How To Light It Up: Simulating Ram-Pressure Stripped X-ray Bright Tails
一些冲压压力剥离星系的尾部在HI中被探测到，一些在H α中被探测到，还有一些在X射线中被探测到（但迄今为止还没有全部三个）。我们使用数值模拟来探测产生X射线亮尾的条件，证明了产生亮尾的主要条件是高压的团内介质（ICM）。这是因为被剥离的尾部大部分与ICM处于压力平衡，但混合使其密度和温度介于盘中的冷气体和热ICM之间。在足够高的ICM压力下，这种混合气体位于相图的X射线亮区。我们比较了模拟观察的冲压压力剥离尾巴的ESO 137-001，显示出良好的协议，在总测量X射线和Halpha发射和非燃烧形态的尾巴，和一致的HI测量。利用这些比较，我们限制了混合水平和集群内介质（ICM）的热传导效率。
2011-03-16 astro-ph.CO
The roles of radiation and ram pressure in driving galactic winds
我们研究了盘状星系的气体外流驱动的冷气体云的冲压压力和尘埃颗粒上的辐射压力的综合影响。考虑到重力由于磁盘，隆起和暗物质晕，并假设连续的恒星形成的磁盘，我们表明，辐射或冲压压力单独是不足以驱动逃逸风盘星系，这两个过程的贡献。结果表明，在恒星形成率（SFR）和星系自转速度的参数空间中，在自转速度为$v_c\le 200$ km s $^{-1}$和SFR $\le 100$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$的星系中，星系风的贡献较大，在SFR较大的高质量星系中，星系盘辐射对星系风的驱动作用较大.风速与圆周速度之比可以近似为${v_w \over v_c} \sim 10^{0.7} \, [{\rm SFR\over 50 \, {\rm M}_{\odot} \, {\rm yr}^{-1}}] ^{0.4} \ [{v_c\over 120\, km/s}]^ {-1.25}$。我们发现，这一结论是证实了在低和高红移的星系风和环星系气体的观测。我们还估计了冲压和辐射压力的综合作用下的质量加载因子，并表明，质量损失率的比例SFR的尺度大致为$v_c^{-1} Σ_g^{-1}$，其中$Σ_g$是在磁盘中的气体柱密度。
2012-03-04 astro-ph.CO
Quantifying the Importance of Ram Pressure Stripping in a Galaxy Group at 100 Mpc
我们研究了NGC 4065星系群的两个成员：一个双星系（a.k.a.宽角尾）射电源和HI缺乏的螺旋星系。用X射线辐射的星系团内气体模型和双射电源NGC 4061来探测星系团内星系际气体的密度。HI观测揭示了螺旋星系UGC 07049中中性气体的不对称截断分布，伴随的射电连续辐射揭示了强烈的恒星形成。我们研究了冲压压力剥离作为气体去除机制的有效性，发现它本身不能解释在UGC 07049中观察到的HI不足，除非该星系以~800 km/s的速度穿过该星系团的核心。潮汐和冲压压力剥离的组合是必要的，以产生HI的不足和不对称在这个星系。
2010-07-19 astro-ph.CO
Star Formation in Ram Pressure Stripped Tails
我们调查的影响，恒星形成和反馈冲压压力剥离使用高分辨率自适应网格模拟，建立在以前的一系列论文，系统地研究剥离使用现实模型的星际介质，但没有恒星形成。我们发现，恒星的形成不会显着影响剥离发生的速率，只有轻微的影响剥离气体的密度和温度分布，这表明我们以前的（仅气体）结果不受影响。对于我们选择的（中等）冲压压力强度，剥离行为在数亿年内截断了盘中的恒星形成，并且不会导致恒星形成的爆发。在球核中的恒星形成略有增强，但由此产生的球核与星盘比率的变化是微不足道的。我们发现恒星确实是在尾部形成的，主要是由从盘上烧蚀的气体和在湍流尾流中冷却和冷凝而成的。在尾部的恒星形成率很低，对团内光的任何贡献都可能非常小。我们认为，恒星形成的尾巴主要取决于在集群内介质的压力，而不是冲压压力强度。最后，我们比较观察恒星形成剥离尾巴，发现我们的模拟和观察到的尾流之间的许多差异可以解释不同的集群内介质压力。
2012-03-01 astro-ph.CO
Ram pressure drag - the effects of ram pressure on dark matter and stellar disk dynamics
我们研究了星系团环境中冲压压力剥离对富气盘星系的影响。冲压压力剥离主要影响盘星系中的原子气体，剥离外盘气体到截断半径。我们证明了截断气体盘上施加的拖曳力通过相互引力传递到恒星盘和周围的暗物质。使用冲压压力剥离的玩具模型，我们表明，这可以拖动恒星盘和暗物质尖点偏离中心内的暗物质晕数千秒。我们提出了一个简单的分析描述这个过程，预测阻力的强度和它的依赖于冲压压力和盘星系的属性，以第一顺序。盘的运动可以导致恒星盘的暂时变形。然而，我们表明，恒星盘加热的关键来源是从磁盘内的气体潜力的去除。这可能导致在富含气体的圆盘中圆盘增厚大约两倍。
2012-01-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ram pressure stripping of the multiphase ISM and star formation in the Virgo spiral galaxy NGC 4330
研究表明，室女座螺旋星系NGC 4330在多个波长上显示出正在进行的冲压压力剥离的迹象：在相互作用的前沿，Halpha和尘埃消光曲线急剧地离开盘;在后缘，已经发现了一个长的Halpha/UV尾巴，它位于一个长的HI尾巴的上风。利用NGC 4330的IRAM 30 m、HERA CO（2-1）和VLA 6 cm射电连续谱观测，完成了多波长研究。这些数据被解释的动力学模型的帮助下，包括冲压压力，并首次，恒星形成。我们的最佳拟合模型再现定性观察到的投影位置，星系的径向速度，分子和原子的气体分布和速度场，和紫外线分布的区域中存在的气体尾巴。然而，在迎风面观察到的红色紫外线颜色目前还没有被模式重现。根据我们的模型，星系向北移动，仍然接近星团中心，最近的接近发生在~ 1亿年。与其他受冲压压力剥离影响的室女座螺旋星系相比，NGC 4330没有显示出偏振射电连续辐射的不对称脊。我们认为这是由于ISM相对缓慢的压缩和NGC 4330的特殊投影。我们的模型很好地再现了所观察到的HI和UV尾之间的偏移。由于坍缩和恒星形成的气体云与冲压压力风分离，因此发射紫外线的年轻恒星在其创建时具有气体的角动量。另一方面，气体不断地被冲压压力推动。在我们的动力学模型框架下讨论了多相ISM（分子、原子、电离）对冲压压力的反应（相变、恒星形成）。
2011-11-22 astro-ph.CO
ACCESS - V. Dissecting ram-pressure stripping through integral-field spectroscopy and multi-band imaging
我们研究了在Shapley超星系团核心（z=0.05）的富星系团A3558中一个明亮的（L>L*）棒旋星系在冲压压力下被剥离的情况。积分场光谱，辅以多波段成像，使我们能够揭示冲压压力对星际介质的影响。我们详细地研究了电离气体的运动学和物理条件以及恒星星族的性质。我们观察到单面面外电离气体沿星系盘的全部范围。窄带Halpha成像将这种流出分解为结和细丝的复合体。气体速度场是复杂的，面外气体显示出旋转的特征。在银河系的所有部分，我们发现了冲击激发的重要贡献，以及由恒星形成提供动力的发射。激波电离气体与湍流气体外流有关，并被尘埃高度衰减。所有这些发现涵盖了早期冲压压力剥离的整个现象。强烈的，高度模糊的恒星形成正在核心中发生，可能与酒吧有关，并且在距离中心西南12 kpc的区域。在西南区域，我们发现了一个恒星爆发，其特征是在过去的~ 1亿年中恒星形成率增加了5倍，这可能与星际气体被冲压压力压缩有关。观测结果所提出的方案得到了特设N体/流体动力学模拟的支持和改进，该模拟确定了大约6000万年前的冲压压力剥离开始的相当窄的时间范围，以及星系旋转轴和星系团内中等风之间的角度约为45度。考虑到星系被发现在一个相对低密度的区域，距离星系团中心约1 Mpc，这项研究表明，冲压压力剥离仍然有效地作用于星系团核心以外的大质量星系。
2012-11-28 astro-ph.CO
Ram pressure stripping of tilted galaxies
星系团中星系的冲压压力剥离可以产生缺乏气体的盘。以前的各种方法的基础上的数值模拟表明，除了近边缘的磁盘取向，剥离量取决于倾角很小。继我们之前对正面剥离的研究之后，我们用磁盘倾斜角扩展了参数集，并详细探索了冲压压力对倾斜星系星际内容（ISM）的影响，这些倾斜星系在不同的星系团环境中运行，具有紧凑或扩展的分布。集群内介质（ICM）。我们进一步研究如何数值模拟的结果可以估计分析。用树/SPH程序GADGET和一种改进的计算ISM-ICM相互作用的方法，生成了一个具有不同参数的数值模拟网格。这些SPH计算扩展了现有的一组结果，从不同的代码使用各种数值技术。模拟证实了在接近边缘的方向上剥离较少的总趋势。对于紧凑的ICM分布，对盘倾斜角的依赖性更明显，但是对于强冲压压力脉冲，它几乎消失。虽然各种流体动力学效应存在于ISM-ICM相互作用中，但主要的定量剥离结果似乎与所遇到的ICM动量转移的简单情景大致一致。这种行为也可以在以前的模拟中找到。为了重现数值结果，我们提出了一个拟合公式取决于磁盘的倾斜角和所遇到的ICM的列密度。这种依赖性优于在以前的简单估计中使用的峰值冲压压力。
2009-04-24 astro-ph.CO
The GALEX Ultraviolet Virgo Cluster Survey (GUViCS). II. Constraints on star formation in ram-pressure stripped gas
背景：室女星系团中的几个星系被认为具有与最近的冲压压力剥离事件有关的大HI气体尾部。室女星系团在1539 A被GALEX紫外线室女星系团巡天（GUViCS）在远紫外线上广泛观测，在下一代室女星系团巡天（NGVS）在光学上广泛观测，允许研究可能与8个星系团成员的气体尾相关的恒星发射。在理论方面，冲压压力剥离事件的模型已经开始包括恒星形成的物理过程。目的：我们的目标是提供定量的限制恒星形成的数量发生在冲压压力剥离气体，主要是在GUViCS图像中发现的远紫外线发射的基础上的气体含量的尾巴。方法：我们进行了三个比较的年轻恒星的气体柱密度的排放：视觉，逐像素和全球。我们将我们的结果与其他观测和理论研究进行了比较。结果如下：我们发现，恒星形成的水平发生在气体剥离星系的冲压压力是低的可用量的气体。恒星的形成比施密特定律在规则螺旋星系盘中的预测低至少10倍。它也低于矮星系和螺旋星系外部区域的测量值，也低于一些数值模拟的预测值。我们提供了在冲压压力剥离气体尾巴的恒星形成效率的限制，并与目前的模型进行比较。
2012-09-03 astro-ph.CO
Ram pressure stripping of the hot gaseous haloes of galaxies using the k-epsilon sub-grid turbulence model
利用k-ε亚网格湍流模型对大质量星系热扩展气体晕在马赫数0.9、1.1和1.9的冲压压力下的剥离进行了三维流体动力学模拟。k-ε模型通过增加高湍流区域的输运系数来模拟高雷诺数流动。我们发现，初始的，瞬时剥离是相同的，无论是否实施的k-milling模型，是与其他研究的结果。然而，使用k-epsilon模型导致超音速流汽提进行10 Gyr后剩余气体减少了五分之一，这与简单的分析计算表明的情况更加一致。因此，连续的开尔文-亥姆霍兹剥离在大质量星系晕的冲压压力剥离中起着重要的作用。为了正确地解释这一点，对星系团的模拟将需要使用亚网格湍流模型
2013-09-20 astro-ph.CO
The Role of Ram Pressure Stripping in the Quenching of Cluster Star Formation
最近对星系团的观测表明，与星系团明显相关的环境效应开始降低距离为星系团维里半径三倍的星系的恒星形成率。这些观测结果可能表明，在高椭圆轨道上的星系群或星系团核心的星系团星系的预处理，但也可能意味着，由于集群的环境效应直接影响星系的第一次下降。为了探索这些问题，我们调查不同的模型冲压压力剥离，因为它的作用于卫星星系的集群，并比较观察到的径向恒星形成梯度的集群。我们计算了模型星系团周围吸积激波的位置，并以此作为星系形成的GALFORM半解析模型中冲压压力剥离的起始半径。将我们的模型和之前考虑的更简单的冲压压力模型的结果与最近的观察结果进行比较表明，由于工作中预处理效应的复杂相互作用，当前数据无法在冲压压力剥离模型之间进行强烈区分。然而，未来对更大样本集群的观测可能会对冲压压力剥离过程及其在塑造集群内部和周围径向趋势方面的作用产生更强的约束。
2010-12-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Lack of Evidence for Global Ram-pressure Induced Star Formation in the Merging Cluster Abell 3266
我们选择Abell 3266来寻找冲压压力引起的恒星形成作为合并星系团的一个整体性质。Abell 3266（z = 0.0594）是一个高质量的星团，具有高速色散，在视线附近有一个下落的子星团，以及一个强烈的激波阵面。这些现象都有助于使Abell 3266成为观察RPS诱导恒星形成的全球效应的最佳星团。使用档案X射线观测和公布的光学数据，我们互相关的光谱特性（[OII，H $β$ ]），指示星暴和后星暴，分别与冲压压力，$ρ$ v $^{2}$，从X射线和光学数据计算。我们发现，后星暴星系，被归类为E+A，发生在这个合并集群比后发座星系团的频率更高，并在中等红移星系团的速度相当。这与由于合并而增加的恒星形成一致。然而，星暴和星暴后的星系都同样可能处于低或高的冲压压力环境中。从这一结果我们推断，星暴阶段的持续时间必须是非常短暂的，因此：（1）在任何时候，只有一小部分的星系在一个高冲压压力的环境中表现出这种效果，（2）大多数后星暴星系是在一个低冲压压力的环境中，由于他们在集群中的持续轨道运动。
2021-03-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
A new connection between the opening angle and the large-scale morphology of extragalactic radio sources
在初始为锥形射流的情况下，我们研究了外压作用下射流准直与大尺度形貌之间的关系。我们首先考虑的重要长度尺度的问题，然后进行轴对称流体动力学模拟，包括某些参数，所有这些长度尺度。我们发现三个重要的尺度相关的准直区域：（i）在侧向冲压压力等于外部压力，（ii）在射流密度等于环境密度，和（iii）在向前冲压压力低于环境压力。这些尺度由射流的外部马赫数和张开角设定。我们表明，这些尺度的相对大小决定了大尺度射流的准直，马赫数，密度和形态。在分析激波结构的基础上，我们成功地再现了Fanaroff-Riley（FR）I类和II类射电源的形态。在该模型框架内，FR I射电源必须有一个大的本征张角。环境气体的夹带也可能是重要的。我们还表明，所有FR I源与无线电波瓣或类似的功能必须有一个较早的FR II阶段。
2012-07-03 astro-ph.CO astro-ph.HE
Ram pressure stripping of halo gas in disk galaxies: Implications on galactic star formation in different environments
我们数值研究了从小星系团到富星系团的不同环境中盘星系周围气体晕的演化，以了解这些环境中星系的演化。我们的模拟自洽地考虑了星系际介质（IGM）的冲压压力对星系盘和星系晕气体的影响以及星系盘和星系晕气体之间的流体动力学相互作用，从而更好地估计了被IGM冲压压力剥离的星系晕气体的质量分数（F_strip）。我们主要研究了F_strip如何依赖于宿主环境的总质量（M_host）、星系质量（M_gal）、IGM的密度和温度（分别为T_IGM和rho_IGM）、IGM与星系的相对速度（V_r）以及盘的物理性质（例如，气体质量分数）。我们发现在M_host为10^{14} M_sun的星系团中，通常60-80%的晕气体可以被有效地剥离。我们还发现F_strip依赖于M_host，M_host越大，F_strip越高。此外，还发现在给定的环境下，M_gal较小的盘星系的F_strip可以更高。我们的模拟结果表明，由于晕和盘气体之间的流体动力学相互作用，盘气体的存在可以抑制晕气体的冲压压力剥离。已发现晕环气体的冲压压力汽提是有效的（即，F_strip>0.5），如果rho_IGM ~ 10^5 M_sun/kpc ^3，V_r ~ 400 km/s，即使在小的和/或紧凑的群中也是如此。基于导出的冲压压力剥离后剩余晕气体的径向分布，我们提出了在盘星系中，晕气体剥离后恒星形成的截断可以从外向内发生。
2009-07-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The radial orbits of ram-pressure-stripped galaxies in clusters from the GASP survey
该研究通过叠加GASP巡天62个近邻星系团样本，并用MAMPOSSt与Jeans反演求解Jeans方程，发现冲压剥离星系轨道从中心近各向同性变为维里半径处强径向。
2024-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The search for shock-excited H2 in Virgo spirals experiencing ram pressure stripping
我们调查存在的冲击激发的H2在四个室女星系团星系，显示出明确的证据，正在进行的冲压压力剥离。使用斯皮策太空望远镜上的红外光谱仪（IRS）对旋转H2发射线进行了中红外光谱测绘。我们的目标是沿着星系的领先侧的四个区域，在那里，团内介质（ICM）似乎正在推回单个星系的星际介质（ISM）。为了比较的目的，我们还研究了这些星系的后缘的两个区域，一个边缘盘内的区域和一个平面外的恒星形成区域。我们发现在我们的样品中的温暖的H2/PAH相对于在其他附近星系中观察到的分数的2.6个过剩的因素。我们把H2/PAH过剩归因于冲击激发的H2的贡献，这很可能是由我们的样本星系中正在进行的冲压压力相互作用引发的。Ram压力驱动的冲击也可能是我们的样品中发现的[Fe II/NeII]分数升高的原因。
2014-02-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galactic star formation enhanced and quenched by ram pressure in groups and clusters
本文研究了团内和团内介质的冲压压力对晕质量（M_h）从10^10 M_sun到10^12 M_sun的盘状星系恒星形成（SF）时空变化的影响。从矮不规则型到银河型）的星系群和星系团，其中10^13 < M_h/M_sun < 10^15。在不同的模型参数下，我们详细研究了对应于恒星形成区分布的SF率和H_α形貌的长期演化。主要结果如下。对于给定的轨道和环境，冲压压力是否能增强或减小SF取决于盘星系的M_h和气体盘相对于其轨道方向的倾角。例如，在M_h = 10^14 M_sun的星系团中，在近心通道处，M_h= 10^12 M_sun的盘星系中SF可以适度增强，而在M_h=10^10 M_sun的低质量盘星系中，SF可以完全关闭（“猝灭”）。Ram压力可以减小盘星系的H_α-光学盘尺寸比，减小的幅度取决于特定环境下盘星系的M_h和轨道。盘星系在强冲压压力下呈现出环状、单侧和新月状等特征的H_α分布。
2013-11-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tidal interaction vs. ram pressure stripping effects as seen in X-rays. Hot gas in group and cluster galaxies
星系团内介质（ICM/IGM）的高温和星系的高密度会导致星系星际介质（ISM）在冲压压力和/或潮汐相互作用的影响下发生扰动。在射电偏振观测中，这两种现象可能表现出相似的特征。X射线数据可以帮助确定扰动的真正来源。分析了室女星系团旋涡星系NGC 4254和NGC 4569中热气的分布和物理性质，表明星系团环境对它们的性质有重要影响。通过对X射线数据进行空间和光谱分析，我们试图区分两种主要现象：潮汐和冲压压力的相互作用。我们比较我们的研究结果与NGC 2276的情况下，其中一个冲击的报告，通过分析XMM-牛顿X射线数据为这个星系。我们使用NGC 4254，NGC 4569和NGC 2276的档案XMM-牛顿观测。在0.2 - 1 keV的能带软扩散发射的地图。对于这三个星系，特别是在磁场增强的位置，我们进行了光谱分析，以获得气体温度，从而寻找冲击签名。激波是由超音速产生的冲压压力的特征;弱的潮汐相互作用预计不会影响电离气体的温度。在NGC 4254中，我们没有观察到任何温度升高。这表明潮汐相互作用，而不是冲压压力剥离。在NGC 4569中，射电偏振脊显示出较高的温度，这可能表明冲压压力效应。对于NGC 2276，我们没有发现明显的冲击迹象。观测到的扭曲的主要驱动力很可能是潮汐相互作用。通过灵敏的X射线观测来确定气体温度似乎是区分作用于星系的冲压压力和潮汐相互作用效应的一种好方法。
2012-07-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ram pressure stripping: An analytical approach
我们使用一种分析方法来研究冲压压力剥离与简单的模型盘和晕的气体分布，研究在集群，集团和星系晕的现象。我们还研究了星系性质和红移的变化。在每种情况下，我们都模拟最坏的情况（即，由于冲压压力的最大效应）。我们表明，在最坏的情况下，红移的变化不大。我们发现，在具有较高的自旋参数的星系中的气体盘被剥离快于具有较小的自旋参数的星系。与星系团和星系晕相比，星系团中的星系晕更有效地剥离气体：这是由于ICM中更高的下沉速度和更高的气体密度，这是由于更大的重子保留。我们评论了我们的模型的局限性和情况下，显着量的气体可能会保留在星系盘，也给出了一个例子。最后，我们讨论了恒星形成的星系，因为这些落入晕的影响。
2019-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Ties that Bind? Galactic Magnetic Fields and Ram Pressure Stripping
一个影响富含气体的星系团的过程是冲压压力剥离，即通过与星系团内介质的直接相互作用去除星系气体。银河系磁场可能对剥离率和尾部结构有重要影响。我们运行的第一个磁流体动力学模拟冲压压力剥离，包括银河磁场，使用159 pc的分辨率在我们的整个域，以解决整个尾巴的混合。我们发现从未磁化和磁化星系中移除的气体总量几乎没有差异，尽管具有径向分量的磁场最初会更快地加速剥离的气体。一般来说，我们发现，在磁盘中的磁场导致在磁盘附近的剥离气体的速度较慢，更快的速度远离磁盘。我们还发现，星系气体中的磁场导致更大的非混合结构的尾巴。最后，我们讨论了冲压压力剥离尾部是否可以磁化ICM。我们发现，总的磁能密度增长的尾巴变长，可能通过湍流。在我们所有的MHD实验中，尾区都有微高斯强度的场，这些场从盘（我们模拟区域的边缘）存活到至少100 kpc，这表明星系团中磁化尾区的面积填充因子可能很大。
2014-08-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ram pressure stripping in elliptical galaxies: I. the impact of the interstellar medium turbulence
椭圆星系含有X射线发射气体，在与星系团年龄相当的时间尺度上受到连续的冲压压力剥离。这些星系中的气体并不处于完美的流体静力平衡。超新星反馈、恒星风或活动星系核（AGN）反馈可以显著扰动星际介质（ISM）。利用流体动力学模拟，我们研究了热ISM中亚音速湍流对早型星系冲压压力剥离过程的影响。我们发现，星系更动荡的ISM产生更长，更广泛，更平滑分布的尾巴剥离ISM比那些特征较弱的ISM动荡。我们的主要结论是，即使是非常弱的内部湍流，在<15%的平均ISM声速的水平，可以显着加速气体从星系通过冲压压力剥离。这种效应的大小随着湍流的强度而急剧增加。由于大多数气体剥离发生在ISM和团内介质（ICM）之间的边界附近，ISM剥离率的提高是由于ISM从银河系势阱的中心区域到更大距离的“随机行走”，在那里，冲压压力能够永久地从星系中去除气体。由于湍流ISM与ICM的混合，ICM可以暂时被困在银河系势阱中。具有更多湍流ISM的星系，但仍然具有非常弱的湍流特征，可以容纳更多的ICM。[摘要]
2012-09-29 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.IM
