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
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
Diffuse stellar emission in X-ray luminous galaxy clusters at z~0.3 I. Is the diffuse optical light boosted and rejuvenated in merging clusters?
[摘要]我们在REFLEX星系团巡天中发现的z~0.3处的三个最X射线发光的星系团中寻找了BCGs周围的弥漫性恒星辐射，并用XMM-牛顿进行了观测。这些系统（RXCJ 0014.3 -3022、RXCJ 0232.2 -4420和RXCJ 2308.3 -0211）处于不同的动力学状态，如通过其X射线形态和光学外观（例如，多个BCG）所证明的。[摘要]在7个BCGs周围，直到银河系中心距离约100 kpc，表面亮度为26 R-mag/arcsec ^[2]（观测帧）时，都能探测到恒星的漫射辐射。特别地，它围绕RXCJ0232.2-4420中的一对BCG，而它桥接与合并集群RXCJ0014.3-3022的次要子组件相关联的两个BCG。在距离相当规则的星系团RXCJ 0232.2 -4420和RXCJ 2308.3 -0211的BCGs最远的地方探测到的漫射光遵循ICM分布。其B-R颜色与BCG有效半径内测量的颜色一致。RXCJ 0014.3 -3022中两对BCG周围的漫射光比BCG中心区域呈现出更蓝的颜色，最高可达0.5兆。如果团内光（ICL）对BCG周围检测到的漫射光的贡献不可忽略，则ICL和BCG在相对松弛的星系团中具有相似的恒星星族。在星系团尺度上的合并最终会给BCGs和子星系团核心中的其他星系增加引力应力。这一事件可能会影响BCGs周围恒星散射辐射的性质。在合并的星系团RX…
2008-04-02 astro-ph
Luminous Matter Distribution, Bulk Flows and Baryon Contents in Cosmological Models with a Local Void
首先，我们考虑星系形成的层次聚类理论的观点和讨论的可能性，不均匀的模型与一个本地的空白可能是兼容的观测到的星系分布的均匀性发现最近的红移调查，因为它们的不均匀性可以削弱的星系形成之间的内部和外部区域的反馈系统的差异。其次，数值模拟的结果表明，观测到的星系两点关联的不均匀性可以用这些模型来解释。此外，显示了一个偏离中心的观察者的大规模流动的自然外观。最后从非均匀模型的观点讨论了重子含量的非均匀性。
2002-07-11 astro-ph
Luminous Infrared Galaxies in the Local Universe
利用斯隆数字巡天（SDSS）数据发布2（DR 2）的多色图像，研究了159个本地亮红外星系（LIRG）的形态和恒星形成特性。LIRG是从IRAS调查和SDSS之间的互相关分析中选择的。它们在r波段的亮度都超过15.9等，红移低于~ 0.1，因此可以在形态学上进行可靠的分类。我们发现相互作用/合并星系和旋涡星系的比例分别为~ 48%和~ 40%。我们的研究结果补充并证实了Melbourne，Koo & Le Floc 'h（2005）的发现，从z ~1到z ~ 0.1，螺旋星系（相互作用/合并）的比例下降（增加）。在局域LIRGs中，大约75%的旋涡星系是棒星系，这表明棒星系可能在触发局域宇宙中大于20 M_{sun} /yr的恒星形成率方面起着重要作用。与高红移LIRGs相比，局域LIRGs具有较低的比恒星形成率、较小的冷气体分数和较窄的恒星质量范围。本地LIRGs似乎要么合并星系形成中等质量的椭圆星系或螺旋星系进行高恒星形成活动的酒吧。
2006-06-14 astro-ph
Subaru Weak Lensing Study of Seven Merging Clusters: Distributions of Mass and Baryons
我们提出和比较投影分布的质量，星系，和团内介质（ICM）合并的星系团的样本的基础上联合弱透镜，光学光度，和X射线分析。我们的样本包括七个附近的阿贝尔集群，我们进行了系统的，深成像观测与斯巴鲁望远镜上的Suprime-Cam。我们的七个目标星系团，代表不同的合并阶段和条件，使我们能够详细研究与团簇形成和演化相关的暗物质，ICM和星系之间的物理相互作用。A1750和A1758是由两个星团组成的双星系统，A520，A754，A1758 N，A1758 S和A1914是正在进行的星团合并，A2034和A2142是冷锋星团。在双星星系团中，投影质量、可见光和X射线分布总体上相似且规则，没有明显的子结构。另一方面，正在进行的和冷锋合并的星系团揭示了高度不规则的质量分布。总的来说，质量分布似乎与星系光度分布相似，但它们的分布在许多方面与ICM分布有很大的不同。我们还测量了单个目标的全局集群参数，如集群质量，质光比，ICM温度。通过比较X射线和弱透镜分析得到的合并星系团的ICM温度和维里温度，发现进行中星系团和冷锋星系团的ICM温度比星系团的维里温度高出$\sim 2$倍。ICM中的这种温度过高可以用合并助推的效应来解释。
2008-04-26 astro-ph
Formation of HD molecules in merging dark matter haloes
HD分子可能是原始气体的重要冷却剂，在第一个发光物体形成的时代，冲击波起源于暗物质晕的合并。研究了HD冷却在低温区$T<200$ K开启的必要条件。我们证明了这些条件在总质量（暗物质和重子）超过$M_{\rm cr}\sim 10^7[(1+z)/20]^{-2}\msun$的合并晕中得到满足。质量为$M>M_{\rm cr}$的晕可能是低质量恒星形成的场所。
2005-12-16 astro-ph
Cosmological baryonic and matter densities from 600,000 SDSS Luminous Red Galaxies with photometric redshifts
我们分析MegaZ-LRG，一个光度红移目录的发光红星系（LRGs）的成像数据的基础上的斯隆数字巡天（SDSS）第四次数据发布。MegaZ-LRG，在一篇配套论文中提出，包含10^6个测光红移，由ANNz（一种人工神经网络方法）导出，受2dF-SDSS LRG和类星体（2SLAQ）巡天获得的13，000个星系的光谱子样本的约束。该星表的红移范围为0.4 < z < 0.7，均方根值为0.001。红移误差约为0.03（1+z），覆盖5，914 deg^2，绘制出的宇宙总体积为2.5 h^-3 Gpc ^3。在这项研究中，我们使用最可靠的600,000光度红移提出了第一个宇宙学参数适合星系角功率谱从光度红移调查。结合红移切片与适当的协方差，我们确定的最佳拟合值的物质和重子密度的Omega_m h = 0.195 +/- 0.023和Omega_b/Omega_m = 0.16 +/- 0.036（与哈勃参数h = 0.75和原始波动的标量指数n = 1保持固定）。这些结果与宇宙微波背景辐射的最新研究结果一致且独立，其精度可与当代光谱红移巡天的分析相媲美。我们进行了一系列广泛的测试，得出的结论是，我们的功率谱测量是强大的对潜在的系统光度误差的目录。我们的结论是，光度红移调查是有竞争力的光谱调查测量宇宙学参数在最简单的香草模型。如果系统误差能够得到控制，未来的深部成像勘测具有进一步改进的巨…
2006-11-09 astro-ph
Stars beyond Galaxies: The Origin of Extended Luminous Halos around Galaxies
我们使用数值模拟来研究孤立星系周围发光晕的起源和结构。这些恒星结构延伸到几百kpc远离星系，并由恒星脱落的合并亚基在许多吸积事件的特点星系的层次组装。这样的起源表明，外部发光晕是无处不在的，它们应该表现为超出其传统发光半径的星系内部轮廓外推的过量光。吸积恒星成分的质量分布可以很好地近似于一个模型，其中对数斜率随半径单调变陡;从星系发光边缘的-3到系统维里半径附近的-4或更陡。这样的空间分布与银河系和M31球状星团的分布是一致的，这表明许多球状星团是由吸积事件带来的，其方式类似于经典的塞尔-津恩方案。外部恒星球体的速度色散张量与大量的径向和径向增加的径向各向异性的支持。这些性质将恒星晕与速度空间中各向同性的暗物质成分以及一些外球体的示踪物（如卫星星系）区分开来。外晕中的大多数恒星都是在与中央星系合并的祖先中形成的;很少有恒星是由卫星贡献的，这些卫星现在作为自我约束的实体生存下来。这些特征与最近观测到的MW、M31和其他孤立螺旋星系的外晕相吻合，并表明所有这些星系都经历了早期的活跃合并，正如星系形成的分级模型所设想的那样。
2005-06-27 astro-ph
Large-Scale Anisotropic Correlation Function of SDSS Luminous Red Galaxies
我们利用斯隆数字巡天的46，760个红移为0.16 - 0.47的发光红星系研究了大尺度各向异性两点关联函数。我们测量的关联函数作为一个函数的分离平行和垂直的视线，以考虑在红移空间的大尺度结构的各向异性。我们在各向异性关联函数中发现了一个轻微的重子特征信号，即，对应于球平均关联函数中的重子声峰的“重子脊”，其已经使用相同的样品报道。重子脊主要是一个球形结构，在共动坐标系中有一个已知的半径。它使我们能够将红移失真效应划分为动力学和几何分量，并提供对宇宙学参数（包括暗能量状态方程）的进一步约束。在平坦的$Λ$宇宙学假设下，我们找到了$Ω_{\rm m} = 0.218^{+0.047}_{-0.037}$和$Ω_{\rm b} = 0.047^{+0.016}_{-0.016}$的最佳拟合值（68% C.L.）当我们使用包括重子声学振荡尺度的$40<s<200\himpc$的各向异性关联函数的整体形状时。当采用一个附加的假设$Ω_{\rm b}h^2=0.024$时，我们得到了$Ω_{\rm DE}=0.770^{+0.051}_{-0.040}$和$w=-0.93^{+0.45}_{-0.35}$。这些限制估计只有从我们的数据的各向异性关联函数，他们同意相当不错的值都从宇宙微波背景（CMB）各向异性和其他互补统计使用LRG样本。由于CMB在3年WMAP结果之前，我们对这些参数给出了更…
2008-04-14 astro-ph
The Mass, Baryonic Fraction, and X-ray Temperature of the Luminous, High Redshift Cluster of Galaxies, MS0451.6-0305
我们提出了新的钱德拉X射线观测的发光X射线集群，MS 0451.6 -0305，在z=0.5386。该星系团的光谱成像数据与10.0 - 10.6 +/-1.6 keV的等温星系团和0.32-0.40 +/-0.13太阳的Fe丰度一致。系统的不确定性，所产生的校准和模型的不确定性，温度测定几乎是相同的大小的统计不确定性。我们讨论了ACIS吸收校正对光谱拟合的影响。深入探讨了X射线表面亮度的二维模型的统计和拟合假设的影响。这个集群似乎是细长的，所以我们量化的影响，假设一个椭球气体分布的气体质量和总的引力质量估计。这些数据也与以前的S-Z观测结果相结合，以获得假设球对称的星系团距离的估计。相反，如果我们假设一个哈勃常数，则X射线和S-Z数据一起用于检验椭球气体分布的一致性，并对内禀轴比进行弱约束。从X射线数据导出的质量与弱透镜和光学质量一致。我们确认这个星团是非常热和大质量的，进一步支持了以前的分析结论，即宇宙具有低物质密度，并且自z~0.5以来，包括铁丰度在内的星团性质没有太大的演变。我们讨论了一个微弱的，软的，扩展的组件，可能是分层结构形成的副产品的可能检测。
2003-08-01 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
Clustering of Luminous Red Galaxies III: Detection of the Baryon Acoustic Peak in the 3-point Correlation Function
本文给出了SDSS DR 6和DR 7中亮红星系光谱样本的三点函数Q_3和Q_3= Q_3/Q_2^2。我们发现在55-125 Mpc/h的尺度上，$Q_3$有一个强的（S/N $>$ 6）探测，在所有的Q_2、Q_3和Q_2中都有一个在105 Mpc/h附近的明确的峰值，与预测的重子声学振荡（BAO）印记的形状和位置非常一致.我们使用非常大的模拟来评估和测试我们测量的重要性。$Q_3$数据排除了无BAO峰的模型，置信度为99%。我们的测量结果表明，预期的形状Q_3作为三角形配置的函数。这提供了第一个直接测量的非线性模式耦合系数的密度和速度波动，在这些大尺度上，是独立的宇宙时间，波动的幅度或宇宙学参数。BAO峰在数据中的位置表明，在光谱指数（n_s=0.8-1.2）线性b_1和二次c_2偏置下边缘化后，Ω_m =0.28 \pm 0.05和Ω_B=0.079 \pm 0.025（h=0.70），发现它们在b_1=1.7-2.2和c_2=0.75-3.55的范围内。数据允许从原始的非高斯的范围Q_3=0.55-3.35的层次贡献。这些约束条件是独立的，并补充的，可以得到使用2点函数，这是在一个单独的文件。这是第一次检测到的形状$Q_3$的BAO尺度，但我们的错误是散粒噪声为主，SDSS的体积仍然相对较小，所以有足够的空间，在这种类型的测量未来的改进。
2009-05-21 astro-ph
Potential formation sites of super star clusters in ultra-luminous infrared galaxies
最近对超亮红外星系（ULIGs）的高空间分辨率图像的观测结果显示，在它们的中心区域有非常明亮，年轻，紧凑和严重遮蔽的超级星团，这表明它们是由富含气体的主要合并形成的。通过对星系合并的恒星和气体数值模拟，我们首次证明了由于星际介质具有较高的气压，ULIGs的中心区域是最有希望形成超级星团的地方。基于简单的分析论证，我们其次讨论的可能性，超级星团在ULIG可以有效地转移到核区，由于动力学摩擦，从而相互合并，形成一个单一的紧凑的恒星核与种子质量的黑洞。因此，我们认为，在ULIGs的中心区域，由核恒星爆发形成的超级星团之间的多次合并可能导致大质量黑洞的形成。
2001-07-06 astro-ph
The Balance of Dark and Luminous Mass in Rotating Galaxies
在旋涡星系中，暗质量和重子质量之间存在着一种很好的平衡。随着重子对总旋转速度的贡献增加，暗物质的贡献减少了一个补偿量。这给\LCDM星系形成模型带来了一个微调问题，并可能指向暗物质粒子的新物理学，甚至是引力的修正。
2005-09-12 astro-ph gr-qc hep-ph
K-luminous galaxies at z~2. Metallicity and B stars
本文给出了五个近红外亮（K < 20）星系在z~2处的合成光谱的分析结果。几条最强的吸收线出现在合并星系NGC 6090的紫外光谱中，而在z~3处的Lyman Break Galerkin光谱中却没有。它们被鉴定为Si III 1296、CIII 1428、Si III 1485和Fe 1380，是B星的典型光球线。通过比较被称为1425 AA指数（Si III，CIII，FeV）的纯光球线与Starburst 99模型，建议金属丰度高于太阳。高金属丰度的证据，加上高质量，高恒星形成率，以及可能的强大集群，表明这些星系是成为大质量球状体的候选者。
2004-11-11 astro-ph
The Dark and Luminous Matter coupling in the formation of spheroids: a SPH investigation
利用包括恒星形成、反馈和化学演化的N体/流体动力学模拟，我们探索了星系尺度下重子与暗物质之间的相互作用。N-体模拟使用树SPH代码，遵循个别DM晕内的恒星从冷却气体形成的演变，并在星际介质的质量，金属和能量的演变提供。我们研究了一个总质量分别为10^12和10^9太阳质量的巨型和矮椭圆星系的形成和演化。从一个初始的密度分布开始，就像内部区域的普遍纳瓦罗分布一样，重子由于冷却能量的损失而向中心下沉。在坍缩结束时，星系最里面的部分（晕大小的1/20）是重子主导的，而外部区域是DM主导的。相对于矮星系中2 \times 10^7太阳质量的球状体在4 Gyr内形成，在巨星系中恒星形成的速度要快得多，在2 Gyr内形成了8 \times 10^10太阳质量的球状体。这两个天体的最终恒星分布分别符合有效半径r_e = 30 kpc和2.8kpc的Hernquist轮廓。暗到亮的转变半径r_IBD大致在1 r_e处，与实际椭圆星系一样。DM晕的密度演化是非绝热的，不会导致核心半径。
2000-06-01 astro-ph
Mergers of luminous early-type galaxies in the local universe and gravitational wave background
星系合并中的超大质量黑洞（SMBH）合并被认为是甚低频引力波（GW）的主要来源之一。红移z<2的大质量星系合并对引力波的贡献很大。以前很少有研究给出大质量星系的合并率。%我们从斯隆数字巡天数据第6版的87，889个明亮的早型星系（M_r<-21.5）中选取了一个大样本（1209个），这些星系对的投影间距为7<r_p<50 kpc。这些对构成了局部宇宙（z<0.12）中完整的体积有限样本。使用我们新开发的技术，249合并已确定通过搜索的相互作用功能。由此我们得到了明亮早型星系的合并率为0.8%，在本机宇宙中的合并率为% R_g=（1.0+/-0.4）*10^{-5} Mpc^{-3} Gyr^{-1}} %，其不确定性主要取决于合并的时间尺度。%我们根据它们的光度估计了合并星系中心的SMBH的质量。我们发现SMBH双星的啁啾质量分布在5* 10 ^8--5 10 ^{9} M_{\odot}范围内遵循指数为-3.0+/-0.5的幂律。在合并中使用SMBH布居并且假设SMBH可以被有效地驱动到GW区域，我们研究了在10^{-9}--10 ^{-7} Hz频率范围内的随机GW背景。我们得到了hc（f）=10^{-15}（f/yr^{-1}）^{-2/3}的GW背景谱，比Jaffe & Backer在2003年得到的结果高出一个星等，但与星系形成模型的计算结果一致。
2009-02-23 astro-ph
Clustering of Luminous Red Galaxies IV: Baryon Acoustic Peak in the Line-of-Sight Direction and a Direct Measurement of H(z)
我们在最新的SDSS光谱数据DR 6和DR 7中研究了LRG星系的成团，它们的采样率超过1 Gpc^3/h^3，z=0.47。2点相关函数$\xisp$被估计为垂直$σ$和视线$π$（径向）方向的函数。我们发现在$r\simeq 110$ Mpc/h处显著检测到峰，其在$σ-π$平面中显示为圆环。也有重要的证据表明，沿径向方向的峰值，其形状是一致的，其起源于复合时期的重子声振荡（BAO）。没有径向BAO峰的$\xisp$模型在$3.2σ$中不受欢迎，而没有放大偏倚的模型在$2σ$中不受欢迎。径向数据使第一次直接测量哈勃参数$H(z)$作为红移的函数。这是独立于较早的BAO测量，其中使用球平均的（ESTA）的相关性，以约束积分的$H(z)$。使用BAO峰位置作为径向方向上的标准标尺，我们发现：对于z=0.15-0.30，$H(z=0.24)= 79.69 \pm 2.32 (\pm 1.29)$ km/s/Mpc;对于$z=0.40-0.47$，$H(z=0.43)= 86.45 \pm 3.27 (\pm 1.69)$ km/s/Mpc。第一个误差是模型独立的统计估计，第二个误差是测量和模型中的系统性误差。对于完整样本$z=0.15-0.47$，我们发现$H(z=0.34)= 83.80 \pm 2.96 (\pm 1.59)$ km/s/Mpc。
2009-07-16 astro-ph
Mapping the distribution of luminous and dark matter in strong lensing galaxies
本文给出了一组强透镜（早期型）星系中亮物质和暗物质的分布。通过结合两种独立的技术--恒星星族合成和引力透镜--我们可以比较这些星系中重子和暗物质的含量，这些星系在可以使用透镜背景源的图像进行探测的区域内。研究了从CASTLES和SLACS调查中提取的两个样本。前者探测了更宽范围的红移，并允许我们探索~ 5 Re的质量分布。后者的高分辨率光学图像（使用HST/ACS）用于显示总物质和重子物质之间的比例的像素化地图。我们发现这些星系的核心中没有暗物质，在投影半径R>Re处暗物质的贡献越来越大。斜率大致与等温斜率兼容（更好地解释为热收缩NFW配置文件），但在斜率中存在较大的分散星系。有一种趋势表明，在这项分析所探测的区域，大多数大质量星系都有更高含量的暗物质。
2007-08-16 astro-ph
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
Very Massive Galaxies: A Challenge for Hierarchical Models?
与几年前相比，星系形成的层次模型现在提供了更接近观测结果的匹配。这一进展是通过调整对重子过程的描述，如恒星形成和超新星/活动星系核反馈，而不改变底层暗物质（DM）晕的演化来实现的。由于大多数结果对输入的重子物理非常敏感，等级范式的最终辩护应该来自更直接地探测DM晕合并历史而不是恒星形成历史的观测测试。两个问题可能会开始解决这个更深层次的问题：预测的晕合并率与观测到的星系合并率一致吗？和，是预测和观察到的星系质量函数的演化相互一致。简要回顾了这些问题的现状。
2007-02-06 astro-ph
Metal enrichment in near-IR luminous galaxies at z~2: signatures of proto-ellipticals?
本文分析了K20巡天中5个K光星系在z~2处的共加静止坐标系UV谱（1200<z<2000 A）。复合光谱的特征在于在不同电离阶段的C，N，O，Al，Si和Fe的紫外连续谱上的强吸收线。虽然其中一些线是星际的，但其中几个最强的反射被确定为恒星光球线。在z~3处，K光合成光谱中的光球和星际特征大多比LBG中的强。这意味着更高的金属丰度，也可能是宏观运动造成的更大的星际速度色散。吸收线和紫外线连续谱的斜率与附近正在合并的亮红外星系NGC 6090的光谱很好地匹配。通过比较纯光球谱线（Si Ⅲ，C Ⅲ，Fe V）与星暴模型，提出了一个高于太阳的金属丰度。高金属丰度的证据，加上高质量，高恒星形成率，可能强大的集群，以及资格这些星系作为本地大质量椭圆星系的祖先。
2004-04-01 astro-ph
The History of Cosmic Baryons: X-ray Emission vs. Star Formation Rate
我们将维里化结构中的冷重子的恒星形成与相关的扩散的热重子成分的X射线性质联系起来。我们的计算使用标准的"半解析“模型来描述i）暗物质晕的演化，通过合并后的层次聚类，ii）由辐射冷却和超新星反馈控制的恒星形成，iii）热气体的水力和热力学，与我们的间断平衡模型呈现。因此，我们将有关星团内介质的X射线观测值与气体的热能联系起来，这些气体在恒星形成后被超新星预热并排出，然后在随后的合并事件中被吸积。我们发现，在通量比$F_X\approx 10^{-15}$ erg/cm $^2 $ s更弱时，（在下一代X射线观测站的范围内）扩展的河外源的X射线计数（以及光度函数的暗端，对软X射线背景的贡献，和$L_X-T$相关性在群体尺度）增加相当大的恒星形成率时，z>1的增长表明，光学/红外线证据具体地，当反馈减小并且星形成增强时，在0.5-2 keV范围内的计数增加因子$\sim 4$，以产生对于2<z<4的平坦形状的星形成速率。
1999-09-15 astro-ph
Dark and luminous matter connections. Towards understanding galaxy evolution
在这篇综述中，我们概述了从头算宇宙学模型的主要观点，重点是一些星系演化尚未解决的问题。特别是我们对导致星系演化的恒星形成率（即亮度、颜色和尘埃富集度）的了解仍然非常少。光滑粒子流体动力学模拟，包括化学光度演化人口合成模型的孤立的塌陷系统赋予三轴暗物质晕，气体和恒星形成打开，是一个有用的工具，阐明了几个悬而未决的问题。这种方法允许比完全一致的宇宙学场景更大的粒子分辨率，为我们提供了关于暗物质和发光物质之间联系的重要见解。晕的初始性质、几何结构和动力学状态以及系统的总质量共同驱动着星系形成和演化。在我们的简单框架中，螺旋星系只出现在总质量小于1.e12太阳质量，重子与总质量之比临界值（宇宙学值0.1左右）的系统中。对于相同的比值，质量越大的星系拥有越明亮、越红的星系，这是因为在它们的晕中，恒星形成的爆发越强。此外，在质量较小的DM晕中，恒星形成不会发生变化，因此，发光星系的临界质量是1.e11太阳质量。对于一个给定的总质量，重子与总质量的比值越高，星系的旋转支持就越低，因此椭圆星系的总质量就没有限制。
2004-01-23 astro-ph
The role of luminous substructure in the gravitational lens system MG 2016+112
MG 2016+112是一个四重成像镜头系统，具有两个完整的图像A和B以及一对在C区合并的部分图像。合并图像被发现违反预期的镜像对称性。这表明天体测量异常只能是引力的起源，可能是由于透镜星系的环境或视线的亚结构引起的。我们提出了新的高分辨率多频VLBI观测在1.7，5和8.4 GHz。在透镜图像A和B的新VLBI成像中检测到三个新分量。由于检测到非共线分量，证实了透镜图像A和B的预期相反奇偶性。此外，观察到的新检测到的组件的属性与以前的质量模型的预测不一致。我们提出了新的背景类星体的情况下，这是符合新的意见。我们还调查的作用，卫星星系位于相同的红移作为主要的透镜星系。我们的新质量模型定量地表明，卫星星系是在C区发现的天体测量异常的主要原因。探测到的卫星与冷暗物质（CDM）模拟中预计的晕中的subhaloes丰度一致。然而，总晕质量的卫星透镜模型计算的分数被认为是高于CDM模拟预测。
2009-03-31 astro-ph
Early Formation and Late Merging of the Giant Galaxies
目前宇宙中最明亮的星系是在最大质量的暗物质晕的中心发现的，这些暗物质晕是丰富的星系团。在LCDM宇宙学中，这样的大质量晕核存在于红移z=6处，其同动数密度（作为内部质量的函数，约为10 kpc）与今天的值相当。然而，随着恒星和暗物质从最初分离良好的子单元聚集在一起，这些中心区域的物质的身份预计会发生变化。我们使用N-体模拟来研究这些合并如何将占主导地位的星系中预先存在的物质向外推，同时保留无碰撞物质的内部密度分布。看来，大型星系的中心区域最终被形成于许多致密核心中的恒星所主导，这发生在最后一次大合并之前。这些中心区域的无碰撞物质（恒星和暗物质的组合）的密度分布似乎是稳定的，并在合并过程中具有吸引子的行为。这表明，与耗散收缩和恒星形成相关的重子负载可能会被擦除，因为随后的合并会将质量分布推回到普适分布。这种对重子负载效应的抑制，以及早期的质量浓度组装，可能有助于解决CDM模型在结构形成方面的一些明显挑战。
2004-06-20 astro-ph
Is there a dichotomy in the Dark Matter as well as in the Baryonic Matter properties of ellipticals?
我们发现了19个早型星系的M/L全球梯度与发光成分的结构参数之间的相关性。这种相关性支持了这样的假设，即在这样的系统中，暗物质含量和重子成分的演化之间存在联系。
2003-10-28 astro-ph
The luminous and dark matter content of disk galaxies
对于一个汇编样本的盘星系与可用的测光（B和K波段），速度线宽度和HI积分通量，几个参数跟踪的发光，重子和暗物质的内容进行了推断。我们研究了这些参数是如何随着不同的星系性质而变化的，并在LCDM宇宙演化的背景下将结果与星系演化模型的预测相结合。圆盘与总的最大圆周速度之比vd/vt主要取决于圆盘中心的表面密度Sig_d（或表面亮度SB），其值大致随Sig_d ^[0.15]的增加而增加。虽然一小部分的高SB星系有一个对应的最大磁盘解决方案的vd/VT比，低SB完全暗物质为主。模型的趋势是相似的，尽管它们的vd/vt比略小于观测值。对vd/vt-Sig_d关系的残差分析表明，当星系更红、更亮（质量更大）和更早类型时，vd/vt趋于减小。这些模型使我们能够解释这些结果的物理意义，这意味着晕结构和发光性质之间的联系。在给定的半径下，对于观测和模型，估计的动态重子质量和动态质光比随着SB的减小而减小，并且与星系尺度无关，这与以前的工作中报道的相反，基于对旋转曲线形状的分析。我们讨论了这种差异，并指出了解决盘状星系中暗和亮的含量是否取决于SB或光度这一争论的重要性。模型和观测之间的广泛一致性有利于LCDM情景。然而，盘状星系光学区域内过量的暗物质仍然是主要的困难。（节略）
2003-05-28 astro-ph
Hot Gas in Clusters of Galaxies: the Punctuated Equilibria Model
我们开发了一个模型来描述集群内的X射线发射重子的演变，因为它们被包括在暗物质的星系团通过随后的合并事件在层次聚类的框架内演变的势阱。假设气体在每次合并事件后重新调整到新的流体静力平衡。在合并之前，当它被束缚在子星系团中时，它被引力加热到局部维里温度;在早期的$z$，气体被恒星形成后的超新星活动预热。详细地说，我们计算分析以下步骤：动态历史的暗物质晕与合并事件;相关的气体落入晕，压缩和冲击establishing条件在集群边界;更新的配置气体的潜在的井匹配这样的条件;统计卷积的合并历史的关键量。该模型预测的密度和表面亮度分布没有自由参数;所谓的$β$参数本身是模型的结果，多变指数$γ$内部限制在一个狭窄的范围内。我们得到下降的温度分布，和轮廓的密度和表面亮度浅的组相比，集群。我们的模型组也包含一个较低的重子分数平均，但与一个分散大得多的集群规模。在合并历史上取平均值时，分析得到各种统计数据。特别是，我们预测在不同的宇宙学的统计相关性$L-T$的光度与温度;同样，我们$R_X-T$的大小的X射线发射区。在这两个相关性的内在散射也进行了预测。
1999-01-28 astro-ph
Acoustic oscillations in the SDSS DR4 Luminous Red Galaxy sample power spectrum
我们计算了斯隆数字巡天（SDSS）数据发布4（DR 4）的亮红星系（LRG）样本的红移空间功率谱，找到了一系列声学特征的证据，其尺度可达\sim 0.2 hMpc^{-1}。这对应于CMB角功率谱中的第7个峰。所推导出的声学尺度（105.4 \pm 2.3）h^{-1}Mpc与"和谐“模型的预测以及Eisenstein等人（2005）通过分析空间两点关联函数所确定的尺度非常一致。具有重子特征的模型比没有任何振荡行为的“平滑”模型更受3.3 σ的青睐。
2005-12-07 astro-ph
Rapid Evolution in the Most Luminous Galaxies During the First 900 Million Years
红移z~6的前9亿年（Myr）（宇宙年龄的前7%）在很大程度上尚未探索星系的形成。在z~6处已经发现了大量的星系样本，但在更早的时间探测是不确定和不可靠的。目前还不清楚星系是如何从宇宙年龄约3亿年（z~12-15）时的第一批恒星到z~6，仅仅6亿年后建立起来的。在这里，我们报告了在z~7-8，大爆炸后约7亿年，使用有史以来最深的近红外和光学图像搜索星系的结果。在保守的选择准则下，我们在z~7-8处只找到一个候选星系，如果z~7-8和z~6之间的星系群没有演化，那么我们预计会有10个候选星系。使用不太保守的标准，有四个候选人，其中17个将是没有演变的预期。这表明，在大爆炸后的7亿年里，非常明亮的星系是非常罕见的。最简单的解释是，宇宙太年轻了，不可能通过小星系的分层合并在z~7-8处形成许多发光的星系。
2006-09-15 astro-ph
Constraints on galaxy formation from alpha-enhancement in luminous elliptical galaxies
我们探讨了在两个极端的星系形成的假设下，即一个快速的星系团崩溃和合并的两个螺旋形的基础上分层聚类的核心中的α增强和富含金属的恒星星族的形成。我们研究了恒星形成时间尺度、IMF斜率和恒星产额的参数空间。特别是，后者在限制时间尺度和IMF斜率方面增加了巨大的不确定性。我们发现，-Thielemann，Nomoto和Hashimoto核合成-在快速clurons崩溃的情况下，[alpha/Fe]过剩约。0.2高金属丰度恒星的dex可以用Salpeter IMF和10^9 yr量级的恒星形成时标来实现。相反，类似于我们银河系的两个合并螺旋的情况无法在富含金属的恒星中重现α增强的丰度比，除非IMF在合并引发的爆发期间被压平。该结果与突发时间尺度无关。我们认为，丰度梯度提示区分本文中考虑的两个极端的形成情况。
1998-09-21 astro-ph
The Late Stellar Assembly of Massive Cluster Galaxies Via Major Merging
我们提出了多波长观测的最明亮的星系在四个X射线发光集团在z~0.37，将合并形成一个集群可比的质量后发座。按照恒星质量的增加来排列，四个最亮的星系团（BGG）呈现出一个时间序列，其中BGG-1、2和3处于合并系统中，BGG-4是一个大质量的残骸[M（恒星）=6.7x10^（11）Msun]。BGG-1和2有明亮的引力束缚伴星，BGG-3有两个相距仅2.5 kpc的核，因此在z 40%处合并<0.5 increases the BGG mass by >（合并时标<2 Gyr），V带光度约为0.4 mag. BGG的静止坐标系（B-V）颜色对应的恒星年龄>3 Gyr，它们的（B-V）颜色紧密散射[sigma（BV）=0.032]证实它们在z>0.9时形成了大部分恒星。光谱学没有显示最近（<1.5 Gyr）或正在形成的恒星。只有两个BGG在24微米处被微弱地探测到，X射线和光学数据表明BGG-2的发射是由于活动星系核。所有四个BGG和它们的同伴都是早期型（膨胀主导）星系，它们嵌入在直径约140 kpc的弥漫恒星包层中。这四个BGG系统必须演化成主导本星系团的大质量、红色、早型星系。我们的研究结果表明：1）大质量星系群和星系团通过无耗散合并形成; 2）星系群环境对这一过程至关重要。
2008-06-26 astro-ph
ISO spectroscopy of star formation and active nuclei in the luminous infrared galaxy NGC 6240
我们目前的红外空间天文台中，远红外光谱的合并星系NGC 6240，一个对象提出了许多方面的重要性的作用，恒星形成和AGN活动在[超]发光的红外星系。中红外光谱以低激发精细结构谱线发射和芳香族“PAH”特征的形式显示了星爆指标。一个强大的高激发[OIV]线的观察，最有可能起源于窄线区的光学模糊AGN。NGC 6240在氢分子的纯转动谱线中显示出极强的发射。我们认为，这种排放主要是由于在其动荡的中心气体成分和它的星暴超风的冲击。红外辐射线的总激波冷却约占辐射光度的0.6%，主要是通过旋转H_2辐射和[OI] 63 μ m谱线。我们分析了几种估算NGC 6240星暴和活动星系核光度的方法，并认为对它的辐射热光度的贡献很可能在50-75%星暴和25-50%活动星系核的范围内。
2003-07-31 astro-ph
Detection of the Baryon Acoustic Peak in the Large-Scale Correlation Function of SDSS Luminous Red Galaxies
本文介绍了从斯隆数字巡天的46，748个发光红星系的光谱样本中测量的大尺度关联函数。该测量区域覆盖了3816平方度和0.16<z<0.47的0.72 h^{-3} Gpc ^3，使其成为迄今为止研究大尺度结构的最佳样本。我们在关联函数中发现了一个在100 h ^{-1} Mpc间隔处检测到的峰值，这与预测的重组时期声学振荡对低红移物质集群的印记的形状和位置非常匹配。这一发现证明了z=1000和现在之间引力不稳定性的线性增长结构，并证实了标准宇宙学理论的坚定预测。声峰提供了一个标准标尺，通过该标尺，我们可以测量到z=0.35和z=1089的距离与4%分数精度的比率以及到z=0.35的绝对距离与5%精度的比率。从关联函数的整体形状来看，我们测量到的物质密度为Ω mh ^2 ~ 8%，与宇宙微波背景（CMB）各向异性的值一致。不考虑CMB声学尺度的限制，我们得到Omega_m = 0.273 +-0.025 +0.123（1+w_0）+0.137 Omega_K。当暗能量是一个宇宙学常数时，在包含CMB声学尺度的情况下，我们发现暗能量的空间曲率为Omega_K=-0.010+-0.009。更一般地说，我们的结果提供了一个宇宙学距离的测量，因此暗能量的论点，基于几何方法与微波背景各向异性相同的简单物理。标准宇宙学模型令人信服地通过了对其基本性质的这些新的、强有力的检验。
2005-01-10 astro-ph
On the degree of dust extinction in major mergers
我们数值研究如何的光谱能量分布（SED）的主要富含气体的星系合并尘埃星爆的基本属性是由合并的初始轨道配置。我们发现，一个红外发光的星系与尘埃星暴形成的近逆行逆行合并遭受最显着的尘埃消光的恒星光，因此显示非常红色。考虑到逆行-逆行合并并不产生强而长的潮汐尾，这一结果表明，一个没有明显相互作用和合并迹象的亮红外星系表现出非常大的内部尘埃消光和更红的颜色。这些数值结果进一步暗示，亮红外星系的形态可以与内部尘埃消光的程度以及SED的形状相关。主要是因为合并的形态也强烈地依赖于合并的初始轨道构型。
2000-08-18 astro-ph
Diffuse Baryons in Groups and Clusters of Galaxies
为了预测与星系团中弥漫重子相关的X射线可观测值，我们开发了一种新的物理方法来模拟如此热的星系团内等离子体。这种方法是基于间断均衡。包括以下模块：暗物质势阱的蒙特卡罗“合并历史”; ICP的中心流体静力学配置，在每次合并事件后重置为新的平衡;激波条件，或与外部气体边界处的接近绝热压缩，由恒星能量反馈预热。我们预测的L-T关系，一致的数据，形状和分散。这与不同的COBE归一化CDM模型的层次聚类提供的质量分布相结合，预测z分辨光度函数，源计数，红移分布和未解决的集团和集团的软X射线背景的贡献。当与最近的ROSAT调查相比，我们的结果证实，临界宇宙学与标准CDM被排除在其过剩的本地集群。相反，由于生产不足，我们排除了开放宇宙学，除了Ω_o=0.5附近的一个狭窄范围;即使在那里，我们发现与完整数据库的一致性几乎是微不足道的。对于Ω_o=0.3的平坦几何，我们得到了可接受的拟合。对于临界宇宙中重子含量较高的倾斜CDM微扰谱，我们得到了边缘一致性。最后，我们讨论了X射线集群和团体作为宇宙学路标的有效限制，以及它们对ICP的天体物理学和大的，高对比度结构的宇宙起源学的光明前景。
1998-02-18 astro-ph
A search for extragalactic H2O maser emission towards IRAS galaxies - Detection of a maser from an infrared-luminous merger, NGC6240
本文报道了对红外发光星系22 GHz水脉泽辐射的观测结果。观测到的星系主要是从IRAS亮星系样本中选出的。这次巡天发现了一个新的脉泽。新的脉泽是在[U]LIRG/合并星系NGC 6240中发现的，该星系含有LINER核。这是第一次探测到这类星系的H2O脉泽，它们传统上与OH超脉泽源有关。探测到的脉泽辐射相对于星系采用的系统速度有很高的红移（~ 260-300 km/s），我们没有发现其他相对于系统速度< +- 500 km/s的显著辐射。高速脉泽辐射的存在意味着在合并过程中可能存在一个旋转的脉泽盘。大的脉泽光度（~ 40 Lo）表明，一个活动星系核可能是引起水辐射的能量来源。或者，脉泽发射可能与先前观察到的星系中心的双射电源有关。具有高角分辨率的干涉观测将能够澄清新脉泽的起源。
2001-12-04 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
Einstein Observatory evidence for the widespread baryon overdensity in clusters of galaxies,
本文分析了用\EINOBS观测到的19个中等距离的明亮星系团的X射线表面亮度剖面。我们的目标是确定半径在1和$3\Mpc$之间的星系团气体质量，并确认目前从标准原始核合成预期的宇宙平均重子分数的计算与气体中的星系团质量分数之间的明显冲突，如果$Ω_0=1$。我们的分析表明，星系团中的重子超密度比S.~ White \& Frenk最初强调了这个问题。在我们的分析和一些宇宙学的影响，我们的结果所涉及的不确定性进行了简要的讨论。对于一个13个星系团的精细样本，我们发现气体的重子分数在$1\Mpc$中介于10%和22%之间。
1995-02-22 astro-ph
Catching a bullet: direct evidence for the existence of dark matter
本文介绍了合并星系团1 E0657 -556的X射线和弱透镜观测结果。由于最近合并的子星系团与主星系团的碰撞，X射线等离子体已经从两个组成部分的星系团中被取代。弱透镜数据表明，透镜表面势与星系（约10%的观测重子）空间一致，而与X射线等离子体（约90%的观测重子）不一致。我们认为，这表明，无论在这些大距离和低加速度下引力定律的形式如何，这些观测结果都要求系统的大部分质量是某种形式的不可见物质。
2006-11-15 astro-ph
Non-Thermal Emission from Relativistic Electrons in Clusters of Galaxies: A Merger Shock Acceleration Model
我们研究了星系团合并过程中激波阵面附近加速的相对论电子的非热辐射演化。我们估计了从极紫外到硬X射线波段的宇宙微波背景光子的同步辐射和逆康普顿散射。硬X射线辐射在合并的后期最为明亮。硬X射线和射电辐射只有在热团内介质（ICM）中才能清楚地看到合并事件的特征时才发光。另一方面，EUV辐射在系统松弛后仍然发光。激波的传播和ICM的整体运动对射电晕的扩展起着至关重要的作用。在收缩阶段，射电晕位于ICM的热区或两个亚结构之间。在扩张阶段，射电晕位于两个ICM热区之间，呈弥散分布。
2000-01-05 astro-ph
A Physical Model for Baryons in Clusters of Galaxies
星系团的X射线辐射是研究中高红移暗物质分布的最佳观测探针之一。由于负责发射的团内等离子体（ICP）的处置是至关重要的链接X射线性质的全球性的暗物质晕，我们提出了一个半解析方法的扩散重子。这包括以下块：蒙特卡罗合并的历史来描述动态的暗物质晕;的ICP的中心流体静力学配置;条件的冲击，或密切绝热压缩在边界处与外部气体，预热恒星能量反馈。从我们的模型中，我们预测了$L-T$相关性，与形状和散射数据一致。
1998-04-03 astro-ph
Gemini Spectroscopic Survey of Young Star Clusters in Merging/Interacting Galaxies. II. NGC 3256 Clusters
本文给出了NGC 3256中23个年轻星团的双子光谱。我们发现星团的年龄范围从几百万年到1.5亿年。所有这些星团的质量都相对较大（2- 40）x 10^{5} \msun $，金属丰度大约为1.5 \zo。我们样本中的大多数团簇遵循与气体相同的旋转曲线，因此推测是在分子气体盘中形成的。然而，一个西部的子样本的五个集群的速度，偏离显着的气体旋转曲线。这些星系团可能属于合并的第二个螺旋星系，也可能是在潮汐尾气中形成的。我们讨论了我们的观察在合并星系的其他已知的集群人口，并建议NGC 3256是类似的Arp 220，因此可能成为一个超亮红外星系合并的进展和恒星形成率增加。一些在我们的地面图像中孤立出现的星团在HST-ACS图像中清晰地分解为多个子成分。同样的效应也在银河系中观察到，表明星系团通常不是孤立形成的，而是倾向于形成更大的集团或星系团复合体。
2007-04-19 astro-ph
Are Ultra-Luminous X-ray Sources Intermediate Mass Black Holes Accreting from Molecular Clouds?
超亮X射线源的起源和性质是一个有争议的话题。关于负责的物体的质量，它们的吸积质量来源，以及它们与星系中恒星星族的关系，一直存在争议。一个新的图片，这些对象提出，他们是中等质量的黑洞局限于磁盘的主机星系和吸积的星际介质。然后，它们优先在分子云中或附近被发现。这个模型正确地预测了观测到的光度函数的形状，并且只需要一个星系的重子质量的很小一部分以中等质量黑洞的形式存在。由于它们产生的X射线强烈地加热了附近的星际气体，而且它们在致密区域的进出速度相对较快，因此预测ULX会有短暂的高亮度事件，持续时间可能为10^5年，但它们可能会重复出现多次。
2004-07-14 astro-ph
Merger Induced Globular Cluster Formation and Galaxy Evolution
在Gunn和McCrea早期工作的基础上，我们模拟了合并星系中球状星团的形成。中性氢观测的矮不规则星系以及更明亮的系统被用来提供模型的关键参数。观测结果表明，具有球状星团质量的星团今天应该仍然在形成。该模型被纳入一个星系演化的现象学图片利用一个简单的化学演化模型。这些结果进行了比较，最近的观测的金属丰度分布的F和G星从最近的大型SDSS调查。这些比较与银河系形成过程中大量矮不规则星系的各向异性坍缩和合并是一致的。
2008-10-15 astro-ph
13CO(J=1-0) Depression in Luminous Starburst Mergers, Revisited
It is known that merging galaxies with luminous starbursts and high far-infrared luminosities tend to have higher $R_{1-0} =^{12}CO(J=1-0)/^{13}CO(J=1-0)$ integrated line intensity ratios ( $R_{1-0} \simeq 20-50$ ) than normal spiral galaxies ( $R_{1-0} \simeq 5-15$ ). Comparing far-infrared luminosities [L(FIR)] with those of ^{12}CO(J=1-0) and ^{13}CO(J=1-0) for a sample of normal and starburst galaxies, Taniguchi & Ohyama found that the observed high $R_{1-0}$ values for the luminous starburst mergers are attributed to their lower ^{13}CO line intensities by a factor of 3 on the average. Th…
1999-04-06 astro-ph
The growth of galaxies in cosmological simulations of structure formation
我们利用流体动力学模拟研究了星系中重子组分是如何聚集的，着重讨论了合并和光滑吸积在~L_* 系统形成中的相对重要性。在我们的初步模拟中，模拟了一个以λ为主的冷暗物质宇宙的（50 \hmpc）^3共动体积，在我们的（64粒子）重子质量分辨率阈值M_c= 5.4 e 10 M_sun处，物体的空间密度对应于L~L_*/4的观测星系。超过这个阈值的星系通过吸积而不是合并获得大部分质量。在峰值质量增长的红移z~2处，吸积与合并的比例约为4：1。每个星系的平均吸积率从z=2时的~40 Msun/yr下降到z=0时的~10 Msun/yr，而合并率的峰值出现较晚（z~1），下降也较缓慢，所以到z=0时，两者的比率约为2：1。我们无法区分真正平滑的吸积与低于我们的质量分辨率阈值的天体合并，但推断我们测量的合并天体的质谱，dP/dM ~ M^a与a ~-1，意味着亚分辨率合并将增加相对较小的质量。在这些模拟中，全球恒星形成的历史追踪的是质量吸积速率，而不是合并速率。在低红移时，合并对星系的破坏与新系统的增长大致平衡，因此，尽管星系在星系水平上发生了显著的质量演化，但已解析星系的共动空间密度几乎保持不变。在z<~1时的合并率预测值与最近CFRS和hocC 2红移巡天中的密偶估计值一致。
2001-06-15 astro-ph
Low-temperature primordial gas in merging halos
暗物质晕维里化过程中产生的激波后重子的热态在等离子体条件下由HD线辐射控制。一小部分受冲击的气体可以冷却到宇宙微波背景（CMB）的温度。我们估计这个分数的上限：在$z=10$它急剧增加，从约$q_{_T}\sim 10^{-3}$（$M=5\times 10^7\msun$的暗晕）到$\sim 0.1$（$M=10^8\msun$的晕）。然而，晕圈质量的进一步增加不会导致$q_T$的显著增长--$M\gg 10^8\msun$的渐近值为0.3。我们估计恒星形成率与这样的冲击波，并表明，它们可以提供一个小的，但不可忽略的部分恒星形成。我们认为，银河系中极贫金属的低质量恒星可能是由这种冲击后的原始气体形成的。
2008-07-22 astro-ph
The visible matter - dark matter coupling
在表面亮度高低的旋涡星系内部，自转曲线的形状与光分布有密切的关系。对于光度轮廓中的任何特征，在旋转曲线中存在对应的特征，反之亦然。这意味着引力势与光度的分布密切相关：要么是发光物质占主导地位，要么是发光物质和暗物质之间存在密切耦合。类似地，在高光度系统的外部观察到的旋转下降曲线是恒星盘的明显特征，它要么主导质量分布，要么跟踪质量分布。重子在星系中心（包括LSB）的动力学重要性的概念，破坏了关于CDM晕中尖点的整个争议以及与观测结果的比较。如果重子在所有螺旋的中心区域占主导地位，包括LSB，如何将CDM剖面与观测结果进行比较？或者，如果重子不占主导地位，而只是简单地跟踪DM分布，为什么在光度相当的系统中，一些DM晕是尖的（像光一样），而另一些（也像光一样）不是？
2003-11-14 astro-ph
Primordial gas cooling behind shock waves in merging halos
我们研究了暗物质晕维里化过程中产生的激波后重子的热态。我们发现一部分被HD分子辐射冷却到宇宙微波背景（CMB）温度的冲击气体：这一部分从$M=5\times 10^7\msun$暗晕的大约$f_{\rm c}\sim 10^{-3}$急剧增加到$z=10$的$M=10^8\msun$暗晕的$\sim 0.1$。然而，我们发现，质量的进一步增加不会导致$f_{\rm c}$的显著增长--$M\gg 10^8\msun$的渐近值为0.2。我们估计恒星形成率与这样的冲击波，并表明，它可以是一个小的，但不可忽略的部分恒星形成与冷却HI和H $_2$。我们认为，银河系中极贫金属的低质量恒星可能是由这种冲击后的原始气体形成的。
2006-04-21 astro-ph
The importance of the merging activity for the kinetic polarization of the Sunyaev-Zel'dovich signal from galaxy clusters
即将建立的毫米观测站的偏振灵敏度将为研究星系团的性质和将它们用作强大的宇宙学探测器开辟新的可能性。为此，有必要详细研究其高度电离的团簇内介质（ICM）产生的偏振信号的特性。这项工作的重点是由ICM体运动，所谓的kpSZ信号，它具有的振幅成比例的光学深度和切向速度的平方引起的偏振效应。特别是，我们研究这种偏振信号是如何影响的内部动态的星系团和它的依赖于物理模型采用描述重子分量。这是通过从两组不同的高分辨率流体动力学N体模拟的输出开始产生逼真的kpSZ图来完成的。第一组（17个对象）只遵循非辐射流体力学，而对于第二组的9个对象中的每一个，我们实现了四种不同的物理过程。结果表明，kpSZ信号是探测星系团动力学状态的一个非常灵敏的探针。我们发现，主要的合并事件可以放大信号到一个数量级相对于放松集群，达到幅度高达约100 nuK。这一结果意味着，内部ICM动力学必须考虑到评估这个信号时，因为简单的模型，基于球形刚体，可能会提供错误的估计。最后，我们发现，对重子分量的物理模型的依赖是相关的，只有在非常内部的区域的集群。
2007-06-06 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
