Star formation thresholds and galaxy edges: why and where
我们通过研究嵌入暗晕中的盘星系的稳定性来研究星系外部的全局恒星形成阈值。这些圆盘是自引力的，含有金属和灰尘，并暴露在紫外线辐射下。我们发现，存在一个冷的星际相位的临界表面密度仅弱依赖于模型的参数，并符合经验推导的表面密度阈值恒星形成。此外，它示出的热速度色散与从温暖的冷气相的过渡相关联的下降触发在很宽的尺度上的引力不稳定性。如果圆盘是自引力的，那么强湍流的存在并不会破坏这一结论。基于热不稳定性的开始决定了星系外部恒星形成的阈值这一假设的模型可以重现许多观测结果，包括阈值半径、柱密度和恒星盘的大小作为盘尺度长度和质量的函数。最后给出了在星系形成的（半）解析模型和三维流体动力学模拟中实现恒星形成阈值的处方。
2004-05-18 astro-ph
Amplification, Saturation, and Q Thresholds for Runaway: Growth of Self-Gravitating Structures in Models of Magnetized Galactic Gas Disks
我们调查的敏感性气体，磁化星系盘形成的自引力凝聚使用二维，本地模型。我们关注两个问题：（1）考虑非线性效应，确定引力逃逸的阈值条件;（2）区分内星系自转曲线下的磁-金斯不稳定性（MJI）和外星系自转曲线下的修正摆动放大（MSA）。对于轴对称密度涨落，已知不稳定性要求Toomre参数Q<1。对于非轴对称波动，任何非零切变$q \equiv -d\ln Ω/d \ln R$卷起波前，使得线性理论中的放大饱和。任何非轴对称引力逃逸的Q阈值都必须来自非线性效应。我们使用数值磁流体动力学模拟来证明预期的阈值现象，分析所涉及的非线性过程，并评估稳定的临界值$Q_c$。我们发现$Q_c \sim 1.2-1.4$的各种条件下，与非零，但亚热平均磁场对应的最大值。我们对$Q_c$的发现与从旋涡星系外部区域活跃恒星形成的阈值推断的结果相似。MJI与MSA的不同之处在于，磁张力与科里奥利力的对抗，而不是周转运动与运动剪切的合作，使非轴对称密度扰动增长。我们认为，在低剪切的内部磁盘条件下，$Q_c$将大于外部磁盘的一个因素$\sim (v_A/q c_s)^{1/2}$，其中$v_A$和$c_s$是各自的阿尔文和声速。
2001-05-22 astro-ph
The Star Formation Rate in disk galaxies: thresholds and dependence on gas amount
我们重新评估Toomre标准在星系盘的适用性，我们研究了当地的恒星形成法在16个盘星系的丰度梯度出版。我们使用的数据包括恒星光剖面，原子和分子气体（推导出CO与金属依赖的转换因子），恒星形成率（从H-α发射率），金属丰度，色散速度和旋转曲线。我们表明，Toomre标准成功地适用于银河系盘的情况下，但它有有限的成功与我们的样本的数据，取决于恒星的组成部分是否包括在稳定性分析中，我们发现平均值的阈值比的气体表面密度的临界表面密度在0.5至0.7的范围内。我们还测试各种恒星形成法律提出的文献中，即无论是简单的施密特法或修改，考虑到动力学因素。就我们的数据的整体拟合而言，我们发现它们之间只有很小的差异;特别是，我们发现所有三个SF定律（参数来自我们的数据拟合）与银河系圆盘中的观测结果非常匹配。在所有情况下，我们发现，我们的最佳拟合SFR的指数n值略高于其他最近的作品，我们提出了几个原因，可能会导致这种差异。
2003-09-13 astro-ph
Planetesimal Formation without Thresholds. II: Gravitational Instability of Solids in Turbulent Protoplanetary Disks
我们表明，小固体在低质量，湍流原行星盘收集到自引力环。增长速度比磁盘寿命和径向漂移时间为中等强度的湍流，其特征在于无量纲扩散系数，$α_g < 10^{-6} -- 10^{-3}$时，颗粒为毫米级。这个范围反映了对磁盘模型的强烈依赖。颗粒表面密度越高，生长越快。较低的气体密度和较大的固体也会产生更快的生长，只要空气动力学耦合是紧密的。在简单的幂律模型中，生长最慢约0.3 AU，其中阻力耦合是最强的毫米大小的固体。在靠近恒星的地方，轨道时间短，生长速度快得多，这意味着在原地形成短周期的太阳系外行星。生长时间也朝向外部盘减小，在外部盘处，较低的气体密度允许较大的颗粒沉降。然而，在柯伊伯带的距离之外，固体与气体充分解耦，耗散的引力不稳定性就不那么有效了。湍流不仅减缓了增长，而且增加了径向波长。不稳定环中的初始固体质量可以是~0.01 M地球或更大，与公里大小的微行星相比是巨大的。非线性碎裂，这还没有被详细研究，将降低最终的微行星质量。我们考虑应用到小行星带，并讨论碰撞凝聚的替代假设。
2005-08-30 astro-ph
Planetesimal Formation without Thresholds. I: Dissipative Gravitational Instabilities and Particle Stirring by Turbulence
本文分析了原行星盘中固体在气体拖曳作用下的引力坍缩。我们还研究了固体搅拌的湍流波动，以确定速度分散和厚度的中平面颗粒层。通常用于确定盘中引力不稳定性的阈值，Toomre准则和/或Roche密度，不适用。角动量的耗散允许在较长波长、较低密度和较高速度色散下的不稳定性。由于初始坍缩发生在许多轨道上，小固体会慢慢地漏入轴对称环。当粒子停止时间与轨道时间相当时，增长最快。我们的分析颗粒搅拌的湍流是一致的，与以前的结果紧密耦合的颗粒，但广义松耦合的周转运动有助于随机速度。一篇配套论文将这些结果应用于湍流原行星盘。
2005-08-30 astro-ph
A Statistical Study of Threshold Rotation Rates for the Formation of Disks around Be Stars
本文给出了经典Be星赤道自转速率的详细统计测定。Be星的快速旋转很可能与形成致密星周盘的气体喷射有关。这些圆盘的物理起源尚不清楚，尽管人们普遍认为，物质旋转成开普勒圆盘的能力取决于恒星旋转速度与离心力抵消重力的临界速度的接近程度。最近，Be星的旋转速度在其临界速度的50%~ 80%之间的传统观点与其旋转速度可能非常接近临界速度的新观点（受到重力变暗的趋势的启发，以掩盖赤道的快速旋转）之间存在分歧。本文利用蒙特卡罗正演模拟的投影旋转速度（v sin i）的分布，考虑到重力暗化，临边暗化，和观测的不确定性。使用卡方最小化程序来找到最好地再现来自R的观察到的v sin i分布的分布参数。Yudin的数据库早期型（O 7 e-B2 e）Be星被发现表现出大致均匀的内禀转速分布，从40%到60%延伸到100%的临界转速。晚期型（B3 e-A0 e）Be星的自转速度范围随着有效温度的降低而逐渐变窄;对于最冷的Be星，下限会上升到临界转速。导出的赤道旋转速度的下限代表保守的阈值旋转率的发病的Be现象。显着的亚临界速度发现早期型Be星的角动量沉积在Be星盘的物理模型表示强烈的约束。
2005-07-29 astro-ph
Star Formation in Isolated Disk Galaxies. II. Schmidt Laws and Efficiency of Gravitational Collapse
（节录）。我们在广泛的孤立盘星系模型的引力不稳定性，使用GADGET，一个三维的，平滑的粒子流体动力学代码。模型星系包括一个暗物质晕和一个恒星盘和等温气体。我们的模型定量地再现了盘星系中观测到的整体施密特定律。我们发现恒星形成率的面密度与局部引力不稳定性的强度直接相关。在我们的模型中，个别星系的局部施密特定律显示了恒星形成阈值的明确证据。我们的研究结果表明，引力不稳定性的非线性发展决定了局部和整体施密特定律，以及恒星形成的阈值。
2006-02-21 astro-ph
The ACS Nearby Galaxy Survey Treasury II. Young Stars and their Relation to Halpha and UV Emission Timescales in the M81 Outer Disk
我们已经获得了解决恒星测光从哈勃空间望远镜（HST）的高级相机的调查（ACS）的观测领域在外盘的M81作为ACS附近的星系调查金库（ANGST）的一部分。受最近在许多邻近旋涡星系周围发现的扩展紫外（XUV）盘的启发，我们利用观测到的恒星星族推导了该区域内5个~0.5 kpc大小区域的近期恒星形成历史。这些区域是根据GALEX的UV光度选择的，包括两个HII区域，两个UV明亮但Halpha-weak的区域，以及一个UV和Halpha-weak的“对照”区域。我们估计我们的有效SFR探测极限约为2 x 10^-4 Msun/yr，这比GALEX在这种大小的区域的探测极限要低。正如预期的那样，HII区域包含大质量的主序星（根据我们最好的灭绝估计，质量范围在18-27 Msun之间），而在UV亮/Halpha-weak区域缺乏类似的大质量主序星。这些观测结果与HII区域的恒星年龄<1000万年，以及UV亮/Halpha-weak区域的恒星年龄> 1600万年相一致。在过去的约6500万年里，除了控制区以外的所有区域都形成了约10^4兆太阳的恒星。因此，我们的结果，至少有一个小区域的外盘M81，是一致的年龄差异是足以解释所观察到的差异之间的恒星形成区域检测到的Halpha和那些专门在紫外线。然而，我们的数据不能最终排除其他解释，例如强烈截断的初始质量函数（IMF）。
2008-10-01 astro-ph
Further Constraints on the Presence of a Debris Disk in the Multiplanet System Gliese 876
我们用7毫米波段的甚大望远镜阵（VLA）和3毫米波段的澳大利亚望远镜紧凑阵（ATCA），对太阳系外行星系统Gliese 876（Gl 876）中冷尘埃的微波辐射进行了探测。由于没有检测到超过我们的3-sigma检测阈值135 microJy的发射，我们排除了任何质量大于0.0006地球质量或小于250 AU的尘埃盘。这一结果提高了以前的检测孔径阈值的数量级更大，它有一些影响系统的动态建模。这也与格里夫斯等人的假设相一致，该假设将碎片盘的存在与近距离行星联系起来。由于尘埃-微行星的关系，我们的零结果也可能对附近M矮星周围的尘埃和小天体的数量或组成提供限制。
2008-03-06 astro-ph
The origin of abundance gradients in the Milky Way: the predictions of different models
我们的目标是研究沿银河系盘的丰度梯度和它们的依赖于几个参数：在表面气体密度调节恒星形成的阈值，恒星形成效率，形成薄盘的时间尺度和总表面质量密度的恒星晕。我们测试一个模型，认为宇宙的下落法。这一定律并不能预测一个由内而外的盘的形成，但它可以很好地适应太阳附近的性质。我们研究了几个案例。我们发现，在同一时间再现的丰度，恒星形成率和表面气体密度梯度沿银河系盘，它是必要的，假设一个由内而外形成的磁盘。气体密度的阈值不是必需的，通过假设一个变星的形成效率也可以达到同样的效果。从宇宙学推导出的包含由内而外的盘形成过程和变星形成效率的坍缩定律确实能很好地再现盘的所有性质。然而，这里提出的宇宙学模型没有足够的分辨率来捕捉所要求的盘的由内而外的形成。
2008-11-21 astro-ph
Pulsars With Jets May Harbor Dynamically Important Accretion Disks
对于许多具有喷流的天体物理源，有证据表明盘的同时存在。相比之下，像蟹状星云和船帆座星云这样的恒星虽然有喷流，但还没有发现吸积盘的直接证据。在这里，我们表明，对于这样的脉冲星，一个吸积盘辐射低于可检测的阈值可以同时解释（1）观察到的偏差，从简单的偶极子的制动指数，（2）观察到的脉冲星计时年龄，（3）甚至可能通过磁盘流出的喷流形态，与脉冲星风内，准直和/或重定向。
2003-12-04 astro-ph
Radial Profiles of Star Formation in the Far Outer Regions of Galaxy Disks
星系中的恒星形成是由一系列过程触发的，包括引力不稳定性、螺旋波冲击、恒星压缩和湍流压缩。其中一些持续存在于远外部区域，在那里柱密度远低于不稳定性的阈值，使得外盘截止有点渐进。我们表明，在一个星系的气体分布的单指数的恒星形成率可以有一个双指数的内部和一个陡峭的一个在外部的一个浅。这种双指数最近在旋涡星系和矮不规则星系的宽带强度剖面中被观测到。假设压缩运动的马赫数在大半径范围内保持为一阶，则在我们的模型中，破裂半径略超出不稳定性阈值。破裂半径与内部指数尺度长度的比率对于更高表面亮度的盘增加，因为不稳定部分进一步向外延伸。这也与观察一致。具有扩展的外部气体盘的星系，其下降速度比单个指数（如1/R）慢，其恒星形成率可以近似为半径的单个指数，甚至可以达到10个盘尺度长度。由于周围环境密度的迅速降低，阿尔法分布的下降速度应该比恒星形成速度快得多。
2005-09-07 astro-ph
Abundance Gradients and the Formation of the Milky Way
本文采用的化学演化模型是Chiappini，Matteucci和Gratton（1997）模型的一个改进版本，它假设了银河系形成的两个主要吸积幕。本模型考虑到更详细的比以前的晕密度分布，并探讨了在恒星形成过程中的阈值密度的影响，在晕和磁盘阶段。在模型预测和现有数据之间的比较，我们把注意力集中在丰度梯度以及气体，恒星和恒星形成率分布沿磁盘。我们认为，晕的形成机制留下了可检测的印记上的化学性质的磁盘的外部区域，而晕和内部磁盘的演变几乎完全解开。这是因为在大的银心距离下，晕和盘的密度是相当的，因此从晕中损失的气体可以大大有助于外盘的形成。我们还表明，存在一个阈值密度的恒星形成率，无论是在晕和磁盘阶段，是必要的再现在太阳附近的观测数据，并在整个磁盘。此外，我们预测，沿银河系盘的丰度梯度必须随着时间的推移而增加，恒星（晕加上盘）的平均[α/Fe]比从银河系中心的4到10 Kpcs略有下降。我们还表明，相同的比例大幅增加对最外层的磁盘区域和预期的恒星年龄的分散减少，因为最外层的地区是由晕星。
2001-02-08 astro-ph
Regulated star formation in forming disk galaxies under ultraviolet radiation background
我们对紫外辐射背景照射下银河系气盘的演化进行了辐射流体力学模拟。我们发现，在I_21=1的紫外线辐射下，NH> 10^21 cm^-2的气盘可以自屏蔽光加热，而NH < 10^21 cm^-2的气盘则不能。我们还发现，非屏蔽盘保持平滑的密度分布，没有任何分裂的迹象，而自屏蔽盘很容易被自引力分裂成小块，可能随后是恒星形成。在无屏蔽盘中恒星形成的抑制与光蒸发效应不同，因为假设的暗晕势足够深以保持光加热气体。这种临界临界柱密度的存在可能是现今星系所谓的缩小特征的原因之一。
2008-05-09 astro-ph
Threshold between Spontaneous and Cloud-Collisional Star Formation
基于简单的物理和几何假设，我们计算了旋涡星系在云-云碰撞诱导的恒星形成和自发引力坍缩之间的阈值处的平均表面分子密度。计算出的阈值约为$\log Σ_\mathrm{crit} \sim 2.5$，其中$ Σ\quad \mathrm{M_{\solar}}\cdot \mathrm{pc}^{-2}$是假设的扁平气体盘的观测表面质量密度。在这个极限以上，分子云碰撞的速率超过自发的分子云坍缩。这个模型可以解释最近在$2 \lesssim \log Σ\lesssim 3$发现的施密特定律中明显的不连续性。
2006-09-14 astro-ph
Stellar Disk Truncations: Where do we stand ?
根据最近的几个发展，我们重新审视银河系恒星盘截断的现象。即使在第一篇关于螺旋星系径向光剖面外部断裂的论文发表25年后，它们的起源仍然不清楚。两个最有希望的解释是，这些“外缘”要么跟踪星系形成时期的最大角动量，要么与全球恒星形成阈值有关。取决于它们的真实物理性质，这些外边缘可以表示改进的尺寸特性（例如，与D_25相比），可能包含有星系形成和演化历史的化石证据。我们将讨论盘截断的几个观测方面：它们的存在，不仅在正常的HSB星系中，而且在LSB甚至矮星系中;它们的详细形状，不是以前认为的尖锐截止，但实际上划分了一个区域的开始，星光的指数分布更陡峭;它们可能与酒吧联系;以及与边缘星系的视线积分有关的问题（迄今为止截断搜索的主要目标）。两者合计，这些意见目前有利于恒星形成阈值模型，但更多的工作是必要的实施截断作为适当的参数表征星系盘。
2004-07-12 astro-ph
Gas Content and Star Formation Thresholds in the Evolution of Spiral Galaxies
旋涡星系的气体质量分数（fg）与星系盘的中心表面亮度密切相关。存在许多具有长气体消耗时标且fg > 0.5的暗星系。这就解决了天然气消费的悖论。气体的表面密度遵循光学表面亮度，但不会变化那么大的因素。这是恒星形成的临界密度阈值的标志。这种机制似乎是暗星系缓慢演化的原因。
1996-12-02 astro-ph
Numerical simulations of the Accretion-Ejection Instability in magnetised accretion disks
利用磁化吸积盘内部区域的二维全局模型，数值研究了Tagger & Pellat（1999）描述的吸积-抛射不稳定性（AEI）。磁盘最初是无电流的，但通过外部电流产生的垂直磁场穿过，并在流动中冻结。与该理论一致，当磁场与盘的热压力均分时，会产生一种螺旋不稳定性，这种不稳定性在许多方面与自引力盘中观察到的不稳定性相似。流动中的扰动会产生电流，并在磁盘内产生扰动磁场。本文的非线性模拟给出了很好的证据，证明了这种不稳定性可以发生在吸积盘的内部区域，并产生吸积的气体和垂直的磁通量向中心对象，如果平衡的径向分布的密度和磁通量超过一个临界阈值。
2001-01-17 astro-ph
Spitzer Observations of Star Formation in the Extreme Outer Disk of M83 (NGC5236)
利用SpitzerIRAC对M83的XUV盘中两个区域进行了观测，距离星系中心3 R_{HII}（R_（HII）= 6.6kpc）。GALEX紫外图像显示这两个区域是最近恒星形成的场所。IRAC图像与GALEX数据和THINGS的新HI图像结合使用，以确定区域中紫外团块的恒星质量和年龄。并将当地最近的恒星形成与可用气体的储存联系起来。136个紫外团簇的紫外和中红外波段的多波长光度法（空间分辨率> 220 pc），以及恒星UV-MIR SED的模型拟合，表明这些团块的年龄范围在几百万年到>1Gyr之间，中值在<100 Myr左右，质量范围在10^3-3* 10^6 M之间，峰值约为10^4.7M。在观测年龄范围内，只有一小部分质量的恒星似乎是在过去约1000万年形成的，这与在这些外场观测到的Ha发射的缺乏相一致。在我们的IRAC领域的位置，HI地图显示局部增强和原子气体的聚集。将观测到的恒星形成与天然气储层进行比较，结果表明，紫外线团块遵循恒星形成的Schmidt-Kennicutt标度律，并且恒星形成发生在气体密度接近（在几个因子之内）根据Toomre Q引力稳定性判据得出的临界密度值的区域。在几个团块中有明显的8微米过量（占总数的16%，约占8微米通量的67%），为这些遥远的区域中存在尘埃提供了证据，与其他星系的结果一致。此外，我们观察到一个相对较小的过量发射在4.5微米的团块。
2008-05-19 astro-ph
Arm Structure in Anemic Spiral Galaxies
贫血星系的恒星形成比哈勃类型的正常星系要少。以前的研究表明，它们缺乏总的原子氢，但不缺乏分子氢。在这里，我们比较了合并的表面密度HI和H2在中间盘半径与肯尼科特阈值的恒星形成。贫血星系低于阈值，这解释了它们缺乏突出的恒星形成，但它们与其他早期类型的星系没有太大的不同，这些星系也往往低于阈值。贫血和正常星系的螺旋波振幅也进行了比较，使用的图像在B和J通带从俄勒冈州立大学明亮的螺旋星系调查。贫血星系也有正常的螺旋波特性，与其他相同臂类的星系具有相同的振幅和径向依赖性。由于缺乏气体，早期类型星系和海葵中的螺旋波没有持续供应的恒星低速分散，以维持一个边缘稳定的磁盘。因此，它们要么是短暂的，在中间盘的几次旋转中就向望远镜和S0型演化，要么是由与星团环境中气体去除相关的不对称性驱动的。
2002-05-07 astro-ph
Stellar populations across the NGC4244 truncated galactic disk
我们使用HST/ACS来研究附近的，几乎是边缘上的星系NGC 4244在其外盘表面密度突变的解决恒星星族。恒星测光使我们能够研究不同恒星星族的分布，并达到很低的等效表面亮度。我们发现，断裂发生在相同的半径为年轻，中等年龄，和老恒星。突破点以外的恒星密度急剧下降，每5千秒差距至少下降600倍。破裂发生在相同的半径上，与盘上方的高度无关，但在中平面最尖锐，在大高度处几乎消失。这些结果表明，截断不太可能是由恒星形成的阈值单独引起的：阈值将不得不保持相同的径向位置，从小于1亿年到10 Gyr前，尽管潜在的干扰，如因内部过程而导致的气体的再分布和下沉。截断形成的动力学解释更可能是由于杆或密度波的角动量重新分配，或由暗物质子晕的轰击引起的恒星加热和剥离。后一种解释也与我们在星系周围看到的小弥散分量在数量上一致。
2007-08-06 astro-ph
GALEX observations of Low Surface Brightness Galaxies: UV color and star formation efficiency
我们目前的GALEX紫外线观测的低表面亮度（LSB）星系的HI数据，使我们能够估计他们的恒星形成效率的样本。我们发现，紫外光比可见光延伸到更大的半径（一些星系，但不是全部，看起来类似于最近发现的XUV盘星系）。使用一个标准的校准转换成恒星形成率的紫外光，我们得到较低的恒星形成效率在LSB星系比在高表面亮度星系约一个数量级。然而，我们表明，标准的校准可能不适用于这些星系，从两个GALEX波段（FUV和NUV; λ_eff= 1516和2267 A，分别）获得的FUV-NUV颜色比预期的恒星形成星系更红。这种颜色可以被解释为内部消光的结果，修改的初始质量函数或由恒星形成的历史特征的爆发，然后是静止阶段。我们的分析支持后一种假设。
2008-03-27 astro-ph
The Gas Content in Galactic Disks: Correlation with Kinematics
本文研究了晚型星系的HI总质量与星系盘运动学性质之间的关系。从有活跃恒星形成的矮dIrr星系到巨大的低亮度星系，具有各种性质的星系的质量$M_HI$与产品$V_c R_0$（$V_c$是旋转速度，$R_0$是径向光度盘标度长度）相关，它表征了盘的特定角动量。这种关系，以及星系中HI和$V_c$的相对质量之间的关系，可以用以前的假设来解释，即大多数星系盘中的气体密度保持在接近气体层对局部引力扰动的阈值（边缘）稳定性的水平。在这种情况下，与气体层中局部引力不稳定性增长相关的恒星形成速率的调节机制必须在银盘中气体含量的演化中起关键作用。
2005-05-14 astro-ph
A Morphological-type dependence in the mu_0-log(h) plane of Spiral galaxy disks
我们目前的观测证据的星系“类型”依赖于一个螺旋星系的磁盘参数在mu_0-log（h）（中央磁盘表面亮度磁盘尺度长度）平面的位置。以~40个低表面亮度星系（包括凸起星系和盘状星系）和~80个高表面亮度星系为样本，早型盘状星系（<=Sc）倾向于在mu_0-log（h）平面上定义一个明亮的包层，而晚型旋涡星系（>=Scd）通常具有较小和较暗的盘状星系。在定义低表面亮度星系的表面亮度阈值以下（即比21.65 B-mag arcsec^（-2）Freeman值暗1 mag以上），早型旋涡星系的尺度长度大于8-9 kpc，而晚型旋涡星系的尺度长度较小。所有的星系都是用视见卷积的Sersic r^（1/n）球和指数盘模型模拟的。我们发现，随着哈勃类型的增加和球盘光度比的降低，球盘形状参数（n）的下降趋势，这已被观察到之间的高表面亮度星系，延伸到低表面亮度星系，揭示了一个连续的结构参数范围。
2001-03-24 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
