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
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
The galaxy "missing dark matter" NGC1052-DF4 is undergoing tidal disruption
缺乏暗物质的长寿星系的存在对我们理解星系如何形成提出了挑战。在这里，我们提出的证据，解释了缺乏暗物质在这样的星系之一：NGC 1052-DF 4。该系统的深层光学成像探测到了该物体与邻近星系NGC 1035相互作用引起的潮汐尾。由于恒星比暗物质更集中，潮汐剥离将在影响星系中的恒星之前移除相当大比例的暗物质。只有约7%的星系质量是在潮汐尾，这表明NGC 1052-DF 4的恒星现在才开始受到相互作用的影响，而剩余的暗物质的百分比小于1%。这自然地解释了这个星系中暗物质含量低的推断，并使这些类型的星系与我们目前的星系形成模型相一致。
2020-10-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
An extremely optically dim tidal feature in the gas-rich interacting galaxy group NGC 871/NGC 876/NGC 877
本文介绍了富气体相互作用星系群NGC 871/NGC 876/NGC 877（以下简称NGC 871/6/7）的GMRT HI观测和深CFHT MegaCam光学图像。我们的高分辨率数据集提供了一个人口普查的HI和恒星的检测到的富含气体的组成员的属性。除了少数螺旋星系、不规则星系和矮星系外，这个星系群还拥有一个有趣的HI特征，AGC 749170，它的气体质量约为10^9.3 M_sol，动态与气体质量比约为1（假设云是旋转的，处于动态平衡状态），并且在以前的成像中没有光学对应物。我们的观测揭示了CFHT g '-和r'-波段的一个微弱特征;如果它与AGC 749170有物理联系，后者的M/L_g > 1000 M_sol/L_sol，以及更高的金属丰度（用光度颜色估计）和比其他低质量富气族成员更年轻的恒星星族。这些性质，以及它的光谱和空间位置相对于其可疑的母星系，强烈表明了潮汐的AGC 749170的起源。总的来说，AGC 749170的HI特性类似于其他在群体中发现的光学暗/暗云。这些云可能代表了一类在中等密度环境中生存的相对长寿的高密度潮汐遗迹。
2014-07-07 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
Star-forming regions and the metallicity gradients in the tidal tails: The case of NGC 92
我们提出了新的双子座/GMOS光谱和档案成像数据的相互作用星系NGC 92，这是一个紧凑的组的一部分，并显示一个扩展的潮汐尾。我们研究了该体系中20个成星配合物的物理性质。我们发现，位于NGC 92潮汐尾的恒星形成区的年龄小于800万年，这表明这些天体是在原地形成的。光谱数据显示，这些区域的金属丰度略低于太阳，表明它们是由预先富集的物质形成的。利用得到的每个系统的氧丰度，我们发现NGC 92的扩展潮汐尾具有平坦的金属丰度分布。虽然这种情况与相互作用系统的N体模拟一致，其中存在由相互作用触发的气体混合，但NGC 92的档案Halpha Fabry-Perot数据立方体没有显示出沿着该星系尾部的速度梯度，在某些假设下，这可以解释为尾部缺乏气体流动。我们的研究结果表明，一小部分的富集气体，最初位于星系的中心被驱逐到潮汐尾时，相互作用的过程中，形成的尾巴发生。然而，我们不能排除这样一种情况，即尾部的恒星形成增加了其原始氧丰度。
2013-12-03 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
Reproduction of NGC1052-DF4 by self-interacting dark matter: dark matter deficiency and tidal features
本研究利用 SIDM 情景下的 N 体模拟再现暗物质缺失星系 DF4 的观测质量比、亮度轮廓和潮汐尾，证明暗物质自相互作用可增强潮汐剥离并支持其潮汐形成。
2024-08-03 astro-ph.CO hep-ph
Tidal interactions at the edge of the Local Group: New evidence for tidal features in the Antlia Dwarf Galaxy
我们利用深B波段成像，直到mu_{B} = 26等角秒^{-2}，我们提供了在本星系群中最遥远的成员之一的安特利亚矮星系中存在潮汐尾的证据。这个延伸是在Antlia最近的邻居，麦哲伦型NGC 3109的方向。尾巴与连接两个星系中心的矢量偏移不到10度，表明这对星系之间的相互作用。结合之前在NGC 3109中发现的扭曲盘，Antlia和NGC 3109必须在一个小的分离处，才能在Antlia中出现潮汐特征。我们计算出，Antlia不能完全破坏NGC 3109在一个单一的相互作用，除非它的轨道近心小于6千秒差距，但多个相互作用可以显着改变其形态。因此，尽管位于本星系群的边缘，环境影响在Antlia的进化中扮演着重要的角色。
2012-09-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tidal stripping as a possible origin of the ultra diffuse galaxy lacking dark matter
最近的观测揭示了一个神秘的超弥漫星系NGC 1052-DF 2，在一个大椭圆星系NGC 1052的组中。与丰度匹配模型的预期相比，NGC 1052-DF 2中包含的暗物质质量要小$\sim 400$倍。我们利用控制$N$体模拟NGC 1052和一个较小的卫星星系之间的潮汐相互作用，我们假设为NGC 1052-DF 2的祖先，测试潮汐剥离是否可以解释暗物质缺乏在这样的水平。我们发现，当假设一个紧束缚和相当径向的轨道和核心的暗晕的卫星的密度结构，我们的模拟再现质量分布和有效半径推断从观测的NGC 1052-DF 2。轨道参数在尾部，但仍然与宇宙学模拟测量的分布一致。在我们的设想中，这种强烈缺乏暗物质的星系在星系群和星系团中相对罕见，并且在该领域中不存在。
2018-07-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the Stability of Tidal Streams
我们探讨潮汐流的稳定性扰动，最近的索赔，围绕帕洛玛5球状星团的恒星流的cluerous结构的引力不稳定性的结果的动机。我们将潮汐流看作是一个无碰撞物质的薄的膨胀圆柱体，计算潮汐流的金斯长度。我们还发现了一个一般的密度和速度分散内的流，这是用来确定纵向牛仔准则之间的关系。我们的分析结果检查以下流内的相空间密度的时间演化，使用数值模拟。我们的结论是，潮汐流在我们的星系晕是稳定的所有长度尺度和所有的时间尺度。
2011-06-24 astro-ph.CO 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
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 tidally distorted dwarf galaxy near NGC 4449
NGC 4449是一个邻近麦哲伦星系的不规则星暴星系，B波段绝对星等为-18，有一个突出的、巨大的、中等年龄的核心，距离地球3.8百万秒差距。它被一个非凡的中性氢（H I）复合体所包围，该复合体包括环，壳和一个反向旋转的核心，跨越90千秒差距。NGC 4449是相对孤立的，虽然与它最近的已知同伴-DDO 125星系，大约40 kpc以南-的相互作用被认为是其HI结构复杂的原因。在这里，我们报告了NGC 4449的一个矮星系伴星，即NGC 4449 B的存在。这颗伴星在V波段的绝对星等为-13.4，半光半径为2.7 kpc，全长约为8 kpc。它正处于潮汐分裂的短暂阶段，类似于银河系附近的人马座矮星。NGC 4449 B呈现出惊人的S形形态，被预测为分裂星系，但迄今为止只在溶解的球状星团中看到过。我们还检测到一个额外的弧或盘波纹嵌入在一个两个组件的恒星晕，包括一个组件延伸两倍，以前已知的，从星系的中心约20千秒差距。
2012-02-10 astro-ph.CO 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
Tidal streams from axion miniclusters and direct axion searches
在某些轴子暗物质模型中，占主导地位的轴子存在于致密的小尺度子结构中，即轴子微团。这些子结构的一部分被破坏并形成潮汐流，其中轴子密度可能仍然比平均值大一个数量级。我们讨论这些流的直接轴子搜索的影响。我们估计了被破坏的微团簇的比例和所产生的流的参数，并发现流交叉事件将以大约$1/(20 {\rm yr})$的速率发生2-3天，在此期间，轴子探测器中的信号将被放大一个因子$\sim 10$。这些估计表明，轴子微团的潮汐破坏的影响可能是重要的直接轴子搜索，值得更深入的研究。
2016-02-01 astro-ph.CO hep-ph
Dynamical modeling of tidal streams
我提出了一个新的框架建模潮流的动力学。该框架由潮汐碎片的初始作用角分布的简单模型组成，这些模型可以直接随时间向前发展。利用潮汐流基本上是一维的性质，位置-速度坐标的变换可以线性化，并沿着流的少量点附近插值，从而允许以可观察的量有效计算流的属性。我演示了如何计算流在不同坐标系中的平均位置（它的“轨迹”），如何快速估计其轨迹周围的分散度，以及如何绘制模拟流数据。作为生成模型，该框架允许计算完整的概率分布函数，并将其边缘化或以某些相空间维度为条件，以及将其与观测不确定性进行卷积。这将有助于流数据的正确数据分析。除了提供一个计算效率高的实用工具来模拟潮汐流的动力学，框架的作用角性质有助于阐明所观察到的流的宽度如何与祖先的速度分散或质量相关，以及如何定位“孤儿”流的祖先。所提出的框架的实用性关键取决于计算任何引力势中任何轨道的作用角变量的能力。在附录中描述了一种使用单轨道积分计算任何静势中的作用、频率和角度的新方法。
2014-10-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Are symmetric tidal streams possible with long-range dark-matter forces?
卫星星系潮汐破裂的独特动力学是对暗物质粒子间长程相互作用的一种极其灵敏的探测。暗物质的力量是引力的几个百分点，将导致有序统一的变化，在恒星的数量比的领导和尾随潮汐流的卫星星系。人马座矮星系的恒星潮汐流的近似对称性因此将排除大于引力强度10%的吸引暗物质力，这将完全消除主导流。然而，最近的模拟表明，暗物质的力量100%的引力强度可以完全剥离人马座的恒星成分的暗物质，允许随后的对称潮汐流的发展。在这里，我们认为，这些模拟使用不一致的初始条件对应于单独的纯恒星和纯暗物质卫星在宿主星系的晕独立移动，而不是一个单一的破坏复合卫星已经打算。一个新的模拟与不同的初始条件，特别是一个更大质量的卫星星系，可能会证明一个场景中，对称潮汐流的发展，在大暗物质的力量。这个场景必须满足本文中描述的几个高度限制性的标准。
2009-11-17 astro-ph.CO 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 Formation of dark matter deficit diffuse galaxy NGC1052-DF2 by SIDM
本文通过自相互作用暗物质模拟证明，增强的潮汐剥离可将普通矮星系转变为类似 NGC1052-DF2 的暗物质缺失星系，并能缓解极端轨道参数问题，其球状星团分布与观测一致。
2024-08-07 astro-ph.CO hep-ph
The mechanics of tidal streams
我们提出了一个薄流的力学分析，这是形成后的冷，低质量的集群在一个大规模的宿主星系的潜力潮汐破坏。该分析广泛使用的作用角变量，其中的物理流的形成和演变表示在一个特别简单的形式。我们证明了流的形成，考虑在球形和扁平的潜力的例子，我们发现，在每个动作空间结构形成的一致和特征的形状。我们表明，潮汐流形成在现实的星系潜力是不好的单轨道，相反，通常假设。我们进一步证明，试图约束银河系的潜力，通过拟合轨道，这样的流的参数可能会导致显着的系统误差。然而，我们表明，它是可以准确地预测的流从简单的模型的动作空间分布的中断集群的轨道。
2010-12-18 astro-ph.CO 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
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
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
Low-Mass X-ray Binaries and Globular Clusters Streamers and Arcs in NGC4278
我们报告了中等质量椭圆星系NGC4278的低质量X射线双星（LMXB）和球状星团（GCs）的投影二维（2D）空间分布的显著不均匀性。在NGC4278的内部区域，在星系西侧约50”处向中心以南延伸的LMXB明显的弧形过量，可以与Brachington等人（2009）的红色GC空间分布的类似过密度相关联。使用最近的目录GC产生的Usher等人。（2013），并覆盖整个NGC4278星系，我们发现了另外两个重要的密度结构，在D25等照度线以外的NGC4278中心的W和E，分别与密度过高和密度不足有关。我们讨论了这些结构的性质的背景下，发现在LMXB和GC人口的NGC4649和NGC4261，分别类似的空间不均匀性。这些特征表明，流光从破裂和增生的矮同伴。
2014-01-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
