Gas Dynamics and Inflow in gas-rich Galaxy 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1：1和3：1。用无碰撞粒子实现了一个恒星盘和球的组成部分以及一个暗晕，气体用SPH粒子表示。由于我们没有包括恒星的形成，我们集中在气体动力学及其对合并残余物结构的影响。我们发现，等质量合并一般更有效地推动气体的中心。合并完成后，大约50%的天然气位于中部地区。在不等质量并合中，气体保持了大量的初始角动量，并在一个大尺度的盘中沉降，只有20%-30%的气体被驱动到中心。这个一般结果几乎与合并几何无关。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。之后，气体结由于动力学摩擦而释放角动量，并相继下沉到残留物的中心，从而增加了盘的总气体含量。由于气体的影响，模拟的合并残余物比纯恒星残余物变得更加扁圆。恒星的LOSVD形状发生了变化，三阶高斯-厄米系数$h_3$与观测值符合得很好。
2001-10-16 astro-ph
Two Disk Components from a Gas Rich Disk-Disk Merger
我们采用N-体，平滑粒子流体动力学模拟，包括详细的处理化学富集，遵循一个富含气体的合并，结果在一个星系盘形态。我们跟踪的运动，结构和化学性质的恒星形成之前，期间和合并后。我们发现，这样的合并产生两个指数盘组件，与旧的，热的组件有一个规模的长度比后来形成的，冷盘大20%。在合并过程中快速的恒星形成迅速丰富了原星系的气体库，导致形成恒星的高金属丰度。这些恒星是由大量被II型超新星污染的气体形成的，II型超新星在合并引起的星暴中迅速形成。在合并之后，一个薄盘形成于气体，这些气体有时间被Ia型超新星污染。绘制的abbrevious趋势，我们研究的建议，增加恒星形成过程中富含气体的合并可能解释高α-铁丰度比存在于相对高金属丰度厚盘组成的银河系。
2006-11-23 astro-ph
Damp Mergers: Recent Gaseous Mergers without Significant Globular Cluster Formation?
在这里，我们测试的想法，新的球状星团（GC）形成在相同的气体（“湿”）合并或相互作用，产生年轻的恒星星族看到在许多早期类型的星系的中心区域。我们比较平均GC颜色与中央星系星暴的年龄。红色的GC亚群显示出与星系年龄无关的非常恒定的平均颜色。不能排除红色GC子群是新旧GC（与中央星系星暴形成于同一事件）的组合的情况;尽管这需要新形成的GC的年龄-金属丰度关系比银河系关系更陡峭。然而，这些数据也很好地描述了一个场景，其中大多数红色GC是旧的，很少，如果有的话，在最近的气体合并形成。这与从外部系统中GC的一些光谱研究中推断的古老年龄是一致的。因此，导致中央星系星暴的事件可能涉及的气体质量不足以形成大量的GC。我们把这种缺乏天然气的事件称为“潮湿”合并。
2006-12-15 astro-ph
Mergers of Systems Containing Gas
几个简单的合并模型之间的星系团含有气体和暗物质的混合物进行检查，测试耦合的气体到底层的无碰撞材料。气体受到冲击，不可逆转地耗散了无碰撞成分输入的能量，形成了一个解析的等密度核。然而，对于暗物质，相空间真空的混合不是很有效，并且不会产生恒定密度的核心。在最后的状态下，中心气体几乎没有剩余的动能，这表明流动运动无助于支撑气体。
1993-10-13 astro-ph
Galaxy Merger Morphologies and Time-Scales from Simulations of Equal-Mass Gas-Rich Disc Mergers
理解星系合并速率及其在星系演化中的作用的一个关键障碍是难以从真实宇宙的瞬时快照中约束合并的性质和时间尺度。识别星系合并的最常用方法是通过形态学，但目前对星系扰动时间尺度的理论计算相当粗糙。我们提出了一个大套件的GADGET N体/流体动力学等质量的富气盘星系合并已通过蒙特卡罗辐射转移代码日出处理的形态分析。与由此产生的图像，我们研究的SDSS g-波段的合并阶段，尘埃，视角，轨道参数，气体性质，超新星反馈，和总质量的定量形态（G，M20，C，A）的依赖性。我们发现，合并出现最干扰G-M20和不对称的第一次通过，并在最后合并的核，但可以有正常的定量形态在其他合并阶段。合并的可观测性时间尺度取决于用于确定合并的方法以及合并星系的气体分数，近心距离和相对取向。增强的恒星形成高峰后，持续时间显着长于强烈的形态干扰。尽管它们有巨大的凸起，但大多数合并残留物在g波段光下看起来像盘状和尘埃，因为存在一个低质量的恒星形成盘。
2008-09-25 astro-ph
Gas Rich Mergers in Disk Formation
为了解释星系盘星系形成的层次结构的形成，似乎富含气体的合并必须发挥重要作用。我们在这里回顾我们以前的研究表明，在高红移合并的重要性是丰富的气体，在形成的恒星晕和厚盘组成部分的盘星系。在我们银河系的组成部分中，恒星形成的规则是形成低质量低金属量恒星晕所必需的。这一规则导致了高红移、富含气体的合并，在此过程中形成了厚盘。在这些诉讼中，我们从我们的模拟盘星系薄和厚盘组件使用Toomre图分类的恒星。
2005-10-31 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
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
Molecular Gas in Optically Selected Mergers
我们绘制了三个光学选择的Toomre序列合并（NGC 520，NGC 3921，NGC 4676）的2.6mm CO（1-0）发射图。分子气体的分布很好地解决了观测。对于NGC 520和NGC 4676 A，核气体浓度形成盘状或环状结构，气体运动学是规则的，与简单旋转一致。在NGC 4676 B中沿着恒星棒发现了离散的分子气体复合物，气体运动学与H α中追踪的盘旋转一致。NGC 3921中的分子气体分布在恒星残骸周围是不对称的，并且分子气体的分布和运动学都表明分子气体没有沉降到恒星残骸的中心。在NGC 3921和NGC 4676的中心区域之外探测到分子气体云，它们可能与HI中绘制的潮汐尾和潮汐桥有关。在研究的所有三个图姆雷序列合并中，都发现了两个大旋涡星系合并的典型场景。我们的数据表明，NGC 520和NGC 3921中的一个祖盘相对缺乏气体。这些光学选择合并和更明亮的红外选择合并的详细比较推迟到配套文件（纸二）。
2000-12-22 astro-ph
Eccentricity of supermassive black hole binaries coalescing from gas rich mergers
环双星气体的角动量损失提供了一种可能的机制，可以克服“最后秒差距”问题，并允许由星系合并形成的最大质量的黑洞双星合并。在这里，我们表明，如果气体盘也催化合并的质量较低的双星探测与激光干涉仪空间天线（LISA），那么可能有一个纯粹的引力波签名的气体的作用，在一个小的形式，但有限的偏心率就在合并之前。数值模拟表明，偏心率，激发的二进制和周围的气体盘之间的相互作用，只有部分阻尼在引力辐射驱动的inspiral的最后阶段。我们估计，在聚结前一周的典型偏心率为0.01的顺序。如果双星具有极端的质量比，则可能有更高的终端偏心率，可以接近0.1。即使是一个小的偏心率合并前的LISA检测提供了一个可能的判别气体驱动的inspirals和恒星过程的影响。
2005-08-23 astro-ph
The influence of gas on the structure of merger remnants
我们提出了一个大的早期型盘星系的合并模拟与质量比为1：1和3：1和10%的总盘质量的气体。与无碰撞的情况相反，气体的等质量合并不会导致非常boxy的残留物，这是由盒轨道的抑制和短轴管轨道的投影形状的变化，在更轴对称的残留物。天然气的存在对3：1残余物的等照度线形状以及1：1和3：1残余物的整体运动学性质的影响很小。1：1残留物缓慢旋转，而3：1残留物快速旋转且呈圆盘状。恒星LOSVD的形状受到气体的强烈影响。无碰撞残留的LOSVDs有广泛的领先的翅膀，而他们的气体对应物显示陡峭的领先的翅膀，更符合椭圆星系的观测。我们发现，这种变化也是由抑制填充盒轨道，它是放大的合并残留物中的扩展气体盘的形成。如果椭圆星系是由合并形成的，我们的结果表明，大质量的，缓慢旋转的方形椭圆星系不可能是由盘的耗散合并形成的。纯恒星（干）合并是更有可能的候选者。另一方面，低质量，快速旋转和盘状椭圆星系可以形成耗散（湿）合并的早期型光盘。到目前为止，只有不等质量的盘合并气体可以成功地解释他们观察到的子结构。这与Kormendy和Bender（缩写）提出的从方形椭圆星系到盘状椭圆星系再到螺旋星系时，气体耗散的重要性越来越大的修正形态分类方案是一致的。
2006-08-02 astro-ph
Simulated Molecular Gas Emission in Galaxy Mergers with Embedded AGN
结合非定域热力学平衡（LTE）辐射转移计算和流体动力学模拟，研究了星系合并中嵌入的活动星系核（AGN）对CO分子谱线发射的影响.我们发现，活动星系核的反馈能量在气体丰富的星系合并可以有助于大分子流出，这可能是通过速度积分的发射等高线图，以及通过运动学特征的发射线配置文件中检测。
2006-03-15 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
Rapid Formation of Supermassive Black Hole Binaries in Galaxy Mergers with Gas
超大质量黑洞（SMBH）是星系核中普遍存在的组成部分。一般认为，在两个大质量星系合并之后，SMBH双星会形成，由于恒星或气体动力学过程而收缩，并最终通过发射引力波而合并。然而，到目前为止，由于难以在大范围的空间尺度上建模，还不可能展示两个SMBH在星系与气体合并期间是如何结合的。在这里，我们报告的流体动力学模拟跟踪形成的SMBH二进制下到几个光年的尺度以下的两个螺旋星系之间的碰撞。星系合并的结果是产生了一个巨大的、湍流的核气体盘。这些黑洞在不到100万年的时间里形成了一个偏心的双星系统，这是气体引力而不是恒星引力的结果。
2007-06-11 astro-ph
Do mergers make (normal) ellipticals?
在合并假说下，椭圆星系是由富含气体的螺旋星系合并而成的。然而，在大多数正常椭圆星系中，HI的相对缺乏需要将原子气体大量加工成其他形式，如果这个过程是可行的。在这里，我提出了一些定性的评论如何合并产生的椭圆可能取决于（不断变化的）气体含量的祖先磁盘，然后转向一个更定量的研究所提供的椭圆和合并残余物的核属性的约束。
2000-09-06 astro-ph
3-Gyr-old Globular Clusters in the Merger Remnant NGC 1316: Implications for the Fate of Globular Clusters Formed During Gas-rich Galaxy Mergers
早型合并残留星系NGC 1316是一个理想的探测器，用于研究一次大合并对其球状星团（GC）系统的长期影响，我们在最近的一篇论文中报道了它的光谱学合并年龄为3 Gyr。在这里，我们报告了几个光度证据，表明NGC 1316中的第二代GC处于一个进化阶段，介于在年轻的合并残留物中发现的发光GC之间，例如（例如）。NGC 7252和在“正常的，老的”椭圆星系中发现的“红色”GC。在主要合并过程中形成的大质量第二代GC可以存活至少3 Gyr，这一观察提供了强有力的证据，表明这些星团可以具有“正常”质量功能，包括低质量恒星，因此它们可以存活到与“正常”椭圆星系类似的“老年”。
2001-08-13 astro-ph
Ram-Pressure Stripping of Gas from Companions and Accretion onto a Spiral Galaxy: A Gaseous Merger
我们模拟了伴星系中星际气体云在与旋涡星系晕和盘的气体动力学相互作用过程中的行为。在冲压压力下，气体云从伴星上剥离，并吸积到螺旋星系的盘面上。如果伴星的轨道相对于螺旋星系的旋转是逆行的，则下沉的云会撞击到核区域。角动量的转移导致内部气体盘的破裂，并在凸起中形成星际气体的空隙。如果伴星的轨道是偏北或极地，下落的云会被外盘吸积，形成一个旋转的气体环。我们表明，冲压压力剥离和吸积是一种方式，从同伴的气体丰富的较大的星系，这导致处理星际气体从同伴和有效地改变其星系类型到早期（红）。在星系合并过程中，星际气体在星体合并之前被剥离和吸积，这一过程是一个重要的过程。在模拟的基础上，讨论了M31系统中星际气体的可能历史，该系统包括M32、NGC205和可能的合并星系。冲压压力剥离解释了矮椭圆伴星M32中演化恒星损失的质量的处置。
1993-09-29 astro-ph
X-ray Emission from Hot Gas in Galaxy Mergers
我们研究了盘状星系碰撞和合并过程中热气体产生的X射线辐射。为了研究这个过程，我们采用模拟，将宇宙学动机盘星系模型，包括辐射冷却，恒星形成，超新星反馈，吸积超大质量黑洞的影响。我们发现，在合并过程中，碰撞气体在磁盘是冲击加热到X射线发射温度。X射线的光度在空间上是扩展的，在合并的初始阶段上升，在星系中心合并时达到峰值。当一个吸积黑洞的物理模型被包括在内时，所产生的反馈可以驱动强大的风，这些风对热气体的数量和金属含量有很大的贡献，这两者都增加了X射线的亮度。在恒星运动学和结构特性方面，我们模拟的合并残留物类似于椭圆星系。我们发现B波段亮度在L_B ~ 10 ^10 - 10 ^11 Lsun范围内的遗迹的X射线亮度与观测值一致，而质量较小或较大的遗迹在X射线下都是欠亮的。此外，由于大多数合并残留物与观测到的温度、B波段光度和X射线光度之间的标度关系大致一致，我们得出结论，主要合并是产生大的明亮椭圆星系的X射线晕的可行机制。
2006-07-13 astro-ph
Stellar populations in gas-rich galaxy mergers I. Dependence on star formation history
我们调查的性质的主要星系合并之间的晚型螺旋相当丰富的星际介质进行数值模拟，旨在解决动力学和化学演化的自洽方式的恒星星族。我们特别认为，恒星形成历史的星系合并是一个至关重要的决定性的合并残余物的恒星星族的性质，因此，研究如何在恒星形成历史的星系合并之间的差异影响星系合并的化学演化。我们发现，恒星形成的速度，这是定义为动力学的时间尺度的比率，恒星形成的气体消耗的时间尺度，是最重要的决定因素的合并残余物的恒星星族的一些基本特征。我们主要证明，即使是椭圆星系的化学演化也会受到星系合并动力学演化细节的强烈影响。基于目前的数值结果，我们采用了一个特定的假设，恒星形成的速度依赖于光度，从而讨论如何成功地目前的合并模型可以重现一些基本的化学，光度和光谱特性的椭圆星系。
1998-04-10 astro-ph
Gas Dynamics in Galaxy Mergers
在相互作用和合并的星系中，气体受到直接的流体动力学效应和潮汐力的影响。相互作用的结果之一是气体的快速流入，这可能会给恒星暴增和活动星系核提供燃料。但气体动力学并不局限于流入;对等质量和不等质量相遇的小调查产生了各种各样的特征，包括星系之间的羽流，潮汐碎片流入形成的扩展盘，以及反向旋转的核盘。更丰富的行为谱等待着更好的热力学模型来描述星系合并中的气体。
2000-10-07 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
The HI content of the advanced merger NGC 4441
NGC 4441是螺旋星系和椭圆星系合并（S + E合并）的候选者，因为它显示出典型的潮汐结构，如光学尾和两个壳。这个星系的远红外光度为$\sim 5\cdot 10^9 L_{\odot}$，属于中等光度合并的星系，合并过程只会导致（如果有的话）中等程度的星暴。对原子气体含量的研究使我们能够调查合并历史及其对恒星形成的影响。特别是，从模拟中并不清楚S + E合并是否会导致气体集中在核中，从而导致星暴，或者气体是否会扩散，因此对于新的恒星形成区域来说过于分散。我们使用韦斯特博克射电综合望远镜来观察HI的性质。通过使用该干涉仪，我们能够研究大规模的HI分布和运动学与高的空间和速度分辨率。我们发现两个HI尾延伸到40 kpc以上。在中心圆盘中，气体显示出相当规则的旋转模式，表明气体在合并后开始沉降。总HI质量加起来为$1.5 \cdot 10^9 M_{\odot}$。通过高分辨率HI图与深光学图像的比较，恒星潮和气体潮特征之间的差异是明显的，这表明一个S + E合并的起源。
2008-04-22 astro-ph
Hubble Space Telescope Images of Red Mergers: How Dry are They?
红色星系之间的合并在附近的宇宙中被观察到是很常见的，并且被认为是大质量星系在后期增加质量的主要机制。这些"干“合并可以很容易地确定在非常深的地面为基础的图像，由于其扩展的低表面亮度潮汐功能。然而，地面图像缺乏所需的分辨率来确定合并星系的形态，并测量尘埃和相关气体的数量。我们提出了HST/ACS和WFPC 2观测的31个膨胀为主的红色序列星系的样本在z~0.1，包括正在进行的合并，合并残留物，和未受干扰的星系。几乎所有的星系都有早期的形态，并且大多数都很好地符合r^1/4定律的表面亮度轮廓。我们发现只有10%的星系显示出尘埃存在的证据。冷气体的量（或其上限）是根据平均色余计算的，假设气体质量和尘埃质量之间有一个简单的关系。所有星系的气体质量都很低，我们发现Mgas/Mstellar <3 × 10 ^-4。我们推断，附近宇宙中的红色合并主要涉及包含少量冷气体和尘埃的早型星系。这可能意味着祖细胞大多没有气体和/或反馈机制在防止气体冷却方面非常有效。在这些天体中缺乏气体也可能意味着在大质量椭圆星系的中心有相对较大比例的双黑洞。
2008-02-19 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
Massive black hole binary mergers within sub-pc scale gas discs
[摘要]我们研究了角动量损失驱动的超大质量黑洞与小尺度气体盘的二元合并。这样的双星形成后，主要的星系合并，但他们的命运是不清楚的，因为硬化通过恒星散射变得非常低效，在亚秒差距的距离。在这些尺度上，气盘可能主导双星动力学，并促进合并。利用数值模拟，我们调查嵌入几何薄气体盘的双星轨道的演变。我们的模拟直接解决了圆盘内的角动量输运，在感兴趣的半径可能是由圆盘自引力主导的。我们表明，二进制衰减的速度是在很好的协议与分析估计，而偏心率的增长。当e > 0.35时，未观察到偏心增长的饱和。在黑洞上的吸积是可变的，并且大致由双星轨道频率调制。缩放我们的结果，我们分析估计的最大速率的二进制衰变是可能的，而不发生周围的气体盘内的碎片，并比较该速率的恒星动力学硬化率的估计。对于质量在10^5 < M/Msun < 10^8范围内的双星，我们发现，当分离度低于0.01- 0.1 pc时，由于气盘引起的衰变可能占主导地位，此时气盘的光学厚度很大。当M < 10^7 Msun时，最小合并时标比哈勃时间短。这意味着气体盘通常会出现在相对较低质量的黑洞合并中，并且大量的双星可能存在于百分之几pc的分离处，那里的综合衰变率最慢。对于更大质量的双星，我们认为，在一个破碎的气体盘内形成的恒星散射可以作为一个显着的额外汇的二进制角动量。
2008-11-03 astro-ph
Gas Dynamics in the Luminous Merger NGC 6240
我们报告了0.5“x0.9”分辨率的干涉测量观测结果，观测到了红外发光星系合并NGC 6240中的1.3 mm CO J=2-1线。大约一半的CO通量集中在一个旋转但高度湍流的厚盘结构中，该结构位于两个射电和近红外核之间。许多气体特征将这个直径约为500 pc的中心圆盘连接到更大的尺度。在整个该区域中，分子气体具有超过300 km/s FWHM的局部速度宽度，并且在多个方向上甚至达到1000 km/s的FWZP线宽。中心气体浓度的质量构成了动力学质量的一个重要部分，M_gas（R<470 pc）~ 2-4x10^9 M_o ~ 0.3-0.7 M_dyn。我们的结论是，NGC 6240是在一个早期的合并阶段比原型超亮星系，Arp 220。NGC 6240中的星际气体正处于两个恒星核之间的沉降过程中，正在迅速消散，并可能形成一个中心薄盘。在下一个合并阶段，NGC 6240很可能会经历一次像Arp 220那样的大恒星爆发。
1999-05-05 astro-ph
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
Hydrodynamic simulations of merging clusters of galaxies
我们提出了高分辨率的AP 3 M +SPH模拟合并星系团的结果。我们发现，在合并过程中的核心气体的压缩和冲击，可以导致大的增加，在辐射X射线光度和发射加权温度的集群。在等质量合并过程中，冷却流完全中断，随着团簇核心的碰撞，质量沉积速率降至零。核心气体冷却时间的大幅增加强烈表明，冷却流不会在哈勃时间内从这种合并中恢复。如果子团的质量是主团质量的1/8，则合并也会破坏冷却流。然而，在这种情况下，注入核心气体的熵会迅速辐射出去，冷却流在合并的几个Gyr内重新开始。当子团簇的碰撞参量为500 kpc时，虽然质量沉积速率降低了30%，但并不影响冷却流。最后，我们发现，相等的质量，偏离中心的合并可以有效地混合气体的核心集群，而头合并导致非常小的混合。从子团外层剥离的气体导致主团外层的部分被很好地混合，尽管它们对团核心的气体几乎没有影响。这里所研究的合并没有一个导致ICM在全球范围内混合良好。
2001-10-21 astro-ph
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
On the Origin of Stars in Bulges and Elliptical Galaxies
我们调查的恒星组成的凸起和椭圆星系的CDM范式使用半分析模型预测。根据恒星的起源，我们认为球状恒星是由两个主要组成部分组成的，{ \it合并}和{ \it静止}。合并的组成部分是在主要合并期间由驱动到中心的气体形成的，而静止的组成部分是在气体盘中形成的，并在主要合并期间稍后添加到球体。质量比$M_C=3 \times 10^{10}$ M $_{\odot}$大的星系在其球状体中平均只有15%的合并成分，而较小的星系可以达到30%。合并分量随着红移的增加而增加，因为合并涉及更多的气体。然而，我们没有发现合并气体分数以上$ \sim 40 %$的残余质量。一般来说，气体分数是合并发生时的红移和残骸质量的递减函数，质量越大的残骸气体分数越小，合并成分也就越小。这种趋势与星系的环境无关，环境的唯一影响是质量小于$M_C$的星系在稠密环境中的合并分量略大。对于质量大于$M_C$的星系，其膨胀中的恒星比例大于50%。我们发现，大多数恒星的星系质量大于$M_C$居住在膨胀和椭圆独立的红移和分数增加的红移。在每个红移处质量最大的星系是椭圆星系。
2006-05-10 astro-ph
Formation of the Small Magellanic Cloud: ancient major merger as a solution to the kinematical differences between old stars and HI gas
最近对小麦哲伦云（SMC）的观测表明，HI气体有明显的自转（V_c 60 km/s），而老的恒星星族没有或几乎没有自转。我们认为，这种独特的运动学差异，这些组件之间的SMC可能是由一个重大的合并事件发生在SMC形成的早期阶段。我们的模拟表明，耗散的矮-矮合并可以将两个富含气体的矮不规则星转变成一个新的矮星，它由一个球状恒星组件和一个旋转的扩展HI盘组成。这种矮-矮合并的残余物显示了恒星和气体之间明显不同的运动学，在这个意义上，气体盘快速旋转，而恒星组件几乎没有旋转。因此，我们认为，模拟的矮星有一个动态的热球体和扩展的气体盘最终演变成现在的SMC后，有效的剥离外部气体通过潮汐场的银河系和大麦云云。我们还建议，空间分布和运动学的RGB和AGB星与不同年龄的可能的球状组成部分的SMC可以提供有价值的信息，过去的重大合并事件是否以及何时真的发生在SMC。
2008-04-29 astro-ph
How Do Disks Survive Mergers?
我们开发了一个物理模型，星系盘如何生存和/或被摧毁的相互作用。基于动力学参数，我们表明气体主要损失角动量的内部转矩合并。在某些特征半径内的气体（轨道参数、质量比和合并星系的气体分数的函数），将很快失去角动量，落入中心，并在星暴中被消耗。类似的分析预测了恒星盘的剧烈弛豫在哪里是有效的。我们的模型使我们能够预测恒星和气体的内容，将生存重新形成一个磁盘的残余，而不是被猛烈放松或有助于星暴。我们在流体动力学模拟中对此进行了测试，并发现作为质量比，轨道参数和气体分数的函数的良好协议，在模拟中跨越了广泛的这些属性和其他属性，包括气体物理和反馈的不同处方。在直接的意义上，重新形成的盘的数量可以根据众所周知的引力物理学来理解，独立于ISM气体物理学或反馈的细节。这使我们能够明确量化的要求，这种反馈（间接）使磁盘的生存，通过改变合并前的气体含量和分布。盘破坏的效率是气体含量的强函数：我们展示了如何以及为什么足够富含气体的主要合并可以在一般条件下产生具有小凸起的系统（B/T<0.2）。我们提供处方列入我们的结果在半解析模型。
2008-10-27 astro-ph
Constraints on the Merger Models of Elliptical Galaxies from their Globular Cluster Systems
在现今的许多合并中发现了原球状星团候选者，这使我们能够更好地了解合并事件对星系球状星团系统的可能影响，并预测最终产物的性质。通过比较这些预期的性质球状星团系统的今天的椭圆星系，我们可以限制合并模型。观测数据表明，i）每一个气体合并诱导新的星团的形成，ii）在这样的合并中形成的新的星团的数量增加的气体含量的祖星系。低光度（约M_V>-21）的碟状椭圆星系通常被认为是气体合并的结果。因此，新的球状星团有望形成，但迄今尚未发现。我们调查的各种原因，在低光度的椭圆形，即没有一个老的人口，没有一个新的人口，人口之一的破坏，最后，年龄-金属丰度阴谋，使老的和新的球状星团出现在目前的时代无法区分的子种群。所有这些可能性都让我们得出了一个类似的结论，即低光度椭圆星系不是最近（z<1）在富含气体的合并中形成的，也可能根本不是在恒星系统的大合并中形成的。高光度的椭圆星系确实揭示了球状星团的子种群。然而，仅从合并的角度来解释这两个种群是困难的，特别是，我们可以排除第二个子种群是最近的气体贫乏合并的产物的情况。
1998-04-24 astro-ph
A Broad Search for Counterrotating Gas and Stars: Evidence for Mergers and Accretion
我们测量了从近场星系巡天中抽取的67个星系样本中的大体积气体-恒星反旋频率。近场星系巡天是一个具有广泛代表性的对局部星系群的巡天，最低可达M_B-15。我们在17个E/S 0中检测到4个反向旋转器，其气体排放延长（24% ± 8 - 6）。相比之下，我们没有发现明确的例子，大量的反旋转之间的38个SA-SBC螺旋，虽然一个SA没有显示出特殊的气体运动学。这一结果表明，在95%置信度下，不超过8%的Sa-Sbc螺旋是整体反向旋转。在Sc型和以后的类型中，我们只确定了一种可能的反旋体，即麦哲伦不规则星云。我们使用这些结果与反旋子的物理性质一起来限制这种现象的可能起源。
2000-09-15 astro-ph
Chandra Observations of the A3266 Galaxy Cluster Merger
利用钱德拉天文台上的ACIS对Abell 3266星系团进行了30,000秒的X射线观测，分析了星系团合并的几个新见解。团内介质具有非单调递减的径向丰度分布。我们认为，丰度增强的最合理的起源是未混合的，高丰度的子星系团气体的合并。富集包括两个阶段：在子星系团合并过程中，一种丰度较高的物质偏离中心沉积，随后是一种强烈的局部化的星系团内风，这种风的作用是驱逐轻元素，产生观测到的丰度增强。风是需要考虑的重元素丰度的增加和缺乏增强的气体密度。风的动力学证据包括：（1）垂直于合并轴的大规模低表面亮度特征，似乎是远离主集群中心的西北方向的气体流的不对称模式，（2）相反方向的压缩气体（朝向集群中心），以及（3），温度图中可见的最热区域与所提出的合并几何形状和所得气流一致。主星系团中心区域的钱德拉数据显示了一个稍冷的、以中央cD星系为中心的非对称区域，该区域与合并轴对齐，直接将cD的动力学状态与合并联系起来。总的来说，高光谱/空间分辨率的钱德拉观测支持我们早期的假设（Henriksen，Donnelly，& Davis 1999），我们正在观察天空平面上的一个小合并。
2002-07-02 astro-ph
From major merger to radio galaxy: low surface-brightness stellar counterpart to the giant HI ring around B2 0648+27
我们提出了一个低表面亮度恒星对应的一个巨大的（190千秒差距）环的中性氢（HI）气体，围绕附近的射电星系B2 0648+27的检测。这个系统目前正处于主要合并和（无线电大声）早期类型星系之间的演化阶段。在以前的论文中，我们详细研究了合并，恒星爆发和活动星系核活动之间的时间尺度在B2 0648+27，基于其不寻常的多波长特性（大规模HI环，占主导地位的后恒星爆发恒星星族和红外光度）。在本研究报告中，我们提出了深光学B-和V-波段成像，为B2 0648+27的合并起源提供了进一步的证据。宿主星系显示出扭曲的光学形态和广泛的潮汐臂是明确存在的。一个低表面亮度的恒星尾巴或部分环卷曲在超过一半的宿主星系周围，距离星系中心高达55千秒差距，遵循我们以前在这个系统周围探测到的大规模环状HI结构。这个环中的气体和恒星很可能是潮汐排出的物质，在合并事件后慢慢落回宿主星系。HI环中似乎也有恒星形成的地点，可能是在合并后的气体潮汐碎片中形成的。我们认为，在B2 0648+27中观察到的气体和恒星的性质，以及合并和星暴事件之间的明显的时间延迟，可能是两个富含气体的盘状星系与突出的凸起之间合并的逻辑结果，或一个椭圆形和富含气体的螺旋星系之间的合并。合并/星暴事件与当前的射电AGN活动事件之间似乎存在显着的时间延迟。
2008-07-09 astro-ph
On the inspiral of Massive Black Holes in gas-rich galaxy mergers
我们提出了一个大规模的黑洞在星系合并的动力学研究，从一系列高分辨率的N体/SPH模拟。气体成分的存在对于快速形成偏心（开普勒）BH双星是必不可少的，它位于一个大质量（~10^9 Msun）湍流核盘的中心。使用物理和/或数值激励的食谱，我们遵循的BH在合并过程中的吸积历史。黑洞的质量随着每个星系内部大量中心气体的流入而增加，它们的质量比随时间而变化。鉴于遇到的数值分辨率和物理假设之间的强简并，我们建议在这里三个可能的路径，遵循的星系和BH合并过程中，以满足M-西格玛关系：调整，共生，BH优势。在一个非常高的分辨率运行，我们解决了湍流气体模式下降到秒差距尺度，并发现BH反馈预计将是有效的合并结束附近。然后，我们跟踪BH双星轨道下降到0.1 pc的规模建模的核盘作为一个平衡Mestel盘组成的气体，气体和恒星，或只是恒星。在对旋转的气体和/或恒星背景的动力摩擦的作用下，轨道成圆形。当这种情况发生时，每个黑洞都被赋予了自己的小尺寸（~0.01 pc）的吸积盘，包括BH质量的百分之几。双重活动星系核活动预计将在大约1000万年的时间尺度上发生，与螺旋上升的时间相当。可能出现的双核点源具有典型的~10 pc的分离，并且很可能嵌入仍在进行中的星暴中。
2007-06-13 astro-ph
Starbursts in multiple galaxy mergers
我们数值研究恒星和气体动力学演化的合并之间的5个相同的晚型盘星系，特别强调恒星形成的历史和化学演化的多星系合并。我们发现，由于合并过程中强烈的潮汐扰动和由此产生的气体耗散，多次相遇和合并可以触发重复的大规模星爆（典型的$\sim$ 100 $M_{\odot}$ ${\rm yr}^{-1}$）。发现星暴的大小取决于初始维里比（即，总运动能与总势能之比），使得维里比越小的合并，最大恒星形成率越大。此外，我们还发现维里比越大的并合，触发爆发的时间间隔越长。在一个多星系合并的大质量恒星爆发的遗迹中发现了贫金属的气体晕，它是在合并过程中由潮汐剥离形成的。因此，我们认为场椭圆星系中的贫金属气体晕是该星系过去多次合并事件的化石记录。
2000-12-16 astro-ph
Extented ionized gas emission and kinematics of the compact group galaxies in HCG 16: Signatures of mergers
我们报告了用扫描法布里-珀罗干涉仪和16 km/s和1”的采样对希克森致密群16的四个晚型星系（H16 a、b、c和d）的Ha发射线进行的运动学观测。四个星系中的三个星系：H16 b，c和d的速度场显示出运动学特性。气体和恒星成分（H16 b，c，d）的运动学和测光轴之间的不对准，双气体系统（H16 c）和运动学主轴（H16 b和c）的严重扭曲是检测到的一些特点。我们的结论是，主要的合并事件发生在至少两个星系群。H16 c和d，基于它们显著的运动学特性，它们的双核和高红外光度。它们的Ha气体含量在空间上高度集中--H16 d包含一个特殊的棒状结构，局限于内部的$\sim$ 1 h^-1 kpc区域。这些观测结果与模拟预测一致，即气体在合并过程中流向星系核，形成酒吧并为中心活动提供燃料。H16 b星系和Sb星系也提供了过去吸积事件的一些运动学证据。然而，它的气体含量非常稀少，限制了我们找到其他运动学合并指标的能力，如果它们存在的话。我们发现，孤立的合并，即，它们的形态不规则，没有潮汐尾的迹象。在合并过程中形成的潮汐臂和尾部可能已经被群体势剥离（Barnes & Hernquist 1992），或者它们可能从未形成。我们的观测结果表明，HCG 16可能是一个年轻的致密星系团，形成于稠密环境中，由邻近天体合并而成。
1998-05-11 astro-ph
Pairing of Supermassive Black Holes in unequal-mass galaxy mergers
我们研究了超大质量黑洞（SMBHs）的配对过程，尺度为20-100 pc使用一组N体/SPH模拟的质量比为1：4和1：10的盘星系的二元合并。我们的数值实验的目的是代表合并事件发生在不同的宇宙时代。相遇的初始条件与结构形成的LambdaCDM范式一致，模拟包括辐射冷却，恒星形成和超新星反馈的影响。我们发现，配对的SMBHs依赖于在合并的最后阶段的同伴星系的中心保存的重子质量的量敏感。特别是，由于气体动力学和恒星形成的结合，我们发现，一对SMBH可以形成在1：10的小合并，提供星系是相对丰富的气体（气体分数的30%的磁盘质量）和合并发生在相对较高的红移（z~3），当动力学摩擦时标较短。由于1：10的合并是最常见的事件在组装的星系，合并是更频繁的高红移时，星系也更丰富的气体，我们的研究结果有积极的影响，未来的引力波实验，如激光干涉仪空间天线。
2009-04-21 astro-ph
2-Dimensional Kinematics of Simulated Disc Merger Remnants
我们提出了一个二维的运动学分析的一个样本的模拟二盘合并残留物的质量比为1：1和3：1。对于祖先盘，我们使用纯恒星模型以及10%质量为气体的模型。模拟中发现了在真实星系中也观察到的多种现象。这些包括错位旋转，嵌入式光盘，气环，反向旋转的核心和运动错位光盘。使用的2D地图，我们说明了投影效果和合并残余物的性质的变化时，气体包括在合并。我们发现，运动学特有的子系统，最好形成在等质量合并。100质量的无碰撞残留物几乎不显示旋转，有规律的旋转或强烈的运动失调。气体的加入使残余物看起来更圆（1：1）和轴对称（3：1）。反向旋转核（CRC）几乎完全形成于具有耗散成分的等质量合并。3：1残余物显示出更规则的结构。我们量化这些属性应用最近开发的Krajnović等人的运动学方法。这项工作将有助于理解椭圆星系的观测与二维场摄谱仪，如SAURON。
2007-01-19 astro-ph
The effect of a Chandra-measured merger-related gas component on the lobes of a dead radio galaxy
我们使用钱德拉的数据来推断，气体的X射线明亮的组成部分是在分离的过程中的无线电波瓣的3C 442 A。这是第一个射电星系，有令人信服的证据表明，中央气体，相对于叶等离子体，而不仅仅是一个静态的气氛，是有一个重大的动力学影响的无线电结构。我们推测气体的膨胀也通过压缩和绝热加热重新激发了3C 442A叶中的电子。3C 442A的两个特征决定了它的动力学状态。首先，无线电源不再由检测到的活动喷流提供动力，因此无线电等离子体的动态状态受周围介质的支配。其次，两个早期型星系NGC 7236和NGC 7237（其中一个是3C 442A的原始宿主）正在进行合并，并且已经经历了近距离接触，这表明X射线明亮气体主要是加热的合并星系大气。由于X射线明亮的内部气体的压力驱动膨胀，叶瓣已经被吹开了大约10^8年。
2007-02-15 astro-ph
HI observations of luminous infrared galaxy mergers
在Nancay的HI谱线上共观测到19个亮红外星系合并，当H_0=75 km/s/Mpc时，其L_IR~2为10^11 L_sun，其中4个在Arecibo也观测到。在这19个中，有10个以前没有被观察到。其中六个被清楚地检测到，其中一个是第一次。其目的是统计采样的\HI气体质量在发光红外合并沿星爆合并序列的分子CO气体含量是已知的。
2000-12-30 astro-ph
Imaging Molecular Gas in the Luminous Merger NGC 3256 : Detection of High-Velocity Gas and Twin Gas Peaks in the Double Nucleus
合并中的星暴星系NGC 3256中的分子气体已经用亚毫米阵列以1“x 2”（170 x 340 pc，35 Mpc）的分辨率成像。这是第一次在z=0.01范围内对最明亮星系中的分子气体进行干涉成像。在并合中心有一个大的分子气体盘（r > 3 kpc），并有一个强的气体浓度向双核。位于中心3千秒差距的质量约为3*10^9兆太阳的气盘围绕着天空中相距850秒差距的两个原子核之间的一个点旋转。分子气体是温暖和湍流，并显示CO同位素之间的强度比的空间变化。在银河系中心发现了高速分子气体。它在我们视线中的速度与星系的系统速度相差达420 km/s;其终极速度是主气盘旋转速度的两倍。高速气体很可能是由于气体盘中的分子外流，被星系中恒星爆发驱动的超级风夹带。分子外流的速率估计约为10 Msun/yr，并在星系中心分子气体的扩散或耗尽中发挥重要作用。在每个孪核周围都发现了致密的气体浓度和陡峭的速度梯度。它们暗示着一个小的气体盘围绕着每个原子核旋转。如果这些确实是迷你盘，那么在半径为170 pc的范围内，它们的动力学质量约为10^9 Msun。
2006-03-03 astro-ph
Double Starbursts Triggered by Mergers in Hierarchical Clustering Scenarios
我们使用宇宙学SPH模拟研究合并的影响，在恒星形成历史的星系物体在层次聚类的情况下。我们发现，在一些合并事件中，气体盘可以经历两次星爆：第一次是在轨道衰变阶段，由于卫星接近时气体流入，第二次是当两个重子团碰撞时。一个趋势，这些第一次诱导的星爆是更有效地将气体转化为恒星也found.We检测到，系统没有经历早期的气体流入有良好的恒星隆起和更集中的势井，这似乎是负责防止进一步的气体向内运输引发的潮汐力。我们的研究结果构成了第一个证据表明，在宇宙学框架中，膨胀可以形成为坍缩、碰撞和长期演化的产物，并且它们与膨胀中的恒星星族在中间z处的复兴是一致的，至少有50%的恒星（在SCDM中）在高z处形成。（节录）
2002-02-07 astro-ph
Stellar populations in gas-rich galaxy mergers II. Feedback effects of Type Ia and II supernovae
我们数值研究主要盘-盘星系合并的化学动力学演化，以探索在椭圆星系中观察到的质量相关的化学，光度和光谱性质的起源。我们特别研究了基本性质对合并前体盘质量（M_d）的依赖性。本研究取得的主要成果有以下三点。(1)由质量较大的螺旋星系合并形成的质量较大（发光）的椭圆星系具有较大的金属丰度（Z），因此显示出更红的颜色：典型的金属丰度范围从M_d = 10^10 M_solar合并形成的椭圆星系的~ 1.0太阳丰度（Z~ 0.02）到M_d = 10^12 M_solar合并形成的椭圆星系的~ 2.0太阳丰度（Z ~ 0.04）。(2)在星系合并中产生的负金属丰度梯度的绝对值对于大质量的椭圆星系来说更有可能更大。在椭圆岩中，金属丰度梯度的绝对值与年龄梯度的绝对值相关，即金属丰度负梯度越陡的椭圆岩，年龄梯度越陡。(3)M/L_B和M/L_K（M、L_B和L_K分别为星系合并后的恒星质量、B波段光度和K波段光度）都依赖于星系质量，质量越大的椭圆星系M/L_B越大，M/L_K越小。
1998-11-09 astro-ph
Fate of Supermassive Black Holes and Evolution of the M(BH)-sigma Relation in Merging Galaxies: The Effect of Gaseous Dissipation
利用高分辨率自洽气体动力学方法模拟了盘状星系的等质量和不等质量合并过程，分析了耗散对超大质量黑洞轨道演化的影响.星系模型是一致的LCDM范式的结构形成和模拟包括辐射冷却和恒星形成的影响。我们发现，等质量合并总是会导致在残余物中心形成一个紧密的SMBH对，其分离仅受到所采用的~100 pc的力分辨率的限制。相反，不等质量合并中的最终SMBH分离敏感地取决于合并星系的中心结构如何被耗散修改。在没有耗散的情况下，卫星星系可以在合并完成之前完全分裂，留下它的SMBH在距离残骸中心太远的地方徘徊，无法形成一个紧密的对。相比之下，我们表明，气体冷却促进配对过程中增加的弹性的同伴星系潮汐破坏。此外，我们证明了合并盘星系构造服从M（BH）-西格玛关系，移动相对于它取决于他们是否经历耗散或碰撞合并，无论合并系统的质量比。无碰撞模拟表明，残余物往往远离平均值的关系，突出的作用，气体贫乏的合并作为一个可能的来源的散射。在耗散合并中，与大质量核盘形成相关的强烈气体流入与恒星形成所消耗的气体之间的相互作用为SMBH提供了必要的燃料，并使合并残余物满足该关系。
2005-03-08 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
Dense Stellar Cores in Merger Remnants
我们使用的数值模型，其中包括恒星形成分析的质量配置文件所形成的合并盘星系的残余物。在合并过程中，气体的消散和随后的恒星形成在残余物中留下了致密的恒星核心。星爆星群并没有平滑地连接到德·沃库勒的轮廓上，而是在有效半径的百分之几处导致表面密度轮廓的急剧断裂。虽然我们的结果是初步的，但大多数椭圆星系中缺乏这样的特征表明，富含气体的盘状星系的合并可能对当今椭圆星系的人口没有很大的贡献。
1994-09-29 astro-ph
