Globular Cluster Scale Sizes in Giant Galaxies: Orbital Anisotropy and Tidally Under-filling Clusters in M87, NGC 1399, and NGC 5128
本文研究了在巨星系M87、NGC 1399和NGC 5128中观测到的球状星团半光半径随投影星系心距$R_{gc}$的浅增现象。为了模拟每个星系的趋势，我们探讨了轨道各向异性和潮汐欠填充集群的影响。虽然一个强大的简并存在于这两个参数之间，我们使用运动学的研究，以帮助限制距离$R_β$超过集群轨道成为各向异性，以及距离$R_{fα}$超过集群潮汐填充不足。对于M87，我们发现$R_β> 27$ kpc和$20 < R_{fα} < 40$ kpc，对于NGC 1399，我们发现$R_β> 13$ kpc和$10 < R_{fα} < 30$ kpc。$R_{fα}$与每个星系的质量分布的关系表明，大小和$R_{gc}$之间的关系可能是在形成时强加的，只有内部的星系团受到潮汐的影响。最佳拟合模型表明，最亮的星系团星系的动力学历史产生类似的今天的集群属性分布。对于一个小星系群中的中心巨星NGC5128，我们发现$R_β> 5$ kpc和$R_{fα} > 30$ kpc。虽然我们不能排除对$R_{gc}$的依赖，但NGC 5128很好地拟合了潮汐填充的星系团人口，轨道分布各向同性，这表明它可能是通过初始快速吸积阶段形成的。来自周围环境的扰动也可能影响星系的轨道各向异性，因为M87和NGC 1399的外围星系团主要是径向轨道，而NGC 5128的外围星系团则保持各向同性。
2016-05-10 astro-ph.GA
DECam photometry reveals extra-tidal stars around the Milky Way globular cluster NGC 6864 (M75)
球状星团在绕银河系运动时容易丢失恒星。这些恒星逃离星团，分布在扩展的包层或潮汐尾中。然而，这样的潮外结构并不是在所有的球状星团中都能观测到，而且还没有结构或动力学参数可以预测它们的存在或不存在。NGC 1，6864是一个外晕球状星团，没有观测到潮汐尾。我们使用暗能量照相机（DECam）测光达到$\sim$ 4等下的主序列关闭，以确信地检测到一个额外的潮汐信封，恒星碎片遍布星团的郊区。这些功能出现了一次强大的领域明星过滤技术应用到观察到的集群主序列的较暗端。NGC 1，6864与{ \it Gaia}-土卫二矮星系以及其他28个球状星团有关。到目前为止，已经有近64个$\%$被作为目标寻找潮汐尾，其中大多数已被证实具有潮汐尾。因此，目前的结果使我们能够推测的可能性，{ \it盖亚}-土卫二球状星团共享一个共同的模式，质量损失的潮汐破坏。
2021-11-03 astro-ph.GA
NGC 147, NGC 185 and CassII: a genetic approach to orbital properties, star formation and tidal debris
NGC 147、NGC 185和CassiopeiaII（CassII）在天空中的位置、距离和测量的视线速度相似。相空间的这种接近性表明M31的这三颗卫星在本星系群中形成了一个子群。然而，它们的恒星形成历史和星际介质的差异，以及最近在NGC~147中发现的恒星流，加上其他两颗卫星缺乏潮汐特征，都表明M31与这三颗卫星之间存在复杂多样的相互作用。我们使用遗传算法来探索不同的轨道，这些卫星可以有，并选择六组轨道，可以最好地解释观测功能的NGC 147，NGC 185和CassII卫星。这些轨道的参数，然后被用作N体模拟的起点。我们提出的模型，其中NGC 147，NGC 185和CassII是一个绑定组的总时间至少有一个陀螺，但仍然经历不同的相互作用与M31，因此NGC 147有一个明确的恒星流，而其他两个卫星没有显着的潮汐功能。这一结果表明，有可能找到再现卫星对比特性的解决方案，并且NGC 147-NGC 185-CassII已经被引力束缚。
2015-11-26 astro-ph.GA
The Effect of Dwarf Galaxies on the Tidal Tails of Globular Clusters
球状星团的潮汐尾已被证明对外部潮汐场很敏感。我们通过模拟有和没有矮星系的星系模型中的尾巴，研究了有观测到的尾巴的银河系球状星团如何受到卫星矮星系的影响。模拟表明，潮汐尾可以根据它们如何受到矮星系的影响而分为三类：1）矮星系扰动了祖先星系团的轨道（NGC 4590，1991，1995），2）矮星系扰动了祖星系团的轨道和单个尾星（NGC 362，NGC 1851，NGC 4147，NGC 5466，NGC 7492，NGC 14，NGC 15）; 3）矮星系对潮汐尾的影响可以忽略不计（NGC 288，NGC 5139，NGC 5904，波江座）。当矮星系经过星系团的轨道时，星系团的轨道就会受到扰动，从而改变轨道和尾星路径的大小和形状。一个或多个矮星系和尾星之间的直接相互作用会导致扭结和毛刺，但我们发现这些特征在投影中更难观察到。我们进一步发现，在矮星系模型中，由于距离远心较近，所以E15的尾部较短，这导致尾部被压缩。额外的模拟显示，两个星系模型中潮汐尾的差异主要是由于大麦云云。了解矮星系如何影响潮汐尾，可以利用潮汐尾来绘制矮星系和银河系中物质的分布。
2021-11-26 astro-ph.GA
Tidal tails in the disintegrating open cluster NGC 752
我们利用强大的成员资格确定算法，ML-MOC，精确的天体测量和深测光数据从盖亚早期数据发布3在一个区域内的半径5 $^{\circ}$周围的中心的中间年龄银河系疏散星团NGC 752，以确定其成员恒星。我们报告发现了NGC 752的潮汐尾，在其致密中心区域的两侧延伸到$\sim$ 35 pc，并遵循星团轨道。通过与PARSEC恒星等时线的比较，我们得到了具有斜率的星团质量函数$χ=-1.26\pm0.07$。$χ$的高负值指示正在经历质量分离的解体簇。$χ$在潮内区域比NGC 752的外围更负。我们估计了星团的现今质量M $\rm_{C}=297\pm10$ M $_{\odot}$。通过恒星演化和潮汐相互作用导致的质量损失，我们进一步估计NGC 752已经损失了其初始质量$\rm M_{i}~=~0.64~-2~\times~10^{4}~M_{\odot}$的95.2- 98.5%。
2021-05-13 astro-ph.GA
Direct N-body simulations of NGC 6397 and its tidal tails
通过直接N体模拟和Gaia DR3数据，研究了球状星团NGC 6397的演化，发现其当前状态可由标准初始质量函数解释，且无暗物质晕或暗残骸中心。
2025-01-23 astro-ph.GA
Evidences of tidal distortion and mass loss from the old open cluster NGC 6791
我们首次给出了疏散星团NGC~6791密度分布中潮汐畸变的明显特征的证据。我们发现，2D密度图显示了一个明显的伸长和不规则的分布从$\sim 300^{\prime\prime}$从集群中心和两个尾巴在相反的方向延伸超过潮汐半径。这些特征与绝对自行和银河系中心方向一致。因此，我们发现，无论是表面亮度和恒星计数密度分布揭示了偏离国王模型从$\sim600^{\prime\prime}$。这些观测证据表明，NGC~6791目前正在经历质量损失，可能是由于引力冲击和与银河系潮汐场的相互作用。我们得到预期的质量损失，由于恒星演化和潮汐相互作用，我们估计的初始集群质量为$M_{ini} = (1.5-4.0 ) \times 10^5 M_{\odot}$。
2015-10-31 astro-ph.GA
Tidal origin of NGC 1427A in the Fornax cluster
我们提出了新的HI的意见，从澳大利亚望远镜紧凑阵列和深光学成像OmegaCam的VLT巡天望远镜的NGC 1427 A，一个箭头形的矮不规则星系位于天炉座星系团。这些数据揭示了一个没有恒星的HI尾部，其中包含NGC 1427A原子气体的10%，以及扩展的恒星辐射，为这个星系的近代历史提供了新的线索。而不是冲压压力诱导的恒星形成的结果，如以前在文献中所建议的，NGC 1427A的扰动光学外观有潮汐起源。星系本身可能由两个处于高级合并阶段的独立物体组成。HI尾可能是由在相同的潮汐相互作用期间被排出到大半径的气体构成的。其中一些气体可能受到冲压压力的影响，这被认为是一种次级效应，意味着NGC 1427 A在天炉座星系团内的西北轨迹。
2017-10-26 astro-ph.GA
NGC 4656UV: A UV-selected Tidal Dwarf Galaxy Candidate
我们报告了在NGC 4631/4656星系群中发现的一个紫外亮潮汐矮星系候选者，我们将其命名为NGC 4656 UV。使用调查和档案数据跨越1.4 GHz的紫外线，我们调查的气体运动学和恒星的性质，这个系统。NGC 4656 UV和它的母星系NGC 4656的HI形态非常混乱，有大量的反向旋转和面外气体。从UV-FIR测光，计算使用一种新的方法来纠正表面梯度的微弱对象，我们发现NGC 4656 UV没有显着的尘埃不透明度和蓝色光谱能量分布。我们根据FUV通量计算出恒星形成速率为0.027 M太阳年^-1，并测量出该天体的HI总质量为3.8 × 10^8 M太阳。演化合成模型表明，NGC 4656 UV是一个低金属量的系统，其唯一的恒星形成大爆发发生在过去的2.6 - 2.9亿年。恒星星族的年龄与NGC 4656和NGC 4631之间最近的潮汐相互作用的粗略时间尺度一致，尽管我们讨论了该物体的真实性质-无论是潮汐还是预先存在的起源-在其金属丰度比其母星系低10倍的背景下。我们估计NGC 4656 UV是边缘结合或未结合的。如果被束缚，它包含相对少量的暗物质。丰富的档案数据允许更深入地调查这一动态系统比目前可能的大多数TDG候选人。
2012-03-06 astro-ph.GA
Differences in star formation activity between tidally triggered and isolated bars: a case study of NGC 4303 and NGC 3627
星系棒是星系演化的重要驱动力，但它们如何影响星际介质和相应的恒星形成，仍然不清楚。我们目前的模拟结果为两个酒吧星系与不同的形成机制，酒吧形成隔离或通过潮汐相互作用，考虑空间和时间变化的趋势，恒星形成。我们专注于酒吧形成的早期（<1Gyr）时代，使相互作用是明确的。选择附近的NGC 4303（孤立）和NGC 3627（相互作用历史）作为观测类似物来定制这些模拟。无论形成机制，两个模型显示出相似的内部动力学特征，虽然相互作用似乎促进外盘速度结构中的杆臂断开。这两个条形触发类似的恒星形成（79%; 66%），而相互作用也触发了更早的31%的爆发。在表面气体和恒星形成率之间的关系中观察到显着的形态依赖性。在这两种情况下，酒吧组成部分是明显最陡峭的;臂是类似的整体光盘的平均值;和臂间明显最浅。潮汐盘的一个显著特征是存在中等密度、低效率的恒星形成气体，这些气体主要局限于光盘外的潮汐碎片中。潮汐盘还表现出一个独特的趋势，径向增加的恒星形成效率和一个明确的缺乏恒星形成，坚持沿酒吧之间的中心和酒吧的两端。这些是用于识别禁止系统后交互的潜在签名。
2021-11-18 astro-ph.GA
Discovery of a stellar tidal stream around the Whale galaxy, NGC 4631
我们报告了在NGC 4631的晕中发现一个巨大的恒星潮汐流，NGC 4631是一个附近的边缘螺旋星系，与螺旋星系NGC 4656相互作用，在用40厘米口径的机器人望远镜拍摄的深度图像中。该流有两个组成部分：在NGC 4631和NGC 4656之间延伸的桥状特征（stream_SE）和在NGC 4631盘的相对侧上具有延伸特征的过密度（stream_NW）。这些特征加在一起延伸超过85 kpc，并显示清晰的（g-r）颜色梯度。stream_SE相对于NGC 4631和NGC 4656的方向与这两个螺旋之间相互作用的起源不一致，更可能是卫星相遇的碎片。恒星的潮汐特征可以定性地再现在一个N体模型的潮汐中断的一个单一的，大质量的矮卫星的中等偏心轨道（e=0.6）围绕NGC 4631超过$\sim$ 3.5 Gyr，与动力学质量比（m1：m2）的~40。从流的形态建模和推断表明，这些都没有与两个螺旋之间观察到的复杂的HI潮汐特征，这可能源于最近，富含气体的吸积事件。stream_NW的详细结构表明它可能包含该流的祖先，与N体模型一致。此外，stream_NW与两个非常微弱的矮球状候选者大致对齐。NGC 4631周围的矮星系系统和潮汐流可以通过未来的后续观测为探索最近报道的本星系群旋涡星系中卫星星系的各向异性分布提供一个额外的有趣案例。
2014-10-23 astro-ph.GA
Optical spectroscopy of young tidal objects around two interacting galaxy pairs
我们提出了双子座多目标摄谱仪（GMOS）光谱的HI丰富的潮汐功能位于周围的两个相互作用的星系对，NGC 3166/9和NGC 4725/47的郊区。这些后续观测是研究潮汐矮星系（TDG）在群体环境中的特性和频率的多波长活动的一部分。基于计算的气相金属丰度和红移，除了先前测量的HI和恒星的属性，我们已经确认了TDG候选AGC 208457，它已经出现在NGC 3166/9星系对之间的相互作用的潮汐碎片的潮汐起源。通过比较HI和光学后退速度，我们还证实了嵌入在NGC 4747富金属潮汐尾的气体结和星团的物理关联。
2018-07-27 astro-ph.GA
Revisit NGC 5466 Tidal Stream with $Gaia$, SDSS/SEGUE and LAMOST
通过对$Gaia$ EDR 3、SDSS/SEGUE DR 16和LAMOST DR 8的数据挖掘，发现了NGC 5466潮汐流的11颗成员星，其中7颗是新发现的。为了剔除污染物，在天空位置、色星等图、金属丰度、自行和径向速度等方面进行了各种切割。我们将我们的数据与模拟流进行比较，模拟流是通过模拟星系团在平滑的银河系势加上大麦云云（LMC）下的破裂而产生的。模型和观测结果之间相空间的一致趋势意味着流可能受到LMC的扰动。在11颗被探测到的成员中，最远的两颗星的长度可以追溯到天空的$60^\circ$，支持并延长了先前的$45^\circ$的长度。考虑到NGC 5466是如此遥远，并且可能有比以前认为的更长的尾巴，我们预计NGC 5466潮汐流可能是限制银河系引力场的有用工具。
2022-03-25 astro-ph.GA
Identification of Globular Cluster Stars in RAVE data II: Extended tidal debris around NGC 3201
我们报告的扩展潮汐碎片可能与球状星团NGC 3201的识别，使用RAVE目录。我们发现碎片星位于1-7千秒差距的距离范围内的基础上即将到来的RAVE距离估计。导出的空间速度和运动积分显示出与NGC 3201的有趣联系，即自行中的模不确定性。三颗恒星是NGC 3201潮汐碎片的4个最有可能的候选者之一，在天空中相隔80度，但与12 Gyr，[Fe/H] = -1.5的等时线很好地匹配。这是第一次在如此大的空间范围内报道该星团周围的潮汐碎片，这对星团$'$的起源和动力学演化具有重要意义。
2016-01-10 astro-ph.GA
A Tale of Two Tails: Exploring Stellar Populations in the Tidal Tails of NGC 3256
我们已经开发了一个观测计划，使用深，多波段成像探测混沌区域的潮汐尾在寻找一个潜在的恒星人口，使用NGC 3256的400万年双潮汐尾作为案例研究。NGC 3256 W的尾巴颜色不同，分别为$u - g = 1.05 \pm 0.07$和$r - i = 0.13 \pm 0.07$，而NGC 3256 E的尾巴颜色不同，分别为$u - g = 1.26 \pm 0.07$和$r - i = 0.26 \pm 0.07$，显示出不同的恒星星族。这些颜色分别对应于NGC 3256 W和NGC 3256 E的$288^{+11}_{-54}$ Myr和$841^{+125}_{-157}$ Myr的简单恒星人口年龄，表明NGC 3256 W的漫射光主要是由相互作用后形成的恒星组成，而NGC 3256 E的光主要来自起源于宿主星系的恒星。使用混合恒星种群模型，我们将漫射光分解为两个种群：一个是10 Gyr，代表从宿主星系中拉出的恒星，另一个是更年轻的组成部分，其年龄由模型拟合数据确定。我们发现两个尾巴的年轻群体的年龄相似（NGC 3256 W和NGC 3256 E分别为$195^{-13}_{+0}$和$170^{-70}_{+44}$ Myr），但NGC 3256 E的10 Gyr群体的质量百分比更大（$98^{+1}_{-3}\%$ vs $90^{+5}_{-6}\%$）。此外，我们…
2016-05-31 astro-ph.GA
DELVE-ing into the Milky Way's Globular Clusters: Assessing extra-tidal features in NGC 5897, NGC 7492, and testing detectability with deeper photometry
本研究基于DELVE第二次数据发布搜索球状星团潮汐外特征，发现NGC 5897的潮汐外包层与NGC 7492的相关初步证据，验证其潮汐瓦解成因并评估LSST的探测能力。
2025-11-19 astro-ph.GA
Evidence of Early-stage Tidal Structures of Open Clusters Revealed by Kinematics with Gaia EDR3
布兰科1是太阳附近的一个1亿年的疏散星团，以其两个50 pc长的潮汐尾而闻名。以Blanco 1为参考，我们通过盖亚EDR 3数据发现了另外两个约1.2亿年的疏散星团：昂宿星团和NGC 2516的早期潮汐破裂的证据。这两个星团的总质量是布兰科1的2-6倍。尽管与Blanco 1有着相似的年龄，但昂宿星团和NGC 2516有着更大比例的成员：86%的质量在潮汐半径内，而Blanco 1只有63%。然而，对于昂宿星团和NGC 2516，也发现了布兰科1号50 pc长的潮汐尾和速度空间中的“运动学尾”之间的相关性。这一证据支持了昴星团和NGC 2516空间分布中的适度伸长是早期潮汐破坏的结果的观点。
2021-07-22 astro-ph.GA
A Search for Extra-Tidal RR Lyrae in the Globular Cluster NGC 5024 and NGC 5053
最近，Kundu等人（2019）报道了球状星团NGC 5024（M53）拥有5个潮外RR天琴座。事实上，其中四个是附近球状星团NGC 5053的已知成员。剩余的潮汐外RR天琴座的地位是有争议的，这取决于NGC 5024的潮汐半径。我们还在覆盖两个球状星团的$\sim8$ ~deg $^2$区域内寻找了额外的潮外RR天琴座。这包括在搜索区域内的其他已知的天琴座RR，以及落在天琴座RR星等和颜色的预期范围内的恒星（但在每个球状星团潮汐半径的2/3的截止值之外，称为“潮外”），如果它们是NGC 5024或NGC 5053的潮外RR天琴座候选者。根据自行信息和它们在色星等图上的位置，没有一个已知的RR天琴座属于任何一个球状星团的潮外RR天琴座。在这些恒星满足天琴座RR的星等和颜色范围的情况下，对从茨维基瞬变观测站获得的时间序列数据的分析没有显示出周期性，这表明这些恒星都不是天琴座RR。我们的结论是，在我们的搜索区域内，没有与NGC 5024或NGC 5053相关的潮汐外RR天琴座。
2020-05-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of the dark-matter deficient S0 galaxy NGC 4111 under the tidal interactions
利用 FAST 望远镜对 NGC 4111 进行 HI 观测，发现其与七个星系共享气体复合体并发生潮汐相互作用，导致星系形态转变且暗物质被剥离。
2025-03-07 astro-ph.GA
Signatures of tidal disruption in the Milky Way globular cluster NGC 6981 (M72)
我们研究了银河系球状星团NGC 6981的外部区域，从公开的$BV$测光和新的暗能量相机（DECam）的观测，都达到近4等以下的集群主序列（MS）关闭。虽然$BV$数据集揭示了星团周围的潮汐外特征，但DECam观测的更大视野使我们能够识别一些其他潮汐特征，这些特征从星团向银河系中心的相反方向延伸。这些星团结构特征来自于使用MS星建立的恒星密度图，一旦星团颜色-星等图被清除了场星的污染。我们还进行了$N$体模拟，以帮助我们了解的潮汐外碎片的空间分布。结果表明，存在的长尾和领导大多平行于集群速度矢量的方向。我们发现，在银河系附近的通道，持续近20万年，每个集群已经失去了它的大部分质量的潮汐破坏。因此，从我们的$N$体模拟中可以预期，星团附近逃逸恒星的密度会降低，这反过来意味着可以通过探索NGC 6891周围更大的区域来发现更强的潮汐外特征。
2021-01-05 astro-ph.GA
Origin of the spectacular tidal shells of galaxy NGC474
透镜星系NGC 474拥有丰富的潮汐壳和潮汐流系统，其中一些非常明亮。两个研究小组最近提出了对最亮的贝壳的光谱观测。这是第一次在积分星光下观察到的壳层光谱。作者研究了壳层、星系中心及其球状星团的恒星星族。然而，这个突出星系潮汐特征的精确形成场景仍然不清楚。在这里，我们从贝壳的半径增加了关于它们形成的进一步线索，我们提出了一个潮汐特征形成的场景，这个场景似乎是独特的，可以解释所有可用的数据。壳半径分析与壳识别方法，我们运行的潮汐功能的形成自洽模拟。我们考虑牛顿引力和MOND引力。观测表明，潮汐特征起源于旋涡星系的吸积。壳层识别方法得出合并星系在1.3 Gyr前第一次碰撞，然后在0.9 Gyr前再次碰撞，从而在两代中形成壳层。这也可以解释银河系中心的恒星星族和球状星团的年轻年龄。分析模型的炮弹传播，基础的炮弹识别方法，通过仿真验证。模拟再现观测到的潮汐特征的形态。这个吸积的螺旋体很可能是在天空平面上从南方几乎呈放射状到达NGC 474的，它的旋转轴指向我们。它的质量应该是NGC 474的1/6，即$10^{9.8}\,M_\odot$。似乎银河系中所有的潮汐特征都起源于一次合并。
2022-01-14 astro-ph.GA
The Spectacular Tidal Tails of Globular Cluster M3 (NGC 5272)
本文通过自行和颜色-星等图分析，首次同时探测到球状星团M3长达35度和21度的前导与拖尾潮汐尾，并验证了其与Svöl星流的关联。
2023-06-15 astro-ph.GA
The surroundings of the Milky Way globular cluster NGC 6809
我们利用暗能量相机（DECam）对银河系球状星团NGC 6809的外围区域进行了观测，该区域位于星团主序（MS）关闭点以下近6等。为了揭示其最外层的结构，我们建立了恒星密度图使用集群MS星，一旦污染的场星被删除的集群颜色星等图。我们发现，只有最轻恒星的恒星密度图显示了一些过剩的恒星在相对两侧的集群中心，减少后不久在~ 0.32度。所研究的球状星团的远距星系距离小于NGC 6809（5.5千秒差距）没有观察到潮汐尾。在所研究的内部球状星团样本中没有检测到潮汐尾，可能是由于这些球状星团轨道的运动学混沌性质减少了潮汐尾的扩散时间，从而缩短了可以检测到潮汐尾的时间间隔。进一步的调查与扩大集群的样本，以确认是否混沌和非混沌轨道是负责存在的球状星团与潮汐尾巴和那些与潮外的功能是不同的潮汐尾巴或没有任何签名的扩展恒星密度分布。
2021-05-24 astro-ph.GA
Tidal origin of dark-matter free dwarf galaxies in the NGC 1052 group
LIRA, Observatoire de Paris, PSL University, CNRS（巴黎天文台，PSL大学，法国国家科学研究中心）
通过模拟NGC 1052的1:1并合事件，发现潮汐矮星系可解释观测到的无暗物质矮星系，而非罕见的小矮星对撞。
2026-09-09 astro-ph.GA
On the extended stellar structure around NGC 288
我们报告的观测证据的潮外cluerous结构NGC 288从一个大面积的泛星PS1数据库的均匀覆盖。通过使用一种清洁技术，成功地再现了MW场恒星的恒星密度、光度函数和颜色分布，使潮外恒星群与银河系场的恒星群脱钩。我们已经产生了集群恒星密度径向分布和恒星密度图从独立的方法，从我们发现的结果非常一致：该功能扩展到3.5倍的集群潮汐半径。以前的工作基于较浅的光度数据集推测存在几个长的潮汐尾巴，类似于2005年发现的。目前的结果表明，NGC 288几乎不可能有这样的尾巴，但支持这样的观点，即与MW潮汐场的相互作用是一个相对低效的过程，可以将恒星从星团中剥离出来。这些结果表明，需要重新全面研究银河系球状星团（GGC）的外部区域，以可靠地确定它们。因此，这将是可能的，以调查是否有任何之间的连接检测到的潮汐尾，潮外恒星星族，范围扩散晕状结构与银河系中的GGC的动力学历史。
2017-09-21 astro-ph.GA
Search for Extra-Tidal RR Lyrae Stars in Milky Way Globular Clusters From Gaia DR2
我们利用潮汐外的天琴座RR型恒星来研究银河系球状星团的动力学，并了解动力学摩擦和潮汐破裂等效应如何影响这些星团。RR型天琴座恒星的Gaia DR 2星表（Clementini et al. 2018）与文献中汇编的球状星团的自行和潮汐半径数据一起使用。分析了56个银河系球状星团的样本。在这56个银河系球状星团中，只有11个有潮汐外的天琴座RR星。然而，只有两个星团，即NGC 3201和NGC 5024，有足够的潮汐外RR天琴座恒星得出有趣的结论。NGC 3201有13颗潮汐外的天琴座RR星，它们围绕中心呈不对称分布，尾区的恒星数量多于前部。我们的结论是，这些不对称的潮汐尾巴是由于潮汐中断和剥离碎片从集群的综合作用。另一方面，NGC 5024有5颗潮汐外的天琴座RR星，其中4颗集中在距离中心约3倍潮汐半径的区域。这些可能是由于潮汐破坏而从星团中撕裂出来的恒星。这些潮汐外的RR型天琴座恒星在星团中的存在可能是一个迹象，表明更多的星团恒星存在于它们的潮汐半径之外，这可能是由星团的深宽场CMD揭示的。
2018-11-27 astro-ph.GA
Spectroscopic Signatures of Extra-Tidal Stars Around the Globular Clusters NGC 6656 (M22), NGC 3201 and NGC 1851 from RAVE
对球状星团的恒星星族研究表明，银河系中最明亮的星团实际上可能是矮球状星系的残余核。如果现在的银河系球状星团是在更大的恒星系统中形成的，它们很可能被潮汐外的晕和/或尾巴所包围，这些晕和/或尾巴是由从它们的母系统中潮汐剥离的恒星组成的。因此，球状星团周围的恒星环境是寻找古老矮星系遗迹的最佳地点之一。本文试图在富含超新星的球状星团M22和NGC 1851以及运动学上独特的星团NGC 3201周围寻找潮汐碎片。从径向速度实验（RAVE）的恒星参数被用来识别与RAVE金属丰度，径向速度和元素丰度的恒星一致的丰度模式和性质的恒星在M22，NGC 1851和NGC 3201。报告了可能与M22和NGC 1851有关的RAVE星的发现，其中一些星距离这些星团的核心约10度。大量与NGC 3201相关的RAVE恒星表明，要么这个星团的潮汐半径被低估了，要么有一些未被束缚的恒星从星团半径的边缘延伸了几个角分。没有发现更多与NGC 3201有关的潮外星。RAVE星明亮的星等使它们很容易成为高分辨率后续观测的目标，最终允许进一步的化学标记以固化（或排除）星团潮汐半径以外的恒星作为潮汐碎片。在NGC 1851和NGC 3201周围区域的径向速度直方图中，可以看到230 km/s的恒星峰值，与半人马座欧米伽的扩展潮汐碎片一致。
2014-08-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Surviving tidal tails around the Milky Way bulge globular cluster NGC 6355
本文利用暗能量相机观测银河系核球球状星团NGC 6355，通过构建恒星密度图发现其周围存在指向银河系中心的潮汐尾和延展包层，超密度为场星涨落的4-6倍，证明混沌轨道星团的潮汐尾可被探测。
2024-05-02 astro-ph.GA
The creation of a massive UCD by tidal threshing from NGC 936
本研究分析了被NGC 936潮汐力瓦解的矮星系MATLAS-167及其致密星系核NGC 936_UCD，发现该星系核具备超致密矮星系特性，证实潮汐剥离是巨型星系附近明亮UCD种群的潜在形成机制。
2023-09-15 astro-ph.GA
A Pearl in the Shell: an ultra-compact dwarf within the tidal debris surrounding spiral galaxy NGC 7531
Centro de Estudios de Física del Cosmos de Aragón (CEFCA)（阿拉贡宇宙物理研究中心）；ARAID Foundation（ARAID基金会）；San José State University（圣何塞州立大学）；University of California, Santa Cruz（加州大学圣克鲁斯分校）；Instituto de Astrofísica de Andalucía, CSIC（安达卢西亚天体物理学研究所，西班牙国家研究委员会）；University of Surrey（萨里大学）；Universidad Complutense de Madrid（马德里康普顿斯大学）；Leiden University（莱顿大学）；Unione Astrofili Italiani（意大利天文爱好者联盟）
研究通过光度测量和光谱数据确定NGC 7531附近超致密星系UCD1的性质，揭示其形成过程及潮汐碎片的形成机制。
2025-09-17 astro-ph.GA
The elusive tidal tails of the Milky Way globular cluster NGC 7099
利用暗能量照相机（DECam）进行深重力测光，研究了银河系球状星团NGC 7099的潮外特征。我们到达了星团主序星（MS）关闭点以下近6等，这样我们就处理了最合适的候选者，以追踪位于星团潮汐半径之外的任何恒星结构。从逐星红化校正的色星等图（CMD），我们定义了四个相邻的带沿MS，我们建立了各自的恒星密度图，一旦污染的场星被适当地删除。由此产生的场星清理恒星密度图显示了一个短的潮汐尾和一些分散的碎片。当使用浅得多的盖亚DR2数据集和相同的CMD场星清洗程序时，这种潮汐外的功能很难检测到。事实上，通过使用低于星团MS关闭的2.5等作为最暗的界限（G < 20.5等），星团成员被证明分布在星团的潮汐半径内，并且在以星团为中心的半径为3.5度的圆上发现了一些场星密度变化的线索，并且具有与星团星相似的CMD特征。这些恒星的自行分布与星团的自行分布不同，有一些重叠，类似于距离星团中心3.5度以外的恒星。
2020-09-09 astro-ph.GA
Chemical tagging of tidal tail star candidates of NGC 6362
本研究通过VLT@FLAMES光谱分析NGC 6362潮汐尾恒星候选体的化学丰度与径向速度，发现其化学性质与星团不符而多属银河系厚盘，表明仅凭动力学性质筛选潮汐尾恒星的方法可靠性不足。
2025-05-30 astro-ph.GA
$S^5$: New insights from deep spectroscopic observations of the tidal tails of the globular clusters NGC 1261 and NGC 1904
本研究结合 $S^5$ 光谱、Gaia DR3 自行、贝叶斯混合模型、N-body 模拟与 DECam 测光，解释 NGC 1261 和 NGC 1904 的潮外结构，并在 NGC 1904 中识别拉格朗日点潮汐碎屑。
2024-11-13 astro-ph.GA
Dissecting star-formation in the "Atoms-for-Peace" galaxy: Ultra-Violet Imaging Telescope observations of the post-merger galaxy NGC7252
合并后星系的潮汐尾在远离其盘的地方表现出持续的恒星形成。对这类系统的研究有助于我们理解不同环境下的气体凝结。在合并后星系的潮汐尾中正在进行的恒星形成可以直接从紫外（UV）成像观测进行研究。用Astrosat紫外成像望远镜（UVIT）在宽带NUV和FUV滤波器中观测合并后星系NGC 7252（“和平原子”星系），以分离潮汐尾中的恒星形成区，并研究恒星形成率的空间变化。根据紫外成像观测，讨论了潮汐尾中年龄为$<$ 2亿年的恒星形成区。我们测量这些区域和星系主体的恒星形成率。NGC 7252的综合恒星形成率（即，在星系和潮汐尾的组合），而不校正消光被发现是0.81 $\pm$ 0.01 M $_{\odot}$ /年。我们表明，综合恒星形成率可以改变一个数量级，如果消光校正来自其他代理人的恒星形成率被考虑在内。潮汐矮星系（NGC 7252 E，SFR=0.02 M $_{\odot}$ /yr和NGC 7252 NW，SFR=0.03 M $_{\odot}$ /yr）的恒星形成率是本宇宙中典型的矮星系。紫外图像的空间分辨率揭示了潮汐矮星系内恒星形成的梯度。恒星的形成率与星系中心的距离有关。这可能是由于在NGC 7252最近的合并过程中排出的气体储层中触发恒星形成的不同初始条件。
2018-02-26 astro-ph.GA
A 500 Parsec Halo Surrounding the Galactic Globular NGC 1851
利用显示四等主序星的图像，我们发现银河系球状星团NGC 1851被一个光晕包围，从潮汐半径700弧秒（41 pc）到超过4500弧秒（>250 pc）都可以看到。这个晕是对称的，密度按照$r^{-1.24}$的幂律下降。它的质量约为NGC 1851的0.1%。没有潮汐尾的证据。目前的球状星团演化模型并不能解释这一特征，尽管潮汐对矮球状星系影响的模拟定性地模拟了这些结果。鉴于已发表的模型的状态，不可能决定这个晕是由孤立的星系团蒸发产生的，还是由潮汐或盘冲击产生的，或者是由这个物体可能曾经嵌入的矮星系的破坏产生的。
2009-09-09 astro-ph.GA
Globular Clusters Lost by the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy
在这项工作中，进行了搜索属于人马座（Sgr）潮汐流的球状星团的空间位置，径向速度相对于银河系静止标准（V_{GSR}），自行和比率的“年龄-金属丰度”（[Fe/H]）的分析球状星团和潮汐流中的恒星。结果，得到了三类球状星团：A --最肯定在流中：Terzan 8，Whiting 1，Arp 2，NGC 6715，Terzan 7，NGC 12; B --运动学异常：NGC 5904，NGC 5024，NGC 5053，NGC 5272，NGC 288; C --最低等级的候选者：NGC 6864，NGC 5466，NGC 5897，NGC 7492，NGC 4147。
2021-05-20 astro-ph.GA
The tidal tails of NGC 2298
我们提出了一个匹配滤波器技术的实现，以检测潮汐尾巴的球状星团。该方法进行了测试，使用SDSS数据的球状星团Palomar 5揭示其著名的潮汐尾巴。我们还模拟了一个有潮汐尾的球状星团，在那里我们成功地恢复了一个与NGC 2298相同位置和特征的星团的尾巴。基于模拟，我们估计，匹配过滤器增加了对比度的尾巴相对于背景的恒星的NGC 2298的情况下，由2.5倍。本文还介绍了用安装在CTIO 4 m望远镜上的MOSAIC 2照相机对球状星团NGC 2298的测光结果。测光范围约为3 deg 2，达到V ~ 23。用King剖面拟合NGC 2298的径向密度剖面，结果表明该星团的潮汐半径为15.91' \pm 1.07'，是文献中的2倍。匹配滤波器对NGC 2298的应用揭示了几个潮汐外结构，包括一个领先和尾随的尾巴。我们还发现，NGC 2298有额外的潮汐结构，朝向和反对银河系盘，这表明强烈的潮汐相互作用。最后，我们评估如何匹配过滤器执行时，适用于一个球状星团考虑和不考虑质量偏析。我们发现，忽略质量分离的影响可能会显着降低匹配滤波器的检测限。
2011-05-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence for Ultra-Diffuse Galaxy Formation Through Tidal Heating of Normal Dwarfs
我们已经跟进了两个超弥漫星系（UDG），发现邻近恒星流，哈勃太空望远镜（HST）成像和HI映射与Jansky甚大阵（VLA），以调查的可能性，他们可能有一个潮汐起源。利用HST F814 W和F555 W图像，我们测量了NGC 2708-Dw 1和NGC 5631-Dw 1的球状星团（GC）计数，分别为$2^{+1}_{-1}$和$5^{+1}_{-2}$。NGC 2708-Dw 1在低至$\log (M_\mathrm{HI}/\mathrm{M_\odot}) = 7.3$的3 $σ$极限的HI中未被探测到，并且没有与附近恒星流相关的明显HI。有一个2 $σ$ HI特征与NGC 5631-DW 1相一致。然而，这一辐射与NGC 5631发出的大量气体尾部混合，不一定与UDG有关。任何GC的存在和UDG与其母星系之间缺乏清晰的HI连接，都强烈反对潮汐矮星系的起源，但不能完全排除它。GC计数与正常矮星系一致，最可能的形成机制是这些UDG作为正常矮星系出生，后来被潮汐剥离和加热。我们还在NGC 2708-DW 1中发现了一个过亮（$M_\mathrm{V} = -11.1$）的GC候选者，它可能是一个核星团，随着周围矮星系的恒星被剥离，它正在向超紧凑的矮星系过渡。
2021-06-07 astro-ph.GA
The tidal filament of NGC 4660
NGC 4660位于室女星系团中，是一个被广泛研究的椭圆星系，它具有很强的盘成分（D/T约为0.2-0.3）。根据SAURON的研究，包括盘组件在内的中心区域有年龄约为12-13 Gyr的恒星星族。然而，我们报告发现了一个狭长的潮汐细丝与银河系在深共同添加施密特板图像和深CCD帧，这意味着该星系已经经历了潮汐相互作用和合并在过去的几个陀螺仪。相对狭窄的暗条意味着至少有一个螺旋星系参与了湿合并，但系统的当前状态几乎没有证据表明这一点。然而，使用GALFIT的2分量光度拟合显示盘分量的B-V颜色比椭圆分量蓝得多，这可能代表了1-2 Gyr前相互作用引起的盘中恒星形成增强的残留痕迹。暗条内有较亮的浓度，类似于潮汐矮星系，尽管它们至少要暗40倍。这些可能代表了这些星系的暗淡、演化版本。在我们的剩余图像中可以看到一个先前探测到的位于星系核南部的剥离卫星星系，这可能意味着暗条是由该卫星的近星系通道产生的潮汐流。
2016-07-15 astro-ph.GA
The frequency and properties of young tidal dwarf galaxies in nearby gas-rich groups
我们介绍了两个星系群：NGC 4725/47和NGC 3166/9的高分辨率巨米波射电望远镜（GMRT）HI观测和深加拿大-法国-夏威夷望远镜（CFHT）光学成像。这些数据是对附近三个相互作用的星系群中富含气体的矮星系群进行的多波长无偏调查的一部分。NGC 4725/47群有两个潮汐节和一个dIrr。这两个潮汐结都位于一个突出的HI潮汐尾内，似乎有足够的质量（M_gas~10^8 M_sol）演化成长寿的潮汐矮星系（TDGs），而且年龄相当年轻。NGC 3166/9星系群包含一个TDG候选星系AGC 208457，至少有三个dIrr和四个HI节点。深度CFHT成像证实，AGC 208457的光学成分更蓝-具有0.28 mag g-r颜色-并且比其所谓的母星系年轻一些。结合这些群体的结果与先前报道的NGC 871/6/7群体的结果，我们发现富气矮星的HI性质，估计的恒星年龄和重子含量明显区别于它们的经典对应物的潮汐特征。我们乐观地确定了四个潜在的长寿潮汐物体与三个独立的相互作用的星系对，这意味着TDGs不容易产生的相互作用事件的建议，最近的一些模拟。在这次调查中检查的潮汐物体似乎也有更广泛的各种属性比TDG类似的质量形成在目前的模拟相互作用的星系，这可能是前或后形成的环境影响的结果。
2016-05-14 astro-ph.GA
HI in the Arp 202 system and its tidal dwarf candidate
我们介绍了我们的巨米波射电望远镜（GMRT）的相互作用对Arp 202（NGC 2719和NGC 2719A）的HI观测结果。早期的深紫外（GALEX）观测发现这个系统的潮汐尾巴一样的延伸与弥漫的对象对它的结束，提出作为潮汐矮星系（TDG）的候选人。我们检测HI排放的Arp 202系统，包括HI对应的潮汐尾和TDG候选人。我们的GMRT HI形态学和运动学结果清楚地将HI潮汐尾和HI TDG对应物与NGC 2719和NGC 2719A之间的相互作用联系起来，从而加强了TDG的情况。Arp 202 TDG候选者属于一小群TDG候选者，颜色极蓝。为了更好地了解这一组，我们进行了比较研究，他们的属性从现有的数据。我们发现，HI（可能是恒星）的质量，这个极端的蓝色组是类似的最低HI质量TDGs在文献中。然而，到目前为止，所研究的此类蓝色TDG候选物的数量太少，无法得出结论，即它们的特性是否证明它们可以被视为TDG的子组。
2014-07-29 astro-ph.GA
NGC 5466: a unique probe of the Galactic halo shape
恒星流提供了独特的探测银河系的潜力，与较长的流通常提供更清晰的测量。在本文中，我们展示了一个短潮汐流的例子，它对银河系暗物质晕的形状特别敏感：球状星团NGC 5466潮汐流。这条溪流在其西部边缘有一个有趣的偏离。我们发现，这样的偏差有利于一个潜在的扁圆或三轴晕（无论银河系盘的属性和特定的晕参数化选择的合理变化）;球形或长圆形的晕形状可以排除在一个高的置信水平。因此，沿着NGC 5466潮汐流的更广泛的数据集保证了对银河系晕形状的强约束。
2012-04-25 astro-ph.GA
A Mid-infrared Flare in the Seyfert Galaxy NGC 3786: A Changing-look Event Triggered by an Obscured Tidal Disruption Event?
我们报告了一个特殊的中红外耀斑在塞弗特1.8 NGC 3786。在来自广域红外巡天探测器的多历元数据中，NGC 3786的核中红外亮度似乎在2020年年中左右大幅变化，直到$0.5-0.8$等。然而，没有证据表明，在相应的光变曲线的光学波段从茨威基瞬态设施的显着变化。这意味着耀斑可能被核尘埃严重遮蔽。通过Gemini-North在耀斑后的光谱跟踪观测，我们发现新出现了${\rm Pa}α$和${\rm Pa}β$的宽发射线，而宽的${\rm H}β$发射在耀斑后的光谱中被边缘探测到。此外，它们的中心波长系统红移高达900公里秒$^{-1}$相对于窄的发射线。这表明耀斑与从1.8型到1型的变貌现象有关。基于这些发现，我们认为耀斑很可能起源于一个模糊的潮汐破坏事件，虽然极端变化的吸积率可能不能完全排除。
2022-08-17 astro-ph.GA
Old massive clusters (and a nuclear star cluster?) in the tidal tails of NGC5238
本文基于深度HST测光在矮星系NGC5238外围发现八个年老致密星团，其中六个与潮汐尾对齐，并推测其中一个极亮星团可能是被瓦解卫星的核星团残骸。
2024-09-24 astro-ph.GA
Tidal destruction in a low mass galaxy environment: the discovery of tidal tails around DDO 44
我们发现了一个$>1^\circ$（$\sim50$ kpc）长的恒星潮汐流，它来自于矮星系DDO 44，它可能是本体积星系NGC 2403的卫星，在其伴星的投影中位于$\sim70$ kpc。NGC 2403是一个大约大麦云星系，距离我们3 Mpc，位于M 81星系群的外围。我们正在绘制NGC 2403周围的大片区域，作为我们MADCASH（麦哲伦类似物的矮伴和恒星晕）调查的一部分，达到（$g, i$）=（26.5，26.2）的点源深度（90%完整性）。旧的、贫金属的RGB恒星的密度图显示了DDO 44两侧延伸的潮汐流，这些潮汐流指向NGC 2403。我们估算了DDO 44系统的总光度（矮星和星流的组合）为$M_{i, \rm{tot}} = -13.4$和$M_{g, \rm{tot}} = -12.6$，其中星流的光度为$\sim25-30\%$。类似物的$\sim$ LMC质量主机与大规模的潮汐干扰卫星是罕见的，在插图模拟，特别是在大的分离，如DDO 44。模型中存在的少数类似物表明，即使是低质量的宿主也可以有效地抑制它们的大质量卫星。
2019-10-09 astro-ph.GA
NGC1605a and b: an old binary open cluster in the Galaxy
这项工作传达了在银河系内发现一个双星疏散星团的信息。NGC 1605呈现出一种不寻常的形态，恒星分布稀疏，有两个核心在角度上非常接近。2 MASS和Gaia-EDR 3的场星净化色星等图（CMD）显示了两个不同的恒星星族位于相同的日心距离$\sim2.6$ kpc，这表明该区域有两个星团NGC 1605 a和NGC 1605 b，年龄分别为$2$ Gyr和$600$ Myr。盖亚视差和PM分布都很紧凑，非常相似，这表明它们是疏散星团（OC），并且具有相同的运动学特征。大的年龄差异，1.4 Gyr，指向形成潮汐捕获在一个近距离接触和空间接近和相似的运动学表明正在进行的合并事件。有一些突出的潮汐碎片，似乎跟踪集群的轨道在近距离接触，出乎意料的是，其中一些似乎是绑定结构，这可能表明，除了蒸发合并的集群被打破成更小的结构的银河系盘，英仙座臂，和相互潮汐相互作用的组合。在这个意义上，新发现的双星星团可能是一个关键的对象上的观测验证的理论研究的双星星团对形成的潮汐捕获，以及在形成大质量的集群合并，恒星系统的潮汐破坏。
2021-09-29 astro-ph.GA
Extra-tidal structures around the Gaia Sausage candidate globular cluster NGC6779 (M56)
我们目前的恒星密度径向轮廓的外部区域的NGC 6779，银河系球状星团最近提出的盖亚香肠结构，合并残余的大规模矮星系与银河系的候选成员。利用Pan-STARRS PS1公开星表，分别建立了水平支星和主序星的星团最外层径向轮廓，以探讨不同质量恒星的径向轮廓变化趋势。由于它相对接近银河平面的位置，我们仔细地处理了所选择的颜色星等区域，通过沿着每个恒星的侧边线测量的星际消光量来正确地校正它们，并将它们从整个星团场观察到的变场恒星污染中清除。在从潮汐半径到雅可比半径的区域内，得到的径向剖面显示出弥散扩展晕，平均功率定律斜率为-1。在分析银心距离、半质量密度、半光半径、最外层径向轮廓斜率、内部动力学演化阶段等之间的关系时，我们发现NGC 6779显示出与其余盖亚香肠候选球状星团相似的结构性质，即，它们是处于早期动力学演化阶段的大质量星系团（>10^5Mo），具有观测到的潮外结构。
2019-02-15 astro-ph.GA
FEASTS: IGM cooling triggered by tidal interactions through the diffuse HI phase around NGC 4631
我们使用单碟射电望远镜FAST映射的HI在潮汐相互作用的NGC 4631组的分辨率为3.24 $'$（7千秒差距），达到5- $σ$列密度限制$10^{17.9}$厘米$^{-2}$假设线宽为20公里秒$^{-1}$。以现有的干涉HI图像从HALOGAS项目的WSRT作为参考，我们能够识别和表征一个显着过剩的大规模，低密度，弥漫HI组。这个弥漫的HI延伸超过120 kpc，占FAST在星系NGC 4631及其周围探测到的HI总量的四分之一以上。在潮汐尾部区域，扩散HI具有典型的柱密度高于$10^{19.5}$ cm $^{-2}$，并且是高度湍流的，速度分散度约为50 km/s $^{-1}$。它的柱密度随着致密HI的增加而增加，并且倾向于与致密HI的运动学上“较热”的部分相关联。通过简单的模拟，我们发现，在尾部区域的大部分扩散HI可能会导致冷却的热IGM，而不是蒸发或被辐射电离。考虑到不同相中的气体的这些关系，扩散HI可以表示IGM的冷凝相。过去和现在的潮汐相互作用可能产生了广泛扩散的HI分布，并通过扩散HI阶段触发了NGC 4631的气体吸积。
2023-01-03 astro-ph.GA
NGC 6845: metallicity gradients and star formation in a complex compact group
我们获得了NGC 6845中28个区域的Gemini/GMOS光谱，这些区域从NGC 6845 A、B、C、D四个主要星系的内部区域到NGC 6845 A的潮汐尾。所有在尾巴的区域都是年龄小于1000万年的恒星形成天体。我们推导出的气相金属丰度梯度横跨NGC 6845 A和它的两个尾巴，我们发现，这些都比孤立的星系浅。NGC 6845 A的气相氧中心金属丰度为\mbox{12+log(O/H)$\sim$8.5}，并且在$\sim$ 4 $\times$ R $_{25}$（到最长潮汐尾的末端）之外有一个平坦的气相金属丰度梯度（$β$ =0.002 $\pm$ 0.004 dex kpc $^{-1}$）。考虑到质量-金属丰度关系，NGC 6845 A的中心区域显示出比其质量预期更低的氧丰度。考虑到这一事实，并考虑到沿东部潮汐尾测量的平坦的氧分布，我们认为，一个相互作用事件产生了这个星系的中心金属丰度的稀释和观察到的金属分布的平坦化。我们发现，沿着东部潮汐结构的恒星形成过程并不足以有效地增加这个地方的氧丰度，这表明这个结构是由富集的物质形成的。
2015-08-20 astro-ph.GA
FAST discovery of long tidal tails in NGC 4490/85
利用 FAST 发现 NGC 4490/85 合并星系对中 100 kpc 的长 HI 潮汐尾，并揭示其与矮星系相互作用及原始气体流入的关联。
2023-04-28 astro-ph.GA
WALLABY Early Science - II. The NGC 7232 galaxy group
本文报道了利用澳大利亚平方公里阵列探测器（ASKAP）对NGC 7232星系群中性氢（HI）的观测结果。这些观测是作为Wide-field ASKAP L-Band Legacy All-sky Blind Survey（WALLABY）早期科学计划的一部分进行的，该计划使用了12个配备相控阵馈源的ASKAP天线阵列，用于形成36个波束以绘制30平方度的视场。分析一个子区域的中心光束，我们检测到17 HI源。其中11个被确定为星系，并有恒星对应物，其中5个是新解决的HI星系源。其他六个探测到的似乎是HI云形式的潮汐碎片，与中央三重星系NGC 7232/3有关，包括螺旋星系NGC 7232，NGC 7232 B和NGC 7233。其中一个HI云的质量为M_HI ~ 3 x 10^8 M_sol，可能是一个长寿潮汐矮星系的前身。剩下的HI云可能是短暂的潮汐结，可能是NGC 7232/3和另一个星系群成员透镜星系IC 5181之间的扩散潮汐桥的一部分。
2019-01-02 astro-ph.GA
Search for Extratidal Features Around 17 Globular Clusters in the Sloan Digital Sky Survey
从理论上详细研究了单个球状星团以及整个银河系球状星团系统的动力学演化。特别是，模拟显示了“丢失”的恒星如何分布在从星团中出现的潮汐尾中。我们调查了银河系球状星团恒星在天空中的分布，以确定潮汐尾等特征。斯隆数字巡天提供了大部分天空的一致测光，以研究其调查区域内17个球状星团的投影二维结构。我们使用一个颜色-星等加权计数算法来映射天空中的（潜在的）星团成员星。我们恢复了已知的NGC 5466和NGC 5465的潮汐尾。对于NGC 4147，我们发现了双臂形态。在NGC 5053和NGC 7078周围也可能看到潮汐尾的迹象，支持了早期的建议。此外，我们还发现了NGC 5904和NGC 14周围的潜在尾巴。特别是对于Palomar星系团，要确认或排除尾的存在，需要更深层次的数据。对于我们样本中的许多剩余星系团，我们观察到明显的潮外晕，NGC 7006和NGC 1001特别大。在某些情况下，潮外晕可能与人马座矮球状星系的气流有关（例如，NGC 4147、NGC 5024、NGC 5053）。
2010-08-17 astro-ph.GA
The tidal stream generated by the globular cluster NGC 3201
利用盖亚DR 2的数据，我们探测到一个由球状星团NGC 3201产生的潮汐流，该潮汐流在天空中延伸超过140度，使用我们先前提出的极大似然方法来研究M68潮汐流。大部分被探测到的流是拖尾流，它在南银河半球延伸，并在距离太阳3.2 kpc的近距离内通过，因此使该流非常有利于发现相对明亮的成员星，而前导臂离我们更远，并且在一个更难分离的磁盘前景后面。该星团刚刚穿过银河系盘，现在位于银河系北半球，被尘埃适度遮挡，最靠近星团的拖尾部分在飞机后面高度模糊。我们获得了一个最佳拟合模型的流是一致的测量自行，径向速度和距离NGC 3201，并显示它是相同的，以前检测到的Gjöll流Ibata等人。我们确定了200星的最高可能性是流成员只使用他们的盖亚运动学数据。这些恒星中的大多数（170颗）在光度上与星团H-R图中的NGC 3201成员一致，只有一次应用了星系吸收尘埃和变红的校正。根据模拟数据集，其余恒星与随机前景物体一致。我们列出了这170个极有可能的流成员星，这将是强烈的兴趣，以模拟银河系的引力势，并在光谱上进行跟踪，以获得准确的径向速度。
2021-05-11 astro-ph.GA
Satellite accretion in action: a tidally disrupting dwarf spheroidal around the nearby spiral galaxy NGC 253
我们报告发现NGC 253-dw 2，一个矮球状（dSph）星系候选者，在附近的螺旋星系NGC 253周围发生潮汐破裂，在雕刻者群中：第一个这样的事件超出了本星系群。这颗矮星是使用小口径业余望远镜发现的，随后使用8米斯巴鲁望远镜上的Suprime-Cam来解析它最亮的恒星。利用g-和R_c-波段测光，我们在~ 3.5 Mpc的距离上探测到一个与古老的贫金属恒星星族一致的红巨星分支。从可能成员星的分布，我们推断出一个高度拉长的形状，半长轴半光半径为（2 +/- 0.4）kpc。恒星计数也产生了光度估计值~ 2x10^6 L_Sun，V（M_V ~ -10.7）。NGC 253-dw 2的形态特征标志着它与正常的dSphs不同，并意味着在距离主星系约50 kpc的投影距离处正在进行破坏。我们的观测结果支持了大质量星系不断吸积质量较小的星系的层次范式，并为dSPH的下落和溶解动力学提供了一个新的案例研究。我们还注意到小望远镜在重大发现方面的持续功效。
2015-12-21 astro-ph.GA
