Galactic magnetic fields seeded by ultralight dark photons
Colorado State University（科罗拉多州立大学）；University of Pittsburgh（匹兹堡大学）；Queen’s University（女王大学）；Arthur B. McDonald Canadian Astroparticle Physics Research Institute（阿瑟·B·麦克唐纳加拿大天体粒子物理研究所）；Perimeter Institute for Theoretical Physics（理论物理前沿研究所）；York University（约克大学）；Institute of Theoretical Physics, Chinese Academy of Sciences（中国科学院理论物理研究所）
超轻暗光子通过动能混合与标准模型光子耦合，可作为银河磁场种子磁场的来源，其动力学放大机制能产生观测到的μG强度磁场。
2026-02-09 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The viability of ultralight bosonic dark matter in dwarf galaxies
矮星系中的暗物质分布包含了大量关于暗物质粒子的基本性质和相互作用的信息。本文研究超轻玻色暗物质是否与从恒星运动学中提取的引力势一致。我们使用速度色散测量来约束晕质量和粒子质量的模型。后验似然是多模态的。质量为$m\sim 10^{-22} {\rm{eV}}$的粒子需要质量超过$\sim 10^{10} M_\odot$的晕圈，而质量为$\sim [10^{8} - 10^{9}] M_\odot$的晕圈更有利于质量为$m \gtrsim 10^{-20}{\rm{eV}}$的粒子，其行为与冷暗物质相似。无论粒子质量，较低的晕质量是允许的，如果恒星动力学的影响，最多$\sim 10^{-2}$主机晕质量的质量的中心黑洞的存在。我们没有发现偏好的模型，包含一个黑洞模型，不包含一个黑洞。我们的主要结论是，要么是模糊的暗物质粒子质量必须是$m \gtrsim 10^{-20}$ eV，要么是银河系矮星必须异常重，因为银河系的预期层次组装，或者银河系矮星必须包含一个中央黑洞。我们没有发现后两种可能性的证据，认为它们不太可能。
2023-01-25 astro-ph.GA hep-ph
Analytic calculation of dynamical friction for Plummer sphere in ultralight dark matter
研究了普勒默球在超轻暗物质中的动力学摩擦力，推导出解析表达式并分析了其与玻色子质量的关系。
2025-11-19 astro-ph.GA
Rotation curves of ultralight BEC dark matter halos with rotation
我们研究了超轻BEC暗物质晕的转动曲线。这些晕是初始旋转BEC波动的长寿命解决方案。为了研究这些长寿命的配置，我们考虑的玻色子质量$m=10^{-23}\mathrm{eV/c}^2$的特殊情况下，没有自相互作用的旋转特征的影响。我们发现，这些晕成功地拟合样本的旋转曲线（RC）的LSB星系。
2015-01-26 astro-ph.GA gr-qc
Gravitational lensing $H_0$ tension from ultralight axion galactic cores
引力透镜的时间延迟提供了一种测量哈勃参数$H_0$的途径，一些分析表明，早期类型的探测器$H_0$的张力。透镜测量必须减轻由于透镜星系的质量建模系统的不确定性。特别地，透镜密度分布中的芯分量将形成近似的局部质量片简并，并且可以在正确的方向上偏置$H_0$以解决透镜化张力。我们认为超轻暗物质是产生这种星系核的一种可能机制。我们表明，如果质量为$m\sim10^{-25}$ eV的超轻轴子占宇宙学暗物质总密度的10%，那么具有大致所需性质的核心就可以自然产生。这种数量级的遗迹丰度可能来自真空失调。对清晰的大质量星系（包括银河系）的恒星运动学测量可能会提供一种测试这种情况的方法。在大质量椭圆透镜星系中，为了检验核心假设而进行的动力学分析一般不应该采用完美的质量片极限，因为忽略实际物理核心的有限范围会导致显著的系统误差。
2021-05-23 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Constraining ultralight bosons in dwarf spheroidal galaxies with a radially varying anisotropy
本研究在波动暗物质模型框架下，采用径向变化的各向异性参数对8个银河系矮椭球星系做金斯分析以约束超轻玻色子质量，发现该假设无法消除与宇宙学结果的质量张力，支持轴宇宙预言的多质量轴子方案。
2023-12-12 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-th
Unbiased constraints on ultralight axion mass from dwarf spheroidal galaxies
有人建议，矮球状星系（dSphs）的内部动力学可以用来测试是否超轻轴子与$m_a\sim 10^{-22}\text{eV}$是一个首选的暗物质候选人。然而，与理论预测的比较往往是不确定的，原因很简单，虽然大多数宇宙学模型只考虑暗物质，但人们只观察到重子。在这里，我们使用现实的银河系dSph的运动学模拟数据目录表明，“质量各向异性简并”在牛仔裤方程导致有偏见的界限未知的暗物质晕配置文件的星系中的轴子质量。在具有多个化学动力学成分的星系中，这种偏差可以通过模拟每个子群中的质量来部分消除。然而，模拟数据的分析表明，轴子质量的最小偏差的限制直接从拟合的各个化学动力学组件的光度平均速度色散的结果。将我们的分析应用于两个dSph的已报道的恒星子组件，天炉座和玉夫座，并假设晕轮廓没有受到重子的作用，分别得到核心半径$r_{c}>1.5$ kpc和$r_c> 1.2$ kpc，以及$m_a<0.4\times 10^{-22}\text{eV}$在97.5%的置信度。这些界限是在紧张局势与观测卫星的数量来自简单的（但保守的）估计的subhalo质量函数在银河系类星系。我们将讨论重子反馈如何影响我们的结果，以及如此小的轴子质量对宇宙结构增长的影响。
2017-08-21 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Spiral structure from the interference of gravitational eigenmodes in ultralight dark matter halos
Duke University（杜克大学）
本研究通过解析与数值技术分析极轻暗物质晕，发现其引力本征模干涉可产生符合真实星系特征的螺旋密度扰动，为重子螺旋的种子密度波提供自然解释。
2026-08-13 astro-ph.GA astro-ph.HE math-ph
Dynamical friction in ultralight dark matter: Plummer sphere perspective
研究了Bose-Einstein condensate超轻暗物质中Plummer球状星团的动力学摩擦，给出了力分量的解析表达式，并发现大尺寸比和高Mach数下其与点探针存在显著偏差。
2025-07-15 astro-ph.GA hep-ph
Final parsec problem of black hole mergers and ultralight dark matter
针对黑洞并合中SMBHB因最终秒差距问题难以快速并合的难题，本文提出ULDM晕通过动力学摩擦产生暗物质波带走轨道能量，并用数值模拟证明其可导致黑洞双星快速轨道衰减。
2024-07-23 astro-ph.GA
Shape Shifting Light Dark Matter Solitons
Bennington College（本宁顿学院）
该研究通过求解薛定谔-泊松方程，将暗物质孤子模型表示为高斯函数之和，预测暗物质晕的大小、质量和核心密度，并通过观测数据验证其与孤子粒子质量的关系。
2026-07-29 astro-ph.GA
Non-sphericity of ultralight axion dark matter haloes in the Galactic dwarf spheroidal galaxies
超轻轴子暗物质是解决小尺度问题，特别是核尖点问题的可能方案之一。这是因为暗物质可以在所有暗物质晕中产生一个中心孤子核心，这是由于德布罗意波长以下的量子压力对抗重力，这在轴子质量范围为$\sim10^{-22}$ eV的天体物理尺度上变得明显。在这项工作中，我们应用我们的非球形动力学模型的运动学数据的8个经典矮椭球体（dSphs），以获得更可靠和现实的限制，对中微子质量。这是由于dSphs的光分布不是球形的，也不是暗物质模拟预测的暗物质晕的形状。与以往的球形质量模型下的暗暗物质研究相比，由于非球形度的不确定性，我们的结果比那些约束条件更宽松。另一方面，值得注意的是，我们发现dSphs更喜欢有一个扁平的暗物质晕，而不是一个球形的，特别是天龙座喜欢一个强烈拉长的暗物质晕天真地假设一个孤子核心的配置文件。此外，我们随之而来的非球形核心的配置文件是更平坦的比数值预测的基础上的暗物质，即使仍然有不确定性的估计暗物质晕结构。为了减轻这种差异，可能需要进一步了解小质量尺度上的重子和/或重暗物质物理。
2019-12-04 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Galactic rotation curves versus ultralight dark matter: A systematic comparison with SPARC data
我们寻找并放置在超轻暗物质（ULDM）孤子核心的旋转为主的星系的印记观测约束。扩展以前的分析，我们发现了一个保守的约束，不利于孤子的主机晕的关系，发现在一些数值模拟在很宽的范围内的ULDM粒子质量$m$。结合观测约束和理论参数的孤子形成的效率，通过引力动力学弛豫，并假设孤子晕关系是正确的，我们的结果不利于ULDM包括100%的总宇宙学暗物质的范围内$10^{-24}~{\rm eV}\lesssim m\lesssim10^{-20}~{\rm eV}$。这些约束探测了全部暗物质中ULDM到$f\lesssim0.3$的部分。
2022-04-27 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Occam's Razor and a Three-Family Ultralight Fermionic Dark Matter Model
Universidad de Guanajuato（瓜纳华托大学）
受标准模型三代启发，提出三种无相互作用的超轻费米子作为暗物质，用SPARC数据测试，该三组分模型能更好拟合复杂旋转曲线，且被多数星系偏好。
2026-10-07 astro-ph.GA hep-ph
Behavior of luminous matter in the head-on encounter of two ultralight BEC dark matter halos
在超轻BEC暗物质的背景下，我们分析了两种结构的正面相遇。这些结构是由BEC组件，这是一个基态平衡解决方案的Gross-Pitaevskii-Poisson系统，连同发光物质的组件。凝聚态暗物质的演化是通过求解与时间相关的GPP方程来进行的，而发光物质则是用在BEC暗物质晕之上与重力相互作用的粒子来模拟的。我们跟踪的碰撞速度的各种值的正面遭遇的演变和分析的高速制度，显示孤立行为的BEC晕和低速产生一个单一的最终结构的制度。我们测量的相对速度的暗物质相对于发光物质的遭遇后，在孤立的情况下，并跟踪合并的情况下，发光物质的演变。
2016-05-16 astro-ph.GA gr-qc
Multiple Ultralight Axionic Wave Dark Matter and Astronomical Structures
一种质量为$m_1 \simeq 10^{-22}$ eV的超轻标量玻色子作为暗物质（DM）的候选者越来越受到信任，它可以将矮星系的暗核心解释为孤子波。这样的玻色子在弦论中被自然地解释为一种普通的轴子，在这种背景下，我们预测了多个轻轴子。我们研究了孤子结构的可能性在很宽的尺度范围内，占星系核心质量和核星团的共同存在。我们提出了一个诊断孤子核心质量半径图，提供了一个全球性的观点，表明存在一个额外的轴子质量$m_2\simeq 10^{-20}$电子伏特，与质量$m_3 \gtrsim 0.5 \times 10^{-18}$电子伏特的第三个轴子的可能性。我们还认为，测量这些轴子的相对质量密度是一致的宇宙学生产通过错位机制。
2020-05-09 astro-ph.GA hep-ph
Ultralight Repulsive Dark Matter and BEC
超轻纯量暗物质的质量等于或低于eV标度，并且由于排斥性自相互作用而产生压力，这些物质可以在早期宇宙中形成玻色-爱因斯坦凝聚体，或许在星系中也是如此。它被认为是一个可能的解决方案的尖点/核心问题，甚至解释MOND现象。本文从粒子物理的角度出发，对超轻标量暗物质可能存在的自相互作用进行了研究。为了保护它的质量，标量暗物质被认为是一种伪南武-戈德斯通玻色子（pNGB）。许多具有不同势能的pNGB模型，如QCD轴子和量子介子，都能产生吸引的自相互作用。然而，如果一个轴子是一个五维规范U（1）对称的残余，它的自相互作用可能是排斥的，只要贡献给它的势的五维物质的质量和电荷满足某些约束。集体对称性破缺也可能导致排斥性的自相互作用，但其强度太大，被子弹团约束排除在外。我还讨论了宇宙学和天体物理学的超轻排斥暗物质的参数化粒子物理学的考虑。
2016-04-15 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Oscillation modes of ultralight BEC dark matter cores
超轻玻色子暗物质的结构形成模拟，由Gross-Pitaevskii-Poisson（GPP）方程组控制，表明暗物质聚集形成密度分布的结构，由幂律分布包围的核心组成。核心具有类似于GPP系统的球对称平衡构型的密度分布。这些配置已被证明是稳定的各种扰动下，并具有吸引子的属性。了解这些构型的振荡主频是很有趣的。原因之一是，在星系中，微扰的影响可以触发特定频率模式的可观测效应。另一个原因是在结构形成过程中，振荡模式可以帮助表征核。基于这些动机，在这篇手稿中，我们提出了一个系统的数值分析的反应平衡配置的各种轴对称扰动模式$l=0,1,2,3,4$。然后，我们计算的前几个振荡频率的平衡配置为每个模式。
2019-04-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Core-halo mass relation of ultralight axion dark matter from merger history
在超轻轴子暗物质的结构形成的背景下，我们提供了一个替代的解释孤子核心和它们的主机晕在数值模拟中观察到的质量关系。我们的论点是完全基于二进制核心的主要合并过程中发生的质量增益，并在很大程度上独立于初始的核心晕质量关系分配给主机，刚刚崩溃。我们发现晕质量$M_h$和相应的核心质量$M_c$，$M_c\propto M_h^{2β-1}$，其中$(1-β)$是核心质量损失分数之间的关系。在随机合并树的核心群众的演变，我们发现我们的模型的经验证据。我们的结果是有用的统计模型的暗物质核心的星系及其子结构的性质在轴子暗物质宇宙学的影响。
2017-02-14 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Probing ultralight and degenerate dark matter with galactic dynamics
本文利用星系旋转曲线中的孤子核效应约束超轻玻色暗物质质量，并分析简并费米暗物质对动力学摩擦的修正，为解决Fornax计时问题及区分暗物质模型提供新途径。
2023-12-08 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
High-redshift, small-scale tests of ultralight axion dark matter using Hubble and Webb galaxy UV luminosities
本研究利用哈勃和韦布望远镜的星系紫外光度数据，结合宇宙微波背景观测，对超轻轴子暗物质的质量与占比设置了新的高红移小尺度限制，填补了此前的参数空白，为轴子暗物质研究提供了关键观测约束。
2025-03-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
AxionH0graphy: hunting for ultralight dark matter with cosmographic H$_0$ signal
本文提出AxionH0graphy方案，通过数值模拟研究超轻暗物质在星系中形成的模糊核心如何作为强引力透镜中的近似质量片产生H_0偏差，并确定了该效应适用的质量范围。
2025-02-09 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Scalar Field Wave (Fuzzy) Dark Matter and the Formation of Galaxies
我们在星系暗物质晕的背景下研究了标量场波暗物质。特别是，我们提供了重子塔利-费舍尔关系（BTFR）的分析。我们详细介绍了一个特殊的家庭的激发态解决方案的爱因斯坦-克莱因-戈登方程，并使用它来提供一个新的理论模型，生产的BTFR。然后，我们解决这个模型计算模拟BTFR。将暗物质标量场解释为超轻玻色子，这将返回$m\geq 10^{-23}eV$的保守质量约束。假设条件稍强，则表明$m\geq 10^{-22}eV$与BTFR更相容。我们提供了一个讨论的标量场暗物质旋转曲线和结构的标量场暗物质晕。与BTFR的兼容性要求激发态解服从特定的边界条件;这可能对暗物质晕的行为和星系的形成有影响。
2020-04-16 astro-ph.GA
Tunneling and tidal stripping in multifield ultralight dark matter halos
Center for Theoretical Physics—a Leinweber Institute, Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院莱因韦伯理论物理中心）；Department of Physics, Harvard University（哈佛大学物理系）；Universidad Autonoma de Madrid（马德里自治大学）；IFT-UAM/CSIC（乌阿姆/西班牙国家科学研究委员会理论物理研究所）
研究多场超轻暗物质晕中潮汐剥离的隧道效应，推导隧道率并评估双场晕的稳定性限制，揭示超轻暗物质晕的物理特性。
2026-05-12 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Star Formation Enhancement in Barred Disk Galaxies in Interacting Galaxy Clusters
最近的一项研究表明，酒吧可以通过星系团的相互作用，但一直不清楚，如果酒吧的形成与星系团之间的相互作用的恒星形成的增强。我们研究了斯隆数字巡天观测数据中105个星系团的$0.015<z<0.060$，以检验16个相互作用星系团中的成星星系（$f_\mathrm{sf}$）比例是否比其他非相互作用星系团中的成星星系比例有所增加，并探讨相互作用星系团中$f_\mathrm{sf}$的增加与棒形成之间的可能联系。我们发现，$f_\mathrm{sf}$是适度较高的（$\sim20\%$）在相互作用的集群比非相互作用的集群和恒星形成的增强，在相互作用的集群中只发生在中等质量的磁盘为主的星系（$10^{10.0} \le M_\mathrm{star}/M_{\odot} < 10^{10.4}$和膨胀的总光比为$\le0.5$）。我们还发现，在相互作用星系团中，中等质量盘控星系的$f_\mathrm{sf}$的增强主要是由于棒星系数目的增加。我们的结果表明，团-团相互作用可以同时诱导盘星系中的酒吧和恒星的形成。
2020-04-05 astro-ph.GA
A study of interacting galaxies from the Arp-Madore Catalogue: Triggering of star formation and nuclear activity
本研究通过Gemini多天体光谱仪观测Arp-Madore目录中的星系，确认了60个相互作用系统，发现相互作用星系中年轻恒星族群比例和活动星系核发生率显著高于孤立星系，证明星系相互作用驱动了恒星形成与核活动。
2024-05-30 astro-ph.GA
Gas-Phase Oxygen Gradients in Strongly Interacting Galaxies: I. Early-Stage Interactions
一个共识正在形成，相互作用的星系显示出压抑的核气体金属丰度相比，孤立的恒星形成星系。模拟结果表明，这种核丰度不足是由相互作用引起的贫金属气体流入造成的，这种流入同时导致了强相互作用星系中的径向金属丰度梯度。我们目前的金属丰度超过300个HII区域的样本中的16个螺旋，强烈相互作用的星系对的质量比接近统一的成员。在这些星系中的反投影径向梯度大约是那些孤立的，晚型螺旋控制样本的一半。详细的梯度与模拟的比较显示出显着的协议在梯度分布，梯度和核丰度不足之间的关系，以及从一条直线的轮廓偏差的形状。总之，这些证据最终表明，强烈相互作用的星系在今天经历核金属稀释由于气体流入，以及显着平坦的气相金属丰度梯度，目前的模拟可以在统计水平上稳健地再现这种行为。
2010-09-03 astro-ph.GA
Central star formation and metallicity in CALIFA interacting galaxies
我们使用光学积分场光谱（IFS）数据从103个附近的星系在不同阶段的合并事件，从密切对合并残余物提供的CALIFA调查，研究在特定的恒星形成和氧丰度的相互作用的影响在不同的星系尺度。为了解开内部过程的相互作用和合并的影响，我们将我们的结果与80个非相互作用星系的对照样本进行了比较。我们证实了之前研究报告的中心区域相互作用星系的特定恒星形成的适度增强（2-3倍）;然而，当在扩展区域观察时，特定恒星形成是相当的。我们发现，控制和相互作用的恒星形成星系有类似的氧丰度在其中心区域，当归一化到他们的恒星质量。这些相互作用的星系的氧丰度似乎减少相比，在有效半径测量的大孔径尺寸的控制对象。虽然中央恒星形成的增强和相互作用星系的金属丰度较低已被归因于潮汐诱导的流入，我们的研究结果表明，其他过程，如恒星反馈可以有助于相互作用星系中的金属富集。
2015-05-12 astro-ph.GA
Proceedings of the International Astronomical Union: Studying Magnetic Field Amplification in Interacting Galaxies Using Numerical Simulations
有迹象表明，星系中的磁场演化可能是由星系间的潮汐相互作用和合并所大规模塑造的。磁场的演化与其宿主星系的演化之间的联系细节仍然是一个研究领域。我们采用重子磁流体力学和暗物质N体方案相结合的方法研究相互作用星系中的磁场放大和演化。我们发现，对于两个碰撞的等质量星系和不同的初始相对空间取向，磁场在相互作用过程中被放大，但不能持续。此外，我们发现了一个活跃的平均场发电机的线索。
2022-03-14 astro-ph.GA
Possible Breaking of the FIR-Radio Correlation in Tidally Interacting Galaxies
远红外（FIR）-无线电相关性是连续射电和恒星形成星系尘埃发射之间的一种公认的经验联系，通常用作确定恒星形成率的工具。在这里，我们扩展了Murphy（2013）提出的观点，即在一些相互作用的恒星形成星系中，它们之间的气体桥会产生非热辐射，这可能会导致这种相关性的分散。已知星系的相互作用和合并会引起潮汐冲击，并破坏形态，特别是在较小的相互作用组件中。在这里，我们指出，这些冲击也可以加热气体和尘埃，将不可避免地加速粒子，并导致潮汐宇宙射线人口除了标准的银河系宇宙射线在星系本身。这将导致非热辐射不仅来自相互作用系统的气桥，而且来自整个相互作用星系。因此，潮汐加热和额外的非热辐射将明显影响这些系统的FIR-无线电相关，唯一的问题是多少。在这种情况下，FIR无线电相关性是不稳定的相互作用的星系，而是演变的相互作用/合并的进展。为了验证这一假设，并探讨潮汐宇宙线人口的可能影响，我们分析了43个红外明亮的恒星形成的相互作用星系在不同的合并阶段的样本。我们已经发现，它们的FIR无线电相关参数和无线电发射谱指数在不同的合并阶段有明显的变化，并表现出预期从我们的潮汐冲击的情况。讨论了相互作用星系偏离FIR射电相关的重要意义。
2015-07-21 astro-ph.GA
A Comparative Study of Knots of Star Formation in Interacting vs. Spiral Galaxies
相对于它们的恒星质量，相互作用星系的平均恒星形成率高于正常星系。利用紫外和红外测光结合新的和公布的H-α图像，我们比较了46个邻近相互作用星系对中的700个恒星形成复合体的恒星形成率与39个正常旋涡星系的区域。相互作用的星系比螺旋星系有更多的高恒星形成率区域。相互作用系统中最极端的区域位于螺旋/潮汐结构的交叉点，预计气体会在那里堆积并引发恒星形成。已公布的哈勃望远镜图像显示，在最高光度区域，有异常巨大而明亮的星团。团块的恒星形成率与尘埃衰减的测量结果相关，这与星际气体较多的区域有更多恒星形成的想法一致。对于具有最高恒星形成率的团块，表观尘埃衰减符合卡尔泽蒂星爆尘埃衰减定律。这意味着高光度区域主要由一群中心的年轻恒星组成，周围环绕着一层星云状的星际气体。相比之下，较低光度的团块在UV中相对于H-α是明亮的，这表明电离气体和恒星之间的高差异衰减，或者在UV中明亮但在H-α中褪色的后星爆人口。在星系团中，相互作用星系的全球光的比例平均高于螺旋星系。因此，在相互作用的星系中，恒星形成区平均来说更明亮，更尘埃，或更年轻。
2016-02-08 astro-ph.GA
Interacting galaxies in the nearby Universe: only moderate increase of star formation
我们调查的影响，相互作用的恒星形成的研究样本的近1500个最近的星系，所有的距离~45 Mpc。我们定义了大质量的恒星形成率（SFR），从远红外发射测量，和特定的恒星形成率（SSFR），这是前量标准化的星系的恒星质量，并探讨其分布形态类型和恒星质量。然后，我们计算这些数量的相对增强，每个星系的中位数SFR和SSFR值的类似的非相互作用的星系的个别控制人口归一化。我们发现，SFR和SSFR增强相互作用的星系，更是因为相互作用的程度是更高的。然而，这种增长是适度的，达到最高程度的相互作用（合并）的最大因子1.9。SFR和SSFR在总体中统计增强，但在许多相互作用的星系中，它们根本没有增强。我们讨论如何与最大的SFR和/或SSFR增强的星系可以被定义为星爆。这项研究是基于一个有代表性的样本附近的星系，包括许多低质量和矮/不规则星系，我们认为，它应该被用来放置在更大的距离，超越本地宇宙的星系样本的基础上的研究限制。
2015-09-17 astro-ph.GA
AstroSat-UVIT observations of a possibly interacting pair of galaxies in HCG 77
Indian Institute of Science Education and Research, Mohali（印度科学教育研究所穆哈利分校）；Thapar Institute of Engineering and Technology, Patiala（塔帕尔工程技术学院帕蒂亚拉分校）；Tata Institute of Fundamental Research, Mumbai（塔塔基础研究所孟买分校）
AstroSat-UVIT观测HCG 77中可能相互作用的星系对，研究其恒星形成区域和光谱能量分布，揭示三个星系的物理性质及相互作用特征。
2026-03-12 astro-ph.GA
Gas fractions and depletion times in galaxies with different degrees of interaction
我们研究了近1500个邻近星系的样本的原子气体含量和中心恒星质量浓度，以研究恒星爆发的性质和星系-星系相互作用对恒星形成（SF）的影响。我们使用了一个样本的编目相互作用和非相互作用的星系在S $^4$ G调查-随着档案HI气体质量，恒星质量（$M_{\ast}$），和SF率从$IRAS$远红外通量-和计算耗尽时间和气体分数。我们追踪中心恒星质量浓度的内部斜率的恒星旋转曲线的组成部分。星爆被定义为相对于非相互作用星系的控制样本具有因子$>4$增强的SF率的星系，所述非相互作用星系在恒星质量上是$\pm 0.2$ dex，在$T$类型上是$\pm 1$。星爆主要是早期型（$T\lesssim 5$），大质量螺旋星系（$M_{\ast}\gtrsim 10^{10}M_{\odot}$），不一定相互作用。对于一个给定的恒星质量仓，恒星爆发的特点是较低的气体耗尽时间，类似的气体分数，和较大的中央恒星质量浓度比非星爆星系。在相互作用星系和非相互作用星系中，气体分数和气体耗尽时间的全球分布没有统计上的差异。然而，在目前合并的星系的情况下，中值气体耗尽时间是一个因素的$0.4 \pm 0.2$的控制样本星系，和他们的SF率是一个因素的$1.9 \pm 0.5$增强，即使中值气体分数是相似的。在相互作用和非相互作用系统中，星暴在环核区域呈现出持久的SF，导致中心恒星密度在$z\approx0$处的…
2020-04-03 astro-ph.GA
Properties of Molecular Gas in Galaxies in Early and Mid Stage of Interaction: II. Molecular Gas Fraction
利用~（12）CO（1-0）和HI的成图数据研究了早中期相互作用星系中星际介质的性质.在标准CO-H_2转换因子的假设下，发现相互作用星系和孤立星系在分子气体质量、原子气体质量和总气体质量（原子和分子气体质量之和）上没有差别.然而，相互作用的星系比孤立的星系有更高的整体分子气体分数，整体fmol（分子气体质量与整个星系平均总气体质量的比率）。局部分子气体分数的分布，局部fmol（分子气体的表面密度与总气体的表面密度之比），与典型孤立星系的分布不同。通过像素到像素的比较，孤立的螺旋星系显示出沿着总气体的表面密度逐渐增加的局部fmol，直到它饱和在1.0，而相互作用的星系没有明显的关系。我们进行了像素到像素的理论模型拟合不同的金属丰度和外部压力。根据模型拟合，外压可以解释相互作用星系中局域fmol的变化趋势。假设相互作用星系的标准CO-H2转换因子为一半，像素到像素的理论模型拟合的结果变得比采用标准转换因子更差，尽管相互作用星系的全球fmol变得与孤立星系相同。我们的结论是，外部压力的发生是由于整个星系的冲击或由于巨大的分子云之间的碰撞。外部压力加速了从原子气体到分子气体的有效转变。在化学时间尺度上，即使星系碰撞引起的激波电离星际气体，在相互作用的早期也可以获得高的局域fmol。
2017-05-05 astro-ph.GA
The SEDs of Interacting Galaxies
星系的演化很大程度上受到它们之间相互作用的影响。作为研究相互作用星系计划的一部分，我们测量并模拟了从紫外（UV）到远红外（FIR）的光谱能量分布（SED）。我们描述了这些SED对恒星形成历史的约束，以及在相互作用序列中看到的变化，我们比较了应用于数据的不同恒星形成率处方的结果。样本本身是基于斯皮策相互作用星系巡天（SIGS）的50个系统中的111个星系，该项目旨在探测红外星系相互作用参数的范围。我们的SED将斯皮策的结果与其他任务的多波长数据相结合，特别是GALEX和Herschel。这里给出的子集是FIR Herschel观测目前公开可用的样本。
2011-11-18 astro-ph.GA
Analytical model for the dynamical motion of the bulges of two interacting galaxies
利用两个变质量三体的数学模型，对两个相互作用星系的质量交换和质量损失进行了定性描述。参考系以最大的天体（质量最大的星系）为中心，其他两个天体可以在引力定律的作用下围绕这个天体运动。第三个天体以尾巴的形式模拟了第二个星系失去的质量，由于第二个天体失去的质量而增加了它的质量，并遵循它的轨道。我们有兴趣知道的时间演化的相互作用的星系的两个凸起的分离，并通过运行模拟GADGET-2 N体代码的参数的分析模型。在我们的数学模型中，这种距离的结果与本代码所获得的结果在定性上是一致的。
2019-02-15 astro-ph.GA
A FUV and optical study of star formation in closely interacting galaxies: star forming rings, tidal arms and nuclear outflows
本研究利用FUV、近红外及MUSE光谱数据，对8个不同相互作用阶段的近距离星系进行高分辨恒星形成与核活动分析，发现潮汐尾和环中活跃恒星形成，有棒星系无显著增强，并探测到IC5250和NGC7733N的核外流。
2023-08-30 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
FEASTS: The Fate of Gas and Star Formation in Interacting Galaxies
该研究利用FEASTS的HI数据，通过无序参数分析相互作用星系的气体无序性，发现其与气体质量、恒星形成率的关联，揭示主次星系受潮汐效应的不同机制及无序参数的差异化敏感性。
2025-02-12 astro-ph.GA
The interacting pair of galaxies Arp 82: Integral field spectroscopy and numerical simulations
本文介绍了利用加拿大-法国-夏威夷望远镜（CFHT）上的成像傅里叶变换光谱仪（iFTS）SITELLE获得的相互作用星系对NGC 2535和NGC 2536（Arp 82系统）在可见光波段明亮发射线的光谱数据立方体。H $\upalpha$速度图的分析揭示了$\rm NGC\,2536$中的条形。在$\rm NGC\,2535$，我们发现强烈的非圆形运动以外的眼环，在椭圆弧和潮汐尾巴的$\rm NGC\,2535$和运动学和光度位置角之间的错位。我们检测到155 HII区域复合物中的相互作用对星系和确定氧丰度为66个使用不同的校准。我们发现，无论使用的指标，氧丰度分布在$\rm NGC\,2536$是浅的，而在$\rm NGC\,2535$，它是最好的拟合两个斜坡，突破发生在眼环之外。内部的斜率与孤立的正常恒星形成星系中观察到的斜率相当，但外部的斜率很浅。我们提出了一个数值模拟的相互作用，再现所观察到的潮汐特征，运动学和金属丰度分布，研究星系的相互作用的效果。该模型表明，星系已经经历了一次近距离接触，强烈的主碰撞，并在第二次近距离接触的途中。
2022-05-24 astro-ph.GA
Stellar Population Synthesis of star forming clumps in galaxy pairs and non-interacting spiral galaxies
我们已经确定了1027恒星形成复合体的46个星系的样本中的螺旋，桥，尾（SB&T）样本的相互作用的星系，和693恒星形成复合体的样本中的38个非相互作用的螺旋（NIS）星系的$8\rm{μm}$观测斯皮策红外阵列相机。我们已经使用档案多波长紫外到红外观测，以适应我们的团块与代码调查镓发射（CIGALE）使用双指数下降的恒星形成历史（SFH）的光谱能量分布（SED）。我们得到的SFR，恒星质量，年龄和分数的最近的爆发，尘埃衰减，和分数发射由于AGN为这些团块。恒星形成主序星的解析结果在2.5kpc尺度下成立，但在1kpc尺度下则不成立。我们分析了SB&T和NIS样品中SFR、恒星质量和最近爆发年龄之间的关系，发现SB&T星系中单位恒星质量的SFR较高，星系对中的团块较年轻。我们分析了SFR的径向轮廓，发现SFR是通过磁盘增强，并在潮汐功能相对于正常的螺旋。
2018-02-06 astro-ph.GA
Can ultralight dark matter explain the age-velocity dispersion relation of the Milky Way disc: A revised and improved treatment
超轻的类轴子粒子$m_a \sim 10^{-22}$ eV，或模糊暗物质（FDM），在宇宙学尺度上表现为冷暗物质（CDM），并表现出kpc大小的德布罗意波长，能够减轻CDM的（亚）银河尺度问题。FDM晕内的子结构引起引力势扰动，导致恒星加热足以占银河系盘增厚超过哈勃时间，首先证明了教堂等人。我们提出了一个更复杂的治疗，采用完整的重子和暗物质分布的银河系，并采用恒星盘运动学推断从最近的盖亚，APOGEE和LAMOST调查。无处不在的密度颗粒和subhalo通道分别驱动内盘增厚和外盘的耀斑，导致观测一致的“U形”盘垂直速度色散分布与全球最小值位于太阳半径附近。在太阳附近观测到的年龄-速度色散关系可以解释的FDM-子结构诱导加热，并放置一个排斥绑定$m_a \gtrsim 0.4\times10^{-22}$ eV。我们评估非平凡的不确定性的经验核心晕关系，FDM subhalo质量函数和潮汐剥离，恒星加热估计。质量范围$m_a\simeq 0.5-0.7\times10^{-22}$ eV有利于观察到的厚盘运动学是在紧张的几个排斥界限推断矮密度分布，恒星流，银河系卫星人口，这可能是显着放宽由于上述的不确定性。此外，强烈的各向异性加热可以帮助解释超薄盘星系的形成。
2022-12-05 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Self-Interacting Superfluid Dark Matter Droplets
我们假设暗物质是一种非相对论性超轻标量粒子的宇宙学自引力玻色-爱因斯坦凝聚体，它们具有相互竞争的引力和排斥接触相互作用，并研究了这种模型的观测意义.该系统是不稳定的，以形成稳定的自约束结构，使能量泛函最小化。这些宇宙超流液滴是最小的引力束缚暗物质结构，具有普遍的质量分布和相应的普遍旋转曲线。假设一个层次结构的形成方案，颗粒状暗物质晕生长在这些原始静止液滴周围，该模型预测核心晕的旋转曲线，服从一个单一的通用方程在内部区域（$r \lesssim 1$ kpc）。一个同时适合选择的星系从被强烈的暗物质占主导地位的唯一标准，即使在最里面的区域内选择的数据库，表明观测数据是一致的玻色-爱因斯坦凝聚体的超轻标量粒子的质量$m \simeq 2.2 \times 10^{-22}$ eV c $^{-2}$和排斥性的自相互作用的散射长度$a_s \simeq 7.8 \times 10^{-77}$ m的特点。这种微小的自相互作用在宇宙学尺度上有着深远的影响。它们诱导了暗物质结构尺寸的自然最小尺度长度，使得所有核心的长度相似（$\sim 1$ kpc），并有助于降低它们的中心密度。
2022-11-21 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
JSPAM: A restricted three-body code for simulating interacting galaxies
限制性三体代码已经证明有能力重现实际相互作用星系的大部分扰动形态。随着更复杂的n体模型的开发和计算机速度的提高，限制性三体代码不再受欢迎。然而，他们的支持作用，进行广泛的搜索参数空间时，拟合轨道，以真实的系统证明了他们的使用持续的需要。在这里，我们提出的模型和算法中使用的JSPAM代码。这种代码的前身最初是在1990年描述的，被称为SPAM。我们最近更新了软件，采用了替代电位和动态摩擦处理，以更紧密地模拟n体树代码的结果。该代码在学术自由许可证（AFL）v.3.0的条款下公开发布，并已添加到天体物理学源代码库。
2016-04-14 astro-ph.GA
High star formation rates in turbulent atomic-dominated gas in the interacting galaxies IC 2163 and NGC 2207
本文结合对相互作用星系IC 2163和NGC 2207的CO观测，以及HI、H α和24 μ m的观测，研究了恒星形成率（SFR）面密度与气体面密度的函数关系。超过一半的高SFR区域是HI主导的。当与其他星系相比，这些HI占主导地位的地区有多余的SFR相对于他们的分子气体表面密度，但正常的SFR相对于他们的总气体表面密度。HI主导区主要位于NGC 2207的外部，那里的HI速度频散很高，为40 - 50 km/s。我们认为，在这些地区的恒星形成云的信封在较低的密度比正常的，使他们主要是原子，和核心在较高的密度比正常的，因为高湍流马赫数。这与压缩、高马赫数紊流的密度概率分布函数变平的理论预测是一致的。
2016-03-15 astro-ph.GA
Study of galaxy morphology and merging time of two interacting galaxies under different initial rotation and orientation configurations
利用GADGET-2 N体程序，研究了两个相互作用星系（对于相同类型、不同大小和质量的$1:1$和$1:10$比质量）因引力相互作用而合并时的星系形态和合并时间。这是针对不同的初始相对取向和旋转的这些星系（相互作用模式），但具有相同的相对凸起分离和相同的相对初速度。结果发现，所产生的星系形态类似于我们宇宙中许多观测到的星系，并且一般来说，质量比为1：10的双星系系统比质量比为1：1的双星系系统具有更长的合并时间。这种差异是由于两种情况下相互作用期间质量的不同演变造成的。对于质量比为1：10的情况，全球质量最大值位于演化末期，这意味着第二个星系不断增加其质量。对于质量比为1：1的情况，全局最大值位于$t=0.35$ Gy附近，导致合并时间减少。
2020-03-26 astro-ph.GA
GALAXY CRUISE: Deep Insights into Interacting Galaxies in the Local Universe
GALAXY CRUISE借助HSC-SSP深度影像和公众分类识别近邻相互作用星系，证实并合尤其剧烈并合会增强黑洞活动与恒星形成，并公开形态分类目录。
2023-09-26 astro-ph.GA
Kinematic alignment of non-interacting CALIFA galaxies: Quantifying the impact of bars on stellar and ionised gas velocity field orientations
我们提出了80恒星和电离气体的速度图从卡拉阿尔托遗产积分场区（CALIFA）调查，以表征非相互作用星系的运动学方向。孤立星系的研究是理解快速外部过程（如主要合并）如何影响星系运动学特性的关键一步。我们推导出的全球和个人（预计接近和后退双方）的恒星和电离气体的视线速度分布的运动学位置角（PA）。当比较的光度PA，我们发现，形态运动学的差异是小于22度，在90%的样本的两个组件;内部运动失调一般小于16度。我们发现一个紧密的关系，全球恒星和电离气体运动PA一致的环流模式运动在这两个组件。这种关系在棒星系和星系盘尺度上也普遍成立。我们的研究结果表明，即使在强酒吧的存在下，恒星和气体成分往往遵循磁盘的引力势。因此，运动学取向可以用来评估相互作用星系的外部扭曲程度。
2014-05-20 astro-ph.GA
Effect of ultralight dark matter on compact binary mergers
Chennai Mathematical Institute（金奈数学研究所）；CEICO, Institute of Physics of the Czech Academy of Sciences（捷克科学院物理研究所 CEICO）；Indian Institute of Technology, Gandhinagar（印度技术学院甘地纳加尔分校）；School of Physical Sciences, Indian Association for the Cultivation of Science（印度科学培养协会物理科学学院）
本文研究了超轻暗物质对致密双星并合统计的影响，通过吸积和动力摩擦机制改变并合率密度，并通过引力波数据约束暗物质密度分布。
2026-10-09 astro-ph.GA gr-qc hep-th
Kinematics of the ionized and molecular gas in nearby luminous infrared interacting galaxies
我们观测了三个相互作用的亮红外星系系统（LIRGS），其中H星系$α$是Fabry-Perot系统（GH $α$ FaS）安装在Roque de los Muchachos天文台的4.2米威廉赫歇尔望远镜上，并将观测结果与阿塔卡马大型毫米波阵列（ALMA）相结合，观测这些系统的CO排放，比较恒星形成区和分子气体云的物理性质，特别是恒星形成区的内部运动学。我们在H $α$发射数据立方体中识别了88个恒星形成区，在CO发射数据立方体中识别了27个分子云复合体。在这些系统中的恒星形成率和分子气体的表面密度显着高于在非相互作用的星系和银河系，并接近恒星形成率和分子气体的极端恒星形成星系在高红移的表面密度。速度弥散的大值也表明了气体表面密度的增强。HII区位于${\rm{SFR}}-σ_v$包膜上，因此也处于维里平衡。由于维里参数随着恒星形成速率和分子气体的表面密度而减小，我们认为这里呈现的云是重力主导的，而不是与外部压力平衡的。
2016-11-30 astro-ph.GA
Order and Chaos in a Three-dimensional Binary System of Interacting Galaxies
本文提出了一个三自由度的银河引力模型，以研究和揭示类星体双星系统的轨道行为。这两个类星体位于一对相互作用的盘状星系中。我们详细研究了规则或混沌特性的运动，在两种不同的情况下：时间无关的模型在二维和三维动力系统和不断发展的三维模型。我们的数值计算表明，在时间无关的情况下，大部分的轨道在二维系统中是混沌的。仔细的分析表明，几个林德布拉德共振也是两个宿主星系中恒星混沌运动的原因。在依赖于时间的系统中，我们遵循我们的动力学模型中的3D轨道的演变，作为两个相互作用的宿主星系发展密集和大质量的类星体在其核心，从磁盘的质量运输到他们的核。在这个有趣的例子中，有轨道改变其轨道特征从规则到混乱，反之亦然，也有轨道保持其性质在星系演化。这些结果强烈地表明，三维轨道的有序或混沌性质不仅取决于星系的相互作用，而且还取决于宿主星系的星系核中类星体的存在。我们的动力学模型的结果与观测数据进行了比较。一些理论论据，以支持数值推导的结果，无论是在2D和3D系统，同时与类似的早期工作的比较。
2014-02-15 astro-ph.GA
Comparative internal kinematics of the HII regions in interacting and isolated galaxies: implications for massive star formation modes
我们利用位于La Palma的Observatorio del Roque de los Muchachos的$4.2\rm{m}$ William Herschel望远镜（WHT）上的法布里-珀罗干涉仪GH $α$ FaS（Galaxy H $α$ Fabry-Perot system）观测了10个相互作用的星系对。我们在这里提出的H $α$表面亮度，速度和速度色散的地图，我们以前没有观察到使用这种技术，以及物理性质（大小，H $α$光度和速度色散）的1259 HII地区从完整的样本。我们还推导出1054个HII区的物理性质的样本中的28个孤立的星系观察到同一仪器，以比较两个人口的HII区。我们发现一个人口的最亮的HII地区的缩放关系，例如H $α$光度和半径之间的关系，是明显不同的关系，较低的光度的地区。在这个明亮的群体中的区域在相互作用的星系中更常见。我们发现，在相互作用的星系中的HII区的湍流，也是恒星形成率，增强。我们还提取了两个样本的HII区的H $α$等效宽度，发现两个样本的HII区年龄分布是一致的。我们认为，SFR增强所带来的气体流动引起的相互作用，从而产生引力约束的气体云，进一步增长的吸积从流动的气体，产生有利于恒星形成的条件。
2015-05-06 astro-ph.GA
Evolution of Compact Stellar Systems in Ultralight Dark Matter Halos: Dependence on Stellar and Dark Matter Parameters
Institute of High Energy Physics, Chinese Academy of Sciences（中国科学院高能物理研究所）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Sun Yat-sen University（中山大学）
研究超轻暗物质晕中致密恒星系统的演化，发现金属丰度、银河系潮汐场和暗物质粒子质量显著影响系统稳定性，且加热效应在系统尺寸远小于德布罗意波长时随粒子质量增强。
2026-06-28 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
