光学选择的致密恒星区域和（超）亮红外星系中的潮汐矮星系

本论文工作致力于分析一个由32个（超）亮红外星系（(U)LIRGs）组成的代表性样本中的致密恒星形成区域（结）。该项目主要基于HST望远镜上的ACS和WFPC2相机拍摄的光学高角分辨率图像、一次主要星系相遇的高空间分辨率模拟数据，以及结合了INTEGRAL（WHT）和VIMOS（VLT）仪器获取的光学积分场光谱（IFS）数据。识别出了数千个结——比以往研究高出一个数量级以上——并表征了它们的光度特性随系统红外光度和相互作用阶段的变化。将这些特性与星系相遇模拟中识别的致密天体进行了比较。最后，利用IFS数据，我们寻找合适的潮汐矮星系候选体，为（U）LIRG类中这些天体的形成设定了约束。（U）LIRGs中的结可能包含子结构。有证据表明，由于样本大小效应，ULIRGs中的结本质上比光度较低的相互作用系统中的结更亮。此外，它们的大小和质量类似于在z > 1星系中探测到的恒星复合体或团块，与本地恒星复合体不同。（U）LIRGs中的恒星形成由斜率一致为α = 2的光度函数表征，与系统的光度无关。然而，如模拟所示，由于相互作用早期阶段较高的结形成率，它可能会略微变平。在样本中识别出了潮汐矮星系候选体。每个（U）LIRG系统产生0.1个候选体，只有一小部分（<10%）的一般矮卫星星系可能具有潮汐起源。