A Tale of NGC 3785: The Formation of an Ultra-Diffuse Galaxy at the end of the Longest Tidal Tail
本研究发现了星系NGC 3785周围长约390 kpc的暗淡尾流，并提出该尾流源于其与富气星系的相互作用，该星系最终在尾流末端演化为超弥散星系。
2024-10-24 astro-ph.GA
All Puffed Up: Exploring Ultra-diffuse Galaxy Origins through Galaxy Interactions
本研究通过哈勃望远镜和甚大阵观测两颗具潮汐特征的超弥散星系，结合CFHTLS样本分析，指出潮汐作用是其弥散形态的可能成因，同时强调需更广泛巡天以明确星系相互作用的影响。
2024-12-11 astro-ph.GA
A Tale of a Tail: A Tidally-Disrupting Ultra-Diffuse Galaxy in the M81 Group
我们提出了与F8D1相关的恒星的巨大潮汐尾的发现，F8D1是已知的最接近的超扩散星系（UDG）的例子。F8D1位于一个被银河卷云严重污染的天空区域，自20年前发现以来，人们对它的研究一直很薄弱。潮汐特征在一张红巨星分支恒星的深地图中被揭示出来，这张地图是用我们对M81星系群的斯巴鲁超级超级凸轮巡天的数据绘制的。它的平均表面亮度为$μ_g \sim 32$ mag arcsec $^{-2}$，可以用我们目前的图像在天空上追踪超过一度（在F8D1的距离上为60 kpc）。我们使用CFHT上MegaCam获得的深多波段图像重新审视了F8D1的主体属性，并测量了$1.7-1.9$ kpc的有效半径，$24.7-25.7$等的中心表面亮度和$\sim7 \times 10^7 M_{\odot}$的恒星质量。假设在星系的另一边有一个对称的特征，我们计算出F8 D1现在光度的$30-36$ %包含在尾部。我们认为，F8D1的破坏最有可能的起源是最近一次接近M81的通道，这将剥离它的气体并淬灭它的恒星形成。作为迄今为止唯一一个被研究到如此微弱的表面亮度深度的UDG，F8D1潮汐破坏的揭示是重要的。它留下了一种可能性，即许多其他UDG可能是类似过程的结果，其最有说服力的签名潜伏在当前的检测限以下。
2022-10-27 astro-ph.GA
The Burrell Schmidt Deep Virgo Survey: Tidal Debris, Galaxy Halos, and Diffuse Intracluster Light in the Virgo Cluster
我们提出了一个深成像调查的室女星系团，旨在研究星系团之间的联系和室女座的弥漫团内光（ICL）。我们的观测跨度约为16平方度，3 σ深度分别为μ（B）=29.5和μ（V）=28.5 mag/arcsec^2。在这些深度，限制系统的不确定性是天体物理学的：从前景银河尘埃散射的星光，以及微弱背景源的变化。尘埃散射的星光被深远红外成像很好地追踪，使其与真正的室女座漫射光区分开来。我们的图像映射了室女座核心周围的M87和邻近的M86/M84区域，在子星系团B周围的M49，以及在更遥远的W'云周围的NGC 4365。大多数被探测到的ICL都在室女座核心和W'云内发现，几乎没有证据表明在子星团B中存在广泛的ICL。在下降的W'云中看到的大量漫射光可能说明了群体环境对产生ICL的重要性。被探测到的ICL的大部分是相当红色的（B-V=0.7-0.9），表明古老的恒星星族。我们估计室女座ICL的总分数为7- 15%，略小于大规模的，进化的集群预期，这表明室女座仍在增长其ICL的组成部分。我们追踪M87的非常四方形的晕到~ 150 kpc，并表明，目前的剥离率低光度星系是不够的，已经建立了M87的外晕超过哈勃时间。最后，我们在室女座发现了另一个巨大的超弥散星系，可能正在被星团潮汐场撕碎。
2016-12-15 astro-ph.GA
Diffuse far-infrared and ultraviolet emission in the NGC4435/4438 system: tidal stream or Galactic cirrus?
我们报道了在室女星系团中相互作用对NGC 4435/4438附近投射的漫反射远红外和远紫外辐射的发现。这一特征在空间上与众所周知的低表面亮度光学羽流相吻合，通常被解释为潮汐碎片。如果是河外的，这条流不仅代表了星团内尘埃最清晰的例子之一，也是星团内分子氢和大规模星团内恒星形成的罕见例子。然而，紫外线，远红外线，HI和CO的排放以及动力学的这一功能是非常不寻常的潮汐流，但典型的银河卷云。在支持卷云的情况下，我们发现，远红外和远紫外卷云发射之间的强空间相关性，观察整个中心的室女星系团，在几个度的尺度。这项研究表明，即使在光学和紫外线波长以及银河系高纬度地区，银河卷云污染也可能是戏剧性的。如果忽略，银河系尘埃云散射的漫射光的存在可能会显着偏离我们对低表面亮度特征和星系周围和星系团中观察到的漫射光的解释。
2010-01-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence for Ultra-Diffuse Galaxy `Formation' Through Galaxy Interactions
我们报告的发现两个超弥漫星系（UDG），这表明明确的证据与潮汐物质的关联和与一个更大的星系晕的相互作用，发现在加拿大-法国-夏威夷望远镜遗产调查（CFHTLS）的宽部分搜索。两个新的UDG，NGC 2708-Dw 1和NGC 5631-Dw 1，是微弱的（$M_g$ = $-$ 13.7和$-$ 11.8 mag），扩展（$r_h$ =2.60和2.15 kpc），中心表面亮度低（$μ(g,0)$ =24.9和27.3磁角秒$^{-2}$），而与每一个相关的恒星流的表面亮度为$μ(g)$ $\gtrsim$ 28.2等角秒$^{-2}$。这些观测结果提供了证据，表明一些UDG的起源可能与星系的相互作用有关，要么是通过膨胀它们来改变正常的矮星系，要么是因为UDG可以从潮汐物质中坍缩出来（即它们是潮汐矮星系）。需要进一步的工作，以了解UDG人口的比例'形成'通过星系的相互作用，广泛的领域搜索弥漫矮星系将提供进一步的线索，这些神秘的恒星系统的起源。
2018-09-04 astro-ph.GA
Tidal stripping as a possible origin of the ultra diffuse galaxy lacking dark matter
最近的观测揭示了一个神秘的超弥漫星系NGC 1052-DF 2，在一个大椭圆星系NGC 1052的组中。与丰度匹配模型的预期相比，NGC 1052-DF 2中包含的暗物质质量要小$\sim 400$倍。我们利用控制$N$体模拟NGC 1052和一个较小的卫星星系之间的潮汐相互作用，我们假设为NGC 1052-DF 2的祖先，测试潮汐剥离是否可以解释暗物质缺乏在这样的水平。我们发现，当假设一个紧束缚和相当径向的轨道和核心的暗晕的卫星的密度结构，我们的模拟再现质量分布和有效半径推断从观测的NGC 1052-DF 2。轨道参数在尾部，但仍然与宇宙学模拟测量的分布一致。在我们的设想中，这种强烈缺乏暗物质的星系在星系群和星系团中相对罕见，并且在该领域中不存在。
2018-07-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detection of a diffuse extended halo-like structure around 47 Tuc
我们首次利用高质量的深$BV$光度测量法，在$\sim$的5.5倍潮汐半径（$r_t$）中，构建了47 Tuca（47 Tuc）的恒星密度剖面。在仔细考虑测光误差的影响，以及银河系和小麦哲伦云的复合恒星星族污染后，我们发现星团的恒星密度分布从$\sim$ 1.7 $r_t$向外达到一个几乎恒定的值，这不依赖于从所考虑的星团中心的方向。这些结果明显对比最近不同的理论预测存在的潮汐尾巴或密度分布，下降为$r^{-4}$在大的距离，以及与观测结果的clusified结构。我们的结果表明47Tuc的包层是一个晕状的近似恒定的低密度结构.
2017-08-21 astro-ph.GA
$S^5$: Tidal Disruption in Crater 2 and Formation of Diffuse Dwarf Galaxies in the Local Group
University of Chicago（芝加哥大学）；University of Toronto（多伦多大学）；University of Surrey（萨里大学）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）；University of Cambridge（剑桥大学）
$S^5$研究Crater 2的潮汐破坏及弥散矮星系形成，发现其速度分散比难以用标准模型解释，可能涉及低浓度暗物质晕或湍流剥离作用。
2026-09-03 astro-ph.GA
Sumo Puff: Tidal Debris or Disturbed Ultra-Diffuse Galaxy?
我们报告发现了一个弥漫的恒星云的角度范围$\gtrsim30^{\prime\prime}$，我们称之为“相扑”，在数据从超级超级凸轮斯巴鲁战略计划（HSC-SSP）。虽然我们没有这个物体的红移，但它与一个红移为$z=0.0431$的合并后星系有着很近的角距离，并且被投射到另外两个${\sim}L_\star$星系的几个维里半径内（假设红移相似），我们用它来括起一个潜在的红移范围$0.0055 < z < 0.0431$。物体的光分布是平坦的，其特征在于低Sersic指数（$n\sim0.3$）。它具有低的中心$g$带表面亮度${\sim}26.4$ mag arcsec $^{-2}$，大的有效半径${\sim}13^{\prime\prime}$（$z=0.0431$处的${\sim}11$ kpc和$z=0.0055$处的${\sim}1.5$ kpc），以及细长的形态（$b/a\sim0.4$）.它的红色（$g-i\sim1$）与被动演化的恒星群一致，与附近的合并后星系相似，我们可能会看到潮汐物质将相扑与这个星系连接起来。我们对这个天体的性质提供了两种可能的解释：（1）它是一个极端的，与最近的合并事件有关的星系大小的潮汐特征，或者（2）它是一个前景矮星系，其性质与淬火，扰动的超扩散星系一致。我们提出了一个定性的比较模拟，证明了在合并事件中形成类似于这个对象的结构的可行性。后…
2017-04-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Formation of Ultra-Diffuse Galaxies in the RomulusC Galaxy Cluster Simulation
我们研究了一个星系团（M $_{200} = 1.15\times10^{14}$ M $_{\odot}$）的{ \sc RomulusC}放大宇宙学模拟中122个超漫射星系（UDG）的起源，该模拟是唯一能够解决矮星系（M $_{\star} < 10^9$ M $_{\odot}$）演化和结构的宇宙学模拟之一。我们发现广泛的协议与观察到的集群UDG和预测，他们是不是从整体集群侏儒人口分开。星团环境中的UDG主要来自矮星系，这些矮星系经历了早期的星团坠落和随后的由于冲压压力而淬灭。由于被动的恒星演化，这些矮星系随之变暗，导致了一群表面亮度非常低的星系，否则就是典型的矮星系。UDG和非UDG都受到潮汐与团簇势相互作用的影响。暗物质的潮汐剥离，以及恒星演化的质量损失，导致了恒星的绝热膨胀，特别是在质量最低的矮星中。高质量矮星系显示出潮汐加热的特征，而存活到$z=0$的低质量矮星系通常没有经历过这种脉冲相互作用。UDG和非UDG在它们的暗物质晕、恒星形态、颜色和在星团内的位置方面几乎没有区别。在大多数方面，UDG和非UDG星系团都类似于孤立的矮星系，除了它们通常是熄灭的。
2020-07-13 astro-ph.GA
Systematic search for tidal features around nearby galaxies: I. Enhanced SDSS imaging of the Local Volume
在星系形成的分级模型中，恒星潮汐流预计会围绕大多数（如果不是全部）星系。虽然这些功能可以提供有用的诊断$Λ$ CDM模型，其观测性能仍然不佳的约束，因为它们是具有挑战性的检测和解释，并已详细研究了只有稀疏的星系人口抽样。需要更多的定量和系统方法。我们主张在档案宽场成像调查的计数和这些功能的属性进行统计分析，直接与数值模拟的结果进行比较。因此，在本文中，我们的目标是系统地研究附近星系潮汐特征的发生频率和其他观测性质。我们构建的样本将作为与星系形成的宇宙学模型进行统计比较的基础数据集。我们的方法是基于附近星系的体积有限的样本周围的漫射特征的视觉分类，使用优化的低表面亮度的恒星结构的检测斯隆数字巡天成像的后处理。在极限表面亮度为$28\ \mathrm{mag~arcsec^{-2}}$，14%的星系在我们的样本中表现出扩散功能的证据可能已经产生了轻微的合并事件。我们的技术恢复了我们的样本中所有以前已知的流，并产生了一些新的候选人。与以前的研究一致，连贯的弧形特征和壳是本研究中发现的最常见的潮汐结构类型。我们的结论是，虽然有些检测是模糊的，可以证实或反驳更深的成像，我们的技术提供了一个可靠的基础，在广域成像调查的扩散环星系特征的统计分析，并为后续研究的目标识别。
2018-04-10 astro-ph.GA
Self-Interacting Dark Matter and the Origin of Ultra-Diffuse Galaxies NGC1052-DF2 and -DF4
对超漫射星系NGC 1052-DF 2和-DF 4的观测表明，它们可能含有很少的暗物质，这对我们对星系形成的理解提出了挑战。使用受控N体模拟，我们探索的可能性，它们的属性可以通过潮汐剥离从椭圆星系NGC 1052，在冷暗物质（CDM）和自相互作用暗物质（SIDM）的情况下再现。为了解释暗物质的不足，我们发现CDM晕必须具有非常低的浓度，这样它才能在潮汐场中失去足够的内部质量。相比之下，SIDM有利于更高和更合理的浓度，因为核心形成增强潮汐质量损失。在我们的SIDM基准最终恒星分布更扩散比CDM之一，因此前者是在更好的协议与数据。我们进一步表明，强重子反馈修改的核心CDM晕模型是不可能重现的意见。我们的结果表明，SIDM更有利于暗物质缺乏星系的形成。
2020-08-27 astro-ph.GA hep-ph
A detailed star formation history for the extremely diffuse Andromeda XIX dwarf galaxy
我们目前的深度成像的超弥漫仙女座XIX矮星系从哈勃太空望远镜的高级相机的调查，解决其恒星星族低于最古老的主序关闭。我们得出一个完整的恒星形成历史的星系使用匹配，并没有发现恒星形成的证据，在过去的8 Gyr。我们计算了$τ_{90}=9.7\pm0.2$ ~Gyr的淬灭时间，表明仙女座~XIX很早就停止了恒星的形成。这种早期淬灭，加上它极大的半光半径，低密度的暗物质晕和低于预期的金属丰度，使它成为本星系群中一个独特的星系，并提出了关于它如何形成的问题。早期的淬火时间使我们能够排除来自爆发性恒星形成的反馈，以此来解释其弥漫的恒星星族和低密度的暗物质晕。我们发现，扩展的恒星星族，低密度晕和恒星形成可以解释由潮汐相互作用（如潮汐冲击）或后期干合并，后者也解释了它的低金属丰度。自行和详细的丰度将使我们能够区分这两种情况。
2022-09-26 astro-ph.GA
Rediscovering the Tidal Tails of NGC 288 with Gaia DR2
NGC 288是银河系的一个球状星团，观测到了额外的潮汐结构，但没有确认的潮汐尾。$Gaia$ DR 2提供了NGC 288中许多恒星的光度和天体测量数据及其额外的潮汐结构。为了与$Gaia$数据进行比较，我们模拟了银河系势场中与NGC 288轨道相同的星团的$N$体模型。模拟结果表明，星团在远心位置时形成的潮汐尾沿星团轨道压缩，预计是一个扩散的双极结构。在这封信中，我们提出了一个比较模拟和观测从$Gaia$ DR 2。我们发现，无论是模拟和观测共享可比的趋势，在天空中的位置和自行的潮汐外的恒星，支持NGC 288周围的潮汐尾的存在。
2019-02-01 astro-ph.GA
The two faces of tides: gravitational instability during galaxy mergers
CHRIST (Deemed to be University)（克里斯特（视为大学））；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）
本研究开发分析框架，探究星系并合中伴星系潮汐场对金斯不稳定性的修正机制，发现临界角θ_c≈54.7°，揭示潮汐效应对气体密度的依赖及峰值出现时机，明确其对弥散气体坍缩的调控作用。
2026-08-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dark Matter in Ultra-Diffuse Galaxies in the Virgo Cluster from their Globular Cluster Populations
利用Keck/DEIMOS光谱仪对位于室女星系团中心区域的VLSB-B、VLSB-D和VCC 615超漫射星系周围的球状星团进行了观测。我们光谱鉴定4，12，和7 GC卫星的这些UDG，分别。我们发现这三个UDG的系统速度（$V_{sys}$）与室女星系团一致，并且它们跨越了很宽的速度分散范围，从$\sim 16$到$\sim 47$ km/s，并且在包含一半GC数量的半径内具有高的动态质光比（分别为$ 407^{+916}_{-407}$，$21^{+15}_{-11}$，$60^{+65}_{-38}$）。VLSB-D显示了沿恒星主轴旋转的可能证据，其$V_{sys}$与大质量星系M84和室女星系团本身的中心一致。这些发现，除了有一个动态和空间（$\sim 1$ kpc）偏心核和被极度拉长，表明VLSB-D可以潮汐扰动。而VLSB-B和VCC 615则没有潮汐形变的信号。而VLSB-D的动力学表明它的暗物质晕比预期的恒星质量要小，VLSB-B和VCC 615与$\sim 10^{12}$ M $_{\odot}$暗物质晕一致。虽然我们的星系和GC样本很小，但这些结果表明UDG可能是一个多样化的群体，其低表面亮度是非常早期形成，潮汐破坏或两者结合的结果。
2018-03-26 astro-ph.GA
Uncovering Tidal Treasures: Automated Classification of Faint Tidal Features in DECaLS Data
本文利用DECaLS巡天数据，通过卷积神经网络自动分类微弱潮汐特征（旋臂、流、壳、弥散），在1:10不平衡测试集上取得高召回率，首次实现潮汐特征子类别自动识别。
2024-09-20 astro-ph.GA
BST1047+1156: An extremely diffuse and gas-rich object in the Leo I Group
本文报道了在Leo~I星系群附近的河外HI云中探测到的漫射星光。我们检测源，被称为BST 1047 +1156，在宽带光学和GALEX紫外光。它的半径约为2千秒差距，表面亮度峰值为$μ_B$ =28.8 mag/arcsec $^2$，使其成为有史以来通过积分光探测到的表面亮度最低的天体。虽然该天体的气体含量非常丰富，气体含量为$f_g$ =0.99，但它的HI柱密度峰值远低于通常在星系中观察到的恒星形成水平。尽管如此，BST 1047 +1156还是显示了年轻恒星星族的证据：除了检测到的紫外线辐射，该天体是极蓝色的，B-V=0.14 $\pm$ 0.09。该天体有两个潮汐尾，被发现嵌入在连接螺旋星系M96和扩展的HI狮子座环的扩散气体中。BST 1047 +1156的性质尚不清楚。它可能是一颗扰乱性的潮汐矮星，最近在狮子座I群的潮汐碎片中引发的恒星形成中产生。或者，该物体可能是一个预先存在的星系--迄今为止已知的富含气体的领域LSB的最极端的例子--最近在集团环境中遇到触发了恒星形成的爆发。
2018-08-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Intragroup and Intracluster Light
宇宙中最大的恒星晕存在于大质量的星系团中，星系的相互作用和合并，以及星系团的潮汐场，都可以将恒星从其宿主星系中剥离出来，并为最亮的星系团（BCGs）提供漫射的团内光（ICL）和扩展的晕。对附近室女室女星系团的研究揭示了其ICL的形态和恒星星族中各种各样的吸积特征。虽然模拟表明ICL应该随着时间的推移而增长，但由于各种观测和定义问题，试图在跨越质量和红移范围的星系团中跟踪这种演变已经被证明是困难的。与此同时，对附近星系群的研究揭示了ICL形成的最早阶段：在星系群环境中的相互作用过程中形成了极其分散的潮汐流。
2015-10-07 astro-ph.GA
A Universe of Ultra-Diffuse Galaxies: Theoretical Predictions from $Λ$CDM Simulations
近年来，一个特殊的星系群引起了人们的极大兴趣，它们与典型的矮星系一样微弱，但其大小却与$L^*$星系一样大，即所谓的“超扩散星系”（UDG）。UDG在稠密环境中缺乏潮汐特征，这表明它们的宿主晕可能和银河系一样大。另一方面，在这种质量的晕中，星系形成效率应该要高得多。在这里，我们使用的模型星系目录填充两个大的模拟：千禧II宇宙学模拟和凤凰模拟的9大星系团的半解析星系形成模型。该模型再现了非常好的观察到的属性UDG在附近的集群，包括丰度，配置文件，颜色和形态等，我们搜索UDG候选人使用的公共数据，并找到2 UDG候选人在我们的本地组和23在我们的本地卷，在非常好的协议与模型预测。我们证明了UDG是真正的矮星系，形成于$\sim 10^{10}M_{\odot}$的晕中。这是晚形成时间和高自旋的主机晕的组合，导致在空间上扩展的功能，这个特定的人口。集群中UDG的潮汐中断特征的缺乏也可以解释为它们的下沉时间较晚。
2017-06-08 astro-ph.GA
Disentangling the assembly of the central and diffuse stellar components in galaxy clusters through dynamical friction and tidal stripping
University of Nottingham（诺丁汉大学）；École Polytechnique Fédérale de Lausanne (EPFL)（洛桑联邦理工学院）；Universidad de La Laguna（拉帕尔马大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学）
本研究通过动力学摩擦和潮汐剥离，提出基于物理的星系团中央星系与弥散光定义，并用模拟验证其与观测选择高度一致。
2026-10-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Puzzling Ultra-Diffuse Galaxy Evolution (PUDGE). II. A transformation pathway from ultra-diffuse galaxies to compact dwarfs in galaxy clusters
Faculty of Mathematics, University of Belgrade（贝尔格莱德大学数学系）；Astronomical Observatory（天文台）；Institute of Astrobiology, University Research and Innovation Center, University of Crete（克里特大学研究创新中心天体生物学研究所）
利用IllustrisTNG模拟，研究发现星系团中极漫射星系（UDGs）可通过气体丰富的潮汐剥离过程转变为致密矮星系（CDs），其中恒星形成爆发而非预先存在的核主导了致密成分的形成。
2026-09-07 astro-ph.GA
A possible signature of the influence of tidal perturbations in dwarf galaxy scaling relations
矮星系是极好的宇宙学探测器，因为它们的浅势阱使它们对驱动星系演化的关键过程非常敏感，包括重子反馈，潮汐相互作用和冲压压力剥离。然而，矮星系的一些关键参数，这有助于跟踪这些过程的影响，仍然存在争议，包括它们的大小和质量之间的关系。我们重新检查天炉座星系团的矮星人口的观点的等质量半径-恒星质量的关系（IRSMR）使用天炉座深巡天矮星系目录，与位于中心（矮星之间）$3.63 \mathcal{M}_{\odot}$ ~pc $^{-2}$等密度半径定义我们的基准关系。这个关系是一个强大的诊断工具，用于识别具有不寻常结构的矮星系，因为矮星系在光剖面形状上的显着单调性，作为恒星质量的函数，极大地减少了关系的散射。通过研究不同的矮属性（颜色，第十近邻距离等）通过与我们的基准关系的距离相关，我们发现了一个显着的结构异常人口，具有相对较低的中心质量表面密度和较大的半光半径，居住在集群中的局部密集区域，尽管具有类似的红色。我们认为，这些微弱的，扩展的离群点可能是通过潮汐扰动形成的，这使得矮星更加分散，但几乎没有质量损失。将这些异常值与超扩散星系（UDG）进行比较，我们发现UDG一词缺乏区分力;天炉座星系团中的UDG既与小半径定义的IRSMR一致，也与小半径定义的IRSMR不一致，而质量低于$\sim 10^{7.5} \mathcal{M}_{\odot}$的IRSMR异常值由于其有效半径小而被排除…
2023-02-27 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
Formation of an ultra-diffuse galaxy in the stellar filaments of NGC3314A: caught in act?
VEGAS对长蛇座I星系团的成像观测揭示了螺旋星系NGC 3314 A西南部的恒星细丝延伸网络。在这些细丝中，在距离星系约40 kpc的投影距离处，我们发现了一个超漫射星系（UDG），其中心表面亮度为$μ_{0,g}\sim26$等角秒$^{-2}$，有效半径为$R_e\sim3.8$ kpc。这个UDG被命名为UDG 32，是Hydra~I星系团中最暗、最弥散的低表面亮度星系之一。根据现有的数据，我们不能排除这个物体只是在恒星细丝顶部的投影中看到的，因此它是星团中的前景或背景UDG。然而，UDG 32与NGC 3314 A的恒星细丝在空间上的一致性表明，它可能是由细丝中的物质形成的，成为一个分离的引力束缚系统。在这种情况下，UDG 32的起源取决于NGC 3314 A中恒星细丝的性质，这仍然是未知的。它们可能是由冲压压力剥离或潮汐引起的。在这封信中，我们集中在恒星细丝和UDG 32的观测性质的比较，并推测它们可能的起源。UDG相对红色（$g-r=0.54 \pm 0.14$ ~等），类似于NGC 3314 A的圆盘，结合年龄超过1 Gyr，以及可能存在的一些紧凑恒星系统，都指向UDG 32的潮汐形成场景。
2021-07-09 astro-ph.GA
A Photometric and Kinematic Analysis of UDG1137+16 (dw1137+16): Probing Ultra-Diffuse Galaxy Formation in a Group Environment
超漫射星系（UDG）的主要物理形成机制仍然知之甚少。在这里，我们结合新的，深成像从珍妮丰富望远镜与深积分场光谱从凯克II望远镜调查UDG 1137 +16（dw 1137 +16）的形成。我们的新分析证实了它与低密度UGC 6594群的环境关联，以及它3.3 kpc的大尺寸和UDG的地位。新的图像揭示了UDG 1137 +16的两个不同的恒星组成部分，表明中央恒星体被外部恒星包层包围，正在进行潮汐相互作用。这两个组成部分的恒星质量大致相同。从我们的积分场光谱，我们测量恒星的速度分散在半光半径（15 $\pm$ 4 $\mathrm{km\ s^{-1}}$），并发现UDG 1137 +16是类似于其他一些UDG，它可能是暗物质占主导地位。除了文献测量，我们还研究了UDG观测运动学的现状。把这些数据的中央恒星速度色散-恒星质量的关系，我们认为有很少的证据UDG 1137 +16是通过一个强大的潮汐相互作用。最后，我们调查的约束力电流动力学质量估计（从恒星和球状星团速度色散）的总晕质量的UDG。由于大多数是在半光半径内测量的，因此它们无法准确地约束UDG总晕质量。
2021-06-18 astro-ph.GA
A newly identified galaxy group thanks to tidal streams of intragroup light
在吸积驱动的增长方案中，部分的集群内的光是在集团环境中形成的。我们报告了一组星系的偶然发现，在已知的星系团MACS J 0329 -0211在z=0.45的前景的漫射光的迹象。我们的调查开始于探测星系团MACS J 0329 -0211的Suprime-Cam图像东南区域中一对明亮星系周围的漫射光流。我们的分析是基于扩展的CLASH-VLT红移目录和新的光谱数据获得特设与意大利国家伽利略望远镜。我们利用密度重建方法分析了星系对周围区域星系的红移分布。我们还使用现有的光度和X射线数据，以更好地表征该组的属性。由于在这个区域收集了大量的红移数据，我们已经能够发现一组星系的存在，这里称为GrG J 0330 -0218，它与这对星系有关。这是两个最亮的星系群（BGG 1和BGG 2）。我们从红移目录中提取了41个群成员，估计平均红移z=0.1537，视线速度色散σ v =370 km/s。在相空间图中，GrG J 0330 -0218星系的分布呈喇叭形，这与星系团的逃逸速度有关，表明该星系团是一个维里化结构。在这个假设下，这个群的质量是M200约6 E13 Msun。我们还测量了130 Msun/Lsun的质光比和0.5 R200内约20%的漫射光的光度分数。我们推测，被漫射光包围的星系对，可能是由于潮汐的相互作用，可以作为团体的路标。
2023-01-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Looking into the faintEst WIth MUSE (LEWIS): Exploring the nature of ultra-diffuse galaxies in the Hydra-I cluster. VI. A star-forming UDG in Hydra I: a rare UDG or a transition phase?
University of Naples “Federico II”（那不勒斯费德里科二世大学）；Armagh Observatory and Planetarium（阿马赫天文台和天文馆）；Gran Sasso Science Institute（格兰萨索科学研究所）；Finnish Centre for Astronomy with ESO, (FINCA), University of Turku（图尔库大学芬兰ESO天文中心）；Tuorla Observatory, Department of Physics and Astronomy, University of Turku（图尔库大学物理与天文学系图奥拉天文台）；Turku Collegium for Science（图尔库科学学院）
利用MUSE积分场光谱数据，详细分析长蛇I星系团中唯一具有电离气体和发射线证据的恒星形成超弥散星系UDG 6，通过比较其性质与主要形成模型，揭示其可能起源于‘膨胀矮星系’并受环境过程影响。
2026-05-26 astro-ph.GA
Candidate Tidal Dwarf Galaxies in Arp 305: Lessons on Dwarf Detachment and Globular Cluster Formation
为了寻找潮汐矮星系（TDGs）和研究潮汐特征中的恒星形成，我们正在使用GALEX望远镜对从Arp（1996）Atlas中选择的相互作用星系进行大型紫外成像调查。作为这项研究的一部分，我们提出了一个GALEX紫外和SDSS和SARA光学研究的气体丰富的相互作用星系对Arp 305（NGC 4016/7）。GALEX的紫外线数据揭示了更广泛的扩散紫外线发射和恒星形成外的磁盘。这包括两个星系之间的发光恒星形成区，以及潮汐尾中的一些这样的区域。我们已经在Arp 305中发现了45个年轻恒星形成团，包括几个TDG候选者。通过比较紫外线和光学颜色的人口合成模型，我们确定，团块是非常年轻的，有几个年龄约为600万年。我们并没有发现许多中间年龄的团块，尽管最后一次最近的相遇是在大约3亿年前。我们已经使用了光滑粒子流体动力学代码来模拟的相互作用，并确定星团和候选TDG的命运。
2009-04-04 astro-ph.GA
The quenching and survival of ultra-diffuse galaxies in the Coma cluster
我们进行了第一次自洽的数值模拟最近发现的人口47大，微弱（超扩散）星系，推测位于后发座星系团。具有与非常大的低表面亮度系统一致的结构特性（即$μ$（g，0）$<24$ mag arcsec $^{\rm -2}$，r $_{\rm eff}$与Galaxy相当），的红色（$\langle$ g-r $\rangle$ $\sim$ 0.8）和假设这些物体的金属丰度低迫使我们考虑这样一种情况，即这些星系是不发达的星系，（$z$ $\simeq$ 2）在过密环境中的吸积抑制了进一步的生长。我们的模拟表明，这种情况下，相对于现有的观测约束，使用祖先星系模型来自标度关系，和理想化的后发座星系团的潮汐/流体动力学模型的有效性。这些对象在后发座中的明显的普遍性意味着它们构成了一个重要的星系人口，因此，我们讨论了它们的属性相对于一个$Λ$ CDM宇宙学，经典的LSB，重子物理在其早期形成的作用。
2015-07-18 astro-ph.GA
Detecting Globular Cluster Tidal Extensions with Bayesian Inference: I. Analysis of $ω$ Centauri with Gaia EDR3
球状星团（GC）的外围区域是非常具有挑战性的研究，由于其低表面亮度的性质和银河系污染物的人口沿其视线的主导地位。我们已经开发了一个概率的方法来解决这个问题，通过利用混合物模型在空间和自行空间分别模拟集群，潮外和污染物恒星星族。我们证明了我们的方法的有效性，通过应用到盖亚EDR3测光和天体测量的方向NGC 5139（$ω$岑），一个极具挑战性的目标，由于其银河纬度（$b\approx 15^{\circ}$）和低自行对比度与周围的领域。我们恢复壮观的潮汐延伸，跨越$10^{\circ}$的天空探索这里，看到在早期的工作和量化的恒星计数配置文件和椭圆率的系统到一个集群为中心的半径$4^{\circ}$。我们发现，RR天琴座和蓝色的水平分支恒星符合属于$ω$岑发现在潮汐尾，并计算出这些扩展包含至少$\approx 0.1$ %的系统中的总恒星质量。我们的高概率成员为$ω$ Cen的未来光谱研究提供了前所未有的半径。
2021-08-05 astro-ph.GA
Dusting off the diffuse interstellar bands: DIBs and dust in extragalactic SDSS spectra
利用超过150万的河外光谱，我们研究了银河系中神秘的弥漫星际带（DIBs）的性质。这些数据为我们提供了一个前所未有的高银河系纬度和低尘埃柱密度的天空样本。我们提出了我们的方法，研究8个DIBs的等效宽度与尘埃消光和一些原子种类的相关性，以及四个DIBs - 5780.6A，5797.1A，6204.3A和6613.6A -在近15000平方度的分布。如前所述，DIBs的强度与灭绝相关，因此不可避免地相互关联。然而，我们表明，DIBs甚至可以存在于无尘区域。此外，我们发现，DIBs与灰尘的相关性在天空中变化显着。相对于灰尘的预期，DIB密度不足或过高，通常分布在数百平方度。这些补丁是不同的四个DIB，表明他们不太可能来自同一个载体，如前所述。
2014-12-01 astro-ph.GA
Ultra-diffuse galaxies in the Auriga simulations
利用御夫座高分辨率宇宙学磁流体动力学模拟研究了超弥散星系的形成。我们在模拟中识别出一个$92$ UDG样本，该样本匹配广泛的可观测量，如大小、中心表面亮度、Sérsic指数、颜色、空间分布和丰度。御夫座UDG的动力学质量与普通矮星相似。在该领域，它们起源的关键是存在于低质量暗物质晕中的星系大小和晕自旋参数之间的强相关性。场UDG形成于暗物质晕中，与场中的正常矮星相比具有更大的自旋，与先前的半分析模型一致。另一方面，卫星UDG有两种不同的起源：其中$\sim 55\%$在被吸积之前形成为场UDG;其余的$\sim 45\%$是正常的场矮星，随后由于潮汐相互作用而变成UDG。
2019-10-19 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
Refracting into Ultra Diffuse Galaxy NGC 1052-DF2 by Passing near the Center of NGC 1052
最近对超漫射星系NGC 1052-DF 2的观测表明，星系可能缺乏暗物质。在星系环境中，通常暗物质比恒星物质丰富得多。这种暗物质与重子的质量比通常大于宇宙学的大约5的质量比，因为重子的很大一部分以星系际介质的形式扩散。如何实现如此低的暗物质与重子质量比是对标准星系形成机制的挑战。在这里，我们表明，如果NGC 1052-DF 2在几千秒内经历了一次到星系NGC 1052中心的单次通过，那么这样低的比率可能是一个自然的结果。NGC 1052的潮汐效应将加热NGC 1052-DF 2，将以前的矮星系显著拉伸到目前的大小。观测区域中相对缺乏暗物质是暗物质扩展分布和相遇前相应中心区域相对较少浓度的自然结果，以及相遇后松弛期间痕量质量估计方法的系统低估。超漫射星系的平面分布可以再现。我们的结果表明，不需要引入任何新的物理机制。
2019-03-06 astro-ph.GA
Dating the tidal disruption of globular clusters with Gaia data on their stellar streams
盖亚任务承诺以前所未有的水平提供精确的天体测量，预示着一个识别银河系恒星运动学和空间坐标的新时代。在这里，我们提出了一种新的技术，用于估计潮汐中断球状星团流的年龄使用自行和示踪星的弛豫。我们发展的碰撞动力学的球状星团内的银河系般的晕从宇宙学$Λ$ CDM模拟提取的演变潜力，并分析由此产生的流，因为它们将被观察到的盖亚。这些模拟对各种球状星团轨道进行了采样，并解释了恒星演化和银河系圆盘的引力影响。我们表明，一个特征的时间尺度，从分散的自行和恒星的流内的flaxes，是一个很好的指标，因为流已经自由地扩大了由于潮汐中断的球状星团的时间。这个时间尺度反过来又对集群的年龄设置了一个下限。年龄可以从天体测量中使用适度数量的恒星推断出来，这个估计的误差取决于流的接近程度和使用的示踪星的数量。
2018-05-21 astro-ph.GA
Tidal features around simulated groups and cluster galaxies: Enhancement and suppression of merger events through environment in LSST-like mock observations
本文利用EAGLE、IllustrisTNG和Magneticum Pathfinder模拟的类LSST观测，研究星系群与星系团环境中卫星星系潮汐特征的出现率，首次在宇宙学模拟中发现星系团中心潮汐特征受抑制，并估算其存活时间约为3±2 Gyr。
2025-09-25 astro-ph.GA
The Formation of Ultra-Diffuse Galaxies in Clusters
利用IllustrisTNG宇宙流体动力学模拟研究了星系团中超弥散星系的形成过程。我们补充了一个现实的质量-大小关系的星系在星系团的时候，以及一个分析模型来描述潮汐引起的恒星质量，速度色散和大小的演变模拟。该模型假设“尖”NFW晕，并与最近的索赔，没有困难复制观察到的UDG集群的数量。我们的研究结果进一步表明，UDG人口的“正常”低表面亮度星系的混合物，如在现场发现的（“出生”UDG，或B-UDG），以及一个独特的人口，欠他们的大尺寸和低表面亮度的集群潮汐（“潮汐”，或T-UDG）的影响。模拟结果表明，T-UDG进入集群较早，应该比集群中心附近的B-UDG更普遍。在给定的恒星质量下，T-UDG也应该比B-UDG具有更低的速度色散、更高的金属丰度和更低的暗物质含量。我们的研究结果表明，像DF-44这样的系统与出生时的UDG是一致的，而其他系统如DF 2，DF 4和VLSB-D可能是极端的T-UDG例子。
2020-06-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ages of Star Clusters in the Tidal Tails of Merging Galaxies
我们研究恒星的内容，在潮汐尾附近的三个合并星系，NGC 520，NGC 2623，和NGC 3256，使用BVI成像与先进的相机上的哈勃太空望远镜的调查。这三个星系的潮汐尾都包含着紧凑而相当巨大的年轻星团，它们嵌在一片弥漫的、无法分辨的恒星光海洋中。我们比较测得的颜色和光度与人口合成模型的预测，估计集群的年龄，并发现集群开始形成的潮汐尾巴期间或不久后形成的尾巴本身。我们发现缺乏非常年轻的星团（$\le 10$ Myr老），这意味着随着气体的耗尽或分散，最终恒星的形成在尾部关闭。在每个尾巴中有几个星团的估计年龄比模型尾巴本身更老，这表明它们可能是从原始星系盘中剥离出来的。尾星系团的光度函数可以用一个单一的幂律方程$dN/dL \propto L^α$来描述，其中有$-2.6 < α< -2.0$。我们发现在一些潮汐尾上存在恒星年龄梯度，我们将其解释为1）沿着潮汐尾密集中心的新形成恒星和星团的叠加，以及2）从祖先星系喷射出的广泛分布的较老恒星物质的海洋。
2015-04-21 astro-ph.GA
Star Formation Suppresion by Tidal Removal of Cold Molecular Gas from an Intermediate-Redshift Massive Post-Starburst Galaxy
观测和模拟表明，星系中的恒星形成必须被积极地抑制，以防止形成过大质量的星系。由恒星反馈或超大质量黑洞吸积驱动的星系外流经常被用来调节未来恒星形成所需的冷分子气体的数量，但可能不是所有星系中唯一相关的淬火过程。我们提出了巨大的分子潮汐功能，延伸到64千秒差距以外的一个巨大的z=0.646后星暴星系，最近结束了其主要的恒星形成插曲的发现。潮汐尾含有（1.2 +/- 0.1）x10^10 Msun的分子气体，占系统总冷气体储量的47 +/-5%。无论是规模和规模的分子潮汐功能是前所未有的相比，所有已知的附近或高红移合并系统。我们推断，在合并过程中，冷气体从宿主星系中剥离，这很可能是触发初始爆发阶段和随后抑制恒星形成的原因。虽然这只是一个例子，但这一结果表明，星系合并可以通过直接去除大部分分子气体燃料来调节遥远星系中的冷气含量，并直接抑制恒星形成，这是一种与反馈驱动外流有质的不同的物理机制。
2022-08-29 astro-ph.GA
The Star Formation History and Evolution of the Ultra-Diffuse M81 Satellite F8D1
Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Tufts University（塔夫茨大学）；University of Michigan（密歇根大学）；University of Washington（华盛顿大学）；Dartmouth College（达特茅斯学院）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）；University of Alabama（阿拉巴马大学）；The Chinese University of Hong Kong（香港中文大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）
利用HST深度成像解析F8D1的恒星形成历史，发现其在约2 Gyr前经历主要爆发，约500 Myr前有较小爆发，总质量约1.3×10^8 M⊙，支持潮汐处理与爆发反馈驱动的演化路径。
2026-06-23 astro-ph.GA
Magnetic Field Structure of the Large Magellanic Cloud from Faraday Rotation Measures of Diffuse Polarized Emission
我们提出了一个研究磁场的大麦云（LMC），在1.4 GHz的帕克斯射电望远镜和澳大利亚望远镜紧凑阵列获得的漫偏振同步辐射数据进行。观察到的扩散偏振发射很可能起源于星系近侧的LMC盘上方。一致的负旋转措施（RM）来自漫发射表明，在LMC的近侧晕的视线磁场是指向相干远离我们。结合位于星系后面的河外源的RM，我们表明，大麦哲伦星系的大尺度磁场很可能是四极几何，与发电机理论的预测一致。在较小的尺度上，我们确定了两个明亮的极化细丝东南的LMC，与中性氢武器。细丝的磁场可能与小麦哲伦云的方向一致。我们认为，在过去的10^9年里，小麦哲伦云和大麦哲伦云之间的潮汐相互作用很可能塑造了这些细丝中的磁场。
2012-09-05 astro-ph.GA
Characterising Tidal Features Around Galaxies in Cosmological Simulations
本研究利用四种宇宙学模拟生成类LSST图像，通过视觉分类刻画星系潮汐特征，发现各模拟在潮汐特征比例及质量趋势上高度一致，表明引力是其主要驱动因素，且预测可直接由LSST观测验证。
2024-04-18 astro-ph.GA
Stellar tidal streams around nearby spiral galaxies with deep imaging from amateur telescopes
本研究利用业余望远镜深度成像对15个近邻银河系类似星系开展STSS巡天，发现了多种未报告的暗弱潮汐特征及超弥散星系，证明业余望远镜能有效探测星系外围结构，为检验星系形成模型提供更大样本。
2025-04-02 astro-ph.GA
ALMA Resolves Giant Molecular Clouds in a Tidal Dwarf Galaxy
潮汐矮星系（TDGs）是在星系相互作用过程中形成的气体和恒星的引力凝聚。利用ALMA方法对相互作用系统Arp 94中的TDG J1023+1952进行了多组态观测，在0.64”~ 45 pc分辨率下将CO（2-1）辐射分解为巨分子云（GMCs）.我们发现了一个非常高的扩展分子发射分数（~80-90%），这是由干涉仪和可能的痕迹扩散气体过滤掉。我们探测到111个GMC，它们的质谱与银河系和其他附近星系的质谱相似（截断幂律，斜率为-1.76+/-0.13）。我们还研究了Larson定律在可用的动态范围内的GMC属性（2德克斯的质量和1德克斯的大小）：GMC遵循银河系的大小-质量关系，但它们的速度色散较高，使尺寸线宽和维里关系出现超线性，偏离规范值。全球气体分子与原子的比率非常高（~1），而CO（2-1）/CO（1-0）的比率非常低（~0.5），并且这两个数量从北到南都有变化。恒星形成主要发生在TDG的南部，在那里我们观察到GMC和年轻星团之间的投影偏移量从~ 50 pc到~ 200 pc;最大的偏移量对应于最古老的结，就像在其他星系中看到的那样。在平静的北部，我们发现更多的分子云和更高的分子-原子气体比（~1.5）;原子和扩散的分子气体也有更高的速度色散。总的来说，这个TDG中的分子ISM的组织与大尺度上的其他类型的星系完全不同，但GMC的性质似乎相当相似，这表明小尺度上恒星形成过程的…
2020-11-02 astro-ph.GA
Characterization of the velocity anisotropy of accreted globular clusters
银河系球状星团（GC）被认为是在银河系以及后来吸积到银河系的矮星系中原位形成的。然而，到目前为止，还没有明确的签名来区分增生的GC。使用专门设计的$N$体模拟GC演变的各种随时间变化的潮汐场（描述的潜在的矮星系银河系合并），我们分析的影响印记的内部运动学的吸积GC。特别是，我们看看速度各向异性的演变。我们的模拟结果表明，在早期阶段，速度各向异性是由矮星系的潮汐场，随后的集群将适应新的潮汐环境，失去任何签名的原始环境中的几个弛豫时间。在10 Gyr，GC表现出各种速度各向异性的配置文件，即各向同性的速度分布在内部区域和各向同性或径向/切向各向异性的中间和外部区域。独立的吸积起源，速度各向异性主要取决于集群累积经历的潮汐场的强度。切向各向异性集群对应于经历了更强的潮汐场的系统，其特征在于更高的潮汐填充因子，$r_{50}/r_j\gtrsim0.17$，更高的质量损失$\gtrsim60\%$和弛豫时间$t_{rel}\lesssim10^9$ Gyr。有趣的是，我们证明了潮汐尾的存在下，可以显着污染的速度各向异性的测量时，观察到一个集群的投影。我们在不同的潮汐环境中的速度各向异性配置文件的表征提供了一个理论基准的解释前所未有的量的三维运动学数据逐渐可用于银河系GC。
2017-06-29 astro-ph.GA
Tidal features and disc thicknesses of edge-on galaxies in the SDSS Stripe 82
本研究利用三种深场光学数据，分析SDSS Stripe 82中838个侧向星系的低表面亮度结构，发现潮汐结构占比5.8%低于现有结果，且有潮汐特征的星系盘更厚、卵形和盒状盘比例更高。
2024-06-19 astro-ph.GA
Tidal interaction, star formation and chemical evolution in blue compact dwarf galaxy Mrk 22
本文介绍了蓝矮星系Mrk 22的光谱和射电干涉HI 21 cm线观测结果。观测到了与HeII $λ$ 4686和CIV $λ$ 5808的高电离线相对应的Wolf-Rayet（WR）发射线特征。银河系中两个主要恒星形成区的年龄估计为$\sim$ 1000万年和$\sim$ 400万年。该星系具有非热射电缺陷，这也表明了一个年轻的恒星爆发和缺乏超新星事件，从目前的恒星形成活动，符合WR发射线的检测功能。一个显着的N/O富集被认为是在较暗的恒星形成区。亮区和暗区的气相金属丰度[12 + log（O/H）]分别为7.98 $\pm$ 0.07和7.46 $\pm$ 0.09。该星系有一个大的弥散HI包层。HI图像显示扰动气体运动学和HI云外的星系的光学范围，表明最近的潮汐相互作用或合并的系统。结果强烈表明，由于正在进行的恒星形成，Mrk 22正在经历化学和形态演变，最有可能是由合并引发的。
2017-10-07 astro-ph.GA
Tracing the Origin of Circular-Symmetry Diffuse Radio Sources in the Next-Generation SKAO Era
Midnapore City College（米德纳波尔城市学院）；University of Mumbai（孟买大学）
研究圆对称弥漫射电源起源，介绍现有观测限制。通过四个典型源展示形态多样，指出SKAO能提高观测能力，助于研究其发生、环境与演化等，总结现有知识及SKAO作用。
2026-07-07 astro-ph.GA
LSST Cadence Optimization White Paper in Support of Observations of Unresolved Tidal Stellar Streams in Galaxies beyond the Local Group
在这篇白皮书中，我们用LSST对外部星系中微弱的表面亮度恒星潮汐流进行了深入的观测。我们建议使用包含几个附近星系的宽-快-深调查（在恒星本身无法分辨的距离，即，超过20 Mpc）。在分层星系形成的背景下，有必要了解基于综合（即，未解析）漫射光。这需要收集比银河系和M31大得多的星系样本的观测结果。我们将比较观测到的结构的预测的宇宙学模型的星系晕形成，告诉我们的数量和性质的流周围的银河系星系。从这些比较中获得的洞察力将使我们能够推断出流祖先的性质（质量，动力学，金属丰度，恒星星族）。与溶解的伴星系相互作用所引起的宿主星系的变化将是我们研究的另一个重点。最后，我们讨论了与WFIRST和欧几里得的协同作用，并提供了具体的建议，如何散射光的影响可以最小化LSST图像，以优化搜索低表面亮度的功能，如微弱的未解决的恒星潮汐流。
2018-12-12 astro-ph.GA
The nature and origins of the low surface brightness outskirts of massive, central galaxies in Subaru HSC
我们探索118个低红移、大质量的中央星系的恒星质量密度和颜色分布，这些星系在6 Gyr前聚集了90%的恒星质量，找到了小合并活动的证据，这些活动预计是静止星系尺寸增长背后的驱动力。我们使用成像数据的$g, r, i, z, y$波段的斯巴鲁超级Suprime-Cam调查和执行SED拟合构建空间分辨的径向配置文件的颜色和恒星质量的表面密度。我们的视觉形态分类显示，我们的样品的$\sim 42$百分比显示潮汐特征，类似于以前的研究，其余样品的$\sim 43$百分比显示弥漫的恒星晕，只有$\sim 14$百分比显示没有功能，下降到一个有限的$μ_{r\mathrm{-band}}$ $\sim$ 28 mag arcsec $^{-2}$。我们发现我们的样品堆叠的颜色配置文件之间的协议，从以前的研究和预期的平滑，下降的恒星质量表面密度分布在中心区域（< 3 R $_{\mathrm{e}}$）。然而，我们也看到了一个扁平的轮廓（$Σ_* \sim 10^{7.5}$ M $_\odot$千秒差距$^{-2}$）在郊区（高达10 R $_{\mathrm{e}}$），这是我们的方法，专门针对潮汐/吸积功能。我们发现类似水平的潮汐特征和行为的恒星质量表面密度分布在一个年轻的比较样本，但缺乏扩散晕。我们还应用叠加技术，类似于以前的研究，发现这样的程序冲洗潮汐功能，从而产生平滑下降的配置文件。…
2023-01-09 astro-ph.GA
Mock Observations: Formation and Evolution of diffuse light in Galaxy Groups and Clusters in the IllustrisTNG Simulations
本研究利用IllustrisTNG100-1模拟的模拟图像分析星系群团内弥散光的起源与演化，发现其主要来自中等质量、中等年龄金属丰度的卫星星系，形成受主并合与潮汐剥离共同作用，且相关性质与卫星星系质量、数量存在幂律或对数关联。
2023-10-23 astro-ph.GA
Substructures and tidal distortions in the Magellanic stellar periphery
我们使用一个新的全景成像调查，进行与暗能量相机，映射恒星边缘的大麦哲伦云和小麦哲伦云极低的表面亮度V $\gtrsim$ 32等角秒$^{-2}$。我们的结果清楚地说明了LMC-SMC对的密切相互作用的性质。我们发现，外LMC磁盘强烈扭曲，表现出不规则的形状，证据翘曲，并在面向SMC的一侧显着截断。大麦哲伦星云的北部和南部以及云间区域都存在大型的弥漫恒星子结构。这些特征中至少有一个似乎与连接云的天琴座RR星的桥梁是同空间的。SMC受到高度干扰-我们确认潮汐尾的存在，以及最接近LMC一侧的大视线深度。SMC中的年轻、中等年龄和古老的恒星星族呈现出明显不同的空间分布。特别是那些年龄为$\sim$ 1.5-4 Gyr的恒星，其质心与最老恒星的质心向大麦哲伦星系偏移了几度。我们推测，大麦哲伦星系的引力影响可能已经在几个Gyr前扰动了SMC的气体成分。通过仔细的建模，麦哲伦星系外围明显的各种子结构和潮汐扭曲应该会严格限制云的相互作用历史。
2018-04-17 astro-ph.GA
