Mergers and Disk Survival in LCDM
盘状星系在我们的宇宙中很常见，这是像LCDM这样的分层形成模型的关注来源。在这里，我们调查这个问题的动机来自星系大小的暗物质晕LCDM模拟的原始合并统计。我们的分析表明，大多数（约70%）在z=0时M = 10^12 M_sun的星系晕在过去的10 Gyr中至少吸积了一个质量m > 10^11 M_sun ~ 3 M_disk的物体。涉及较大物体的合并应该是罕见的，这一点指出，m/M = 0.1质量比的合并是最令人担忧的薄星系盘的生存。受这些结果的启发，我们使用高分辨率，无耗散的N体模拟来研究恒星Milky-Way型盘对这些常见合并的响应，并表明薄盘无法在轰击中幸存下来。残余星系的厚度大约是观测到的银河系薄盘的三倍，运动学温度是其两倍。最后，我们评估的建议，磁盘可能会被保存，如果合并涉及富含气体的祖先。我们用经验方法将恒星质量和气体质量作为红移的函数分配给暗物质晕，结果表明，10^12 M太阳晕所经历的大合并中，绝大多数应该是富含气体的（f_gas > 0.5），这表明这是一个潜在的可行的解决盘形成难题的方案。此外，在质量大于10^12.5太阳质量的晕中，富含气体的合并会变得越来越罕见，这表明合并气体分数可能在确定星系光度的形态趋势中发挥重要作用。
2008-11-06 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
Disks at High Redshift: Interactions, Mergers, and Starbursts
盘状星系的红移是否比1大得多，它们看起来与本地盘有什么不同？星系的形态混合如何随红移而改变？从目前对高红移星系盘的观测中，我们能学到什么？我提出了基于半解析层次模型的理论预测，重点是相互作用，合并和星爆在确定高红移的盘星系的可观测特性中所发挥的作用，并讨论了可能的原盘（阻尼莱曼- $α$系统和莱曼破裂星系）的高红移观测的解释，根据这些预测。
2000-10-18 astro-ph
On the Origin of Isophotal Shapes in Elliptical Galaxies
利用星系形成的半解析模型，研究了盒状和盘状椭圆星系的起源。我们发现，简单的情况下，由N体模拟，其中的等照度线的形状只依赖于最后一个主要合并的质量比，是不能够重现的观察，即四方形和盘状椭圆形的分数取决于星系的光度。然而，这些观察结果可以在以下合理假设下重现：（i）等质量并合产生方形椭圆星系，不等质量并合产生盘状椭圆星系（由N体模拟激发）（ii）膨胀主导星系之间的主要合并总是导致四方形椭圆星系，与质量比无关，（iii）合并残留物，随后吸积气体，导致一个次级恒星盘与超过$20 %$的总恒星分数总是盘状的。根据它们的形成历史，可以将盘状椭圆星系和方状椭圆星系分为两个亚类。玻色椭圆星系由盘状星系的等质量合并或早期星系的主要合并形成。我们发现，碟状椭圆星系是不等质量合并或后期气体下沉的指标。具有高光度的圆盘状椭圆星系优先是1-分量系统，这是由于不相等的质量合并，而低光度的圆盘状椭圆星系更有可能窝藏二级磁盘组件。此外，在星系密度较高的地区，具有长期盘成分的碟状椭圆星系的比例应该会增加。考虑到黑洞合并将尖形核转化为扁平的低密度核，我们发现盘状椭圆星系应该包含中心密度尖点，而盒状椭圆星系一般应该具有扁平核的特征。
2005-03-07 astro-ph
NGC 488: Has its massive bulge been build up by minor mergers?
利用最近对盘星运动学的观测，讨论了NGC 488盘的动力学状态。该磁盘被证明是动态的“冷”，所以NGC 488不可能经历过许多-甚至是小-合并在过去。
1997-08-04 astro-ph
Antitruncated Stellar Disks via Minor Mergers
我们使用流体动力学模拟的星系合并小调查的性质，在大半径的表面亮度过剩观察到的一些螺旋星系：反截断恒星盘。我们发现，这个过程可以通过两个相互竞争的效应产生反截断：（1）合并驱动的气体流入，将质量集中在主星系的中心，并收缩其内部密度分布;（2）角动量通过相互作用向外转移，导致外盘膨胀。在我们的实验中，这需要在主盘中有大量的气体供应，并且遇到的是中等轨道角动量。我们的残余物的恒星表面质量密度分布在定性和定量上都类似于在局部面上观察到的破碎的指数-螺旋显示antitrunctions。此外，在早期哈勃类型中观察到的相对于经典截断更频繁的反截断趋势与合并驱动的情况是一致的。
2007-07-30 astro-ph
Statistical Properties of Collisionless Equal- and Unequal-Mass Merger Remnants of Disk Galaxies
我们进行了112个无碰撞N体模拟的质量比为1：1，2：1，3：1和4：1的盘星系合并使用专用硬件GRAPE的大参数调查。残余物的基本性质与祖盘的质量比相关。我们发现，约80%的等质量合并模拟导致缓慢旋转的残余物与显着的短轴旋转。所有投影的1：1残余物的一半显示为方形，另一半显示为盘状等照度线。质量比为3：1和4：1的剩余物都旋转得很快，并显示出少量的短轴旋转。投影的3：1和4：1残留物中约90%显示盘状等照度线。2：1残余物显示中间性质。投影效应导致数据的大范围传播，与观测结果吻合良好。它们不会改变等质量和不等质量合并残余物之间的基本运动学差异。本研究的结果削弱了盘并合说作为大质量方形巨椭圆星系形成机制的可能性。在一般情况下，等质量（和2：1）合并残留物的属性是一致的，在低质量的快速旋转盘状和明亮的大质量的方形巨型椭圆星系之间的中间质量制度的巨型椭圆星系的观察到的人口。然而，3：1和4：1合并残留物与低光度、快速旋转的巨型椭圆星系非常一致。因此，盘星系的双星合并仍然是中低质量巨型椭圆星系形成机制的很好候选者。大质量方形椭圆星系的同质类很可能是由不同的过程形成的。
2003-10-23 astro-ph
Generating Hot Gas in Simulations of Disk-Galaxy Major Mergers
我们报告合并诱导产生的冲击加热气体风和形成的残余气体晕碰撞盘星系的模拟。模拟使用宇宙学激发的初始条件，包括辐射冷却，恒星形成，恒星反馈和气体的非绝热加热的影响。在最后的合并中产生的非绝热加热，即冲击，迫使气体离开合并残余物的中心区域，进入暗物质晕。我们证明，加热量取决于祖盘星系的大小以及星系的初始轨道放置在这些依赖关系的基础上，我们激励一个可能的配方，包括这种影响的半解析模型的星系形成。
2004-02-27 astro-ph
Neutron-Rich Freeze-Out in Viscously Spreading Accretion Disks Formed from Compact Object Mergers
在黑洞-NS双星和中子星-NS双星的合并过程中，形成了质量约为0.001-0.1 Msun的吸积盘。最初，这样的超吸积盘冷却有效的中微子发射和他们的组合物是驱动的对简并条件下捕获的中子丰富。然而，随着磁盘粘性扩散和它的温度下降，冷却变得低效和磁盘成为平流。分析论证和数值模拟表明，一旦发生这种情况，强风可能会赶走大部分磁盘的剩余质量。我们用一维高度积分模拟计算了致密天体合并形成的粘性扩散吸积盘的热演化和核成分。我们表明，冻结出弱平衡必然伴随着磁盘的后期过渡到平流状态。因此，超吸积盘通常冻结出富中子（电子分数Ye ~ 0.2-0.4），并且它们的后期流出强烈合成稀有的富中子同位素。利用太阳系中这些同位素的丰度测量值，我们将银河系中致密天体的合并速率限制为<1 e-5（M_d，0/0.1 Msun）^（-1）/年，其中M_d，0是吸积盘的平均初始质量。因此，要么NS-NS合并率处于当前估计的低端，要么典型合并期间产生的平均盘质量<< 0.1 Msun。我们还指出，如果大多数短持续时间的伽马射线暴（GRB）是由致密天体并合产生的，那么它们的聚束率必须超过f_b ~ 0.13（M_d，0/0.1 Msun），对应于喷流半张角> 30（M_d，0/0.1 Msun）^（1/2）度。这与其他证据一致，即短持续时间的伽玛射线暴流出比长持续时间的伽玛射线暴流出的准直度更低。
2008-12-13 astro-ph
Preservation of Cuspy Profiles in Disk Galaxy Mergers
我们进行了三个自洽的$N$体模拟的星系合并，一个尖状的暗物质的配置文件，以研究如果内部的暗密度斜率是保存在残留物。在这些模拟中，祖先包括恒星盘和晕的固有角动量，这与以前的类似研究不同。前体星系的质量比约为1：1，1：3和1：10。我们发现，最初的尖状密度分布的黑暗晕被保存在这里考虑的情况下的残余。
2005-10-31 astro-ph
Merger Histories of Galaxy Halos and Implications for Disk Survival
利用高分辨率LCDM N体模拟研究了星系暗物质晕的合并历史。我们的合并树追踪了约17，000个在z=0时质量为M_0 =（10^11--10^13）Msun的晕，并追踪了小到m = 10^10 Msun的天体的吸积事件。我们发现质量组装在m/M_0上具有显著的自相似性，并由约为最终晕质量10%的合并所主导。虽然非常大的合并，m > 0.4 M_0，是相当罕见的，相当大的吸积事件，m ~ 0.1 M_0，是常见的。在过去的10 Gyr中，绝大多数（~95%）的银河系大小的晕（M0 = 10^12 Msun）至少吸积了一个总质量大于银河系盘的物体（m > 5x10^10 Msun），大约70%的晕吸积了一个质量大于银河系盘两倍的物体（m > 10^11 Msun）。我们的研究结果提出了严重的关注薄盘占主导地位的星系的生存在当前的星系形成的CDM宇宙的范式。为了在银河系大小的CDM晕中达到约70%的盘占主导的比例，涉及m ~ 2x10^11 Msun天体的合并必须不破坏盘。考虑到大多数厚的盘和凸起都包含了古老的恒星星族，情况就更加严格了：这些合并不能加热盘或将气体驱入中心以产生年轻的凸起。
2008-03-31 astro-ph
Quantifying the Fragility of Galactic Disks in Minor Mergers
我们执行完全自洽的恒星动力学模拟的吸积的同伴（“卫星”）星系由一个大的磁盘星系，调查磁盘之间的相互作用，晕，和卫星组件的系统合并过程中。我们的基准相遇开始于一颗卫星，它在一个相对于盘平面倾斜30度的椭圆形轨道上，银河中心距离为6个盘标度。卫星的质量是盘质量的10%，其半质量半径约为1.3 kpc。该系统建模与500 000个粒子，足以减轻合并时间内的数值弛豫噪声。卫星下沉的速度仅为~1 Gyr，一个包含其初始质量~45%的核心到达圆盘的中心。由于卫星的大部分质量保持完好，当卫星经过时，磁盘会受到严重的破坏。在太阳圈，我们发现盘厚了约60%，速度色散增加了$Δ\mbox{\boldmath$ σ $} \simeq (10,8,8)$ km/s到$(σ_R, σ_ϕ, σ_z) \simeq (48, 42, 38)$ km/s，非对称漂移在约18 km/s时不变。虽然盘没有被这些事件破坏（因此是“小”合并），但它的最终状态类似于比初始状态更早的哈勃类型的盘星系，更厚，更热，卫星的核心增强了凸起。因此，微小的合并仍然是推动星系演化的一个有希望的机制。
1995-10-09 astro-ph
Forming a Large Disc Galaxy from a z<1 Major Merger
使用高分辨率SPH模拟在一个完全宇宙学的λ CDM背景下，我们研究了一个明亮的磁盘为主的星系，起源于一个“湿”的主要合并在z=0.8的形成。盘状星系的祖先本身就是盘状星系，它们是由早期蓝色星系之间的主要合并形成的。在最后一次大合并之后，一个相当薄的恒星盘迅速增长，最后残骸的今天的性质是典型的早期螺旋星系，i带B/D ~0.65，盘尺度长度为7.2 kpc，g-r = 0.5等，HI线宽（W_{20} /2）为238 km/sec，总星等i =-22.4。主要合并后形成主要恒星盘成分的关键成分是：i）通过冷流的气体大量快速吸积，随后在后期由热相气体冷却，ii）超新星反馈，能够部分抑制合并期间的恒星形成和iii）球状成分的相对衰落。在z<3时，前体盘的气体比例不超过25%，强调来自局部环境的持续气体供应在盘的再生和保持星系蓝色方面起着重要作用。这个模拟的结果缓解了盘星系存在的问题，在相对较低的z星系大小的晕的相互作用和合并的可能性很高。
2009-07-20 astro-ph
Equal- and unequal-mass mergers of disk and elliptical galaxies with black holes
我们提出了不同的质量比和不同的祖先形态的双星星系合并模拟。这些模拟包括富气盘合并（Sp-Sp）、早型星系和盘合并（E-Sp，混合合并）以及早型星系合并（E-E，干合并）。我们遵循气体，恒星和暗物质的动力学，包括辐射冷却，恒星形成和黑洞（BH）吸积。对于Sp-Sp合并，随着母体质量比的增大，恒星形成速率和BH吸积速率的峰值减小，中心黑洞和新形成恒星的生长时间尺度增大. BH吸积速率的峰值通常发生在BH合并后不久的时间为低祖质量比（例如3：1和更低），而对于较高的祖质量比有没有明确的BH吸积速率峰值和BH合并时间之间的相关性。在盘合并中，BH反馈导致的恒星形成的终止对于更高的祖先质量比（例如3：1或更高）来说是不那么重要的。此外，BH反馈的加入有效地抑制了干E-E合并和混合E-Sp合并中的恒星形成。所有的合并残留物，与它们的祖先无关，都遵循观测到的中心BH质量与恒星速度色散M_BH-σ、核球质量M_BH-M_* 和核球结合能M_BH- M_{*} σ ^[2]之间的关系，而散射的主要来源是初始气体质量分数的变化。所有关系式的归一化以及M_BH-σ和M_BH- M_{*} σ ^2关系式的模拟斜率与观测值吻合得很好，而M_BH-M_* 关系式的模拟斜率比观测值略陡。（节略）
2008-09-10 astro-ph
The saturation of disk heating in the solar neighborhood and evidence for a merger 9 Gyrs ago
我们重新检查的年龄-速度色散关系，在太阳附近使用改进的恒星年龄估计的基础上依巴谷天体演化和最近的恒星演化计算。由此产生的关系表明，银河系恒星盘相对静止，在3到9转之间几乎没有加热或色散增加。然而，在9 Gyrs的年龄有一个突然增加的恒星速度色散。为了解释色散的突然增加（几乎是2倍），我们提出银河系在9个Gyrs前经历了一次轻微的合并，创造了厚盘。静止相是一致的，从紧密缠绕的瞬态螺旋结构的散射所造成的加热效率低下。许多星系盘在螺旋结构的加热变得无效的地方可能具有径向速度分散。表面亮度分布和色散测量可用于预测在该饱和点处的螺旋臂绕组数。观测到的和预测的缠绕数之间的比较可以检验这一假设，也可以寻找合并引起的附近星系盘加热的证据。
2000-07-27 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
Formation, Survival, and Destruction of Vortices in Accretion Disks
二维流体动力圆盘是非线性不稳定的旋涡形成。一旦形成，这些漩涡基本上永远存在。在三维空间里会发生什么？我们与伪谱模拟表明，在3D中的一个漩涡在一个短的盒子的形式和生存就像在2D。但是在一个高盒子里的漩涡是不稳定的，会被摧毁。在我们的模拟中，不稳定的旋涡衰减成一个瞬态的类顺磁状态，以几乎恒定的速率向外传输角动量数百个轨道时间。破坏旋涡的三维不稳定性是形成旋涡的二维不稳定性的推广。通过计算线性模之间的耦合，我们导出了这些非线性不稳定性发生作用的条件，从而导出了涡旋在三维中和在二维中一样存在的判据：涡旋的方位角范围必须大于吸积盘的尺度高度。当这个准则被违反时，旋涡是不稳定的并且衰减。由于涡旋在方位角上的长度比径向长度长，其系数与其过量涡旋成反比，因此具有给定径向长度的涡旋只有在足够弱时才能在3D盘中存活。这个违反直觉的结果解释了为什么以前的3D模拟总是产生衰减的漩涡：它们的漩涡太强了。我们的结论是，在原行星盘中，弱涡旋可以捕获尘埃，并作为行星形成的温床。衰减的强涡旋可能是造成吸积盘吸积所需的角动量向外输送的原因。
2009-02-19 astro-ph
Formation of a spiral galaxy in a major merger
我们用数值模拟来研究富含气体的螺旋星系碰撞产生的合并残留物的结构。当气体分数的祖先是小的，残留物的结构和运动学类似于椭圆星系，与早期的工作。然而，如果祖盘以气体为主，则可能出现新类型的结果。事实上，我们表明，一个突出的磁盘可能会在某些情况下生存。为了说明这种情况下，我们分析了一个极端的例子与祖先星系组成的暗物质晕，纯气体盘，没有隆起，可能是适当的合并在高红移。虽然在合并过程中由潮汐扭矩引发的快速恒星形成在残余物中形成了一个中心的旋转凸起，但并不是所有的气体都在爆发中消耗掉了。剩余的气体很快冷却下来，并沉降到一个扩展的恒星形成盘中，产生一个类似于螺旋星系的物体，而不是早期类型的星系。这与通常的观点相反，即主要的合并总是会破坏磁盘。因此，星系的形态演化可能比通常假设的更复杂，特别是需要重新评估基于螺旋盘脆弱性的理论约束。
2004-11-16 astro-ph
Multiple minor mergers: formation of elliptical galaxies and constraints for the growth of spiral disks
在星系的层次结构中，多次连续的合并是不可避免的，特别是对于大多数现代星系来说，频繁且极有可能发生多次的小合并。然而，到目前为止，还没有系统地研究重复的小合并对星系结构和演化的影响。我们提出了一个数值研究的多个，随后，小星系合并，各种质量比从4：1到50：1。N体模拟包括气体动力学和恒星形成。我们研究的残留物的形态和运动学特性，并表明，几个所谓的“小”合并可以导致形成的椭圆状星系，具有全球的形态和运动学特性类似于在真正的椭圆星系中观察到的。这些系统的属性进行比较与一个单一的主要合并的标准方案所产生的椭圆星系。因此，我们表明，重复的小合并理论上可以形成椭圆星系没有重大合并，可以更频繁地比主要合并，特别是在中等红移。这个过程一定形成了今天看到的一些椭圆星系，特别是可以解释大质量椭圆星系的高度方形，以及在椭圆星系中观察到的一些基本关系。此外，因为重复的微小合并，即使在高质量比下，也会将盘破坏成球状体，这些结果表明螺旋星系不可能仅仅通过一系列微小合并而成长。
2007-10-19 astro-ph
Gas dynamics and disk formation in 3:1 mergers
我们进行了N-body/SPH模拟合并气体丰富的盘星系的质量比为3：1。用无碰撞粒子模拟了恒星盘、球和暗晕，用SPH粒子模拟了气体。在本文中，我们专注于合并中的气体动力学及其对最终合并残余物结构的影响，忽略了恒星的形成。在合并过程中，$8\times 10^9 M_{\odot}$周围的气体聚集在合并残余物的中心区域（300 pc以内）。部分气体落在中心，由更大质量星系中的潮汐诱导棒引导。当两个星系中心合并时，吸积速率达到150太阳质量/年的峰值。这些气体很可能会经历一次中心星暴和/或为中心黑洞提供燃料。外层区域的气体在潮汐尾内以密集的结聚集，这可能导致疏散星团或矮卫星的形成。后来，气体结由于动力学摩擦而失去角动量，也下沉到残余物的中心，从而增加了中心的气体含量。最后，气体会停留在一个中心的幂律圆盘中，圆盘的表面密度为$Σ\propto r^{-2}$，周围环绕着致密的、绕轨道运行的气体团。恒星轮廓是德沃库勒型的，就像纯粹的恒星合并模拟一样
2001-02-14 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
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
Accretion during the merger of supermassive black holes
研究了星系核中超大质量黑洞双星并合过程中盘吸积的演化。在等级星系形成模型中，最常见的双星可能来自较小的星系合并，并且具有不等质量的黑洞。一旦这样一个双星以0.1秒差距的量级嵌入吸积盘，合并将分两个阶段进行。在第一阶段，气态盘的轨道角动量的损失使双星在约1000万年的时间尺度上缩小。吸积到主黑洞的速度并没有增加，并可以大大减少，在这个磁盘驱动的迁移。在较小的分离，引力辐射成为主要的角动量损失过程，任何被困在次级轨道内的气体都被吸入的黑洞向内驱动。合并前的吸积速率超过了爱丁顿极限，因此最终的合并可能发生在一个由破裂的内盘形成的共同包层内，并伴随着高速（约10，000 km/s）的外流。
2002-01-18 astro-ph
A Merger Origin for X-Structures in S0 Galaxies
利用数值模拟，我们研究了盘状星系对低质量伴星系合并的响应。当盘星系的伴星吸积时，盘星系会在伴星的扰动下形成一个强棒。在吸积事件结束后，由于弯曲不稳定性，棒垂直弯曲，将盘物质送出盘平面。当从侧面观察时，这些物质形成了X形特征，在形态上类似于在几个S 0/Sa星系中观察到的X结构。这里所描述的机制联合以前建议的吸积和酒吧不稳定性的假设，形成X-结构到一个自洽的方案合并诱导的形成和演化的S 0星系。为了补充这些模型，我们还提出了奇特的S 0星系希克森87 a的观测。合并模型中描述的厚盘、等照度线翘曲和强X结构在希克森87 a中都很明显，这表明这个星系可能是这种合并引起的星系演化的一个很好的例子。
1995-04-26 astro-ph
Simulations of minor mergers. I. General properties of thick disks
我们提出了模拟厚盘的形成，通过吸积的两个组件的卫星到一个预先存在的薄盘。我们的目标是建立以这种方式获得的厚盘的详细特征，以及它们对吸积物体的初始轨道和内部性质的依赖性。我们发现，合并与主机的质量的10-20%的质量导致厚盘的形成，其特征是相似的，无论是在形态学和运动学，观察到的。尽管质量比相对较大，但主盘并没有被坠落的卫星完全摧毁：可以识别出一个剩余的运动学上冷而薄的成分，包含约15-25%的质量，它嵌入在一个更热更厚的盘中。例如，这可以解释银河系中存在一个非常古老的薄盘星。盘的最终标度高度取决于合并的初始倾角和性质，但在~4标度高度处的卫星恒星粒子的分数直接测量卫星星系和宿主星系之间的质量比。我们的厚盘通常在非常低的表面亮度水平（比峰值低6个星等）下显示方形等照度线。在运动学上，模拟厚盘的速度椭球与太阳半径处的银河系厚盘的速度椭球相似。σ_Z/σ_R随半径的变化趋势可以很好地判别吸积卫星的初始倾角。在银河系中，厚盘的旋转速度可能存在垂直梯度，以及在太阳附近观测到的sigma_Z/sigma_R值，似乎有利于厚盘通过低或中等轨道倾角的合并形成。
2008-09-19 astro-ph
Tidal debris in elliptical galaxies as tracers of mergers with disks
我们使用一组高分辨率的N-体模拟的二元星系合并表明，周围的一大部分附近，大规模的椭圆形领域看到的潮汐功能的形态，不能复制等质量无耗散合并，而是，他们很好地解释了吸积盘为主的星系。特别是，所观察到的潮汐碎片的手臂和loolike形态只能产生的吸积星系的磁盘组件的运动学冷材料。由这种“冷吸积”事件产生的潮汐特征在大质量椭圆上的可见时间比椭圆-椭圆合并产生的特征要长得多（大约1-2 Gyr对数亿年）。吸积椭圆体和吸积盘之间的质量比约为1：10，足以与所观测到的碎片的亮度相匹配。此外，恒星星族合成模型和简单的数量级计算表明，这种较小的冷吸积事件中产生的潮汐特征的颜色相对红色，与观测结果一致。解释潮汐碎片的存在，亮度，结构和颜色特性的小冷吸积事件只导致适度的质量和光度增加的吸积大规模椭圆。这些结果，再加上相对统计频率的磁盘和膨胀为主的星系在现场，表明大规模的椭圆形组装大部分的质量之前，他们的潮汐碎片的形式，通过吸积相对较少，运动学冷的材料，而不是在最近，dissipationless主要合并。
2008-08-20 astro-ph
The flattening and the orbital structure of early-type galaxies and collisionless N-body binary disk mergers
我们使用包含暗晕的扁圆轴对称动力学模型来确定中等质量到大质量后发座早型星系的轨道结构。我们发现了各种各样的轨道组成。平均所有样本星系的无序恒星动能在方位角和径向方向是相同的顺序，但他们可以在个别系统的差异高达40%。相反，无论是旋转星系还是非旋转星系，垂直方向的动能平均都小于其他两个方向。这意味着，即使是大多数的旋转椭圆是平坦的恒星速度色散的各向异性。使用三个积分轴对称玩具模型，我们表明，扁平恒星各向异性最大化的熵为一个给定的密度分布。无碰撞的盘合并残留物是径向各向异性的。在观测到的早期型星系中明显缺乏强径向各向异性，这意味着它们可能不是由盘的合并形成的，除非耗散过程的影响很大。
2008-11-13 astro-ph
A forming disk at z~0.6: Collapse of a gaseous disk or major merger remnant?
[摘要]我们使用多波长测光和FLAMES/GIRAFFE 3D光谱成像，在z=0.6679处呈现并分析了J033241.88-274853.9的观测结果。J033241.88-274853.9是一个蓝色的年轻（约3.2亿年）恒星盘，嵌入在非常丰富的气体（fgas=73-82%，log（Mstellar/Mo）=9.45）和湍流相中，被发现在大空间尺度上旋转。我们发现了J033241.88-274853.9的两个不寻常的性质。(1)电离气体和年轻恒星的空间分布显示出强烈的去耦;虽然在南部几乎没有恒星可以检测到ACS/UDF图像的非常深的检测极限，但检测到[OII]电离气体的显著发射。(2)我们检测到过量的速度分散在南部的J033241.88-274853.9相比，从旋转盘模型的预期。我们考虑了两个磁盘形成的情况下，根据气相的几何形状。在第一个实验中，我们研究了J033241.88-274853.9是否可能是一个年轻的旋转盘，最近从一个预先存在的，非常富含气体的旋转盘坍塌。这种情况需要两个（未知的）额外的假设来解释恒星和气体分布之间的解耦以及同一区域中的速度色散。在第二种情况下，我们研究J033241.88-274853.9是否可能是两个富含气体的磁盘合并残留物。在这种情况下，观察到的气体和恒星分布之间的不对称性，以及过度的速度色散，找到一个共同的解释。在这个区域合并过程中产生的冲击可…
2008-11-24 astro-ph
Making Spirals with Counter-Rotating Disks, the case of NGC 4550
利用无碰撞N体技术研究了一个使星系（如NGC 4550）具有等共面反旋星盘的单合并方案。该方案是成功地产生一个轴对称的磁盘由两个几乎相等的反向旋转人口。最后的盘在外部显示出清晰的双峰线轮廓，这表明盘-盘合并并不总是产生椭圆。
1997-12-02 astro-ph
NGC 3310, a galaxy merger?
本文讨论了特殊星暴星系NGC 3310（Arp 217，UGC 5786）的HI结构和运动学。提出了有关星暴起源的新证据。HI的体积与明亮的光盘一致，并显示出差异旋转。然而，它的速度色散对于一个螺旋星系来说是非常大的（高达40 km/s），这表明圆盘受到了高度的扰动，正如光学发射线光谱所表明的那样。此外，还有两个突出的HI尾，一个向西北延伸，另一个向南延伸，有点不规则。这些HI尾巴，扰动运动学和特殊的光学形态强烈建议最近合并两个富含气体的星系之间。这似乎是一次重大的合并，其中内部的大部分气体都以中性原子的形式保存下来，要么是一个祖先盘幸存下来，要么是一个新的盘形成了。
2001-06-25 astro-ph
Formation of a polar-ring galaxy in a galaxy merger
我们用数值方法研究了具有特定轨道构型的两个盘状星系之间恒星形成和耗散星系合并过程中的恒星和气体动力学。我们发现，在星系合并的剧烈弛豫与气体耗散相结合，将两个盘星系转化为一个具有极环的S0星系：在一个极环星系中，中央的类S0宿主和极环组分都是盘星系。我们还发现，发展的极环形态既反映了星系合并的初始轨道构型，也反映了两个合并祖先盘星系的初始质量比。基于这些结果，我们讨论了极环星系基本观测性质的起源，如极环星系中S0星系的普遍性、极环星系在S0星系中的罕见性、极环窄环和极环的二分法、极环翘曲的形状以及极环成分中星际气体的明显增多等。
1998-04-22 astro-ph
Reaction of Accretion Disks to Abrupt Mass Loss During Binary Black Hole Merger
一个电磁信号与一对超大质量黑洞合并的关联将有许多重要的意义。例如，它将提供有关动态时空中气体和磁场相互作用的新信息，以及红移和光度距离的组合，这将使精确的宇宙学测试成为可能。Bode & Phinney（2007）首先提出的一个建议是，由于在黑洞最后的螺旋和合并过程中，引力波的辐射是突然的，并使中心物体的质量减少了几个百分点，所以盘中的波可以陡峭成冲击，从而以一种特有的方式增加盘的光度。我们评估这个过程的分析和数值。我们发现，冲击只发生在分数质量损失超过半厚（h/r）的磁盘，因此显着的能量释放只发生在几何薄磁盘，因此在低爱丁顿比。这极大地限制了有效能量的释放，事实上，我们的模拟表明，圆盘光度的自然变化可能会完全掩盖这种效应。然而，我们证明，减少光度所造成的磁盘的内部边缘的质量损失后撤退是潜在的检测。即使盘在几何上是厚的，这种减少也会发生，并且持续一段时间，大约是修改后的盘的粘性时间。从观察上看，最好的检测前景是未来灵敏的X射线仪器，其视场为平方度量级，或者可能是宽视场无线电阵列，例如平方公里阵列，如果磁盘变化会产生或中断无线电发射从喷气式飞机。
2009-05-26 astro-ph
Evidence for Large Stellar Disks in Elliptical Galaxies
分析了星系合并的高分辨率数值模拟。合并残留物的全球结构和等照度线形状与观测结果符合得很好。而等质量合并导致各向异性，方形椭圆形，不等质量合并导致盘状和各向同性系统。视线速度分布显示出与高斯分布的小偏差。在所有的情况下，我们发现，逆行的翅膀是陡峭的，并与高斯分布的翅膀是广泛的。这与在所有椭圆星系中观察到的更宽的逆行和更陡的反折翼相矛盾。如果所有的椭圆星系，甚至是各向异性的方形椭圆星系，都包含着光度为总光度10%~ 20%、尺度半径为球状体有效半径的扩展星盘成分，那么观测和理论之间的根本差异就可以得到解释。
2001-01-31 astro-ph
On The Survival and Abundance of Disk-dominated Galaxies
我们研究了Lambda CDM宇宙中盘控星系的形成。它们的存在被认为是对Lambda CDM宇宙学的一个挑战，因为星系合并会使恒星盘各向同性，并触发气体盘中的角动量传输，从而促进中心恒星球状体的形成。在这里，我们假设，从气体丰富的磁盘恒星球状体的形成是由两个参数，星系合并，合并暗物质晕的质量比，和维里速度较大的合并晕的特点。我们利用合并的历史产生的宇宙学密度场的实现来计算的暗物质晕，避免了球体形成的分数，并比较派生的统计数据与球体的占领分数在调查附近的星系。例如，我们发现，如果导致中心球状体形成的合并是质量比M2/M1 > 0.3和维里速度Vvir，1 > 55 km/s的合并，那么盘主导星系在Lambda CDM中的存活率就足以解释宇宙中观察到的盘主导星系的分数表示。我们讨论这个标准的物理起源。
2007-11-19 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
SAURON's Challenge for the Major Merger Scenario of Elliptical Galaxy Formation
模拟合并残留物的内在各向异性三角洲和扁平化的椭圆星系已被观察到的SAURON合作，并使用轴对称史瓦西模型进行了分析比较。恒星盘的无碰撞双星合并和带有额外等温气体成分的恒星盘合并，忽略恒星形成，不能重现所观察到的趋势δ = 0.55 π（SAURON关系）。然而，对于气体分数>= 20%的盘的合并模拟，包括恒星形成和恒星能量反馈，发现了一个很好的适合SAURON关系的扁平椭圆星系，φ>= 0.25。巨大的黑洞反馈并不强烈影响这一结果。然而，合并残留物随后的干合并并没有产生缓慢旋转的SAURON椭圆星系，其特征是低椭圆度< 0.25和低各向异性。这表明在红星系序列中至少有一些椭圆星系不是由盘或早期星系的双星合并形成的。我们表明，恒星球状体产生的多个，层次合并的恒星爆发的亚单位在宇宙学的背景下是在很好的协议与低的椭圆度和各向异性的缓慢旋转的SAURON椭圆和他们观察到的趋势三角洲与α。数值模拟表明，SAURON关系可能是多个运动学冷恒星子单元的强烈的剧烈弛豫和相位混合的结果，系统的角动量决定了它在关系上的位置。
2007-10-02 astro-ph
The line of sight velocity distributions of simulated merger remnants
我们使用高斯-埃尔米特函数来研究模拟合并残留物中的视线速度分布。我们的样本包含16个残骸; 8个是由质量相等的盘星系合并产生的，8个是由质量比为3：1的盘星系合并产生的。等质量合并显示了广泛的运动学特征，包括大半径的反向旋转，正交旋转的核心，和错位的旋转轴。大多数不等质量的残骸都表现出相当规则的盘状运动学，尽管有两个残骸的运动学更典型的等质量残骸。我们的研究结果可以比较早期类型的对象，包括椭圆形与错位的运动轴，反转系统，和S 0星系的观测。
2000-03-17 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
The Infrared Afterglow of Supermassive Black Hole Mergers
我们模拟了在中心黑洞合并后的一段时间内环双星吸积盘的光谱和光变曲线。这种合并的最直接的影响是由于合并时释放的引力波能量和线性动量通量导致的盘外部区域的能量耗散。这会扰动盘中的气体，然后在冷却的时间尺度上辐射出耗散的能量，当总质量为M~10^8 M_sun的黑洞时，会产生数万年的特征红外信号。基于一个简单的宇宙学合并模型，在这个模型中，一个典型的超大质量黑洞在其一生中经历了几次主要的合并，我们预测今天应该可以观测到大约10^4-10^5个这样的红外源，并讨论了用SWIRE/XMM-LSS/XBootes和COSMOS等多波长巡天来识别它们的可能性。
2008-05-20 astro-ph
Dynamics of Mergers & Remnants
本文着重讨论了与最近的讨论有关的几个问题：（1）晕结构如何影响尾长，（2）幂律密度尖点的命运，（3）不等质量盘星系合并的结果，（4）合并盘星系中热气体和冷气体的行为。
1998-11-05 astro-ph
r-Process Nucleosynthesis in Hot Accretion Disk Flows from Black Hole - Neutron Star Mergers
我们考虑热吸积盘流出黑洞-中子星合并的背景下，他们产生的核合成。我们从一个黑洞-中子星合并的三维数值模型出发，计算了从合并产生的吸积盘中发射出的中微子和反中微子通量。然后，我们按照元素合成的材料流出磁盘沿参数化的轨迹。我们发现，至少产生一个弱r-过程，在某些情况下，以及一个主r-过程。产生r-过程核所需的富中子条件直接来自于圆盘发射的中微子与流出物中的自由中子和质子的相互作用。
2008-06-25 astro-ph nucl-th
