Large Velocity Gradients in the Tidal Tails of the Interacting Galaxy AM 1353-272 ("The Dentist's Chair")
我们提出了相互作用系统AM 1353-272的VLT观测。使用FORS 2仪器，我们研究了电离气体沿其突出的潮汐尾巴的运动学，并发现了与七个发光的潮汐节相关的惊人的大速度梯度。这些运动学结构不可能由流动运动引起，并且很可能不是由投影效应引起的。更有可能的是，潮汐尾的不稳定性导致了运动学解耦物体的形成，这些物体可能是自引力潮汐矮星系的祖先。
2002-10-08 astro-ph
Kinematics of Tidal Debris from Omega Centauri's Progenitor Galaxy
我们提出了银河系中一个潮汐破裂的矮星系的运动学性质，假设它的中心部分曾经包含最大质量的银河系球状星团，欧米茄岑。动态演化的自引力祖星系，以下的今天和可能过去的轨道的欧米茄Cen的数值计算和运动学性质的潮汐碎片进行了分析，结合随机生成的恒星，包括球状晕和平盘组件。我们表明，在$\sim -100$公里/秒的碎片星的逆行旋转符合最近发现的，大径向速度流在$\sim 300$公里/秒的银河经度的$\sim 270^\circ$。这些恒星也有助于，只有部分，报告逆行运动的外晕在北银河系极点。简要介绍了未来碎片搜索的前景和对银河系早期演变的影响。
2003-04-22 astro-ph
Kinematics of tidal tails in interacting galaxies: Tidal Dwarf Galaxies and projection effects
通过对H α辐射的Fabry-Perot观测，研究了碰撞星系中潮汐尾的运动学。与他们的大视野和高空间分辨率，法布里-珀罗数据允许同时探测，在2-D，潮汐电离气体的两个运动学特征：大规模的速度梯度，由于流运动沿尾巴，和小规模的运动有关的内部动态的巨大的HII区域内的尾巴。在几个相互作用的系统中，在尾部的外部区域观察到HI、CO和恒星的大质量（10^9 Msun）凝聚。它们是否是物质的真正积累仍有争议。事实上，潮汐尾的一部分可能与视线对齐，并且相关的投影效应可能导致在3D空间中不存在的物质的明显积累。利用数值模拟，我们表明，研究大规模的运动学的尾巴，它是可能的，知道这些积累的物质是否是投影效应的结果或没有。我们的结论是，有几个是真正的物质积累。我们还研究了这些区域内的小尺度运动：确定了几个小尺度的速度梯度，其投影值高达50 - 100 km/s。在一个系统中，我们的观测的空间分辨率足以详细的速度场，我们表明，它是旋转和自引力，并讨论其暗物质的内容。因此，法布里-珀罗的观测使我们能够证明，某些10^9兆太阳的物质凝聚是真实的结构，并且在运动学上与尾部的其余部分解耦。这种巨大的自引力物体是所谓的“潮汐矮星系”的祖先。
2004-06-22 astro-ph
Photometric and kinematical study of nearby groups of galaxies around IC 65 and NGC 6962
我们讨论了IC 65周围的一个稀疏的、可能坍缩的星系群和NGC 6962周围的一个演化的富星系群的结构、星系内容和运动学
2006-10-04 astro-ph
A wide-field kinematic survey for tidal tails around five globular clusters
利用英澳望远镜的AAOmega仪器，我们获得了以银河系球状星团47 Tuc、NGC 288、M12、M30和M55为中心的10，500颗恒星在2度视场内的中等分辨率近红外光谱。红外Ca II三重态线的径向速度和等效宽度已被确定来约束团簇成员资格，这反过来又被用来研究团簇的角范围。通过对每个星团中140-1000颗成员星的分析，我们没有发现超过潮汐半径的扩展结构。对于三个星团，我们估计了潮外红巨星分支星的1%上限。我们在47 Tuc和M55中检测到系统旋转。
2007-03-11 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
A photometrically and kinematically distinct core in the Sextans dwarf spheroidal galaxy
我们提出的视线径向速度色散轮廓的六分仪矮球状星系（dSph），基于样本的88颗恒星延伸到约1度（约1.5千秒差距）。像天龙座和小熊座的dSphs一样，六分仪在大的投影半径处显示出速度分散下降的证据，显著性p=0.96。令人惊讶的是，六分仪中心的离散度接近于零（显著性p=0.96）。我们提出的证据表明，后者的恒星运动学的变化与dSph内的恒星星族的变化相吻合。我们讨论可能的情况下，可能导致一个运动学和光度不同的人口在六分仪中心。
2004-09-03 astro-ph
Kinematic Effects of Tidal Interaction on Galaxy Rotation Curves
我们使用自洽的N体模型，结合模型的测试粒子在星系的潜力，探索相互作用的螺旋星系的旋转曲线的初始效果。使用近自洽的磁盘/隆起/晕星系模型（Kuijken和Dubinski 1995），我们模拟了第一次通过星系的近抛物线轨道，我们改变轨道倾角，星系晕质量和碰撞参量。对于每个模拟，我们模仿观察到的模型星系的旋转曲线。瞬态相互作用引起的曲线特征包括在大半径处明显上升或下降的轮廓和在中心区域的明显凸起。显着相似的功能发生在我们的统计样本的光发射线旋转曲线的螺旋星系紧对和n元组。
1998-11-20 astro-ph
Dark galaxies or tidal debris? Kinematical clues to the origin of massive isolated HI clouds
最近在室女星系团中发现了一个质量为$\sim10^8$ M $_{\odot}$的扩展HI云（VIRGOHI 21），没有明显的光学对应物。为了了解明显孤立的HI云的物理性质的起源，如VIRGOHI 21，我们数值研究潮汐HI碎片的物理性质，形成星系团中的星系-星系相互作用。我们的流体动力学模拟表明，总HI质量为$10^8-10^9$ M $_{\odot}$的潮汐碎片可以有（1）宽HI速度宽度（$>200$ km s $^{-1}$），（2）小质量分数的恒星（$\sim$ 10%），（3）平均$B$带表面亮度的恒星组件比30 mag arcsec $^{-2}$。这些结果表明，室女座HI 21，这是在投影距离$\sim$ 150千秒差距的单臂，HI丰富的螺旋星系M99（NGC 4254），是潮汐碎片。我们建议，HI云的模拟和观测速度场之间的比较使我们能够更好地理解它们的性质和起源（例如，无论它们只是潮汐碎片还是只有HI气体并被暗物质晕嵌入的“暗星系”）。我们还讨论了孤立的HI气体通过热的团内气体的热传导蒸发的时间尺度。
2005-05-29 astro-ph
Tidal Tails and Galaxy Evolution
本文综述了旋涡星系潮汐结构的最新研究结果。内容包括：星系尾的一般特征;主星系潮汐结构和暗晕的运动学; z~1处潮汐畸变的频率。
2000-09-29 astro-ph
Kinematic Properties of the TDG Candidates of CG J1720-67.8
我使用积分场和长缝光谱的AAT和麦哲伦望远镜的几个团块的运动学，最近确定沿突出的潮汐尾的CG J1720-67.8，并建议作为possile潮汐矮星系（TDG）的候选人。光度和光谱数据与进化合成模型的比较表明，这些团块/TDG候选人的爆发年龄为600万年。
2003-09-22 astro-ph
Photometric and Kinematic Studies of Open Star Clusters I: NGC 581 (M 103)
本文介绍了年轻疏散星团NGC 581（M103）的CCD测光和自行研究。拟合等时线的彩色星等图，我们发现一个年龄为16 +/- 4百万年和距离约3千秒差距为这个集群。自行研究确定了77颗V=14.5等或更亮的恒星是星团成员。我们结合适当的运动和统计场星减法的成员资格的确定，以获得集群的IMF，并找到一个相当陡峭的斜率伽玛=-1.80。
1999-08-06 astro-ph
Kinematics of Stars in Kapteyn Selected Area 71: Sampling the Monoceros and Sagittarius Tidal Streams
我们提出了位于Kapteyn选定区域71（l = 167.1，b = -34.7）的恒星的三维运动学分析，以前在那里发现了恒星过剩（Dinescu et al. 2002，Newberg et al. 2002）。先前的研究结果表明，恒星过剩具有从自行推断的冷运动学特征，并且最初与人马座矮星系（Sgr）的碎片有关-即南部拖尾。我们已经获得了径向速度使用水螅多目标光谱仪的WIYN 3.5米望远镜。对183颗自行选择的恒星的研究结果表明，在这个恒星过剩中占主导地位的人口不是Sgr的碎片，而是一个运动学上属于环状流的人口，现在被称为麒麟座流。为这一种群确定的轨道与Penarrubia等人（2005年）对独角兽流的预测非常吻合。这个星群的径向速度色散在20到30公里/秒之间，低于银河系的速度色散。此外，径向速度分布的形状在一侧显示出尖锐的截止，这更符合卫星破裂的模型预测，而不是银河场的分布。尽管我们现在相信恒星过剩区的大多数恒星都是麒麟座的一部分，但在这个恒星过剩区中，大约有10颗恒星具有非常负的径向速度，这清楚地表明它们属于Sgr尾随潮汐尾。
2008-03-20 astro-ph
Evidence for Tidal Effects in the Stellar Dynamics of the Large Magellanic Cloud
我们提出了一个综合分析的大麦云云的运动学通过其HI气体，碳星，红超巨星。在修正了最近精确测量LMC空间运动的视线速度后，我们发现每个运动示踪剂都清楚地定义了一条形状相似但幅度不同的平坦旋转曲线：碳星为61 km/s，HI为80 km/s，红超巨星为107 km/s。以前发现的潮汐HI特征被认为是拥有许多碳星，潮汐扰动星占总样本的7-15%。这一发现意味着我们不能仅仅依靠碳星样本来构建LMC引力势的可靠模型。我们还发现了具有特殊运动学的红超巨星，但它们与潮汐特征的关系尚不清楚，可能与超巨星HI壳层SGS 4相互作用。此外，虽然红超巨星的局部速度色散很小，约为8 km/s，但它们对碳星自转解的速度色散为17 km/s，等于碳星本身的速度色散。因此，我们似乎正在目睹大麦哲伦星系恒星盘的潮汐加热。
2007-01-17 astro-ph
Do galaxy mergers form elliptical galaxies? A comparison of kinematic and photometric properties
我们提出了近红外K波段成像和光谱的星系合并，我们用它来获得光剖面指数，绝对星等和中心速度色散的样本。结果表明，合并的光分布更接近于椭圆星系的光分布，但合并的光分布远离椭圆星系定义的基本面。这被解释为是由于合并的K-波段表面亮度的增强由一个显着的人口超巨星，和独立的证据，这样的人口推断从测量的深度的2.3微米的CO吸收功能。
1999-06-16 astro-ph
Photometric and kinematic studies of open star clusters. II. NGC 1960 (M 36) and NGC 2194
本文介绍了两个疏散星团NGC 1960（M 36）和NGC 2194的CCD测光和自行研究。拟合等时线的彩色星等图，我们发现NGC 1960的年龄t= 1600万年和距离约为d=1300 pc和NGC 2194的t= 55000万年和d=2900 pc，分别。我们结合了自行和统计场星减法的成员资格确定来推导星系团的初始质量函数，发现NGC 1960和NGC 2194的斜率分别为Gamma=-1.23 +/- 0.17和Gamma=-1.33 +/- 0.29。与其他IMF研究的中间质量范围相比，这些值表明浅质量函数。
2000-03-22 astro-ph
The Kinematics of Dwarf Spheroidal Galaxies
我回顾观测数据的运动学性质的矮球状星系的晕的银河系和超越。目前的数据证实了以前的说法，这些星系有异常大的中心速度色散。“简单”的偏差来源，如双星，内部大气运动，测量误差，小样本量不能解释所有dSph系统中的大分散措施。最近的数据表明，在一些这样的矮星的速度色散剖面是平坦的，以他们的经典潮汐半径。我讨论了如何这些结果可以（或不能）通过调用各种不同的模型，包括经典的暗物质晕，潮汐破坏和MOND理解。
1997-01-21 astro-ph
The tidally disturbed luminous compact blue galaxy Mkn 1087 and its surroundings
我们提出了新的宽带光学和近红外CCD成像与深光学中分辨率光谱的MKN 1087及其周围的对象。我们分析了最亮天体的恒星星族的形态和颜色，其中一些是恒星形成区，以及与它们相关的电离气体的运动学、物理条件和化学成分。MKN 1087并没有拥有一个活动星系核，但它可能是一个明亮的致密蓝色星系。虽然它被归类为疑似沃尔夫-拉叶星系，但我们没有探测到这类大质量恒星的光谱特征。Mkn 1087的形态和运动学特征可以解释为它与两个邻近的星系相互作用：明亮的KPG 103 a和一个矮星（$M_B\sim-18$）。我们认为，这个矮伴星不是一个潮汐天体，而是一个外部星系，因为它的金属丰度[12 + log（O/H）= 8.24]相对于Mkn 1087 [12 + log（O/H）= 8.57]和它的运动学。Mkn 1087周围的一些非恒星物体通过物质桥与主体相连，主持恒星形成事件，尽管它们的角距离不同，但显示出相似的丰度。这些事实，连同它们的运动学，表明它们是由从MKN 1087剥离的物质形成的潮汐矮星系。MKN 1087南部的明亮恒星形成区（节点#7）并没有显示出潮汐星系或合并过程的迹象，如以前的工作所建议的那样。我们认为MKN 1087及其周围的星系应该被认为是一个星系群。
2004-09-02 astro-ph
Exploring Halo Substructure with Giant Stars IV: The Extended Structure of the Ursa Minor Dwarf Spheroidal
我们提出了一个大面积的小熊座dSph测光调查。我们确定了从dSph中心延伸到~3度的UMi巨星候选者。与以前的星表相比，在潮汐半径的UMi表明，我们的光度光度分类是100%准确的。在大部分的调查区域，还可以识别出与UMi相关的蓝色水平分支恒星。UMi巨星和BHB星的空间分布非常相似，两颗恒星的大部分样本都位于UMi的潮汐半径之外。在UMi潮汐半径范围内的等密度等值线图揭示了两个形态学特征：（1）dSph星的最高密度偏离了外部等密度等值线的对称中心。(2)外部轮廓的整体形状呈现S形。我们发现，以前确定的国王配置文件与~50'潮汐半径不适合我们的UMi星的分布。具有较大潮汐半径的King剖面产生合理的拟合，但是指数为-3的幂律提供了半径> 20 '的更好拟合。UMi恒星的存在距离银河系的核心很远，其潮汐半径内的dSph的特殊形态，以及其表面密度分布的形状都表明UMi由于银河系的潮汐影响而显着进化。然而，光靠UMi恒星的光度数据并不能确定候选的潮外恒星现在是否是未绑定的，或者它们是否仍然绑定在扩展的暗物质晕内的dSph上。（节录）
2002-11-25 astro-ph
Smooth and Starburst Tidal Tails in the GEMS and GOODS Fields
GEMS和GOODS场被检查到z~1.4，用于星系相互作用和合并。基本的形态是熟悉的：触角与长潮汐尾巴，潮汐矮星，合并的核心; M51型星系与磁盘螺旋和潮汐臂同伴;早期型星系与弥漫的羽状;等质量的掠食碰撞;和厚J形的尾巴串珠与恒星形成和双核心。一种类型在当地并不常见，显然是较小星系的松散组合。对尾巴和团块进行了光度测量，并假设光度红移确定了物理尺寸。与本地天线相比，GEMS和GOODS系统中的双尾天线小约3倍;它们的圆盘比本地小约2倍。早期类型星系之间的碰撞通常在它们的尾部没有精细结构，这表明恒星碎片通常不是不稳定的。一个例外是5x 10 **9 Msun光滑的红色团块，可能是纯粹的恒星凝聚。大多数潮汐矮星是蓝色的，可能是由气体中的引力不稳定性形成的。一个潮汐矮星看起来像是以前就存在的，是被潮汐力合并到臂尖的。潮汐臂中的恒星形成区的质量比本地星系中的恒星复合体大10到1000倍，尽管它们的间距大致相同。如果它们都是由引力不稳定性形成的，那么相互作用星系中的气体速度色散必须比本星系大5倍或更多;气柱密度必须大这个因子的平方。
2007-04-06 astro-ph
The kinematics of Core and Cusp galaxies: comparing HST imaging and integral-field observations
在这一过程中，我们期待在早期类型的星系从哈勃太空望远镜成像和它们的整体运动学观测与SAURON积分场摄谱仪的光度核属性之间的关系。我们比较内部的光度配置文件和慢/快旋转类，定义的幅度的一个新定义的LambdaR参数，表明慢旋转往往是更大规模的系统，并显示较浅的内部配置文件和快速旋转步进的。然而，值得注意的是，这两个光度组和运动学组之间并不存在一对一的关系。
2007-09-04 astro-ph
The mass distribution of dwarf spheroidal galaxies from stellar kinematics: Draco, Ursa Minor and Fornax
我们的模型三dSPH星系，天龙座，小熊座和天炉座，轴对称恒星系统嵌入在球形暗物质的潜力，这是在动态平衡，没有显着的外部潮汐力。我们构建了非参数的两个和三个积分模型，该模型与观测到的表面密度分布和每个星系$\sim150-200$恒星的当前运动学样本相匹配;这些模型自然产生所谓的"潮汐外扩展”，这在以前被认为是潮汐剥离的证据。等时线，NFW和幂律模型拟合的数据，但我们强烈排除任何中心凝聚的质量分布，如一个占主导地位的中心黑洞，以及恒定密度和（天龙座和天炉座）恒定的质光比模型。V波段的平均质光比是：天龙座的$400\pm80$ \ml在0.75千秒差距以内，小熊座的$580^{+140}_{-100}$ \ml在1.1千秒差距以内，天炉座的$25^{+7}_{-5}$ \ml在2.5千秒差距以内。两个积分模型拟合的数据几乎以及三个积分模型，在以前的建议相反，我们没有发现各向异性的贡献很大的高质量-光比在这些dSph星系。
2007-02-08 astro-ph
Mass modelling of dwarf spheroidal galaxies: the effect of unbound stars from tidal tails and the Milky Way
研究了矮球状星系运动学样本中未束缚星的起源和性质。为此，我们已经运行了一个高分辨率的N体模拟的两个组成部分的矮星系在银河系的潜力。这颗矮星被放置在一个高度偏心的轨道上，它的初始恒星成分是指数盘的形式，它有一个类似NFW的暗物质晕。经过10个回转的演化，矮星产生了一个球状的恒星成分，并被强烈的潮汐剥离，使质量跟随光，恒星几乎都在各向同性的轨道上。从这个最终的状态，我们创建模拟运动学数据集200颗恒星，通过观察不同方向的矮星。我们发现，当观察到的矮星沿潮汐尾巴的运动学样本强烈污染的未绑定的恒星的尾巴。我们还通过添加来自银河系的恒星来研究另一种可能的污染源。我们证明，大多数的未绑定的明星可以删除的方法提出的den Hartog和Katgert的闯入者拒绝。我们使用具有恒定质光比和速度各向异性参数的Jeans方程的解来建模清理的运动学样本。我们表明，牛仔裤的分析，当应用于清洁的样品，使我们能够重现的质量和质量-光比的矮人与准确度通常优于25%。该分析应用于Fornax dSph星系的新数据。我们表明，经过仔细删除闯入者的速度色散分布的天炉座可以复制的模型中，质量跟踪光的质量与光的比为11个太阳单位和各向同性的轨道。我们证明，在天炉座的运动学样本的污染可能来自银河系。（节录）
2007-03-30 astro-ph
A Photometric and Kinematic Study of AWM 7
我们测量了贫星系团AWM 7中的星系样本的红移和Kron-Kronins R-波段星等。我们已经测量了172个星系的红移，其中106个是星系团成员。我们从中心1.2 h^{-1} x 1.2 h^{-1} Mpc的光度测量中确定了光度函数。LF在亮端有一个凸起，暗端的斜率为α= -1.37+-0.16，几乎完全由吸收线星系组成。星团的速度色散在核心（\sim 530 km/s）比在外围（\sim 680 km/s）低，与X射线中看到的冷却流一致。冷核从星团中心延伸出\sim 150 h^{-1} kpc。该系统的Kron-Schlemins R带质光比为650 ± 170 h M_（\odot）/L_（\odot），明显低于以前的光学测定值，但与大多数以前的X射线测定值一致。在本文中，我们采用H_0 = 100 h km/s/Mpc;在平均星系团红移（5247+-76 km/s）处，1 h^{-1} Mpc对着65 $\farcm$ 5。
1998-08-05 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 anatomy of Leo I: how tidal tails affect the kinematics
我们最近发表的狮子座I dSph星系的运动学数据集，通过拟合的Jeans方程的解的速度色散和峰度的数据测量的配置文件。我们证明，当样本是清洁的闯入者的数据是一致的假设，质量遵循轻和各向同性的恒星轨道，不需要扩展的暗物质晕。正如Leo I的旋转曲线所证明的那样，我们的干扰者去除方案并没有完全清除污染数据。当远离矮星中心时，旋转似乎是反向的。我们解释这种行为使用的N-体模拟的矮星系具有一些内在的旋转，在银河系的潜力和轨道运行的结果表明，它可以复制，如果星系几乎是沿着潮汐尾巴，使领先的（背景）尾巴污染狮子座I的西部，而尾部（前景）尾巴的东部。我们表明，这种配置导致视线速度的对称和高斯分布。模拟也适用于模拟数据集上测试我们的建模方法。我们证明，当数据被清除的闯入者和第四速度矩是使用的侏儒的真实参数通常是在1 σ误差的最佳拟合参数。将拟合限制在狮子座I的内部，我们对各向异性的最佳估计是β=-0.2 ^{+0.3}_{-0.4}，总质量M =（4.5 +/- 0.7）x 10^7 M_sun。计算了质量、亮度和距离误差的质光比为M/L_V = 8.2 +/-4.5太阳单位。
2008-06-30 astro-ph
Photometric and kinematic studies of open star clusters. III. NGC 4103, NGC 5281, and NGC 4755
本文介绍了三个疏散星团NGC 4103、NGC 5281和NGC 4755（kappa Cru）的CCD测光和自行研究。通过拟合等时线的颜色星等图，我们发现，所有三个对象是年轻的疏散星团的年龄最多t=45百万年。它们位于距离大约。1600 pc到2200 pc，由距离模量（m-M）_0从11到12 mag.我们结合基于自行和统计场星减法的隶属度确定来获得星系团的初始质量函数（IMF）. IMF的形状可以用幂律来表示，NGC 4103的指数为Gamma=-1.46 +/- 0.22，NGC 5281的指数为Gamma=-1.60 +/- 0.50，NGC 4755的指数为Gamma=-1.68 +/- 0.14，作为参考，Salpeter（1955）的值为Gamma=-1.35。这些结果与IMF对疏散星团的研究结果一致。
2001-01-30 astro-ph
Is HCG31 undergoing a merger or a fly-by interaction?
介绍了Hickson致密群31（HCG 31）星系的法布里-珀罗光谱和多天体光谱。根据我们的H $α$数据立方体，星系A和C是一个单一的实体，显示没有不连续的运动学。运动学上，星系E可能是A+C复合体的一个组成部分;否则它就是一个新近分离的碎片。从运动学和化学上看，星系F似乎是由从A+C复合体中潮汐移动的物质形成的。半乳糖醛酸B和G在运动学上与该复合物不同。Q星系也有一个与群成员相容的径向速度。星系A、B、C和F的氧丰度几乎相同，尽管它们的光度范围都是5 $ $。星系B的氧丰度对于它的光度来说是正常的，而星系F的氧丰度是预期的，因为它的起源是A+C复合体的潮汐碎片。如果A+C复合体是一个晚期螺旋星系，由于潮汐相互作用而遭受强烈的气体流入和恒星形成，那么星系A和C中的氧丰度也是可以理解的。考虑到星系和\ion{H}{i}气体的运动学、氧的丰度以及星系G的位置，我们提出星系G与A+C复合体的相互作用，而不是星系A和C的合并，是对HCG 31潮汐特征和其他性质的更完整的解释。在这种情况下，A+C复合体不一定是正在进行的合并，尽管不排除这种可能性。
2002-11-03 astro-ph
Local Group Dwarf Elliptical Galaxies: I. Mapping the Dynamics of NGC 205 Beyond the Tidal Radius
NGC 205是最接近矮椭圆星系的例子，也是这个神秘星系的原型。测光证据显示，M31星系的近距离卫星NGC 205正与其母星系发生潮汐相互作用。基于对725颗红巨星分支星的Keck/DEIMOS多星分光观测，给出了NGC 205中投影半径为20'（5 kpc）的恒星径向速度测量结果。我们的运动学测量从中心延伸到NGC 205有效半径的六倍，远远超过预期的潮汐半径。根据极大似然拟合，我们从M31场星获得的运动学样本中的污染估计为百分之几。我们测量了NGC 205的最大主轴旋转速度为11+/- 5公里，这是第一个测量到最大旋转速度的dE星系。结合速度色散，我们得出结论，NGC 205是由旋转和随机运动的组合支持。在长轴距离为4.5'（1 kpc）时，NGC 205的速度剖面翻转;超过这个半径的恒星与星系内部的旋转方向相反。翻转半径与等照度线扭曲的开始和估计的潮汐半径一致，这表明NGC 205的外部运动学主要是由与附近的M31星系的引力相互作用决定的。恒星的运动半径超过4.5'意味着NGC 205与其母星系M31发生了碰撞。
2005-09-19 astro-ph
A Survey of Merger Remnants II: The Emerging Kinematic and Photometric Correlations
本文是探索51个{ \it}光学选择的单核合并残余物的性质的系列文章中的第二篇。光谱数据已经获得了一个子样本的38合并，并结合先前获得的红外测光，以测试合并是否表现出相同的相关性之间的参数，如恒星的光度和分布，中央恒星速度色散（$σ$ $_{\circ}$）和金属量的椭圆星系。这项研究的首要任务是测试合并是否位于基本平面上。$σ$ $_{\circ}$的测量已使用Ca三重吸收线在8500 Ω的子样本中的所有38个合并。使用2.29 $\micron$处的CO吸收线对子样本中的两个合并进行了$σ$ $_{\circ}$的额外测量。结果表明，合并表现出强相关性之间的基本面的参数，但没有表现出强相关性之间的$σ$ $_{\circ}$和金属度（Mg $_{2}$）。与早期的研究相反，合并的$σ$ $_{\circ}$与位于中等质量和发光巨型椭圆星系之间的物体一致。然而，与早期研究的差异似乎与是否使用Ca三重态或CO吸收线来推导$σ$ $_{\circ}$相关，后者几乎总是产生较小的值。最后，利用光度学和运动学数据首次证明了合并星系的中心相空间密度与椭圆星系相当。这解决了长期以来对合并假说的批评。
2005-10-01 astro-ph
Hickson 62.I. Kinematics of NGC4778
详细研究致密星系群的光度和运动学性质对于理解星系相互作用的物理学和阐明星系形成和演化的某些方面至关重要。在本文中，我们提出了一个成员，NGC4778，最近（z=0.0137）紧群：希克森62的运动学和光度学研究。目的：本工作的目的是研究星系群中最亮的成员星系NGC4778是否存在运动学异常，以确定该星系群的动力学状态和形成历史。研究方法：我们使用长缝光谱获得的FORS 1在VLT，测量线的视线速度分布的傅立叶相关商的方法，并推导出星系的旋转曲线和速度色散轮廓。结果如下：我们的分析表明，希克森62a，也被称为NGC4778，是一个具有运动学和形态学特征的S0星系，在其中心区域（r <5“）和外晕中。在中心区域，旋转曲线显示存在运动学解耦的恒星分量，相对于光度中心偏移。在外晕中，我们发现一个不对称的旋转曲线和速度色散曲线，显示出上升的西南侧，在星系NGC4776的方向。结论：星系核的反旋、外晕中扭曲的运动学和该星系群的X射线特性表明，NGC 4778可能是最近一次较小合并的产物，与一个小的晚型星系相比更可靠。
2006-06-30 astro-ph
Morphology Transformation in Pairs of Galaxies - The Local Sample
我们提出了光度分析的本地样本的14个孤立的星系对。在本地对分析的光度特性是：颜色，形态，潮汐效应和活动。我们验证了密星系对中有大量的早型星系，并且这对中的许多椭圆星系实际上是透镜星系。在我们的样本中，许多晚对显示出强烈的潮汐损伤和蓝色恒星形成区。我们的结论是，对不同的形态可能已经通过不同的演变过程，激烈地改变了他们的形态。至少有一个早型成分的星系对可能是星系群的后代。然而，晚型配对可能是长寿的，显示出明显的相互作用迹象。其中一些可以被视为合并的早期阶段。这些光度数据库将用于未来与更遥远的对进行比较，以研究星系演化。
1997-09-19 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
About the morphology of dwarf spheroidal galaxies and their dark matter content
使用新的宽视场数据，总面积为29平方度的船底座，雕塑家和天炉座矮星的形态学特性进行了研究。导出了星密度图，暗示玉夫座具有潮汐尾，表明与银河系的相互作用。与以前的研究相反，我们在船底座和天炉座矮星的密度剖面中找不到任何断裂的迹象。在雕塑家和国王的限制半径在天炉座和船底座的可能存在的潮汐尾巴被用来推导全球M/L比，而不使用运动学数据。通过将这些M/L比与运动学导出的值相匹配，我们能够约束三个矮星的轨道参数。天炉座的M/L不可能小于3，现在必须接近它的近银河中心。另一个极端是Sculptor，它需要在一个离心率大于0.5的轨道上才能形成潮汐尾，尽管它的运动学M/L。
2003-05-22 astro-ph
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
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
The Photometric and Kinematic Structure of Face-On Disk Galaxies. I. Sample Definition, H-alpha Integral Field Spectroscopy, and HI Line-Widths
我们提出了一个调查的光度和运动学特性的39个附近，近面对盘星系。我们的方法利用阶梯分辨率积分场光谱的H-α区域，获得与DensePak的WIYN 3.5米望远镜台式摄谱仪。这一数据是补充HI线配置文件所观察到的Nancay射电望远镜的25个这些样本星系。从文献中可以获得12个额外的线宽。在本文中，我们介绍了本次调查的目标，定义了样本选择算法，并积累了积分场光谱数据和HI线宽。我们建立了样品的空间积分H-α线宽。我们测试的准确性，这些空间集成线轮廓卷积窄带成像数据与速度场信息的样本星系之一，PGC 38268，并通过比较HI线轮廓。我们发现HI和H-α线的轮廓是相似的宽度，但不同的形状，表明我们正在观察不同的空间分布的电离和中性气体在很大程度上轴对称系统与平坦的外旋转曲线。我们还发现，在几个盘尺度长度范围内，电离盘气体的垂直速度色散的中值为18 km/s，80%的范围为12-26 km/s。这只比中性原子和分子气体所观察到的大~2倍。对于H-α的固有和热增宽的标准假设，这转化为湍流速度范围的三倍，在8和25 km/s之间。
2006-05-14 astro-ph
Constraining dark halos with tidal tails
在星系碰撞中，大规模和扩展的暗晕可以抑制长潮汐尾的形成。我们研究了这种影响，使用不同的暗晕潜力的模拟约束相互作用星系的晕属性进行了广泛的调查。这些限制相比，其他观测限制和理论预测的晕结构。像CDM这样的$Ω=1$宇宙学模型预测的暗晕质量太大，而且延伸得太长，不可能产生在附近星系碰撞中看到的长潮汐尾。这也与从卫星运动学推断的晕势相冲突;这样的晕同样会抑制星系碰撞中的尾形成。
1997-12-08 astro-ph
Kinematic Disturbances in Optical Rotation Curves among 89 Virgo Disk Galaxies
对室女星系团区的89个星系，主要是旋涡星系，我们获得了电离气体的光学长缝长轴谱。我们发现：（1）我们观测到的室女座星系中有一半具有规则的旋转模式，而另外50%则表现出从轻微到严重的运动学扰动。速度的复杂性通常与潮汐相遇或吸积事件所造成的速度复杂性相一致。由于运动学扰动预计会在10^9年内消失，许多室女座星系在其一生中经历了几次显著的运动学扰动。(2)一些室女座星系的电离气体范围有限，速度相对于它们的光度来说特别低。在这些星系中，气体必须没有旋转支撑。(3)具有规则自转曲线的星系和具有扰动自转曲线的星系的系统速度分布存在显著差异。具有规则旋转模式的星系显示出系统速度的平坦分布，而具有扰动运动学的星系具有与室女座椭圆星系非常相似的高斯分布。这表明，螺旋与扰动的运动学优先径向轨道，这使他们的集群核心，潮汐相互作用强和/或更常见。这些相互作用可能会改变星系的形态，也可能在推动室女星系团走向动力学平衡方面发挥作用。
1999-04-03 astro-ph
Tidally-triggered disk thickening. II. Results and interpretations
我们在以前的论文（AAS 116，417，1996）中报道了24个边对相互作用旋涡星系的B，V和I波段光度数据，以及7个边对孤立星系的控制样本。我们在这里讨论的主要结果发现，在这项研究中：径向指数scalelength h的比率h/z的常数scaleheight z是约两倍小的相互作用星系。这被发现是由于两个增厚的平面，和径向剥离或收缩的恒星盘。如果我们相信任何星系在过去经历过潮汐相互作用，我们必须得出结论，连续的气体吸积和随后的恒星形成可以在1 Gyr的时间尺度内将h/z比值恢复到更高的值。
1997-02-03 astro-ph
Major axis kinematics of 15 early-type galaxies in the Fornax cluster
本文给出了Caon \etal \（1994）研究的天炉座星系团测光样本中15个椭圆星系和S_0星系的长轴旋转曲线和速度色散分布，它们延伸到大约一个有效半径。每个星系的光谱和光度特征的简要说明，以及与以前的研究进行比较。九个E中的六个可能是错误分类的S 0或椭圆星系，其中含有盘状成分。两个星系（NGC~1399和1404）显示出反向旋转的迹象。给出的证据表明，由Capaccioli \etal \（1992）首次提出的早型星系的\bright \和\ordinary \家族在各向异性参数$(\Vm/σ)^*$方面也是不同的。
1994-10-03 astro-ph
Orbital Structure of Collisionless Merger Remnants: On the Origin of Photometric and Kinematic Properties of Elliptical and S0 Galaxies
我们提出了一个详细的调查合并残留物的轨道内容和可观测的椭圆星系和S 0星系之间的关系。我们的分析是基于Naab & Burkert发表的不同质量比和轨道参数的盘星系无碰撞合并的统计样本。我们使用Carpintero和Aguilar的光谱方法来确定每个遗迹的轨道内容，并将其与其内在形状以及投影的运动学和光度学特性相关联。我们讨论的凸起组件和不同的近心距离的影响。两个最丰富的轨道类别是短轴管和盒轨道。它们的比例似乎决定了残骸的基本性质。平均而言，短轴管的比例从1：1到4：1的合并质量比增加了2倍，而盒轨道的比例减少了10%。在一定质量下，残骸的中心速度色散与短轴管与盒轨道的比值成比例。有趣的是，旋转支撑系统和压力支撑物体之间的分界线$(v_{maj}/σ_0)^*=0.7$，原来与一个单位的盒子与短轴管比相一致。椭圆星系观测到的$h_3$ - $v/σ$反关联不能用无碰撞合并残留物来再现。我们建议，这只能通过一个额外的物理过程，显着减少盒轨道内容来协调。以短轴管轨道为主的残馀星主要有盘状投影。粗轴残余物总是具有大于1的盒与短轴管比率。这项研究将能够识别观察到的椭圆星系，可能已经形成，在碰撞限制，由气体贫盘合并。
2005-06-30 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
Pseudobulges in Barred S0 Galaxies
我们目前正在进行的研究的凸起的S 0星系的初步结果。我们发现，在一个子样本的14个酒吧S 0星系，完全一半的光度定义的凸起显示运动学签名的“pseudobulges”-也就是说，他们的运动学是由旋转为主。在其中的四个星系中，我们在光度凸起区域中识别出至少两个子成分：与盘状运动学相关的平坦的盘或棒成分;以及更圆的“内凸起”，这似乎是更像经典凸起的更热的系统。
2004-09-05 astro-ph
Galactic kinematics with RAVE data: I. The distribution of stars towards the Galactic poles
我们分析了G和K型恒星朝向银河系极点的分布，使用RAVE和RAVDIE径向速度，2MASS光度计恒星计数，和UCAC 2自行。光度和3D运动学数据的结合使我们能够解开和描述矮星，亚巨星和巨星的垂直分布及其运动学。我们确定内的运动学和数量级计数，分离薄盘，厚盘和热组件的不连续性。薄盘和厚盘的刻度高度分别为225 $\pm$ 10 pc和1048 $\pm$ 36 pc。我们还限制了光度函数和运动学分布函数。薄盘和厚盘之间存在的运动学间隙与厚盘通过连续过程（例如螺旋臂或分子云散射恒星）由薄盘形成的不相容。厚盘的其他形成机制，如“当场创建”或顺利“吸积”仍然与我们的研究结果兼容。
2008-01-14 astro-ph
Photometric properties and origin of bulges in SB0 galaxies
通过对观测到的14个SB 0星系的$I$带表面亮度分布进行参数化光度分解，导出了它们的结构成分的光度参数。我们发现SB 0凸起类似于早期无棒螺旋的凸起，即它们具有接近指数的表面亮度轮廓（$<n>=1.48\pm0.16$），并且它们的有效半径与它们周围圆盘的尺度长度（$<r_e/h>=0.20\pm0.01$）强烈耦合。光靠光度分析不能区分SB 0凸起和无阻挡的S 0凸起。然而，三个样品凸起具有典型的伪凸起的圆盘特性。NGC 1308和NGC 4340的膨胀比无棒星系的膨胀和具有相同椭圆率的各向同性扁球体的模型旋转得更快。IC 874的膨胀区的速度色散比Faber-Jackson相关性和椭圆星系和S 0膨胀区的基本面所预期的要低。其余的样品凸起是经典的凸起，运动学上类似于低光度的椭圆星系。特别是，他们遵循费伯-杰克逊相关性，躺在基本平面和那些恒星运动学可旋转的速度一样快的无棒星系的凸起。
2005-01-10 astro-ph
A photometric and kinematic study of the stars and interstellar medium in the central two kpc of NGC 3379
NGC 3379的HST图像显示，这个E1星系内部13弧秒的V和I光度分布由两个不同的组成部分表示：一个遵循Sersic定律的恒星凸起，指数n = 2.36，和一个具有特征性“尖”轮廓的中央核心（r < 0.7弧秒）。减去由拟合的Sersic剖面表示的基本恒星成分，发现存在一个大约150太阳质量的小尘埃盘（r ~ 105 pc），方向为PA = 125度，相对于视线倾斜~ 77度。在颜色指数（V-I）图像中检测到相同的吸收结构。内20角秒的恒星自转可以用一个参数化的平面圆盘模型来表示，相对于天空平面倾斜约26度，视长轴沿PA约67度。内部5弧秒的气体速度曲线显示出陡峭的梯度，表明气体的旋转速度比恒星快得多，尽管方向相同。然而，气体系统的速度场与开普勒自转的简单模型并不一致，开普勒自转是由观测到的最大速度所暗示的大中心质量（半径约90 pc内的7 x 10 E9太阳质量）维持的，但现有的数据排除了更详细的分析。
1999-08-19 astro-ph
