Global Properties of Multiple Merger Remnants
小星系群合并的残余物与成对星系合并的残余物进行对比，以确定哪个过程产生的物体最能与真正的椭圆星系相比较。在这两种情况下，祖先都是由自引力盘、晕，有时还有凸起组成的。成对的星系从最初能量为零的轨道合并。产生多个合并残留物的系统是密集的，六个成员的组在维里平衡与低速分散。多次合并和对合并产生的残留物在空间和运动学性质上都不同。多个合并残留物的三轴度很小，从大多数视角看起来都很接近圆形。他们拥有的核心，与有效半径的十分之几的大小，这是更多的扩展比对残留的核心，即使凸起包括在祖细胞。在多次合并中，所有的组件-晕，磁盘和凸起-自旋增加，而速度分散在中心区域占主导地位，$v_r/σ\approx 1$以外的有效半径在一些投影。角动量和短轴矢量是一致的多个合并残留物。在多个祖先的合并过程中，每个发光组件中大约一半的轨道角动量被转换为该组件中的内部旋转。物质被阻止在多个合并残余物的中心积累，就像在成对合并中那样有效。在对合并，包括气体，不切实际的陡峭的表面亮度轮廓已产生的残余中心，在多个合并的形成过密的核可能会受到阻碍，从而允许更成功的比较与真正的椭圆星系。
1995-08-16 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
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
Nuclear Brightness Profiles of Merger Remnants: Constraints on the Formation of Ellipticals by Mergers
我们提出了一个HST/NICMOS计划的初步结果，图像合并残留在J，H和K波段。大多数样本星系的核亮度轮廓与椭圆星系的典型轮廓相似，但有些（包括经过充分研究的NGC 3921和7252）在小半径处具有异常高的光度密度。这与N体模拟的预测一致，即气体在合并过程中流向中心并形成新的恒星。
1999-10-14 astro-ph
Galaxy mergers with various mass ratios: properties of remnants
我们使用N体模拟研究了不同质量比的星系合并，重点是在相对未探索的质量比范围4：1-10：1的不等质量合并。我们最近的工作（Bournaud et al. 2004）表明，上述质量比范围导致混合系统具有螺旋状光度分布，但具有椭圆状运动学，如Jog & Chitre（2002）对合并样本的数据分析所观察到的。在本文中，我们研究了质量比从1：1到10：1的合并剩余，同时系统地覆盖参数空间。我们得到的形态学和运动学性质的残留物，并讨论了鲁棒性和磁盘的可见性合并残留物与随机视线。我们发现，质量比为1：1-3：1时产生椭圆残余物，而质量比为4.5：1-10：1时产生具有混合性质的混合系统。我们发现，盘状和椭圆形残留物之间的过渡发生在一个狭窄的质量范围4.5：1-3：1。不等质量的合并更有可能发生比标准的等质量的合并在文献中研究到目前为止，我们讨论了它们的影响星系的演化。
2005-03-18 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
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
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
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
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
Predicting the Properties of the Remnants of Dissipative Galaxy Mergers
我们建立了一个物理动机的模型来预测气体星系合并的残余物的性质，给定的祖细胞和轨道的属性。该模型使用一个大型的SPH合并模拟套件进行校准。它实现了广义能量守恒，同时考虑了耗散能量损失和恒星形成。的耗散效应进行评估，从初始气体分数和轨道参数通过一个“脉冲”参数，它的特点是遇到的强度。鉴于祖先的属性，该模型预测的残余恒星质量，半质量半径和速度色散的准确度为25%。该模型适用于大型和小型兼并。我们提供了一个明确的配方半解析模型的星系形成。
2007-10-24 astro-ph
Long-term remnant evolution of compact binary mergers
我们研究了致密双星系统合并产生的遗迹的长期演化和可观测性，并讨论了与超新星遗迹的区别。与超新星相比，紧凑的双星合并以更高的速度排出更小的质量，因此残余物的自由膨胀阶段将很短（约1 - 10年）。一般来说，这些残留物将在相当长的时间内（约10^6 - 10^7年）被观测到。事件释放大量的动能可能是负责一个子样本的观测到的巨大HI洞的来源不明的紧凑的双星合并远离恒星形成区。如果喷出物主要由锕系元素组成，在长时间尺度上，喷出的物质将主要包含锕系元素范围内的少数准稳定核。因此，喷出物中每种同位素的丰度可能只有百分之几。在它们的衰变过程中，一些锕系元素会以伽马射线的形式产生观测信号。我们特别研究了Am 243，Cm 247，Cm 248和Bi 208的γ射线发射，并估计了它们在附近遗迹中的可观测性。用INTEGRAL探测伽马射线线只有在非常有利的情况下才有可能，但这些残余物是未来使用软伽马射线聚焦光学器件的仪器的有希望的目标。由于合并时排出的物质质量较低，并且由于喷出物中缺乏自由电子，合并残留物在韧致辐射和同步辐射中可能比类似的超新星残留物要暗得多。因此，合并残留物可能是最近发现的“暗加速器”的候选者，暗加速器是硬伽马射线源，在其他波段没有明显的发射。
2005-10-24 astro-ph
Specific Angular Momentum of Disc Merger Remnants and the $λ_R$-Parameter
我们使用二维运动学地图的模拟二盘合并调查的$λ_R$参数，这是一个亮度加权测量投影角动量每单位质量。这个参数的引入将早型星系的SAURON样本细分为所谓的快旋星系$λ_R > 0.1$和慢旋星系$λ_R < 0.1$。对合并残留物的测试表明，$λ_R$是椭圆星系真实角动量含量的一个强有力的指标。我们发现在合并残留物中的$λ_R$值与SAURON星系中的相同。合并质量比是决定性的，在创建一个慢或快的转子在一个单一的二元合并，前者主要是在一个平等的质量合并。慢旋转者的$λ_R$不随投影而变化。正面快速旋转的混淆率非常小。与低气体分数的合并形成具有较小椭圆率的慢旋转体，并且与SAURON慢旋转体更好地一致。合并残余的再合并是慢旋转体，但往往有太高的椭圆率。如果合并质量比很高，快速旋转星系将保持来自祖先盘星系的角动量。一些SAURON星系的$λ_R$值与我们的祖先盘星系一样高。
2008-10-01 astro-ph
The kinematics of 3:1-merger remnants and the formation of low-luminosity elliptical galaxies
我们通过不等质量盘星系的无碰撞合并来测试低光度椭圆星系的形成。一个小调查的模拟合并的最终产品与初始盘质量比为3：1的运动学特性进行比较，由Rix等人观察到的7个低光度星系的样本。被选择光度为“椭圆”。在本文中，我们超越了比较方面的全球性能（使用一个数字来描述一个模型或一个星系，例如<a4>，在一些固定的半径或中心速度色散的椭圆率），并检查详细的运动学作为函数的galactocentric距离。合并残留物通过沿着长轴和短轴的狭缝被“捕获”，使用与光谱观测期间使用的类似的像素合并和狭缝宽度。我们比较合并残余物的旋转支持（v/sigma），短轴和长轴高斯-厄米矩H3上的归一化旋转，所观察到的星系。当从侧面观察时，N体残留物非常平坦（<epsilon>= 0.6），在与Rix等人的数据集（= 0.3）进行公平比较之前，应该倾斜<epsilon>。当合并残留物适当倾斜时，它们的v/sigma曲线上升得比观测到的慢。请注意，即使从侧面观察残余物，v/sigma曲线也与观测结果不匹配。与纯粹无碰撞的3：1合并残留物的观测结果的详细比较表明，这种无耗散合并不太可能是低光度椭圆星系的主要形成通道。（节略）
2001-02-19 astro-ph
Intermediate-Age Globular Clusters in Merger Remnants
最近对中等年龄（2-4 Gyr）合并残留物中的球状星团的观测提供了年轻合并残留物与正常椭圆星系之间迄今为止“缺失的一环”。“蓝色”球状星团的光度函数（LF）呈现出以M_V ~ -7.2为中心的高斯形状，这与巨型椭圆星系的情况相同，而“红色”星团的LF则向亮端和暗端扩展，这与中等年龄星团的情况相同。这些系统的特定频率已经计算出不断发展的LF的“红色”集群和母星系光度的年龄为10 Gyr。他们被发现是一致的，发现在贫穷的集群巨椭圆形的值。这些发现支持了在巨大的早期星系中形成“红色”GC的“合并情景”的可行性。
2002-11-08 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
Direct Evidence for Dynamical Evolution of Luminosity Functions of Globular Cluster Systems: HST/ACS observations of the 3-Gyr-old merger remnant NGC 1316
最近观测到的球状星团（GCs）在中间年龄（2-4 Gyr老），早期型合并残留物提供了迄今为止的“失踪环节”之间的年轻合并残留物和“正常的”椭圆星系的GC子系统的形式与人口合成模型预测的年龄和~太阳金属丰度一致的颜色和光度。在这里，我们提出了新的，深入的观察GC系统的中期合并残留物NGC 1316，使用哈勃太空望远镜上的ACS相机，这使我们能够创建光度函数（LF）作为银河系中心半径的函数。我们发现，内部的50%的“红色”GC系统显示了一个明确的营业额在其LF，在约1马格比“老”的蓝色GC微弱。这构成了直接的动力学证据，即在富含气体的合并过程中形成的富含金属的GC种群可以演变成“红色”的富含金属的GC种群，这些种群在“正常”的巨型椭圆星系中无处不在。
2004-04-08 astro-ph
Surface density profiles of collisionless disc merger remnants
我们提出了一个详细的表面密度分析的一个大样本的模拟无碰撞合并盘星系与凸起（质量比1：1，2：1，3：1，4：1和6：1）和没有凸起（质量比1：1和3：1）。根据其膨胀与总膨胀（$B/T$）的比值，将其分为单组分系统或双组分系统。一般来说，投射效应会改变残余物的分类。只有合并残留物的光盘与凸起显示类似的性能观察到的早期-型星系。它们的B/T比在$0.2<B/T<1$范围内。令人惊讶的是，初始质量比对$B/T$，有效半径和Sérsic指数$n$的分布有微弱的影响。对于所有单组分投影（所有投影的$\approx 60%$），Sérsic指数分布峰值位于$3<n<4$。然而，质量比与外部指数分量的性质紧密相关，外部指数分量类似于1：1和2：1残余物的压力支撑的球状晕和6：1残余物的细长加热盘。我们发现拟合参数之间存在明显的相关性，这与观察到的关系非常相似（例如，较大的凸起具有较低的有效表面密度）。没有迹象表明表面密度分布和其他全球参数之间的相关性被发现。残余物的性质类似于巨型椭圆星系在中等质量的制度。对于所有早期类型的星系，特别是质量最大的星系，一个双星盘合并的起源是不可能的。观测到的附近合并残留物具有类似于模拟残留物的性质。它们可能是由双星盘合并形成的，并可能在几个回转（缩写）内演化成早期-型星系。
2006-03-01 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
The haloes of merger remnants
我们进行碰撞N体模拟的1：1星系合并，使用模型，其中包括星系晕，光盘和隆起，专注于晕组件的行为。星系模型的构建没有求助于麦克斯韦近似。我们调查的影响，不同的星系的方向，它们的相互轨道，和初始速度各向异性或尖点强度的晕后的剩余晕密度分布和形状，以及运动学。我们观察到，晕密度分布（确定为一个球形平均值，近似，我们认为适当的）是非常强大的合并，我们的残余晕的速度各向异性几乎是独立的轨道或初始各向异性的晕。残留物在晕的内部遵循Hansen & Moore（2006）提出的晕各向异性-局部密度斜率（β-γ）关系，但在晕的外部，β系统地低于该关系预测的值。剩余晕轴比强烈依赖于晕的初始参数和它们的轨道。我们还发现，残余晕是显着的球形比那些在模拟研究，其中包括气体冷却。
2007-03-23 astro-ph
Orbital Structure of Collisionless Merger Remnants: On the Origin of Photometric and Kinematic Properties of Elliptical and S0 Galaxies
我们提出了一个详细的调查合并残留物的轨道内容和可观测的椭圆星系和S 0星系之间的关系。我们的分析是基于Naab & Burkert发表的不同质量比和轨道参数的盘星系无碰撞合并的统计样本。我们使用Carpintero和Aguilar的光谱方法来确定每个遗迹的轨道内容，并将其与其内在形状以及投影的运动学和光度学特性相关联。我们讨论的凸起组件和不同的近心距离的影响。两个最丰富的轨道类别是短轴管和盒轨道。它们的比例似乎决定了残骸的基本性质。平均而言，短轴管的比例从1：1到4：1的合并质量比增加了2倍，而盒轨道的比例减少了10%。在一定质量下，残骸的中心速度色散与短轴管与盒轨道的比值成比例。有趣的是，旋转支撑系统和压力支撑物体之间的分界线$(v_{maj}/σ_0)^*=0.7$，原来与一个单位的盒子与短轴管比相一致。椭圆星系观测到的$h_3$ - $v/σ$反关联不能用无碰撞合并残留物来再现。我们建议，这只能通过一个额外的物理过程，显着减少盒轨道内容来协调。以短轴管轨道为主的残馀星主要有盘状投影。粗轴残余物总是具有大于1的盒与短轴管比率。这项研究将能够识别观察到的椭圆星系，可能已经形成，在碰撞限制，由气体贫盘合并。
2005-06-30 astro-ph
The Morphological Evolution of Merger Remnants
由于中心黑洞（或黑洞）的引力作用，在一次大合并中形成的椭圆星系随着时间的推移往往会变得更接近球形。观测结果表明，具有较老恒星星族（t > 7.5 Gyr）的椭圆星系比具有较年轻恒星星族的椭圆星系具有更圆的中心等照度线。此外，较老的椭圆星系倾向于有核心轮廓，而较年轻的椭圆星系倾向于有幂律轮廓。星系合并的数值模拟表明，如果其中一个或两个祖先的中心有一个质量约为恒星质量的0.2%的黑洞，那么黑洞的作用是使残余物的中心区域更圆，其特征时间为几千兆年。
2001-06-27 astro-ph
Unequal-mass galaxy merger remnants: spiral-like morphology but elliptical-like kinematics
一般认为，质量比在1：1-3：1范围内的主要星系合并会产生具有类似椭圆星系性质的残余物，而小于10：1的次要合并会产生扰动螺旋星系。到目前为止，还没有研究过质量比为4：1-10：1的中间范围。使用N-体模拟，我们表明，这种合并可以导致非常奇特的系统，有一个磁盘星系的形态与指数分布，但其运动学更接近椭圆系统。这些天体与Jog & Chitre（2002）最近观测到的天体相似。我们提出了两种情况下，质量比为4.5：1和7：1，并表明合并导致主要的加热和结果的外观的椭圆型运动学，而令人惊讶的是，最初的螺旋状的质量分布是保守的。
2004-03-12 astro-ph
Luminosity Profiles of Merger Remnants
使用已公布的光度和分子气体配置文件的后期合并NGC 3921，NGC 7252和Arp 220，我们研究了预期的光度配置文件的演变合并残余物，特别是在光的大规模CO复合物，在其核中观察到。对于NGC 3921和NGC 7252，我们预测，由此产生的光度分布将以r^{1/4}定律为特征。鉴于以前的光学工作，这些系统，它似乎很可能会演变成正常的椭圆就其光学性质。由于中心分子柱密度高得多，Arp 220可能不会进化出这样一种“无缝”的光分布。我们的结论是，超明亮的红外合并，如Arp 220要么演变成椭圆光度异常的配置文件，或不产生许多低质量的恒星的分子气体复合物。
1999-07-18 astro-ph
The Spatial Distributions of Red and Blue Globular Clusters in Major Dry Merger Remnants
使用高分辨率的N体模拟，我们研究是否一个主要的干合并减轻红色和蓝色的球状星团（GC）之间的径向密度分布的差异。为此，我们研究了当密度分布用$n_{\rm GC}\propto r^{-α}$描述时，合并前体和合并残留物中GC密度斜率之间的关系。我们还研究了我们的结果如何依赖于合并轨道和初始GC密度分布的核心半径的大小。我们发现，一个主要的干合并，使GC的配置文件更平坦，和陡峭的初始GC配置文件导致更显着的平坦化，特别是如果初始斜率是陡峭的比$α\sim3.5$。我们的研究结果表明，如果有一个主要的干合并的椭圆星系的红色GC有一个陡峭的径向轮廓比蓝色GC，目前观察到的，和他们的斜率比$α\sim3.5$，两个人口之间的斜率差异变小后干合并。因此，观察到的红色和蓝色GC的斜率可以诊断干合并的重要性。目前的观测数据表明，在一些明亮的星系中，红色和蓝色GC具有更大的可比性和更浅的斜率，这可能表明它们经历了干合并。
2008-09-22 astro-ph
Remnant of a "Wet" Merger: NGC 34 and Its Young Massive Clusters, Young Stellar Disk, and Strong Gaseous Outflow
本文介绍了新的图像和光谱的NGC 34（Mrk 938）获得的杜邦2.5米和巴德6.5米望远镜在拉斯坎帕纳斯，加上测光的HST档案V图像。这个Mv = -21.6的星系通常被归类为塞弗特2，但最近公布的红外光谱显示有一个占主导地位的中央星暴。我们发现，该星系的特点是一个单一的核，一个主要的球体包含一个蓝色的中央磁盘，和潮汐尾巴指示两个前盘星系。这些星系似乎已经完成了合并。残留物显示出三个清晰的光学信号，表明合并是富含气体的（“湿”），并伴随着星爆：（1）它运动着一个丰富的年轻星团系统，其中87个绝对星等为-10.0 > Mv >-15.4。有5个星团的光谱可用，年龄在0.1-1.0 Gyr之间，光度质量在2x10^6 - 2x10^7 Msun之间，是受引力束缚的年轻球状星团。(2)蓝色的中央圆盘看起来很年轻。它是指数型的，可以追溯到>10 kpc的半径，并且具有平滑的结构和颜色，表明一个占主导地位的，约4亿年前的星爆后种群。（3）NGC 34的中心驱动着冷中性气体的强烈外流，如宽的蓝移Na I D线所示。这种气体的平均流出速度为-620 km/s，而最大速度达到-1050 km/s。我们认为NGC 34起源于两个最近合并的富含气体的盘状星系，估计质量比在1/3和2/3之间。这个残骸似乎首先经历了一次星系范围的恒星爆发，然后缩小到目前的中心和模糊状态。最后是强烈的气体外流。（节录）
2007-02-23 astro-ph
The Structure of Active Merger Remnant NGC 6240 from IRAC Observations
NGC 6240是本地宇宙中一个罕见的天体：一个活跃的合并残骸，在合并点可以看到两个活跃的星系核。我们目前的IRAC数据的对象，提供高灵敏度的地图，在这个复杂的系统中的恒星和PAH的分布。我们使用光度法来分析这些分布随半径的变化，并提供四个IRAC波段的SED：3.6微米，4.5微米，5.8微米和8.0微米。我们将3.6微米波段的径向分布拟合到r = 0.25和指数分布，以评估残余物的结构。最后，我们将IRAC图像与多波长数据进行了比较，并研究了X射线，Halpha和CO中的流出与8微米发射的相关性。结果支持NGC 6240作为一个系统经历了一次重大的合并，并从盘状星系过渡到球状体的一般图片。IRAC对低表面亮度中红外特征的敏感性提供了关于这个罕见系统中恒星和尘埃扩展分布的详细信息。
2008-07-28 astro-ph
Remnant evolution after a carbon-oxygen white dwarf merger
系统地研究了两颗碳氧（CO）白矮星并合的演化过程。用SPH方法模拟了0.9 Msun + 0.6 Msun CO白矮星并合的动力学演化.我们使用了一个精心设计的处方，其中人工粘性基本上是不存在的，除非检测到冲击，和一个更大数量的SPH粒子比以前的计算。基于这个模拟，我们建议合并残留物的中心区域，一旦它已经达到准静力平衡，可以近似为差分旋转的CO星，它由一个缓慢旋转的冷核心和一个快速旋转的热包围离心支撑盘。我们构建了一个模型的CO残留物，模仿的结果SPH模拟使用一维流体动力学恒星演化代码，然后按照其长期的演变。恒星演化模型表明，冷核的生长受核与热包层界面处中微子冷却的控制，尽管有效吸积率很高，但包层中的碳点火是可以避免的。这一结果表明，在以前的双CO白矮星合并残留物演化研究中采用的冷物质强制吸积的假设可能是不合适的。我们的研究结果表明，至少有一些双CO白矮星合并的产物可能被认为是Ia型超新星祖先的好候选者。在这种情况下，从最初的动力学合并到最终的爆炸之间的特征时间延迟大约为10^5年。（节录）。
2007-04-04 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
A Survey of Merger Remnants II: The Emerging Kinematic and Photometric Correlations
本文是探索51个{ \it}光学选择的单核合并残余物的性质的系列文章中的第二篇。光谱数据已经获得了一个子样本的38合并，并结合先前获得的红外测光，以测试合并是否表现出相同的相关性之间的参数，如恒星的光度和分布，中央恒星速度色散（$σ$ $_{\circ}$）和金属量的椭圆星系。这项研究的首要任务是测试合并是否位于基本平面上。$σ$ $_{\circ}$的测量已使用Ca三重吸收线在8500 Ω的子样本中的所有38个合并。使用2.29 $\micron$处的CO吸收线对子样本中的两个合并进行了$σ$ $_{\circ}$的额外测量。结果表明，合并表现出强相关性之间的基本面的参数，但没有表现出强相关性之间的$σ$ $_{\circ}$和金属度（Mg $_{2}$）。与早期的研究相反，合并的$σ$ $_{\circ}$与位于中等质量和发光巨型椭圆星系之间的物体一致。然而，与早期研究的差异似乎与是否使用Ca三重态或CO吸收线来推导$σ$ $_{\circ}$相关，后者几乎总是产生较小的值。最后，利用光度学和运动学数据首次证明了合并星系的中心相空间密度与椭圆星系相当。这解决了长期以来对合并假说的批评。
2005-10-01 astro-ph
Axisymmetric orbit models of N-body merger remnants: a dependency of reconstructed mass on viewing angle
我们模拟观察碰撞N体盘盘合并与轴对称轨道叠加程序，已被用来模拟后发座椭圆。残留物样品代表了盘-盘合并的形状，包括长轴、三轴和扁圆物体。其目的是更好地了解轴对称的假设如何影响重建的质量和恒星运动的系统本质上不是轴对称的，它是否会导致偏见，以及如何在真实星系的模型中识别这种潜在的偏见。半光半径处的质量恢复取决于视角和内在形状：侧视图允许重建总质量，精度在20%（三轴/长轴残余物）和3%（扁圆残余物）之间。大量高度扁平的正面系统被低估了50%。在残余物是强三轴或长轴的地方，局部质量密度的偏差可能更大。明亮的M/L对残骸中的盒形轨道很敏感。长方体轨道导致中心运动学随视角变化。重建的发光M/L和中心质量遵循这种变化。发光M/L总是被低估（高达2.5倍）。模型中的暗晕可能会被高估大约相同的量，这再次取决于视角。重建的速度各向异性取决于视角和残余物的轨道组成。我们构造了史瓦西模型的N体实现，讨论了模型中的混沌轨道和维里平衡。表面上扁平的、中等质量的旋转椭圆星系很可能既接近于轴对称，又接近于边缘取向。我们的研究结果表明，史瓦西模型允许重建它们的质量和恒星各向异性的高精度。（节略）
2007-08-16 astro-ph
Scalings between Physical and their Observationally related Quantities of Merger Remnants
我们提出的维里速度（V）和一维的中心速度色散（Sig 0），引力半径（Rv）和有效半径（Re），和总质量（M）和发光质量（ML）之间的标度关系发现在N体模拟的双合并的螺旋星系。这些标度的形式为V^2 ~ Sig 0 ^alpha、Rv ~ Re^beta和M ~ ML^gamma。（alpha，beta，gamma）的特定值取决于使用的拟合方法[普通最小二乘法（ols）或正交距离回归（odr）]、假设的轮廓[de Vaucouleurs（deV）或Sersic（S）]以及完成拟合的径向间隔的大小。α和γ指数对拟合过程更敏感，对于ols获得平均α_ols=1.51和γ_ols=0.69，而对于odr α_odr=2.35和γ_odr=0.76。beta指数更多地取决于所采用的配置文件类型，beta_deV=0.13，beta_S=0.27。我们的结论是，无耗散形成的残余合并有很强的结构和运动同源性的突破。
2005-09-07 astro-ph
