Tidal debris in elliptical galaxies as tracers of mergers with disks
我们使用一组高分辨率的N-体模拟的二元星系合并表明，周围的一大部分附近，大规模的椭圆形领域看到的潮汐功能的形态，不能复制等质量无耗散合并，而是，他们很好地解释了吸积盘为主的星系。特别是，所观察到的潮汐碎片的手臂和loolike形态只能产生的吸积星系的磁盘组件的运动学冷材料。由这种“冷吸积”事件产生的潮汐特征在大质量椭圆上的可见时间比椭圆-椭圆合并产生的特征要长得多（大约1-2 Gyr对数亿年）。吸积椭圆体和吸积盘之间的质量比约为1：10，足以与所观测到的碎片的亮度相匹配。此外，恒星星族合成模型和简单的数量级计算表明，这种较小的冷吸积事件中产生的潮汐特征的颜色相对红色，与观测结果一致。解释潮汐碎片的存在，亮度，结构和颜色特性的小冷吸积事件只导致适度的质量和光度增加的吸积大规模椭圆。这些结果，再加上相对统计频率的磁盘和膨胀为主的星系在现场，表明大规模的椭圆形组装大部分的质量之前，他们的潮汐碎片的形式，通过吸积相对较少，运动学冷的材料，而不是在最近，dissipationless主要合并。
2008-08-20 astro-ph
Signatures of LCDM substructure in tidal debris
在过去的十年里，对银河系恒星组成部分的调查揭示了一些来自潮汐破裂的矮星系和球状星团的流。在LCDM宇宙学中对等级结构形成的模拟预测，像银河系这样的星系的暗物质晕包含数百个质量为10^8太阳质量或更大的暗物质晕，并且已经提出相干潮汐流的存在与预期的子结构丰度不相容。通过模拟自引力卫星在不同轨道上的分裂，研究了暗物质子结构对潮汐流的影响.我们发现，晕的形状和特定的轨道路径更强烈地决定了卫星的整体破坏程度比存在或不存在的子结构，即，由于子结构而引起的潮汐碎片大尺度特性的变化与来自平滑势中不同轨道的碎片的变化相比是很小的。子结构通常会导致天空投影中潮汐碎片的结块程度增加，并且在某些情况下会导致视线速度分布更加紧凑。子结构也导致不同的部分的碎片的位置相比，平滑晕模型的结果，这可能有重要的影响所观察到的潮汐流的解释。一个独特的签名的存在下的子结构的光环，这可能是检测到即将到来的调查被确定。然而，我们的结论是，子结构的预测水平是一致的相干潮汐流从矮星系的检测。
2008-03-25 astro-ph
NGC 3310 and Its Tidal Debris: Remnants of Galaxy Evolution
NGC 3310是一个局部星系，其强烈的恒星暴被认为是与伴星系合并的结果。它在主银盘周围的西北和南部地区有几个已知的潮汐特征，以及一个封闭的潮汐环，从银盘的东侧出现，并在北部重新加入。这个环似乎与NGC3310周围的其他壳层不同，并且是第一个在星暴星系中发现的此类环。在这项工作中，我们提出UBVR测光暗淡的表面亮度水平的碎片网络，我们探索各种策略建模NGC 3310的光盘，并减去其贡献，从每个区域的碎片。然后，我们将这些光度结果与GALEV光谱合成模型进行比较，并从入侵星系中找到可能的物质，这表明最近几个小星系的吸积正在推动NGC 3310的演化。
2006-07-05 astro-ph
Observational Signature of Tidal Disruption of a Star by a Massive Black Hole
我们已经模拟了从非轴对称磁盘和碎片尾巴的太阳型恒星的潮汐破坏的百万太阳质量的黑洞的巴尔末α发射的时变配置文件。利用三维相对论光滑粒子流体动力学程序模拟了两次潮汐破裂事件，描述了前50-90天碎片的早期演化。我们用光电离程序CLOUDY计算了碎片中的物理条件和辐射过程。我们模型的发射线配置文件后立即到黑洞的吸积率变得显着的时期。我们发现，在这些非常早期的postdisruption碎片的演变阶段的线轮廓不像双峰轮廓预期从一个旋转的磁盘，因为碎片还没有解决到这样一个稳定的结构。由于碎片分布不均匀和存在"潮汐尾“（返回的碎片流），线的轮廓很大程度上取决于尾相对于视线的方向。此外，预测的线轮廓在相当短的时间尺度上（小时到天的数量级）变化。考虑到黑洞的吸积率，我们还从碎片中模拟了巴尔末α光变曲线。
2005-05-13 astro-ph
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
Lyman Alpha Absorption and Tidal Debris
这表明，在类星体的光谱中看到的低柱密度吸收功能的一个显着的部分产生的压力局限的潮汐碎片，这是建立在小团体和星系团在哈勃时间。我们发现，在星系群的潮汐尾的空间密度和横截面足够大，它们可以构成一个主要的来源，低红移的Ly $α$吸收功能，与星系。我们星系10 Mpc以内的星系群的空间密度为2.4 $\times 10^{-3}$ Mpc $^{-3}$，这接近于对Ly $α$吸收体计算的$\sim 6 \times 10^{-3}$ Mpc $^{-3}$空间密度，假设它们的半径为1 Mpc。对Ly $α$吸收体性质的其他观测约束，如它们的速度色散、相关性质、尺寸和丰度，都与这一假设相一致。
1993-11-25 astro-ph
Observational Signature of Tidal Disruption of a Star by a Massive Black Hole
我们已经模拟了来自非轴对称盘和碎片尾部的H α发射线的时变轮廓，这些非轴对称盘和碎片尾部是由百万太阳质量的黑洞在太阳型恒星的潮汐破裂中产生的。我们发现，在这些非常早期阶段的分裂后碎片的演变的线轮廓不像双峰轮廓预期从旋转盘，因为碎片尚未解决到这样一个稳定的结构。预测的谱线轮廓在相当短的时间尺度上变化（数小时到数天的量级）。由于碎片分布不均匀和存在"潮汐尾“（返回的碎片流），线的轮廓很大程度上取决于尾相对于视线的方向。鉴于照明的紫外线/X射线光曲线，我们还从碎片的Halpha光曲线模型。
2004-04-12 astro-ph
Tidal Disruption of a Star By a Black Hole : Observational Signature
我们已经模拟了来自非轴对称盘和碎片尾部的H α发射线的时变轮廓，这些非轴对称盘和碎片尾部是由百万太阳质量的黑洞在太阳型恒星的潮汐破裂中产生的。利用三维相对论性光滑粒子流体动力学代码进行了两次潮汐破裂事件模拟，以描述碎片在前50至90天的早期演变。我们用光电离程序CLOUDY计算了碎片中的物理条件和辐射过程。我们对黑洞吸积率变得显着后立即期间的发射线轮廓进行了建模。我们发现，在这些非常早期阶段的分裂后碎片的演变的线轮廓不像双峰轮廓预期从旋转盘，因为碎片尚未解决到这样一个稳定的结构。由于碎片分布不均匀和存在"潮汐尾“（返回的碎片流），线的轮廓很大程度上取决于尾相对于视线的方向。此外，预测的线轮廓在相当短的时间尺度上（小时到天的数量级）变化。鉴于吸积率到黑洞，我们还模拟了从碎片和演变的Halalpha线轮廓的Halalpha光变曲线的时间。
2004-04-13 astro-ph
Kinematics of Planetary Nebulae in M51's Tidal Debris
本文报道了对著名的相互作用系统NGC 5194/95（M51）潮汐特征中的行星状星云（PNe）的径向速度观测结果。我们发现明确的运动学证据表明，M51的西北潮汐碎片由两个离散的结构重叠的投影- NGC 5195自己的潮汐尾，和扩散的材料剥离NGC 5194。我们将这些运动学数据与M51系统的一个新的数值模拟进行比较，并表明这些数据与经典的“单粒子”模型相一致，该模型具有抛物线卫星轨道和2：1的质量比。我们还评论了两个不寻常的对象的光谱：一个高速PN可能与NGC 5194的晕，和一个可能的interloping高红移星系。
2002-09-05 astro-ph
Microlensing of tidal debris on the Magellanic great circle
越来越多的证据表明，星系晕是kpc尺度的光晕，这是由于至少有十几个小星系（LMC/SMC，Sgr，天炉座等）的吸积造成的。在这种明亮结构中的暗星可以显著地微反射背景星，其光学深度为$10^{-7}-10^{-6}$，与大麦哲伦星云的观测值相当（Alcock et al. 1996 c）。观测到的几个朝向大麦哲伦星系的微透镜事件可以用位于麦哲伦平面的潮汐碎片尾来解释，如果麦哲伦云和流以及麦哲伦平面中其他卫星星系的祖先的质量大约是大麦哲伦星系盘的两倍。大麦哲伦星云的恒星既可以被大麦哲伦星云后面的碎片尾中的恒星所透镜化，也可以被大麦哲伦星云前面的碎片尾部分中的恒星所透镜化。该模型是一致的基本粒子占主导地位的星系晕没有大规模的紧凑晕对象（MACHO）。它们也不同于Sahu（1994）的LMC自透镜模型，预测了更高的光学深度和事件率，以及更少的事件集中在LMC中心。
1997-08-14 astro-ph
Star formation losses due to tidal debris in `hierarchical' galaxy formation
暗物质晕的自下而上的分层形成并不像Press-Schechter形式主义中隐含的那样单调：物质可以被喷射到潮汐尾、壳层或低密度“大气”中。在这里使用ArFus N-体加半分析星系建模软件研究了在这些潮汐“碎片”中可能截断的恒星形成对观测星系统计数据的影响。恒星损失的上限和下限暗示一组给定的N体模拟输出数据可以通过选择连续N体模拟输出时间之间的晕合并/身份标准进行研究。一个中位数合并/身份标准的定义和用于推断可能的恒星形成和恒星星族损失的上限估计。定义了一个最大的后继合并/身份准则来推导出一个最小化恒星损失的估计。在所研究的N体模拟中，碎片损失是短期和暂时的;最大损失约为16%。恒星形成和光度函数的诱导损失在低光度星系和中等红移（1 < z < 3）时最强（损失10%-30%）。这个可能损失的上限小于目前观测的不确定性。因此，Press-Schechter基于星系形成模型是近似有效的，尽管忽略了碎片的损失，提供矮星系的统计数据没有在研究中。
2001-05-09 astro-ph
Tidal Debris posing as Dark Galaxies
在潮汐碰撞过程中被送入星系际介质的碎片可以告诉我们星系的几个基本性质，特别是它们丢失的质量，无论是宇宙学上的暗物质还是所谓的丢失重子。在星系团中常见的高速碰撞能够产生微弱的潮汐碎片，这些碎片可能会出现无恒星的自由漂浮的HI云。这些可能会被误认为是暗星系，一种假定的气态，暗物质占主导地位，由于某种原因从未形成恒星的物体。室女座HI 21是迄今为止在HI调查中发现的最壮观和最受讨论的暗星系候选者。我们在这里表明，它最有可能是由7.5亿年前从附近的螺旋星系NGC 4254中喷出的物质组成的，当时它正以大约1000公里/秒的速度飞行-被一个巨大的入侵者。我们的碰撞数值模型能够再现该系统的主要特征：特别是没有恒星，以及其显著的速度梯度。最初归因于气体在大质量暗物质晕中旋转，我们发现它与简单的流动运动加上投影效应的组合一致（Duc & Bournaud，2007）。我们讨论了在暗星系候选者中识别潮汐起源的几种方法，并使用室女座的另一个HI系统VCC 2062来说明该方法，该系统最有可能是潮汐矮星系（Duc等人，2007年）。现在，虽然潮汐碎片不应该包含任何来自其母星系晕的暗物质，但它可能以暗重子的形式表现出丢失的质量，这是经典观测无法解释的，正如最近在NGC 5291的碰撞环中发现的那样（Bournaud et al.，2007年），并可能在TDG VCC 2062。这些“失落的重子”最初一定…
2007-07-26 astro-ph
A Multi-band Photometric Study of Tidal Debris in A Compact Group of Galaxies: Seyfert's Sextet
为了研究致密星系群Seyfert Sextet东北方向的潮汐碎片特征，我们分析了多波段的（U、B、V、VR、R、I、J、H和K '）光度成像数据，并获得以下结果：1）每个波段中塞弗特六重奏（TDSS）中的潮汐碎片的径向表面亮度分布似乎很好地近似于指数分布。2)观测到的TDSS的B-V色与附近星系团中的矮椭圆星系相似。3)通过比较TDSS的光谱能量分布与理论光度演化模型和HCG 79 b外围恒星的光谱能量分布，发现TDSS的光谱能量分布与一个具有太阳金属丰度的$\sim$ 10 Gr年龄的恒星星族相当，与HCG 79 b外围的恒星星族相似.这表明TDSS由可能通过强烈的星系相互作用从HCG 79 b中解放出来的恒星组成，而不是以前认为的预先存在的矮星系。
2002-01-11 astro-ph
A Solar Neighborhood Search for Tidal Debris from Omega Centauri's Hypothetical Parent Galaxy
最近的恒星星族和化学丰度的研究指出，一个增积的起源欧米茄岑。在这种情况下，并考虑到逆行，小尺寸的轨道的欧米茄Cen，我们寻找一个运动学签名位假设的母星系在太阳附近。我们分析了迄今为止大量的贫金属恒星样本（Beers et al. 2000），发现在金属丰度范围-2.0 < [Fe/H] <=-1.5时，可以识别出一个与内晕特征不同的逆行特征，并且类似于ω Cen的轨道。
2001-12-14 astro-ph
Mapping the Galactic Halo. V. Sgr dSph Tidal Debris 60 degrees from the Main Body
作为Spaghetti Project Survey（SPS）的一部分，我们发现了一个巨大的恒星浓度远高于光滑晕模型的预期。这一浓度的位置（l~350，b~50）和距离（~50千秒差距）与SDSS检测到的北方超密度相匹配（Yanny等人，2000年; Ivezic等人，2000年）。我们在相同方向上发现了~80 kpc结构的额外证据。我们目前的径向速度为许多这些恒星，包括第一次发表的结果从6.5米麦哲伦望远镜。这些结构中恒星的径向速度与Sgr矮星潮汐碎片的动力学演化模型非常一致，其中心距离60度。这些恒星流中恒星的金属丰度低于Sgr矮星的主体，这可能表明在破裂之前存在径向金属丰度梯度。
2001-05-30 astro-ph
Lyman Alpha Absorption and Tidal Debris
宇宙结构的起源和演化是当今天文学家面临的主要问题之一。对类星体光谱中Lyalpha吸收体的理解是该计划的一个重要部分，因为这种吸收体可以追溯到非常高的红移。它们的存在本身就限制了星系际介质的物理状态。Lyalpha吸收体在低红移的发现使我们能够第一次估计低红移Lyalpha吸收体的比例是（i）随机分布，（ii）像星系一样分布，但与发光物体没有物理联系，（iii）实际上是发光星系晕的一部分，或（iv）星系群内的潮汐尾。从视线到类星体3C273的结果表明，大多数吸收体与星系无关，但有一个重要的子集。与星系有关的吸收体可能产生于环绕正常旋涡星系的巨大气体盘中，也可能是束缚在小星系群中的潮汐物质
1994-09-29 astro-ph
The extended tails of Palomar 5: A ten degree arc of globular cluster tidal debris
利用斯隆数字巡天（SDSS）的宽视场测光数据，我们最近发现银河系球状星团帕洛玛5号正处于潮汐扰动的过程中。它的潮汐尾最初是在沿着天赤道的2.5度宽的带中被发现的。对SDSS数据进行的一项新的分析显示，1005的尾部具有更大的空间范围，可以在天空中的10度弧上追踪，对应于距离星团4kpc的投影长度。在尾部发现的前星团恒星的数量加起来大约是星团中恒星数量的1.2倍。尾部恒星表面密度的径向分布近似遵循幂律r ^gamma，其中-1.5 <gamma <-1.2。来自1955的碎片流是明显弯曲的，这表明它被银河系的势能加速了。该星团目前在远心附近，但在银河系内部多次经历了磁盘交叉，导致强烈的潮汐冲击。我们的研究结果表明，所观察到的碎片主要来自质量损失的最后2个陀螺仪。这个星团很可能在下一次磁盘穿越后被摧毁，这将在大约1亿年后发生。（节略）
2003-07-25 astro-ph
Substructure and Tidal Debris in Local Galaxies: Models and Observations
现代宇宙学模型的一个普遍预测是，大星系在过去的某个时刻应该经历过许多次与较小星系的合并。这种碰撞产生的碎片将在附近星系的恒星晕中留下空间上不同的子结构，在最终合并后的几个轨道周期内可以检测到。在银河系的情况下，来自RAVE等调查和GAIA等卫星任务的运动学数据将使我们能够探测更多的合并历史，并将恒星晕的性质与当地矮星系的性质联系起来。为了估计这些计划可能会发现什么，我们回顾了目前在附近星系中对小合并的观测，并将其与星系形成的半分析模型的预测进行了比较。
2004-11-18 astro-ph
A 2MASS All-Sky View of the Sagittarius Dwarf Galaxy: IV. Modeling the Sagittarius Tidal Tails
从2微米全天巡天（2 MASS）恢复的M巨星最近被用来绘制人马座（Sgr）矮球状星系潮汐碎片的位置和速度分布图。我们将这个数据集与在各种刚性银河系势中运行的试验粒子轨道和卫星毁灭的N体模拟进行了比较，发现银河系在其中心50 kpc范围内的质量应该是3.8-5.6 × 10^11 Msun，这样任何Sgr轨道才能同时拟合Sgr拖尾碎片的速度梯度和Sgr前导碎片的远心。轨道极岁差的年轻的碎片和领先的碎片速度在相应的地区，老年人的碎片提供了相互矛盾的证据，分别有利于扁圆/长星系晕潜力，使我们得出结论，在过去的几个Gyr的轨道Sgr已经演变。根据潮汐流的速度色散和宽度，我们估计Sgr当前的束缚质量为M_Sgr = 2 - 5 x 10^8 Msun，与银河势的形式无关;这对应于Sgr核心的质光比（M/L）_Sgr = 14 - 36（M/L）_Sun的范围。模型的质量在这个范围内最适合的远心领先的Sgr潮汐碎片时，他们的轨道与径向周期约0.85 Gyr和有periGalactica和apoGalactica分别约15千秒差距和60千秒差距。这些距离将与到Sgr矮星的假定距离和银河系势的假定深度成比例。在这些模型中，碎片沿轨道的密度分布与M巨星的观测结果一致，在M巨星明显存在的所有轨道阶段，碎片都比Sgr M巨星的典型年龄年轻（即最近从卫星上丢失）。
2004-10-10 astro-ph
Formation of Molecular Gas in the debris of violent Galaxy Interactions
在星系之间的许多引力相互作用中，从一个或两个前体星系中撕裂出来的气体和恒星可以收集在“潮汐尾”中。恒星的形成在这些区域重新开始，产生“潮汐矮星系”，通过相互作用的明确时间尺度，让我们深入了解星系形成的过程。但是追踪恒星形成过程被证明是困难的：拥有年轻恒星的潮汐矮星系没有证据表明新恒星形成的分子气体。在这里，我们报告的发现分子气体（一氧化碳排放）在两个潮汐矮星系。在这两种情况下，分子气体的峰值与氢原子密度的最大值相同，这与大多数富含气体的星系不同。我们由此推断，分子气体是由HI形成的，而不是从相互作用的星系中以分子形式撕裂出来的。潮汐矮星系中的恒星形成过程似乎与我们这样的正常螺旋星系相似。
2000-02-08 astro-ph
Maximum Likelihood Fitting of Tidal Streams With Application to the Sagittarius Dwarf Tidal Tails
我们提出了一个极大似然方法来确定潮汐碎片和银河系椭球体的空间特性。用这种方法，我们的特点人马座碎片使用的颜色的蓝色F关闭星在SDSS条纹82。残骸位于（alpha，delta，R）=（31.37度+/- 0.26度，0.0度，29.22 +/- 0.20 kpc），具有由单位矢量< -0.991 +/- 0.007 kpc，0.042 +/- 0.033 kpc，0.127 +/- 0.046 kpc >给出的（空间）方向，在银河系中心笛卡尔坐标系中，半高宽= 6.74 +/- 0.06 kpc。这条2.5度宽的条纹包含的F关闭恒星数量是目前人马座矮星系的0.9%。在小的空间范围内，碎片被建模为一个圆柱体，其密度随着与轴的距离而呈高斯分布，而球体的平滑部分则采用Hernquist轮廓建模。我们假设F关闭星的绝对星等分布为高斯分布，这是对以前的方法，固定在Mg 0 = 4.2的绝对星等的改进。通过模拟SDSS stripe 82数据的F turnoff星，验证了该算法的有效性和正确性，结果表明，该算法比以往的研究具有更高的精度。我们的算法可以应用于恒星数据分为两个目录：一个适合流密度轮廓和一个与椭球体的特性。这使我们能够有效地分离潮汐碎片的球体人口，既有利于潮流动力学的研究，并提供了一个测试是否存在一个光滑的球体人口。
2008-09-17 astro-ph
The Ghosts of Galaxies: Tidal Debris in Clusters
丰富星系团中的引力相互作用可以从星系的外部剥离物质，甚至完全破坏整个系统，从而产生大规模，低表面亮度的幽灵般的特征，延伸到星系际空间。附近的后发座和半人马座星系团都有星系幽灵的惊人例子，以100 kpc长的星系间碎片羽流的形式存在。通过搜索HST档案图像，我们发现了许多其他的例子，星系鬼在丰富的集群在低红移，证据表明，星系的破坏和回收是无处不在的，重要的团簇形成和演化，并继续塑造集群在本时代。许多幽灵出现在X射线明亮的星系团中，可能表明与高能子星系团合并有关。这些物质的命运对星系团的演化有着重要的影响。我们新的HST WFPC 2 V & I图像的一部分半人马座羽流显示，它包含了多余的离散对象与-12 < M_v <-6，符合球状星团或较小的矮星系。这些潮汐释放的物质被直接回收到星团内的恒星、矮星系、球状星团和气体中，这些物质可能在很大程度上是由星团生命中的大量类似事件形成的。
2003-10-16 astro-ph
Gaseous Tidal Debris found in the NGC 3783 Group
我们已经对NGC 3783星系群周围的~5.5 x 5.5度区域进行了宽视场HI测绘，HI质量极限为~4 x 10^8 Msun。这些观测是利用帕克斯64米射电望远镜上的多波束系统进行的，这是银河系演化多波长研究的一部分。我们发现12 HI检测在我们的帕克斯数据，4个以上的HIPASS编目。我们发现了两个新的群成员，并发现了一个HI气体的孤立区域，其HI质量约为4 × 10^8 Msun，没有可见的相应光学对应物。我们讨论了这个HI区域是一个低表面亮度星系，原始气体，或潮汐碎片的残余的可能性。对于NGC 3783群，我们得到的平均后退速度为2903 km/s，速度色散为190 km/s。星系NGC 3783是离星系群亮度加权中心最近的星系，并且处于星系群的平均速度。从这个星系群的X射线和动力学状态来看，这个星系群似乎处于其演化的早期阶段。
2006-06-20 astro-ph
Exploring Halo Substructure with Giant Stars: A diffuse star cloud or tidal debris around the Milky Way in Triangulum-Andromeda
我们在这里报告发现了一个明显多余的2 M质量的巨星候选者，其去红0.85 < J-K_S < 1.2，至少在$100\degr < l < 150\degr$和$-20\degr > b > -40\degr$之间的相当大的天球区域，并且覆盖了三角座和仙女座的大部分星座。这种结构似乎并不优先分布在一个清晰的核心周围，而是位于数十千秒差距之外的一个纤细的，cluberous云状结构中。简化的自行图以及子样本的光谱显示这些多余的恒星是真正的巨星，而不是污染的矮星。径向速度测量表明，在这些M巨星的速度色散$σ< 17$ km s $^{-1}$的相干运动学结构的存在。我们的发现支持银河系周围存在相当分散的恒星结构，由于其无核和稀疏的分布，可能是潮汐流或一种新的卫星星系的一部分。
2004-05-21 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
Constraining the History of the Sagittarius Dwarf Galaxy Using Observations of its Tidal Debris
我们提出了一个比较半解析模型的相空间结构的潮汐碎片与观测的恒星与人马座矮星系（SGR）。我们发现，数据中的许多特征可以用这些模型来解释。距离Sgr中心10-15度的恒星的性质--特别是垂直于Sgr轨道的物质的方向（c.f. Alard 1996）和速度梯度的扭结（Ibata等人1997）-与最近一次约5000万年前的近着丝粒通过期间剥离的未结合材料的预期一致。Mateo，Olszewski & Morrison（1998）在~ b=-35处观察到的表面密度斜率的突变可以理解为标志着这种材料的终结。然而，超过这一点的探测不太可能代表尾随流光中的碎片，在前一次通过时从Sgr撕裂约0.7 Gyrs前，但更合理地解释为超过1 Gyrs前丢失的领先流光材料，并一直缠绕在银河系周围。Mauriski等人（1999年）报告的观察结果也支持这一假设。我们确定这些属性的轨道上的碎片模型是一致的，目前已知的位置和速度的银河系的潜力与晕组件，具有圆周速度v_circ=140-200公里/秒的Sgr。与数据最匹配的模型是：Sgr目前的质量约为10^9太阳质量，并且在最近的1 Gyr中围绕银河系运行，在此期间，它的质量减少了2-3倍，或者说光度减少了相当于星系晕总光度的10%。这些数字表明，Sgr是迅速破坏，不太可能生存超过几个臂间通道。
1999-06-28 astro-ph
Four New Stellar Debris Streams in the Galactic Halo
我们报告的检测四个新的恒星碎片流和一个新的矮星系候选人在斯隆数字巡天。其中三条流的距离在3到15千秒差距之间，在天空中的跨度在37到84度之间，非常狭窄，很可能是起源于现存或分裂的球状星团的潮汐流。第四条流要宽得多，距离大约45千秒差距，长度至少为53度，最有可能是来自矮星系的潮汐碎片。由于每条溪流都跨越多个星座，我们扩展了传统，并将它们命名为冥河、科塞托斯、忘川和冥河。在同样的距离，显然嵌入冥河流的是一个约1千秒差距的恒星集中，具有类似的颜色-星等分布，我们将其命名为牧夫座III。鉴于其非常低的表面密度，它的位置内流，其明显的干扰形态，我们认为，牧夫座III可能是冥河的祖先，并可能在潮汐溶解的最后阵痛。虽然目前的数据不允许强有力的限制，初步的轨道估计流不指向任何可能的祖先在已知的球状星团和矮星系。
2008-11-24 astro-ph
An HI Threshold for Star Cluster Formation in Tidal Debris
超级星团是在相互作用星系的中心区域发现的年轻、紧凑的星团。最近，他们也被报道优先形成在某些潮汐尾巴，但不是在其他人。本文利用21 cm HI图和哈勃空间望远镜宽视场行星照相机2拍摄的4对合并星系的8个潮汐尾区的图像，比较了千秒差距尺度HI分布与光学图像中发现的超级星团的位置。对于大多数尾部，我们发现随着投影HI柱密度的增加，超星团密度增加，当log N（HI）>= 20.6 cm^{-2}时，星团密度最高，但在较低的HI柱密度下，与背景计数率相等。然而，对于两个尾巴（NGC 4038/39 Pos A和NGC 3921），尽管存在高柱密度的气体，但没有显着的星团人口。这意味着N（HI）阈值是形成团簇形成的必要条件而不是充分条件。气体体积密度可能为团簇形成提供更直接的标准，并且诸如气体压力或遭遇强度的其他因素也可能具有影响。不同类型的恒星结构的形成所需的HI阈值的比较，等待更高的分辨率HI和光学观测大量的相互作用的星系。
2007-07-24 astro-ph
Mapping the Galactic Halo III. Simulated Observations of Tidal Streams
我们模拟了潮汐碎片在星系晕中的演化，以指导我们正在进行的调查，以确定通过卫星坠落吸积的晕质量的分数。与卫星碎片将在平滑分布上产生单一狭窄速度峰值的天真期望相反，存在许多不同的子结构特征，包括多个峰值和宽而不对称的速度分布。模拟观测结果表明，用100平方度的笔形波束勘测，很有可能探测到潮汐碎片的存在。在一个10^7 Msun的卫星贡献1%的发光晕质量的极限情况下，仅使用1平方度视场中100颗晕星的速度，检测概率是百分之几。检测概率的规模与吸积分数的晕和调查领域的数量。还有令人惊讶的是，除了在调查体积中花费的时间外，探测概率对自卫星被潮汐破坏以来的时间或对卫星的初始轨道的依赖性也很小。
2000-12-14 astro-ph
Hierarchical Phase Space Structure of Dark Matter Haloes: Tidal debris, Caustics, and Dark Matter annihilation
大部分质量含量的暗物质晕预计是在潮汐碎片的形式。碎片的密度不是恒定的，而是由于在轨道远心和近心处形成焦散而增加，或由于相位混合而衰减。在相空间中，碎片聚集在一个被暗物质的原始温度截断的层次中。了解这种相位结构对于解释许多天体物理观测，特别是暗物质探测实验具有重要意义。考虑到这一目的，我们开发了一个通用的理论框架来描述冷暗物质晕相空间的层次结构。我们不做任何假设球对称和/或光滑和连续的吸积。相反，在作用角空间中使用关联函数，我们可以完全解释分层结构（预测作用空间中的两点关联函数~（ΔJ）^{-1.6}），以及相空间的原始离散性。作为一个应用程序，我们估计提升的暗物质湮灭信号由于维里半径内的相空间的结构：由于层次潮汐碎片的提升是为了统一，而原始的相结构的离散性可以提高总湮灭信号的数量级。后者主要由超过维里半径的20%的区域，并且对于最近形成的具有最小程度的相混合的晕是最大的。
2008-11-10 astro-ph hep-ph
RR Lyrae Stars in the Halo: Tracers of Streams of Debris of Disrupted Galaxies
我们讨论的第一部分的调查RR天琴座变量的星系晕，正在与1米施密特望远镜在委内瑞拉国家天文台。到目前为止，这项调查已经在380平方米的土地上发现了497个变量。度，距离太阳4到60千秒差距。它已经检测到三个统计上显著的变量团块，这表明外晕没有平滑的密度轮廓。其中一个团块位于距离银河系中心50千秒差距处，它可能是人马座矮球状星系的潮汐碎片。第二个结构，在距离银河系中心17千秒差距处，似乎是由于球状星团星云5的潮汐破裂。第三个星系群，在19千秒差距，与任何已知的球状星团或矮星系无关。关于它的性质所知甚少，这与它是来自分裂星系的碎片是一致的。
2002-12-04 astro-ph
Visible and invisible molecular gas in collisional debris of galaxies
在一些相互作用星系的碰撞碎片中，分子气体已经被搜索并发现了出乎意料的大量：富含HI的潮汐尾，桥和碰撞环。到目前为止，它是通过对CO线的毫米观测而被观测到的，并在与氢原子密集凝聚有关的恒星形成区域或附近被探测到。冷H2的发现距离母星系（碰撞）大于50 kpc，而螺旋星系的外盘通常被认为是CO贫乏的，这对它的起源提出了质疑，并支持了坍缩HI云的本地生产假设。然而，最近的观测扩散CO组分沿潮汐碎片挑战了这一想法。最近的另一个难题是测量两个相互作用的系统和四个质量缺失的回收物体的碰撞碎片，而那里预计没有暗物质。一种有争议的解释是，这种看不见的成分是最初存在于螺旋盘中的冷的、“看不见的”分子气体。
2007-10-02 astro-ph
The Role of Accretion in Forming the Galactic Halo
如果银河系是通过较小的卫星星系的吸积而分层形成的，我们可能希望在晕的相空间分布中找到这种迹象。我回顾理论上的想法，这些签名应该采取什么形式，特别是集中在碎片的特点，从潮汐破坏的卫星小于大小的大麦云云和距离大于10千秒差距。在这种情况下，潮汐碎片可以在银河系的整个生命周期中保持在靠近卫星原始轨道的恒星流中，我们可以通过分析来了解其结构的演变。这种理解在观测中有许多应用，我将讨论几个例子：从碎片中重建一个长期死亡卫星的属性;通过潮汐外恒星的密度测量银河系卫星的质量损失率;以及使用潮汐流恒星运动的观测来测量银河系的质量和大小。
1998-10-26 astro-ph
Tracing out the northern stream of the Sagittarius dwarf galaxy with color- magnitude diagram techniques
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潮汐流等痕迹。我们在这里报告的检测两个新的潮汐碎片的北流人马座矮星系，基于宽视场，深色星等图的分析。这些探测提供了强有力的观测证据，证明人马座的剥离碎片从其中心延伸到60度，这表明这个星系的流完全包裹了银河系，几乎是极轨道。我们的负面探测也表明流是狭窄的，支持一个接近球形的银河系暗物质晕势。
2001-10-31 astro-ph
The Tidal Streams of Disrupting Subhaloes in Cosmological Dark Matter Haloes
（节略）我们提出了一个详细的分析的潮汐剥离材料的性质，从破坏子结构晕或subhaloes在一个样本的高分辨率宇宙学N体宿主晕，从星系到集群质量尺度。我们专注于设计的方法来恢复下沉质量和下沉偏心率的subhaloes从其潮汐剥离材料（即潮汐流）的属性。我们的分析表明，有一个最适合的碎片平面的流粒子的散射和祖先subhalo的落入质量之间的关系。这使我们能够从潮汐碎片在太空中的传播中重建坠落的质量。我们还发现，在径向速度的碎片材料（由位于主机中心的观察员测量）的传播与下沉偏心率的subhalo，这使我们能够重建其轨道参数。我们设计了一个自动化的方法来识别的领导和拖曳臂，可以，至少在原则上，适用于卫星星系的恒星流的观测。这种方法是基于物质在潮流中的能量分布。使用这种方法，我们表明，质量与领先的和落后的武器不同。虽然我们的分析表明，潮汐流可以用来恢复其祖subhaloes（因此卫星）的某些属性，我们没有发现主机晕属性和流属性之间的强相关性。这可能反映了流和主机之间的复杂关系，在宇宙学背景下，其特征是复杂的质量吸积历史，不对称的质量分布和丰富的子结构。[...]
2008-01-21 astro-ph
The Stellar Content of Galaxy Halos: A Comparison between LambdaCDM Models and Observations of M31
最近的观测表明，仙女座（M31）恒星晕的大部分区域都存在高表面亮度、富含金属的碎片。我们使用一组数值模型，以确定是否扩展的金属丰富的碎片预计存在于星系晕中形成的层次LambdaCDM宇宙。我们确定潮汐碎片的模拟，根据目前最好的表面亮度检测限M31和证明，明亮的功能，在外晕区域通常来自单个卫星，很少有其他来源的污染，由于潮汐流从两个重叠的吸积事件的概率低。相比之下，内晕中的高表面亮度特征通常源自多个祖先。我们还比较了年龄和金属丰度分布的碎片与混合良好的恒星晕，他们居住。我们发现，高表面亮度的潮汐碎屑几乎完全是由质量相对较高的祖先（M星~ 10^7- 10^9 M太阳）产生的，因此预计具有中等至高金属丰度。同样，在我们的模型中，光滑的内晕预计将富含金属，因为该区域主要由大质量卫星组成。我们的研究结果表明，恒星星族的子结构观察外部星系与现有技术不应该像旧的和贫金属的矮球状卫星，也不是恒星晕的基本组成部分。
2007-10-03 astro-ph
The Giant X-Ray Flare of NGC 5905: Tidal Disruption of a Star, a Brown Dwarf, or a Planet?
我们将1990年静止星系NGC 5905的巨大X射线耀斑模拟为一个超大质量黑洞对恒星的潮汐破坏。从观察到的光度迅速下降，在几年的时间尺度，我们认为，耀斑是由回落的碎片，而不是随后通过薄盘吸积。后退模型允许对黑洞质量和碎片质量设置约束。后者必须比太阳质量小得多，才能解释耀斑非常低的光度。观测结果可以解释为低质量主序星外层的部分剥离，或者是褐矮星或巨行星的分裂。我们发现，耀斑中的X射线发射必须起源于一个小的补丁，而不是在整个环形材料围绕黑洞。我们认为，补丁对应的“亮点”的返回碎片流的影响环面。有趣的是，虽然耀斑的峰值亮度非常接近爱丁顿极限，但来自亮点的峰值通量接近爱丁顿极限。我们推测这一结果对其他耀斑事件的观测的影响。
2002-05-20 astro-ph
Tidal dwarf galaxies
本文综述了潮汐矮星系的观测证据，潮汐矮星系是由大质量星系碰撞产生的潮汐碎片形成的一类小星系。潮汐矮星被发现远离相互作用的母星系，与位于长潮汐尾巴尖端的大量氢原子云有关。这些新形成的星系是研究附近宇宙中星系形成的最佳案例之一。
1997-11-21 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
How Lumpy is the Milky Way's Dark Matter Halo?
CDM模拟预测，在银河系晕中有数百个质量大于10 e7太阳质量的团块。然而，我们知道只有十几颗矮卫星接近这个质量。这些肿块仅仅是缺少恒星，还是我们最流行的宇宙学存在根本性的缺陷？通过研究已知卫星的潮汐碎片，我们有可能解决这个问题。在本文中，我们量化了暗物质块对潮汐尾的影响。这些团块将恒星从它们原来的轨道上分散到潮汐尾中，产生了独特的信号。我们模拟碎片的演变顺利和luxuria晕的潜力，并使用我们的模拟激励和测试的散射程度的统计措施明显的角位置和径向速度测量的碎片星-“散射指数”。我们发现，散射指数一般可以区分CDM宇宙学和平滑银河系模型预测的子结构的水平，但碎片的灵敏度取决于母卫星的轨道相对于最大的肿块轨道的方向。我们将我们的研究结果应用到与人马座矮星系（Sgr）相关的碳恒星流中，发现这些恒星似乎比我们预期的在光滑晕中运行的碎片更加分散。然而，由于大麦云云的影响，散射的程度与预期完全一致，大麦哲伦云的轨道与Sgr的轨道相交。我们的结论是，目前的数据是无法约束CDM模型。尽管如此，我们的研究表明，未来与其他银河系卫星相关的碎片星数据集可能会对CDM模型提供强有力的限制。
2001-11-09 astro-ph
The Stream-Stream Collision after the Tidal Disruption of a Star Around a Massive Black Hole
恒星在大质量黑洞周围会发生潮汐分裂。人们已经知道，这些碎片形成一个旋进流，它可能会与自己碰撞。流碰撞是决定恒星碎片后续演化的关键过程：如果轨道能量有效耗散，碎片最终将形成圆盘（或环面）。本文用数值方法研究了一个10^6 Msun的黑洞与一个近心半径为100 Rsun的1 Msun的正常恒星相遇时产生的流碰撞。一个简单的处理辐射冷却已被采用的光学厚和薄的区域。我们已经发现，在碰撞过程中，流的初始动能的大约10至15%转化为热能。进入流的角动量增加了2至3倍，并且这种增加与动能的减少一起显著地有助于循环化过程。碰撞引起的初始亮度爆发可能在10^4秒内达到10^41 erg/sec，之后亮度再次增加（但这次很慢），在10^5秒的几倍内达到10^40 erg/sec的稳定值。预计该系统的辐射接近普朗克，有效温度为10^5K。
1999-02-09 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
A 2MASS All-Sky View of the Sagittarius Dwarf Galaxy: I. Morphology of the Sagittarius Core and Tidal Arms
我们提出了第一个全天空的人马座（Sgr）矮星系映射的M巨星示踪剂在完整的2微米全天空巡天（2 MASS）检测。主体是适合与国王的轮廓30度的限制半径，但与中断的密度分布，从恒星在潮汐尾巴。我们认为，超过224'核心半径的观察到的结构可能是未绑定的卫星经历灾难性的破坏。一个引人注目的，大于150度的拖尾潮汐尾从Sgr中心延伸出来，弧形穿过南银河半球。一个突出的碎片臂从Sgr中心向银道面以北延伸到一个约40 kpc的远银道面，向北银道帽（NGC）盘旋，然后向银道面下降，缩短并覆盖NGC。Sgr的尾巴位于一个定义明确的轨道平面上，几乎没有进动，这支持了近球形银河系势的概念。太阳位于Sgr碎片的路径附近，因此前Sgr恒星可能在太阳附近或附近。在Sgr中心的King极限半径范围内，Sgr尾的M巨星数量大于15%。几个千兆年的M巨星是如此广泛地沿着Sgr潮汐臂，不仅限制了这些臂的动力学年龄，而且还提出了一个时间问题，这个问题与Sgr核心最近的结合能有关，这自然可以用最近的灾难性质量损失来解释。Sgr似乎贡献了>75%的高纬度晕M巨星;没有发现来自麦哲伦云的M巨星潮汐碎片的证据。一般来说，在Sgr系统的M巨星全天空图和所有先前公布的潜在Sgr碎片的探测结果之间存在良好的对应关系，除了Sgr碳星--它们必须是亚发光的才能解决这个差异。
2003-08-28 astro-ph
Investigating the Andromeda Stream: III. A Young Shell System in M31
已发表的M31晕区红巨星的地图显示，在这个星系的南部有一个巨大的恒星流，在M31中心的东北部有一个巨大的“大陆架”。利用这些地图，我们发现在西侧也有一个大小相当的较暗的大陆架。通过在Geehan等人（2006）的精确M31势模型中为吸积矮卫星选择适当的结构和轨道参数，我们在N体模拟中产生了非常相似的结构。在这种情况下，在卫星轨道的近心处产生的潮汐流与观测到的南部潮汐流相匹配，而这一潮汐流的向前延续构成了两个轨道环，通过连续的近心通道扩大成扇形结构;这些环对应于东北和西大陆架。来自卫星的潮汐碎片也再现了先前观察到的反向旋转PNE的“流”以及在红巨星中看到的相关流。在我们的模拟中的碎片模式类似于许多椭圆星系周围检测到的壳系统，尽管这是螺旋星系中壳系统的第一次识别，也是任何星系中第一次足够接近，可以测量恒星速度和相对距离。我们讨论这些部分壳的物理，突出的空间和速度焦散线的意见所发挥的作用。我们表明，潮汐碎片的运动学调查将提供一个敏感的测量M31的晕电位，而量化的碎片在货架上的表面密度将让我们重建原始的质量和时间的祖先卫星中断。
2006-09-04 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
Accretion relicts in the solar neighbourhood: debris from omegaCen's parent galaxy
我们使用数值模拟来研究潮汐碎片的轨道特性，从卫星的轨道被拖到平面的星系盘的动力学摩擦之前中断。我们发现，这些卫星可能会存款到一个星系的磁盘组件的一个显着的一部分，他们的恒星，并使用我们的研究结果来激励在太阳附近的贫金属盘星样本中的吸积遗迹的搜索。在与盘共面的非常偏心的轨道上被破坏的卫星，预计在每次近心通过期间，会以不同的轨道能量和角动量的“轨迹”脱落恒星。对于位于这些轨道的近心点和远心点之间的观测者来说，这些尾迹将显示为具有低垂直速度的不同恒星群，以及广泛的、对称的、通常为双峰的银心径向速度分布。有一组具有这些特征的恒星在附近贫金属恒星的现有汇编中脱颖而出。这些恒星具有特定的角动量，类似于球状星团ω Cen的角动量，ω Cen长期以来被假设为被银河系潮汐场破坏的矮星系的核。除了它们相似的运动学，欧米伽Cen群中的恒星还具有独特的化学丰度特征，并在[alpha/Fe]与[Fe/H]平面上追踪一个定义明确的轨道，这与简单的闭盒富集模型和漫长的恒星形成历史相一致。这群恒星的动力学和化学相干性表明，它由曾经属于将欧米伽Cen带入银河系的矮星的恒星组成。这颗恒星和太阳附近的其他“潮汐遗迹”的存在表明，附近恒星的存在具有奇怪的运动学和化学性质，可能是银河系外的起源。
2005-01-25 astro-ph
Palomar 5 and its tidal tails: New observational results
斯隆数字巡天对球状星团5的观测数据显示，在天空中存在着一条长而大的潮汐碎片流，它跨越了一个10度的弧线。因此，星云5为银河系中球状星团的潮汐破裂提供了一个杰出的例子。VLT光谱的径向速度显示，超新星5的速度色散极低，这与它的总光度得出的质量很低是一致的。
2002-09-26 astro-ph
