Hubble Space Telescope Pixel Analysis of the Interacting S0 Galaxy NGC 5195 (M51B)
利用HST/ACS在F435 W、F555 W和F814 W（BVI）波段拍摄的图像，对相互作用的S 0星系NGC 5195（M51 B）进行了像素分析，并给出了该星系的一些性质。我们分析了NGC 5195的像素色星等图（pCMD），重点分析了它的红、蓝像素序列的性质以及与NGC 5194（M51 A;与NGC 5195相互作用的螺旋星系）的pCMD的差异。NGC 5195的红像元序列比NGC 5194的红像元序列红，这对应于在固定年龄和金属丰度下尘埃光学厚度的差异2<Δτ V<4。NGC 5195的蓝色像素序列非常微弱，在空间上对应于两个相互作用的星系之间的潮汐桥。这意味着蓝色像素序列不是早型星系pCMD中的普通特征，而是星系-星系相互作用引起的恒星形成的瞬态特征。我们还发现，在NGC 5194和NGC 5195的像素颜色-颜色图（pCCD）上的红色像素序列的形状不同。我们研究了基于pCCD的像素恒星星族的空间分布。潮桥区的幼龄种群比例大于其他地区，其系数大于15。沿着潮桥，年轻种群似乎聚集在一起，尤其是在桥的中间点。另一方面，尘埃粒子在潮桥和NGC 5195中心之间的分布相对较广。
2012-05-22 astro-ph.CO
Global Star Formation Rates and Dust Emission Over the Galaxy Interaction Sequence
我们测量和模拟了14个系统中31个相互作用星系从紫外到远红外的28个波段的光谱能量分布。该样本来自斯皮策相互作用星系巡天，该巡天探测了多个波长的星系相互作用参数范围，重点是红外波段。本文提出的子集包括所有的星系FIR赫歇尔SPIRE观测是公开的。我们的SED将赫歇尔测光与Spitzer，GALEX，Swift UVOT和2 MASS的多波长数据相结合。虽然SED的形状在我们的样本中大致相似，但强烈相互作用的星系通常比弱或中等相互作用的星系具有更多的中红外发射，相对于其近红外和FIR发射。我们模拟了完整的SED，以获得宿主星系的恒星形成率（SFR），特定的恒星形成率（sSFR），恒星质量，尘埃温度，尘埃光度和尘埃质量。我们发现增加的尘埃光度和质量，SFR，和冷（15-25 K）的尘埃温度的相互作用的进展，从中等到强相互作用和非相互作用和强相互作用的星系之间。我们还发现弱相互作用星系和强相互作用星系之间的SFR增加。相比之下，sSFR在所有交互阶段保持不变。来自SED模型的SFR同意以及与比例关系，依赖于红外发射的估计率。（节略）
2013-02-20 astro-ph.CO
The Larson-Tinsley Effect in the UV: Interacting vs. `Normal' Spiral Galaxies
我们比较了一组定义明确的光学选择合并前相互作用的星系对与正常的螺旋的紫外光学颜色。较短波长的颜色显示了相互作用星系比螺旋星系更大的色散。这一结果可以最好地解释为在相互作用的星系中平均较高的恒星形成率，以及平均较高的反射率。这与早期的研究一致，发现相互作用星系中的恒星形成倾向于比正常螺旋星系更集中，可能是由于气体被相互作用驱动到中心。正如早期的研究所指出的，在相互作用的星系中，星系之间隐含的恒星形成率有很大的变化，有些星系的恒星形成率有所提高，但其他星系则相当平静。
2010-10-04 astro-ph.CO
Optical Structure and Evolution of the Arp 104 Interacting Galaxy System
Arp 104是一对明亮的相互作用星系，由NGC 5216（椭圆星系）和NGC 5218（扰动盘星系）组成，并通过恒星桥连接。我们获得了光学成像，以支持光度和颜色的系统研究。NGC 5216位于红色序列上，而恒星星族的不寻常分布，加上在尘埃区域中密集的中心恒星形成，使NGC 5218成为一个中间色（绿谷）系统的邻近例子。恒星桥具有非常均匀的光学表面亮度，其颜色与来自NGC 5218外围的恒星一致，但相对缺乏气体，而北部潮汐尾富含HI。虽然这两个星系都含有壳层，但NGC 5218的壳层结构很明显，有些似乎与反向旋转的气体有关。这些特征的组合表明，Arp 104可能是一个小星系群中不同的多重相互作用的产物，可能是分层合并过程的结果，并可能导致一个相对巨大和孤立的早期星系的诞生。
2010-09-01 astro-ph.CO
Testing of the dwarf galaxy content and the evolutionary status of nearby groups of galaxies
我们在五个松散的星系群中进行了矮星系的视觉和参数搜索。使用HET进行的后续光谱学检查显示，形态选择的成功率为50%。这些星系群的演化状态各不相同：NGC 6962星系群有一个部分松弛的核心，周围有一个陷落区，而NGC 5005/5033星系群和IC 65星系群，它们只由晚型星系组成，可能仍在聚集。
2009-08-31 astro-ph.CO
Malin 1: interacting galaxy pair?
马林1是一个独特的，非常大的低表面亮度星系。银河系的结构和起源知之甚少。造成这种情况的原因是缺乏详细的观测数据，特别是高分辨率的运动学数据。在这封信中，我们研究了Malin 1内部（r < 15 kpc）的恒星运动学。我们目前的光谱参数有利于一个小星系-马林1B -是一个同伴可能与主星系-马林1。这个天体在马林1号的许多已发表的图像中清晰可见，但在任何天文数据库中都没有提到。Malin 1B位于距离Malin 1的核心14 kpc的投影距离处，并且具有小的- 65 $\pm$ 16 km/s -相对速度，这是我们首次确定的。我们认为，正在进行的相互作用与马林1B可以解释的主要形态特征的马林1的中心区域-双臂螺旋结构，酒吧，和外部单臂螺旋图案。我们还研究了Malin 1的大尺度环境，并假设星系SDSS J123708.91+142253.2可能是通过与Malin 1的正面碰撞形成扩展的低表面亮度包络的原因（在Mapelli等人2008年提出的碰撞方案框架内）。为了检验马林1全球结构的碰撞起源，需要更多的观测数据和新的数值模式。
2010-05-28 astro-ph.CO
Filamentary Infall of Cold Gas and Escape of Lyman Alpha and Hydrogen Ionizing Radiation from an Interacting High-Redshift Galaxy
我们目前的观测一个特殊的莱曼α发射星系在红移3.344，发现在一个深，盲光谱调查微弱莱曼α发射器与麦哲伦II望远镜在哈勃超深场（HUDF）。该星系表现出复杂的莱曼α发射，包括一个扩展的，不对称的组成部分，部分抑制阻尼莱曼α吸收，和两个空间拉长，狭窄的发射功能。存档的HST ACS成像显示了恒星成分潮汐破坏的证据。这个V=27的星系似乎给了我们前所未有的见解，在高红移结构的形成中的两个基本阶段：气体流入普通星系，和逃逸到星系际介质的电离辐射。中性氢，部分落在一个狭窄的灯丝的形式，似乎发出荧光莱曼α光子引起的恒星电离通量逃离扰动星系。下落的物质可能代表一次冷吸积或相互作用触发的流入。观测到的莱曼α辐射所需的电离光子的速率与观测到的恒星星族产生的光子的速率是一致的，大约50%的电离光子从邻近的星系逃逸并遇到了下落的气体。星系的观测特性支持星系间的相互作用促进莱曼α和电离辐射逃逸的观点。我们认为，像目前的对象的星系可能是常见的高红移。因此，这个星系可能是一个较晚的例子，相互作用的矮星系人口显着贡献的宇宙再电离。
2011-05-24 astro-ph.CO
GOODS-Herschel: the impact of galaxy-galaxy interactions on the far-infrared properties of galaxies
我们研究了星系-星系相互作用对星系FIR特性的影响及其在0<z<1.2时的演化。利用GOODS-Herschel关键计划框架下Herschel观测到的GOODS场中的高z星系和SDSS DR 7场中的IRAS或AKARI选择的本星系，研究了星系性质与最近邻星系的形态和距离的关系.我们发现，在这个红移范围内，星系的SFR和SSFR，平均而言，取决于最近邻星系的形态和距离。当一个晚型星系有一个近邻星系时，SFR和SSFR随着它接近一个晚型邻居而增加，这一点得到了K-S和MC检验的支持，显著性水平> 99%。然而，SFR和SSFR减少或不改变太多，因为它接近早型邻居。在R_n~ 0.5r_vir，nei处，SFR和SSFR的分叉似乎取决于相邻的形态，K-S和MC检验支持这一点，显著性水平> 98%。对于所有的红移仓，当星系对间距小于0.5r_vir，nei和0.1r_vir，nei时，晚型星系与晚型邻居相互作用的SSFR分别比非相互作用星系增加了1.8+/-0.7和4.0+/-1.2倍.与晚型近邻星系（即R_n <0.1r_vir，nei）强相互作用的本星系和高z晚型星系的T_dust都比非相互作用星系的T_dust高，显著性水平为96- 99%。然而，与早型邻居强相互作用的局部晚型星系的Tdust似乎低于或类似于非相互作用星系。我们的研究结果表明，在至少80亿年的时间里，星系间的相互作…
2011-09-09 astro-ph.CO
An Interacting Galaxy System Along a Filament in a Void
宇宙空洞为研究星系形成和演化提供了独特的环境。在它们内部的星系群体有着与平均场星系显著不同的性质。作为我们的虚空星系巡天（VGS）的一部分，我们在一个巨大的虚空中发现了一个由三个相互作用的星系（VGS_31）组成的系统。VGS_31是一个小的细长组，其成员嵌入在共同的HI包膜中。HI图像显示了一个星系结构，星系际冷气体从暗条吸积到星系上。我们给出了深光学和窄带H_α数据，光学光谱，近紫外和远紫外GALEX和CO（1-0）数据。我们发现，其中一个星系，一个Markarian对象，有一个环状结构和一个尾巴明显的光学和HI。虽然这三个星系都在它们的中心部分形成了恒星，但马卡良天体的尾部和环没有恒星形成。我们讨论这些发现的引力相互作用和星系的持续增长的灯丝。VGS_31是第一个观察到的空洞中的层状结构的例子之一。它是理解空洞中子结构形成的重要原型。这个系统还表明，星系在空洞中的演化可以像在高密度环境中一样动态。
2013-03-03 astro-ph.CO
Baryon Content of Massive Galaxy Clusters at z=0-0.6
我们研究了星系团中的两个主要重子成分，即星系中的恒星和团内介质（ICM）中的电离气体之间的关系，使用了94个红移范围为0-0.6的星系团。精确测量的总质量和ICM质量来自钱德拉观测，恒星质量来自宽视场红外巡天探测器和两微米全天巡天，使我们能够以自洽的方式追踪星团重子含量的演化。我们发现，在r_{500}中，ICM质量-总质量关系的演化符合自相似模型的预期，而恒星质量-总质量关系中没有红移演化的证据.这表明星团内部的恒星质量和ICM质量的演化是不同的。
2011-12-07 astro-ph.CO
The Sloan Great Wall. Morphology and galaxy content
本文介绍了斯隆长城（SGW）的形态和星系含量的研究结果。我们用亮度密度场来确定SGW中的超星系团，用第四类Minkowski泛函V_3和形态特征（K_1-K_2 shapefinders曲线）来表示SGW的不同形态，从单丝状到多分支的、团簇状的平面系统。SGW中最富的超星系团SCl~126，特别是它的核心，类似于一个非常富的细丝，而SGW中另一个富的超星系团SCl~111，类似于一个“多蜘蛛”-一个由星系链连接的高密度区域的集合。使用闵可夫斯基泛函，我们研究的子结构的个别星系的人口所确定的颜色在这些超星系团。我们用晕轮模型和平滑自助法评估结果的统计显著性。我们研究了SGW中两个最富超星系团的星系组成和星系群的性质，特别关注亮红星系（BRG）和SGW星系群中的第一星系。大约1/3的BRG是螺旋。椭圆BRG的颜色散射比螺旋BRG的颜色散射小。大约有一半的BRG和星系群中的第一级星系具有大的奇特速度。以椭圆BRG为第一等级星系的星系群比以螺旋BRG为第一等级星系的星系群更均匀地分布在超星系团中。超星系团SCl~126核心的星系和星系群含量与其外围和超星系团SCl~111相比有一些不同。我们的研究结果表明，在SGW的个别邻居超星系团的形成历史和演化是不同的。
2011-05-09 astro-ph.CO
The HI gas content of galaxies around Abell 370, a galaxy cluster at z = 0.37
我们使用巨型米波射电望远镜的观测数据，测量了星系团Abell 370周围324个星系的原子氢气体含量，红移为z = 0.37（回溯时间约为40亿年）。来自这些星系的HI 21-cm发射是通过使用英澳望远镜获得的精确光学红移将它们的信号相加来测量的。所有324个星系的平均HI质量为（6.6 +- 3.5）x10^9太阳质量，而105个光学蓝色星系的平均HI质量为（19.0 +- 6.5）x10^9太阳质量。在Abell 370周围发现的大量气体表明，自从红移z = 0.37以来，星系团的气体含量已经发生了实质性的演变。在Abell 370周围发现的HI气体总量是在后发座星系团周围发现的HI气体总量的8倍，后发座星系团是附近一个类似大小的星系团。尽管气体含量较高，但阿贝尔370显示出与邻近星系团相同的趋势，即靠近星系团核心的星系比更远的星系具有更低的HI气体含量。Abell 370星系的HI质量与可见光之比与当地星系样本相似，并且它们的恒星形成率与HI质量之间的相关性与附近星系相同。从[OII]发射和从去红移的1.4 GHz射电连续谱的Abell 370星系的平均恒星形成率也遵循在本地宇宙中发现的相关性。在星系团周围发现的大量HI气体可以很容易地被星系中观测到的恒星形成率消耗掉，从z = 0.37到现在的40亿年。
2009-07-10 astro-ph.CO
New observational constraints on interacting dark energy using galaxy clusters virial equilibrium states
由于暗区在暗能量和暗物质之间的组成和相互作用方面仍然未知，因此对星系团平衡的观测比比皆是，为这些问题打开了一扇充满希望的窗户。我们在这里继续探索暗扇区相互作用检测通过团簇维里平衡态的所有集群配置。用Layzer-Irvine方程，一个相互作用的暗扇区的简单模型和一些简化的假设来计算团簇的动力学，得到了维里动力学的含时部分.星团的数据集中在光学弱透镜和X射线观测中，分别评估了星团的质量分布和温度。现有X射线数据的全球不一致性使我们构成了“黄金”集群样本。通过贝叶斯分析，对它们进行处理以获得在$-0.027 \pm 0.009$处的11个簇的复合相互作用强度中检测到高达3个$σ$的一致相互作用，所述复合相互作用强度转化为复合通用平衡维里比$-0.61^{+0.04}_{-0.03}$。探测水平和X射线数据的不一致性需要谨慎，尽管未来的仪器有望很快实现更清晰的探测。
2018-11-26 astro-ph.CO
Super Interacting Dark Sector: An Improvement on Self-Interacting Dark Matter via Scaling Relations of Galaxy Clusters
自相互作用的暗物质被认为是暗物质最合适的候选者之一。由于它在解决许多天体物理问题，特别是在小尺度结构方面取得了巨大的成功，因此研究该模型具有更重要的意义。在本文中，我们重点介绍了两个以前进行的模拟结果的集群大小的晕与自相互作用的暗物质，并介绍了一个新的函数的星系团的密度分布，它可以完美地描述这些模拟的结果。这种密度分布有助于找到速度分散分布以及团簇质量与浓度参数之间的关系。利用这些关系，我们研究了星系团的两个标度关系，即质量-速度色散关系和质量-温度关系。标度关系显示，在自相互作用的暗物质模型中，晕的质量比标准的非相互作用模型在任何固定温度下预测的质量都要大。我们还研究了一个混合相互作用模型的质量-温度关系，该模型是自相互作用暗物质的思想与另一个暗扇区模型的结合，其中暗物质粒子的质量是根据它与暗能量的相互作用来确定的。这种超级相互作用暗扇区（SIDS）模型可以将质量-温度关系改变为与非相互作用模型具有相同结果的修改形式。最后，我们给出了用单位质量暗物质粒子横截面值来描述该相互作用模型常数的定量表达式。
2021-10-28 astro-ph.CO gr-qc
Observable tests of self-interacting dark matter in galaxy clusters: cosmological simulations with SIDM and baryons
我们将介绍BAHAMAS-SIDM，这是第一个大体积（400/h Mpc）^[3]的宇宙学模拟，包括自相互作用暗物质（SIDM）和重子物理。这些模拟很重要，主要有两个原因：1）它们包括了重子对暗物质分布的影响; 2）重子粒子可以用来制作模拟观测值，可以直接与观测值进行比较。众所周知，小岛屿发展中国家的晕圈在其中心的密度系统地低于清洁发展机制的晕圈，而且更圆。在这里，我们发现，这些变化并没有反映在气体或恒星的分布在星系团，或在他们的X射线光度。然而，引力透镜观测数据可以区分DM模型，我们提出了一个测试菜单，未来的调查可以用来测量SIDM相互作用强度。我们对模拟的星系团进行射线追踪，以产生强透镜图。包括重子增强了在SIDM模拟中不产生临界曲线的集群的透镜强度。将我们模拟的星系团的爱因斯坦半径与CLASH巡天中观测到的半径进行比较，我们发现，在1000 km/s左右的速度下，sigma/m > 1 cm^2/g的SIDM截面可能与观测到的星系团透镜不相容。
2020-06-01 astro-ph.CO
Towards the 2020 vision of the baryon content of galaxy groups and clusters
星系群和星系团在大尺度宇宙结构中占有特殊的地位，因为它们是宇宙中最大和质量最大（从~10^13 Msun到超过10^15 Msun）的物体，有时间经历引力坍缩。大质量的星系团意味着它们的物质是从大约8-40 Mpc大小的共同运动区域中吸积而来的，因此应该代表宇宙的平均物质含量。在未来十年中，敏感的多波长观测应该能够绘制出z<~ 1的所有主要质量成分（恒星、冷、暖、热气体和总质量）的径向分布图。与此同时，对真实和模拟星系团样本的比较研究将使我们能够将星系团作为名副其实的天体物理实验室，用于研究星系形成，以及测试我们的结构形成理论模型和关于支配宇宙的基本物理学的基本假设。
2009-03-02 astro-ph.CO
Dust Content, Galaxy Orientations, and Shape Noise in Imaging Surveys
我们发现，在盘星系的尘埃吸收导致的颜色和方向依赖的质心移动，这是预期可观察到的多波段成像调查。这种质心移动是一个有趣的新探测器，它包含了天体物理学和宇宙学相关的信息：它可以用来探测大样本星系的尘埃含量，并减少形状噪声，由于盘星系的倾斜弱透镜剪切。具体来说，我们发现，数据集可比CFHTLenS，暗能量调查（DES）或超Suprime-Cam（HSC）调查应该提供一个灰尘测量几百个星系每平方度。相反，如果知道尘埃的光学厚度，这种技术将显著降低样本中最亮星系的形状噪声（信噪比大于几百），从而增加它们对弱透镜剪切测量的相对重要性。
2015-06-10 astro-ph.CO
An Atlas of GALEX UV Images of Interacting Galaxies
我们目前的GALEX紫外图像从强烈相互作用的星系对的调查，并与其他波长的图像进行比较。潮汐特征在紫外图像中特别引人注目。在整个星盘、星尾和星桥上可以看到许多恒星形成的节点。我们还确定了一个可能的'太妃糖'星系在我们的样本中，这可能是由两个磁盘星系之间的正面碰撞产生的。
2009-08-26 astro-ph.CO
The sub-mm morphology of the interacting galaxy NGC 3627
我们提出了亚毫米连续和外差数据的相互作用星系NGC 3627，获得的HHT和APEX。我们发现在这个星系的东南部的小尺度上的分子线比的显着变化。CO（2-1）线的运动学，以及870 μ m连续辐射的形态学，表明星系中心区域东侧的西旋臂是延续的。这个连续的旋臂在一个显示出不寻常的磁场配置的区域与正常的东旋臂交叉。这种旋臂交叉，不管它是物理的还是只是投影的，都可能有助于理解观察到的磁场配置。
2011-11-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Molecular Gas Content of z<0.1 Radio Galaxies: Linking the AGN Accretion Mode to Host Galaxy Properties
现代宇宙学的主要成就之一是所谓的“统一模型”，它在一个单一的物理方案中成功地描述了大多数种类的活动星系核。然而，有一类特殊的射电发光活动星系核，目前还不能在这个框架内解释-“低激发”射电活动星系核（LERAGN）。最近，有人提出了一种设想，预测LERAGN和它们的常规“高激发”射电活动星系核（HERAGN）对应物代表星系演化的不同阶段（红序列与绿谷）。这些不同的演化状态预计也会反映在它们的宿主星系特性中，特别是它们的冷气含量。为了验证这一点，在这里，我们提出了CO（1-0）的观察对样本的11个这些系统进行CARMA。结合我们的观察与文献数据，我们推导出分子气体质量（或上限）的一个完整的，有代表性的，样品21 z<0.1的射电活动星系核。我们的研究结果表明，HERAGN的平均气体质量比LERAGN高7倍。我们还推断年轻的恒星年龄，较低的恒星，晕，和中央超大质量的黑色质量，以及较高的黑洞吸积效率在HERAGN相对于LERAGN。这些发现支持了这样一种观点，即高激发和低激发射电活动星系核形成了两个物理上不同的星系群，反映了大质量星系形成的不同阶段。
2011-01-27 astro-ph.CO
Molecular Gas in NUclei of GAlaxies (NUGA) XIII. The interacting Seyfert 2/LINER galaxy NGC 5953
本文给出了用IRAM干涉仪在分辨率分别为2 \farcs 1 $\times$ 1 \farcs 4和1 \farcs 1 $\times$ 0 \farcs 7下获得的相互作用Seyfert 2/LINER星系NGC 5953的PDMATHABMMCO（1- 0）和PDMATHABMMCO（2- 1）图。CO发射分布在直径为$\sim$ 16 \arcsec（$\sim$ 2.2 kpc）的圆盘上，其中有几个随机分布的峰。最强的峰并不与核心重合，而是从中心$\sim2-3^{\prime\prime}$（$\sim$ 340 pc）向西/西南偏置。分子组分的运动学是很有规律的，这是典型的旋转圆盘。我们还比较了NGC 5953的$^{12}$ CO分布与其他波长的观测结果，以研究星际介质中不同示踪剂之间的相关性。利用近红外图像，我们计算了恒星势对气体施加的重力力矩。在$^{12}$ CO（1- 0）和$^{12}$ CO（2- 1）中，转矩主要是正的，这表明气体没有流入中心，并且在每次旋转中交换的气体角动量小于5%。这来自于星系中心的规则和几乎轴对称的总质量和气体分布。在NGC 5953中，活动星系核在当前时期显然没有被活跃地注入燃料。
2009-11-19 astro-ph.CO
Self-Interacting Dark Matter, Core Collapse and the Galaxy-Galaxy Strong Lensing Discrepancy
针对星系团中星系-星系强引力透镜观测截面与冷暗物质预测存在的数量级偏差，研究发现将暗物质子晕内密度分布调整为更陡斜率可缓解该偏差，这类陡斜率可由自相互作用暗物质核坍缩模型解释，推动了相关后续研究。
2024-12-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Low X-Ray Luminosity Galaxy Clusters. II. Optical properties and morphological content at 0.18 < z < 0.70
这是关于低X射线光度星系团的系列论文的第二篇，在这篇论文中，我们介绍了在0.18到0.70的红移范围内，在双子座南北望远镜上用GMOS-IMAGE获得的七个系统的$r^\prime$、$g^\prime$和$i^\prime$测光。文中还给出了星等、颜色和形态参数，即集中指数、椭圆率和视觉形态分类。在较低的红移，存在一个定义明确的红色星团序列，延伸超过4个星等，表明这些中等质量的星团已经达到了松弛阶段。在$\sim$ 0.75 Mpc的中心区域观测到的一小部分蓝色星系成员证实了这一点。相比之下，在高红移的星系团有一个不太重要的红团序列。我们还发现，在这些集群的星系径向密度分布很好地拟合一个单一的幂律。在0.18 $<$ z $<$ 0.70时，我们观察到蓝色星系的比例增加，而星系的比例减少，早型星系的比例几乎保持不变。总的来说，这些中等质量的集群的结果是一致的，高质量的集群。
2013-11-04 astro-ph.CO
The CFHTLS Deep Catalog of Interacting Galaxies I. Merger Rate Evolution to z=1.2
我们提出了在0.2<z<1.2之间的静止坐标系光学星系合并分数，作为恒星质量和光学光度的函数，正如加拿大-法国-夏威夷望远镜遗产深度巡天（CFHTLS-Deep）所观察到的那样。我们开发了一个新的分类方案，以确定主要的星系星系合并的基础上存在的潮汐尾和桥梁。这些形态特征是最近和正在进行的合并活动的标志。通过对所有星系的视觉分类，直到i_vega<22.2（约27，000个星系）超过2平方度，我们编制了CFHTLS相互作用星系深表，其中有约1600个合并星系。我们发现合并分数在z~0.3处为4.3% +/-0.3%，在z~1处为19.0% +/-2.5%，这意味着合并分数的演变为（1+z）^m，其中m=2.25 +/-0.24。这一结果与在>4sigma置信水平下的温和或非演变（m<1.5）情景不一致。观察到一个温和的趋势，即M>10^10.7 M_sun的大质量星系比M~10^10 M_sun的小质量系统经历更少的合并，这与星系集合体缩小的预期一致。我们的研究结果还表明，相互作用星系的平均SFRs的两倍，发现在非相互作用场星系。我们的结论是：（1）光学星系合并分数确实随红移而变化，（2）合并分数适度地依赖于恒星质量，在z<1时，质量较低的星系合并分数较高，（3）恒星形成在合并的所有阶段都被触发，在后期阶段有较大的增强，与N体模拟一致。
2010-01-15 astro-ph.CO
Pre-existing dwarfs, tidal knots and a tidal dwarf galaxy: an unbiased HI study of the gas-rich interacting galaxy group NGC 3166/9
我们提出了阿雷西博遗产快速ALFA（ALCAFA）和后续的巨型米波射电望远镜（GMRT）HI观测的气体丰富的相互作用组NGC 3166/9。敏感的ALOKFA数据提供了一个完整的人口普查的HI轴承系统的组，而高分辨率的GMRT数据阐明了它们的起源，使第一个公正的物理研究之一的富含气体的矮同伴和随后的识别第二代，潮汐矮星系在附近的一个群体。ALGOFA图揭示了NGC 3166/9群核心周围的扩展HI包络，我们使用跨越~1平方度的6个GMRT点以更高的分辨率拼接。对GMRT数据立方体的彻底搜索揭示了8个低质量天体，其气体质量从4x10^7到3x10^8 M_sol不等，总动力学质量高达1.4x10^9 M_sol。从GMRT数据中测量的HI通量的比较，在ALCAFA数据中测量的那些表明，一个显着的分数（约60%）的HI是平滑分布的尺度大于弧分（约7千秒差距，在NGC 3166/9的距离）。我们计算恒星质量和恒星形成率的八个低质量GMRT检测，使用辅助SDSS和GALEX数据，并使用这些值来约束它们的起源。大多数探测到的可能是预先存在的矮不规则星系，或者是短暂的潮汐形成的星系结;然而，一个候选者，AGC 208457，显然与延伸到NGC 3166下方的潮汐尾有关，表现出一个动力学气体质量比接近统一，并有恒星的内容和恒星形成率，这是大致一致的模拟以及候选潮汐矮星银河系从文学。因此，我们的观…
2012-09-16 astro-ph.CO
Uncovering the deeply embedded AGN activity in the nuclear regions of the interacting galaxy Arp299
利用10.4m大加那利望远镜（GTC）的CanariCam（CC）对相互作用星系Arp 299（IC 694 + NGC 3690）的核区进行了8- 13 μ m的中红外（MIR）光谱测量。高的角分辨率（~0.3- 0.6角秒）的数据，使我们能够探测60和120秒差距之间的核物理尺度，这是一个因素的10个改进比以前的MIR光谱观测该系统。GTC/CC光谱显示，在两个核中都有深深嵌入的活动星系核（AGN）活动的证据。NGC 3690/Arp 299-B1的GTC/CC核谱可以解释为来自星团中活动星系核加热的尘埃的辐射，这些尘埃在视线方向上具有高覆盖因子和高消光。NGC 3690中活动星系核的辐射热光度估计为3.2（+/-0.6 x10 ^44 erg/s）。IC 694/Arp 299-A的GTC/CC谱显示11.3 μ m的多环芳烃（PAH）发射来自于一个深度小于120 pc的嵌入区（A_V~ 24 mag）。还有一个持续排放的灰尘成分。如果与IC 694中的活动星系核关联，我们估计它的亮度将比NGC 3690中的活动星系核大约低5倍。双重活动星系核的存在使得Arp 299成为研究相互作用星系合并早期这一现象的一个很好的例子。
2013-11-14 astro-ph.CO
Information content in the redshift-space galaxy power spectrum and bispectrum
我们提出了一个Fisher信息研究的统计影响的星系偏差和选择效应的关键宇宙学参数的估计星系红移调查，特别是，角直径的距离，哈勃参数，和线性增长率在一个给定的红移，冷暗物质密度，和倾斜和运行的原始功率谱。我们在这里包括的依赖于视线的选择贡献已知存在于真实的星系样本中。我们确定的最大波数包括在分析中，通过要求下一阶校正的星系功率谱或双谱，在这里处理的下一个领先的和领先的顺序，分别产生移位的$\lesssim 0.25σ$上的每一个宇宙学参数。对于单独的星系功率谱，选择效应会严重恶化约束，特别是对线性增长率。添加星系双谱有助于显著打破参数简并。我们发现，一个联合的功率谱双谱分析的欧氏调查仍然可以测量线性增长率的10%的精度后，完全边缘化的选择偏差。我们还讨论了系统的参数变化所产生的忽略选择效应和/或其他偏见参数，并强调，这是必要的，要么控制选择效果的百分比水平或边缘化。我们得到了罗马太空望远镜和HETDEX类似的结果。
2021-03-05 astro-ph.CO
The Information Content of Projected Galaxy Fields
非线性演化的大尺度质量分布的功率谱只恢复了质量波动幅度上的少数可用信息。我们调查的恢复这一信息在二维“板块”的质量分布平均超过$\approx100$ ~ $h^{-1}$兆位计算机沿视线，可能会获得从测光红移调查。在假设投影场为点变换的高斯随机场、星系泊松采样的条件下，我们利用哈密顿蒙特卡罗（HMC）方法重建了平板中的非高斯质量分布.当应用于$z=0.5$的\textit{Quijote} $N$ -体套件时，在2~ $h^{-1}$ Mpc的横向分辨率下，该方法在良好采样的限制下恢复比2D功率谱多$\sim 30$倍的信息，恢复关于信息的高斯限制。在一个更现实的星系采样密度$0.01$ ~ $h^3$ Mpc $^{-3}$，散粒噪声降低了信息增益的一个因素5改善功率谱分辨率为4~ $h^{-1}$ Mpc或更小。
2022-12-12 astro-ph.CO
The dynamical state of galaxy groups and their luminosity content
本文分析了星系团的光度函数对星系团动力学状态的依赖性。我们使用高斯的星系成员的速度分布作为测量的SDSS数据发布7中确定的组的动力学平衡的Zandivarez和马丁内斯。我们应用Anderson-Darling拟合优度检验来区分组，根据它们是否具有高斯或非高斯速度分布，即，无论他们是否放松。对于这两个子样本，我们计算的$^{0.1}r-$带LF组维里质量和组总光度的函数。对于大质量的群体，${\mathcal M}>5 \times 10^{13} \ M_{\odot} \ h^{-1}$，我们发现统计上显着差异的LF的两个子样本：LF的群体具有高斯速度分布有一个更明亮的特征绝对星等（$\sim0.3$等）和陡峭的微弱的结束斜率（$\sim0.25$）。当比较明亮（$M^{group}_{^{0.1}r}-5\log(h)<-23.5$）高斯和非高斯组的LF时，我们检测到类似的效果。我们的结果表明，对于大质量/发光星系团，系统的动力学状态与其星系成员的光度直接相关。
2011-10-06 astro-ph.CO
Self-Interacting Dark Matter and Small-Scale Gravitational Lenses in Galaxy Clusters
最近，Meneghetti等人报道了在星系团中存在过多的小尺度引力透镜。我们研究了它的含义自相互作用暗物质（SIDM），与标准的冷暗物质（CDM）相比。我们设计控制N体模拟，将观测约束。早型星系在星系团亚结构中的存在可以加深引力势，减少潮汐质量损失。这两种情况都需要一个相对较高的重子浓度的子结构，以适应透镜测量，和他们的切向焦散是相似的。SIDM子结构可以经历重力热坍缩，并产生比CDM对应物更陡峭的密度分布，导致更大的径向星系-星系强透镜截面，尽管这种效应很难观察到。我们的结果表明SIDM可以对星系团中的小尺度透镜和矮星系中的恒星运动提供统一的解释。
2022-02-23 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The first constraint from SDSS galaxy-galaxy weak lensing measurements on interacting dark energy models
我们首次结合线性和非线性尺度的约束条件来研究暗物质和暗能量之间的相互作用。我们设计了一个新的N体模拟管道的宇宙学模型超越$Λ$ CDM。这条管道是完全自洽的，并打开了一个新的窗口，研究一般的唯象相互作用暗能量模型中的非线性结构的形成。通过比较我们的模拟结果与SDSS星系-星系弱透镜测量，我们能够约束暗能量和暗物质之间的相互作用的强度。与以前的研究相比，使用线性检查，我们指出合理的改进的相互作用强度的约束，通过使用弱透镜的小尺度信息。这种改善主要是由于弱透镜测量在低红移下对非线性结构形成的敏感性。有了这个新的管道，就有可能寻找暗物质-暗能量相互作用的确凿证据。
2019-04-17 astro-ph.CO gr-qc hep-th
Information Content of Higher-Order Galaxy Correlation Functions
星系N点关联函数的形状可以作为约束距离-红移关系的标准标尺，从而约束宇宙的膨胀率。由晚期星系形成所追踪到的宇宙学密度场最初近似为高斯分布，因此所有的宇宙学信息都可以从它们的两点关联函数（2 PCF）或其傅立叶空间模拟功率谱中提取。随后在重力作用下的非线性演化，以及晕和星系形成，产生了高阶关联函数。由于初始密度场到最终密度场的映射在大尺度上是可逆的，因此通常认为初始场的功率谱的信息量等于最终非线性场的所有高阶函数的信息量。这一主张意味着，从非线性场重建初始密度场使得对后者的高阶关联函数的分析是多余的。我们在这里表明，这种说法是错误的，当N点函数被用作标准的统治者。在某些情况下，即使重建是完美的，从联合分析的星系功率谱和双谱（傅立叶空间模拟的3点关联函数）的约束，可以超过那些提供的初始功率谱。我们提供了一个数学的理由，这种说法，并证明它使用一个大套件的N体模拟。特别是，我们表明，对于z = 0实空间物质场的极限消失的散粒噪声，采取模式高达k_max = 0.2 h/Mpc，单独使用的双谱提供了一个因素的减少，在宇宙距离尺度上的方差相对于可从功率谱。
2021-02-02 astro-ph.CO
Interacting dark energy from redshift-space galaxy clustering
相互作用的暗能量模型已经被提出作为$Λ$ CDM的有吸引力的替代方案。即将到来的第四阶段星系聚类调查将限制这些模型，但它们需要在轻度非线性尺度上对星系功率谱多极子进行精确建模。在这项工作中，我们考虑了一个简单的1参数扩展$w$ CDM的暗散射模型-只添加$A$，它描述了一个纯粹的暗能量和暗物质之间的动量交换。然后，我们提供了一个全面的比较三种方法的建模非线性，同时包括这种暗区耦合的影响。我们的非线性建模基于两个最流行的扰动理论方法：TNS和EFTofLSS。为了测试的有效性和精度的建模，我们进行MCMC分析，使用模拟数据对应的$Λ$ CDM基准宇宙学和第四阶段的调查规格在两个红移箱，$z=0.5$和$z=1$。我们发现，最复杂的EFTofLSS为基础的模型研究，更适合在这两个，描述模拟数据到较小的规模，并提取最多的信息。使用这个模型，我们预测的不确定性的暗能量状态方程，$w$，和相互作用参数，$A$，发现$σ_w=0.06$和$σ_A=1.1$ b/GeV的分析在$z=0.5$和$σ_w=0.06$和$σ_A=2.0$ b/GeV的分析在$z=1$。此外，我们表明，错误检测外来暗能量高达3 $σ$将发生非线性建模是不正确的，证明了验证阶段的重要性，准确的解释测量。
2021-09-08 astro-ph.CO
The Stellar and Gaseous Contents of the Orion Dwarf Galaxy
我们提出了新的KPNO 0.9米光学和VLA HI谱线的猎户座矮星系的观测。这颗位于附近的中等质量矮星（M_dyn = 1.1x10^10太阳质量）（D ~ 5.4 Mpc）在其中性的ISM中显示出丰富的结构，包括内部HI盘中三个突出的“洞/凹陷”特征。我们探讨了丰富的气体运动学，其中固体旋转占主导地位，旋转曲线是平坦的HI盘（~6.8千秒差距）的观察到的边缘。猎户座矮星的整个盘面上包含了相当大一部分的暗物质：将探测到的中性气体的质量为4.7 × 10^8太阳质量与光学和近红外成像估计的恒星质量（3.7 × 10^8太阳质量）进行比较，意味着质光比约为13。新的H α观测结果显示，目前只有中等强度的恒星形成（每年约0.04太阳质量）;这种恒星形成率与我们的1.4 GHz无线电连续谱未检测到一致。
2010-03-19 astro-ph.CO
Mapping stellar content to dark matter halos using galaxy clustering and galaxy-galaxy lensing in the SDSS DR7
观测到的星系恒星质量分布与其下的暗物质晕之间的映射提供了从大尺度结构形成理论到解释星系形成和演化的复杂现象的关键环节。我们开发了一种新的统计方法，晕占据分布模型（HOD）的基础上，解决这一映射，通过联合拟合的星系聚类和银河星系透镜测量斯隆数字巡天（SDSS）。该方法被称为iHOD模型，通过比传统HOD方法多包含约80%的星系，从调查中提取最大信息，并以统计一致的方式考虑恒星质量样本的不完整性。导出的恒星-晕质量关系不仅解释了近40年来SDSS星系在恒星质量上的聚集和透镜效应，而且成功地预测了SDSS中观测到的恒星质量函数。由于其建模能力显着更多的星系，iHOD是能够打破恒星质量在固定晕质量的对数散射和恒星晕质量关系在高质量端的斜率之间的简并，而不需要假设一个强大的散射和/或使用恒星质量函数作为输入之前。我们发现随着晕质量的增加，散射会下降，从10^{12} Msun以下的0.22 dex下降到10^{14} Msun时的0.18 dex。该模型还使严格的限制卫星恒星质量函数在固定的晕质量，预测偏离Schechter功能形式在高质量晕。iHOD模型可以很容易地应用于现有的和未来的光谱数据集，大大提高了统计约束的恒星晕质量关系相比，传统的HOD方法在同一调查。
2015-05-11 astro-ph.CO
The evolution of the galaxy content of dark matter haloes
我们使用晕占据分布（HOD）框架来验证两个独立的星系形成模型对星系中暗物质晕含量及其随红移的演化的预测。我们的星系样本对应于由恒星质量和跨度$0 \le z \le 3$定义的固定数量密度范围。我们发现模型预测之间存在显著的相似性。差异出现在低星系数密度是敏感的热晕加热的活动星系核的治疗。HOD形式的演变可以用一种相对简单的方式来描述，我们使用其在$z=0$的值和一个附加的演变参数来模拟每个HOD参数。特别是，我们发现，之间的比率的特征晕质量托管中心和卫星星系可以作为一个敏感的诊断星系演化模型。我们的研究结果可以用来测试和发展星系演化的经验研究，并可以促进未来调查的模拟星系目录的建设。
2016-12-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Automatic quantitative morphological analysis of interacting galaxies
数字巡天拍摄到的大量星系加强了对分析星系形态的计算方法的需求。虽然大多数星系的形态可以与哈勃序列的一个阶段相关联，但星系合并的形态要复杂得多，这是由于两个或多个具有不同形态的星系的组合以及它们之间的相互作用。在这里，我们提出了一种基于无监督机器学习的计算方法，可以定量分析星系合并的形态，并通过它们的形态关联星系。该方法首先为每个星系合并生成多个合成星系模型，然后为每个星系模型提取大量的数字图像内容描述符。这些数字使用Fisher判别分数进行加权，然后使用加权最近邻分析的变体推导星系合并之间的相似性，从而使用Fisher分数作为权重。星系合并之间的相似性是可视化的，使用mergenies提供一个图形，反映了不同的星系合并之间的形态相似性，从而定量配置文件的星系合并的形态。
2013-09-16 astro-ph.CO astro-ph.IM
Fitting a Self-Interacting Dark Matter Model to Data Ranging From Satellite Galaxies to Galaxy Clusters
我们提出了一个适合的非对称自相互作用的暗物质模型中的观测数据，使用我们最近计算的横截面，将$t$通道和$u$通道交换在散射相同的粒子。我们发现，从矮星系到星系团的数据拟合良好，等效的相对速度从$\sim 20$公里/秒到$\gtrsim 10^3$公里/秒。我们比较我们的结果与以前的拟合，只使用$t$通道交换贡献的散射。
2023-02-14 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ex
From dwarf galaxies to galaxy clusters: Self-Interacting Dark Matter over 7 orders of magnitude in halo mass
本文研究了从矮星系到星系团的自相互作用暗物质晕的密度分布。使用现实的模拟模型的重子物理学相关的星系形成，我们比较模拟的密度分布的晕与SIDM或冷和无碰撞的暗物质（CDM）的恒星速度色散，气体旋转曲线，弱和强引力透镜，和/或X射线图的观测推断。我们做我们的比较晕的最大表面密度方面，规避需要半解析或参数模型的暗物质密度分布。我们发现，包含重子的CDM模拟很好地再现了作为晕质量函数的最大表面密度，而对于具有1 cm $^2/$ g速度无关横截面的SIDM，模拟的星系团的平均最大表面密度低于观测系统的最大表面密度，其数量大于固定质量下观测到的最大表面密度的标准差。对于质量较小的系统，CDM和SIDM都与观测结果一致。
2021-01-22 astro-ph.CO hep-ph
Observable tests of self-interacting dark matter in galaxy clusters: BCG wobbles in a constant density core
冷暗物质模型预测暗物质在星系团中的分布应该是尖形的，集中的。恒定密度的核心将是超越CDM物理学的有力证据，例如自相互作用暗物质（SIDM）。一个可观察到的结果是，在其他松弛的星系团中，布里渊星系团（BCG）的振荡。偏移BCG确实已经被观察到-但只是通过简化的振荡分析模型来解释。我们将这些观测结果与BAHAMAS-SIDM宇宙学模拟套件进行了比较，其中包括SIDM和恒星形成和反馈的完全流体动力学处理。在10 kpc范围内，BCGs的中位偏移量随SIDM截面、星团质量和恒星质量的增加而增加，而CDM在质量上没有变化趋势。在模拟的截面之间进行插值，我们发现在~1.5 $σ$水平上，10个团簇的观测结果与CDM一致，并且在68%（95%）置信水平下，更倾向于截面$σ$ /m < 0.12（0.39）cm $^2$ /g。这是在排除速度无关的暗物质自相互作用作为解决矮星系的预测和观测行为之间的差异的边缘，并将通过Euclid或SuperBIT的更大调查来改善。
2019-09-13 astro-ph.CO hep-ex
Mapping stellar content to dark matter halos - III.Environmental dependence and conformity of galaxy colours
最近的研究表明，星系的猝灭特性在几兆秒差距内是相关的。围绕中心星系的大规模“星系整合”现象被认为是“星系组装偏差”或“预热”的潜在特征，这两种现象都将整合解释为直接环境效应作用于星系形成的结果。基于Zu & Mandelbaum（2015，2016）开发的iHOD晕淬灭框架，我们发现我们的基准晕质量淬灭模型，没有任何星系组装偏差，可以成功地解释SDSS中星系颜色的整体环境依赖性和一致性，分别通过星系颜色的标记关联函数和孤立原色周围的红色星系分数来测量。我们的基准iHOD晕淬灭模拟也正确地预测了更多与更少的红色星系子样本之间的空间聚类和星系透镜信号的差异，在固定的恒星质量下被红色序列脊线分割。与此同时，将星系颜色全部或部分与晕组装偏差联系起来的模型很难同时匹配所有这些观测值。因此，我们证明，所观察到的星系颜色的环境依赖性可以自然地解释为1）晕淬灭和2）晕质量函数随环境的变化-由两个独立的物理过程介导的间接环境效应。
2017-04-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Effect of Interacting Dark Energy on Mass-Temperature Relation in Galaxy Clusters
关于暗物质和暗能量有很多宇宙学模型，其中认为这两个重要的宇宙组成部分之间可能存在相互作用。我们专注于五个建议的模型相互作用的暗物质和暗能量，并推导出修改后的维里定理，他们通过发展以前的方法。它提供了一个机会，研究这个修改的维里定理与时间和相互作用常数不同的相互作用模型的演变。然后，我们利用得到的维里条件，通过三种不同的方法研究了星系团中修正的质温关系。结果表明，暗物质与暗能量相互作用的影响仅体现在$M\propto T^{\frac{3}{2}}$的归一化因子中。这种关系也导致了一个新的约束相互作用模型的常数，它只依赖于浓度参数和密度分布的集群。然后，我们使用五个观测数据集，检查一些建议的数字的相互作用常数已导致其他观测的限制。最后，将观测结果与修正的质温关系进行拟合，得到了三个模型的相互作用常数和其余两个模型的四种具体情况。与许多其他观测结果一致，我们发现，根据观测数据的质量和温度的星系团，能量转移发生在暗物质的暗能量在七个研究模型。
2020-11-12 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
A co-rotating gas and satellite structure around the interacting galaxy pair NGC 4490/85
本研究估算了相互作用星系对NGC 4490/85所在星系群的总牛顿引力质量，发现其矮卫星系统与中心HI壳层共转，还探测到可能对应北侧HI尾的候选恒星羽结构，为卫星平面起源问题提供了新观测线索。
2024-02-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dwarf Galaxy Constraints on Interacting Fermionic Dark Matter
Indian Institute of Technology Madras（印度马德拉斯理工学院）
通过矮星系的星体运动数据测试暗物质模型，研究了非相互作用和相互作用的费米暗物质，发现暗物质费米子质量在100-300 eV范围内，相互作用和非相互作用方程状态给出相似的后验分布，排除了大范围偏离非相互作用极限的可能。
2026-05-21 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The Mismeasure of Mergers: Revised Limits on Self-interacting Dark Matter in Merging Galaxy Clusters
在最近一篇有影响力的论文中，Harvey等人（2015）通过对合并星系团样本中的暗物质-星系偏移进行平均，推导出暗物质自相互作用截面的上限（$σ_{\rm DM} < 0.47$ cm $^2$ /g，置信度为95\%）。使用更全面的数据，在相同的集群，我们确定了几个实质性的错误，在他们的偏移测量。根据Harvey等人在简单固体散射模型中将偏移量与截面相关联的规定，校正这些误差将$σ_{\rm DM}$的上限放宽到$\lesssim 2$ cm $^2$ /g。此外，样本中的许多聚类违反了这一规定背后的假设，因此即使是修改后的上限也应该谨慎使用。虽然这个特定的样本不严格约束自相互作用的暗物质模型时，这种方式进行分析，我们将讨论如何合并合奏可能会更有效地在未来使用。我们的结论是，使用单波段成像来识别质量和光峰的固有误差不一定在这种大小的样本中平均，特别是当少数子结构构成合奏中的大部分重量时。
2018-12-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy stability within a self-interacting dark matter halo
本文研究了包含自相互作用暗物质晕（SIDM）和de Vaucouleurs恒星分布的球状星系。它们只通过它们共享的引力场耦合，而引力场是根据密度分布计算的。假设质量、动量和角动量守恒，微扰分析揭示了星系对径向扰动的反应。这些模式取决于暗物质的基本性质、恒星质量、晕的质量和半径。恒星和暗物质的耦合稳定了一些在单流体模型中不稳定的晕。然而，中心的密集晕是不稳定的，导致SIDM和恒星的径向流动（有时是相反的方向）。根据暗微物理学，一些高度扩散的晕也是不稳定的。不稳定的星系可能会脱离它们的外围或崩溃。观测到的椭圆星系似乎存在于安全域中。光环脉动是可能的。SIDM波的最内侧节点可能出现在10个半光半径内。如果激发出更高的泛音，在可探测的半径范围内也可能出现诱导的恒星波纹。如果存在任何SIDM，星系的观测skotoseismology可以探测DM物理，测量特定系统的大小，也许有助于解释特殊的物体（例如一些壳星系和红块的生长）。
2012-12-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing self-interacting dark matter with galaxy warps
自相互作用暗物质（SIDM）是无碰撞暗物质的一种可能替代物。如果暗物质确实有自相互作用，我们就可以预期，当星系穿过暗物质介质时，会导致无碰撞恒星与星系的暗物质晕分离。对于排列在圆盘中的恒星，这将产生U形弯曲。这种弯曲的大小取决于SIDM截面、自相互作用的类型、星系和背景的相对速度、晕结构和暗物质介质的密度。在本文中，我们通过这个信号对长程（光介质）暗物质自相互作用设置了约束。我们首先测量斯隆数字巡天中$3,213$边缘盘星系的U形翘曲。然后，我们正向模型的预期翘曲从SIDM星系的基础上，通过结合模型的晕结构，密度和速度场重建，和模型的暗物质相互作用。我们没有发现任何证据表明，从SIDM的翘曲的贡献。我们的约束是高度依赖于我们的星系的不确定的速度：对于一个归一化的卢瑟福一样的横截面，我们发现$\tildeσ/m_{\rm{DM}} \lesssim 3\times 10^{-13}~\rm{cm}^2/\rm{g}$在固定的速度$v = 300~\rm{km/s}$ -一个边界，规模大致线性增加$v$。在附录中，我们将这些边界转化为动量传递截面的极限，得到$σ_T(300~\rm{km/s})/m_{\rm{DM}} \lesssim 0.1~\rm{cm}^2/\rm{g}$。[删节]
2020-01-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Impact of Assembly Bias on the Galaxy Content of Dark Matter Halos
我们研究的暗物质晕的星系内容的依赖大尺度环境和晕形成时间使用半解析星系模型应用到千年模拟。我们分析子样本的晕在这些分布的极端和测量的占领功能，他们的主机星系。我们发现这些职业功能的明显差异。对环境的主要影响是，在密度较高的区域中，中心星系（在一个模型中也包括卫星星系）开始形成质量较低的晕。一个类似的，但明显更强的趋势存在与晕年龄，早期形成的晕更有可能主机在较低的晕质量的中央星系。我们讨论了这些趋势的起源和恒星质量晕质量关系的连接。我们发现，在固定的晕质量，较老的晕，并在一定程度上也晕在稠密的环境中往往主机更大的星系。此外，我们看到了卫星星系占据的相反趋势，早期形成的晕有较少的卫星，可能是因为它们有更多的时间与中央星系合并。我们描述这些占用的变化也在占用函数参数的变化，这可以帮助构建现实的模拟星系目录。最后，我们研究了不同样本对应的星系自相关函数和交叉关联函数，并阐明了星系组装偏差对星系成团的影响。我们的研究结果可以为组装偏差的理论模型提供信息，并试图在真实宇宙中检测它。
2017-06-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Discovery of a transparent sightline at ρ < 20 kpc from an interacting pair of galaxies
我们报道了在ρ < 20 kpc的投影距离上发现了一个透明的视线到一对z = 0.12的相互作用的成熟星系。在z = 1.328的紫外亮类星体PG 1522 +101的视线中，高质量星系（M_* = 10^10.6 M_Sun）的轨道距离为ρ = 11.5 kpc，低质量星系（M_* = 10^10.0 M_Sun）的轨道距离为ρ = 20.4 kpc。这两个星系的投影距离为9 kpc，视线速度为30 km/s。深层光学图像揭示了指示密切相互作用的潮汐特征。尽管投影距离很小，类星体的视线几乎没有显示与星系对相关的吸收，总HI柱密度不大于log N（HI）= 13.65。这限制HI柱密度已经是两个数量级小于预期从以前的晕气体研究。此外，我们没有检测到与log N（MgII）< 12.2和log N（OVI）< 13.7的3-σ极限的星系对相关的重元素吸收特征。从两个没有相互作用的星系的投影距离很小的视线中看到这种吸收的概率是0.2%。在这对紧密星系附近没有强吸收体，这表明星系中的冷气体库已经被星系间的相互作用大大耗尽。因此，这些观测结果强调了星系相互作用对星系周围气体晕的潜在影响。
2013-12-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
The End of Galaxy Surveys
近一个世纪以来，对星系的成像和光谱调查为我们提供了有关宇宙内容的信息。我们试图定义这样的调查的逻辑终点，通过定义不是下一个星系调查，但在近红外波长的最后星系调查，这将是星系调查，用尽的信息内容有用的解决现存的问题。这样的调查将需要在许多技术上取得令人难以置信的进步，调查的细节将取决于最早的星系尚未受到严格限制的性质。使用曝光时间计算器，我们定义名义调查提取有用的信息，为三个科学案例：暗能量宇宙学，星系演化和超新星。我们定义的比例关系，权衡天空背景，望远镜孔径，焦平面尺寸，以允许在给定区域的给定深度的调查。对于乐观的假设，一个280米的望远镜与边缘解析焦平面20度$^2$在L2操作可能耗尽星系的宇宙学信息内容在10年的调查。对于星系演化（利用引力透镜放大最早的星系）和SN，同一台望远镜就足够了。我们讨论了完成最后一次星系巡天所需的技术进步。虽然最终的星系调查仍然远远超出了我们今天的技术范围，但我们提出了尺度关系，表明我们如何朝着耗尽编码在星系形状，位置和颜色中的信息内容的目标前进。
2020-10-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
An Interpretable AI Framework to Disentangle Self-Interacting and Cold Dark Matter in Galaxy Clusters: The CKAN Approach
本研究提出可解释的卷积Kolmogorov-Arnold网络（CKAN），用于在星系团中区分自相互作用暗物质与冷暗物质，通过分析偏移和加热区域验证物理一致性，并估计最小截面阈值，且对JWST和Euclid噪声稳健。
2025-09-08 astro-ph.CO astro-ph.IM
Search for interacting galaxy clusters from SDSS DR-17 employing optimized friend-of-friend algorithm and multi-messenger tracers
本文提出优化的朋友之友算法，从SDSS DR-17中系统搜寻并分类相互作用星系团，发现其多沿宇宙丝状结构分布，并利用多波段特征追踪相互作用印记，为后续灵敏望远镜观测提供星表。
2024-01-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Star Clusters in the Interacting Galaxy System Arp 284
本文利用哈勃空间望远镜的观测数据对相互作用星系Arp 284（NGC 7714/5）中的原球状星团候选者进行了研究。先前对M51和M52的研究表明，大多数年轻的大质量星团在2000万年内由于质量损失而溶解。我们使用进化合成代码Starburst 99来估计大约175个HST可见的星团的年龄和光谱。我们还使用较低分辨率的GALEX和地面的H-α数据来估计发现这些星团的巨大HII区域的年龄，并将这些HII区域的斯皮策颜色与其他相互作用系统中的恒星形成区域进行比较。年龄也被用来帮助解释钱德拉X射线数据。在NGC 7714潮汐尾的星团通常被发现的年龄小于2000万年，尽管观测的限制使得这个结果的意义不确定。较老的星团，虽然数量不多，但在NGC 7714的影像区域内的空间分布几乎与年轻的星团相同。在连接两个星系的桥梁中的星系团人口似乎更老，但系统这一部分的数据太有限，无法得出确切的结论。NGC 7714中巨大的HII区域的年龄通常比它们的组成星团的年龄要大，这可能表明我们探测到的年轻星团被它们分散的前身所包围。
2009-08-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the massive star content of the nearby dwarf irregular Wolf-Rayet galaxy IC 4662
目的：我们调查了附近的矮不规则Wolf-Rayet星系IC 4662的大质量恒星含量，并考虑了其他贫金属星系，SMC，IC 10和NGC 1569的背景下，它的全球恒星形成特性。研究方法：甚大望远镜/FORS 2成像和光谱学加上存档的哈勃太空望远镜/ACS成像数据集使我们能够在空间上识别该星系内沃尔夫-拉叶星的位置，数量和可能的亚型。我们还调查了两个巨大的HII区域A1和A2的电离光子的一个显着的部分深深地嵌入在这些区域内的建议。结果如下：沃尔夫-拉叶星与IC 4662-A1和A2内的一些源以及A1西北方的第三个致密HII区（A1-NW）有关。一些源似乎是孤立的、单个（或双星）发光的氮序WR星，而扩展源则是质量超过猎户座星云团至多两倍的星团。IC 4662缺乏光学可见的年轻大质量致密星系团，而这些星系团在附近的其他矮不规则星系中很常见。A1和A2的射电和Halalpha电离通量之间的比较表明，它们的总莱曼连续通量的30-50%深深地嵌入在这些区域内。结论：IC 4662的恒星形成面密度不足以让这个星系符合星暴星系的资格，根据它的光度半径R_25。相反，如果我们采用亨特和埃尔默格林的V波段标度长度R_D，IC 4662将完全符合星暴星系的条件，因为它的恒星形成强度将超过0.1 M_sun/yr/kpc ^[2]。
2009-03-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
