Curvature in the color-magnitude relation but not in color-sigma: Major dry mergers at M* > 2 x 10^11 Msun?
早型星系的色-星等关系与纯粹的幂律关系略有不同，在低光度时向下弯曲，在高光度时向上弯曲（Mr>-20.5和Mr<-22.5）。这一点在颜色-大小关系中仍然成立，在恒星质量（M* <3 × 10^10 Msun和M* > 2 × 10^11 Msun）时更加明显。在大质量端向上的曲率似乎不是由于恒星星族的影响。与此相反，颜色西格玛关系是很好地描述了一个单一的幂律。由于主要的干合并既不改变颜色，也不改变西格玛，但它们确实改变了质量和大小，因此在与M* 的标度关系中观察到的明显特征，而不是与西格玛> 150 km/s的标度关系，表明M* > 2 × 10^11 Msun是主要干合并在组装历史中占主导地位的标度。我们讨论了自z ~ 1以来的三种与我们的测量结果相一致的合并历史模型。在这三个模型中，当M* > 3x10^10 Msun时，干合并导致了色-M * 关系的平坦化，湿合并只在较小的质量下起作用。当M* > 2 x 10^11 Msun时，一个模型中的合并历史主要是由主要的干合并而不是次要的干合并所主导，正如轴比和颜色梯度趋势所表明的那样。在另一个例子中，虽然大合并和小合并都发生在高质量端，但小合并主要有助于ICL的形成，而不是中央大质量星系的质量增长。最后一个模型假设最红的天体是由主要和次要的干合并组合而成的。
2010-11-05 astro-ph.CO
Purely dry mergers do not explain the observed evolution of massive early-type galaxies since z = 1
一些研究表明，观测到的大质量早型星系（ETG）的大小演化可以解释为干合并和祖星系偏差的组合，至少从z \sim 1。在本文中，我们进行了一个新的测试的干合并的情况下，最近的透镜测量的ETGs的质量密度分布的演变。我们建立了一个理论模型，描述了在宇宙学模拟给出的速率下，由干合并驱动的尺寸和质量密度剖面斜率γ'的联合演化。这种干并合模型预测了γ'随宇宙时间的强烈减小，与从红移范围0<z<1的观测中推断的几乎恒定的γ'不一致。然后，我们用一个简单的玩具模型表明，合并中适量的冷气--与ETG中最近恒星形成的上限一致--足以使模型与测量结果相一致。通过拟合的气体吸积合并过程中的量，我们发现，模型与耗散的大小和密度斜率的演变与观察是一致的，如果\sim 4%的总最终恒星质量来自气体吸积自z \sim 1。在> 99%CL时，排除了混合模型。因此，我们提出了一个方案，大规模ETG的外部区域的恒星和暗物质的吸积增长，而少量的耗散和核恒星的形成合谋保持质量密度分布恒定和近似等温。
2014-03-19 astro-ph.CO
The Space Density Evolution of Wet and Dry Mergers in the Canada-France-Hawaii Telescope Legacy Survey
我们分析了来自加拿大-法国-夏威夷望远镜遗产巡天的1298个红移达到z=0.7的合并星系，这些星系取自Bridge等人（2010）提出的目录。通过分析这些系统的内部颜色，我们表明，所谓的湿和干合并演变在不同的意义上，并量化这些系统的空间密度。湿合并的局部空间密度与干合并的局部空间密度基本相同。总的合并率的演变是适度的z ~ 0.7，虽然湿和干种群有不同的进化趋势。在较高的红移，干合并对总合并星系人口的贡献较小，但这被湿合并贡献的大致相等的增加所抵消。通过比较早型星系的质量密度函数和合并系统的相应质量密度函数，我们发现，并不是所有质量最高的主要合并（M_stellar > 10^11 M_solar）最终都会产生质量最大的早型星系，除非合并的时间尺度比通常假设的要长得多。另一方面，如果我们假设只有质量较小的早型星系通过合并形成，通常假设的合并时间尺度为~ 0.5-1 Gyr，则与数据相当一致。由于中低质量的椭圆星系比大质量的椭圆星系要常见10 ~ 100倍，所以早期类型星系起源的层次解释可能对绝大多数早期类型星系是正确的，即使对大质量的星系是不正确的。
2010-12-07 astro-ph.CO
An upper limit to the dry merger rate at <z> ~ 0.55
在2dF-SDSS LRG和类星体（2SLAQ）红移巡天中，我们测量了动态紧密对（投影分离小于20 $h^{-1}$ kpc，速度差小于500 km s $^{-1}$）中的亮红星系（LRGs）的比例，以估计具有$-23 < M(r)_{k+e,z=0.2} +5 \log h < -21.5$和$0.45 < z < 0.65$的星系的干合并率。对于光度比为$1:4$或更大的星系，我们确定$5σ$的合并分数上限为1.0%，合并率为$< 0.8 \times 10^{-5}$ Mpc $^{-3}$ Gyr $^{-1}$（假设所有对在动力学摩擦所设定的最短可能时间尺度上合并）。这是显着小于理论模型的预测，并表明，主要干合并没有贡献的红色序列在$z < 0.7$的形成。
2010-01-04 astro-ph.CO
Major Dry-Mergers In Early-Type Brightest Cluster Galaxies
我们寻找正在进行的主要干合并在一个精心挑选的样本本地Brilliant集群Galerie（BCGs）的C4集群目录。在515个红移在0.03 ~ 0.12之间的早型BCGs中，有18个处于主要干合并状态，它们被选择为具有$r$ -带星等差$\dm<1.5$和投影间隔$\rp<30$ kpc的对（或三重），并在残差图像中以显著不对称的形式显示出相互作用的特征。我们发现，BCGs在主要干合并的分数增加与丰富的集群，符合这一事实，即丰富的集群通常有更多的大规模（或发光）的BCGs。我们估计，现今早期型BCGs可能经历了平均$\sim 0.6 (\tmerge/0.3\Gyr)^{-1}$主要干合并，并通过这一过程增加了它们的光度（质量）的平均$15% (\tmerge/0.3\Gyr)^{-1} (\fmass/0.5)$以来$z=0.7$，其中$\tmerge$是合并的时间尺度和$\fmass$是平均质量分数的同伴星系添加到中央的。我们还发现，主要的干合并似乎并没有提高在BCG的无线电活动。我们的研究表明，星系团中包含BCGs的主要干合并在本域宇宙中并不罕见，它们是BCGs形成和演化的重要通道。
2009-04-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The coordinated key role of wet, mixed, and dry major mergers in the buildup of massive early-type galaxies at z<~1
分层模型预测，大质量早型星系（mETG）来自宇宙中发生的最大质量和最激烈的合并序列。然而，最近的一些观察结果质疑湿，混合和干的主要合并在组装的mETG的作用。我们已经开发了一个半分析模型来测试mETG的主要合并起源假设的可行性，只是占星系演化的主要合并严格的观测报告的影响。该模型证明，仅考虑湿主合并/混合主合并/干主合并的协同效应，重现自z~1以来观测到的mETG数密度演化是可行的。它还可以调和由分层模型和mETG的大规模缩小数据得出的不同组装红移，只是考虑到在某个红移处观察到的mETG不一定是从那时起就存在的。该模型预测，湿的主要合并控制了mETG的积累，因为z~1，虽然干和混合合并也发挥了重要作用，这一组装的大部分发生在0.7<z<1，几乎冻结在z<~0.7，因为从那时起，每个现有的mETG发生的主要合并的数量可以忽略不计。该模型表明，主要的合并是观测到的质量从蓝色星系云的大质量端迁移到红色序列的最后~8 Gyr的主要驱动力。
2010-11-15 astro-ph.CO
Evidence of major dry mergers at M* > 2 x 10^11 Msun from curvature in early-type galaxy scaling relations?
对于早型星系，恒星质量与大小、速度色散、表面亮度、颜色、轴比和颜色梯度之间的相关性都表明，M* = 3 x 10^10 Msun和M* = 2 x 10^11 Msun这两个质量尺度是特殊的。较小的规模可能标志着湿和干合并之间的过渡，或者它可能与SN和AGN反馈之间的相互作用，虽然这种过渡的定量措施可能会受到形态污染。在更大的规模，平均轴比和颜色梯度是最大的，并且在它之上，颜色更红，尺寸更大，速度分散小于基于较低M* 的缩放的预期。与此相反，颜色-西格玛关系，实际上，大多数西格玛的标度关系，不是弯曲的：它们被一个单一的幂律很好地描述，或者在某些情况下，几乎完全平坦。当主要的干合并体改变质量、大小、轴比和颜色梯度时，它们对颜色或速度频散的影响要小得多，因此，sigma > 150 km/s时的标度关系没有显示出特征，而大小-M *、b/a-M *、颜色-M * 和颜色梯度-M * 的标度关系则显示出特征。表明M* = 2 × 10^11 Msun是早型星系聚集历史中主要干合并的尺度。
2011-01-19 astro-ph.CO
On the buildup of massive early-type galaxies at z<~1. II- The coordinated key role of wet, mixed, and dry major mergers
分层模型预测，今天的大质量早型星系（mETG）已经完成了他们的组装在一个相当晚的宇宙时代（z~0.5），直接冲突与星系质量缩小。在Eliche-Moral等人（2010）中，我们提出了一个半分析模型，该模型预测从z~1到现在，mETG的数量密度将增加约2.5倍，这只是解释了观测严格报告的主要合并的影响。在这里，我们描述了相对的，协调的作用，湿，混合，和干的主要合并在推动这一大会。根据观测结果，模式预测：1）自z~1以来，湿主合并控制了mETG的形成，尽管干合并和混合合并也对mETG的形成有重要贡献：2）mETG的形成主要发生在0.7<z<1的~1.4 Gyr时间段内，在z<~0.7时几乎冻结; 3）这种冻伤可以解释为自z~0.7以来观测到的主要合并分数的减少，这意味着主要合并（特别是干事件）在最后~6.3 Gyr期间对mETG组装的贡献可以忽略不计;（4）主要的并合是使z~1以来红序的尾端恒星质量加倍的原因。最引人注目的模型预测是，在z~1处存在的mETG中，至少~87%不是当今mETG的被动演化的高z对应物，而是它们的贫气体祖先。这意味着<~5%的当前mETG自z~1以来已经真正到位。该模型推导出与分层模型（z~0.5）一致的当今mETG最终组装的红移，同时再现了在z<~1时观察到的mETG的积累。（节录）
2010-03-02 astro-ph.CO
The influence of galaxy mergers on the mass dispersion of brightest cluster galaxies
最亮的星系团的绝对星等变化非常小，几乎与星系团的所有其他物理性质无关，例如，它的空间延伸和丰富性。问题是，所观察到的小散射是否与集群的动力学演化的假设是兼容的。这是调查的帮助下，集群模拟的结果进行统计分析。潜在的相互作用过程是较小星系的合并（也是毁灭），形成巨大的星系。团簇本身应该处于维里平衡。我们发现，合并过程的进化重要性随着规模的减小而增加。丰富的集群以及它们最明亮的成员进化得很慢，而紧凑的群体以及它们最明亮的成员进化得更快、更猛烈。我们还发现，合并过程的数量导致的最亮的集群星系（BCG）的增长是足够小的，以保持BCG的质量色散低于测量值。我们的模拟证实，只是初始分布函数的组合和随后的合并，形成BCG可以解释显着的小方差的平均BCG质量之间的星系团的不同大小和不同数量的星系。
2009-06-17 astro-ph.CO
Evolution along the sequence of S0 Hubble types induced by dry minor mergers. II - Bulge-disk coupling in the photometric relations through merger-induced internal secular evolution
星系合并被认为是透镜状星系（S 0）演化的可疑机制，即使是轻微的诱导结构变化的基础上，是难以调和的光度标度关系中观察到的强烈的膨胀盘耦合的S 0的。我们检查由干燥的中间和次要合并引起的S 0的演化是否可以再现它们的光度标度关系，分析Eliche-Moral等人（2012）提出的合并模拟的膨胀盘分解。合并诱导的光度平面的演化与S 0的数据兼容，即使在那些指示一个强大的膨胀盘耦合。在某些情况下，合并驱动所观察到的光度关系的形成，而在其他情况下，它们会引起与数据兼容的轻微分散。因此，这种演化机制倾向于保持这些标度关系。在这些光度平面的形态类型分离，合并总是导致向该地区的人口S 0的演变。的隆起和磁盘的结构耦合被保存或加强，因为合并触发内部长期过程中的主要磁盘，诱导显着的隆起增长，即使这些模型不诱导酒吧。因此，中间和次要的合并可以被认为是合理的机制，为S 0的出席其光度标度关系的演变，因为它们可以保存，甚至加强任何预先存在的结构膨胀盘耦合，触发显着的内部长期演变（即使在没有酒吧或耗散效应）。这意味着，在现今的早型盘中，可能很难将纯粹内部长期演化的影响与合并驱动的影响分开。
2013-03-04 astro-ph.CO
Evolution along the sequence of S0 Hubble types induced by dry minor mergers. I - Global bulge-to-disk structural relations
最近的研究认为，星系合并不是S0演化的重要驱动力，因为合并不能保持这些星系中观测到的凸起和盘尺度长度之间的耦合，并且它们的比率与S0哈勃类型缺乏相关性。我们调查是否产生碰撞的中间和次要合并到S0星系的N-体模拟的残留物演变履行全球结构关系观察到这些星系的凸起和磁盘之间。不同的初始膨胀盘比的主要S0被认为是，以及不同的卫星密度，质量比，和轨道的遭遇。我们分析了最终形态的残留物的图像模拟典型的观测条件的S0调查。我们推导出凸起+磁盘分解的最后残留物比较其全球的凸起磁盘结构与观测。我们发现，所有的残余物目前未受干扰的S0形态根据专门调查的处方。干的中、小型合并引起显著的球核生长（S0c → S0b和S0b → S0a），但对球核和盘尺度长度的影响很小。因此，如果这两个组件之间的耦合在合并之前就存在，那么相遇不会破坏这种耦合。这一事实提供了一个简单的解释，缺乏相关性之间的比例的凸起和磁盘的规模长度和S 0哈勃类型的观测报告。这些模型证明，干燥的中间和次要合并可以诱导全球结构演化的序列中的S0哈勃类型与观测兼容，这意味着这些过程不应该被丢弃的演化场景中的S0的只是在这些星系的凸起和磁盘尺度长度之间观察到的强耦合的基础上（删节）。
2012-09-24 astro-ph.CO
Optical IFU Observations of the Brightest Cluster Galaxy NGC 4696: The Case for a Minor Merger and Shock-excited Filaments
利用澳大利亚国立大学Siding Spring天文台2.3米望远镜的宽视场光谱仪（WiFeS）对半人马座星系团核心附近（z ~ 0.01）最亮的星系团星系NGC 4696进行了深光学积分场光谱观测。我们调查的形态，运动学和激发的发射线丝，并讨论这些在一个未成年人合并模型的背景下。我们认为，在这个对象中的发射线细丝有其起源于吸积的气体丰富的星系，他们被激发的v ~100-200公里/秒的冲击驱动到冷的细丝气体的冲压压力的跨音速通道的合并系统通过热晕气体的NGC 4696。
2010-09-16 astro-ph.CO
Mass and size growth of early-type galaxies by dry mergers in cluster environments
我们进行干合并模拟研究干合并在高密度环境中的早型星系的大小增长的作用。我们取代维里化的暗物质晕获得了一个大的宇宙学$N$体模拟与$N$体星系模型由两个组件，一个恒星隆起和暗物质晕，具有更高的质量分辨率比宇宙学模拟。然后，我们重新模拟了9个星系团形成区，其质量范围从1 e +14 Msun到5e+14 Msun。质量和大小的恒星凸起也被假定为满足高Z紧凑的大质量早型星系的恒星质量-大小关系。我们发现，干主要合并相当大的贡献的质量和大小的增长，中央大质量星系。在$z=2$和$z=0$之间，一次或两次干燥的主合并会使平均恒星质量增加一倍，平均大小增加四倍。这些生长与观察结果一致。此外，我们模拟的中心大质量星系的密度分布是从内向外增长的，这与最近的观测结果一致。质量-尺寸演化近似为R propto M_{*} ^{alpha}，α约为2.24。我们模拟的大多数星系都是通过干合并有效地生长的，它们的恒星质量-大小关系与在本地宇宙中观察到的相匹配。结果表明，团晕中的中心星系是高z（z ~ 2-3）致密大质量早型星系的潜在后代。这一结论与以往研究致密大质量早型星系形成和演化的数值研究结果一致。
2016-01-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dry minor mergers and size evolution of high-z compact massive early-type galaxies
最近的观测表明，高z（z \sim 2 - 3）早型星系（ETG）比z \sim 0的质量相当的星系更紧凑。这种规模演变最有可能用“干合并Sceanario”来解释。然而，以前的研究基于这一方案是不能够一致地解释这两个性质的高z紧凑的大质量ETG和本地ETG。我们研究了多个连续的干子合并对紧凑的大质量ETG的尺寸演化的影响。从千年模拟数据库的分析，我们表明，这种轻微的（恒星质量比$M_{2}/M_{1} < 1/4$）合并是非常常见的层次结构形成过程中。我们进行N体模拟的顺序未成年人合并与抛物线和迎面轨道，包括一个暗物质组件和恒星组件。次并合的典型质量比为$1/20 < M_{2}/M_{1} < 1/10$。我们表明，在我们的模拟中，紧凑的卫星星系的连续小合并是最有效的促进大小的增长和减少的速度分散的紧凑的大规模ETG。合并残留物的恒星大小和密度的变化与最近的观测结果一致。此外，我们使用千禧年模拟数据库构建的合并历史的候选人的高z紧凑的大质量ETG，并估计的干小合并方案的星系的大小增长。我们可以重现$z=2$和$z=0$之间的平均尺寸增长因子，假设在我们的模拟中，在连续的小合并过程中获得的最有效的尺寸增长。然而，我们注意到，我们的数值结果是唯一有效的合并历史与典型的质量比1/20和1/10之间的抛物线和迎面轨道，我们最有效的尺寸增长效率可能是一个上限。
2012-09-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The importance of major mergers in the build up of stellar mass in brightest cluster galaxies at z=1
最近独立的数值模拟和观测结果表明，最亮的星系团（BCGs）在z~0.9和z~0.2之间增加了近2倍的恒星质量。数值模拟进一步表明，超过一半的质量是通过主要的合并吸积。使用18个遥远的星系团的样本，其中有超过600个光谱确认的集群成员，我们寻找观测证据，主要合并确实发挥了重要作用。我们发现一个主要的合并率为0.38 +/- 0.14合并每Gyr在z~1。虽然不确定性，这源于我们的样本的小尺寸，是相对较大的，我们的速度是一致的，从数值模拟的结果。如果我们假设这个速率持续到今天，并且在这些合并过程中，伴星的一半质量被吸积到BCG上，那么我们发现这个速率可以解释通过模拟观察和预测的BCG的恒星质量的增长。因此，大合并似乎在这些非凡星系中恒星质量的积累中发挥着重要作用，甚至可能是主导作用。
2013-05-04 astro-ph.CO
Growth of brightest cluster galaxies via mergers since z = 1
星系团内部的等级组装与Brilliant Cluster Galvanism（BCGs）的演化直接相关，BCGs主导着丰富星系团中心的恒星光。本文利用HST成像数据研究了红移范围0.8 < z < 1.4的14个X射线选择星系团中BCGs的合并数。我们发现，在我们的样本中，星系团之间的BCGs的伴星系数量存在显着差异，这表明在相似质量的星系团中，BCGs可以有非常不同的合并历史。在BCGs周围50 kpc的半径范围内，我们发现平均有6.45个\pm 1.15质量比（伴星：BCG）在1：1和1：20之间的伴星星系。坠落的伴星在大合并（1：1 - 1：2）和小合并（1：3 - 1：20）之间显示出50/50的分裂。当与使用较低红移星系团的类似工作相比时，这些结果表明，在过去，主要和次要合并都更常见。由于合并到BCG的动力学时间尺度是相对较短的回望时间到z ~ 1相比，我们的结果表明，BCG恒星质量可能会增加多达1.8倍，因为z = 1。然而，如果从附近同伴剥离的物质最终在漫射的团内光中，BCGs的生长速率将大大降低。
2013-07-05 astro-ph.CO
SMM J04135+10277: A Candidate Early-Stage "Wet-Dry" Merger of Two Massive Galaxies at z=2.8
我们报告的CO（J=3-2）的发射朝向z=2.846亚毫米选定的星系SMM J 04135 +10277，使用毫米波天文学研究组合阵列（CARMA）的干涉成像。SMM J 04135 +10277以前被认为是一个富含气体的亚毫米级类星体，在文献报道的高z类星体中具有最高的分子气体质量。相对于早期观测，我们的地图在~6x处提高了线性分辨率，空间分辨率为~1.7”尺度，对应于~5.2 kpc的（透镜校正）源半径。他们还揭示了分子气体库，因此，可能是亚毫米辐射，与类星体的宿主星系无关，而是与一个光学暗淡的富含气体的星系有关，该星系距离活动星系核（AGN）5.2”，或41.5 kpc的投影距离。这个被遮蔽的富气星系的动力学质量为M_dyn sin 2（i）=5.6x10^11 M_sun，相当于气体质量分数约为21%。假设z>2的类星体具有典型的M_BH/M* 比，则该系统中的两个星系的质量比约为1.9。我们的研究结果表明，这类星体星暴星系对可能代表了一个罕见的主要，富气/贫气（“湿干”）合并的两个大质量星系在z=2.8的早期阶段，而不是一个单一的，富含气体的活动星系核宿主星系。这样的系统可能在今天的大质量星系的早期积累中发挥重要作用，通过亚毫米发光的星暴阶段，并且可能在低和高红移的静止帧远红外选择类星体样本中隐藏大量。
2013-02-05 astro-ph.CO
Brightest Cluster Galaxy Alignments in Merging Clusters
最亮的星系团（BCGs）和它们的宿主星系团的方向往往是一致的，但驱动这一现象的机制尚不清楚。为了探讨集群合并在这一过程中的作用，我们量化的对齐38个BCGs在22个集群进行重大合并（$\sim 1$陀螺仪后，第一个近心）。我们发现的路线完全一致的集群一般。这表明，对齐是强大的主要集群合并。相反，如果主要的集群合并实际上有助于定位BCG，则这样的过程会迅速起作用，因为定位在第一个近心点之后的$\sim 1$ Gyr内。
2019-03-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Major Cluster Mergers and the Location of the Brightest Cluster Galaxy
使用大N体宇宙学模拟并结合星系形成的亚网格处理，我们研究了LCDM宇宙中共动体积（100 Mpc）^[3]中星系和星系团群的形成和演化。在z = 0时，我们的计算体积包含1788个质量M_cl > 1.1x10^12 Msun的星系团，其中包括18个质量M_cl > 10^14 Msun的大质量星系团。它还包含1088797个质量M_gal > 2x10^9 Msun，光度L > 9.5x10^5 Lsun的星系。对于每个星团，我们确定了最亮的星团星系（BCG）。然后，我们计算了BCG不是投影中最接近星系团中心的星系团的分数f_BNC，以及Dv/s的比值，其中Dv是BCG和整个星系团之间的径向速度差，s是星系团的径向速度色散。f_BNC从低质量星系团（M_cl ~ 10^12 Msun）的0.05增加到高质量星系团（M_cl > 10^14 Msun）的0.5，与星系团红移无关。Dv/s的值在0到1.8之间变化。这些结果与先前的观测研究一致，并表明中心星系范式，即BCG应该在星系团的中心休息，通常是有效的，但例外情况太常见而不能忽视。对模拟中18个最大集群的合并树分析显示，其中16个集群在过去经历过重大合并。这些合并使每个集群处于非平衡态，但最终集群会进入平衡状态，除非它被另一个重大合并所干扰。我们发现的证据表明，这些合并是负责偏心的位置和特殊的速度的一些BCGs。因此，我们的研究…
2014-03-12 astro-ph.CO
A Novel Approach to Constrain the Mass Ratio of Minor Mergers in Elliptical Galaxies: Application to NGC 4889, the Brightest Cluster Galaxy in Coma
小合并被认为是大质量椭圆星系的形成和结构演化的重要因素。在这项工作中，我们报告发现了一个系统的四个壳功能的后发座星系团的最明亮的成员之一，NGC 4889，使用哈勃太空望远镜和斯隆数字巡天的光学图像。这些壳层与主星系的主轴对齐，很可能是由一个小卫星星系的吸积形成的。我们对NGC 4889及其附近许多重叠的邻近星系进行了详细的二维光度分解。这个全面的模型不仅使我们能够牢固地检测到低表面亮度的外壳，而且至关重要的是，还可以准确地测量它们的亮度和颜色。壳层比主星系中相同半径的底层恒星更蓝。我们利用壳层的颜色和后发座星系团的颜色-星等关系来推断其前身星系的光度（或质量）。NGC 4889中的壳层似乎是由一个中等光度（M_I~-18.7等）盘状星系（S0或螺旋星系）的微小合并产生的，其光度（质量）比为90：1。在这项工作中提出的新方法可以用来解码化石记录印在光度子结构的其他附近的早期型星系。
2013-05-22 astro-ph.CO
Evolution induced by dry minor mergers onto fast-rotator S0 galaxies
我们分析了无碰撞的N体模拟的中间和次要的干合并到S 0的，以测试这些合并是否可以产生S 0星系的运动学之间的快速和缓慢的旋转。我们发现，未成年人合并诱导较低的减少的全球旋转支持比遇到较低的质量比，这将导致在S 0之间的快速和缓慢的旋转器的中间属性。由此产生的残留物本质上是更三轴，更少的扁平，并跨越整个范围的表观椭圆度高达$ε_\mathrm{e} \sim 0.8$。它们在随机投射中并没有表现出比最初更低的明显椭圆度;相反，椭圆形扭曲的形成和椎间盘增厚增加了$0.4 < ε_\mathrm{e} < 0.7$的投射百分比。在实验中与S 0 b的祖先星系，轻微的合并往往会旋转的隆起和略有减少其固有的椭圆率，而在初级S 0 c星系的情况下，他们保持旋转的支持几乎恒定的隆起和显着降低其固有的椭圆率。残留的凸起保持近似球形（$B/A \sim C/A > 0.9$），但显示出宽范围的三轴度（$0.20 < T < 1.00$）。在速度的全局各向异性（$δ$）与内禀椭圆率（$ε_\mathrm{e,intr}$）的平面上，我们的一些模型将在以前的主要合并模拟中发现的线性趋势向更高的$ε_\mathrm{e,intr}$值延伸，而另一些则偏离了它。这与图中真实S 0所表现出的宽分散相一致，而椭圆则遵循主要合并模拟所绘制的线性趋势。椭圆星系和S 0星系在$δ$ - $ε_\mathrm{e}$图…
2014-03-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Merger-driven evolution of the effective stellar initial mass function of massive early-type galaxies
早型星系的恒星初始质量函数（IMF）是原地形成的恒星布居的IMF和吸积的恒星星族的IMF的组合。作为一个可观察的有效IMF $α_{IMF}$，定义为一个星系的真实恒星质量和恒星质量之间的比率推断假设萨尔彼得IMF，我们提出了一个理论模型，其演变的结果干合并。我们使用一个简单的干合并演化模型，宇宙学$N$体模拟的基础上，与经验激励的IMF处方作出预测的大规模早期型星系的有效IMF如何从$z=2$到$z=0$的变化。我们发现，个别星系的IMF归一化随着时间的推移变得更轻。在固定的速度色散，$α_{IMF}$被预测为常数与红移。尽管系统性的不确定性阻止了一个结论性的声明，但目前对国际货币基金组织演变的限制与这一预测有点紧张。$α_{IMF}$与恒星质量的相关性随时间变浅，而$α_{IMF}$与速度色散的相关性在干合并中基本保持不变。我们还发现，干合并可以混合依赖的IMF恒星质量和速度色散，使其具有挑战性的推断，从$z=0$观测全球银河系的属性，什么是最初与IMF耦合的量。
2016-07-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Using the data set of The Three Hundred project, i.e. a suite of 324 hydrodynamical resimulations of cluster-sized haloes, we study galaxy cluster mergers and their effect on colour and luminosity changes of their brightest cluster galaxies (BCG). We track the main progenitor of each halo at z=0 and search for merger situations based on its mass accretion history, defining mergers as very rapid increases in the halo mass. Based upon the evolution of the dynamical state of the cluster we define a pre- and post-merger phase. We create a list of all these events and statistically study their mass…
2022-01-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mergers in Galaxy Groups - I. Structure and Properties of Elliptical Remnants
我们提出了无碰撞的模拟干合并在3至25个星系的集团，以测试的假设，椭圆星系形成在这样的群体的中心。对中央残留物的模拟观测证实了它们与椭圆星系的相似性，尽管没有耗散成分。我们改变了原来的螺旋的凸起的轮廓，并发现从螺旋指数凸起形成的椭圆星系有太低的Sersic指数。与德沃库勒（de Vaucouleurs）（经典）隆起合并的螺旋星系产生了与光度相关的较大Sersic指数的残留物，就像SDSS椭圆星系一样。指数膨胀合并更适合暗椭圆星系，而经典膨胀合并更适合亮椭圆星系。类似地，明亮的椭圆星系在经历多次（>5次）合并的残留物中能更好地再现，而较暗的椭圆星系在合并较少的残留物中能更好地再现。残留物遵循紧密的尺寸-光度和速度色散-光度（Faber-Jackson）关系（<0.12 dex散射），表明如果合并星系也遵循紧密的标度关系，随机合并可以产生紧密的标度关系。大小-光度关系和Faber-Jackson关系的斜率与观测值接近，但前者的斜率略浅。这两个关系的截距都是偏移的-残余物太大，但在固定光度下色散太低。一些残留物显示出大量的（v/σ> 0.1）旋转支持，尽管大多数是慢旋转的，很少是非常快的旋转的（v/σ> 0.5）。这些研究结果与以往的研究结论，耗散必要的产生椭圆从二进制合并的螺旋。多个，大多是小的和干的合并可以产生明亮的椭圆星系，而显着的耗散可能需要产生微弱的，快速旋转的椭圆星系。
2013-09-16 astro-ph.CO
The Fundamental Plane of Galaxy Group Mergers
我们提出了一系列的数百个星系团合并的无碰撞模拟。这些模拟旨在测试椭圆星系的属性-包括关键的基本平面尺度关系，形态和运动学-是否可以通过星系群中的干多合并同时再现。初步结果显示，星系群合并可以产生椭圆形的残余物，即使没有来自星暴的中心耗散成分。这意味着，星系群中的多次合并是形成椭圆星系的另一种途径，而椭圆星系很可能是发光椭圆星系的主要来源。
2012-09-07 astro-ph.CO
Angular Momenta, Dynamical Masses, and Mergers of Brightest Cluster Galaxies
利用甚大望远镜（VLT）上的VIMOS积分场单元（IFU）摄谱仪，我们对位于红移$z=0.1$内的10个附近的布里渊星系团星系（BCGs）和4个BCG伴星系的运动学性质进行了空间测绘。在分级形成模型中，这些大质量星系$(10^{10.5} M_{\odot} < M_{dyn} < 10^{11.9} M_{\odot})$预计将比低质量星系经历更多的合并，模拟表明，干次要合并可以消除角动量。利用SAURON和ATLAS \textsuperscript{3D}团队提出的$λ_{Re}$参数检验了BCGs是否具有低角动量，并结合Sloan数字巡天（SDSS）测光分析了BCGs的合并状态。我们发现30%（3/10）的BCGs和100%（4/4）的伴星系是ATLAS \textsuperscript{3D}标准定义的快转星系。我们最快的旋转BCG有一个$λ_{Re}=0.35\pm0.05$。我们增加的BCGs分析的数量从1在合并的SAURON和ATLAS \textsuperscript{3D}调查到11 BCGs的总数，并发现，以上$M_{dyn}\sim11.5 M_{\odot}$，几乎所有的星系，无论环境是缓慢的旋转。为了寻找最近合并的迹象，我们分析了每个系统的光度学，并使用$G-M_{20}$选择标准来识别合并。我们发现，我们的BCG中有$40\pm20$ %目前正在进行或…
2013-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Witnessing the Formation of a Brightest Cluster Galaxy in a Nearby X-ray Cluster
星系团中的中央主导星系构成了宇宙中最大质量和最明亮的星系。尽管如此，这些最亮的星系团（BCGs）的形成及其对周围星系团环境的影响仍然知之甚少。在这里，我们提出了多波长观测附近的穷人X射线集群MZ 10451，在这两个过程中可以研究前所未有的细节。钱德拉对星系团核心的团内介质（ICM）的观测表明，该系统保留了一个冷的核心和一个中心金属过剩。这表明，任何合并引起的ICM加热和混合在这一阶段保持适度。潮汐剥离的恒星周围看到的任何星系可能代表一个新兴的集群内的光组件，中央ICM丰度的增强可能有显着的贡献，从原位富集提供这些恒星。较小的合并星系显示出保留了热气晕的证据，以及一些模糊的恒星形成的初步证据，这表明并非所有低红移的BCG主要合并都是完全无耗散的。这两个星系都稍微偏离了ICM发射的峰值，所有三个星系都位于一个大致与ICM大尺度伸长一致的轴上。我们的数据是一致的图片中，中央BCGs建立的合并靠近集群的核心，由星系落在径向轨道上与宇宙细丝喂养集群对齐。
2010-05-19 astro-ph.CO
Close companions to Brightest Cluster Galaxies: Support for minor mergers and downsizing
我们确定密切的同伴Brilliant星系团Galerie（BCGs）的目的是量化这些星系通过合并增长的速度。通过利用深测光数据的CFHTLS，我们探测每BCG（NC）的光度比下降到那些对应于潜在的未成年人合并的20：1的同伴的数量。我们还测量了每个星系伴星的平均光度（Lc）。我们发现，NC和LC急剧上升的光度比的BCGs，和其他明亮的，红色的，星系团星系的控制样本。BCG的趋势上升得更陡，导致更多的亲密伴侣。对于BCG的50 kpc内的伴随物，Nc= 1.38+/-0.14和Lc=（2.14+/-0.31 x10 ^（10）L_sun;对于非BCG的光度匹配对照样品的50 kpc内的伴随物，Nc=0.87+/-0.08和Lc=（1.48+/-0.20 x10 ^（10）L_sun。这表明，与其他类似的发光星系相比，BCGs可能会经历更多的合并。此外，与本地明亮的红色星系样本相比，本研究中提出的更遥远的样本（红移在0.15-0.39之间）显示出更高的Nc，这表明更年轻和更小的BCGs仍在经历分级形成。使用千年模拟，我们的模型和估计的污染水平，由于不相关的星系团星系。在50千秒差距的预测距离内，有50%的星系被闯入，但在30千秒差距内，有60%的伴星是真正的物理伴星。我们的结论是，结合合并的候选人的光度下降到20：1的光度比可以增加多达10%的质量，一个典型的BCG超过0.5Gyr在红…
2012-06-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
A close-pair analysis of damp mergers at intermediate redshifts
我们研究了加拿大-法国-夏威夷望远镜遗产巡天中发现的约2800个0.1<z<1.2的候选密偶星系的运动学。这些系统的光谱是使用6.5米麦哲伦和5米海尔望远镜上的光谱仪获得的。这些数据使我们能够限制在中等红移的干合并率，并测试“热晕”模型淬火的恒星形成。使用Leauthaud等人（2011）发表的动力学质量和恒星质量之间的相关性估计的维里半径，我们发现大约1/5的候选对可能共享一个共同的暗物质晕（我们的密切物理关联度量）。使用Chou et al.（2011）中介绍的静止帧颜色分类方法将这些对分为红-红、蓝-红和蓝-蓝系统。在我们的样本中被归类为红色的星系有非常低的恒星形成率，但它们不需要完全静止，因此我们称它们为“潮湿”系统，而不是“干燥”系统。在校正已知的选择效应后，蓝-蓝对的比例显著大于红-红和蓝-红对的比例。在我们的样本中几乎完全没有红-红对，这表明在z~0.5时湿合并是罕见的。我们的数据支持短合并时间尺度（<0.5 Gyr）的模型，其中恒星形成在合并的早期阶段增强，但在后期阶段淬灭。热晕模型可以解释这种行为，但只有当维里冲击加热气体是低效的，直到主要的合并几乎完成。
2012-10-09 astro-ph.CO
Evolution in the structural properties of early-type Brightest Cluster Galaxies at small lookback time and dependence on the environment
目前，SDSS早型BCGs比类似L的早型星系具有更大的Re，无论这些其他物体是否在现场，或者是星团中的卫星（BCGs的Re ~ L）。在固定的M* 和形成时间，BCGs在较低的z是较大的，并具有较小的速度分散，即Re的增加和sigma随着年龄的下降。结果，在z~0.25处，对应于3阶Gyrs的回望时间，对于最亮的BCGs，BCGs比它们的较低z对应物小多达70%：Re演化为（1+z）^{0.85（Mr+21）}。在大部分早期型粒子群中也可以看到类似但较弱的演化：在Mr<-22时，Re演化为（1+z）^{0.7（Mr+21）}，而在Mr>-22时，演化约为（1+z）^{-0.7}，与Mr无关。σ-L相关性也演化为：（1+z）^{-0.2（Mr+21）}在Mr < -22（对于BCGs）和（1+z）^{0.2}对于暗星系。Re和sigma-M* 相关性产生一致的结果。如果早期类型的BCGs是从许多枯燥的小合并而不是几个大合并中成长起来的，那么这些趋势就很容易理解。只有在这样的情况下，BCGs才可能是z~2处超致密星系的后代;主要的干合并（它会使星系的大小与质量成比例地增加）不能使这些星系在z~0处符合BCGRe-M * 关系。我们还比较了我们的早期型BCGs的年龄和大小与卫星。在相同的红移下，BCGs比类似L或M* 的卫星大。虽然两颗卫星和BCGs都有相同的弱年龄-L或年龄-M * 关…
2009-02-09 astro-ph.CO
Molecular Disk Properties in Early-Type Galaxies
我们研究了由富气盘星系合并形成的椭圆星系的CO辐射。在合并驱动的恒星暴增中没有被消耗掉的冷气体很快重新形成一个盘状结构。通过分析各种任意合并轨道，产生一系列的快速到缓慢旋转的残余物，我们发现，分子盘的形成是一个相当常见的结果富含气体的星系合并。因此，如果在早期合并残留物中观察到分子盘，它可能是“湿合并”而不是“干合并”的结果。我们比较了我们模拟的磁盘的物理特性（例如大小和质量），并发现与最近的观测结果相当吻合。最后，我们讨论了这些磁盘的可探测性，以帮助未来的观察。
2010-08-12 astro-ph.CO
The Greater Impact of Mergers on the Growth of Massive Galaxies: Implications for Mass Assembly and Evolution Since z~1
利用GOODS-N中Subaru望远镜MOIRCS的深红外观测资料，结合GOODS-S中的公开观测资料，研究了密偶分数（5 kpc < r < 20 kpc）和隐含的并合速率与恒星质量、M * 和星系类型的关系。与最近的一些研究一样，我们发现可能导致主要合并的成对系统的比例很低（~4%），并且随着红移到z~1.2，（1+z）^{1.6 \pm 1.6}，不会显著增加。我们的主要发现是，M_* > 1 E11 Msun的大质量星系比质量较小的星系（M_* ~ 1 E10 Msun）更有可能拥有并合伴星系。我们发现的证据更高的对分数为红色，球形主机相比，蓝色，晚型系统，在小尺度上的聚类的基础上的预期。在z~0.5时，M_* > 3E 10 Msun的近50%的星系对是早型星系间所谓的“干”合并，而在z~1时，这一比例不到30%。这一结果可以解释为这些质量的红色早型星系数量的增加。我们比较了不同质量的星系的体积合并率与星系演化中的质量相关趋势，发现主要的合并不能完全解释自z~1以来球状星系的形成。在质量组装方面，M * ~ 3E 10 Msun以下星系的主要合并对星系的增长贡献不大，但在M * > 1 E11 Msun的星系中，主要合并对星系的增长贡献更大，其中30%的星系在观测到的红移范围内发生了主要的干合并。总的来说，相对更快的合并高质量星系反映了预期的层次增长的晕，是符合最近的模型…
2009-02-06 astro-ph.CO
Galaxy formation from dry and hydro simulations
讨论了干、湿合并对椭圆星系标度律的影响。研究发现，在高红移下，宇宙学SL之后，在既存的暗物质晕中，可能存在着由富气体和clusified恒星分布的快速坍缩而形成的星系SL，与（少量）低红移下的星系合并是相容的。
2009-08-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
We investigate the formation of brightest cluster galaxies (BCGs) in the TNG300 cosmological simulation of the IllustrisTNG project. Our cluster sample consists of 700 haloes with $M_{200} \geq 5 \times 10^{13} \, \mathrm{M}_{\odot}$ at $z=0$, along with their progenitors at earlier epochs. This includes 280 systems with $M_{200} \geq 10^{14} \, \mathrm{M}_{\odot}$ at $z=0$, as well as three haloes with $M_{200} \geq 10^{15} \, \mathrm{M}_{\odot}$. We find that the stellar masses and star formation rates of our simulated BCGs are in good agreement with observations at $z \lesssim 0.4$, and tha…
2023-02-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Colour Gradients and the Colour-Magnitude Relation: Different Properties of Brightest Cluster Galaxies and E/S0 Galaxies in the Sloan Digital Sky Survey
我们研究了斯隆数字巡天中约5000个布里渊星系团星系（BCGs）的色-星等关系，并与非BCGE/S 0星系进行了比较。BCGs的颜色-星等和颜色-sigma（速度色散）关系的斜率比非BCG E/S 0的更平坦（大约是2倍），BCGs也倾向于在g-r上红0.01个星等。我们调查径向颜色梯度在这两个样品中，使用的比率的de Vaucouleurs半径在g和r波段。我们发现BCGs有显着平坦（23%）的平均颜色梯度比其他高亮度E/S 0。在早型星系中，颜色梯度在中等亮度Mr=-22时最强。E/S 0 s的颜色梯度随半径增加（直到10 kpc），并与10 sigma + Mr（相对于光度的速度色散）和质量密度呈负相关。梯度也倾向于随着恒星年龄的增加而减小。这些趋势在BCGs中很弱或看不到，其中平均颜色梯度很低，无论其他属性如何。我们讨论了可能的解释，其中涉及大量的干合并的形成历史的BCGs。
2010-05-07 astro-ph.CO
Evidence for Significant Growth in the Stellar Mass of Brightest Cluster Galaxies over the Past 10 Billion Years
使用新的和已发表的数据，我们构建了一个样本的160个最亮的星系团（BCGs）跨越红移区间0.03 < z < 1.63。我们使用这个样本，其中涵盖了70%的宇宙历史，以测量的BCGs的恒星质量的增长后，校正的BCG的恒星质量和质量的集群，它的生活之间的相关性。我们发现BCGs的恒星质量在z=0.9和z=0.2之间增加了1.8倍。与以前的工作相比，我们的结果更接近半解析模型的预测。然而，相对于z = 0.2的BCGs，z = 0.9的BCGs仍然比这些模型的预测大1.5倍。在z~1处的BCGs中的恒星形成率通常很低，导致大量的质量。相反，很可能大部分的质量积聚主要是通过干合并发生的，其中可能有一半的质量损失到集群的集群内介质中。
2012-08-25 astro-ph.CO
Building the red sequence through gas-rich major mergers
了解红色序列是如何构建的细节是星系演化中的一个关键问题。富气合并与干合并、大合并与小合并或星系合并与气体吸积的相对作用是什么？在Wild et al. 2009中，我们将流体动力学模拟与观测结果进行了比较，以显示富含气体的主要合并如何导致具有强烈的星暴后光谱特征的星系，这是一个很容易在真实宇宙中使用光谱识别的星系群。使用光谱从VVDS深调查z~0.7，和主成分分析技术，以提供足够高的SNR的指标，我们发现，40%的红序列的质量流量可以通过一个强大的后星爆阶段，从而通过丰富的气体主要合并。下一代星系红移巡天提供的更深层次的样本将使我们能够观察到导致恒星形成停止和红色序列形成的主要物理过程。
2009-10-08 astro-ph.CO
Spatial kinematics of Brightest Cluster Galaxies and their close companions from Integral Field Unit spectroscopy
我们提出了积分场单位（IFU）光谱的四个最亮的星系团（BCGs）在z~0.1。其中三个BCG在20 kpc的投影半径内有近伴星，一个在该半径内没有伴星。我们计算出BCGs及其伴星的动力学质量为1.4x10^11<M_dyn（M_solar）<1.5x10^12。我们估计的概率，同伴的BCGs绑定使用所观察到的质量和速度偏移。我们发现，最低质量的同伴（1：4）是没有约束的，而两个几乎相等的质量（1：1.45和1：1.25）的同伴很可能合并与他们的主机BCGs在0.35 Gyr的主要，干合并。我们的结论是，一些BCG继续增长，即使在z~0的主要合并。我们用SAURON小组提出的λ_R参数分析了这些系统的恒星运动学。这为测量BCGs的恒星角动量提供了一种新的独特的方法，并与其他早型星系进行了直接比较。BCGs和它们的同伴有着与其他早期类型星系相似的椭圆率，但质量更大。我们发现并不是所有的大质量星系都具有低的λ_R_e。发现四个BCGs中的一个和两个大质量同伴是具有高角动量的快速旋转星系，从而为星系演化和星系团内光形成模型提供了新的测试。
2011-04-07 astro-ph.CO
Missing black holes in brightest cluster galaxies as evidence for the occurrence of superkicks in nature
我们研究了超反冲对宇宙中最亮星系团中超大质量黑洞的影响。有强有力的观测证据表明，BCGs在后期显著增长（从z=1开始，质量增加到2-4倍），主要是通过与星系团中的卫星星系合并，并且它们被认为是有史以来观测到的最大质量的SMBH。预计这些SMBH也将分层增长，与合并卫星带来的其他SMBH进行一系列合并。由于非对称引力波发射带走了净线性动量，剩余的SMBH经历了相反方向的反冲。反冲可能高达~5000 Km/s（“超级反冲”），将SMBH推出星团外围，其时间相当于星系演化的时间尺度。我们预测，在一些合理的假设下，超级反冲可以有效地从BCGs中喷出SMBH，使它们在本地宇宙中的占据比例降低到0.9<f<0.99的可能范围。未来像ELT和TMT这样的30米级望远镜将能够测量z=0.2的数百个BCG中的SMBH，测试自然界中超级反冲的发生和SMBH合并的强引力状态。
2014-10-01 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
The Effect of Gas Fraction on the Morphology and Time-scales of Disc Galaxy Mergers
富含气体的星系合并比气体较少的合并更容易通过它们的扰动形态来识别。由于星系合并的典型气体分数预计将增加红移，低气体分数合并的计数可能会偏离星系合并率的演变形态估计。为了了解这种偏差的大小，我们探索了气体分数对一系列模拟盘星系合并形态的影响。由此产生的g波段图像，我们确定如何识别主要和次要星系合并通过密切的投影对和定量形态（基尼系数G，最亮的20%的光M20的二阶矩，和不对称性A）的时间尺度取决于重子气体分数f（气体）。在所有质量比的高气体分数合并中，强不对称性持续的时间要长得多，时间尺度从f（气体）~ 20%的>= 3亿年到f（气体）~ 50%的>= 1亿年不等。因此，在部分非对称星系中观察到的强烈的红移演化可能反映了星系气体性质的演化，而不是整体星系合并率。另一方面，通过G-M20识别星系合并的时间尺度与气体分数（~ 2亿-4亿年）的依赖性很弱，这与G-M20合并观察到的弱演化一致。
2009-12-08 astro-ph.CO
The Effect of Many Minor Mergers on the Size Growth of Compact Quiescent Galaxies
在早期宇宙（z~>2）中观测到了半质量半径<~ 1 kpc的大质量星系，而在局域宇宙中没有观测到。在局部宇宙中，相似质量的星系（在2倍之内）往往要大4到5倍。已知干小合并会在不增加质量的情况下推动星系大小的演变，但尚不清楚大小的增长是否足以解释观测结果。我们通过模拟质量比q=1：1（等质量）到q=1：160的合并星系来检验星系通过干合并而成长的假设。在我们的N体模拟中，母星系的总质量翻了一番。我们确认，重大合并不会导致规模的充分增长。这一现象可以用质量比为q=1：5- 1：10的并合来解释。较小的质量比会导致更大的尺寸增长，对于质量比为1：80的合并，增长高达约17倍。对于质量相对较大的较小合并，q ~> 1：20，进入的子星系的质量倾向于落在母星系的晕中。这是由子星系进入母星系中心部分时的潮汐剥离造成的。当小星系的吸积变得更加连续时，当q <~ 1：40时，外来质量倾向于更多地集中在母星系的中心区域。我们推测，这是由合并残余物内部的子星系之间的动态相互作用和质量差异较大时合并时间较长造成的。这些相互作用导致动态加热，导致星系核心内的质量吸积，并降低母星系的圆周速度和密度。
2013-01-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Merging or division. I. Dependencies between the magnitude gap of groups and the morphology of two brightest galaxies
在本研究中，第一和第二排名集团星系的形态类型的依赖性的星等差距进行了研究。结果表明，在具有较大星等差的第一和第二星系群中，椭圆星系的相对数量没有增加（与预期相比，假设这些星系的形态类型不依赖于星等差）。这一结果与合并假说相矛盾。Ambartsumian提出的假设与这一结果并不矛盾。
2017-11-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
The XMM Cluster Survey: The build up of stellar mass in Brightest Cluster Galaxies at high redshift
本文给出了20个z=0.8-1.5的高红移星系团的深J和Ks波段测光结果，其中19个是用斯巴鲁望远镜上的MOIRCS仪器观测到的。通过使用近红外线作为恒星质量的替代物，我们发现了令人惊讶的结果，即自z~1.5以来，布里渊星系团星系团（BCGs）的平均恒星质量一直保持在~ 9 e11 MSol。我们调查的影响，这一结果不同的恒星形成的历史所产生的三个著名的和独立的恒星星族代码，并发现它是强大的合理的，物理动机的选择年龄和金属丰度。通过进行蒙特卡罗模拟，我们发现，结果是不受任何之间的相关性BCG质量和集群质量在观察或模型集群。巨大的恒星质量意味着这些星系的聚集发生在恒星形成的初始爆发的同时。这一结果使我们得出结论，干合并对BCGs的平均恒星质量几乎没有影响，在过去的9-10 Gyr形成鲜明对比的半解析模型的预测，基于分层合并的暗物质晕，这预测了一个更持久的质量建立在哈勃时间。然而，我们讨论的是，如果在同一时期内，在团内光的材料有显着的增长，观察和理论之间的和解是有潜力的。
2010-06-03 astro-ph.CO
The evolution of Brightest Cluster Galaxies in a hierarchical universe
研究了布里渊星系团星系（BCGs）从红移z~1.6到z~0的演化.我们使用Croton等人（2006）的半解析模型，并基于Maraston（2005）的恒星星族和一个新的尘埃消光公式建立了一个新的分光光度模型。我们将K波段光度演化和J-K，V-I和I-K颜色演化的模型预测与一系列数据集进行了比较，包括Collins等人（Nature，2009），他们认为基于Millennium模拟的半解析模型不能再现z>1时BCGs的红色和高光度。相反，我们表明，该模型是在所观察到的光度范围内，并正确地再现了在整个红移范围内的BCGs的颜色演化z~1.6。我们认为，半解析模型的成功在很大程度上是由于一个更复杂的分光光度模型的实施。对模型BCGs的分析表明，自z~1以来，质量增加了~2倍，恒星形成活动下降到低红移。虽然关于BCGs的共识是，他们是被动的演变，我们认为，这一结论是受恒星形成历史和恒星星族模型SED拟合中使用的退化，和无效的玩具模型的被动演化捕捉真实星系的复杂性，特别是那些丰富的合并历史，如BCGs。根据这一论点，我们还表明，在半解析模型的BCG显示了一个现实的混合恒星星族，这些恒星星族大多是老的。此外，模型BCGs的年龄-红移关系遵循宇宙的关系，这意味着考虑到它们的合并历史和恒星形成历史，BCGs的年龄总是由它们的恒星星族的年龄决定。在LambdaCDM宇宙中，我们将这种进化定义为“层…
2012-09-10 astro-ph.CO
Fossil groups origins II. Unveiling the formation of the brightest group galaxies through their scaling relations
化石星系是由一个相对孤立的明亮椭圆星系主导的星系协会，被一群缺乏L* 天体的较小星系包围。我们分析了近红外光度和结构特性的一个样本的20 BGG存在于FGs，以更好地了解其形成机制。使用GASP 2D算法将它们的表面亮度分布拟合到Sersic轮廓。首次导出了这些星系的标度关系，并与非化石星系中的正常椭圆星系和最亮星系团的标度关系进行了比较。本研究中提出的BGG代表了宇宙中最大质量星系的一个子集。我们发现它们的椭圆率分布随银河中心半径的增加而不断增加。我们的化石BCGs密切遵循正常的椭圆形所描述的基本面。然而，它们偏离了中等质量椭圆星系描述的log σ_0与log L_{ K_{s} }和log r_{\rm e}与log L_{ K_{s} }的关系。这发生在这个意义上，我们的BGG有更大的有效半径和更小的速度色散比这些关系所预测的。我们还发现，更多的椭圆星系系统地偏离以前的关系，而更圆的对象不。没有发现类似的相关性与Sersic指数。导出的比例关系可以解释的BGG的形成方案。由于我们的BGG遵循基本面倾斜，但它们的有效半径比中等质量椭圆星系的预期要大，我们认为它们只在演化的早期阶段经历了耗散合并，然后通过随后的干合并组装了大部分质量，这与以前的说法相反，即FG中的BGG主要是由富含气体的星系合并而形成的。
2011-10-03 astro-ph.CO
We explore the redshift evolution of the dynamical properties of massive clusters and their brightest cluster galaxies (BCGs) at $z < 2$ based on the IllustrisTNG-300 simulation. We select 270 massive clusters with $M_{200} < 10^{14}~{\rm M}_{\odot}$ at $z = 0$ and trace their progenitors based on merger trees. From 67 redshift snapshots covering $z < 2$, we compute the 3D subhalo velocity dispersion as a cluster velocity dispersion ($σ_{\rm cl}$). We also calculate the 3D stellar velocity dispersion of the BCGs ($σ_{\rm *,~BCG}$). Both $σ_{\rm cl}$ and $σ_{\rm *,~BCG}$ increase as universe ag…
2022-09-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Interaction-Triggered Star Formation in Distant Galaxies and the Role of Mergers in Galaxy Evolution
在过去的十年里，星系合并率的演变及其对星系性质的影响已经得到了深入的研究。现在很清楚，各种类型的合并，即富气（湿）、贫气（干）或混合合并，以不同的方式影响合并产物。每种类型的合并占主导地位的时代也各不相同。在这个演讲中，我回顾了最近的进展，星系合并率的测量z ~ 3和相互作用触发的恒星形成的水平，使用大样本的各种红移调查。这些结果提供了深刻的见解合并的重要性，在星系的大规模组装历史和星系性质的演变。我也提出了新的结果，在表征星系合并的环境，并讨论了它们的影响，在建立的红序列星系。
2009-10-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Serendipitous discovery of a massive cD galaxy at z=1.096: Implications for the early formation and late evolution of cD galaxies
我们在南GOODS的HUDF区域的一个候选丰富星系团中偶然发现了一个z=1.096的大质量cD星系。这个最明亮的星系团是迄今为止确认的最遥远的cD星系。超深HST/WFC 3图像显示了一个扩展的信封从~10千秒差距开始，达到~70千秒差距的半径沿半长轴。光谱能量分布表明，它的内部和外部包层都是由一个古老的、被动演化的恒星星族组成。cD星系的质量大小关系与大部分静止星系的质量大小关系相同，红移也相似。cD星系有着更高的恒星质量表面密度，但与那些质量更大的，邻近的cD星系有着相似的速度色散。如果cD星系是今天质量更大的cD的祖先之一，那么在过去的~8 Gyrs中，它的大小和恒星质量平均分别增加了$3.4\pm1.1$和$3.3\pm1.3$。这种大小和恒星质量的增加，而不伴随着速度色散的显着增加是一致的演化情景驱动的主要和次要的干合并。如果这样的cD包络源于干合并，那么我们发现的哪怕是一个例子也证明了一些BCG在z=1之前的时期就进入了干合并阶段。我们的数据与理论模型相匹配，理论模型预测在z<1时持续的干合并可以导致类似于今天看到的大质量cD星系的结构。此外，我们的发现是一个惊喜，因为HUDF的极端深度对于揭示z>1时这样一个扩展的cD包络是必不可少的，然而，HUDF只覆盖了天空的一个微小区域。我们的偶然发现表明，这种CD可能比预期的更常见。[摘要]
2013-04-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The bright end of the colour-magnitude relation of cluster galaxies
利用星系形成的半解析模型研究了团星系红序的发展。结果表明，在早型星系中，模拟的RS的总趋势与观测的关系之间有很好的一致性。然而，最明亮的星系（$M_V \lesssim -20$）偏离了观测数据的线性拟合，显示出几乎恒定的颜色。我们分析了不同过程（即，静止恒星形成、盘不稳定性和合并），发现自$z\approx 2$以来，亮端的演化主要由次要和主要干合并驱动。由于最明亮的星系年龄分布很窄（$1.0\times 10^{10}$ yr $<t<1.2\times 10^{10}$ yr），它们的金属丰度是影响它们颜色的主要因素。由于星系内恒星形成和合并卫星吸积所提供的恒星和金属质量的竞争，亮端的Galerkin达到金属丰度的上限。大质量星系（M_ \star \gtrsim 10^{10} M_{\odot} $) contribute with stellar components of high metallicity, but this fraction of stellar mass is negligible. Mergers contribute with a larger fraction of stellar mass ($ \approx 10-20 $ per cent), but the metallicity of the accreted satellites…
2011-07-04 astro-ph.CO
The Effect of Mass Ratio on the Morphology and Time-scales of Disc Galaxy Mergers
大多数星系合并预计是小合并。小合并的观测特征还没有得到很好的理解，因此存在的小合并率的限制。本文旨在解决这个差距，在我们的理解，确定是否以及何时未成年人合并表现出干扰形态，以及它们如何不同于形态的主要合并。我们模拟了一系列不等质量中等气体分数盘星系合并。由此产生的g波段图像，我们确定如何识别星系合并通过投影分离和定量形态（基尼系数G，不对称A，和最亮的20%的光M20的二阶矩）的时间尺度取决于合并质量比，相对取向和轨道参数。我们发现G-M 20对9：1重子质量比合并和1：1重子质量比合并一样敏感，可观测时间尺度约为0.2-0.4 Gyr。相比之下，不对称发现的合并重子质量比在4：1和1：1之间（假设局部盘星系气体分数）。中等气体分数主盘合并的不对称时间尺度为~ 0.2-0.4 Gyr，中等气体分数次盘合并的不对称时间尺度小于0.06 Gyr。相对方向和轨道对形态扰动的时间尺度影响不大。对近星系对的观测研究通常通过选择具有相似光度和/或恒星质量的配对星系来选择主要的合并。因此，发现星系合并的各种方法（G-M20，A，密偶）对不同质量比的星系合并敏感。通过比较由不同技术选择的合并频率，人们可以对大星系和小星系的合并率进行经验限制。
2009-12-08 astro-ph.CO
We present a detailed study of fossil group candidates identified in "Last Journey", a gravity-only cosmological simulation covering a $(3.4\, h^{-1}\mathrm{Gpc})^3$ volume with a particle mass resolution of $m_p \approx 2.7 \times 10^9\, h^{-1}\mathrm{M}_\odot$. The simulation allows us to simultaneously capture a large number of group-scale halos and to resolve their internal structure. Historically, fossil groups have been characterized by high X-ray brightness and a large luminosity gap between the brightest and second brightest galaxy in the group. In order to identify candidate halos tha…
2022-05-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Riding the wake of a merging galaxy cluster
使用WHT OASIS积分场单元观测，我们报告了从Abell 2146中最亮的星系团星系延伸到子星系团X射线冷核心的电离气体薄羽的发现，该子星系团X射线冷核心从BCG偏移约37 kpc。烟羽长度超过15千秒差距，宽度小于3千秒差距。这个羽流的独特之处在于它所在的星系团目前正在经历一次重大的星系团合并。最亮的星系团星系异常地位于X射线激波阵面的后面，并且在冲压压力剥离X射线冷核之后，观察到了最近对BCG破坏的证据。我们研究的气体和恒星的形态，气体运动学的BCG和它们的关系的X射线气体。我们建议，电离气体羽流和偏移X射线冷芯之间的因果关系提供了最简单的解释羽流的形成。BCG和另一个星系团之间的相互作用或合并可能是偏移的原因。
2011-11-02 astro-ph.CO
Internal dynamics of the galaxy cluster Abell 545
星系团中的弥散无线电发射，以及它们与星系团合并的联系，仍然是有争议的。我们试图探索射电晕团阿贝尔545的内部动力学。这个星团也很特别，因为在它的中心有一个非常明亮的，红色的，弥散的团内光，这是由于一个古老的，恒星星族，如此明亮以至于被命名为“星堆”。我们的分析是基于110个星系的红移数据。我们确定了95个集群成员，并结合星系的速度和位置分析集群内部动力学。我们还使用光度和X射线数据。我们估计了星系团的红移z=0.1580，速度色散为1200 km/s，ICM温度kT_X~8 keV。我们的光学和X射线分析检测子结构。光学数据揭示了三个主要的星系团（中心，北北西，东北），并可能在南部的第四个星系团。没有一个占优势的星系，四个最亮的星系避开了星系团的核心（距离星系团中心>~0.4h），距离星系团的平均速度>~1500 km/s。X射线表面亮度分布的分析为我们提供了一个扰动的动力学阶段的证据。位于恒星堆区域的是最明亮的星系团核心（CBCG）和一个非常紧凑的椭圆星系。我们表明，星堆有一个类似的红移的CBCG。星堆和CBCG都在星团静止框架中静止。Abell 545的新图像是一个质量很大的星团，M（R<1.6 h_70^-1 Mpc）=1.1-1.8x10^15 h_70^-1 Msun，非常复杂，沿两个方向合并。A545给出了另一个有利于星团合并和扩展的、弥散的射电辐射之间联系的证据。星堆…
2011-03-03 astro-ph.CO
X-ray/optical classification of cluster mergers and the evolution of the cluster merger fraction
我们提出了一个简单的，但强大的形态分类的统计完整的样本的108个最X射线发光的集群在0.15 < z < 0.7钱德拉观察的结果。我们的目标是：（a）确定最受干扰的大质量星系团作为引力透镜的研究遥远的宇宙和探针的粒子加速机制，导致非热无线电发射，（b）发现集群合并的子集群轨迹，使它们适合于集群碰撞的定量分析，和（c）约束与红移的集群合并分数的演变。最后，（d）本文是MACS样本中集群的第三次公开发布，在先前发布的46个集群的基础上增加了24个集群。为了根据松弛程度对星系团进行分类，我们使用最亮星系团星系从X射线发射峰值（或全局质心）的投影偏移量作为测量星系团内气体和暗物质之间分离的尺度。关于（a），我们确定了10个复杂系统，可能在最近的过去经历了多次合并事件。关于（b），我们确定了11个系统可能是碰撞后，二元，迎面合并（BHOM），以及另外6个合并可能是BHOM，但可能更难解释，因为不可忽略的碰撞参量和合并轴更接近我们的视线。关于（c），我们发现从z \sim 0.4开始的形态扰动团簇的分数随着红移而显著增加，尽管我们的样品在高红移时对非常扰动的系统存在检测偏差。一个更大的样本与高质量的X射线数据，特别是在高红移的集群将需要跟踪集群的生长和弛豫的演化历史更接近团簇形成的主要时代z \sim 1。
2011-11-10 astro-ph.CO
