Kinemetry of SINS High-Redshift Star-Forming Galaxies: Distinguishing Rotating Disks from Major Mergers
我们提出了一套简单的运动学标准，可以区分星系为主的有序旋转运动和那些参与重大合并事件。我们的标准是基于星系内温暖的电离气体（如H-α跟踪）的动力学，使得这种分析可以访问高红移系统，其运动学主要是通过发射特征可追溯的。使用的方法kinemetry（Krajnovic和同事开发的），我们量化的不对称性的速度和速度色散图的温暖的气体，和由此产生的标准，使我们能够凭经验区分非合并和合并系统在高红移。我们应用这些标准，我们最好的研究休息帧UV/光学选择z~2星系，我们有近红外积分场光谱数据从SINFONI的VLT。在这11个系统中，我们发现>50%的系统具有与单一旋转盘解释一致的运动学，而其余的系统更有可能经历重大合并。这一结果，结合这些系统的短形成时间尺度，提供了证据表明，快速，平稳的气体吸积在高红移的星系形成中起着重要作用。
2008-02-06 astro-ph
Collisions and Mergers of Disk Galaxies: Hydrodynamics of Star Forming Gas
我们总结了数值模拟结果的碰撞气体丰富的磁盘星系中的碰撞速度设置平行于两个星系的自旋轴。改变冲击速度的影响进行了研究，特别注意所产生的气体结构和冲击波图案，以及产生这些结构所需的时间。模拟采用了恒星和暗物质的N体处理，以及气体的SPH处理，其中模型的所有组件都是引力活跃的。结果表明，对于这样的碰撞几何形状，碰撞可以导致非常迅速地形成一个中心，快速旋转，致密的气体盘，并在所有情况下，广泛的恒星形成预测的非常高的气体密度和流行的冲击，无论是在核和星系盘。当致密的核心形成时，气体和恒星分散在非常大的体积上，并且只有在很长一段时间内才回落到核心。在低撞击速度的情况下，这比形成致密核所需的时间多一个数量级。
2003-05-23 astro-ph
Impact of star formation inhomogeneities on merger rates and interpretation of LIGO results
在未来十年内，地面引力波探测器原则上能够通过30次以上的探测确定局部宇宙每单位体积的紧凑物体合并率超过20%。我们认为，恒星模型是敏感的异质性（至少在年龄和金属丰度），在这样一种方式，预测的合并率受到额外的30-50%的系统误差，除非这些异质性被考虑在内。在不对大规模双星演化增加新的电磁约束或依赖于来自每次合并的更多信息的情况下（例如，二元质量和自旋），少到$\simeq 5$合并检测可能耗尽在与合并率预测的简单比较中可用的信息。作为一个具体的例子，我们使用附近的宇宙目录来证明，没有一个示踪剂的恒星内容可以限制合并率，而不引入系统误差的顺序$O(30%)$在90%的信心。更一般地说，我们认为，理论上的二进制演化可以依赖于足够敏感的恒星形成条件-即使假设没有不确定性的二进制演化模型-恒星形成条件的\emph{distribution}必须纳入合并率预测的系统误差降低到大约40%以下。（节录）
2012-05-21 astro-ph
Overview: Low-z Observations of Interacting and Merging Galaxies
引力相互作用和合并影响着星系的形态和动力学，从我们的本星系群到可观测宇宙的极限。在低红移（z < 0.2）下对相互作用星系的观测可以提供许多工作过程的详细信息。我简要回顾这些过程和越来越多的证据表明，合并发挥了重要作用，在延迟形成的椭圆形和早期型盘星系在外地和集群。低z值的观测结果显然与在z > 2时只有一个E形成时期的观点相矛盾;相反，E和S 0星系一直持续形成到现在。从对遥远和邻近星系团的观测中推断出的E和S 0形成的不同速率可能部分地反映了动力学摩擦对质量的依赖性：主要的E形成合并可能比次要的S 0形成合并更早发生，因为动力学摩擦在等质量星系中最强。
1997-12-01 astro-ph
Submillimeter Galaxies at z~2: Evidence for Major Mergers & Constraints on Lifetimes, IMF and CO-H2 Conversion Factor
我们报告了四个z~2亚毫米星系（SMG）的亚角秒分辨率IRAM PdBI毫米CO干涉测量，以及三个z~2 UV-/光学选择恒星形成星系的敏感CO（3-2）通量极限。新的数据揭示了第一次空间分辨CO气体运动学在所观察到的SMG。两个SMG显示双重或多重形态，复杂，干扰气体运动。另外两个SMG在直径为0.2角秒（1.6千秒差距）的区域内表现出约500 km/s的CO速度梯度，这表明恒星形成气体是在致密的旋转盘中。我们的数据提供了令人信服的证据表明，这些SMG代表极端的，短暂的“最大”的恒星形成事件的高度耗散合并的气体丰富的星系。由此产生的SMG的高质量的表面和体积密度类似于那些紧凑的静态星系在相同的红移范围内，并远远高于本地球状体。根据在相同质量和红移范围内SMG与静止星系的共动体密度之比，以及气体耗尽时标和恒星年龄的比较，我们估计SMG相的持续时间约为1亿年。我们的SMG和光学/UV选择高红移恒星形成星系的分析支持一个“普遍的”夏布里耶IMF是有效的这些星系的恒星形成历史。我们发现在z~2-3处的~（12）CO光度与总气体质量的转换因子可能与z~0处的假设相似。在我们的样本星系中，隐含的气体分数范围从20%到50%。
2008-01-23 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
How Do Galaxies Form?
目前认为，星系是通过大质量冷暗物质晕之间混乱的等级合并而组装起来的，其中嵌入了重子恒星形成物质。因此，人们会期望单个星系的属性由许多独立的因素决定，如恒星形成历史，合并历史，质量，角动量，大小和环境。因此，令人惊讶地发现，星系实际上似乎形成了一个（几乎）一个参数的家庭，其中星系质量是主导因素。
2008-10-20 astro-ph
Galaxy Mergers and Interactions at High Redshift
在这篇综述中，我们讨论了在遥远的宇宙中星系相互作用和合并的证据，以及合并在形成星系中的作用。观测结果表明，在z~1处，大质量（M> M *）星系参与主要合并的比例约为5-10%。然而，对于最大质量的星系，合并分数急剧增加，直到z~3，合并分数为50+/-20%。使用星系合并过程的N体模型，在各种合并条件下，合并质量比，和视角，合并分数可以转换为合并率，质量吸积率由于合并。对合并速率的简单积分显示，一个典型的z~3的大质量星系在z~3和z~0之间会经历4-5次主要的合并，其中大部分的合并活动和由此产生的质量聚集发生在z > 1.5的时候。
2006-11-04 astro-ph
The giant star forming halo associated with the radio galaxy PKS1932-46
我们报告发现一个巨大的（~160千秒差距）多节扩展发射线星云与射电星系PKS 1932 -46在z=0.23。用VLT-FORS 2在与射电源轴成大角度（~63度）时获得的2-D长缝光谱表明，星云远远超出了射电结构和活动核的电离锥。这是迄今为止在射电星系周围探测到的最大的电离星云之一。对这些结的电离、形态和运动学性质的分析表明，它们是恒星形成的天体，可能是致密的HII星系。我们认为，巨大的结构是一个恒星形成的光环与碎片的合并，引发了活动。这项研究加强了这样一种观点，即射电星系是由重大合并激活的，这也引发了大量的恒星形成。恒星形成活动可以扩展到星系群的规模，超出宿主星系的旧恒星晕。
2005-01-19 astro-ph
Deep GMOS Spectroscopy of Extremely Red Galaxies in GOODS-South: Ellipticals, Mergers and Red Spirals at 1<z<2
我们使用双子座南的GMOS对GOODS-South场的极红星系进行了深度光谱调查。我们在这里提出的光谱和红移的16 ERG在0.87<z<2.02，限制K=20.2。ERH是球状体、合并体和螺旋体的混合体，只有一个活动星系核。对于至少10个这样的星系，我们观察到[OII]发射线。我们进行了年龄测定分析，通过拟合的光谱和9波段测光的ERG与被动发展的恒星星族结合一个年轻的恒星形成组件的模型。旧恒星组成部分的最佳拟合年龄范围为0.6至4.5 Gyr，平均为2.1 Gyr。质量范围从3到20乘以10^10太阳质量。形成恒星的成分通常只占总质量的百分之几，尘埃红化的平均值E（B-V）=0.35。其时间尺度往往是短的合并（<5000万年）和更长（200-800万年）的螺旋ERG。
2006-04-18 astro-ph
Forming Young Bulges within Existing Disks: Statistical Evidence for External Drivers
与传统的星系形成模型相反，最近的观察表明，一些凸起形成于先前存在的盘状星系内。这种晚时代的隆起形成的磁盘似乎与磁盘的气体流入和中央恒星的形成，无论是内部长期过程或星系合并和相互作用造成的。我们确定了一个人口的星系可能正在经历积极的隆起增长磁盘内，使用的标准，半光半径内的颜色是蓝色的比外盘的颜色。在近场星系巡天（英语：Nearby Field Galaxy Survey）中，这种蓝心星系占了超过10%的恒星形成盘星系，这是一项广泛的调查，旨在代表低z星系群在广泛的光度和环境中的自然多样性。蓝心星系的相关性在99%的置信度与形态特征暗示轻微的合并和相互作用。从这个和其他证据，我们认为，外部驱动程序，而不是内部的长期过程可能占大多数蓝心星系。我们继续讨论定量的可解释性参数表明，蓝中心的演化阶段可能是一个重要的模式，大多数盘星系的凸起增长，导致显着的变化，而不破坏磁盘的凸起到磁盘的比例。如果这个观点是正确的，那么星系盘内的凸起增长可能是星系重复合并和相互作用的自然结果，这是分层星系形成所固有的。
2003-12-16 astro-ph
Old stellar counter-rotating components in early-type galaxies from elliptical-spiral mergers
我们调查，通过数值模拟，形成反向旋转的老恒星组件之间的椭圆星系和旋涡星系的合并的可能性。我们发现，逆旋转可以出现在耗散和无耗散的逆行合并，它主要是与存在的磁盘组件，它保留了其初始自旋的一部分。反过来，两个相互作用的星系的外部区域获得部分轨道角动量，这是由于伴星施加在每个星系上的潮汐力的作用。
2007-10-05 astro-ph
Cold streams in early massive hot haloes as the main mode of galaxy formation
100亿年前，年轻宇宙中的大质量星系以惊人的强度形成了恒星。虽然这通常被归因于剧烈的合并，但许多这些星系的性质与这些事件不相容，显示出富含气体的，clusional的，扩展的旋转盘，而不是由球状体主导的（Genzel et al. 2006，2008）。宇宙学模拟和成团理论被用来探索这些星系是如何获得气体的。在这里，我们报告说，他们是流喂养的星系，形成稳定，狭窄，冷气流，穿透冲击加热介质的大质量暗物质晕（Dekel & Birnboim 2006; Keres et al. 2005）。与观测到的大量恒星形成星系的比较意味着大多数输入气体必须迅速转化为恒星。三分之一的流质量是在气体团导致合并的质量比大于1：10，其余的是在更平滑的流动。在合并持续时间周期为0.1的情况下，四分之三的星系以给定的速度形成恒星，这些星系都是由平滑的流供给的。更罕见的亚毫米星系形成恒星的强度更大，主要是合并引起的恒星爆发。与破坏性的合并不同，这些流很可能保持旋转盘的结构不变，尽管它们会湍流并破碎成巨大的恒星形成团块，然后合并成一个中心球体（Noguchi 1999; Genzel et al. 2008，Elmegreen，Bournaud & Elmegreen 2008，Dekel，Sari & Ceverino 2009）。这种由气流驱动的形成圆盘和球状体的情景是合并图景的另一种选择。
2009-01-16 astro-ph
A filamentary structure of massive star-forming galaxies associated with an X-ray absorbed QSO at z=1.8
球状体的起源是我们理解星系形成的核心--它们是相对简单的系统，包含大约宇宙一半的恒星质量。大质量椭圆星系是球状体的一个主要子集，它们优先出现在星团中，在那里它们表现出古老的、同时代的恒星星族，这表明它们在早期同步形成。在这里，我们报告SCUBA亚毫米成像的z=1.8 X射线选择类星体周围的区域。这幅图像显示了一个400千秒差距长的星系链，每个星系的恒星形成速度都很高，足以在不到1 Gyr的时间内形成一个巨大的球体。这些星系相对于预期的随机场的密度过大意味着它们可能存在于与类星体相关的结构中。我们认为，这种恒星的形成与星系合并或遇到的灯丝，如流行的层次模型预测的星系形成。我们的观测结果表明，类星体在高红移处的X射线光谱中的强吸收可能是由于合并或合并引起的活动所产生的气体面纱，而不是依赖于方向的遮蔽环面。有人认为，这些系统是今天在所有丰富的星系团的核心区域发现的椭圆星系的前身。
2004-02-04 astro-ph
Are mergers responsible for universal halo properties?
冷暗物质（CDM）的N体模拟结果表明，在这种分级结构形成模型中，暗物质晕的密度分布、相空间密度分布、轴比分布、自旋参数分布和内部比角动量分布等性质遵循“普适”规律或分布。在这里，我们研究热暗物质（HDM）占主导地位的宇宙中的第一代晕的性质，作为一个例子的晕形成通过整体塌缩。我们发现所有这些普遍性在这种情况下也存在。Halo密度分布与Navarro等人（1997）的分布非常吻合，质量超过两个数量级。浓度参数依赖于质量，如$c \propto M^{0.2}$，逆转了在分层CDM宇宙中发现的依赖性。然而，浓度-形成时间关系在两种情况下是相似的：较早形成的晕往往比其较晚形成的对应物更集中。在HDM情况下，晕形成历史也具有两个阶段的特征：快速吸积的早期阶段，随后是较慢的增长。此外，HDM和CDM两种情况下的晕的其他性质的统计数据没有显著差异：相空间密度分布、速度各向异性分布、形状参数分布、自旋参数分布和内部比角动量分布在两种情况下都是相似的。只有子结构内容有很大不同。这些结果表明，合并并没有发挥关键作用，在建立的普遍性，从而矛盾的模型，解释他们合并的后果。
2008-09-08 astro-ph
Binary systems and stellar mergers in massive star formation
我们提出了一个高质量的近距离双星系统的形成模式，在形成大质量恒星的背景下，通过气体吸积在中心的星团。一个低质量的宽双星在质量吸积的作用下向高质量的密近双星演化，达到30-50太阳质量的系统质量，间距为1天文单位。由此产生的具有两个大质量分量的双星系统的高频率与观测结果一致。这些系统通常是高度偏心的，并且可能演化成近星点间距小于恒星半径。因此，这些双星系统的合并可能会导致最大质量恒星的形成，从而避免辐射压力阻止吸积的问题。引发双星合并所需的恒星密度是每立方秒差距100万颗恒星，或约为恒星直接碰撞所需的1%。
2005-06-28 astro-ph
Formation of a polar-ring galaxy in a galaxy merger
我们用数值方法研究了具有特定轨道构型的两个盘状星系之间恒星形成和耗散星系合并过程中的恒星和气体动力学。我们发现，在星系合并的剧烈弛豫与气体耗散相结合，将两个盘星系转化为一个具有极环的S0星系：在一个极环星系中，中央的类S0宿主和极环组分都是盘星系。我们还发现，发展的极环形态既反映了星系合并的初始轨道构型，也反映了两个合并祖先盘星系的初始质量比。基于这些结果，我们讨论了极环星系基本观测性质的起源，如极环星系中S0星系的普遍性、极环星系在S0星系中的罕见性、极环窄环和极环的二分法、极环翘曲的形状以及极环成分中星际气体的明显增多等。
1998-04-22 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
Dynamical Properties of z~2 Star Forming Galaxies and a Universal Star Formation Relation
首次比较了来自SINFONI/VLT积分场光谱和IRAM CO毫米波干涉的空间分辨成像光谱对z~1.4-3.4恒星形成星系不同样本的动力学性质的影响。我们的样本包括16个静止帧紫外选择，16个静止帧光学选择和13个亚毫米星系（SMG）。我们发现，restframe紫外和光学亮（K<20）z~2恒星形成星系的动力学相似，并遵循相同的速度-尺寸关系的盘星系在z~0。在暗物质晕中耗散坍缩形成的旋转盘的理论框架中，这两个样品需要的自旋参数范围为0.06至0.2。相比之下，明亮的SMG具有更大的速度宽度，并且更加紧凑。因此，SMG具有较低的角动量和较高的物质密度比任何紫外线或光学选择的人口。这表明耗散的主要合并可能主导SMG人口，导致早期的球状体，并且大多数UV/光学明亮的星系演化不那么激烈[.]。这些早期的盘可能后来通过盘的不稳定性或合并演化成球状体。由于它们的小尺寸和大密度，SMG位于气体表面密度和恒星形成率表面密度之间的普遍（z=2.5）“施密特-肯尼库特”关系的高表面密度端，斜率约为1.7。
2007-10-15 astro-ph
The Fundamental Plane and merger scenario I. Star formation history of galaxy mergers and origin of the Fundamental Plane
为了探索椭圆星系基本面（FP）的起源，我们对恒星形成和富含气体的旋涡星系合并进行了数值模拟。我们特别认为，FP的斜率的起源本质上是由于椭圆星系的结构和运动学的非同源性，并相应地研究了由耗散星系合并与恒星形成的椭圆星系的结构和运动学性质。我们发现，恒星形成的快度（定义为恒星形成的动力学时间尺度与气体消耗的时间尺度之比）是决定恒星成分密度分布、运动学中地球自转的相对重要性以及合并残余物中总动力学质量与总发光质量之比等非同调参数的关键因素。我们还发现，这一结果并不那么强烈地依赖于祖先盘的初始内禀自旋和合并的轨道能量和角动量。这些结果强烈表明，在椭圆星系中观察到的结构和运动学的非同源性可以密切相关的耗散星系合并形成的椭圆星系之间的恒星形成历史的差异。在此基础上，我们讨论了FP的起源与椭圆星系的恒星形成历史之间的密切物理关系。
1998-04-07 astro-ph
A Merger Origin for X-Structures in S0 Galaxies
利用数值模拟，我们研究了盘状星系对低质量伴星系合并的响应。当盘星系的伴星吸积时，盘星系会在伴星的扰动下形成一个强棒。在吸积事件结束后，由于弯曲不稳定性，棒垂直弯曲，将盘物质送出盘平面。当从侧面观察时，这些物质形成了X形特征，在形态上类似于在几个S 0/Sa星系中观察到的X结构。这里所描述的机制联合以前建议的吸积和酒吧不稳定性的假设，形成X-结构到一个自洽的方案合并诱导的形成和演化的S 0星系。为了补充这些模型，我们还提出了奇特的S 0星系希克森87 a的观测。合并模型中描述的厚盘、等照度线翘曲和强X结构在希克森87 a中都很明显，这表明这个星系可能是这种合并引起的星系演化的一个很好的例子。
1995-04-26 astro-ph
A Study of Compact Object Mergers as Short Gamma-ray Burst Progenitors
本文从理论上研究了双致密天体作为潜在的短/硬伽马射线暴（GRB）的起源。用改进的粒子数合成程序StarTrack计算了双中子星和黑洞中子星双星的性质。我们得到它们的形成率，估计合并时间，并最终预测它们最可能的合并位置和余辉性质的不同类型的宿主星系。我们的研究结果与最近HETE-II和SWIFT观测到的几个短爆发进行了直接比较，其中检测到了余辉和宿主星系。我们还讨论了可能的限制，这些意见把双紧凑物体形成的进化模型。我们强调，我们的双紧凑物体模型可以成功地在两个年轻的恒星形成星系（例如，GRB 050709和GRB 051221 A），以及旧的椭圆形主机（例如，GRB 050724和可能的GRB 050509 B）
2006-05-27 astro-ph
Modeling feedback from stars and black holes in galaxy mergers
我们描述的技术，将反馈从恒星形成和黑洞吸积到模拟孤立和合并的星系。目前，这些过程的细节无法在银河系尺度的模拟中解决。因此，我们的基本方法涉及形成粗粒度的表示的星际介质和黑洞吸积的属性从基本的物理假设，使这些影响可以包括在解决尺度。我们说明了我们的方法使用多相描述的恒星形成气体。来自恒星形成的反馈给高密度气体加压，改变了它的有效状态方程。我们表明，这使得更大的气体比例比可能在早期的数值工作的稳定星系模型的建设。我们扩展的模型，包括气体吸积到中央超大质量黑洞在星系的治疗。假设热耦合的一小部分的热光度的吸积黑洞周围的气体，我们展示了这种反馈如何调节黑洞的增长。在富含气体的星系合并，我们观察到一个复杂的恒星爆发和中央活动星系核活动之间的相互作用时，潮汐相互作用触发强烈的气体核流入。一旦一个吸积的超大质量黑洞增长到一个临界尺寸，反馈就会终止它的进一步增长，并以强大的类星体驱动风的形式将中心区域的气体排出。因此，我们的模拟方法能够解决耦合过程中的气体动力学，恒星形成，和黑洞吸积星系的形成。
2004-11-04 astro-ph
Merger Induced Globular Cluster Formation and Galaxy Evolution
在Gunn和McCrea早期工作的基础上，我们模拟了合并星系中球状星团的形成。中性氢观测的矮不规则星系以及更明亮的系统被用来提供模型的关键参数。观测结果表明，具有球状星团质量的星团今天应该仍然在形成。该模型被纳入一个星系演化的现象学图片利用一个简单的化学演化模型。这些结果进行了比较，最近的观测的金属丰度分布的F和G星从最近的大型SDSS调查。这些比较与银河系形成过程中大量矮不规则星系的各向异性坍缩和合并是一致的。
2008-10-15 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
Mid-IR imaging of Toomre's Merger Sequence
本文介绍了ISOCAM观测到的一系列相互作用星系的中红外（5- 16微米）光谱成像结果。这些星系是著名的Toomre“合并序列”的一部分，该序列被定义为描述合并事件时间演化过程中渐进快照的星系样本。为了追踪星暴中辐射场的强度，我们使用15微米与7微米通量的比率。我们的分析表明，这一比例增加的星系从前星暴阶段的星暴阶段，并再次下降到~1的后星暴阶段，一个典型的正常的恒星形成区域的星系盘的值。此外，我们还发现该比值的变化与IRAS 25 μ m/12 μ m和60 μ m/100 μ m通量比的变化有很好的相关性。
1999-09-10 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
Mergers and Mass Accretion Rates in Galaxy Assembly: The Millennium Simulation Compared to Observations of z~2 Galaxies
最近对z~2的紫外/光学选择的大质量恒星形成星系的观测表明，重子质量聚集和恒星形成历史主要是由气体的持续快速吸积和内部长期演化所控制，而不是由主要的合并所控制。我们使用千年模拟建立新的晕合并树，并提取晕合并分数和质量吸积率。我们发现，即使没有发生重大合并的晕，质量吸积率也足以解释在z~2盘中观察到的高恒星形成率。另一方面，千禧年模拟中主要合并的比例足以说明亚毫米星系（SMG）的数量，以支持这些是主要合并的观测证据。当追踪千禧年模拟中这两个群体到z = 0的命运时，我们发现随后的合并并不足够频繁，不足以将所有z~2湍流盘在z = 0时转化为椭圆星系。同样，合并不能将z~2的致密SMG/红序星系转化为z = 0的大质量椭圆星系团。因此，我们认为，长期和内部的演化必须发挥重要作用的z~2 UV-/光学和亚毫米选择星系人口的演变。
2008-08-01 astro-ph
Merging Timescales and Merger Rates of Star Clusters in Dense Star Cluster Complexes
相互作用的星系，如著名的银河系（NGC 4038/4039）或斯蒂芬五重星系（HCG 92），在它们的潮汐臂中显示出相当大的恒星形成活动。高分辨率图像（例如来自HST观测）表明，这些区域由多达数百个大质量星团或潮汐矮星系（TDG）组成。在这篇论文中，我们想研究这些大质量星团（在这项工作中称为超级星团）的未来命运。我们模拟了主星系潮汐场中的致密超星系团，并研究了轨道参数和内部参数对合并过程的速率和时间尺度的影响。我们表明，这是可能的，这样的配置合并，并建立一个矮星系，这可能是一个重要的机制，如何长寿的矮卫星星系的形成。关于合并目标的详细研究将载于后续文件。
2001-07-06 astro-ph
