The Importance of Dry and Mixed Mergers for Early-Type Galaxy Formation
我们使用半解析建模技术来研究当今椭圆星系的祖先形态。我们发现，独立的环境，合并的核球为主的星系（早期类型）的分数随时间的增加。明亮的现今椭圆星系与$M_{B} \lesssim -21$的最后一次主要合并优先发生在隆起主导星系之间，而那些与$ M_{B} \sim -20$的椭圆星系主要经历了隆起主导星系和盘主导星系之间的最后一次主要合并。独立于特定的模型假设，超过50%的现今椭圆形的集群与$M_B \lesssim -18$有最后一个主要的合并，而不是通常预期的螺旋在标准的合并方案。
2003-03-24 astro-ph
Properties of Early-Type, Dry Galaxy Mergers and the Origin of Massive Elliptical Galaxies
利用星系合并的数值模拟，结合星系分级结构形成的半解析模型，研究了椭圆星系运动学和等照度特性对光度的依赖性.旋涡星系的合并作为椭圆星系的唯一形成机制，既不能再现超大质量椭圆星系的运动学和光度学性质，也不能再现随着光度增加从旋转扁平盘状系统到各向异性盒状系统的变化。我们提出的数值模拟表明，早期型星系的二元合并打开了一个额外的通道，形成各向异性，缓慢旋转和boxy椭圆。在半解析模型中包括这个通道，我们可以成功地再现观察到的趋势，即更明亮的巨型椭圆星系更方，更不平坦的旋转。这种趋势可以通过抑制具有恒星核球质量$M_* \geq 3 \times 10^{10} M_{\odot}$的星系的残余气体流入和恒星形成来加强。因此，我们认为早型星系的合并对大质量椭圆星系的聚集起着重要的作用。
2005-12-01 astro-ph
Hubble Space Telescope Images of Red Mergers: How Dry are They?
红色星系之间的合并在附近的宇宙中被观察到是很常见的，并且被认为是大质量星系在后期增加质量的主要机制。这些"干“合并可以很容易地确定在非常深的地面为基础的图像，由于其扩展的低表面亮度潮汐功能。然而，地面图像缺乏所需的分辨率来确定合并星系的形态，并测量尘埃和相关气体的数量。我们提出了HST/ACS和WFPC 2观测的31个膨胀为主的红色序列星系的样本在z~0.1，包括正在进行的合并，合并残留物，和未受干扰的星系。几乎所有的星系都有早期的形态，并且大多数都很好地符合r^1/4定律的表面亮度轮廓。我们发现只有10%的星系显示出尘埃存在的证据。冷气体的量（或其上限）是根据平均色余计算的，假设气体质量和尘埃质量之间有一个简单的关系。所有星系的气体质量都很低，我们发现Mgas/Mstellar <3 × 10 ^-4。我们推断，附近宇宙中的红色合并主要涉及包含少量冷气体和尘埃的早型星系。这可能意味着祖细胞大多没有气体和/或反馈机制在防止气体冷却方面非常有效。在这些天体中缺乏气体也可能意味着在大质量椭圆星系的中心有相对较大比例的双黑洞。
2008-02-19 astro-ph
An Extremely Massive Dry Galaxy Merger in a Moderate Redshift Cluster
我们发现了可能是有史以来最大的星系合并。在分析CL 0958 +4702（z=0.39的X射线选择星团）的斯皮策IRAC图像时，我们发现了一个不寻常的恒星羽流，从明亮的中央星系（BCG）向外延伸$\gtrsim$ 110 kpc。三个比BCG暗1-1.5等的星系位于BCG的17 kpc（投影）范围内，可能参与了合并。在所有四个IRAC通道和WIYN望远镜的图像中的光学波长处都探测到了羽流;表面亮度非常高（$μ_r\approx$在50千秒差距时为$^{-2}$ 24.8等角秒）。光学和红外颜色与其他BCGs一致，表明羽状物由古老的恒星和可忽略的最近恒星形成组成（因此是“干合并”）。羽状物的光度至少相当于一个4L^* 星系。在一张IRAC图像中，从BCG延伸110 kpc的漫射晕表明漫射光的总量为L_r \sim 1.3 x 10 ^{11}h^{-2} L_sun。钱德拉的观测显示了中等质量星系团的典型X射线图像和光谱。我们使用MMT/Hectospec测量了星系团周围1度区域内的905个红移。两个BCG伴星系的速度表明，伴星系合并的时间尺度为$\sim$ 110百万年和$\sim$ 0.5-1 Gyr。我们得出结论，CL 0958的BCG和团内光形成的主要合并在中等红移。在合并完成后，CL 0958可能会成为化石集群。
2007-07-31 astro-ph
On the Origin of the Dichotomy of Early-Type Galaxies: The Role of Dry Mergers and AGN Feedback
利用星系形成的半解析模型，结合大N体模拟，我们研究了早型星系二分法的起源。我们发现，盒状星系起源于合并与祖质量比$n < 2$和合并的冷气质量分数$F_{\rm cold} < 0.1$。我们的模型准确地再现了观测到的分数boxy系统的光度和晕质量的函数，中央星系和卫星。在对恒星质量依赖性进行校正后，早期星系最后一次大合并的性质与它们的晕质量无关。这为Pasquali等人（2007）的猜想提供了理论支持，即早期型星系的恒星质量是决定其等照度线形状的主要参数。我们认为，观察到的早期型星系的二分法有一个自然的层次结构的形成内的解释，并不需要AGN反馈。相反，我们认为，这是由于更大的系统（i）有更多的大质量的祖先，（ii）组装后，（iii）有更大比例的早期类型的祖先。这三种趋势中的每一种都导致质量更大的早期类型的前身的冷气质量分数更低，因此它们最后一次主要的合并是干燥的。最后，我们的模型预测：（i）只有不到10%的早型星系是在涉及两个早型祖先的主要合并中形成的，（ii）超过95%的具有$M_* < 2 \times 10^{10} h^{-1} \Msun$的方形早型星系是卫星星系，（iii）大约70%的低质量早型星系在最后一次主要合并中没有形成超大质量黑洞双星。后者可能有助于解释为什么低质量的早期类型有中央尖点，而它们的大质量对应物有核心。
2007-04-06 astro-ph
The redshift evolution of early-type galaxies in COSMOS: Do massive early-type galaxies form by dry mergers?
简要：研究了COSMOS场中~0.7 deg^2早型星系（ETG）静止坐标系B光度函数自z~1以来的演化。为了确定所有的本地ETG的祖先，我们构造的高z星系的样本使用两个互补的标准：（i）形态选择的基础上的苏黎世估计的结构类型，（ii）光度选择的基础上的星系性质的（U-V）-M_V色星等图。此外，我们限制两个样本，以确保所选择的祖先的ETG是兼容的进化到系统，遵守mu_B- r_{hl} Kormendy关系。假设从高z ETG的基本平面的研究中得出的光度演化，我们的分析显示没有证据表明最大质量的ETG的数量密度下降到z~ 0.7：形态和光度选择的子样本都显示明亮（~L>2.5L*）ETG的数量密度没有演化。考虑到不同的恒星形成历史和宇宙方差，我们估计在红移约30%时，大质量星系的数量密度会有最大的下降。然而，我们观察到，在光度和形态样本，赤字高达~2-3较暗的ETG在同一宇宙周期。我们的研究结果反对最近disispationless的“干”合并的最大规模的ETG的形成的重大贡献。我们认为，在低光度ETG的质量增长可以解释与转换从z~0.7到z=0的蓝色，不规则和盘星系到低和中等质量的“红色”ETG，也可能通过丰富的气体合并。
2007-02-07 astro-ph
Dissipation and Extra Light in Galactic Nuclei: IV. Evolution in the Scaling Relations of Spheroids
我们发展了一个模型的起源和红移演化的球体标度关系。我们考虑球体的大小，速度色散，质量，轮廓形状（Sersic指数），和黑洞（BH）的质量，以及它们相关的标度。我们的方法结合了晕占据模型和流体动力学合并模拟中的观测约束的优势。这使我们能够分离耗散，干合并，形成时间和祖先进化的相对作用，并确定它们对标度在每个红移的影响。耗散是决定球体大小和基本平面（FP）缩放的最重要因素，并且可以解释FP倾斜以及圆盘和球体缩放之间的差异。因为在高z的圆盘有更高的气体分数，合并更富含气体，产生更紧凑的球状体。这预测了球体大小的质量依赖性演化，与观测结果一致。这与FP的微妙演变有关，这对假设固定的内在FP的研究很重要。这也预测了BH-宿主相关性的温和演变，在更高的z下朝向更大的BH。干合并是有意义的，但只适用于早期形成的大质量系统：它们形成紧凑，但经历干合并（与观测一致），使得它们的尺寸在后来的时间类似于最近形成的类似质量的球体。我们对所观察到的致密高z球体的后代进行建模：大多数将成为BCGs的核心，其大小，速度分散度和BH质量与观测结果一致，但我们确定了一小部分可能完好地存活到z=0。
2008-10-27 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
Photometric Properties and Scaling Relations of Early Type Brightest Cluster Galaxies
本文利用从C4星系团星表中精心挑选的85个红移小于0.1的早型布里渊星系团的光度学性质进行了研究。我们进行精确的背景扣除，并为这些BCGs表面光度测定到25 $\magsec$在斯隆$r$带。通过定量分析的BCGs的彼得罗相配置文件的梯度，我们发现，很大一部分的BCGs扩展恒星的信封在其郊区，更明亮的BCGs往往有更多的扩展恒星晕，可能与合并。选择了一个具有相似视星等和红移范围的椭圆星系作为比较样本，并采用了相同的光度分析程序。我们发现BCGs的尺寸-光度（$R \propto L^α$）和Faber-Jackson（$L \propto σ^β$）关系比早期类型星系的大部分都要陡。此外，这些关系中的幂律指数（$α$和$β$）随着等照度线极限变深而增加。当等光度线的极限为22 ~ 25 $\magsec$时，BCGs通常比早期类型星系的大部分大，并且大部分（$\sim 49%$）的BCGs具有盘状等光度线形状。的标度关系的差异是一致的情况下，BCGs的动力学结构和形成路线可能是不同的大部分早期类型的星系，特别是干（无耗散）合并可能会发挥更重要的作用，在他们的形成，我们突出几个可能的干合并候选人在我们的样本。
2007-12-12 astro-ph
The influence of gas on the structure of merger remnants
我们提出了一个大的早期型盘星系的合并模拟与质量比为1：1和3：1和10%的总盘质量的气体。与无碰撞的情况相反，气体的等质量合并不会导致非常boxy的残留物，这是由盒轨道的抑制和短轴管轨道的投影形状的变化，在更轴对称的残留物。天然气的存在对3：1残余物的等照度线形状以及1：1和3：1残余物的整体运动学性质的影响很小。1：1残留物缓慢旋转，而3：1残留物快速旋转且呈圆盘状。恒星LOSVD的形状受到气体的强烈影响。无碰撞残留的LOSVDs有广泛的领先的翅膀，而他们的气体对应物显示陡峭的领先的翅膀，更符合椭圆星系的观测。我们发现，这种变化也是由抑制填充盒轨道，它是放大的合并残留物中的扩展气体盘的形成。如果椭圆星系是由合并形成的，我们的结果表明，大质量的，缓慢旋转的方形椭圆星系不可能是由盘的耗散合并形成的。纯恒星（干）合并是更有可能的候选者。另一方面，低质量，快速旋转和盘状椭圆星系可以形成耗散（湿）合并的早期型光盘。到目前为止，只有不等质量的盘合并气体可以成功地解释他们观察到的子结构。这与Kormendy和Bender（缩写）提出的从方形椭圆星系到盘状椭圆星系再到螺旋星系时，气体耗散的重要性越来越大的修正形态分类方案是一致的。
2006-08-02 astro-ph
The luminosities, sizes and velocity dispersions of Brightest Cluster Galaxies: Implications for formation history
早型布里渊星系团星系团（BCGs）的大小-光度关系R_e ~ L ^0.88，比早型星系团大部分的大小-光度关系R_e ~ L ^0.68陡。此外，虽然BCG几乎没有偏离由早期类型人口的大部分定义的基本面，但它们显示出相当小的分散性。BCGs的尺寸比预期的要大，并且均匀性增加，这与试图通过调用干无耗散合并来解释最大质量星系的颜色的模型在定性上是一致的，因为耗散倾向于减小星系的尺寸，而导致恒星形成的湿合并倾向于增加在固定尺寸和速度色散下的光度散射。此外，BCGs定义了相同的g-r颜色-星等关系的早期型人口的大部分。如果BCG是由干合并形成的，那么BCG的祖先一定是红色的，这表明它们拥有比典型光度更古老的恒星星族。我们的发现还有另外两个结果。首先，研究了早型星系总体的R_e-L关系（即，正常加BCG）表现出一定的曲率。这种弯曲一定是因为越来越多的最明亮的星系是BCGs。第二个结论是由这样一个事实提出的，即尽管遵循一个更陡峭的尺寸-光度关系，但BCGs倾向于在动力学质量R_e σ ^2/G和光度之间定义一个紧密的关系。因此，我们发现BCGs定义了一个浅的sigma-L关系比大部分的早期型星系人口。
2006-12-15 astro-ph
Observational Evidence for the Co-evolution of Galaxy Mergers, Quasars, and the Blue/Red Galaxy Transition
我们汇编了大量的观测数据，以估计红序列星系形成或积累的时间平均速率，作为质量和红移的函数。将其与合并和类星体宿主的质量函数进行比较，并独立地比较它们作为红移函数的聚集特性，我们发现这些种群在红移0<z<~1.5处跟踪相同的质量分布，具有相似的演化。知道类星体、合并或椭圆的质量/光度函数中的一个，就有可能预测其他的。考虑到更大的模型依赖性，我们比较了早期型建设率与隐含的合并和类星体触发率作为质量和红移的函数，并找到协议。在这个红移范围内，观测到的合并分数可以解释整个明亮的类星体光度函数和红色序列的形成，除了在低红移（z<~0.3时>~10^11 M_solar）的最高质量，在那里“干”合并似乎占主导地位。这支持了一个必要的理论预测，即富含气体的星系之间的合并产生椭圆星系与类星体活动的相关阶段，之后残余物变成红色。这些星族都有类似的特征过渡质量，可能反映了椭圆星族在给定红移下聚集的质量（>~50%），在观测范围内随着红移的增加而增加，这与宇宙缩小可能适用于红星系聚集和恒星形成的建议一致。这些质量分布作为红移的函数并不均匀地追踪所有/红/蓝星系的人口，排除了类星体活动通常与恒星形成有关或在“旧”系统中长期存在的模型。
2007-06-18 astro-ph
Evidence for tidal interaction and merger as the origin of galaxy morphology evolution in compact groups
我们提出的形态学研究的结果的基础上的近红外图像的25个星系，具有不同程度的核活动，在8个紧凑的星系团（CG）。我们独立地进行两种不同的分析：等照度线的研究和形态不对称的研究。这两种分析的结果高度一致。这是第一次，它是可能的，从纯椭圆的偏差产生的不均匀的恒星质量分布与星系的相互作用和合并。我们在74%的样本星系中发现了质量不对称的证据。在59%的情况下，不对称性是成对出现的，并且与伴随星系附近产生的潮汐效应一致。对称星系通常体积或质量都很小，不活跃，并且具有早期类型的形态。在20%的星系中我们发现了同类相食的证据。在36%的早型星系中，颜色梯度是正的（蓝核）或平坦的。总结这些结果，我们样本中多达52%的星系可以显示正在进行或过去合并的证据。我们的观察表明，星系在CG合并更频繁的“干”的条件下。在我们的研究中观察到的相互作用和合并的星系的高频率是一致的，我们的样本对类型的CG的偏见，这是最活跃的阶段，在集团的演变。在这些群体中，我们还发现了早期型星系的不对称性和核活动之间的强相关性。这种相关性使我们能够确定潮汐相互作用和合并的原因，星系形态转换的CG。[删节]
2007-02-10 astro-ph
Shape and kinematics of elliptical galaxies: evolution due to merging at z < 1.5
目的：在本研究中，我们将在宇宙学的框架下研究椭圆星系的形状和运动学的演化。研究方法：我们使用一组流体动力学，自洽的模拟操作的背景下，一个和谐的宇宙学模型，其中放松的椭圆形的对象（EARS）被确定在红移z=0，z=0.5，z=1和z=1.5。结果如下：这里分析的椭圆系统的人口呈现出系统的变化，随着时间的推移，即演变，一般在z=0时变得更圆，同时支持更多的速度色散。这被发现主要是由于主要的干合并，只有少量的角动量参与合并事件。尽管有这种总体趋势，但在大量情况下，合并事件涉及更高的比角动量，这通常导致系统获得更高的旋转支撑和/或更扁的形状。这些进化模式仍然存在，当我们在投影中研究我们的系统时，模仿真实的观察，因此它们应该在未来的观察中变得明显。
2008-12-23 astro-ph
The Recent and Continuing Assembly of Field Ellipticals by Red Mergers
我们提出了一个与126个附近的红星系从MUSYC和NDWFS调查的潮汐碎片的研究。在完整的样本中，有67个星系（53%）显示出潮汐相互作用的形态特征，包括恒星的宽扇、尾巴和其他在非常微弱的表面亮度水平上的不对称性。当样本限制在86个膨胀主导的早型星系时，潮汐扰动星系的比例上升到71%，这意味着对于每个“正常”的未受干扰的椭圆，有两个显示出明显的相互作用迹象。潮汐特征是红色和平滑的，通常延伸超过50 kpc。在潮汐扭曲的星系中，约2/3是残余星系，1/3与伴星系相互作用。伴星通常也是明亮的红色星系：潮汐对的R波段光度比中值为0.31，在B-R中校正颜色-星等关系的斜率后，色差中值为-0.02。如果正在进行的合并代表了残余物的祖先，那么大约35%的膨胀主导星系在最近的过去经历了质量比> 1：4的合并。在进一步的假设下，我们估计红序星系的质量吸积率为0.09 ± 0.04/Gyr。在质量吸积率不变或随红移增加的情况下，我们发现在0 <z <1的红移范围内，红并合可能导致亮红星系中恒星质量密度演化因子> 2，这与最近的光度密度演化研究结果一致。我们的结论是，大多数今天的场椭圆星系组装在低红移通过“干”合并的气体贫乏，膨胀为主的系统。[删节]
2005-09-01 astro-ph
Inclination-Independent Galaxy Classification
我们提出了一种新的方法来分类星系的大型调查，如斯隆数字巡天使用倾斜校正浓度，倾斜校正的位置上的颜色-星等图，和视轴比。对倾角的解释收紧了这些参数的分布，并使简单的边界能够描绘出三种不同的星系群：早期型星系，红色，高度集中，圆形;晚期型星系，蓝色，浓度低，以盘为主;和中间型星系，红色，具有中等浓度，并有盘。我们已经验证了我们的方法相比，高质量的成像数据的视觉分类千年星系目录。倾斜校正是至关重要的，以揭开以前未被承认的中级。中间型星系，大致对应于望远镜和早期的螺旋星系，位于红色序列上。因此，红色层序由两种不同的形态类型组成，表明有两种不同的机制过渡到红色层序。我们提出，中间型星系是那些通过扼杀失去冷气的星系，而早期型星系是那些经历了一次主要合并的星系，要么消耗了冷气，要么合并的祖先已经没有冷气（“干合并”方案）。
2008-03-09 astro-ph
Formation of early-type galaxies from cosmological initial conditions
本文描述了从\LCDM初始条件出发的三个近似$M_*$场星系的高分辨率光滑粒子流体动力学（SPH）模拟。模拟有意地做得很简单，包括光电离、星系际介质的冷却和恒星形成，但不包括活动星系核或超新星的反馈。所有的星系都在$z \approx 5$经历了恒星形成的初始爆发，伴随着加热气体气泡的形成。目前，三分之二的星系显示出早期类型的性质，而其中只有一个经历了重大的合并。加热从冲击和-PdV工作占主导地位的冷却，使大多数气体的温度是一个时间的函数。通过$z \approx 1$，最终恒星质量的一个重要部分已经就位，光谱能量分布类似于观测到的大质量红星系。星系从$z=1 \to 0$平均增长了25%的质量和大小的气体贫（干）恒星合并。到目前为止，模拟的星系是古老的（$\approx 10 {\rm Gyrs}$），运动学上是热的恒星系统，周围是热的气体晕。恒星在$\approx 4$有效半径（$\approx 10$ kpc）内控制着星系的质量。运动学和大多数光度特性与观测到的椭圆星系的一致。合并后的星系会形成一个反向旋转的核心。我们的模拟表明，现实的中等质量的巨型椭圆星系与合理的形成历史，可以形成从\LCDM初始条件，即使不需要最近的重大合并或反馈超新星或活动星系核。
2006-11-19 astro-ph
The growth of luminous red galaxies by merging
我们研究的作用，主要和次要的合并在发光的红色星系的质量增长。本文给出了斯隆数字巡天（SDSS）亮红星系（LRG）样本（$0.16<z<0.30$，$\MMi\approx -22.75\,\mag$）中$23043$亮早型星系与SDSS成像样本中所有伴星系的小尺度（$0.01<r<8\,\hMpc$）投影互相关函数，并将其用$\MMi<-18\,\mag$分成颜色和光度子样本。我们对二维函数进行反投影，得到三维实空间LRG--每个伴星子样本的星系互相关函数。我们发现互相关函数不完全是幂律的，在$1\,\hMpc$附近有一个明显的"一晕“到"两晕”的转变。我们将这些结果转换成密切对统计和估计LRG吸积率从每个同伴星系子样本使用时间尺度从动力学摩擦参数的同伴的每个子样本。我们发现LRG上的吸积主要是由比$\Lstar$更亮的星系的干合并所控制的。我们整合了所有伴星系子样本合并的光度吸积率，发现平均而言，从红移$z\sim 0.25$的合并活动中，每个$\Gyr$的LRG增长了$[1.7\pm 0.1]$ %。这个速率几乎肯定是高估了，因为我们假设所有的密偶都在以动力学摩擦允许的最快速度合并;尽管如此，它还是处于文献中大量测量的低端，并且低于理论预测的任何速率。
2007-08-23 astro-ph
The Elliptical-Spheroidal and Elliptical-Elliptical Galaxy Dichotomies
本文总结了Kormendy等人（2009，ApJS，出版中，arXiv：0810.1681）。我们确认，球状星系的基本平面相关性，几乎是垂直的隆起和椭圆。球状体不是矮椭圆体。它们在结构上类似于晚型星系。我们认为，它们是由各种气体去除过程转化的已故（“红色和死亡”）晚型星系。减去球状体，椭圆星系有两种类型：巨大的，不旋转的，有尖形核心的方形星系和较小的，旋转的，没有核心的盘状星系。我们发现一个新的功能，这个“E-E二分法”：无芯椭圆有额外的光在中心相对于一个向内外推的外部Sersic配置文件。我们认为，额外的光是在恒星爆发，沼泽核心冲刷湿合并。一般来说，只有巨大的核心椭圆星系包含X射线气体晕。我们认为它们是在活动星系核加热的X射线气体保持干燥的合并中形成的。
2008-12-03 astro-ph
The VIMOS VLT Deep Survey :Evolution of the major merger rate since z~1 from spectroscopicaly confirmed galaxy pairs
从VIMOS VLT深度巡天中，我们使用了6447个I_{AB} < 24的星系样本来识别251对星系，每个成员都有一个安全的光谱红移，它们在投影分离和速度上都很接近。我们发现，在z ~ 0.9处，有10.9 ± 3.2%的M_B（z）< -18-Qz的星系成对，它们的间距dr < 20 kpc/h，dv < 500 km/s，dM_B < 1.5，显著大于z ~ 0.5处的3.76 ± 1.71%;我们发现电子对分数演化为（1+z）^m，其中m = 2.49 +/-0.56。对于M_B（z=0）<-18.77的较亮星系，电子偶分数较高，其随红移的演化较平缓，m=1.88 \pm 0.40，这一性质在恒星质量增大的星系中也能观察到。早型，干合并，对增加其相对分数从3%在z ~ 0.9到12%在z ~ 0.5.我们发现，合并率的演变为N_{mg} =（9.05 +/- 3.76）* 10^{-4}）*（1+z）^{2.43 +/- 0.76}。我们发现M_B（z）< -18-Qz的星系的合并速率自z ~ 1以来发生了显著的演化。对于光度降低的星系，合并率随着红移的增加而增加得更快，这表明在明亮的样本中发现的平坦演化并不普遍。合并率也强烈依赖于所涉及星系的光谱类型，晚型合并在过去更频繁，而早型合并在今天更频繁，导致早型星系的局部密度上升。在log（M/ M_{sun}）> 9.5的星系…
2009-02-06 astro-ph
Redshift Evolution of the Merger Fraction of Galaxies in CDM Cosmologies
我们使用半解析建模的星系形成研究红移的星系合并分数和合并率ratesin λ CDM和精粹（QCDM）宇宙学，其依赖于物理参数的环境，合并的时间尺度，主要合并的方式被定义，并考虑到对象的最小质量。我们发现，对于给定的最终晕质量，当红移z <= 1时，合并分数F_mg和合并率随红移的变化关系可以用幂律很好地拟合。归一化F_{mg}（0）和斜率m取决于最终晕圈质量。对于给定的合并时间尺度t_merg和假设的主要合并的最大质量比R_major，F_mg（0）和m相互指数依赖。斜率m在数学上取决于考虑的最终晕质量和最小晕质量的比率。此外，局部归一化F_{mg}（0）对于较大的R_{major}增加，而m减小。我们将预测的合并分数与最近的观测结果进行比较，发现该模型不能同时再现合并指数和归一化。一般而言，该模型将F_{mg}（0）和m低估了2倍。
2001-07-06 astro-ph
A Review of High Redshift Merger Observations
作为红移函数的合并率的演化，原则上是可观测的星系形成和演化的分级模型的关键测试。然而，在实践中，直接测量这一数量已被证明是困难的。在这个开放的审查，我概述了目前最好的估计合并率作为宇宙时代的函数，主要集中在最近的进展可能通过深地面红移调查和形态学研究进行HST。我认为，这些技术的婚姻，在试图确定的空间密度之间的丰富的形态奇特的人口在高红移的合并，可能是最有前途的目前可用的途径，以确定合并的患病率在高红移。然而，解决的运动学研究，这似乎将在未来几年内成为可用的，可能是最好的希望，一个明确的确定的空间密度合并在高红移。
1998-02-03 astro-ph
Simulating Subhalos at High Redshift: Merger Rates, Counts, and Types
银河系被认为与模拟的暗物质暗晕一一对应。我们使用高分辨率的N体模拟宇宙学体积计算统计性质的subhalo（星系）主要合并在高红移（z=0.6-5）。我们测量了星系合并率的演化，发现它比z>2.5的暗物质宿主晕的合并率要浅得多，但大致与z<1.6的晕的合并率平行。我们还跟踪了各个星系的详细合并历史，并测量了每个晕或次晕多次合并的可能性。我们详细研究了卫星合并的统计数据：所有最近合并的星系中有15%-35%是卫星星系，卫星星系最近发生重大合并的可能性是中心星系的两倍。最后，我们展示了如何不同的演变的合并率的晕和星系导致每个晕的平均卫星占用的演变，注意到，对于一个固定的晕质量，卫星晕占用峰值在z~2.5。
2009-03-23 astro-ph
Galaxies in SDSS and DEEP2: a quiet life on the blue sequence?
在红移z=1和z=0.1之间的60亿年里，星系由于其恒星星族的老化，新恒星的形成以及与其他星系的合并而发生变化。在这里，我探索这些不同的影响的相对重要性，发现虽然合并可能是重要的红色星系序列，他们不太可能影响超过10%的蓝色星系序列。我比较了斯隆数字巡天在红移z=0.1时的星系数量和深河外进化探测器2在z=1时的星系数量。星系在z=1时更蓝：蓝色序列约为0.3等，红色序列约为0.1等，红移z=0.1（u-g）。我评估的颜色和光度的两个序列的功能，使用一些简单的恒星星族合成模型的变化。这些模型表明，红色序列的发光端褪色小于被动演化允许约0.2马格。由于缺乏明亮的蓝色祖先，“干”合并之间的红色星系，然后必须创建明亮的红色人口在z=0.1，如果恒星星族模型是正确的。蓝色序列的颜色和光度函数与红移z=1后恒星形成率降低约3倍相一致，而数密度没有变化到10%以内。这些结果限制了任何过程都可能落入红色序列的蓝色星系的数量，特别是表明，如果合并是灾难性事件，那么它们对蓝色星系来说一定是罕见的。
2005-12-05 astro-ph
