New Panoramic View of $^{12}$CO and 1.1 mm Continuum Emission in the Orion A Molecular Cloud. I. Survey Overview and Possible External Triggers of Star Formation
我们提出了新的，宽和深的图像，在1.1毫米的连续和$^{12}$ CO（$J$ =1-0）的排放对北部的猎户座一个巨大的分子云（猎户座-A GMC）。1.1 mm数据是使用安装在智利阿塔卡马亚毫米望远镜实验（ASTE）1 - 0 m望远镜上的AzTEC相机拍摄的，而$^{12}$ CO（$^{12}$ =1-0）数据是使用NRO 45 m望远镜上的25束接收器（BEARS）在飞行（OTF）模式下拍摄的。目前的AzTEC观测是最宽的$(\timeform{1.D7}$ $\times$ $\timeform{2.D3}$，相当于12 pc $\times$ 17 pc）和最高灵敏度（$\sim$ 9 mJ束$^{-1}$）的猎户座-A GMC的1.1 mm尘埃连续成像，有效空间分辨率为$\sim$ 40 $\arcsec$。$^{12}$ CO（$J$ =1-0）图像是在北部$\timeform{1D.2} \times\timeform{1D.2}$（对应9 pc $\times$ 9 pc）区域拍摄的，$T_{\rm MB}$的灵敏度为0.93 K，$^{-1}$的速度分辨率为1.0 km s，有效空间分辨率为21 $\arcsec$。利用这些数据，再加上MSX 8 $μ$ m，斯皮策24 $μ$ m和2 MASS数据，我们研究了与猎户座-A GMC相关的分子气体的详细结构和运动…
2010-10-18 astro-ph.GA
Investigating the Relation between CO (3-2) and Far Infrared Luminosities for Nearby Merging Galaxies Using ASTE
利用阿塔卡玛亚毫米波望远镜实验（ASTE）获得了19个早期和7个晚期邻近并合星系的CO（3-2）辐射数据。结合以往观测到的星系单碟和干涉数据，研究了29个早期和31个晚期合并星系以及28个邻近孤立旋涡星系的CO（3 -2）光度（L 'CO（3-2））与远红外光度（LFIR）的关系。我们发现正常孤立旋涡星系和合并星系在log L 'CO（3-2）- log LFIR平面上有不同的斜率（α）（旋涡星系α ~ 0.79，合并星系α ~ 1.12）。合并星系的大斜率（α> 1）可以解释为恒星形成效率（SFE=LFIR/L 'CO（3-2））作为LFIR的函数增加的证据。将我们的结果与高z宇宙中的亚kpc尺度局部恒星形成和全球星暴活动进行比较，发现在logL 'CO（3-2）-logLFIR平面上，对于合并晚期和高z恒星形成星系，我们的结果偏离了线性关系。最后，我们发现，平均SFE逐渐增加，从孤立星系，合并星系，高Z亚毫米星系/类星体（SMG/QSO）。通过与数值模拟结果的比较，我们认为：（1）在相互作用的早期阶段，由盘宽致密团块触发的低效率恒星爆发发生在盘宽致密团块之间;（2）在最后阶段，由中心气体浓度触发的高效率恒星爆发发生在盘宽致密团块之间。一个系统的高空间分辨率调查的扩散和致密气体示踪剂是一个关键，以确认这种情况。
2016-08-17 astro-ph.GA
The APOGEE-2 Survey of the Orion Star Forming Complex II: Six-dimensional structure
我们对APOGEE-2和Gaia DR 2的光谱和天体测量数据进行了分析，以确定猎户座复合体的结构。通过应用层次聚类算法的6维恒星数据，我们确定空间和/或运动学上不同的年轻恒星对象的年龄范围从1到12百万年。我们还调查了猎户座复合体内的恒星形成历史，并确定了奇特的子集群。利用这种方法，我们重建了目前基本上缺乏分子气体的区域中较老的星群，例如猎户座C（包括$σ$猎户座星团）和猎户座D（追踪猎户座OB 1a、OB 1b和猎户座X的星群）。我们报告的距离，运动学，和复杂的群体内的年龄。猎户座D星系群正在扩张。另一方面，猎户座B仍处于收缩过程中。在$λ$ Ori中，自行与超新星爆炸引起的径向膨胀一致;膨胀的回溯年龄超过了在该区域外缘附近形成的最年轻恒星的年龄，它们的形成应该是在从星团中心到当前位置的中途被触发的。我们还提出了视差和自行的解决方案之间的比较盖亚DR 2，和那些获得对恒星形成区的甚长基线阵列。
2018-06-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Structure, kinematics, and ages of the young stellar populations in the Orion region
我们提出了一个研究的三维结构，运动学和年龄分布的猎户座OB协会，根据第二次数据发布的盖亚卫星（盖亚DR2）。我们的目标是获得一个完整的图片的猎户座复杂的恒星形成的历史，并将我们的研究结果与理论的顺序和触发恒星形成。我们用简单的光度标准选择猎户座星群，并在银河系笛卡尔坐标系中构造了一个三维星图，以研究猎户座地区星团的物理排列。该图显示了沿着视线大致延伸$150 \, \mathrm{pc}$的结构，分为多个子集群。我们使用基于密度的聚类算法DBSCAN分离不同的群体。我们研究了所有组的DBSCAN发现的运动学特性，首先通过检查他们的自行车分布，然后通过应用基于迭代极大似然方法的运动学建模代码，我们用它来推导出他们的平均速度，速度色散和各向同性膨胀。通过使用等时线拟合程序，我们提供了所有组的年龄和消光值。我们证实了存在一个老人口（$\sim 15$ Myr）对25 Ori地区，我们发现，年龄为$12-15 \, \mathrm{Myr}$的群体也存在对带区域。我们注意到在猎户座A分子云的前面也有一群$\sim 10$ Myr的存在。我们的研究结果表明，猎户座中的恒星形成并不遵循简单的顺序方案，而是由多个事件组成，这些事件导致了运动学和物理子结构。为了充分解释事件的详细顺序，需要具体的模拟和进一步的径向速度数据。
2019-06-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Orion Fingers: Near-IR Adaptive Optics Imaging of an Explosive Protostellar Outflow
目的。自适应光学图像被用来测试的假设，爆炸性BN/KL流出的猎户座OMC 1云核心的动力学衰变的非分级系统的大质量恒星。方法.给出了用Gemini South多共轭自适应光学（AO）系统GeMS和近红外成像仪GSAOI获得的窄带H2、[Fe II]和宽带Ks。图像的分辨率达到0.08至0.10”，接近8米望远镜在2.12微米处的0.07”衍射极限。与以前的AO辅助观测的子字段和其他地面观测的比较，使自行测量和调查的形态变化的H2和[Fe II]功能前所未有的精度。这些图像与数值模拟的紧凑，高密度团块移动~1000倍，通过一个较低密度的介质在马赫数1000。结果几个亚弧秒H2的功能和许多[Fe II]的'指尖'上的预计郊区的流动显示自行约300公里/秒。高速，亚弧秒H2节（“子弹”）被认为是远离140“从他们怀疑的弹射部位。如果这些纽结通过稠密的猎户座A星云传播，那么它们的存活将使它们的密度下限达到10^7 cm^-3的量级，这与起源于一颗大质量恒星的几个天文单位的范围内是一致的，并且在大约500年前的最后一次多体动力学相遇中被加速，这次碰撞将BN天体和射电源I从OMC 1中抛出。结论.超过120个高速弓形激波从OMC 1云核向几乎所有方向传播，为BN/KL外流的爆炸起源提供了证据，这些外流是由大质量恒星的非分级系统的动态衰变引发的。这些事件可能与失控的大质量恒星的起源有关。
2015-02-18 astro-ph.GA
The Return of the Proplyds - Understanding the Dynamics of Ionization Triggered Stars
在HII区内的Probands和恒星是一个很好的研究现象。它们可能是由HII区域本身的扩张引发的。在这里，我们提出了计算的动力学的HII区。我们发现，触发的恒星，形成在HII区域周围的物质席卷扩大壳很少返回到HII区域的时间尺度上推断的progrands和观察到的年轻恒星。然而，在像猎户座这样非常密集的环境中，被触发的恒星会及时返回。因此，我们的模型可以解释为什么在其他HII区几乎没有观察到probrids。我们建议，年轻的恒星物体在HII地区的性质一般取决于从大规模的，电离的中央星团的距离。在最靠近的地方，有一颗年轻恒星的盘直接与大质量恒星的反馈相互作用。再往外是II类原恒星，那里的电离已经去除了包层。甚至在更远的地方，人们应该会发现I类恒星，它们要么是被电离辐射触发的，要么是预先存在的，还没有失去它们的外壳。这种径向序列不一定是年龄序列，而是恒星风和电离辐射随着距离的增加而逐渐减少的结果。我们研究了触发恒星形成的观测信号，发现电离触发恒星形成的恒星分布显示出一个明显的特征，在电离锋的当前位置处有一个峰值。因此，通常可以区分恒星的触发分布和原位分布。
2013-10-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galaxy mergers in EAGLE do not induce a significant amount of black hole growth yet do increase the rate of luminous AGN
利用EAGLE宇宙流体动力学模拟研究了星系-星系合并与增强型黑洞（BH）生长之间的关系。我们通过三种分析方法来研究：活动星系核的合并分数，合并系统的活动星系核分数和有密切同伴的星系的活动星系核分数。在每一种情况下，我们发现一个增加的丰度合并系统内活动星系核相对于控制样本的不活跃或孤立的星系（由$\approx 3$取决于所使用的分析方法的一个因素），确认合并提高BH吸积率至少一个子集的星系人口。通过合并触发的活动星系核的最大过剩是在低质量（$M_* \sim 10^{10}$ ~ \Msol）的富气（$f_{\mathrm{gas}} > 0.2$）中心星系中发现的，这些星系具有低质量的BH（$M_{\mathrm{BH}} \sim 10^{7}$ ~ \Msol）和较低的红移（$z<1$）。我们发现在更大质量的星系（$M_* \gtrsim 10^{11}$ ~ \Msol）中没有通过合并触发活动星系核的增强。活动星系核的增强在合并的各个阶段并不均匀，而是在合并系统的早期\emph{remnants}达到峰值（通常滞后于$z=0.5$的两个星系合并后的$\approx 300$ ~Myr）。我们认为，无论是主要的（$M_{\mathrm{*,1}} / M_{\mathrm{*,2}} \geq \frac{1}{4}$）或次要的合并（$\frac{1}{10} < M_{\m…
2020-05-07 astro-ph.GA
Star Formation History In Merging Galaxies
众所周知，星系间的相互作用会引发恒星暴增。年轻的大质量星团形成于相互作用的星系和合并可能成为年轻的球状星团。这些星系团的年龄可以提供有关相互作用触发事件发生时间的线索，从而为重建合并星系的恒星形成历史提供重要途径。星系合并的数值模拟可以实现不同的恒星形成规则。例如，取决于气体密度或由冲击触发的恒星形成预测了显着不同的恒星形成历史。为了检验这些模型的有效性，多天体光谱被用来绘制一系列星系合并不同阶段（Arp 256，NGC 7469，NGC 4676，Arp 299，IC 883和NGC 2623）的主体和尾部的年轻星团的年龄。我们发现，随着合并阶段的推进，年龄的累积分布变浅。这一结果表明，集群年龄的趋势作为合并阶段的功能。在NGC 4676中，我们发现两个星团的年龄约为1.7亿年，这表明它们可能是在第一次通过时形成的。它们在潮汐尾中的位置与激波诱导模型预测的恒星形成的空间分布一致。当比较NGC 7252中星团的年龄和空间分布与我们的模型时，我们发现一些星团可能在第一次通过时的瞬发星爆期间形成，正如激波诱导恒星形成的模拟所预测的那样。模拟结果表明，激波诱导机制是恒星形成的重要触发机制，利用星爆形成的星团年龄可以有效地确定合并星系的恒星形成历史。
2009-08-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Rate, Amplitude and Duration of Outbursts from Class 0 Protostars in Orion
至少有一半的原恒星质量是在0级阶段被吸积的，这时中心的原恒星深深地嵌入一个致密的、不断下落的包层中。我们提出了第一个系统的搜索从0级原恒星在猎户座云爆发。使用Spitzer/IRAC 2004年至2017年的测光，我们检测到3次来自0级原恒星的爆发，$\ge 2$的星等变化为3.6或4.5 $μ$ m。这与已知的原恒星FU Ori爆发的震级变化相当。其中两个是新发现的来自原恒星HOPS 12和124的爆发。探测到的数量意味着0级原恒星每438年爆发一次，95%的置信区间为161年至1884年。结合斯皮策和WISE/NEOWISE 2004-2019年的数据，我们发现爆发持续了9年多，每次爆发都有显著的变化。最后，我们用SOFIA，Spitzer和Herschel的$19-100$ $μ$ m测光测量了爆发的振幅。根据爆发间隔，持续时间为15年，和观测到的振幅范围，3-100%的质量吸积在0级阶段发生在爆发。总的来说，我们表明，从0类原恒星的爆发是频繁的，甚至更频繁，比那些更进化的原恒星。这与由快速质量下降触发的盘中的不稳定性驱动的爆发是一致的。此外，我们发现，爆发可能是一个重要的，如果不是占主导地位的，质量吸积模式在0级阶段。
2022-01-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
SDSS-IV MaNGA: Spatial Evolution of Star Formation Triggered by Galaxy Interactions
星系相互作用被认为是星系演化和恒星形成（SF）历史的关键驱动力。在本文中，我们提出了一个经验图片的径向范围内的相互作用触发的SF沿合并序列。所研究的样本来自积分场光谱（IFS）调查SDSS-IV MaNGA，包括205个成对/合并的恒星形成星系和~1350个控制星系。对于每个星系对，合并阶段确定根据其形态特征：传入阶段，在第一近心通道，在远心，合并阶段，并在最后合并。相互作用的影响通过相对于为每个星系选择的控制样本的SF率的全局和空间分辨SF率来量化（分别为$Δ$ logSFR和$Δ$ logsSFR（r））。对径向$Δ$ logsSFR（r）分布的分析表明，星系相互作用对进入阶段的$Δ$ logsSFR（r）没有显著影响。就在第一次近心点通过后，径向$Δ$ logsSFR（r）曲线从增强到抑制活性急剧下降，以增加半乳心半径。之后，SF在我们探索的最大半径（~6.7 kpc）的宽空间尺度上增强，并且增强通常在中心达到峰值。扩展SF增强也观察到系统在其远心和合并阶段，这表明相互作用触发的SF不限于星系的中心区域。进一步探索合并配置的参数空间的宽范围（例如，质量比）来约束相互作用触发的SF的全貌。
2019-07-10 astro-ph.GA
Rendezvous in CAVITY: Kinematics and gas properties of an isolated dwarf-dwarf merging pair in a cosmic void region
该研究在宇宙空洞中心发现一个孤立矮星系合并对，利用CAVITY IFU数据与全谱拟合分析其运动学与气体性质，发现合并增强了恒星形成，且其环境与典型合并模式不同。
2025-05-16 astro-ph.GA
Was 49b: An Overmassive AGN in a Merging Dwarf Galaxy?
我们提出了一个相结合的形态和X射线分析的是49，一个孤立的，双活动星系核系统显着的存在下，一个占主导地位的活动星系核是49 b在磁盘的主要星系是49 a，在一个投影的径向距离为8千秒差距的核。利用Chandra、NuSTAR和Swift的X射线数据，我们发现这个活动星系核的辐射热光度为L_bol ~ 2 x 10^45 erg/s，黑洞质量为M_BH=1.3^{+2.9}_{-0.9} x 10^8 M_Sol。尽管它的质量很大，我们对发现频道望远镜的光学数据的分析表明，超大质量黑洞是由一个质量只有5.6^{+4.9}_{-2.6} x 10^9 M_Sol的恒星对应物承载的，这使得SMBH可能比SMBH-星系标度关系所预期的要大，并且恒星对应物表现出与矮椭圆星系一致的形态。我们在r和K波段对系统的分析表明，Was 49是一个较小的合并，Was 49 a和Was 49 b的质量比在1：7和1：15之间。这是在对比的结果，最明亮的合并引发的活动星系核被发现在主要的合并，而次要的合并主要增强活动星系核活动在主星系。
2016-12-09 astro-ph.GA
Neutral hydrogen gas, past and future star-formation in galaxies in and around the 'Sausage' merging galaxy cluster
CIZA J2242.8+5301（$z = 0.188$，绰号“香肠”）是一个质量极大的（$M_{200}\sim 2.0 \times 10^{15}M_\odot$），合并星系团，其外围有冲击波，发现有许多发射线星系。我们进行了非常深的韦斯特博克合成射电望远镜HI观测的“香肠”集群，以调查合并和冲击的影响，对气体水库燃料目前和未来的恒星形成（SF）的集群成员。通过使用光谱叠加，我们发现，在“香肠”星系团的发射线星系有，平均而言，场星系一样多的HI气体（当占的事实集群星系更大的质量比场星系），与以前的研究相反。由于星系团的质量比场螺旋大，它们可能在星系团合并的过程中保留了气体。预计$\sim0.75-1.0$ Gyr内的大型HI水库将被强烈的SF和AGN活动消耗和/或被我们观察到的外流排出。我们发现，在很大一部分的H $α$发射线星系团星系的恒星形成率与无线电宽带发射，跟踪超新星遗迹的排放。这表明，所有位于激波后区域的星系团星系可能已经经历了至少1亿年的持续SFR。这完全支持了Stroe等人（2015）和Sobral等人（2015）提出的解释，即富含气体的星系团星系被激波的通过触发形成恒星。
2015-06-29 astro-ph.GA
Merging Galaxies in Isolated Environments II. Evolution of Star Formation and Accretion Activity during the Merging Process
本研究基于600个近邻孤立并合星系样本，分析并合过程中恒星形成增强与AGN占比演化，发现并合可增强所有形态星系的恒星形成，且增强效应长期持续，未发现AGN占比与并合阶段的明确关联。
2024-09-19 astro-ph.GA
A large H$α$ survey of star formation in relaxed and merging galaxy cluster environments at $z\sim0.15-0.3$
我们目前的第一个结果，从最大的H $α$调查的恒星形成和活动星系核活动的星系团。使用9个不同的窄带滤波器，我们选择$>3000$ H $α$发射器内的$19$集群和它们的更大规模的环境超过总体积的$1.3\times10^5$兆个人$^3$。该样本包括松弛和合并集群，涵盖$0.15-0.31$红移范围，并从$5\times10^{14}$ $M_{\odot}$到$30\times10^{14}$ $M_{\odot}$。我们发现，H $α$光度函数（LF）合并集群相比，松弛集群具有更高的特征密度$ϕ^*$。对于合并集群和松弛集群两者，$ϕ^*$从集群核心到集群外围下降，其中合并集群值$\sim0.3$ dex在每个投影半径处更高。特征光度$L^*$下降超过$0.5-2.0$ Mpc距离从集群中心合并集群和增加放松对象。在受干扰的对象，集群托管大规模的冲击波（跟踪无线电遗迹）是过于密集的H $α$发射器相比，在其集群内介质湍流（跟踪无线电晕）。我们推测，在扰动，年轻，大质量的星系团的恒星形成活动的增加，可以触发富气星系，冲击和/或集群内介质之间的相互作用，以及吸积的细丝和星系群。我们的研究结果表明，受干扰的集群代表了非常不同的星系演化的环境相比，轻松的集群或平均场环境。
2016-11-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Impact of Cluster Mergers on Galaxy Properties
Macquarie University（麦考瑞大学）；Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑路德维希-马克西米利安大学）；University of Western Australia（西澳大学）；Swinburne University（斯威本科技大学）
本文研究了星团并合对星系形成活动的影响，发现并合星团中星系形成星系比例略有增加，但未发现触发星系形成活动的证据。
2025-11-04 astro-ph.GA
The Cosmic Owl: Twin Active Collisional Ring Galaxies with Starburst Merging Front at $z=1.14$
Tsinghua University（清华大学）；National Radio Astronomy Observatory（国家射电天文台）；The University of Tokyo（东京大学）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (WPI)（宇宙物理与数学研究 Kavli 研究所（WPI））；Center for Data-Driven Discovery, Kavli IPMU (WPI), UTIAS（数据驱动发现中心，Kavli IPMU（WPI），UTIAS）；Aix Marseille Univ.（艾克斯马赛大学）；CNRS（法国国家科学研究中心）；CNES（法国国家空间研究中心）；LAM（拉格朗日天体物理学实验室）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）
宇宙猫在z=1.14处发现，由双碰撞环星系和AGN射流引发的星暴揭示了碰撞和AGN驱动的恒星形成机制。
2026-02-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
ENISALA: II. Distinct Star Formation and Active Galactic Nucleus Activity in Merging and Relaxed Galaxy Clusters
星系团的成长是充满能量的，可能会触发和/或淬灭恒星的形成和黑洞的活动。ENISALA项目是一个多波长观测的集合，旨在了解大尺度结构如何驱动星系和黑洞演化。本文介绍了14个z~0.15-0.31星系团中800多个H $α$发射线星系的光谱学研究。我们调查的性质的发射线与宿主星系的属性，它在集群内的位置，和父集群的属性。我们发现显着的差异合并和放松集群。大多数H $α$发射线星系在合并星系团领域位于3百万秒差距的中心。在合并的星系团中，这些线发射体中的很大一部分是由恒星形成提供动力的，而与星系团的中心半径无关，而其余的则是由活动星系核提供动力的。恒星形成星系在松弛星系团的3 Mpc范围内是罕见的，活动星系核在其外围（~1.5-3 Mpc）最丰富。我们发现了一个人口的恒星形成星系大的等效宽度和蓝色的紫外光的颜色，发现专门在合并的集群在我们的样本。合并星系团中广泛的发射线活动可能是由最近吸积的富含气体的星系中的触发活动支持的。相比之下，我们的观察宽松的集群匹配建立的模型，其中黑洞活动增强维里半径和恒星的形成是淬火内的下落区域。我们的结论是，发射线星系经历不同的合并和放松集群的演化路径。
2021-02-19 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
SPYGLASS. VII-B. Tracing the Fragments of Massive Star Formation Using Low-Mass Associations
Dunlap Institute for Astronomy & Astrophysics, University of Toronto（多伦多大学邓普尔天文与天体物理研究所）；Department of Astronomy, University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校天文学系）；Dept. of Space, Earth & Environment, Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学空间、地球与环境系）；Dept. of Astronomy & Virginia Institute for Theoretical Astronomy, University of Virginia（弗吉尼亚大学天文学系及弗吉尼亚理论天文研究所）；Instituto de Astrofísica, Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教Pontificia大学天体物理研究所）；Department of Astronomy, California Institute of Technology（加州理工学院天文学系）；Department of Statistical Sciences, University of Toronto（多伦多大学统计科学系）
利用Gaia观测数据，研究低质量协会的起源及形成机制，揭示其与更大星云的关联，并发现部分协会可能由云碰撞或反馈驱动。
2026-05-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of ultra-compact blue dwarf galaxies and their evolution into nucleated dwarfs
基于矮-矮星系合并的数值模拟结果，我们认为具有活跃恒星形成的超致密蓝矮星系（UCBD）与有核矮星系之间存在着演化联系.我们认为，低质量的矮星可以非常丰富的气体的观测事实，从而调查非常丰富的气体，耗散的矮星-矮星合并的动力学和化学演化。我们发现矮-矮星合并的残余物可以被由触发的恒星爆发形成的新的恒星星族所支配，因此可以具有蓝色和更高的金属丰度（Z~[0.2-1]Z_sun）。我们还发现，这些合并的残余物在中心10 pc和小的半光半径（40-100 pc）范围内具有相当高的质量密度（10^4 M_sun pc^-3）。一些合并残留物的径向恒星结构与有核矮星的相似。恒星形成可以在围绕恒星星系核（SGN）的核气体盘（R<100 pc）中继续进行，因此SGN最终可以具有不同年龄和金属丰度的多个恒星星族。这些非常紧凑的蓝色残余物可以在合并后不久被识别为UCBD，并在年轻恒星衰落后被识别为有核矮星。我们讨论这些结果的背景下，富含金属的超紧凑型矮星（UCD）和SGN的起源。
2015-10-15 astro-ph.GA
Star Formation in Isolated Dwarf Galaxies Hosting Tidal Debris: Extending the Dwarf-Dwarf Merger Sequence
像大质量星系一样，矮星系预计将与其他矮星系进行重大合并。然而，这些合并的最终状态以及合并在调节矮星形成中所起的作用尚不确定。使用超至尊凸轮斯巴鲁战略计划的成像，我们构建了一个样本的矮-矮合并，并检查合并系统的恒星形成和主机属性。这些星系是通过自动检测算法从$z<0.12$和$\log(M_\star/M_\odot)<9.6$的6875个孤立矮星系中选出的，这些孤立矮星系来自星系和质量大会（GAMA）和斯隆数字巡天（SDSS）光谱活动。我们发现一个总的潮汐特征检测分数为3.29%（6.1%时，只考虑星系在$z<0.05$）。潮汐特征的检测分数作为恒星形成活动的函数强烈上升; 15%-20%的星系具有极高的H $α$等效宽度（H $α$ EW > 250埃）显示潮汐碎片的迹象。拥有潮汐碎片的星系也比固定恒星质量的普通星系更蓝。这些发现扩展了观测到的矮-矮合并序列，其中有大量的矮星系样本，表明矮星系合并后引发的恒星形成在合并后仍在继续。
2019-11-19 astro-ph.GA
The ALMaQUEST Survey X: What powers merger induced star formation?
已知星系合并会引发扩展恒星和中心恒星的形成。然而，还有待理解的是，这种触发的恒星形成是否是由增强的恒星形成效率或丰富的分子气体燃料促进的。这项工作提出了空间分辨测量收集的CO排放与阿塔卡马大毫米阵列（ALMA）的20个合并星系（无论是对或合并后）从附近的Galerkin映射在阿帕奇点天文台（MANGA）调查。另外11个合并星系是从ALMA MANGA淬火和恒星形成（ALMaQUEST）调查中选出的，结果是一组31个合并星系处于不同的相互作用阶段，涵盖了广泛的恒星形成率（SFR）。我们研究了星系到星系的变化，在解决肯尼卡特-施密特关系（rKS：$Σ_{H_2}$与$Σ_{SFR}$），解决分子气体主序列（rMGMS：$Σ_{\star}$与$Σ_{H_2}$），和解决恒星形成主序列（rSFMS：$Σ_{\star}$与$Σ_{SFR}$）。我们量化这些解决关系的偏移量，以确定是否恒星形成率，分子气体分数，和/或恒星形成效率（SFE）在不同地区的一个星系增强。通过比较所有三个参数的偏移，我们可以辨别气体分数或SFE是否为增强的$Σ_{SFR}$提供动力。我们发现，合并引起的恒星形成可以由各种机制驱动，无论是在一个星系内，不同的合并之间，无论相互作用阶段。
2022-08-12 astro-ph.GA
SDSS J1254+0846: A Binary Quasar Caught in the Act of Merging
我们提出了第一个明亮的，空间分辨的二元类星体，显然居住在一个正在进行的星系合并。SDSS J125455.09+084653.9和SDSS J125454.87+084652.1（以下简称SDSS J1254+0846）是两个明亮的z=0.44射电宁静类星体，径向速度差仅为215 km/s，在天空中相隔21 kpc，在一个扰动的主星系合并中显示出明显的潮汐尾。这一对是从SDSS DR 6测光中提取的具有小横向分离的二元类星体候选者的完整样本的一部分。我们提出了后续的光学成像，显示了广泛的，对称的潮汐臂功能跨越约75千秒差距的类星体的红移。数值模拟表明，该系统由两个巨大的盘状星系组成，它们在主动合并的第一次通过期间被捕获。这表明，在星系合并的早期阶段，黑洞的快速增长与预先存在的凸起。在我们的光学或X射线观测中，这两个发光的核都没有被气体或尘埃显着吸收，这说明并非所有的合并类星体都将处于模糊的超亮阶段。我们发现较暗的B类星体的爱丁顿比是相当正常的，而A类星体的L/LEdd与类似光度和红移的类星体相比是相当高的（>3sigma），这可能是强合并触发吸积的证据。更多这样的合并应该是确定在较高的红移使用二元类星体作为示踪剂。
2010-02-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
G321.93-0.01: A Rare Site of Multiple Hub-Filament Systems with Evidence of Collision and Merging of Filaments
本文通过对分子云G321.93-0.01的多波段观测，发现多个中心-纤维系统，揭示其大质量恒星形成活动差异，并证实纤维碰撞与并合是形成该类系统的两种可能机制。
2024-11-21 astro-ph.GA
Galaxy Zoo: Mergers - Dynamical Models of Interacting Galaxies
大多数星系合并的动力学历史还没有被很好地理解。在以前的研究中已经发现了星系相互作用和恒星形成之间的相关性，但需要合并系统的物理历史背景，以充分了解导致增强恒星形成的过程。我们提出的模拟结果，重建的轨道轨迹和相互作用的星系对扰动形态。通过使用限制性三体模拟代码和公民科学家的帮助，我们在每个系统的参数空间中采样10^5个点。我们通过对300多万个模拟的回顾，成功地再现了62对相互作用的星系的形态。我们研究的水平的收敛性和独特性的动力学性质的每个系统。这些模拟代表了迄今为止相互作用星系模型的最大集合，为合并的研究提供了宝贵的资源。本文介绍了该项目产生的仿真参数。这些报告的电子版现已在http://data.galaxyzoo.org/mergers.html网站上公布。虽然我们的最佳拟合模型参数与先前发布的模型不完全匹配，但我们确定不确定性测量的方法将有助于未来模型之间的比较。从我们的模型的动态时钟同意与以前的结果，因为恒星形成的恒星爆发模型在相互作用的系统中的发病时间，并建议潮汐诱导恒星形成后不久触发最近的方法。
2016-04-01 astro-ph.GA
The ALPINE-ALMA [CII] Survey: CGM pollution and gas mixing by tidal stripping in a merging system at z~4.57
我们提出了ALMA观测的合并系统在z ~ 4.57，观察到的ALMA大型计划，以研究[CII]在早期（ALPINE）调查的一部分。结合ALMA [CII] 158微米和远红外连续谱数据与多波长辅助数据，我们发现该系统由两个巨大的（M星>~ 10^10 M太阳）恒星形成星系经历一次大合并（恒星质量比r_mass ~ 0.9）（~13千秒差距;预计）和速度（delta_v < 300公里/秒）的分离，和两个额外的微弱窄[CII]发射卫星。整个系统属于一个较大规模的原星团环境，是符合其密度过高的峰值之一。ALMA还揭示了环星系气体结构产生的[CII]发射的存在，延伸到~30 kpc的直径尺度。我们的形态光谱分解分析表明，约50%的总流量之间的个别星系组件，在富含金属的气体信封的特征是由扰动形态和复杂的运动学。类似于从本地群体的潮汐尾发射的冲击激发[CII]的观测，我们的结果可以被解释为星际气体被强引力相互作用剥离的可能特征，可能来自星系流出物喷出的物质和小的微弱卫星中恒星形成引发的发射。我们的研究结果表明，合并可能是一个有效的机制，气体混合的环星系介质周围的高z星系，从而发挥了关键作用的星系重子循环在早期的时代。
2020-07-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
An Excess of AGNs Triggered by Galaxy Mergers in MaNGA Galaxies of Stellar Mass $\sim10^{11}$ $M_{\odot}$
本研究基于MaNGA巡天数据构建了包含387个AGNs的星表，并结合星系并合星表发现，在恒星质量约$10^{11}$ $M_{\odot}$的高质量星系中，星系并合（尤其是合并后阶段）会触发或增强AGN活动，但未提高AGN光度或吸积率。
2024-04-22 astro-ph.GA
The NGC 3341 minor merger: a panchromatic view of the active galactic nucleus in a dwarf companion
我们目前的X射线（钱德拉），无线电（EVLA和EVN），并在NGC3341的三重合并系统的档案光学数据。我们的全色分析证实了在NGC3341B中存在一个Seyfert 2活动星系核，它是次级矮伴星之一。另一方面，主星系的核心，与每年几个太阳质量的恒星形成区域相一致，NGC3341C不太可能拥有AGN。因此，我们认为，NGC3341是一个特殊的例子，活动星系核触发的卫星星系的小合并系统。这样一个系统的存在可能有重要的影响，在模型的层次增长的结构。需要对NGC3341和潜在的类似源进行进一步的观测和理论研究，以了解小合并对活动星系核活动开始的作用，以及大质量星系的演化。
2013-08-31 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
A Rare Eddington-Limited, Heavily Obscured Low-Mass Active Galactic Nucleus Likely Triggered by a Galaxy Merger
Peking University（北京大学）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学天文与天体物理前沿科学中心）；Nanjing University（南京大学）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（教育部现代天文与天体物理重点实验室（南京大学））；University of Michigan（密歇根大学）；The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；Institute for Gravitation and the Cosmos, The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学引力与宇宙学研究所）
研究通过分析GAMA 376183，发现其为低质量星系中的严重遮蔽AGN，由星系合并触发，揭示了[Ne v]发射线在识别此类天体中的作用，以及合并驱动的共进化框架可能延伸至低质量星系。
2026-04-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
A relationship between specific star formation rate and metallicity gradient within z=1 galaxies from KMOS-HiZELS
我们已经观察了一个典型的z=1恒星形成星系的样本，从HiZELS调查中选择，与新的KMOS近红外，多IFU仪器上的VLT，以获得它们的动力学和金属丰度梯度。我们的大多数星系都有一个与平坦或负相一致的金属丰度梯度（即核心比外围金属丰度高）。有趣的是，我们发现金属丰度梯度和特定的恒星形成率（sSFR）之间的趋势，这样，具有高sSFR的星系往往有相对贫金属的中心，这一结果是加强时，结合文献中的数据集。这一结果似乎解释了不同的高红移研究和不同的进化主张之间的差异。从星系演化的角度来看，我们所看到的趋势意味着星系的sSFR取决于可以通过合并或有效吸积触发进入其核心的贫金属气体的数量。事实上，合并可能起着重要的作用，因为它是在所有时代的星暴星系，其中有更积极的金属丰度梯度。我们的研究结果可能有助于解释的基本金属丰度关系的起源，在一个固定的质量的星系中观察到有较低的金属丰度在较高的恒星形成率，特别是如果金属丰度是在一个光圈只包括星系的中心区域测量。最后，我们注意到，这项研究表明的权力KMOS作为一个有效的工具，大规模解决星系调查。
2014-07-23 astro-ph.GA
Supernovae and their host galaxies - II. The relative frequencies of supernovae types in spirals
我们提出了一个不同的超新星（SN）类型的相对频率的分析与各种形态的螺旋和在酒吧或unbarred星系。我们使用一个定义良好的和均匀的样本的螺旋宿主星系的692 SNe从斯隆数字巡天在不同阶段的星系-星系相互作用和活动类的核。我们建议，潜在的机制塑造SNe类型的数量比可以解释的框架内相互作用诱导的恒星形成，除了已知的形态和恒星星族之间的关系。我们发现一个强大的趋势，在行为的NIa/NCC的比例取决于主机的形态，这样，早期的螺旋包括更多的Ia型SNe。NIbc/NII比率在早期型宿主的宽箱中较高。当从正常星系、扰动星系到相互作用星系时，NIa/NCC比值几乎不变，然后在合并星系中下降，而在合并后星系/残余星系中，NIa/NCC比值跳到最高值。与此相反，NIbc/NII的比率跳到最高值合并星系和合并后/残余子样本略有下降。的解释是，恒星形成率和星系的形态，这是强烈的影响，在相互作用的最后阶段，对SNe类型的数量比的影响。NIa/NCC（NIbc/NII）比值从恒星形成到活动星系核（AGN）级别增加（减少）。这些变化是一致的相互作用触发的恒星暴演化成活动星系核的相互作用的后期阶段，伴随着恒星形成的变化和星系形态的转变成一个早期的类型。
2014-09-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Blue Compact Dwarf Galaxy VCC 848 Formed by Dwarf-Dwarf Merging: HI Gas, Star Formation and Numerical Simulations
最近在气体主导的合并残余物VCC 848中发现了矮星-矮星合并事件和增强的恒星形成（SF）之间的明确联系，提供了迄今为止最清晰的富含气体的后期矮星-矮星合并视图。我们提出了一个联合分析的JVLA HI发射线映射，光学成像和数值模拟的VCC 848，以检查合并的恒星和气体分布的影响。VCC 848只有不到30%的HI气体集中在中心的高表面亮度恒星形成区，而其余的HI则被边缘的潮汐特征所携带。特别是，一个定义明确的潮汐臂达到N（HI）与星系中心相当，但缺乏SF。从目前的SF率（SFR）推断的分子气体质量占主导地位的原子气体质量在中央~ 1.5千秒差距。VCC 848以其目前的恒星质量和SFR来看是一个主序星形成星系。HII区的光度分布与具有类似光度的正常矮不规则星大致一致，除了最亮的HII区格外明亮。我们的N体/流体动力学模拟表明，VCC 848是一个合并之间的气体为主的主要祖星和含气体的恒星为主的中学。祖先们在超过1 Gyr之前在近径向非共面轨道上进行了第一次通过。合并并没有建立一个像典型的致密矮星那样致密的核心，这可能部分归因于次级恒星占主导地位的性质，并且在一般意义上，在合并的早期阶段引发强烈的恒星爆发后，产生了负的恒星反馈。
2020-07-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
MC$^2$: Boosted AGN and star-formation activity in CIZA J2242.8+5301, a massive post-merger cluster at z=0.19
星系团合并在星系团的形成和演化过程中起着重要的作用。Stroe等人（2014）揭示了在大质量（~ 2x 10 $^{15}$ M $_{\odot}$）“香肠”合并星团CIZA J2242.8+5301的~1 Mpc宽的激波前沿附近，候选H $α$发射体的意外过密度。我们使用Keck/DEIMOS和WHT/AF 2确认了合并星系团内和周围的83个H $α$发射体。我们发现，在最热的X射线气体和/或在集群的子核心（远离冲击波前锋）的星系团恒星形成星系显示高[SII]6716/[SII] 6761和高[SII]6716/H $α$，这意味着非常低的电子密度（<30倍低于所有其他恒星形成星系的集群外）和超新星的显着贡献，分别。所有靠近星团中心的恒星形成星系都显示出明显的外流（蓝移Na D~200- 300 km/s），可能是由超新星驱动的。在H $α$ AGN中也发现了强的外流。合并星系团中的H $α$恒星形成星系遵循z~0质量-金属丰度关系，表现出系统性的高金属丰度（~0.15-0.2 dex），比星系团外的H $α$发射体（投影R>2.5 Mpc）高。这表明，激波前沿可能触发了剩余的富含金属的气体，星系能够将这些气体保留在形成的恒星中。我们的观测表明，令人印象深刻的大质量（~10 $^{15}$ M $_\odot$）星系团的合并可以为显著的恒星形成和活动星系核活动提供条件，但是，由…
2015-03-06 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The triggering of local AGN and their role in regulating star formation
我们探索的过程中，触发本地AGN和这些AGN在调节恒星形成的作用，使用mJy成像VLBA勘探在20厘米（mJIVE）调查观察到的~350个附近的星系。mJIVE探测所需的>10^7 K的亮度温度不能通过恒星形成单独实现，这使我们能够明确地探测附近的射电AGN并研究它们在星系演化中的作用。射电活动星系核在早型星系（ETG）中比在晚型星系中更常见一个数量级。在这项研究中，VLBI检测到的ETG与未检测到的ETG具有相似的恒星质量分布，通常不是星系团的中心星系，并且表现出明显高于平均ETG的合并分数。这表明，这些射电活动星系核（VLBI光度>10^22 W Hz^-1）主要是由合并提供燃料的，而不是由恒星内部的质量损失或冷却流提供的。我们的射电活动星系核驻留在紫外光红色序列中的可能性是平均ETG的3倍。此外，活动星系核的典型寿命（大约10^7年）比从蓝云到红色序列的渡越时间（大约1.5 Gyr）要短得多。这表明活动星系核并没有被迅速触发，并在相关的恒星形成事件中出现了几个动力学时间尺度，这意味着它们通常只与残余气体耦合，在恒星形成已经显着下降的时候。虽然在黑洞由热气体冷却的系统中，活动星系核反馈的证据很强，但合并引发的活动星系核似乎并没有强烈地调节相关的恒星形成。活动星系核无法快速淬灭合并驱动的恒星形成，这可能使合并成为附近ETG恒星形成的主导模式，这与小合并是这些系统中恒星质量增长的主…
2014-11-07 astro-ph.GA
Merging stellar and intermediate-mass black holes in dense clusters: implications for LIGO, LISA and the next generation of gravitational wave detectors
研究了由两个恒星黑洞（BH）和一个中等质量黑洞（IMBH）之间的相互作用触发的中等质量比螺旋（IMRIs）的形成。我们利用$N$体模型改变IMBH质量，恒星BH质谱，和星团的属性。这些模拟再加上半解析的过程来解释残余IMBH的演变。IMRI形成概率达到值$\sim 5-50\%$，较大的值对应于较大的IMBH质量。IMRIs绘制出恒星BH的质谱，因此它们可能被用来解开恒星星团中的BH人口窝藏IMBH。在IMRI阶段之后，最初接近最大值（几乎不旋转）的IMBH倾向于减少（增加）其自旋。如果IMBH增长主要是通过重复的IMRI，我们表明，只有IMBH种子足够大（$M_{\rm seed} > 300$ M $_\odot$）可以增长到$M_{\rm imbh} >10^3$ M $_\odot$在密集的球状星团。假设这些种子在红移$z\sim 2-6$处形成，我们发现它们中的$1-5\%$在红移$z=0$处将达到质量$\sim 500-1500$ M $_\odot$，并将表现出低自旋$S_{\rm imbh} < 0.2$。测量IMRI中涉及的IMBH的质量和自旋可以帮助解开它们的形成机制。我们表明，LISA可以检测IMBHs在银河系球状星团的信噪比$=10-100$，或在大麦哲伦星云的信噪比$=8-40$。我们提供了LIGO（$Γ_{\rm LIG} = 0.003-1.6$ yr…
2021-05-10 astro-ph.GA gr-qc
Star formation in the Cometary Globule Ori I-2
我们研究了彗星球状体Ori I-2中和附近的年轻恒星星族。分析是基于深北欧光学望远镜R波段和H-α图像，JCMT SCUBA 450和850微米图像结合近红外2 MASS测光和中红外档案斯皮策图像获得的IRAC（3.6，4.5，5.8和8微米），和MIPS（24和70微米）仪器。我们确定了IRAC成像的5 'x5'区域内的125个源。在这些源中，在R波段图像中检测到87个，在2 MASS勘测中检测到51个。详细的物理性质的来源进行了探讨，使用组合的近/中红外颜色-颜色图，灰体拟合的SED和在线SED拟合工具，使用一个库的2D辐射传输为基础的吸积模型的年轻恒星物体与磁盘。猎户座I-2显示了触发恒星形成的明确证据，其中有四颗年轻的低光度前主序星嵌在球状体中。至少有两个，可能多达四个，额外的低质量PMS物体，被发现在该领域可能是年轻的σ-猎户座星系团的一部分。在球状体中形成的PMS恒星中，MIR-54是一个年轻的、深埋的0/I类天体，MIR-51和52是年轻的II类天体，而MIR-89是一个更进化的、严重退化的II类天体，其明显的颜色模仿0/I类天体。II类源MIR-52是一颗H-α发射线很强的恒星，它似乎驱动了一个与MIR-54的外流大致对齐的外流，由于两个外流的距离很近，任何一颗恒星都可能有贡献。MIR-89似乎激发了本研究首次发现的低激发HH天体HH 992。
2009-10-10 astro-ph.GA
IRAS 09002-4732: A Laboratory for the Formation of Rich Stellar Clusters
IRAS 09002-4732是船帆座分子脊中一个研究较少的嵌入星团，距离船帆座分子脊1.7kpc。钱德拉X射线天文台的深度观测，结合现有的光学和红外线测量，产生了该地区441个可能的主序前成员的目录。恒星的空间分布有两个组成部分：大多数恒星居住在一个丰富的，紧凑的，椭圆形的星团，但少数居住在一个分子细丝几秒差距长，跨越集群。暗条有活跃的分布式恒星形成，有数十颗未聚集的原恒星。星团前主序群是$\leq 0.8$ Myr年龄和深深嵌入;其最大的成员是非常年轻的产生一个超紧凑的H II区。从X射线光度函数推导出的星团总人口是惊人的丰富，是猎户座星云星团的两倍。星团的核心非常密集，应该发生强烈的N体相互作用;它的初始质量函数可能在大质量恒星中有所不足。我们推断，IRAS 09002-4732是一个罕见的情况下，丰富的集群正在形成今天的分子丝，符合天体物理模型的团簇形成的云，涉及层次的形成和合并的集团分子丝。
2019-10-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Massive Compact Galaxies with High-Velocity Outflows: Morphological Analysis and Constraints on AGN Activity
我们在12个中等红移（z~0.6）的大质量星系样本中研究了快速恒星形成猝灭的过程，这些星系中存在高速电离气体流出（v>1000 km/s）。我们的结论是，这些快速外流最有可能是由恒星形成的反馈，而不是活动星系核（AGN）。我们使用多波长调查和有针对性的观测星系，以评估其恒星形成，活动星系核的活动，和形态。共同的属性包括扩散潮汐特征，表明最近的合并伴随着明亮的，未解决的核心，有效半径小于几百秒差距。即使与z~2-3的星系相比，这些星系的恒星质量也非常紧凑。对于9/12星系，我们排除了活动星系核的贡献，核光和假设，未解决的核心来自一个紧凑的中央星暴引发的耗散崩溃非常丰富的气体祖合并磁盘。我们在一半的样本中发现了活动星系核活动的证据，但我们认为它只占总热光度的一小部分（<10%）。我们没有发现活动星系核活动和外流速度之间的相关性，我们的结论是，在我们的星系中的快速外流不是由正在进行的活动星系核活动，而是由最近，非常紧凑的星爆。
2014-04-02 astro-ph.GA
Merger-induced star formation in low-metallicity dwarf galaxy NGC 4809/4810
本研究利用 VLT/MUSE 高分辨率积分场观测分析并合矮星系 NGC 4809/4810，揭示相互作用区低金属丰度、高 SFR 结及演化时序，证明贫金属环境下并合可触发星暴。
2023-08-02 astro-ph.GA
The formation of clusters and OB associations in different density spiral arm environments
我们提出了模拟的形成和演化的螺旋臂的集群。模拟遵循两个不同的旋臂区域，并且总气体质量变化以产生一系列不同质量的团簇。我们发现，包括光电离反馈产生观察到的集群质量半径关系，增加集群的半径相比，没有反馈。超新星对星系团的性质几乎没有影响。我们发现，在我们的高密度，高气体质量的模拟中，恒星形成受反馈的影响较小，因为恒星形成在反馈产生很大影响之前就迅速发生了。在我们的最低气体密度模拟中，得到的簇与没有反馈的情况完全不同（例如簇的数量和质量）。恒星的形成速率也被显著抑制。在这个模型中，星团中恒星的比例随着时间的扁平而减少，大约为20%。在我们最低的气体模拟模型中，我们看到了一个恒星形成群的形成，其性质类似于OB协会，特别是类似于猎户座Ia。我们认为，低密度，和较强的初始动力学有利于形成协会，而不是集群。在所有的模型中，团簇形成都是复杂的，伴随着团簇的合并和分裂。形成的最大的集群往往经历更多的合并。
2022-08-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Clues on Arp 142: The Spiral-Elliptical merger
附近的合并对是独特的实验室，人们可以在其中研究引力对单个相互作用组件的影响。在这份手稿中，我们报告了沿着奇特的星系NGC 2936，星系对Arp 142的成员，一个E + S相互作用，被称为“企鹅”的HII区域的特征。使用双子座南光谱，我们已经得出了一个高增强的全球恒星形成率SFR = 35.9 Msun/yr可能刺激的相互作用。这个星系中的恒星形成区域显示出与太阳金属丰度一致的氧丰度。目前的数据集不允许我们对NGC 2936得出任何明确的结论。诊断图显示，NGC 2936的中心区域被活动星系核活动电离，NGC 2936的东部潮汐羽流正在经历恒星形成的爆发，这可能是由于与其椭圆伴星系NGC 2937的相互作用事件引起的气体压缩所触发的。等照度线分析显示NGC 2937的潮汐特征：在内半径处有非同心（或偏心）等照度线，而在大半径处，表面亮度轮廓相对于de Vaucouleurs定律有微弱的过剩。通过将Arp 142的径向速度分布和形态特征与数值模拟库进行比较，我们得出结论，该系统的当前阶段将是第一次近心通过后约50 +-2500万年。
2019-07-04 astro-ph.GA
Star Formation Under the Outflow: The Discovery of a Non-Thermal Jet from OMC-2 FIR 3 and its Relationship to the Deeply Embedded FIR 4 Protostar
我们对OMC-2中包含明亮远红外源FIR 3（HOPS 370）和FIR 4（HOPS 108）的区域进行了多波长（0.7-5 cm），多历元（1994-2015）的甚大阵列（VLA）观测。我们报告检测到10个射电源，其中7个被确定为年轻的恒星物体。我们的形象，以及准直无线电喷流与热自由的核心（VLA 11）与I类中等质量的原恒星HOPS 370。喷流在距离原恒星约7，500 - 12，500天文单位的地方呈现出几个非热射电辐射结（VLA 12 N、12 C、12 S）（可能是激波加速的相对论电子的同步辐射），在这个区域之前已经发现了其他的激波示踪物。这些节点以约100 km/s的速度远离HOPS 370原恒星。0级原恒星HOPS 108本身被探测为一个独立的、运动学解耦的射电源，落在这些非热射电源结的路径上。这些结果有利于先前提出的方案，其中HOPS 108的形成是由HOPS 370流出物与密集团块的撞击触发的。然而，HOPS 108呈现出约30 km/s的大自行速度，类似于猎户座中的其他失控恒星，其起源在这种情况下令人困惑。或者，由于与附近扩展发射的混合、源形状的变化和/或不透明度效应，源的质心位置的变化可能导致明显的自行。
2017-03-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
