Two tails in NGC 3656, and the major merger origin of shell and minor axis dust lane ellipticals
我报告了在椭圆形外壳NGC 3656（Arp 155）周围发现的两个微弱（~ 26.8 Rmag/arcsec ^2）的潮汐尾。这个星系以前被解释为一个吸积或小合并的例子。这两个潮汐尾与小合并不一致，而是指向盘-盘大合并的起源。NGC 3656将图姆雷的合并序列延伸到正常的椭圆星系，并暗示了壳层和短轴尘埃带的主要合并起源。一个矮星系位于其中一条潮汐尾的顶端。一个突出的外壳，显示出尖锐的azymuthal颜色不连续性，属于年轻恒星的旋转动力学组成部分，其中包括内部的尘埃带。
1997-07-01 astro-ph
Kozai cycles, tidal friction and the dynamical evolution of binary minor planets
近年来，在太阳系中发现了许多小行星。人们提出了许多关于其形成的模型，但这些模型在解释其观察到的特征时遇到了困难。在这里，我们表明，长期的太阳扰动（Kozai机制）从根本上改变了这种模型预测的BMP的演变和初始分布，并导致独特的观测签名。Kozai机制可以导致大的周期性振荡的偏心率和倾斜度的高度倾斜的BMP轨道，在那里我们预测这样的效果是目前的精度在几年内观察到（例如，对于双小行星Huenna）。此外，Kozai机制和潮汐摩擦（KCTF）的联合作用驱动BMP进入短周期圆轨道。我们预测一个特定的倾斜度依赖分布的BMP的分离和偏心率，由于这些影响，包括在最高的倾角回避区。特别是Kozai演化可以解释最近观测到的柯伊伯带双星2001 QW 322的特殊轨道。此外，KCTF过程可能导致BMPs合并，并作为形成具有大轴向倾斜的不规则形状的单个小行星的重要途径。
2009-04-28 astro-ph
A new method of estimating the mass-to-light ratio of the Ursa Minor dwarf spheroidal galaxy
矮卫星星系受到主星系势产生的强潮汐力的作用。这些力量干扰卫星，产生不对称的恒星分布，潮汐尾的形成，和修改的速度分散配置文件。这些特征中的大多数都在小熊座（UMi）矮球状星系中观察到，它是银河系最近的卫星之一。这些特征表明，UMi是潮汐中断，可能不是维里平衡。UMi的高速色散也可能是这种潮汐破坏的反映，而不是如果假设维里平衡的话会推导出的大暗物质含量的特征。为了避免在强潮汐场中假设维里平衡时产生的不确定性，本文提出了一种计算破裂矮星系质光比的新方法。该方法基于数值模拟，只考虑了矮星密度廓线的形状和潮尾亮度，而不依赖于矮星的运动学。将此方法应用于UMi，我们得到质光关系为12，这低于假设维里平衡（M/L=60）得到的值。此外，如果UMi有大量的暗物质含量，就不可能重现像观测到的那样明亮的潮汐尾。
2003-01-31 astro-ph
Exploring Halo Substructure with Giant Stars IV: The Extended Structure of the Ursa Minor Dwarf Spheroidal
我们提出了一个大面积的小熊座dSph测光调查。我们确定了从dSph中心延伸到~3度的UMi巨星候选者。与以前的星表相比，在潮汐半径的UMi表明，我们的光度光度分类是100%准确的。在大部分的调查区域，还可以识别出与UMi相关的蓝色水平分支恒星。UMi巨星和BHB星的空间分布非常相似，两颗恒星的大部分样本都位于UMi的潮汐半径之外。在UMi潮汐半径范围内的等密度等值线图揭示了两个形态学特征：（1）dSph星的最高密度偏离了外部等密度等值线的对称中心。(2)外部轮廓的整体形状呈现S形。我们发现，以前确定的国王配置文件与~50'潮汐半径不适合我们的UMi星的分布。具有较大潮汐半径的King剖面产生合理的拟合，但是指数为-3的幂律提供了半径> 20 '的更好拟合。UMi恒星的存在距离银河系的核心很远，其潮汐半径内的dSph的特殊形态，以及其表面密度分布的形状都表明UMi由于银河系的潮汐影响而显着进化。然而，光靠UMi恒星的光度数据并不能确定候选的潮外恒星现在是否是未绑定的，或者它们是否仍然绑定在扩展的暗物质晕内的dSph上。（节录）
2002-11-25 astro-ph
The mass distribution of dwarf spheroidal galaxies from stellar kinematics: Draco, Ursa Minor and Fornax
我们的模型三dSPH星系，天龙座，小熊座和天炉座，轴对称恒星系统嵌入在球形暗物质的潜力，这是在动态平衡，没有显着的外部潮汐力。我们构建了非参数的两个和三个积分模型，该模型与观测到的表面密度分布和每个星系$\sim150-200$恒星的当前运动学样本相匹配;这些模型自然产生所谓的"潮汐外扩展”，这在以前被认为是潮汐剥离的证据。等时线，NFW和幂律模型拟合的数据，但我们强烈排除任何中心凝聚的质量分布，如一个占主导地位的中心黑洞，以及恒定密度和（天龙座和天炉座）恒定的质光比模型。V波段的平均质光比是：天龙座的$400\pm80$ \ml在0.75千秒差距以内，小熊座的$580^{+140}_{-100}$ \ml在1.1千秒差距以内，天炉座的$25^{+7}_{-5}$ \ml在2.5千秒差距以内。两个积分模型拟合的数据几乎以及三个积分模型，在以前的建议相反，我们没有发现各向异性的贡献很大的高质量-光比在这些dSph星系。
2007-02-08 astro-ph
Searching for Tidal Tails in Galactic Dwarf Spheroidal Satellites
我们提出了一个长期项目的初步结果，以调查的过程中的dSPH卫星的吸积和潮汐中断的星系晕，特别是寻找新的潮汐尾附近的dSPH卫星的银河系的样本。在这里，我们提出了我们发现的额外的潮汐碎片在小熊座dS ph和讨论的检测斯隆数字化巡天队可能是一个潮汐流与人马座dSph。
2000-09-05 astro-ph
Tidal debris in elliptical galaxies as tracers of mergers with disks
我们使用一组高分辨率的N-体模拟的二元星系合并表明，周围的一大部分附近，大规模的椭圆形领域看到的潮汐功能的形态，不能复制等质量无耗散合并，而是，他们很好地解释了吸积盘为主的星系。特别是，所观察到的潮汐碎片的手臂和loolike形态只能产生的吸积星系的磁盘组件的运动学冷材料。由这种“冷吸积”事件产生的潮汐特征在大质量椭圆上的可见时间比椭圆-椭圆合并产生的特征要长得多（大约1-2 Gyr对数亿年）。吸积椭圆体和吸积盘之间的质量比约为1：10，足以与所观测到的碎片的亮度相匹配。此外，恒星星族合成模型和简单的数量级计算表明，这种较小的冷吸积事件中产生的潮汐特征的颜色相对红色，与观测结果一致。解释潮汐碎片的存在，亮度，结构和颜色特性的小冷吸积事件只导致适度的质量和光度增加的吸积大规模椭圆。这些结果，再加上相对统计频率的磁盘和膨胀为主的星系在现场，表明大规模的椭圆形组装大部分的质量之前，他们的潮汐碎片的形式，通过吸积相对较少，运动学冷的材料，而不是在最近，dissipationless主要合并。
2008-08-20 astro-ph
The Influence of Interactions and Minor Mergers on the Structure of Galactic Disks: II. Results and Interpretations
我们提出了详细的统计研究的第二部分，重点是对螺旋星系的径向和垂直盘结构的潮汐相互作用和轻微的合并的影响。在第一部分中，我们报告了样本选择，观察和应用磁盘模型。在本文中，结果的基础上，来自一个样本的110个高度倾斜/边缘上的星系盘参数。这个样本由两个子样本组成，49个相互作用/合并星系和61个非相互作用星系。此外，这些星系中有41个是在近红外光谱中观测到的。我们发现磁盘结构在垂直方向上的显着变化，导致约1.5倍的规模高度，从而垂直速度分散。径向盘结构，其特征在于截止半径和鳞片长度，没有显示出统计学上显著的变化。因此，径向与垂直尺度参数之比，h/z0，对于相互作用/合并星系的样本来说小了1.7倍。在后一个样品中完全缺乏典型的平盘比（h/z0）> 7意味着垂直盘加热对于（极）薄盘是最有效的。统计上，几乎所有的星系盘的样本（93%）具有非等温的垂直光度分布，如sech（60%）和exp（33%）的分布，独立的样本和通带调查。这表明，尽管有潮汐扰动和盘增厚，盘星的初始垂直分布并没有被相互作用或轻微的合并所破坏。
2000-07-08 astro-ph
On the nature of the ring-like structure in the outer Galactic disk
我们研究了在$Λ$ CDM方案中盘状星系形成的宇宙学模拟中卫星星系的潮汐破裂。我们发现，卫星星系的轨道大致与磁盘共面的中断自然导致形成类似于最近发现的银河系外盘的环状恒星结构。在这方面，有两种解释似乎是合理的。一个是，环是一个短暂的，局部的径向密度增强，反映了在最近的近心通过（一个“潮汐弧”让人想起盘星系合并中看到的潮汐臂）从卫星剥离的粒子的远心。在第二种情况下，环类似于在一些椭圆星系周围发现的“壳”，并且可能是几个Gyr前发生的小合并的结果。这两种解释在几个方面不同。潮汐弧预计将跨越一个有限的经度范围;可能携带的卫星的原始质量的很大一部分;应表现出显着的速度梯度与银河经度;并在所有的可能性不对称的上方和下方的平面的磁盘。另一方面，壳体最多只占卫星原始质量的一小部分，并且由于其较松弛的状态，在平面的上下应该是对称的，在整个结构上没有可辨别的速度梯度。如果被证实为潮汐特征，SDSS在外银河系盘中发现的环将加强数值模拟支持的观点，即小型合并不仅在建立恒星晕方面发挥了重要作用，而且在建立银河系的盘组件方面也发挥了重要作用。
2003-06-16 astro-ph
Substructure and Tidal Debris in Local Galaxies: Models and Observations
现代宇宙学模型的一个普遍预测是，大星系在过去的某个时刻应该经历过许多次与较小星系的合并。这种碰撞产生的碎片将在附近星系的恒星晕中留下空间上不同的子结构，在最终合并后的几个轨道周期内可以检测到。在银河系的情况下，来自RAVE等调查和GAIA等卫星任务的运动学数据将使我们能够探测更多的合并历史，并将恒星晕的性质与当地矮星系的性质联系起来。为了估计这些计划可能会发现什么，我们回顾了目前在附近星系中对小合并的观测，并将其与星系形成的半分析模型的预测进行了比较。
2004-11-18 astro-ph
The Influence of Interactions and Minor Mergers on the Structure of Galactic Disks: I.Observations and Disk Models
本文是我们关于潮汐相互作用和微小合并对旋涡星系径向和垂直盘结构的影响系列文章的第一部分。我们报告的样本选择，我们的意见，并减少数据。本文介绍了110个高倾斜/边缘盘星系的光学和近红外数据的表面光度学。这个样本包括两个子样本，61个非相互作用星系（控制样本）和49个相互作用星系/次要合并候选者。此外，这些星系中有41个是在近红外线下观测到的。我们发现，这两个子样本的形态类型的分布几乎是不可区分的，覆盖0 <= T <= 9之间的范围。一个改进的，3维磁盘建模和拟合程序描述，以分析和比较我们的样本星系的磁盘结构，通过使用特征参数。我们发现，银河系盘的垂直亮度分布非常敏感，即使是从完美的边缘方向的小偏差。因此，轻微倾斜的磁盘的投影效应可能会导致磁盘刻度高度值的重大变化，因此必须在随后的研究中加以考虑。
2000-07-08 astro-ph
Is a minor-merger driving the nuclear activity in the Seyfert 2 galaxy NGC 2110?
我们报告了一个详细的形态学和运动学的研究孤立的非酒吧附近的塞弗特2星系NGC 2110。我们结合积分场光学光谱，与长缝和WFPC 2成像可在HST档案，调查在这个星系的燃料机制。以前的工作（Wilson & Baldwin 1985）得出结论，星系的运动中心从星系的视质量中心位移了约220 pc，电离气体遵循一条非常正常的旋转曲线。通过对NGC 2110的运动学、电离气体速度场和弥散速度场以及V、I和H α的高空间分辨率形态的分析，我们发现：1）NGC 2110的运动学中心位于星系核。2)电离的气体不是纯旋转运动。3)发射线宽度的二维分布的形态表明存在短轴星系外流。4)核相对于恒星系统速度发生蓝移，表明NLR气体由于与射电喷流的相互作用而流出。5)电离气体在核南部相应的旋转运动上红移约100 km/s，相对于核恒星系统速度红移240 km/s。这一速度与Gallimore等人（1999）检测到的HI红移吸收速度一致。我们讨论的可能性，南电离气体的运动学可能会受到扰动的碰撞与NGC 2110上的小卫星，靠近中心的高度倾斜的轨道。对这种解释的其他支持是在V非锐化掩模图像中检测到的径向尘埃带和潮汐碎片。我们认为，一个小的合并可能驱动了NGC 2110的核活动。
2002-07-12 astro-ph
Adaptive Optics Imaging and Spectroscopy of Cygnus A: I. Evidence for a Minor Merger
我们介绍了凯克II自适应光学近红外成像和光谱观测的强大的射电星系天鹅座A的中心区域。0.05”分辨率的图像清楚地显示了两个壮观的电离/散射锥之间的未分辨的原子核。本文报道了在射电核西南投影中发现的一个相对明亮的（K ~（19））次级点源，其亮度约为0.4”或400秒差距。该物体在哈勃太空望远镜的光学图像中也是可见的，尽管它很容易与主机的底层结构混淆。虽然这个次级点源的近红外颜色与L矮星的颜色大致一致，但它的光谱和光学到红外光谱能量分布（SED）几乎排除了它可能是任何前景投影物体的可能性。我们的结论是，次级点源很可能是一个与天鹅座A有关的河外天体。我们认为这个对象的性质的几种解释，包括：一个年轻的星团窥视通过在边缘的电离锥之一的尘埃;一个老，大球状星团;一个紧凑的尘埃云或电子，是作为一个隐藏的活动核的镜子;和致密的核心的气体剥离卫星星系正在与巨大的椭圆主机合并。这里提供的数据与小规模合并的情况最为一致。该天体的光谱和SED表明，它可能是一个被尘埃严重包裹的较老恒星的密集聚集体，其高光度和紧凑的性质与被剥离到潮汐半径的卫星一致。然而，需要进一步的光谱观测来证实这种可能性。
2003-07-22 astro-ph
Kinematics and physical properties of Southern interacting galaxies: the minor merger AM 2306-721
本文对星系对AM 2306 -721的运动学、恒星星族和各组成部分丰度的相互作用进行了观测研究。获得了主星系和伴星系的旋转曲线，显示出分别为175 km/s和185 km/s的解投影速度振幅。主星系和伴星系之间的相互作用是用数值N体/流体动力学模拟来模拟的，结果表明，目前的合并阶段将在近银河系之后大约2.5亿年。通过拟合不同年龄组的恒星星族模型组合，分析了两个星系中恒星星族组分分布的空间变化。主星系的中心区域主要是由一个老的（5-10 Gyr）人口，而年轻的（2亿年）和中间（1 Gyr）组件的显着贡献被发现在磁盘中，被增强的潮汐功能的方向。伴星星系的恒星星族总体上要年轻得多，主要由1 Gyr或更少的成分组成，相当广泛地分布在整个盘上。氧丰度的空间分布是从使用R23线比的光电离模型的网格获得的。主星系的盘显示出明显的径向梯度，而伴星系则呈现出相对均匀的氧丰度。次级星系中丰度梯度的缺失被解释为由于与更大质量的主星系的引力相互作用，从星系外部到星系中心的气体流的混合。
2008-08-06 astro-ph
Excitation of Activity in Galaxies by Minor Mergers
利用数值模拟方法研究了富气盘与质量较小的矮星系的合并。当卫星的轨道通过动力摩擦衰减时，主盘在其潮汐力的作用下发展出大振幅的螺旋。虽然这些特征出现在恒星和气体盘中，但气体中的非轴对称结构与恒星中的略有不同。特别是，由于气体中形成的强烈冲击和辐射冷却的影响，气体的响应往往会导致恒星的响应，使恒星能够强烈地扭转气体。这些力矩剥夺了气体的角动量，迫使大部分气体进入圆盘的内部区域。由这些合并引起的径向流入在主盘的核区域积累了大量的星际气体。在某些情况下，几乎一半的气体最初分布在整个磁盘风在一个密集的“云”几百秒差距的范围。这里报告的模型不包括恒星形成，因此，我们无法确定气体的最终命运。然而，考虑到核气体的高密度，我们似乎可以将残骸中的致密气体浓度与某些活动星系中伴随着强烈恒星爆发的气体浓度相鉴别。因此，这里的计算提供了一个框架，解释在其他静止的盘星系的核活动的起源。在一定程度上，星系形成是一个混乱的过程中，大的结构是由较小的碎片的吸积，我们的模型也可能是相关的恒星爆发和发病的核活动在原星系在高红移。
1995-01-24 astro-ph
Fossil Signatures of Ancient Accretion Events in the Halo
小合并在银河系的形成和结构中所扮演的角色仍然是一个悬而未决的问题，对此有很多争论。我们使用数值模拟来探索碎片从潮汐中断卫星的演变，其目的是开发一种方法，可用于识别和量化的吸积签名晕星的调查。对于一个有球形晕的银河系，我们发现小合并产生的碎片可以在整个银河系的生命周期中沿着大圆圈排列。我们利用这一结果开发的方法，大圆细胞计数（GC 3），我们测试通过将其应用到人工构建的晕分布。我们的研究结果表明，如果在晕调查中只有1%的恒星是从一个比大麦云云小的单个子系统的破坏中吸积的，GC 3可以恢复与此碎片相关的大圆。GC3中的色散还可用于探测在任何一颗卫星所吸积的物质所占百分比小得多的分布中是否存在吸积结构特征。
1996-02-13 astro-ph
