Precision Astrometry, Galactic Mergers, Halo Substructure and Local Dark Matter
宇宙结构形成的和谐冷暗物质模型虽然在描述大尺度观测方面非常成功，但在星系尺度上存在许多问题。银河系及其卫星系统提供了一个关键的实验室，探索暗物质（DM）在这一制度，但一些最权威的测试本地DM等待微弧秒天体测量，如将交付的空间干涉测量任务（SIM Planetquest）。我讨论了几个测试银河DM启用未来的微弧秒天体测量。
2008-01-31 astro-ph
A Search for Chemical Signatures of Galactic Mergers
我们提出了一组高速贫金属星的初步丰度分析。本报告介绍了我们正在进行的工作。我们研究的背景下，以前的研究中的贫金属恒星异常丰度和/或极端的银河系中心轨道的衍生丰度。这个样本中包括BD+80 245，一颗先前已知具有异常低α元素丰度的恒星，以及G4-36，一颗新的低α恒星。
1999-09-16 astro-ph
The Survival of The Core Fundamental Plane Against Galactic Mergers
我们发展了一种有效的模拟方法，并将其应用于极密次级伴星与稀薄初级伴星的吸积问题。我们研究了不同光度比的物体的吸积，假设星系中心部分的质量分布随光的变化，从椭圆星系的核心基本平面绘制大小和密度。结果表明，在合并与质量比大于10，较小的物体只剥离到最高密度遇到的主要在吸积过程中。因此，核心基本面的形式表明，这些星系中心的质量分布与光分布不同，或者核心基本面上的合并需要的不仅仅是可见恒星的动力学。
1998-11-14 astro-ph
IR Mergers and IR QSOs with Galactic Winds. II. NGC 5514, two Extra-nuclear Starburts/LINERs with a Supergiant Bubble in the Rupture Phase
本文研究了红外并合器NGC 5514的形态、运动学和电离结构。这项研究主要是基于积分二维光谱获得的4.2米威廉赫歇尔望远镜（La Palma，西班牙）和数据CASLEO（阿根廷）。明确的证据，两个额外的核恒星爆发与年轻的流出和LINER活动的报告。其中一个外流产生了一个超巨气泡，在那里的发射线和运动学图显示4个扩展喷射。这些结果表明，气泡处于破裂阶段。
2004-09-05 astro-ph
Is Galactic Star Formation Activity Increased During Cluster Mergers?
研究了团内介质压力对合并星系团中盘星系的影响。当两个星系团碰撞时，星系上的冲压压力迅速增加。这将导致星系的星际介质（ISM）剥离和恒星形成率（SFR）降低。另一方面，由ISM的压缩引起的SFR的增加不太显著。因此，星系团合并并不触发，但削弱了星系的恒星形成活动。在碰撞星系团的中心区域，应该存在高速的蓝色星系，尽管大多数星系变成了红色。随着蓝星系在星团中所占比例的减少，星暴后星系所占比例增加。合并后，星系团中的许多星系重新开始恒星形成活动，蓝星系和红星系的分离变得突出。
1999-04-28 astro-ph
Elemental Abundance Ratios in Stars of the Outer Galactic Disk. III. Cepheids
我们目前的金属丰度，[Fe/H]，和元素丰度比，[X/Fe]，为24造父变星的外银河系盘的样本。该样本的银心距离为12 <RGC（kpc）< 17.2，使其成为最远的银河系造父变星，对其进行了详细的丰度分析。我们发现太阳下的[Fe/H]比和[α/Fe]、[La/Fe]和[Eu/Fe]的过量。所有丰度比都表现出超过测量不确定性的分散性。正如我们以前对旧的疏散星团和场巨星的研究所看到的，[alpha/Fe]和[Eu/Fe]的增强比率表明，最近的恒星形成发生在外盘。外盘造父变星似乎呈现[Fe/H]和[alpha/Fe]的双峰分布。大多数造父变星延续了Andrievsky的较大造父变星样本所展示的银心距离趋势，我们将这些恒星称为“银河造父变星”。少数造父变星显示出相当低的[Fe/H]和较高的[alpha/Fe]，我们将这些恒星称为“合并造父变星”。合并事件的一个标志是“银河系”造父变星和“合并”造父变星之间的成分差异。造父变星满足这一要求，我们推测，不同的组成表明，“合并造父变星”可能已经形成的影响下，重大的合并或吸积事件。造父变星的短暂寿命表明，合并事件可能正在进行中，麒麟座环和大犬座星系可能是合并的候选者。[删节]
2005-12-13 astro-ph
Spatial distribution of galactic halos and their merger histories
我们使用一种新的统计工具，标记关联函数（MCFs），研究集群的星系大小的晕作为其属性和环境的函数在高分辨率数值模拟的LambdaCDM宇宙学。我们应用MCFs使用几种类型的连续和离散的标记：最大圆速度的晕，合并标记表明是否经历了或没有一个主要的合并晕在其演化历史中，和剥离标记表明是否经历了潮汐剥离。我们发现，在演化历史中经历相对较早（z>1）的主要合并或质量损失（由于潮汐剥离）的晕在分离< 3 Mpc/h的晕对中过多。这一结果可以解释为具有不同合并历史的晕的空间分离，定性地类似于观测到的星系分布中的形态分离。本文中提出的分析表明，MCFs提供了强大的，但算法简单，定量措施的隔离对象的空间分布方面的各种属性（标记）。
2002-03-10 astro-ph
Galactic Mergers with Supermassive Black Holes
本文介绍了用N体方法模拟高密度矮星系被低密度巨星系吸积的结果。这两个星系都包含幂律中心密度尖点和代表超大质量黑洞的点质量;星系质量比为3：1。矮星系的尖点在合并过程中总是被破坏，导致残留物的内在密度呈弱幂律，投影密度呈“核心”。从巨星系和矮星系中移除两个黑洞可以使矮星系保持完整，并导致一个中心密度很高的残余物，与观察到的相反。我们的研究结果支持了这一假设，即合并后巨星系中低密度核心的持续存在是超大质量中心黑洞存在的结果。
2001-06-20 astro-ph
The Role of a Massive Central Singularity in Galactic Mergers on the Survival of the Core Fundamental Plane
为了使核心基本面（cFP）能够持续存在，小椭圆星系不能在与巨大椭圆星系的合并中幸存下来，尽管小次级星系的密度可能比主星系高出100万倍。然而，我们先前的一系列实验表明，对于纯恒星星系，次级星系实际上确实在与质量高达100倍的初级星系合并后幸存下来。在本文中，我们证明了一个巨大的中央黑洞的cFP星系合并的影响。我们的研究结果表明，除了一个大规模的中央奇点内的主要星系提供了足够强大的潮汐力摧毁密集的cFP同伴时，次级的轨道衰减是足够长的。次级的破坏作用是为了保留巨大的合并残留物中初级的原始低中心密度分布，这使得残留物保留在cFP上。然而，在更圆的轨道上，次级粒子只在合并接近尾声时才被破坏，次级粒子分散的程度取决于合并中剩余的轨道能量。因此，在我们的实验中，有一些合并的cFP不被保留。我们发现，如果次级不分散，它会形成一个旋转的恒星盘，其中心密度迫使合并残余物离开cFP。
1999-08-24 astro-ph
Active galactic nuclei and the minor merger hypothesis
我们研究了活动星系核小合并假说中合并过程的动力学。我们发现，一个卫星星系能够直接与宿主星系的核心合并（例如，产生致密的尘埃盘，这是在早期类型的活动星系）需要卫星的初始轨道是很好的目的。对于主星系是盘星系的情况，如果卫星星系的初始轨道相对于主星系是随机定向的，那么那些在合理的时间内到达主星系核区域的卫星星系的轨道，一旦到达核，也是相当随机定向的。我们注意到，这一结果可能能够提供一个解释，为什么喷流的方向在塞弗特星系核的星系盘的平面显然是无关的。
2003-05-06 astro-ph
Bulge Building with Mergers and Winds
重力成簇和耗散气体过程都参与了球隆的形成。在这里，我们提出了一个简单的经验模型，通过可见的伴星系的引力吸积组装的隆起材料。假设合并导致恒星暴，我们表明，由此产生的风可以足够强大，他们自我调节吸积。一个准平衡吸积过程自然会导致膨胀密度和尺寸之间的柯门迪关系。风是否足够强和足够长的时间来创造准平衡，必须用观测来检验。为了说明模型，我们用它来预测代表性的参数依赖的恒星形成的历史。我们发现，膨胀建设活动的峰值附近的红移2，尾巴都较高和较低的红移。
1999-03-24 astro-ph
The Minor-Merger Driven Nuclear Activity in Seyfert Galaxies: A Step toward the Simple Unified Formation Mechanism of Active Galactic Nuclei in the Local Universe
Seyfert核是本域宇宙中典型的活动星系核，其能量来源于气体对超大质量黑洞的吸积。非轴对称引力势（如恒星棒）或与其他星系相互作用所产生的动力学效应通常被认为是导致有效的气体燃料。然而，最近对大样本赛弗特核的系统研究表明：1）赛弗特核不喜欢棒星系作为其宿主，2）只有$\simeq$ 10%的赛弗特星系有伴星系。这些发现再次提出了一个问题：“在为核活动提供燃料方面，什么是重要的？“在这里，我们建议另一种加油机制，小合并（即，一个富含气体的盘星系和一个束缚的、质量较小的卫星星系之间的合并）驱动的燃料似乎与塞弗特星系的几乎所有重要的观测性质一致。成核的（即，SMBH或致密的核星团）星系和卫星似乎必须确保主盘中的气体确实被加燃料到非常内部的区域（例如，$\ll$ 1个）。考虑到局域类星体可能是由星系间的大合并形成的，我们认为局域宇宙中的活动星系核要么是由小合并形成的，要么是由大合并形成的。
1999-05-27 astro-ph
On the Role of Minor Galaxy Mergers in the Formation of Active Galactic Nuclei
塞弗特星系的大尺度环境（~ 100 kpc）与非塞弗特星系的大尺度环境没有明显的不同。在活动星系核（AGN）形成的相互作用模型的背景下，已经提出活动星系核是通过大圆盘星系与较小伴星的“小合并”形成的。我们测试这一假设，通过比较105个明亮的附近星系的核光谱测量其R或r波段形态不对称性在三个连续的半径。我们没有发现显着的差异，在这些不对称性之间的13个塞弗特星系的样本和星系具有其他核光谱类型（吸收，H II-区域一样，LINER），也没有强有力的定性证据表明，这种合并发生在任何的塞弗特或LINER。因此，任何较小的合并要么开始于> 1 Gyr之前并且基本上完成，要么根本没有发生，活动星系核的形成与任何类型的相互作用无关。支持后一种解释的是越来越多的证据表明，超大质量黑洞存在于大多数椭圆星系和早期螺旋星系的核心，这反过来又表明，核活动代表了大质量星系膨胀演化的正常阶段。星系合并可能会将塞弗特核的光度提高到类星体的水平，这可以解释为什么类星体似乎出现在丰富的环境和相互作用的系统中。
2000-04-18 astro-ph
Galactic Cannibalism: the Origin of the Magellanic Stream
我们处于宇宙中的一个特殊位置，这使我们能够近距离观察星系间的相互作用--我们最近的两个矮卫星星系LMC和SMC的合并。在我们有信心理解高红移下的合并之前，了解局部合并过程是很重要的。我们提出了高分辨率Nbody+SPH模拟的LMC和SMC的破坏和麦哲伦流的形成，并讨论了星系形成和演化的影响。
2002-01-24 astro-ph
Searching for merger debris in the Galactic halo: Chemodynamical evidence based on local blue HB stars
我们报告的发现，一组本地A型蓝色水平分支（HBA）的恒星在一个类似彗星的轨道上移动，具有非常相似的运动学和丰度。这个偶然发现的星团包含5或6颗非常接近银河系中心的HBA恒星，它们的[Fe/H]约为-1.7，并且它们似乎至少在Mg，Si，Ti，Fe，Al和Cr丰度方面表现出最小的分散。这个“彗星轨道群”（COG）是在我们测试一种新方法来探测与较小的特定原星系实体合并到我们的星系中有关的碎片时发现的。该方法主要旨在识别具有类似运动学和详细的多物种丰度模式的HBA恒星，如在幸存遗迹的成员中所见（例如，半人马座ω）。很有可能，COG是在相对遥远的过去发生的合并事件（即，（至少一次革命）。
2005-07-02 astro-ph
The formation and merger of compact objects in central engine of active galactic nuclei and quasars: gamma-ray burst and gravitational radiation
在活动星系核（AGN）和类星体（QSO）中，由于类星体核内的吸积盘与主序星之间的相互作用，致密天体即中子星（NS）和黑洞（BH）的产生率非常高，而频繁的超新星爆发被用来解释其高金属丰度。由于红巨星的捕获截面较大，很容易形成致密天体-红巨星双星。（NS/BH，NS/BH）双星是在（NS/BH，RG）双星超新星爆发后形成的。强烈的瞬变伽玛射线辐射（伽马射线暴）和引力辐射可以从这两个致密物体的合并中产生。RG的氦核（Hc）与黑洞的碰撞也可能发生，也可能产生长时间的伽马射线暴，但不会产生引力波。我们估计（NS/BH，NS/BH）双星和（Hc，BH）双星的合并率与金属丰度$({\rm \frac{NV}{CIV}})$成正比，每个活动星系核/类星体的合并率可高达每年10 $^{-3}({\rm \frac{NV}{CIV}}/0.01)$。
1999-08-20 astro-ph
The Radical Consequences of Realistic Satellite Orbits for the Heating and Implied Merger Histories of Galactic Disks
以前的星系盘加热模型在相互作用中引用了在现代LCDM背景下不一定有效的限制性假设：卫星和轨道是刚性和圆形的，在许多轨道时间内由于动力学摩擦而缓慢衰减。这导致磁盘加热与卫星质量的线性标度：磁盘高度和速度分散规模~M_sat/M_disk。反过来，观测到的盘厚度对合并历史提出了强有力的限制：对银河系的影响是，小于5%的质量可能来自z~2以来的合并，这与宇宙学预测相冲突。更现实的是，卫星在接近径向的轨道上合并，一旦靠近圆盘，共振相互作用有效地消除了角动量，而潮汐效应则剥离了质量，导致在几次自由落体中快速合并/破坏。在这些条件下，适当的加热效率与质量比~（M_sat/M_disk）^2呈非线性关系。我们推导出的磁盘规模的高度和速度分散体的缩放作为质量比和磁盘气体含量的函数，在这个制度，并表明这准确地描述了适当的“活”晕和磁盘的模拟结果。在现实的情况下，磁盘加热在较小的合并被抑制了一个数量级相对于以前的模型的期望。我们表明，银河系盘可以吸收约5-10 1：10的质量比合并，因为z=2，与宇宙学模型。这些区别导致显着的差异，其中质量比是最重要的磁盘加热和磁盘+凸起系统的等照度线形状。
2008-09-09 astro-ph
Dissipation and Extra Light in Galactic Nuclei: I. Gas-Rich Merger Remnants
我们研究了富含气体的合并残留物表面亮度剖面中“额外”或“多余”中心光的来源和性质。将大量流体动力学模拟与观测到的合并数据相结合（在各种质量和松弛度下跨越宽范围的轮廓），我们展示了如何稳健地分离出有物理意义的额外光--在富含气体的合并过程中，在紧凑的中心恒星爆发中形成的恒星星族--从外部轮廓建立的暴力松弛作用于恒星已经存在的祖先之前，最后的合并。这种分离是敏感的配置文件的处理，我们证明，某些拟合程序可以产生物理误导的结果。我们表明，我们的方法可靠地恢复年轻的星爆人口，并检查如何与质量，气体含量，和其他方面的祖先这个组件的规模的属性。我们考虑在不同波段的配置文件的时间演化，并估计在不同的时间和波长的观测研究所引入的偏差。我们发现，额外的光是无处不在的观测和模拟的富含气体的合并残留物，有足够的质量（~3-30%的恒星质量），以解释椭圆和他们的祖先螺旋的最大相空间密度的差异。这个中心组成部分的性质提供了强大的新的约束条件的形成历史的观测系统。
2008-04-08 astro-ph
Massive perturbers and the efficient merger of binary massive black holes
我们表明，动力学弛豫后的星系合并和随之而来的形成和衰变的一个二元大质量黑洞（MBH），占主导地位的大质量扰动（MP），如巨大的分子云或集群。MP加速弛豫的数量级相对于2体恒星弛豫单独，并有效地分散到二进制MBH的轨道恒星。三体恒星-双星MBH的相互作用使双星MBH收缩到一个点，在这个点上，由于引力波（GW）的发射而导致的能量损失导致快速合并。我们模拟这一过程的基础上观察到的和模拟的MP分布，并考虑到降低效率的恒星-二进制MBH相互作用，由于在银河系的潜力加速。我们发现，丰富的气体星系核合并导致二进制MBH合并以及哈勃时间内。此外，低质量的双星MBH（<10^8 Msun）只需要合并后原子核中典型气体质量的百分之几就可以在哈勃时间内合并。虽然大质量恒星结构（例如星团、恒星环）同样可以导致有效的合并，但在贫气体星系合并中的双星MBH的命运还不太确定。这些聚结事件可通过其强GW排放来观察。因此，MP增加了这样的GW事件的宇宙率，导致合并的银河系核心更高的质量赤字，并抑制了三重MBH系统的形成和由此产生的MBH喷射到星系际空间。
2007-12-04 astro-ph
H I, H II, and R-Band Observations of a Galactic Merger Sequence
我们提出了高质量的孔径合成观测的中性氢分布在一个样本的五个星系系统被认为是参与渐进阶段的合并：Arp 295，NGC4676，NGC520，NGC3921，和NGC7252。这些数据由通过窄带Halpha滤波器拍摄的宽视场图像和深R波段表面测光补充。在早期阶段，大量的HI存在于星系盘内，恒星形成是普遍的。电离气体的辐射经常呈现出从核区发出的羽状和弧状，这可能是相互作用引起的星爆的场所。在最后阶段，残余天体内几乎没有HI，潮汐物质向内移动。这表明，这些残骸将演变成椭圆星系的原子气体含量以及光度特性。然而，NGC520的观测揭示了一个广泛的旋转气体盘，这表明也许一些合并不会破坏祖先的原子气体盘。总的来说，大量的气体和星光都在大半径处被看到。由于这种物质在很长的时间尺度上演化，它可能会留下许多Gyr的可观察特征。
1995-12-07 astro-ph
Mergers and star formation in SPH cosmological simulations
分析了流体动力学宇宙学模拟中星系天体的恒星形成率历史与它们的合并历史的关系。研究结果表明，大规模的合并会产生更有效的恒星爆发，而且根据物体的内部结构，也可能发生双重恒星爆发。
1999-11-02 astro-ph
Growth of Galactic Bulges by Mergers: I. Dense Satellites
Andredakis，Peletier & Balcells（1995）将Sersic定律$μ(r) \sim r^{1/n}$拟合到Balcells & Peletier（1994）星系样本的凸出部分，并推断$n$以T形态类型从S 0的$n \approx$ 4- 6下降到Sc的$n=1$（指数）。我们使用无碰撞N体模拟来测试的假设，最初的表面亮度分布的所有凸起是指数，和陡峭的配置文件对早期的类型是由于卫星吸积。结果是积极的。在卫星吸积之后，膨胀盘拟合表明膨胀增长，并且膨胀轮廓指数$n$与卫星质量成比例地增加。对于一个像凸起一样大的卫星，$n$从1升到4。我们提出的残留物和磁盘增厚的运动学诊断。后者表明，凸起的增长必须发生在星系中最后一个薄盘形成之前。合并产生的厚盘让人想起早期边缘星系中的厚盘。这一过程的效率表明，现代膨胀的晚型螺旋指数剖面不能显着增长的碰撞合并。
2000-12-07 astro-ph
Simulations of galactic winds and starbursts in galaxy clusters
我们提出了一个调查的星系风和合并驱动的星暴的星系团内介质（ICM）的金属富集。我们使用相结合的N体/流体动力学模拟与半数值星系形成模型。通过计算由热、宇宙线和MHD波压驱动的稳态外流的跨音速解，得到了星系风引起的质量损失。由这些过程引起的金属分布的不均匀性是揭示星系团动力学状态的理想工具。我们目前的表面亮度，X射线发射加权温度和金属地图，我们的模型集群，因为它们将被观察到的X射线望远镜，如XMM-牛顿。我们表明，X射线加权金属地图区分前或合并后的星系团通过比较金属丰度分布与星系密度分布：合并前有一个金属丰度差距的子集群，合并后的高金属丰度的子集群之间。我们将我们的方法应用到两个观测到的星系团，Abell 3528和Abell 3921，以显示它们是否是合并前或合并后的系统。在我们的模拟中发现的金属丰度分布的不均匀性的生存时间是几个陀螺仪。我们发现，星系风和合并驱动的恒星爆发丰富ICM非常有效地后，z=1的中心（~ 3 Mpc半径）区域的星系团。
2005-10-31 astro-ph
Galactic Winds: Near and Far
关于恒星形成星系的多波长数据为附近和遥远物体中的大规模星系风提供了强有力的证据。从最近的地基和星载计划的结果进行了审查。这些风对宿主星系和周围环境的影响进行了讨论的背景下，星系演化。
2003-09-15 astro-ph
Cosmic Ray Acceleration by Spiral Shocks in the Galactic Wind
研究了与滑动相互作用区（SIRs）有关的激波对银河风中宇宙线的加速。SIR类似于太阳风共转相互作用区域。我们银河系的螺旋结构导致了银河风流动的强烈不均匀性，并在50至100 kpc的距离形成SIR。由于螺旋模式的角速度与银河系自转的角速度不同，SIR并不与气体和磁场共转。结果表明，集体再加速的宇宙线粒子与电荷$Ze$在所产生的冲击合奏可以解释可观察到的宇宙线谱超越“膝盖”的能量的顺序为$10^{17}Z$ eV。对于再加速粒子，银河风终止激波起着反射边界的作用。
2004-01-19 astro-ph
The Influence of Interactions and Minor Mergers on the Structure of Galactic Disks: I.Observations and Disk Models
本文是我们关于潮汐相互作用和微小合并对旋涡星系径向和垂直盘结构的影响系列文章的第一部分。我们报告的样本选择，我们的意见，并减少数据。本文介绍了110个高倾斜/边缘盘星系的光学和近红外数据的表面光度学。这个样本包括两个子样本，61个非相互作用星系（控制样本）和49个相互作用星系/次要合并候选者。此外，这些星系中有41个是在近红外线下观测到的。我们发现，这两个子样本的形态类型的分布几乎是不可区分的，覆盖0 <= T <= 9之间的范围。一个改进的，3维磁盘建模和拟合程序描述，以分析和比较我们的样本星系的磁盘结构，通过使用特征参数。我们发现，银河系盘的垂直亮度分布非常敏感，即使是从完美的边缘方向的小偏差。因此，轻微倾斜的磁盘的投影效应可能会导致磁盘刻度高度值的重大变化，因此必须在随后的研究中加以考虑。
2000-07-08 astro-ph
Galactic Halo Cusp versus Core: Tidal Effects in Mergers
我们展示了通过合并卫星形成的晕如何形成一个内部尖点，其密度分布为ρ \propto r^{-α}，其中α \to α_a \gsim 1$。我们的分析是基于一个新的处方潮汐剥离作为α（r）的函数，使用一个简单的玩具模型，匹配N体模拟。在α< 1的地核中，存在潮汐压缩而不是剥离，卫星向晕中心下沉，导致剖面迅速变陡至α> 1。当α> 1时，每个卫星壳的剥离都是在逐渐膨胀之前进行的，这使得剥离在α较大时更有效，从而在α足够大时导致平坦化。因此，我们可以用线性扰动分析证明，一个并合序列缓慢地导致一个不动点α（r）=α_a。这一结果意味着，只要有足够的卫星物质进入内晕并沉积在那里，就会形成一个尖点。我们的结论是，为了保持一个平坦的核心，如观测所示，卫星必须在核心之外被破坏，例如，这是因为重子反馈效应导致的膨胀。
2002-01-14 astro-ph
Merger of Black Holes in the Galactic Center
我们提出了三个机构模拟的结果，重点是了解中间质量黑洞（IBH）的命运，在中央0.5 pc的银河系内漂移。特别是，我们模拟了$4000 {\rm M}_{\odot}$黑洞对之间的相互作用，因为它们围绕一个中央黑洞的质量$4 \times 10^6 {\rm M}_{\odot}$。进行模拟假设史瓦西几何和帐户Eschrasekhar动力学摩擦，以及由于引力辐射造成的能量损失的加速度。我们发现其中一个IBH与CBH合并的分支比为0.95，并且与内部IBH的初始偏心率以及下沉率无关。再加上IBH漂移到银河系中心的$\sim 10^7 $年的下降率，导致每隔$\lesssim 11$百万年IBH-CBH合并。最后，我们发现IBH-IBH-CBH三体系统"重置“了自己，在这个意义上，一个内部IBH初始轨道为圆形的系统通常会留下一个大偏心率的IBH，而一个内部IBH具有高偏心率的系统（$e_0 \sim 0.9$）通常会留下一个低偏心率的残骸。两种情况下不同结局的分支比也相似。
2008-09-29 astro-ph
Multiwavelength Observations of Galactic Winds: Near and Far
本文提供了一个关键的讨论的观测证据风在我们自己的银河系，在附近的恒星形成和活跃的星系，并在高红移宇宙。简要讨论了星系风对星系形成和演化以及星系际介质的意义。一些观测的挑战，以启发未来的研究方向。
2003-10-20 astro-ph
Galactic Fountains and Galactic Winds
回顾了银河喷泉理论的发展，特别强调了过去使用的不同方法和概念。特别是弗兰兹卡恩的杰出贡献，我们的物理理解是赞赏。有人认为，星系外流是星系演化过程中的一个重要阶段。外流的动力学将其特征印在软X射线的发射光谱上，这可以用AXAF和XMM很好地观察到。最后，对星暴星系和活动星系核中的风作了一些评述。
1999-07-31 astro-ph
The Influence of Interactions and Minor Mergers on the Structure of Galactic Disks: II. Results and Interpretations
我们提出了详细的统计研究的第二部分，重点是对螺旋星系的径向和垂直盘结构的潮汐相互作用和轻微的合并的影响。在第一部分中，我们报告了样本选择，观察和应用磁盘模型。在本文中，结果的基础上，来自一个样本的110个高度倾斜/边缘上的星系盘参数。这个样本由两个子样本组成，49个相互作用/合并星系和61个非相互作用星系。此外，这些星系中有41个是在近红外光谱中观测到的。我们发现磁盘结构在垂直方向上的显着变化，导致约1.5倍的规模高度，从而垂直速度分散。径向盘结构，其特征在于截止半径和鳞片长度，没有显示出统计学上显著的变化。因此，径向与垂直尺度参数之比，h/z0，对于相互作用/合并星系的样本来说小了1.7倍。在后一个样品中完全缺乏典型的平盘比（h/z0）> 7意味着垂直盘加热对于（极）薄盘是最有效的。统计上，几乎所有的星系盘的样本（93%）具有非等温的垂直光度分布，如sech（60%）和exp（33%）的分布，独立的样本和通带调查。这表明，尽管有潮汐扰动和盘增厚，盘星的初始垂直分布并没有被相互作用或轻微的合并所破坏。
2000-07-08 astro-ph
Binary Black Hole Merger in Galactic Nuclei: Post-Newtonian Simulations
本文研究了旋转星系核中双星超大质量黑洞（SMBHs）的形成和演化，重点讨论了恒星动力学的作用。我们提出了第一个N-体模拟，遵循SMBHs的演变从千秒差距的分离一直到他们最终的相对论合并，并且可以鲁棒地缩放到真正的星系。的N-体代码包括后牛顿（PN）修正的二进制运动方程的顺序为2.5，我们表明，只有正确地再现的大规模二进制的演变，如果保守的1 PN和2 PN条款。在我们的模拟中，大质量双星的轨道偏心率经常被发现保持很大，直到合并之前不久。这不仅直接影响它们的轨道演化速率，而且对相对论性螺旋期间发射的引力波形也有重要影响。我们估计引力波振幅时，频率下降的频带内（计划）的激光干涉仪空间望远镜（LISA）。我们发现显着的贡献-远高于LISA灵敏度曲线-从高次谐波。
2008-12-15 astro-ph
3D Simulations of Galactic Winds in Dwarf Galaxies
我们提出了3D流体动力学模拟的星系风在矮，富含气体的星系。该星系正以v=200 km/s的速度穿过一个小星系群的ICM。冲压压力在大半径处移除星系气体，但不会强烈影响中心附近的ISM。星暴会产生银河风。新产生的金属在ICM中被排出，并被冲压压力带到离星系很远的地方。在恒星暴增后的5亿年，只有百分之几的重元素存在于矮星系的中心区域。大量的冲压压力+风模型将在即将发表的论文中介绍。
2002-12-19 astro-ph
Further Evidence for a Merger Origin for the Thick Disk: Galactic Stars Along Lines-of-sight to Dwarf Spheroidal Galaxies
银河系的历史是写在它的恒星星族的性质。在这里，我们分析恒星观测的一部分调查的地方矮球状星系，但从他们的运动学是非常可能的非成员。选择功能-旨在瞄准矮星系中距离约100 kpc的贫金属巨星-包括银河系中距离高达几kpc的F-M矮星。本文所分析的恒星的运动位于银河经度l ~ 270和l ~ 90的两个基本方向上，在这两个方向上，径向速度对轨道自转速度是敏感的。我们证明了暗F/G星中含有大量的V_phi ~ 100 km/s的星族，这与Gilmore，Wyse & Norris（2002）的厚盘/晕星巡天观测结果相似，但覆盖范围有限。这个平均轨道自转的数值与典型的厚盘或恒星晕都不匹配。我们认为，这个人口，在l ~ 270和l ~ 90检测到，具有预期的属性的“卫星碎片”在厚盘/晕界面，我们解释为残余的合并，加热预先存在的薄盘，形成厚盘。
2006-01-14 astro-ph
Dark Matter Spikes and Annihilation Radiation from the Galactic Center
星系中心的弱相互作用冷暗物质粒子的湮灭率可以通过中心超大质量黑洞（SBH）周围密度尖峰的增长而大大提高。在这里，我们讨论的影响，层次合并的中央尖峰。包含SBH的晕之间的合并导致SBH双星的形成，SBH双星将能量转移到暗物质粒子，降低它们的密度。来自银河系中心的湮灭光子的预测通量比忽略SBH和合并影响的模型小几个数量级。湮灭辐射的测量原则上可以用来限制星系的合并历史。
2002-05-09 astro-ph hep-ph
Effect of PSR J0737-3039 on the DNS Merger Rate and Implications for GW Detection
我们目前的估计银河合并率的双中子星（DNS）系统。使用统计分析方法，我们计算的概率分布函数（PDF）的速率估计，这使我们能够分配置信区间的速率估计。我们根据三个已知系统B1913+16、B1534+12和J 0737 -3039计算银河系DNS合并率。J 0737 -3039的发现将DNS合并率提高了约6倍。根据不同的脉冲星模型，DNS合并率的最可能值在每百万年3-190之间。出于强烈的峰值速率估计和脉冲星光度函数之间的相关性，我们计算一个“全球”的概率分布作为一个单一的表示所涵盖的参数空间不同的脉冲星人口模型。我们将全球PDF与观测到的超新星Ib/c速率进行比较，该速率设定了DNS合并速率的上限。最后，我们评论了新发现的含义，如J1756-2251，银河系盘中的第四个DNS，和J1906+0746，一个可能的DNS系统。
2006-08-14 astro-ph gr-qc
