Elliptical galaxy nuclei activity powered by infalling globular clusters
星系中的球状星团系统由于内外动力学和潮汐现象而演化。演化的原因之一，动力学摩擦，是大质量星系团进入银河系最里面区域的轨道衰减的原因。研究发现，这些星系团是供给银河系中心黑洞的有效物质源，使之成为活动星系核。
2004-01-26 astro-ph
CAIRNS: The Cluster And Infall Region Nearby Survey I. Redshifts and Mass Profiles
CAIRNS（Cluster And Infall Region Nearby Survey）计划是一项光谱调查，对八个附近的、富含X射线的发光星系团周围的坠落区域进行调查。我们收集了15665个红移（3471个新的或重新测量的）在\sim 5-10 Mpc的星系团中心，使其成为最大的研究星系团的下落区域。根据星系的相空间分布，我们确定了星系团的成员资格和质量分布。所有的集群显示降低速度分散的配置文件。的质量分布拟合良好的功能形式的基础上的数值模拟，但排除等温球。具体来说，NFW和Hernquist模型提供了很好的描述集群质量配置文件，其周转半径。我们的样本表明，预测的坠落模式是无处不在的丰富，X射线发光的集群在一个大的质量范围。焦散质量的估计是在良好的协议与独立的X射线估计在小半径和维里估计在中间半径。焦散质量与X射线质量的平均比值为1.03 \pm ± 0.11，焦散质量与维里质量的平均比值（当校正表面压力项时）为0.93 \pm ± 0.07。我们进一步证明，焦散技术提供了合理的质量估计，即使在合并集群。
2003-06-25 astro-ph
CAIRNS: The Cluster And Infall Region Nearby Survey III. Environmental Dependence of H-alpha Properties of Galaxies
我们调查的环境依赖性的恒星形成的星系团维里区和陷落区的一部分CAIRNS（集群和陷落区附近的调查），大型光谱调查的陷落区周围的9个附近丰富的星系团。我们的长缝光谱产生的估计恒星形成率的环境从集群核心一般大尺度结构。由H-α辐射追踪的星系中，在其内盘中有当前恒星形成的星系的比例随着与星系团的距离而增加，并且仅在2-3维里半径处收敛到“场”值，这与其他研究一致。然而，在有显著恒星形成的星系中（EW[Ha] geq 2），EW[Ha]在维里半径内外的分布没有差异。这个令人惊讶的结果，首先由卡特等人发现，这表明：（1）恒星的形成要么在很短的时间尺度上被截断，要么只在中等和高的红移下被截断;（2）投影效应污染了测量。恒星形成星系和非恒星形成星系的数密度分布表明，在投射到维里半径内的星系中，至少有一半的前者和20%的后者是“坠落闯入者”，即在坠落区但在维里区之外的星系。恒星形成星系的运动学在下落区密切匹配的吸收为主的星系。这一结果表明，恒星形成的星系在落区不是闯入者从外地和排除一个模型的后溅情景的星系转变。最后，我们量化系统的不确定性，估计全球恒星形成的星系从他们的内部磁盘。
2005-06-27 astro-ph
Strangers in the night: Discovery of a dwarf spheroidal galaxy on its first Local Group infall
我们使用DEIMOS/Ekk-II对AndXII矮球状星系进行了光谱观测，显示它正在快速地穿过本星系群（日心速度为-556 km/s，相对于仙女座的MW为-281 km/s），从仙女座核外约115 kpc处落入本星系群。因此，andXII代表了一个矮星系，它可能是第一次落入本星系群，而且从未经历过致密的星系环境。根据绿岸望远镜的观测，H{I}气体的质量限制在<3000兆太阳，这表明AndXII的气体可能在经历本星系群的潮汐之前就已经被移除了。轨道模型显示，这颗矮星的逃逸速度接近已发表的质量模型中M31的逃逸速度。andXII是我们对卫星星系晚期陷落的最好的直接证据，这是宇宙学模拟的一个预测。
2007-05-28 astro-ph
Infall and accretion
气体的注入和吸积在星系形成中起着重要的作用。特别地，冷吸积可以在一定程度上解决盘形成中的角动量问题，而合并则加剧了这一问题。气体吸积是长期演化的主要因素之一：它需要解释经常性的酒吧形成，并解释形成的隆起和黑洞的反馈循环，与相关的质量。恒星的形成过程也是有规律的，几乎是静止的。当气体吸积通过剥离被抑制时，星系团中的恒星形成被淬灭。然而，中央较亮的中央星系可以通过冷却流受益于气体吸积，由AGN反馈调节。热和冷反馈的情况下，可以考虑，占一个固定的冷却流，并解释了间接CO和Halpha观察到的结构。
2007-07-09 astro-ph
Enhanced mergers of galaxies in low-redshift clusters
用一个包含8个低红移星系团中680个巨星系（M（B）< -19）的完整星等限制样本的数据集，通过对早型星系团群体的速度色散和维里半径进行归一化，形成了一个系综星系团。不同的星系群已经被确认，包括一个陷落星系群。大多数（50-70%或更多）的陷落人口被发现是在相互作用或合并的系统，其特征是缓慢的引力相遇。观测到的星系-星系相遇的增强可以用引力冲击来解释。结果表明，在星系团的估计寿命（~ 10 Gyr）内积分的落入种群中的盘星系合并可以很容易地解释目前的星系团S 0种群。
2006-08-30 astro-ph
On the Detectability of Gamma Rays from Clusters of Galaxies: Mergers versus Secondary Infall
星系团中的粒子加速预计将发生在合并和吸积冲击。电子成分可以被激发到几个TeV的能量，并在宇宙微波背景中向上散射一小部分光子，直到伽马射线能量。我们在这里解决的问题，无论是在合并事件或在吸积的物质到集群势阱中产生的伽马辐射的可探测性。这些预测是专门针对GLAST和AGILE的情况，预计将检测到几十个星团，以及切伦科夫望远镜，然而，前景似乎并不乐观。
2003-06-18 astro-ph
Are Omega Centauri and G1 like massive globular clusters the remnant cores of infalling dwarf galaxies? -- Dynamical constraints
我们模拟了盘星系势中矮卫星星系轨道衰变的结果。卫星被宿主星系盘内的强潮汐场剥离，迅速减少了卫星的质量，并大大减缓了轨道的衰减。结果通常是一个星系团在一个大的晕轨道上，像银河系中人马座星系的M54星系团和M31外晕中的大质量G1星系团。一般来说，这种机制很难将球状星团质量的物体送到观测到的非常接近的欧米茄Cen轨道上，除非矮星系在银河系盘的几个尺度长度内诞生。
2001-12-06 astro-ph
Discovery of Large-Scale Gravitational Infall in a Massive Protostellar Cluster
我们报告了Mopra（ATNF），英澳望远镜和阿塔卡玛亚毫米望远镜实验观测的一个分子团在船底座，BYF 73 = G286.21+0.17，这给了大规模的引力在稠密的气体中的证据。根据毫米波和远红外线的数据，该团块的质量约为2 x 10^4 Msun，光度约为2-3 x 10^4 Lsun，直径约为0.9 pc。根据辐射转移模型，我们得出质量沉降率约为3.4 x 10^-2 Msun yr-1。如果得到证实，分子核心或分子团的引力下降率可能是迄今为止最高的。近红外K波段成像显示了相邻的紧凑的HII区域和IR簇，其被显示H2发射的壳状光解离区域包围。在分子坠落峰，K成像还揭示了一个深深嵌入的恒星群与相关的H2发射。这些特征的组合是非常不寻常的，我们认为它们表明一个大质量星团正在形成。我们讨论了这些数据的影响，大质量恒星形成的竞争理论。
2009-10-20 astro-ph
The Properties of the Hot Gas in Galaxy Groups and Clusters from 1-D Hydrodynamical Simulations -- I. Cosmological Infall Models
本文报道了星系团中气体演化的一维流体动力学模拟结果。我们已经纳入了许多早期的1-D治疗失踪的影响：改进建模的暗物质和星系分布，宇宙学现实的集群潜力的演变，和多相冷却流的影响。该模型利用一个相当标准的1-D拉格朗日流体动力学代码来计算集群内气体的演变。这与暗物质密度扰动增长的理论模型相结合。这种处理相对于3-D代码的主要优点是：（1）在冷却流区域内提高了空间分辨率;（2）执行时间快得多，允许更充分地探索参数空间;（3）包括额外的物理。在本文中，我们探讨了发展的下落模型-其中气体放松到一个深化的势阱-涵盖了广泛的集群质量尺度。我们发现，这种简单的模型再现了许多观察到的集群的全局属性。非常强的冷却流发展在这些1-D集群模型。在实践中，主要合并的破坏可能会降低大多数集群的冷却速度。这些模型高估了低质量系统中的气体比例，表明需要额外的物理过程，如预热或星系风，这在小质量尺度上变得重要。
1997-04-08 astro-ph
The Metallicity of Galaxy Disks: Infall versus Outflow
气体吸积（流入）和风（流出）都会改变星系的金属丰度和气体比例，降低有效产量。旋转速度< 120 km/s的星系的低有效产额被广泛解释为低于特征星系质量的SN驱动风的开始，但气体吸积也是一个可行的解释。然而，这里的计算证明：（1）富含金属的外流是唯一能显著降低有效产额的机制，但仅限于富含气体的系统;（2）几乎不可能降低缺乏气体的系统的有效产额，无论有多少气体损失或吸积;（3）任何随后的恒星形成都会使有效产额回到封闭的数值。因此，只有富含气体且恒星形成率较低的星系（如矮不规则星系）才能产生并维持较低的有效产额，而缺乏气体的大质量星系即使在经历了大量的流入和/或流出之后，也永远不会显示出较低的有效产额。因此，在低质量星系中看到的有效产额的下降不太可能是由于SN驱动风的开始，而不是星系的表面密度完全低于Kennicutt SF阈值。额外的计算证实，通过风损失的重子质量分数只随星系质量的变化而变化，在任何质量尺度下都没有急剧上升，并且不需要任何质量的星系损失超过15%的重子。因此，SN反馈不太可能有效地从低质量盘星系中去除大量气体。此外，金属损失和星系质量之间的依赖性是足够弱的，大质量星系主导的IGM的金属富集。本文中的计算为任何任意的化学演化历史提供了极限情况，如附录中所证明的。
2006-08-28 astro-ph
The Evolution of Population Gradients in Galaxy Clusters: the Butcher-Oemler Effect and Cluster Infall
我们目前的光度和光谱测量的星系群的hocC 1样品丰富，X射线发光的集群在$0.18 < z < 0.55$。一个经典的测量光谱确认的星系团成员的蓝色部分显示了显着的屠夫Oemler效应的样品，但只有当半径大于0.5 $r_{200}$被认为是。我们执行的星系光谱的主成分分析，划分成不同年龄的恒星星族的总集群光的贡献。不同恒星星族的复合径向分布表现出强烈的梯度作为集群中心半径的函数。复合人口占主导地位的核心的演化人口，并逐渐改变半径大于维里半径的一个类似于同时代的场星系。我们在星团内的任何半径范围内都没有看到证据表明恒星形成的数量超过了同时代的恒星。在这个红移范围内，分数布居梯度的显着演变。低和高红移的星系团在星系团核心有相似的人口，但高红移的星系团有更陡峭的梯度和更多的恒星形成星系在半径以外的核心区域-光度密度分布是一致的情况下，这种现象是由于下降，随着时间的推移，场星系的星系团的下降率。根据星系在恒星形成率降低之前在星系团中停留的时间，这表明在$z > 0.8$和$z \sim 0.5$之间的$\sim 3$因子的星系团的下降。我们还讨论了集群人口的演变的替代方案。
2000-10-06 astro-ph
Infall, the Butcher-Oemler Effect, and the Descendants of Blue Cluster Galaxies at z~0.6
利用宽场HST/WFPC 2成像和广泛的Keck/LRIS光谱，我们提出了一个详细的研究MS 2053 - 04，一个大质量的，X射线发光的星系团在z=0.5866的星系种群。对149个已确认的星团成员的分析表明，MS 2053由两个相互引力束缚的结构组成;它们各自的速度色散分别为865 km/s（113个成员）和282 km/s（36个成员）。MS 2053的总动力学质量为1.2x10^15 Msun。MS 2053是一个经典的Butcher-Oemler星团，蓝色成员的比例很高（24%），恒星形成成员的比例甚至更高（44%），这是从它们的[OII]发射确定的。蓝色/恒星形成星系的数量比例在下降结构中比在主星系团中高得多。这个结果是迄今为止最直接的证据，表明布彻-欧姆勒效应与星系坍缩有关。就它们的颜色、光度、估计的内部速度色散和[OII]等效宽度而言，下落星系与场总体是无法区分的。MS 2053缺乏S 0星系，再加上其过多的蓝色螺旋星系，意味着这些晚期类型的星系中有许多将演化为S 0成员。蓝团成员在主星系团和下落结构中的性质表明，它们将演化成低质量的L<L* 星系，并具有类似后发座中低质量S 0星系的扩展恒星形成历史。我们的观测结果表明，大多数的MS 2053的蓝色集群成员，并最终大多数的低质量的S 0的，起源于外地。最后，我们测量到MS 2053中巨弧的红移为z=3.1462;…
2004-09-28 astro-ph
Mass estimation in the outer non-equilibrium region of galaxy clusters
我们讨论了一个新的标准来估计质量的外部，非平衡区域的星系团，其中的星系动力学是占主导地位的整体落入运动向集群中心。在球形坍缩模型的框架下，坍缩星系在每个半径上的局部平均速度提供了积分物质过密度$δ$的信息。因此，在转向半径$r_t$处，即哈勃流平衡下落运动的半径处，期望有一个定义明确的过密度值$δ_t$。在这种情况下，我们分析了一个大的模拟集群目录的运动学特性，使用暗物质粒子和成员星系作为下落运动的示踪剂。我们还将模拟结果与球坠近似下的解析计算结果进行了比较，分析了在空间平坦宇宙中模拟结果与宇宙学的关系。如果我们通过转向质量$M_t$（即$r_t$内的质量）将簇质量分布归一化，则它们与整个非平衡区域（$0.5\la r/r_t\la 2$）中的指数分布一致。转向半径与病毒化半径（$r_t\simeq 3.5 r_v$）成比例，而转向质量与病毒化质量（即$M_t\simeq 1.7 M_v$）成比例，其中$M_v$是$r_v$内的质量。实际上，在转向半径内评估的质量是集群总质量的更详尽的评估。这些结果可以应用于对观测到的团簇的分析。
2008-07-21 astro-ph
Clustering of 2PIGG galaxy groups with 2dFGRS galaxies
由于类星体透镜效应的迹象表明星系团的质量可能比预期的要大，我们对2 PIGG星系团和星系团的质量作了新的动力学估算。我们分析了星系团-星系交叉关联函数的红移畸变与星系团成员的关系，并将z<0.12的2 PIGG星系团与完整的2dF星系表进行了交叉关联。我们已经作出了估计的动态下落参数β和新的估计的群速度色散。我们首先发现，全三维红移空间互相关联函数xi_{cg}的振幅随群成员数单调上升.我们使用一个简单的线性理论模型来拟合xi（sigma，pi）在5<s<40 h ^{-1}Mpc的范围内。我们发现，数据的β值与隶属度的关系在中等集团成员数n~20或L~2x10^11h^-2Lsun时显示出最小值，这意味着无论是小集团还是富集团，偏差和M/L比值都显著增加（~5x）。然而，模拟结果显示，在L~10^10h^-2Lsun处，β最小值的位置与M/L最小值的位置之间存在系统性的偏移，这是通过使用已知的DM分布直接计算得出的。我们的总体结论是，从动力学下降的偏见估计似乎支持在中间晕质量的恒星形成效率的最小值。尽管如此，使用大尺度入流测量β 1/b而不是使用小尺度速度弥散测量M/L，仍可能产生重大的系统问题。
2007-12-19 astro-ph
Infall Regions and Scaling Relations of X-ray Selected Groups
我们使用斯隆数字巡天的第五次数据发布来研究X射线选择的星系群，并将它们的性质与星系团进行比较。我们搜索周围的群体的下落模式，并使用这些来测量大半径的群体质量配置文件。在以前的工作中，我们分析了从ROSAT全天巡天的X射线选择样本的72个集群的下落模式。在这里，我们将这种方法扩展到一个样本的系统较小的X射线通量选择从400平方度的偶然调查的集群和集团ROSAT指出的意见。我们确定了16组SDSS DR 5光谱，寻找下落模式，并计算质量分布2-6 Mpc的群中心与焦散技术。对于这些低质量的星系群，目前还没有其他的质量估算方法可以在如此大的半径下得到，因为维里估算需要动力学平衡，而引力透镜信号太弱。尽管这些群体的规模很小，但大多数都显示出可识别的坠落模式。我们使用焦散和维里质量估计来测量不同观测量之间的标度关系，将这些关系扩展到比许多以前的调查更小的通量和光度。仔细观察发现，其中三个组是较大集群外围的子集群。第四个集团显然正在进行集团与集团的合并。这四个合并组代表标度关系中最极端的离群值。排除这些群体，我们发现$L_X\proptoσ_p^{3.4\pm1.6}$，与以前的集群和组的确定一致。理解星系团和星系群的标度关系对于测量星系团的宇宙学参数是至关重要的。
2010-02-03 astro-ph
Energy Dissipation in Multi-Phase Infalling Clouds in Galaxy Halos
在大星系的形成过程中，热不稳定性会导致在稀薄的热气体背景中形成大量的冷碎片。热气体达到准流体静力平衡。虽然冷云的压力被热气体所限制，但它们落入星系势中，它们的运动受到热气体的阻力。由于冷云下沉而释放的重力能首先转化为它们的动能，随后作为热量消散。因此，冷云代表背景热气体的潜在重要能量源，这取决于沉积在云内的热能与热气体的比率。在本文中，我们表明，大部分的耗散能量沉积在稀薄的热晕气体，提供了一个内能的来源，以补充损失的热气体通过韧致辐射发射和传导到冷云。冷云运动产生的热量使星际介质的多相结构得以维持。
2004-07-19 astro-ph
CAIRNS: The Cluster And Infall Region Nearby Survey II. Environmental Dependence of Infrared Mass-to-Light Ratios
CAIRNS（Cluster And Infall Region Nearby Survey）是一项光谱调查，围绕着9个附近的丰富星系团。在论文I中，我们利用星系团中心$\sim 10\Mpc$内的红移，根据星系的相空间分布确定了星系团的质量分布。在这里，我们使用2 MASS测光和一个额外的\ncziinew红移调查的环境依赖性的近红外质光比。在维里区域，晕占据函数是非线性的;每个晕中明亮星系的数量比晕的质量增加得更慢。在更大的尺度上，星系中包含的光比丰富的星系团中的质量更少。具体地，维里半径内的质光比是比维里半径外的质光比大$1.8\pm0.3$的因子。这种差异可能是由于重子物质占总物质的比例的变化，或者是由于星系形成效率的变化，或者是由于环境的破坏。平均质光比$M/L_K = 53\pm 5 h$意味着使用基于2dFGRS数据的光度密度的$Ω_m = 0.18\pm 0.03$（统计）。这些结果很难与独立方法相一致，独立方法表明$Ω_m$较高。通过调用偏差来验证这些值需要$M/L_K$的典型值在$\lesssim3ρ_c$的密度下显著变化。
2004-06-11 astro-ph
The velocity field of collapsing spherical structures. Limitations of the spherical infall model in mass estimation
我们假设红移空间中焦散的振幅是两个分量之和：第一个分量可以由没有随机运动的球落模型预测，第二个分量是由于随机运动分布。平滑模型曲线用于估计Coma聚类的第一分量的最大值。然后，近似的径向分量的下落速度-根据上述曲线-推导出和质量分布的集群计算。这个质量分布，这是一个上限的球形下落模型，与其他作者给出的估计相结合，提供了一个近似的下限系统的质量。
2001-06-13 astro-ph
The Chemical Evolution of the Galaxy: the two-infall model
本文提出了一个新的银河系化学演化模型，该模型假设了两个主要的星系晕形成过程：厚盘和薄盘。我们并不试图明确考虑晕的演化，但我们隐含地假设晕形成的时间尺度与厚盘形成的时间尺度是相同的。薄盘的形成时间比厚盘长得多，这意味着形成薄盘的下沉气体不仅来自厚盘，而且主要来自星系际介质。薄盘形成的时间尺度被假定为是银河系中心距离的函数，从而导致了银河系建筑物的由内而外的图像。该模型考虑到最新的核合成处方，并采用了在恒星形成过程中，自然产生的厚盘阶段结束时的恒星形成率的间隙，最近的观察所建议的阈值。模型的结果进行了比较与一组扩展的观测约束。在这些限制中，最严格的一个是G-矮星的金属丰度分布，新的数据现在可用。我们的模型非常适合这些新数据。我们表明，为了重现这些限制的时间尺度$\le 1$陀螺仪（晕）厚盘和8陀螺仪薄盘形成在太阳附近是必需的。我们预测，径向丰度梯度在内部地区的磁盘（$R< R_{\odot}$）是陡峭的比在外部地区，最近的丰度测定证实了这一结果，并在银河系的寿命内陡峭的时间。
1996-09-30 astro-ph
M/L, H-alpha Rotation Curves, and HI Measurements for 329 Nearby Cluster and Field Spirals: II. Evidence for Galaxy Infall
我们已经进行了螺旋星系的光学和HI属性（大小，光度，H-α通量分布，圆周速度，HI气体质量）的研究，探索气体剥离的作用，在集群中的形态演化的驱动程序。我们发现一个很强的相关性之间的螺旋和S 0分数集群内，和螺旋分数的规模与集群X射线气体光度紧密。我们探索了年轻恒星的形成过程，发现了（1）不对称的螺旋，在第一次穿过富星团核心的致密团内介质时，在盘的前缘有截断的H-α发射和HI气体库;（2）强烈的HI缺乏和剥离，恒星形成局限于内部5 kpc/h和3个盘尺度长度;（3）变红，HI极度缺乏和淬灭，在整个圆盘上恒星形成已经停止。我们建议，这些螺旋是在连续阶段的形态转变，下降场螺旋和集群S 0 s之间，并采取行动，以消除HI气体水库抑制新的恒星形成在一个同样快的时间尺度上的过程。这些数据表明，气体剥离起着重要的作用，在形态转变和快速截断的恒星形成整个磁盘。
2004-02-26 astro-ph
Subcluster Merger and Galaxy Infall in A2151
我们用{ \it ROSAT} PSPC获得了武仙座星系团A2151的12.5千秒图象。光学和X射线数据的比较表明，A2151中至少存在三个不同的子星系团。最亮的X射线辐射与星系分布中密度最高的峰重合，并且是双峰的。北部的次团，在位置和速度上都不同，有{ \it no}可探测到的X射线气体。在光学等值线图中明显可见的东部次团块在速度空间中与主团块无法区分，但在X射线图像中清晰可见。从发射的中心峰得到的X射线光谱产生1.6 keV的最佳拟合温度。与东部星系团一致的辐射较冷，为0.8 keV，并且在中心峰值温度的90%置信区间之外。我们认为，东部和中部的子集群最近经历了合并事件。北面没有X射线辐射表明这些星系并没有形成一个物理上不同的结构（即它们并不位于一个不同的引力势内），而是沿着武仙座超星系团定义的暗条落入星系团核心。
1994-12-01 astro-ph
Star formation activity of intermediate redshift cluster galaxies out to the infall regions
本文给出了两个z~0.2、~ 4 Mpc的星系团的光谱分析。由Vikhlinin等人（1998年）发现的两个星系团VMF 73和VMF 74是在Calar Alto 3.5米望远镜上用MOSCA观测到的。这两个星系团都位于ROSAT PSPC区域R285，并从提供光学V-和I-波段数据的X射线暗星系团巡天（Gilbank等人，2004年）中选出。VMF 73和VMF 74的红移分别为z=0.25和z=0.18，速度色散分别为671 km/s和442 km/s。光谱观测达到~2.5维里半径。本文用H_α和[OII]3727发射线的线强测量来评价具有径向和密度依赖性的星系团的恒星形成活动。这两个线强度分布的平均值和中位数，以及恒星形成星系的分数增加集群中心的距离和减少本地星系密度。除了两个具有强H_α和[OII]辐射的星系外，所有星系都是正常的恒星形成星系或被动星系。我们的结果与其他研究一致，表明恒星形成的截断发生在远离星团中心的地方。
2004-03-29 astro-ph
The Infall of Gas onto the Galactic Disk
正在进行的低金属气体吸积到磁盘上是一个自然的半分析银河系化学演化模型的预测。这种恒星形成燃料改善了太阳附近贫金属G-和K-矮星的过度生产，否则会困扰所谓的银河系演化的“封闭盒”模型。高速云（HVC）是否代表这种必要燃料的来源？我们知道，HVC为星系形成和演化的过程提供了重要的线索，但不太清楚的是，它们的作用是否与宇宙学（作为本星系群形成的遗迹）或恒星形成（作为附近被破坏的矮星的潮汐碎片，或盘超新星驱动的风的废弃副产品）更紧密地联系在一起。我提供了一个总结最近的猜测HVC的起源，并强调未来的几个项目，这将导致更深入地了解他们在星系演化中发挥的作用。
2001-12-10 astro-ph
Intermediate Velocity Clouds - Distances, Infall and Shadowing
我们目前的距离估计11个中速云（IVC）的一部分，大卫邓拉普天文台中速云（DDO IVC）距离项目（克拉克等，1999年）。我们简要地讨论了这些地方的约束，并显示了潜在的IVC约束的径向分布的热气体在银河系中通过阴影的软X射线背景。
2000-09-12 astro-ph
Spatially extended absorption around the z=2.63 radio galaxy MRC 2025-218: outflow or infall?
我们提出了一个调查的吸收器在前面的z=2.63射电星系MRC 2025-218，使用积分场光谱在甚大望远镜，和长缝光谱在凯克II望远镜。MRC 2025-218的性质特别有利于研究吸收气体的性质，即，这个星系显示出明亮的和空间扩展的Ly-alpha发射，以及来自活动核的明亮连续发射。Ly-alpha吸收在约40 × 30 kpc ^2的范围内被检测到，覆盖因子约为1，并且在其整个空间范围内其性质变化非常小。该吸收体从扩展发射线区域（EELR）运动学地分离。其性质表明，吸收体是外部的EELR。我们推导出该吸收体的HI、HII和H柱密度的下限分别为3x10^16、7x10^17和2x10^18 cm^-2。此外，来自活性核的相对明亮的发射使我们能够测量许多金属吸收线：CI，CII，CIV，NV，OI，SiII，SiIV，Al II和Al III。柱密度比最自然的解释是使用硬连续光电离，电离参数U~0.0005-0.005。冲击或年轻恒星的光电离不能令人满意地再现测量的柱比。利用SiII* 和SiII柱密度之比，我们得出吸收体电子密度的下限大于10 cm^-3。这些数据不允许对吸收剂的金属含量进行有用的限制。我们认为这种吸收剂的性质有两种可能性：宇宙学的气体流入，以及由超新星或无线电喷流驱动的流出。
2008-09-08 astro-ph
Linking Cluster Formation to Large Scale Structure
我们用两个高分辨率的CDM模拟结果表明：（i）星系团形成时，物质的下落模式不是随机的，而是具有明显的时间相关特征;（ii）下落模式与星系团周围的大尺度结构相关;（iii）大尺度结构表现为丝状和片状的混合;（iv）对于低$Ω$模型，细丝中的质量量稍大。
1997-11-05 astro-ph
Infalling Faint [OII] Emitters in Abell 851. II. Environment, Kinematics, and Star Formation History
我们报告的环境，运动学，和SFH的[OII]选择对象的z=0.4星系团A851，使用凯克光谱。大部分（~55%）的簇[OII]发射体显示出强的巴耳末散射（在Hd处的等效宽度>4A）。这些e（a）光谱被归因于尘埃星暴星系，我们的红化测量支持了这一解释，它显示了非常红化的[EBV>0.5] [OII]发射体的高频率。我们的光谱模型要求星暴年龄>1Gyr，短于星团交叉时间尺度。我们认为，这个星爆阶段发生在集群的径向速度分布的基础上的集群[OII]发射器，这提出了赤字的系统附近的集群系统速度的集群infall。一些红移和蓝移群的空间分离强烈表明吸积是最近的。在整个星系团中，[OII]发射体的比例是局部星系密度的强函数。我们的分析支持以前的建议，尘埃星暴星系的出现在富含气体的螺旋星系的费用。此外，我们描述了一个微弱的[OII]发射人口，主要由矮星系，并发现一个更强的抑制[OII]发射在高密度的环境中，在这个子样本，指示更有效的破坏骚扰和/或气体剥离。与以前仅限于A851核心的形态学研究相比，表明星系-星系相互作用可能引发星暴。然而，与该领域相比，A851中的高e（a）星系分数表明，一些集群特定的机制，可能与集群的动力学组装有关，也有助于大量的星爆。（节略）
2006-05-01 astro-ph
The central region of the Fornax cluster -- III. Dwarf galaxies, globular clusters, and cD halo - are there interrelations?
本文简要地介绍了天炉座星系团核心的矮星系群的性质，以及异常丰富的球状星团系统和围绕中心星系NGC 1399的cD晕的性质。反过来，矮星系在星系团中心吸积和溶解的情况下是否可以解释所观察到的性质的问题得到解决。本文讨论了一定数量的矮星系吸积、球状星团和气体剥离以及剥离的下落气体形成新的球状星团的可能性。只有当剥离的矮星系的下落气体非常有效地形成球状星团和/或吸积和剥离的矮星系本身拥有丰富的球状星团系统时，中央球状星团系统的特定频率才有可能增加。总之，我们认为，虽然矮星系的陷落是一个非常有吸引力的方案来解释系统中的一些属性，可能还有其他的物理机制，也发生。
1999-05-10 astro-ph
Abell 851 and the Role of Starbursts in Cluster Galaxy Evolution
我们利用对非常丰富的z ~ 0.4星系团A851的广泛的新观测来研究中红移星系团中星暴星系的性质和起源。新的HST观测，斯皮策测光和地面光谱覆盖了大部分的集群区域约10弧分，对应于集群中心的径向距离约为1.6 Mpc。这种空间覆盖范围使我们能够确认存在的形态密度关系在这个集群，并确定几个大的，大概是下降，子系统。我们证实了我们以前的结论，即A851中的恒星形成星系中有很大一部分最近经历了恒星爆发。我们认为，恒星爆发主要局限于两种类型的网站：落集团和集群中心。在星系团的中心，似乎正在下沉的星系正在经历重大的合并，导致恒星爆发，其光学发射线完全埋在尘埃之下。这个过程的后果似乎是没有恒星形成的原S 0星系。相比之下，主要的合并似乎并不是大多数落入星系群中的恒星爆发的原因，并且很少有这些事件导致星系转变为S 0。最近的一些理论工作为这两个不同的过程提供了可能的解释，但尚不清楚它们是否能以非常高的效率运行，以解释观察到的非常大的恒星暴率。
2008-12-23 astro-ph
X-ray Emitting Groups in the Infall Region of Abell 2199
使用一个大的红移调查，覆盖95平方度，我们证明了阿贝尔2199的下落区域包含阿贝尔2197，一个或两个X射线发射集团，和多达五个额外的集团在红移调查中确定。我们的调查表明，X射线发射系统，位于投影半径的$1.^\circ4, 1.^\circ9$和$5.^\circ1$（2.2，3.1，和$8.0 h^{-1}$ Mpc），运动学连接到A2199。A2197本身是一个光学丰富的星团;它微弱的X射线发射表明它的质量比A2199小得多。在A2197的位置处，下落模式中没有一个尖锐的峰值，这支持了这一假设。最外面的一群在A2199的维里区域之外，它扭曲了红移空间中的下落图案。两个X射线发射群大致共线，表明存在一个扩展的（$8.0 h^{-1}$ Mpc）灯丝。这些下降组的识别提供了直接支持的层次结构的形成，这些系统的研究将提供深入了解结构的演变。在附近星系团的下落区域的集团可能提供了一个独特的探测的物理学的温暖/热电离介质（WHIM），这是很难直接观察到目前的仪器。
2001-02-07 astro-ph
Infrared Mass-to-Light Profile Throughout the Infall Region of the Coma Cluster
使用红移调查的1779个星系和测光从2微米全天巡天（2 MASS）覆盖200平方度，我们计算独立的质量和光分布的后发座星系团的下落区域。红移巡天是对$K_s=12.2$（622个星系）的完整巡天，在后发座的距离上比$M^*_{K_s}$暗1.2等。我们确认了Geller，Diaferio和Kurtz获得的质量分布。在$K_s$带中测量的封闭质光比近似恒定于$10 \Mpc$的半径，其中$M/L_{K_s}= 75\pm 23\mlsun$与类似尺度上的弱透镜结果一致。在$2.5\Mpc$中，X射线估计产生类似的质光比（67 $\pm32h$）。封闭的质光比随半径的变化是恒定的，这表明来自星系团中明亮星系的K波段光在$\lesssim10 \Mpc$尺度上追踪总质量。质量分布的不均匀性意味着$r_{200}$内部的质光比可能比$r_{200}$外部的质光比大2.5倍。这些数据表明，K波段光相对于质量没有正偏置;我们不能排除反偏置。这些结果暗示了$Ω_m = 0.17 \pm 0.05$。$M/L_{K_s}$随半径的可能变化的估计表明密度参数不小于$Ω_m \approx 0.08$。
2001-09-24 astro-ph
The Infall Region of Abell 576: Independent Mass and Light Profiles
我们描述了观测附近星系团A576的维里半径以外，并进入下落区域。利用1057个红移，我们利用红移空间中的落斑图确定了A576在~4 Mpc/h半径范围内的质量分布。这种质量估计技术不对团簇的平衡态作任何假设。在1 Mpc/h内，我们得到的质量分布超过了X射线观测确定的质量分布，其系数为2.5。然而，在2.5 Mpc/h时，质量分布与维里质量估计值一致。我们的质量分布与NFW或Hernquist分布一致，但与等温球不一致。R-波段图像的$3^\circ x 3^\circ$区域集中在集群允许一个独立的确定集群的光分布。我们计算了作为团簇半径的函数的积分质光比;它从核心平滑地降低到~4 Mpc/h。微分dM/dL_R曲线下降得更陡，我们发现在~4 Mpc/h时M/L_R ~100 h，与单个星系的质光比非常一致。该值表示$Ω_m \lesssim 0.4$在95%置信度下。对于赫恩奎斯特模型，最佳拟合的质量分布不同于观测到的星系表面数密度;星系的尺度半径大于质量。该结果与中心峰值$M/L_R$曲线一致。类似地，光分布的尺度半径大于质量分布的尺度半径。我们讨论了一些潜在的系统效应，没有一个可以很容易地调和我们的结果与一个恒定的质光比。（摘要编辑）
2000-07-11 astro-ph
The strong transformation of spiral galaxies infalling into massive clusters at z~0.2
描述了两个分别落入大质量星系团Abell 1689（z~0.18）和2667（z~0.23）的特殊星系。哈勃太空望远镜的图像显示了由明亮的蓝色结（-16.5<M<-11.5等）和与这些系统相关的恒星流组成的非凡的痕迹。结合光学，近，中红外和无线电观测，我们证明，虽然这两个星系显示出类似的恒星形成结的延伸轨迹，它们最近的恒星形成历史是不同的。其中一个（~L*）正在经历一次强烈的恒星形成爆发，是一个罕见的亮红外星系团。相比之下，另一个（~ 0.1 L*）最近停止了恒星形成活动。我们的模型表明，在这些星系的形态和恒星形成的影响，潮汐相互作用（可能与集群潜力）和冲压压力与集群内介质的联合行动。这些结果可为进一步研究S_0、矮星系团和超致密矮星系团的起源提供参考。
2007-03-01 astro-ph
The galaxy populations from the centers to the infall regions in z~0.25 clusters
我们在卡拉尔阿尔托天文台用MOSCA进行了一次全景光谱活动。我们获得了500多个物体的光谱。这些光谱中大约有150个是属于六个不同星系团的星系，它们的内在X射线光度不同。波长范围允许我们通过使用OII和Halpha线来量化恒星形成活动。这一活动的大尺度环境中所表示的星系团的距离，以及由空间星系密度的局部尺度上检查。在星系团的外围，大约在3Rvir处发现了一个恒星形成的全球性抑制。正在形成恒星的星系团有类似的活动，不管环境如何。因此，在所调查的集群内部的恒星形成活动的下降主要是由主动与被动人口的比例的显着变化。这表明恒星形成活动的抑制发生在短时间尺度上。我们检测到一个显着的人口的红色恒星形成星系的颜色是一致的被动星系的红色序列。它们似乎处于主动型和被动型之间的中间进化阶段。由于恒星形成活动的抑制是在大的星团中心距离和低的投影密度下测量的，纯粹的星团特有现象不能完全解释观察到的趋势。因此，正如其他研究所建议的那样，星系群预处理可能在星系进入星系团环境之前的转化中发挥重要作用。由于模型预测，在外围观测到的星系中有相当一部分可能已经穿过了星系团中心，因此冲压压力剥离的影响不能忽略。（简略）
2008-04-17 astro-ph
Infall of the Elliptical Galaxy NGC 1404 into the Fornax Cluster
We use three Chandra observations, totalling 134.3 ks, to constrain the dynamical motion of NGC1404 falling towards the dominant elliptical NGC1399 through the Fornax ICM. NGC1404's surface brightness profile shows a sharp edge \~8 kpc from its center in the direction of NGC 1399, characteristic of jump-like temperature and density discontinuities from ram-pressure stripping of the galaxy gas. We find the temperature of the galaxy gas inside the edge is \~2.8 times cooler (kT=0.55^{+0.01}_{-0.02} keV; abundance A = 0.73^{+0.65}_{-0.16} solar) than the cluster gas (kT,A = 1.53^{+0.10}_{-0.13} k…
2004-08-09 astro-ph
Terminal Velocity Infall in QSO Absorption Line Halos
我们探讨的假设，云检测到类星体吸收线系统下降的终极速度向高红移气体星系晕的中心。由于电离水平和终极速度的晕云的增加，从中央星系的距离增加，高电离气体的速度分辨轮廓预测有一个更大的宽度比低电离气体。通过气体晕中心的视线（一个理想化的阻尼Ly α系统），在星系的速度下产生低电离吸收，两侧是高电离。合理的晕参数产生的总速度范围为C IV的v_{C IV} =100-200公里/秒，与几个观测系统。其余的系统可以用Prochaska & Wolfe（1998）的旋转圆盘模型更好地描述。最后，提出了验证或证伪这些系统的终极速度假设的观测试验。
1998-11-04 astro-ph
Infall of a particle into a black hole as a model for gravitational radiation from the galactic center
我在这里介绍的引力辐射产生的研究结果的下落（从静止在半径$r_0$）的点粒子的质量$m_0$到史瓦西黑洞的质量$M$。我们使用拉普拉斯变换的方法，发现辐射光谱的$\sim5M<r_0<\infty$提出了一系列均匀间隔的凸起。总辐射能量并不随$r_0$单调下降，而是在$r_0\approx4.5M$附近呈现出一个joroba（驼背）。最后讨论了来自银河系中心黑洞的引力辐射的可探测性。
1997-02-05 astro-ph gr-qc hep-th
