Gas Stripping in Simulated Galaxies with a Multiphase ISM
通过团内介质（ICM）运动的星系团星系，预计将失去一些星际介质（ISM）通过ISM-ICM的相互作用。我们进行高分辨率（40 pc）的三维流体动力学模拟的星系进行冲压压力剥离，包括辐射冷却，以调查剥离的多相介质。的cluberous，多相ISM是自洽产生的列入辐射冷却，并跨越六个数量级的气体密度。我们发现，无论是否涉及冷却，损失的气体量都没有大的变化，尽管多相星系中的气体被剥离得更快，半径也更小。我们还看到剥离的磁盘形态的显着差异。这是因为多相介质自然地包括设置在较低密度区域内的高密度云。我们发现，低密度气体从星系的任何半径迅速剥离，然后高密度气体可以被烧蚀。如果高密度云幸存下来，通过与ICM的相互作用，它们失去了足够的角动量，向星系中心漂移，在那里它们不再被剥离。最后，我们发现低冲压压力值将气体压缩成高密度云，这可能会导致恒星形成增强，而高冲压压力会导致更少量的高密度气体。
2009-01-14 astro-ph.GA
Simulating Jellyfish Galaxies: A Case Study for a Gas-Rich Dwarf Galaxy
利用辐射流体动力学方法对富气矮星系和多相星际介质的形成进行了研究。我们发现，冲压压力剥离（RPS）ISM是在近尾流的分子团的主要来源在10千秒差距内从银道面，而在原位形成的主要渠道，致密气体在遥远的尾巴的气体丰富的星系。在近尾流中，只有20%的分子团起源于团内介质（ICM）;然而，在距离银河系中心$80\,{\rm kpc}$的团中，这一比例达到50%，因为RPS气体的冷却时间往往很短，这是由于ISM-ICM混合（$\lesssim$ 1 000万年）。尾区的恒星形成率为$0.001-0.01\,{\rm M_{\odot}\,yr^{-1}}$，大多数尾星都出生在距离银道面10 kpc以内的剥离尾流中。这些恒星在尾部产生明亮的H $α$斑点，而比$6\times10^{38}\,{\rm erg\,s^{-1}\,kpc^{-2}}$更暗的H $α$尾巴主要是通过碰撞辐射和混合加热形成的。我们还发现，剥离的尾巴有中间的X射线H $α$表面亮度比（1.5 $\lesssim F_{\rm X}/F_{\rm Hα}\lesssim$ 20），相比ISM（$\lesssim$ 1.5）或纯ICM（$\gg$ 20）。我们的研究结果表明，水母的功能出现时，ISM从富含气体的星系被剥离强大的冲压压力，与ICM混合，并加强了尾部的冷却。
2022-02-16 astro-ph.GA
Molecular Gas Dominated 50 kpc Ram Pressure Stripped Tail of the Coma Galaxy D100
我们已经发现了大量的分子气体，跟踪CO排放，在冲压压力剥离气体尾后发座星系D100（GMP 2910），到大的距离约50千秒差距。D100有一个60千秒差距长，非常窄的尾巴，在X射线和Hα中是明亮的。我们用IRAM 30米望远镜的观测结果显示，在沿着尾巴的几个区域中，H_2（假设标准的CO到H_2的转换）的总量约为10^9兆太阳质量，这表明分子气体可能在其质量中占主导地位。沿着尾部，我们测量到CO排放的径向速度的平滑梯度，该梯度从更扩散的Hα气体速度偏移到较低值。相的这种动态分离可能是由于它们通过冲压压力的不同加速。D100很可能在大于2200 km/s的高轨道速度下被（接近）峰值冲压压力剥离。ICM粘度和磁场的组合效应对于剥离ISM的演化可能是重要的。我们建议D100已经达到了一个连续的剥离致密气体留在其核区域的模式。D100是第二个已知的大量分子剥离气体尾部的例子，这表明星系团中心的ICM中的条件可能有利于分子化。通过与其它星系的比较，我们发现在冲压压力剥离的气体尾中，CO通量与Hα表面亮度之间有很好的相关性，相关系数约为2 dex.
2017-04-03 astro-ph.GA
An H$α$/X-ray orphan cloud as a signpost of the intracluster medium clumping
最近的研究强调了团内介质（ICM）凝聚的潜在意义及其对团宇宙学和重子物理的重要意义。许多ICM团块可能起源于下落星系，因为剥离的星际介质（ISM）混合到热ICM中。然而，ICM聚集和剥离ISM之间的直接联系以前没有明确建立。在这里，我们提出了第一个也是唯一已知的孤立云（或孤儿云，OC）在附近的集群阿贝尔1367中的X射线和H $α$检测到的发现。有效半径为30千秒差距，该云的平均X射线温度为1.6千电子伏，辐射热X射线光度为$\sim 3.1\times 10^{41}$ erg s $^{-1}$，热气质量为$\sim 10^{10}\ {\rm M}_\odot$。根据MUSE数据，OC显示出几乎沿东西方向的有趣的速度梯度，具有$\sim 80$ km/s的低水平速度分散，这可能表明ICM湍流水平较低。发射谱线的诊断表明，在主H $α$云和一个LI（N）ER光谱中几乎没有恒星形成，但激发机制仍不清楚。这个例子表明，剥离的ISM，即使在最初从星系中移除很长一段时间后，仍然可以引起ICM的不均匀性。我们认为，磁场可以通过抑制流体动力学不稳定性和热传导来稳定OC。该实施例还表明，至少一些ICM团块在性质上是多相的，并且暗示ICM团块也可以在H $α$中被追踪。因此，未来的深场和宽场H $α$调查可以用来探测ICM聚集和湍流。
2021-06-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
Star formation in shocked cluster spirals and their tails
最近对星系团中冲压压力剥离螺旋星系的观测揭示了剥离过程的细节，即，所有星际介质（ISM）阶段和恒星形成（SF）在磁盘中的截断，和多相恒星形成的尾巴。一些剥离的星系，特别是在合并的星系团中，发展出壮观的恒星形成尾巴，使它们看起来像鱼。在合并的星系团中，星系团内介质（ICM）的合并冲击被认为已经超越了这些星系，增强了周围ICM的压力，从而触发了SF，气体剥离和尾部形成。我们提出了理想化的流体动力学模拟这种情况下，包括SF和恒星反馈的标准描述。为了帮助解释最近和即将到来的观测，我们专注于特定的结构和动力学的SF模式在剩余的气体盘和近尾巴，这是最容易观察。所观察到的水母形态是定性再现，无论是，面对和边缘上剥离。在边缘剥离，ICM风和磁盘旋转之间的相互作用导致沿ICM风的方向和垂直于它的不对称性。明显的尾巴仍然是一个高度变形的气体和年轻的恒星盘的一部分。在这两种几何学中，SF在整个尾巴中以结的形式发生，因此尾巴中的恒星没有有序的年龄梯度。盘中SF的显著增强仅发生在气体将在适当的时候被剥离的半径处。
2014-05-05 astro-ph.GA
IC 3418: Star Formation in a Turbulent Wake
星系演化探测器对IC 3418（室女星系团中的一个低表面亮度星系）的观测揭示了一个引人注目的17千秒差距的紫外线尾，它由明亮的结和漫反射辐射组成。H阿尔法成像证实了恒星的形成正在进行中的尾巴。IC 3418最近可能在第一次通过室女座时被冲压压力剥离。我们认为，恒星的形成发生在IC 3418的湍流剥离尾流中形成的分子云中。潮汐和冲压压力剥离（RPS）的分子云都不赞成作为尾巴的形成机制。这条尾巴与其他几条观测到的恒星形成尾巴相似，所有这些尾巴都可能在RPS期间形成。尾巴的形态反映了它们形成过程中存在的力，可以用来测试分子和扩散气体之间的动力学耦合，从而探测恒星形成分子气体的起源。
2010-06-30 astro-ph.GA
A Virgo Environmental Survey Tracing Ionised Gas Emission. VESTIGE VIII. Bridging the cluster-ICM-galaxy evolution at small scales
我们测量远红外发射的尾巴剥离尘埃电离和原子气体成分在星系进行冲压压力剥离。我们研究了剥离星际介质中尘埃与气体的相对分布和质量比，并将它们与团内介质的相对分布和质量比联系起来，从而在小尺度上将团-ICM-星系演化联系起来。星系样本由三个Scd室女座星系组成，它们的恒星质量在$10^9\lesssim \mathrm{M_{*}} \lesssim 10^{10}\, \mathrm{M_{\odot}}$范围内，距离星系团中心在1 Mpc以内，即NGC 4330，NGC 4522和NGC 4654。通过对VESTIGE H $α$、$Herschel$ SPIRE和VIVA HI远红外数据的分析，我们追踪了尾流的空间分布，并从测量的远红外250 $μ$ m和HI通量密度推断了尘埃和气体的质量。尘埃-气体质量比（DGRs）的尾巴分析作为星系质量，金属丰度和尘埃温度的函数。沿着剥离的部件，灰尘分布紧密地跟随HI和H $α$发射气体，全部延伸到光盘之外。在这些区域中，NGC 4330、NGC 4522和NGC 4654的DGR分别是$2.0\pm0.6\times10^{-3}$、$0.7\pm0.1\times10^{-3}$和$0.4\pm0.03\times10^{-3}$，也就是说，比在附近星系主体中测得的值小15倍。我们还发现一个负面的趋势，DGR作为一个功能的金属丰度，可以解释…
2020-10-05 astro-ph.GA
The BIG X-ray tail
星系团的成长主要是通过不断吸积集团规模的晕。星系团在进入星系团的过程中经历了预处理。一个恒星爆发的致密星系团，蓝色坠落星系团（BIG），正在坠入附近的星团A1367。以前的光学观测揭示了BIG成员中丰富的潮汐特征，以及后面的长H $α$踪迹。在这里，我们报告发现的投影$\sim 250$ kpc X射线尾巴背后的大使用钱德拉和XMM-牛顿观测。尾部的热气体总质量为$\sim 7\times 10^{10}\ {\rm M}_\odot$，其X射线辐射热光度为$\sim 3.8\times 10^{41}$ erg s $^{-1}$。沿着尾部的温度为$\sim 1$ keV，但表观金属丰度非常低，这表明气体具有多$T$性质。大尾前部的X射线和H $α$表面亮度遵循从附近星团中剥离的尾部样品建立的紧密相关性，这表明多相气体起源于剥离的星际介质（ISM）与热的团内介质（ICM）的混合。由于热传导和流体动力学不稳定性被显著抑制，剥离的ISM可以是长寿命的并产生ICM团块。BIG为我们提供了一个难得的实验室来研究星系的转化和预处理。
2021-09-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ram pressure stripping in elliptical galaxies: II. magnetic field effects
利用理想磁流体动力学模拟研究了椭圆星系中磁场和湍流对冲压压力剥离的影响。我们认为弱磁化的星际介质（ISM）的特点是亚音速湍流，和两个方向的磁场在集群内介质（ICM）-平行和垂直于星系运动的方向通过ICM。强湍流增强了冲压压力汽提的质量损失，而磁场则抑制了汽提速率，且平行磁场的抑制作用更强。然而，磁场对质量溶出速率的影响是温和的。然而，剥离尾部的形态显著地取决于ICM磁场的方向。磁场几何形状对尾翼形态的影响比ISM湍流水平的影响要大得多。对于平行场，尾部具有高度准直的形状，而对于垂直场，其在ICM磁场的平面中具有片状形态。尾部的磁场被放大，与ICM场的方向无关。在冲压压力汽提尾料中，由于汽提ISM的浓度较强，预计磁化较强的区域比磁化较弱的区域具有系统性较高的金属丰度。剥离的ISM的形态对磁场的强烈依赖性可潜在地用于约束冲压压力方向和ICM磁场的主导分量的相对取向。
2014-09-11 astro-ph.GA
The Evaporation and Survival of Cluster Galaxies' Coronae Part I: The Effectiveness of Isotropic Thermal Conduction Including Saturation
模拟了星系团内热星际介质气体在冲压压力和热传导作用下的演化过程。在ICM的密度和温度下，ICM电子的平均自由程与星系的大小相当，因此电子可以有效地将热量从热的ICM传递到较冷的ISM。在我们的模拟中，星系团由暗物质晕和热气日冕组成，被嵌入一个类似于ICM的“风洞”中。在本文中，我们假设热传导是各向同性的，并包括饱和的影响。我们发现，当热量从ICM传递到ISM时，较冷的较致密的ISM膨胀并蒸发。这个过程明显快于气体损失由于冲压压力剥离;对于我们的标准模型星系的蒸发时间是$160$百万年，而冲压压力剥离时标是$2.5$陀螺。热传导也抑制剪切不稳定性的形成，并且没有剥离的ISM尾部，因为ISM在尾部形成之前蒸发。因此，在星系群和星系团环境中观测长寿命的X射线发射日冕和冲压压力剥离的X射线尾，需要通过一些额外的物理过程抑制或抵消热传导。最有可能的过程是由于ISM和ICM中的磁场引起的各向异性热传导，我们将在本系列的下一篇文章中对此进行模拟和研究。
2017-05-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
Jellyfish Galaxies in Magnetic Fields: Insights from Numerical Simulations
本文通过辐射磁流体动力学模拟研究磁场在水母星系形成中的作用，发现磁化星系团内介质会增强气体剥离并改变尾迹恒星形成分布，而磁化星际介质影响较小。
2025-07-03 astro-ph.GA
MUSE sneaks a peek at extreme ram-pressure events - III. Tomography of UGC 6697, a massive galaxy falling into Abell 1367
本文介绍了对UGC 6697的MUSE观测结果，UGC 6697是一个巨大的（M星10^{10} Msol）螺旋星系，它正在落入附近的Abell 1367星系团。在其高速通过团内介质（ICM）的过程中，与ICM的流体动力学相互作用产生了一个约100 kpc的电离气体尾部，我们用5个MUSE指向星系60 kpc的马赛克来绘制。CGCG 97087 N是一个位于UGC 6697投影中几角分的小伴星，它也受到了星系团ICM的流体动力作用。沿着整个尾部范围，我们检测到弥漫性H $α$发射，以及较小程度的H $β$、[OIII] $\lambda5007$和[OI] $\lambda6300$。通过比较两个星系的气体和恒星的运动学和分布（由CaII三重态跟踪），我们分离的电离气体，由H $α$线跟踪，在一个组件仍然绑定到星系和一个组件，被剥离。我们发现“机载”分量显示出低速色散和线比，与热星的光电离一致。汽提气体更加湍流，速度分散度高达> 100 km/s}，并受到冲击激发，如高的[OI]/H $α$和[NII]/H $α$比值所示。在UGC 6697的尾部，我们发现了许多明亮的致密结，其线比率是HII区域的典型特征。这些分布在仅有的保留低速弥散（< 35 km/s）的汽提气流中。尽管处于剥离气体中，它们的物理性质与银河系盘中的正常HII区域没有区别。我们发现了两个星系之间过去快速相遇的证据…
2017-07-19 astro-ph.GA
GASP XXIX -- Unwinding the arms of spiral galaxies via ram-pressure stripping
我们提出了第一个研究的影响，冲压压力“解开”星系团的螺旋臂。我们研究了11个冲压压力剥离星系GASP（GAs剥离现象的星系），其中，除了更常见的观察到的“水母”功能，脱落的材料也似乎保留了原来的结构的螺旋臂。排除了来自邻居的引力影响，我们将样本与未受干扰的螺旋星系和模拟剥离星系的对照组进行比较。我们首先确认了解旋的性质，发现螺旋臂的螺距角径向增加，在10个剥离星系，也模拟了正面和边缘上的剥离星系。我们在未缠绕的部分中只发现了年轻的恒星，而盘中的老年恒星则保持不受干扰。我们比较的形态学和运动学与模拟冲压压力剥离星系，考虑到相对于集群内介质的估计倾斜度，并发现在边缘剥离，解旋可以发生由于差冲压压力所造成的光盘旋转，导致剥离的材料缓慢和“堆积”。在面对面的情况下，从外缘移走的气体落在更高的轨道上，看起来像是“解绕”。这种模式在剥离过程中相当短暂（<0.5Gyr），发生在第一次下沉期间，最终被ICM风吹到水母星系的尾部。通过比较模拟与观察到的样本，我们发现一个组合的正面和边缘上的“解旋”效应很可能发生在我们的星系，因为他们经历剥离与不同的倾斜度相对于ICM。
2020-10-19 astro-ph.GA
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
Dual Effects of Ram Pressure on Star Formation in Multi-phase Disk Galaxies with Strong Stellar Feedback
我们研究了由于团内介质（ICM）对恒星形成盘星系的冲压压力剥离的影响，该星系具有由强恒星反馈维持的多相星际介质（ISM）。我们进行了辐射流体动力学模拟的孤立盘星系嵌入在10^11 Msun的暗物质晕与各种ICM风模仿集群外围（中等）和中央环境（强）。我们发现，恒星形成淬火和触发发生在冲压压力剥离星系，这取决于风的强度。HI和H $_2$在银河系外盘显着剥离中的存在下，中等风，而湍流压力提供支持，对冲压压力的中心区域，恒星形成活跃。中等的ICM风会促进气体坍缩，当风朝向正面时，恒星形成率会增加约40%;当风朝向侧面时，恒星形成率会增加约80%。相反，强风会迅速吹走星系中的中性气体和分子氢气体，在2亿年内将恒星形成率抑制两倍。在面外区域很容易识别出NH> 10 Msun pc^-2的致密气体团，但在这样的团中没有发现明显的年轻恒星星族。在我们试图通过采用T=10^6K的较冷ICM来增强辐射冷却的过程中，即使新冷却的气体数量增加了一个数量级，也只会在尾区形成少数额外的恒星。
2020-10-21 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
Free-floating molecular clumps and gas mixing: hydrodynamic aftermaths of the intracluster$-$interstellar medium interaction
富含气体的星系与星系团的团内介质（ICM）的相互作用对星系团的演化有显著的影响，主要是由于与此过程相关的气体损失。在这项工作中，我们使用一个理想化的，高分辨率的模拟室女座状的集群，运行与RAMSES和动力学再现的变焦宇宙学模拟，调查的相互作用的星系与ICM坠落。我们发现，冲压压力剥离星系的尾巴产生的人口多达一百多块的分子气体潜伏在集群。这些团块的数量随着时间的推移而变化很大--它们最好是在一个大星系穿过星系团时产生的（M $_{200c} > 10^{12}$ M $_\odot$），它们的寿命（$\lesssim 300$ Myr）与星系团的年龄相比很小。我们计算了与发生在这些星系团内的恒星形成相关的团内光度，发现在所有星系尾中形成的恒星对团内光的贡献无关。令人惊讶的是，在我们的模拟中，我们还发现ICM气体显着改变了星系气体盘的组成：在穿过星系团一次后，通常仍在这些盘中的冷气体的20%来自ICM。
2018-07-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Turbulence in the Tail of a Jellyfish Galaxy
本文利用高分辨率观测研究水母星系ESO 137-001多相尾部的湍流运动学，发现KH不稳定性驱动的湍流在约30 kpc处饱和并主导尾部，且热等离子体黏度须被抑制到Spitzer水平的0.01%以下。
2023-03-27 astro-ph.GA
Dust stripping in cluster galaxies: a PRIMA perspective
本研究分析PRIMA任务的两台观测仪器如何用于观测星系团冲压剥离尾迹的尘埃组分，以推导气体与尘埃的物理参数，约束流体动力学模拟，最终探究冷剥离物质的演化与恒星形成条件。
2025-09-02 astro-ph.GA
Deep Chandra observations of NGC 1404: cluster plasma physics revealed by an infalling early-type galaxy
团内介质（ICM）作为一种磁化和高度电离的流体，为研究地球上尚无法实现的极端条件下的等离子体物理提供了理想的实验室。NGC 1404是一个明亮的椭圆星系，当它穿过天炉座星系团的ICM时，正在被气体剥离。我们利用NGC 1404的{ \sl Chandra} X射线新观测资料研究ICM微物理。NGC 1404的星际介质（ISM）的特征是有一个尖锐的前缘，距离星系中心8 kpc，和一个短的下游气体尾部。由于NGC 1404的邻近性、{ \sl Chandra}的极好的空间分辨率和非常深（670 ksec）的曝光的组合，接触不连续性在前所未有的空间尺度（$0\farcs5=45$ \，pc）上被解决。在前缘，我们观察到了由Kelvin-Helmholtz不稳定性产生的亚kpc尺度的涡旋，并对热团簇等离子体的各向同性粘滞系数提出了5%的Spitzer上限.我们还观察到在下游剥离的尾巴，这提供了一个低粘度等离子体的进一步证据，热的星系团气体和较冷的星系气体之间的混合。假设ICM中的有序磁场应小于5\，$μ$ G，以允许KHI的发展。刚好在接触边缘外部缺乏明显的磁性覆盖层与这样的上限一致。
2016-12-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
ViCTORIA project: MeerKAT HI observations of the ram pressure stripped galaxy NGC 4523
研究利用MeerKAT 21 cm HI先导观测发现NGC 4523的低柱密度剥离气体尾，并结合流体动力学模拟与Hα等多波段数据，判断其正首次落入室女星系团且尾内已有年轻HII区形成。
2023-06-22 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
Clump formation in ram-pressure stripped galaxies: evidence from mass function
本研究基于 GASP 巡天数据对 6 个经历冲压压力剥离的星系团星系进行恒星团块质量函数建模，发现剥离尾部和盘外区域的团块质量函数斜率显著陡于主序星系，表明 ICM 与 ISM 相互作用引发的高湍流环境抑制了超大质量团块的形成。
2025-02-21 astro-ph.GA
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: 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
Comparing the interstellar and circumgalactic origin of gas in the tails of jellyfish galaxies
本文利用arepo磁流体风洞模拟追踪气体流动，发现水母星系尾部大部分气体起源于环星系介质而非星际介质，揭示了CGM在尾部形成中的关键作用。
2024-09-27 astro-ph.GA
Exploring the AGN-ram pressure stripping connection in local clusters
团内介质的冲压压力剥离是影响星系团性质的一个重要机制。最近一项基于小样本的研究发现，许多显示出强烈冲压压力剥离特征的星系也拥有活动星系核，这表明这两种现象之间可能存在相关性。这一结果尚未得到后续研究的证实。在以前的研究结果的基础上，在这里，我们结合MUSE观测GASP计划和文献的一般调查进行了鲁棒性测量AGN部分在集群的冲压压力剥离星系使用BPT发射线图。考虑一个115个恒星质量为$\geq 10^9 \, M_{\odot}$的冲压压力剥离星系的样本，我们发现了一个$\sim27\%$的活动星系核部分。这一比例强烈地依赖于恒星质量：当只考虑质量为$M_* \geq 10^{10} \, M_{\odot}$的冲压压力剥离星系时，它上升到51%。然后，我们调查活动星系核的发病率是否超过冲压压力剥离的星系相比，非剥离的星系，作为比较，使用的调查MaNGA观察到的非星系团星系的样本。考虑到质量匹配的样品，我们发现，活动星系核活动的发生率显着较高（在置信水平$>99.95\%$）时，冲压压力剥离是对的行为，支持的假设活动星系核冲压压力连接。
2021-11-16 astro-ph.GA
What goes around comes around: the fate of stars in stripped tails of gas
本研究通过高分辨率风洞模拟考察两个大质量星系冲压剥离尾流中的原位恒星形成，揭示恒星回落、金属丰度与速度梯度及其对星系团内光和紫外盘宽的有限影响。
2025-04-15 astro-ph.GA
The Effect of Ram-Pressure Stripping on Dwarf Galaxies
University of Vienna（维也纳大学）；Aix Marseille Universitæ, CNRS, LAM (Laboratoire diAstrophysique de Marseille)（艾克斯-马赛大学，法国国家科学研究中心，马赛天体物理实验室）
本研究通过数值模拟探究冲压对矮星系星际气体与恒星形成的影响，发现冲压可根据环境与星系质量抑制或触发恒星形成，甚至能在剥离气体中形成星团，解释了早型矮星系的多样内部结构。
2020-03-21 astro-ph.GA
The long X-ray tail in Zwicky 8338
星系团中热电离气体（ICM）与星系团成员之间的相互作用过程对于理解星系团的动力学、化学富集过程和流体静力学质量估计的有效性具有重要意义。最近，一些X射线尾被发现与气体有关，这些气体被部分地剥离了星系。在这里，我们报告的X射线尾巴在3千电子伏的星系团兹威基8338，这可能是有史以来最长的观察。我们得出的星系团环境的属性，并给出提示的子结构存在于这个X射线尾巴，这是非常有可能与星系CGCG 254 -021。X射线尾部异常明亮（$2\times10^{42}$ erg/s），热辐射温度为0.8 keV，X射线发光气体可能完全从星系中剥离。根据对3D几何形状的假设，我们估计气体质量分数（< 0.1%），并得出气体已被压缩和/或加热的结论。
2015-10-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
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
Tracing the kinematics of the whole ram pressure stripped tails in ESO 137-001
本文利用MUSE拼接观测研究ESO 137-001冲压剥离尾迹中电离气体与恒星的运动学，揭示速度梯度衰减、速度弥散增加及电离与分子气体共动混合等特征，为RPS模拟提供关键约束。
2023-04-03 astro-ph.GA
Characterising the turbulent multiphase halos with periodic box simulations
团内介质（ICM）中的湍流是由活动星系核（AGN）喷流、并合和下落星系尾流驱动的。它不仅支配着气体运动，而且在ICM热力学中起着关键作用。湍流可以通过产生密度波动来帮助产生热不稳定性，并将热相和冷相混合在一起以产生具有短冷却时间的中间温度气体（$10^4$-$10^7$ $\mathrm{K}$）。我们进行高分辨率（$384^3$ - $768^3$分辨率元素）理想化模拟的多相ICM和研究湍流强度的影响，其特征在于$f_{\mathrm{turb}}$（$0.001$- $1.0$），湍流强迫功率的净辐射冷却率的比率。我们分析了密度和温度分布，气体扰动的幅度和性质，以及跨温度阶段的过渡概率。我们还研究了质量和体积加权的热加热和弱ICM磁场的影响。对于低$f_{\mathrm{turb}}$，气体在热相和冷相之间的分布是双峰的。随着$f_{\mathrm{turb}}$的增加，不同相之间的混合变得更有效，产生更大量的中温气体。强湍流（$f_{\mathrm{turb}}\geq0.5$）产生更大的密度波动和更快的冷却。均方根对数压力波动与马赫数$σ_{\ln{\bar{P}}}^2\approx\ln(1+b^2γ^2\mathcal{M}^4)$的比例关系不受热不稳定性的影响，与水湍流相同。相比之下，由$σ_s^2$表征的密度波动大得多，尤其是对于$\mathcal{M}\less…
2021-12-09 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.flu-dyn
The molecular gas of four ram pressure stripped galaxies in the core of the Hydra I cluster
Instituto de Astrofísica de Andalucía (CSIC)（安达卢西亚天体物理研究所）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；ASTRON, the Netherlands Institute for Radio Astronomy（荷兰射电天文研究所）；University of Cape Town（开普敦大学）；South African Astronomical Observatory（南非天文台）；Universidad Técnica Federico Santa María（弗雷德里科·圣玛丽亚技术大学）；Millennium Nucleus for Galaxies (MINGAL)（银河系千年核）；Jodrell Bank Centre for Astrophysics, School of Physics and Astronomy, University of Manchester（曼彻斯特大学物理与天文学院乔德雷克银行天体物理学中心）；United Kingdom SKAO Regional Centre (UKSRC)（英国SKAO区域中心）；Finnish Centre for Astronomy with ESO, (FINCA)（芬兰ESO天文中心）
本研究利用ALMA和MeerKAT观测长蛇座I星系团核心四个冲压剥离星系的CO和HI，发现CO盘不对称且无剥离CO，表明RPS在剥离CO之前已影响其储库，并揭示了不同演化阶段。
2026-09-23 astro-ph.GA
Stripping of the Hot Gas Halos in Member Galaxies of Abell 1795
以附近的Abell 1795星系团为实验平台，研究星系团中的热气体是否被团内介质（ICM）的冲压压力剥离。阿贝尔1795星系内部和周围的X射线辐射可能主要由ICM、低质量X射线双星、活动星系核和热气晕所控制。为了限制这些组成部分，我们使用档案钱德拉X射线天文台和斯隆数字巡天（SDSS）的观测阿贝尔1795年和确定58个大质量（M_star>10^10 M_sun）光谱星团成员在钱德拉光轴的5弧分。为每个簇成员创建0.5- 1.5keV和4-8 keV的X射线图像，然后将其堆叠到两个簇中心半径箱中：内部（0.25<R/R_500<1）和外部（1<R/R_500<2.5）。内部和外部集群成员的表面亮度配置文件，以产生模型参数和测量的0.5-1.5 keV的亮度的每个模型组件使用马尔可夫链蒙特卡罗采样拟合。利用有效的总钱德拉曝光时间为3.4和1.7毫秒的内部和外部集群成员，分别，我们报告的检测热气体晕，在统计意义上说，外部集群成员。外围成员的热晕光度为0.5-1.5 keV（L_X = 8.1（-3.5/+5 x10 ^39 erg/s），比内部成员的上限（L_X < 1.3x10^39 erg/s）大6倍。这一结果表明，当Abell 1795成员落入星团时，ICM正在从它们的晕中移除热气。
2018-09-20 astro-ph.GA
Quantifying the unwinding due to ram pressure stripping in simulated galaxies
本文通过模拟侧向穿过星系团内介质的富气旋涡星系，利用傅里叶分解量化冲压剥离引起的气体和恒星旋臂展开不对称性，发现气体不对称更显著且旋臂延伸更远，为观测分类提供依据。
2025-07-03 astro-ph.GA
Dynamics and stability of magnetized AGN-blown bubbles in clusters of galaxies
Purdue University（普渡大学）
研究通过MHD模拟探讨磁化射流吹出气泡在星系团内介质中的动力学与稳定性，发现气泡在磁化作用下能长期保持稳定，并通过亚声速上升时的能量耗散机制解释了星系团腔体的长期稳定性。
2026-04-01 astro-ph.GA
Observing ram pressure at work in intermediate redshift clusters with MUSE: the case of Abell 2744and Abell 370
冲压压力剥离已被证明是有效的塑造星系的性质在稠密的环境中在低红移。MUSE观测遥远（z $\sim 0.3-0.5$）星系团样本的可用性允许在显着的回望时间搜索受此现象影响的星系。本文描述了我们如何利用MUSE摄谱仪在两个中等红移（z $\sim$ 0.3-0.4）星系团A2744和A370的中心区域发现和表征13个冲压压力剥离星系。对发射线特性和恒星特征进行了分析，以推断存在这种只剥离气体的机制，这种机制产生了壮观的电离气体尾（H $_α$），甚至更令人惊讶的[OII]（3727，3729）离开主星系体。这两个星系团的内部区域揭示了这些星系在蓝色恒星形成的星系团成员中的优势，这表明冲压压力剥离在中等红移比今天的宇宙更有效。有趣的是，在剥离的尾巴中解析的[OII]/H $_α$线比与这些星系的盘相比特别高（与正常的低z星系相当），这表明较低的气体密度和/或与周围热的ICM相互作用。
2021-11-08 astro-ph.GA
GASP XXXIX: MeerKAT hunts Jellyfish in A2626
我们提出了六个水母候选星系（JFCGs）的星系团，A2626的MeerKAT HI观测。在B波段图像上被识别为JFCG的6个星系中，有两个被确认为水母星系（JFG）。这两个JFG都具有低HI含量，位于星团核心，并以非常高的速度移动（$\sim$ 3 $σ_{cl}$）。其他JFCGs，确定为非水母星系，HI丰富，HI形态揭示翘曲，不对称，和可能的潮汐相互作用。无论是A2626 JFG和其他三个确认的JFG从GASP样本显示，这些星系是HI剥离，但尚未淬火。我们在JW 100中检测到相似程度（$\sim$ 50 kpc）的HI、Ha和CO尾。比较多相速度通道，我们没有检测到任何HI或CO排放在北部的尾部，其中Halpha排放存在，可能是由于剥离的气体和ICM之间的长期相互作用。我们还观察到HI和CO之间的反相关性，这暗示了HI在尾部南部有效地转化为H2。我们发现RPS和HI-到-H2转换是原子气体的重要耗尽通道。HI到H2的转化在椎间盘中比在尾部中更有效。
2022-08-27 astro-ph.GA
Warm-hot Gas in X-ray Bright Galaxy Clusters and the H I-deficient Circumgalactic Medium in Dense Environments
利用背景类星体光谱（HST-COS/STIS）、星系团光谱（MMT/Hectospec和SDSS）和X射线成像/光谱（XMM-Newton和Chandra），对7个X射线探测到的星系团中的团内介质（ICM）和环星系介质（CGM）进行了分析。首先，我们报道了这些星系团CGM中H I吸收的覆盖率非常低，f_c = 25%+25%/-15%，达到严格的检测极限（log N（H I）< 13 cm^-2）。由于场星系在相似半径下的H I覆盖率约为100%，我们的数据中CGM H I的缺乏表明，星系团环境已经有效地剥离或过度电离了这些星系团星系的气体晕。其次，我们评估了温暖的热（10^5 - 10^6 K）气体的贡献ICM跟踪O VI和广泛的Ly-alpha（BLA）吸收。尽管我们的数据信噪比很高，但我们没有在任何星系团中检测到O VI，并且我们只在探测一个星系团的类星体光谱中检测到BLA特征。我们估计，沿着这条视线的温热气体的总柱密度总计约为T > 10 ^7 K的热X射线发射相中所含柱密度的3%。这些特征以高的相对速度存在，可能会追踪到星团外的震前物质。比较低密度“场”、星系团和高密度星系团的气态星系晕，我们发现，随着环境密度的增加，CGM的H I逐渐耗尽，并且CGM在星系团中的转化最为严重。这种CGM转变可能在环境星系淬灭中发挥关键作用。
2017-12-12 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
ASKAP reveals the radio tail structure of the Corkscrew Galaxy shaped by its passage through the Abell 3627 cluster
本文利用ASKAP射电数据发现开瓶器星系长螺旋射电尾末端存在弧形丝状结构和局部气泡，可能是星系与星系团激波正面撞击形成的首个观测到的原瓣，并揭示了ICM相互作用对尾准直和丝状化的作用。
2024-05-07 astro-ph.GA
A Virgo Environmental Survey Tracing Ionised Gas Emission (VESTIGE). XIX. The discovery of a spectacular 230 kpc Halpha tail following NGC 4569 in the Virgo cluster
University of Alabama in Huntsville（亨茨维尔阿拉巴马大学）；Canada-France-Hawaii Telescope（加拿大-法国-夏威夷望远镜）；INAF - Osservatorio Astronomico di Cagliari（意大利国家天体物理研究所-卡利亚里天文台）；Guizhou Normal University（贵州师范大学）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；INAF-Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所-布雷拉天文台）；Zhejiang Laboratory（浙江实验室）；University of Vienna（维也纳大学）；SISSA – International School for Advanced Studies（国际高等研究院）；Laboratoire d'Astrophysique de Bordeaux, Univ. Bordeaux, CNRS（波尔多天体物理实验室，波尔多大学，法国国家科学研究中心）；National Research Council of Canada, Herzberg Astronomy and Astrophysics（加拿大国家研究委员会，赫茨伯格天文学与天体物理学研究所）
研究发现室女星系团中NGC 4569后方230kpc的Hα尾，揭示剥离ISM的减速过程及星系团内光学云的发现潜力。
2025-12-04 astro-ph.GA
Constraining the three-dimensional orbits of galaxies under ram pressure stripping with convolutional neural networks
盘状星系气体的冲压压力剥离（RPS）一直被认为在星系团和星系团的演化中起着至关重要的作用。对于给定的团内介质密度和盘星系的速度，RPS可以由两个角度（θ和φ）控制，这两个角度定义了星系在主星系团内的三维运动方向矢量和星系的自旋矢量之间的角度关系。在这里，我们提出了一种新的方法，其中卷积神经网络（CNN）被用来限制在RPS下的盘星系的theta和phi。我们首先通过使用~10^5幅来自具有不同θ和φ的众多RPS模型的星系气体分布的合成图像来训练CNN。然后，我们将训练好的CNN应用于新的测试RPS模型，以预测theta和phi。正确的和预测的θ和$ϕ$之间的相似性通过余弦相似性（cos-Theta）来测量，其中cos-Theta =1是完全准确的预测。我们发现，测试模型之间的平均cos-Theta为~0.95，这意味着通过将CNN应用于其气体的空间分布，可以很好地约束theta和phi。这一结果表明，如果ICM处于流体静力平衡状态（因此不运动），则盘星系在其宿主星系团内的3D轨道可以受到RPS剥离的气体空间分布的限制。我们讨论了该方法的应用，HI调查，如WALLABY和SKA项目。
2018-11-12 astro-ph.GA astro-ph.IM
The effect of ram pressure on the molecular gas of galaxies: three case studies in the Virgo cluster
本文介绍了利用亚毫米波阵列获得的三个室女座涡旋星系NGC 4330、NGC 4402和NGC 4522的~（12）CO（2-1）数据。这三个星系显示出明确的证据，冲压压力剥离由于集群介质中发现在以前的HI成像研究。利用高分辨率的CO数据，我们研究了星系团内的分子气体盘的性质如何变化，而星系正在经历HI剥离。在给定的灵敏度极限下，我们没有发现任何明显的分子气提迹象。然而，它的形态学和运动学似乎是相当混乱的HI。分子气体和原子气体中存在的形态特征彼此密切相关，这表明分子气体即使没有被剥离也会受到强ICM压力的影响。研究发现，这些星系上游侧的CO适度增强，这可能会改变盘中局部恒星形成活动。事实上，H $α$发射的分布，最近的恒星形成的示踪剂，以及符合的分子气体，揭示增强附近的本地CO峰值或沿CO压缩。FUV和H $α$有一些共同的性质，但在三个星系中FUV总是比CO/H $α$更伸展，这意味着恒星形成盘随着分子气体性质的改变而迅速收缩。我们讨论了ICM压力如何影响致密的分子气体，因此恒星形成的性质，而弥漫的原子气体正在从星系中删除。
2017-01-10 astro-ph.GA
Ram Pressure Stripping Made Easy: An Analytical Approach
用纯运动学的方法描述了星系在冲压压力下剥离气体的过程。该解决方案有两个渐近限制：如果冲压压力脉冲的持续时间超过垂直于银河平面的垂直振荡周期，常用的Gunn & Gott准静态标准，它使用的最大冲压压力，星系沿其轨道经历。对于较短的脉冲，结果取决于时间积分的柱塞压力。这个参数对完全描述了从给定星系剥离的气体质量分数。这种方法密切再现SPH模拟的结果。我们发现，典型的星系遵循一个非常紧密的关系，在这个参数空间对应的压力脉冲长度约3亿年。因此，Gunn & Gott判据为较大星系团中的星系提供了一个很好的描述。应用分析描述的样本232室女座星系的金矿数据库，我们表明，ICM确实提供了所需的冲压压力来解释的不足之处。我们还可以区分当前和过去的剥离器，包括剥离状态未知的对象。
2018-06-15 astro-ph.GA
Bubble-driven Gas Uplift in Galaxy Clusters and its Velocity Features
相对论性等离子体的浮力气泡是星系团中活动星系核反馈、搅动和加热团内介质（ICM）的关键。观察表明，这些上升的气泡保持其完整性和尖锐的边缘比流体动力学模拟预测的时间长得多。在这项研究中，我们假设气泡可以被建模为刚体，并证明完整的气泡及其与周围ICM的长期相互作用在塑造气体运动学，形成薄的气体结构（例如，H $α$细丝），并在簇芯中产生内波。我们发现，发达的漩涡形成后，一个积极上升的气泡，这是这些漩涡，而不是达尔文漂移，是负责大部分的气体质量隆起。由于大气层的强烈密度分层，涡旋沿着气泡的运动方向逐渐拉长，最终脱离气泡，迅速演变成高速喷流，向星团中心传播。这张照片很自然地解释了英仙座星系团中长而直的马蹄形H $α$细丝的存在，气体的向内和向外运动，以及Hitomi观察到的西北气泡附近的X射线加权气体速度分布。我们的模型再现了所观察到的H $α$速度结构函数的细丝，提供了一个简单的解释，其陡峭的缩放和归一化：层流气体流动和大涡驱动的完整的气泡，而不是空间均匀的小尺度湍流细丝内，足以产生一个结构函数与观察一致。
2022-09-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
Spectacular tails of ionised gas in the Virgo cluster galaxy NGC 4569
我们在CFHT上使用MegaCam获得了NGC 4569的深窄带Halpha+[NII]宽视场图像，NGC 4569是室女星系团中最明亮的晚型星系。这张图像揭示了弥漫电离气体的长尾的存在，没有任何相关的恒星成分，从星系盘延伸到约80 kpc（投影距离），典型的表面亮度为几个10^-18 erg s-1 cm-2 arcsec-2。这些特征提供了NGC 4569正在经历冲压压力剥离事件的直接证据。图像还显示了与原子核相关的电离气体的突出的8 kpc的突起，光谱数据将其确定为流出。在对气体的三维分布进行一些假设的情况下，我们使用这些扩展的低表面亮度特征的Halpha表面亮度来推导星系与ICM相互作用期间剥离的气体的密度和质量。与特设的化学分光光度模型的星系演化的比较表明，在尾部的Halpha发射气体的质量是可比的冷相剥离的光盘，这表明在剥离过程中的气体电离的尾巴。缺乏恒星形成区域表明，光电离以外的机制是负责气体的激发（冲击，热传导，磁流体动力学波）。这一分析表明，冲压压力剥离是有效的大质量（M_star ~ 10^10.5 Mo）星系位于中等质量（~ 10^14 Mo）星系团正在形成。它还表明，由核流出物排出的气体质量比在冲压压力剥离事件期间移除的气体质量约1%。所有这些结果表明，冲压压力剥离，而不是饥饿通过核反馈，可以是主要的机制，负责淬火的恒星形成活动的星系在高密度环境。
2016-01-21 astro-ph.GA
The mode of gas accretion onto star-forming galaxies
有人认为，像我们这样的星系通过将气体从广泛的日冕转移到恒星形成盘来维持恒星的形成。这种转移受到银河喷泉的影响--从飞机上喷射到飞机上方千秒差距高度的冷云。开尔文-亥姆霍兹不稳定性从这些云中剥离气体。如果日冕的压力和金属含量足够高，剥离的气体会导致类似质量的日冕气体在云的尾流中凝结。云-日冕相互作用的流体动力学模拟。这些证实了存在一个临界消融率，在此之上日冕被凝聚，并意味着，对于银河系日冕的可能参数，该速率接近云的实际消融率。在外部星系中，单个云后面的HI尾迹将无法检测到，尽管所有这些尾迹的综合发射应该是显着的。构成银河系喷泉的云的部分痕迹应该是可观测的，并且可以解释对单个高速云的21厘米观测和银河系HI发射的调查中的特征。考虑到已知的下降，在可用的冷下降与宇宙时间和晕质量的增加，提出的机制提供了一个有希望的解释之间的蓝色云的红色序列的颜色-光度平面的星系的分工。
2010-01-14 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
GASP XXXVII: The Most Extreme Jellyfish Galaxies Compared to Other Disk Galaxies in Clusters, an HI Study
我们提出的VLA HI成像调查的结果，旨在了解为什么一些星系开发长的面外H $α$尾巴，成为极端的水母星系。观测集中在五个极端的水母星系，光学选择的WINGS和OmegaWINGS调查，并确认有长H $α$尾巴通过MUSE观测。每个星系都位于不同的星系团中。在观测中，在视场（40'x40'）和观测带宽（6500 km/s $^{-1}$）内共有88个其他螺旋星系。我们检测到这88个螺旋中的13个，加上一个未编目的螺旋，HI质量范围从1到7 $\times$ 10 ${^9}$ M $_{\odot}$。许多这些检测扩展HI磁盘，两个显示冲压压力剥离的直接证据，而其他可能受潮汐力和/或冲压压力剥离。我们将75个未探测到的螺旋星系叠加起来，发现它们的平均HI质量为1.9 $\times$ 10 $^{8}$ M $_{\odot}$，这意味着它们的平均恒星质量非常缺乏HI。比较极端水母星系和其他盘状星系，我们发现它们比几乎所有盘状星系都有更大的恒星质量，比所有HI探测到的星系都有更小的离星系团中心的投影距离，比所有HI探测到的星系和大多数未探测到的星系都有更高的相对速度。我们的结论是，高恒星质量允许极端的水母星系在被剥离之前深深地落入星系团，周围的ICM压力产生了它们壮观的恒星形成尾巴。
2022-01-03 astro-ph.GA
Exploring the physics of ram pressure stripping with radio continuum observations in the SKA era
University of Waterloo（滑铁卢大学）；ASTRON, Netherlands Institute for Radio Astronomy（荷兰射电天文研究所）；University of Hamburg（汉堡大学）；Leiden University（莱顿大学）；Academy of Sciences（科学院）
本文探讨利用SKA射电望远镜的连续谱观测研究星系团中卫星星系因冲压剥离（RPS）导致的恒星形成淬灭，重点介绍SKA-Low和SKA-Mid在扩展观测范围、探测高红移RPS射电尾及极化结构方面的能力。
2026-06-25 astro-ph.GA
