The SLUGGS Survey: New evidence for a tidal interaction between the early type galaxies NGC 4365 and NGC 4342
我们提供了NGC 4365和NGC 4342周围球状星团（GC）的新的成像和光谱数据。NGC 4342是一个紧凑的X射线发光的S 0星系，中央有一个异常巨大的黑洞。NGC 4365是另一个非典型星系，它支配着W'星系群，NGC 4342是其中的一员。利用加拿大-法国-夏威夷望远镜（CFHT）上MegaCam仪器的成像，我们确定了两个星系之间的GC流，并延伸到NGC 4342之外。GC流在空间上与先前确定的恒星流/羽流一致。我们发现流GC的光度颜色与NGC 4342相匹配，并且流和NGC 4342的组合GC的衰退速度与NGC 4342本身的衰退速度相匹配。这些结果表明，NGC 4342在与附近的椭圆星系NGC 4365发生潮汐相互作用时正在被剥离GC（和恒星）。我们将NGC 4342与两个著名的潮汐剥离星系（M32和NGC 4486 B）进行了比较，并发现了各种相似之处。我们还讨论了Bogdan等人（2012 a）之前的说法，即NGC 4342不可能经历显著的潮汐剥离，因为它拥有一个大的暗物质晕。
2014-01-20 astro-ph.GA
Long Tidal Tails of NGC 5024 Hidden in LMS-1 and NGC 5053 Tidal Streams
Inner Mongolia University（内蒙古大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学前沿天文与天体物理研究院）
研究通过改进匹配滤波器在盖亚DR3数据中发现与NGC 5024相关的长潮汐尾，利用自行、金属丰度及径向速度区分其与NGC 5053和LMS - 1的流，为NGC 5024周围存在广泛潮汐尾提供首个有力证据。
2026-07-27 astro-ph.GA
Absence of obvious tidal tails around the globular cluster NGC 6397
在这项工作中，我们使用$N-$体模拟在GPU上进行跟踪的球状星团（GC）类似于NGC~6397在银河系类星系的潮汐场的过去10 Gyr的动力学历史，我们比较我们的模拟GCs从第三盖亚早期数据发布的数据。我们的模拟预测，与从数据中推导出的相反，这样一个星团应该在6 Gyr之前（就在其生命的前三分之一之后）呈现出强大而延伸的潮汐尾，长度超过1 kpc，并且应该被当前的时间大致打乱。我们分析了我们的每个初始条件，如初始质量和密度参数，以及暗物质的形状，我们认为，数据和我们的模拟之间的这种差异的最可能的原因是，我们认为一个纯粹的重子集群在我们测试的每个模型的开始。我们讨论，如果我们的球状星团最初是嵌入在一个暗物质迷你晕，后者可以作为一个保护信封，防止潮汐剥离的发光物质，而本身逐渐被破坏和删除的过程中的集群演化。这可以解释为什么在NGC~6397中，描述速度色散所需的暗物质的数量微不足道，至少要达到几个半质量半径。
2021-07-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Extra-tidal stars and chemical abundance properties of two metal-poor globular clusters M53 (NGC 5024) and NGC 5053
我们利用近红外远红外光谱在两个贫金属的银河系球状星团M53和NGC 5053周围寻找潮外星。应用t-SNE算法的化学丰度和径向速度的结果识别两个孤立的恒星集团组成的星团成员星在t-SNE投影平面。随着径向速度，位置的颜色星等图，从手动化学分析和丰度的额外的选择标准，我们发现总共有73个集群成员的候选人，7个潮外星被发现超出了两个集群的潮汐半径。星团周围的潮外星倾向于沿着星团自行的主导方向，并且这些星的自行似乎也与星团的自行相一致。有趣的是，我们发现NGC 5053的一颗潮外星位于M53的南郊，这是两个星团之间潮汐相互作用的共同恒星包层的一部分。我们讨论的背景下，两个集群之间的潮汐相互作用，这颗星的性质。我们发现明显的Mg-Al双晶关系具有明显的间隙和扩展（$\sim$ 0.9 dex）的Al丰度的两个集群，和一个轻的Si丰度扩展（$\sim$ 0.3 dex）的NGC 5053。由于所有的潮外星都具有Mg增强和Al亏损的特征，它们可能是两个球状星团的第一代恒星。我们的研究结果支持M53和NGC 5053起源于矮星系，并被更多的星团人口的扩展恒星子结构所包围。
2020-08-24 astro-ph.GA
Interacting system NGC 7805/6 (Arp 112) and its tidal dwarf galaxy candidate
本文介绍了我们的巨型米波射电望远镜（GMRT）HI、喜马拉雅钱德拉望远镜（HCT）Halpha、1米桑普尔南望远镜（ST）和1.3米毁灭快光学望远镜（DFOT）对NGC 7805/6（Arp 112）系统的深光学观测结果，以检验KUG 2359+311的潮汐矮星系（TDG）候选资格，并探讨该相互作用系统的性质。我们的GMRT HI图谱显示没有检测到与KUG 2359+311相关的HI，也没有任何HI尾或桥状结构将KUG 2359+311连接到NGC 7805/6系统。另一方面，我们的HCT Ha图像显示KUG 2359+311中的强检测，净SFR约为0.035 $\pm 0.009 {\rm M}_{\odot}\,{\rm yr}^{-1}$。Halpha数据将KUG 2359+311的红移限制为$0.00 \le z \le 0.043$，而NGC 7806的红移约为0.015。迄今为止探测到的TDG都富含HI，并显示HI，电离气体和恒星潮汐碎片痕迹（桥梁或尾巴）将它们连接到它们的母系统。但是，无论是我们的HI数据还是我们的光学图像，虽然比SDSS深三个星等，但都没有揭示连接KUG 2359+311和NGC 7805/6的潮汐轨迹。缺乏HI，存在古老的恒星星族，正在进行的恒星形成，与正常矮星系相比相当高的SFR表明KUG 2359+311可能不是Arp 112 TDG。这很可能…
2020-11-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Search for Extra-Tidal RR Lyrae in the Globular Cluster NGC 5024 and NGC 5053
最近，Kundu等人（2019）报道了球状星团NGC 5024（M53）拥有5个潮外RR天琴座。事实上，其中四个是附近球状星团NGC 5053的已知成员。剩余的潮汐外RR天琴座的地位是有争议的，这取决于NGC 5024的潮汐半径。我们还在覆盖两个球状星团的$\sim8$ ~deg $^2$区域内寻找了额外的潮外RR天琴座。这包括在搜索区域内的其他已知的天琴座RR，以及落在天琴座RR星等和颜色的预期范围内的恒星（但在每个球状星团潮汐半径的2/3的截止值之外，称为“潮外”），如果它们是NGC 5024或NGC 5053的潮外RR天琴座候选者。根据自行信息和它们在色星等图上的位置，没有一个已知的RR天琴座属于任何一个球状星团的潮外RR天琴座。在这些恒星满足天琴座RR的星等和颜色范围的情况下，对从茨维基瞬变观测站获得的时间序列数据的分析没有显示出周期性，这表明这些恒星都不是天琴座RR。我们的结论是，在我们的搜索区域内，没有与NGC 5024或NGC 5053相关的潮汐外RR天琴座。
2020-05-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The discovery of tidal tails around the globular cluster NGC 7492 with Pan-STARRS1
我们报告的银河系球状星团NGC 7492周围的潮汐尾的发现，根据泛星1调查的数据发布1。使用应用于$(g-r,r)$和$(g-i,i)$颜色-幅度图的匹配滤波器技术检测尾部。从星团中出现的潮尾在东北到东南方向至少延伸$\sim$ 3.5度，相当于投影长度的$\sim1.5$千秒差距。
2017-05-11 astro-ph.GA
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
Diffuse far-infrared and ultraviolet emission in the NGC4435/4438 system: tidal stream or Galactic cirrus?
我们报道了在室女星系团中相互作用对NGC 4435/4438附近投射的漫反射远红外和远紫外辐射的发现。这一特征在空间上与众所周知的低表面亮度光学羽流相吻合，通常被解释为潮汐碎片。如果是河外的，这条流不仅代表了星团内尘埃最清晰的例子之一，也是星团内分子氢和大规模星团内恒星形成的罕见例子。然而，紫外线，远红外线，HI和CO的排放以及动力学的这一功能是非常不寻常的潮汐流，但典型的银河卷云。在支持卷云的情况下，我们发现，远红外和远紫外卷云发射之间的强空间相关性，观察整个中心的室女星系团，在几个度的尺度。这项研究表明，即使在光学和紫外线波长以及银河系高纬度地区，银河卷云污染也可能是戏剧性的。如果忽略，银河系尘埃云散射的漫射光的存在可能会显着偏离我们对低表面亮度特征和星系周围和星系团中观察到的漫射光的解释。
2010-01-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Globular Cluster Scale Sizes in Giant Galaxies: Orbital Anisotropy and Tidally Under-filling Clusters in M87, NGC 1399, and NGC 5128
本文研究了在巨星系M87、NGC 1399和NGC 5128中观测到的球状星团半光半径随投影星系心距$R_{gc}$的浅增现象。为了模拟每个星系的趋势，我们探讨了轨道各向异性和潮汐欠填充集群的影响。虽然一个强大的简并存在于这两个参数之间，我们使用运动学的研究，以帮助限制距离$R_β$超过集群轨道成为各向异性，以及距离$R_{fα}$超过集群潮汐填充不足。对于M87，我们发现$R_β> 27$ kpc和$20 < R_{fα} < 40$ kpc，对于NGC 1399，我们发现$R_β> 13$ kpc和$10 < R_{fα} < 30$ kpc。$R_{fα}$与每个星系的质量分布的关系表明，大小和$R_{gc}$之间的关系可能是在形成时强加的，只有内部的星系团受到潮汐的影响。最佳拟合模型表明，最亮的星系团星系的动力学历史产生类似的今天的集群属性分布。对于一个小星系群中的中心巨星NGC5128，我们发现$R_β> 5$ kpc和$R_{fα} > 30$ kpc。虽然我们不能排除对$R_{gc}$的依赖，但NGC 5128很好地拟合了潮汐填充的星系团人口，轨道分布各向同性，这表明它可能是通过初始快速吸积阶段形成的。来自周围环境的扰动也可能影响星系的轨道各向异性，因为M87和NGC 1399的外围星系团主要是径向轨道，而NGC 5128的外围星系团则保持各向同性。
2016-05-10 astro-ph.GA
Spectroscopic Signatures of Extra-Tidal Stars Around the Globular Clusters NGC 6656 (M22), NGC 3201 and NGC 1851 from RAVE
对球状星团的恒星星族研究表明，银河系中最明亮的星团实际上可能是矮球状星系的残余核。如果现在的银河系球状星团是在更大的恒星系统中形成的，它们很可能被潮汐外的晕和/或尾巴所包围，这些晕和/或尾巴是由从它们的母系统中潮汐剥离的恒星组成的。因此，球状星团周围的恒星环境是寻找古老矮星系遗迹的最佳地点之一。本文试图在富含超新星的球状星团M22和NGC 1851以及运动学上独特的星团NGC 3201周围寻找潮汐碎片。从径向速度实验（RAVE）的恒星参数被用来识别与RAVE金属丰度，径向速度和元素丰度的恒星一致的丰度模式和性质的恒星在M22，NGC 1851和NGC 3201。报告了可能与M22和NGC 1851有关的RAVE星的发现，其中一些星距离这些星团的核心约10度。大量与NGC 3201相关的RAVE恒星表明，要么这个星团的潮汐半径被低估了，要么有一些未被束缚的恒星从星团半径的边缘延伸了几个角分。没有发现更多与NGC 3201有关的潮外星。RAVE星明亮的星等使它们很容易成为高分辨率后续观测的目标，最终允许进一步的化学标记以固化（或排除）星团潮汐半径以外的恒星作为潮汐碎片。在NGC 1851和NGC 3201周围区域的径向速度直方图中，可以看到230 km/s的恒星峰值，与半人马座欧米伽的扩展潮汐碎片一致。
2014-08-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
DECam photometry reveals extra-tidal stars around the Milky Way globular cluster NGC 6864 (M75)
球状星团在绕银河系运动时容易丢失恒星。这些恒星逃离星团，分布在扩展的包层或潮汐尾中。然而，这样的潮外结构并不是在所有的球状星团中都能观测到，而且还没有结构或动力学参数可以预测它们的存在或不存在。NGC 1，6864是一个外晕球状星团，没有观测到潮汐尾。我们使用暗能量照相机（DECam）测光达到$\sim$ 4等下的主序列关闭，以确信地检测到一个额外的潮汐信封，恒星碎片遍布星团的郊区。这些功能出现了一次强大的领域明星过滤技术应用到观察到的集群主序列的较暗端。NGC 1，6864与{ \it Gaia}-土卫二矮星系以及其他28个球状星团有关。到目前为止，已经有近64个$\%$被作为目标寻找潮汐尾，其中大多数已被证实具有潮汐尾。因此，目前的结果使我们能够推测的可能性，{ \it盖亚}-土卫二球状星团共享一个共同的模式，质量损失的潮汐破坏。
2021-11-03 astro-ph.GA
NGC 147, NGC 185 and CassII: a genetic approach to orbital properties, star formation and tidal debris
NGC 147、NGC 185和CassiopeiaII（CassII）在天空中的位置、距离和测量的视线速度相似。相空间的这种接近性表明M31的这三颗卫星在本星系群中形成了一个子群。然而，它们的恒星形成历史和星际介质的差异，以及最近在NGC~147中发现的恒星流，加上其他两颗卫星缺乏潮汐特征，都表明M31与这三颗卫星之间存在复杂多样的相互作用。我们使用遗传算法来探索不同的轨道，这些卫星可以有，并选择六组轨道，可以最好地解释观测功能的NGC 147，NGC 185和CassII卫星。这些轨道的参数，然后被用作N体模拟的起点。我们提出的模型，其中NGC 147，NGC 185和CassII是一个绑定组的总时间至少有一个陀螺，但仍然经历不同的相互作用与M31，因此NGC 147有一个明确的恒星流，而其他两个卫星没有显着的潮汐功能。这一结果表明，有可能找到再现卫星对比特性的解决方案，并且NGC 147-NGC 185-CassII已经被引力束缚。
2015-11-26 astro-ph.GA
The Effect of Dwarf Galaxies on the Tidal Tails of Globular Clusters
球状星团的潮汐尾已被证明对外部潮汐场很敏感。我们通过模拟有和没有矮星系的星系模型中的尾巴，研究了有观测到的尾巴的银河系球状星团如何受到卫星矮星系的影响。模拟表明，潮汐尾可以根据它们如何受到矮星系的影响而分为三类：1）矮星系扰动了祖先星系团的轨道（NGC 4590，1991，1995），2）矮星系扰动了祖星系团的轨道和单个尾星（NGC 362，NGC 1851，NGC 4147，NGC 5466，NGC 7492，NGC 14，NGC 15）; 3）矮星系对潮汐尾的影响可以忽略不计（NGC 288，NGC 5139，NGC 5904，波江座）。当矮星系经过星系团的轨道时，星系团的轨道就会受到扰动，从而改变轨道和尾星路径的大小和形状。一个或多个矮星系和尾星之间的直接相互作用会导致扭结和毛刺，但我们发现这些特征在投影中更难观察到。我们进一步发现，在矮星系模型中，由于距离远心较近，所以E15的尾部较短，这导致尾部被压缩。额外的模拟显示，两个星系模型中潮汐尾的差异主要是由于大麦云云。了解矮星系如何影响潮汐尾，可以利用潮汐尾来绘制矮星系和银河系中物质的分布。
2021-11-26 astro-ph.GA
Tidal tails in the disintegrating open cluster NGC 752
我们利用强大的成员资格确定算法，ML-MOC，精确的天体测量和深测光数据从盖亚早期数据发布3在一个区域内的半径5 $^{\circ}$周围的中心的中间年龄银河系疏散星团NGC 752，以确定其成员恒星。我们报告发现了NGC 752的潮汐尾，在其致密中心区域的两侧延伸到$\sim$ 35 pc，并遵循星团轨道。通过与PARSEC恒星等时线的比较，我们得到了具有斜率的星团质量函数$χ=-1.26\pm0.07$。$χ$的高负值指示正在经历质量分离的解体簇。$χ$在潮内区域比NGC 752的外围更负。我们估计了星团的现今质量M $\rm_{C}=297\pm10$ M $_{\odot}$。通过恒星演化和潮汐相互作用导致的质量损失，我们进一步估计NGC 752已经损失了其初始质量$\rm M_{i}~=~0.64~-2~\times~10^{4}~M_{\odot}$的95.2- 98.5%。
2021-05-13 astro-ph.GA
Direct N-body simulations of NGC 6397 and its tidal tails
通过直接N体模拟和Gaia DR3数据，研究了球状星团NGC 6397的演化，发现其当前状态可由标准初始质量函数解释，且无暗物质晕或暗残骸中心。
2025-01-23 astro-ph.GA
Evidences of tidal distortion and mass loss from the old open cluster NGC 6791
我们首次给出了疏散星团NGC~6791密度分布中潮汐畸变的明显特征的证据。我们发现，2D密度图显示了一个明显的伸长和不规则的分布从$\sim 300^{\prime\prime}$从集群中心和两个尾巴在相反的方向延伸超过潮汐半径。这些特征与绝对自行和银河系中心方向一致。因此，我们发现，无论是表面亮度和恒星计数密度分布揭示了偏离国王模型从$\sim600^{\prime\prime}$。这些观测证据表明，NGC~6791目前正在经历质量损失，可能是由于引力冲击和与银河系潮汐场的相互作用。我们得到预期的质量损失，由于恒星演化和潮汐相互作用，我们估计的初始集群质量为$M_{ini} = (1.5-4.0 ) \times 10^5 M_{\odot}$。
2015-10-31 astro-ph.GA
Giant Molecular Clouds and Star Formation in the Tidal Molecular Arm of NGC 4039
潮汐诱导臂的性质提供了一种手段来研究分子云的形成和随后的恒星形成的环境条件下，在原则上是不同的准静止的螺旋臂。利用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列科学验证CO（2-1）数据，报道了在NGC 4039南部和超星系重叠区新发现的可能是潮汐起源的分子气体臂的性质，分辨率为1“68 x 0“85。臂延伸3.4 kpc（34”），其特征在于宽度约为200 pc（2”），速度宽度通常为\DeltaV ~ 10-20 km/s。大约有10个团块沿着这个结构排列，其中大多数都无法分辨，平均表面密度为10-100 Msun pc^{-2}，质量为（1-8）× 10^6 Msun。这些结构类似于一串珠子的形态，珠子之间的距离几乎相等，约为350 pc，这可能代表了巨大分子缔合的特征分离尺度。我们发现，在6”（600 pc）的分辨率下，恒星形成效率一般比盘星系和其他潮汐臂和桥高10倍。根据分布和运动学，这条旋臂与NGC 4039的西旋臂底部相连，但它的形态与高分辨率模拟的银河系不同。
2012-11-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tidal origin of NGC 1427A in the Fornax cluster
我们提出了新的HI的意见，从澳大利亚望远镜紧凑阵列和深光学成像OmegaCam的VLT巡天望远镜的NGC 1427 A，一个箭头形的矮不规则星系位于天炉座星系团。这些数据揭示了一个没有恒星的HI尾部，其中包含NGC 1427A原子气体的10%，以及扩展的恒星辐射，为这个星系的近代历史提供了新的线索。而不是冲压压力诱导的恒星形成的结果，如以前在文献中所建议的，NGC 1427A的扰动光学外观有潮汐起源。星系本身可能由两个处于高级合并阶段的独立物体组成。HI尾可能是由在相同的潮汐相互作用期间被排出到大半径的气体构成的。其中一些气体可能受到冲压压力的影响，这被认为是一种次级效应，意味着NGC 1427 A在天炉座星系团内的西北轨迹。
2017-10-26 astro-ph.GA
NGC 4656UV: A UV-selected Tidal Dwarf Galaxy Candidate
我们报告了在NGC 4631/4656星系群中发现的一个紫外亮潮汐矮星系候选者，我们将其命名为NGC 4656 UV。使用调查和档案数据跨越1.4 GHz的紫外线，我们调查的气体运动学和恒星的性质，这个系统。NGC 4656 UV和它的母星系NGC 4656的HI形态非常混乱，有大量的反向旋转和面外气体。从UV-FIR测光，计算使用一种新的方法来纠正表面梯度的微弱对象，我们发现NGC 4656 UV没有显着的尘埃不透明度和蓝色光谱能量分布。我们根据FUV通量计算出恒星形成速率为0.027 M太阳年^-1，并测量出该天体的HI总质量为3.8 × 10^8 M太阳。演化合成模型表明，NGC 4656 UV是一个低金属量的系统，其唯一的恒星形成大爆发发生在过去的2.6 - 2.9亿年。恒星星族的年龄与NGC 4656和NGC 4631之间最近的潮汐相互作用的粗略时间尺度一致，尽管我们讨论了该物体的真实性质-无论是潮汐还是预先存在的起源-在其金属丰度比其母星系低10倍的背景下。我们估计NGC 4656 UV是边缘结合或未结合的。如果被束缚，它包含相对少量的暗物质。丰富的档案数据允许更深入地调查这一动态系统比目前可能的大多数TDG候选人。
2012-03-06 astro-ph.GA
Differences in star formation activity between tidally triggered and isolated bars: a case study of NGC 4303 and NGC 3627
星系棒是星系演化的重要驱动力，但它们如何影响星际介质和相应的恒星形成，仍然不清楚。我们目前的模拟结果为两个酒吧星系与不同的形成机制，酒吧形成隔离或通过潮汐相互作用，考虑空间和时间变化的趋势，恒星形成。我们专注于酒吧形成的早期（<1Gyr）时代，使相互作用是明确的。选择附近的NGC 4303（孤立）和NGC 3627（相互作用历史）作为观测类似物来定制这些模拟。无论形成机制，两个模型显示出相似的内部动力学特征，虽然相互作用似乎促进外盘速度结构中的杆臂断开。这两个条形触发类似的恒星形成（79%; 66%），而相互作用也触发了更早的31%的爆发。在表面气体和恒星形成率之间的关系中观察到显着的形态依赖性。在这两种情况下，酒吧组成部分是明显最陡峭的;臂是类似的整体光盘的平均值;和臂间明显最浅。潮汐盘的一个显著特征是存在中等密度、低效率的恒星形成气体，这些气体主要局限于光盘外的潮汐碎片中。潮汐盘还表现出一个独特的趋势，径向增加的恒星形成效率和一个明确的缺乏恒星形成，坚持沿酒吧之间的中心和酒吧的两端。这些是用于识别禁止系统后交互的潜在签名。
2021-11-18 astro-ph.GA
Discovery of a stellar tidal stream around the Whale galaxy, NGC 4631
我们报告了在NGC 4631的晕中发现一个巨大的恒星潮汐流，NGC 4631是一个附近的边缘螺旋星系，与螺旋星系NGC 4656相互作用，在用40厘米口径的机器人望远镜拍摄的深度图像中。该流有两个组成部分：在NGC 4631和NGC 4656之间延伸的桥状特征（stream_SE）和在NGC 4631盘的相对侧上具有延伸特征的过密度（stream_NW）。这些特征加在一起延伸超过85 kpc，并显示清晰的（g-r）颜色梯度。stream_SE相对于NGC 4631和NGC 4656的方向与这两个螺旋之间相互作用的起源不一致，更可能是卫星相遇的碎片。恒星的潮汐特征可以定性地再现在一个N体模型的潮汐中断的一个单一的，大质量的矮卫星的中等偏心轨道（e=0.6）围绕NGC 4631超过$\sim$ 3.5 Gyr，与动力学质量比（m1：m2）的~40。从流的形态建模和推断表明，这些都没有与两个螺旋之间观察到的复杂的HI潮汐特征，这可能源于最近，富含气体的吸积事件。stream_NW的详细结构表明它可能包含该流的祖先，与N体模型一致。此外，stream_NW与两个非常微弱的矮球状候选者大致对齐。NGC 4631周围的矮星系系统和潮汐流可以通过未来的后续观测为探索最近报道的本星系群旋涡星系中卫星星系的各向异性分布提供一个额外的有趣案例。
2014-10-23 astro-ph.GA
Jeans Instability of Palomar 5's Tidal Tail
由恒星组成的潮汐尾巴应该不稳定到牛仔裤不稳定性，这可能导致它们看起来像一串珠子。Jeans波长和尾部直径决定了增长最快的不稳定模式的波长和增长率。因此，沿尾部到第一个团块的距离和团块之间的间距可以用来估计尾部的质量密度和纵向速度分散。球状星团帕洛玛5号潮汐尾部的团块可能是由于金斯不稳定性造成的。我们发现，它们的间距是一致的最快增长的模式，如果在尾部的速度色散是类似的集群本身。虽然所有的潮汐尾都应该表现出引力不稳定性，但我们发现，具有低浓度参数的星系团或星系最有可能在它们的潮汐尾中表现出短波长快速增长的Jeans模。
2010-02-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Optical spectroscopy of young tidal objects around two interacting galaxy pairs
我们提出了双子座多目标摄谱仪（GMOS）光谱的HI丰富的潮汐功能位于周围的两个相互作用的星系对，NGC 3166/9和NGC 4725/47的郊区。这些后续观测是研究潮汐矮星系（TDG）在群体环境中的特性和频率的多波长活动的一部分。基于计算的气相金属丰度和红移，除了先前测量的HI和恒星的属性，我们已经确认了TDG候选AGC 208457，它已经出现在NGC 3166/9星系对之间的相互作用的潮汐碎片的潮汐起源。通过比较HI和光学后退速度，我们还证实了嵌入在NGC 4747富金属潮汐尾的气体结和星团的物理关联。
2018-07-27 astro-ph.GA
A disk and no signatures of tidal distortion in the galaxy "lacking" dark matter NGC 1052-DF2
使用超深成像（$μ_g = 30.4$等/角秒$^2$ ; 3 $σ$，10“x10”），我们探测了第一个“缺乏”暗物质的星系KKS 2000 [04]（NGC 1052-DF 2）的周围环境。这个星系中潮汐剥离的迹象可以解释它声称的低含量暗物质。然而，我们没有发现潮汐尾的证据。事实上，该星系在径向距离为80角秒时保持不受干扰。这个径向距离是以前对该星系恒星分布的空间探索的三倍。此外，它的球状星团（GCs）的分布并没有相对于星系的体积而扩展（包含一半GCs的半径为21弧秒）。我们还发现该星系在g和r波段的表面亮度径向轮廓从35到80弧秒呈指数下降。这一点，再加上星系外部恒定的椭圆率和位置角，强烈暗示着低倾角盘的存在。这与在该天体上发现的旋转证据是一致的。这一发现意味着这个星系的动力学质量比以前报道的高2倍，使这个星系的暗物质含量与类似恒星质量的星系一致。
2021-06-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Revisit NGC 5466 Tidal Stream with $Gaia$, SDSS/SEGUE and LAMOST
通过对$Gaia$ EDR 3、SDSS/SEGUE DR 16和LAMOST DR 8的数据挖掘，发现了NGC 5466潮汐流的11颗成员星，其中7颗是新发现的。为了剔除污染物，在天空位置、色星等图、金属丰度、自行和径向速度等方面进行了各种切割。我们将我们的数据与模拟流进行比较，模拟流是通过模拟星系团在平滑的银河系势加上大麦云云（LMC）下的破裂而产生的。模型和观测结果之间相空间的一致趋势意味着流可能受到LMC的扰动。在11颗被探测到的成员中，最远的两颗星的长度可以追溯到天空的$60^\circ$，支持并延长了先前的$45^\circ$的长度。考虑到NGC 5466是如此遥远，并且可能有比以前认为的更长的尾巴，我们预计NGC 5466潮汐流可能是限制银河系引力场的有用工具。
2022-03-25 astro-ph.GA
Identification of Globular Cluster Stars in RAVE data II: Extended tidal debris around NGC 3201
我们报告的扩展潮汐碎片可能与球状星团NGC 3201的识别，使用RAVE目录。我们发现碎片星位于1-7千秒差距的距离范围内的基础上即将到来的RAVE距离估计。导出的空间速度和运动积分显示出与NGC 3201的有趣联系，即自行中的模不确定性。三颗恒星是NGC 3201潮汐碎片的4个最有可能的候选者之一，在天空中相隔80度，但与12 Gyr，[Fe/H] = -1.5的等时线很好地匹配。这是第一次在如此大的空间范围内报道该星团周围的潮汐碎片，这对星团$'$的起源和动力学演化具有重要意义。
2016-01-10 astro-ph.GA
Impact of Dynamical Friction on the Tidal Formation of NGC 1052-DF2
本文利用自洽N体模拟研究动力学摩擦对NGC 1052-DF2潮汐形成的影响，发现其加速轨道衰减与暗物质剥离，并给出可观测特征。
2024-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Tale of Two Tails: Exploring Stellar Populations in the Tidal Tails of NGC 3256
我们已经开发了一个观测计划，使用深，多波段成像探测混沌区域的潮汐尾在寻找一个潜在的恒星人口，使用NGC 3256的400万年双潮汐尾作为案例研究。NGC 3256 W的尾巴颜色不同，分别为$u - g = 1.05 \pm 0.07$和$r - i = 0.13 \pm 0.07$，而NGC 3256 E的尾巴颜色不同，分别为$u - g = 1.26 \pm 0.07$和$r - i = 0.26 \pm 0.07$，显示出不同的恒星星族。这些颜色分别对应于NGC 3256 W和NGC 3256 E的$288^{+11}_{-54}$ Myr和$841^{+125}_{-157}$ Myr的简单恒星人口年龄，表明NGC 3256 W的漫射光主要是由相互作用后形成的恒星组成，而NGC 3256 E的光主要来自起源于宿主星系的恒星。使用混合恒星种群模型，我们将漫射光分解为两个种群：一个是10 Gyr，代表从宿主星系中拉出的恒星，另一个是更年轻的组成部分，其年龄由模型拟合数据确定。我们发现两个尾巴的年轻群体的年龄相似（NGC 3256 W和NGC 3256 E分别为$195^{-13}_{+0}$和$170^{-70}_{+44}$ Myr），但NGC 3256 E的10 Gyr群体的质量百分比更大（$98^{+1}_{-3}\%$ vs $90^{+5}_{-6}\%$）。此外，我们…
2016-05-31 astro-ph.GA
Gas dynamics in tidal dwarf galaxies: disc formation at z=0
潮汐矮星系（Tidal dwarf galaxies，TDGs）是在相互作用/合并星系的碰撞碎片中形成的回收物体。它们被认为不含非重子暗物质，因为它们只能由祖先星系的圆盘喷射出的耗散物质形成。我们研究了六个真正的TDG样本中的气体动力学围绕三个相互作用和后相互作用系统：NGC 4694，NGC 5291和NGC 7252（“和平原子”）。对于NGC 4694和NGC 5291，我们分析了来自甚大阵（VLA）的现有HI数据，而对于NGC 7252，我们提出了来自Jansky VLA的新HI观测以及长缝和积分场光学光谱。对于所有六个TDG，HI发射可以通过旋转圆盘模型来描述。然而，这些HI盘自相互作用/合并事件发生以来经历了不到一个完整的旋转，这就提出了它们是否处于动力学平衡的问题。假设这些圆盘处于平衡状态，推断出的动力学质量与观测到的重子质量一致，这意味着TDG没有暗物质。这限制了祖先星系中假定的“暗盘”（无论是重子还是非重子）。此外，TDG似乎系统地偏离重子塔利-费舍尔关系。这些结果为MOND等替代理论提供了具有挑战性的测试。
2015-09-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
A giant umbrella-like stellar stream around the tidal ring galaxy NGC 922
潮汐环星系由于其固有的短暂性质，在局部宇宙中很少被观察到。潮汐环结构是富含气体的恒星盘和较小的星系系统之间强相互作用的结果，持续时间不超过5亿年，因此，这些是寻找最近吸积的矮星系系统碎片的完美场景。我们从DESI遗产调查数据和我们的业余望远镜观测中获得了NGC 922潮汐环星系及其周围环境的新深度图像。这些观测结果进行了比较，从高分辨率的N体模拟，旨在重现一个替代的形成方案，这个奇特的星系。我们的新观测揭示了NGC 922周围的低表面亮度恒星潮汐结构比以前报道的要复杂得多。特别是，先前在中央星系盘东北部探测到的潮汐尖峰状结构与矮伴星系PGC 3080368没有联系，后者被认为是触发NGC 922环形成的入侵者。深层图像显示，这个潮汐结构主要由一个较暗的巨大伞状形状组成，因此它是由另一颗卫星的潮汐破裂形成的。我们使用宽波段g、r和z DESI LS图像测量了这一恒星流的光度特性，估计r波段的总绝对星等为Mr= -17.0 +/- 0.03 magn，恒星流的总质量在6.9-8.5X10^8 Mo之间。我们进行了一组N体模拟再现观察到的NGC 922入侵者的相互作用，提出了一个新的方案，其潮汐环的形成，从一个富含气体的卫星约150万年前的下落。
2022-09-04 astro-ph.GA
DELVE-ing into the Milky Way's Globular Clusters: Assessing extra-tidal features in NGC 5897, NGC 7492, and testing detectability with deeper photometry
本研究基于DELVE第二次数据发布搜索球状星团潮汐外特征，发现NGC 5897的潮汐外包层与NGC 7492的相关初步证据，验证其潮汐瓦解成因并评估LSST的探测能力。
2025-11-19 astro-ph.GA
Evidence of Early-stage Tidal Structures of Open Clusters Revealed by Kinematics with Gaia EDR3
布兰科1是太阳附近的一个1亿年的疏散星团，以其两个50 pc长的潮汐尾而闻名。以Blanco 1为参考，我们通过盖亚EDR 3数据发现了另外两个约1.2亿年的疏散星团：昂宿星团和NGC 2516的早期潮汐破裂的证据。这两个星团的总质量是布兰科1的2-6倍。尽管与Blanco 1有着相似的年龄，但昂宿星团和NGC 2516有着更大比例的成员：86%的质量在潮汐半径内，而Blanco 1只有63%。然而，对于昂宿星团和NGC 2516，也发现了布兰科1号50 pc长的潮汐尾和速度空间中的“运动学尾”之间的相关性。这一证据支持了昴星团和NGC 2516空间分布中的适度伸长是早期潮汐破坏的结果的观点。
2021-07-22 astro-ph.GA
Formation of the dark-matter deficient S0 galaxy NGC 4111 under the tidal interactions
利用 FAST 望远镜对 NGC 4111 进行 HI 观测，发现其与七个星系共享气体复合体并发生潮汐相互作用，导致星系形态转变且暗物质被剥离。
2025-03-07 astro-ph.GA
Signatures of tidal disruption in the Milky Way globular cluster NGC 6981 (M72)
我们研究了银河系球状星团NGC 6981的外部区域，从公开的$BV$测光和新的暗能量相机（DECam）的观测，都达到近4等以下的集群主序列（MS）关闭。虽然$BV$数据集揭示了星团周围的潮汐外特征，但DECam观测的更大视野使我们能够识别一些其他潮汐特征，这些特征从星团向银河系中心的相反方向延伸。这些星团结构特征来自于使用MS星建立的恒星密度图，一旦星团颜色-星等图被清除了场星的污染。我们还进行了$N$体模拟，以帮助我们了解的潮汐外碎片的空间分布。结果表明，存在的长尾和领导大多平行于集群速度矢量的方向。我们发现，在银河系附近的通道，持续近20万年，每个集群已经失去了它的大部分质量的潮汐破坏。因此，从我们的$N$体模拟中可以预期，星团附近逃逸恒星的密度会降低，这反过来意味着可以通过探索NGC 6891周围更大的区域来发现更强的潮汐外特征。
2021-01-05 astro-ph.GA
The Spectacular Tidal Tails of Globular Cluster M3 (NGC 5272)
本文通过自行和颜色-星等图分析，首次同时探测到球状星团M3长达35度和21度的前导与拖尾潮汐尾，并验证了其与Svöl星流的关联。
2023-06-15 astro-ph.GA
The surroundings of the Milky Way globular cluster NGC 6809
我们利用暗能量相机（DECam）对银河系球状星团NGC 6809的外围区域进行了观测，该区域位于星团主序（MS）关闭点以下近6等。为了揭示其最外层的结构，我们建立了恒星密度图使用集群MS星，一旦污染的场星被删除的集群颜色星等图。我们发现，只有最轻恒星的恒星密度图显示了一些过剩的恒星在相对两侧的集群中心，减少后不久在~ 0.32度。所研究的球状星团的远距星系距离小于NGC 6809（5.5千秒差距）没有观察到潮汐尾。在所研究的内部球状星团样本中没有检测到潮汐尾，可能是由于这些球状星团轨道的运动学混沌性质减少了潮汐尾的扩散时间，从而缩短了可以检测到潮汐尾的时间间隔。进一步的调查与扩大集群的样本，以确认是否混沌和非混沌轨道是负责存在的球状星团与潮汐尾巴和那些与潮外的功能是不同的潮汐尾巴或没有任何签名的扩展恒星密度分布。
2021-05-24 astro-ph.GA
Tidal origin of dark-matter free dwarf galaxies in the NGC 1052 group
LIRA, Observatoire de Paris, PSL University, CNRS（巴黎天文台，PSL大学，法国国家科学研究中心）
通过模拟NGC 1052的1:1并合事件，发现潮汐矮星系可解释观测到的无暗物质矮星系，而非罕见的小矮星对撞。
2026-09-09 astro-ph.GA
On the extended stellar structure around NGC 288
我们报告的观测证据的潮外cluerous结构NGC 288从一个大面积的泛星PS1数据库的均匀覆盖。通过使用一种清洁技术，成功地再现了MW场恒星的恒星密度、光度函数和颜色分布，使潮外恒星群与银河系场的恒星群脱钩。我们已经产生了集群恒星密度径向分布和恒星密度图从独立的方法，从我们发现的结果非常一致：该功能扩展到3.5倍的集群潮汐半径。以前的工作基于较浅的光度数据集推测存在几个长的潮汐尾巴，类似于2005年发现的。目前的结果表明，NGC 288几乎不可能有这样的尾巴，但支持这样的观点，即与MW潮汐场的相互作用是一个相对低效的过程，可以将恒星从星团中剥离出来。这些结果表明，需要重新全面研究银河系球状星团（GGC）的外部区域，以可靠地确定它们。因此，这将是可能的，以调查是否有任何之间的连接检测到的潮汐尾，潮外恒星星族，范围扩散晕状结构与银河系中的GGC的动力学历史。
2017-09-21 astro-ph.GA
Search for Extra-Tidal RR Lyrae Stars in Milky Way Globular Clusters From Gaia DR2
我们利用潮汐外的天琴座RR型恒星来研究银河系球状星团的动力学，并了解动力学摩擦和潮汐破裂等效应如何影响这些星团。RR型天琴座恒星的Gaia DR 2星表（Clementini et al. 2018）与文献中汇编的球状星团的自行和潮汐半径数据一起使用。分析了56个银河系球状星团的样本。在这56个银河系球状星团中，只有11个有潮汐外的天琴座RR星。然而，只有两个星团，即NGC 3201和NGC 5024，有足够的潮汐外RR天琴座恒星得出有趣的结论。NGC 3201有13颗潮汐外的天琴座RR星，它们围绕中心呈不对称分布，尾区的恒星数量多于前部。我们的结论是，这些不对称的潮汐尾巴是由于潮汐中断和剥离碎片从集群的综合作用。另一方面，NGC 5024有5颗潮汐外的天琴座RR星，其中4颗集中在距离中心约3倍潮汐半径的区域。这些可能是由于潮汐破坏而从星团中撕裂出来的恒星。这些潮汐外的RR型天琴座恒星在星团中的存在可能是一个迹象，表明更多的星团恒星存在于它们的潮汐半径之外，这可能是由星团的深宽场CMD揭示的。
2018-11-27 astro-ph.GA
Comprehensive Bayesian Modeling of Tidal Circularization in Open Cluster Binaries part I: M 35, NGC 6819, NGC 188
长期以来，潮汐摩擦被认为会使双星的轨道随着时间的推移而变圆。在这项研究中，我们利用观测到的双星群体的轨道偏心率分布来探测潮汐耗散。与以前的研究相比，我们纳入了一系列的物理效应往往被忽略在其他分析，提供了一个更一般的描述潮汐，模型的详细（代替人口统计），并考虑到所有观测的不确定性。我们的目标是提供一个可靠的测量潮汐耗散的属性是完全支持的数据，适当的帐户不同的耗散影响每个潮汐波对每个对象分别，并与恒星的内部结构。我们提取了三个疏散星团中类日恒星短周期双星的高精度潮汐耗散测量结果。我们发现，潮汐品质因数的主序列落在$5.7 < \log_{10}Q_\star' < 6$的范围内的3和7.5天之间的潮汐周期。相比之下，在1.5亿年前的M 35星团中观察到的圆化现象要求前主序星具有更强的耗散性：$Q_\star' < 4\times10^4$。我们测试的频率依赖性的潮汐耗散，发现3和7.5天之间的潮汐周期，如果存在依赖性，它是次线性的主序星。此外，通过使用一个更完整的物理模型的演变，并通过占每个系统的特定属性，我们减轻了以前观察到的紧张局势中的圆形疏散星团分析。
2022-09-22 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar rotation bifurcation caused by tidal locking in the open cluster NGC 2287?
我们提出了一个详细的分析，在年轻的，$\sim200$ Myr-老银河系疏散星团NGC 2287的分离良好的双主序列（MS）的投影恒星旋转速度，并建议恒星旋转可能驱动分裂MS在NGC 2287。我们发现观测到的投影恒星自转速度的分布可能是由恒星自转速率的二分分布引起的。我们讨论我们的观察是否可以反映潮汐锁定的影响，影响一小部分的集群的成员恒星的恒星双星系统。慢转星可能是最初快速旋转但随后通过低质量比双星系统引起的潮汐锁定而减慢的恒星。然而，该星系团的短周期双星数量可能比文献中通常看到的要多得多，而且次级质量相对较低。
2019-08-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Surviving tidal tails around the Milky Way bulge globular cluster NGC 6355
本文利用暗能量相机观测银河系核球球状星团NGC 6355，通过构建恒星密度图发现其周围存在指向银河系中心的潮汐尾和延展包层，超密度为场星涨落的4-6倍，证明混沌轨道星团的潮汐尾可被探测。
2024-05-02 astro-ph.GA
The creation of a massive UCD by tidal threshing from NGC 936
本研究分析了被NGC 936潮汐力瓦解的矮星系MATLAS-167及其致密星系核NGC 936_UCD，发现该星系核具备超致密矮星系特性，证实潮汐剥离是巨型星系附近明亮UCD种群的潜在形成机制。
2023-09-15 astro-ph.GA
A Pearl in the Shell: an ultra-compact dwarf within the tidal debris surrounding spiral galaxy NGC 7531
Centro de Estudios de Física del Cosmos de Aragón (CEFCA)（阿拉贡宇宙物理研究中心）；ARAID Foundation（ARAID基金会）；San José State University（圣何塞州立大学）；University of California, Santa Cruz（加州大学圣克鲁斯分校）；Instituto de Astrofísica de Andalucía, CSIC（安达卢西亚天体物理学研究所，西班牙国家研究委员会）；University of Surrey（萨里大学）；Universidad Complutense de Madrid（马德里康普顿斯大学）；Leiden University（莱顿大学）；Unione Astrofili Italiani（意大利天文爱好者联盟）
研究通过光度测量和光谱数据确定NGC 7531附近超致密星系UCD1的性质，揭示其形成过程及潮汐碎片的形成机制。
2025-09-17 astro-ph.GA
The elusive tidal tails of the Milky Way globular cluster NGC 7099
利用暗能量照相机（DECam）进行深重力测光，研究了银河系球状星团NGC 7099的潮外特征。我们到达了星团主序星（MS）关闭点以下近6等，这样我们就处理了最合适的候选者，以追踪位于星团潮汐半径之外的任何恒星结构。从逐星红化校正的色星等图（CMD），我们定义了四个相邻的带沿MS，我们建立了各自的恒星密度图，一旦污染的场星被适当地删除。由此产生的场星清理恒星密度图显示了一个短的潮汐尾和一些分散的碎片。当使用浅得多的盖亚DR2数据集和相同的CMD场星清洗程序时，这种潮汐外的功能很难检测到。事实上，通过使用低于星团MS关闭的2.5等作为最暗的界限（G < 20.5等），星团成员被证明分布在星团的潮汐半径内，并且在以星团为中心的半径为3.5度的圆上发现了一些场星密度变化的线索，并且具有与星团星相似的CMD特征。这些恒星的自行分布与星团的自行分布不同，有一些重叠，类似于距离星团中心3.5度以外的恒星。
2020-09-09 astro-ph.GA
Chemical tagging of tidal tail star candidates of NGC 6362
本研究通过VLT@FLAMES光谱分析NGC 6362潮汐尾恒星候选体的化学丰度与径向速度，发现其化学性质与星团不符而多属银河系厚盘，表明仅凭动力学性质筛选潮汐尾恒星的方法可靠性不足。
2025-05-30 astro-ph.GA
$S^5$: New insights from deep spectroscopic observations of the tidal tails of the globular clusters NGC 1261 and NGC 1904
本研究结合 $S^5$ 光谱、Gaia DR3 自行、贝叶斯混合模型、N-body 模拟与 DECam 测光，解释 NGC 1261 和 NGC 1904 的潮外结构，并在 NGC 1904 中识别拉格朗日点潮汐碎屑。
2024-11-13 astro-ph.GA
Was the soft X-ray flare in NGC 3599 due to an AGN disc instability or a delayed tidal disruption event?
我们提出了未发表的数据，从一个潮汐分裂候选人在NGC 3599，这表明该星系已经X射线明亮的测量前18个月，导致其分类。这排除了耀斑是由经典的、快速上升的、短峰的潮汐破坏事件引起的可能性。最近的相对论模拟表明，大多数破坏实际上需要数月或数年才能达到峰值，然后将维持比以前想象的更长的时间。NGC 3599可能是第一个被发现的此类事件之一。NGC 3599的光谱表明它是一个低光度的Seyfert/LINER，L_bol~10^40 ergs/s。耀斑也可以用吸积盘中的热不稳定性来解释，这种热不稳定性以声速传播通过内部区域，导致盘的尺度高度和局部吸积速率增加。这可以解释耀斑的上升时间小于9年。如果这种机制是正确的，那么耀斑可能会重复几十年的时间尺度，因为内部光盘是清空和重新填充。
2015-09-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
Dissecting star-formation in the "Atoms-for-Peace" galaxy: Ultra-Violet Imaging Telescope observations of the post-merger galaxy NGC7252
合并后星系的潮汐尾在远离其盘的地方表现出持续的恒星形成。对这类系统的研究有助于我们理解不同环境下的气体凝结。在合并后星系的潮汐尾中正在进行的恒星形成可以直接从紫外（UV）成像观测进行研究。用Astrosat紫外成像望远镜（UVIT）在宽带NUV和FUV滤波器中观测合并后星系NGC 7252（“和平原子”星系），以分离潮汐尾中的恒星形成区，并研究恒星形成率的空间变化。根据紫外成像观测，讨论了潮汐尾中年龄为$<$ 2亿年的恒星形成区。我们测量这些区域和星系主体的恒星形成率。NGC 7252的综合恒星形成率（即，在星系和潮汐尾的组合），而不校正消光被发现是0.81 $\pm$ 0.01 M $_{\odot}$ /年。我们表明，综合恒星形成率可以改变一个数量级，如果消光校正来自其他代理人的恒星形成率被考虑在内。潮汐矮星系（NGC 7252 E，SFR=0.02 M $_{\odot}$ /yr和NGC 7252 NW，SFR=0.03 M $_{\odot}$ /yr）的恒星形成率是本宇宙中典型的矮星系。紫外图像的空间分辨率揭示了潮汐矮星系内恒星形成的梯度。恒星的形成率与星系中心的距离有关。这可能是由于在NGC 7252最近的合并过程中排出的气体储层中触发恒星形成的不同初始条件。
2018-02-26 astro-ph.GA
A 500 Parsec Halo Surrounding the Galactic Globular NGC 1851
利用显示四等主序星的图像，我们发现银河系球状星团NGC 1851被一个光晕包围，从潮汐半径700弧秒（41 pc）到超过4500弧秒（>250 pc）都可以看到。这个晕是对称的，密度按照$r^{-1.24}$的幂律下降。它的质量约为NGC 1851的0.1%。没有潮汐尾的证据。目前的球状星团演化模型并不能解释这一特征，尽管潮汐对矮球状星系影响的模拟定性地模拟了这些结果。鉴于已发表的模型的状态，不可能决定这个晕是由孤立的星系团蒸发产生的，还是由潮汐或盘冲击产生的，或者是由这个物体可能曾经嵌入的矮星系的破坏产生的。
2009-09-09 astro-ph.GA
Globular Clusters Lost by the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy
在这项工作中，进行了搜索属于人马座（Sgr）潮汐流的球状星团的空间位置，径向速度相对于银河系静止标准（V_{GSR}），自行和比率的“年龄-金属丰度”（[Fe/H]）的分析球状星团和潮汐流中的恒星。结果，得到了三类球状星团：A --最肯定在流中：Terzan 8，Whiting 1，Arp 2，NGC 6715，Terzan 7，NGC 12; B --运动学异常：NGC 5904，NGC 5024，NGC 5053，NGC 5272，NGC 288; C --最低等级的候选者：NGC 6864，NGC 5466，NGC 5897，NGC 7492，NGC 4147。
2021-05-20 astro-ph.GA
Evidence for Ultra-Diffuse Galaxy Formation Through Tidal Heating of Normal Dwarfs
我们已经跟进了两个超弥漫星系（UDG），发现邻近恒星流，哈勃太空望远镜（HST）成像和HI映射与Jansky甚大阵（VLA），以调查的可能性，他们可能有一个潮汐起源。利用HST F814 W和F555 W图像，我们测量了NGC 2708-Dw 1和NGC 5631-Dw 1的球状星团（GC）计数，分别为$2^{+1}_{-1}$和$5^{+1}_{-2}$。NGC 2708-Dw 1在低至$\log (M_\mathrm{HI}/\mathrm{M_\odot}) = 7.3$的3 $σ$极限的HI中未被探测到，并且没有与附近恒星流相关的明显HI。有一个2 $σ$ HI特征与NGC 5631-DW 1相一致。然而，这一辐射与NGC 5631发出的大量气体尾部混合，不一定与UDG有关。任何GC的存在和UDG与其母星系之间缺乏清晰的HI连接，都强烈反对潮汐矮星系的起源，但不能完全排除它。GC计数与正常矮星系一致，最可能的形成机制是这些UDG作为正常矮星系出生，后来被潮汐剥离和加热。我们还在NGC 2708-DW 1中发现了一个过亮（$M_\mathrm{V} = -11.1$）的GC候选者，它可能是一个核星团，随着周围矮星系的恒星被剥离，它正在向超紧凑的矮星系过渡。
2021-06-07 astro-ph.GA
The tidal filament of NGC 4660
NGC 4660位于室女星系团中，是一个被广泛研究的椭圆星系，它具有很强的盘成分（D/T约为0.2-0.3）。根据SAURON的研究，包括盘组件在内的中心区域有年龄约为12-13 Gyr的恒星星族。然而，我们报告发现了一个狭长的潮汐细丝与银河系在深共同添加施密特板图像和深CCD帧，这意味着该星系已经经历了潮汐相互作用和合并在过去的几个陀螺仪。相对狭窄的暗条意味着至少有一个螺旋星系参与了湿合并，但系统的当前状态几乎没有证据表明这一点。然而，使用GALFIT的2分量光度拟合显示盘分量的B-V颜色比椭圆分量蓝得多，这可能代表了1-2 Gyr前相互作用引起的盘中恒星形成增强的残留痕迹。暗条内有较亮的浓度，类似于潮汐矮星系，尽管它们至少要暗40倍。这些可能代表了这些星系的暗淡、演化版本。在我们的剩余图像中可以看到一个先前探测到的位于星系核南部的剥离卫星星系，这可能意味着暗条是由该卫星的近星系通道产生的潮汐流。
2016-07-15 astro-ph.GA
