintet
介绍和分析了著名的致密星系群斯蒂芬五重星系（SQ）的新的多波段观测结果。其中包括60 $μm$和100 $μm$（ISOPHOT C-100照相机）的远红外图像、1.4 GHz（VLA B阵列）和4.86 GHz（VLA C阵列）的无线电连续图像以及长缝光学摄谱仪（Palomar $200"$望远镜）。通过这些新数据，我们的目标是更多地了解群内介质（IGM）中部的X射线/射电脊和IGM星暴SQ-A，两者都可能是由入侵星系NGC 7318 b（$v = 5700$ km s $^{-1}$）和IGM（$v = 6600$ km s $^{-1}$）之间的高速碰撞（$\sim 900$ km s $^{-1}$）引起的。
2003-06-12 astro-ph
MERLIN observations of Stephan's Quintet
我们目前的梅林L波段图像的紧凑星系群，斯蒂芬的五重奏。塞弗特2星系NGC 7319是致密星系群中最明亮的成员，它被认为具有典型的三重射电结构，具有平坦的频谱核心和两个带热点的陡峭频谱瓣。这两个裂片沿着星系的短轴不对称地分布在核心的两侧。在高分辨率HRC/ACS HST图像中显示的紫外线发射与射电等离子体强烈对齐，我们将核心和北瓣中的强烈恒星形成解释为北射电喷流与过密环境物质碰撞引起的事件。此外，档案VLA L波段观测的重新映射揭示了沿着与光轴对齐的星系主轴的更多扩展发射。由MERLIN和存档VLA数据组合形成的图像显示了两个叶和热点的更详细的结构。
2004-06-18 astro-ph
New light and shadows on Stephan's Quintet
我们提出了深宽波段R和窄带Halpha图像的斯蒂芬的五重奏。R波段的观测显示，斯蒂芬五重星系的弥散晕比之前认为的要大，并延伸到了NGC 7320 C。然而，我们还没有发现NGC 7331和NGC 7320之间的辐射关联达到R ~ 26.7 mag/arcsec ^[2]（超过3 sigma的水平），因此在这个极限量级上，没有直接证据表明NGC 7331中发现的特殊运动学结构与该星系和NGC 7320之间正在进行或过去的相互作用之间存在联系。在高速（6000-7000 km/s）下的H α辐射分布在NGC 7319和NGC 7318 B之间的一个扩散结构中，以及其他一些更集中的特征中。其中一些位于由星系群中星系之间的相互作用产生的潮汐尾中。利用Halpha图像，我们制作了一个二维速度图，这有助于识别检测到的每个结构的起源。这张地图没有显示出在群中高红移和低红移成员之间的中间速度的特征。这与标准的假设是一致的，即NGC 7320与五重星系中其他星系的明显接近仅仅是一种投影效应。在这个解释中唯一不清楚的一点是一个Halpha灯丝，它以6500 km/s的速度延伸到整个NGC 7320，而不是这个星系预期的800 km/s。
2002-02-28 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
Interpretation of the Stephan Quintet Galaxy Cluster using Hydro-Gravitational-Dynamics: Viscosity and Fragmentation
斯蒂芬五重星系（SQ）是一个紧凑的星系群，自1877年被发现以来一直得到很好的研究，但使用冷暗物质等级聚类宇宙学（CDMHCC）是神秘的。SQ中星系间的异常红移$z = (0.0027,0.019, 0.022, 0.022, 0.022)$要么使它与来自CDMHCC的两个极不可能的入侵者形成三重奏，要么支持Arp（1973）的假设，即它的红移是内在的。另一种方法是Gibson 1996-2006的流体引力动力学（HGD）理论，其中超星系团、星系团和星系都起源于超粘性等离子体时代的引力碎裂，以及膨胀宇宙原始气体中的行星和星团质量尺度。根据这种流体力学宇宙学，SQ星系轻轻地分离，并精确地保持在视线上，这是因为它们的粘性粘性引力开始时允许的透视和小的横向速度。哈勃太空望远镜观测到的恒星和气体桥以及球状星团（YGC）轨迹是在SQ星系通过冻结的地球质量原始雾粒子（PFP）的黑暗原球状星团（PGC）团块的粘性重子暗物质晕分离时触发的。
2007-10-31 astro-ph
The dynamical status of Stephan's Quintet
斯蒂芬五重星系（SQ）的多波长数据与这个紧凑星系群的以下模型一致。(1)不和谐红移星系NGC 7320是一个不相关的前景星系。(2)在过去，SQ是一个包含NGC 7317、18 A、19和20 C的一致红移四重谱。NGC 7320 C在$^8$ 10年前与该星系团发生了几次碰撞（可能不是第一次），并从NGC 7319中剥离了星际物质。(3)在现在的SQ中，它又是一个包含NGC 7317、18 A、B和19的和谐四重奏。NGC 7318 B现在第一次以高速进入该星系群，形成了一个激波区。如果大多数紧群都像SQ一样，那么它们经常被落n个邻居访问，这些邻居扰动了群和它们自己。SQ代表了在小群体环境中二次跌倒的强有力证据。潮汐剥离减少了下落星系的质量，从而增加了它们轨道衰变的时间尺度。几乎没有证据表明这些高速“入侵者”会被迅速捕获和/或与系统合并。相反，它们是维持紧密群体免于崩溃的机制。有效的气体剥离可以解释在致密星系群中观察到的低恒星形成率，残留气体进入星系核也可能促进活动星系核活动的开始。
1997-07-16 astro-ph
Interpretation of the Stephan Quintet Galaxy Cluster using Hydro-Gravitational Theory
斯蒂芬五重星系（SQ）是一个紧凑的星系群，自1877年被发现以来一直得到很好的研究，但使用冷暗物质等级聚类宇宙学（CDMHCC）是神秘的。SQ中星系之间的异常红移z =（0.0027，0.019，0.022，0.022，0.022）;将其简化为三重奏，其中有两个来自CDMHCC的极不可能的入侵者，或者支持Arp（1973）的假设，即其红移可能是内在的。Gibson 1996-2000的流体引力理论（HGT）提供了一个替代方案，其中超星系团、星系团和星系都起源于超粘性等离子体时期的宇宙膨胀和引力碎裂（之后气体凝结为10^{24} kg的雾粒子，亚稳态10^{36} kg的暗物质团块）。根据这种流体力学宇宙学，SQ星系最近轻轻地分离，并精确地保持在一条视线上，这是因为它们的粘性，粘性引力，开始允许的小横向速度。恒星和气体桥和HST观察到的球状星团（YGC）的痕迹被触发，因为SQ星系通过彼此的冻结重子暗物质晕的暗原球状星团（PGC）团块的行星质量的原始雾粒子（PFP）分离。角星系团和明亮星系之间的不协调的红移（来自CDMHCC）同样可以用HGT来解释。
2003-04-06 astro-ph
A High Resolution Mosaic of Molecular Gas in Stephan's Quintet
我们提出了高分辨率的CO J=1-0的观测分子气体的希克森紧凑群斯蒂芬的五重奏（HCG 92）。我们的观测包括多个指向和马赛克，覆盖了所有检测到CO和恒星形成的区域。在以最东边的潮汐尾为中心的100“视场内，我们检测到三个可能在我们的分辨率为8”时部分解决的发射团块;其中两个是以前在该地区的ISM研究中没有看到的新检测。其中两个团块位于光学潮汐尾部，而第三个团块位于东南部，与一个大的HI特征重合，但不对应于其他波长的任何特征。我们还试探性地检测到CO排放的恒星形成地区的“老尾巴”对应于最近的恒星形成活动，在最近的UV和H $α$观测。对致密星系群其余部分的观测没有显示出探测结果，尽管用单碟望远镜探测到了强烈的发射，这表明CO发射来自一个弥散的分子气体云，或者来自至少三个分离的团块，其分离度大于约3 kpc。
2005-08-03 astro-ph
Powerful High Velocity-Dispersion Molecular Hydrogen Associated with an Intergalactic Shock Wave in Stephan's Quintet
我们提出了强烈的中红外发射线的分子氢的明显的高速色散（~870公里/秒）的发现起源于一个群的冲击波在斯蒂芬的五重奏。这些斯皮策太空望远镜的观测揭示了分子氢的发射线，其他的很少。这是首次在河外天体中观测到几乎纯的H_2谱线。由于没有PAH特征和非常低激发电离气体示踪剂，光谱类似于在银河系超新星遗迹中看到的冲击气体，但规模很大。分子辐射沿着X射线激波前沿延伸超过24 kpc，但其表面亮度是软X射线的10倍，约为红外连续谱表面亮度的三分之一。我们认为，H_2的强烈辐射是由高速入侵星系与星系团中的气体细丝碰撞产生的激波产生的。我们的观测结果表明，星系尺度的激波和强宽的H_2发射线之间有着密切的联系，就像在超铝红外星系光谱中看到的那样，星系盘之间的高速碰撞是常见的。
2006-02-25 astro-ph
HI Observations of the Stephan's Quintet
利用VLA，我们对致密星系群Stephan's Quintet方向的中性氢进行了谱线和连续谱观测。利用C、CS和D阵列对5600 ~ 6600 km/s的高速星云、800 km/s的前景星系NGC 7320盘、中心附近扩展的连续谱脊和周围3个微弱的类矮星星系进行了成像。确认了先前探测到的四个HI云。两个最大的HI特征与向东延伸的独立的大潮汐尾相一致，并主要集中在这些大潮汐尾上。最分散的四个云被分解成两个团块，一个与NGC 7318 a南部的潮汐特征相一致，另一个没有任何可检测的恒星或Halfa源。这两个致密的云，沿着同一视线，在明亮的红外线和明亮的Halfa源有峰值发射，可能表明恒星形成活动。在高红移处检测到的HI总量约为10** 10 Msol。与之前的HI研究一样，在任何高红移星系的位置都没有测量到可检测的发射，因此任何仍然束缚在其盘上的HI都必须小于2.4 x 10** 7 Msol。
2002-01-28 astro-ph
A Multiwavelength Study of Stephan's Quintet
斯蒂芬五重奏（SQ）是一个紧凑的群体，我们发现在一个非典型的时刻，当一个高速入侵者是通过它。入侵是特别有趣的，因为以前的入侵者剥夺了大部分的气体从集团成员。这个碎片场在与新入侵者的持续碰撞中受到了冲击。这种演化历史与观测结果吻合得很好，并解释了一个强相互作用的系统如何能够显示出低水平的恒星形成。我们提出了新的多波长数据，包括以前未发表的ROSAT X射线，Ha干涉滤波器/FP，ISO MIR/FIR和无线电线和连续图像。这些观察结果和以前发表的数据提供了新的见解，并支持了以前的一些假设。1)FP和HI速度使我们能够明确区分与SQ和新的入侵者相关的气体。2)大多数检测到的发射区域被发现在剩余的ISM的NI，这使我们能够推断其大小和目前的物理状态。3)与SQ剥离ISM相关的少数发射区包括最佳候选潮汐矮星系。4)多波长的数据表明，强烈的MIR/FIR发射从NGC 7319的Seyfert 2核来自直接加热的尘埃的幂律连续，而不是一个星暴。5)扩展X射线/射电连续谱/禁戒光辐射之间的对应关系证实了SQ中大尺度激波的存在。
2001-11-07 astro-ph
New Observations of Extra-Disk Molecular Gas in Interacting Galaxy Systems, Including a Two-Component System in Stephan's Quintet
我们提出了新的CO（1 - 0）观测的11个河外星系的尾巴和桥梁在9个相互作用的星系系统，几乎增加了一倍的灵敏的CO测量等功能的数量。这11个特征中有8个在CO到非常低的CO/HI限值中未被检测到，最极端的情况是NGC 7714/5桥。该桥包含发光的H II区，并且具有非常高的HI柱密度（在55”CO束中为1.6 × 10^21 cm^-2），但在均方根T（R）* = 2.4 mK的CO束中未被探测到。HI柱密度高于太阳金属性气体的标准H2和CO自屏蔽极限，表明这座桥中的气体是贫金属的，并且与银河值相比具有增强的N（H2）/I（CO）比。在我们的样本中，只有一个11个特征被明确地检测到在CO，一个明亮的高密度脂蛋白丰富的恒星形成区域附近的光学尾巴在紧凑的斯蒂芬五重奏组。我们在这一特征中以两个相距甚远的速度探测到CO，分别为~6000 km/s和~6700 km/s。这两种组分都具有HI和H-alpha对应物。这些速度与星系群中星系的速度相对应，表明这种气体是从星系群中的两个星系中移除的物质。CO/HI/H-alpha的比率，这两个组件是类似的螺旋星系的全球价值。
2000-11-03 astro-ph
Stephan's Quintet: The X-ray Anatomy of a Multiple Galaxy Collision
钱德拉观测的紧凑星系群被称为斯蒂芬的五重星系（SQ）。用ROSAT HRI发现的主要形态特征现在以更高的分辨率和S/N成像。大尺度激波（1.5 '，如果在85 Mpc时约为40 kpc）被分解成一个窄的NS特征，嵌入更广泛的扩散发射（D>= 3'）中。NS结构有些杂乱，在W侧更明显地有界，并且仅在软带（能量低于~ 2keV）中突出。它的观测特性最好解释为NGC 7318 b，一个“新的入侵者”，和SQ中的星系际介质之间的高速相遇所产生的冲击。高速入侵者附近的激波条件表明，弓形激波正在传播到预先存在的HI云中，并将气体加热到约0.5 keV的温度。除非我们假定是斜激波，否则激波中的低温是个问题.其中一个成员NGC 7319拥有一个塞弗特2核，内禀光度Lx=10^43 erg/s，嵌入在一个半径为10“的更弥散的辐射区域中。核谱可以用这类源典型的强吸收幂律来模拟。检测到几个额外的紧凑源，包括前景NGC 7320中的三个。其中一些非常明亮，可能与在附近星系中发现的超亮X射线源有关。
2003-02-28 astro-ph
Molecular gas in the intergalactic medium of Stephan's Quintet
斯蒂芬五重星系（SQ）是一个希克森致密星系群，以其复杂的动力学和恒星形成历史以及丰富的星系际介质（IGM）而闻名。为了研究星系际分子气体的范围、起源和命运及其与星系外恒星和潮汐矮星系（Tidal Dwarf Galeries，TDGs）形成的关系，我们用IRAM 30 m天线对SQ星系际分子气体的几个区域进行了CO的测绘。在两个恒星形成区（SQ A和B），位于非常不同的环境中，我们检测到异常大量的分子气体（分别为$3.1 \times 10^9$ \msun和$7 \times 10^8$ \msun），覆盖了一个扩展的区域（在15和25 kpc之间）。在这两个区域中，CO云具有不同的性质，并且可能具有不同的性质。SQ A的积分CO谱线特别地比SQ B宽得多。它的CO光谱显示出两个速度（6000和6700 \kms）的发射，与两条HI线重合，在6000 \kms处的较强发射在星爆区域非常平滑地分布，没有明显的峰值。在SQ B中，CO发射与恒星形成的示踪物（\halpha、近红外15 $μ$ m和射电连续谱）的发射相一致。CO峰靠近HI峰，朝向陡峭的HI梯度。这表明分子气体正在原位形成，随后发生恒星形成。位于SQ B的恒星形成区是SQ中最像TDG的天体。
2002-10-01 astro-ph
A Chandra X-ray view of Stephan's Quintet: Shocks and Star-formation
我们使用一个深钱德拉观测检查的结构的紧凑的星系群斯蒂芬的五重星系的热群内介质。这个星系群被认为正在经历一个强烈的动力学相互作用，因为一个闯入者NGC 7318 b以约850 km/s的速度穿过星系群的核心。一个明亮的X射线脊和无线电连续辐射被解释为冲击加热的结果，并得到其他波长观测的支持。我们发现，在这个脊的气体有一个类似的温度（~0.6千电子伏）和丰度（~0.3太阳）周围的扩散发射，和硬发射组件是一致的预期从高质量的X射线双星与恒星形成的脊。脊中气体的冷却速率与目前的恒星形成速率一致，表明辐射冷却正在推动观察到的恒星形成。高温气体成分的缺乏被用来放置约束的相互作用和冲击的性质，我们发现，一个倾斜的冲击加热预先存在的灯丝HI可能是最有可能的解释的X射线气体的脊。脊中的热气体质量仅占该组热气体总质量的2%，与预测相比，这大致等于观测到的HI质量的不足。热气体成分太长了，不可能被当前的相互作用加热，这强烈表明它必须在以前的动力学遭遇中被加热。
2009-06-22 astro-ph
Molecular and ionized gas in the tidal tail in Stephan's Quintet
我们已经映射的IRAM干涉仪在高原德布雷（PdBI）的12 CO排放朝向星系际恒星形成区域位于潮汐尾源于NGC 7319，在斯蒂芬的五重奏紧凑的星系群。用IRAM 30 m望远镜观测了同一区域的~（13）CO发射，用Calar Alto 3.5 m望远镜观测了该区域多个HII区的光谱。我们恢复了约50%的CO（1-0）的总排放量的干涉仪，已被早期测量与单碟观测。我们发现两个主要领域的CO排放：（i）一个细长的区域对该地区被称为SQ B的潮汐矮星系目前可能正在形成（ii）一个勉强解决的地区在尖端的光学tidal arm. Both区域遵循可见的尘埃带在HST图像和CO峰值空间上完全一致的最大值的H α线的排放。在SQ B中，CO、Halpha和HI组分之间还有非常好的运动学一致性。我们从这些巧合中得出结论，在该地区发现的大量气体物质与光学潮汐尾有物理联系，因此星系际原子氢是从NGC 7319中排出的。此外，相对较高的氧丰度（约太阳）估计从光谱的HII区域意味着气体供给恒星形成起源于母星系的内部区域。在SQ B中，我们从不同的示踪剂中得出恒星形成率为0.5 \msun /年。推断的分子气体消耗时间为0.5 Gyr，位于螺旋星系和星暴星系的数值范围内。另一方面，12 CO/13 CO>25的比值比在旋涡星系盘中发现的值要高得多。12 CO气体的相对低的不透明度是最可能的原因。
2004-07-22 astro-ph
Abundant molecular gas in the intergalactic medium of Stephan's Quintet
斯蒂芬五重星系（SQ）是一个由至少四个相互作用的星系组成的系统，以其复杂的动力学和恒星形成历史而闻名。它拥有丰富的星系际介质（IGM），其中氢云，原子和分子，与两个恒星爆发有关为了研究星系际分子气体的范围、起源和命运及其与星系外恒星和潮汐矮星系（Tidal Dwarf Galeries，TDGs）形成的关系，我们用IRAM 30米天线将一氧化碳（CO）映射到SQ中IGM的几个区域。在SQA和SQB中，我们都探测到了异常大量的分子气体（分别是10^9毫太阳的3.1倍和10^8毫太阳的7倍）。相比之下，没有显着的CO检测实现对NGC 7318 a/b南部的HII区域，尽管他们的高H α光度。分子气体在SQ A和SQ B中非常广泛，面积在15和25 kpc之间。CO云似乎具有不同的性质，可能具有不同的性质。SQ A的积分CO谱线特别地比SQ B宽得多。它的CO光谱显示了两个速度（6000和6700 km s^{-1}）的发射，这两个速度与两条HI线相一致。然而，在6000 km s^{-1}处的最强辐射在空间上与HI辐射有偏移，位于星暴区东南的脊上。在SQ B的CO排放与恒星形成的示踪剂（halpha，15 μ m和无线电连续）相吻合。CO峰略微偏离HI峰，朝向陡峭的HI梯度。这表明分子气体正在原位形成，可能在压缩HI的区域，随后形成恒星。位于SQ B的恒星形成区是SQ中最像TDG的天体…
2002-08-28 astro-ph
UV emission and Star Formation in Stephan's Quintet
我们目前的第一个银河紫外图像的著名的相互作用的星系群，斯蒂芬的五重奏（SQ）。我们检测到整个群体广泛的紫外线辐射。然而，在UV结构和光学、Hα或HI中的发射之间没有一致的一致性。除了前景星系NGC 7320（Sd），大部分的紫外辐射都出现在与星系群中的两个旋涡星系NGC 7319和NGC 7318 b以及星系群内的中等星爆SQ-A有关的区域。通过对消光校正后的紫外数据进行分析，研究了SQ的整体恒星形成活动。结果表明，SQ的总恒星形成率（SFR）为6.69 ± 0.65 M_ \sun /yr。其中1.34 ± 0.16Msun/yr是SQ-A的贡献。这与由SQ-A消光校正的Hα光度计算的结果非常一致。与NGC 7319有关的区域的SFR为1.98 ± 0.58 M_ \sun /yr，其中68%来自盘的贡献。“年轻尾巴”的贡献只有15%。在紫外区，“年轻的尾巴”更长（~100 kpc），并显示出环状结构，包括光学尾巴，最近在Hα中发现的河外HII区，以及首次发现的其他紫外发射区。“老尾”的紫外和光学颜色与年龄为t ~10^{8.5+-0.4} yr的单个恒星星族一致，与NGC 7318 b相关的紫外辐射存在于一个非常大的（~80 kpc）盘中，净SFR为3.37+-0.25 M_sun/yr。几个大的紫外发射区在距核30 - 40 kpc处。虽然NGC 7319和NGC 7318 …
2004-11-12 astro-ph
The Discovery of a High Redshift X-ray Emitting QSO Very Close to the Nucleus of NGC 7319
钱德拉发现了一个强X射线源，距离斯蒂芬五重星系中的Sy2星系NGC 7319的核心只有8”。我们识别了光学对应物，并证明它是一个具有$z_e = 2.114$的类星体。它也是带有$L_x = 1.5 x 10^{40} erg sec^{-1}$的ULX。从星系（z = 0.022）中类星体和星际气体的光谱，我们表明类星体和气体很可能是相互作用的。
2004-09-09 astro-ph
From Nearby to High Redshift Compact Group of Galaxies
附近的紧致星系群（CG）是非常复杂系统，追踪它们的历史是一个挑战（例如Stephan的五重星系）。在CG中心经常出现峰值的漫射X射线发射的存在表明CG是束缚结构，它们显示出许多相互作用的迹象，但它们的寿命比它们的交叉时间长得多。希克森CG清楚地显示了从弱相互作用星系到合并系统的不同演化阶段。落入星系团的CG可以提供一种机制，在高红移（例如在A1367中）形成星系团。今天的CG的大规模版本可能是化石群的最佳候选先驱。CG能模拟高红移宇宙吗？这仍然是一个悬而未决的问题。事实上，它们的高密度和低速度分散应该引起高的相互作用速率和快速合并，CG仍然是长寿命的结构。另一方面，在高z宇宙中可能没有（或只有少数）孤立的CG。CGs可能是高z星系团的燃料，它们可能产生化石群和化石椭圆星系。高z的CG很难被检测到，并且仍然有待发现。解释遥远星系的运动学可能需要附近的星系样本，以从演化效应中解开光束拖尾（例如HCG 31）。光束拖尾效应可能会使塔利-费舍尔关系产生偏差（向较低的M/L偏移）。
2006-10-30 astro-ph
Evolution of proto-galaxy-clusters to their present form: theory and observations
根据流体引力动力学理论HGD，引力结构的形成开始于湍流大爆炸后的30，000年，通过分裂成超级团簇空洞和超级团簇。线性星系团和螺旋星系团中的原星系是等离子体时期在10^13 s退耦时出现的最小碎片，其湍流形态由等离子体湍流和野村尺度10^20 m决定，野村尺度10^20 m由引力、第一结构的10^12 s时间的电子密度和应变率以及等离子体的大光子粘性决定。脱钩后，气体原星系分裂成10^36公斤的原球状星团PGC团块，这些团块由10^25公斤的地球质量热气云组成，最终冻结形成原始雾粒子PFP暗物质行星。星系的旋转反映了大爆炸湍流混合的密度梯度和原超团空洞的音速膨胀。自旋轴出现在宇宙微波背景温度异常的低波数球谐分量、银河系和本星系群中的星系中，并且在类星体偏振矢量中延伸到4.5x10^25 m（1.5 Gpc），支持大爆炸湍流起源。气体原星系通过冻结的气体行星的摩擦过程粘在一起，就像PGCs在宇宙的13.7 Gyr年龄中一直处于亚稳定状态一样。PGC-摩擦的证据可以从本地星系群的哈勃图和希克森致密星系群的红移异常中推断出来，如斯蒂芬五重星系与斯隆数字巡天SDSS星系观测的比较。
2008-09-14 astro-ph
H2 Energetics in Galaxy-wide Shocks: Insights in Starburst Triggering and Galaxy Formation
斯皮策太空望远镜的观测结果令人惊讶地发现了一组不同的河外源，其红外光谱主要是由分子氢（H2）的线发射。恒星形成的典型迹象（如尘埃特征，电离气体线）的缺乏或相对薄弱表明存在大量的H2气体，没有（或很少）相关的恒星形成。我们使用Stephan的五重星系碰撞（SQ）定义一个物理框架来描述H2的形成和星系范围内的冲击排放。SQ观测表明，异常湍流的H2气体与热的X射线发射等离子体共存。激波的极端中红外H2辐射超过了X射线。这些观测结果为H2对星际介质冷却的贡献、分子气体与恒星形成的关系以及星系形成的能量学提供了新的视角。这些观测结果可以通过考虑激波在非均匀介质中运动来解释。他们认为，大部分的冲击能量被转移到散装动能的H2气体。激波后气体的湍流能量驱动不同气相的质量循环，其中H2由热/温气体形成。这种解释将H2发射置于更广泛的背景下，包括光学和X射线观测。我们建议，在云中的湍流是由一个缓慢的能量和动量转移的气体的体积运动，这种湍流能量的耗散反过来又是供电的H2排放。
2008-10-02 astro-ph
