The ghost of a dwarf galaxy: fossils of the hierarchical formation of the nearby spiral galaxy NGC 5907
我们提出了一个星系外的角度来看，一个扩展的恒星潮汐流周围的边缘上，螺旋星系NGC 5907包装。我们的深层图像首次揭示了一个大规模的弧形环复合体，这是一个很好的例子，说明了低质量的卫星吸积如何产生一种交织的，玫瑰花状的碎片结构，分散在其宿主星系的晕中。这种结构的存在，可能已经形成并存活了几个千兆年，证实了本地宇宙中螺旋星系的晕可能仍然包含大量的星系化石。为了检验外部吸积方案的有效性，我们提出了N体模拟的潮汐破裂的矮星系类系统在盘星系加暗晕的潜力，表明在NGC 5907中观察到的潮汐特征可以解释由一个单一的吸积事件。不幸的是，由于没有运动学数据，只有流的投影几何形状作为约束，我们的模型的参数是相当退化的，现在，必须被认为是说明性的。有趣的是，NGC 5907长期以来一直被认为是相对孤立的扭曲螺旋的典型例子。一个扩展的潮汐流的存在挑战了这一图片，并建议流祖引起的重力扰动可能是导致翘曲。用相当普通的仪器在附近星系中探测到一个古老而复杂的潮汐流，这表明在本体积（< 15 Mpc）中寻找旋涡星系周围河外潮汐子结构的调查是可行的-有可能获得一个具有足够统计意义的普查，以便与宇宙学模拟进行比较。
2008-08-13 astro-ph
The Dependence of Tidally-Induced Star Formation on Cluster Density
对8个邻近星系团中320个旋涡星系H α辐射的观测表明，随着星系团的丰富，环核星暴辐射增强。这些观测结果提供了令人信服的证据，螺旋已经转化为S0的集群主要是由潮汐力，图片完全符合最新的数值模拟集群。对于最富有的集群，星暴发射的增强是大于预期的基础上增加星系表面密度单独，这可能会解释异常的结果发现低丰富度集群在中等红移的类型星系表面密度关系。
2000-02-19 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
The Spitzer Spirals, Bridges, and Tails Interacting Galaxy Survey: Interaction-Induced Star Formation in the Mid-Infrared
我们目前斯皮策中红外成像的样本35潮汐扭曲合并前相互作用的星系对从阿普阿特拉斯。我们比较他们的全球中红外特性与正常星系的SINGS斯皮策遗产调查，并分离盘发射的潮汐功能。这些光学选择的相互作用星系的[8.0微米]-[24微米]、[3.6微米] - [24微米]和[5.8微米] - [8.0微米]颜色平均比螺旋星系的颜色更红，这意味着质量归一化恒星形成率（SFR）提高了约2倍。此外，Arp星系中的24微米发射比螺旋星系中的更集中，这表明气体正在集中到内部区域并为中央恒星的形成提供燃料。与螺旋星系相比，Arp星系的斯皮策色波长较短，没有明显的差异，因此这些数量对恒星形成的增强不太敏感。在我们的样品中没有观察到强烈的斯皮策色对分离趋势;这可能是因为我们的样品被选择为潮汐干扰。潮汐特征对总Spitzer通量的贡献平均小于10%。Spitzer 24微米光度对Arp星系的SFR暗示相对温和，平均约为1 M（太阳）/年。
2006-10-18 astro-ph
Ultraviolet Signatures of Tidal Interaction in the Giant Spiral Galaxy, M101
我们提出了在过去10^8 - 10^9年中在M101盘中发生的潮汐相互作用的新证据。最近由航天飞机携带的紫外成像望远镜（UIT）对M101的远紫外辐射进行的成像以前所未有的清晰度揭示了多个线性臂段（“弯曲臂”）的盘宽模式。深FUV图像还显示了一个微弱的外旋臂，带有一个（“卷曲的尾巴”）特征，似乎环绕着超巨星HII区域NGC 5471 -将这个外围星暴与星系的其他部分联系起来。这些FUV明亮的特征最有可能追踪到热的O & B型恒星以及来自相关星云尘埃的散射光。最外面的“弯曲臂”的对应物在可见光波长的地图和HI的21厘米线中很明显。内盘FUV臂与H $α$结和CO臂的外侧（下游）联系最紧密。当非轴对称强迫来自与一个或多个伴星系的“外部相互作用”和来自在盘内轨道运行的大质量物体的“内部扰动”的组合时，“弯曲臂”和"卷尾“形态与动力学模拟的比较产生了最大的相似性。我们推测NGC 5471代表了盘内这些“大质量扰动”之一，其形成是M101和一个较小星系之间的潮汐相互作用。
1996-12-17 astro-ph
The Spitzer Spirals, Bridges, and Tails Interacting Galaxy Survey
我们目前斯皮策中红外图像从调查的30多个合并前强烈相互作用的星系对从阿普阿特拉斯。这些星系的全球中红外颜色和它们的潮汐尾巴和桥梁与正常的旋涡星系相似，因此这种光学选择的相互作用星系样本在其盘或潮汐特征中没有强烈增强的标准化恒星形成率。尽管有扭曲和干扰，这些系统仍然以平均正常的速度形成恒星。这些星系的形态在较短波长的IRAC波段比在8 $μ$ m波段更平滑，在8 m波段可以检测到数十个恒星形成的团块。
2006-03-15 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
An H alpha Survey of 8 Abell Clusters: the dependence of tidally-induced star formation on cluster density
我们已经进行了调查的H α发射在一个基本上完整的样本的CGCG星系的类型Sa，后来在1.5阿贝尔半径的中心的8个低红移阿贝尔星系团。大约320个星系被调查，其中116个被检测到发射（39%的螺旋，75%的特殊）。检测到的排放被分为“密集型”或“扩散型”。从分析的全部调查样本，我们再次确认我们以前的识别致密和弥漫性排放与环核星暴和磁盘排放。环核发射要么与酒吧的存在，或与干扰星系形态指示正在进行的潮汐相互作用。这种潮汐引起的（环核）星暴发射的螺旋增加的频率从低到高的局部星系表面密度的地区，从低到高的中央星系空间密度的集群。我们的结论是，潮汐相互作用可能是主要的机制转换的螺旋到S0的集群。最后，在局部密度相当的区域，潮汐引起的星暴辐射的频率在中心星系密度较高的星系团中更高。这意味着，对于一个给定的局部密度，盘状星系的形态转变进行得更快，在集群的中心星系密度较高。这种效应被认为是由于子星系团合并，并可以解释先前认为的异常缺乏一个显着的类型，局部表面密度关系的不规则星系团在中等红移。
2000-03-22 astro-ph
Star formation in normal and barred cluster spirals
一个客观的棱镜H α调查表明，有一个人口的早期类型的螺旋星系在附近的星系团与强大的中心爆发的恒星形成，这可能是由于星系-星系潮汐相互作用。这样的星系在野外很少被发现。
1995-03-22 astro-ph
A Numerical Experiment of a Triple Merger of Spirals
我们提出了一个初步报告的动态演化的三胞胎的螺旋星系合并残留物，类似于一个椭圆形。我们发现，大投影恒星潮汐尾~200千秒差距可以发展过程中的二进制的形成，并高达~350千秒差距的第三个星系时，这与二进制合并。当气体被视为测试粒子时，气体潮汐尾的半径在哈勃时间内可能达到~ 1 Mpc;这个半径与在相互作用期间形成的常见暗晕的大小相似。有人建议，气体尾巴可以提供一种手段，以确定在某种程度上的合并过程中形成的螺旋共同的黑暗晕的大小。恒星残骸显示出椭圆状的表面密度分布，但其相空间保留了更多的信息，可以用来确定它是否是由螺旋组装而成的。
1999-07-30 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
The Distribution of Barred Galaxies in the Virgo Cluster
本文研究了室女星系团中有棒和无棒盘星系的分布，试图利用具有特定形态特征的星系的频率和空间分布来研究各种环境效应对星系团中盘星系演化的影响。处女座区域中的条纹螺旋的速度分布与非条纹螺旋的速度分布明显不同，这表明条纹螺旋在星系团的主凝聚中更常见。用Binggeli等人[A&AS，98，275（1993）]的子星系团分配方法，清除了不属于主星系团凝聚的星系的一个样本证实了这一点，表明棒旋星系的径向分布比非棒旋星系更集中地凝聚。相反的旋涡星系，分布的酒吧S0星系是统计上无法区分的nonbarbed S0的。考虑到由于集群质量分布的潮汐扰动的水平相比，由于个别星系表明，由集群质量分布的潮汐触发是最有可能的源的增强分数的棒旋在集群中心。
1996-03-22 astro-ph
The magnetic fields of large Virgo Cluster spirals
由于它的接近，室女星系团是一个很好的目标，研究星系与星系团环境的相互作用。可以研究高速潮汐相互作用和由团内气体的冲压压力剥离的影响。光学和/或\ion{H}{i}观测并不总是显示星系之间的弱相互作用及其与星系团介质相遇的影响。为此，我们在室女星系团螺旋磁场结构中寻找可能的异常，这些异常可能归因于它们的气体分布和运动学的扰动。五个大角度的室女星系团螺旋星系（NGC 4501、NGC 4438、NGC 4535、NGC 4548和NGC 4654）是使用位于埃费尔斯贝格的100米射电望远镜在4.85千兆赫进行灵敏的总功率和偏振研究的目标。对于两个物体的偏振数据在较高的频率已经获得允许法拉第旋转分析。在所有星系中都发现了扭曲的磁场结构。在NGC 4438（由于核活动）和NGC 4654（潮汐尾和冲压压力效应的组合）中发现了相互作用引起的磁化外流。几乎所有的天体（除了贫血的NGC 4548）都表现出偏振射电连续谱的扭曲，这归因于周围气体的影响。对于一些星系，他们同意其他物种的观测，但有时（NGC 4535）的磁场是与集群环境相互作用的唯一示踪剂。星系团的环境明显地影响了星系的演化，这是由于冲压压力和潮汐效应。磁场为过去的相互作用提供了非常持久的记忆。因此，它们是其他观测难以探测到的弱相互作用的良好示踪剂。
2007-05-31 astro-ph
Halpha Morphologies and Environmental Effects in Virgo Cluster Spiral Galaxies
我们描述了室女星系团和孤立的螺旋星系的各种Halpha形态，并将Halpha形态与改变星系团星系的环境相互作用类型联系起来。H α和R-波段辐射的空间分布被用来将52个室女星系团螺旋的恒星形成形态分为几类：正常（37%），贫血（6%），增强（6%）和（空间）截断（52%）。截断星系根据其内部恒星形成率进一步细分为截断/正常（37%），截断/紧凑（6%），截断/贫血（8%）和截断/增强（2%）。在这两种环境中，贫血星系的比例相对较小（6-13%），这表明饥饿不是室女座螺旋星系恒星形成率降低的主要因素。大多数室女座螺旋星系的Halpha盘被截断（52%），而截断的Halpha盘在孤立星系中更罕见（12%）。大多数的Halpha-truncated星系有相对不受干扰的恒星盘和正常的略增强的内盘恒星形成率，这表明ICM-ISM剥离是导致室女座螺旋恒星形成率降低的主要机制。在其他星系中，Halpha的形态更符合潮汐起源，或者可能是外星系团HI的吸积。这些结果表明，大多数室女座旋涡星系的经验ICM-ISM剥离，许多经验显着的潮汐效应，和许多经验。（节略）。
2004-06-09 astro-ph
Tidal Effects in Clusters of Galaxies
高红移星系团的螺旋星系相对于附近的星系团多出2-3倍，而相应的S 0星系则少。这种形态演化可以用与邻近星系的潮汐相互作用和星系团晕的等级增长来解释。潮汐相互作用的效率取决于星系团的大小和结构，以及其形成的时代。我在三种宇宙学模型中模拟了室女座型星系团的形成和演化：临界密度模型Omega_0=1，开放模型Omega_0=0.4，以及带宇宙学常数的平坦模型Omega_0=0.4。对已识别晕的轨道进行了高时间分辨率（~10^7年）追踪。相对速度低的晕在进入星系团后不久就合并了;在雄化之后，合并被抑制了。星系的动力学演化取决于沿其轨道的潮汐场。潮汐力的最大值并不总是对应于最接近集群中心。它们在很大程度上是由局域密度结构产生的，例如大质量星系和下落星系群的未维里化残余物。星系的碰撞会因子结构而加剧，在哈勃时间内，每个星系在10千秒差距内约有10次碰撞。这些非常接近的相遇增加了总加热率的重要数量（10-50%）。潮汐相互作用的综合效应不足以将旋涡星系转变为椭圆星系，但可以产生S 0星系。总的来说，在低Omega_0星团中潮汐加热较强。
2003-02-24 astro-ph
Dynamical Evolution of Galaxies in Clusters
潮汐力作用于星系团中的星系导致了强烈的动力学演化。为了量化的演变量，我运行自洽的N体模拟的盘星系的各种模型中的层次形成的集群。在Omega_0=1、Omega_0=0.4和Omega_0 = 0.4、Omega_Lambda=0.6的宇宙学情景下，从团簇形成的模拟中提取了沿银河系轨道的潮汐场。对于旋转速度为250 km/s的大型螺旋星系，潮汐相互作用将大质量暗物质晕截断在30 +- 6 kpc，并将恒星盘截断2到3倍，将Toomre参数增加到Q > 2并停止恒星形成。低密度星系，如圆速度为20 km/s的矮椭球和尺度长度为10-15 kpc的扩展低表面亮度星系，被潮汐冲击完全破坏。它们的碎片对散射的团内光有贡献。潮汐的影响是显着的，不仅在核心，但整个集群，可以参数化的临界潮汐密度。潮汐引起的演化结果在改造的下降螺旋到S 0星系和LSB人口的枯竭。在低Omega_0宇宙学模型中，星系团形成较早，星系演化较强。
2003-02-24 astro-ph
The Alignments of the Galaxy Spins with the Real-Space Tidal Field Reconstructed from the Two Mass Redshift Survey
我们报道了一个直接的观测证据，证明了星系自旋与真实空间潮汐场的一致性。我们利用Erdogdu等人2006年的双质量红移巡天（2 MRS）重建的实空间密度场计算实空间潮汐场。利用Tully星系表中的12122个邻近的旋涡星系，我们计算了它们的自旋轴相对于2 MRS潮汐场的取向。我们发现一个明确的信号的内在相关性之间的星系自旋和中间主轴的潮汐剪切。在99.99%的置信水平下拒绝无相关性的零假设。我们还研究了内禀相关对星系形态类型和环境的依赖性。结果表明：（1）内禀相关对旋涡星系的形态类型依赖性较弱，但随形态类型的增加而略有减小;（2）内禀相关在高密度区比低密度区强。观测结果与基于潮汐力矩理论的解析预报在定量上是一致的。结论是星系自旋方向在原则上可能提供一个新的互补探针的暗物质分布。
2007-09-11 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
Lopsided Spiral Galaxies and a Limit on the Galaxy Accretion Rate
本文用恒星光的方位角m=1傅立叶振幅A_1测量了60个场旋涡星系的星盘的不平衡性。我们推测这种不平衡性是由潮汐相互作用引起的，并计算了小星系吸积速率的上限。我们利用最近的恒星形成（Zaritsky 1995）的不平衡性和光度测量之间的相关性，以获得这些m=1失真的寿命的两个独立的估计。首先，我们表明，不平衡的星系有一个过剩的蓝色光度相对于对称星系具有相同的H I线宽，这是我们归因于最近的恒星形成事件，是由星系和同伴之间的相互作用所引发的。我们使用恒星星族模型（Bruzual和Charlot 1993）来估计自相互作用以来的时间。其次，我们使用Walker，Mihos和Hernquist（1996）的N-body模拟坠落卫星来估计潮汐引起的m=1失真通过相位混合被消除的速度。这两种方法都表明，观测结果与假设的潮汐相互作用是一致的，该相互作用发生在大约1 Gyr前的星系中，这些星系在20%的水平上不平衡。通过结合这种寿命估计的不平衡性，观察到的频率，这种扭曲，和校正的调查体积，这取决于在相互作用过程中的光度增加，我们得出了一个上限，目前的伴侣吸积率的场螺旋星系（约10%的母星系质量的伴侣质量），位于范围0.07 - 0.25每Gyr。这个极限的主要不确定性来自于对不平衡性和M_B之间的关系的解释的不明确性。
1996-08-13 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
Old stellar counter-rotating components in elliptical-spiral mergers: exploring the GalMer database
我们调查，通过数值模拟，椭圆螺旋合并残留物的运动学。逆旋转可以出现在共面和非共面的逆行合并中，它主要与盘的存在有关，它保留了部分初始自旋。反过来，由于潮汐力的作用，两个相互作用的星系的外部区域获得了部分轨道角动量。
2007-11-23 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
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
Old stellar counter-rotating components in early-type galaxies from elliptical-spiral mergers
我们调查，通过数值模拟，形成反向旋转的老恒星组件之间的椭圆星系和旋涡星系的合并的可能性。我们发现，逆旋转可以出现在耗散和无耗散的逆行合并，它主要是与存在的磁盘组件，它保留了其初始自旋的一部分。反过来，两个相互作用的星系的外部区域获得部分轨道角动量，这是由于伴星施加在每个星系上的潮汐力的作用。
2007-10-05 astro-ph
Pre-DEIMOS Pilot Surveys for DEEP
DEEP是一个多机构计划，旨在利用凯克II 10米望远镜上的新仪器（DEIMOS）对I ~ 23的10，000多个场星系进行重大光谱调查。科学目标包括探索星系形成和演化，绘制中高红移的大尺度结构，以及限制暗物质的性质和分布以及宇宙学。DEEP的特点是确保足够的质量和分辨率的光谱，以提取旋转曲线，速度分散，年龄估计和化学丰度的一个更明亮的星系子集。在等待DEIMOS于1999年投入运行的同时，DEEP科学方案的第一阶段集中于用HST观测的区域的LRIS观测。最近的研究重点包括致密星系、高红移（z ~ 3）星系和遥远旋涡星系的红移和运动学研究。
1998-09-16 astro-ph
Lopsided spiral galaxies: evidence for gas accretion
我们量化的不平衡度为149个星系的OSUBGS样品中观察到的近红外线的样本，并试图解释所观察到的磁盘不平衡的物理起源。我们确认以前的研究，但现在对于一个更大的样本，大部分的星系显示出显着的不平衡性，在他们的恒星盘，测量的傅立叶振幅的m=1的组件，归一化的平均值或m=0的组件，在表面密度。晚型星系被发现更不平衡，而存在的m=2的螺旋臂和酒吧是相关的。发现m=1的振幅与通过附近同伴作用于星系的潮汐力无关。通过数值模拟研究了m=1的产生过程：星系潮汐相遇、星系合并、外部气体吸积和随后的恒星形成。模拟结果表明，星系的相互作用和合并可以引发强烈的不平衡性，但不能解释观测到的星系的几个独立的统计特性。为了解释所有的观测结果，我们需要将大部分的不平衡性归因于星系盘上气体的宇宙学吸积，当这种吸积足够不对称时，它会产生强烈的不平衡盘。
2005-04-22 astro-ph
Star formation bursts in isolated spiral galaxies
我们研究了星系盘的气体成分对由螺旋星系的N体模拟产生的含时势的响应。结果表明，气体的螺旋结构的显着变化，这可能会导致显着波动的恒星形成率（SFR）。在所有情况下，预计SFR会出现明显的局部变化。然而，全球SFR的爆发历史要求平均表面密度比恒星形成的假定阈值小得多（小一个数量级左右）。因此，我们认为，爆发的恒星形成的历史，通常归因于合并和/或潮汐相互作用，可能是一个正常的模式，气体贫困孤立的螺旋星系。
2006-07-03 astro-ph
Possible Local Spiral Counterparts to Compact Blue Galaxies at Intermediate Redshift
我们确定附近的盘星系的光学结构参数类似的中等红移紧凑的蓝色星系。通过比较HI和光学发射线的宽度，我们表明，光学宽度大大低估了真正的运动学宽度的本地星系。以此类推，光学发射线宽度可能低估了中等z致密天体的质量。对于附近的星系，紧凑的蓝色形态是潮汐触发的中心恒星形成的结果：我们认为，相互作用和轻微的合并可能会导致明显的紧凑形态在较高的红移。
2001-02-12 astro-ph
Orbital Decay and Tidal Disruption of a Star Cluster: Analytical Calculation
用解析方法研究了星系中星团的轨道衰变和潮汐破裂。由于动力学摩擦，星团螺旋形地向星系中心靠近。与此同时，银河系的潮汐场将恒星从星团的外围剥离。在假设星团经历自相似演化的条件下，得到了星团在分裂前到达星系中心的条件和时间尺度。利用这一结果讨论了最近在星暴星系的年轻星团中发现的大于10^3 M（太阳）的所谓中等质量黑洞的命运以及星系中球状星团的质量函数。
2002-11-01 astro-ph
Arp 116: Interacting System or Chance Alignment?
使用高空间分辨率的哈勃太空望远镜/高级相机的调查档案成像观测的Arp 116，集中在椭圆星系NGC 4649，我们探索的新技术的像素逐像素分析的星系的颜色-星等光谱，以寻找任何证据，最近增强恒星形成由于明显的潮汐相互作用与其螺旋同伴，NGC 4647。从系统的几何形状的详细分析，并根据现有的多波长观测的额外间接证据，我们得出结论，虽然可能有理由为这个系统的潮汐相互作用的假设，任何相互作用迄今为止都不足以触发一个增强的水平最近恒星形成的椭圆形组件，虽然仔细观察我们的彩色图像显示，在螺旋伴星一侧的椭圆星系中，有一个微弱的蓝色像素过剩（一个约0.20等的蓝色“环”）。考虑到似乎有一个中等储量的可用气体正在进行的恒星形成（虽然在低柱密度），这表明我们目前正在目睹NGC 4647和NGC 4649之间的潮汐相互作用的开始。此外，NGC 4649中新恒星形成的触发可能会受到显著阻碍，因为螺旋部分的质量要低得多。
2006-09-28 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
Intrinsic Inclination of Galaxies embedded in Cosmic Sheets and its Cosmological Implications: An Analytic Calculation
本文在潮汐力矩理论的框架下，解析地研究了二维片状结构中星系取向的大尺度相干性。假设星系自旋和周围的物质场本质上是按照潮汐力矩模型对齐的，我们首先推导出分析的概率分布的星系位置角，并评估其相对于平面的倾斜度。然后，我们将我们的分析方法应用到本地超星系团附近的螺旋，并提供理论解释为什么以及在什么程度上附近的螺旋相对于超星系平面倾斜。最后，我们得出结论，所观察到的大规模的相干性，在附近的螺旋相对于超星系平面的方向可以定量地理解的潮汐力矩理论预测的星系的内在对齐方面，发光星系的自旋可能更强烈地与周围的物质比底层的黑暗晕对齐。如果应用于像斯隆数字巡天（SDSS）的大规模调查，我们的分析方法将使我们能够准确地测量星系的内在排列的强度，这在弱透镜搜索中起着统计误差的作用，并可用作化石记录来重建宇宙学。
2004-08-27 astro-ph
Effects of Interaction Induced Activities in Hickson Compact Groups: CO and FIR Study
为了研究Hickson致密群（HCG）星系独特的环境对ISM和恒星形成活动的影响，对距离有限（z<0.03）的完整样本进行了CO和FIR辐射的研究。在这些稠密的星系群中普遍存在的潮汐相互作用将预测HCG星系之间的活动比孤立的星系增强。相反，它们的CO和FIR特性与孤立的螺旋线惊人地相似。这里提出的80 HCG星系的CO数据表明，螺旋全球显示相同的H2含量的孤立的比较样本，虽然20%的CO排放不足。CO的不足似乎与集团的演变，气体耗尽通过过去的恒星形成和外部气体储备的潮汐剥离外HI盘的去除提供了一个可能的解释。使用ADDSCAN/SCANPI重新分析了161个HCG星系的整个样本的IRAS数据，将现有点源目录（PSC）的灵敏度提高了3-5倍，并更好地解决了单个星系的贡献。我们发现HCG星系的远红外辐射类似于孤立星系、室女星系团和弱相互作用星系。一个因素2之间的HCG螺旋的25 micr/100 micr的流量比增强，这表明激烈的，本地化的核星暴活动类似于HII星系。在CO和FIR中检测到了一些早期型星系，进一步支持了潮汐相互作用和潮汐诱导的星系群和成员星系演化在我们的样本中很重要的观点。
1997-11-12 astro-ph
Abundant Molecular Gas in Tidal Dwarf Galaxies: On-going Galaxy Formation
【节录……】我们调查的星系形成的过程中，可以观察到的唯一目前正在形成的星系-所谓的潮汐矮星系，以下TDGs -通过观测的分子气体检测通过其CO排放。这些物体是由两个大质量星系碰撞时的潮汐力从螺旋盘外部撕裂下来的物质形成的。分子气体是星系形成过程中的一个关键元素，提供了气体云和真正星系之间的联系。我们已经在8个TDG中探测到CO（其中两个已经在Braine等人2000中发表），总体探测率为80%，表明TDG中分子气体丰富，高达几个10^8 M_sun。CO发射在空间和运动学上与HI发射一致，表明分子气体是由HI柱密度高的原子氢形成的。观察到一种可能的趋势，即具有更大分子气体质量的更进化的TDG，与HI向H2的转化一致。虽然更高的空间分辨率CO（和HI）的观测将有助于减少不确定性，我们发现TDG不需要暗物质，这将使它们成为唯一的星系大小的系统，在这种情况下。螺旋状的暗物质应该是在一个光环中，而不是在一个旋转的圆盘中。大多数矮星系都富含暗物质，这意味着它们不是潮汐起源的.
2001-08-31 astro-ph
Statistics of optical warps in spiral disks
我们提出了一个统计研究的光学翘曲的样本540个星系，约5倍于以前的样本。大约有40%的晚型星系在其外部的平面上显示出S形弯曲。考虑到几何参数和探测灵敏度，这一结果表明，至少有一半的星系盘可能是弯曲的。我们证明，通过几何模拟，一些明显的翘曲可能是由于螺旋臂在一个高度倾斜的星系。非翘曲星系的模拟给出了$\approx$ 15%的假翘曲量，而翘曲星系的模拟表明，不超过20%的翘曲被错过。我们发现一个很强的正相关性，观察到的翘曲与环境，这表明潮汐相互作用有很大的影响，在创建或加强翘曲变形。
1998-06-08 astro-ph
Galaxy Zoo: Chiral correlation function of galaxy spins
星系动物园是第一个研究附近的星系，包含了可靠的信息，螺旋意义上的星系臂旋转的相当数量的星系。我们在角空间、实空间和投影空间测量了正面螺旋星系的自旋手征（星系似乎在旋转的意义）的关联函数。我们的研究结果表明，在小于~0.5 Mpc的分离在2-3西格玛的统计显著性的正相关性的暗示。这是自旋手征关联的第一个实验证据。在潮汐力矩理论中，它表明附近星系的惯性张量是相关的。这是补充附近的自旋轴相关性的研究，探测潮汐场的相关性。理论解释是困难的，在小的距离检测到的相关性，这意味着子结构可能发挥重要作用，我们必须选择面对螺旋星系，而不是一般的体积有限的样本。
2008-10-22 astro-ph
Magnetic fields and gas in the cluster influenced spiral galaxy NGC4254 - I. Radio and X-rays observations
射电观测可以显示星系团如何受到各种环境因素的影响。我们对NGC 4254进行了三频射电偏振VLA观测，并在X射线和紫外光下进行了灵敏的XMM-牛顿观测。在8.46 - 4.86 GHz的总射电强度的分布揭示了一个全球性的不对称性，更分散，几乎两倍大的扩展到北部比南部。射电偏振强度更加不对称，在南盘边缘显示出一个奇怪的亮脊，位移到局部密度波的下游侧。磁臂也可以在其他磁盘部分看到，主要是避免附近的光学螺旋臂。空间分辨发射的热X射线气体从整个星系盘，其软成分密切跟踪恒星形成的地区，被检测到。局部射电非热红外关系的斜率<1，因此小于射电热红外关系的斜率（>1）。使用基于射电热辐射的恒星形成率（SFR），我们发现在更多的Halalpha发光恒星形成区域有更高的消光比，幂律斜率为0.83。该星系的估计平均SFR为0.026 M_sun/yr/kpc ^2，比其他类似哈勃类型的螺旋星系大三倍。NGC 4254似乎属于“年轻”的室女星系团成员，它最近在星系团的外围经历了一次引力相遇，潮汐力扰动了它的旋臂，引发了恒星形成的爆发，恒星形成仍然保持着强烈的无线电和红外辐射。潮汐力也可以剪切南部圆盘部分的磁场，并导致观察到的极化脊，虽然，磁场压缩由集团气体的弱冲压压力不能排除。
2007-08-11 astro-ph
HST Observations of the Interacting Galaxies NGC 2207 and IC 2163
哈勃太空望远镜拍摄的星系NGC 2207和IC 2163的图像显示了一个最近经历过掠食的系统中的恒星形成和尘埃结构。来自NGC 2207的潮汐力压缩并拉长了IC 2163的圆盘，形成了恒星形成的椭圆形脊。从这个脊流走的气体具有横向于运动方向的平行细尘丝。数值模型表明，细丝来自相互作用之前存在的絮状螺旋臂。潮汐尾外缘的尘埃带是气流突然改变方向的激波阵面。被IC 2163从背后照亮的NGC 2207的旋臂包含了几个平行的、多节的细丝，它们可能是密度波中的激波前沿。在这些尘埃带中形成的蓝色星团显示了由局部引力坍缩触发的密度波。IC 2163椭圆内的螺旋臂可能是形成椭圆的潮汐势中与ILR相关的轨道的结果。它们的存在表明，潮汐力本身可能会引发暂时的核气体流动，并最终在不首先形成恒星棒的情况下引发恒星爆发。出现了几个类似喷流的发射结构，长度为100-1000 pc。这是一个密集的暗云，呈圆锥状，长400 pc，尖端有一个明亮的致密星团，还有一个同样长度的圆锥形发射星云，指向星团的另一个方向。这个区域与一个非热射电连续源相吻合，它的亮度是Cas A在20厘米处的1000倍。
2000-07-14 astro-ph
The Warp and Spiral Arms of the Milky Way
我们检查外银河系HI磁盘从b=0平面的偏差，通过构建磁盘表面密度，平均高度和厚度的地图。我们发现，银河系翘曲是很好地描述了一个垂直偏移加上两个傅立叶模式的频率1和2，所有这些都与银心半径的增长。微扰理论计算表明，麦哲伦云的潮汐影响造成的扭曲的暗物质晕，结合起来，产生磁盘翘曲振幅的观测。我们还构建了一个详细的地图的扰动表面密度HI在外盘证明银河系是一个非轴对称的多臂螺旋。表面密度的超密度与气体厚度减小的区域一致。
2006-09-19 astro-ph
IC3328: a "dwarf elliptical galaxy" with spiral structure
本文给出了室女座星系IC 3328的二维光度分解。对这个形态分类的有核矮椭圆星系（dE 1，N）的全球光分布的分析显示，它有一个直径为4.5 kpc的紧密缠绕的双对称螺旋结构，精确地以矮星系的核为中心。螺旋的振幅只有矮星表面亮度的3%，使其成为星系中发现的最暗和最小的螺旋。在俯仰角和旋臂方面，螺旋星系与中间型星系M51相似，但它缺乏尘埃和突出的HII区域，这表明存在气体。在早期型矮星系中螺旋图案的视觉证据重新打开了这些矮星系是否是真正的旋转支撑或各向异性恒星系统的问题。在IC 3328的例子中，我们认为它是一个近似面对盘星系，其最大自转速度为v_c，max = 55 kms-1。螺旋的模糊和它内部的小运动表明，我们可能看到了摆动放大的噪音。另一种可能性是潮汐起源，由一个小伴星的近距离通过引起。
2000-04-18 astro-ph
The Dynamical Evolution of Galaxies in Clusters
星系的演化受到内部不稳定性、潮汐相互作用和合并等动力学过程的强烈驱动。集群环境是研究这些影响的有用实验室。我提出了最近的结果在一个集群的宇宙学崩溃的螺旋和椭圆星系的相互作用的人口模拟，显示中央，最亮的星系团星系通过合并，潮汐相互作用和合并对星系形态的影响，宇宙历史，潮汐碎片场的分布和运动学的形成。(See http://www.cita.utoronto.ca/~dubinski/rutgers98获取大量的图形和动画。）
1999-02-23 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
The regeneration of stellar bars by tidal interactions. Numerical simulations of fly-by encounters
我们研究再生的恒星酒吧引发的潮汐相互作用，使用数值模拟的纯恒星或恒星+气体盘星系。我们发现，足够强的相互作用，以再生的酒吧在纯粹的恒星模型不会导致再生的耗散模型，由于在这些模型中的诱导气体流入。在模型中，酒吧可以再生，我们发现诱导酒吧的强度和模式速度之间的紧密相关性。这种关系可以解释为一个显着的径向重新分配的角动量在光盘由于相互作用，类似的过程和相关性孤立的酒吧螺旋。此外，我们表明，再生酒吧表现出相同的动力学性质，因为他们的孤立的同行。
2003-09-24 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
A Multiwavelength View of Star Formation in Interacting Galaxies in the Pavo Group
我们结合斯皮策IRAC中红外（MIR）和钱德拉X射线观测的主要星系NGC 6872和NGC 6876在Pavo组与档案光学和HI数据研究相互作用引起的恒星形成。在螺旋星系NGC 6872中，8.0和5.8微米的非恒星辐射具有与多环芳烃（PAH）一致的颜色，集中在三个区域：在螺旋星系中心周围的5 kpc半径外环，在连接NGC 6872的北旋臂到IC 4970的辐射桥，以及沿着NGC 6872的潮汐臂的全部范围。PAH的发射与年轻的星团和致密的HI区域有关。我们发现没有强烈的差异，在螺旋星系NGC 6872作为相对于潮汐相互作用的伴星系IC 4970的位置的函数的恒星形成区域的MIR颜色。我们发现11个非常明亮的X射线源（>~（0.5 - 5）x 10^{39}尔格/秒）聚集在NGC 6872的西南方向，靠近明亮的恒星形成区。在NGC 6872的潮汐特征中，年轻的星团在弥漫的X射线气体的边界形成，这表明恒星是在相互作用冷却后剥离的气体中形成的。NGC 6872的核心是一个弱的X射线点源（0.5-8 keV的光度为8.5 x 10^{39}尔格/秒），但在NGC 6872的内部1 kpc几乎没有来自最近恒星形成或核活动的PAH发射的证据。然而，从NGC 6872的外环到核心的4kpc“流”可能是星际物质进入NGC 6872核区域的信号。与PAH发射一致的非恒星发射也出现在椭圆星系NGC …
2008-10-20 astro-ph
HI Clouds in the Lower Halo: I. The Galactic All-Sky Survey Pilot Region
我们已经在银河系全天空巡天（GASS）的试验区域内的银河系下晕中探测到了400多个HI云，该区域位于第四象限，横跨经度18度，纬度40度，以银河系赤道为中心。这些云的平均峰值亮度温度为0.6 K，平均速度宽度为12.8 km/s，角大小<1度。这些云的运动主要是由银河系的旋转与随机云到云的速度色散为18公里/秒。对可能靠近切点的云样本进行了详细分析。这些云的半径约为30 pc，HI质量的中位数为630 Msun。星群的垂直高度为400秒差距，主要集中在银河系中心半径，最高峰为R=3.8千秒差距。这种封闭的结构表明，云与螺旋特征有关，而形态学证据表明，许多云与环和细丝对齐，这暗示了与恒星形成的关系。这些云可能是超新星和恒星风的结果，它们以碎片壳和气体的形式被推入晕中，而不是来自银河系的喷泉。
2008-07-22 astro-ph
Tidal Streams around External Galaxies
我们有独特的机会来观察和模拟银河系和M31两个大型本星系群螺旋周围的附近流。然而，其他外部星系周围的流的检测需要验证所得出的结果的一般应用。我们给出了一个简短的总结流在文献中已知的其他星系，测量的第一次表面亮度的马林的M83流与现代CCD成像。此外，我们提出了四个新的检测盘星系周围可能的恒星流。
2003-08-18 astro-ph
HI Observations of Interacting Galaxy Pair NGC 4038/9
我们提出了新的无线电干涉仪HI线观测的合并星系对NGC 4038/9（'The Colonnae'），使用澳大利亚望远镜紧凑阵列获得的结果。结果比van der Hulst（1979）的结果有了很大的改进，并详细地显示了两个合并的星系盘和它们相互作用产生的两个潮汐尾。小的螺旋矮星系ESO 572-G 045也出现在南尾的尖端附近，但与它截然不同，它没有显示出潮汐相互作用的迹象。北潮尾的北潮尾与盘没有HI连接，并向西延伸。南部的潮汐尾是连续的，在它的尖端有一个明显的HI浓度，大致在Mirabel，Dottori和Lutz（1992）光学观测到的潮汐矮星系的位置。在潮汐尾和银盘中可以看到清晰的速度结构。在20厘米和13厘米的无线电连续图像也提出了，详细显示磁盘。
2001-04-25 astro-ph
MOND and the mass discrepancies in tidal dwarf galaxies
我认为在MOND的光的三个碎片星系最近讨论的Bournaud等人。在可见星系的几个尺度长度内，这些星系表现出几个因素的质量差异，可以说，这与冷暗物质范式背道而驰。我在这里表明，MOND预测的旋转速度与三个星系中每个星系的观测速度吻合得很好，只有观测到的重子物质作为引力源。因此，没有必要调用一种新的形式的重子，尚未检测到的物质，占主导地位的磁盘的螺旋星系，由Bournaud等人所主张的。我认为在其他理由，这种无处不在的光盘暗物质的存在，除了冷暗物质，是不可能的。
2007-09-09 astro-ph
Spiral structure of the Third Galactic Quadrant and the solution to the Canis Major debate
随着人马座矮椭球（Ibata et al. 1994）的发现，一个陷入与银河系合并过程的星系，寻找其他此类吸积事件已成为天体物理学研究的一个非常活跃的领域。Monoceros中恒星环状结构的识别，跨越100多度（Newberg等，2002年），以及大犬座方向恒星密度过高的探测（CMa，Martin等人，2004年），显然与戒指有关，导致人们普遍认为，已经发现了第二个被银河系吞噬的星系。在这种情况下，密度过高的部分将是分裂星系的剩余核心，而环则是潮汐碎片留下的。然而，与人马座矮星不同的是，人马座矮星远低于银河系平面，其轨道，因此潮汐尾，几乎垂直于银河系平面，假定的CMa星系和环几乎与银河系盘共面。这使对观察结果的解释变得非常复杂。在这封信中，我们展示了我们对银河系的新描述导致了一个完全不同的画面。我们认为，诺玛天鹅座旋臂定义了一个遥远的恒星环穿越麒麟座和过密只是一个投影效果，沿着附近的本地arm.Our透视一个非常鲜为人知的区域，银河系第三象限（3GQ），在那里CMA的位置。
2006-02-22 astro-ph
