The fate of central black holes in merging galaxies
本文介绍了一系列数值N体实验的结果，描述合并的星系对包含一个巨大的黑洞在其核心。目的是研究两个黑洞通过合并事件的轨道演化。研究发现，当两个前身星系具有（1）相似的质量，（2）不同的中心密度，（3）相对轨道角动量不为零时，合并不会导致在残余中心形成一个紧密的黑洞对。在这些条件下，密度较低的星系的中心黑洞进入一个宽的轨道，即，距离中心的距离相当于残骸的半质量半径，其中动力摩擦导致的轨道衰减的时间尺度可以是几个陀螺。这一结果的影响进行了简要讨论。
1994-07-06 astro-ph
Ongoing Assembly of Massive Galaxies by Major Merging in Large Groups and Clusters from the SDSS
我们调查的发生率的主要合并创建> 10 e11 Msun星系在当今的集团和集群更大规模的2.5e13 Msun。我们确定了38对大质量星系的相互潮汐相互作用的签名选择从>5000星系与> 5e 10 Msun，居住在845个这样的群体。我们适合每个星系对的对称模型的视线投影的图像，并确定合并周围的每个祖，如偏离中心的等照度线，广泛的潮汐尾巴，和动态摩擦尾的残余不对称的存在。在SDSS的分辨率和灵敏度下，这种合并在16%的高质量星系-星系对中被发现，其星等差小于1.5和小于30 kpc的投影距离。我们发现，90%的这些合并有几乎相等的质量与红色序列的颜色和集中的形态，无耗散合并模拟的标志祖。在组中心的合并比2个卫星之间更常见，但两者在形态上是无法区分的，我们初步得出结论，后者可能位于最近吸积的subhalos的动力中心。中心和卫星合并的频率减少与集团质量一致的动力摩擦的预期。基于合理的假设，这些大质量晕的中心平均每Gyr增加1-9%的恒星质量。与所有的LRG-LRG合并相比，我们发现当限制在这些密集环境中时，它们的合并率高出2-9倍。我们的研究结果意味着星系人口的大规模结束继续在可测量的水平上分层进化，大规模群体的中心是合并驱动的星系组装的首选环境。（节略）
2007-10-11 astro-ph
Dynamical Friction of Galactic Center Star Clusters with an Intermediate-Mass Black Hole
对银河系中心星团中的中等质量黑洞（IMBH）所受的动力学摩擦进行了数值模拟。格哈德认为，动力学摩擦会导致星团失去轨道能量，并螺旋式地向银河系中心移动，这可能解释了在中央秒差距内存在一个非常年轻的恒星星团，在那里恒星的形成可能非常困难，因为强大的潮汐力。然而，Kim & Morris的数值模拟表明，这只有在星系团最初有一个非常密集的核心时才有可能。Hansen和Milosavljevic最近提出，星团核心中存在的IMBH可能会通过动力学摩擦稳定核心，使其免受内旋过程中的潮汐破坏，从而很容易将年轻恒星送到中央秒差距。我们发现，IMBH的存在确实降低了将年轻恒星运送到中央秒差距所需的最小初始核心密度，但这只有在IMBH的质量至少为星团总质量的10%时才有可能。这一比例明显高于Portegies Zwart和McMillan对IMBH形成的数值模拟，IMBH是由星团核心中的恒星连续合并而形成的，因此似乎现实的IMBH不能帮助将年轻恒星运送到中央秒差距。
2004-05-08 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
Multi-scale simulations of merging galaxies with supermassive black holes
我们提出的第一个多尺度N体+SPH模拟的合并星系包含中央超大质量黑洞（SMBHs），只有几个秒差距的空间分辨率的结果。与等质量合并相关的强气体流入产生质量为$10^9 M_{\odot}$的非轴对称核盘，由大约$10^6$ SPH粒子分辨。这样的圆盘有几百秒差距的大小，但它们的大部分质量都集中在小于$50$ pc的范围内。我们发现，一个紧密的SMBH对合并后形成。两个SMBH的分离，然后进一步缩小，由于对主要气体背景的动力学摩擦。对于经历星暴的典型区域的环境气体温度和密度，SMBHs的轨道在几百万年内衰减到最小可分辨尺度。这些结果表明，两个洞的最终合并所需的初始条件自然产生的两个等质量星系的结构和轨道是一致的$Λ$ CDM模型的预测合并。我们的发现对计划中的引力波探测实验（如{ \it LISA}）具有重要意义。
2006-02-02 astro-ph
Merging of galaxies with central black holes II. Evolution of the black hole binary and the structure of the core
我们研究了由两个星系合并形成的黑洞双星的演化，每个星系都包含一个中心大质量黑洞。我们的主要目标是确定黑洞双星是否可以通过动力学摩擦硬化和引力波辐射合并。我们利用$N$-体方法模拟了两个粒子总数变化范围较大的星系并合过程，研究了粒子数对黑洞双星演化的影响。我们发现，演化的时间尺度是独立的星系中的粒子数$N$，直到分离达到一个临界值。当分离度小于这个临界值时，粒子数越多，演化时间越长。从本质上讲，这种行为被自然地理解为“损失锥”效应的结果。然而，时间尺度对$N$的依赖性明显弱于理论预测。此外，临界分离比理论预测的要小。在这个临界距离上，通过引力辐射的演化时间尺度比哈勃时间更长。我们讨论了这些差异的原因和目前的结果对椭圆结构和类星体活动的影响。
1996-08-25 astro-ph
Constraints on the merging timescale of luminous red galaxies, or, where do all the halos go?
在LCDM宇宙学中，暗物质晕主要通过较小晕的吸积而增长。10^14Msun的晕中的大部分质量来自~10^13Msun晕的吸积。如果每个这样的晕都有一个发光的红星系（LRG），那么这么多晕的吸积与星系团中观测到的LRG数量不一致，除非这些吸积的LRG在相对较短的时间尺度（~2Gyr）内合并或分裂。这些时间尺度与经典的动力学摩擦论点相一致，并且意味着在z=0时，每个质量大于10^14 Msun的晕内有2-3个LRG合并或分裂。当z=0时，被带入这些大质量晕中的恒星质量总量与观测结果一致，一旦包括了团内光（ICL）。如果被破坏的LRGs建立了ICL，那么大质量晕的分层增长意味着大量的ICL也应该围绕着卫星LRGs，正如最近对室女星系团的观测所表明的那样。最后，我们指出，这些结果是完全一致的非演变的集群强度和晕占领分布，并注意到，后者的观测事实上支持的假设，合并/大规模星系的分裂确实发生在晚些时候。
2007-07-03 astro-ph
Slow evolution of elliptical galaxies induced by dynamical friction. I. Capture of a system of satellites
本文的主要目的是建立一个数值实验室，研究无碰撞恒星系统中由于与少数重粒子相互作用而引起的密度和压力张量分布的缓慢演化，我们想研究的效应是由缓慢的碰撞弛豫引起的，一般称之为“动力学摩擦”。首先，我们重新审视的卫星下沉的问题，在一个最初的各向同性，非旋转，球形星系，我们遵循的N体模拟使用约100万个粒子。然后，我们考虑一个准球形的问题，其中卫星被分割成一组许多较小的质量与球对称的初始密度分布。在广泛的一组实验中，设计，以带出真正与动力学摩擦的影响，我们能够证明的密度分布的缓慢演变和发展的切向偏置压力的基础恒星系统，而我们简要地解决的问题的圆化轨道引起的动力学摩擦人口的碎片。这里提出的模拟结果和其他计划在未来的调查，使我们能够研究的基本机制，缓慢的弛豫恒星系统，从而可能是普遍感兴趣的各种问题，特别是在宇宙学的背景下。在这里，我们的实验设想与特定的目标，以澄清一些机制，可能会发挥作用，在一个椭圆星系的演变，作为一个结果之间的相互作用的恒星和一个显着的人口的球状星团或合并的大量的小卫星。
2003-04-16 astro-ph
Dissipationless Merging and the Assembly of Central Galaxies
我们重新分析了斯隆数字巡天测量的星系质量关联函数，以获得星系和星系群尺度上的宿主暗物质晕质量。我们将数据扩展到2 MASS星表中的星系团，研究了中心星系光度与晕质量的关系。当中心星系的光度在低质量时为~M^{0.7-0.8}，而在~ 4 × 10 ^{13} M_sun以上，光度关系为~M^{<0.3}。然而，晕中星系的总光度继续以幂律~M^{0.8-0.9}增长。从中央星系通过合并而增长的假设（“星系自食”）出发，我们发展了一个简单的模型，描述了卫星星系吸积导致的光度演化。当动力学摩擦导致卫星星系轨道衰变的时间尺度超过暗物质晕的年龄时，光度-质量关系就不稳定了。然后，中央星系的增长受到抑制，因为它只能吞噬罕见的大质量卫星星系。该模型以晕中星系的总光度与晕质量的关系和星系整体光度函数为输入，再现了晕质量（10^{12}-10 ^<$15}）M_sun的中心星系30年来的光质关系.该模型的成功表明，气体冷却和随后的恒星形成并没有发挥重要的作用，在最终组装的中央星系从sub-L_星的前体。
2005-03-29 astro-ph
Dynamics of triple black hole systems in hierarchically merging massive galaxies
一般观测到具有恒星隆起的星系中存在超大质量黑洞（SMBH）。因此，星系的等级合并应该导致SMBH双星的形成。旧的大质量星系与少量气体的合并促进了低密度核的形成，SMBH双星有望在那里存活很长时间。如果双星系统的寿命超过了两次合并之间的典型时间，那么三重黑洞（BH）系统就可能形成。我们通过计算一系列适合于巨椭圆星系的具有物理激励的初始条件的三体轨道，研究了星系核中紧密三体SMBH相遇的统计。我们的模拟包括一个光滑的背景势组成的恒星隆起加上暗物质晕，由于引力辐射和动力学摩擦的恒星和暗物质的阻力，和一个简单的模型下加热和质量喷射的SMBH的内部密度分布的时间演化。我们发现，作为重复的近距离接触的结果，在我们的运行约85%的二进制对合并，在约15%的情况下，一个新的偏心二进制形式从第三SMBH和二进制残留物和合并在运行时间。在大约40%的运行中，最轻的BH在星系晕中徘徊，或者完全逃离星系，但是所有三个SMBH的逃逸是非常罕见的。三重星系通常会冲刷出质量不足其总质量1-2倍的核心，这有助于解释在一些大质量椭圆星系（如M87）中观察到的大核心。高聚结率，非常高的偏心率轨道的流行，以及在我们的运行中近距离接触期间的引力辐射"尖峰“，可能为未来的激光干涉仪空间天线（LISA）提供有趣的信号。
2007-03-02 astro-ph
The Assembly and Merging History of Supermassive Black Holes in Hierarchical Models of Galaxy Formation
我们评估模型的组装超大质量黑洞（SMBHs）在星系的中心，跟踪其层次建设远在黑暗的晕“合并树”。我们假设，第一个“种子”黑洞（BH）形成的（迷你）晕崩溃在z=20从高西格玛密度波动。当这些星系前黑洞通过一系列的合并合并成越来越大的晕时，它们由于动力学摩擦而下沉到中心，在合并残余物中吸积一小部分气体成为超大质量，形成一个双星系统，并最终合并。合并历史的暗物质晕和相关的黑洞其次是宇宙学蒙特卡罗实现的合并层次。一个简单的模型，其中类星体活动是由主要的合并和SMBH在爱丁顿速率吸积的质量与速度色散的五次方的比例，被证明重现的光学LF类星体的红移范围1<z<4。在我们的合并树中遵循二元和三元BH相互作用。基于我们的假设，我们预测在目前的时代，大质量黑洞的人口在星系晕和星系际介质中游荡，并对总黑洞质量密度的贡献<10%。在所有的历元中，星系核中的双星SMBH的比例都在10%的数量级，而双星类星体的比例小于0.3%
2002-09-10 astro-ph
N-body simulations in modified Newtonian dynamics
我们描述了一些结果与N-MODY，一个代码的N体模拟的无碰撞恒星系统的修正牛顿动力学（MOND）。我们发现MOND中的一些基本动力学过程与牛顿引力中的暗物质有着深刻的不同。特别是，暴力松弛，相位混合和星系合并需要显着更长的时间在MOND比牛顿引力，而动力学摩擦是更有效的MOND系统比在一个等效的牛顿系统与暗物质。
2008-11-18 astro-ph
To Circularize or Not to Circularize? -- Orbital Evolution of Satellite Galaxies
利用数值模拟研究了卫星星系的轨道演化。长期以来，人们一直认为，由于轨道衰变过程中来自星系晕的动力学摩擦，轨道会发生圆化。这种圆化被许多模拟所证实，其中动态摩擦被添加为外力。然而，最近的一些N体模拟表明，圆化比近似计算所预期的要慢得多。我们发现，这种差异的主要原因是假设库仑对数对数λ是恒定的，这已被用于几乎所有最近的计算。由于卫星的尺寸相对较大，因此精确确定外截止半径对于获得良好的动力摩擦估计至关重要。当外截止半径取为卫星到星系中心的距离时，观测到$N$体模拟和近似计算之间的良好一致性。当卫星位于近银河点时，到中心的距离较小，因此log Lambda变小。结果，动态摩擦变得不那么有效。我们将结果应用于大麦云云。我们发现LMC的预期寿命是以前计算预测的两倍。之前的研究预测，LMC将在7 G年后合并到银河系中，而我们发现合并将在14 G年后发生。我们的研究结果表明，通常围绕星系形成的卫星的寿命比以前的估计要长。
2002-08-26 astro-ph
The formation of galaxy stellar cores by the hierarchical merging of supermassive black holes
我们研究了一个层次结构的形成方案，其中星系恒星的核心是从收缩的超大质量黑洞（SMBH）双星释放的结合能创建。双星轨道衰变加热了周围的恒星，侵蚀了先前存在的1/r^2恒星尖点。我们遵循合并历史的暗物质晕和相关的SMBH通过宇宙学蒙特卡罗实现的合并层次从早期到现在的LCDM宇宙学。大质量的黑洞通过一系列的合并合并成越来越大的晕，由于动力学摩擦而下沉到中心，在合并残余物中吸积一小部分气体成为超大质量，形成一个双星系统。恒星动力学过程驱使双星系统变硬并最终合并。一个简单的计划中应用的损失锥不断重新填充和恒定密度的核心形式，由于恒星质量的喷射。我们发现，在一个模型中，SMBH相互作用的层次效应是累积的，并且在星系合并过程中核心被保留下来，在当前时期产生了“质量赤字”（使平坦的内部密度分布达到1/r^2尖点所需的质量）与核SMBH质量之间的相关性，其归一化和斜率与观测到的关系相当。在模型中，由SMBH二进制位移的质量是补充后，每一个主要的星系合并出现，而不是低估了“核心”星系中观察到的质量赤字。
2003-05-09 astro-ph
The Dynamical Evolution of Substructure
嵌入在非耗散暗晕的子结构的演化研究通过N体模拟的孤立系，在和初始平衡，补充宇宙学模拟的结构的增长。我们确定的分析计算和直接分析的N-体模拟的各种动力学过程的相对重要性，如去除材料的全球性潮汐，块块加热，块块合并和动态摩擦。我们的合并和破坏过程之间的比较意味着，螺旋星系不能形成在一个包含几个大团块的原系统，但可以通过许多小团块的吸积形成;椭圆星系形成在一个更clusified环境比螺旋星系。我们的研究结果支持的想法，在暗晕的密度分布的中央尖点是自限合并的小，密集的晕的后果。这意味着团簇/子结构系统的坍缩不足以形成一个具有扩展包层的cD星系;可能需要随后的大星系吸积。在最终系统的外部区域可以找到来自破裂团块的持续物质流，并且在大约0.75的密度下，可以覆盖10%到30%的天空。
2002-04-01 astro-ph
Brightest cluster galaxy formation in the cluster C0037-2522: flattening of the dark matter cusp
红移为$z=0.59$的X射线星系团C 0337 -2522在其核心有一个由五个椭圆星系组成的星系团。使用N体模拟，我们表明，一个多个合并事件之间的五个星系预计将发生在未来几个陀螺仪，形成一个中央最亮的星系团。我们还发现，与此事件相关的动态摩擦加热的迹象可能会修改集群暗物质密度分布的中心斜率。
2003-11-18 astro-ph
Evolution and dynamics of poor clusters of galaxies
我们已经进行了N-体模拟的穷人与足够的粒子，以解决个别星系的集群。初始条件的主要情况是：（i）50个质量相等的星系;（ii）60个星系的质量来自Schechter分布函数，以及（iii）两个子星系团的碰撞，每个子星系团包含25个星系。研究了一级星系的演化和运动学，星系团的子结构和可能的旋转。一个具有cD特征的大质量天体总是形成的，并且从来没有发现过距离星团中心超过100 kpc的天体。这个大质量星系以平均70 km s $^{-1}$的奇特速度围绕星团中心振荡。我们发现，在保持星系质量和结构不变的情况下，增加初始星系团内介质（ICM）质量，由于与ICM的动力学摩擦，合并速率会提高。亚结构几乎总是出现在星系计数等值线图上。ICM投影密度，应该类似于X射线发射图，当我们有碰撞的子星系团时，会呈现出很强的子结构。否则，在孤立的集群，子结构是不太明显，表明子结构应该反映重要的，但短暂的动力学现象。我们建议，集群形成的偏心碰撞和随后合并的两个近似相等的质量子集群应显示一般的旋转模式，可以检测到，即使在集群的放松。这些团簇的自旋参数$λ$约为0.3-0.5。
1997-01-03 astro-ph
Dynamics of ``Small Galaxies'' in the Hubble Deep Field
我们以前在哈勃深空中发现了一个显着的角度相关的微弱，高色红移的对象的尺度低于一个弧秒，或几个千秒差距的度量大小。我们检查的相关性和最近邻的统计数据得出结论，38%的HDF中的这些对象有一个同伴在一个弧秒内，三倍的数量预期在一个随机分布相同数量的对象。我们研究了这些天体多重态的三种动力学情况：1）它们是正常星系中的恒星形成区，其盘已经被K修正和表面亮度变暗所相对变暗; 2）它们是合并成大星系的碎片; 3）它们是吸积到正常L_* 星系上的卫星。我们发现假设1是最成立的。首先，在合并形成过程中的大型星系在它们的中心积累了太多的质量（2 kpc内的5e 12 M_sun），与现在的物体不相对应。第二，动力摩擦吸积的密度与半径的斜率是可以预测的，这在微弱的HDF天体中是看不到的。由于动力学摩擦时间大约是（1 Gyr），所以当红移z < 5时应该已经达到稳态。星系内的恒星形成区显然不存在动力学问题。由于大的螺旋仍然会出现在HDF中，我们倾向于这样一种情况，即HDF中的微弱致密源是小型正常星系中的巨大恒星形成区域，如麦哲伦不规则星系。最后，我们检查了质量减少光诱导恒星形成不能单独解释光度过密。
1997-05-01 astro-ph
The Group Evolution Multiwavelength Study (GEMS): bimodal luminosity functions in galaxy groups
我们提出的B和R-波段光度函数（LF）的25个附近的星系群的样本。我们发现低X射线光度组（LX < 10^{41.7} erg/s）的LF与X射线较亮组的LF有显著差异，在M_b =-18附近有明显的下降。虽然这两类星系的中心区域都缺乏晚型星系，但X射线暗星系群也显示出更明显的光学光度集中在中心。一个玩具模拟表明，在低速色散环境中，就像在X射线昏暗群中一样，动力学摩擦将促进更快的合并，从而耗尽中等光度的星系，形成一些巨大的中央星系，导致我们在LF中看到的显著下降。我们认为，X射线暗（或低速色散）群是现今快速动力学演化的场所，而不是X射线亮群，可能是化石群的现代前兆。我们预测，这些群体的低速色散将窝藏年轻的恒星星族比群体或集群具有较高的速度色散。
2004-08-30 astro-ph
Bar formation and galaxy interactions in MOND
LCDM模型是最常被承认的描述我们宇宙的模型。尽管在大尺度结构的形成方面取得了巨大的成功，但在星系尺度上仍有一些问题没有得到解决。必须探索替代方案，如修改重力。我们已经开发了一个N体代码能够解决在一个自洽的方式在MOND星系动力学。第一个版本的代码包括在一个统一的笛卡尔网格上求解修改后的泊松方程，以推导出每个粒子上的引力。利用它，我们研究了孤立星系的演化，如棒不稳定性，角动量转移等。发现MOND中的Galerkin形成更强的棒，比牛顿动力学中的暗物质更快。在第二步中，我们在代码中实现了自适应网格细化技术，允许在更大的尺度上运行对比度更高的模拟，比如相互作用的星系。在相互作用过程中，动力学摩擦力在MOND模型中不太重要，并且合并时间比DM模型长。讨论了两种模型中相互作用星系的不同形态。所有的模拟都是在修正引力和牛顿引力的框架下进行的，暗物质具有等效的初始条件。
2007-09-21 astro-ph
The Origin of the Brightest Cluster Galaxies
大多数星系团和星系群的中心都有一个巨大的椭圆星系，它的亮度和重量都远远超过正常的椭圆星系。这些最明亮的星系团星系的起源与星系团的坍缩和形成密切相关。使用一个N-体模拟的星系团在一个层次的宇宙学模型，我们表明，星系合并自然产生一个巨大的，中央星系的表面亮度和速度色散曲线类似于观察到的BCG的。为了提高分辨率的模拟，100黑暗的晕在$z=2$被替换为自洽的磁盘+凸起+晕星系模型后，使用100000粒子的20个最大的星系和10000粒子的Tully-Fisher关系。这种技术使我们能够独立地分析恒星和暗物质的成分。在星系团的早期历史中，中央星系是由几个大质量星系沿着一条暗条合并而成的。在哈勃时间内，较小星系通过动力学摩擦的相互吞噬只占吸积质量的一小部分。该星系是一个扁平的三轴物体，其长轴与原始暗条对齐，星系团分布的长轴与观察到的星系团对齐趋势一致。
1998-02-18 astro-ph
The survival of subhaloes in galaxies and galaxy clusters
本文讨论了作用于星系晕和星系团晕中的子晕的物理和数值扰动过程，并比较了这些扰动过程对两类晕中子晕丰度的影响。N体模拟的分辨率足够高，不会遭受过度合并（subhalo中断，由于数值处理）显示在这两个星系和星系团的subhaloes的高丰度。然而，观测似乎只在星系团中显示出高的次晕丰度。因此，似乎有太多的亚晕在模拟的星系晕中幸存下来。有五个主要原因导致了这个明显的星系晕问题。最激进的一个是宇宙学的改变，在这种宇宙学中，结构的形成不是在星系晕质量尺度之下分级的。如果这是不可接受的，四个原因仍然存在，其中最重要的一个似乎是，动力学摩擦没有正确模拟，甚至没有最高分辨率的模拟日期，导致在一个'undermerging'的问题。其他原因是（数字）过度合并，晕形成的时间和合并的层次结构形成的差异，和显着的差异是质光比。这四个原因的净效应是星系有相对较低丰度的暗晕，即矮星，而同时可以存在大量的场矮星系，这些星系足够暗以至于在观测上被错过。
2000-08-29 astro-ph
Sinking Satellites and the Heating of Galaxy Discs
我们已经进行了一组自洽的N体模拟研究盘星系和合并的卫星之间的相互作用，目的是确定盘运动学的变化引起这样的事件。我们探索一个区域的参数空间，包括不同的质量和内部结构和轨道的各种偏心率的卫星。我们发现Tóth和Ostriker（1992）的分析估计值偏高，高估了吸积过程导致的盘加热和增厚约2-3倍。我们发现，加热和增厚的磁盘不同的卫星上逆行和逆行轨道。前者倾向于加热恒星盘，而后者主要产生相干倾斜。因此，盘星系可以吸积相当大质量的卫星而不破坏盘，特别是如果轨道是逆行的。我们还发现，一个巨大的凸起可能在减少这些影响中发挥作用。我们已经量化的反应性的光环的重要性，取代它由一个刚性的电位在几个模拟。在这些情况下，垂直尺度长度的增加是$1.5-2$的一个因子，表明自洽处理是获得现实结果的必要条件。吸积过程的一个常见副产品是形成弱的恒星弯曲和不对称盘。最后，我们已经检查了在我们的几个实验中，Dracrasekhar的动力摩擦公式再现下沉率的效果。我们发现，它工作得很好，提供了一个合适的值选择的库仑对数和卫星的质量被认为是质量仍然绑定到卫星在每一个时刻。
1998-09-30 astro-ph
Simulations of Galaxy Formation in a Lambda CDM Universe II: The Fine Structure of Simulated Galactic Disks
我们提出了一个详细的分析的动力学性质的模拟盘星系组装层次的Lambda CDM宇宙演化。在z=0时，根据星系中恒星的轨道参数确定了两个不同的动力学分量：一个缓慢旋转的中心集中的球体和一个主要由旋转支持的盘状分量。这些分量也在星系的表面亮度轮廓中被识别出来，它可以很好地近似为一个R^{1/4}椭球体和一个指数盘的叠加。然而，既不动态确定的球体遵循德Vaucouleurs定律，也不是纯粹的磁盘指数，resultwhich呼吁谨慎估计时，从传统的光度分解技术的磁盘的重要性。盘可以进一步分解成一个薄的，动态冷组件与近circularorbits上的恒星和一个热的，较厚的组件与薄盘和椭球体之间的过渡轨道参数。这个球状体是老的，基本上没有比上一次重大吸积事件（大约8 Gyr前）所经过的时间更年轻的恒星。大部分的薄盘星是在合并活动结束后形成的，但也有相当一部分（约15%）的薄盘星的年龄足以早于最后一次主要的合并活动。这个出乎意料的老盘星的人口主要由卫星的潮汐碎片组成，这些卫星的轨道平面与盘重合，并且其轨道在完全破裂之前被动力摩擦圆化。我们的研究结果突出了卫星吸积事件在塑造磁盘和球状组成部分的作用，并揭示了一些线索的组装过程中保存在老恒星星族的详细动态的星系。
2002-12-12 astro-ph
