压力之下：星团与潮汐尾的中性氢介质

利用来自 ATCA、WSRT 和 VLA 的存档数据，我们分析了 Mullan 等人成对相互作用星系样本中 22 个潮汐尾区域的 HI 发射。我们测量了约 kpc 尺度上的柱密度、视线速度弥散和动能密度。我们还构建了约 10 kpc 尺度上的视线速度梯度示踪物。我们比较了这些性质的分布，区分了包含和不包含大质量星团候选体（$M_V < -8.5$；在 HST WFPC2 VI 数据中观测到约为 $10^4$--$10^6 M_{\odot}$）的区域。与 Maybhate 等人一致，我们发现探测到成团恒星形成通常需要局部约 kpc 尺度的柱密度为 $\log N_{\text{HI}} = 20.6 \text{ cm}^{-2}$。这种 HI 气体往往也是湍流的，视线速度弥散约为 10--75 km/s，意味着高动能密度（$>46 \text{ erg pc}^{-2}$）。因此，主要由尾部动力学年龄和其他相互作用特征决定的高 HI 密度和压力，总体上与潮汐尾中的大尺度星团形成有关。最后，我们发现气体的高机械能密度通常并非源于恒星形成的反馈。相反，这些性质更有可能是恒星形成的原因而非结果。