Dynamical heating of the X-ray emitting intracluster medium: the roles of merger shocks and turbulence dissipation
星系团内部的扩散等离子体具有几keV的X射线发射温度。将这种团内介质（ICM）加热到这样的温度的物理机制包括星系团外围的吸积激波，合并事件驱动的激波，以及一个有点被忽视的机制--团内湍流运动的耗散。我们研究这些加热机制的相对作用，使用星系团在拉格朗日示踪粒子再模拟的Omega 500宇宙学模拟。采用了一种新的分析方法，将每一时间步的温升分解为耗散加热和绝热加热的贡献。在这些加热率的高分辨率时空图中，合并轨迹清晰可见，证明了合并事件在加热ICM中的主导作用。每个合并事件所贡献的耗散加热时间延长，也发生在稀薄区域，这表明合并引起的湍流耗散加热的重要性。定量分析表明，湍流加热，而不是直接加热合并冲击，占主导地位的ICM的温度上升，特别是在内径$r < r_{\rm 500c}$。此外，我们还发现许多合并激波可以以几乎恒定的速度传播到非常大的半径$r \gg r_{\rm 500c}$，有些甚至到达并加入吸积激波，成为ICM的外边界。总之，这些结果表明，ICM加热更多的是在一个“由内而外”的方式，而不是“由外而内”所描绘的经典平滑吸积图片。
2020-05-14 astro-ph.CO
Velocity width measurements of the coolest X-ray emitting material in the cores of clusters, groups and elliptical galaxies
利用XMM-牛顿反射光栅光谱仪（RGS）对星系团、星系群和椭圆星系的冷X射线发射物质的速度宽度进行了测量。改进我们以前的分析，我们应用的光谱模型，该模型占由于源的空间范围扩大。与传统的和马尔可夫链蒙特卡罗方法，我们得到的限制，或在少数情况下的测量，最冷的X射线材料的速度加宽。在我们的示例中，我们包括针对具有紧凑，明亮，线条丰富的核心的对象的新观测。其中之一，MACSJ2229.7-2755，在90%的置信水平上给出了280公里/秒的速度限制。其他限制接近300 km/s的系统包括A1835，NGC 4261和NGC 4472。对于超过三分之一的目标，我们发现限制优于500公里/秒。HCG 62、NGC 1399和A3112显示了约400 km/s速度增宽的证据。对于一个较小的样本的对象，我们使用连续减去发射线表面亮度分布占空间展宽。虽然有显着的系统误差与该技术（~150 km/s），我们发现在A3112，NGC 1399和NGC 4636在280至500 km/s的水平加宽。
2012-12-06 astro-ph.CO
Looking inside the nest: the hidden structure of the merger galaxy NGC 1316 (Fornax A)
我们使用近红外成像和恒星运动学分析了NGC 1316的环核结构。图像的二维分解表明存在类似于内部气体旋臂的结构，距离中心约5至15”（500至1500 pc）。我们还发现了半径小于200 pc的盘状恒星结构。分析以前发表的SINFONI积分场运动学数据表明，在同一空间尺度的运动学解耦的核心，进一步的证据表明，确实发现的核恒星结构是一个运动学冷恒星盘。我们认为，这两个新发现的结构组件是最近的一个伴星星系吸积的结果。
2011-08-03 astro-ph.CO
The nuclear PAH emission of merger system NGC 1614: rings within rings
在研究富气体星系合并演化过程中，了解核恒星形成与核活动之间的相互作用是非常重要的。我们在这里提出了新的空间分辨L-波段积分场单位观测的内部kpc的明亮的红外星系NGC 1614。一个宽环的3.3 μ m的PAH发射被发现在一个距离约200 pc的核心。这个环与先前建立的一个由Pa_alpha和射电连续谱观测发现的恒星形成环重叠，但峰值在它之外，特别是如果使用PAH等效宽度确定的话。使用PAH发射和电离气体发射的特性，我们认为NGC 1614具有向外传播的恒星形成环，其中PAH发射的等效宽度定位于当前恒星形成的区域，该区域只是扩展到核外的分子气体中。核心本身显示了一个高度发光的，稍微分辨（在~80 pc）的L波段连续光源。我们没有发现活动星系核活动的证据，并排除了一个模糊的活动星系核使用L-波段诊断的存在。此外，我们发现可能的同伴星系档案HST/ACS成像。该系统的恒星形成和动力学特征与其第二次通过后的一次相对较大的合并一致。一个突出的问题是，像这样一个富含气体的高级合并，具有强烈的LIRG水平的核恒星爆发和主要合并的潮汐特征，还没有发展出一个活跃的核。
2011-11-11 astro-ph.CO
The molecular gas content of the advanced S+E merger NGC 4441 - Evidence for an extended decoupled nuclear disc?
螺旋星系和椭圆星系的合并（S+E合并）尽管对星系演化很重要，但迄今为止的研究很少。NGC 4441是这种合并的高级残留物的附近候选者，显示出典型的潮汐结构，如光学尾巴和两个外壳以及两个HI尾巴。分子气体含量的研究为最近的合并事件对恒星形成的影响提供了线索。模拟的S+E合并预测矛盾的情况下，强度和程度的诱导星爆。因此，需要观测恒星形成的原材料分子气体的数量和分布，以了解合并对恒星形成历史的影响。12 CO和13 CO（1-0）和（2-1）的观测是使用Onsala空间天文台20米和IRAM 30米望远镜以及Plateau de Bure干涉仪获得的。这些数据使我们能够对分子气体的性质进行基本分析，例如估计分子气体的质量，温度和密度以及恒星形成效率。CO的观测结果显示，分子气藏扩展到约4kpc，总分子气体质量约为5x10^8 M_sun。此外，高分辨率成像显示了一个中心分子气体特征，很可能是一个旋转的圆盘，容纳了大部分的分子气体~4x10^8 M_sun。这个核盘显示出与大规模HI结构不同的旋转方向，表明一个运动学解耦的核心。（略）
2009-09-04 astro-ph.CO
A Radio Perspective on the Wet Merger Remnant NGC 34
本文介绍了NGC 34（= NGC 17 = Mrk 938）的中性氢和射电连续谱的VLA观测。这个天体是研究气体在合并中的命运的理想候选者，因为正如Schweizer和Seitzer（2007）所做的光学研究所显示的那样，它是两个质量不等的盘状星系合并后的富含气体（“湿”）残留物，拥有一个强大的中央星暴和一个弱的活动星系核。我们从潮汐尾和附近的星系中检测到HI发射，这表明NGC 34实际上是一个富含气体的星系团的一部分，并且可能最近与它的一个同伴相互作用。气体的运动学表明，这个残余物正在从北尾的气体中形成一个中性氢的外盘。我们还检测到广泛的HI吸收（514 +/- 21公里/秒宽）在负和正速度相对于系统速度。这种吸收可以用潮汐尾的运动或环核盘的存在来解释。此外，我们提出了放射性连续图像，显示核（62.4 +/- 0.3 mJy）和核外发射（26.5 +/- 3.0 mJy）。核外成分非常分散，呈两个射电瓣的形状，总跨度为390千秒差距。这种辐射可能是活动星系核已经关闭的信号，也可能来自于恒星暴驱动的超级风。我们讨论了解释我们观测结果的可能情景，以及它们告诉我们的关于气体位置和NGC 34未来演化的信息。
2010-10-05 astro-ph.CO
Star Formation Properties in Barred Galaxies(SFB). I. Ultraviolet-to-Infrared Imaging and Spectroscopic Studies of NGC 7479
大尺度条和微小的合并是星系长期演化的重要驱动力。利用银河系演化探测器的地面光学图像和光谱以及紫外数据和斯皮策空间望远镜的红外数据，对棒星系NGC 7479的恒星形成特性进行了多波长研究，该星系也具有明显的小合并特征。利用各种恒星形成示踪剂，我们发现在恒星棒和小合并的共同作用下，恒星形成活动主要发生在星系棒和臂上，而恒星形成速率从棒到盘是变化的。在光谱合成的帮助下，我们发现棒区在大约1亿年前发生了强烈的恒星形成，并且恒星棒的年龄可能是$\sim$ 10 Gyr。通过将我们的结果与Jogee等人的长期进化情景进行比较，我们认为，NGC 7479目前可能正处于长期演化的过渡阶段，它最终可能成为一个早型星系或亮红外星系。我们还注意到NGC 7479最近发生了可能的小合并事件，我们发现了两个小合并残留物的候选者。
2011-07-05 astro-ph.CO
NGC 2782: a merger remnant with young stars in its gaseous tidal tail
我们已经在合并残留物NGC 2782周围寻找年轻的恒星形成区。利用GALEX的FUV和NUV成像和HI数据，我们发现了7个紫外源，位于距离NGC 2782中心大于26千秒差距，并与其西部HI潮汐尾相吻合。当使用Gemini/GMOS r波段图像时，这些区域在几个较小的系统中得到了解决。我们将观测到的颜色与恒星星族合成模型进行了比较，发现这些天体的年龄在100万年到1100万年之间，质量在10^3.9到10^4.6兆太阳之间。通过使用双子座/GMOS光谱数据，我们确认了成员资格，并得出高金属丰度的三个年轻的地区在尾部（12+log（O/H）=8.74 \pm 0.20，8.81 \pm 0.20和8.78 \pm 0.20）。这些金属丰度值与NGC 2782的核区域相似，也与靠近NGC 2782主体的天体相似。在NGC 2782的气体潮汐尾的恒星形成区域中测量到的高金属丰度可以解释为，如果它们是由曾经在系统碰撞时从合并星系中心排出的高浓缩气体形成的。另一种可能性是，尾部是几代年轻恒星系统的摇篮，这些恒星系统最终用金属污染了这种介质，进一步富集了星系碰撞时喷射到尾部的已经富集的气体。
2012-01-18 astro-ph.CO
Loops formed by tidal tails as fossil records of a major merger
许多邻近盘状星系的晕圈都包含着暗淡和延伸的特征，包括环圈，这通常被解释为卫星落入主星系势阱的遗迹。然而，在大多数情况下，卫星的残留核是看不到的，尽管它是通过数值模拟预测的。我们测试这种微弱和扩展的功能是否可以与丰富的气体，主要合并，这也可能导致光盘重建，从而成为形成螺旋星系的基石。使用TreeSPH代码GADGET-2，我们模拟了一个类似于NGC 5907（B/T $\le$ 0.2）的几乎没有膨胀的星系在富含气体的主要合并后的形成。我们确实发现，3：1的主要合并可以形成类似于许多星系晕中发现的环的特征，包括NGC 5907，并且可以复制一个扩展的薄盘，一个凸起，以及气体盘的明显翘曲。尽管仍然很难完全覆盖大量的自由参数，但目前对NGC 5907中环的建模证明，它们很可能是一次重大合并的结果。它比卫星坠落场景具有许多优点;例如，它解决了卫星残骸的可见性问题，并可能解释NGC 5907晕中的一些额外特征，以及该系统的一些气体性质。对于从宇宙学模拟中得到的轨道参数，NGC 5907的环可以通过主要合并（3：1到5：1）和可能的中间合并（5：1到12：1）来复制。因此，主要合并方案挑战了次要合并方案，并可以解释螺旋星系晕的许多共同特性，包括它们的红色和微弱的扩展特征。
2012-02-20 astro-ph.CO
NGC3801 caught in the act: A post-merger starforming early-type galaxy with AGN-jet feedback
在现有的星系形成和演化模型中，活动星系核的反馈对于再现星系光度函数、色-星等关系和M-σ关系至关重要。然而，活动星系核的反馈是否真的可以驱逐和加热大量的冷分子气体，从而淬灭恒星的形成，还有待观测证明。到目前为止，只有在四个案例中（Cen A，NGC 3801，NGC 6764和Mrk 6），X射线观测发现了喷流驱动的冲击加热ISM的证据。我们选择了最少探索的星系，NGC 3801，并提出了第一个紫外成像和恒星星族分析该星系的GALEX数据。我们发现这个早期型星系的合并遗迹有一个有趣的年轻恒星形成区（年龄从1亿到5亿年不等）的螺旋形。从尘埃/PAH，HI和CO排放图像的线索，我们解释NGC 3801有一个运动学解耦的核心或一个非常扭曲的气体盘。从HST数据中，我们还显示了类似于HI和分子气体（CO）数据中观察到的电离气体流出的证据，这可能导致了恒星形成的下降，导致星系的红色光学颜色。然而，从这些全色数据中，我们解释说，年轻的（$\sim$ 240万年）射电喷流的膨胀激波壳层尚未到达星系的外部气体区域。看来，我们观察到这个星系在其演化序列的一个罕见的阶段，合并后的恒星形成已经下降，新的强大的喷流反馈即将影响下一个1000万年内形成外盘的气态恒星，进一步将其转变为红色和死亡的早期型星系。
2011-11-22 astro-ph.CO
Accretion disk wind as explanation for the broad-line region structure in NGC 5548
活动星系核中心的超大质量黑洞被宽线区所包围。在活动星系核光谱中看到的宽发射线就是在这个空间未分辨的区域发射的。我们打算获得的信息的结构和几何形状的基础上观察到的线轮廓的BLR。根据NGC 5548中可变宽谱线的线宽FWHM和谱线色散sigma_line，模拟了谱线发射区的旋转速度和湍流速度。根据这些速度，我们估计了线发射区域在中平面上方的高度，即它们与中心的距离。宽的发射线起源于距离中心2至27光日的距离。更高的电离线起源于内部区域（小于等于13光日），在中面上方1至14光日的特定的平行结构中。相比之下，H β谱线是在一个外部（6 - 26光日），更平坦的配置，仅在中平面上方0.7至4光日的高度发射的。在NGC 5548的线发射区的几何形状是一致的，从吸积盘发射的外流风。
2013-01-31 astro-ph.CO
NGC6240: Merger-Induced Star Formation & Gas Dynamics
本文给出了NGC 6240原型并合系统的空间分辨积分场光谱K波段数据和干涉CO（2-1）谱线观测结果。尽管有清晰的旋转特征，但两个核中的恒星运动学主要由色散决定。我们用金斯模型来推导原子核的质量和质光比。结合亮度与空间分辨的Br-γ等效宽度表明，只有1/3的K-波段连续的核心是与最近的恒星形成插曲，而不到30%的系统的热光度和只有9%的恒星质量是由于这个星爆。从典型的合并恒星形成的历史计算的恒星形成的属性，展示了不同的假设对恒星形成的历史的影响。核的性质，以及一个突出的古老恒星星族的存在，表明核是祖先星系凸起的残余。
2010-09-08 astro-ph.CO
A Novel Approach to Constrain the Mass Ratio of Minor Mergers in Elliptical Galaxies: Application to NGC 4889, the Brightest Cluster Galaxy in Coma
小合并被认为是大质量椭圆星系的形成和结构演化的重要因素。在这项工作中，我们报告发现了一个系统的四个壳功能的后发座星系团的最明亮的成员之一，NGC 4889，使用哈勃太空望远镜和斯隆数字巡天的光学图像。这些壳层与主星系的主轴对齐，很可能是由一个小卫星星系的吸积形成的。我们对NGC 4889及其附近许多重叠的邻近星系进行了详细的二维光度分解。这个全面的模型不仅使我们能够牢固地检测到低表面亮度的外壳，而且至关重要的是，还可以准确地测量它们的亮度和颜色。壳层比主星系中相同半径的底层恒星更蓝。我们利用壳层的颜色和后发座星系团的颜色-星等关系来推断其前身星系的光度（或质量）。NGC 4889中的壳层似乎是由一个中等光度（M_I~-18.7等）盘状星系（S0或螺旋星系）的微小合并产生的，其光度（质量）比为90：1。在这项工作中提出的新方法可以用来解码化石记录印在光度子结构的其他附近的早期型星系。
2013-05-22 astro-ph.CO
Present-Day Descendants of z=3 Ly-α Emitting Galaxies in the Millennium-II Halo Merger Trees
利用千禧年II模拟的暗物质次晕合并历史，我们创建了z=3.1的莱曼阿尔法发射（LAE）星系的模拟目录，以研究其后代的性质。通过选择次晕来匹配从这些星系的观测中确定的数量密度和典型的暗物质质量，创建了几个模型。采用基于质量和基于年龄的选择标准，研究了它们对z~2，1和0的后代种群的影响。对于最能代表z=3.1的LAEs的模型，z=0的后代具有10^12.7 M_Sun的中位暗物质晕质量，质量分布很广（50%在10^11.8和10^13.7 M_Sun之间）。我们的研究区分了中心子晕和卫星子晕，发现约55%的z=0后代是中心子晕，M_Median约为10^12 M_Sun。这证实了z=3.1 LAEs的中心z=0的后代具有典型的L* 型星系的晕质量。卫星子晕存在于暗物质质量约为10^14 M太阳的群/星团环境中。中位后代质量是强大的各种方法的年龄测定，但它可能会变化的因素5，由于目前的观测不确定性的LAE集群用于确定其典型的z=3.1暗物质质量。
2012-04-05 astro-ph.CO
The Merger Dynamics of the X-ray Emitting Plasma in Clusters of Galaxies
本文综述了星系团合并对X射线发射热等离子体的影响，探讨了冷锋、激波锋、气体晃动等现象，并展望了未来天文台在约束等离子体物理和高能宇宙射线相互作用方面的潜力。
2022-02-14 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Atlas-3D project - IX. The merger origin of a fast and a slow rotating Early-Type Galaxy revealed with deep optical imaging: first results
星系的大规模聚集在它们的外围留下了印记，如壳和潮汐尾。这种精细结构的频率和性质取决于主要的作用机制-长期演化，次要或主要的合并-和最后一次重大吸积事件的年龄。我们用它来约束的质量组装历史的两个明显放松附近的早期型星系（ETGs）从阿特拉斯3D样本，NGC 680和NGC 5557。我们用加拿大-法国-夏威夷望远镜上的MegaCam获得的超深光学图像在g波段达到了29 mag/arcsec ^[2]。它们揭示了这些椭圆星系周围的非常低的表面亮度（LSB）的星系结构。其中，在NGC 5557以东的一个巨大的160 kpc长的尾巴上有富含气体的恒星形成物体。NGC 680有两个明显与HI延伸尾相连的主要弥漫羽流，以及一系列的弧和壳。比较外部恒星和气体形态的两个椭圆形碰撞星系的模型预测，我们认为，LSB的功能是潮汐碎片，恒星形成的对象附近的NGC 5557，长寿的潮汐矮星系和两个ETG组装在一个相对较近的，主要的湿合并，这可能发生在红移低于z = 0.5。NGC 680的内部运动学对于快速旋转体是典型的，这使得Atlas-3D样本中的大部分附近ETG。NGC 5557属于人口稀少的大质量，圆形，缓慢旋转的一类，半解析模型和宇宙学模拟预测它是复杂的质量吸积历史的最终产物，涉及古代的主要合并和最近的次要合并。我们的观察表明，在特定的情况下，一个单一的二元合并可能会主导这些对象的形成历史，因此，…
2011-05-27 astro-ph.CO
Anatomy of a post-starburst minor merger: a multi-wavelength WFC3 study of NGC 4150
我们使用哈勃太空望远镜上的宽视场相机3（WFC 3）对NGC 4150进行了空间分辨的近紫外/光学研究。先前对这个早期型星系（ETG）的研究表明，它具有大量的分子气体，具有运动学解耦的核心（可能是最近合并的迹象）和强烈的中心H_B吸收（表明是年轻恒星）。NGC 4150的核心显示出无处不在的近紫外辐射和显着的尘埃亚结构。我们的分析表明，这个星系位于近紫外绿谷，其逐像素测光显示出窄范围的近紫外/光学颜色，类似于附近的E+A（后星爆）星系。我们parametrise最近的恒星形成（年龄，质量分数，金属丰度和内部尘埃含量）在NGC 4150像素通过比较所观察到的近紫外/光学光度恒星模型的属性。最近的恒星形成（RSF）的典型年龄约为0.9 Gyrs，与近紫外线颜色与星爆后系统的相似性一致，而年轻组成部分的形态结构支持拟议的合并方案。RSF的金属丰度，代表气体燃料恒星形成的金属丰度，约为0.3 - 0.5 Zsun。假设这个星系是一个合并的星系，并且气体主要来源于下落的伴星，这些金属丰度合理地表明了吸积卫星的气相金属丰度（GPM）。与局域质量-GPM关系的比较表明（粗略地）吸积系统的质量约为3 × 10^8 Msun，使NGC 4150成为1：20的小合并。像素RSF质量分数的总和表明RSF贡献了大约2- 3%的恒星质量。这项工作重申了我们的假设，小合并发挥了重要作用的ETGs的演变在晚时代…
2010-11-24 astro-ph.CO
NGC 404, A Rejuvenated Lenticular Galaxy on a Merger-Induced, Blueward Excursion into the Green Valley
我们已经发现了最近的恒星形成的最外层部分（1-4x R_25）附近的透镜状（S 0）星系NGC 404使用GALEX紫外成像。FUV亮源强烈集中在星系的HI环（根据del Rio等人的说法，由合并事件形成），即使平均气体密度是动态亚临界的。存档的HST成像显示了已分辨的上主序星，并最终证明紫外线来自最近的恒星形成活动。给出了NGC 404的FUV、NUV径向表面亮度廓线和积分星等。在环内，平均恒星形成率表面密度（Sigma_{SFR}）为2.2 × 10 ^-5 Msun/yr/kpc ^2。在FUV总通量中，70%来自HI环，该环以2.5 × 10 ^-3 Msun/yr的速度形成恒星。气体消耗的时间尺度，假设一个恒定的SFR和没有气体循环，是宇宙年龄的几倍。在紫外光学星系CMD的背景下，SF HI环的存在将NGC 404置于分隔红色和蓝色序列的绿色山谷中。恢复活力的透镜星系经历了一个合并引起的，从红色序列向蓝色序列的盘状构造偏移，在那里它可能会安静地进化，或者（如果适当地触发）经历一次爆发，能够将其置于蓝色/恒星形成序列上长达~1 Gyr。绿谷星系的人口是异质的，大多数系统从蓝色过渡到红色，但其他系统由于通过各种渠道获得新鲜气体而朝着相反的方向发展。
2010-03-25 astro-ph.CO
A multiwavelength view of the ISM in the merger remnant Fornax A galaxy
我们目前的合并残留星系NGC 1316的多波长图像的目的是研究的内容，灰尘和它的关联与其他阶段的ISM。颜色指数图以及该星系的消光图揭示了NGC 1316中错综复杂的尘埃形态，即，在内部以明显的巷道形式存在，而在约6- 7千秒差距处则明显呈沿东北方向延伸的弧形格局。除此之外，这个星系中还有其他几个尘埃团和结。尘埃排放映射使用\textit{Spitzer}数据在8 $μ$ m表明，更复杂的形态结构的尘埃在NGC 1316。在光学到近红外波段上得到的消光曲线与标准的银河系曲线非常接近，表明尘埃颗粒具有类似的性质。根据消光系数估算的NGC 1316的尘埃含量为$\sim$ 2.13 $\times\, 10^5$ \Msun。与使用IRAS通量密度$\sim$ 5.17 $\times\, 10^6$ \Msun 1以及来自MIPS $\sim$ 3.2 $\times\, 10^7$ \Msun的24 $μ$ m、70 $μ$ m和160 $μ$ m处的通量密度估计的通量密度相比，这是下限。高分辨率的\textit{Chandra}观测这个合并残留系统提供了一个前所未有的看法，复杂的性质，热气体分布在NGC 1316密切匹配的形态电离气体，并在一定程度上与尘埃。在NGC 1316的光学D $_{25}$范围内的分辨源的X射线颜色-颜色图使我们能够将它们分成不同的类。
2013-03-20 astro-ph.CO
X-ray narrow line region variability as a geometry probe: The case of NGC 5548
我们研究了Seyfert 1星系NGC 5548中产生X射线窄发射线的气体的长时间尺度变化，以限制发射气体的位置和几何形状。使用X射线光谱与Chandra-LETGS和HETGS仪器和XMM-牛顿RGS，并将它们与长期监测观测的罗西X射线定时探测器（RXTE），我们进行相关分析，以试图约束的时间尺度上的窄线发射气体响应的连续通量的变化。随着2007年Chandra-LETGS观测的加入，我们在历史上最低的通量水平上进行了额外的观测。我们的结论是NGC 5548中的NLR是在一个电离锥的形式，紧凑的大小，并位于1和15 pc之间的中心源，这取决于NLR的确切几何形状。
2009-07-16 astro-ph.CO
AGN Driven Weather and Multiphase Gas in the Core of the NGC 5044 Galaxy Group
钱德拉天文台对X射线亮群NGC 5044的深层观测表明，这个亮群的中心区域受到活动星系核反复爆发的强烈扰动。这些最近的活动星系核爆发产生了许多小的X射线腔，冷丝和冷锋。我们发现最冷的X射线发射气体和形态的Ha丝之间的相关性。Ha细丝朝向X射线空洞的方向，这表明导致Ha发射的温暖气体起源于NGC 5044的中心附近，并被疏浚到浮力，AGN膨胀的X射线空洞后面。详细的光谱分析表明，NGC 5044的中心区域包含空间上不同数量的多相气体。最不均匀的气体温度分布的区域往往与扩展的235 MHz和610 MHz的无线电发射探测到的GMRT。这可能是由于气体夹带在无线电发射等离子体或不同温度的气体混合在周围的区域由活动星系核诱导的湍流无线电发射等离子体。考虑到多相气体的影响，我们发现重元素的丰度在中心100 kpc内相当均匀，除了氧之外的所有元素的丰度都是太阳的60-80%，氧具有显着的亚太阳丰度。在没有持续活动星系核爆发的情况下，NGC 5044中心的气体通过耗散湍流动能和热传导，在大约10 e8年的时间里，气体温度的分布应该更加均匀。NGC 5044中多相气体的存在表明最近AGN爆发之间的时间小于约10 e8年。
2010-10-04 astro-ph.CO
Tidal Tails of Minor Mergers II: Comparing Star Formation in the Tidal Tails of NGC 2782
奇特的螺旋星系NGC 2782是一次质量比约为4：1的小型合并的结果，发生在约2亿年前。这种合并产生了分子和HI丰富，光学明亮的东部尾巴和HI丰富，光学暗淡的西部尾巴。Braine等人（2001年）在西尾没有探测到CO，表明恒星的形成还没有开始。然而，深UBVR和H-α窄带图像显示了西尾最近恒星形成的证据，尽管它缺乏大质量的星团和星团复合体。使用Herschel PACS光谱学，我们在东部尾部三个最明亮的H-α源的位置发现了158微米的[CII]发射，但在西部尾部更明亮的H-α源的位置却没有。西尾有正常的恒星形成效率（SFE），但东尾的SFE较低。缺乏CO和[CII]的排放表明西尾HII区域可能具有较低的碳丰度，并且正在经历其第一次恒星形成。西尾在形成恒星方面更有效，但缺乏大质量的星团。我们认为，在东尾的低SFE可能是由于它的形成作为一个飞溅的区域，气体加热是重要的，即使它有足够的分子和中性气体，使大规模的星团。西尾的气体表面密度较低，不会形成高质量的星团，是一个潮汐形成的区域，重力压缩可能会促进恒星的形成。
2013-07-30 astro-ph.CO
Dynamical Modeling of Galaxy Mergers using Identikit
我们提出了四个相互作用系统的动力学模型：NGC 5257/8，老鼠，蝙蝠侠，和NGC 2623。使用Identikit模型匹配和可视化工具约束相遇的参数空间。Identikit利用混合N体和测试粒子模拟，使星系合并的参数空间的快速探索。这些系统的Identikit衍生的匹配再现与自洽的无碰撞模拟，显示非常相似的结果。模型一般再现观测到的形态和\HI \运动学的潮汐尾在这些系统中的合理属性推断的祖星系。这里介绍的模型是第一次出现在文献中的NGC 5257/8和NGC 2623，和小鼠和老鼠与以前发表的模型进行了比较。基于假设的质量模型和我们推导的初始条件，模型表明，这四个系统目前正在被视为175-260百万年后，第一次通过，并涵盖了广泛的合并阶段。在某些情况下，模型和数据之间存在不匹配（例如，在尾巴的长度）;这些可能是由于我们采用了一个单一的质量模型的所有星系。尽管使用了一个单一的质量模型，这些结果表明Identikit的实用性，在约束参数空间星系合并时，适用于真实的数据。
2013-05-24 astro-ph.CO
Large scale nested stellar discs in NGC 7217
NGC 7217是一个无棒的早期型螺旋星系，具有多段指数光剖面和一个起源不明的恒星形成环系统;它还拥有一个环核气体极盘。本文分析了NGC 7217的新的长缝光谱数据，导出了它的恒星星族参数、恒星运动学和气体运动学的径向分布，直到半径r~100 arcsec（~8 kpc）。通过恢复不同半径下的速度椭球，对该星系进行了动力学分析，并估算了其两个指数盘的标度高度。NGC 7217的内指数星盘较薄，并含有中等年龄的恒星（t（SSP）~ 5 Gyr）。在半径为4和7 kpc之间看到的外部恒星盘非常厚（z 0 = 1. 3 kpc），贫金属，[Fe/H]<-0.4 dex，主要是年轻恒星，t（SSP）= 2 Gyr。在GalMer数据库中，富含气体的卫星与早期巨盘星系合并的残余物与NGC 7217的不同结构成分非常相似，这表明过去发生的两次合并事件导致了内部极地气体盘和大型外部恒星形成环的形成。形成外环的另一种可能性是由第一次小合并产生的潮汐流的重新吸积。
2011-03-09 astro-ph.CO
The NGC 3341 minor merger: a panchromatic view of the active galactic nucleus in a dwarf companion
我们目前的X射线（钱德拉），无线电（EVLA和EVN），并在NGC3341的三重合并系统的档案光学数据。我们的全色分析证实了在NGC3341B中存在一个Seyfert 2活动星系核，它是次级矮伴星之一。另一方面，主星系的核心，与每年几个太阳质量的恒星形成区域相一致，NGC3341C不太可能拥有AGN。因此，我们认为，NGC3341是一个特殊的例子，活动星系核触发的卫星星系的小合并系统。这样一个系统的存在可能有重要的影响，在模型的层次增长的结构。需要对NGC3341和潜在的类似源进行进一步的观测和理论研究，以了解小合并对活动星系核活动开始的作用，以及大质量星系的演化。
2013-08-31 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Tidal Tails of Minor Mergers: Star Formation Efficiency in the Western Tail of NGC 2782
虽然对大合并及其潮汐碎片的研究很充分，但它们不如小合并（质量比< 0.3）常见。奇特的螺旋星系NGC 2782是2亿年前两个质量比约为4：1的盘状星系合并的结果。这种合并产生了一个分子和H I丰富，光学明亮的东部尾巴和H I丰富，光学暗淡的西部尾巴。Braine等人在西尾没有探测到CO，这表明在潮汐尾还没有开始恒星的形成。然而，深Hα窄带图像显示了在西尾最近恒星形成的证据。在整个西尾，我们发现每单位面积的全球恒星形成率（GISSFR）比总气体密度的预期低几个数量级。再加上银河演化探测器沿着尾部的扩展FUV+NUV发射，这表明在潮汐尾部产生低质量星团的全球恒星形成效率较低。我们观测到的H II区域有一个来自Hα的局部（几千秒差距尺度）的COSFR，它小于总气体密度的预期值，这与潮汐碎片的其他观测结果一致。从总气体密度推断，这个H II区的恒星形成效率很低，但从分子气体密度推断则正常。这些结果表明，在NGC 2782的西部尾部存在一个非常小的局部致密区域，或者是一个低金属量和/或低压恒星形成区域。
2012-05-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tidal Dwarf Galaxies around a Post-merger Galaxy, NGC 4922
矮星系形成的一个可能的通道是诞生于相互作用星系的潮汐尾。本文报道了后发座星系团合并后星系NGC 4922中一个明亮的紫外潮汐尾和几个年轻的潮汐矮星系候选者的探测结果。基于两组分星族模型（结合年轻和年老的恒星星族），我们发现潮汐尾的光主要来自年轻恒星（年龄为几百万年）。银河演化探测器（GALEX）的紫外线数据在参数（年龄和质量）估计中发挥了关键作用。我们对潮汐矮星系候选者的恒星质量估计为~ 10^{6-7} M_sun，这是矮星系的典型质量。
2009-12-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Planetary nebula kinematics in NGC 1316: a young Sombrero
目标。本文给出了天炉座星云团NGC 1316（天炉座A）中796个行星状星云（PNe）的位置和速度。行星状星云和现有的运动学被用来探索这个合并残留物的旋转和约束动力学模型。方法.在VLT上使用FORS 2，使用反色散无狭缝光谱技术测量PN速度，该技术产生了本星系群之外迄今为止最大的样本。球形、非旋转、恒定各向异性的Jeans模型受到行星状星云观测和现有积分光谱的约束。结果二维速度场表明，动力学上重要的旋转，在外部上升，可能是由于合并过程中的角动量向外转移。模拟表明，暗物质含量很高，特别是在外部，这与以前的估计动力学模型，透镜和恒星星族模型。结论.非常大的PN速度样本使得详细探索NGC 1316的运动学成为可能。与NGC 1399和NGC 4594（M104，Sombrero）等早期类型星系的结果相比，NGC 1316代表了从主要合并事件到像NGC 4594这样的膨胀主导星系的过渡阶段。
2012-01-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
A WFC3 study of globular clusters in NGC 4150 - an early-type minor merger
利用哈勃空间望远镜（HST）上的宽视场相机3（WFC 3）的近紫外（NUV; 2250 nm）和光学（U，B，V，I）成像，对后发座I云中的一个次L *（MB ~ -18.48等）早期小型合并残留物NGC 4150中的球状星团（GC）群体进行了研究。本文利用WFC 3的宽波段紫外测光资料，估算了该星系中63个亮（M_V < -5等）GC的年龄、金属丰度、质量和视向距离[E_（B-V）]。除了一个小的GC人口年龄大于10 Gyr，我们发现一个占主导地位的人口年龄集中在6 Gyr左右的集群，符合预期的高峰期的恒星质量组装在微弱的早期类型居住在低密度环境。NGC 4150中老、中年龄GC为贫金属型，金属丰度小于0.1ZSun，处于低消光区（E_（B-V）< 0.05等）。我们还发现了一个年轻的、富含金属的（Z > 0.3ZSun）星团群，它们形成于最后一个Gyr内，并位于相对多尘的（E_（B-V）> 0.3mag）区域，这些区域与星系核心的一部分相吻合，那里有大量的近期恒星形成。星系团破裂模型（其中80%~ 90%的小于10^8年的天体在每个时间点都会溶解）表明，这些年轻的星系团大部分都是短暂的。
2011-07-25 astro-ph.CO astro-ph.IM
Sizes, Half-Mass Densities, and Mass Functions of Star Clusters in the Merger Remnant NGC 1316: Clues to the Fate of Second-Generation Globular Clusters
我们研究了早型合并残留星系NGC 1316的HST/ACS图像中的球状星团的质量函数。NGC 1316拥有大量的中等年龄（~3 Gyr）的富金属球状星团。对于旧的贫金属（“蓝色”）星系团，质量函数M_p的峰值质量随着内部半质量密度rho_h的增加而增加（M_p与rho_h成正比^[0.44]），而它几乎保持不变，与银河系中心距离R_gal成正比。这些集群的质量函数是一致的，在一个简单的情况下，他们形成了Schechter初始质量函数和内部两体松弛随后演变。对于中等年龄的富金属（“红色”）星团，先前报道的R_gal > 9 kpc的幂律光度函数的暗端是由于许多这些星团的半径大于NGC 1316在其R_gal处的潮汐场所施加的理论最大值。这使得两体松弛的破坏无效。在NGC 1316的内部区域只发现了几个这样的弥散星团。完整性测试表明，这是一种物理效应。通过与其他星系中星团的比较以及利用已发表的模型进行的星团破裂计算，我们假设NGC 1316内部低rho_h尾的红色星团大多数已经被潮汐冲击破坏，剩下的几个低rho_h星团将动态演化为类似于透镜星系中的“微弱模糊”。最后，我们讨论了早型星系中弥散红团的性质。
2012-04-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining the role of star cluster mergers in nuclear cluster formation: Simulations confront integral-field data
本文介绍了NGC 4244和M33中心恒星核团的观测结果和动力学模型。然后，我们比较这些一组广泛的模拟测试的重要性，纯粹的恒星动力学合并的形成和增长的NC。星团的合并能够产生各种各样的观测性质，包括密度，结构比例关系，形状（包括年轻盘的存在），甚至快速旋转。尽管如此，困难仍然存在，最值得注意的是，模型的二阶运动学矩V_rms =（V^2 + sigma^2）^（1/2）过于集中，无法与观测结果相匹配。这可以通过星团合并到一个预先存在的核盘上来弥补，但是视线速度V的上升仍然比NGC 4244慢。因此，我们的研究结果表明，纯粹的恒星动力学合并不能形成NC，气体耗散是一个必要的成分，至少~50%的NC的质量。然而，在NGC 4244中发现的负垂直各向异性需要至少10%的质量被吸积为恒星，因为气体耗散和原位恒星形成导致正垂直各向异性。
2011-03-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Structures of Local Galaxies Compared to High Redshift Star-forming Galaxies
利用GOODS-ACS场观测到的8个邻近相互作用星系和星暴星系（Arp 269，M 82，Mrk 8，NGC 520，NGC 1068，NGC 3079，NGC 3310，NGC 7673）的静止坐标系远紫外（FUV）形态，与54个z ~ 1.5星系和46个z ~ 4星系进行了比较.附近的样品被人为地红移到z ~ 1.5和4。我们比较模拟的星系形态，真正的z ~ 1.5和4紫外明亮的星系形态。我们计算了Gini系数（G），最亮的20%星系流量的二阶矩（M_20）和Sersic指数（n）。我们探索了使用非参数方法与二维轮廓拟合，并发现M_20与n的组合是一种有效的方法来分类星系合并，指数盘，或隆起状的形态。当按G和M_20分类时，z ~ 1.5和z ~ 4的真实/模拟星系中分别有20/30%和37/12%的星系具有类鼓包结构。其余的都是类似合并或中间分布。另外，当根据Sersic指数分类时，70%的z ~ 1.5和z ~ 4真实星系是指数盘或膨胀状，n > 0.8，约30%的真实星系被分类为合并星系。人工红移星系的n值在z ~ 1.5和4处具有~35%的膨胀或指数。因此，约20-30%的莱曼破裂星系（LBG）具有类似于局部星暴合并的结构，并且可能受到类似过程的驱动。我们假设GOODS场中的类并合星系或类星团恒星形成星系具有n值为-1.7的形态结构< 0.8 and M_20 >。我们…
2009-05-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Census of X-ray gas in NGC 1068: Results from 450ks of Chandra HETG Observation
我们提出了模型的X射线光谱的塞弗特2星系NGC 1068。这些数据与钱德拉X射线天文台的高能透射光栅（HETG）获得的数据相吻合。数据显示了来自广泛离子和元素的线和辐射复合连续谱（RRC）发射。这些模型探讨了激发过程的重要性，这些线包括光电离，然后再复合，辐射激发吸收的连续辐射和内壳层荧光。这些模型表明，这些过程的相对重要性取决于排放气体的条件，没有一个单一的排放成分可以适合整个光谱。特别是，辐射激发和光致电离/复合的相对重要性根据发射谱线的元素和离子阶段而不同。这反过来又意味着负责发射的气体的各种成分的电离参数值的多样性，范围从log（xi）=1 - 3。利用这一点，我们获得了对观测到的排放负责的气体总量的估计。假设在表征线宽的速度下的有序流动，通过包括在HETG提取区域中的区域的质量通量约为0.3 Msun/yr。这可以与从其他技术中了解到的有关该对象的信息进行比较。
2013-11-15 astro-ph.CO astro-ph.HE
X-ray narrow emission lines from the nuclear region of NGC 1365
NGC 1365是一个塞弗特2星系，在它的核区域有一个星暴环。在这项工作中，我们研究了XMM反射光栅光谱仪（RGS）从2012-13年的四次观测，2007年的三次观测和2004年的两次观测中获得的数据NGC 1365。我们通过XMM RGS对可见的窄线发射气体进行了分析，并将2012-13光谱与已经发表的2004-07光谱进行了比较。该源通常在软X射线带内被吸收，典型的中性柱密度>1.5 x 10 $^{23}$ cm $^{-2}$，并且在我们调查的9个观测中只有1个观测显示出足够低的吸收，使得连续谱出现在软X射线中。我们将2004-07年的所有观测结果进行叠加，并将2012-13年的四个观测结果中的三个分别进行叠加，分别分析吸收较少的观测结果。我们首先使用高斯分布代表的窄线发射光谱模型。我们适合物理动机的模型，2012-13堆叠的光谱，碰撞电离组件代表星暴发射和光电离线发射模型代表活动星系核线发射。碰撞和光电离发射线模型拟合在一起的物理连续和吸收模型的顶部。NGC 1365的X射线窄发射线光谱很好地代表了两个碰撞电离和三个光电离阶段的发射气体，所有高于太阳氮丰度的组合。这个物理模型与2012-13年的叠加光谱相吻合，也与2004-07年的叠加光谱吻合得很好，而不会改变发射气体相的任何特征。我们2004-07年的结果与之前使用这些数据的发射线工作一致，在这个和2012-13年的叠…
2016-09-07 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
A Targeted Gamma-Ray Search of Five Prominent Galaxy Merger Systems with 17 years of Fermi-LAT Data
IIT Hyderabad（印度理工学院海得拉巴分校）
利用17年费米-拉特数据，对五个显著星系合并系统进行γ射线发射靶向搜索，发现其中两个系统可能因合并驱动的恒星形成产生γ射线。
2025-11-24 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The Mergers in Abell 2256: Displaced Gas and its Connection to the Radio-emitting Plasma
我们提出了深钱德拉和XMM-牛顿X射线成像和空间分辨光谱的阿贝尔2256，附近（z=0.058）星系团经历多次合并，并显示出丰富的无线电形态为主的大型遗物的结果。X射线数据揭示了三个子星系团：（i）“主星系团”;（ii）在星系团东部的一个较老的合并的残余，有一个~ 600 kpc长的尾巴;（iii）一个明亮的，子弹状的，低熵的下落系统，有一个大的视线速度分量。低熵系统显示了一个250千秒差距长的冷锋与休息和一个有趣的表面亮度递减。有趣的是，下落的气体与明亮的星系并不是同空间的，而下落星系群中射电最强的最明亮的星系团在投影中似乎与低熵等离子体分离了50千秒差距，位于冷锋东部边缘的南部。假设暗物质遵循星系分布，我们预测它也会明显偏离低熵气体。冷锋附近的部分低频射电辐射可能由于气体运动的差异而被磁场放大而复活。使用分析模型和数值模拟，我们调查的可能性，超音速的子集群的降落产生一个大规模的冲击沿我们的视线，这可以检测到的X射线温度图，但没有任何明确的功能，在表面亮度分布。
2020-05-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
