A Virgo Environmental Survey Tracing Ionised Gas Emission (VESTIGE).III. Star formation in the stripped gas of NGC 4254
在室女座环境巡天追踪星系演化（VESTIGE）的试点观测期间，我们在CFHT用MegaCam对室女星系团进行了盲窄带Halpha+[NII]成像巡天，观测到了螺旋星系NGC 4254（M99）。深Halalpha +[NII]窄带和GALEX紫外图像揭示了60个致密（半径70-500 pc）恒星形成区域的存在，这些区域位于星系光盘外部约20 kpc。这些区域位于HI气体的尾部，HI气体是在与另一个室女星系团成员的快速引力相遇后从星系盘上剥离下来的，模拟显示发生在280-750百万年前。我们将VESTIGE数据与从紫外到远红外的多频数据相结合，对这些区域的恒星星族进行了统计，并研究了在极端环境下的恒星形成过程，如嵌入在热的团内介质中的剥离气体的尾部。颜色、光谱能量分布（SED）和线性尺寸一致地表明，这些区域是同时代的，是在1亿年前发生的一次恒星形成爆发后形成的。这些区域可能成为团簇势阱中的自由漂浮物，并且是在团簇形成早期发生的富气系统相互作用后产生的致密源的局部类似物。
2018-03-12 astro-ph.GA
Molecular gas filaments and fallback in the ram pressure stripped Coma spiral NGC 4921
通过高分辨率CO观测，研究了后发座星系团NGC 4921盘中的冲压压力对分子ISM的影响。我们给出了6”分辨率CARMA CO（1-0）的全圆盘观测值和0.4”分辨率ALMA CO（2-1）的前象限观测值，其中冲压压力最强。我们发现的证据压缩致密的星际介质（ISM）的领先的一面，空间上与激烈的恒星形成活动在这个区域。我们还探测到分子气体沿着千秒差距尺度的尘埃细丝延伸到星系的气体剥离区，在HST图像中看到。我们发现，细丝连接运动学以及空间上的主要气体脊位于下游，一致的云去耦抑制磁约束力，并通过简单的烧蚀形成的模拟细丝不一致。此外，我们发现几个云的分子气体$\sim 1-3$千秒差距以外的CO的主环的速度是蓝移高达50公里秒$^{-1}$相对于银河系的旋转曲线。这些是我们探测到的唯一没有任何可见尘埃消光的云，这表明它们位于星系盘中平面的后面，并且正在向星系回落。长期以来，模拟预测，一些从星系盘中移除的气体将在冲压压力剥离过程中回落。这可能是第一个明确的观测证据，气体再吸积在一个冲压压力剥离星系。
2021-07-25 astro-ph.GA
MAUVE-MUSE: A Star Formation-driven Outflow Caught in the Act of Quenching the Stripped Virgo Galaxy NGC 4064
International Centre for Radio Astronomy Research, University of Western Australia（西澳大利亚大学国际射电天文研究中心）；National Research Council of Canada, Herzberg Astronomy and Astrophysics Research Centre（加拿大国家研究委员会赫茨伯格天文学和天体物理学研究中心）；Research School of Astronomy and Astrophysics, Australian National University（澳大利亚国立大学天文学与天体物理学研究学院）；Astronomical Institute, Czech Academy of Sciences（捷克科学院天文研究所）；Centre for Astrophysics and Supercomputing, Swinburne University of Technology（斯威本科技大学天体物理学与超级计算中心）；ARC Centre of Excellence in Optical Microcombs for Breakthrough Science (COMBS)（突破性科学光学微梳阵列卓越研究中心）；Department of Physics, Engineering Physics and Astronomy, Queen’s University（女王大学物理、工程物理与天文学系）；Department of Astrophysics, University of Vienna（维也纳大学天体物理学系）
MAUVE-MUSE发现NGC 4064中由恒星形成驱动的出流，表明中心集中恒星形成可加速星系熄灭过程。
2025-12-11 astro-ph.GA
Wandering off the centre: a characterization of the random motion of intermediate-mass black holes in star clusters
尽管最近的观测努力，还没有发现球状星团（GC）中存在中等质量黑洞（IMBH）的明确迹象。特别是当IMBH的存在是通过恒星运动学的动力学模型的约束，它是根本的帐户的位移，IMBH可能有相对于GC中心。在本文中，我们分析了IMBH徘徊周围的恒星密度中心使用一组现实的直接N体模拟星团演化。由模拟结果的指导下，我们开发了一个基本而准确的模型，可用于估计平均IMBH径向位移（$\left<r_\mathrm{bh}\right>$）的结构量作为核心半径（$r_\mathrm{c}$），质量（$M_\mathrm{c}$），速度色散（$σ_\mathrm{c}$），除了平均恒星质量（$m_\mathrm{c}$）和IMBH质量（$M_\mathrm{bh}$）。该模型可以用方程$\left<r_\mathrm{bh}\right>/r_\mathrm{c}=A(m_\mathrm{c}/M_\mathrm{bh})^α[σ_\mathrm{c}^2r_\mathrm{c}/(GM_\mathrm{c})]^β$表示，其中自由参数$A,α,β$是通过与IMBH位移的数值结果进行比较来计算的。然后将该模型应用于银河系GC，发现对于质量等于GC质量的0.1%的IMBH，对于大多数银河系GC，推定的IMBH的典型预期位移在$1''$附近，但IMBH可以在某些对象中漂移到更大的角距离，包括NGC 513…
2018-03-04 astro-ph.GA
Looking into the faintEst WIth MUSE (LEWIS): Exploring the nature of ultra-diffuse galaxies in the Hydra I cluster III. Untangling UDG 32 from the stripped filaments of NGC 3314A with multi-wavelength data
本文利用MUSE积分场光谱和多波段测光研究长蛇座I星系团中超弥散星系UDG 32，确认其与NGC 3314A同属东南子群运动学结构，揭示其富金属、中等年龄的恒星族性质，表明其可能由星系团中预先富集的剥离物质形成，但无法直接关联到NGC 3314A的冲压剥离物质。
2025-01-27 astro-ph.GA
The molecular gas of four ram pressure stripped galaxies in the core of the Hydra I cluster
Instituto de Astrofísica de Andalucía (CSIC)（安达卢西亚天体物理研究所）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；ASTRON, the Netherlands Institute for Radio Astronomy（荷兰射电天文研究所）；University of Cape Town（开普敦大学）；South African Astronomical Observatory（南非天文台）；Universidad Técnica Federico Santa María（弗雷德里科·圣玛丽亚技术大学）；Millennium Nucleus for Galaxies (MINGAL)（银河系千年核）；Jodrell Bank Centre for Astrophysics, School of Physics and Astronomy, University of Manchester（曼彻斯特大学物理与天文学院乔德雷克银行天体物理学中心）；United Kingdom SKAO Regional Centre (UKSRC)（英国SKAO区域中心）；Finnish Centre for Astronomy with ESO, (FINCA)（芬兰ESO天文中心）
本研究利用ALMA和MeerKAT观测长蛇座I星系团核心四个冲压剥离星系的CO和HI，发现CO盘不对称且无剥离CO，表明RPS在剥离CO之前已影响其储库，并揭示了不同演化阶段。
2026-09-23 astro-ph.GA
The SLUGGS Survey: New evidence for a tidal interaction between the early type galaxies NGC 4365 and NGC 4342
我们提供了NGC 4365和NGC 4342周围球状星团（GC）的新的成像和光谱数据。NGC 4342是一个紧凑的X射线发光的S 0星系，中央有一个异常巨大的黑洞。NGC 4365是另一个非典型星系，它支配着W'星系群，NGC 4342是其中的一员。利用加拿大-法国-夏威夷望远镜（CFHT）上MegaCam仪器的成像，我们确定了两个星系之间的GC流，并延伸到NGC 4342之外。GC流在空间上与先前确定的恒星流/羽流一致。我们发现流GC的光度颜色与NGC 4342相匹配，并且流和NGC 4342的组合GC的衰退速度与NGC 4342本身的衰退速度相匹配。这些结果表明，NGC 4342在与附近的椭圆星系NGC 4365发生潮汐相互作用时正在被剥离GC（和恒星）。我们将NGC 4342与两个著名的潮汐剥离星系（M32和NGC 4486 B）进行了比较，并发现了各种相似之处。我们还讨论了Bogdan等人（2012 a）之前的说法，即NGC 4342不可能经历显著的潮汐剥离，因为它拥有一个大的暗物质晕。
2014-01-20 astro-ph.GA
Gas compression and stellar feedback in the tidally interacting and ram-pressure stripped Virgo spiral galaxy NGC 4654
NGC 4654是一个几乎正面看的室女座星系，它经历了几乎侧面的气体冲压压力剥离和与另一个大质量星系NGC 4639的引力相互作用。NGC 4654在光盘的外缘附近显示了一个强烈压缩的气体区域，其HI表面密度（HSDR）超过了10-15 Msun/pc 2的标准值。利用NGC 4654的IRAM 30 mHERA CO（2-1）新数据研究了ISM的物理条件。CO到H的$_2$转换因子被估计并发现是银河值的1到2倍，在HSRD中分子分数和总ISM压力之间的比率显著降低，自引力气体，Toomre参数低于$Q=1$，恒星形成效率高1.5-2倍。分析模型被用来再现径向轮廓的SFR和原子和分子的表面密度。一个Toomre参数的$\rm Q \sim 0.8$结合速度色散的增加5公里/秒的必要条件，同时再现气体表面密度和SFR。用动力学模型再现了NGC 4654的气体分布。由矩2图给出的速度色散和来自模型的固有3D速度色散之间的比较用于区分由速度色散的实际增加引起的较宽线宽的区域和仅由未解决的速度梯度引起的较宽线宽的区域。我们发现，5公里/秒的内禀速度色散的增加是与观测兼容。在通过外部相互作用的气体压缩期间，气体表面密度增加，导致SFR和恒星反馈增加。在恒星反馈的影响下，气体密度仅适度增加。恒星反馈作为恒星形成的调节器，增加了区域内的湍流速度。
2020-11-20 astro-ph.GA
Down but not out: properties of the molecular gas in the stripped Virgo Cluster early-type galaxy NGC4526
我们目前的ALMA数据上的3毫米连续发射，CO同位素（12 CO，13 CO，C18 O），和高密度分子示踪剂（HCN，HCO+，HNC，HNCO，CS，CN和CH 3OH）在NGC 4526。这些数据使我们能够详细研究长期居住在室女星系团中的分子气体的物理性质;与更常见的研究螺旋星系的比较为星系团环境中分子气体的处理提供了有趣的线索。NGC 4526中的许多分子线比率，以及我们推断的丰度和CO/H2转换因子，与附近螺旋中发现的相似。一个显著的例外是观测到的非常低的12 CO/13 CO（1-0）线比$3.4\pm0.3$，这对于螺旋星系来说是非常低的，但对于室女星系团的早型星系来说却不是这样。我们进行辐射转移建模的CO同位素与一些档案（2-1）的数据，我们使用贝叶斯分析与马尔可夫链蒙特卡罗技术来推断的CO排放气体的物理性质。我们发现在0.4 kpc和1 kpc的半径下，$7.8^{+2.7}_{-1.5}$和$6.5^{+3.0}_{-1.3}$的[12 CO/13 CO]丰度比令人惊讶地低。来自高密度示踪剂HCN、HCO+、HNC、CS和CN的发射也相对明亮，CN在NGC 4526的内部具有异常的光学厚度。这些特征暗示，在星系团环境中的处理可能已经去除了大部分星系相对扩散的，光学上较薄的分子气体以及原子气体。角动量转移到周围的团内介质也可能导致盘的收缩，放大径向梯度，如我们在[…
2022-05-17 astro-ph.GA
A Virgo Environmental Survey Tracing Ionised Gas Emission (VESTIGE).XI. Two dimensional H$α$ kinematics of the edge-on ram pressure stripped galaxy NGC 4330
利用在CFHT上用MegaCam对室女星系团进行的深窄带H $α$成像巡天VESTIGE观测，我们在边缘上的晚型星系NGC 4330中发现了一条长的电离气体弥散尾。这种特殊的功能见证了一个正在进行的冲压压力剥离（RPS）事件，能够消除气体的外光盘区域。调谐流体动力学模拟表明，RPS事件几乎是正面发生的，使NGC 4330成为研究垂直于盘平面方向扰动影响的理想候选者。在这里，我们提出了两个新的独立的法布里-珀罗观测（R $\simeq$ 10000），以了解的RPS过程中的电离气体运动学的影响。尽管他们的扩散气体排放的敏感性有限，数据使我们能够测量的速度和速度色散场的星系盘和在边缘或外部的恒星盘形成后的RPS事件的几个功能。我们用三种不同的方法绘制了银河系的位置-速度图和自转曲线。数据显示，与流体动力学模拟一致，该星系有一个内部的固体旋转高达$\sim$ 2.4千秒差距，与非圆形的流动运动向外盘和在星系与周围的星团内介质的相互作用过程中形成的几个外部功能。数据还表明，随着从星系盘沿尾巴的距离增加，气体的旋转速度降低，这表明剥离气体的角动量逐渐但非线性损失。与RPS方案一致，$i$波段图像显示在圆盘西南边缘的方形形状，由于气体在$z$方向的位移，恒星轨道可能受到星系引力势阱的修改而受到扰动。
2021-12-30 astro-ph.GA
The ALMA Detection of Extraplanar 13CO in a Ram-pressure-stripped Galaxy and Its Implication
NGC 4522是一个室女座螺旋，目前正在进行积极的冲压压力剥离。在以前的单碟观测中，12 CO发射被检测到的恒星盘外，其中一些与平面外HI气体和H $α$补丁。在多波长数据中发现的面外气体使该星系成为研究星系团介质压力对各相星际气体影响的理想案例。在这封信中，我们介绍了使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）获得的NGC 4522的高分辨率12 CO（1-0）和13 CO（1-0）数据。特别是，我们在这里报告的extraplanar 13 CO检测，以前从未见过的冲压压力剥离星系。由于星际介质中13 C的主要施主是演化的恒星，13 CO的存在强烈地表明重元素可能起源于银盘，而不是起源于原位新形成的恒星。尽管它是否以原子形式或分子形式被剥离仍然没有定论，但这项研究提供了重元素的冲压压力剥离的证据，这可以化学富集晕气体，并可能在集群内介质的情况下，它们被推得足够强大以逃离星系。
2018-10-09 astro-ph.GA
A Virgo Environmental Survey Tracing Ionised Gas Emission (VESTIGE). II. Constraining the quenching time in the stripped galaxy NGC 4330
Virgo电离气体排放追踪环境调查（VESTIGE）是在CFHT使用MegaCam进行的盲窄带H $α$ +[NII]成像调查。在试点观测期间，我们观测到NGC 4330，一个中等质量的边缘恒星形成螺旋，目前正在落入室女星系团的核心。新的深空观测揭示了一个低表面亮度10 kpc的尾巴，显示出一种特殊的行星结构。这些暗条非常平行，清楚地表明了室女座势中星系的运动方向。出于对这些特征的检测，表明正在进行的气体剥离，我们收集了文献测光在15个波段从远紫外到远红外和深光学长缝光谱使用FORS 2仪器在ESO甚大望远镜。使用一个新开发的Monte Carlo代码，共同适合光谱学和光度学，我们重建了恒星形成的历史，沿星系的主轴孔。我们的研究结果已被验证对CIGALE，拟合代码，以前已用于类似的研究的输出。我们发现了一个明显的由外向内的梯度半径的时间猝灭事件开始时：最外面的半径已被剥离5亿年前，而剥离已达到内部5 kpc的中心在过去的1亿年。半径更小的区域目前仍在形成由HI和H2气体提供燃料的恒星。当比较在本地宇宙的淬火时标的统计研究，我们发现，冲压压力剥离的冷气体是一个有效的机制，以减少转变时间的星系落入大质量的集群。未来对VESTIGE在室女星系团中观测到的所有活动星系的系统研究将把这些结果扩展到一个强大的统计框架。
2018-02-13 astro-ph.GA
ViCTORIA project: MeerKAT HI observations of the ram pressure stripped galaxy NGC 4523
研究利用MeerKAT 21 cm HI先导观测发现NGC 4523的低柱密度剥离气体尾，并结合流体动力学模拟与Hα等多波段数据，判断其正首次落入室女星系团且尾内已有年轻HII区形成。
2023-06-22 astro-ph.GA
NGC 1850 BH1 is another stripped-star binary masquerading as a black hole
我们证明了黑洞候选者NGC 1850 BH 1中的径向变星不可能是一颗正常的$\approx 5\,M_{\odot}$亚巨星，而是一颗质量为$\approx 1 M_{\odot}$的过亮带状包络星。这个结果直接来自于恒星的观测半径和轨道周期-洛希叶填充恒星的密度关系：恒星的密度，由于受到观测到的椭球变率的限制，太低以至于它的质量不可能超过$\approx 1.5\,M_{\odot}$。这一较低的质量大大降低了看不见的伴星的隐含质量和对系统的定性解释，这样一个质量为$(2.5-5)\,M_{\odot}$的正常主序星伴星与数据完全一致。我们探索进化的情况下，可以使用MESA产生的二进制，并发现它的属性可以匹配的模型中，一个$\sim5\,M_{\odot}$主要失去了大部分的信封的同伴，并观察到在一个膨胀的状态收缩之前，成为一个核心氦燃烧sdOB星。这类似于解释二进制LB-1和HR 6819的方案。虽然它可能不包含黑洞，但NGC 1850 BH 1为双星演化模型提供了一个有趣的测试案例，特别是考虑到它是一个已知年龄的星团的成员。
2021-12-29 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A Virgo Environmental Survey Tracing Ionised Gas Emission. VESTIGE VIII. Bridging the cluster-ICM-galaxy evolution at small scales
我们测量远红外发射的尾巴剥离尘埃电离和原子气体成分在星系进行冲压压力剥离。我们研究了剥离星际介质中尘埃与气体的相对分布和质量比，并将它们与团内介质的相对分布和质量比联系起来，从而在小尺度上将团-ICM-星系演化联系起来。星系样本由三个Scd室女座星系组成，它们的恒星质量在$10^9\lesssim \mathrm{M_{*}} \lesssim 10^{10}\, \mathrm{M_{\odot}}$范围内，距离星系团中心在1 Mpc以内，即NGC 4330，NGC 4522和NGC 4654。通过对VESTIGE H $α$、$Herschel$ SPIRE和VIVA HI远红外数据的分析，我们追踪了尾流的空间分布，并从测量的远红外250 $μ$ m和HI通量密度推断了尘埃和气体的质量。尘埃-气体质量比（DGRs）的尾巴分析作为星系质量，金属丰度和尘埃温度的函数。沿着剥离的部件，灰尘分布紧密地跟随HI和H $α$发射气体，全部延伸到光盘之外。在这些区域中，NGC 4330、NGC 4522和NGC 4654的DGR分别是$2.0\pm0.6\times10^{-3}$、$0.7\pm0.1\times10^{-3}$和$0.4\pm0.03\times10^{-3}$，也就是说，比在附近星系主体中测得的值小15倍。我们还发现一个负面的趋势，DGR作为一个功能的金属丰度，可以解释…
2020-10-05 astro-ph.GA
NGC 3314a/b and NGC 3312: Ram pressure stripping in Hydra I Cluster substructure
星系团子结构和单个星系的冲压压力剥离是星系团不断增长的主要证据，因为它们从周围吸积星系和星系团。我们提出了一个多波长的研究中心的长蛇座I星系团，包括精致的新MeerKAT HI和DECam Halalpha成像揭示了决定性的证据冲压压力剥离在NGC 3312，NGC 3314 a和NGC 3314 b通过压缩HI轮廓，定义良好的HI尾巴，和正在进行的恒星形成剥离的气体。特别是，我们对NGC 3312和NGC 3314 a中的剥离物质进行了量化，它们占仍在盘中气体的8%~ 35%，在约0.5 M太阳年^-1时正在形成恒星，并从主盘延伸约30-60 kpc。估计的恒星质量在尾巴是一个数量级小于HI质量。第四个“环”星系在相同的速度没有显示出冲压压力的迹象。此外，我们使用HI和恒星的形态，结合热的团内介质的Beta模型，以限制星系到星系团中心的实际距离，我们使用NGC 3314 b后面的NGC 3314 a的机会对齐，以打破星系是否在前面或后面的集群之间的简并。在HI尾部看到的拖曳力支持了我们的首选方案，即NGC 3312和NGC 3314 a作为前景子结构的一部分正在向我们移动，该子结构已经通过了近心点，并从星团中“坠落”。高的幸存的HI含量的星系可能表明，子结构/群内介质可以保护他们免受冲压压力的最苛刻的影响，或者说，事实上，星系更切向的轨道。
2022-09-12 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
An Extended Star Formation History in an Ultra Compact Dwarf
对于像超致密矮星（UCD）这样的致密恒星系统的形成机制一直存在重大争议，有人认为UCD只是球状星团（GC）人口的高质量延伸，或者是被更大的同伴潮汐剥离的星系核。通过任一途径形成的UCD的成功例子都很难找到，只有少数有说服力的剥核型UCD的例子是已知的。本文介绍了在良好视宁度条件下（< 0.7”）对疑似剥离核UCD NGC 4546-UCD 1进行的极深Gemini/GMOS光谱观测。有了这些数据，我们研究这个不寻常的对象的空间分辨运动学和恒星形成的历史。我们没有发现UCD中心速度色散增加的证据，这表明UCD缺乏一个像其他紧凑的恒星系统中发现的大质量中心黑洞，详细的动力学模型证实了这一结论。最后，我们能够使用我们的极高的信号噪声频谱来检测这个UCD的时间延长的恒星形成历史。我们发现UCD从最早的时代开始形成恒星，直到至少1-2 Gyr之前。综合这些观测结果，确认NGC 4546-UCD 1是一个有核矮星系的残余核，该矮星系在最后1-2 Gyr内被NGC 4546潮汐摧毁。
2015-06-03 astro-ph.GA
Dust Deficiency in the Interacting Galaxy NGC 3077
本文利用Herschel空间望远镜PACS装置的70 $μ$ m观测资料，对邻近相互作用的旋涡星系NGC 3077的尘埃含量与孤立星系NGC 2841、NGC 3184和NGC 3351的尘埃含量进行了比较。尘埃含量使我们能够推导出我们样本中四个螺旋星系的尘埃与气体的比率。我们发现NGC 2841、NGC 3184和NGC 3351的尘埃质量为6.5-9.1 $\times$ 10 $^7$ M $\odot$，比NGC 3077高出$\sim$ 10倍。这个结果显示NGC 3077是一个缺乏尘埃的星系，正如预期的那样，因为这个星系受到与邻近星系M81和M82的潮汐相互作用的影响。NGC 3077的尘气比为17.5%，远高于孤立星系的平均值1.8%，证明NGC 3077也缺乏H $_2$ +HI气体。因此，在这个星系中，气体似乎比尘埃更有效地被剥离。
2017-09-15 astro-ph.GA
Study of ram pressure effects on NGC 2805 in Holmberg 124
本文给出了利用巨米波射电望远镜（GMRT）的档案资料拍摄的晚型星系Holmberg 124的新的H{ \sc i} 21 cm谱线像。Holmberg 124是一个由四个晚型星系组成的星系群：NGC 2805，NGC 2814，NGC 2820和Mrk 108。我们检测到的谱线发射从所有的四个星系，并注意到几个成员星系之间的潮汐相互作用的签名。我们对三重星系（即NGC 2820、NGC 2814和Mrk 108）的研究结果证实了Kantharia等人（2005）的早期结果，特别是在NGC 2820的东北方向发现了一个可能的潮汐矮星系。此外，在这些图像中，观测的指向中心发生了变化，与Kantharia等人（2005）相比，我们已经恢复了NGC 2805中大部分H{ \sc i}发射。我们还报告了在NGC 2820和NGC 2805之间可能探测到小的离散云，这些云可能在群内介质（IGRM）中被剥离了H{ \sc i}。但这些都需要确认。
2013-02-01 astro-ph.GA
On the origin of the stellar halo and multiple stellar populations in the globular cluster NGC 1851
我们认为，所观察到的球状星团（GC）NGC 1851周围的恒星晕是它在其已不复存在的宿主矮星系的中心区域形成的证据。我们数值研究了在强潮汐场作用下嵌入大质量暗物质晕中的有核矮星系的长期动力学演化。矮星系被认为有一个恒星核（或核星团），可能是NGC 1851的祖先。我们发现，虽然暗物质晕和恒星的外壳的主矮星NGC 1851可以几乎完全剥离在其轨道演化过程中围绕银河系，一小部分的恒星在矮星可以保持被困在引力场的核。被剥离的核心可以被观测为没有或几乎没有暗物质的NGC 1851，而核心周围的恒星可以被观测为NGC 1851周围的弥散恒星晕。模拟的恒星晕呈对称分布，密度斜率为~ -2，在距离NGC 1851 ~ 200 pc范围内没有潮汐尾。我们发现，两个GC可以相互合并，形成一个新的核GC嵌入场星由于低恒星速度色散的主机矮。这一结果没有假设的年龄和/或化学丰度的两个合并的GC。因此，观察到的恒星晕和NGC 1851中特有的多个恒星星族表明，NGC 1851最初可能形成于一个古老矮星系的中心区域。
2011-09-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
An Off-Nucleus Nonstellar Black Hole in the Seyfert Galaxy NGC 5252
我们报告了在NGC 5252中发现的超亮X射线源（ULX; CXO J133815.6+043255）。这个ULX是一个离核的点源，距离NGC 5252中心22 $^{\prime\prime}$，X射线光度为1.5 $\times$ $10^{40}$ erg s $^{-1}$。它是ULX的罕见例子之一，在无线电，光学，紫外波段表现出清晰的对应物。ULX的后续光谱显示出强发射线。[O III]发射线的红移与NGC 5252的系统速度一致，表明ULX与NGC 5252引力束缚。[O III]的通量似乎与X射线和射电光度相关，与普通活动星系核相同，表明[O III]发射与ULX内在相关。基于多波长数据，我们认为ULX不太可能是背景活动星系核。一个更可能的选择是一个吸积黑洞，其黑洞质量为$\geq 10^4M_\odot$，它可能是一个合并的矮星系的剥离残余。
2015-10-29 astro-ph.GA
Deep Chandra observations of NGC 1404: cluster plasma physics revealed by an infalling early-type galaxy
团内介质（ICM）作为一种磁化和高度电离的流体，为研究地球上尚无法实现的极端条件下的等离子体物理提供了理想的实验室。NGC 1404是一个明亮的椭圆星系，当它穿过天炉座星系团的ICM时，正在被气体剥离。我们利用NGC 1404的{ \sl Chandra} X射线新观测资料研究ICM微物理。NGC 1404的星际介质（ISM）的特征是有一个尖锐的前缘，距离星系中心8 kpc，和一个短的下游气体尾部。由于NGC 1404的邻近性、{ \sl Chandra}的极好的空间分辨率和非常深（670 ksec）的曝光的组合，接触不连续性在前所未有的空间尺度（$0\farcs5=45$ \，pc）上被解决。在前缘，我们观察到了由Kelvin-Helmholtz不稳定性产生的亚kpc尺度的涡旋，并对热团簇等离子体的各向同性粘滞系数提出了5%的Spitzer上限.我们还观察到在下游剥离的尾巴，这提供了一个低粘度等离子体的进一步证据，热的星系团气体和较冷的星系气体之间的混合。假设ICM中的有序磁场应小于5\，$μ$ G，以允许KHI的发展。刚好在接触边缘外部缺乏明显的磁性覆盖层与这样的上限一致。
2016-12-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
Spectacular tails of ionised gas in the Virgo cluster galaxy NGC 4569
我们在CFHT上使用MegaCam获得了NGC 4569的深窄带Halpha+[NII]宽视场图像，NGC 4569是室女星系团中最明亮的晚型星系。这张图像揭示了弥漫电离气体的长尾的存在，没有任何相关的恒星成分，从星系盘延伸到约80 kpc（投影距离），典型的表面亮度为几个10^-18 erg s-1 cm-2 arcsec-2。这些特征提供了NGC 4569正在经历冲压压力剥离事件的直接证据。图像还显示了与原子核相关的电离气体的突出的8 kpc的突起，光谱数据将其确定为流出。在对气体的三维分布进行一些假设的情况下，我们使用这些扩展的低表面亮度特征的Halpha表面亮度来推导星系与ICM相互作用期间剥离的气体的密度和质量。与特设的化学分光光度模型的星系演化的比较表明，在尾部的Halpha发射气体的质量是可比的冷相剥离的光盘，这表明在剥离过程中的气体电离的尾巴。缺乏恒星形成区域表明，光电离以外的机制是负责气体的激发（冲击，热传导，磁流体动力学波）。这一分析表明，冲压压力剥离是有效的大质量（M_star ~ 10^10.5 Mo）星系位于中等质量（~ 10^14 Mo）星系团正在形成。它还表明，由核流出物排出的气体质量比在冲压压力剥离事件期间移除的气体质量约1%。所有这些结果表明，冲压压力剥离，而不是饥饿通过核反馈，可以是主要的机制，负责淬火的恒星形成活动的星系在高密度环境。
2016-01-21 astro-ph.GA
Joint XMM-Newton and Chandra Observations of the NGC 1407/1400 Complex: a Tail of an Early-Type Galaxy and a Tale of a Nearby Merging Group
以其明亮的中央星系NGC 1407为中心的附近星系群被认为是一个异常黑暗的系统，来自以前的运动学研究。它还以拥有一个明亮的星系NGC 1400而闻名，该星系相对于群中心的径向速度很大（1200 km s $^{-1}$）。之前的ROSAT X射线观测显示，NGC 1400以东有一个扩大的表面亮度增强区域。我们研究了NGC 1407/1400复合体的XMM-牛顿和钱德拉观测。我们发现，增强区域的温度和金属丰度是不同的（更冷，更富含金属）比周围的族气体，但与NGC 1400的ISM一致。NGC 1400的相对速度足够大，以至于它的大部分ISM可能在穿过大气层时被冲压压力剥离。我们的结论是，增强区很可能是从NGC 1400的ISM剥离的热气体。我们利用NGC 1407群的总质量分布和NGC 1400停滞锋处的压力跃变来约束NGC 1400的运动。我们的结论是，NGC 1400是在~ $30^{\circ}$的视线内运动，马赫数为$\mathcal{M}\lesssim3$。我们在这个复杂的星系中没有发现任何明显的激波特征，这可能是由于NGC 1400的高度视线运动。在NGC 1407相对松弛的东侧有一个{ \sl XMM-牛顿}指向，我们得到了这群~ $\times 10^{13}$ $M_\odot$在100 kpc以内的流体静力质量。外推到维里半径（681 kpc）的总质量为3.8 …
2014-03-25 astro-ph.GA astro-ph.HE
Stellar population and the origin of intra-cluster stars around brightest cluster galaxies: the case of NGC 3311
上下文我们研究了最亮星系团周围的恒星星族和漫射光的起源。目标。我们研究了长蛇座I星系团中最亮的星系NGC 3311的动态热恒星晕的恒星星族，以及漫射光下光度亚结构的恒星族，以限制这些成分的起源。方法.我们分析了甚大望远镜FORS 2在4800-5800埃波长范围内获得的中分辨率长缝光谱中的吸收线。我们测量了从NGC 3311中心到20 kpc的Lick指数的等效宽度，并将它们与解释[alpha/Fe]过剩的恒星星族模型拟合。结果在NGC 3311的动态热晕中的恒星是老的（年龄> 13 Gyr），贫金属（[Z/H] ~ -0.35），α增强（[α/Fe] ~ 0.48）。加上高速色散，这些测量结果表明，晕中的恒星是从其他早期类型星系的外围吸积而来的，可能有矮星系的贡献。我们在NGC 3311的晕中发现了一个与光度结构相关的区域，在这个区域中，恒星星族甚至更贫金属（[Z/H] ~ -0.73）。在这个区域，我们的测量结果与沿着视线叠加的复合恒星星族一致，由NGC 3311动态热晕中的恒星和从矮星系剥离的恒星组成。后一种成分对局部表面亮度的贡献< 28%。结论. NGC 3311周围的漫射光正在积聚。根据观测到的恒星星族特性，这些恒星的主要部分可能来自明亮的早型星系的外围，而来自剥离矮星系的恒星目前正在增加。
2011-08-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar Properties of the Host Galaxy of an Ultraluminous X-ray Source in NGC 5252
NGC 5252中的一个超亮X射线源（ULX）被认为是非核中等质量黑洞的有力候选者。我们目前的近红外成像数据的ULX获得的威廉赫歇尔望远镜。利用这些数据，我们估计了与$\approx 10^{7.9\pm0.1}M_{\rm \odot}$的ULX相关的恒星质量，这表明它可能是一个正在与NGC 5252合并的矮星系（残余）。基于中心黑洞（BH）和宿主星系质量之间的相关性，ULX由$10^5M_{\rm \odot}$黑洞提供动力。或者，如果黑洞的质量是$\approx 10^6M_{\rm \odot}$或更大，那么ULX的宿主星系在合并过程中一定被严重剥离。ULX $K_s$波段的光度比普通活动星系核观测到的[O III]光度小两个数量级，这也表明ULX缺乏尘埃环。我们将讨论这些发现如何提供暗示性的证据，ULX是托管一个中等质量的黑洞。
2020-01-22 astro-ph.GA
Stripped elliptical galaxies as probes of ICM physics: I. Tails, wakes, and flow patterns in and around stripped ellipticals
椭圆星系团由于在星系团内介质（ICM）中的运动而逐渐被剥夺了大气层。深X射线观测揭示了星系残余大气层的精细结构及其气体尾部和尾流。这种精细结构取决于动力学条件（星系势、初始气体含量、穿过主星系团的轨道）、轨道阶段（早期坠落、近心通过前/后）和ICM等离子体特性（热导率、粘度、磁场结构）。我们的目标是解开动力学和等离子体的影响，以使用剥离椭圆作为ICM等离子体性质的探针。这是一个系列的第一篇论文研究的流体动力学渐进气提通过无粘流体动力学模拟。我们区分了一个持久的初始松弛阶段和一个准稳定的剥离阶段。在准定常剥离，ICM流周围的残余大气类似于固体周围的流动，包括一个“死水”区在近尾流。气体主要通过开尔文-亥姆霍兹不稳定性从残余大气的侧面剥离。下游的大气在很大程度上受到ICM风的屏蔽，因此形成了一个尾巴。从观测上看，这两个“残余尾巴”和尾流中的剥离气体都可以作为“尾巴”出现，但只有在尾流中，星系气体才能与周围的ICM混合。虽然定性结果是通用的，但这里提供的模拟是针对室女座椭圆星系M89（NGC 4552）的，以便与观测进行最直接的比较。本系列的第二和第三篇论文描述了粘性的影响，并分别与钱德拉和XMM-牛顿观测进行了比较。
2015-05-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Neutral Hydrogen Observations of Low Surface Brightness Galaxies around M101 and NGC 5485
本文介绍了用罗伯特C.伯德绿岸望远镜沿着视线到27个低表面亮度（LSB）矮星系候选者发现的光学搜索周围的M101。我们在5个目标中检测HI储层，并对其余22个目标设置严格的上限，这意味着它们是贫气的。到我们的HI探测的距离范围从7 Mpc -150 Mpc，证明了宽带HI观测作为后续工具的实用性。3个探测到的系统速度与M101后面的NGC~5485群一致，我们认为我们的15个距离光学下限的未探测到与该群有关，并已被该群剥离。我们发现，确认的M101卫星的气体丰度与银河系卫星的气体丰度大致一致，并且考虑到调查的完整性时，与其他质量相当的主机周围的卫星的气体丰度大致一致。这表明，卫星猝灭和气体剥离在类似质量的晕周围类似地进行，与理论预期一致。
2019-11-21 astro-ph.GA
Constraints on the HI Mass of NGC 1052-DF2
我们报告了用绿岸望远镜对NGC 1052-DF 2进行的深单碟21厘米观测。NGC 1052-DF 2被认为缺乏暗物质，目前被归类为NGC 1052星系群中的一个超弥散星系。我们没有探测到这个星系，并推导出HI质量的上限。该星系是极端的气体贫乏，我们发现，$3σ\, M_{HI}$检测在19 Mpc的距离，并使用3.2公里$\rm s^{-1}$的线宽将有一个上限为$M_{HI,lim} < 5.5 \times 10^5$ M $_{\odot}$。在这个质量极限下，中性气体质量与恒星质量的比例非常低，为$M_{HI}$ /M $_{*}$ $\, < \, 0.0027$。这种极低的气体比例，与银河系矮椭球体和贫气体矮椭圆星系相当，意味着该星系要么在NGC 1052的维里半径内，由于靠近中央星系，其气体已经被剥离，要么NGC 1052-DF 2距离足够大，无法检测到其气体。我们还估算了NGC 1052-DF 2的HI质量上限为13 Mpc。这将得到HI质量为$M_{HI,lim} < 2.5 \times 10^5$ M $_{\odot}$，HI气体分数为$M_{HI}$ /M $_{*}$ r $\, < \, 0.0012$，变得更加极端。虽然在这个距离上暗物质的比例不会那么极端，但中性气体的比例对于低密度环境中的物体来说是前所未有的。
2019-01-22 astro-ph.GA
A 100 kpc Ram Pressure Tail Trailing the Group Galaxy NGC 2276
本文在群星系NGC 2276后方发现100千秒差距的低频射电尾迹，通过多频谱老化拟合确认其为冲压压力剥离所致，并独立测得该星系三维轨道速度约970 km/s，与已有估计一致。
2024-06-13 astro-ph.GA
Young globular clusters in NGC 1316
我们提出了多目标光谱学的内部区域的球状星团（GC）系统与中期年龄合并残余NGC 1316。使用GMOS相机的多目标模式，我们获得了35个GC的光谱。我们发现的证据表明，NGC 1316最里面的GC几乎垂直于星系的恒星组成部分旋转。在第二阶段，我们通过测量不同的Lick/IDS指数并与简单的恒星星族模型进行比较，确定了样品中每个GC的年龄、金属丰度和α元素丰度。我们证实了与NGC 1316相关的多个GC群体的存在，其中存在一个非常年轻的GC的主要亚群体，平均年龄为2.1 Gyr，金属丰度在-0.5 < [Z/H] < 0.5 dex之间，α元素丰度在-0.2 < [α/Fe] < 0.3 dex范围内。在我们的样本中，有几个天体的[α/Fe]值和[Z/H]和年龄分布很大。其中一些物体实际上可能是剥离的原子核，可能是在较小的合并事件中吸积的。最后，对结果进行了分析，目的是描述恒星形成的不同情节，从而提供一个更完整的星系演化历史的图片。我们的结论是，这些证据可能表明这个星系已经吞噬了一个或多个富含气体的星系，最后一次融合事件发生在大约2 Gyr之前。
2018-06-01 astro-ph.GA
The Halos of Planetary Nebulae in the Mid-Infrared: Evidence for Interaction with the Interstellar Medium
行星状星云（PNe）在星际介质（ISM）中的运动被认为会导致各种观测结果，包括明亮边缘的形成;壳层的变形和破碎;以及中心恒星偏离包层的几何中心。这些和其他特征已经通过在可见光波长范围内的成像而被注意到。我们报告进一步的意见，这样的壳采取中红外（MIR），通过IRAC成像程序进行使用斯皮策太空望远镜（SST）获得。NGC 2440和NGC 6629被证明拥有可能相互作用的晕，以及在外壳一侧的冲压压力剥离物质。类似地，NGC 3242和NGC 6772的外晕似乎已经通过瑞利-泰勒（RT）不稳定性而破碎，导致ISM物质可能流向它们的包层内部。如果这种解释是正确的，那么它将表明NGC 3242正在向东北方向移动;这一建议也得到了相反方向延伸的60微米尾巴的支持，以及在运动方向上的H-α发射的弯曲带-可能是通过磁化ISM中的RT不稳定性产生的分量。
2009-09-09 astro-ph.GA
NGC 3628-UCD1: A possible $ω$ Cen Analog Embedded in a Stellar Stream
使用Subaru/Suprime-Cam宽视场成像和Keck/ESI和LBT/MODS光谱，我们识别并表征了一个紧凑的星团，我们称之为NGC 3628-UCD 1，嵌入在螺旋星系NGC 3628周围的恒星流中。UCD 1的大小和光度与银河系中最明亮的球状星团$ω$ Cen相似，长期以来一直被怀疑是吸积矮星系的剥离残骸。该天体的星等为$i=19.3$等（${\rm L}_{\rm i}=1.4\times10^{6}~{\rm L}_{\odot}$）。UCD 1在我们的地基成像中勉强分辨，半光半径为$\sim10$ pc。我们用$(g-i)=1.0$测量了$i=13.1$等恒星流的积分亮度。这相当于一个吸积的矮星系，光度大约为${\rm L}_i\sim4.1\times10^{8}~{\rm L}_{\odot}$。光谱分析显示UCD 1具有$6.6$ Gyr、$[\rm{Z}/\rm{H}]=-0.75$、$[α/\rm{Fe}]=-0.10$的年龄。我们认为UCD 1是一个$ω$ Cen状星团的例子，它可能是从一个下落的矮星系的核心形成的，这表明至少有一些大质量的星团人口可能是通过潮汐剥离产生的。
2015-09-15 astro-ph.GA
Star formation outside galaxies undergoing gravitational and hydrodynamic interactions: Dust attenuation and the star formation rate
Department of Physics, N.S.S. College, Pandalam (Affiliated to University of Kerala), Kerala 689501, India（N.S.S.学院物理系）；University Observatory, LMU Faculty of Physics, Scheinerstrasse 1, 81679 Munich, Germany（慕尼黑大学物理学院天文台）；INAF-Astronomical Observatory of Padova, vicolo dell’Osservatorio 5 35122 Padova, Italy（帕多瓦天文台）；Indian Institute of Astrophysics, Bangalore 560034, India（印度天体物理研究所）；School of Pure and Applied Physics, Mahatma Gandhi University, Kottayam, Kerala 686560, India（马哈拉施特拉甘地大学纯与应用物理学院）
研究不同扰动机制对星系外结构尘埃含量和恒星形成的影响，发现尘埃消光和恒星形成率在不同结构中具有相似性。
2026-03-06 astro-ph.GA
The Widefield Arecibo Virgo Extragalactic Survey I: New structures in the ALFALFA Virgo 7 cloud complex and an extended tail on NGC 4522
我们正在对室女星系团中的中性氢（HI）进行一次灵敏的盲测，并在这里报告了第一个5° x 1°的覆盖区域，其中包括两个光学暗气体特征：五云ALOFA室女7复合体（Kent et al. 2007，2009）和NGC 4522的剥离尾部（Kenney et al. 2004）。我们发现了第六个云和低速气体，将复合体的速度范围扩展到超过450 km/s，发现大约一半的总HI通量来自扩展发射而不是紧凑的云，并看到大约150%的气体，将总HI质量从5.1 x 10 $^8$ M $_\odot$提高到1.3 x 10 $^9$ M $_\odot$。这使得Kent等人（2009年）将NGC 4445和NGC 4424鉴定为复合体的可能祖先的可能性较小，因为它需要非常高比例的气体去除才能保留在复合体中。我们还确定了NGC 4522气体尾部的一个新成分，该成分延伸到星系中气体速度范围以下约200 km/s，指向复合体的东端。我们认为NGC 4522可能是该复合体的母星系，但大的速度分离（~1800 km/s）使我们排除了这种可能性。我们的结论是，在没有任何更好的候选者的情况下，NGC 4445仍然是最有可能的母星系，尽管这要求它在将其气体转移到复合体中的事件之前特别富含气体。
2019-07-31 astro-ph.GA
First confirmed ultra-compact dwarf galaxy in the NGC 5044 group
上下文超致密矮星（UCD）是一种颜色和金属丰度介于球状星团（GC）和早期型矮星系之间的恒星系统，其大小为Reff <= 100 pc，亮度范围为-13.5 < MV < -11 ma。尽管它们的起源仍有争议，最普遍的假设是它们是大质量的星团或潮汐剥离的矮星系的核心。目标。NGC 5044是NGC 5044星系群的中央大质量椭圆星系。它的GC/UCD系统是完全未开发的。方法.在NGC 5044周围几个区域的Gemini+GMOS深度图像和其中一个区域的光谱多目标数据中，我们检测到一个g '~ 20.6等的未分辨源，与UCD兼容。用FXCOR和惩罚像素拟合（pPXF）程序计算了其径向速度。为了研究它的恒星星族含量，我们测量了Lick/IDS指数，并将它们与单颗恒星星族模型的预测进行了比较，我们使用了全谱拟合技术。结果UCD的光谱分析揭示了与椭圆星系NGC 5044的速度一致的径向速度。根据Lick/IDS指数，我们得到了亮度加权年龄和金属丰度分别为11.7+/-1.4 Gyr和[Z/H] = -0.79 +/-0.04 dex，以及[alpha/Fe] = 0.30 +/-0.06。从全光谱拟合技术，我们测量了较低的年龄（8.52 Gyr）和类似的总金属丰度（[Z/H] = -0.86 dex）。结论.我们的结果表明，NGC 5044-UCD 1很可能是一个极端的GC（MV ~ -12…
2017-02-21 astro-ph.GA
The Cluster Velocity Dispersion of the Abell 2199 cD Halo of NGC 6166
Hobby-Eberly望远镜被用来测量最近的原型cD星系NGC 6166的速度色散分布，该星系位于Abell 2199星系团中。我们还介绍了许多望远镜的表面测光。我们确认了cD的定义特征--一个充满星系团中心的恒星晕，它由星系团引力控制，而不是由中央星系控制。NGC 6166的速度色散从中心的300 km/s上升到晕中100 arcsec半径处的865 +- 58 km/s。这是第一次表明，色散一直上升到集群值，819 +- 32公里/秒。我们发现NGC 6166的主体相对于星系团的速度为206 ± 39 km/s，而cD晕的速度更接近星系团的速度70 km/s。这些结果支持我们的图片，cD晕由恒星从星系团中剥离。但是我们并没有证实cD晕是一个额外的，低表面亮度的组成部分，是不同于一个正常的巨型椭圆主体的观点。相反，NGC 6166核心之外的所有亮度轮廓都由指数n ~ 8.3的单个Sersic函数描述为+-0.037 mag/arcsec**2。cD晕光不能单独从光度测量中识别。这模糊了CD和类似的n核心方形非旋转椭圆星系之间的区别。两者都可能有晕，主要是通过较小的合并和碎片的积累。然而，NGC 6166的cD晕在α元素方面与主体一样增强。在<1 Gyr的时间内，甚至对贡献cD晕的星系也发生了恒星形成的猝灭。
2014-11-10 astro-ph.GA
VEGAS: a VST Early-type GAlaxy Survey. IV. NGC 1533, IC 2038 and IC 2039: an interacting triplet in the Dorado group
本文主要研究NGC 1533和剑鱼座中的一对IC 2038和IC 2039，剑鱼座是一个邻近的、星团式的、尚未维里化的星系群。我们从深层OmegaCAM@ESO-VST图像在g和r波段获得了它们的表面测光。对于NGC 1533，我们将其表面亮度映射到$μ_g \simeq 30.11$等/角秒$^{2}$和$μ_r \simeq 28.87$等/角秒$^{2}$，最后到大约$4R_e$。在如此微弱的水平上，NGC 1533的结构似乎令人惊讶地受到干扰，在东北方向的内外等照度线之间存在明显的结构不对称性。我们在外围探测到新的旋臂状尾巴，这可能是过去相互作用/合并事件的标志。类似地，IC 2038和IC 2039示出了指示它们正在进行的相互作用的尾部和失真。利用深度图像，我们能够检测到HI气体的光学对应物。对新的深层数据的分析表明，NGC 1533有一个复杂的历史，由与低质量卫星的多次相互作用组成，这些卫星在内部区域产生了恒星形成的螺旋状结构，并正在塑造恒星的包络。此外，VST的观测结果还显示，两个亮度较低的星系IC 2038和IC 2039可能相互作用，在过去，IC 2038也可能与NGC 1533相互作用，从其外围剥离气体和恒星。从这项研究中出现的新图像是一个相互作用的三重星系，其中最明亮的星系NGC 1533正在外围进行质量组装。
2019-03-11 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
Circumgalactic gas at its extreme: tidal gas streams around the Whale galaxy NGC 4631 explored with HST/COS
我们提出了一个详细的分析的吸收性质的潮汐气体流的鲸鱼星系NGC 4631在类星体2 MASSJ 12421031 +3214268的方向。我们的研究是基于哈勃太空望远镜（HST）上的宇宙起源光谱仪（COS）获得的紫外光谱数据和来自HALOGAS项目和绿岸望远镜（GBT）的21厘米数据。我们在速度为+550至+800 km/s的范围内探测到了与来自NGC 4631潮汐流（称为“支线2”）的气体有关的强HI Ly α吸收。我们测量到的柱密度为log N（HI）= 18.68pm 0.15，表明类星体的视线跟踪了21厘米数据中看到的Spur 2的外边界。支线2中的金属吸收在OI、CII、SiII和SiIII线中以复杂的吸收模式检测，该吸收模式反映了气体的多相性质。我们发现，在支线2朝向2 MASSJ 12421031 +3214268的平均中性气体分数仅为14%。这意味着电离气体占了马刺2的总质量，因此可能超过10^9 M_sun。没有观察到Si的显著损耗，表明支线2不包含显著量的灰尘。根据测量的OI/HI柱密度比，我们确定了Spur 2的α丰度为0.13pm 0.07太阳（[α/H]=-0.90pm 0.16），这比在NGC 4631盘中观察到的要低得多。低金属丰度和低尘埃含量表明，在最近与NGC 4631的遭遇中，Spur 2代表了从富含气体的卫星星系剥离的金属缺乏气体。
2018-10-17 astro-ph.GA
Reconstructing the Stripping History of the Sagittarius Stream with Neural Networks
School of Astronomy and Space Sciences, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）
本文利用神经网络方法，基于N体模拟，通过恒星相空间坐标直接推断银河北流的剥离时间，并发现剥离时间与金属丰度呈线性关系，同时预测了多个球状星团的剥离时间。
2026-05-14 astro-ph.GA
The assembly history of the nearest S0 galaxy NGC 3115 from its kinematics out to six half-light radii
利用新的和存档的数据，我们研究了最近的领域S0星系，NGC 3115，从它的恒星（综合星光），球状星团（GC）和行星状星云（PNE）的$\sim6.5$半光半径（$R_\mathrm{e}$）的运动学性质。我们发现三个运动学区域的证据与内部过渡$\sim0.2\ R_\mathrm{e}$从分散为主的凸起（$V_\mathrm{rot}/σ<1$）到一个快速旋转的磁盘（$V_\mathrm{rot}/σ>1$），然后一个额外的过渡从磁盘到一个缓慢旋转的球体在$\sim2-2.5\, R_\mathrm{e}$，跟踪红色GC和PNe（可能是蓝色GC超越$\sim5\, R_\mathrm{e}$）。通过与模拟结果的比较，我们提出了一个装配历史，在这个装配历史中，原始的祖先螺旋星系经历了一个富含气体的小合并，导致了我们今天在NGC 3115中看到的嵌入式运动学冷盘。在稍后的阶段，矮星系，在小型合并（质量比$<$ 1：10），吸积建立外部缓慢旋转的球体，与中央盘运动学基本上没有改变。此外，我们报告的超紧凑型矮星（UCDs）的样本NGC 3115周围的Keck/KCWI仪器的新的光谱观测。我们发现五个UCD与GC的一般旋转场不一致，这表明这些天体的起源是\textit{ex-situ}，即可能是潮汐剥离矮星的残余。另外7个UCD遵循GC旋转模式，表明\textit{in-situ}起源，可…
2020-05-24 astro-ph.GA
A Virgo Environmental Survey Tracing Ionised Gas Emission (VESTIGE) XX. Star formation in the tidal tail of NGC 4254
Aix Marseille Univ, CNRS, CNES, LAM（艾克斯马赛大学）；INAF - Osservatorio Astronomico di Cagliari（意大利国家天体物理研究所卡利亚里天文台）；Como Lake Center for Astrophysiscs, DiSAT, Università degli Studi dell’Insubria（因苏布里亚大学）；INAF - Osservatorio Astronomico di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文台）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；INAF - Osservatorio Astronomico di Capodimonte（意大利国家天体物理研究所卡波迪蒙特天文台）；Laboratoire de Physique de l’Ecole Normale Supérieure, ENS, Université PSL, CNRS, Sorbonne Université, Université de Paris, Observatoire de Paris（巴黎高等师范学院）；Department of Astrophysics, University of Vienna（维也纳大学）；Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, CNRS, Laboratoire Lagrange（蔚蓝海岸大学）；Università di Milano-Bicocca（米兰比可卡大学）
利用ALMA对NGC 4254星系盘外HI气体尾中的42个恒星形成区进行12CO(1-0)观测，发现其中4个区域存在10个巨分子云，分析其性质、稳定性及形成机制，揭示这些云团不稳定且寿命短，讨论了剥离气体在恶劣星系团环境中的命运。
2026-06-19 astro-ph.GA
Exploring the Dust Content of Galactic Winds with Herschel. I. NGC 4631
我们提出了一个详细的分析，深远红外观测附近的边缘上的恒星形成星系NGC 4631获得的赫歇尔空间天文台。我们的PACS图像在70和160微米显示了丰富的复杂的细丝和烟囱状的功能，延伸到6千秒差距以上的星系平面的投影距离。PACS的特征通常与在该星系中观察到的面外Halpha、射电连续谱和软X射线特征相匹配，表明该星系存在由恒星形成调节的紧密盘晕连接。另一方面，在SPIRE 250，350和500微米数据中检测到的较大尺度的较冷尘埃成分的形态与先前在NGC 4631中报告的平面外H~I流相匹配，并表明潮汐起源。PACS 70/160比率在该星系核上方的中央~3.0 kpc区域（“超级气泡”）升高。逐像素分析显示，该区域的尘埃具有更高的温度和/或具有更陡光谱指数（β> 2）的发射率，这可能是超级气泡中更恶劣环境的结果。盘中的恒星形成似乎在能量上不足以将物质从盘中提升出来，除非它在过去更活跃，或者超级气泡区域的尘埃与气体的比率高于银河系的值。光环中的一些尘埃也可能是从附近的同伴那里被潮汐剥离的，或者是通过星系间的相互作用从盘中被提起的。
2015-02-26 astro-ph.GA
Sloshing in its cD halo: MUSE kinematics of the central galaxy NGC 3311
早型星系具有强烈的尺度演化和红移。这种演化是由快速的“原位”恒星形成在高$z$其次是后期的大规模组装主要是由次要的合并，存款主要是在外晕恒星驱动。我们的目标是确定长蛇座I cD星系NGC 3311的结构组成部分，以研究中央星系和周围恒星晕之间的联系。我们使用覆盖NGC 3311到$25$ kpc的MUSE点映射视线速度分布（LOSVD）。结合光度和光谱数据，我们使用有限的混合物分布，包括四个非同心，近等温球体，不同的视线系统速度$V$，速度分散$σ$，高阶高斯厄米矩$h_3$和$h_4$的LOSVD地图建模。比较了$h_3$和$h_4$与$V/σ$的相关性，并与模拟结果进行了比较。$σ$的轮廓上升到$\simeq 400$公里秒$^{\text -1}$在20千秒差距，表明恒星有剥离的祖先在集群核心轨道。有限的混合物分布模型支持三个内部组件相关的中央星系和第四个组件与大的有效半径（$51$千分位秒）和速度色散（$327$公里秒$^{\text{-1}}$）符合cD信封。我们发现cD包层在空间上（8.6 kpc）和速度上（$ΔV = 204$ kms $^{-1}$）都偏离了星系团中心，但与星系团核心X射线等照度线和星系平均速度相一致。此外，包线有助于在10千秒差距内用大的$h_4$测量LOSVD的宽翼。NGC 3311的cD包络动态地与星团核心相关联，而在长蛇座I中，星团核心也从星…
2017-10-26 astro-ph.GA
Stripped elliptical galaxies as probes of ICM physics: II. Stirred, but mixed? Viscous and inviscid gas stripping of the Virgo elliptical M89
椭圆星系在星系团内介质（ICM）中运动时，其大气层逐渐被剥离。X射线观测揭示了星系尾、尾流以及星系气体与ICM之间的界面结构。这种精细的结构取决于动力学条件（星系势，初始气体含量，在主机集群的轨道），轨道阶段（早期下降，前/后近心通道），以及仍然不受约束的ICM等离子体性质（导热性，粘度，磁场结构）。论文I描述了非粘性气体汽提的流动模式和阶段。在这里，我们研究的影响斯皮策样的温度依赖性粘度对应的雷诺数，Re，为50至5000的ICM流周围的残余大气。在此雷诺数范围内，全球流动模式与粘度无关。粘度影响两个方面：在无粘剥离中，残留大气两侧的开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHI）导致可观察到的角或翼。增加粘度抑制了长度尺度增加的KHI，从而抑制了可观察到的角和翼。此外，在无粘剥离中，剥离的星系气体可以与星系尾流中的周围ICM混合。这种混合随着粘性的增加而受到越来越多的抑制，这样粘性剥离的星系就有长X射线明亮，凉爽的尾迹。我们为不同的剥离阶段和条件提供模拟X射线图像。虽然这些定性的结果是通用的，我们调整我们的模拟室女座星系M89（NGC 4552），其中Re~ 50对应于斯皮策水平的10%的粘度。纸三比较新的深钱德拉和档案XMM-牛顿数据，我们的模拟。
2015-05-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
FEAST: JWST/NIRCam view of the Resolved Stellar Populations of the Interacting Dwarf Galaxies NGC~4485/NGC~4490
本研究利用FEAST项目的JWST/NIRCam观测数据，解析了近邻相互作用矮星系对NGC 4485/NGC 4490的恒星族，发现两次恒星形成爆发与潮汐桥结构，揭示了潮汐相互作用驱动矮星系恒星形成与化学增丰的机制。
2025-09-01 astro-ph.GA
The Fornax Deep Survey with VST. I. The extended and diffuse stellar halo of NGC~1399 out to 192 kpc
[摘要]我们已经开始了一个新的深度，多成像调查的天炉座集群，被称为天炉座深度调查（FDS），在VLT调查望远镜。本文给出了星系团核心亮星系NGC 1399周围2平方度范围内的深部测光。我们发现发光星系NGC 1399的周围有一个非常大的、弥散的包层：我们绘制了从星系中心向外33弧分（~ 192千秒差距）的表面亮度图，在g波段下至约31 mag/arcsec ^[2]。深测光使我们能够在NGC 1399和NGC 1387之间的星团内区域探测到一个微弱的恒星桥。通过分析这一特征的综合颜色，我们认为这可能是由于两个星系之间正在进行的相互作用，NGC 1387东侧的外层被剥离。通过对光分布的拟合，我们发现在R=10 arcmin（~58 kpc）处，总光分布中存在一个物理突变半径，该突变半径决定了明亮的中心星系与外指数恒星晕之间的过渡区。我们讨论的主要影响，这项工作的建立恒星晕的天炉座星系团的中心。通过与大质量BCGs恒星晕形成的数值模拟结果的比较，我们发现观测到的恒星晕质量分数与恒星质量在10^8 - 10^11 M_sun范围内的祖先星多次吸积形成的恒星晕相一致。这可能意味着NGC 1399的光环也经历了一次重大的合并事件。在192千秒差距范围内没有大量的发光恒星流和潮汐尾，这表明这种强相互作用的时代可以追溯到早期的形成时代。因此，与室女星系团不同的是，NGC 1399周围的扩展恒星晕…
2016-02-05 astro-ph.GA
SMC west halo: a slice of the galaxy that is being tidally stripped? Star clusters trace age and metallicity gradients
麦哲伦星云的演化和结构目前仍有争议。大麦哲伦云和小麦哲伦云（LMC，SMC）都围绕银河系运行的经典场景受到了另一种选择的挑战，其中LMC和SMC是第一次接近我们的银河系。对星系中恒星星族的详细研究应该会限制所提出的设想。特别是，西晕的SMC最近的特点与径向趋势的年龄和金属，这表明潮汐中断。我们增加了样本的星团在西晕的SMC均匀的年龄，金属丰度，距离导数，以确定更好的年龄和金属丰度梯度。比较观测到的和合成的V，（B-V）色星等图被用来推导西晕星团的参数。我们推导出的年龄和金属丰度的参考星系团NGC 152与文献参数兼容。年龄和金属丰度梯度在西晕中得到确认：分别为2.6 +/- 0.6 Gyr/deg和-0.19 +/- 0.09 dex/deg。西晕的丰度-金属丰度关系具有较低的金属丰度离散度，与化学富集的爆发模式相一致。所有WH星团似乎都遵循相同的预测恒星分布，除了AM-3应该属于反桥。布鲁克6号只有1.3亿+/-4000万年的历史，它可能是在最近的SMC-LMC潮汐相互作用中形成的。我们认为，这是至关重要的分裂SMC集群人口组：主体，翼/桥，反桥和西晕。这是分析我们邻居复杂的恒星形成和动力学历史的方法。特别是，我们表明，西晕具有明确的年龄和金属丰度梯度和年龄-金属丰度关系，也符合LMC对SMC的潮汐影响的动力学模型。
2016-04-22 astro-ph.GA
Globular cluster clustering and tidal features around ultra compact dwarf galaxies in the halo of NGC1399
提出了一种新的方法来限制超紧凑矮星系（UCD）的形成通道。这类不均匀的天体是潮汐剥离的矮椭圆星系和大质量球状星团的残余物。我们使用三种方法来揭示它们的性质：1）我们分析了它们的表面亮度分布，2）我们直接搜索了UCD周围的潮汐特征，3）我们比较了GC和UCD在其宿主星系晕中的空间分布。本文利用FORS 2观测资料，通过分析天炉座星系团中央星系NGC 1399晕内97个UCD的表面亮度剖面，研究了它们的详细结构组成。我们推导出13个扩展UCD的结构参数，用单个Sersic函数对其进行建模，并将其分解为复合King和Sersic配置文件。我们发现的证据表明，在μ =~26等\arcsec^- 2周围的UCD的半径为90秒差距的延伸微弱的恒星信封。我们还展示了新的证据，微弱的不对称结构和潮汐尾状功能周围的几个这些UCD，一个可能的示踪剂，其起源和组装的历史在其宿主星系晕。特别是，我们提出的证据，第一次发现了一个显着的潮汐尾与UCD-FORS 2周围的~ 350 pc的延伸。我们在NGC 1399的晕内寻找球状星团空间分布的局部超密度，看看它们是否与UCD的位置有关。当我们将它与主星系的球状星团的分布进行比较时，我们发现UCD周围局部过剩的球状星团规模小于1 kpc。这种效应对于贫金属蓝色GC最强。我们讨论了这些聚集的球状星团最初与UCD有关的可能性。
2015-10-16 astro-ph.GA
Globular clusters as tracers of the halo assembly of nearby central cluster galaxies
本文介绍了邻近的星系团天炉座和长蛇座I核心的球状星团系统的性质。在天炉座星系团中，我们收集了迄今为止GCS系统中最大的径向速度样本，这使我们能够识别中央星系NGC 1399周围的光度和运动学子群。此外，年龄，金属丰度和[α/Fe]丰度的一个子样本的60个明亮的球状星团（GC）与高S/N光谱显示多模态分布在相关空间的这三个参数，确认异质恒星星族在NGC 1399的晕。在长蛇座I星系团中，发现了非常蓝色的GC。它们并不是均匀地分布在中央星系周围。3-包括U波段在内的彩色测光显示，其中一些是中间年龄。它们的位置与一群受到破坏的矮星系相吻合。这是一个结构年轻的恒星晕“仍在形成”的证据，这也是由晕光的运动学测量，指向一个运动学干扰系统的支持。质量最大的GC通常分为更广泛的超紧凑矮星系（UCD）和真正的紧凑GC。在这两个集群中，UCD的空间分布和运动学不同于真正的GC。假设一些UCD代表剥离星系的核，这些UCD的性质可以用来追踪有核矮星系到中央星系团星系晕的组装。我们通过半分析的方法在宇宙学模拟中，只有最大质量的UCD在天炉座状集群可以解释剥离核，而大多数低质量的UCD属于星团家庭。
2015-12-23 astro-ph.GA
ALMA-JELLY I: High Resolution CO(2-1) Observations of Ongoing Ram Pressure Stripping in NGC 4858 Reveal Asymmetrical Gas Tail Formation and Fallback
本研究利用ALMA-JELLY高分辨率CO(2-1)及多波段观测，揭示NGC 4858在强烈倾斜冲压下形成不对称内气体尾，并发现气体回坠证据。
2025-06-08 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
