IC 4200: a gas-rich early-type galaxy formed via a major merger
本文介绍了对S 0星系IC 4200的射电和光学观测结果。我们发现，星系主机85亿太阳质量的HI旋转的~90度扭曲盘延伸到60千秒差距从星系中心。光学光谱学揭示了银河系中心的简单恒星人口等效年龄为1.5 Gyr，V和R波段图像显示了恒星壳。电离气体被观察到的恒星体内，是运动学解耦的恒星，其特点是LINER般的线ratio.We解释这些观测结果的证据IC 4200的主要合并起源，并追溯到合并1-3 Gyr前。
2006-02-28 astro-ph
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$有最后一个主要的合并，而不是通常预期的螺旋在标准的合并方案。
2003-03-24 astro-ph
Dry Mergers: A Crucial Test for Galaxy Formation
我们调查的作用，干合并中发挥的大规模星系内的冷暗物质范例的建设。实施一个经验的恒星形成的关闭质量尺度，我们发现一个几乎恒定的干合并率$ \sim 6 \times 10^{-5}$ Mpc $^{-3}$陀螺$^{-1}$在$z \leq 1$和一个陡峭的下降在较大的z。在这些合并中，只有不到一半的合并发生在两个在形态上被归类为早期类型的星系之间，另一半则主要发生在早期类型和晚期类型的星系之间。后者是红椭圆星系潮汐特征起源的主要候选者。恒星形成的过渡质量尺度的引入对星系的演化有很大的影响，使它们能够通过合并而成长到$M_{*,c} \sim 6.3 \times 10^{10}$ M $_{\odot}$以上的特征质量尺度。作为这种转变的结果，我们发现，周围的$M_{*,c}$，1：1合并的比例是增强相对于不平等的质量主要合并。这表明，有可能通过测量等质量合并对不等质量合并的相对贡献作为星系质量的函数来检测过渡质量尺度的存在。高质量端的光度函数的演化主要是由低z下的干合并驱动的。然而，我们发现，只有$10% -20%$的星系更大的质量比$M_{*,c}$经验干主要合并在其最后的Gyr在任何给定的红移$z \le 1$。
2009-04-29 astro-ph
The role of minor mergers in the recent star formation history of early-type galaxies
我们证明，在紫外线（UV）颜色的大散射的中等质量的早期型星系在本地宇宙和推断的低水平最近在这些对象中的恒星形成，可以复制在标准的LCDM宇宙学的小合并。质量比小于或等于1：4的合并的数值模拟，合理的假设的年龄，金属丰度和尘埃性质的合并的祖先，产生良好的协议所观察到的紫外线颜色的早期类型的人口，如果落卫星被假定为有（冷）气体分数大于20%。满足（NUV-r）< 3.8的早期类型可能在最后约1.5 Gyr内经历了质量比在1：4和1：6之间的合并，而满足3.8<（NUV-r）<5.5的早期类型则与质量比< 1：6的近期合并或过去发生超过约1.5 Gyr的更高质量比的合并相一致。我们表明，早期型的颜色的大小关系和颜色分布在紫外和光学光谱范围是一致的预期频率的小合并活动在标准LCDM宇宙学在低红移。我们提出了一个强有力的可解释性的论点小合并背后的大紫外线散射和相关的低水平最近的恒星形成在附近的宇宙中的早期星系观察到的主要机制。
2008-12-31 astro-ph
Deep GMOS Spectroscopy of Extremely Red Galaxies in GOODS-South: Ellipticals, Mergers and Red Spirals at 1<z<2
我们使用双子座南的GMOS对GOODS-South场的极红星系进行了深度光谱调查。我们在这里提出的光谱和红移的16 ERG在0.87<z<2.02，限制K=20.2。ERH是球状体、合并体和螺旋体的混合体，只有一个活动星系核。对于至少10个这样的星系，我们观察到[OII]发射线。我们进行了年龄测定分析，通过拟合的光谱和9波段测光的ERG与被动发展的恒星星族结合一个年轻的恒星形成组件的模型。旧恒星组成部分的最佳拟合年龄范围为0.6至4.5 Gyr，平均为2.1 Gyr。质量范围从3到20乘以10^10太阳质量。形成恒星的成分通常只占总质量的百分之几，尘埃红化的平均值E（B-V）=0.35。其时间尺度往往是短的合并（<5000万年）和更长（200-800万年）的螺旋ERG。
2006-04-18 astro-ph
Galaxy Merger Statistics and Inferred Bulge-to-Disk Ratios in Cosmological SPH Simulations
我们构建合并树的星系在宇宙流体动力学模拟中确定，并使用它们来表征预测的合并率作为红移，星系质量和合并质量比的函数。在z=0.3时，对于质量比为1：2的大质量星系（重子质量大于6.4E10 \Msun），平均每Gyr每个星系的合并率为0.054，而对于质量较低的星系，合并率仅为0.018 / Gyr。对于大质量星系样本，质量比分布与R_merg^-1.2成正比，因此高质量合并在总合并增长率中占主导地位。预测的速率随着红移的增加而迅速增加，并且与观测估计相当吻合。相当一部分星系在模拟过程中没有经历任何解析的合并，即使对于高质量样本，也只有50%的星系经历了大于1：4的合并，因为z=1。典型的星系因此有相当平静的合并历史。我们分配的膨胀盘比模拟星系的假设合并以上的质量比阈值R_主要转换成球状体恒星盘。当R_major为1：4时，我们得到了与观测到的早型分数对星系质量的依赖关系相当好的匹配。然而，预测的真正以膨胀为主的系统（f_bulge> 0.8）的比例很小，产生大量的膨胀为主的星系可能需要一种机制，在后期关闭气体吸积和/或额外的过程（除了主要的合并）来产生膨胀。
2005-09-15 astro-ph
The Chandra View of Galaxy Mergers
通过对9个相互作用星系的Chandra巡天观测，研究了X射线辐射在星系合并过程中的演化。发现X射线亮度在核合并前达到峰值~ 3亿年，然后下降，尽管我们知道此时仍在发生快速和增加的活动。X射线光度的下降很可能是这些星系的星系盘爆发出外流的结果。在这项工作中，它也表明，对于系统接近点的核聚结，Lfir成为大规模增强相比，这些系统的X射线光度。我们认为，这种增强可能表明一个“头重脚轻”的IMF，与大质量恒星的增强部分。在合并后的时间~1 Gyr，在我们的样本中的合并残留物的X射线微弱时，典型的成熟椭圆星系相比。然而，我们确实看到证据表明，这些系统将在更大的动力学年龄开始类似于典型的椭圆星系，考虑到我们样本中3 Gyr系统的性质，支持晕再生将发生在低Lx合并残余物中的想法。同时，作为这次巡天的一部分，还首次介绍了钱德拉对双核并合系统Mkn 266和并合残留体Arp 222的详细观测。
2007-03-22 astro-ph
Did most present-day spirals form during the last 8 Gyrs? A formation history with violent episodes revealed by panchromatic observations
对遥远星系的研究表明，椭圆星系和大螺旋星系在8 Gyr前就已经存在，导致中等质量星系中最近的恒星形成非常温和。这一观点受到了最近对大约10^5个邻近星系的恒星星族化石记录的分析（Heavens et al. 2004）的挑战，该分析表明中等质量星系在4到8 Gyr前已经形成或聚集了大部分恒星。在这里，我们提供了直接的观测证据，支持Heavens等人对195个z>0.4中等质量星系进行长期多波长研究的发现，这些星系大部分来自CFRS调查。我们表明，最近和有效的恒星形成揭示了在红外波长，因为约15%的中等质量星系在z>0.4确实是明亮的红外星系（LIRGs），一个现象比在本地宇宙中更常见。LIRGs中的恒星形成本身足以产生中等质量星系总恒星质量的38%，然后占大多数报告的恒星质量形成z=1。LIRGs的高发生率很容易理解，只有当它们对应于恒星形成的阶段性高峰时，在此期间，星系通过短红外线（红外线）变红。我们研究如何星系IRES可以与出现在高红移，丰富的人口与小尺寸，蓝核和许多不规则的星系。我们发现，最近的合并和气体的下降自然地解释了形态的变化和情节恒星形成的历史，在一个分层的星系形成框架。我们提出了一个简单的方案，其中75+-25%的中间质量螺旋最近经历了他们的最后一次重大合并事件，导致他们的隆起和磁盘在过去8个Gyr的急剧重塑。
2004-11-08 astro-ph
Kinematics and physical properties of Southern interacting galaxies: the minor merger AM 2306-721
本文对星系对AM 2306 -721的运动学、恒星星族和各组成部分丰度的相互作用进行了观测研究。获得了主星系和伴星系的旋转曲线，显示出分别为175 km/s和185 km/s的解投影速度振幅。主星系和伴星系之间的相互作用是用数值N体/流体动力学模拟来模拟的，结果表明，目前的合并阶段将在近银河系之后大约2.5亿年。通过拟合不同年龄组的恒星星族模型组合，分析了两个星系中恒星星族组分分布的空间变化。主星系的中心区域主要是由一个老的（5-10 Gyr）人口，而年轻的（2亿年）和中间（1 Gyr）组件的显着贡献被发现在磁盘中，被增强的潮汐功能的方向。伴星星系的恒星星族总体上要年轻得多，主要由1 Gyr或更少的成分组成，相当广泛地分布在整个盘上。氧丰度的空间分布是从使用R23线比的光电离模型的网格获得的。主星系的盘显示出明显的径向梯度，而伴星系则呈现出相对均匀的氧丰度。次级星系中丰度梯度的缺失被解释为由于与更大质量的主星系的引力相互作用，从星系外部到星系中心的气体流的混合。
2008-08-06 astro-ph
The globular cluster system of an ``old'' merger: NGC 5018
我们研究了“老”合并星系NGC 5018的球状星团系统的性质。我们探测到一个相对较差的球状星团系统，根据颜色至少可以分为两个种群：一个是蓝色星团的小种群，年龄在几百万年到6千兆年之间，它的形成可能是由星系群中最后一次相互作用引起的;一个（可能是两个）古老的星团种群可以与原始星系相关联。(...)
1996-05-09 astro-ph
Timescales of merger, starburst and AGN activity in radio galaxy B2 0648+27
本文利用中性氢HI和光学光谱观测比较了射电星系B20648 +27的合并事件、星暴事件和射电活动星系核活动的时间尺度。我们在早型宿主星系B2 0648+27（M_HI = 8.5 x 10^9 Msun，直径= 190 kpc）周围的辐射中探测到一个大的环状HI结构。我们将其解释为> 1.5 Gyr前发生的重大合并的结果。从模拟光学长缝光谱，我们发现，一个年轻的恒星星族的0.3 Gyr，表明过去的星暴事件，占主导地位的恒星光在整个星系。合并事件和B2 0648+27中的星暴活动之间的时间偏移表明，星暴是在合并的高级阶段触发的，如果富含气体的祖先星系包含一个凸起，这可以解释。虽然射电源的确切年龄仍然不确定，但在合并/星暴事件和当前的射电活动星系核活动之间似乎存在显着的时间延迟。我们还观察到流出的排放线气体在这个系统中，这可能是有关的超级恒星驱动的恒星，在星暴事件。我们认为射电星系B20648 +27是超亮红外星系（ULIRGs）和真正的早型星系之间的演化序列的一个环节。
2006-06-13 astro-ph
Formation of Globular Clusters in Merging Galaxies
富含气体的星系的碰撞和合并引发了恒星和团簇形成的爆发。在一次大的合并过程中通常会形成数千个星团，只有最大和最紧凑的巨型星团作为球状星团（GC）幸存下来。在<1 Gyr的合并残留物中，这些“第二代”GC以数百个大约太阳金属量的年轻晕团出现。它们可能的后代，富含金属的中等年龄（2 - 5 Gyr）的GC，最近在大约10个椭圆星系中被发现，在那里它们看起来像是稍微过亮的红色GC，光度函数仍然是幂律的。它们的颜色和径向分布表明，它们演化成在古老的椭圆星系中观察到的红色富金属GC。有很好的证据表明，第二代GC是由合并引起的星爆中压力迅速增加而形成的巨大分子云。这个机制支持了宇宙再电离过程中宇宙压力的增加可能触发了在所有类型星系中观察到的贫金属球状体的形成。
2002-12-10 astro-ph
Black holes in galaxy mergers: The formation of red elliptical galaxies
利用流体动力学模拟方法研究了旋涡星系合并过程中恒星形成和活动星系核（AGN）引起的颜色变化。我们的模型考虑了辐射冷却、恒星形成和超新星反馈。此外，我们包括一个处理的吸积到超大质量黑洞嵌入在合并星系的核。我们假设一个吸积黑洞的热光度的一小部分热耦合到周围的气体，提供了一个反馈机制，调节其增长。星系的碰撞和合并引发了核气体的流入，这既促进了强大的恒星爆发，也促进了强烈的黑洞吸积。比较模拟和没有黑洞，我们表明，AGN反馈可以淬火恒星的形成和吸积在短时间尺度上，特别是在大型星系的黑洞可以驱动强大的风，一旦他们变得足够大。残余物的颜色演化在有和没有中心黑洞的合并之间有明显的不同。如果没有活动星系核，富含气体的合并会导致椭圆星系由于残余恒星的形成而保持蓝色，即使在超过7个Gyrs之后也是如此。相反，与黑洞合并产生的椭圆星系红化速度更快，这种效应在恒星形成几乎完全终止的大质量残留物中更为明显，使它们在不到一个Gyr的时间内红化到u-r ~ 2.3。活动星系核的反馈可能因此需要解释人口的极端红色的大质量的早期类型的星系，它似乎是一个重要的驱动程序，在产生观察到的双峰颜色分布的星系在本地宇宙。
2004-09-22 astro-ph
The X-ray Evolution of Merging Galaxies
通过对9个相互作用星系的Chandra观测，研究了星系合并过程中X射线辐射的演化。通过比较Lx/Lk和Lfir/Lb，我们发现X射线光度在核合并前的3亿年左右达到峰值，尽管我们知道此时恒星的形成仍在迅速增加。X射线光度的下降很可能是这些星系的星系盘向外爆发的结果。在合并后约1 Gyr的时间，在我们的样本合并残留物是X射线暗淡相比，典型的X射线光度的成熟椭圆星系。然而，我们确实看到证据表明，这些系统将开始类似于典型的椭圆星系在一个更大的动力学年龄，考虑到我们的样本中的3 Gyr系统的属性，表明晕再生将发生在低Lx合并残余。
2005-09-20 astro-ph
The Evolutionary History of the Elliptical Galaxy NGC 1052
我们获得了与椭圆星系NGC 1052合并残留物有关的16个球状星团的Keck谱，以及该星系的长缝谱。我们从简单的恒星星族模型中利用Proctor & Sansom（2002）的方法推导出年龄、金属丰度和丰度比，该方法首次应用于河外GC。根据简单的恒星星族，我们发现所有的GC都是~13 Gyr年龄，具有大范围的金属丰度。从星系光谱中我们发现NGC 1052的中心年龄为~ 2Gyr，金属丰度为[Fe/H]~+0.6。没有强烈的梯度，无论是年龄或金属量被发现的最大半径测量（~1千秒差距）。然而，我们确实发现了α元素丰度的强烈径向梯度，其达到了非常高的中心值。年轻的中心星暴年龄与由HI潮汐尾和1 Gyr的下沉气体推断的年龄一致。因此，虽然NGC 1052显示了最近合并和相关星暴的大量证据，但合并似乎并没有导致新GC的形成，这可能表明最近很少有恒星形成。这种解释与早期星系形成的“结霜”模型是一致的。（节录）
2005-02-13 astro-ph
The Morphological Evolution of Merger Remnants
由于中心黑洞（或黑洞）的引力作用，在一次大合并中形成的椭圆星系随着时间的推移往往会变得更接近球形。观测结果表明，具有较老恒星星族（t > 7.5 Gyr）的椭圆星系比具有较年轻恒星星族的椭圆星系具有更圆的中心等照度线。此外，较老的椭圆星系倾向于有核心轮廓，而较年轻的椭圆星系倾向于有幂律轮廓。星系合并的数值模拟表明，如果其中一个或两个祖先的中心有一个质量约为恒星质量的0.2%的黑洞，那么黑洞的作用是使残余物的中心区域更圆，其特征时间为几千兆年。
2001-06-27 astro-ph
The Observational Consequences of Merging Clusters of Galaxies
本文对星系团合并的数值模拟进行了观测分析。我们确定了最近的合并活动的几个观测签名，并定量评估的不确定性引入集群质量估计时，调用流体静力平衡，维里平衡，球对称性和等温线的共同持有的假设。我们发现，合并的结果在多个X射线峰，长寿命的延长的X射线发射，以及等照度扭曲和质心移动的程度与最近的观测结果相一致。我们还发现了X射线核心相对于暗物质核心的放大。合并的结果在非等温集群表现出可观察到的不均匀性，在发射加权的X射线温度的几个千电子伏的线性尺度小于0.5兆秒差距。由此产生的气体动力学是非常复杂的，我们提出了一个例子，什么可能是观察到的高分辨率X射线光谱仪。我们进一步推测，气体动力学，通过冲击，大规模流动和湍流，发挥了重要作用的演化星系团和相关的无线电源，特别是广角尾（WAT）源和无线电晕。我们发现，X射线为基础的集群质量估计下的平衡假设可以是不确定的50%或以上，在合并后的前2个陀螺仪和高达25%后2陀螺仪取决于分析和投影效果的细节。如果温度没有得到很好的约束，则无量纲可以大得多。
1996-08-15 astro-ph
Globular clusters in the blue compact galaxy ESO~338-IG04 (Tol~1924-416), as tracers of the star formation history. Results from HST/WFPC2 observations
利用WFPC 2/HST获得了一个恒星暴贫金属蓝色致密星系ESO 338-IG 04的多色图像。在这些图像中，我们发现许多点状源集中在星系的主体，我们确定为球状星团的候选者。我们表明，这些对象是物理上与星系，他们在空间上扩展。由于它们的高固有光度，这些物体不可能是单独的恒星。利用光度演化模型，我们发现这些天体构成了大量的大质量星团，年龄从几百万年到10千兆年不等，质量从10^4到10^7太阳质量不等。我们发现这些天体很可能是不同年龄的球状星团。星团的年龄分布有峰值：<3000万年、~ 10000万年、~ 60000万年、2.5- 5Gyr和~10 Gyr。最年轻的天体位于拥挤的星暴区。该星系目前似乎正在合并，这可能是目前球状星团形成的原因。许多中间年龄（2.5至5 Gyr）的球状星团的存在，表明以前的合并可能已经发生。随着星暴的消退，这个星系将变得非常丰富的球状星团。将所有天体的年龄转换到与银河系球状星团相当的年龄，揭示了一个类似于银河系的光度函数。我们认为，这个星系是一个矮椭圆星系和一个富含气体的矮星系合并的结果。确定球状星团的年代的可能性为研究这个星系和类似星系中剧烈恒星形成的历史提供了一种有效的方法。
1998-04-07 astro-ph
Disk Evolution and Bar Triggering Driven by Interactions with Dark Matter Substructure
我们在LCDM WMAP 3宇宙中对星系形成的完全自洽宇宙学模拟中研究了条盘系统的形成和演化。在一个代表性的模型中，我们发现第一代条形的形成是对不对称的暗物质（DM）分布的响应（即，DM灯丝）并迅速衰减。随后的酒吧世代的形式和破坏的主要合并时期渗透的相互作用与DM子结构（subhalos）。一个长寿的酒吧是由一个潮从一个subhalo和生存约10 Gyr。在随后的无数次小合并和与子结构的相互作用过程中，这个酒吧的演变。这些相互作用与内在因素一起，在很大程度上决定了恒星棒的演化。除了在相互作用期间和存在次级（核）棒时，棒的强度和其图案速度基本相关。对于约5 Gyr的酒吧模式的速度大幅增加，尽管损失的角动量的恒星和尖锐的DM晕。我们分析了条盘中恒星星族的演化，并将它们与潜在的动力学联系起来。棒主要由年龄为5-6 Gyr的中等恒星组成，在z=0处的盘星，而在z = 0.1处的次级核棒则由年龄为1-3 Gyr的恒星组成。
2008-09-16 astro-ph
A calibration of the relation between the abundance of close galaxy pairs and the rate of galaxy mergers
基于密偶数的星系合并率估计通常假设大多数观测到的系统将在几百万年内合并（预计对分离<25 kpc/h）。在这里，我们调查这些假设使用虚拟星系目录来自千年模拟，一个非常大的N体模拟的结构形成的和谐LCDM宇宙学。这些星表已经被证明至少与观测到的星系群在低和高红移下的广泛性质大致一致。在这里，我们表明，他们也预测密切对丰度在低红移同意与观察。因此，它们在标准结构形成范式中嵌入了一个现实的和现实的演变中的星系人口，因此非常适合校准紧密星系对和合并之间的关系。我们表明，观测方法，当应用到我们的模拟星系调查，确实确定对物理上接近，由于合并。样本平均的合并时间仅弱依赖于恒星质量和红移的对。在z<2时，时间尺度为T ~ T0 r25 M*^-0.3，其中r25是双星样本的最大投影间距，单位为25 kpc/h，M* 是双星的典型恒星质量，单位为3 × 10^10 Msol/h，对于选择的视线速度差小于300 km/s的样本，系数T0为1.1 Gyr。s和1.6 Gyr的样本，其中该速度差有效地不受约束。这些时间尺度随着红移而略微增加，并且比大多数观测研究中假设的要长，这意味着合并率通常被高估了。
2008-04-11 astro-ph
The Deep2 Galaxy Redshift Survey: Evolution of Close Galaxy Pairs and Major-Merger Rates Up to z ~ 1.2
我们从DEEP 2红移巡天的初始数据中得到了z ~ 1.2范围内的密合、运动学偶分数和合并率。假设光度有一个温和的演化，每个发光星系的伴星数演化为（1+z）^{m}，m = 0.51+-0.28;假设没有演化，m = 1.60+-0.29。我们的结果意味着，只有9%的现今$L^{*}$星系从z ~ 1.2开始经历了大合并，并且当z ~ 0.5 - 1.2时，平均大合并速率约为4* 10^{-4} h^{3} Mpc^{-3} Gyr^{-1}。大多数以前的研究都得出了更高的值。
2004-12-17 astro-ph
Enhanced mergers of galaxies in low-redshift clusters
用一个包含8个低红移星系团中680个巨星系（M（B）< -19）的完整星等限制样本的数据集，通过对早型星系团群体的速度色散和维里半径进行归一化，形成了一个系综星系团。不同的星系群已经被确认，包括一个陷落星系群。大多数（50-70%或更多）的陷落人口被发现是在相互作用或合并的系统，其特征是缓慢的引力相遇。观测到的星系-星系相遇的增强可以用引力冲击来解释。结果表明，在星系团的估计寿命（~ 10 Gyr）内积分的落入种群中的盘星系合并可以很容易地解释目前的星系团S 0种群。
2006-08-30 astro-ph
Lopsidedness and Sloshing in Centres of Advanced Mergers of Galaxies
通过分析2 MASS图像，我们测量了一个高级合并星系样本中心几千秒差距内光度分布的非轴对称性。所有的合并显示出高度的中心不对称性：等照度线的中心显示出惊人的晃动模式，在中心1 kpc内的空间变化高达30%;并且不对称性的傅立叶振幅（m=1）显示出在中心5 kpc内高达0.2的高值。中心的不对称性估计是长期的，持续~几个陀螺或~ 100个当地的动力学时标。这将显著影响该地区的动力学演化，通过帮助燃料的中央活动星系核，也通过导致长期增长的不平衡驱动的隆起。
2007-08-27 astro-ph
Color, Structure, and Star Formation History of Dwarf Galaxies over the last ~3 Gyr with GEMS and SDSS
我们提出了一个样本的颜色，结构特性和恒星形成历史的研究~1600矮星超过回看时间~3 Gyr（z=0.002-0.25）。该样本由401个来自星系形态演化和SEDs（GEMS）调查的遥远矮星组成，该调查提供了高分辨率的哈勃太空望远镜（HST）高级巡天相机（ACS）图像和精确的红移，以及从斯隆数字化巡天（SDSS）编译的10-90 Mpc的1291个矮星。该样品的有效表面亮度在z轴上为22 mag arcsec^-2，包括M_g=-18.5 ~-14 mag的矮星。约翰逊UBV和SDSS ugr滤波器的静止帧亮度由COMBO-17巡天提供，结构参数由Sérsic拟合确定。我们发现，GEMS矮星比SDSS矮星蓝约0.13等的g-r，这是一致的颜色演化超过2 Gyr的恒星形成历史，包括中等恒星爆发和长期的连续恒星形成。这些样本的完整颜色范围无法通过不同质量的单个恒星爆发或长时间连续的恒星形成来复制。此外，对GEMS矮星中的气体完全从星系中移除所需的机械光度的估计表明，如果它们经历星暴，那么相当数量的低光度矮星很容易完全失去气体。另一方面，很大一部分更明亮的矮星可能保留它们的气体。我们还估计了GEMS矮星单位面积的恒星形成率，并发现与当地矮星的值很好的协议。
2006-01-24 astro-ph
Galaxy Mergers at z>1 in the HUDF: Evidence for a Peak in the Major Merger Rate of Massive Galaxies
我们提出了一个测量的星系合并分数和数密度的观测在哈勃超深场为0.5<z <2.5. We fit the combination of broadband data and slitless spectroscopy of 1308 galaxies with stellar population synthesis models to select merging systems based on a stellar mass of >10^10 M_sol。当校正质量不完全性时，主要的合并分数并不简单地与（1+z）^m成比例，而是出现在z_frac~=1.3+-0.4处的峰值。从这个合并分数，我们推断，约42%的大质量星系经历了一个重大的合并，因为z~1。我们发现，主要合并数密度峰值在z_dens~1.2，这标志着大质量星系的主要合并是最普遍的时代。这个临界红移与宇宙恒星形成率密度的峰值相当，并且在宇宙时间中比X射线选择的活动星系核的数量密度峰值早大约2.6 Gyr。这些观测结果支持了合并、星暴和活动星系之间的间接演化联系。
2007-12-05 astro-ph
Evolution of the galaxy merger rate in model universes
我们调查的星系合并率的演变预测的两个半分析星系形成模型实现的千年模拟的暗物质结构的增长。合并的星系对在每个时间步的模拟的分数是来自模型获得的星系目录和结果进行了比较与各种观测估计的合并分数从文献中。我们发现从模拟中得到的对分数与观测到的星系对计数在红移范围0 < z < 1.2之间有很好的匹配。预测的星系合并数的演化与红移成正比，与（1+z）^m成指数关系，0 < z < 2时，m的范围从0.6到0.8，取决于合并星系的光度和质量比。我们的研究结果是一致的，最近的观测结果，认为一个平坦的演化的星系合并的分数，因为z ~ 1.2。在一个分级模型宇宙中预测的星系合并率的弱演化表明，星系通过合并的质量组装演化并不遵循以前的研究中获得的晕合并率的快速演化。
2008-02-20 astro-ph
The Merger Rate to Redshift One from Kinematic Pairs: Caltech Faint Galaxy Redshift Survey XI
星系合并所导致的质量累积速率取决于宿主星系附近星系的质量、密度和速度分布。运动学对中的分数光度将所有这些效应结合在一个对种群演化相对不敏感的估计器中。在这里，我们使用一个k-校正和进化补偿的体积有限的样本绘制约300红移CFGRS和3000从hocC 2测量合并的速率和红移的演变。我们确定的运动学对投影分离小于50或100 \hkpc和休息帧速度差小于1000 \kms。成对的分数光度被建模为f_L（Delta v，r_p，M_r^{ke}）（1+z）^{m_L}，其中对于r_p<= 50和100 \hkpc（Omega_M=0.2，Omega_Lambda=0.8），[f_L，m_L]分别为[0.14+/-0.07，0 +/-1.4]和[0.37+/-0.7，0.1 +/-0.5]。如果Lambda=0，则m_L的值大约大0.6。为了将这些红移空间统计数据转换为合并率，我们使用这些数据来推导出物理空间对密度的转换因子、合并概率和平均螺旋时间。由此得到的每个星系（M_1，M_2>= 0.2 M*）的质量吸积率为0.02+/-0.01（1 +z）^{0.1+/-0.5} M*~Gyr^{-1}。因此，今天的高光度星系在大约7 Gyr的范围内吸积了大约0.15 M * 的质量，使其红移1。（节略）
2000-02-01 astro-ph
Dynamical Influences of the Last Magellanic Interaction On the Magellanic Clouds
利用完全自洽的数值模拟方法，研究了大麦哲伦云和小麦哲伦云（LMC和SMC）中最近0.8 Gyr的气体和年轻恒星的分布。我们的主要结果如下，这些结果可以用观测来检验。大约0.2 Gyr前的最后一次动力和流体动力相互作用可以形成LMC明显的偏心棒和特殊的HI螺旋。由于相互作用的影响，目前大麦哲伦星云中年龄小于2000万年的年轻恒星的空间分布可能是显著的不对称和聚集。在相互作用过程中，一小部分但不可忽略的恒星和气体成分可以从SMC转移到LMC中，在LMC周围形成扩散晕成分。在某些模型中，SMC中的恒星形成爆发可以与LMC同步约0.2 Gyr。新的恒星可以从SMC潮汐尾的气体中形成，其中一个可以被观察到作为麦哲伦桥（MB）。MB中新星的金属丰度分布函数有一个峰值[Fe/H]-0.8，明显小于SMC中的恒星金属丰度。在此基础上，我们讨论了剑鱼座30、大麦哲伦星云南分子脊、球状星团ESO 121-SC 03、大麦哲伦星云内贫金属星和大麦哲伦星云的巨HI洞的起源。
2007-02-19 astro-ph
Efficient Merger of Binary Supermassive Black Holes in Non-Axisymmetric Galaxies
双超大质量黑洞在星系合并中自然形成，但它们的长期演化是不确定的。在球状星系中，N体模拟显示双星演化会在距离太大而无法发射出显著的引力波时停滞（“最终秒差距问题”）。在这里，我们遵循更现实的，三轴和旋转星系模型的大规模二进制的长期演变。我们发现，二进制不失速。我们观察到的二进制硬化率是足够的，允许完全合并的二进制SBHs在10 Gyr或更少，即使在没有碰撞损失锥再填充或气体动力学扭矩，从而提供了一个潜在的解决方案，最终秒差距的问题。
2006-01-30 astro-ph gr-qc
Binary black hole merger dynamics and waveforms
我们研究的动力学和辐射产生的最后几个轨道和合并的一个二元黑洞系统，应用最近开发的技术模拟移动黑洞。我们的引力辐射波形和动态黑洞轨迹的分析产生了一致的图片与黑洞开始在圆形轨道轨道上的各种初始分离的模拟。我们发现在最后一个轨道，合并和振铃的模拟之间的百分之一的水平深刻的协议。我们确信，我们的波形结果的这一部分准确地代表了爱因斯坦的广义相对论的预测，即引力辐射的最终爆发是由等质量非旋转黑洞的天体物理系统合并而产生的。模拟的结果是最终的黑洞，自旋参数a/m=0.69。我们还发现在前几个轨道产生的辐射在大约10%的水平上有很好的一致性。
2006-02-09 astro-ph gr-qc
