Galaxy Mergers and Gravitational Lens Statistics
研究了星系合并对遥远源引力透镜统计的影响。由于没有明确的理论预测合并历史的发光星系存在，我们采用了参数化的处方，这使我们能够调整预期的数量，包括一个典型的目前的星系在z=0.65。椭圆星系的全局参数关系的存在和无耗散合并中相空间密度演化的约束，使我们能够限制合并下星系透镜性质的可能演化。我们从将这种透镜演化应用到统计透镜计算中得到两个教训：（1）多重成像（例如类星体）的总光学深度对合并非常不敏感。(2)合并导致观察到的多个图像的较小的平均分离。因为合并并不能大幅度降低预期的透镜频率，所以它不能使$λ$主导的宇宙学与现有的透镜观测相容。与HST快照调查数据的比较表明，镜片人群很少或没有进化的模型在统计学上优于强合并场景。Toomre（1977）提出的具体合并方案可以通过这样的比较而被拒绝（95%水平）。Broadhurst，Ellis \& Glazebrook（1992）提出的某些版本的设想在统计上是可以接受的。
1994-05-05 astro-ph
Formation of the Galactic disk globular clusters in early dissipative minor merging
银河系中富含金属的、高度扁平的、快速旋转的盘状球状星团系统的起源是星系形成中的一个长期争论的问题。我们的数值模拟提出了一个新的"双重“方案，即盘状球状星团首先在富含气体的矮星系的高压致密中心区域形成，这是在与银河系预先存在的年轻薄盘的潮汐相互作用过程中引起的，然后由于合并的矮星系的最终潮汐破坏而分散到盘区域。我们还表明，在这个较小的合并中形成的集群的空间分布，总数和金属丰度分布依赖于主机的质量比矮星系和合并的轨道配置。基于这些结果，我们讨论了一个大约10 Gyr前的小合并事件是否可以解释银河系厚盘和盘状球状星团。本文还讨论了盘状星系和它们的盘状球状星团的性质之间可能存在的关系的其它几个意义。
2002-02-14 astro-ph
Cold and warm dust along a merging galaxy sequence
我们调查的冷和温暖的尘埃性质在星系相互作用使用合并星系样本按时间顺序从合并前到合并后。我们的样本包括总共29个合并系统选择有远红外和亚毫米观测。亚毫米波观测数据主要是从文献中挑选出来的，其中5个星系（NGC 3597，NGC 3690，NGC 6090，NGC 6670和NGC 7252）的亚毫米波观测数据是首次给出。我们使用100至850微米的通量密度比，f_{100} / f_{850}，作为这些系统中的温暖和寒冷的尘埃的质量分数的代理。我们发现了沿着合并序列从早期到高级合并的f_{100} / f_{850}增加的证据，并将这种趋势解释为相对于冷尘埃质量的温暖增加。我们认为，影响f_{100} / f_{850}流量比的两个关键参数是恒星形成率和相对于恒星的单个系统的尘埃含量。使用一个复杂的模型的吸收和再发射的恒星紫外辐射的尘埃，我们表明，这些参数确实可以解释的增加和观察到的分散在f_{100} / f_{850}沿合并星系序列。我们还讨论了我们的研究结果的假设下，椭圆星系通过盘星系合并形成。
2004-08-16 astro-ph
Imaging of the Merging Galaxy NGC 3597 and its Population of Proto--Globular Clusters
我们提出了宽视场的近红外成像从NTT和非常深的光学成像从年轻的合并星系NGC 3597的HST。本文研究了该星系的形态和新形成的原球状星团（PGCs）的性质。我们的K波段数据揭示了第二个核的存在，这进一步证明了NGC 3597是最近合并的结果。结合新的K波段光度学和光学光度学，我们首次能够获得一个独特的年龄为几个百万年的新形成的原始生殖细胞。这与星系的星暴年龄< 10百万年是一致的。从深HST成像，我们能够探测到亮度函数~8个星等比正常的，老的球状星团，并确认PGC有一个幂律分布的斜率~-2。
1999-10-22 astro-ph
Dynamical Friction and Galaxy Merging Timescales
合并暗物质晕中星系相互合并的时间尺度是星系形成模型的重要组成部分。合并时标的准确估计是预测天体物理量所必需的，如黑洞双星合并率、中央星系中恒星质量的积累以及暗物质晕中卫星星系的统计特性。在本文中，我们使用N体模拟研究扩展的暗物质晕的合并时标。我们比较这些结果的基础上的标准估计的动力学摩擦的Eschrasekhar理论。我们发现，这些标准的预测合并的时间尺度，这是经常使用的半解析星系形成模型，是系统的短于模拟中发现的。对于$M_sat/M_host \approx 0.1$，这种差异大约是1.7倍，对于更不同的卫星与宿主质量比，这种差异变得更大，对于$M_sat/M_host\approx 0.01$，这种差异达到$\sim 3.3$倍。基于我们的模拟，我们提出了一个新的，易于实施的拟合公式，准确地预测扩展卫星下沉的时间尺度从维里半径的主机晕到晕的中心范围广泛的$M_sat/M_host$和轨道。在每个星系中包括一个中央隆起会使合并的时间尺度改变$\la 10%$。为了突出我们的研究结果的一个具体应用，我们表明，合并的时间尺度往往在文献中高估了恒星质量的增长由卫星吸积的$\approx 40 %$，获得额外的质量在低质量比合并。
2007-10-09 astro-ph
Interpretation of the Tadpole VV29 Merging Galaxy System using Hydro-Gravitational Theory
利用Gibson 1996-2000（HGT）的流体引力理论解释了哈勃太空望远镜（HST/ACS）拍摄的星系合并Tadpole的图像，该理论预测在100 kpc以内的星系质量主要是由暗原球状星团（PGCs）中行星质量的原始雾粒子（PFP）组成的暗晕。根据我们的解释，恒星和球状星团（YGC）出现在黑暗中，合并的星系成分VV 29 cdef穿过较大星系VV 29 a的重子暗物质晕，产生明亮的恒星尾迹。冰冻的PFP行星被入侵者的辐射和潮汐力蒸发。来自气体的摩擦加速了PFP的吸积级联，形成了更大的行星，恒星和银河系VV 29 b的YGC。恒星尾迹显示，星系VV 29 c，通过射电望远镜对气体密度和速度的观测（Briggs et al. 2001）被确认为蓝矮星，与伴星VV 29 def一起进入了半径为130 kpc的较大VV 29 a星系的暗晕，然后在不同的轨道上盘旋，被VV 29 a核心摩擦捕获。一个先前的暗矮星星系是从凯克光谱研究中发现的，显示出一个VV 29 c恒星尾迹密集的YGC星团，以1度的距离排成一排（Tran et al. 2003）。
2003-05-03 astro-ph
Keck Adaptive Optics Observations of the Radio Galaxy 3C294: A Merging System at z = 1.786?
本文给出了在凯克天文台获得的z = 1.786射电星系3C 294在H和K'红外波段的视限和自适应光学（AO）图像。3C 294的红外发射主要由两个分离约1”（9 kpc）的不同组分组成。东结包含一个未解析的核心，贡献了约4%的K波段光;我们将这个核心与活跃的核心联系起来。西边的部分亮度是它的2.5倍。对近红外形态最合理的解释是一个正在进行的合并事件，活动的核心位于两个星系中质量较小的星系。
2001-03-21 astro-ph
Multi-wavelength observations of an evolved galaxy group: An endpoint of galaxy merging?
星系群RXJ 1340.6 +4018的X射线光度与其他明亮星系群和贫穷星系团（如室女星系团）大致相同。然而，该星系群70%的光学光度来自一个占主导地位的巨型椭圆星系，而室女座的M87只有5%。RXJ1340.6+4018中第二亮的星系比主椭圆星系暗10倍（2.5等），星系光度函数在L* 处有一个缺口。我们解释系统的属性作为一个星系团内的星系合并的结果。我们发现，中央星系位于椭圆星系的基本平面上，具有未受干扰的非cD形态，并且没有指示最近恒星形成的光谱特征，这表明最后一次重大合并发生在>4 Gyr之前。该系统的偏离从集群Lx-T关系在相反的意义上，大多数集团可能是由于早期的时代形成的组或由于一个强大的冷却流。X射线等照度线的不寻常的拉长和在大半径（~230 kpc）的X射线和光学椭圆率之间的相似性表明，X射线气体和主导星系的最外层恒星都响应于拉长的暗物质分布。RXJ1340.6+4018可能是一个与星系团A1774外围的陨石坑有关的对流结构的一部分。
1999-10-05 astro-ph
Hydro-Gravitational-Dynamics Interpretation of the Tadpole VV29 Merging Galaxy System: Dark-Matter-Halo-Planet Star-Cluster Wakes
哈勃太空望远镜（HST）拍摄的星系系统VV 29的合并图像显示了0.3兆秒差距的重子暗物质（BDM）晕，由原始的原球状星团（PGC）行星团块组成。星团尾流通过行星形成恒星来追踪合并过程。排列整齐的年轻球状星团（YGC）、恒星尾迹和尘埃尾迹显示了星系碎片VV 29 cdef在一个长尾状星系（VV 29 b）中摩擦螺旋式通过，碎片合并在中央旋涡星系VV 29 a的吸积盘平面上。这些观测结果证实了Gibson 1996年的流体引力动力学（HGD）预测和Schild 1996年的类星体微透镜推论，即星系的暗物质主要是由百万太阳质量的行星（PFP）所控制。球状星团（YGC、OGC、PGCs）在大爆炸后30，000年，当粘性超星团开始碎裂时，保持着等离子体时代的密度。蝌蚪图像显示线性星系团反映湍流涡线的原星系碎片在0.003兆秒差距的柯尔莫哥洛夫-野村尺度的等离子体过渡到气体。光环的大小表明，当行星冻结时，来自冷却原星系的PGC原始行星团块的强烈扩散。
2008-03-29 astro-ph
XMM-Newton Observation of the Merging Galaxy Cluster A1644
本文对星系团A1644进行了XMM-牛顿成像光谱分析。A1644是一个由主集群和子集群组成的复杂合并系统。在这个子星系团附近发现了一条富含金属的冷气体痕迹。结合X射线、光学和无线电数据的结果，以及与流体动力学模拟的比较表明，子星系团已经偏离了主星系团，并且在这个过程中，它的一部分气体已经被剥离。此外，对于这个合并系统，简单的效果说明，可以影响使用集群作为宇宙学探针。具体地说，双集群可能会影响估计的集群数密度时，作为一个单一的系统。合并，以及冷的核心，可以改变X射线光度和温度测量的集群，导致这些值不同于那些预期的平衡。
2004-09-01 astro-ph
The Merging History of the Milky Way Disk
恒星晕和银河系厚盘的恒星星族揭示了我们银河系这个典型的大盘星系所经历的合并历史。我们目前的理解，这里描述的，意味着一个相当安静的演变为磁盘，回到红移2阶。
2000-12-12 astro-ph
Merging History Trees of Dark Matter Haloes: a Tool for Exploring Galaxy Formation Models
提出了一种直接从纯引力N体模拟中导出和使用暗物质星系晕合并历史树的方法。这将N体模拟的完全非线性与半分析方法的灵活性相结合。图中显示了Warren等人（1992）从幂律初始扰动谱模拟（对于指数$n=-2$和$n=0$）得到的合并历史树。作为一个星系形成模型的例子，这些相结合的进化恒星星族合成，通过简单的恒星形成率的标度律，表明，如果大多数恒星的形成过程中发生合并引起的爆发，然后在某些情况下，可以得到一个几乎平坦的星系光度函数的暗端斜率。在给定的模型中，各个晕的合并率可能相差很大，通常晕质量的20%-30%可能是由于未坍缩物质的落入。(2)最近不断形成小质量晕：正如预期的那样，存在年轻、低红移、低金属丰度的星系（例如，Izotov et al. 1997）与分层星系形成模型一致。(3)对于$n=-2,$，由于在大尺度上的高功率，晕圈空间关联函数可以具有非常高的初始偏差。
1997-07-26 astro-ph
Cold gas and star formation in a merging galaxy sequence
我们探索星系相互作用过程中的冷气和恒星形成活动的演变，使用合并前和合并后的星系序列。这项研究的数据来自文献，但补充了新的无线电观测。首先，我们证实了恒星形成效率（SFE）的增加接近核合并。在合并后的阶段，有证据表明，SFE下降到典型的椭圆值。这种趋势可以归因于相互作用诱导的恒星形成导致的M（H_2）耗尽。然而，有显着的分散，可能会出现在各个系统的相互作用细节的差异。其次，我们发现，中心分子氢表面密度，增加接近合并的两个核的最后阶段。数值模拟也预测了这种趋势。此外，有证据表明，从早期相互作用系统到合并残余物的冷气体质量比例下降，这归因于气体转化为其他形式。总射电到蓝波段光度比的演化，反映了盘+核恒星形成活动，也进行了研究。虽然这个比例平均高于孤立的螺旋，我们发现一个边际增加沿合并序列，由于磁盘恒星形成的相互作用的相对不敏感性。然而，核射电辐射也得到了类似的结果，尽管星系相互作用被认为会显着影响星系中心区域的活动。最后，我们发现，FIR-无线电流量比分布的相互作用星系是一致的恒星形成的主要供能源。
2000-06-06 astro-ph
The importance of dry and wet merging on the formation and evolution of elliptical galaxies
借助一个简单而强大的方法，我们调查的耗散和耗散合并对星系结构的影响，以及随之而来的影响，对椭圆星系遵循的标度律。我们的研究结果表明，椭圆不能起源于抛物合并的低质量的球体，即使在大量的气体耗散的存在。然而，我们也发现，标度律，如Faber-Jackson，Kormendy，基本平面，和Mbh -sigma关系，当考虑在整个质量范围内跨越椭圆在本地宇宙中，是强大的合并。我们的结论是，星系标度律，可能建立在高红移的快速崩溃预先存在的暗物质晕的气体丰富和clusified恒星分布，是兼容的（小）数量的星系合并在较低的红移。
2006-11-10 astro-ph
The Relation Between Quasar and Merging Galaxy Luminosity Functions and the Merger-Induced Star Formation Rate of the Universe
利用一个富气体星系合并过程中黑洞（BH）的自调节生长模型，研究了类星体与合并星系的种群之间的关系，并预测了合并引起的宇宙恒星形成率密度.合并驱动核气体流入，为恒星爆发和“埋藏的类星体”提供燃料，直到吸积反馈排出气体，呈现出短暂可见的光学类星体。恒星形成停止，吸积减少，留下一个被动进化的残余物，具有典型的红色椭圆星系的特性。在我们的模拟这些事件的演变的基础上，我们表明，所观察到的统计合并率，光度函数（LF）和质量函数，SFR分布，特定的SFR，类星体和类星体宿主星系LF，椭圆/红星系LF是自洽的，并遵循彼此的合并假说所预测的。我们使用我们的模拟去卷积类星体和合并星系LF，以确定一个给定的最终质量和合并率作为恒星质量的函数的黑洞的出生率。我们用它来预测合并星系LF在几个观测波段，色-星等关系，质量函数，绝对和特定的SFR分布和SFR密度，类星体宿主星系LF，作为红移的函数从z=0-6。我们反转这一点，并预测，例如类星体LF从观察到的合并LF或SFR分布。我们的结果与观测结果吻合得很好，但通过比较合并和类星体观测结果，在>99.9%的置信度下，排除了类星体光变曲线的理想模型。仅使用类星体的观测，我们估计合并的贡献，宇宙的SFR密度，甚至高红移z~4。
2006-10-20 astro-ph
The X-ray properties of the merging galaxy pair NGC 4038/9 - the Antennae
本文报道了用ROSAT PSPC对该星系进行X射线光谱成像观测的结果。来自该系统的软X射线通量的55%被分解为离散源，包括与星系核和大的HII区相一致的成分，而其余的似乎主要是温度约为4 × 10^6 K的气体的真正漫射发射。发射的形态是不寻常的，结合了一个包围星系盘的光环，看起来是一个扭曲的，但准直良好的双极流出。我们得出的物理参数的热气在两个扩散组件，这是一些兴趣，考虑到银河系可能代表一个椭圆星系的制作。
1995-06-07 astro-ph
Merging as a key to reforming of disk and AGN triggering in Sy galaxy Mrk334
利用全景光谱方法研究了Mrk 334中电离气体和恒星成分的运动学。观测是在SAO RAS 6米望远镜的主焦点处进行的，使用了积分场摄谱仪MPFS（Afanasiev等人，2001年）和安装在多模式设备SCORPIO上的扫描法布里-珀罗干涉仪（FPI）（Afanasiev和Moiseev，2005年）。在此基础上，建立了电离气体不同发射线的单色图和速度场。根据发射谱线比值绘制了诊断图。
2008-01-10 astro-ph
A fast method for computing strong-lensing cross sections: Application to merging clusters
由不规则质量分布引起的强引力透镜效应，如星系团，通常不能用解析质量模型的截面很好地量化。计算昂贵的射线跟踪方法迄今为止，精确的横截面计算是必要的。我们描述了一种快速的，半解析的方法，它是基于在透镜平面的高放大率区域的表面积分，并证明它产生可靠的截面，即使是复杂的，不对称的质量分布。该方法比射线追踪方法快$\sim30$倍，因此适合于大规模的宇宙学模拟，节省了大量的计算时间。我们将这种方法应用于一个星系团大小的暗物质晕的模拟合并树的样本，并表明集群合并约一倍的透镜红移$z_\mathrm{l}\gtrsim0.5$和$z_\mathrm{s} = 2$附近的源的强透镜光学深度。我们认为，这一结果暗示了一种可能性，以了解最近发现的高弧丰度的星系团在中等和高的红移，因此值得进一步研究。
2005-10-06 astro-ph
Integral-field spectroscopy of a Lyman-Break Galaxy at z=3.2: evidence for merging
利用SINFONI在VLT上获得了一个z~3的Lyman-break星系Q 0347 -383 C5的静止坐标系光谱。这个星系，在~10%最亮的LBG中，是第二个用积分场摄谱仪观测到的z~3 LBG。Pettini等人（2001年）首先描述了它，他们在K波段获得了WFPC 2 F702 W成像和长缝光谱。我们发现，在约5 kpc的投影距离处，发射线形态主要由两个未分辨的斑点所支配，速度偏移约为33 km s^-1。速度色散表明每个斑点的质量约为10^10太阳质量。与Pettini等人（2001）不同的是，我们的光谱深度足以探测到H-β，我们得出恒星形成速率约为20-40 M太阳年^-1，并使用H-β/[OIII]比值粗略估计氧丰度12+[O/H]=7.9-8.6，这在长周期星系的典型观测范围内。我们将Q 0347 -383 C5的性质与其他LBG的性质进行比较，包括引力透镜的“弧+核”星系（Nesvadba et al. 2006），并讨论了源的性质，即盘旋转，星暴驱动风，盘碎片和两个LBG合并的可能情况。我们倾向于合并解释或明亮的，扩展的LBG，如Q 0347 - 383 C5，与分层模型预测的合并率广泛一致。
2007-11-09 astro-ph
Entropy generation in merging galaxy clusters
在McCarthy等人（2007，astro-ph/0701335）中，我们使用SPH模拟对集群合并过程中的熵产生进行了分析。这篇会议论文总结了该论文的一些最重要的发现，但没有所有的技术细节。我们的主要结果是，在星系团合并过程中，熵是在两个主要的冲击事件中产生的，这两个冲击事件从内到外加热了气体，以一种将大部分能量分布在更大质量的星系团中的方式。这与许多简单的团簇形成分析模型所采用的“洋葱皮”模型不同。
2007-01-17 astro-ph
AEGIS: Enhancement of Dust-enshrouded Star Formation in Close Galaxy Pairs and Merging Galaxies up to z ~ 1
利用DEEP 2星系红移巡天和HST/ACS在扩展Groth带成像的数据，我们选择了近100个相互作用的星系系统，包括运动学上的紧密对和形态学上确定的合并星系。斯皮策MIPS 24微米通量的这些系统反映了目前的尘埃恒星形成活动，并在一个固定的恒星质量（M_{*}）的中位数红外光度（L_{IR}）合并星系和密切的蓝色星系对之间的两倍（1.9 +/- 0.4）的控制对从孤立的蓝色星系。增强随着星系分离而下降，与对照样本相比，在紧密对和合并中最强，在宽对中较弱。在z ~ 0.9处，发现7.1% +/- 4.3%的大质量相互作用星系（M_{*} > 2*10^{10} M_{solar}）是ULIRG，而对照样本中这一比例为2.6% +/- 0.7%。在相互作用的星系中，红外光度与恒星质量之比的大范围分布表明，这种增强可能取决于合并阶段以及其他尚未确定的因素（例如，星系结构、质量比、轨道特征、活动星系核或棒的存在）。相互作用系统对总红外光度密度的贡献是中等的（<= 36%）。
2007-04-14 astro-ph
On the X-Ray and Mass Distribution in the Merging Galaxy Cluster 1E 0657-56: Ram Pressure-Stripping in Substructures with an NFW Density Profile
我们研究了合并星系团1 E 0657-56的X射线和质量分布。我们研究了$Λ$ CDM宇宙中具有NFW密度分布的两个维里化团簇的迎头碰撞。X射线峰与质量峰的明显偏移（类似于Clow等人（2004）中的报道）首次在N体+流体动力学模拟中再现。我们估计冲压压力剥离条件的子结构合并的两个NFW暗晕使用一个简单的分析模型。我们发现，冲压压力占主导地位的重力的子结构时，较小的集群的质量小于约十分之一的较大集群的质量。在1 E 0657-56中发现的特征性X射线和质量结构表明，冲压压力和重力束缚力都不相互影响，并且前体之间的质量比接近上述临界值。
2006-09-04 astro-ph
The Dynamics of the Merging Galaxy Cluster System A2256: Evidence for a New Subcluster
本文用WIYN Hydra多目标摄谱仪测量了A2256星系团中236个新的星系径向速度。结合Fabricant、Kent和Kurtz（1989）以前的工作，我们得到了总共319个星系的速度，其中277个是星系团成员。除了新的视向速度外，我们还提供了A2256中心19'x19'区域R波段的3 × 3图像镶嵌，从中我们获得了861个星系的测光结果。这些数据为两个群体之间的合并事件提供了强有力的证据。此外，我们提出了第三组的存在的证据，在系统的外部，这是刚刚开始与系统合并。
2002-01-22 astro-ph
N-body simulations of interactions and mergings in small galaxy groups
在本文中，我专注于三个主题有关的小星系群的动力学演化，其中输入的N体模拟一直是决定性的。这些是合并率在紧凑的集团，多次合并的残余物的性质，和一个或多个卫星所包围的盘星系的演化。紧致群的动力学时间很短，这使得人们很难理解为什么会观察到这样的群。N体模拟已经指出了这个问题的两种可能的解决方案。第一个建议，有正在形成的紧凑的群体，或该集团的寿命是由于二次下降。对于第二类解，紧致群的寿命要么是由于它们特定的初始条件，要么是由于一个巨大的共同晕，包围着整个群。我在这里讨论这些替代方案，以及它们各自的优点和缺点。然后，我转向多个合并的残余物的结构和比较N体模拟的结果与观察到的椭圆星系的属性。最后讨论了被一个或多个球形卫星星系包围的盘星系的动力学演化。
2000-01-11 astro-ph
Dissipationless Merging and the Assembly of Central Galaxies
我们重新分析了斯隆数字巡天测量的星系质量关联函数，以获得星系和星系群尺度上的宿主暗物质晕质量。我们将数据扩展到2 MASS星表中的星系团，研究了中心星系光度与晕质量的关系。当中心星系的光度在低质量时为~M^{0.7-0.8}，而在~ 4 × 10 ^{13} M_sun以上，光度关系为~M^{<0.3}。然而，晕中星系的总光度继续以幂律~M^{0.8-0.9}增长。从中央星系通过合并而增长的假设（“星系自食”）出发，我们发展了一个简单的模型，描述了卫星星系吸积导致的光度演化。当动力学摩擦导致卫星星系轨道衰变的时间尺度超过暗物质晕的年龄时，光度-质量关系就不稳定了。然后，中央星系的增长受到抑制，因为它只能吞噬罕见的大质量卫星星系。该模型以晕中星系的总光度与晕质量的关系和星系整体光度函数为输入，再现了晕质量（10^{12}-10 ^<$15}）M_sun的中心星系30年来的光质关系.该模型的成功表明，气体冷却和随后的恒星形成并没有发挥重要的作用，在最终组装的中央星系从sub-L_星的前体。
2005-03-29 astro-ph
Evidence for Merging in the Centaurus Cluster
我们提出了一个二维地图的气体温度分布在半人马座星系团，ASCA观测的基础上，使用一种新的方法来解释能量依赖的点扩散函数。随着一个冷的区域，中心的NGC4696，不对称的温度变化的中等幅度的检测。最热的区域大致与第二亮的星系NGC4709的位置相吻合，NGC4709被认为是半人马座星系团中一个子群的主导星系。ROSAT图像显示微弱的表面亮度发射也集中在这个星系。成像和光谱结果表明，以NGC4709为中心的子星系团正在与以NGC4696为中心的主星系团合并，这与Lucey等人（1986）的早期建议一致，即这两个系统尽管视线速度不同，但它们位于相同的距离。
1998-02-12 astro-ph
Galaxy Transformation by Merging
理论上的考虑和观测数据都支持这样一种观点，即兼并在过去更为频繁。在高红移时，剧烈的相互作用和合并可能与莱曼破裂星系、亚毫米级星暴和活动星系核的起源有关。椭圆星系团中的大多数恒星可能在红移z > 2时形成，就像银河系中的大多数晕和球状星团一样;这些事件可能都与合并有关。但是，什么样的星系在高红移时合并，这些早期事件与现在的合并有什么联系呢？我将通过描述银河系、椭圆星系和球状星团的形成来探讨这些问题。
1999-03-15 astro-ph
Starbursts in multiple galaxy mergers
我们数值研究恒星和气体动力学演化的合并之间的5个相同的晚型盘星系，特别强调恒星形成的历史和化学演化的多星系合并。我们发现，由于合并过程中强烈的潮汐扰动和由此产生的气体耗散，多次相遇和合并可以触发重复的大规模星爆（典型的$\sim$ 100 $M_{\odot}$ ${\rm yr}^{-1}$）。发现星暴的大小取决于初始维里比（即，总运动能与总势能之比），使得维里比越小的合并，最大恒星形成率越大。此外，我们还发现维里比越大的并合，触发爆发的时间间隔越长。在一个多星系合并的大质量恒星爆发的遗迹中发现了贫金属的气体晕，它是在合并过程中由潮汐剥离形成的。因此，我们认为场椭圆星系中的贫金属气体晕是该星系过去多次合并事件的化石记录。
2000-12-16 astro-ph
The thick disc of the Galaxy: Sequel of a merging event
从最近的运动学和光度测量厚盘属性的准确表征提供了收敛的证据表明，这个中间人口是一个合并的卫星星系的早期盘人口的暴力加热的续集。厚盘人口的光下重新访问的新数据在一些星系的样本领域。通过极大似然技术将各种厚盘假设与观测数据拟合。厚盘的所得特征如下：760 $\pm$ 50 pc的刻度高度，薄盘的局部密度为5.6 $\pm$ 1 \%。刻度长度被限制为2.8 $\pm$ 0.8 kpc，与盘刻度长度（2.5 $\pm$ 0.3 kpc）完全一致。发现厚盘的平均金属丰度为-0.7 $\pm$ 0.2 dex，没有{显著}金属丰度梯度。这些光度限制与运动学数据相结合，给出了新的厚盘形成的限制。我们表明，厚盘的特点是{几乎不兼容的自上而下的形成方案}，但完全兼容的暴力合并事件发生在早期薄盘的生命时间，如奎因，Hernquist \和Fullagar（1993年）所描述的。
1995-04-26 astro-ph
Tightness of the color-magnitude relation of elliptical galaxies and the epoch of major galaxy merging
我们研究了一个盘-盘星系合并的单区化学光度演化模型，以阐明在低和中等红移（z<1）的星系团椭圆星系中，具有广泛合并时期的星系合并是否能够合理地再现观测到的色-星等（C-M）关系的小散射。我们认为合并的起源盘从z ~ 5开始以中等速率消耗星际气体，然后在z=z_merge与次级星暴合并形成椭圆。我们发现，即使星系合并的时代相当长（0.3<z_merge<3.0），星系合并之间的静止坐标系U-V色的色散也在观测值范围内（z = 0时~0.05等）。我们还发现，z_merge需要在一定的范围内，以保持观察到的C-M关系在给定的z紧。例如，在Sa盘之间的星系合并中，对于z = 0.895的椭圆星系团，z_merge的要求范围是1.3<z_merge<3.0，对于z = 0.55的椭圆星系团，z_merge的要求范围是0.9<z_merge<3.0，对于z = 0的椭圆星系团，z_merge的要求范围是0.3<z_merge<3.0。小散射的主要原因是年轻的恒星星族，这是形成于星系合并的二次恒星爆发，优先形成更多的金属富集的星际气体。这一结果加强了Worthey的建议（Worthey et al. 1996），即年龄-金属丰度阴谋，这意味着年轻的恒星星族更倾向于富含金属，可以保持紧密的C-M关系。这些数值结果意味着，在低和中等红移（z < 1）的C-M关系中观察到的小散射并不一定要求在团簇中…
1998-04-22 astro-ph
A Textbook Example of a Bow Shock in the Merging Galaxy Cluster 1E0657-56
钱德拉拍摄的正在合并的热星系团1E0657 - 56的图像显示，一个弓形激波在一个子弹状的气体云前面传播，该气体云刚刚离开被破坏的星系团核心。这是第一个在星团中出现激波阵面的明显例子。从激波处气体密度和温度的跳跃来看，子弹状云的马赫数为2 - 3。这相当于相对于主星团的速度为3000 - 4000公里/秒，这意味着云在0.1 - 0.2 Gyr之前穿过核心。6 - 7千电子伏的"子弹"似乎是一个密集的冷却流区域的残余，一旦位于合并的子集群的中心，其外部气体已被剥离冲压压力。子弹的形状表明，它接近被冲压压力和气体动力学不稳定性摧毁的最后阶段，因为子星系团的星系远远领先于冷气体。1E0657 - 56中激波阵面和子弹几何形状的独特简单性可能允许许多有趣的未来测量。星系团的平均温度为14 - 15 keV，但显示出很大的空间变化。最热的气体（T> 20 keV）位于射电晕增强和广泛的合并活动区域，涉及子弹以外的子星系团。
2002-02-28 astro-ph
Constraints On Galaxy Evolution Through Gravitational Lensing Statistics
解释星系的形成和演化是观测宇宙学中最具挑战性的问题之一。许多观测表明，我们今天看到的星系可能是由较小的子系统合并而成的。星系的演化告诉我们透镜的质量或数密度如何随宇宙时间而变化。星系间的合并和周围物质的进入是两个可能的过程，它们可以改变星系的共动数密度和/或它们的质量。我们考虑了五种不同的星系演化模型，它们是：非演化模型、Guiderdoni和Volmerange模型、快速合并模型、缓慢合并模型和质量吸积模型。我们研究了这些模型的演化星系的引力透镜图像分离分布函数。通过与哈勃望远镜快照巡天中的透镜类星体数据进行比较，我们完全排除了快速合并模型，因为该模型产生了大量的小分离透镜。星系的质量吸积模型和非演化模型可能能够解释这种小角分离。
1999-11-02 astro-ph
MRC B1221-423: a compact steep-spectrum radio source in a merging galaxy
我们目前的BVRIK图像和光谱观测的z=0.17宿主星系的紧凑陡谱射电源MRC B1221-423。这是一个年轻的（~ 1 e5年）射电源，有两个瓣，位于可见星系内。主星系正在与附近的伴星发生潮汐相互作用，壳层、潮汐尾和棘手的恒星形成区都可以看到。我们分析了星系及其同伴的图像像素，首先使用颜色星等图，然后拟合恒星星族模型的光谱能量分布的每个像素。像素在颜色-星等图中清晰地分开，不同颜色的像素占据了主星系和伴星的不同区域。我们发现三个不同的年龄组：在宿主星系的郊区的老年人口;在核心和潮汐尾周围的中年人口，以及在核心和蓝色“结”的年轻人口。年龄与位置的相关性表明，最近的两次事件是由与伴星系的潮汐相互作用引发的。这些证据表明，B1221-423中心的活动星系核在点火过程中被“捕获”。然而，我们已经确定的组件都没有像射电源那样年轻，这意味着活动星系核的相互作用和触发之间的延迟至少为300 My。
2004-10-07 astro-ph
Origin of E+A galaxies: I. Physical properties of E+A's formed from galaxy merging and interaction
我们调查的结构，运动学，和分光光度特性的"E+ A“的星系-那些具有强大的巴耳末吸收线，但没有显着的[OII]发射-使用数值模拟结合恒星星族合成代码。我们特别关注通过两个富含气体的螺旋相互作用和合并形成的E+A星系的视线速度，速度色散，颜色，线指数的二维（2D）分布。我们的数值模拟结果表明，由主星系合并形成的E+A椭圆星系，由于其中心的星暴后星族，具有正的径向颜色梯度和负的径向H $δ$梯度。此外，我们表明，投影的运动学和光谱特性的模拟E+A星系可以显着不同的主要合并模型。例如，具有运动学解耦核心的模拟E+A椭圆星系清楚地显示出H $δ$吸收很强的区域，这些区域非常平坦，年老恒星和年轻恒星之间的旋转和速度色散存在差异。E+A椭圆星系中年轻恒星的自转速度和中心速度色散比年老恒星快，我们还对E+A椭圆星系中年轻球状星团系统的结构、运动学和分光光度性质作了具体的预言。基于这些结果，我们讨论了大型（8- 10米）地面望远镜上的空间分辨积分场单位光谱在确认通过耗散合并产生的椭圆星系中运动学上不同的核的形成和确定具有盘状和球状形态的E+A形成的最可能的物理机制方面的重要性。
2005-03-28 astro-ph
Molecular Gas Depletion and Starbursts in Luminous Infrared Galaxy Mergers
大多数亮红外星系（LIGs）都是富含分子气体的紧密相互作用/合并系统。本文研究了星系-星系相互作用阶段、分子气体质量和由LIGs红外光度L_IR推断的恒星形成率之间的关系。在50个LIG合并的样本中，我们发现CO（1-0）光度（分子质量M（H_2）的量度）和合并核的投影分离（合并阶段的指示）之间存在相关性，表明分子气体含量随着合并的进行而减少。星暴是由于增强的恒星形成在预先存在的分子云，而不是从HI形成更多的分子云。随着合并的进行，由于星爆，分子含量正在迅速耗尽。这进一步得到了L_IR/M（H_2）（单位气体质量恒星形成率的全球测量值）与预计分离之间的反相关性的支持，这意味着与早期合并相比，合并后期的恒星形成“效率”有所提高。这是第一个将分子气体的耗尽与相互作用星系中的星爆联系起来的证据。
1998-12-17 astro-ph
Dark Matter Halos Merging Trees: the Merging Cell Model in a CDM Cosmology
我们利用{"合并细胞模型“}（Rodrigues & Thomas 1996）构造了SCDM宇宙学中暗物质晕的合并历史。它以密度波动增长的线性理论和顶帽模型为基础，并通过简化的标准考虑到晕之间的合并。计算了晕的质量函数、母星和子星的质量分布、形成时间的分布以及晕的自相关函数（在初始条件的拉格朗日空间中）。为了测试模型的可靠性，结果进行了比较，扩展的Press & Schechter理论的分析预测，这反过来又很好地描述了N体模拟的结果。一个普遍的良好协议已经发现，从而为我们提供了一个可靠的工具，迅速解决问题的星系形成和演化的分级方案。该模型特别适合于研究低红移的星系团和高z的Lyman-break星系的种群。
1999-10-02 astro-ph
Dynamical state and star formation properties of the merging galaxy cluster Abell 3921
本文介绍了对星系团A3921（z=0.094）中心区域的一次新的分光光度测量结果。我们探测到两个主要星系团的存在：一个以BCG为中心的主星系团（A3921-A）和一个西北方向的子星系团（A3921-B），其中第二亮的星系团星系。两个子星系团扭曲的形态表明它们正在相互作用，而104个确认的星系团成员的速度分布并没有显示出强烈的合并迹象。通过对A3921的两个子星系团应用二体动力学模型，并将我们的光学结果与基于XMM观测的A3921的X射线分析结果（Belsole et al. 2004）进行比较，我们得出结论，A3921-B可能沿着SW/NE方向切向穿越主星系团。我们对星团成员恒星形成特性的估计揭示了发射线（~13%）和恒星形成后天体（k+a，~16%）的相当大的比例。一个缺乏明亮的k+a的相对于更高的红移集群的观察，而分数的k+a的增加对较暗的幅度。k+a星系的空间和速度分布，它们的红色和中等的巴耳末吸收线表明，它们的存在很难与正在进行的合并事件有关。形成恒星的星系，主要集中在A3921-B和两个子星系团之间，既没有相同的运动学，也没有相同的被动星系团成员的投影分布。它们的光谱特性可能至少部分与正在进行的合并有关。
2004-09-03 astro-ph
Simulations of globular clusters merging in galactic nuclear regions
我们提出了详细的N体模拟的结果，关于四个大质量的球状星团在一个三轴星系的中心区域的相互作用。这些系统经历了一个完全的合并事件，产生了一种“超级星团”（SSC），其特征接近于最初合并的叠加。与其他类似的模拟结果相比，得到的SSC结构参数位于观测到的球状星团的标度关系中。这些发现似乎支持了这样一种观点，即一个巨大的SSC可能在母星系演化的早期阶段形成，并促成了一个巨大的星系核的生长。
2006-04-29 astro-ph
Interacting and Merging Galaxies
我将介绍一个审查的许多最近的发展中的一些令人兴奋的和迅速发展的领域内的相互作用和合并Galerkin。我将触及观测和理论，重点放在星系演化模型可能有助于我们理解的那些方面。在简要介绍了星系-星系合并的恒星和气体动力学模型的基本概念和一些具体结果之后，（第1节）我选择了三个相互作用/合并的星系对的例子来讨论合并的不同方面：追溯旧合并残留物NGC 7252的恒星形成历史（Sect.2），年轻星团（Sect.3）和矮星系（Sect.4）的形成，以及以Arp 220为例的IR-UL星系的分子气体含量（Sect.5）。我将在第六节触及相互作用-活动的联系，并在第七节报告试图在今天的星系中识别合并残余物的情况。在简单介绍了当前和过去的合并率之后（第8节），我将以一个简短的展望结束本文。
1996-02-05 astro-ph
Giant H II regions in the merging system NGC 3256: Are they the birthplaces of globular clusters?
作为研究盘状星系相互作用和合并过程中球状星团（GC）形成的运动学研究的一部分，获得了合并系统NGC 3256中电离氢的CCD图像和光谱。本文主要讨论H_α光度> 1.5 × 10^{40} erg s^{-1}的巨H II区是年轻人口星团（YPC）的诞生地这一命题。我们估计有900个类似剑鱼座30的H II区域是在星系-星系相互作用过程中形成的，而星系-星系相互作用则创造了NGC 3256。假设NGC 3256合并后的残骸是一个椭圆星系，形成足够数量的GC的一个特定的频率参数，只需要这些H II区域中大约10%的区域有YPC，这些区域在几个Gyr中幸存下来，质量至少和剑鱼座30中的星团R136一样大。
2003-02-11 astro-ph
Observations of radio galaxy MRC 1138-262: merging galaxies embedded in a giant Lyman alpha halo
z = 2.16的射电星系MRC 1138 - 262很可能是处于演化早期的最明亮的星系团。在这里，我们提出的观测发光发射线晕和恒星的组成部分，这个射电星系。光学窄带成像显示了一个非常广泛的（约160千秒差距）和发光莱曼α晕。红外窄带成像揭示了一个非常不同形态的小得多的H α晕。我们主张一个模型，在该模型中，晕的内部是光电离的直接AGN照明或紫外光子从年轻的恒星。在远离原子核（约25 kpc）的地方，有一个莱曼α辐射大大增强的区域。在这个位置，很可能激波电离是重要的，正如射电喷流中的弯曲所表明的那样。晕中几个连续团块的光谱表明，尽管不同区域的光谱的发射和吸收特征之间存在显着差异，但它们具有与莱曼破裂星系相似的性质。这进一步证明了大质量星系是由较小的积木分层形成的。
2001-02-20 astro-ph
Properties of Galaxy Clusters
星系团和星系团的形成过程、性质和空间分布与背景宇宙学模型密切相关。我们使用数值模拟的CDM模型的变体与不同的宇宙学参数，以比较统计措施，如质谱，合并的历史，关联函数，聚类功率谱与相关的意见。时间演化研究表明，星系团和星系团的内部结构与它们的合并历史有关。在这里，我们讨论的维里化和晕的自旋参数。
1998-08-31 astro-ph
NICMOS Observations of Interaction Triggered Star Formation in the Luminous Infrared Galaxy NGC 6090
本文介绍了用哈勃空间望远镜的NICMOS获得的亮红外星系NGC 6090的高分辨率、1.1、1.6和2.2微米图象。这些新的观测集中在合并的两个核心上，揭示了东部星系的螺旋结构和西部星系的无定形性质。NGC 6090的核分离度为3.2kpc（H 0 = 75 km/s/Mpc），表明该星系处于合并的中间阶段。在与合并星系重叠的区域也可以看到明亮的结/星团;其中四个结看起来比下面的星系更蓝，并且颜色与年轻（<10^7年）的星团一致。NGC 6090中的结与分子气体的空间重合表明，目前的恒星形成大部分发生在合并星系的核区域之外，这与最近对其他双核亮红外星系的研究一致。
1999-07-28 astro-ph
The Elliptical Galaxy formerly known as the Local Group: Merging the Globular Cluster Systems
在一个新的M31球状星团星表的支持下，我们收集了本星系群中球状星团的单个金属丰度值。虽然我们简要地描述了个别本群星系的球状星团系统，我们的主要目的是检查集体性质。通过这种方式，我们模拟了本星系群的无耗散合并，可能是一个椭圆星系。这样的合并主要是由银河系和M31，这似乎是相当典型的例子球状星团系统的螺旋星系。本星系群“椭圆”大约有700 +/- 125个球状星团，光度函数类似于“普适”函数。金属丰度分布在[Fe/H] ~ -1.55和-0.64处具有峰值，贫金属与富金属之比为2.5：1。本星系群椭圆星系的比频率最初约为1，但当年轻的恒星星族逐渐消失，星系看起来像一个老椭圆星系时，它的比频率会上升到3。其金属丰度分布和恒星星族校正比频率与已知的早型星系相似。根据我们的结果，我们对星系中球状星团系统的起源作了简要的推测。
2000-01-27 astro-ph
ATCA observations of the galaxy cluster Abell 3921 - I. Radio emission from the central merging sub-clusters
本文分析了我们对合并星系团A3921（z=0.094）中心区的13和22厘米ATCA观测结果。我们研究了两个子星系团之间的主要合并对恒星形成（SF）和已确认的星系团成员的射电辐射性质的影响。通过比较星系团的射电、光学和X射线性质，研究了星系团中SF的起源和射电辐射的性质。我们还比较了射电源计数和发现的射电星系的百分比与文献数据。我们在A3921的中心场探测到17个超过0.25 mJy/beam的射电源，其中7个是星团成员。在合并子星系团的碰撞区观测到9个具有成星光谱的星系。它们在射电波长上没有被探测到，这使得它们的恒星形成率的上限明显低于晚型场星系中通常发现的恒星形成率。因此，这些恒星形成天体中的大多数实际上位于星团的高密度部分，它们不是在星团中心投影中看到的坠落场天体。他们的SF情节可能与我们在其非常中心的阶段观察到的集群碰撞有关。在我们的2 $σ$通量密度极限下，没有发现任何具有星暴后光谱的星系，这证实了它们是星暴后的天体，而不是尘埃恒星形成天体。我们终于发现了一个窄角尾（NAT）源与第二亮的星系团（BG 2），其弥漫的组成部分是一个部分分离的对尾巴从早期的活动的BG 2星系。
2006-07-06 astro-ph
Morphological Dependence of Star Formation Properties for the Galaxies in the Merging Galaxy Cluster A2255
合并中的星系团A2255被斯隆数字巡天（SDSS）覆盖。在本文中，我们进行了形态分类的基础上的SDSS成像和光谱数据，并探讨这些成员星系的恒星形成率（SFR）的形态依赖。正如我们所预料的那样，A2255晚型星系的恒星质量标准化SFR（SFR/M $_*$）与H $α$等效宽度之间存在紧密的相关性。SFR/M $_*$与4000 ℃连续断裂强度的相关性也得到了证实。SFR/M $_*$ - M $_*$相关性在早型和晚型星系中都存在，表明恒星形成活动随着聚集恒星质量M（$_*$）的增大而趋于抑制，并且这种相关性在晚型星系团中更为紧密和陡峭.与场旋涡星系的质量范围相比，在A2255中只有两个质量为M $_*>10^{11}$ M $_{\odot}$的大质量晚型星系幸存下来，说明大质量旋涡星系的气盘在团簇形成过程中可能发生了潮汐剥离.此外，SFR随投影径向距离的变化很大程度上取决于星系的形态：早型星系内部SFR/M $_*$的减小很弱，而内部晚型星系往往比外部晚型星系具有更高的SFR/M $_*$值。这可能表明，由子星系团合并所激发的星系尺度湍流对早型和晚型星系可能起着不同的作用，导致E/S 0星系的恒星形成活动受到抑制，而螺旋星系和不规则星系的SFR增强。
2005-08-21 astro-ph
Radio activity in major mergings
星系团合并预计会对星系群的射电辐射产生影响。我们提出了一个深射电调查的结果在A3558复杂的中心区域的沙普利浓度，为了进一步探讨我们的假设的依赖性的无线电光度函数的年龄合并。
2004-04-30 astro-ph
Integral Field Spectroscopy of the Central Regions of 3C 120: Evidence of a Past Merging Event
IFS结合HST WFPC成像被用来表征塞弗特1射电星系3C 120的中心区域。我们进行了数据的分析，推导出不同的发射线的强度图和连续在不同的波长从观察到的光谱。应用二维建模的HST图像，我们解耦的核心和宿主星系，并分析了主机形态。宿主星系是一个高度扭曲的隆起主导星系，拥有丰富的子结构。我们开发了一种新的技术来模拟IFS数据扩展的2D建模。利用这种技术，我们分离了Seyfert核和宿主星系的光谱，并导出了一个包含3C 120中不同结构的光谱和空间信息的残差数据立方体。在3C120中发现了三个连续统主导结构（A、B和C）和三个扩展发射线区（EELR，E1、E2和E3），它不遵循核球主导星系的一般行为。我们还在kpc中央发现了壳层，它们可能是这个星系过去合并事件的残留物。E1的起源很可能是由于3C 120的射电喷流与星系际介质的相互作用。结构A，B，和壳在东南部的核似乎对应于一个较大的形态cluerical结构，可能是一个潮汐尾，过去合并事件的后果。我们在这个潮汐尾的最里面部分发现了一个明亮的EELR（E2），靠近原子核，显示出高电离水平。E2区域的运动学及其与潮汐尾的联系表明，尾部将气体从外部区域引导到中心。
2004-11-11 astro-ph
Oscillatory relaxation of a merging galaxy cluster
在宇宙框架中，星系团是相对年轻的物体。他们中的许多人最近经历了重大的合并。在这里，我们研究了一个等质量的合并事件，在z = ~0.6导致暗物质晕~2.2倍10^{14} Msol/h在z=0。合并过程是由270个输出的高分辨率宇宙学N体模拟与ART（自适应细化树）代码。在祖核的第一个中心周围通道和它们的最终合并之间大约有2个陀螺。在该阶段，堆芯经历6次中心周围通道，最小距离从~30 kpc/h下降到~2 kpc/h。在一组固定的固有半径（25、50、100、250、500、1000 kpc/h）内，我们跟踪了两个祖先的平均密度、速度色散和熵。在近中心通道，我们发现这些半径内的平均密度的尖峰，超过了相应的祖细胞密度的总和。除了合并晕的混合之外，由于势阱瞬间加深引起的收缩，密度增加。在振荡弛豫阶段结束时，源自两个质量相等的祖细胞中浓度较低的祖细胞的材料以较大的半径沉积，并且与来自浓度较高的祖细胞的材料相比，显示出略微更大的径向各向异性速度分散。每一次近中心通过都伴随着中心势阱的大幅下降。简要讨论了活动星系核爆发是由周期性变化的势触发的可能性。
2006-11-13 astro-ph
Early and Rapid Merging as a Formation Mechanism of Massive Galaxies: Empirical Constraints
我们提出了一系列的经验计算的结果，主要合并在形成现代星系的恒星质量的基础上测量的星系合并和恒星形成的历史从z~0.5-3的作用。利用已发表的结构分析中的星系对分数和星系合并分数，我们重建了z~3到z~0的正常场星系的合并历史。我们校准观测到的合并时间尺度和质量比星系合并使用自洽的N体模型的合并，组成的暗物质和恒星，质量比从1：1到1：5与各种轨道特性和视角。我们使用这些模拟来确定的时间尺度和质量比，产生的结构，将被确定为主要的合并。基于这些计算，我们认为一个典型的质量在z~3且M_{*} > 10^{10} M_0的星系在z > 1时经历了4.4^{+1.6}_{-0.9}次大合并。我们发现，通过z~1.5的平均质量星系的恒星质量是相对成立的，在一个lambda占主导地位的宇宙定性的情况下，青睐。我们认为，这些系统的最终质量增加了多达100倍，使莱曼破裂星系，往往有低恒星质量，成为最大的星系在今天的宇宙与M > M^{*}。然而，在z < 3的星系中，诱导恒星的形成只占恒星质量的10-30%。与星系形成的半解析模型的比较表明，冷暗物质（CDM）模型一直低估了合并分数，合并率，在高红移的大质量星系。这表明大质量星系形成是通过比CDM模型预测的更多的合并而发生的，而不是快速的早期坍缩。
2005-10-30 astro-ph
Metal enrichment of the intra-cluster medium over a Hubble time for merging and relaxed galaxy clusters
我们研究了星系质量损失的效率，引发的冲压压力剥离和星系风的星系团星系，对化学富集的星系团内介质（ICM）。我们结合N体和流体动力学模拟与半数值星系形成模型。通过同时包括不同的富集过程，即冲压压力剥离和星系风，在星系团模拟中，我们能够重现所观察到的金属分布在ICM。我们发现，在z>2的红移区，星系风的质量损失约占星系风总质量损失的10%~ 20%，而在同一时期内，冲压压力剥离的质量损失约占整个模拟时间内冲压压力剥离质量损失的5%。在团簇形成时期，z<2的冲压压力剥离变得比星系风更占主导地位。讨论了星系团平均金属丰度演化与星系质量损失之间的非相关性。为了与观测结果进行比较，我们提出了ICM数量和径向金属丰度剖面的二维地图。在合并系统的情况下，通过模拟很好地再现了所观察到的轮廓的形状。在冷核团簇的情况下，所观察到的配置文件的斜率再现的模拟半径低于300千秒差距，而在更大的半径，所观察到的配置文件是浅。我们证实了观察中发现的ICM中金属分布的不均匀性。为了研究我们的结果的鲁棒性，我们研究了两种不同的描述的富集过程的相互作用。
2007-01-29 astro-ph
SC1327-312 & SC1329-313: two galaxy groups in-between a major merging event observed with Beppo-SAX
我们给出了两个Beppo-SAX观测的结果的穷人集团SC 1327 - 312和SC 1329 - 313。这些天体位于一个巨大的结构中，由三个ACO星团组成，这可能是已知最大和研究最好的主要合并之一的残余。鉴于这些贫穷的集群是在两个相互作用的ACO集群之间的事实，这项工作的目的是研究集群内介质的物理，并寻找可能存在的冲击。我们得出了气体分布剖面，全球（即在0.3百万秒差距内）的温度和丰度和温度剖面和SC 1327 - 312和SC 1329 - 313的地图。还检查了LECS中软过量和PDS中硬过量的存在。我们没有发现气体受到冲击或明显加热的区域的证据。SC 1327 - 312的图像看起来相当对称，而SC 1329 - 313的气体轮廓显示出扰动的彗星状等照度线，尾部指向A3562，压缩朝向SC 1327 - 312。正如Hanami等人（1999年）在ASCA数据上声称的那样，SC 1329 - 313中存在多相气体，仅在2 σ置信水平下发现。缺乏加热支持的假设，合并是在后期阶段，在第一次核心-核心相遇后，当主震前有时间旅行到外部地区的主要集群。
2001-10-22 astro-ph
Secular evolution versus hierarchical merging: galaxy evolution along the Hubble sequence, in the field and rich environments
在目前的星系形成方案中，有两种物理现象被用来构建盘星系：等级合并和来自星系际细丝的更静止的外部气体吸积。虽然两者都被认为发挥了作用，但它们的相对重要性并不确切。在这里，我们认为这些情况下所带来的观测推导的恒星形成的历史，另一方面，观察到的星系动力学的约束：高频率的酒吧和螺旋，高频率的扰动，如偏心，翘曲，或极环。所有这些观测结果在没有重要气体吸积的模拟中不容易重现。考虑到恒星和气体之间通过恒星形成和反馈的质量交换的N体模拟可以重现数据，只有当星系通过气体吸积在大约10 Gyr内将其质量增加一倍时。翘曲和极环系统是这种吸积的很好的示踪剂，它发生在系统的潜力还没有维里化的冷气体中。这些现象的相对重要性进行了比较的领域和丰富的集群。合并和气体吸积的作用随环境的不同而有很大的不同。
2004-06-13 astro-ph
Galactic cannibalism in the galaxy cluster C0337-2522 at z=0.59
根据星系自食模型，cD星系是在星系团的中心由大质量星系合并和较小恒星系统的吸积形成的：然而，这个过程的初始阶段的观测例子是缺乏的。我们已经确定了一个强有力的候选人，这个早期阶段的cD星系形成：一组五个椭圆星系的核心的X射线星系团C 0337 -2522在红移z=0.59。借助于数值模拟，其中的星系代表的N体系统，我们研究了它们的动力学演化到z=0，集群暗物质分布也被描述为一个N体系统。我们发现，在z=0之前，所考虑的星系群中将发生一次多重合并事件，合并残余物保持了基本平面和Faber-Jackson关系，而其相对于Mbh-σ关系的行为对黑洞合并的细节相当敏感[节略]。
2003-06-04 astro-ph
