The Tail of the Stripped Gas that Cooled: HI, Halpha and X-ray Observational Signatures of Ram Pressure Stripping
星系团中的星系团在穿过团内介质（ICM）时，会因冲压压力剥离而失去气体。这些被剥离的气体在星系后面形成了一条可能被观测到的尾巴。在本文中，我们进行流体动力学模拟的星系进行剥离的重点是气体的性质，在尾流和他们的观测签名。我们包括辐射冷却的自适应流体动力学代码，以调查的clusterous，多相星际介质的影响。我们发现，包括冷却的结果在一个非常不同的形态的气体在尾部，具有更广泛的温度和密度范围。尾部是显着狭窄的运行与辐射冷却，与观察到的尾流。此外，我们对尾流的H I、H α和X射线发射进行了详细的预测，表明我们通常期望可探测到H I和H α特征，但没有可观测到的X射线发射（至少对于我们选择的冲压压力强度和ICM条件）。我们发现，Halalpha诊断的相对强度在某种程度上取决于我们采用的最低温度下限（低于该下限，我们将冷却设置为零，以模拟模拟中不包括的物理过程）。
2009-09-17 astro-ph.CO
Large-scale radio continuum properties of 19 Virgo cluster galaxies The influence of tidal interactions, ram pressure stripping, and accreting gas envelopes
本文给出了深尺度阵VLA 20和6cm观测资料，包括19个Virgo螺线的偏振。该样本包含6个星系，在银盘的后退侧具有全球最小值为20厘米的偏振辐射和四极型大尺度磁场。在新样本中，没有发现具有非对称偏振射电连续谱发射脊的冲压压力剥离螺旋星系的额外情况。在没有近伴星的情况下，截短的HI盘以及HI盘外缘的偏振射电连续谱发射脊是冲压压力剥离的路标。在19个观测星系中，有6个星系具有不对称的6cm偏振辐射分布。三个星系属于潮汐相互作用对，两个星系主机巨大的吸积HI信封，和一个星系最近有一个小的合并。潮汐相互作用和吸积气体包层可以导致压缩和剪切运动，从而增强极化无线电连续辐射。此外，单位面积平均恒星形成率低的星系平均偏振度也低。剪切或压缩运动可以增强偏振度。潮汐相互作用星系的平均偏振度一般低于预期的旋转速度和恒星形成活动。这种低的平均偏振度至少部分地是由于缺少来自薄盘的偏振发射。Ram压力剥离可以减少，而潮汐相互作用最经常降低室女座螺旋星系的平均偏振度。我们发现，适度的主动冲压压力剥离没有影响的频谱指数，但增强了全球无线电连续辐射相对于FIR发射，而吸积气体信封可以但不一定增强无线电连续辐射相对于FIR发射。
2013-04-04 astro-ph.CO
Impact of magnetic fields on ram pressure stripping in disk galaxies
（节略）Ram压力可以从星系团中移除大量的气体，因此对星系团的演化有很大的影响。最近的观测表明，冲压压力剥离星系尾部的关键特性与模拟预测相冲突。为了增加现有模拟的真实性，我们首次模拟了暴露于均匀磁化风的盘星系，包括辐射冷却和气体的自引力。我们发现，B-领域有很强的影响，在星系尾部的气体形态。而在纯流体情况下，尾部是非常cluelike，MHD情况下，在尾部显示出非常复杂的结构。磁丝可以被磁压强有力地支撑，在这种情况下，B场矢量倾向于与磁丝对齐。冲压压力剥离可能会导致形成磁化密度尾，这些尾在天空平面上表现为分叉，类似于ESO 137-001和ESO 137-002中观察到的双尾。这样的尾翼可以在各种情况下形成，无论是对于相对于ICM风面向的盘还是对于倾斜的盘。虽然这种分叉是由于B场产生非常不规则的尾部形态的一般趋势，但尾部特性进一步由B场取向和磁场滑过暴露于风中的盘表面的组合形成。磁覆盖不会强烈改变气提速率。对于一个正面的星系，该领域往往会减少剥离量相比，纯氢的情况下，并与形成的磁性披覆层的一侧暴露于ICM风的星系。对于明显倾斜的磁盘，通过B场滑过ISM/ICM界面对磁盘表面的“刮擦”，可以提高剥离率。
2014-02-20 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
Star Formation Activity of Galaxies Undergoing Ram Pressure Stripping in the Virgo Cluster
我们研究星系在室女星系团进行冲压压力剥离，以检查我们是否可以确定任何可辨别的趋势，在他们的恒星形成活动。我们首先使用48个星系进行不同阶段的剥离HI形态的基础上，HI不足，和相对程度的恒星盘，从VIVA调查。然后，我们采用了一种新的计划，结合HI质量分数和投影相空间中的位置，在一个新的样本365星系的星系分类。我们利用各种各样的恒星形成示踪剂，包括g - r，WISE [3.4] - [12]颜色和由恒星质量和恒星形成速率定义的恒星爆发来比较星系在不同剥离阶段的恒星形成活动。我们没有发现明确的证据，增强综合恒星形成活动的星系经历早期到活跃的剥离。相反，我们能够捕捉到整体淬火的恒星形成活动的增加程度的冲压压力剥离，与以前的研究。我们的研究结果表明，如果有任何冲压压力剥离引起的增强，它是在最好的局部适度，和星系进行增强弥补了总样本的一小部分。我们的研究结果还表明，这是可能的跟踪星系在不同阶段的剥离与HI气体含量和位置相结合的投影相空间，这可以推广到其他星系团，缺乏高分辨率的HI成像。
2021-03-24 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
Ram pressure stripping of the cool core of the Ophiuchus Cluster
我们报告了钱德拉对附近的中心区域的研究结果，X射线明亮，蛇夫座星系团（z = 0.03），天空中第二亮的星系团。我们的研究揭示了一个戏剧性的，特写镜头的剥离和潜在的破坏一个冷核心内丰富的集群。蛇夫座星系团核心的X射线辐射呈现出向北延伸的彗星状形态，这是由合并活动驱动的，表明快速运动通过周围的星系团气体造成的冲压压力剥离。南部边缘的冷锋意味着1000 $\pm$ 200 km/s（M~0.6）的速度。来自星系团核心的X射线辐射是尖锐的峰值。如前所述，峰值与相关的cD星系的光学中心偏移了4角秒（约2千秒差距），这表明冲压压力减缓了核心，使相对无碰撞的恒星和暗物质继续前进。该星团的中心温度梯度是迄今为止观测到的最强的：在亮度峰值1千秒差距内，温度从0.7千电子伏上升到30千秒差距内的10千电子伏。在同一区域内也观察到了很强的金属丰度梯度。这支持了这样一种观点，即冷核的外部部分由于其快速运动而被冲压压力剥离。最内层气体的冷却时间非常短，约为5 $\times10^7$ yrs. Within中央10 kpc半径，观察到多个小尺度锋和复杂的热力学结构，表明显着的运动。超过中心50 kpc，半径约150 kpc，集群似乎相对等温，并有接近恒定的金属丰度。唯一的例外是一个大型的、连贯的、金属丰度增强的脊，它被观察到跟踪在冷核的后面，很可能是从冷核中剥离出来的。
2010-02-28 astro-ph.CO
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
A Warm Molecular Hydrogen Tail Due to Ram Pressure Stripping of a Cluster Galaxy
我们在Abell 3627星系团的一个螺旋星系ESO 137-001中发现了一个显著的热（130-160 K）氢分子尾，其H_2质量约为4*10^7太阳质量，延伸距离为20 kpc。至少有一半的气体会永久地流失到团内介质中，因为尾部延伸到星系的潮汐半径之外。我们还检测到一个热（400-550 K）组件的尾巴，约1%的质量。在尾部的大的H_2线与红外连续光谱的光度比表明，恒星形成不是主要的激发源，气体可能是激波加热的。这一发现证实了该星系目前正在经历冲压压力剥离，正如之前发现的X射线和Halalpha尾巴所表明的那样。我们估计银河系正在以每年约2-3个太阳质量的速度失去其温暖的H_2气体。如果我们考虑冷的分子气体和原子气体，真实的质量损失率可能更高。我们预测，星系将在一次通过核心的过程中失去大部分气体，并在1 Gyr的冲压压力时间尺度上设置一个强大的上限。我们还研究了星系及其尾部的恒星形成特性。我们确定了大多数以前发现的外部Halpha源在我们的8微米的数据，但不是在我们的3.6微米的数据的尾巴; IRS光谱的区域包含这些Halpha源还揭示了芳香族功能通常与恒星形成。从这些HII区域的位置来看，恒星的形成似乎并不是发生在整个氢分子尾部，而是发生在星系的下游。其中一些HII区域位于星系潮汐半径之外，表明冲压压力剥离可能是星团内恒星的来源。
2010-05-06 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
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
Galaxies undergoing ram-pressure stripping: the influence of the bulge on morphology and star formation rate
我们调查的影响，恒星隆起的恒星形成和形态的盘星系遭受冲压压力。几个树SPH（平滑粒子流体动力学）模拟已经进行了研究的恒星形成率的依赖于质量和大小的恒星球。此外，应用不同强度的冲压压力和盘相对于簇内介质（ICM）的不同对准。正如以前的研究所声称的那样，当冲压压力作用于星系时，恒星形成率（SFR）会随着ICM密度的增加而增强，并且与孤立演化的星系相比，恒星形成率会增加四倍。然而，当施加相同的冲压压力时，凸起抑制SFR。因此，更少的新恒星形成，因为SFR可以降低高达2 M太阳/年。此外，周围的气体密度越大，被剥离的星际介质（ISM）就越多。当ICM密度为10^-28 g/cm ^3时，ISM大约有30%被剥离，而当ICM密度为10^-27 g/cm ^3时，星系几乎完全被剥离（超过90%）。但同样，一个凸起防止了ISM的剥离，并减少了高达10%的剥离量。因此，如果星系包含一个凸起，那么在尾流中形成的恒星就更少。SFR对盘倾斜角的依赖性不是很明显。因此，可以确定随着倾角增加恒星形成减少的轻微趋势。此外，随着圆盘倾角的增加，剥离的气体减少，因此尾流中形成的恒星也减少。当星系在真空中演化时，减少盘气体质量分数会导致较低的SFR。另一方面，在作用冲压压力的情况下，随着气体质量分数的增加，SFR的增强不太明显。此外，汽提气体的分数量不取决于气体质量分数。
2012-08-06 astro-ph.CO
Multi-Wavelength Studies of Spectacular Ram Pressure Stripping of a Galaxy. II. Star Formation in the Tail
利用公共档案中的多波段测光数据，我们在室女星系团中探测到四个星系团内恒星形成区。其中两个距离NGC 4388 35 kpc，另外两个距离66 kpc。我们新的光谱观测表明，它们的后退速度与NGC 4388的冲压压力剥离尾部相当，并证实了它们的关联。恒星形成区的恒星质量在10^4 - 10^4.5太阳质量之间，除了最暗的一个恒星质量小于10^3太阳质量。金属丰度与太阳丰度相当，恒星的年龄约为10^6.8年。它们年轻的恒星年龄意味着恒星的形成应该是在气体从NGC 4388剥离之后开始的。这意味着汽提气体的原位冷凝。我们还发现，两个恒星形成区位于一个非连续性暗云的前缘附近。暗条的消光比恒星形成区的巴耳末衰减小。这意味着暗条中的尘埃在恒星形成区域周围局部密集。
2013-09-21 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
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
A New Method to Quantify Environment and Model Ram-Pressure Stripping in N-Body Simulations
我们介绍了一个本地背景环境（LBE）的估计，可以测量和周围的每个星系或其暗物质subhalo在高分辨率的宇宙学模拟。LBE的目的是捕捉环境效应的影响，如冲压压力剥离星系的形成和演化的半分析模型。我们定义的LBE直接从自适应球壳内的粒子数据，并设计一个高斯混合估计分离背景粒子从以前未识别的subhalo粒子。分析LBE的性质，我们发现，卫星星系的LBE是不是在休息相对于他们的主机晕，在典型的假设相反。在晕的外陷区，亚晕和LBE的速度方向一致，但在晕中心附近不相关。值得注意的是，在晕维里半径处LBE速度或密度没有突变。这表明剥离也应该发生在这个半径之外。因此，我们使用的时间演变的星系LBE开发一种方法，以更好地考虑在慕尼黑半解析模型，L-Galerkin的冲压压力剥离。总的来说，我们的新方法导致宇宙时间内气体剥离的显着增加。中心星系，以及维里半径以外的卫星星系，会失去相当一部分热晕气体。因此，卫星星系的气体分数和恒星形成率相对于基准模型被抑制，尽管恒星质量和全球恒星质量函数基本不变。
2019-03-05 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
Jellyfish: Evidence of extreme ram-pressure stripping in massive galaxy clusters
星系团内气体介质的冲压压力剥离被认为是驱动星系在稠密环境中快速演化的主要物理机制。然而，对这一过程的详细研究在很大程度上仅限于影响附近和/或低质量星系团中星系最外层气体层的相对温和的例子。在这里，我们提出的结果，从我们的搜索极端情况下的气体星系相互作用在更大的质量，X射线选择集群在$z>0.3$。利用哈勃太空望远镜在F606 W和F814 W通带的快照，我们发现了冲压压力剥离的戏剧性证据，其中大量的气体首先被冲击压缩，然后从落入星系团的星系中移除。这个过程在星系-气体界面和碎片尾迹中引发的剧烈星暴使这些星系暂时成为F606 W通带中最亮的星系团成员，甚至能够超越Brilliant星团星系。根据我们调查中几乎从侧面观察到的系统的空间分布和方向，我们推测，大碰撞参量的下降会引起特别持久的剥离事件。我们从大质量星系团巡天中发现的六个壮观的星系团样本，都具有$M_{\rm F606W}<-$ 21等，使$z>0.2$目前已知的此类系统数量增加了一倍，并有助于对星系团中最激烈的星系演化进行详细的定量研究。
2014-01-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Caught in the Act: Strong, Active Ram Pressure Stripping in Virgo Cluster Spiral NGC 4330
NGC 4330是室女星系团中的一个高度倾斜的螺旋星系，它是一个强有力的、正在进行的ICM-ISM冲压压力剥离的明显例子。HI已经从未受干扰的老恒星盘中被移除，达到R_25的50% - 65%。多波长数据（WIYN BVR和H-alpha，VLA 21厘米HI和射电连续谱，GALEX NUV和FUV）显示了几个单侧的面外特征，可能是由中间盘风角处的冲压压力造成的。在相互作用的前沿，H-α和尘埃消光曲线急剧出盘，在一个显着的和独特的“向上转”的功能，通常可能是有用的主动冲压压力的诊断指标。在尾侧，ISM被拉长成一条长长的尾巴，包含星系总HI辐射的10%，NUV-FUV辐射的6 - 9%，但只有H-alpha辐射的2%。HI尾的质心位于UV/H-alpha尾的下风处，这表明在过去的1000 - 30000万年中，ICM风已经将ISM的大部分顺风转移。沿着主轴，圆盘在紫外线上是高度不对称的，但在H-α和HI上更对称，这也意味着气体和恒星形成的分布最近发生了变化。紫外光的颜色显示了星系的前侧和后侧非常不同的恒星形成历史。在气体剥离盘的前端，紫外光学颜色的强烈梯度表明，它已经花了2亿~ 4亿年的时间将气体从半径>8千秒差距剥离到5千秒差距，但在后端没有年龄梯度。我们所有的数据都表明，NGC 4330第一次落入星团中心，并且在过去的200-400万年里经历了一个显着的冲压压力增加。
2011-02-21 astro-ph.CO
Transformation of a Virgo Cluster Dwarf Irregular Galaxy by Ram Pressure Stripping: IC3418 and its Fireballs
我们目前的光学成像和光谱学和HI成像的室女星系团星系IC 3418，这可能是一个“吸烟枪”的例子，一个矮不规则的改造成一个矮椭圆星系的冲压压力剥离。IC 3418有一个壮观的17 kpc长的紫外线明亮的尾巴，由结，头尾和线性恒星特征组成。唯一的H-α辐射来自尾部的几个HII区域，其中最亮的是头尾紫外源的头部，其尾部指向星系（“火球”）。几个细长的尾部源的H-α峰与紫外峰向外偏移80-150秒差距，这表明气体团通过冲压压力继续加速，留下与气体脱钩的新形成恒星流。从凯克DEIMOS光谱测量的吸收线强度，以及紫外线的颜色，显示恒星的形成在300+/-100 Mar前停止在主体中，并且在淬灭之前发生了强烈的星暴。虽然在星系的主体中没有检测到H-α和HI辐射，但我们用VLA从尾部检测到了4 × 10^7 M_sun的HI辐射。尾部的气体消耗时间尺度相对较长，这意味着大部分剥离的气体不会形成恒星，而是加入ICM。从凯克LRIS光谱测量的尾HII区域的速度，只延伸到星团速度的一小部分，这表明恒星形成不会发生在尾的更远的部分。外尾的恒星速度超过逃逸速度，但内尾的一些恒星应该会落回星系，形成晕流。识别一个可能的回退流。
2013-11-21 astro-ph.CO
The competition between confinement and ram pressure and its implications for galaxies in groups and clusters
通常认为，当正常星系落入星系群和星系团时，围绕在星系周围的热气体的冲压压力剥离（也称为“扼杀”或“饥饿”）在几个Gyr的时间尺度上关闭了恒星的形成。然而，最近有人提出，在X射线光学的缩放关系的基础上，在现场和集团/集群环境中的星系，集群内介质的约束压力实际上可以导致这些星系周围的热气体的质量增加。利用简单的解析模型和详细的宇宙流体动力学模拟研究了星系群和星系团周围轨道上卫星星系的压力禁闭和冲压压力剥离之间的竞争。研究发现，与宿主质量无关，冲压压力通常比限制压力占主导地位--只有~ 16%的星系发现自己处于相反的情况。此外，这些星系的平均热气体比冲压压力主导的星系少，与简单的预期相反。这是解释的事实，即少数星系的约束占主导地位，通常是在第一或第二远心，因此已经最大限度地受到冲压压力剥离周围的第一近心点。我们的研究结果被证明是不敏感的主机晕质量，我们认为，同样是真实的不确定的子网格过程，如反馈。
2012-06-07 astro-ph.CO
Ram pressure stripping in a galaxy formation model. I. A novel numerical approach
我们开发了一种新的数值方法来描述行动的冲压压力剥离（RPS）内的半解析模型的星系形成和演化的工程结合非辐射流体动力学模拟的星系团。我们的方法的新特点是使用气体粒子来获得群内和团簇内介质（ICM）的运动学和热力学性质。这允许一个自我一致的估计RPS经历的卫星星系。我们发现，冲压压力（RP）在集群的中心区域增加约一个数量级之间的z = 1和0，与ICM的密度增加一致。在维里半径内的星系所经历的平均RP随红移的减小而增加。在维里质量为M_vir ~10^15 h^-1 M_Sun的星系团中，超过50%的卫星星系在z <= 0.5时经历了RP ~10^（-11）h^2 dyn cm^-2或更高。在较小的星系团（M_vir ~10^14 h^-1 M_Sun）中，所有红移下的平均RP大约低一个数量级。RPS对所有星系团质量的星系冷气含量有很强的影响。在z = 0时，维里半径内超过70%的卫星星系完全耗尽了冷气体。对于质量较大的星系团，耗尽星系的比例已经确定在z ~ 1，而对于较小的星系团，这一比例在z = 1和0之间明显增加。这表明冷气体被剥离的速率取决于主星系团的维里质量。与我们的新方法相比，使用分析轮廓来描述ICM结果，对于z >= 0.5，RP的高估大于50%。
2010-10-13 astro-ph.CO
A textbook example of ram-pressure stripping in the Hydra A/A780 cluster
在当前的时代，驱动星系团增长的主要机制之一是群尺度晕的持续吸积。在这一过程中，热的团内介质对下落团的气体成分施加的冲压压力负责将气体从其暗物质晕中剥离，这逐渐导致下落气体在主团的势阱中的维里化。利用XMM-Newton和Suzaku对贫穷星系团Hydra A/A780的深宽场观测，我们报告了在星系团核心以南1.1 Mpc处发现一个正在下沉的星系群。在这个区域的星系的动力学研究证实了子结构的存在。一股剥离的天然气尾流尾随在这群人后面，预计规模为760千帕。沿着尾流的气体的温度恒定在kT ~ 1.3 keV，这比周围等离子体的温度小大约两倍。我们观察到一个冷锋指向西方相比，该集团的高峰，这表明该集团目前没有在主集群的方向移动，但正在沿着几乎圆形的轨道移动。该组的整体形态具有显着的相似之处，高分辨率的数值模拟这样的结构，这大大加强了我们的理解的冲压压力剥离过程。
2016-02-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
BUDHIES II: A phase-space view of HI gas stripping and star-formation quenching in cluster galaxies
我们调查的效果冲压压力从intracluster介质剥离HI气体在星系中的一个巨大的，轻松的，X射线明亮的，星系团在z=0.2从盲目超深HI环境调查（BUDHIES）。我们使用宇宙学模拟和速度与位置相空间图来推断星系团的轨道历史。特别是，我们嵌入一个简单的分析描述冲压压力剥离的模拟，以确定在相空间中的星系更有可能已经充分剥离其HI气体下降到我们的调查的检测限以下的区域。我们发现一个惊人的协议之间的模型预测和观察到的位置HI检测到和未检测到的蓝色（晚型）星系在相空间，强烈暗示冲压压力起着关键作用的气体从星系中去除，这可能会发生在他们的第一次陷入到集群。然而，我们也发现了大量的气体贫乏，红色（早期型）星系在星系团的下落区域，不能很容易地解释与我们的模型的冲压压力剥离单独。我们讨论了可能起作用的不同可能的额外机制，包括星系在其先前环境中的预处理。我们的结果得到了星系颜色（光学和紫外）在相空间中分布的加强，这表明在（富含气体的）场星系落入星系团后，它将通过冲压压力剥离失去气体，并且随着它进入星系团，它的恒星形成将衰减，直到它完全熄灭。最后，这项工作演示了实用的相空间图分析的物理过程驱动的星系团的星系，特别是HI气体剥离的演变。
2015-01-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Simulations of ram-pressure stripping in galaxy-cluster interactions
从观测上看，恒星形成星系的猝灭似乎取决于它们的质量和环境。环境依赖性的确切原因仍然知之甚少，然而星系形成的半分析模型（SAM）需要将其参数化，以重现星系特性的观测结果。在这项工作中，我们使用流体动力学模拟调查淬火盘星系通过冲压压力剥离（RPS），因为它们落入星系团的特征的重要性，这种效应的红盘星系的目标。我们的装置采用了一个星系团的实时模型，该星系团与不同轨道上的下落盘星系相互作用。我们使用移动网格代码AREPO，增强了一个特殊的细化策略，以产生高分辨率的星系周围的方式通过集群在计算上有效的方式。我们的直接模拟有很大的不同，从剥离模型在目前的SAM，在大多数情况下高估了RPS的质量损失。此外，在近心点通过后，一旦冲压压力变弱，仍然束缚在星系中的气体就会重新分配到外部，这是RPS的简化模型中没有捕捉到的效果。在我们的模型星系中，恒星的形成被淬灭，主要是因为热气晕被剥离，剥夺了星系的气体供应。冷气盘只有在极端情况下才完全剥离，导致完全淬火和显著变红的时间尺度约为2亿年。另一方面，只有轻微的冲压压力的星系实际上显示出增强的恒星形成率，这与观测结果一致，并且在> 1 Gyr的时间尺度上被淬灭。尾流中被剥离的气体与盘后几十kpc的团内气体有效混合，这种气体没有残留的恒星形成。
2016-04-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The collaborative effect of ram pressure and merging on star formation and stripping fraction
目的：研究冲压压力剥离（RPS）对富气旋涡星系并合对模拟的影响。我们的目标是提供合并和RPS对剥离效率和恒星形成率的综合影响的估计。方法：我们使用组合N体/流体动力学代码GADGET-2。在我们的模拟中，我们在二元合并中将质量比在1：4和1：8之间变化。我们采样不同的几何构型的合并系统（边缘和面对合并，不同的碰撞参量）。此外，我们粗略地改变了团内介质（ICM）的性质：合并系统相对于ICM的速度在500和1000 km/s之间，ICM密度在$10^{-29}$和$10^{-27}$ g/cm $^3$之间，ICM相对于合并轨道平面的方向。在模拟时间段内，柱塞压力保持恒定，ICM温度也保持恒定，即$10^7$ K。ICM中的每个模拟都与真空中的合并和具有作用冲压压力的非合并星系的模拟进行了比较。结果如下：在模拟时间（1 Gyr）的合并对平均显示了一个可以忽略不计的5%的SFR增强，在相同的环境条件下相比，单个星系。SFR在星系第一次飞越时达到峰值。在那里，我们的模拟显示SFR高达20 M $_{\odot}$ /年（相比之下，3 M $_{\odot}$ /年的非合并星系在真空中）。在最极端的情况下，这构成了一个短期（$<50$百万年）SFR增加50%的非合并星系经历冲压压力。ICM中合并星系的尾流通常具有非合并星系中恒星质量的三分之一到一半，气体质量少5%到10%。根据我们的模拟，R…
2015-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ram Pressure Stripping of Hot Coronal Gas from Group and Cluster Galaxies and the Detectability of Surviving X-ray Coronae
对邻近星系团的X射线和HI星系尾流的观测表明，冲压压力剥离可以去除星系团内介质（ICM）中的冷热气体。然而，冲压压力剥离，包括在集团环境中的预处理，并没有从星系团中去除所有的热日冕气体。最近的钱德拉高分辨率观测表明，$\sim 1 - 4$ kpc扩展的热星系冕在星系团和星系团中普遍存在。为了更好地理解这一结果，我们模拟冲压压力剥离的宇宙学动机的人口星系在孤立的集团和集群环境。星系、宿主星系团和星系团是由无碰撞的暗物质和热气体组成的，它们最初与星系和宿主星系势处于流体静力学平衡。我们表明，气体的损失率取决于银河系和主机晕质量。使用合成X射线观测，我们评估了剥离星系冠在实际观测中的可探测性，通过堆叠图像上已知的星系中心。我们发现日冕辐射在最低能带（0.1 - 1.2 keV）的$\sim 10$角秒或$\sim 5$ kpc到$\sim 2.3$ Gyr范围内都能被探测到。因此，在星系团中观测到的日冕的存在显着小于热X射线晕的场星系表明，至少有一些气体去除发生在最近吸积星系的星系团环境。最后，我们评估的可能性，现有的和未来的X射线集群目录可以用于与光学星系位置相结合，通过叠加分析来检测银河系日冕发射。我们简要讨论了额外的物理过程对日冕生存的影响，并将在本系列未来的论文中详细讨论。
2015-03-03 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Gas accretion and Ram Pressure Stripping of Haloes in Void Walls
我们进行流体动力学宇宙学变焦模拟的14个空隙，研究在z = 0的空隙在不同位置的晕吸积气体的能力。测量晕相对于其周围气体的相对速度，我们发现，十分之一的晕预计无法吸积外部气体，由于其快速流动通过他们（所谓的“快速流动晕”）。这些通常位于空隙壁附近。我们确定，这些晕最近穿过空壁，并仍在远离它。他们的运动与周围气体落向空壁的运动相反，导致快速流动，使外部气体吸积非常具有挑战性，并经常导致部分气体损失通过合成冲压压力。使用的分析方法，我们模拟的影响，这种冲压压力的气体内晕的不同质量。晕的外部气体吸积通常被切断，部分剥离晕气体。对于质量低于几倍10 $^{9}$ M $_{\odot}$，它们的晕气体被严重截断，但不完全剥离。我们确定了许多晕的例子与一个明确的鱼一样的气体形态，表明他们周围的气体被冲走，切断他们从进一步的外部吸积。这些结果突出了即使在相对低密度的空隙壁中，一小部分星系也可以与大规模流动相互作用，从而对其气体含量和吸积气体的能力产生影响。
2022-10-11 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
Resolution-independent modeling of environmental effects in semi-analytic models of galaxy formation that include ram-pressure stripping of both hot and cold gas
卫星星系中恒星形成的猝灭现象在大范围的暗物质晕质量和星系环境中被观测到。在最近的Guo et al（2011）和Fu et al（2013）半解析+N体模型中，卫星星系的气体环境受其所在的暗物质次晕的性质控制。这个数量取决于N体模拟的分辨率，导致在高分辨率和低分辨率模拟中淬灭卫星的发散分数。在这里，我们将一个分析模型，以跟踪低于分辨率限制的subhaloes。我们证明，我们然后获得更好的收敛结果之间的千年I和II模拟，特别是在大规模的晕（$\rm log M_{halo}=[14,15]$）的卫星。我们还包括一个新的物理模型，在卫星星系的冷气体的冲压压力剥离。然而，我们发现非常明显的差异与观测到的趋势淬火卫星星系分数作为恒星质量的函数在固定的晕质量。在固定的晕质量，猝灭的卫星的分数不依赖于模型中的恒星质量，但在数据中的质量强烈增加。除了对低质量被动卫星的过度预测外，模型还预测了太少的低恒星质量的淬灭中心星系，因此重现淬灭部分的问题不仅仅是环境原因。为了解决这些问题，显然需要进一步改进对调节星系恒星形成历史的气体物理过程的处理。
2016-01-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Post-starburst Galaxy Undergoing Ram-pressure Stripping at Redshift 3.06
Tsinghua University（清华大学）；National Radio Astronomy Observatory（国家射电天文台）；University of Alabama in Huntsville（阿拉巴马大学亨茨维尔分校）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Cosmic Dawn Center (DAWN), Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔学院宇宙黎明中心(DAWN)）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (WPI), The University of Tokyo Institutes for Advanced Study, The University of Tokyo（东京大学前沿研究综合科学中心 Kavli宇宙物理数学研究所(WPI)）；Center for Data-Driven Discovery, Kavli IPMU (WPI), UTIAS, The University of Tokyo（东京大学 UTIAS Kavli IPMU 数据驱动发现中心）
研究通过JWST和ALMA观测发现红移3.06处的后恒星burst星系A2744-JF-z3经历风压剥离，揭示了高红移环境下风压剥离的机制和其对星系形成早期环境淬火的影响。
2026-05-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Unveiling the corona of the Milky Way via ram-pressure stripping of dwarf satellites
在本星系群中，dSphs和dIrrs之间的空间分离一直被认为是它们与宿主星系相互作用的证据。在本文中，我们假设，冲压压力剥离是占主导地位的机制，去除气体的dSphs，我们用它来推导出一个较低的界限上的银河系的日冕的密度在大的距离（50-90千秒差距）从银河系中心。同时，我们通过要求dSphs的星际介质与热日冕处于压力平衡来导出一个上限。我们考虑两个矮星（六分仪和船底座）具有明确的轨道和恒星形成的历史。我们的方法引入了几个新的功能：我们使用测量的恒星形成历史的矮星，以获得他们最后失去气体的时间，和（通过修改版本的肯尼卡特-施密特关系）他们的内部气体密度在那个时候，我们使用了一个大的二维流体动力学模拟模型的气体剥离，我们包括超新星反馈绑定到气体含量。尽管有非常不同的轨道和恒星形成的历史，我们发现的两个dSphs的结果是非常一致的。我们得到了银河系日冕在50-90 kpc的平均粒子密度在1.3-3.6 × 10^{-4} cm^{-3}范围内。包括X射线发射极限和脉冲星色散测量的额外约束，我们外推银河系的日冕密度分布，我们估计的重子的分数，可以存在于银河系的维里半径。对于等温日冕（T=1.8 × 10^6 K），这是很小的，只有普适重子分数的10- 20%。只有一个热的（T=3 10^6 K）和绝热的日冕才能包含银河系所有缺失的重子。银河系的模型必须解释为什么它的日冕处于热的绝热热状态，…
2013-06-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Is ram-pressure stripping an efficient mechanism to remove gas in galaxies?
我们研究了在宇宙学模拟中获得的星系团（M* > 10 e9 Msun）样本中的气体如何受到与团内介质（ICM）相互作用的影响。用总能量研究了气体中各元素团的动力学状态。在z ~ 2处，模拟中的星系均匀地分布在星系团中，随后向更中心的位置移动。在这个过程中，来自ICM的气体被吸积并与星系晕中的气体混合。与此同时，与环境的相互作用会去除部分气体。M* ~ 10 e10 Msun附近的特征恒星质量是两种不同行为的标志。在这个质量以下，星系位于星系团的外部，并且有偏心轨道。与环境相互作用的影响是微不足道的。在上面，星系主要位于星系团的内部，其轨道大多是径向的，速度很低。在这些大质量系统中，与星系的恒星质量密切相关的部分气体被移除。去除的气体的量与持续受到来自ICM的热气体影响的保留气体的量相比是次主导的。对单个星系的分析揭示了一种复杂的流动模式，湍流和ICM向热日冕不断提供气体燃料的存在，这可能使星系与其环境相互作用的全球影响比以前预期的要小得多。
2017-03-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ram pressure stripping in the z~0.5 galaxy cluster MS 0451.6-0305
周围的热X射线气体对星系团星系施加的压力可以导致冲压压力剥离（RPS）星系的存在，其特征是不对称的形状，在某些情况下，蓝色恒星和/或X射线气体的尾巴，增加了恒星的形成。我们在星系团MS 0451.6-0305中寻找z~0.5的这类星系，所依据的是哈勃太空望远镜（HST）拍摄的覆盖面积约为6x6 Mpc ^2的图像、一个带有光度红移的8星等地面星表和一个光谱红移星表。我们定义的星系团成员的光谱红移样本的359个星系的平均星系团速度在4 sigma_v，和测光红移样本覆盖范围[0.48，0.61]。我们搜索RPS星系，并与Zooniverse合作测试其分类的错误，并计算光谱样本的相空间图。我们运行LePhare恒星星族合成程序，分析和比较RPS和非RPS星系的性质。我们发现56和273 RPS候选人的光谱和光度红移的样本，分别分布在整个集群，并倾向于避免高密度区域。相空间图给出了维里化星系、后溅星系和坠落星系的百分比。RPS星系候选者通常表现出相当高的恒星形成率，年轻的年龄和相对较低的质量。这项研究证实，RPS星系主机，平均而言，年轻的恒星星族和强烈形成的恒星相比，非RPS同行。具有光谱学和光度学红移的RPS候选者具有可比性质的事实表明，仅基于多波段光度学就可以收集此类物体的大样本，鉴于未来非常大的成像调查，这是一个有希望的结果。
2022-04-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Tale of Tails: Star Formation and Stripping in Jellyfish Galaxies in the Strong Lensing Cluster MACS J0138.0-2155
University of California, Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）；Santa Cruz Institute for Particle Physics（圣克鲁兹粒子物理研究所）
研究强引力透镜团MACS J0138.0-2155中四颗星系的Ram压力剥离效应，发现三颗Jellyfish星系具有显著尾部，其中两颗处于晚期剥离阶段，通过气体动力学分析得出星形成率，揭示剥离过程与星系结构特征。
2026-04-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Deep, Wide-Field Study of Holmberg II with Suprime-Cam: Evidence for Ram Pressure Stripping
我们提出了一个深，宽视场的光学研究的M81群矮星系Holmberg II（HoII）的基础上斯巴鲁/Suprime-Cam成像。单个恒星的分辨率可低至I~25.2，即在红巨星分支（RGB）尖端以下约1.5等。我们利用星系外围分辨出的恒星计数测量了径向表面亮度剖面，其亮度低至μ V~32 mag arcsec^-2，由此我们确定了投影的指数标度长度为0.70“+-0.01”（即0.69+-0.01 kpc）。从取芯中心向外到R= 7 '的合成轮廓与EFF轮廓的拟合最好，EFF轮廓给出的半光半径为1.41'+-0.04'（即1.39+-0.04kpc），绝对星等M_V=-16.3。HoII的低表面亮度恒星成分是规则和对称的，其范围远小于它所嵌入的巨大HI云。我们比较了年轻、中等年龄和年老的恒星星族的空间分布，发现年老的RGB恒星比年轻的恒星星族更集中，这与在本地宇宙的大多数矮星系中观察到的相反。我们讨论了这些属性的背景下，彗星般的HI气体分布在HoII周围，并认为在HoII附近的热群内介质的存在，以解释对比的气体和恒星的形态。
2012-08-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
