星系团中轨道运行盘星系的冲压压力剥离。II. 星系尾迹

我们展示了星系团中轨道运行盘星系受冲压压力剥离的三维流体动力学模拟。本文重点关注被剥离气体形成的星系尾迹特性。星系尾迹显示出张开的宽度，其张开角度取决于气体盘相对于星系运动方向的横截面。尾迹中的速度显示出显著的湍流分量，约为几百 km/s。被剥离的气体相当局部地沉积在星系团中，即在距离剥离点约 150 kpc 范围内。我们证明，控制沿轨道的尾迹密度、长度和气体质量分布的最重要量是单位轨道长度的星系质量损失率。这反过来取决于冲压压力以及星系的轨道速度。对于投影气体密度约 $10^{19}$ cm$^{-2}$ 的灵敏度极限，我们发现典型的尾迹长度为 40 kpc。即使在距离星系团中心较远（0.5 至 1 Mpc）的地方也能观察到如此长的尾迹。在此灵敏度极限下，尾迹显示出很小的张开度，但宽度与气体盘的大小相似。在形态上，我们发现与 Chung 等人 (2007) 在室女座星系团中观测到的 HI 尾迹有很好的一致性。然而，观测到的尾迹显示的速度宽度远小于模拟预测值。已知的少数 X 射线和 H$\alpha$ 尾迹通常比我们要模拟中的尾迹窄得多且直得多。因此，可能需要额外的物理机制，如粘性 ICM、冷却效应和潮汐效应，来解释观测细节。我们讨论了流体动力学阻力作为 ICM 热源的作用，但得出结论认为它不太可能发挥重要作用，特别是在阻止冷却流方面。