Tidal evolution of galaxies in the most massive cluster of IllustrisTNG-100
我们研究星系的潮汐演化在最大质量的星系团的IllustrisTNG-100模拟。为了这项工作的目的，我们选择了112个目前恒星质量最大的星系，并及时跟踪它们的性质。利用它们的轨道历史，我们将样本分为未进化（下降），弱进化（一个近心点通道）和强进化（多个近心点）。这些样本被星系团在其整个演化过程中所经历的综合潮汐力的值清楚地分开，它们的性质强烈地依赖于这个量。由于潮汐剥离，弱演化样本的星系损失了10%至80%的暗物质和不到10%的恒星，而那些在强烈演化的样本中的星系超过70%的暗物质和10%至55%的恒星质量，并且显着较少甚至不占主导地位的暗物质。虽然33%的下落星系不含任何气体，但这一比例在弱演化的样本中增加到67%，在强演化的样本中增加到100%。强烈演化的星系更早更快地失去它们的气体（在2-6 Gyr内），但这个过程从第一个近心通道开始可能需要4 Gyr。这些星系更红，更富含金属，当红移z=0.5时，星系团中的星系群主要是红色的。由于潮汐搅动，星系的形态从扁球形演化为长球形，自转减弱，模拟星系团再现了星系的形态-密度关系。强烈演化的样本包含至少六个令人信服的潮汐诱导酒吧和六个星系，他们的酒吧与集群的相互作用增强的例子。
2020-06-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Alignments of dark matter halos with large-scale tidal fields: mass and redshift dependence
利用直接由暗物质晕分布估算的大尺度潮汐场，研究了暗物质晕的形状和自旋矢量与宇宙网的关系。晕的长轴、中轴和短轴与相应的潮汐轴一致，晕的自旋轴倾向于平行于中轴而垂直于潮汐场的长轴。这些排列的强度通常随晕质量和红移而增加，但依赖性仅通过峰高ν。配向强度与ν值的标度关系表明，当晕圈所在的结构仍处于准线性状态时，配向强度大致保持不变，但随着非线性演化变得更加重要，配向强度减小。我们还计算了投影中的对齐，以便我们的结果可以直接与观测结果进行比较。最后，我们调查的潮汐张量在大尺度上的路线，并使用的结果来了解在不同的距离分开的晕对的路线。我们的研究结果表明，潮汐场的相干结构是在数值模拟和观测中看到的晕和星系排列的根本原因。
2016-05-03 astro-ph.CO
A New Perspective on the Large-Scale Tidal Effect on the Galaxy Luminosity and Morphology
我们研究了由$r$带绝对星等决定的星系环境的平均潮汐相干性随内禀光度的变化。银河系环境的潮汐相干性被估计为两个次要特征向量之间的角度的余弦的潮汐场平滑在$2$和$30\,h^{-1}$ Mpc的尺度上集中在每个本地星系从斯隆数字天空数据发布10。创建四个亮度选定的样本的斯隆星系，我们控制它们具有相同的密度分布，以抵消本地密度的主导作用。结果发现，包含更多的发光壁星系和场星系的样本产生较低的平均值的潮汐相干性，这一趋势是强大的对平滑尺度的变化。在固定形态下，晚型螺旋星系和透镜状星系在场和壁环境中也有相同的趋势。早型螺旋场星系对潮汐相干性没有明显的依赖性，而最亮和最亮的椭圆壁星系都位于潮汐相干性最高的区域。
2018-09-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Origin Of Tidal Structures In Modified Gravity
质量缺失的问题还没有得到决定性的解决。观测表明，如果引力是要修改的，那么MOND理论是它在星系尺度上的最佳近似。MOND建议在低加速度的极限下调整物理定律。通过对MOND和牛顿引力与暗物质的相互作用星系的比较模拟，揭示了两个主要的区别：1）MOND中的星系可以有近距离飞越而不会以合并结束，因为动力学摩擦较弱，2）MOND中的潮汐矮星系非常容易形成。当这是结合的事实，许多相互作用的星系在高红移观察，我们获得了一个新的角度对潮汐功能：它们往往是由非合并的遭遇和潮汐的潮汐矮星系的潮汐破坏。在这里，我们提出的结果，从我们的自洽MOND $N$体模拟的一个密切的飞越两个星系类似的银河系。事实证明，大多数传统上被分配给星系合并的结构类型都可以通过非合并相遇形成，包括潮汐臂，桥，流，壳，盘扭曲，厚盘，最有可能的是卫星盘。MOND在解释星系动力学方面的成功提示我们，这种潮汐结构的形成方式应该得到认真的考虑。
2019-08-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar populations in tidally stirred dwarf galaxies
使用N体模拟，我们研究的背景下，潮汐搅拌的矮球状（dSph）星系的形成在本地集团的矮星系中的单独的恒星星族的演化。矮星系最初由一个恒星盘和一个暗物质晕组成，它们被放置在银河系周围的七个不同轨道上。恒星被分为两个群体，在半光半径之内和之外，它们的位置被跟踪10 Gyr。我们发现，人口保持不同的密度分布，即使在这么长的时间尺度。外星族的一些恒星迁移到矮星的中心部分，形成一个扩展的核心，而内星族的恒星则在外部发展出一条尾巴。此外，外星系的人口被银河系的潮汐力剥离得更严重，在足够紧的轨道上，在所有半径上都可能成为次优势。我们的结论是潮汐搅拌模型是完全兼容的存在下，多个恒星星族的dSph星系。
2012-12-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Identification of old tidal dwarfs near early-type galaxies from deep imaging and HI observations
最近有人提出，位于本星系群卫星盘（DOS）中的矮球状星系可能是潮汐矮星系（TDGs），它们至少在5 Gyr前的一次大合并中诞生。TDG是否能活那么长时间仍然受到观测的限制。作为深光学和HI调查的一部分，CFHT MegaCam相机和Westerbork合成射电望远镜在ATLAS 3D项目中，以及后续的光谱观测与Gemini-North望远镜，我们发现了几个早期类型的星系周围的老TDG候选人。其中至少有一个的氧丰度接近太阳，正如潮汐起源所预期的那样。这个被证实的预富集天体位于巨大但表面亮度非常低的潮汐尾内，潮汐尾来自椭圆星系NGC 5557。根据其SED配件估计的4 Gyr年龄使其成为迄今为止发现的最古老的安全识别TDG。我们研究了TDG和位于同一碰撞碎片中的伴星的结构和气体特性，因此也很可能是潮汐起源。尽管有几个陀螺靠近它们的母星系，但它们仍然保持着大量的气体储备。它们的中心表面亮度较低，有效半径远大于相同质量的典型矮星系。这可能为我们提供了识别潮汐物体的标准，这些标准比传统的需要深光谱观测的标准更容易检查。鉴于上述情况，我们讨论了TDG的生存时间，并质疑了DoS的潮汐起源。
2014-03-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tidal Effects on the Spatial Structure of the Local Group
星系在本星系群中的空间分布是本星系群形成机制及其成员与外部大质量星系或星系群之间引力相互作用的足迹。最近，Pasetto & Chiosi（2007）基于当前的位置和距离数据，使用LG所有成员（不仅是MW和M31的卫星）的空间分布的3D几何描述，发现所有星系（MW，M31，它们的卫星，甚至最远的物体）都被限制在大约200 kpc厚的板内。研究外部星系或星系群如何通过引力影响（并最终改变）LG的平面结构（及其时间演化），他们发现外力平行于几何学确定的平面作用，并用最小作用量原理研究了这一点。在本文中，我们深入研究了外部星系或星系群对LG星系（特别是最遥远的矮星）的潮汐力在塑造它们的大尺度分布中所起的作用。这一想法基于众所周知的潮汐相互作用效应，根据这一效应，质点系不仅可以经历潮汐剥离，而且可以经历潮汐压缩，从而变得更平坦。除了与MW和M31紧密结合的矮星系外，相同的潮汐力可以解释其余矮星系的平面分布。我们分析恢复Pasetto & Chiosi（2007）的结果，并证明LG矮星系的平面分布与外力场是相容的。我们还强调了这一结果的物理原因。
2009-02-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chemical Abundances of Seven Irregular and Three Tidal Dwarf Galaxies in the M81 Group
我们已经推导出星云丰度属于M81集团，包括几个星系没有以前的文献报道的丰度10矮星系。对于每个星系，双子座天文台的GMOS-N观测到多个H \ii区域，以确定几种元素（氧，氮，硫，氖和氩）的丰度。对于七个星系，至少有一个H \ii区域检测到温度敏感的[OIII] $λ$ 4363线，允许“直接”确定氧丰度。在目标星系中没有检测到丰度梯度，观测到的氧丰度通常与众所周知的金属度-光度关系一致。然而，有三个候选的潮汐矮星系，UGC 5336，Garland和KDG 61，都与这种关系很不相符。这些系统的性质表明UGC 5336和加兰确实是最近形成的系统，而KDG 61很可能是一个矮球状星系，与M81潮汐碎片场位于同一视线上。我们提出，这些H \ii区域是由以前从附近大质量星系剥离的富集气体形成的（例如，NGC 3077和M81）在最近的潮汐相互作用。
2009-11-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The number of tidal dwarf satellite galaxies in dependence of bulge index
我们发现，在SDSS的星系动物园2中具有相似光度的螺旋星系中，隆起指数（定义为较大的隆起/盘比）与Kaviraj等人（2012）目录中的潮汐矮星系数量之间存在显着的相关性（高达5 sigma）。在标准的冷或暖暗物质宇宙学模型中，卫星星系的数量与暗物质宿主晕的圆周速度相关。在没有冷或热暗物质的广义引力模型中，这种相关性不存在，因为由于缺乏暗物质引起的动力学摩擦，宿主星系无法捕获下落的矮星系。然而，在这样的模型中，膨胀质量和卫星星系的数量之间预计存在相关性，因为膨胀和潮汐矮卫星星系在宿主星系之间的相遇中形成。这并不是暗物质模型所预测的，在暗物质模型中，凸起质量和卫星的数量是先验不相关的，因为更高的凸起/盘比并不意味着更高的暗/亮比。因此，我们的相关性再现了没有暗物质的情况下的预测，而一个解释是不容易找到的先验预测的标准场景与暗物质。需要进一步的研究来探索标准理论的某些应用是否可以解释这种相关性。
2015-11-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing the tidal alignment model of galaxy intrinsic alignment
弱引力透镜已成为研究大尺度结构和宇宙学参数的有力探针。精确的弱透镜测量需要了解星系椭圆率的内在排列，这反过来可以为星系形成的模型提供信息。据推测，椭圆星系与背景潮汐场对齐，这种对齐机制主导了宇宙尺度上的椭圆度之间的相关性（在没有透镜效应的情况下）。我们利用斯隆数字巡天最近的大尺度结构测量数据，用以下几个统计数据来检验这幅图像：（1）椭圆率和星系过密度之间的相关性，w_{g+} ;（2）内在排列自动关联函数;（3）无卷曲模式E和无发散模式B的关联函数（后者在线性潮汐排列理论中为零）;（4）排列关联函数，w_g（r_p，theta），一个最近发展的统计量，它将星系关联函数推广到解释星系分离矢量和椭圆主轴之间的角度。我们表明，最近的测量结果在很大程度上是一致的潮汐排列模型，并讨论依赖于星系光度。此外，我们表明，在线性阶的潮汐排列模型预测的角度依赖的w_g（r_p，θ）是简单的w_{g+} *cos（2* θ），这种依赖性是一致的，与最近的测量。我们还研究了如何随机非线性贡献星系椭圆影响这些统计。我们发现，在大于~10 h^-1 Mpc的尺度上，观测到的LRG椭圆率中有很大一部分可以用与潮汐场的对齐来解释。这些考虑与星系形成和演化有关。
2011-05-18 astro-ph.CO
Simulating the evolution of disc galaxies in a group environment. II. The influence of close-encounters between galaxies
我们研究了盘星系在群体环境下的全球潮汐场和星系之间的近距离接触的影响下的演化，使用受控的N体模拟孤立合并。我们发现，星系之间的近距离相遇是不太频繁，也不像原来预期的那样对盘星系造成损害，因为它们大多发生在星系群成员因潮汐剥离而失去了初始质量的很大一部分时。我们还发现，星系群成员主要通过改变盘星系共同的全球潮汐场来间接影响盘星系。不同的初始轨道参数的组成员介绍了一个显着的“分散”的一般属性的盘星系的演变，围绕一个“中位数”的演变，这是类似的，当只有全球潮汐场的影响被包括在内。近距离接触会使盘星系的性质具有高度的可变性，在某些情况下甚至会减缓它们的演化，并且可能会消除星系性质与星系群总质量之间的相关性。全球潮汐场和近距离接触的综合效应似乎在形成/增强中央恒星凸起方面效率低下。这意味着S 0星系的凸起应该主要由年轻恒星组成，这与最近的观测结果一致。
2014-06-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the origin of intrinsic alignment in cosmic shear measurements: an analytic argument
在弱透镜研究中，星系的内在排列可能是一个严重的误差来源。这个问题已被广泛研究的数值模拟和启发式模型，但没有一个明确的理论依据，其起源和幅度。特别是，它仍然不清楚是否内在的星系排列是由形成和吸积过程或瞬时潮汐场的影响，对他们的作用。我们调查这个问题，通过开发一个简单的模型的内在的椭圆星系的排列，瞬时潮汐场的基础上。利用星系的恒星分布函数，我们估计的内在的对齐信号，并发现，虽然它具有预期的依赖于潮汐场，它是太弱，以解释观测到的信号。这是对标准观点的间接验证，即内在排列是由形成和/或吸积过程引起的。
2015-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Anisotropies of galaxy ellipticity correlations in real and redshift space: angular dependence in linear tidal alignment model
研究星系形状的内禀排列（IA）不仅对无偏地限制宇宙学参数与引力透镜的关系，而且对提取星系聚类分析所需的宇宙学信息具有重要意义。我们推导出简单而有用的公式的各种IA统计，包括内在的椭圆率-椭圆率相关性，引力剪切-内在的椭圆率相关性，和速度-内在的椭圆率关联函数。明确给出了每个统计量的角度依赖性，即视线方向与两点的分离向量之间的角度。因此，它使我们能够分析各向异性的重子声学振荡编码的IA统计，我们可以提取最大的宇宙学信息使用的Alcock-Pacyznski和红移空间失真的影响。我们还提供了这些公式分解成E和B模式的固有椭圆。
2020-02-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tidal Dwarf Galaxies: Disc Formation at z=0
相互作用和相互作用后星系周围的碰撞碎片通常显示出气体和年轻恒星的凝聚，这些凝聚可能形成引力束缚物体：潮汐矮星系（TDGs）。我们总结了TDG的最新结果，这些结果最初发表在Lelli et al.（2015，A&A）。我们研究了一个样本的六个TDG围绕三个不同的相互作用系统，使用高分辨率HI观测甚大阵列。我们发现与TDG相关的HI辐射可以用旋转圆盘模型来描述。然而，这些圆盘自TDG形成之时起经历了不到一个轨道，这就提出了它们是否处于动力平衡的问题。假设TDG处于动力学平衡，我们发现动力学质量与重子质量的比值是一致的，这意味着TDG不含暗物质。这与数值模拟的结果一致，在数值模拟中，潮汐力有效地将晕中的暗物质与盘中的重子物质分离，最终形成潮汐尾和TDG。
2015-11-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tidally induced bars of galaxies in clusters
利用N体模拟方法研究了团簇中盘状星系潮汐诱导棒的形成和演化。我们的祖先是一个巨大的，晚型星系类似于银河系，由指数盘和NFW暗物质晕组成。我们将星系置于室女座星系团的四个不同轨道上，并将其演化10 Gyr。作为一个参考案例，我们也孤立地发展了相同的模型。潮汐诱导的酒吧形成后不久，所有的轨道上的第一个近心通道，并生存，直到进化结束。它们出现得更早、更强、更长，并且在更紧的轨道上具有更低的模式速度。只有最紧的轨道的属性的酒吧控制的方向的潮汐扭矩从集群在pericenters。这些条的形成机制是角动量从星系的恒星成分转移到它的晕。当潮汐力较强时，所有的杆都经历了较长时间的屈曲不稳定性，这种屈曲不稳定性发生得更早，并导致更明显的方形/花生形。使用所有的模拟输出的星系在不同的演化阶段，我们构建了一个玩具模型的星系团中的人口和测量的平均酒吧强度和酒吧分数作为一个函数的团心半径。两者都被发现是半径的轻度减少的功能。我们的结论是，潮汐力可以触发酒吧形成在星系团的核心，但不是在外围，从而导致更大的浓度棒星系团的中心。
2016-05-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
How the Galaxy Stellar Spins Acquire a Peculiar Tidal Connection?
我们探讨如何获得一个特殊的倾向，银河系恒星自旋与当地潮汐场的主主轴对齐，相反，他们的DM同行往往是垂直于他们，无论他们的质量。通过分析$z\le 1$的IllustrisTNG 300流体动力学模拟的晕和亚晕星表，我们确定了星系恒星和DM自旋之间的对准角$\cosα$的余弦。创建四个$\cosα$选定的样本的星系，然后控制它们共享相同的密度和质量分布，我们确定的平均强度之间的校准的星系恒星自旋和潮汐张量主轴超过每个样本。结果表明，在$z\le 0.5$处，星系恒星自旋方向偏离DM对应方向越严重，奇异潮汐排列越强。以星系系综平均的中心黑洞恒星质量比，特定的恒星形成率，形成时代，恒星总质量比，速度色散，平均金属丰度，和宇宙网各向异性的程度在每个样本，我们还发现，所有这些属性表现出强相关或反相关与$\cosα$。我们的结果表明，星系恒星自旋的潮汐排列可能是由某些重子过程的各向异性引起的，这些重子过程负责在$z<1$沿潮汐主方向从星系中释放恒星物质。
2022-01-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tidal alignments as a contaminant of redshift space distortions
我们研究了红移空间中依赖于方向的选择效应对星系成团的影响。据发现，如果星系排列的大尺度潮汐场，那么这些选择效应引起的依赖关系的观测星系密度的本地潮汐场，除了众所周知的依赖于物质密度和径向速度梯度。这改变了星系的功率谱的方式是不同的傅立叶模式平行和垂直的视线。这些潮汐星系的排列可以模仿红移空间的扭曲，从而导致速度功率谱测量的偏差。如果星系的方向只受局部潮汐场的影响，那么潮汐排列效应与线性区域中的红移空间畸变具有完全相同的尺度和角度依赖性，因此它不能通过在分析中掩盖小尺度而被投影或去除。我们考虑几个玩具模型的潮汐排列和方向依赖的选择，规范化的自由参数（振幅）最近的观察，并发现，他们可以偏差速度振幅f（z）G（z）的5- 10%，在某些模型中，虽然大多数模型给小得多的污染。我们的结论是，潮汐排列可能是一个显着的系统误差，在红移空间失真测量，旨在测试广义相对论通过增长的大尺度结构。我们简要讨论可能的缓解策略。
2009-07-03 astro-ph.CO
Spin alignments of spiral galaxies within the large-scale structure from SDSS DR7
利用Sloan数字巡天数据发布7（SDSS DR 7）和星系动物园2（GZ 2）中的一组旋涡星系，研究了旋涡星系的自旋轴与周围大尺度结构的排列，其特征是利用一定质量阈值以上的星系群数据重建的大尺度潮汐场.我们发现，只有自旋轴有微弱的倾向，是对齐（或垂直于）本地潮汐张量的中（或短）轴。信号是最强的\cluster环境中的所有三个特征值的本地潮汐张量是积极的。与N体模拟中得到的晕自旋与局域潮汐场的一致性相比，上述观测结果与晕内区自旋的一致性最好，表明盘物质追踪了内区暗物质晕的角动量.
2014-12-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
When galaxies align: intrinsic alignments of the progenitors of elliptical galaxies in the Horizon-AGN simulation
今天的椭圆星系似乎与宇宙的大尺度结构成一直线，但它们何时获得这种排列仍然是一个悬而未决的问题。目前的观测数据不足以提供约束的时间演化的内在的路线，因此现有的模型范围从假设星系获得一些原始的排列在形成，建议他们立即作出反应的潮汐相互作用的大尺度结构。利用宇宙学流体动力学模拟Horizon-AGN，我们测量了星系长轴与潮汐场本征矢量之间的相对排列随红移的变化。我们专注于约束的大质量$z=0$椭圆星系，在低红移的主要弱透镜污染物的主要祖先的排列的时间演化。我们表明，这个人口，在$z=0$有一个恒星质量以上$10^{10.4}$ M $_\odot$，过渡到没有对齐的潮汐场在$z=3$，一个显着的对齐由$z=1$。从$z=0.5$开始，它们以近似恒定的水平保持其对齐，直到$z=0$。我们发现了一个质量依赖性的椭圆祖细胞的对齐信号，即椭圆，是质量较低的今天（$10^{10.4}<M/{\rm M}_\odot<10^{10.7}$）不成为对齐，直到后来的红移（$z<2$），相比更大的同行。我们还提出了一个扩展的研究祖先的路线在参数空间的恒星质量和星系动力学，形状定义和潮汐场平滑的影响。
2019-11-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Making Counter-Orbiting Tidal Debris: The Origin of the Milky Way Disc of Satellites
使用恒星动力学计算，它是第一次显示，反轨道物质自然出现在盘星系的潮汐相互作用。模型粒子在正反两个轨道上都可以在与质量比为1：1和4：1的盘星系的单次相遇中形成潮汐碎片。对于一系列不同的初始参数，共进行了74次模型计算。互动包括飞越和合并案例。产生的反轨道物质的比例在很大范围内变化（从几个百分比到50%）。所有飞越模型都显示出类似的两相行为，首先形成逆行物质。提取了逆行和逆行种群的属性，使观测判别成为可能。在这种遭遇过程中，潮汐碎片占据了相空间中的某个区域。在这种物质中，潮汐矮星系可能会形成。因此，模型可以解释为什么星系可能有矮星系轨道相反的大部分矮星系。一个例子是银河系的玉夫座矮星，它的轨道与卫星盘的大部分相反。因此，该模型支持的MW卫星的情况下，古老的潮汐矮星系形成的气态物质剥离从另一个星系在遇到年轻的MW。这个星系的一个可能候选者被确定为麦哲伦云的祖先星系。它的角运动与卫星物体MW圆盘的角运动相吻合。这种情况与林登-贝尔最初提出的dSph卫星的起源和LMC的近无约束轨道的建议一致。
2011-06-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The orientation and kinematics of inner tidal tails around dwarf galaxies orbiting the Milky Way
使用高分辨率的无碰撞N体模拟，我们研究了潮汐尾的性质，形成在附近的两个组成部分的矮星系演变的银河系（MW）的静态电位。矮星的恒星组成部分最初是以盘的形式存在的，星系被放置在基于CDM的宇宙学模拟的偏心轨道上。我们测量的方向，密度和速度分布的恒星的尾巴。由于轨道的几何形状，在矮星附近，尾巴是密集的，因此最有可能被探测到，它们通常朝向MW而不是沿着轨道。我们报告一个有趣的现象“潮汐尾翻转”：在从近心点到远心点的道路上，旧的尾巴以下的轨道被溶解，新的指向MW的形成在很短的时间尺度。我们还发现潮汐尾中恒星的速度与它们到矮星的距离之间存在紧密的线性关系。使用模拟数据集，我们证明，如果矮球状（dSPH）星系附近的MW潮汐影响他们的运动学样本很可能被污染的潮汐剥离的恒星往往人为膨胀的速度色散。由于近心点后新的潮汐尾的形成，这种影响对从近心点到远心点的矮星来说更强。因此，现实的dSph星系的质量估计需要从运动学样本中删除这些恒星。
2009-08-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evolutionary tracks of tidally stirred disky dwarf galaxies
利用无碰撞N体模拟，我们研究了银河系大小的宿主星系中晚型旋转支撑矮星的潮汐演化。我们的研究集中在各种各样的矮轨道配置和初始结构。在演化过程中，盘状矮星经历了强烈的质量损失，恒星盘转变为球状体，旋转被恒星的随机运动所取代。因此，晚型的祖先被转化为早期型的矮星所设想的潮汐搅拌模型的矮球状（dSph）星系的形成在本地集团。我们确定的光度学性质的矮星，包括总的视觉星等，半光半径和中央表面亮度，因为它们将被测量的观测者在银河系中心附近。特别强调的是也放在研究他们的运动学和形状。我们表明，测量值是有偏见的一些观测效果，包括增加的角度的观测锥附近的轨道近心点，事实上，远离近心点的潮汐尾巴通常是沿着视线方向，以及事实上，对于大多数的演变的恒星组成部分的矮星是三轴椭球体的主轴翻滚相对于视线。最后，我们比较了模拟的矮星系的本星系群中的矮星系的测量属性。矮星在不同参数平面上的演化轨迹以及它们不同性质之间的相关性，特别是总星等和表面亮度，强烈表明当今的dSph星系可能确实是由潮汐搅动情景所提出的晚型祖先形成的。
2011-07-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tidal alignment and tidal torquing modeling for the cosmic shear three-point correlation function and mass aperture skewness
University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）；Northeastern University（东北大学）；Utrecht University（乌得勒支大学）
本文提出基于 TATT 模型的宇宙 shear 三点相关函数和质量通口偏斜度建模方法，通过联合 2PCF+3PCF 分析以缓解模型参数退化问题。
2026-01-14 astro-ph.CO
Intrinsic alignment contamination to CMB lensing-galaxy weak lensing correlations from tidal torquing
由于星系潮汐相互作用，星系椭圆度与大尺度结构的相关性，为宇宙剪切的测量提供了潜在的重要污染物。然而，对于通常用于宇宙剪切分析的红移星系，这些内在排列仍然知之甚少。对于旋涡星系，潮汐扭矩被认为在确定线性理论中内禀椭圆率和引力势之间的零相关的排列中是重要的。在这里，我们计算的领导阶校正的潮汐扭矩模型从非线性演化的结果，使用二阶微扰理论，并将其与污染的内在对齐最近测量的星系椭圆和CMB透镜势之间的互相关。在与CMB透镜观测相关的尺度上，引力双谱的压缩极限主导了相关性。物理上，大尺度模式的源CMB透镜调制小尺度的功率，因此固有的椭圆率，由于非线性演化。我们发现，从潮汐扭矩的角度互相关有一个非常相似的尺度依赖的线性对准模型，被认为是适当的椭圆星系。互相关的幅度预测强烈依赖于形成红移，被较小的星系，形成在较高的红移时，引力势的双谱较小。最后，我们做了简单的预测，从即将到来的宇宙剪切测量与当前的CMB透镜测量的相关性的内在对齐的约束。我们注意到，如果椭圆星系和螺旋星系可以分离（例如，使用颜色）。
2016-07-20 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
Tidal Dwarf Galaxies and missing baryons
潮汐矮星系是在大质量螺旋星系的相互作用、碰撞或合并过程中形成的。它们在质量、大小上类似于“正常”的矮星系，并成为围绕其巨大祖先运行的矮卫星。然而，它们保留了一些来自其起源的特征，使它们成为宇宙学研究的有趣目标。特别是，它们应该没有来自球状晕的暗物质。平坦的旋转曲线和高的动力学质量可能表明存在一个看不见的分量，并限制了“失踪重子”的性质，已知存在但无法直接观察到。宇宙中矮星系的数量是另一个宇宙学问题，如果潮汐矮星系经常在高红移时形成，当合并率很高时，它们中的许多幸存下来直到今天，这可能会受到显着影响。
2009-07-22 astro-ph.CO
Faint Tidal Features in Galaxies within the Canada-France-Hawaii Telescope Legacy Survey Wide Fields
我们提出了一个分析的可探测性微弱的潮汐特征的星系从广场组成部分的加拿大-法国-夏威夷望远镜遗产调查。我们的样本包括1781个亮度为15.5<r<17等，红移为0.04<z<0.2的明亮星系（M_r<-19.3等）。虽然我们已经根据潮汐特征的形态（如溪流、贝壳和尾巴）对它们进行了分类，但我们并不试图根据它们的物理起源（如主要与次要合并碎片）来解释它们。相反，我们提供了一个目录，旨在为未来的调查，探测星系周围的低表面亮度子结构的性质提供原材料。我们发现，在我们的样本中，大约12%的星系显示出清晰的潮汐特征在最高的置信水平。如果我们包括具有令人信服但较弱的潮汐特征的系统，这一比例上升到约18%，如果我们包括具有更多边缘特征的系统，则上升到26%，这些边缘特征可能是或可能不是潮汐的起源。这些比例是静止坐标系颜色和恒星质量的强函数。在恒星质量大于10^10.5 M_sun的大质量星系中，更有可能出现线状特征、壳层和扇形，而红色星系出现潮汐特征的可能性是蓝色星系的两倍。
2013-01-21 astro-ph.CO
Tidal alignments as a contaminant of the galaxy bispectrum
如果星系的取向与大尺度结构相关，那么各向异性选择效应，如优先选择面盘星系，可能会污染大尺度结构观测。在这里，我们考虑对星系双谱的影响，这引起了人们的兴趣，作为一种方式来打破星系的偏见和物质波动的幅度之间的简并σ_8。我们考虑两种模型的内在星系的路线：一个星系的方向的概率分布包含一个长期的线性在当地的潮汐场，适合椭圆星系;和一个长期的二次在当地的潮汐场，这可能适用于盘星系。我们计算的准线性制度的红移空间双谱的校正，然后专注于它的影响，从横向双谱的参数约束，即使用三角形的天空平面。我们发现，在线性对准模型中，内在的对准导致的星系偏置参数的错误，但不影响推断值的sigma_8。相反，二次对准模型导致偏置参数和σ_8两者的系统误差。然而，二次对齐效应具有独特的配置依赖性，应使其能够在即将到来的调查中被删除。
2010-09-07 astro-ph.CO
On the characteristics of tidal structures of interacting galaxies
我们提出了我们的分析结果的几何潮汐尾特性的附近和遥远的相互作用的星系。样本包括200多个邻近星系和大约700个遥远的星系。遥远的星系已被选定在几个深场的哈勃太空望远镜（HDF-N，HDF-S，HUDF，GOODS，GEMS），他们的平均红移z=0.65。我们分析了潮汐结构的长度和厚度的分布，并表明，在遥远的星系的尾巴短于那些在附近的。这种效应部分归因于观测到的选择效应，但另一方面，它也可能是由于螺旋星系大小随z的一般演化而产生的。用一个简单的几何模型解释了相互作用星系在星系光度（$L$）-潮汐尾长（$l$）平面上的位置，观测分布的上包络为$l \propto \sqrt{L}$ .我们假设潮汐尾是在视线任意角度上可见的圆弧，解决了观测到的尾扁度分布与角尺度尾长之间的关系问题。我们的结论是，潮汐尾巴的角长度在附近和遥远的星系视觉区分，平均超过180度。
2011-08-31 astro-ph.CO
Spin Alignment of Dark Matter Halos: Mad Halos
本文提出潮汐锁定理论以解释暗物质晕非线性阶段的角动量演化，并利用 IllustrisTNG 模拟验证高速晕自旋与速度的排列，同时指出潮汐力矩理论在高红移有效而在 z=0 失效。
2021-09-21 astro-ph.CO gr-qc
Spin alignments within the cosmic web: a theory of constrained tidal torques near filaments
宇宙网的几何形状在一定程度上驱动了星系的自旋获取。这可以在拉格朗日框架中解释，通过识别与自旋获取相关的原始高斯随机场内的特定长波长相关性。潮汐扭矩理论是在这种各向异性环境的背景下重新审视，偏置的存在下，在一个墙壁内的细丝。其中，双曲型鞍点过程最有效地表示了这一点。潮汐张量和惯性张量之间的约束错位在惯性鞍型附近简单地解释了自旋方向的分布。这种错位意味着特别是一个方位角取向的自旋质量较大的星系和自旋对齐的灯丝质量较小的星系。这种预测被发现是在定性协议与测量高斯随机场和N体模拟。它将过渡质量与鞍的几何形状联系起来，并相应地预测其测量的非线性质量的标度。星系形成和弱透镜的影响进行了简要的讨论，因为是在墙上的自旋对齐的对偶理论。
2015-07-10 astro-ph.CO
Stellar Tidal Streams in Spiral Galaxies of the Local Volume: A Pilot Survey with Modest Aperture Telescopes
[摘要]在星系形成的层次框架内，微小的合并和潮汐相互作用预计将塑造今天所有的大星系。因此，大多数看似正常的盘状星系应该被空间扩展的恒星“潮汐特征”所包围，表面亮度低。作为对这种相互作用特征的初步调查的一部分，我们对局部体积中的8个孤立旋涡星系进行了超深宽视场成像，数据是在小型（D=0.1- 0.5 m）机器人望远镜上拍摄的，这些望远镜提供了精确的表面亮度灵敏度（μ V）~28.5$ mag/arcsec ^[2]。这一初步的观测工作导致在这些星系周围的晕中发现了六个以前未被发现的广泛（~30 kpc）的恒星结构，可能是潮汐破坏卫星的碎片。此外，我们确认和澄清几个巨大的恒星过密度以前在文献中报道，但从来没有以前解释为潮汐流。即使是这个星系的试点样本，也表现出这些扩展恒星特征的惊人多样的形态特征：类似于银河系周围人马座流的巨大圆形特征，遥远的外壳和远离主恒星体的巨大潮汐碎片云，以及从星系盘中出现的喷流状特征。与现有的模拟设置在一个拉姆达冷暗物质宇宙学的定性比较表明，在这个试点调查中检测到的恒星形态的异常变化与这些模拟中看到的相匹配。这些潮汐功能周围的“正常”盘星系和形态匹配的模拟共同存在构成了新的证据，这些理论模型也适用于大量的其他银河系质量盘星系在本地卷。
2010-08-17 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Birth, life and survival of Tidal Dwarf Galaxies
综述了潮汐矮星系（TDGs）的形成和生存的研究进展。对于矮星系质量的物体如何在星系碰撞的碎片中形成的理解最近受益于多波长观测与星系合并的数值模拟的耦合。然而，尚未出现任何协商一致的设想，事实上，技术发展目标的定义本身仍然难以捉摸。它们在宇宙学上的真正重要性也是一个有争议的问题，它们在我们本星系群中的存在也是如此。在规则矮星系和卫星中识别古老的、进化的TDG可能并不简单。然而，这里提醒了潮汐起源的物体应该具有的一些特定属性（位置，暗物质和金属含量）。最后给出了在附近椭圆星系周围新发现的真正的老TDGs的例子。
2011-01-27 astro-ph.CO
On energetics and progenitors of Odd Radio Circles: A causal connection with tidal disruption of stars?
奇射电圈（Odd Radio Circles）是最近发现的边缘明亮、表面亮度较低的圆形射电源。其起源的祖先和天体物理过程目前仍有争议。有些ORC没有宿主，有些似乎在遥远的静止星系中。有两种合理的解释认为，ORC是附近的超新星遗迹，在本星系群的群内介质中大小为几百秒差距，或者是在遥远星系周围几百千秒差距范围内的冲击晕。据估计，产生几百千秒差距大小的ORC所需的输入冲击能量在$10^{55} - 10^{59}$ erg的范围内。它示出在这里，在未绑定的碎片喷射从多个（$10^{5} - 10^{9}$）超过$\sim100$百万年周期的中央大质量黑洞的潮汐破裂事件的累积能量可以满足所需的能量，以产生周围的一些星系，最近经历了合并的ORC。潜在的主机的ORC被确定为丰富的后恒星爆发星系在中间的红移有巨大的黑洞。静止星系周围的ORC和潮汐分裂之间的因果关系可能会发现支持在观测到的主导地位的潮汐分裂事件后星爆星系。
2022-07-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Gravitational wave fossils in nonlinear regime: halo tidal bias and intrinsic alignments from gravitational wave separate universe simulations
利用潮汐分离宇宙模拟研究了长波引力波对非线性结构形成的影响。基于长波长GW在局部坐标系中与均匀潮汐场的等价性，我们提出了一种将长波长GW作为有效的各向异性展开纳入潮汐分离宇宙模拟的方法。这种方法使我们能够有效地研究GWs对大尺度结构的影响。我们测量的各向异性印记的局部功率谱从潮汐分离宇宙模拟与GWs，这对应于压缩极限的标量-标量-张量双谱或所谓的功率谱响应GWs。我们还检测了由GWs引起的晕潮汐偏差从晕物质互功率谱的响应，以及由GWs引起的线性形状偏差（或线性排列系数）从晕椭圆率的一点函数。与标量扰动引起的潮汐场的情况相比，我们发现，波数依赖的时间演化的GWs自然会导致这些偏差是尺度依赖的。我们还发现，这种尺度依赖性很好地近似的标量和张量扰动之间的耦合引起的二阶密度。这突出了结构形成，特别是决定晕形状的过程，在时间上是非局部的。研究结果为预测重力波对大尺度结构的影响奠定了基础。
2022-09-13 astro-ph.CO
Tidal Dwarf Galaxies, Accretion Tails, and `Beads on a String' in the `Spirals, Bridges, and Tails' Interacting Galaxy Survey
我们已经使用GALEX紫外望远镜研究了恒星星族和恒星形成的形态在一个明确的样本超过30个附近的光学选择合并前相互作用的星系对。我们将GALEX NUV和FUV图像与斯隆数字化巡天的宽带光学地图相结合，研究了潮汐特征和盘的年龄和位置。我们已经确定了一些新的候选潮汐矮星系在这个样本中，以及其他有趣的形态，如吸积尾巴，“珠串”，和“铰链块”。只有在少数情况下，在HI地图上看到强烈的潮汐特征，而在GALEX中看不到。
2009-08-25 astro-ph.CO
Revisiting the Galaxy Shape and Spin Alignments with the Large-Scale Tidal Field: An Effective Practical Model
本文提出了一个有效的实用模型，该模型具有两个特征参数，可以描述大尺度潮汐场引起的星系晕的形状和自旋排列。我们测试这个模型的数值结果从小MultiDark普朗克模拟的星系质量尺度的$0.5\le M/(10^{11}\,h^{-1}\,M_{\odot})\le 50$在红移$z=0$。根据经验确定的参数的数值数据，我们展示了如何成功地描述我们的模型的形状和自旋矢量的三个坐标的概率密度函数的振幅和行为的大尺度潮汐场的主框架的一致性。将星系晕样本分为四个不同质量范围和四种不同类型宇宙网的多个子样本，并将潮汐场的平滑尺度从PDMATHAMO Mpc变化到$10,\ 20,\ 30\,h^{-1}$ Mpc，对每个子样本在每个尺度上进行了重复的数值检验。我们的模型被发现匹配以及所有的情况下的质量范围，平滑规模和网络类型的数值结果，并正确地捕捉自旋翻转现象的规模和网络的依赖性。
2019-01-11 astro-ph.CO
Enhanced off-center stellar tidal disruptions by supermassive black holes in merging galaxies
偏心恒星潮汐破裂耀斑被认为是探测各向异性引力波辐射导致的超大质量黑洞反冲出星系中心的有力工具。然而，离中心的潮汐耀斑也可以由合并星系中的SMBH产生。在本文中，我们计算了两个合并星系中的双SMBH在SMBH成为自引力束缚之前的潮汐耀斑率。我们采用了一个分析模型来计算两个SMBHs的潮汐损失锥喂养率，考虑到两体松弛的恒星，潮汐扰动的同伴星系，和混乱的恒星轨道在三轴引力势。结果表明，对于质量为10 ^7 M_ \sun的典型SMBH，亏损锥的馈送率在合并后可提高到10^{-2} yr^{-1}，比孤立星系中单个SMBH的馈送率高出两个数量级，比反冲SMBH的馈送率高出四个数量级.这种增强主要是由于伴星系的潮汐扰动。我们认为，偏离中心的潮汐耀斑被淹没的合并星系，使识别反冲SMBHs的挑战。基于计算的速率，我们估计的相对贡献的潮汐耀斑事件的单，二进制，和双SMBH系统在宇宙时间。我们的计算表明，合并星系中的非束缚SMBH的偏心潮汐破裂耀斑贡献的一小部分可比的孤立星系中的单个SMBH。我们的结论是，偏离中心的潮汐中断的合并历史的星系和SMBHs的强大的示踪剂。
2013-03-23 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
The Frequency of Tidal Features Associated with Nearby Luminous Elliptical Galaxies from a Statistically Complete Sample
本文对从Tully近星系表中选出的一个距离为15 Mpc - 50 Mpc的明亮椭圆星系（M_B<-20）的完整样本进行了深宽波段光学成像研究。在20'视场内，图像平坦度约为0.35%，V带深度达到27.7 mag arcsec^-2。我们推导出一个客观的潮汐相互作用参数的所有星系，发现其中73%的恒星体潮汐扰动签名。这是第一次对统计上完整的样本进行这样的分析，它证实了椭圆星系中的潮汐特征即使在本地宇宙中也很常见。从动态时间的样本星系在最里面的半径潮汐功能检测，我们估计附近的椭圆星系的质量组装率为dM/M 0.2每Gyr具有很大的不确定性。我们探讨了引力相互作用签名和星系环境之间的关系，发现星系团中的星系比群星系和场星系受到的干扰要小。我们还研究了这些相互作用如何影响椭圆星系的宽带颜色，并发现一个适度的相关性，这表明合并并不伴随着显着的恒星形成。最后，我们没有发现活动星系核活动之间的相关性，如测量的6厘米无线电发射，和大规模的潮汐扭曲。这意味着引力相互作用不是唯一的，也许不是最重要的，核活动的触发器。总之，我们发现，椭圆星系群和低密度环境中继续增长，在今天通过大多数“干”合并涉及很少的恒星形成。
2009-08-10 astro-ph.CO
Intrinsic Tidal Shear at the Largest Scales: Galaxy Multiplet Alignment in DESI DR2
本研究利用DESI DR2数据，通过星系多重体排列测量内禀潮汐剪切，在超过200 h⁻¹Mpc尺度上探测到显著排列，并验证了NLA模型，扩展了IA探测的最大尺度。
2026-09-21 astro-ph.CO
Detection of the large-scale tidal field with galaxy multiplet alignment in the DESI Y1 spectroscopic survey
利用DESI Y1巡天数据，通过星系多重体排列探测大尺度潮汐场，发现其尺度依赖性不依赖星系性质，且比传统方法更有效，为宇宙结构形成研究提供新途径。
2024-08-20 astro-ph.CO
Giant Galaxies, Dwarfs, and Debris Survey. I. Dwarf Galaxies and Tidal Features Around NGC 7331
巨星系、矮星系和碎片巡天集中于附近的宇宙，研究星系如何在不同形态、密度和丰富度的星系群中相互作用。在这些群体中，我们选择占主导地位的螺旋星系，并在其周围寻找矮星系和潮汐相互作用。本文介绍了NGC 7331深宽视场成像的第一个结果，在那里我们只检测到四个低光度候选矮伴星和一个恒星流，这可能是过去潮汐相互作用的证据。在斯隆数字巡天过滤系统中，矮星系候选者的表面亮度为mu_{r} ~ 23-25 mag/arcsec^{2}，（g-r）颜色为0.57- 0.75 mag，与它们是矮球状星系（dSph）一致。在NGC 7331的西部边缘有一个暗淡的恒星流结构，其PDMATHAMN mu_{g}约为27等/角秒^{2}，相对蓝色的（g-r）= 0.15等。如果它是潮汐碎片，那么这个流可能是由NGC 7331和矮不规则或过渡型矮星系之间的罕见相互作用形成的。我们比较了NGC 7331的结构和局部环境与附近小星系群中的其他巨螺旋星系的结构和局部环境。NGC 7331的早期型卫星质量比M31低得多（2%），并且附近没有明亮的矮椭圆星系或麦哲伦云等伴星。然而，我们对一些dSph候选者的检测表明，它在低光度卫星中并不缺乏。
2012-11-15 astro-ph.CO
A unified linear intrinsic alignment model for elliptical and disc galaxies and the resulting ellipticity spectra
本文提出统一椭圆星系与盘星系的线性内禀取向模型，推导其角椭率谱，并评估其物理性质及在类 Euclid 弱透镜巡天中的污染与可观测性。
2024-05-21 astro-ph.CO
Tidal Dwarf Galaxies at Intermediate Redshifts
我们提出了第一次尝试测量潮汐矮星系（TDGs）的生产率，并估计其对整体矮人口的贡献。利用来自GOODS和GEMS巡天的HST/ACS深度成像数据，结合COMBO-17巡天的光度红移，我们对扩展钱德拉深场南部的合并/相互作用星系样本进行了形态分析，并在静止框架光学波段确定了潮汐矮候选者。我们估计，对于恒星质量为3 {\times} 10 ^{8-9}太阳质量的长寿命TDG，在0.5<z<1.1时，每Gyr每共动体积的产生率约为1.4 { \times } 10 ^{-5}。结合文献中的星系合并率和TDG存活率，我们的研究结果表明，在局部宇宙中只有一小部分（不到10%）的矮星系可能是潮汐起源的。我们样本中的TDG在光学上平均比它们的宿主星系更蓝。两个TDG的光学到近红外光谱能量分布（SED）的恒星星族模型支持年龄为400/200百万年的爆发分量，恒星质量占总量的40%/26%，表明TDG中新形成了年轻的恒星星族。这与附近TDG的恒星形成历史相一致。
2011-03-13 astro-ph.CO
A Radial Measurement of the Galaxy Tidal Alignment Magnitude with BOSS Data
红移空间中星系团的各向异性长期以来一直被用来探测宇宙学扰动的增长率。然而，如果星系是由大尺度潮汐场排列的，那么具有方向依赖选择效应的样本在其相关函数上具有额外的各向异性。我们使用SDSS-III BOSS数据Release 12的LOWZ和CMASS星表，根据星系与基本面的偏移量将星系分为两个子样本，这应该与方向相关。这些子样本必须追踪相同的基本宇宙学，但具有相反的方向依赖选择效应。我们测量每个子样本的聚类参数，并将它们进行比较，以计算无量纲参数$B$，这是一种衡量星系被引力潮汐场排列的强度的方法。我们发现，对于CMASS（LOWZ），测量的$B$为$-0.024 \pm 0.015$（$-0.030 \pm 0.016$）。这一结果可以与Hirata 2009的理论预测相比较，他认为由于星系形成物理学不依赖于观测者的方向，因此描述星系-椭圆率相关性的相同内在排列参数也应该描述径向方向的内在排列。我们发现，观测值与理论值的比值是$0.51\pm 0.32$（$0.77\pm0.41$）CMASS（LOWZ）。我们将结果合并以获得总的${\rm {Obs}/{Theory}} = 0.61\pm 0.26$。该测量结果构成了径向固有排列的证据（2和3个$σ$之间），并且与理论预期一致（$<2σ$差异）。
2018-02-21 astro-ph.CO
Field-level inference of galaxy intrinsic alignment from the SDSS-III BOSS survey
当大规模的超密度坍缩时，它会通过沿星系轴施加潮汐切变来影响星系的形成方向和形状。因此，椭圆星系的形状与宇宙结构的潮汐场一致。这种内在的排列提供了对星系形成和原始宇宙的深入了解，补充了晚期宇宙学探测，并构成了弱引力透镜观测的重要系统效应。在本研究中，我们提供的线性对齐模型使用完全贝叶斯场级的方法，使用SDSS-III BOSS LOWZ样本和三维潮汐场的LOWZ和CMASS星系样本的SDSS-III BOSS调查约束的星系形状测量的约束。我们发现4个$σ$的内在对齐的证据，$A_I=2.9 \pm 0.7$的振幅为20 $h^{-1}\;\mathrm{Mpc}$。
2022-06-29 astro-ph.CO
Cosmic web alignments with the shape, angular momentum and peculiar velocities of dark matter haloes
我们研究的暗物质晕与宇宙网的潮汐和速度剪切场的特点。我们专注于他们的形状，角动量和奇特的速度对齐。我们使用的宇宙学N体模拟，允许研究暗物质晕跨越近五个数量级的质量（$10^{9}$ - $10^{14}$）$h^{-1}$ $M_{\odot}$和空间尺度的$(0.5$ - $1.0)$ $h^{-1}$ Mpc定义的宇宙网络。我们发现，晕的形状提出了最强的对齐沿最小的潮汐特征向量，例如，沿细丝和墙壁，随着晕质量的增加，信号变得更强。在速度切变场的情况下，只有大质量的晕$>10^{12}$ $h^{-1}$ $M_{\odot}$的形状倾向于沿着最大的潮汐本征向量排列，也就是说，垂直于细丝和壁。对于角动量，我们发现只有在潮汐和速度剪切腹板中的质量比$10^{12}$ $h^{-1}$ $M_{\odot}$大的晕才有对准信号，其中偏好是平行于中间本征向量，垂直于细丝和平行于墙壁。最后，奇特的速度显示出强烈的对齐沿最小的潮汐特征向量的所有晕质量;晕沿细丝和墙壁。在速度切变中，存在着同样的排列，但较弱，而且只存在于质量小于$10^{12}$ $h^{-1}$ $M_{\odot}$的晕中。我们的研究结果清楚地表明，我们用来定义宇宙网的两种不同算法描述了非线性坍缩的不同物理方面，应该以互补的方式来理解宇宙网对星系演化的影响。
2014-07-02 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
Dynamics of the Tidal Fields and Formation of Star Clusters in Galaxy Mergers
在相互作用的星系中，强大的潮汐力扰乱了祖先的整体形态，并产生了经常观察到的长恒星，气体和尘埃尾巴。除了这种破坏性的影响，潮汐力可以变成一个短暂的，保护性的设置称为压缩模式。这样的模式通过增加其引力结合能来保护它们中间的物质。本论文的重点是研究这个鲜为人知的制度，量化其属性由于数值和分析工具应用到一个壮观的合并系统的两个星系，通常被称为银河系。这对的N体模拟在观测揭示恒星形成爆发的区域产生压缩模式。此外，这些模式的特征时间和能量尺度与自引力子结构（如星团和潮汐矮星系）的特征时间和能量尺度相匹配。这些结果表明，潮汐场的压缩模式在年轻星系团的形成和演化中起着重要的作用，至少在统计意义上，在过去的1000万年。恒星协会的模拟的初步结果突出了嵌入在不断发展的背景星系的集群，以准确地解释其形态和内部演化的重要性。
2010-08-02 astro-ph.CO
Optically Selected Compact Stellar Regions and Tidal Dwarf Galaxies in (Ultra)-Luminous Infrared Galaxies
本论文工作致力于分析32个（U）LIRG代表性样本中的致密恒星形成区域（结）。该项目主要依据的是哈勃空间望远镜上的ACS和WFPC 2照相机拍摄的光学高角分辨率图像、一次主要星系相遇的高空间分辨率模拟数据，以及INTEGRAL（WHT）和VIMOS（VLT）仪器拍摄的光学积分场光谱。几千节-比以前的研究高出一个数量级以上的因素-被确定和他们的光度特性的特点是作为一个功能的系统和相互作用相的红外光度。这些属性进行了比较，在模拟的星系相遇的紧凑的对象。最后，并与IFS数据的额外使用，我们寻找合适的候选人潮汐矮星系，这些对象的（U）LIRG类的形成设置限制。（U）LIRG中的结可能包含子结构。有证据表明，在ULIRGs中，由于样本大小的影响，它们本质上比在不太明亮的相互作用系统中更明亮。此外，它们的大小和质量与z > 1的星系中检测到的恒星复合体或团块相似，而不像局部恒星复合体。（U）LIRGs中的恒星形成是由光度函数表征的，其斜率与α= 2一致，与系统的光度无关。然而，它可能会稍微变平，因为模拟表明，在相互作用的早期阶段，结的形成率较高。潮汐矮星系的候选者在样本中被确定。在每个LIRG系统产生0.1颗候选星的情况下，只有很少一部分（< 10%）的矮卫星可能是潮汐起源的。
2012-02-23 astro-ph.CO
Dwarf elliptical galaxies as ancient tidal dwarf galaxies
潮汐矮星系（TDGs）的形成是由已经存在的星系的遭遇引发的。它们的存在是从遇到星系的数值计算中预测出来的，也有很好的观测记录。对TDG形成的数值计算进一步预测，TDG不可能包含大量的非重子暗物质。在本文中，第一个详尽的样本TDG候选人的观察和数值计算收集的文献。这些恒星系统目前富含气体，但它们可能会演变成缺乏气体的物体，根据它们的质量和半径，它们与旧的矮椭圆星系（dEs）无法区分。事实上，已知的贫气TDG看起来像正常的dE。根据目前流行的宇宙学范式，在相同质量范围内的暗物质晕中也应该有一群原始星系。由于它们的组成和起源不同，预计属于这一群体的物体将具有与TDG不同的结构，因此可以与TDG区分开来，但不能从它们的质量和半径确定这一群体。此外，寿命长的TDG确实可能足够多，足以解释宇宙中所有的dE。缩小，即质量较小的星系往往更年轻，那么将是dEs性质的自然结果。如果这些说法能在未来的观测中得到证实，那么目前流行的对星系形成的理解就需要修正了。
2012-11-06 astro-ph.CO
