The Major and Minor Galaxy Merger Rates at z < 1.5
计算星系合并率既需要对被确定为合并候选者的星系进行普查，也需要宇宙学平均的“可观测性”时标T_obs（z）来确定星系合并。虽然许多人使用各种技术计算星系合并，但这些技术的T_obs（z）受到很差的限制。我们解决这个问题，通过校准三个合并率估计与一套流体动力学合并模拟和三个星系形成模型。我们估计了（1）具有一系列投影间隔的近距离星系对，（2）形态指标G-M20，和（3）形态指标不对称性A的T_obs（z）。然后，我们将这些时间尺度应用于最近文献中z < 1.5时观察到的合并分数。当我们的物理动机的时间尺度被采用时，观测到的星系合并率在很大程度上变得一致。星系合并率之间的其余差异可以通过不同技术测量的质量比范围的差异和不同的母星系选择来解释。对于常数密度的样本，每单位同向移动体积的主合并率随红移的变化（~（1+z）^（+3.0 \pm 1.1））比常数恒星质量或被动演化光度的样本（~（1+z）^（+0.1 \pm 0.4））更强。我们通过从由G-M20确定的“总”合并率中减去来自紧密配对的主要合并率来计算次要合并率（1：4 < M_{sat} / M_{primary} <~ 1：10）。在z ~ 0.7时，隐含的次要合并速率是主要合并速率的3倍，并且几乎没有随红移而变化。
2011-08-11 astro-ph.CO
Tidal Tales of Minor Mergers: Star Formation in the Tidal Debris of Minor Mergers
小星系合并的潮汐碎片如何影响螺旋星系或星系际介质的结构？虽然大合并已知会在潮汐碎片中产生潮汐矮星系和星团等结构，但对小合并（矮星系和盘星系之间的质量比小于三分之一）及其潮汐碎片知之甚少。这项工作调查6附近的小合并使用光学宽带和H-α窄带成像，以表征恒星形成的潮汐碎片。在6次合并中均发现了年龄小于潮汐尾动力学年龄的年轻星团，表明星团是就地形成的。即使较小的合并贡献较少的潮汐碎片的每一个相互作用比大合并，他们更常见，并可能有助于结构的所有类型的星系和星系际介质在整个宇宙的历史。
2009-09-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
A minor merger origin for stellar inner discs and rings in spiral galaxies
最近的观测表明，内盘和环（ID和IR，以下简称）并不适合在棒星系中发现，这一事实表明，与传统的棒起源方案不同的形成机制的相关性。相比之下，小合并在这些内部组件（IC）的形成中的作用，虽然经常调用，仍然知之甚少。我们通过无碰撞N体模拟研究了旋涡星系中小合并触发ID和IR形成的能力。我们已经运行了一个电池的次要合并，其中主要和次要的模拟为盘鼓晕星系与现实的密度比。的形态，结构和运动学的IC所产生的未成年人合并进行了详细的分析。所有模拟的小型合并都是在旋转的支持下，从卫星材料中发展出薄的IC。已经获得了广泛的形态动物园的IC（包括ID，IR，伪环，嵌套ID，螺旋图案，以及它们的组合），但所有的结构和运动学性质类似的观察。由此产生的IC的存在可以通过它们在最后残余物的等照度剖面和运动学图中留下的特征来推断，就像在许多真实的星系中一样。在本模型中使用的现实密度比使卫星经历更有效的轨道圆化和中断比以前的研究。结合盘共振所引起的遭遇，这些过程让位于高度对准的共同和反旋转的IC在残余中心。因此，小合并是在旋涡星系中形成旋转支撑的恒星IC的有效机制，既不需要强烈的耗散，也不需要明显的条（删节）。
2011-05-29 astro-ph.CO
Merger Driven Explosive Evolution of Distant Galaxies (Minor Mergers)
我们推导出的Smoluchowski动力学方程的质量函数的星系，它描述合并在微分近似，合并与低质量星系的主导因素的解决方案。初始分布的演变进行了分析，以及从全球宇宙膨胀的星系（晕）所代表的源的影响。结果表明，在超深哈勃场中观测到的恒定质光比下，光度函数的幂律部分的斜率的演化可以描述为星系合并驱动的爆炸性演化的结果。在这种情况下，指数完全取决于作为质量函数的合并概率的均匀程度。
2013-09-07 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
A coincidence of disturbed morphology and blue UV colour: minor-merger driven star formation in early-type galaxies at z~0.6
我们利用多波长测光的早期型星系（ETG）的COSMOS调查证明，低级别的恒星形成活动的ETG人口在中等红移可能是由轻微的合并。分裂的ETG成星系，显示干扰的形态指示最近的合并和那些出现放松，我们发现，约32%的ETG人口出现形态干扰。虽然放松的对象几乎完全包含在紫外线红色序列中，但它们的形态干扰对应物主导了对蓝色紫外线颜色的散射，无论亮度如何。经验和理论上确定的红移范围z<1的主要合并率低了好几倍，无法解释我们样本中受干扰ETG的比例，这表明次要合并代表了驱动我们样本中观察到的恒星形成活动的主要机制。在这些事件中形成的年轻恒星成分的年龄在0.03到0.3百万年之间，通常贡献不到10%的残余恒星质量。最近的工作表明，附近的ETG的结构演化与一个或多个小合并是一致的，我们的研究结果表明，大规模ETG的整体演化可能会受到后期小合并的严重影响，并强调需要在未来的观测调查中系统地研究这一过程。
2010-10-09 astro-ph.CO
UCDs as Probes of the Major and Minor Merger Histories of Galaxies
两种相互竞争的理论认为超致密矮星（UCD）要么是矮星系的剥离核，要么是与最大的球状星团（GC）系统相关的巨型球状星团（GGC）。通过关注年轻UCD可能最常见的领域和群体环境，我们发现了第一个UCD，这显然是最近（<4 Gyr ago）剥离伴星星系的结果。然而，我们也发现了一个通过GC形成过程产生的多UCD系统的明确案例，这可能与主要的星系合并有关。我们证明，这是可能的，以可靠地区分两种类型的UCD，从而探测个别星系的主要和次要合并的历史。
2010-09-14 astro-ph.CO
The VIMOS VLT Deep Survey: the contribution of minor mergers to the growth of L_B >= L*_B galaxies since z ~ 1 from spectroscopically identified pairs
本文在VVDS深光谱巡天中测量了L_B >= L_B * 星系的合并分数f_m。我们将运动学密偶定义为在天面上的间距为5 h ^-1 kpc < r_p <= r_p^max且在红移空间中的相对速度Δ v <= 500 km s^-1的星系。我们将r_p^max从30 h ^-1 kpc变化到100 h ^-1 kpc。我们研究了两个红移区间内的f_m和两个星系对中B带光度比μ的几个值，从1/2到1/10。我们取mu >= 1/4和1/10 <= mu < 1/4作为主合并和次合并。并合分数随z的增加而增加，并合分数对μ的依赖关系可以很好地描述为f_m（>= μ）与μ ^s成正比。s的值从z = 0.8时的s = -0.60 +-0.08演变到z = 0.5时的s = -1.02 +-0.13。明亮星系的次要合并分数随红移呈幂律（1+z）^m演化，合并分数指数m = -0.4 +-0.7，合并率指数m = -0.5 +-0.7。我们根据静止坐标系NUV-r色将我们的主星系分为红色和蓝色，发现i）红色星系的f_m较高，ii）红色星系的f_m^不随z的变化而变化，iii）蓝色星系的f_m^变化剧烈。结果表明，由于大小合并，正常L_B >= L*_B星系的质量自z ~ 1以来增长了约25%.合并的质量增长的相对贡献是约25%，由于较小的合并和约75%，由于主要的。合并的相对效应对红色星系…
2011-02-22 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 effects of a hot gaseous halo on disc thickening in galaxy minor mergers
我们采用流体动力学模拟研究耗散气体物理的影响，在较小的合并盘星系的垂直加热和增厚。我们第一次提出了一套模拟，其中包括一个扩散，旋转，冷却，热气体晕，宇宙流体动力学模拟以及星系形成模型预测。我们研究了在1：10和1：5合并过程中，这种新的气体成分对类银河系恒星盘垂直结构的影响。对于1：10合并，我们发现没有增加最终薄盘规模的高度相比，孤立的模拟，导致的结论，薄盘可以存在，即使在1：10合并后，如果有合理数量的热气体。其原因是新的冷气体的吸积，导致形成了一个巨大的新的薄恒星盘，主导了表面亮度分布。在以前的研究中，我们只包括冷气在磁盘中，我们表明，冷气的存在减少了增厚的一个小合并相对于无气体的情况。在这里，我们表明，在冷却热晕存在的情况下，天秤高度的演变由新星盘的形成主导。在这种情况下，厚盘是在z> 1的小合并中变厚的旧恒星盘，而薄盘是合并后重新形成的新恒星盘。此外，我们研究了1：5合并过程中尺度高度的演变，发现即使在合并后，只要有足够的热气，也可以存在薄盘。在我们的模拟中，最终的尺度高度取决于热气晕的质量，风的效率和合并质量比。我们发现合并后的值在0.5 <z0 <1.0 kpc的范围内与观测的本地星系的限制。
2011-08-08 astro-ph.CO
The importance of minor-merger-driven star formation and black-hole growth in disk galaxies
我们使用SDSS条纹82经验量化的恒星质量和黑洞增长引发的局部螺旋（盘）星系的小合并。由于大的合并破坏了盘并产生了球状体，因此形态上受到干扰的螺旋体很可能是小合并的残余。扰动螺旋星系表现出增强的比恒星形成率（SSFRs），这种增强在“后期”形态类型的星系（有更多的气体和更小的凸起）中增加。通过将SSFR增强与螺旋在这种“增强”模式中花费的时间分数相结合，我们估计，在局部螺旋中，约40%的恒星形成是由小合并直接触发的。扰动螺旋也表现出更高的核吸积率，这意味着较小的合并提高了中央黑洞的增长率。然而，比吸积率显示出比SSFR中的增强更低，这表明恒星质量和黑洞增长之间的耦合在小合并驱动的情节是弱的。鉴于恒星形成的重要部分是由轻微的合并引发的，这种较弱的耦合可能有助于在螺旋中的恒星与黑洞质量关系中观察到的大的内在散射。将我们的结果与早期星系中的恒星形成相结合-这是次要合并驱动的，占恒星形成预算的约14%-表明局部宇宙中大约一半的恒星形成活动是由次要合并过程引发的。
2014-02-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy interactions I: Major and minor mergers
我们研究从斯隆数字巡天（SDSS-DR7）中选择的星系对样本，我们进行了分析的次要和主要合并的目的是调查相互作用的星系属性的依赖。我们建立了一个星系对目录，要求rp <25 kpc h-1和Delta V <350 km s-1，红移z <0.1。通过对SDSS图像的目视检查，我们去除了错误的识别，并将相互作用分为三类：经历合并的对，M;具有明显潮汐特征的对，T;和未受干扰的，N。我们还根据星系成员的光度比将对样本分为次要和主要相互作用。我们通过颜色和恒星形成率来研究恒星形成活动。我们发现，10%的对被归类为M。这些系统显示出过剩的年轻恒星星族，从Dn（4000）光谱指数，颜色和恒星形成率的成员星系，我们认为，是直接关系到正在进行的合并过程的效果推断。我们发现30%的对表现出潮汐功能（T对）与成员星系显示老恒星星族的证据。无论颜色分布如何，我们发现在最强的合并中有一个突出的蓝色峰，而在较小的合并下有潮汐迹象的对显示出强烈的红色峰。因此，我们的研究结果表明，星系相互作用是重要的驱动星系双峰的演化。通过增加两个成员的恒星质量和恒星形成率，我们探索了恒星形成的整体效率对作为一个整体。我们发现，在一个给定的总恒星质量，主要合并是显着更有效的（一个因素2），在形成新的恒星，相对于两个未成年人合并或控制样本的非相互作用的星系。
2011-11-09 astro-ph.CO
The NGC7771+NGC7770 Minor Merger: Harassing the Little One?
对质量比通常大于3：1的小型合并的数值模拟预测，全球恒星形成活动几乎没有增强。然而，这些模型也预测卫星星系比主星系更容易受到相互作用的影响。我们使用光学积分场光谱和深光学成像研究NGC 7771 + NGC 7770相互作用系统（~10：1恒星质量比）来验证这些预测。我们发现，卫星星系NGC 7770目前正在经历一个星系范围的星暴，大部分的可见光来自年轻和后星暴恒星星族（<1 Gyr）。这个星系位于复合星系的局部恒星形成序列之外，具有增强的综合特定恒星形成率。我们还在NGC 7770的外围探测到Halpha发射的气体细丝。这些气体似乎是从两个星系中的一个星系剥离出来的，并受到冲击的激发。所有这些结果与NGC 7770在第一次近距离通过后的小合并诱导的恒星形成事件一致。在主星系NGC 7771上没有观察到这种效应。
2012-06-08 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
Spectro-photometric close pairs in GOODS-S: major and minor companions of intermediate-mass galaxies
（节略）我们的目标是提供合并频率，包括主要和次要的合并，来自密切对统计。我们使用B波段光度和质量有限的样品从斯皮策/IRAC选择的目录GOODS-S。我们提出了一种新的方法来计算密切的同伴，Nc的数量时，光谱红移信息是部分的。我们选择那些天平面上相距6 h ^-1 kpc < rp <21 h ^-1 kpc，红移空间中差值Δ v <= 500 km s^-1的星系作为近伴星系。我们为四个不同的B波段选择的样本提供Nc。Nc随着光度的增加而增加，在更明亮的样品中，它随红移的演化更快。我们提供了M_star >= 10^10 M_Sun星系的Nc，发现在0.2 <= z < 1.1的范围内，包括次要伴星（质量比>= 1/10）的数量大约是单独的主要伴星（质量比>= 1/3）数量的两倍。我们比较了主要的合并率计算的形态学标准的密切对，发现这两种方法提供了类似的合并率场星系时，祖偏差被考虑在内。最后，我们估计总的（主要+次要）合并率是主要合并率的1.7倍。在z=1和z=0的M_star >= 10^10 M_Sun早型（E/S 0/Sa）星系中，只有30%~ 50%的星系可能经历过一次大合并或小合并。因此，自z=1以来，红色序列增长的一半与合并无关。
2010-05-04 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
The Hierarchical Origins of Observed Galaxy Morphology
星系团主要通过吸积驱动的恒星形成和合并驱动的凸起生长而生长。这些过程隐含在星系形成的半解析模型中，特别是与星系团的膨胀直接相关的星系晕及其星系的层次结构。在本文中，我们考虑两个半分析模型的几种实现。重点关注仅在合并过程中形成凸起的实现，我们研究了椭圆星系以及被动星系和恒星形成盘星系的分数与恒星和晕质量的函数，对于中心系统和卫星系统。将其与具有准确视觉形态分类且M_{stellar} > 10^10.5 M_{sol}的观测交叉匹配的星系SDSS+ RC 3 z ~ 0样本进行比较。该模型定性地再现了所观察到的椭圆形分数与恒星质量的增加，并与晕质量的中央星系，支持的想法，观察到的椭圆形的形式在重大合并。然而，与z ~ 0数据相比，由模型产生的总体椭圆分数太高。由于“被动”--即非恒星形成--部分被近似地再现，并且由于恒星形成盘星系的部分也被再现，问题是模型以牺牲被动S 0和螺旋星系为代价过度产生椭圆星系。膨胀增长的实现（调整到重现模拟），允许残留的光盘在主要合并的生存仍然破坏了太多的光盘。增加卫星的寿命，或者允许合并残余物周围的圆盘再生，只是增加了恒星形成的圆盘星系的比例。相反，似乎有必要降低合并星系的质量比，以便大多数合并在盘状星系残留物中产生适度的隆起增长，而不是椭圆星系。[删节]
2013-05-30 astro-ph.CO
A Herschel-ATLAS study of dusty spheroids: probing the minor-merger process in the local Universe
我们使用来自Herschel-ATLAS、WISE、UKIDSS、SDSS和GALEX的多波长（0.12 - 500微米）光度计，研究了23个附近具有显著尘埃带（DLSG）的球状星系。DLSG被认为是最近的小合并的残余物，使它们成为研究球状体的星际介质和附近宇宙中小合并驱动的恒星形成的理想实验室。DLSG的恒星形成率（SFR）在0.01 ~ 10 MSun yr^-1之间，中值为0.26 MSun yr^-1（比平均SG大3.5倍）。这些星系中的尘埃质量中值、尘埃与恒星质量比和尘埃温度分别约为10^7.6 MSun yr^-1、~0.05%和~19.5 K。尘埃质量至少是恒星质量损失的50倍，并且像SFR一样，与星系光度没有相关性，这表明ISM和恒星形成都有外部驱动因素。采用文献中的气体尘埃比和恒星形成的历史，从适合全色测光，我们估计，在这些系统中的中值电流和初始气体-恒星质量比分别为~4%和~7%。如果像最近的工作所指出的，在球状体中驱动恒星形成的小合并（NUV-r）>3.8（我们的DLSG的颜色范围）具有1：6和1：10之间的恒星质量比，那么卫星气体分数可能> 50%。
2013-07-30 astro-ph.CO
The structures and total (minor + major) merger histories of massive galaxies up to z = 3 in the HST GOODS NICMOS Survey: A possible solution to the size evolution problem
本文研究了80个大质量（M * > 10^11 M sol）星系在高红移（z = 1.7 - 3）下的主星系（质量比> 1：4）和次星系（质量比> 1：100）的合并历史。我们利用极深和高分辨率的HST H波段成像从GOODS NICMOS调查（GNS），这对应于在探测的红移静止帧光波长。我们发现在高红移的大质量星系经常受到形态上的扰动，在z = 1.7 - 3时CAS推导的合并分数f_m = 0.23 +/- 0.05。我们发现密切的对方法之间的协议（30千秒差距的孔径）和CAS方法推导主要合并分数在所有的红移。我们推导了M * > 10^9 M sol星系的大质量星系的合并历史，发现合并历史与对数恒星质量和星等范围大致呈线性关系。我们测试我们的密切对方法，利用模拟星系目录从千年模拟。我们计算出从z = 3到现在，恒星质量敏感度阈值约为1：100时，合并的总次数为（4.5 +/- 2.9）/ <τ_m>（其中τ_m是Gyr中的合并时标，随质量变化）。这相当于在过去的11.5 Gyrs中，由于合并，平均质量增加了（3.4 +/- 2.2）x 10^11 M_sol。我们发现，这些星系观测到的大小演变可能主要是由这种合并。
2011-11-24 astro-ph.CO
Can Gas prevent the Destruction of Thin Stellar Discs by Minor Mergers?
我们研究了盘星系在小合并过程中耗散气体物理对垂直加热和增厚的影响。我们产生了一套轻微的合并模拟银河系类星系。该套件包括无碰撞模拟以及流体动力学运行，包括银河系盘中的气体成分。我们发现，在无耗散模拟轻微合并导致磁盘的规模高度增加到一个因素~2。当考虑到盘中存在气体时，对于20%（40%）的初始盘气体分数，该增厚减少了25%（50%），导致在0.6和0.7kpc之间的最终刻度高度z 0，而与初始刻度高度无关。我们认为，气体的存在减少磁盘加热通过两种机制：吸收动能的气体和/或形成一个新的薄恒星盘，可以导致加热的恒星向盘平面重新收缩的冲击能量。我们表明，在我们的模拟中，大部分的气体被消耗在合并过程中，因此，一个新的薄盘的再生有一个可以忽略不计的影响合并后的星系的z 0。在我们的模拟中发现的最终盘标度高度与螺旋星系垂直结构的研究非常一致，其中大多数系统的标度高度为0.4 kpc <z 0 < 0.8 kpc。我们还发现，最近对银河系薄盘的尺度高度的测量与我们的流体动力学模拟结果之间没有紧张关系。我们的结论是，在银河系和外部星系薄盘的存在是不明显的冲突与CDM模型的预测。
2009-12-14 astro-ph.CO
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 Dark Halo - Spheroid Conspiracy and the Origin of Elliptical Galaxies
动力学模拟和强透镜数据表明，早型星系的总密度分布接近等温，即，rho_tot ~ r^gamma，其中gamma约为-2。为了了解这个普遍的斜坡的起源，我们研究了一组模拟的球状体形成孤立的二进制合并以及宇宙学框架内的形成。总的恒星加上暗物质的密度分布总是可以用幂律来描述，指数γ约为-2.1，对于更紧凑、质量更低的椭圆星系，斜率倾向于更陡。在二元并合中，气体的量决定了斜率的精确陡度。这与宇宙学模拟的结果一致，在宇宙学模拟中，斜率更陡的椭圆星系有更高比例的恒星在原地形成。每个贫气体合并事件使斜率向γ ~-2演化，一旦达到该斜率，进一步的合并事件不再改变它。我们所有的椭圆星系都有平坦的恒星和暗物质速度色散曲线。我们得出结论：恒星和暗物质组合系统的平坦速度色散剖面和总密度分布的斜率为γ ~ -2，这是一个自然吸引子。各种复杂的形成历史，目前在宇宙学模拟，包括主要以及次要的合并事件，是必不可少的，以产生全方位的观察到的密度斜率，今天的椭圆星系。
2013-03-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mergers and Bulge Formation in Lambda-CDM: Which Mergers Matter?
我们使用一套半经验模型来预测星系合并率和贡献的合并质量，红移和质量比的函数隆起增长。该模型使用经验晕占领的限制，以确定合并，连同高分辨率的模拟，以量化合并与不同的属性有助于隆起人口。我们发现很好的协议与各种观测约束，并提供拟合函数的合并率和贡献的膨胀增长。我们得出了几个有力的结论。(1)主要的合并决定了L * 凸起和球状体质量密度的形成和组装，次要合并贡献约30%。(2)这与质量有关：在较低质量的系统中，凸起的形成主要是由更多的小合并所决定的。在较高的质量，凸起形成在L * 附近的主要合并，但随后组装在次要的合并。(3)次要/主要的贡献也是形态依赖的：较高的B/T系统形成在更多的主要合并，较低的B/T系统形成在原位从次要合并。(4)低质量的星系，富含气体，需要更多的主要合并，以达到相同的B/T作为高质量的系统。(5)绝对的合并率随着星系质量的增加而增加。(6)预测率同意与观察，但表明，一些形态选择的样品包括污染的小合并。(7)预测的速率与膨胀质量随宇宙时间的综合增长一致，但有2个因子的不确定性-一半的膨胀质量密度可能来自非合并。我们考虑了约1000种模型变化，并量化了由此产生的不确定性。关于主要/次要贡献的膨胀增长的结论是非常强大的，绝对合并率有系统的因素~2的不确定性。
2010-02-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo Occupation Distributions of Moderate X-ray AGNs through Major and Minor Mergers in a $Λ$-CDM Cosmology
受Allevato et al.（2012）在COSMOS领域中最近推断的X射线选定活动星系核晕占据分布（HOD）形式的启发，我们使用一个基于$Λ$ -CDM宇宙学中暗物质晕（DMH）之间合并活动的简单模型，研究了中等亮度X射线活动星系核（mXAGN）的HOD性质。在上述情况下，在$z=0.5$模拟的mXAGN的HOD和数密度与Allevato等人（2012）的结果进行比较。我们发现，模拟的HOD的主要和次要合并，和观察到的mXAGN是一致的。我们的主要结果是，未成年人合并，相反，人们可能会期望，可以发挥重要作用的活动mAGN。
2015-10-28 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 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
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
Characteristics of thick disks formed through minor mergers: stellar excesses and scale lengths
通过N-body/SPH模拟，我们研究了通过小合并形成的厚盘的形态学特性。结果表明，厚盘并合后的垂直面密度分布服从sech函数，在远离盘中面的区域（z>2kpc）存在过剩。这种恒星过剩也遵循一个sech函数，其尺度高度比主要的厚盘组件更大，并且通常由来自主星系的恒星主导。在超星系中的恒星的自转速度比在厚星系盘中的恒星的自转速度要低，因此它们可能会与内星系晕中的恒星混淆。厚盘尺度高度随半径的增加而增加，并且对于富含气体的原始星系，其增加的速率较小。相反，恒星过剩的标度高度与半径和气体分数无关。我们还发现，合并后的厚盘的径向尺度长度比薄盘的径向尺度长度大10-50%。两次连续的合并对恒星盘的加热效果基本上与总质量相同的单次合并相同。为了研究如何通过长期过程产生的厚磁盘可能不同于那些产生的小合并，我们还模拟了引力不稳定的富气磁盘。这些盘既不会产生恒星过剩，也不会产生大于1的厚盘与薄盘尺度长度之比。我们的模拟结果与观测到的银河系和邻近星系的厚盘与薄盘尺度长度之比以及银河系的Toomre图是一致的。我们的结论是，小合并是一个可行的机制，为创建银河系厚盘和调查恒星在几个千秒差距以上的银河系和其他星系的中平面可能提供一个定量的方法来研究星系的小合并的历史。
2011-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
A minor merger scenario for the ultraluminous X-ray source ESO 243-49 HLX-1
点状X射线源HLX-1是已知最亮的超亮X射线源，也可能是最强的中等质量黑洞候选者。HLX-1位于S 0星系ESO 243-49中，但相对于核心偏移，其光学对应物被识别为大质量星团。在本文中，我们研究，通过N体/光滑粒子流体动力学模拟，ESO 243-49正在经历（或刚刚经历）与富含气体的低质量晚型星系的小合并的情况。模拟结果表明，在ESO 243-49中观测到的恒星形成率（SFR）是相互作用的结果，并且伴星系已经经历了第二次近心点通过。我们认为HLX-1的对应物与次级星系的核心（可能与核星团）相吻合。我们估计，如果小合并假设是正确的，那么与HLX-1类似的X射线源的数密度约为10^-6 Mpc^-3。
2012-04-29 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Structure of Galaxies: III. Two Structural Families of Ellipticals
利用2MASS椭圆星系的等照度线半径相关，我们构造了一系列的模板表面亮度轮廓来描述椭圆星系的轮廓形状作为光度的函数。模板是一个光滑的光度函数，但没有充分匹配的任何拟合函数支持的观点，椭圆是弱非同源的结构。通过比较的模板，它被发现，椭圆被分为两个家庭，以及匹配的模板和第二类椭圆明显较浅的剖面斜率。我们把这第二类椭圆星系称为D类，这是一个古老的形态学名称，承认在摄影材料上的弥散外观。D椭圆星系的光度、大小和运动学范围与正常椭圆星系相同，但保持了最近等质量干合并的特征。我们建议，正常的椭圆增长后，最初的耗散形成时代的吸积低质量的同伴所概述的分层形成的情况下，而D椭圆是后来的等质量合并产生浅光度配置文件的结果。
2015-09-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Fundamental Line for Elliptical Galaxies
最近的研究表明，遥远宇宙中的大质量星系是令人惊讶的紧凑，其典型尺寸比附近宇宙中同等质量的星系小三倍左右。有人认为，这些大质量星系通过一系列微小的合并，成长为类似于附近星系的系统。在这个模型中，星系的大小增长是一个固有的随机过程，并由此产生的大小光度关系预计有相当大的环境依赖的散射。为了测试小合并是否可以解释大质量星系的大小增长，我们使用一个新的大型数据库（Nair & Abraham 2010）仔细研究了附近椭圆星系的大小-光度关系的散射。我们证明，这种分散比以前假设的要小得多，甚至可能是如此之小，以挑战合并驱动的大规模椭圆形成的分层模型的可扩展性。
2011-05-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
A dichotomy in radio jet orientations in elliptical galaxies
我们研究了14302个r星等大于18的SDSS星系的光学等照度线位置角和射电等照度线位置角之间的相关性。所有的星系都是由扩展的FIRST射电源确定的。对于被动早型星系，我们区分从其他使用的颜色，浓度和它们的主成分，我们发现一个强大的统计校准的射电轴与光学短轴。由于无线电发射是由吸积驱动的核黑洞，我们认为，所观察到的相关性提供了新的见解椭圆星系的结构，例如，是否从其余的星系的核运动学解耦。我们的研究结果意味着，一个显着的一部分星系是扁球体，也许旋转支持，与他们的无线电发射对准恒星短轴。值得注意的是，射电长轴与光学短轴的相关性的强度取决于射电响度。FIRST射电流量密度与恒星总光之比低的天体，短轴相关性强，而较强的射电源则不强。这种分裂可能反映了不同的形成历史，我们认为这可能是一个新的表现形式，更好地了解慢旋转和快速旋转的椭圆形之间的二分法。
2010-01-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
A minor-merger origin for inner disks and rings in early-type galaxies
核盘和核环是常见的星系子结构，有着广泛的形态类型（从S 0到Sc）。我们通过无碰撞N体模拟研究了旋涡星系内盘和内环的可能的小合并起源。这些模型证实，微小的合并可以驱动卫星物质在星系中心形成薄的、运动学上冷的结构，而不需要之前形成的棒。由于卫星轨道通过动力学摩擦经历的强圆化，卫星核心颗粒倾向于在中心势中以圆形轨道沉积。如果卫星是密集或大质量的，卫星核心的物质会到达残余中心，形成一个薄的内盘;而在低质量卫星的情况下，它在到达中心之前就被完全破坏，形成一个内环。
2009-11-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Dark influences III. Structural characterization of minor mergers of dwarf galaxies with dark satellites
在目前的和谐宇宙学中，小晕被认为是完全黑暗的，并且在轻微的合并相互作用期间可以显著地扰动低质量星系。这些相互作用很可能有助于矮星系人口的多样性。在这个领域中的矮星系经常被观察到在结构，形态和运动学上有特殊性，以及没有明显原因的恒星形成的强烈爆发。我们的目标是描述矮星系与暗卫星的微小合并的特征，以帮助它们的观测识别。我们探索和量化的各种结构，形态和运动学指标合并矮星系及其残余物使用一套流体动力学模拟。与暗卫星合并的最敏感指标是气体和恒星分布的大不对称性，增强的中心表面亮度和星爆，以及冷气体和恒星成分之间的速度偏移和错位。一般而言，合并系统涵盖最常用指标的各种值，而孤立对象往往具有更有限的值。有趣的是，我们在模拟中发现，恒星形成的显著偏心爆发可以精确定位暗卫星的位置。具有这种特点的观测系统也许是最有希望揭示迄今失踪卫星的存在的系统。
2016-09-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Impact of Stellar Populations on the Dynamics of Merger Remnants
许多研究和模拟表明，富含气体的合并对星系的整体恒星形成率和总质量函数没有显着贡献。用1.62或2.29微米的CO带头测量的发光和超铝红外星系的速度色散（σ）意味着它们将形成m < m* 椭圆星系。然而，在0.85微米处获得的钙II三重态（CaT）的σ表明所有类型的合并都将形成m > m* 椭圆星系。这里介绍的是最近的结果，基于高分辨率成像和多波长光谱学，它证明了红超巨星（RSG）或渐近巨星分支（AGB）恒星的核盘在近红外波段的主导地位，在那里尘埃遮蔽不足以阻止他们的签名。这些恒星的存在严重影响了动力学质量。在I波段，尘埃可以充分阻挡RSG或AGB恒星，LIRGs在很大的动态范围内占据基本面，几乎无法与椭圆星系区分开来。
2009-08-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dissecting the size evolution of elliptical galaxies since z~1: puffing up vs minor merging scenarios
我们利用两个目视分类的样本探讨了椭圆星系局部质量-尺寸关系的建立。在低红移时，我们从SDSS中收集了2，656个椭圆星系的子样本，而在高红移时（直到z~1），我们从GOODS的HST/ACS图像中提取了228个物体的样本。我们研究中的所有星系都有光谱数据，使我们能够确定恒星成分的年龄和质量。使用化石记录的信息包含在我们的本地样本的恒星星族，我们没有发现任何证据的年龄隔离在一个给定的恒星质量取决于星系的大小。在固定的动力学质量下，我们样本的两个极端年龄四分位数的大小差异只有<9%。因此，当地的证据并不支持这样一种情况，即现在的质量-大小关系是通过自下而上的序列逐步建立的，其中较老的星系占据了这种关系的下部，自形成以来一直保持不变。我们发现，至少从z~1开始，大小的趋势对恒星星族的年龄不敏感。这一结果支持了恒星质量-尺寸关系在z~1处形成的观点，所有星系都分布在一个大约相当于目前尺寸分布的1/2的区域。事实上，在大小的演变是独立的恒星年龄，以及没有增加的关系，红移的散射不支持膨胀的机制。然而，观测证据在现阶段不能否定次合并假说。我们已经作出了一个估计的小合并事件的数量，使高Z星系的本地关系与所观察到的大小演变兼容。由于z=0.8，如果合并质量比为1：3，我们估计约3+-1次小合并，如果比例为1：10，我们得到约8+-2次事件。
2011-05-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
A minor merger scenario for the ultraluminous X-ray source ESO 243-49 HLX-1 - II. Constraints from photometry
点状X射线源HLX-1靠近S0星系ESO 243 - 49，是已知最亮的超亮X射线源，也是最强的中等质量黑洞候选者之一。我们认为，HLX-1的对应物可能是一个卫星星系的核心，与S0星系进行轻微的合并。我们调查这种情况下运行一组N体/平滑粒子流体动力学模拟的S0星系和气体丰富的膨胀卫星星系之间的轻微合并，并通过比较的结果与可用的测光哈勃太空望远镜（HST）的数据ESO 243 - 49和HLX-1对应。特别是，我们推导出合成表面亮度轮廓模拟对应的HLX-1在六个HST过滤器，从远紫外（FUV）到红外波长。这样的合成配置文件包括一个贡献，从恒星星族与模拟中断的卫星和辐射盘模型的贡献。这些与观测到的HLX-1对应物的表面亮度轮廓相当一致，前提是合并处于足够晚的阶段（自第一次近心点通过以来>~2.5 Gyr）。模型和观测之间的主要区别是在FUV波段，HST图像显示模糊和扩展的发射。我们发现，ESO 243 - 49的隆起的光谱能量分布不能用一个单一的老恒星星族来解释，但需要存在一个年轻的恒星成分。这与我们的N体模拟得出的恒星形成历史非常一致，并且是对小合并场景的进一步暗示。
2013-05-02 astro-ph.CO astro-ph.HE
Simulations of minor mergers. II. The phase-space structure of thick discs
我们分析的相空间结构的模拟厚光盘，是一个显着的合并盘星系和卫星之间的结果。我们的主要目标是确定银河系厚盘合并起源的特征印记。我们发现，厚盘星的空间分布预测是不对称的，似乎与最近的观测银河系厚盘。在太阳附近，吸积恒星的旋转速度会更慢，速度分布会更宽，并且会优先占据视线速度分布的两翼。在我们的厚盘模型中的大多数恒星都具有低偏心率轨道（明确参考预先存在的加热盘），这导致了它们的视线速度作为银河经度的函数的特征（正弦）模式。厚盘星的角动量的z分量提供了一个明确的判别恒星从预先存在的光盘和那些从卫星，特别是在大半径。这些结果是强大的对特定的选择在我们的模拟中的初始条件，从而提供干净的测试盘加热通过一个小合并的情况下形成厚盘。
2009-02-10 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 slowing down of galaxy disks in dissipationless minor mergers
我们研究了无耗散小星系合并对残余角动量的影响。我们的模拟涵盖了一系列的初始轨道特征和系统组成的一个大质量的星系与一个大得多的（十分之一或二十分之一）无气体的同伴，它具有各种形态（盘或椭圆形）和中央重子质量浓度的凸起和磁盘合并。在合并过程中，轨道角动量重新分配到最终系统的内角动量中;主星系的内角动量可以根据轨道自旋矢量的相对方向（正向或逆行）增加或减少，而最初不旋转的暗物质晕总是获得角动量。恒星分量的比角动量总是减小而与卫星的轨道参数或形态无关，原星系自转速度的减小伴随着轨道各向异性的变化，合并残余物的自转速度与速度色散之比低于初始值这不仅是由于色散的增加，而且还由于盘旋转的减慢。我们简要地讨论了这些结果的天体物理学意义，这表明轻微的合并不会导致一个“随机行走”的过程中的恒星盘组成的星系的角动量，而是一个稳定的减少。较小的合并可能发挥作用，在生产中观察到的Tully-Fisher关系的S 0星系，以及在增加的速度色散和减少$v/σ$在大半径的S 0星系中观察到的大散射。
2010-02-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modelling the formation of today's massive ellipticals
一群巨大、致密、静止的早期星系的发现改变了人们对现今椭圆星系群的合理形成的看法。传统上假设的形成历史占主导地位的“单一事件”，如早期崩溃或重大合并似乎是不完整的，必须嵌入在层次宇宙模型的背景下，连续的气体吸积和合并的小恒星系统（未成年人合并）。一旦这些过程被一致地考虑到，分层模型有利于两阶段组装过程，并且能够更好地捕捉观察到的趋势。我们回顾了该领域最近取得的一些进展。
2012-11-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The NGC 3341 minor merger: a panchromatic view of the active galactic nucleus in a dwarf companion
我们目前的X射线（钱德拉），无线电（EVLA和EVN），并在NGC3341的三重合并系统的档案光学数据。我们的全色分析证实了在NGC3341B中存在一个Seyfert 2活动星系核，它是次级矮伴星之一。另一方面，主星系的核心，与每年几个太阳质量的恒星形成区域相一致，NGC3341C不太可能拥有AGN。因此，我们认为，NGC3341是一个特殊的例子，活动星系核触发的卫星星系的小合并系统。这样一个系统的存在可能有重要的影响，在模型的层次增长的结构。需要对NGC3341和潜在的类似源进行进一步的观测和理论研究，以了解小合并对活动星系核活动开始的作用，以及大质量星系的演化。
2013-08-31 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
