Integral field spectroscopy with SINFONI of VVDS galaxies. I. Galaxy dynamics and mass assembly at 1.2 < z < 1.6
上下文确定高红移星系聚集的主要过程仍然是理解宇宙历史早期星系形成和演化的一个主要问题。目标。这项工作旨在首次深入了解红移1.2<z<1.6处星系的动力学和质量聚集，即宇宙恒星形成率急剧下降之前的早期时期。方法.利用ESO-VLT上的近红外积分场摄谱仪SINFONI在0.65视宁度下获得了VIMOS VLT深巡天中9个1.2<z<1.6的发射线星系的空间分辨光谱。我们推导出的速度场和速度色散的kpc尺度上使用的Halpha发射线。结果在这9个恒星形成星系中，我们发现星系分布在3个星系群中：2个星系可以很好地被一个旋转的圆盘复制，3个星系可以被归类为主要的合并系统，4个星系表现出扰动动力学和高速色散。我们认为，有证据表明大合并产生了分级质量组装，大多数M> 10^11 Msun的大质量星系在3 Gyr周期内至少经历了一次大合并，以及持续的吸积为强恒星形成提供了证据。结论.这些结果指向一个星系形成和组装的情况下，涉及到几个过程，可能是并行的，与主要的合并和连续的气体吸积发挥了重要作用。在这个关键的宇宙时间，代表大部分星系人口的控制良好的样本是取得进一步进展所必需的。
2009-06-30 astro-ph.CO
Caught in the Act: The Assembly of Massive Cluster Galaxies at z=1.62
我们提出了最近的合并历史的大规模星系在光谱证实的原星系团在z=1.62。利用宇宙组合近红外深河外遗留巡天（CANDELS）的HST WFC 3近红外成像，我们选择了M_star >= 3 x 10^10 M_sun的团星系和z ~ 1.6场星系，并确定了双核或近伴星的频率，这些星系的投影分离小于20 kpc共同运动，恒星质量比在1：1和大约10：1之间。我们发现，五个光谱学证实的大质量原星系团中有四个具有双核，所有M_star >= 3 x 10^10 M_sun星系团候选者中有42 + 13/-25%要么处于密偶系统中，要么具有双核。相比之下，只有4.5 +/- 2.6%的场星系是在近配对/双核系统。根据假设的质量比，原星系团中每个大质量星系的合并率比z ~ 1.6的大质量场星系的合并率高3-10倍。星团中的近双星有较小的合并恒星质量比（M_primary：M_satellite ~ 6：1），而场双星通常是较大的合并恒星质量比在1：1和4：1之间。至少有一半的星团合并是无耗散的，如它们的红色和低24微米通量所示。其中两个双核星系团成员的活动星系核的X射线探测值L_x > 10^43 erg/s，是双重或偏置超大质量黑洞的有力候选者。我们的结论是，大规模的z = 1.62原星系团星系正在经历加速组装相对于现场人口，并讨论了星系演化的影响，在原星系团环境。
2011-10-17 astro-ph.CO
Concentrations of Dark Haloes Emerge from Their Merger Histories
浓度参数是暗物质晕的一个关键特征，它方便地将晕的现代结构与其组装历史联系起来。使用“黑暗的天空”，一套宇宙学$N$体模拟，我们调查如何晕浓度随时间的演变，并出现从质量组装的历史。我们还探讨了浓度和组装历史之间的关系的分散的起源。我们发现晕浓度的演化有两种主要模式：（1）由于伪演化而导致的平滑增加;（2）对物理合并事件的强烈响应。合并事件引起持久的和实质性的变化晕结构，我们观察到的浓度参数的普遍响应。我们认为，合并事件是一个主要的贡献者在固定的晕质量和形成时间的晕浓度的不确定性。事实上，即使是通常被归类为具有静态形成历史的晕，也会经历多次较小的合并。这些轻微的合并驱动小偏离伪进化，这会导致浓度参数的波动，并导致浓度和组装历史之间的关系有效地不可约的分散。因此，当使用当前的晕浓度参数作为晕组装历史的代理时，应谨慎，特别是如果最近的合并历史是未知的。
2020-09-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Understanding black hole mass assembly via accretion and mergers at late times in cosmological simulations
吸积被认为是整个宇宙时间中超大质量黑洞的质量积累历史的主要贡献。虽然这在高红移时可能是正确的，但在较低的红移和最大质量的黑洞合并本身可能会显着增加质量预算。我们发展SMBHs从$4 > z > 0$使用合并树来自流体动力学宇宙学模拟的集群和空隙区域，缩放到观测值的恒星质量分数占过冷。气体吸积的质量增加与膨胀增长和BH-BH合并成正比，因为是黑洞保持“轨道”，由于在合并残余物中的动力学摩擦不足，以及那些由于引力反冲而被弹出。我们发现，气体吸积仍然是主要来源的质量积累在几乎所有的SMBHs合并贡献$2.5\pm0.1\%$的集群中的所有SMBHs和$1.0\pm0.1\%$的空隙，因为$z = 4$。然而，合并对大型中小企业来说意义重大。对于中心黑洞来说，合并后积累的质量分数通常随着宿主核球质量的增大而增大：在空洞中，在$M_{*, bul} = 10^{10} M_{\odot}$处的质量分数为$2\%$，在$M_{*, bul} \gtrsim 10^{11} M_{\odot}$处的质量分数为$4\%$，在星团中，在$M_{*, bul} = 10^{10} M_{\odot}$处的质量分数为$4\%$，在$10^{12} M_{\odot}$处的质量分数为$23\%$。我们发现，$40\%$的SMBH和$\approx 8\%$的总SMBH质量被发现在$z = 0$的集群区域中…
2014-12-16 astro-ph.CO
Reconciling a significant hierarchical assembly of massive early-type galaxies at z<~1 with mass downsizing
分层模型预测，大质量早期型星系（mETG）是宇宙场景中最晚出现的系统（z<~0.5），这与星系质量缩小的观测现象相冲突，这意味着最大质量的星系比它们的低质量对应物更早出现（自z~0.7）。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。最引人注目的模型预测是，从z~1开始，现在的mETG很少真正到位，因为在z~1存在的mETG中，约90%将参与z~1和现在之间的重大合并。考虑到这一点，该模型得出的组装红移mETG与层次的期望，再现观测质量缩小的趋势，在同一时间。
2010-10-27 astro-ph.CO
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
MASSIV: Mass Assembly Survey with SINFONI in VVDS. V. The major merger rate of star-forming galaxies at 0.9 < z < 1.8 from IFS-based close pairs
我们的目标是测量恒星形成星系在0.9 < z <1.8时的主要合并率，使用从积分场光谱（IFS）中识别的密对。我们使用SINFONI/VLT获得的速度场图的MASSIV样本，从恒星形成的人口中的VVDS。我们通过测量星系对中星系的相对速度和投影间距（r_p）来识别星系对。利用MASSIV样品的良好约束选择函数，我们导出了富气主合并分数（光度比μ = L_2/L_1 >= 1/4），并利用宇宙学模拟的合并时标，导出了平均红移达到z = 1.54时的富气主合并率。对于r_p <= 20 h ^-1 kpc的密偶，在红移范围z = [0.94，1.06]，[1.2，1.5）和[1.5，1.8），我们发现了一个高的富气主合并分数，分别为20.8+15.2- 6.8%，20.1+8.0- 5.1%和22.0+13.7- 7.3%。这意味着在z = 1.03、1.32和1.54时，富气主合并速率分别为0.116+0.084-0.038 Gyr ^-1、0.147 +0.058-0.037 Gyr^-1和0.127+0.079-0.042 Gyr^-1。将我们的结果与先前的研究相结合，在z < 1时，富气主合并速率演化为（1+z）^n，其中n = 3.95 +- 0.12，直到z = 1.5。根据这些结果，我们推断，恒星质量M = 10^10 - 10^10.5 M_Sun的恒星形成星系中，约有…
2013-05-13 astro-ph.CO
Mass Assembly of High-z Galaxies with MASSIV
MASSIV（VVDS中的SINFONI质量集合巡天）是VLT上的SINFONI积分场单元（IFU）观测到的84个遥远恒星形成星系的样本。这些星系被选择在红移范围0.8 < z < 1.9内，即它们的年龄在30亿到50亿年之间。该样本旨在探测这个宇宙学时代代表性星系的动力学和化学丰度特性。一方面，近距离环境研究表明，大约三分之一的样本涉及重大合并。另一方面，运动学分析表明，42%的样品是旋转盘，与较高的红移样品一致。剩下的58%显示出复杂的运动学，这表明了基于色散的动力学支持，并且这些星系中大约有一半参与了主要的合并。球状体、不松弛的合并残留物或极度湍流的圆盘可能是这种行为的一种解释。此外，空间分辨的金属丰度分析揭示了正梯度，增加了一个星系演化情景的难题。
2012-12-06 astro-ph.CO
On the buildup of massive early-type galaxies at z<~1. I- Reconciling their hierarchical assembly with mass-downsizing
一些研究试图确定早期型星系（E-S 0a）的丰度随时间的增加是否主要是由于主要合并，得出相反的结论。我们通过半解析模型直接检验了这一点，即在每次合并都产生一个早期星系的假设下，研究了z~0处log（M_*/Msun）>11（mETGs）的大质量早期星系是如何向后演化的。这项研究的进行只是考虑到在每个红移观测严格报告的主要合并，并假设富含气体的主要合并经历尘埃变红的恒星形成星系（DSFs）的过渡阶段。该模型能够再现观测到的星系LF在z<~1的演化，同时为不同的休息框架带（B，I和K）和不同的选择标准的颜色和形态。它还提供了一个框架，在这个框架中，可以调和大质量红色星系光度函数（LF）最近演变的明显矛盾的结果，只是考虑到红色星系的观测样本可能会受到DSFs的严重污染。该模型证明，通过湿合并、混合合并和干合并的协调作用，在z<1的星系群中建立约50-60%的现代mETG，并在0.8<z<1的星系群中复制约4-5倍的晚型星系观测过剩是可行的，这符合与质量缩减相一致的全球趋势。这种组装的大部分发生在0.8<z<1时经过的~1 Gyr期间。该模型表明，主要的合并一直是观测到的质量迁移的主要驱动力从蓝色星系云的双端到红色序列的最后~8 Gyr。（节录）
2010-05-13 astro-ph.CO
Assembly History and Structure of Galactic Cold Dark Matter Halos
我们使用宝瓶座模拟系列研究的银河系质量的冷暗物质晕的结构上的装配历史的印记。我们的研究结果证实了早期的工作，关于合并的质量密度分布和内向外增长的晕的影响。包含可见星系的内部区域从早期起就很稳定，只有在重大合并时才会受到显着影响。扩散吸积或微小合并的粒子主要出现在晕的外围。我们的分析揭示了与目前对分层晕组装的看法背道而驰的趋势。例如，主要的合并（即祖先质量比大于1：10的合并）对光环的总质量增长贡献很小，平均不到我们的六个宝瓶座光环的20%。小的合并和没有分解成单个物体的“扩散”物质大致相等地贡献了大部分。这与基于扩散集理论的建模是一致的，该理论表明大约一半的这种扩散材料不应该是任何规模的晕的一部分。有趣的是，模拟本身表明，一个显着的部分是不是真正的扩散，因为它是从早期的晕合并之前，他们加入主系统弹出。宝瓶座号的模拟将晕解析到比预期保留气体或形成恒星的质量尺度低得多的质量尺度。因此，这些结果证实了大多数形成可见星系的重子是扩散吸积的，而不是通过合并，并且它们表明只有相对罕见的主要合并才会在以后的时间影响星系结构。
2010-09-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy Pairs in COSMOS -- Merger Rate Evolution Since z=1
我们目前的统计研究结果的宇宙演化的质量相关的主要合并率，因为z=1。从宇宙巡天的档案中选择了一个恒星质量有限的近主合并对样本（CPAIR样本）。在不同的红移使用CPAIR样品和本地K-波段选择对样品得出的配对分数与恒星质量没有显着的变化。对分数显示出中等强度的宇宙演化，最佳拟合演化指数m=2.2+-0.2。合并速率的最佳拟合函数意味着恒星质量在1 E +10 - 3E+11 Msun之间的星系自z=1以来经历了0.5 - 1.5次主合并。我们的研究结果表明，对于z<1的大质量星系，涉及恒星形成星系的主要合并（即湿合并和混合合并）可以解释椭圆星系和红色静止星系（RQG）的形成。另一方面，主要合并不能负责大多数低质量椭圆星系和RQG的形成。我们的定量估计表明，主要的合并有显着的影响，最大质量的星系的恒星质量组装，但对于质量较小的星系的恒星质量组装是由恒星形成。与质量依赖性（U）LIRG发生率的比较表明，重大合并事件的频率与（U）LIRG相当或更高。
2011-11-26 astro-ph.CO
Investigating the merger origin of Early-Type Galaxies using ultra-deep optical images
星系的大规模聚集在其周围留下了各种印记，如壳，流和潮汐尾。这些精细结构的频率和性质取决于驱动质量组装的机制：例如，整体坍缩、快速冷气吸积，随后是剧烈的盘不稳定性、小合并或大的干/湿合并。因此，通过研究星系的外围，人们可以了解它们的主要形成机制。我在这里介绍我们正在进行的工作，以表征早期型Galerkin（ETGs），这是在低红移的星系的分级质量大会的强大的探针的郊区。这项工作依赖于在CFHT获得的超深光学图像，这些图像是作为Atlas-3D和NGVS项目的一部分获得的现场和集群ETG的宽视场MegaCam相机。最先进的数值模拟被用来解释数据。这些图像揭示了大量的未知的微弱结构，其微弱程度在g波段为29等角秒-2。这里给出了两个星系的初步结果。
2011-02-04 astro-ph.CO
Gas-Rich Mergers in LCDM: Disk Survivability and the Baryonic Assembly of Galaxies
我们使用N体模拟和观测归一化之间的关系暗物质晕质量，恒星质量和冷气质量，以获得强大的，可以说是不可避免的期望重子内容的主要合并红移z~2。首先，我们发现银河系大小的暗物质晕所经历的大部分主要合并（m/M > 0.3）应该是富含气体的，并且富含气体的合并在高红移处越来越常见。虽然在我们的模拟中，星系晕中主要合并的频率大大超过了观测到的晚型星系比例，但在晕质量范围M_DM ~ 10^11-10^13 Msun内，贫气体主要合并的频率与观测到的球状主导星系比例一致。这些结果支持的猜想，合并与重子气体分数发挥了重要作用，在建设和/或保存盘星系在宇宙中。此外，我们发现，一个星系的冷重子直接通过主要合并沉积的整体比例是相当大的。在M_star ~ 10^10 Msun$（M_DM ~ 10^11.5 Msun）星系中，约有30%的冷重子物质在主要的合并中以冷气体的形式被吸积。对于M_star ~ 10^11 Msun（M_DM ~ 10^13 Msun）的更大质量的星系，在合并中积累的重子比例甚至更高，约为50%，但这些吸积的重子大多以恒星的形式直接输送。这种重子质量沉积几乎是不可避免的，并且限制了星系中冷重子的比例，这些重子可以起源于冷流或热晕冷却。（节录）
2009-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The stellar mass assembly of galaxies in the Illustris simulation: growth by mergers and the spatial distribution of accreted stars
我们使用的Illustris模拟研究的相对贡献，在原位恒星形成和恒星吸积的星系建立在一个前所未有的广泛的质量（$M_{\ast} = 10^9-10^{12} \, {\rm M_{\odot}}$），星系类型，环境和组装的历史。我们发现，一些模型预测的星系形成的“两相”图片是一个很好的近似，只有在我们的模拟最大的星系-即，恒星质量增长的星系低于几倍$10^{11} \, {\rm M_{\odot}}$是占主导地位的原位恒星形成在所有的红移。吸积星在$z=0$星系的恒星总质量中所占的比例显示出对星系恒星质量的强烈依赖，从银河系大小的星系的10%到$M_{\ast} \approx 10^{12} \, {\rm M_{\odot}}$天体的80%以上，但星系与星系之间的差异很大。在一个固定的恒星质量，椭圆星系和那些在年轻的晕中心形成的表现出更大的分数比盘状星系和那些在老晕形成的异位星。平均而言，离地恒星质量的50%来自主要合并（恒星质量比$μ> 1/4$），20%来自次要合并（$1/10 < μ< 1/4$），20%来自非常次要的合并（$μ< 1/10$），$\sim$ 10%来自从幸存星系剥离的恒星（例如飞越或正在进行的合并）。这些成分在空间上是分离的，原位恒星占主导地位的星系的最里面的区域，和异位恒星被沉积在较大的银河系中心的距离，以减少合并质量比。
2017-01-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark matter halo assembly bias: environmental dependence in the non-Markovian excursion set theory
在标准的漂移集模型的结构的增长，晕的统计性质是由晕质量和独立的大尺度环境中的晕居住。然而，数值模拟发现晕的空间分布不仅取决于它们的质量，还取决于它们的组装历史和环境的细节。在这里，我们提出了一个理论框架，将这种“组装偏差”的偏移集模型。我们的推导基于Maggiore & Riotto（2010）的路径积分方法的修改，该方法将晕形成建模为非马尔可夫随机行走过程。假设扰动密度场随平滑尺度随机演化，并在存在密度障碍时表现出相关行走。我们写下来的条件概率为多个障碍交叉，并从中推导出解析表达式的后代和祖先晕质量函数和晕合并率作为一个函数的晕质量和线性超密度的大规模环境的晕。我们的研究结果预测了更高的晕合并率和更高的祖晕质量函数在高密度的区域，与N体模拟中看到的行为一致。
2013-12-19 astro-ph.CO
The formation and disruption of globular cluster populations in simulations of present-day $L^\ast$ galaxies with controlled assembly histories
本研究通过受控并合历史的模拟，发现重大并合显著提升现今L*星系的球状星团质量，并留下可观测的恒星晕场星质量分数升高特征。
2025-07-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Fossil Record of Two-phase Galaxy Assembly: Kinematics and Metallicities in the Nearest S0 Galaxy
我们提出了一个全球性的分析运动学和金属丰度在最近的S 0星系，NGC 3115，随着其组装历史的影响。这些数据包括斯巴鲁望远镜上Suprime-Cam的高质量宽视场图像，以及使用Ek-DEIMOS/LRIS和Magellan-IMACS获得的场星和球状星团（GC）的多缝光谱。在两个有效半径内，隆起（由恒星和富含金属的GC跟踪）是平坦的，并迅速旋转（v/sigma > 1.5）。在较大的半径，旋转急剧下降到v/sigma ~ 0.7，但保持与内部区域良好对齐。富金属和贫金属GC亚群的特征金属量的径向减少产生强梯度，幂律斜率分别为-0.17 +/- 0.04和-0.38 +/- 0.06 dex per dex。我们认为，这种模式是不自然的解释一个二进制的主要合并，而是由一个两阶段的组装过程中，内部区域已形成在一个早期的暴力，耗散阶段，其次是外部部分的长期增长，通过较小的合并与典型的质量比约为15-20：1。
2011-06-03 astro-ph.CO
The metallicity bimodality of globular cluster systems: a test of galaxy assembly and of the evolution of the galaxy mass-metallicity relation
根据观测到的星系质量-[O/H]关系和z ~4范围内的星系恒星质量函数，以及理论上的星系合并率，我们建立了一个理论模型，研究了星系等级组合方案中球状星团金属丰度双峰态的起源.我们推导出一个新的星系[Fe/H]-M（恒星）关系作为z的函数，并假设GC共享其母星系的金属丰度时，他们的形成，我们填充合并树与GC。我们进行了一系列的星系集合体的蒙特卡罗模拟，并研究了最终的GC人口作为星系质量，组装和恒星形成历史的函数的属性，并在不同的假设下的星系质量-[Fe/H]关系的演化。主要结果如下：1）等级聚类方案自然地预测了星系GC群体中金属丰度的双峰性：富金属GC在z~2附近形成于星系主祖星系中，贫金属GC在z~3-4附近由卫星星系吸积而成。2)该模型再现了所观察到的富金属和贫金属GC的金属丰度作为星系质量的函数的关系。贫金属峰和富金属峰的位置完全取决于星系质量-[Fe/H]关系和[O/Fe]关系的演化，这两个关系都可以用这种方法来约束。我们发现星系[O/Fe]随z线性演化，从z~4时的~0.5到z=0时的~0.1。3)给定星系质量，富金属和贫金属峰的相对强度完全取决于星系组装和恒星形成历史：在致密环境中的星系和/或早期类型的星系显示出更大比例的贫金属GC，而具有稀疏合并历史的星系和/或晚期类型的星系主要是富金属GC。4)对于质量小于M（star）~ 1 e9和z>2的星系，GC金属丰度双峰性消…
2012-11-07 astro-ph.CO
Generating Merger Trees for Dark Matter Haloes: A Comparison of Methods
晕合并树描述了暗物质晕的分级质量组装，是模拟星系形成和演化的主干。基于扩展Press-Schechter（EPS）形式主义的Monte Carlo算法构建的合并树与从N体模拟中提取的合并树是互补的，并且具有以下优点：它们不受有限的数值分辨率和识别（子）晕并将其在快照之间链接的不确定性的限制。本文比较了多个基于EPS的合并树算法的模拟结果，使用四个诊断：祖质量函数（PMF），质量组装历史（MAH），合并率每后代晕，和未进化的subhalo质量函数（USMF）。一般来说，基于球形坍缩的算法产生的主要合并率太高了两倍，导致MAH被系统性抵消。假设椭球坍缩解决了这些问题中的大部分，但这里研究的特定算法，包括椭球坍缩显着高估了大规模晕的小合并率。在我们的比较中，得出MAH、合并率和USMF与模拟结果一致的唯一算法是Parkinson等人（2008）的算法。然而，这不是一个真正的基于EPS的算法，因为它从PMF中提取其祖细胞质量，PMF针对模拟进行校准，而不是由EPS“预测”。最后，我们强调，用于测试EPS算法的基准是从模拟中获得的，并受到显着的不确定性本身。特别是，从不同作者的模拟中获得的MAH和晕合并率显示，即使基于相同的模拟，差异也很容易超过50%。鉴于这种现状，使用Parkinson等人的算法构建的合并树与从N体模拟中提取的合并树一样准确。
2013-11-20 astro-ph.CO
No Assembly Required: Mergers are Mostly Irrelevant for the Growth of Low-mass Dwarf Galaxies
我们调查的合并历史的孤立矮星系的一套15个高分辨率的宇宙学放大模拟的基础上，所有的质量$M_{\rm halo} \approx 10^{10}\,{\rm M}_{\odot}$（和M $_\star\sim10^5-10^7\,{\rm M}_{\odot}$）在$z=0$，从现实环境反馈（FIRE）项目。这些位于$z=0$的矮星系的恒星星族基本上完全是“原地”形成的：除了两个星系外，所有的星系都有超过90 $\%$的恒星质量是在主祖星系中形成的，所有15个星系都有超过70 $\%$的恒星质量是在原地形成的。几乎所有的星系合并都发生在$z\sim3$之前，这意味着吸积的恒星星族是古老的。平均而言，我们模拟的矮星在其一生中经历了5次星系合并，典型的合并前星系质量比小于1：10。这种合并的频率一般是可比的，在无耗散模拟时，再加上丰度匹配。其中两个模拟的矮星有一个明亮的卫星伴星$z=0$。这些超微弱的矮星位于或低于目前的可探测性阈值，但对下一代设施来说是有趣的目标。吸积星的贡献很小，这使得无论是用光度测量还是用解析恒星色星等图（CMD）都很难分辨出绝大多数矮星合并的影响。近场宇宙学的重要意义是，恒星形成的历史，来自解决CMD的大质量星系应跟踪建立在一个主要系统的恒星质量在整个宇宙时间，而不是反映了许多个人的恒星形成历史的合并矮星的贡献。
2018-01-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining the star formation and the assembly histories of normal and compact early-type galaxies at 1<z<2
[摘要]我们提出了一项基于62个早型星系（ETG）样本的研究，其样本为0.9<z_spec<2，旨在限制它们过去的恒星形成和质量组装历史。该样品是由正常的ETG的有效半径相当于当地的平均半径和紧凑的ETG的有效半径从2到6倍小。我们没有发现证据的ETG的紧凑性依赖于他们的恒星质量。我们发现正常ETG的恒星质量形成于z_form<3，而致密ETG的恒星含量形成于2<z_form <10 with a large fraction of them characterized by z_form>5。在z_form>5时形成的早期恒星聚集在致密且质量更大（M_*>10^11 M_sun）的ETG中，而在z_form<3时形成的晚期恒星或在随后的恒星形成阶段形成的恒星聚集在致密和正常ETG中。因此，恒星星族越老，宿主星系的质量就越大，但反之则不然。这表明形成时代可能在大规模ETG的形成中发挥作用，而不是质量本身。正常<z>~1.5 ETG可能是高z致密球体通过随后的干合并扩大的后代的一般方案是不兼容的，目前的模型预测的干合并的数量比所需的数量级低两个数量级。此外，我们没有发现证据支持依赖于它们的组装红移星系的紧凑性。最后，我们提出了一个简单的基于耗散富气合并的ETG恒星质量的形成和组装方案，该方案可以定性地解释在~1.5观测到的正常ETG和致密ETG的共存<z…
2011-02-02 astro-ph.CO
Galaxy Mass Assembly with VLT & HST and lessons for E-ELT/MOSAIC
遥远的磁盘和合并的部分仍然存在争议，而3D光谱学正在彻底改变该领域。然而，其有限的空间分辨率要求一个互补的HST图像和一个强大的分析程序。当应用于观测z=0.4-0.8的Istanian星系时，它揭示了60亿年前一半的螺旋祖先处于合并阶段。基于形态学和运动学的分类方法之间的良好对应关系明确地探索了Hammer等人（2005）提出的盘星系的暴力起源。对附近星系外围的研究揭示了这种古老合并事件的化石印记，以组织良好的恒星流的形式存在。也许我们的邻居M31是古代合并的最佳例证，2010年的模型预测了Ibata等人发现的巨大卫星平面。在ELT时代之前还有很多发现要做，这将为从最早的时代到现在的星系的详细和准确的3D光谱开辟一条道路。
2014-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing the key role of the stellar mass-halo mass relation in galaxy merger rates and morphologies via DECODE, a novel Discrete statistical sEmi-empiriCal mODEl
合并和恒星形成在调节星系生长中的相对作用仍然是一个激烈争论的问题。在这里，我们提出了我们的DECODE，一个新的离散统计sweet-empiriCal的mODEl专门设计用于快速，有效地预测，在一个完整的宇宙学背景下，星系组装和合并的历史，任何给定的输入恒星质量晕质量（SMHM）的关系。DECODE根据精确的暗晕质量和所有暗晕（包括其他暗晕中的暗晕）的落入红移概率函数（因此是统计的）生成逐对象的暗物质合并树（因此是离散的），对质量或体积几乎没有分辨率限制。合并树，然后转换成星系组装的历史，通过输入，红移依赖SMHM关系，这是高度敏感的星系恒星质量函数的重要系统学和它的演化与宇宙时间。DECODE可以准确地再现流体动力学模拟和半解析模型的预测平均星系合并率和组装历史，当采用它们的SMHM关系的输入。在目前的工作中，我们使用DECODE证明，只有SMHM的关系暗示的恒星质量函数的特点是大丰度的大质量星系和显着的红移演化，至少在$M_\star \gtrsim 10^{11} \, M_\odot$，可以同时再现本地丰度的卫星星系，星系（主要合并）对以来$z \sim 3$，和增长的Brilliant星系团Galliant。同样的模型也可以重现椭圆星系的局部部分，假设这些是严格由主要合并形成的，但不是完整的膨胀盘比分布，这需要额外的过程。
2022-08-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The dark matter assembly of the Local Group in constrained cosmological simulations of a LambdaCDM universe
我们对标准LambdaCDM宇宙学模型中的局域群（LG）的组装性质进行了详细的理论预言。我们使用三个宇宙学的N体暗物质模拟从CLUES项目，其目的是再现的主要动力学特征的物质分布到几个Mpc左右的LG的规模。此外，我们使用一个无约束的模拟结果与60倍大的体积来校准宇宙方差的影响。我们通过三个特征时间，形成，组装和最后一个主要的合并时间来表征每个晕的质量聚集历史（MAH）。重大合并的定义是最小质量比为10：1。我们发现，三个LG共享一个类似的MAH与形成和最后一个主要的合并时代放置在平均\approx 10 - 12 Gyr前。在质量范围为5 x 10^11 Msol/h < M_h < 5 x 10^12 Msol/h的晕中，有12%到17%具有类似的MAH。在一组对在相同的质量范围内的晕，1%至3%的分数共享类似的形成性质，在模拟LG的两个晕。一个未解决的问题，我们的研究结果所提出的动力学起源的MAH的LG。在无约束模拟中，通常用于定义LG样晕的隔离标准不会将晕群缩小到具有安静MAH的集合中，也不会进一步限制驻留在低密度环境中。LG的安静MAH为像银河系和M31这样的盘星系的形成提供了有利的环境。银河系暗物质晕中最后一次大合并的开始时间与银河系盘中厚成分的富含气体的合并起源相匹配。我们的研究结果支持这样一种观点，即围绕着本振群的特定的大、中尺度环境在塑造它的MAH和重子结构方面起…
2011-06-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The role of major mergers in shaping galaxies at 2<z<4 in the VUDS and VVDS surveys
星系的质量聚集可以通过不同的物理过程进行。在这里，我们报告的光谱识别的密切的物理对星系的红移2 <z < 4和讨论的影响，主要合并在塑造星系在这些早期宇宙学的时间。我们的目标是确定和表征密切的物理对星系注定要合并，并利用它们的属性来推断合并过程的早期星系大规模组装的贡献。我们利用VIMOS VLT深度巡天（VVDS）和VIMOS超深度巡天（VUDS）的早期数据，寻找横向间距r_p < 25 h^{-1} kpc和速度差Δ v < 500 km s^{-1}的星系对，这些数据包括1111个星系的样本，在COSMOS，ECDFS，和VVDS-02 h字段。我们分析了它们的光谱和相关的可见光和近红外测光，以评估合并星系的主要性质，这些星系的平均恒星质量M_{star} =2.3 x 10^{10} M_{sun}在这些红移。利用在我们的样本中发现的12个物理对，我们得到了在这些径向位移处合并分数的初步估计，fmerg ~（15-20）%。星系对的分离表明，这些星系对平均会在1 Gyr内合并，当宇宙恒星形成在z~1-2达到峰值时，每个星系都会产生一个更大的星系。从星系对中星系的平均质量比来看，合并后星系的恒星质量将比合并前最大的星系大60%。我们的结论是，星系对的主要合并是在2<z<4处进行的，并且在这个早期时期对星系的主要组装阶段做出了重要贡献。
2013-03-18 astro-ph.CO
Characterising the Structure of Halo Merger Trees Using a Single Parameter: The Tree Entropy
将星系的性质与它们的暗物质晕的聚集历史联系起来是星系演化理论的一个中心目标。本文介绍了一种无量纲参数$s\in[0,1]$，“树熵”，参数化的几何晕的整个质量装配层次结构，建立在一个概括的香农的信息熵。通过构造，最小熵（$s=0$）对应于没有任何合并的平滑组装的晕。相反，最高熵（$s=1$）代表纯粹由等质量双星合并产生的晕。利用从宇宙学$N$ -天体模拟SURFS中提取的模拟合并树，我们计算了$s$的自然分布，这是一条在$s=0.4$附近达到峰值的倾斜钟形曲线。这种分布对晕质量$M$和红移$z$的依赖性很弱，这可以归结为对物质微扰场中的相对峰高$δ_{\rm c}/σ(M,z)$的单一依赖性。通过探讨$s$与SHARK半解析模型产生的全球星系性质之间的相关性，我们发现$s$包含了关于星系$-$形态的大量信息，事实上比晕的自旋、浓度和聚集时间的信息还要多。因此，树熵提供了星系和它们的暗物质晕之间信息丰富的联系。
2020-02-11 astro-ph.CO astro-ph.GA math.CO
A two-phase scenario for bulge assembly in LCDM cosmologies
我们分析和比较的膨胀的一个样本的L* 螺旋星系的流体动力学模拟在宇宙学的背景下，使用两种不同的代码，P-DEVA和GASOLINE。这些代码以非常不同的方式调节恒星形成，P-DEVA模拟在假设反馈发生在亚网格尺度上的情况下输入低恒星形成效率，而GASOLINE模拟则具有驱动大规模外流的反馈。在所有情况下，显着的膝盖形状的质量聚集轨道，对应于从早期阶段的快速大规模组装到后来的较慢的过渡，分离的模拟凸起内的两个人口的属性。分析的凸起显示了一个重要的早期恒星暴产生的类彗星快速阶段的大规模组装，其次是第二阶段与较低的恒星形成，驱动的各种过程，如磁盘不稳定性和/或合并。根据这两个阶段将z=0时的核球恒星粒子分为老的和年轻的两类，我们发现核球恒星子种群具有不同的运动学、形状、恒星年龄和金属含量。年轻的组分更扁圆，通常更小，更多的旋转支撑，具有更高的金属丰度和更少的α-元素比老的增强。这些结果与当前观测到的凸起状态是一致的，并为一些明显自相矛盾的观测结果提供了解释，例如观测到的凸起年轻化和金属含量梯度。我们的结果表明，L* 星系的凸起通常会有两个凸起种群，可以将其比作经典凸起和伪凸起，差异在于两者的相对比例，这可能会因星系质量和特定质量吸积和合并而变化历史。
2012-11-16 astro-ph.CO
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): Galaxy close-pairs, mergers, and the future fate of stellar mass
我们使用GAMA-II红移样本的一个高度完整的子集来充分描述10^8 Msun和10^12 Msun之间的密偶和合并的恒星质量依赖性。利用这种拟合的解析形式，我们研究了在所有质量比下，吸积到更大质量星系上的恒星总质量。取决于我们选择稳健合并系统的保守程度，合并到更大质量同伴上的质量分数为2.0%-5.6%。使用GAMA-II的数据，我们没有看到显着的证据表明，在红移之间的近对分数的变化$z = 0.05-0.2$。然而，我们发现一个系统的更高比例的星系在类似的质量密对相比，发表的结果在一个类似的红移基线。使用一个纲要的数据和功能$γ_M =A(1+z)m$预测的主要密对分数，我们发现拟合参数的$A = 0.021 \pm 0.001$和$m = 1.53 \pm 0.08$，这代表了更高的低红移归一化和较浅的幂律斜率比最近的文献值。我们发现，在原位恒星形成与星系合并的相对重要性是负相关的，恒星形成占主导地位，除了恒星材料低于Mstar和合并吸积事件占主导地位超越Mstar。我们发现，合并有一个可衡量的影响，在整个范围内的GSMF，表现为加深的下降在GSMF在未来的Gyr和Mstar的增加多达0.01-0.05 dex。
2014-08-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the survival of metallicity gradients to major dry-mergers
使用一个大的套件的星系与各种浓度和金属丰度梯度，我们研究的非耗散（“干”）等质量合并的演变。我们生成这些模拟的目的是探索干合并中的金属丰度梯度如何取决于合并中涉及的星系的结构和金属丰度梯度。具体地说，我们想回答：干合并会导致金属丰度梯度，如在本机宇宙中的椭圆星系中观察到的那样吗？干合并是否总是导致初始的平坦化（即，合并前）梯度？从这个模型中，我们得出结论：残余和初始星系斜率的比值范围很广，最大值大于1（只有当同伴的斜率是祖先的两倍时，才会产生大于1的值）。对于具有相同初始金属丰度斜率的两个椭圆形之间的合并（即，相等的伴星和星系斜率），剩余的彗星的金属丰度轮廓，最终的梯度约为初始梯度的0.6倍。如果伴随的斜率足够陡，椭圆星系可以保持其合并前的金属丰度梯度。扁平的数量既不取决于祖先的轨道特征，也不取决于它们的初始浓度。鉴于合并的结果的多样性，我们得出结论，干合并不违反任何观测约束的金属丰度梯度的系统特征，在当地的椭圆。事实上，干合并可能是很重要的，在我们的模拟结果的背景下，可以解释大规模的椭圆形和相对缺乏的大规模椭圆形的金属丰度梯度和梯度的大规模分散。
2009-03-16 astro-ph.CO
Merger Response of Halo Anisotropy Properties
利用IllustrisTNG模拟研究暗物质晕各向异性性质对并合活动的响应，发现响应轨迹偏离长期演化且具有普适特征，并测量了动力学时间尺度，为理解标度关系散点与质量组装历史的联系奠定基础。
2023-11-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Predicting the Merger Fraction of Lyman alpha Emitters from Redshift z~3 to z~7
快速的质量组装，可能来自合并或平滑吸积，已经被预测在高红移莱曼α（Lya）发射体的恒星形成中起着至关重要的作用。在这里，我们预测的主要合并，次要合并，并顺利吸积的Lya发射体分数从z~3到z~7使用大暗物质模拟，和一个简单的物理模型，是成功地再现许多观察在这个大的红移范围。这个模型的核心原则，不同于许多早期的模型，是在Lya发射体的恒星形成是成正比的质量吸积率，而不是总的晕质量。我们发现，在z~3，近35%的Lya发射器通过主要的（3：1）合并，并增加到约50%，在z~7。这意味着大部分高红移Lya发射体的恒星形成是由合并驱动的。虽然模型预测和观测到的合并分数之间存在差异，但其中一些差异（约15%）可以归因于模拟中用于定义合并的质量比。我们预测，未来，更深入的观察，使用3：1的定义，主要合并将发现>30%的主要合并部分的Lya发射器在红移>3。
2011-10-21 astro-ph.CO
Balancing the Baryon Budget: The fraction of the IGM due to Galaxy Mergers
观测表明，大约60%的重子可能存在于低红移的温热星系际介质（WHIM）中。在先前的研究结果表明，气体是通过星系合并释放，我们使用半分析技术来估计气体质量损失的比例从晕完全是由于合并。我们发现，在星系组装的过程中，晕中高达25%的气体可以解开。这个过程并不优先作用于质量较小的晕;在宇宙的给定体积中，较大的晕\emph{always}释放出更多的气体。然而，如果我们包括多相气体吸积到晕，我们发现只有百分之几是未绑定的。我们的结论是，无论是非引力过程可能是在发挥加热气体在星系之前，通过合并或大多数的重子在WHIM从未落入维里化的暗物质晕。我们提出了一个预算，用于储存从最近的工作编制的WHIM。
2010-03-17 astro-ph.CO
Hierarchical Black Hole Mergers at High Redshift: Predictions for LISA and LGWA from SEEDZ
Maynooth University（梅努斯大学）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；University of Hertfordshire（赫特福德大学）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）；University College Cork（科克大学学院）；Georgia Institute of Technology（佐治亚理工学院）；Universität Heidelberg（海德堡大学）；University of Cambridge（剑桥大学）
基于SEEDZ模拟，研究早期宇宙黑洞层级并合，发现强AGN反馈抑制并合增长，NoFB为上限，需在LISA等设施前打破多重简并。
2026-10-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The IMACS Cluster Building Survey: II. Spectral Evolution of Galaxies in the Epoch of Cluster Assembly
IMACS星系团建设巡天（ICBS）提供了5个富星系团（R <= 5 Mpc）中约2200个0.31<z<0.54星系的光谱和场。有数十个成员的动态冷星系团约占超星系团总数的一半，使星系团的质量增长了约100%。ICBS光谱区分非恒星形成（PAS）和恒星爆发后（PSB）从恒星形成星系-连续恒星形成（CSF）或恒星爆发，（SBH或SBO），通过强烈的H-δ吸收或[O II]发射来识别。对于坠落的星系团和类似的场群，我们发现PAS+PSB分数和群质量之间的相关性，表明大量的“预处理”通过淬火机制，可以把恒星形成星系变成被动星系，而没有独特的环境丰富的集群。SBH + SBO星暴星系是常见的，它们在所有环境中保持近似恒定的比率（SBH+SBO）/CSF ~ 25%-从场，到集团，到富星系团。类似地，虽然PSB星系强烈倾向于更密集的环境，但PSB/PAS在所有环境中约为10-20%。这一结果，以及它们的时间尺度τ <5亿年，表明恒星暴增不是产生大多数被动星系的猝灭机制的标志。相反，我们认为，恒星爆发和poststarburst信号较小的合并和吸积，在恒星形成和被动星系，分别，和产生被动系统的主要机制是（1）早期的主要合并，椭圆星系，（2）后来，不太激烈的过程-如饥饿和潮汐剥离，S 0星系。
2013-03-18 astro-ph.CO
The HST/ACS Coma Cluster Survey - VII. Structure and Assembly of Massive Galaxies in the Center of the Coma Cluster
我们使用HST财政部后发座巡天的高分辨率F814 W图像对69个大质量（M_star >= 10^9 M_sun）星系进行结构分解，从而限制了后发座星系团投影中心0.5 Mpc区域内星系的聚集历史。每个星系都有三个自由Sersic指数为n的Sersic分量。在排除了后发座0.5 Mpc投影中心的两个cD后，后发座0.5 Mpc投影中心的银河系恒星质量中有57%位于经典的凸起/椭圆星系中，而43%位于冷盘主导的结构中。后发座中的大部分恒星质量可能是通过主要的（也可能是次要的）合并而聚集起来的。Hubble类型的划分是基于分解，我们发现了一个很强的形态-密度关系，（E+ S 0）：螺旋的比例为（91.0%）：9.0%。与早期的工作相一致，与SDSS（数据发布2）捕获的低密度环境相比，Coma S 0/spirals中的外部磁盘的大小较小。在来自分层半解析模型的相似质量的集群中，没有一个集群可以同时匹配Coma集群的所有全局属性。该模型强烈高估了冷气体的质量和低估了恒星质量的平均分数锁定在热组件在很大范围内的星系质量。我们认为，这些与模型的分歧是由于缺少星系团物理学（例如，冲压压力剥离），以及某些膨胀组件模式（例如，块的合并）。总的来说，我们对后发座的研究强调了星系的演化不仅仅是恒星质量的函数，也是环境的函数。
2014-05-30 astro-ph.CO
What determines the fraction of elliptical galaxies in clusters?
我们利用两个独立发展的星系形成和演化的半解析模型研究了星系团的形态混合与母星系团的聚集历史之间的相关性。在我们的模型中，无论是集群成员的数量和椭圆成员的增加作为集群质量的函数，在这样一种方式，所产生的椭圆分数是近似独立的集群质量。椭圆星系团的人口呈现出明显的双峰分布作为星系恒星质量的函数，与质量$\sim 10^{10}\,{\rm M}_{\odot}$下降。在我们的模型框架中，这种双峰性源于星系数量的急剧减少与恒星质量的增加以及经历重大合并的概率相应增加的组合。我们发现，测量的椭圆形分数和父集群的组装历史之间的相关性很弱，它变得更强的模型，采用较长的星系合并时间。我们认为，这是由于合并数量减少而导致的膨胀生产减少和预先存在的椭圆形的生存概率增加的综合影响，后者的过程比前者更重要。
2011-09-12 astro-ph.CO
The role of the most luminous, obscured AGN in galaxy assembly at z~2
我们目前的HST WFC 3 F160 W成像和红外光谱能量分布的12个非常明亮，模糊AGN在$1.8<z<2.7$，通过选择“热，尘埃模糊”中红外颜色。它们的红外光度跨越$2-15\times10^{13}$ L $_{\odot}$，使它们成为宇宙中最明亮的天体之一，在$z\sim2$。在所有情况下，红外辐射至少大部分是由活动星系核活动引起的。活动星系核的光度比亚毫米星系和其他中红外标准的活动星系核都要高。采用$G$、M $_{20}$和$A$形态学参数，结合传统的分类界限，推断四分之三的样本为合并。然而，我们的样本并没有显示出任何相关的形态参数和红外光度或活动星系核的分光度。此外，它们的不对称性和有效半径的分布与大质量星系在$z\sim2$的分布相同。我们的结论是，我们的样本是不优先与合并，虽然一个显着的合并分数仍然是合理的。相反，我们建议，我们的样本是在$z\sim2$的大质量星系人口的例子，窝藏一个短暂的发光，“闪烁”活动星系核，并在其中的$G$和M $_{20}$值已被扰动，由于活动星系核，和/或在一个由内而外的方式的凸起的最早形成阶段。此外，我们发现中心黑洞的质量组装在我们的样本中领先于任何凸起组件的质量组装。最后，我们推测，我们的样本代表了一小部分的紧凑的恒星形成星系在$z\sim2$的直接前身。
2017-06-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark matter cores in the Fornax and Sculptor dwarf galaxies: joining halo assembly and detailed star formation histories
我们结合详细的恒星形成历史的天炉座和玉夫座矮球状体的质量大会的历史，他们的暗物质（DM）晕祖先估计，如果超新星II型（SNeII）的能量沉积是足够的，以创建一个实质性的DM核心。假设SNeII注入DM粒子的能量效率为$ε_{\rm gc}=0.05$，我们发现，一个单一的早期事件，$z \gtrsim z_{\rm infall}$，它结合了所有SNeII的能量，由于爆炸超过0.5 Gyr，足以在雕塑家和天炉座创造一个几百秒差距的核心。因此，我们的研究结果表明，这是积极合理的形成核心冷暗物质（CDM）晕通过早期幕式气体外流触发SNeII。此外，基于清洁发展机制的合并率和相空间密度的考虑，我们认为，随后的完全再生的尖点的概率是很小的一个相当大的比例的侏儒大小的晕。
2014-01-28 astro-ph.CO
Dark Matter Halo Mergers I: Dependence on Environment & Redshift Evolution
本文介绍了一个非常大的，$500h^{-1} Mpc$，宇宙学N体模拟，\textit{Millennium Simulation}的特定合并率作为一个函数的组成员，本地环境和红移的研究。目标是提供主要合并人口的环境诊断，以测试模拟对观测，并提供进一步的限制主要合并驱动的星系演化的情况。晕样本定义使用最大的圆速度，这是很好地定义为subhalos和密切相关的星系光度。海底晕，包括主要合并的前兆，被严重的潮汐剥离。因此，暗晕之间的重大合并是极其罕见的。潮汐剥离也抑制动力学摩擦，导致长期的主要合并时间尺度时，更大规模的晕不主机其他subhalos。相比之下，当其他的暗晕出现时，主要的合并时间尺度要短几倍。这种增强可能是由于subhalos之间的非弹性非约束碰撞。根据这些结果，我们预测，主要的合并在集团环境中占主导地位的合并涉及中央星系，具体的合并率被抑制在集团，和微弱的同伴的频率增强合并及其残余。我们还观察到一个“装配偏差”的主要合并率，在合并的星系般的晕略受抑制，在过密的环境，而合并的集团般的晕略有增强。这一趋势的动力学解释先进的要求在潮汐效应和相互作用的约束晕超越维里半径的本地动态主导晕。
2009-02-26 astro-ph.CO
Troubled cosmic flows: turbulence, enstrophy and helicity from the assembly history of the intracluster medium
模拟和观测都表明，湍流是宇宙场景中普遍存在的现象，但由于其固有的多尺度特性，需要高分辨率，因此特别难以进行数值模拟。此外，湍流与星系和星系团的动力学状态和形成历史密切相关，产生了多种多样的现象，需要大量的此类结构样本才能得出可靠的结论。在这项工作中，我们使用自适应网格细化（AMR）宇宙学模拟，探讨在星系团湍流的产生和消散，在其组装历史。我们发现，主要的合并，更普遍的吸积气体，是主要的过程驱动湍流的内集群介质。我们特别关注螺线管湍流，它可以通过拟能量化。我们的研究结果似乎证实了它的产生，其中涉及斜压和压缩在外部（吸积）和内部（合并）的冲击，其次是涡拉伸下游的情况。我们还研究了质量落入星系团维里边界之外的情况，发现气体遵循具有一定程度螺旋度的轨迹，因为它在外部冲击中已经发展出一些涡度。
2021-04-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Atlas-3D project - IX. The merger origin of a fast and a slow rotating Early-Type Galaxy revealed with deep optical imaging: first results
星系的大规模聚集在它们的外围留下了印记，如壳和潮汐尾。这种精细结构的频率和性质取决于主要的作用机制-长期演化，次要或主要的合并-和最后一次重大吸积事件的年龄。我们用它来约束的质量组装历史的两个明显放松附近的早期型星系（ETGs）从阿特拉斯3D样本，NGC 680和NGC 5557。我们用加拿大-法国-夏威夷望远镜上的MegaCam获得的超深光学图像在g波段达到了29 mag/arcsec ^[2]。它们揭示了这些椭圆星系周围的非常低的表面亮度（LSB）的星系结构。其中，在NGC 5557以东的一个巨大的160 kpc长的尾巴上有富含气体的恒星形成物体。NGC 680有两个明显与HI延伸尾相连的主要弥漫羽流，以及一系列的弧和壳。比较外部恒星和气体形态的两个椭圆形碰撞星系的模型预测，我们认为，LSB的功能是潮汐碎片，恒星形成的对象附近的NGC 5557，长寿的潮汐矮星系和两个ETG组装在一个相对较近的，主要的湿合并，这可能发生在红移低于z = 0.5。NGC 680的内部运动学对于快速旋转体是典型的，这使得Atlas-3D样本中的大部分附近ETG。NGC 5557属于人口稀少的大质量，圆形，缓慢旋转的一类，半解析模型和宇宙学模拟预测它是复杂的质量吸积历史的最终产物，涉及古代的主要合并和最近的次要合并。我们的观察表明，在特定的情况下，一个单一的二元合并可能会主导这些对象的形成历史，因此，…
2011-05-27 astro-ph.CO
Evidence for galaxy assembly bias in BOSS CMASS redshift-space galaxy correlation function
建立准确而灵活的星系晕连接模型是在非线性尺度上模拟星系团的关键。最近的研究发现，光环浓度本身不能捕捉到完整的星系组装偏差效应，而光环的局部环境可以是星系组装偏差的一个很好的指标。在本文中，我们提出了一个扩展的晕占据分布模型（HOD），其中包括一个基于浓度的组装偏差项和一个基于环境的组装偏差项。我们用这个模型对重子振荡光谱巡天（BOSS）CMASS星系样本的二维红移空间2点关联函数（2 PCF）进行了很好的拟合（chi^2/DoF = 1.35）。我们发现，包括这两个组件偏置项是强烈赞成的数据和标准的5参数HOD强烈拒绝。更有趣的是，红移空间2 PCF驱动组件偏置参数的方式，优先分配星系的低质量晕。这导致星系-星系透镜效应的预测与观测结果在1 σ范围内，缓解了星系团和透镜效应之间的紧张关系。我们还展示了一个一致的3-5sigma偏好的积极的基于环境的装配偏差，持续超过变化的适合。我们推测，环境的依赖性可能是由潜在的过程，如合并和反馈，但也可能是一个更大的晕边界，如回溅半径的指示。无论如何，这项工作强调了建立灵活的星系晕连接模型的重要性，并展示了红移空间2 PCF的额外约束能力。
2021-01-26 astro-ph.CO
The intriguing life of star-forming galaxies in the redshift range 1 < z < 2 using MASSIV
MASSIV（Massiv Assembly Survey with SINFONI in VVDS）是ESO的一个大型计划，由84个恒星形成星系组成，跨越广泛的恒星质量，在VLT上使用IFU SINFONI观测，红移范围为1 < z < 2。为了代表正常星系群，样本是从一个定义明确、完整和有代表性的母样本中选出的。单个星系的运动学揭示了58%的星系是慢旋转的，这意味着这些星系中的很大一部分可能是通过主要的合并过程形成的，这些合并过程可能产生了由速度色散而不是旋转支持的气体厚或球状结构。对密偶星系的主要合并率的计算表明，一个典型的恒星形成星系在~9.5 Gyr后经历了~0.4次主要合并，这表明合并是驱动质量组装成红序星系的主要过程。这些物体也很有趣，因为超过四个星系中有一个星系的外围比中心更富含金属。
2012-12-06 astro-ph.CO
No tension between assembly models of supermassive black hole binaries and pulsar observations
脉冲星定时阵列（PTAs）是目前唯一的手段来寻找引力波随机背景的超大质量黑洞二进制人口，被认为是在掌握当前或不久的将来的观测。然而，Parkes PTA（Shannon et al. 2013，2015）设定的严格上限被解释为在$> 90\%$置信度下排除了当前通过星系合并和恒星相互作用硬化的双星组合范例，这表明演化被加速（通过恒星和/或气体）或停滞。使用贝叶斯分层模型，我们认为这个上限的影响，全面的天体物理学的情况下，没有调用失速，也没有更多的异国情调的物理过程。我们发现，他们是完全一致的上限，但（弱）人口参数的界限可以推断。模型之间的贝叶斯因子在$\approx 1.03$ -- $5.81$之间变化，特征振幅先验和后验之间的Kullback-Leibler分歧在$0.37$ -- $0.85$之间。考虑到之前关于星系合并率的天体物理信息，最近对黑洞-星系核球质量关系的向上修订（Kormendy & Ho 2013）在$1.6σ$中与较轻的模型（例如Shankar et al. 2016）相比不受欢迎。我们还表明，如果灵敏度提高一个数量级后仍无法检测到，那么最乐观的情况在$3.9σ$中会受到不利影响。
2017-08-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Globular cluster populations and the kinematical fingerprints of minor mergers
我们利用Monte Carlo $Λ$ CDM组装历史、小合并N体模拟以及晕质量与球状星团（GC）丰度之间的经验关系，用$M_{vir}(z=0)=10^{13.5}M_\odot$研究了大质量星系中晕GC的运动学性质.虽然吸积恒星晕的贡献占主导地位的大规模的卫星，我们表明，低维里质量的卫星（即低卫星-主机维里质量比，VMRs）是重要的贡献者人口的吸积GC。低VMR的吸积事件的相对贡献是最高的晕人口的蓝色GC和逐渐减少的红色GC和吸积星。作为一个结果的动力学摩擦的效率降低，轻微的合并，我们的人口宇宙吸积的蓝色GC系统的空间扩展，并具有较高的速度色散比红色GC，与观测结果一致。出于同样的原因，组装的历史，包括一个较小的合并更高的分数，在空间上扩展的GC人口的结果。GC视线速度分布的峰度为负值$κ$，最近观察到，在我们的模型中无处不在。因此，$κ<0$与吸积情景并不矛盾，事实上，它是小合并重要贡献的指纹。然而，我们的人口的吸积GC仍然主要是径向偏置，与配置文件的各向异性参数$β$是温和的径向中心（$β(r<10~{\rm kpc})\sim0.2$）和强烈的径向各向异性在大galactocentric距离（$β(r>30~{\rm kpc})\gtrsim0.6$），红色和蓝色的人口。
2018-10-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the choice of the most suitable indicator for the assembly state of dark matter haloes through cosmic time
星系和星系团及其高红移前体的动力学状态和形态特征与它们的聚集历史紧密相关，编码了关于这些宇宙结构形成和演化的关键信息。作为第一步，寻找一个最佳的指示器的组装状态的观察到的结构，我们使用的宇宙学模拟的一个中等的体积，严格审查的最佳定义的一个指标，能够区分暗物质晕进行合并和/或强吸积晕实验一个轻松的演变。使用中心偏移，维里比，平均径向速度，稀疏性和椭圆率的暗物质晕的组合，我们研究如何对这些参数的阈值，以及它们的相对权重，应与红移的演变，以提供最好的分类可能。这使我们能够将晕的样本分为完全放松的，轻微放松的和未放松的子样本。由此产生的分类强烈相关的合并活动，从整个模拟数据中提取的完整的合并树的分析。关于不同指标如何取决于红移和晕质量的结果，以及它们的最佳组合如何更好地匹配晕的真实组装历史，可以构成相关的提示，以找到一套适用于观测数据的合适指标。
2023-01-05 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Morphology of galaxies with quiescent recent assembly history in a Lambda-CDM universe
标准的星盘形成假设是气体冷却并流入暗物质晕的中心，保持特定的角动量。重大的合并已被证明能够破坏或高度扰动盘组件。最近，被吸积形成星系的物质的排列被指出是决定星系形态的关键因素。然而，在一个分层的情况下，星系形成是一个复杂的过程，结合这些过程和其他非线性的方式，使星系形态的起源仍然是完全理解。我们的目标是探索不同形态的星系形成历史的差异，但最近的合并历史，以确定哪些机制发挥了重要作用。我们分析了当小合并可以被认为是相关的，以确定星系形态。我们还分别研究了圆盘和中心球分量的比角动量含量。我们使用了宇宙学流体动力学模拟，其中包括一个有效的，物理动机的超新星反馈，能够调节不同质量的晕中的恒星形成。我们分析了宇宙学模拟的15个星系样本的形态和形成历史。我们对选定的星系和它们的祖先系统进行了椭球盘分解。合并系统的角动量方向以及它们的相对质量进行了估计，以分析所发挥的作用的方向和次要的合并在确定的形态。我们发现，光盘形成的特定的角动量守恒按照经典的光盘形成模型。恒星中心椭球体的比角动量与暗物质晕角动量相关，并决定幂律。删节
2014-06-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Structures of Distant Galaxies - II: Diverse Galaxy Structures and Local Environments at z = 4-6; Implications for Early Galaxy Assembly
我们提出了一个分析的结构，大小，恒星形成率，并在z~4-6的星系的局部环境特性，利用深哈勃太空望远镜的哈勃超深场成像。我们研究的星系是用莱曼break drop-out技术选择的，使用的星系是B-，V-和i-drops，它有效地选择了z=4和z=6之间的UV明亮的星爆星系。我们的主要观测发现是，z>4的恒星爆发星系在结构上具有多样性，大约有30%出现扭曲和不对称，而大多数是平滑的，显然是未受干扰的系统。我们利用几种方法来计算这些扭曲的早期星系的推断组装率，包括利用CAS系统和对计数。总的来说，我们发现一个类似的分数的星系是在对的分数有一个扭曲的结构。利用CAS方法和我们对合并时间尺度的最佳估计，我们发现对于M_{*} > 10^9-10的M_sol星系，在z<6时，推断的有效合并总数为N_m = 4.2^{+4.1}_{-1.4}。更常见的对称系统在光的浓度和它们的半光半径之间显示出显着的比例关系，揭示了已知最早的星系比例关系，并表明一些z>4的星系可能处于松弛状态。不对称的系统不显示大小和半光半径之间的相关性，并且通常大于对称的光滑系统。这些平滑系统形成的时间尺度是0.5-1 Gyr，这表明这些星系中的大多数是通过协调非常快速的气体坍缩和超过1-2 kpc的恒星形成，或者来自z > 10的合并事件。（节录）
2009-04-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
The global and radial stellar mass assembly of Milky Way-sized galaxies
我们研究了流体力学宇宙学模拟中产生的八个放大的MW大小的星系的全球和径向恒星质量组装。盘控星系（4）在最里面的部分表现出快速的初始恒星质量增长，主要是由原位SF驱动的，但自$z\sim2-1$以来，SF进入长期淬火阶段。外部区域遵循这一趋势，但随着它们的外部性而变得更加温和。结果表明，恒星质量径向增长是由内向外的，这是由内向外的结构增长和由内向外的SF淬灭共同作用的结果。半质量半径变化很快;例如，$R_{0.5}$（$z=1$）$<0.5$ $R_{0.5}$（$z=0$）。另外两个星系类似透镜状星系。一个还显示出明显的由内向外生长，另一个呈现出几乎均匀的径向质量组装。另外两个星系在后期经历了重大的合并。它们的归一化径向质量增长历史（MGHs）几乎接近，但在合并过程中或合并后的由外向内组装期间。对于所有模拟，根据$z = 0$恒星粒子年龄分布计算的考古径向MGH与当前的MGH相似，这证明异地恒星的质量聚集和径向质量传输不会显着改变其径向质量分布。我们的研究结果同意定性的化石记录的方法适用于本地星系的调查，并从回头看MW大小的星系的祖先观测观测的观测推论。然而，由内而外的增长模式是更明显的和$R_{0.5}$的增长是更快的模拟比观察推断。
2018-01-31 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
The Assembly of the First Massive Black Holes
在宇宙形成的第一个十亿年中，$\approx$ 10^9 Msun的超大质量黑洞（SMBHs）的存在激发了许多关于黑洞在早期宇宙中迅速形成和快速增长的想法。在这里，我们回顾了大质量黑洞的种子最初可能是如何组装的，它们如何随后增长到$\approx$ 10^9 Msun的质量，以及多信使观测如何区分不同的SMBH组装场景。我们得出以下结论：（1）超罕见的$\approx$ 10^9 Msun SMBH仅代表冰山一角。早期的黑洞很可能填充了恒星质量的连续体（大约）。10 Msun）到超大质量（$\approx$ 10^9 Msun）区域，反映了一系列初始质量和增长历史。(2)恒星质量的黑洞可能是由第一代恒星在红移高达z=30时留下的，但它们的初始生长通常由于宿主星系的浅势阱而受到阻碍。(3)一些较大的贫金属星系的条件很快变得有利于通过气体吸积和密集星团的合并快速形成和增长大质量的“种子”洞。(4)黑洞的质量取决于周围的环境（例如附近辐射源的数量和性质以及当地的重子流速度），以及宿主星系的金属富集和组装历史。(5)区分组装机制将是困难的，但LISA（通过合并探测大规模BH生长）和深多波长电磁观测（通过气体吸积探测生长）的组合观测特别有前途。
2019-11-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Characterising ultra-high-redshift dark matter halo demographics and assembly histories with the GUREFT simulations
本文利用 GUREFT 暗物质模拟刻画 z>6 超高红移暗物质晕的统计特征与并合历史，提供更精确的质量函数、聚集度、自旋及并合率拟合公式。
2024-05-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Assembly History and Internal Structure of Cluster Cold Dark Matter Haloes
利用Phoenix模拟发现星系团暗物质晕比星系晕内部更年轻、演化更活跃，其中心质量主要在z=3后吸积，密度轮廓和封闭质量在近70亿年内显著变化，这解释了星系团中心区域的观测特征。
2024-08-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Primordial black hole mergers from three-body interactions
目前的引力波观测为太阳质量范围内的原始黑洞（PBH）丰度设定了最严格的界限。然而，这一限制本质上依赖于PBH模型预测的合并率。以前的分析主要集中在两个二元的形成机制：早期宇宙组装脱离哈勃膨胀和动力学捕获在当今的暗物质结构。使用天体物理学背景下研究的三体过程的反应速率，我们表明，在保守的假设下，在PBH晕三体相互作用有效地产生二进制。这些双星在泊松诱导的PBH小尺度结构中以高红移形成，并且预测一小部分将在宇宙的当前年龄内合并和合并，这与它们迅速合并的动态捕获场景不一致。在一般情况下，我们发现，这个通道预测速率可比的动态捕获的情况下。然而，从三体相互作用形成的双星并没有显着贡献的整体PBH合并率，除非PBH构成了一个主要部分的暗物质以上的太阳质量范围，一种情况下，排除了目前的限制。我们的研究结果支持强边界PBH丰度在恒星质量范围内来自激光干涉仪引力波天文台/室女座/KAGRA观测。最后，我们表明，这两个动力学通道总是次主导相比，早期宇宙组装PBH合并的小行星质量范围内，而我们希望它成为相关的方案PBH最初强烈聚集。
2022-11-23 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
