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
Search for cold and hot gas in the ram pressure stripped Virgo dwarf galaxy IC3418
我们目前的IRAM 30米敏感的上限CO排放的冲压压力剥离矮室女座星系IC 3418和在几个位置覆盖HII地区在其突出的17千秒差距UV/Ha气体剥离的尾巴。在银河系中心的几角秒内，我们报告了一个可能的边缘探测到大约1 × 10^6 M太阳的分子气体（假设银河系的CO到H_2的转换因子），这可能对应于一个幸存的核气体库。我们估计，在IC 3418的主体中，分子气体至少是20倍，比从预淬火紫外线为基础的恒星形成率假设典型的气体耗尽时间尺度为2 Gyr所预期的要少。考虑到主体星系中没有恒星形成，我们认为H_2缺乏是真实存在的，尽管其中一些可能也是由低金属量、低质量星系中典型的较高的CO到H_2因子引起的。在IC 3418的尾部存在HII区域，这表明它一定存在一些致密的气体;然而，在外部尾部的三个观测点中，只发现了小于1 × 10^6 M_sun的上限。这就产生了整个尾巴分子气体含量的上限< 1x10^7 M_sun，这一数值与观测到的尾巴上恒星形成率的估计值相似。我们还提出了强大的上限的X射线发射的剥离气体在IC 3418从一个新的钱德拉观测。测量到的IC 3418尾部的X射线光度比ESO 137-001低约280倍，ESO 137-001是一个更遥远的星系团中的螺旋星系，具有突出的冲压压力剥离尾部。在IC 3418尾部没有检测到任何扩散X射线发射可能是由于与其高级演化状态相关的尾部中…
2013-05-30 astro-ph.CO
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
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
Ripping Apart at the Seams: The Network of Stripped Gas Surrounding M86
本文利用XMM-牛顿法对室女星系团星系M86、M84、NGC 4338和NGC 4438进行了一次新的研究。我们的观测允许对每个星系的温度和金属丰度结构以及这些星系之间的整个~ 1度区域进行可靠的测量。当结合多波长观测时，这些数据表明，所有这四个星系都正在经历由群内介质（ICM）的冲压压力剥离。然而，星系尾部的剥离气体与ICM相互作用的方式却截然不同。与之前的观测结果一致，M86被观测到有一个约1 keV的气体长尾，向西北方向延伸约100-150 kpc。然而，在M86以东的扰动螺旋星系NGC 4438的方向上，观测到一个新的~ 0.6 keV热辐射的位置。这个区域在空间上与H-α发射的细丝一致，可能起源于两个星系之间最近的碰撞。我们还解决了剥离的~ 0.6 keV的气体的热力学结构的南部M84，这表明该星系正在经历活动星系核反馈和冲压压力剥离同时进行。这四个位置的剥离X射线气体表明，冲压压力剥离的性质可以显着不同的网站。
2012-12-14 astro-ph.CO
Abundant molecular gas and inefficient star formation in intracluster regions: Ram pressure stripped tail of the Norma galaxy ESO137-001
这是第一次，我们揭示了大量的冷分子气体在冲压压力剥离的尾巴，到一个大的，从星系内的距离。利用APEX望远镜，我们在Norma星团星系ESO 137-001尾部的三个Ha亮区中探测到了12 CO（2-1）发射，其强度相当于10^9兆太阳质量的H_2，这些亮区位于距星盘40千秒差距的投影范围内。ESO 137-001有一个80 kpc长而明亮的X射线尾，与许多恒星形成H II区的较短（40 kpc）和较宽的尾巴有关。在最远的区域发现的H_2的量约为1.5 × 10^8 Msun，与潮汐矮星系的分子质量相似，尽管标准的银河系CO到H_2因子可能高估了H_2的含量。沿着尾巴，我们发现分子气体的数量下降，而X射线发射和扩散电离成分的质量大致保持不变。此外，热气体和冷气体的数量都很大，而且相似，几乎可以解释圆盘中缺失的气体。我们在ESO 137-001的剥离气体中发现了非常低的恒星形成效率（τ> 10 ^10 yr），并认为这是由于尾部的平均气体密度较低，或者是由于冲压压力冲击引起的星际介质的湍流加热。在ESO 137-001尾部观察到的前所未有的大量H_2表明，一些汽提气体可能在分子相中幸存于冲压压力汽提。
2014-07-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
65 kpc of ionized gas trailing behind NGC 4848 during its first crossing of the Coma cluster
用SPM（Mx）2.1米望远镜对后发座星系团的西北区进行了5小时的H α曝光，在SBab星系NGC 4848的后面发现了一个65 kpc的电离气体彗星发射。尾部指向星团中心的相反方向，与先前观测中检测到的剥离HI的方向相同。该星系显示出明亮的HII区域，呈内环状，恒星形成的速度惊人，为8.9兆太阳/年。从星系的形态和拖尾物质，我们推断，星系是遭受冲压压力，由于其高速运动通过集群IGM。我们估计有4 × 10^9兆太阳的气体从星系中被扫出，形成了尾巴。考虑到后发座星系团的环境条件（rho = 6.3 x 10^-27 g/cm^3; sigma_vel = 940 km/s），模拟预测冲压压力机制能够在不到2亿年的时间内移除如此数量的气体。结合相互作用的几何形状，表明径向落入星团，得出NGC 4848在第一次通过密集星团环境时被捕获的结论。
2012-07-23 astro-ph.CO
The Influence of Ram Pressure on the Evolution of Tidal Dwarf Galaxies
潮汐矮星系的形成机制意味着它们预计只包含很少或不包含暗物质。因此，它们可能对环境非常敏感。我们调查的冲压压力对潮汐矮星系的参数研究，不同的矮星系的属性和冲压压力的影响。我们提交模型潮汐矮星系风洞式测试使用玩具冲压压力模型。研究发现冲压压力的影响很大。如果潮汐矮星系的气体被剥离，它们可能会被完全摧毁。冲压压力阻力导致我们的矮星系模型加速，这进一步增加了恒星损失。这种拖曳也会导致恒星位于低表面亮度的恒星流中，指向与剥离气体相反的方向，这与潮汐流不同。我们调查冲压压力的影响表面密度分布，恒星的动力学，并讨论了动态质量测量的后果。
2013-08-23 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
Mid-Infrared Evidence for Accelerated Evolution in Compact Group Galaxies
我们发现证据的加速演化的致密群星系从分布在中红外色空间的42个星系从12个希克森致密组（HCG）相比，其他几个样本，包括LVL+SINGS星系，相互作用的星系，星系后发座星系团的分布。我们发现HCG星系在色空间中并不是均匀分布的，并且有定量的证据表明存在一个间隙。后发座星系团落区的星系团也表现出不均匀的分布和不太明确的间隙，这可能反映了与致密星系团环境的相似性。无论是昏迷中心还是相互作用的样本都没有显示出间隙的证据，这使我们推测，间隙是高星系密度环境中所特有的，在这种环境中，气体还没有被完全处理或剥离。
2009-08-20 astro-ph.CO
The HST/ACS Coma Cluster Survey - VII. Structure and Assembly of Massive Galaxies in the Center of the Coma Cluster
我们使用HST财政部后发座巡天的高分辨率F814 W图像对69个大质量（M_star >= 10^9 M_sun）星系进行结构分解，从而限制了后发座星系团投影中心0.5 Mpc区域内星系的聚集历史。每个星系都有三个自由Sersic指数为n的Sersic分量。在排除了后发座0.5 Mpc投影中心的两个cD后，后发座0.5 Mpc投影中心的银河系恒星质量中有57%位于经典的凸起/椭圆星系中，而43%位于冷盘主导的结构中。后发座中的大部分恒星质量可能是通过主要的（也可能是次要的）合并而聚集起来的。Hubble类型的划分是基于分解，我们发现了一个很强的形态-密度关系，（E+ S 0）：螺旋的比例为（91.0%）：9.0%。与早期的工作相一致，与SDSS（数据发布2）捕获的低密度环境相比，Coma S 0/spirals中的外部磁盘的大小较小。在来自分层半解析模型的相似质量的集群中，没有一个集群可以同时匹配Coma集群的所有全局属性。该模型强烈高估了冷气体的质量和低估了恒星质量的平均分数锁定在热组件在很大范围内的星系质量。我们认为，这些与模型的分歧是由于缺少星系团物理学（例如，冲压压力剥离），以及某些膨胀组件模式（例如，块的合并）。总的来说，我们对后发座的研究强调了星系的演化不仅仅是恒星质量的函数，也是环境的函数。
2014-05-30 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
The HST/ACS Coma Cluster Survey. VIII. Barred Disk Galaxies in the Core of the Coma Cluster
我们使用HST ACS Treasury对后发座星系团z~0.02的高分辨率（~0.1”）F814 W ACS图像来研究大质量盘状星系（S 0 s）和后发座核心矮星系中的棒。我们的研究有助于限制在密集环境中的酒吧和磁盘的演变，并提供了一个比较点，在低密度环境中的研究，并在较高的红移。(1)本文研究了后发座星系核中32个亮（MV <=-18，M * > 10^9.5 Msun）S 0星系中棒的比例和性质。测量S 0棒分数必须小心处理，因为结果取决于所使用的方法：对于三种棒检测方法：严格椭圆拟合标准，放松椭圆拟合标准和视觉分类，Coma核心中明亮S 0的棒分数为50%+/-11%，65%+/-11%和60%+/-11%。(2)我们比较了不同环境（昏迷核心，A901/902，处女座）的S 0酒吧分数。我们发现，在星系数密度跨越两个数量级（n~300- 10，000 gal/Mpc ^[3]）的环境中，明亮的S 0星系中的棒分数并没有显示出统计上显著的变化。我们推测，S 0酒吧分数并没有显着增强，因为在丰富的集群S 0的酒吧不稳定性，因为它们是动态热和气体穷人由于冲压压力剥离和加速恒星形成。此外，在丰富的集群中的高速遭遇可能不如在诱导酒吧中的缓慢，强烈的遭遇有效。(3)我们分析了后发座核中333个暗（M_V > -18）矮星系的样本。使用unsharp-masking，我们发现只有13个星…
2012-01-24 astro-ph.CO
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
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
Suzaku observations of subhalos in the Coma cluster
我们用{ \it Suzaku}在后发座星系团中观察到了三个巨大的次晕。这些标记为“ID 1”、“ID 2”和“ID 32”的亚晕是使用斯巴鲁/Suprime-Cam进行弱透镜测量检测到的（Okabe等人，2014 a），分别位于距后发座星系团中心1.4 $r_{500}$、1.2 $r_{500}$和1.6 $r_{500}$的投影距离处。次晕“ID 1”在弱透镜质量等值线中心附近有一个紧凑的X射线过量发射，气体质量与弱透镜质量之比约为0.001。发射的温度约为3 keV，略低于周围的团内介质（ICM）和星系团的温度与质量关系的预期。次晕“ID 32”显示了一个过量的发射，其峰值从后发座星系团的中心向相反的方向移动。气体质量与弱透镜质量之比也约为0.001，明显小于常规星系群。超区的温度约为0.5keV，明显低于周围ICM的温度，远离团簇的温度-质量关系。然而，在“ID 2”次晕中没有显著的过量X射线发射。假设在过量X射线发射的边界处，下落速度约为2000 $\rm km~s^{-1}$，“ID 1”和“ID 32”的撞锤压力与单位面积的重力回复力相当。我们还研究了Kelvin-Helmholtz不稳定性对剥离气体的影响。虽然我们发现了与弱透镜暗晕相关的X射线团，但它们的X射线光度远低于星团外围的ICM总光度。
2015-04-13 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
The longest known tails of ram-pressure-stripped star-forming galaxies are caused by an intracluster medium shock in Abell 1367
Netherlands Institute for Radio Astronomy（荷兰射电天文研究所）；Hamburger Sternwarte, University of Hamburg（汉堡天文台，汉堡大学）；Thüringer Landessternwarte（图林根州立天文台）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；Center for Astrophysics, Harvard & Smithsonian（哈佛与史密森天体物理中心）；Department of Physics & Astronomy, University of Alabama in Huntsville（阿拉巴马大学亨茨维尔分校物理与天文学系）；INAF - Istituto di Radioastronomia（意大利国家天体物理研究所射电天文部）；INAF - Astronomical Observatory of Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）；Waterloo Centre for Astrophysics, University of Waterloo（滑铁卢天体物理中心，滑铁卢大学）
阿贝尔1367团内介质冲击导致星系尾部延长，发现最长RPS尾部并首次检测到下沉星系前方的粒子加速。
2026-01-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Suzaku X-Ray Observations of the Accreting NGC 4839 Group of Galaxies and the Radio Relic in the Coma Cluster
利用朱雀X射线观测资料，研究了NGC 4839星系群周围的热气体和后发座星系团外围的射电遗迹。我们发现在NGC 4839周围的气体温度从5千电子伏逐渐下降到3.6千电子伏的无线电遗迹，在那里有一个进一步的，陡峭的下降到1.5千电子伏。这种下降以及观测到的表面亮度轮廓与一个马赫数M = 2.2 pm 0.5、速度vs =（1410 pm 110）km s^-1的激波相一致。从上限到逆康普顿X射线发射的磁场强度，导出了B > 0.33 μ G的下限。虽然这表明，非热电子负责的遗物产生的扩散冲击加速（DSA），测量的马赫数和电子光谱之间的关系从无线电观测推断是不一致的，从最简单的，DSA的测试粒子理论的预期。尽管如此，DSA仍然是可行的，如果它是通过注入预先存在的人口的非热电子。结合以前的测量结果，Coma在西南方向的温度廓线在NGC 4839之外较浅，在最外面的区域也略浅。NGC 4839周围的金属丰度被证实高于其附近地区，这意味着丰度分布中的一个显著峰值，朝着外围降低到0.2太阳能。我们解释这些事实是由于冲压压力汽提富含金属的气体从NGC 4839，因为它落入昏迷。残留激波可能是由预先存在的团内气体、与NGC 4839有关的气体以及从西南部的大尺度结构暗条流入的较冷气体的联合作用造成的。
2013-05-02 astro-ph.CO
The influence of the cluster environment on the star formation efficiency of 12 Virgo spiral galaxies
研究了环境对团旋星系气体面密度和恒星形成效率的影响。我们扩展以前的工作径向配置文件的像素到像素的分析，寻找由于环境相互作用的不对称性。恒星形成率是根据GALEX紫外线和斯皮策总红外线数据得出的。和场星系一样，大多数室女座星系的恒星形成率近似与分子气体质量成正比。除了NGC 4438，星团环境并不影响分子气体的恒星形成效率。气体截断与室女座旋涡星系内盘总气体表面密度分布的重大变化无关。在三个星系中，可能增加的分子分数和恒星形成效率相对于总气体，1.5至2的因素，被观察到的迎风侧的银盘。没有观察到一个显着增加的恒星形成效率相对于分子气体含量的迎风面的冲压压力剥离星系。3个大倾角旋涡星系的冲压压力剥离的面外气体相对于总气体表现出低的恒星形成效率，其中一个星系（NGC 4438）甚至相对于分子气体表现出低的恒星形成效率。解释是剥离的气体失去了星系盘的引力约束和相关压力，气体流动发散，因此气体密度降低，恒星形成率下降。然而，在一个高度倾斜的星系（NGC 4569）中，剥离的面外气体相对于总气体显示出正常的恒星形成效率。我们认为这个星系是不同的，因为它是在峰值压力之后很久才被观察到的，它的面外气体现在处于收敛流中，因为它重新回到盘中。
2012-04-02 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
X-Ray observations of a subhalo associated with the NGC 4839 group infalling toward the Coma cluster
本文报道了后发座星系团中与NGC 4839合并群有关的暗次晕的$Suzaku$ X射线观测结果。这张X射线图像显示出一条向西南方向延伸的尾巴。X射线峰从弱透镜质量中心向后发座星系团中心的相反方向移动大约$1'$。我们研究了温度，归一化，压力和熵分布周围的subhalo。不包括X射线尾，截断半径以外的温度为8-10 $~\rm keV$，比次晕和X射线尾的温度高2倍。在2倍截断半径处，除次晕南部外，压力几乎是均匀的。我们计算了截断半径和X射线尾内的气体质量。虽然截断半径内的气体分数比规则群小约5倍，但次晕中的气体质量和X射线尾与弱透镜质量比与规则群一致。假设下落速度为$2000~\rm km~s^{-1}$，则冲压压力为每单位面积重力的1.4倍。假设存在开尔文-亥姆霍兹不稳定性，则总损失质量约为$3\times10^{11}~M_{\odot}$。如果这些气体原本就在截断半径内，那么在落入后发座星系团之前，次晕中的气体质量分数应该与常规星系团的气体质量分数相当。
2016-07-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Environmental Effects on the Metal Enrichment of Low Mass Galaxies in Nearby Clusters
在本文中，我们研究了低质量恒星形成（SF）星系的化学历史的本地宇宙星系团后发座，A1367，A779和A634。这项工作的目的是寻找环境对这些星系化学演化的影响。星系的化学演化与恒星形成历史（SFH）以及与环境的气体交换有关，众所周知，低质量星系是易受环境过程影响的系统。在我们的研究中，我们使用了SDSS-III DR 8的光谱。我们研究了星系团星系的质量-金属丰度关系，发现了定义明确的序列。这些序列的斜率，在低质量的星系团和星系在大集群中心的距离，遵循最近的流体动力学模型的预测。一个平坦的斜坡已被观察到的星系位于核心的两个更大的集群的样本，主要是在后发座，这表明集群环境的SF星系的化学演化的印记应该是敏感的星系质量和主机集群质量。后发座和A1367星系的HI气体含量表明，低质量SF星系，位于这些星系团的核心，受到严重的影响，冲压压力剥离。根据流体动力学模拟，在致密环境中观察到的低质量星系金属含量的质量依赖性增强似乎是合理的。这种增强的金属富集可以产生的组合效应，如风的再吸积，由于压力coinfinement的集群内介质（ICM），和截断的气体入流，作为一个结果的冲压压力剥离。因此，ICM的性质应该在团簇中低质量星系的化学演化中发挥重要作用。
2012-02-19 astro-ph.CO
Metal Enrichment via Ram Pressure Stripping in the IGM of the Compact Galaxy Group RGH 80
利用高质量的Chandra数据，对RGH 80致密星系群的二维气体温度和丰度图进行了分析，发现了一条高丰度弧（$\simeq 0.7$ $Z_\odot$），其金属丰度比周围区域高出$\simeq 0.3$ Z_PDMATHABMP $。这个结构与成员星系PGC 046529以及Randall等人（2009）先前工作中在X射线图像上识别的臂状特征具有紧密的空间相关性。由于在多波段观测中没有发现与PGC 046529有关的活动星系核活动的明显特征，且高丰度弧的气体温度、金属丰度和质量与典型早型星系的ISM相似，我们认为该高丰度弧是PGC 046529的ISM的残余。由于RGH 80中的PGC 046529的运动，它被冲压压力剥离出星系。这个新的案例表明，冲压压力剥离可以有效地工作在星系团的金属富集过程中，因为它可以在星系团。
2009-12-29 astro-ph.CO
The Evaporation and Survival of Cluster Galaxies' Coronae Part II: The Effectiveness of Anisotropic Thermal Conduction and Survival of Stripped Galactic Tails
模拟了团星系团内介质（ICM）与热日冕星际介质（ISM）气体之间的各向异性热传导。在早期的论文I（Vijayaraghavan & Sarazin 2017a）中，我们模拟了由于ISM和ICM之间的各向同性（可能饱和）传导导致的热ISM的蒸发。我们发现，热电晕蒸发$\sim 10^2$ Myr的时间尺度，显着短于$\sim 10^3$ Myr气体损失时间，由于冲压压力剥离。没有汽提气体的尾部形成。这与观察到的紧凑X射线日冕和剥离的ISM尾部的普遍存在和隐含的寿命相矛盾，并且需要抑制蒸发，这可能是由于磁场和各向异性传导。我们进行了一系列类似于论文I的风洞模拟，现在包括ISM和ICM磁场。我们模拟了一系列极端磁场配置的各向异性传导的效果：平行和垂直于ICM风，以及ISM和ICM之间的连续和完全不相交。我们发现，当传导是各向异性的，由于蒸发的气体损失是严重减少，整体气体损失率与各向异性的传导和没有不超过$10 - 20\%$不同。磁场还通过屏蔽防止被剥离的尾部在ICM中蒸发，并且为ICM和ISM之间的热传输提供很少的路径。星系尾流和尾流中的剥离尾和磁场形态对初始磁场位形很敏感。
2017-10-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Discovery of nine extended ionized gas clouds in a z=0.4 cluster
利用Suprime-Cam/Subaru的深H α成像数据，在Abell 851星系团（A851）中发现了9个z=0.4的扩展电离气体云（EIG）。我们测量了30 × 25弧分的区域，发现EIGs只出现在星团中心附近（<2.3弧分~ 750 kpc）。EIGs的母星系是恒星形成或后星暴星系，所有这些都是光谱证实的星团成员。九个母星系中有四个显示出恒星在盘中分布的扭曲，这可能是最近相互作用的迹象，这种相互作用可能形成了EIG。另一方面，6个母星系（其中一个与畸变的母星系重叠）在没有恒星的情况下显示出H-α辐射，这意味着一个冲压压力剥离。最亮的母星系的光谱显示出星暴后的特征，类似于后发座星系团中发现的H-α剥离星系。与此同时，A851中两个最明亮的母星系比后发座星系团中的EIG母星系质量更大。这与恒星形成星系的“缩小”是一致的，尽管它仍然处于统计波动中。我们还分析了另一个z=0.39的集群CL 0024 +17的Suprime-Cam数据，但没有发现EIGs。A851和CL 0024 +17之间的主要区别是存在一个与A851主体碰撞的子星系团，其中存在A851中9个母星系中的6个或7个，并且子星系团中的EIGs比例明显高于A851和CL 0024 +17的主子星系团。
2014-08-20 astro-ph.CO
A deep dive: Chandra observations of the NGC 4839 group falling into the Coma cluster
本文利用深度 Chandra 观测研究落入后发座星系团的 NGC 4839 星系群，发现其头部存在冷锋和弓形激波，并通过尾迹表面亮度涨落功率谱揭示热传导受抑制、小尺度湍流得以长期存在。
2023-04-11 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Fully stripped? The dynamics of dark and luminous matter in the massive cluster collision MACSJ0553.4$-$3342
我们提出了一个非常X射线发光星系团MACSJ 0553.4 -3342（$z = 0.4270$ ;以下简称MACSJ 0553）的多波长调查的结果。结合哈勃太空望远镜和钱德拉X射线天文台获得的高分辨率数据与地面星系光谱学，我们的分析明确地建立了一个大质量星系团的碰撞后合并的二元系统。其主要特征包括发光物质和暗物质完美地排列在一起，形成一个几乎650千秒差距的组成部分（投影）在另一个子星系团的暗物质峰和第二个X射线峰之间，极热的气体（k $T > 15$ keV）在合并轴的两端，在东部的潜在冷锋，一个异常低的气体质量分数约为0.075的西部组件，速度离散度为$1490_{-130}^{+104}$ km s $^{-1}$，沿视线方向没有明显的亚结构迹象。我们认为MACSJ 0553合并不是在天空的平面上进行的，而是在一个大的倾斜角度下进行的，被观察到非常接近转向，并且东部X射线峰是质量稍小的西部分量的冷核，在碰撞过程中被东部子集群完全剥离和捕获。如果这一假设是正确的，那么MACSJ 0553将成为一个极好的目标，可以用来研究冲压压力剥离以及团簇形成过程中亮物质和暗物质的碰撞行为。
2017-10-20 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
Galaxy Evolution in Clusters
在这篇论文中，我们的目标是利用数值模拟的方法进一步阐明在星系团环境中的星系演化现象。为此，我们开发了流体动力学模型，其中理想化的富含气体的星系在理想化的星系团的ICM内移动，使我们能够以详细和可控的方式探测它们在这种极端环境中的演化。在我们的模拟中使用的主要程序是RAMSES，我们的结果涉及的气体成分，恒星形成率，光度和颜色的下降星系的变化。除了发生在星系内部的过程之外，我们还描述了从这些星系中剥离的气体的动力学，其分辨率是前所未有的，用于模拟这种性质（122 pc在一个盒子里，包括一个完整的$10^{14}$ M $_\odot$集群），发现分子气体团块形成于冲压压力剥离星系的尾部，它们在星系团的ICM中孤立地生活了3亿年。这些分子团可能代表了一类新的天体;类似的天体在星系团和星系群中都被观测到，但直到现在还没有对它们进行全面的描述。我们还创建了一个流体动力学模型的A901/2多星系团系统，并在此模型中的气体条件相关的候选水母星系在系统中的样本的位置，这使我们能够推断出一个可能的机制，在一般的星系团碰撞的水母形态的产生。
2019-02-14 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
