The Role of a Massive Central Singularity in Galactic Mergers on the Survival of the Core Fundamental Plane
为了使核心基本面（cFP）能够持续存在，小椭圆星系不能在与巨大椭圆星系的合并中幸存下来，尽管小次级星系的密度可能比主星系高出100万倍。然而，我们先前的一系列实验表明，对于纯恒星星系，次级星系实际上确实在与质量高达100倍的初级星系合并后幸存下来。在本文中，我们证明了一个巨大的中央黑洞的cFP星系合并的影响。我们的研究结果表明，除了一个大规模的中央奇点内的主要星系提供了足够强大的潮汐力摧毁密集的cFP同伴时，次级的轨道衰减是足够长的。次级的破坏作用是为了保留巨大的合并残留物中初级的原始低中心密度分布，这使得残留物保留在cFP上。然而，在更圆的轨道上，次级粒子只在合并接近尾声时才被破坏，次级粒子分散的程度取决于合并中剩余的轨道能量。因此，在我们的实验中，有一些合并的cFP不被保留。我们发现，如果次级不分散，它会形成一个旋转的恒星盘，其中心密度迫使合并残余物离开cFP。
1999-08-24 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
A Merger-Driven Scenario for Cosmological Disk Galaxy Formation
LCDM宇宙学的强烈等级性质给盘星系的形成带来了严重的困难。为了解决这些问题，我们描述了一个新的、由合并驱动的关于盘星系在高红移下宇宙学形成的方案，它补充了基于耗散坍缩的标准模型，在这个方案中，大的气体盘可能是由气体主导的系统的大角动量合并产生的，即在合并的高度，M_gas/（M_gas +M_star > 0.5）。星际介质的多相结构产生的压力阻止了气体在合并过程中完全转化为恒星，如果有足够的气体残留下来形成一个盘状星系，那么残留物最终就像一个盘状星系。我们进行星系合并的数值模拟，研究超新星反馈强度，超大质量黑洞的增长和反馈，祖气体分数，合并质量比，和轨道几何形状如何影响残余盘的形成。我们发现，磁盘可以建立角动量通过合并和合并残余物中的重子的旋转支持的程度主要是与恒星形成相关的反馈过程。以天然气为主的残余物仅限于在最终聚结时以天然气为主的合并中形成，而以天然气为主的合并通常需要极端的原始气体分数（>80%）。我们还表明，形成的旋转支持恒星系统的合并并不限于理想化的轨道，或主要或次要的合并。我们认为，分层性质的LCDM宇宙学和星际气体的物理学可能会共同作用，形成螺旋星系通过早期，气体为主的合并建立磁盘的角动量。
2006-03-23 astro-ph
Chandra Observation of Abell 2142: Survival of Dense Subcluster Cores in a Merger
我们使用钱德拉的数据来映射合并星系团A2142中心区域的气体温度。集群是显着的非等温，它似乎是中央冷却流已被扰乱，但没有被破坏的合并。X射线图像显示出两个尖锐的弓形激波状表面亮度边缘或气体密度不连续性。然而，横跨这些边缘的温度和压力分布表明，这些不是激波锋面。压力在这些边缘上是合理连续的，而熵的跳跃与激波中的相反（即边缘的密度较低的一侧具有较低的温度，因此具有较低的熵）。最有可能的是，这些边缘描绘了致密的子星系团核心，这些核心在合并和周围冲击加热气体的冲压压力剥离中幸存下来。
2000-01-14 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
Star cluster survival and compressive tides in Antennae-like mergers
引力潮汐被广泛理解为剥离和破坏银河系的子结构。然而，在星系合并的过程中，短暂的完全压缩潮汐可能会发展，并阻止恒星形成区域在凝聚形成星团后溶解。我们研究了星系合并NGC 4038/39的N体模型中这种压缩模式的统计数据，并表明约15%的盘物质在近心点经历了压缩潮汐。触角重叠和核区域中观察到的年轻星系团的空间分布与从模拟数据中获得的压缩潮汐的位置惊人地匹配。此外，嵌入在压缩潮汐中的单个粒子所花费的时间间隔的统计数据产生了特征时间~ 1000万年的对数正态分布，与恒星团簇形成的时间尺度相当。我们认为，这个通用的过程是在所有红移星系合并，并可能提高星团的形成。我们用模型计算表明，这一过程将防止星团在形成阶段的溶解，即使恒星形成效率低至~ 10%。压缩潮汐的瞬态性质意味着，一旦潮汐场切换到通常的破坏模式，集群可能会迅速溶解。
2008-09-17 astro-ph
Thin, thick and dark discs in LCDM
在LCDM宇宙学中，银河系将卫星吸积到恒星盘中。我们使用宇宙学模拟来评估近盘平面和更高倾角吸积事件的频率，以及卫星合并的无碰撞模拟来量化吸积材料的最终状态和对薄盘的影响。平均而言，一个银河系大小的星系有3个Vmax> 80 km/s的暗晕，7个Vmax> 60 km/s的暗晕，15个Vmax> 40 km/s的暗晕在红移z>1处合并。假设是各向同性吸积，其中三分之一会以小于20度的撞击角合并，并被动力摩擦力拖入盘平面。它们的吸积恒星和暗物质形成了一个厚厚的圆盘。恒星厚盘在质量上再现了在太阳附近观测到的厚盘，但质量要小2-10倍。在太阳位置，暗物质盘贡献了0.25-1倍的晕密度。虽然不太可能是动态有趣的，暗盘有重要的意义，直接检测暗物质，因为它的速度相对于地球低。高倾角（>20度）遭遇的可能性是低倾角遭遇的两倍。这些导致了与最近发现的内/外恒星晕非常相似的结构。它们也会对银河系的恒星盘造成更大的破坏，产生更明显的耀斑和翘曲;它们的寿命都很长，而且与目前的观测结果一致。最大质量的合并（vmax> 80 km/s）会将薄盘加热到足以产生厚盘。这些被加热的薄盘星对于获得像银河系那样大质量的厚盘是必不可少的;它们可能包含大约50-90%的厚盘星。银河系薄盘必须在z=1后由新鲜气体重新形成。
2008-06-26 astro-ph
Formation of z ~ 6 quasars from hierarchical galaxy mergers
红移z ~ 6的发光类星体的发现表明，在宇宙年龄小于10亿年时，存在质量为~10^9 Msun的超大质量黑洞。这一发现对理论模型提出了一些挑战。在这里，我们提出了第一个多尺度模拟，连同自我调节模型的SMBH增长，产生一个发光的类星体在z ~ 6.5的LCDM范例。我们追踪了体积约为3 Gpc ^3的最大质量晕的分级组装历史，发现这个质量约为8 x 10^{12} Msun的晕在几次主要合并后在z = 6.5处形成，能够再现SDSS J1148+5251的许多观测到的性质，SDSS J1148+5251是在z =6.42处探测到的最远的类星体（Fan等人，2003）。此外，SMBH生长通过气体吸积低于爱丁顿限制在一个自我调节的方式，由于反馈。我们发现，在类星体主相之前，祖星经历了显着的恒星形成（高达10^4兆太阳/年），使得类星体宿主的恒星质量在z ~ 6.5处达到10^{12}兆太阳，这与SDSS J1148+5251中显着金属富集的观察结果一致。我们的结果提供了标准LCDM宇宙学中z ~ 6类星体的一个可行的形成机制，并证明了最稀有类星体的共同的、并合驱动的起源以及分级宇宙中基本的SMBH-宿主关联。（节录）
2007-06-26 astro-ph
Effects of AGN feedback on LCDM galaxies
在一个半解析的星系形成模型中研究了活动星系核反馈对星系形成和演化的影响。这个模型是Cora（2006）描述的模型的改进版本，现在考虑黑洞（BH）的增长是由以下因素驱动的：（i）合并驱动的星爆和与其他BH合并期间的气体吸积，（ii）由盘不稳定性触发的星爆期间的吸积，以及（iii）从准流体静力热气晕冷却的气体吸积。它是假设反馈活动星系核在后一种情况下运作。该模型已被校准，以再现BH质量与质量、速度色散和星系凸起绝对星等之间的观测相关性。活动星系核的反馈对减少甚至抑制气体冷却有很强的影响，这种影响在较低的红移下变得很重要。这一现象有助于重现观测到的z=0时光学和近红外波段的星系光度函数（LF），以及宽红移范围（0<z<5）内的宇宙星形成率和恒星质量函数。它也允许有一个人口的大质量星系已经在地方在z>1，这是大多数早期类型，并有老年人和红色的恒星星族比低质量的星系，复制观察到的双峰星系的颜色分布，和形态分数。光学类星体低频的演变也被再现，假设存在一个显着的部分模糊的类星体。我们探讨了活动星系核反馈的影响，在星爆和最近的新处方动力学摩擦时间尺度。（简略）
2008-05-13 astro-ph
Asymmetries in the inner regions of LCDM haloes
许多星系显示出扭曲、不平衡的图像、不对称的旋转曲线或其他特征，这表明它们的直接动力学环境既不是静态的，也不是平衡的。在冷暗物质（CDM）理论中，这种非平衡特征是由于最近的等级增长而在许多暗晕的内部区域中预期的。我们使用非常大的千禧年模拟提供的优秀的统计数据来研究（i）位置和速度不对称性的分布预测晕核心的一致性LCDM宇宙起源学如何取决于晕质量，以及（ii）有多少的暗物质在内核中已被添加在相对较近的时间。在质量更大的晕中，不对称性通常更大。因此，20%的星系团晕的密度中心与质心的距离超过维里半径的20%，而只有7%的银河系晕具有如此大的不对称性。大约40%的星系团晕的平均核心速度与质心速度相差超过特征晕圆速度的四分之一，而只有10%的银河系晕具有如此大的速度偏移。大约25%的星系团晕在z=1之后通过合并获得了超过其内部10kpc质量的四分之一。银河系晕的相应百分比为15%。这些数字似乎与在星系的可观测区域中看到的不对称程度相当兼容，但定量比较需要对可观测成分进行更详细的建模。
2006-09-20 astro-ph
Survival Rates and Consequences
到一阶，初始的星系团光度函数似乎是通用的。这意味着，一个星系中最明亮的年轻星团可以完全基于统计数据从年轻星团的总数中预测出来。这表明，从合并到静止的螺旋星系，星系团形成的物理过程在各种各样的星系中是相似的。一种可能性是，形成年轻大质量星系团的条件在合并中是全局存在的，而在螺旋中仅局部存在（即，在螺旋臂中）。然而，理解集群的破坏和伴随的生存率对于理解集群人口统计比理解它们的形成更重要。这是因为在1,000个质量大于10^4 M_odot的星团中，只有1个能够存活下来，成为一个古老的球状星团。在本文中，我们简要回顾了这个基本框架，然后开发一个玩具模型，使我们能够开始解决几个基本问题。特别是，我们证明，年轻的集群在银河系有一个高的“婴儿死亡率”，大约90%的集群被摧毁每十年的日志（时间）。我们还主张使用一个客观的分类系统的集群，与三个参数是质量，年龄和大小。
2004-04-12 astro-ph
Generating Dark Matter Halo Merger Trees
我们提出了一种新的蒙特卡罗算法来生成描述暗物质晕形成历史的合并树。该算法是对Cole等人（2000）在GALFORM半解析星系形成模型中所用算法的改进。因此，它是基于扩展的Press-Schechter理论，因此应该适用于具有广泛功率谱的分层模型和宇宙学模型。它被调整为与从LCDM Millennium N体模拟中提取的合并树分析中发现的条件质量函数准确一致。我们提出了一个比较的预测，不仅与这些条件的质量函数，但也与额外的统计千禧年模拟晕合并的历史。在所有情况下，我们发现它是在良好的协议与千年模拟，因此它应该被证明是一个非常有用的工具，半解析模型的星系形成和建模的层次结构形成一般。我们已经在http://star-www.dur.ac.uk/~cole/merger_trees上制作了合并树生成代码和导航树的代码。
2007-11-22 astro-ph
Environmental Dependence of Dark Matter Halo Growth I: Halo Merger Rates
在早期的论文中，我们量化的平均合并率的暗物质晕的红移z的函数，后代晕质量M0，和祖晕质量比xi使用千年模拟的LCDM宇宙学。在这里，我们扩大了研究和调查的合并率的晕对周围环境的依赖。一些当地的质量过密度变量，包括和排除晕质量本身，测试作为衡量晕的环境。简单的函数依赖于z，M0，和xi的合并率在我们早期的工作中发现在很大程度上保留在不同的环境中，但我们发现，合并率的整体幅度与环境密度有很强的正相关性。对于银河系质量晕，我们发现合并发生在dennial区域比在z=0和更高的红移的空洞更频繁约2.5倍。质量较大的晕也显示出类似的趋势。我们提出了一个适合的形式，这种环境的依赖性，是一个函数的质量和局部密度，是有效的z=2。祖（或条件）质量函数的振幅显示出同样强的相关性与当地的超密度，这表明扩展的Press-Schechter模型晕增长需要修改，以纳入环境的影响。
2009-01-23 astro-ph
Satellites of Simulated Galaxies: survival, merging, and their relation to the dark and stellar halos
我们研究了LCDM宇宙中一套星系形成的N体/气体动力学模拟中形成的卫星星系的种群。我们发现暗物质和卫星群之间几乎没有空间或运动学上的偏差。卫星的速度色散是晕维里速度的一个很好的指示：σ_{sat}/ V_{vir} =0.9 +/- 0.2。应用于银河系和M31，这分别给出V_{vir} ^{MW}=109 +/- 22$ km/s和V_{vir} ^{M31} = 138 +/- 35 km/s，大大低于其盘组件的旋转速度。模拟卫星和暗物质的详细运动学也很吻合。相比之下，模拟星系的恒星晕在运动学和空间上与幸存的卫星群不同。这是因为卫星的存活取决于质量和吸积时间;幸存的卫星偏向于最近被星系吸积的低质量系统。我们的研究结果支持了最近提出的关于星系晕和星系卫星中恒星之间系统差异的起源的建议：银河系恒星晕中难以捉摸的“积木”平均来说质量更大，并且比自约束存活到现在的矮星群更早地被吸积（和破坏）。
2007-05-24 astro-ph
The speed of the `bullet' in the merging galaxy cluster 1E0657-56
对热星系团1 E0657 -56的深Chandra曝光表明，该星系团是在一个大质量下沉子星系团第一次通过核心后不久被观测到的，在此之前有一个明显的马赫数M~3的弓形激波。推断的约4700公里/秒的冲击速度通常被解释为“子弹”子星系团本身的速度。这个速度在LCDM宇宙学中出乎意料地高，如果从表面上看，这可能需要在暗区进行非平凡的修改。在这里，我们提出了明确的流体动力学玩具模型的星系团合并，很好地再现了观察到的动力学状态的1 E0657 -56和质量模型推断的引力透镜观测。然而，尽管激波速度为4500 km/s，但在系统的静止坐标系中，子星系团的质量质心仅以2600 km/s的速度移动。这种差异的产生部分是由于激波前气体的引力诱导流入速度，对于我们假设的10：1的合并质量比，该速度约为1100 km/s。第二个效应是激波阵面的移动速度比子星系团本身快。在一个通用的LCDM碰撞模型中，一个浓度c=7.2的子弹子星系团与一个浓度c=3的母星系团在零能量轨道上合并，以良好的精度再现了1 E0657 -56中观察到的所有主要观测特征，这表明1 E0657 -56与标准宇宙学模型的预期完全一致。在暗区有额外第五种力的理论中，子星系团可以被加速到超过LCDM中所达到的速度，并且X射线峰值和子星系团质心之间的空间偏移可以显着扩大。（节略）
2007-03-12 astro-ph
Internal and External Alignment of the Shapes and Angular Momenta of LCDM Halos
我们研究了LCDM N体模拟中星系和群质量暗物质晕的形状和角动量是如何内部相关的，以及它们是如何与周围晕的位置和属性对齐的。我们探索这些关系到比以前的研究低得多的质量（10^11/h Msun）的晕。晕是三轴的，c/a比为0.6 ± 0.1。质量越大的晕就越扁平。主轴在0.6r_vir内非常好地对准。角动量矢量也相当好地对准，除了晕的最外和最内区域之间。角动量矢量倾向于与短轴对齐，平均偏差约为25度，并垂直于长轴和中间轴。在0.4r_vir处的晕的性质是晕内大多数其他半径处的性质的特征。晕的短轴有一个非常强烈的倾向，就是垂直于大尺度的暗条。这种对齐延伸到更大的集团和集群的质量晕比星系质量晕的分离。因此，星系的内在排列可能比以前的预测要弱，以前的预测是基于星系团质量晕的形状。最高浓度晕的角动量倾向于指向其他晕。星系质量晕的角动量指向平行于暗条，而星系团和星系团的质量晕的角动量则倾向于指向垂直于暗条。这表明，集团和集群的质量晕获得大部分的角动量从主要合并沿细丝，而星系质量晕的质量和角动量的吸积历史已经顺利。
2005-04-01 astro-ph
Milky Way type galaxies in a LCDM cosmology
我们分析了从千年模拟的公开星系目录中提取的52，000个银河系（MW）类型星系的样本，目的是统计研究它们与我们银河系相比的性质的差异和相似之处。模型星系被选择为处于最大圆速度在200-250 km/seg范围内的晕中，并且具有与银河系相似的膨胀盘比。我们发现MW星系是通过冷气体和小卫星系统的吸积而安静地形成的。只有12%的模型星系在其一生中经历了一次重大的合并。大多数恒星是在原地形成的，只有大约15%的最终质量是通过吸积形成的。超新星和活动星系核反馈在这些系统的演化中起着重要的作用。在高红移时，当MW祖先的势阱较浅时，超新星爆炸驱动的风会吹出大部分气体和金属。随着系统质量的增加，SN反馈效应减弱，活动星系核反馈取而代之，在较低红移的恒星形成活动中起着更重要的调节作用。虽然模型银河系星系已被选定位于一个狭窄的范围内的最大圆周速度，但它们仍然表现出显着的分散在最终恒星的质量和金属丰度。我们的分析表明，这种分散的结果从不同的吸积历史的母暗物质晕。静态方面，我们也发现了银河系在相同质量范围内是典型的Sb/Sc星系的证据，为限制星系形成的数值模型提供了一个合适的基准
2009-01-29 astro-ph
The subhalo populations of LCDM dark haloes
我们使用一个大的宇宙学模拟和各种高分辨率的resimulations的个别集群和星系晕的晕圈人口的系统学研究的范围内的1000晕质量和1000的母晕圈质量的比率。不同晕的次晕种群不是彼此的比例拷贝，而是随着晕的性质而系统地变化。平均而言，子结构的数量随着晕质量的增加而增加。在固定质量下，它随着晕浓度和晕形成红移而减小。这些趋势在规模上与类似晕之间晕下丰度的分散相当。对给定质量的所有晕进行平均，每单位母晕质量的低质量次晕丰度与母晕质量无关，它与整个宇宙中的低质量晕每单位质量的丰度非常相似，只要考虑次晕和晕的不同边界定义。在母晕内的次晕的径向分布远不如暗物质集中。它的变化最多与母晕的质量（或浓度）微弱，而不是在所有与subhalo质量。它取决于用于定义所考虑的晕下种群的标准。约90%的现今次晕是在z=1后增生的，约70%是在z=0.5后增生的。只有约8%的总质量的所有晕吸积在z=1生存的约束subhaloes在z=0。对于在z=2处吸积的晕，存活质量分数仅为2%。在母恒星中心附近看到的暗晕通常比在边缘附近看到的暗晕更早地被吸积，并且保留的原始质量更少。这些强大的系统性意味着，只有在发光成分的形成被适当地模拟的情况下，才有可能与真实星系团中的星系进行比较。
2004-09-02 astro-ph
The Robustness of Dark Matter Density Profiles in Dissipationless Mergers
我们提出了一个全面的系列无耗散N体模拟研究等质量合并之间的暗物质（DM）晕和多组分星系的密度分布的演变。DM晕模型的构造与各种渐近幂律指数范围从陡峭的尖点到核心状的配置文件和星系模型的结构特性的动机由LCDM范式的结构形成。所采用的力分辨率允许在模拟系统的维里半径的内部~1%内进行稳健的密度分布估计。我们证明，残余物的密度分布的中心斜率和整体形状几乎是相同的初始系统，这表明残余物保留了显着的记忆，其祖先的密度结构，尽管放松，伴随着合并活动。我们还发现，晕浓度保持近似恒定，通过层次合并涉及相同的系统，并表明残余物包含显着的分数，其绑定质量远远超出其正式维里半径。这些结论适用于各种各样的初始渐近密度斜率，轨道能量和遭遇配置，包括连续合并事件的序列，同时合并的几个系统，并合并的晕嵌入冷重子组件的形式的磁盘，球体，或两者兼而有之。作为一个直接的后果，净效应的气体冷却，收缩和陡峭的DM晕的内部密度分布，应通过一段时间的无耗散的主要合并。我们的研究结果意味着DM密度分布的特征普遍形状可能是在晕演化的早期。
2005-12-15 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
Frequency and Impact of Galaxy Mergers and Interactions over the last 7 Gyr
我们探索的历史和影响的星系合并和相互作用的z~0.24至0.80，基于HST ACS，组合-17和斯皮策24亩的数据~4500星系的GEMS调查。使用视觉和定量参数，我们确定与正常星系（E/S0，Sa，Sb-Sc，Sd/Irr）的最近强相互作用和合并指示强烈扭曲的星系。我们的结果是：（1）在z~0.24~0.80范围内，在每个Gyr仓中，观测到的高质量（M ≥ 2.5E~（10）Msun）星系中强扰动系统的F值约为9%~12%.相应的合并速率是10 ^-4星系Gyr-1 Mpc-3的数倍。分数F显示出与由几个基于LCDM的模拟预测的质量比>= 1：10的合并分数的公平协议。(2)对于M>= 1E9 Msun系统，强扰动系统的平均恒星形成率（SFR）相对于正常星系仅略有增加，与最近的模拟一致。事实上，在z~0.24至0.80范围内，强扰动系统仅占总SFR密度的一小部分（<~30%）。这表明，在过去70亿年中，宇宙SFR密度的行为主要是由正常星系形成的。
2008-02-26 astro-ph
From the Earliest Seeds to Today's Supermassive Black Holes
我审查的方案，大会的超大质量黑洞（MBHs）在星系的中心，跟踪他们的层次建设远在暗物质晕“合并树”。蒙特卡罗实现合并层次的LCDM宇宙学，再加上半分析配方，是一个强大的工具，遵循合并历史的晕和他们的主机的MBH的动态和增长。由中等质量“种子”洞提供能量的微型类星体的X射线光子可能比极紫外辐射更均匀地渗透宇宙，使低密度弥漫的星系际介质在再电离突破之前温暖和弱电离，并设置熵底。MBH的自旋分布是由气体吸积决定的，并且被预测会严重偏向快速旋转的克尔洞，在早期就已经存在，并且在红移5以下不会发生显着变化。衰变的MBH双星可能会塑造星系最里面的中心区域，应该被LISA大量探测到。
2004-10-22 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
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
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
Evolution in the black hole mass-bulge mass relation: a theoretical perspective
我们探索的超大质量黑洞和宿主星系的星系人口的增长使用千年运行LCDM模拟加上星系形成的模型。我们发现，如果星系合并的主要驱动力都隆起和黑洞的增长，那么在最简单的图片，人们应该期待的mBH-mbulge的关系，以发展与红移，一个更大的黑洞质量与一个给定的隆起质量在较早的时间相对于今天。这一结果是独立的发展中的冷气体分数的星系人口。演化产生于星系盘在合并过程中的破裂，在低红移时，星系盘对凸起的质量贡献比早期更大。对于黑洞的人口来说，没有可比较的增长模式。因此，这种效应产生了mBH-mbulge关系的演化，这种演化是由凸起质量的增长而不是由黑洞驱动的。
2006-05-06 astro-ph
Sersic Properties of Disc Galaxy Mergers
描述无碰撞盘星系合并中形成的残余物密度分布的Sersic参数被获得;在我们的模拟中没有包括凸起。对于发光组分，我们发现其Sersic指数为n ~（1.5，5.3）（<n>~ 3 +/-1），有效半径为R_e ~（1.6，12.9）kpc（<R_e>~ 5 +/-3kpc）。发现n与中心投影密度I_0有很强的相关关系[n ~ I_0^（-0.14）]，这与观测结果是一致的。没有发现我们的残余物的大小（R_e）和结构（n）之间的正线性相关，我们不主张存在这种关系。在不确定性和质光比不变的假设范围内，发光分量[n ~ R_e^（0.05）I_0^（0.15）]的光度平面（PHP）与椭圆星系的观测结果吻合得很好。我们发现对数空间中由Sersic参数（n，Re，mu_0）定义的曲面不是真平面，而是伪平面，在n较小时，由于Sersic模型的内在性质，曲面的曲率较小。遗迹的暗晕具有<n>~ 4 +/- 0.5的3维Sersic指数，比LCDM宇宙学中的暗晕<n>~ 6 +/- 1小。紧暗Sersic“面”（DSP）也由残余晕的参数nr_e^（0.07）rho_0^（0.10）定义。我们的结论是，无碰撞合并残留物的纯盘星系的Sersic的性质和相关性与观察到的早型星系和本地遗迹。根据残留物的Sersic性质，螺旋中的“原基”凸起似乎不是形成真正的椭圆的必要条件。
2006-01-19 astro-ph
The Dynamical Survival of Small-Scale Substructure in Relaxed Galaxy Clusters
我们考虑在两个极端的替代方案，其可能的起源：1）吸积的集团（或小集群）的准径向轨道，和2）合并的集群类似的质量，其次是其致密的核心解耦的小尺度子结构的动力学演化。使用简单的分析参数和检查与数值计算，我们表明，对象被摧毁的潮汐场的全球集群潜力，如果他们的平均密度是小的平均集群密度在半径内的最接近的组或分离的核心。因此，聚集的群体和小集群在一个集群交叉中被潮汐破坏。由于星团的核心比星团群的密度大得多，它们对潮汐的抵抗力要强得多，但质量最小的星团会被潮汐破坏或严重剥离，而其他星团则会在不到一个轨道的动力学摩擦下被带到星团中心（随后合并）。寿命最长的子结构是分离的核心，大约比星团小10倍，从星团中心$1 \, h^{-1} \, \rm Mpc$以外的近圆形轨道开始。
1994-06-24 astro-ph
Cold Dark Matter Substructure and Galactic Disks I: Morphological Signatures of Hierarchical Satellite Accretion
（摘要）我们进行了一系列的高分辨率，无耗散N体模拟研究的累积效应的子结构合并薄盘星系的结构形成的LCDM范式的背景下。我们的模拟活动是基于一个混合的方法。子结构性质直接从星系大小的冷暗物质（CDM）晕的宇宙学模拟中挑选出来。与从现今的子结构人口统计中可以推断出的相反，大质量的次晕吸积到主晕的中心区域，那里是银河系盘的所在地，因为z~1应该是常见的现象。一个主机晕合并的历史，随后被用来种子控制的数值实验的重复卫星的影响，最初薄的银河系型盘星系。我们表明，这些吸积事件产生几个独特的观测签名，在恒星盘，包括：在郊区的环状特征;一个显着的耀斑;一个中央酒吧;和微弱的对流结构（虚假）类似潮汐流。盘星的最终分布呈现出一种复杂的垂直结构，可以用标准的“薄-厚”盘分解来很好地描述。我们的结论是，在LCDM模型中预期的那种卫星盘遇到可以诱导在银河系，M31，和其他盘星系中发现的那些类似的星系盘的形态特征。这些结果突出了CDM子结构在确定盘星系结构和驱动星系演化中的重要作用。即将到来的星系结构巡天和天体测量卫星可能能够通过测试星系盘的详细结构是否像CDM范式预测的那样兴奋来区分竞争的宇宙学模型。
2008-07-17 astro-ph
The Destruction of Thin Stellar Disks Via Cosmologically Common Satellite Accretion Events
在LCDM宇宙学中，大多数星系大小的系统（M_host ~ 10^12 M_sun）在过去的8 Gyr中至少吸积了一颗总质量为M_sat ~ 10^11 M_sun = 3 M_disk的卫星。分析和数值研究表明，这是最不稳定的合并类型的薄星系盘的生存，因为更大质量的吸积事件是相对罕见的，质量较小的保存薄盘组件。我们使用高分辨率，无耗散的N体模拟研究的响应初始薄，完全形成的牛奶路型恒星盘这些宇宙学上常见的事件，并表明薄盘不生存。无论轨道配置如何，撞击都将盘转变为大约三倍厚的结构，并且是银河系中观察到的主要薄盘组成部分的两倍多的运动学热。我们的结论是，如果银河系薄盘是一个代表性的情况下，那么稳定的气体成分的存在是唯一的资源来解释的优势盘星系在LCDM宇宙，否则，银河系的磁盘必须是不寻常的冷和薄的亮度，也许是一个异常静止的吸积历史的结果。
2009-03-10 astro-ph
Close Galaxy Counts as a Probe of Hierarchical Structure Formation
标准LCDM预测，星系大小的暗物质晕的主要合并率随着红移而迅速上升。每个星系的近伴星系平均数Nc常被用来推断星系的合并率，然而，最近的观测研究表明Nc几乎不随红移而演化。在这里，我们使用“混合”N体模拟加上解析子结构模型直接预测Nc。我们确定暗物质subhalos与星系，并表明，所观察到的缺乏密切的对计数的演变出现，因为高合并率每晕在早期被抵消了大量的光环数量的减少，足以容纳一个星系对。我们将我们的结果与DEEP 2，SSRS 2和UZC红移调查的数据进行了比较。观察到的配对计数匹配我们的预测，如果我们假设一个单调的映射星系光度和最大圆速度，每个subhalo时，它是第一次吸积到其主机晕。这表明卫星星系比无耗散的暗物质暗晕更容易被破坏。我们认为，虽然NC不提供一个直接的测量晕合并率，它提供了一个强大的手段来约束晕职业分布和空间分布的星系内晕。按照这种方式解释，密近对计数提供了一个有用的测试星系形成过程在< 100千秒差距的规模。
2006-07-10 astro-ph
The Effect of Gas Cooling on the Shapes of Dark Matter Halos
利用LCDM宇宙学中的高分辨率宇宙学气体动力学模拟，我们分析了耗散对暗物质（DM）晕形状的影响。我们发现，在模拟气体冷却形成的晕是显着更球形比相应的晕绝热模拟中形成的。气体冷却的结果，在平均增加约0.2 - 0.4的内部区域的晕主轴比。系统差随半径缓慢减小，但几乎持续到维里半径。我们认为，在模拟与不冷却的差异出现在静止的演变期间，当气体冷却和冷凝的中心，并在重大合并。我们进行了一系列高分辨率的N体模拟研究的形状残留在主要合并的DM晕和晕嵌入恒星盘。在DM仅晕合并中，残余物的形状仅取决于相遇的轨道角动量，而不取决于晕的内部结构。然而，显着的形状变化，DM分布可能会导致如果恒星盘。在这种情况下，DM晕的形状与恒星残骸的形态有关。
2004-07-30 astro-ph
Low-frequency gravitational radiation from coalescing massive black hole binaries in hierarchical cosmologies
我们计算预期的引力波信号从合并的大质量黑洞（MBH）双星在星系中心的层次结构形成的情况下，中间质量的种子孔形成远在黑暗的晕合并树。DM晕和MBH的合并历史是遵循从z=20到现在的LCDM宇宙学。MBH通过晕合并合并成越来越大的结构，由于与DM背景的动力学摩擦而下沉到中心，在合并残余物中吸积冷物质，形成MBH双星系统。恒星动力学的相互作用导致双星在大距离处的硬化，而引力波辐射在小半径处接管并导致双星对的最终合并。吸入MBH双星的积分辐射产生引力波背景。特征应变谱仅在1 E-9<f<1 E-6 Hz范围内具有标准的h_c（f）\propto f^{-2/3}行为。在较低的频率下，MBH双星的轨道衰变是由背景星的抛射驱动的，h_c（f）\propto f.在较高的频率下，f> 1 E-6 Hz，应变振幅由最后稳定的圆形轨道发射的卷积形成。我们讨论的可观测性的吸入MBH二进制的计划LISA。在3年的观察期内，LISA应将该GWB分解为离散源，检测到约60（约250）个高于S/N=5（S/N=1）置信水平的个体事件。（节录）
2004-04-26 astro-ph
A Revised Model for the Formation of Disk Galaxies: Low Spin and Dark-Halo Expansion
我们利用观测到的自转速度-光度（VL）和大小-光度（RL）关系，在LCDM宇宙学中挑选出一个特定的盘状星系形成的场景。我们的模型包含四个独立的对数正态随机变量：暗晕浓度c，盘自旋lam_gal，盘质量分数m_gal和恒星质光比M/L_I。VL和RL零点与绝热收缩的同时匹配需要低c晕，但该模型具有V_2.2~1.8 V_vir（V_2.2和V_vir分别为2.2盘尺度长度和维里半径处的圆速度），这将无法匹配光度函数（LF）。类似地，没有绝热收缩但标准c的模型也预测V_2.2/V_vir的高值。在暗物质晕的膨胀模型中，盘的形成导致暗物质晕的膨胀，而不是通常假设的收缩，具有V_2.2~1.2 V_vir，这允许LF的同时拟合。这可能是由于非球形的凝块气体吸积，其中动力学摩擦将能量从气体转移到暗物质。该模型需要较低的lam_gal和m_gal值，这与天真的期望相反。然而，低的lam_gal与盘星系主要存在于具有安静合并历史的晕中的概念是一致的，而低的m_gal也表明了星系-星系透镜效应。RL关系中的散射小于预期，VL和RL关系的残差之间缺乏相关性，分别意味着lam_gal和c中的散射需要小于LCDM晕的预测，再次与盘星系优先居住在具有安静合并历史的晕中的想法一致。
2007-01-09 astro-ph
The Shape of Galaxy Cluster Dark Matter Haloes: Systematics of Its Imprint on Cluster Gas, and Comparison to Observations
（摘要）我们研究预测星系团观测，可以测试统计的暗物质晕形状预期在一个平坦的LCDM宇宙。我们提出了一个简单的分析模型预测集群规模的X射线观测，近似集群的流体静力平衡的等温系统，和暗物质晕作为椭球体均匀的轴比。我们测试模型对高分辨率，流体动力学集群模拟，以衡量其可靠性。我们发现，这个简单的处方做了很好的预测集群X射线椭圆率的分布相比，模拟，只要一个专注于集群区域，最近的合并不太敏感。基于这个简单的模型，在和谐LCDM宇宙学中预期的星系团大小晕形状的分布意味着X射线椭圆率分布的平均值为0.32 ± 0.01，质量范围为（1-4）x10^{14} Msun/h的散射为0.14 ± 0.01。我们发现，重要的是要包括质量依赖的晕形状进行比较，包含许多，非常大质量的集群观测样本。我们分析了四个观测样本的集群椭圆的系统学，发现我们的结果是统计上与观测兼容。特别是，我们发现最近的两个ROSAT样本和LCDM预测，不包括气体冷却之间非常好的协议。我们还测试了我们的分析模型如何预测Sunyaev Zel 'dovich减量图，并发现它是不太成功的，但仍然有用的模型不执行，以及在这种情况下，由于不断变化的三维度的暗物质晕作为径向距离的函数的通量水平的函数。这种效应和暗物质晕的等密度壳层排列的变化都在星系团气体上留下了印记.
2005-09-03 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
Tracing Galaxy Formation with Stellar Halos II: Relating Substructure in Phase- and Abundance-Space to Accretion Histories
本文探讨了恒星晕在相空间和丰度空间中的可观测性质与母星系的吸积历史之间的映射关系，即吸积的特征时期、祖天体的质量和轨道。这项研究利用了一套11恒星晕模型的背景下，一个标准的LCDM宇宙学。结果表明，坐标空间的研究是敏感的最近（0-8 Gyears前）的合并历史的星系（这个时间尺度对应的最后几个到百分之几十的银河系的质量吸积）。特别是，{ \it频率，天空覆盖率}和{ \it恒星分数}在恒星晕的子结构作为表面亮度的函数是最近合并的重要性和亮度功能的指标下降的矮星。{ \it形态}的特征可以作为这些矮星轨道分布的指南。对早期合并历史的限制（> 8 G年前）可以从晕星的丰度模式中收集到：在我们的模型中，吸积的主导时期或祖先天体的光度函数的巨大差异在恒星晕的[α/Fe]和[Fe/H]分布中留下了清晰的特征--由非常早期的吸积主导的晕具有更高的平均[α/Fe]，而以高光度卫星为主的卫星具有较高的[Fe/H]。这种直觉可以用来从当前和未来的数据集重建附近星系的合并历史。
2008-07-24 astro-ph
Simulations of galactic winds and starbursts in galaxy clusters
我们提出了一个调查的星系风和合并驱动的星暴的星系团内介质（ICM）的金属富集。我们使用相结合的N体/流体动力学模拟与半数值星系形成模型。通过计算由热、宇宙线和MHD波压驱动的稳态外流的跨音速解，得到了星系风引起的质量损失。由这些过程引起的金属分布的不均匀性是揭示星系团动力学状态的理想工具。我们目前的表面亮度，X射线发射加权温度和金属地图，我们的模型集群，因为它们将被观察到的X射线望远镜，如XMM-牛顿。我们表明，X射线加权金属地图区分前或合并后的星系团通过比较金属丰度分布与星系密度分布：合并前有一个金属丰度差距的子集群，合并后的高金属丰度的子集群之间。我们将我们的方法应用到两个观测到的星系团，Abell 3528和Abell 3921，以显示它们是否是合并前或合并后的系统。在我们的模拟中发现的金属丰度分布的不均匀性的生存时间是几个陀螺仪。我们发现，星系风和合并驱动的恒星爆发丰富ICM非常有效地后，z=1的中心（~ 3 Mpc半径）区域的星系团。
2005-10-31 astro-ph
On the Survival and Destruction of Spiral Galaxies in Clusters
我们遵循一个星系团内的磁盘星系的演变，形成分层冷暗物质N体模拟。在红移z=0.5时，我们选择了几个暗物质晕，它们有安静的合并历史，即将进入新形成的星系团环境。晕被替换为平衡高分辨率模型螺旋，构建代表低表面亮度（LSB）和高表面亮度（HSB）星系的例子。不同的磁盘和晕结构参数表明，一个旋涡星系潮汐遇到的反应主要取决于潜在的深度的质量分布和磁盘尺度长度。LSB星系，其特点是缓慢上升的旋转曲线和大规模的长度，戏剧性地演变的影响下，快速遭遇的子结构和强大的潮汐冲击，从全球集群潜力-星系骚扰。我们发现，高达90%的恒星被潮汐剥离，聚集在大弥漫的尾巴，跟踪星系的轨道路径，形成弥漫的星团内光。结合在一起的恒星残骸非常类似于居住在附近星团中的矮椭球体（dE's）。HSB星系对于团簇形成和潮汐相遇的混沌是稳定的。这些盘位于潮汐限制的暗物质晕内，它们的电势更加集中。虽然很少有恒星被剥离，但盘的尺度高度大幅增加，没有螺旋特征，因此我们推测这些星系将被确定为现今星系团中的S 0星系。
1998-11-11 astro-ph
