Are disk galaxies the progenitors of giant ellipticals?
一种流行的巨型椭圆星系形成理论认为，它们可能是由盘状星系的双星合并形成的。早期研究中出现的困难包括提供必要的恒星质量和金属丰度，保持紧密的颜色-星等关系和避免相空间限制。在本文中，我们重新审视这个问题，并提出限制的基础上的盘星系的恒星星族的二进制盘合并的情况。我们得出以下结论：低红移碰撞或气体合并的今天银河系盘状星系不形成今天的椭圆星系。如果今天银河系的祖先星系在$\approx$ 3-4 Gyrs前合并，那么像盘状星系的双星合并可能已经演化成中等质量椭圆星系（$M < M_*$）。假设大多数现今盘状星系的形成方式与这里提出的银河系模型相似，那么一般来说，更大质量的巨型椭圆星系不可能是由现今盘状星系的祖先的双星合并形成的。得出这些结论的一个主要原因是，典型盘星系的金属质量比典型早型星系的金属质量大约小4-8倍，并且这个比值随着红移的增加而增大。
2008-10-01 astro-ph
Galactic Mergers with Supermassive Black Holes
本文介绍了用N体方法模拟高密度矮星系被低密度巨星系吸积的结果。这两个星系都包含幂律中心密度尖点和代表超大质量黑洞的点质量;星系质量比为3：1。矮星系的尖点在合并过程中总是被破坏，导致残留物的内在密度呈弱幂律，投影密度呈“核心”。从巨星系和矮星系中移除两个黑洞可以使矮星系保持完整，并导致一个中心密度很高的残余物，与观察到的相反。我们的研究结果支持了这一假设，即合并后巨星系中低密度核心的持续存在是超大质量中心黑洞存在的结果。
2001-06-20 astro-ph
The Formation of Giant Elliptical Galaxies and Their Globular Cluster Systems
许多巨型椭圆星系的双模态球状星团（GC）金属丰度分布常被引用作为这类星系是通过富含气体的螺旋星系合并而形成的证据。在这些模型中，富含金属的GC被认为是在合并过程中形成的.我们探索一种替代的可能性：这些富含金属的集群代表星系的固有GC人口和所观察到的GC金属丰度分布的金属贫组成部分来自其他星系的GC捕获，无论是通过合并或通过潮汐剥离。从合理的假设的初始星系光度函数和GC金属丰度的依赖于母星系光度，我们表明，一个预先存在的种子星系通过合并和潮汐剥离的增长是伴随着捕获的金属贫GC的属性是类似于那些被观察到围绕巨大的椭圆。我们描述了一种方法，使用所观察到的金属贫和金属丰富的GC的数量来推断合并历史的个别椭圆星系，并使用这种技术来获得限制的星系数量和总光度吸积到目前为止的M49。我们认为，虽然GC特定的频率是保守的星系合并，同样可能不是真的潮汐剥离的主机星系团的平均场。模型GC金属丰度分布和特定频率的比较，观察到的充分研究的星系M49和M87表明，这是可能的，以解释其双峰GC金属丰度分布和不协调的特定频率，而不诉诸于合并中形成新的GC或通过调用多个爆发的GC形成。
1998-04-29 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
The star cluster system of the 3 Gyr old merger remnant NGC 1316: Clues from optical and near-infrared photometry
巨大的合并残余星系NGC 1316（天炉座A）是研究过去的一次大合并对星团系统长期影响的理想探测器，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，我们提出了新的地面，大面积的光学和近红外成像的星团在NGC 1316，补充深HST/WFPC 2成像。我们发现NGC 1316中最亮的~10星团的光学近红外颜色和光度与中等年龄（2-3 Gyr）的星团一致。与“正常”的巨型椭圆星系不同，NGC 1316星系团的B-I颜色分布并不是明显的双峰。然而，星团颜色分布的蓝色和红色部分的光度函数（LF）是不同的：红色星团LF很好地用指数为-1.2 +/- 0.3的幂律表示，比典型的巨型椭圆星系亮约1.5等（在B中）。相比之下，蓝色星系团LF的形状与“正常”螺旋星系和椭圆星系的形状一致。我们认为NGC 1316的星团系统是一个年龄约为3 Gyr、金属丰度约为太阳的星团和一个可能属于合并前星系的古老的贫金属星团的组合。在3 Gyr年龄之后，富含金属的星系团褪色到10 Gyr年龄，它们将在双峰星系团颜色分布中形成红色“峰”。这个“红色峰值”的颜色与在具有相同星系光度的“正常、古老”的巨型椭圆星系中发现的颜色一致（考虑到年龄变暗）。NGC 1316星团系统的这些特征完全符合在回顾时间$\ga$ 10 Gyr时通过富含气体的合并形成“正常”巨型椭圆星系的情景。
2001-07-27 astro-ph
Common Envelope Mergers: A Possible Channel for Forming Single sdB Stars
我们量化的基础上合并的双星包含一个红巨星和低质量的主序星或褐矮星同伴在我们的银河系的单一sdB星的进化通道。人口合成计算合并后，在共同的信封阶段的演变，这样的系统揭示了人口的快速旋转的水平分支恒星的核心质量分布之间的0.32钼- 0.7钼，强烈的峰值之间的0.47钼- 0.54钼。这些恒星的高自转速率是合并过程中轨道角动量沉积的自然结果，以及合并后的物体从红巨星分支尖端开始的恒星收缩。我们认为，离心增强的质量损失促进了这些恒星的快速旋转可能会导致形成单sdB星的一些对象。
2008-09-25 astro-ph
Origin of the early-type R stars: a binary-merger solution to a century-old problem?
早期的R型恒星是富碳的K型巨星。它们在C12、C13和N14中的含量都得到了增强，具有近似太阳的氧、镁同位素、s-过程和铁丰度，具有核心氦燃烧星的光度，不是快速旋转星，是银河系厚盘的成员，最特别的是，它们都是单星。传统的单星恒星演化模型无法解释这样的恒星，但双星系统的合并已经被提出来解释它们的起源。我们已经合成了双星群体，以计算合并的恒星的数量与氦核心，这可能是早期的R星。我们发现了许多可能的进化途径。其中最常见的是氦白矮星与燃烧氢的红巨星分支星在共同的包层阶段合并，然后在旋转的核心中氦闪光，将碳混合到表面。所有的通道加在一起给出的早期R星比我们最近的依巴谷观测所需的多十倍-我们讨论哪些通道可能是真正的早期R星，哪些不是。我们第一次构建了一个可行的早期R星模型，我们可以用它来测试我们的一些想法，关于巨星的共同信封演变，恒星合并，旋转，氦闪光和早期R星的起源。
2007-05-07 astro-ph
Ultra-Luminous Infrared Mergers: Elliptical Galaxies in Formation?
我们报告了12个超亮红外星系合并（ULIRGs）的高质量近红外光谱。我们新的VLT和Keck数据提供了这些星系的~0.5”分辨率，恒星和气体运动学，其中大多数是在最后合并阶段的紧凑系统。我们确认ULIRG合并是“椭圆形信息”。随机运动主导着它们的恒星动力学，但显著的旋转是常见的。气体和恒星动力学在大多数系统中是解耦的。ULIRG落在热恒星系统的基本平面上或附近，特别是在其演化敏感性较低的r（eff）-sigma投影上。ULIRG的速度色散分布、它们在基本平面上的位置以及它们的v（rot）*sin（i）/sigma分布与中等质量（~L*）、中等旋转的椭圆星系非常相似。作为一个群体，ULIRGs不像巨大的椭圆星系，有着大的核心和小的旋转。我们的研究结果是在很好的协议与其他最近的研究表明，盘状椭圆与紧凑的核心或尖点可以形成通过耗散合并的气体丰富，盘星系，而巨大的椭圆与大的核心有不同的形成历史。
2001-06-02 astro-ph
Early Formation and Late Merging of the Giant Galaxies
目前宇宙中最明亮的星系是在最大质量的暗物质晕的中心发现的，这些暗物质晕是丰富的星系团。在LCDM宇宙学中，这样的大质量晕核存在于红移z=6处，其同动数密度（作为内部质量的函数，约为10 kpc）与今天的值相当。然而，随着恒星和暗物质从最初分离良好的子单元聚集在一起，这些中心区域的物质的身份预计会发生变化。我们使用N-体模拟来研究这些合并如何将占主导地位的星系中预先存在的物质向外推，同时保留无碰撞物质的内部密度分布。看来，大型星系的中心区域最终被形成于许多致密核心中的恒星所主导，这发生在最后一次大合并之前。这些中心区域的无碰撞物质（恒星和暗物质的组合）的密度分布似乎是稳定的，并在合并过程中具有吸引子的行为。这表明，与耗散收缩和恒星形成相关的重子负载可能会被擦除，因为随后的合并会将质量分布推回到普适分布。这种对重子负载效应的抑制，以及早期的质量浓度组装，可能有助于解决CDM模型在结构形成方面的一些明显挑战。
2004-06-20 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
Giant H II regions in the merging system NGC 3256: Are they the birthplaces of globular clusters?
作为研究盘状星系相互作用和合并过程中球状星团（GC）形成的运动学研究的一部分，获得了合并系统NGC 3256中电离氢的CCD图像和光谱。本文主要讨论H_α光度> 1.5 × 10^{40} erg s^{-1}的巨H II区是年轻人口星团（YPC）的诞生地这一命题。我们估计有900个类似剑鱼座30的H II区域是在星系-星系相互作用过程中形成的，而星系-星系相互作用则创造了NGC 3256。假设NGC 3256合并后的残骸是一个椭圆星系，形成足够数量的GC的一个特定的频率参数，只需要这些H II区域中大约10%的区域有YPC，这些区域在几个Gyr中幸存下来，质量至少和剑鱼座30中的星团R136一样大。
2003-02-11 astro-ph
Globular Cluster Formation in Mergers
富含气体的星系合并会导致引力驱动的气压增加，从而引发恒星和团簇形成的强烈爆发。虽然恒星形成本身是聚集的，但大多数新生的恒星聚集体都是无约束的协会和分散的。存在至少10-20个内部穿越时间（约20-40百万年）的引力束缚星团相对罕见，似乎包含了所有在恒星爆发中形成的恒星的10%。在现今的合并过程中形成的最大质量的年轻球状星团，其质量比欧米茄Cen大一个数量级，但似乎具有正常的恒星初始质量函数。在本地宇宙中，最近的主要富含气体的盘合并的残余物表现为原椭圆星系，在它们的晕中通常有100-1000个年轻的富含金属的球状星团。现在有充分的证据表明，这些“第二代”球状星团是由合并盘中的巨大分子云形成的，它们被大规模的冲击和高气压挤压坍缩，而不是被高速的云-云碰撞挤压坍缩。类似地，第一代贫金属球状星团可能是在宇宙再电离过程中由低金属量的巨分子云在宇宙再电离压力的挤压下形成的。
2006-06-01 astro-ph
Discovery of giant `radio arcs' in cluster Abell 3376: evidence for shock acceleration in a violent cluster merger?
本文提出了新的多波长（射电、光学和X射线）观测证据，表明附近（z=0.046）富星系团Abell 3376正在经历一次重大的双星子团合并事件。关键的证据是发现了一对大型的、光学上无法识别的漫射射电源（“弧”），它们对称地位于由ROSAT在X射线中绘制的热星系团内气体的两端，相距约2.6 h_{50} ^{-1} Mpc。有人认为，气体动力学冲击波，自然发生在团簇形成，加速带电粒子（宇宙射线）的相对论能量，导致同步辐射从兆秒差距规模的无线电弧。如果是这样的话，阿贝尔3376星系团也是一个潜在的源，能够将宇宙射线粒子加速到E_{max} ~ 10^{18-19} eV的超高能量（UHECR）。因此，该星系团是一个很好的实验台，了解合并冲击的物理和神秘的UHECR粒子的起源在结构形成过程。因此，Abell 3376为地面和星载天文台的进一步多波长观测提供了独特的机会。
2002-10-24 astro-ph hep-ex hep-ph
The formation and merger of compact objects in central engine of active galactic nuclei and quasars: gamma-ray burst and gravitational radiation
在活动星系核（AGN）和类星体（QSO）中，由于类星体核内的吸积盘与主序星之间的相互作用，致密天体即中子星（NS）和黑洞（BH）的产生率非常高，而频繁的超新星爆发被用来解释其高金属丰度。由于红巨星的捕获截面较大，很容易形成致密天体-红巨星双星。（NS/BH，NS/BH）双星是在（NS/BH，RG）双星超新星爆发后形成的。强烈的瞬变伽玛射线辐射（伽马射线暴）和引力辐射可以从这两个致密物体的合并中产生。RG的氦核（Hc）与黑洞的碰撞也可能发生，也可能产生长时间的伽马射线暴，但不会产生引力波。我们估计（NS/BH，NS/BH）双星和（Hc，BH）双星的合并率与金属丰度$({\rm \frac{NV}{CIV}})$成正比，每个活动星系核/类星体的合并率可高达每年10 $^{-3}({\rm \frac{NV}{CIV}}/0.01)$。
1999-08-20 astro-ph
The Environmental Dependencies of Star-formation and the Origin of the Bimodality in Galaxy Properties
我们通过比较巨星系和矮星系群体恒星形成的环境依赖性，研究了在星系的全球性质中观察到的双峰性的起源。利用斯隆数字巡天（SDSS）DR4光谱数据创建一个体积有限的样本完成M*+3，我们发现巨和矮星系的环境依赖性是相当不同的，这意味着它们的演化有根本的差异。而巨星系的恒星形成历史主要由它们的合并历史决定，导致被动进化的巨星系被发现在所有的环境中，我们表明，这是不是矮星系的情况。特别是，我们发现老的或被动的矮星系只在大质量晕（星系团、星系群或巨型星系）中作为卫星被发现，在密度最低的区域没有。这意味着矮星系中的恒星形成必须对合并的影响更具弹性，并且矮星系的演化主要是由其宿主晕的质量驱动的，通过窒息，冲压压力剥离或星系骚扰等效应。
2006-11-08 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
Merger history trees of dark matter haloes in moving barrier models
我们提出了一个算法产生合并历史的暗物质晕。该算法是基于偏移集的方法与移动的障碍，其形状是由椭球崩溃模型的晕形成的动机。与大多数其他合并树算法相比，我们的算法在质量上而不是时间上采取离散步骤。这使我们能够量化数值模拟的输出通常在离散时间箱中的事实所产生的影响。此外，它提出了一套自然的缩放变量来描述晕祖细胞的丰度，这种缩放是不一般的球形崩溃。我们测试我们的算法，通过比较其预测与数值模拟中的测量。祖质量分数和质量函数是在良好的协议，因为是预测的标度律。我们还测试了形成红移分布，质量分布在形成，和最近的主要合并的红移分布，所有的N体模拟数据，在广泛的质量和红移的合理协议。最后，我们研究了离散时间快照中采样的影响。在所有的情况下，改进算法的基础上的球形崩溃的假设是显着的。
2009-01-03 astro-ph
Formation of ellipticals by unequal mass mergers
利用GRAPE专用硬件，采用直接求和法对质量比（$η$）为1：1，2：1，3：1和4：1的盘星系合并进行了无碰撞N体模拟。模拟被用来检查是否可以解释的合并方案的背景下，椭圆星系的形成。研究了合并残余物的光度、运动学和等照度线性质，结果与巨椭圆星系的观测结果非常吻合。我们的结论是，相等的质量合并导致缓慢旋转，各向异性的残余物，主要是盒状等照度线。另一方面，质量比为3：1和4：1的合并体是具有盘状等照度线的快速各向同性旋转体。投影效应可以解释椭圆星系运动学和等照度特性的散射。
2001-02-14 astro-ph
Modelling the Galactic bar using OGLE-II Red Clump Giant Stars
红团巨星可以作为距离指示器来追踪银河棒的质量分布。我们使用的RCG明星从44个凸起领域的OGLE-II微透镜合作数据库，以约束分析三轴模型的银河酒吧。我们发现棒的长轴与太阳-银河系中心视线成24 - 27度角。银道面半长轴和半短轴尺度长度x_0、y_0与垂直尺度长度z_0的比值为x_0：y_0：z_0 = 10：3.5：2.6，表明银道结构比Gerhard（2002）的工作模型略长，后者给出的尺度长度比为x_0：y_0：z_0。z_0 = 10：4：3。
2007-04-12 astro-ph
Multiple Stellar Populations in the Globular Cluster omega Centauri as Tracers of a Merger Event
人马座矮星系的发现，它被银河系潮汐干扰并与银河系合并，支持了银河系晕至少部分是由类似矮系统吸积而形成的观点。人马座矮星包含几个不同的恒星群体，并包括作为其核心的M54，这是与银河系相关的第二大质量的球状星团。质量最大的球状星团是半人马座欧米茄，在这里我们报告说，半人马座欧米茄也有几个不同的恒星星族，跟踪红巨星分支恒星。最富金属的红巨星分支恒星比占主导地位的贫金属成分年轻约2 Gyr，表明半人马座ω在这个时间尺度上富集。在一个球状星团中存在一个以上的恒星形成时期是相当令人惊讶的，这表明半人马座欧米茄曾经是一个更大的系统的一部分，该系统与银河系合并，就像人马座矮星系现在正在做的那样。在银河系的早期历史中，合并可能要频繁得多，而半人马座欧米伽似乎是这个时代的遗迹。
1999-11-09 astro-ph
Elliptical galaxies from mergers of discs
我们分析了涉及盘星系的N体星系合并实验。合并的盘鼓晕模型相比，鼓少，盘晕模型的合并动力学和结构上的残留物的中央隆起的影响进行量化。我们的模型探索星系质量比1：1到3：1，并使用比以前的研究更高的凸起质量分数。结构和动力学性质的观测进行了充分的比较。中央隆起的存在导致较长的潮汐尾，扁圆形的最终内在形状，表面亮度剖面具有较高的Sersic指数，陡峭的旋转曲线，和扁圆形转子内部动力学。无膨胀星系的合并不会产生持久的潮汐尾，它们强烈的三轴性似乎与观测不一致;这些残余物显示了壳，我们在包括中央膨胀的模型中没有发现。具有方形等照度线和各向异性动力学的巨型椭圆星系不能由这里模拟的合并产生;它们可能是低光度椭圆星系之间合并的结果，它们本身可能形成于盘-盘合并中。
2004-11-23 astro-ph
A barred spiral at the centre of the giant elliptical radio galaxy Centaurus A
我们报告了半人马座A（CenA，NGC 5128）的中红外和亚毫米波长的观测结果，半人马座A是一个巨大的椭圆星系，拥有距离地球最近的射电大声活动星系核（AGN）。从CenA内部深处释放的尘埃揭示了一个直径为5'（5kpc）的双对称结构，中心位于活动星系核。这种结构与棒旋星系非常相似，棒旋星系位于一个与视线倾斜约18度的平面上。CenA内部区域尘埃分布的真实性质明显偏离了更混乱和广泛的光学遮蔽。棒旋是一种准稳定结构，形成于巨大椭圆的中心，由富含气体的天体在过去10^9年中吸积的潮汐碎片形成。CenA中心棒旋星系中星际气体的总尺寸和质量与本星系群的小螺旋星系Messier 33相当。对这一非凡结构的观察开启了一个更普遍的问题，即像CenA这样的巨型射电星系的尘埃宿主是否是由椭圆形内的棒旋组成的“共生”星系，其中棒旋用于将气体引向AGN。
1998-10-26 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
The Different Environmental Dependencies of Star-formation for Giant and Dwarf Galaxies
我们通过比较巨星系和矮星系群体恒星形成的环境依赖性，研究了在恒星质量为3 × 10^10 M_sun的星系的全球性质中观察到的双峰性的起源。斯隆数字巡天DR 4光谱数据集被用来产生一个以星系团A2199为中心的z=0.03的超星系团附近的星系样本，该超星系团的星等极限为M*+3.3。在此基础上，利用亮度加权平均恒星年龄和H_α辐射作为恒星形成历史的独立度量，测量了巨星（M_r<-20等）和矮星（-19<M_r<-17.8等）子样本随环境变化的全球趋势。与以往的研究一样，在3-4维里以外的区域，被归类为古老（t>7 Gyr）或被动（EW[H_α]<4 A）的巨星系所占的比例从星系团核心的约80%逐渐下降到约40%。相比之下，我们发现矮星系的人口在~1 R_维里显示出急剧的转变，从主要是老/被动的集群内，到外面几乎所有的星系都在形成恒星和老/被动的星系只被发现作为卫星更大质量的星系。这些结果意味着巨星系和矮星系演化的根本差异：而巨星系的恒星形成历史主要取决于它们的合并历史，矮星系的恒星形成对主要合并的影响更具弹性。相反，矮星系只有当它们成为更大质量晕内的卫星时，才会变得被动，因为它们的晕气库失去了宿主晕，或者通过其他与环境有关的过程，如星系骚扰和/或冲压压力剥离。
2006-06-21 astro-ph
Formation and dynamical evolution of galaxies and of their components
从这个庞大的主题中，我将挑选和审查三个具体的主题，即酒吧的形成和演变，凸起的形成，以及在多个主要合并过程中的演变。棒在星系盘中自然形成。它们的演化是由星系内角动量的交换驱动的。这主要是由内盘（棒）中的近共振物质发射的，并被外盘和晕中的近共振物质吸收。因此，杆变得更强，旋转更慢。凸起不是同类的对象。根据它们的形成历史，可以区分出三种类型。经典的凸起主要是在实际的盘元件之前形成的，来自坍塌或合并以及相应的耗散过程。圆柱形/花生状凸起是从侧面看的棒料的一部分。最后，由于棒料扭矩，材料向中心流入，形成盘状凸起。大的合并会带来强大而快速的演化，并能将盘状星系转变为椭圆星系。我目前的结果，从模拟的多个合并在组的盘或椭圆星系，并讨论轨道各向异性的合并残余。
2005-10-28 astro-ph
Enhanced mergers of galaxies in low-redshift clusters
用一个包含8个低红移星系团中680个巨星系（M（B）< -19）的完整星等限制样本的数据集，通过对早型星系团群体的速度色散和维里半径进行归一化，形成了一个系综星系团。不同的星系群已经被确认，包括一个陷落星系群。大多数（50-70%或更多）的陷落人口被发现是在相互作用或合并的系统，其特征是缓慢的引力相遇。观测到的星系-星系相遇的增强可以用引力冲击来解释。结果表明，在星系团的估计寿命（~ 10 Gyr）内积分的落入种群中的盘星系合并可以很容易地解释目前的星系团S 0种群。
2006-08-30 astro-ph
