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
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
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
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
The role of dry mergers for the formation and evolution of brightest cluster galaxies
利用再模拟技术，我们进行高分辨率的宇宙学模拟干合并在一个巨大的星系团中确定的千年运行。我们的初始条件包括很好地解决了复合星系模型组成的暗物质晕和恒星凸起，用于取代最大规模的集群祖晕在红移z=3。通过构造，我们的星系模型最初服从恒星质量-尺寸关系。我们证明，最亮的星系团（BCG）的演变远离科尔门迪关系所定义的较小质量的星系（即，关系弯曲）。由于BCG经历了相对大量的合并，它的总质光比明显高于典型的椭圆星系。我们还表明，暗物质和恒星之间的混合过程导致一个小的，但数值上强大的倾斜在基本平面和BCG位于倾斜的平面上。我们的模型是一致的，观察到的陡峭的对数质量光梯度作为恒星质量的函数。令人惊讶的是，我们发现只有试探性的弱失真的Faber-Jackson关系，取决于孔径的大小，不像预期的基础上孤立的合并模拟研究。这可能是由于星系轨道分布的差异，这是在我们的方法直接由宇宙学背景下，而它必须假设在孤立的合并模拟，以及BCG位于集群势阱深处的事实。
2009-02-02 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
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
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
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
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
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
Color Distributions, Number and Mass Densities of Massive Galaxies at 1.5 < z < 3: Comparing Observations with Merger Simulations
我们将观测到的1.5 < z < 3的大质量星系的颜色分布、数量和质量密度与霍普金斯等人的一个模型进行了比较，该模型将类星体和星系人口联系在富气体合并的基础上。为了检验静止的红星系是在类星体活动引起的富含气体的并合之后形成的这一假设，我们对从FIRES、GOODS-South和MUSYC巡天中提取的总面积为496弧分的大质量（M > 4 × 10^10 Msun）星系的测光结果进行了对比，这些星系的测光结果来自流体动力学并合模拟。与Hopkins et al.（2006 b）模型一样，我们使用观测到的类星体光度函数来估计合并率。我们发现，合成的U-V和V-J颜色的星系，有一个类星体的阶段，在他们的过去匹配的颜色观察到的星系，最好的特点是一个静止的恒星星族。在z ~ 2.6处，观测到的M > 4x10^10 Msun的静止红星系的数量和质量密度与模型一致，在该模型中，每个静止的大质量星系在过去都经历了类星体阶段。在z ~ 1.9时，观测到的静止星系比模型预测的少2.8倍，这些星系是高红移类星体的后代。合并模型还预测了大量的星系正在经历合并驱动的恒星形成。我们发现预测的数量和质量密度占观测到的大质量恒星形成星系的30-50%。然而，它们的颜色与观测到的恒星形成星系的颜色不匹配。特别是，尘埃红色星系的颜色无法通过模拟再现。这种差异的几个可能的起源进行了讨论。该模型的有效性的观测约束目前受…
2009-06-04 astro-ph.CO
Optical-Near Infrared Color Gradients And Merging History Of Elliptical Galaxies
合并在椭圆星系的形成和演化过程中起着重要的作用。为了了解EGs过去的合并历史，我们研究了204个EGs的光学-近红外颜色梯度。光学和近红外数据的使用提供了大的波长基线，并打破了年龄金属丰度（Z）简并，使我们能够推导出年龄和Z梯度。深度SDSS Stripe 82图像的使用使我们能够检查颜色/年龄/Z梯度如何与合并特征相关。我们发现，光学近红外颜色和年龄/Z梯度与潮汐功能的EG是一致的，这表明这两个人口经历了一个类似的合并历史平均和恒星的混合或多或少完成之前，潮汐功能消失。具有灰尘特征的EG具有比其他两种类型更陡峭的颜色梯度，即使在分析期间掩蔽灰尘特征之后，这可能是由于涉及湿合并的过程。更重要的是，我们发现，在放松和合并功能类型的颜色/年龄/Z梯度的分散，减少其亮度增加M > 10^{11.4} M_{\odot}，但保持在较低的亮度大。在探索的质量范围内，平均Z梯度几乎是恒定的，但在大质量端观察到可能的平坦化。根据我们的玩具模型，预测如何分布的Z梯度变化的结果，主要干合并，平均Z梯度应平坦化40%，其分散性变得更小的80%，每一个质量加倍的规模，如果EG的发展，只有通过主要干合并。我们的结果，虽然受到在质量端的统计数字的限制，是一致的图片，主要干合并是一个重要的机制，在M > 10^{11.4} M_{\odot}的EG的演变，但在较低的质量范围不太重要。
2013-03-04 astro-ph.CO
Modeling the red sequence: Hierarchical growth yet slow luminosity evolution
我们探索合并对大质量早型星系演化的影响，通过模拟它们的恒星星族在等级背景下的演化。我们研究了由z~1建立的一个真实的红序星族在不同的合并和恒星形成历史假设下的演化，比较了颜色、光度和质量的变化。现有的红色序列星系的纯粹被动衰落，没有进一步的合并或恒星形成，导致光度函数和颜色-星等关系的明亮端发生戏剧性的变化。如果没有合并，在固定的空间密度下，与观测相比，光度会有太多的演化。在一个固定质量的颜色和大小的变化类似于一个被动进化的人口形成相对较近，在z~2。在z=1之后发生的红序星系群的合并（“干合并”）增加了质量，抵消了现有恒星星族的衰落，使大质量星系的颜色和光度都发生了较小的变化。在z=1之后，通过富含气体的合并，一些星系从蓝色星云迁移到红色序列，年轻的恒星星族被添加到红色序列。这种祖先偏向的表现增加了年龄的分散，并导致在固定质量下z=1和z=0之间颜色和亮度的变化甚至更小。由此产生的演化看起来要慢得多，类似于在高红移（z~3-5）处形成的种群的被动演化，并且与观测结果更接近。光是测量光度和颜色演化并不足以区分古老星系的纯粹被动演化和宇宙学驱动的等级增长，尽管这些场景对宇宙历史后半期早期类型星系的质量增长有非常不同的影响。
2012-06-14 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
Testing a prediction of the merger origin of early-type galaxies: a correlation between stellar populations and asymmetry
早期型（椭圆和透镜状）星系起源的合并假说的关键预测之一是潮汐引起的不对称结构应该与相对年轻的恒星星族的特征相关。Schweizer和Seitzer（1992; AJ，104，1039）在大约4sigma置信度下发现了这样的特征。在本文中，我们重新审视了这个问题，从2微米全天巡天和斯隆数字巡天中选择了一个近10倍大的0.01<z<0.03星系样本。我们parameterized潮汐结构使用一个可重复的算法测量的不对称性，并与早期类型的星系颜色-星等关系的颜色偏移。我们恢复的颜色偏移不对称性的相关性，此外，我们证明了第一次观察到这种效果是由一个高度显着的趋势，在更高的不对称值对年轻的年龄。我们提出了一个简单的模型，用于通过富含气体的主要和次要合并来演化早期型星系，该模型再现了从z=1到现在观察到的星系积累以及现在颜色和年龄的分布。我们使用这个模型表明，如果恒星星族和不对称性是理想的“时钟”测量的时间，因为最后一个主要或次要的气体丰富的相互作用，那么我们会期望一个相当紧密的年龄和不对称性之间的相关性。我们认为，额外的散射源是自然多样性的祖先恒星形成历史，气体含量和合并质量比，但定量证实这一猜想将需要复杂的建模。我们的结论是，不对称的年龄相关性基本符合合并假说，并表明早期型星系人口的一个重要组成部分的影响，在宇宙学最近的时间主要或次要合并。
2010-10-12 astro-ph.CO
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 power of infrared AGN selection in mergers: a theoretical study
星系合并在活动星系核（AGN）中的作用仍然存在争议，部分原因是合并/AGN连接研究所固有的选择效应。特别是，发光的活动星系核在合并的后期常常被严重遮蔽。尘埃笼罩的活动星系核的中红外（IR）颜色选择，例如，广域红外巡天探测器（WISE）已经发现了大量新的被遮蔽的活动星系核。然而，这种方法是敏感的主要活动星系核，占主导地位的发射从主机。为了了解这些选择偏差如何影响合并/活动星系核连接的中红外研究，我们模拟了整个星系合并过程中活动星系核的演变。虽然中红外线的颜色密切跟踪发光，模糊的活动星系核，我们发现，近一半的合并触发活动星系核错过了共同的中红外线的选择标准，即使在后期，丰富的气体主要合并。在z < 0.5时，合并签名和双核最容易被检测到，我们发现更宽松的W1-W2 > 0.5切割大大提高了完整性，而不会显着降低可靠性。极端的核恒星爆发能够短暂地模仿活动星系核的特征，但这在合并中基本上是无关紧要的，因为这样的恒星爆发伴随着活动星系核。我们提出了一种双色切割，即使在星爆系统中也能产生高的完整性和可靠性。此外，我们表明，中红外颜色选择非常有效地识别双重活动星系核主机，最高的分数在最小的分离（< 3千秒差距）。因此，许多中红外活动星系核的合并宿主应该包含未解决的双重活动星系核;这些都是高分辨率跟踪的理想目标，特别是詹姆斯·韦伯太空望远镜。
2018-07-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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
A multiwavelength view of the ISM in the merger remnant Fornax A galaxy
我们目前的合并残留星系NGC 1316的多波长图像的目的是研究的内容，灰尘和它的关联与其他阶段的ISM。颜色指数图以及该星系的消光图揭示了NGC 1316中错综复杂的尘埃形态，即，在内部以明显的巷道形式存在，而在约6- 7千秒差距处则明显呈沿东北方向延伸的弧形格局。除此之外，这个星系中还有其他几个尘埃团和结。尘埃排放映射使用\textit{Spitzer}数据在8 $μ$ m表明，更复杂的形态结构的尘埃在NGC 1316。在光学到近红外波段上得到的消光曲线与标准的银河系曲线非常接近，表明尘埃颗粒具有类似的性质。根据消光系数估算的NGC 1316的尘埃含量为$\sim$ 2.13 $\times\, 10^5$ \Msun。与使用IRAS通量密度$\sim$ 5.17 $\times\, 10^6$ \Msun 1以及来自MIPS $\sim$ 3.2 $\times\, 10^7$ \Msun的24 $μ$ m、70 $μ$ m和160 $μ$ m处的通量密度估计的通量密度相比，这是下限。高分辨率的\textit{Chandra}观测这个合并残留系统提供了一个前所未有的看法，复杂的性质，热气体分布在NGC 1316密切匹配的形态电离气体，并在一定程度上与尘埃。在NGC 1316的光学D $_{25}$范围内的分辨源的X射线颜色-颜色图使我们能够将它们分成不同的类。
2013-03-20 astro-ph.CO
Color Magnitude Relation and Morphology of Low-Redshift ULIRGs in SDSS
我们提出了54个低红移ULIRGs的颜色星等和形态分析，IRAS 1 Jy样本的一个子集（Kim & Sanders，1998），在SDSS。在相同的红移范围内，ULIRG在M0.1r中比SDSS星系平均亮1等。大多数ULIRG（~87%）具有典型的蓝色云的颜色，只有4个源（~7%）位于红色序列中。虽然ULIRGs通常被认为是类星体相的前兆，但我们发现在“绿谷”中只有少数（约6%），大多数X射线和IR选择的活动星系核都被发现，并且没有一个活动星系核。对于14个光谱学上已确认的活动星系核（约28%），我们进行了PSF扣除，发现中心点源对总光度的贡献平均不到三分之一，它们的高光学光度和整体蓝色显然是宿主星系恒星形成活动的结果。SDSS图像的视觉检查揭示了广泛的扰动形态。利用Gini和M20系数对ULIRG的形态学分析表明，在G波段，ULIRG的分布不均匀性与盘-盘合并的数值模拟结果基本一致，只有不到一半（约42%）的ULIRG位于局部合并最多的区域.我们的研究还表明，所测量的形态参数的SNR系统的影响，因此合并星系可以出现在G-M20空间的各个区域。总的来说，我们的研究结果加强了这样一种观点，即ULIRGs包含年轻的恒星星族，并且正在进行合并。我们的研究为研究高红移的超红外星系提供了一个统一的比较样本，如斯皮策中红外选择的z=1~2的超红外星系和亚毫米星系。
2010-01-29 astro-ph.CO
E/S0 Galaxies on the Blue Color-Stellar Mass Sequence at z=0: Fading Mergers or Future Spirals?
我们确定了人口的形态定义的E/S 0星系躺在蓝色序列在本时代。我们使用三个样本分析了恒星质量大于10^8 Msun的蓝色序列E/S 0，认为单个天体可能向上朝着红色序列演化，也可能向下朝着蓝色序列演化。蓝色序列E/S 0星系随着恒星质量的减小而变得更加常见，在“关闭质量”M_s ~ 1-2 x 10^11 Msun附近，E/S 0的含量小于2%，在“双峰质量”M_b ~ 3 x 10^10 Msun附近，E/S 0的含量增加到>5%，在“阈值质量”M_t ~ 4-6 x 10^9 Msun以下，E/S 0的含量急剧增加到>20-30%。蓝序E/S 0 s在M_t以下的强烈出现与先前报道的两个序列上所有类型星系在M_t以下的平均原子气体分数的全球增加相吻合，这表明冷气体的可用性可能是蓝序E/S 0 s存在的基础。环境分析表明，许多亚M_b蓝序列E/S 0存在于低至中等密度环境中。在质量-半径和质量-西格玛标度关系中，蓝序E/S 0与红序E/S 0比晚型星系更相似，但它们代表了一个过渡类。虽然其中一些，特别是在M_b到M_s的高质量范围内，类似于可能会消失在红色序列上的主要合并残留物，但大多数低于M_b的蓝色序列E/S 0显示出盘和/或假隆起形成的迹象，这可能会被同伴相互作用增强。我们认为，亚M_b蓝序E/S 0在恒星质量和浓度上占据了一个“最佳点”，既有丰富的气体，又有最佳的恒星形成…
2009-03-21 astro-ph.CO
Modeling the Color Magnitude Relation for Galaxy Clusters
利用星系团的宇宙学N体模拟和星系形成的半解析模型，研究了星系团中观测到的色-星等关系（CMR）的起源.在CMR明亮端的星系相对于较不明亮的星系所表示的趋势的偏离可以用小合并的影响来解释
2011-06-16 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
The diminishing importance of major galaxy mergers at higher redshifts
使用质量选定的星系样本从深多波长数据，我们调查的发病率之间的z=0.4-2的密切星系对。许多这样的紧密对最终会合并，因此对分数与合并率有关。在这个红移范围内，平均配对比例基本上是恒定的（演化为f_pair（1+z）^{-0.4 +/- 0.6}），大约有6+/-1%的大质量星系在30 h ^-1 kpc内有1：4或更大的伴星。假设对合并的时间尺度不是红移的强函数，这意味着在z=2之前，合并率（每单位时间）是一个类似的常数。由于在z<1时的宇宙时间大约是z=1-2时的三倍，这意味着在低红移宇宙中相应地发生了更多的合并。当次要的同伴（1：10质量比或更大）包括在内，对分数增加到~20%，仍然没有强烈的红移演变。我们还使用了休息帧颜色标准，以选择对只包含静止星系（主要的“干合并”的祖先），并发现他们是同样罕见的和恒定的4-7%的大质量静止星系表现出附近的同伴。因此，即使其他研究发现，自z=1以来，主要的合并相对不常见，我们的结果表明，在1<z<2范围内很少发生额外的合并，可能需要其他机制来解释这一时期星系的质量和大小增长。
2011-08-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Color and Stellar Population Gradients in Passively Evolving Galaxies at z~2 from HST/WFC3 Deep Imaging in the Hubble Ultra Deep Field
我们报道了利用HST ACS和WFC 3/IR图像在HUDF中识别的6个大质量（恒星质量> 10 ^{10} M_{sun}）和被动演化（比SFR <10 ^{-11}/yr）星系中的颜色梯度的探测。在匹配不同的PSF之后，我们在同心环中获得了颜色图和多波段光学/近红外光度学（BVizYJH），从最小的分辨径向（~1.7 kpc）到H波段有效半径的几倍。我们发现这些星系的内部区域比外部区域具有更红的静止框架UV-光学颜色。颜色梯度的斜率温和地取决于整体的尘埃遮蔽和静止帧（U-V）颜色，更模糊或更红的星系具有更陡峭的颜色梯度。z~2颜色梯度也比局部早期类型的颜色梯度陡。单一参数（年龄、灭绝或金属丰度）的梯度不能完全解释观察到的颜色梯度。拟合空间分辨的HST七波段测光恒星星族合成模型，我们发现，无论假设的金属丰度梯度，红色的星系内部区域比蓝色的外部区域有略高的尘埃遮蔽，虽然大小取决于假设的消光定律。导出的年龄梯度取决于金属丰度梯度的假设。我们讨论了这些星系的形成和演化的金属丰度梯度的一些假设的影响。我们发现从z~2到z~0的质量-尺寸关系的演化不是由原位扩展恒星形成驱动的，这意味着吸积或合并是主要的演化原因。颜色梯度和恒星质量之间缺乏相关性，这与单块坍缩所预测的金属丰度梯度相矛盾，单块坍缩需要大量的主要合并才能演变成z~0处观察到的情况。（节录）
2011-05-05 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
The role of mergers and halo spin in shaping galaxy morphology
在$Λ$ CDM宇宙学中，合并和暗物质晕的旋转是传统上被认为决定星系形态的因素。我们研究这一假设，考虑大约18,000个中央星系在$z=0$与恒星质量$M_{\ast} = 10^{9}-10^{12} \, {\rm M}_{\odot}$选择从插图宇宙流体动力学模拟。吸积恒星的比例-用来衡量大质量、近期和干合并的重要性-随着星系恒星质量的增加而急剧增加，从矮星的不到5%增加到最大质量天体的80%，合并对星系形态的影响也相应增加。对于具有$M_{\ast} \gtrsim 10^{11} \, {\rm M}_{\odot}$的星系，合并具有预期的效果：如果气体贫乏，它们促进球状星系的形成，而气体丰富的合并有利于大质量盘的形成和生存。然而，这种趋势在较低的质量时会中断。对于对象与$M_{\ast} \lesssim 10^{11} \, {\rm M}_{\odot}$，合并似乎并没有发挥任何重要的作用，在确定的形态，吸积恒星分数和平均合并气体分数是无法区分的球状和盘主导的星系。另一方面，晕自旋与形态主要在样品中质量最小的物体（$M_{\ast} \lesssim 10^{10} \, {\rm M}_{\odot}$），但只有弱的星系以上的质量。我们的研究结果支持这样一种情况，即（1）合并在塑造大质量星系的形态中起着主导作用，（2）晕旋对矮星的形态很重要，（3）中等大小的星系（…
2017-02-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
How do minor mergers promote inside-out growth of ellipticals, transforming the size, density profile and dark matter fraction?
自$z \gtrsim 2-3$以来，有观测证据表明椭圆星系是由内向外生长的，而不是由原位恒星形成驱动的。许多高红移的系统具有小尺寸$\sim 1kpc$和低Sersic指数n的表面亮度轮廓。最有可能的后代，平均而言，增长了两倍的质量和四倍的大小，表明$r \propto M^α$与$α\gtrsim 2$。它们还具有含$n \gtrsim 5$的表面亮度曲线。这种演化可以定性地解释两个假设的基础上：紧凑的椭圆主要是无碰撞的次要或中间的"干"合并，他们嵌入在大规模的暗物质晕。我们从理想化的无碰撞合并球状星系中得出这些结论-有和没有暗物质-质量比为1：1，1：5和1：10。对于1：1的质量比，尺寸演变为$r \propto M^α$与$α< 2$。对于嵌入在暗物质晕中的星系的小合并，大小增长得更快，轮廓形状变化得更快。中等质量比为1：5的合并得到$α\sim 2.3$，恒星质量加倍后的最终Sersic指数为$n = 9.5$。这是伴随着一个显着增加的暗物质分数在恒星半质量半径，由强大的尺寸增加探测更大，暗物质占主导地位的地区。只有少数嵌入大质量暗物质晕中的中等质量比星系合并才能导致观测到的同时由内向外的生长和轮廓形状的快速演化。除了负的恒星金属丰度梯度，这样一个"小"合并的情况下，也预测显着较低的暗物质分数为$z \sim 2$紧凑的静止星系和他们罕见的现代类似物（缩写）。
2012-12-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Intergalactic Stellar Population from Mergers of Elliptical Galaxies with Dark Matter halos
我们提出了模拟干合并遇到的椭圆星系对之间的暗物质晕。这些模拟的目的是研究在抛物线和双曲线碰撞中产生的星系间恒星星族。我们模拟了总质量/光质量比M_T/M_L分别为3和11的祖星系。碰撞星系的初始质量被选择为使得M_1/M_2和10。模型星系中充满了代表恒星的粒子，如Stanghellini等人（2006）和暗物质。这些碰撞产生的合并残余物显示出一群无界粒子，既有黑暗的，也有明亮的。粒子的数量变得无界取决于轨道配置，双曲线的遭遇比抛物线的遭遇产生更大的发光集群内人口。此外，在相同轨道参数的模拟中，较低的M_T/M_L碰撞星系产生的无界发光粒子的比例较大。对于每一个模型的碰撞，无界的初始恒星质量的分数是相同的，在所有的质量箱考虑，类似于我们以前发现的建模遇到的星系没有黑暗的晕。我们模拟得到的星系际光度占总光度的比例在暗亮质量比为10和2时分别为~ 4%和~ 6%。这些无界的总发光分数从17%下降，我们以前发现的情况下，没有黑暗的晕。我们的研究结果与星系群中观察到的星系际光广泛一致，而我们以前的模型没有黑暗的晕的结果更好地包括观察到的集群内人口。我们提出了一个可能的星系际恒星形成的方案。
2009-11-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Zurich Environmental Study (ZENS) of Galaxies in Groups along the Cosmic Web. V. Properties and Frequency of Merging Satellites and Centrals in Different Environments
我们使用苏黎世天体物理研究（ZENS）数据库，调查合并分数$Γ$和合并星系的性质的环境依赖性在一个样本的~1300组星系与$M>10^{9.2}M_\odot$和0.05<z<0.0585。在我们的研究中调查的所有星系质量箱中，我们发现$Γ$在具有晕质量$M_{HALO}>10^{13.5} M_\odot$的组中相对于质量较小的系统减少了~2-3倍，这表明在大的势阱中合并活动受到抑制。仅在松弛群的基准情况下，我们测量了一个变化$ΔΓ/Δ\log (M_{HALO}) \sim - 0.07$ dex $^{-1}$，它几乎与星系质量和合并阶段无关。在星系质量$>10^{10.2} M_\odot$，大多数合并是干吸积淬火卫星到淬火中心，导致一个强大的增加$Γ$减少集团中心的距离在这些质量scales.Both卫星和中央星系在这些高质量的合并没有不同的颜色和结构特性从控制样本的非合并星系的质量和等级相等。在星系质量$<10^{10.2} M_\odot$，我们主要探测卫星-卫星对和恒星形成系统之间的合并，而紧密对（投影距离$<10-20$ kpc）显示$\sim2\times$增强（特定）恒星形成率和$\sim1.5\times$比类似质量的非合并卫星更大的尺寸。在合并和控制样本卫星种群的大小和SFR的增加导致类似的表面恒星形成密度。
2015-01-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the Origin of Intracluster Light in Massive Galaxy Clusters
利用哈勃空间望远镜对4个0.44<z<0.57的星系团的ICL起源和聚集历史进行了初步研究。使用该簇的样本，我们在z=0.5处对这种簇的ICL表面亮度分布中的散射量设置了经验限制，并通过测量ICL表面亮度分布、ICL颜色和颜色梯度以及10<r<110 kpc内的总ICL光度来约束ICL的祖群和形成机制。所观察到的散射是物理的，这与ICL组装过程、形成时期和/或ICL含量的差异有关。利用恒星星族合成模型，我们将观测到的颜色转化为金属丰度。对于四个集群中的三个，我们发现了明显的负梯度，平均而言，从BCG中心区域的超级太阳到ICL的太阳下逐渐减少。这种负的颜色/金属丰度梯度可能来自L* 星系的潮汐剥离和/或矮星系的分裂，但不是与BCG的主要合并。我们还发现110 kpc的ICL具有与m*+2红序星系相当的颜色，10<r<110 kpc的总光度为4-8 L*。这表明ICL主要是由从L>0.2 L* 的星系中释放出来的恒星所控制，并且无论是矮星分裂还是与BCG的主要合并都不能单独解释观测到的光度水平，并且与观测到的光度函数的暗端斜率的演变或对z=1以来BCG主要合并数量的预测保持一致。综上所述，这项初步研究的结果表明，这些星系团的形成历史中，ICL是建立了剥离>0.2 L* 星系，并不利于显着贡献的ICL的矮破坏或主要合并与BCG。
2015-01-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gravitational waves from supermassive black hole binaries in ultra-luminous infrared galaxies
纳赫兹波段的引力波是研究星系核中超大质量黑洞宇宙演化的重要工具。我们考虑高$z$超亮红外星系（ULIRGs）中的SMBH双星作为随机GW背景（GWB）的来源。ULIRGs可能与富含气体的星系合并有关，这些合并可能在星系的生命中最多发生一次，而不像在低红移时的多次干合并。采用一个完善的样本ULIRGs，我们研究的性质，由于合并的二元SMBHs在这些星系的GWB。由于ULIRG群体在$z>1.5$达到峰值，因此即使BH合并延迟长达$\sim $ 10 Gyrs，GWB的振幅也不会受到影响。尽管罕见的高$z$ ULIRGs，我们发现一个紧张的上限脉冲星定时阵列（PTA）的实验。这一结果表明，如果一小部分的ULIRGs $f_{\rm m,gal}$与SMBH二进制，然后不超过$20 f_{\rm m,gal}(λ_{\rm Edd}/0.3)^{5/3}(t_{\rm life}/30~{\rm Myr})~\%$的二进制SMBH在ULIRGs可以合并在哈勃时间内，ULIRGs的爱丁顿比（$λ_{\rm Edd}$）和它们的寿命（$t_{\rm life}$）的合理值。
2018-09-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Two Candidates for Dual AGN in Dwarf-Dwarf Galaxy Mergers
双重活动星系核对于理解星系合并引发的黑洞的燃料供给和结构的分级生长是重要的。最少探索的双重活动星系核类型是那些与两个矮星系合并有关的活动星系核。根据观测和宇宙学模拟，矮星系是早期宇宙中最丰富的星系类型，星系合并率主要由矮星系决定。然而，这些合并通常太遥远而无法直接观测到，并且与低红移矮-矮合并相关的对偶活动星系核是出了名的难以找到。在本文中，我们提出的第一个结果，我们的大规模搜索这种难以捉摸的类型的对象和前两个候选人的双重活动星系核在矮-矮合并。这两个物体都表现出星系合并/相互作用的潮汐特征（尾巴和桥）。其中一个天体显然处于活动星系核分离小于5 kpc的合并后期，而另一个则处于建立潮汐桥的相互作用星系的合并早期。这两个天体都有双重的发光X射线源，很可能是由于大质量黑洞的活跃吸积。此外，这两个物体都有红外对应物，颜色与AGN一致。后续的观测将使我们得以一窥控制星系生长最早阶段的关键过程，它们的中心黑洞，以及合并引起的恒星形成。
2022-11-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
