Constraining the Merger History of Primordial-Black-Hole Binaries from GWTC-3
利用GWTC-3引力波事件约束原初黑洞双星的并合历史，发现多次并合贡献次主导，可忽略；对数正态质量函数拟合最佳，恒星质量PBH不主导冷暗物质。
2023-04-02 astro-ph.CO gr-qc
Galaxy Formation as a Cosmological Tool. I: The Galaxy Merger History as a Measure of Cosmological Parameters
由于星系形成和演化在很大程度上取决于宇宙的结构，星系的组装历史可能是了解宇宙本身的一个强有力的方法。在本文中，我们研究合并历史的暗物质晕的基础上扩展的Press-Schechter形式主义的宇宙学参数，红移和晕质量的函数。我们计算如何主要的晕合并的宇宙学值的变化的影响$Ω_{\rm m}$，$Ω_Λ$，$σ_{8}$，暗物质粒子温度（温暖与冷暗物质），和一个常数和不断变化的状态方程参数$w(z)$的值。我们发现，在一个给定的晕质量的合并分数的变化高达三个因素的冷暗物质的假设下形成的晕，在不同的基础宇宙学参数。我们发现，目前的合并历史的测量，通过观察到的星系对以及通过结构测量，是一致的和谐宇宙学与当前最适合给$1 - Ω_{\rm m} = Ω_{\rm Λ} = 0.84^{+0.16}_{-0.17}$。为了获得一个更精确的约束与最近测量的宇宙学参数的普朗克和WMAP要求测量的合并精度为$δf_{\rm m} \sim 0.01$，这意味着调查与精确测量的合并历史超过2 - 20度$^{2}$，这将是可行的下一代成像和光谱调查，如欧几里得和LSST。
2014-07-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Quadratic genetic modifications: a streamlined route to cosmological simulations with controlled merger history
最近的工作研究了一个星系的历史和它的可观察到的属性之间的相互作用，使用“基因改造”宇宙学变焦模拟。该方法系统地产生替代的历史晕，同时保持其宇宙学环境固定。迄今为止的应用程序改变了初始条件的线性特性，如指定区域的平均过密度;我们扩展了配方，包括二次功能，如局部方差，这决定了整体的重要性，顺利吸积相对于合并星系的历史。我们引入了一个有效的算法，这类新的修改，并证明了它的能力，以控制一个区域的方差在一维玩具模型。这项工作的成果是双重的：（一）澄清的遗传修饰的配方和（二）二次修改的概念证明，导致即将实施的宇宙学模拟的方式。
2017-11-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
The three-dimensional geometry and merger history of the massive galaxy cluster MACS J0358.8-2955
我们提出了一个组合的X射线/光学分析的大规模集群MACS J0358.8-2955（z=0.428）的动态观测的基础上与钱德拉X射线天文台，哈勃太空望远镜，和Mauna Kea山上的Esclek-I望远镜的结果。MACS J0358.8-2955是Z>0.3的X射线最明亮的星团之一，其特征是L_X（<r_500）= 4.24*10^45 erg/s，kT = 1.24 *10^45 erg/s。（9.55 ± 0.58/-0.37）keV，M^{3D}_{gas}（<r_500）=（9.18+/-1.45）× 10^13 M_sun，M^{3D}_{tot}（<r_500）=（1.12+/-0.18）× 10^15 M_sun.该系统的高速色散为（1440 + 130/-110）km/s（当使用正确的相对论方程时为890 km/s），然而，由于至少三个子星系团的复杂合并，沿视线方向的下沉膨胀了。一次碰撞接近正面，而第二次碰撞具有显著的碰撞参量。星系团内气体的温度变化、两个试探性冷锋、测量的星系团径向速度以及碰撞和非碰撞星系团成分之间的小偏移都表明，这两个合并事件都是在靠近核心通道和沿着相对于天空平面倾斜很大的轴线观察到的。锚定在三个三重图像系统（其中两个光谱红移）的系统的强透镜分析产生独立的质量分布的约束。对于8.2%的气体分数，由此产生的强透镜质量分布与我们的X射线估计是非常一致…
2012-11-07 astro-ph.CO
On ths assembly history of stellar components in massive galaxies
Matsuoka & Kawara（2010）表明，在0 < z < 1期间，质量最大的星系（log M/M_sun=11.5-12.0）的数密度比质量次大的星系群（log M/M_sun=11.0-11.5）增加得更快。这似乎与明显的“缩编效应”相矛盾。我们试图理解这两个观察结果的背景下，层次合并的范例，使用半分析技术。我们的模型近似地再现了Matsuoka & Kawara（2010）的结果。缩小也可以理解为较大的星系平均具有较小的组装年龄，但恒星年龄较大。我们的基准模型进一步揭示了大质量星系的恒星质量增长的历史细节。质量最大的星系（log M/M_sun=11.5-12.0，z=0），大多数是最明亮的星系团，大约70%的恒星成分是通过合并吸积获得的。随着星系质量的增加，合并吸积的作用单调下降：在z=0时，log M/M_sun=11.0-11.5为40%，log M/M_sun=10.5-11.0为20%。在整个红移范围内，通过星系合并产生的比吸积恒星质量速率下降非常缓慢，而比恒星形成速率则随时间急剧下降。对于质量最大的星系，并合吸积成为z~2处恒星质量增长的最重要通道。另一方面，在L* 星系中，原位恒星形成一直是主要的通道。
2013-02-06 astro-ph.CO
The rise and fall of stellar discs across the peak of cosmic star formation history: mergers versus smooth accretion
从一个国家的最先进的宇宙流体动力学模拟，地平线-AGN星系合并树，我们进行了统计研究如何合并和平滑吸积驱动星系的形态特性以上$z > 1$。更具体地说，我们研究恒星的密度，有效半径和形状参数来自惯性张量取决于合并不同的质量比。我们发现了强有力的证据表明，在宇宙时间内，平滑的吸积往往会使小星系变平，从而形成盘。另一方面，合并，而不仅仅是主要的合并，表现出膨胀和破坏恒星盘的倾向，证实了椭圆星系的起源。我们还发现，椭圆星系更容易通过合并比盘星系的尺寸质量演化$r \prop M^{1.2}$而不是$r \prop M^{-0.5} - M^{0.5}$取决于合并质量比的大小增长。气体含量驱动的大小质量的演变，由于合并与气体贫星系$r \prop M^2$比气体丰富的星系$r \prop M$更快的大小增长。
2015-02-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining the cosmic merger history of intermediate-mass black holes with gravitational wave detectors
中等质量黑洞（IMBHs）还没有被发现，除了任何合理的怀疑，通过动力学或吸积签名。引力波（GWs）代表了一个无与伦比的机会来调查天空和检测IMBH的合并，使其有可能首次限制它们的形成，增长和合并历史跨越宇宙时间。虽然目前的LIGO-Virgo-KAGRA网络在检测IMBH双星合并方面受到很大限制，但下一代地面观测站和天基任务有望通过每年检测几个事件来揭示IMBH人口。在这里，我们通过确定下一代GW观测站的最佳网络来评估这种可能性，以重建整个宇宙时间的IMBH合并历史。我们表明，旅行者，爱因斯坦望远镜，宇宙探测器将能够约束合并IMBHs的主要质量的分布高达$\sim 10^3\ M_\odot$和质量比$\gtrsim 0.1$，而LISA将互补这样做，在更高的质量和更小的质量比。因此，下一代地基和天基观测站网络将有可能重建IMBH的合并历史。此外，质量为$\lesssim 5\times 10^3\ M_\odot$的IMBH可以在多波段观测到，红移可达$z\approx 4$，开创了GW天文学的新纪元。
2023-01-14 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Decoding the thermal history of the merging cluster Cygnus A
本研究利用Chandra和XMM-Newton数据分析了并合星系团天鹅座A的X射线辐射，通过构建球形星系团模型进行对比，发现并合区域加热源于持续并合和中心AGN活动，AGN在过去300 Myr注入约10^62 erg能量。
2024-01-05 astro-ph.CO
Merger History of Clustered Primordial Black Holes
National Research Nuclear University MEPhI（国立核研究莫斯科工程物理学院）；MIREA --- Russian Technological University（俄罗斯技术大学）
研究原初黑洞集群的合并历史，揭示其合并率与孤立系统差异，并发现引力波背景谱斜率变化。
2025-12-07 astro-ph.CO gr-qc
Deep Chandra X-ray Observations of Abell 2029: the Merger History of a Relaxed, Strong Cool Core Cluster
Boston University（波士顿大学）；Naval Research Laboratory（海军研究实验室）
该研究通过深度钱德拉X射线观测揭示了松弛冷核星系团Abell 2029的晃动螺旋结构、ICM子结构及并合遗迹，结合模拟表明其是子星系团二次核心穿越的结果，说明松弛星系团仍存丰富动力学活动历史。
2025-11-17 astro-ph.CO astro-ph.HE
Constraining changes in the merger history of (P)BH binaries with the stochastic gravitational wave background
来自原始黑洞分布的黑洞双星可能会表现出大的合并率，直到大的红移。使用唯象模型的合并率，我们表明，其斜率的变化，红移$z\sim 4$，约束的随机引力波背景的振幅从LIGO/室女座O3运行的电流限制。这表明，随机背景约束的合并率大于单个事件视界的检测（$z\simeq 1$相同的检测器）的红移。此外，我们表明，陡峭的合并率的随机引力波信号在中频的形状不同于通常的$2/3$ IR标度。我们讨论了我们的模型的影响，为未来的实验在很宽的频率范围内，作为设计LIGO/Virgo阵列，爱因斯坦望远镜，LISA和PTA。此外，本发明还我们表明，i）随机背景和目前的合并率提供了同样的约束边界上的丰度PBH所产生的高斯分布的不均匀性和ii）退化的水平上的随机背景（即不同的合并历史导致类似的随机背景）可以通过考虑由未来的探测器（如爱因斯坦望远镜）从数量计数中对合并率的补充直接观测来打破。
2022-01-28 astro-ph.CO gr-qc
Inferring the Merger History of Primordial Black Holes from Gravitational-Wave data and the Stochastic Signatures
本研究利用引力波暂现源目录数据，通过贝叶斯分析约束原初黑洞双星并合率，给出红移演化指数与局域并合率的估计，指出随机引力波背景可用于探测原初黑洞并合的累积历史。
2025-07-28 astro-ph.CO gr-qc
Astrophysical constraints on massive black hole binary evolution from Pulsar Timing Arrays
我们认为，可以从目前和未来可能的脉冲星定时阵列（PTA）的结果，仅从大规模的黑洞二进制人口和他们的形成历史的信息。我们使用模型的随机引力波背景的圆形大质量黑洞二进制与啁啾质量范围内$10^6 - 10^{11} M_\odot$演变完全是由于辐射反应。我们的参数化模型的黑洞合并的历史，使只有弱的假设的性质，黑洞合并在宇宙时间。我们表明，当前的PTA结果对黑洞合并密度设定了上限，该上限不取决于特定合并历史模型的选择，但它们没有提供有关红移或质量分布的信息。我们表明，即使在一个因素的幅度灵敏度增加10的检测结果的情况下，PTA只会把弱约束源合并密度作为质量的函数，并不会提供任何额外的信息的红移分布。如果没有额外的假设或来自其他观测的信息，探测就不能有意义地将大质量黑洞的合并率限制在零以上或任何特定质量。
2015-10-08 astro-ph.CO
History of Galaxy Interactions and their Impact on Star Formation over the Last 7 Gyr from GEMS
利用GEMS HST、COMBO-17和Spitzer观测数据，对3698个（M* ≥ 1 e9 Msun）星系在z~0.24- 0.80（回视时间T_b~3- 7 Gyr）范围内的星系合并频率及其对恒星形成的影响进行了综合估算。我们的结果是：（1）在790个高质量（M* ≥ 2.5e ~（10）Msun）星系中，z~（0.24）--0.80范围内的视标合并率为9% ± 5%至8% ± 2%。在这一区间内，主要和次要合并分数的下限分别为1.1%至3.5%和3.6%至7.5%。这是第一次对z<1时小合并频率的近似经验估计。对于~0.5 Gyr的可见时间尺度，在T_b~3- 7 Gyr，~68%的高质量系统经历了质量比>1/10的合并，其中~ 16%、45%和7%分别对应于主要、次要和不明确的“主要或次要”合并。平均合并率为几个x 1 e-4 Gyr-1 Mpc-3。(2)我们比较经验合并的分数和高质量星系的速率一套基于Lambda CDM的模型：晕占据分布模型，半解析模型和流体动力学SPH模拟。我们发现定性的意见和模型之间的协议，使（主要+次要）合并分数或从不同的模型括号的意见率，并显示了五个分散的因素。近期的改进现在可以开始排除某些合并场景。(3)在~3698个M*>= 1 e9 Msun星系中，我们发现在z~0.24--0.80范围内，可见并合系统的平均SFR与非相互作用星系相比…
2009-03-22 astro-ph.CO
Mass distribution and accretion of sub-halos
我们使用“千禧年模拟”来研究暗晕组装历史中的合并事件中吸积子晕的质量函数。我们的研究包括三种次晕合并：（1）发生在暗晕主要祖先的合并;（2）发生在暗晕整个合并历史树上的合并;（3）在现今暗晕中留下可识别的次晕的合并。我们估计未发展的子晕质量函数（USMFs），子晕质量的测量时，他们的吸积。对于子晕合并到一个主要分支的今天的黑暗晕，他们的USMF可以很好地描述了一个通用的功能形式，在良好的协议与以前的结果。对于在整个晕合并历史期间合并成亚晕的所有祖星的USMF，也可以得出相同的结论。在这两种情况下，USMF也是独立的主机晕的红移。由于潮汐的破坏，只有一小部分的吸积晕作为亚晕在今天的暗晕中幸存下来。在星系团大小的晕中，大约30%的幸存的次晕是次次晕，这一比例随着晕质量的减少而减少。对于给定的晕和亚晕质量，吸积时间有很宽的分布，但幸存的亚晕都是最近才吸积的。
2009-08-03 astro-ph.CO
Tracing the merger history of MACS clusters using the GMRT
星系团合并激波通过扩散激波加速有效地加速周围的电子，并通过压缩团间介质来放大磁场。因此，这类天体会产生大量的同步辐射。射电晕和Mpc尺度的外围射电遗迹有助于我们追溯团簇形成的历史。为了研究星系团的动力学状态及其与合并情景的关系，作为试点项目，我们从MACS（大规模星系团巡天）星系团样本中观察到了四个合适的候选者。观测同时进行了610和235兆赫的GMRT。我们观察到一个罕见的现象，在集群MACSJ0014.3-3022，它的主机既外围壮观的无线电遗迹和一个异常平坦的频谱中央巨射电晕的尺寸超过1.5兆秒差距。我们还报告说，另一个星团MACSJ0152.5-2852可能显示出最早和年轻的合并系统之一的迹象，我们在星团外围看到了一个微弱的0.5Mpc射电遗迹。
2014-11-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
A new stellar chemo-kinematic relation reveals the merger history of the Milky Way disc
已知太阳附近恒星的速度色散随着恒星年龄的增加而增加，但年龄可能很难确定，因此像α元素丰度这样的替代物（例如，Mg）相对于铁，[α/Fe]。在这里，我们报告了一个意想不到的行为，发现在一个巨大的恒星样本的速度色散从径向速度实验（RAVE）调查与高质量的化学和运动学信息，因为它强烈减少的恒星与[Mg/Fe] > 0.4 dex（即，那些在银河系生命的第一个Gyr中形成的）。这些发现可以用早期宇宙中大规模合并的扰动来解释，这些扰动对盘的外部影响更大，以及随后来自内部盘的具有较冷运动学的恒星的径向迁移。在不同的金属丰度亚群中，也发现了类似的速度分散的反向趋势。我们的研究结果表明，银河系盘合并的历史，可以恢复所观察到的化学运动学的关系，过去的合并事件的属性。
2013-12-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy Formation: Merger vs Gas Accretion
根据分层模型，小星系首先形成，然后合并在一起形成更大的物体。与此同时，星系通过宇宙细丝的吸积来聚集它们的质量。最近，宇宙学模拟的空间分辨率的提高强调了大部分冷气体可以被星系吸积。为了比较这两种现象的作用和相应的恒星形成历史，人们必须在数值模拟中检测结构，并通过建立合并树来及时跟踪它们。
2010-12-28 astro-ph.CO
Core-halo mass relation of ultralight axion dark matter from merger history
在超轻轴子暗物质的结构形成的背景下，我们提供了一个替代的解释孤子核心和它们的主机晕在数值模拟中观察到的质量关系。我们的论点是完全基于二进制核心的主要合并过程中发生的质量增益，并在很大程度上独立于初始的核心晕质量关系分配给主机，刚刚崩溃。我们发现晕质量$M_h$和相应的核心质量$M_c$，$M_c\propto M_h^{2β-1}$，其中$(1-β)$是核心质量损失分数之间的关系。在随机合并树的核心群众的演变，我们发现我们的模型的经验证据。我们的结果是有用的统计模型的暗物质核心的星系及其子结构的性质在轴子暗物质宇宙学的影响。
2017-02-14 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
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
A study of simulated histories of reionization with merger trees of HII regions
我们描述了一种新的方法来分析再电离过程的数值模拟：再电离的年表和几何形状的研究通过合并历史的个人HII区域。从电离斑块的合并树中，可以通过观察形成速率、合并频率和合并中涉及的单个HII区域的数量来跟踪区域属性的个体演变，例如它们的大小或渗透过程的强度。我们应用合并树技术对三种不同的电离源模型和两种分辨率的再电离进行了模拟。其中两个使用恒星粒子作为电离源。在这种情况下，我们面对两个发射率的源的演变，以达到在z ~ 6的再电离。作为替代方案，我们建立了一个半解析模型，其中从密度场提取的暗物质晕被假定为电离源。然后，我们展示了如何这种方法是一个很好的候选人，以量化所采用的恒星形成的历史上观察到的再电离的影响。半解析模型显示了一个均匀的再电离历史与“本地”的分层增长步骤为个人HII地区。另一方面，恒星形成的自洽模型倾向于呈现更少的区域，其在尺寸上占主导地位的区域在再电离的早期以牺牲“局部”再电离为代价来控制融合过程。当模拟的分辨率增加时，差异被衰减。
2012-10-02 astro-ph.CO
The Merger Rates and Mass Assembly Histories of Dark Matter Haloes in the Two Millennium Simulations
我们构建合并树的暗物质晕和量化的合并率和质量增长率使用联合数据集从千年和千年II模拟。千禧年II模拟的更高分辨率使我们能够将我们早期对晕合并统计的分析扩展到前所未有的宽范围，即后代晕质量（10^10 < M0 < 10^15 Msun）、祖先质量比（10^-5 < xi < 1）和红移（0 < z < 15）。我们更新了先前的拟合形式，将每个晕的平均合并率作为M_0，xi和z的函数。这个量的总体行为没有变化：在z~15的范围内，每单位红移的速率几乎与z无关;对晕质量的依赖性很弱（M0 ^0.13）;它几乎是祖先质量比（xi^-2）的幂律。我们还提出了一个简单而准确的拟合公式的平均质量增长率晕的质量和红移的函数。对于z=0的10^12兆太阳晕，平均速率为46兆太阳/年，它随质量增加而增加，增加量为M^{1.1}，红移量为（1+z）^2.5（z > 1）。当适合的平均质量增长率是集成在一个光环的历史，我们发现很好的匹配的平均质量大会的历史模拟晕。通过结合合并率和大规模组装的历史，我们提出的结果合并的数量超过晕的历史和最后一次重大合并的红移的统计。
2010-04-30 astro-ph.CO
Characterizing the formation history of Milky Way-like stellar haloes with model emulators
我们使用半解析模型ChemTreeN，再加上宇宙学的N体模拟，探索不同的星系形成的历史可以影响银河系类星系的恒星晕和他们的卫星人口的观测特性。高斯过程用于生成模型仿真器，其允许在p维输入参数空间的任何位置处统计地估计期望的模型输出集合。这使得人们能够比其他方式更快地探索整个输入参数空间的数量级。使用模拟观测数据集生成的ChemTreeN本身，我们表明，它是可以成功地恢复用于生成模拟观测值的输入参数向量，如果合并历史的主机晕是已知的。然而，我们的研究结果表明，对于一个给定的观测数据集的“最佳拟合”参数的确定是非常容易受到特定的合并历史的主机。非常不同的晕合并历史可以重现相同的观测数据集，如果“最佳拟合”参数允许从历史到历史的变化。因此，使用这些技术来描述银河系形成历史的尝试必须进行统计，分析高分辨率N体模拟的大样本。
2012-09-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Sussing Merger Trees: Stability and Convergence
在模拟宇宙结构形成的过程中，合并树通常被用来跟踪暗物质晕和次晕的生长和合并历史。Srisawat等人（2013）比较了各种合并树构建代码。在这里，我们测试的输出策略和质量分辨率对树的建设的影响。我们发现，有些令人惊讶的是，从更多的快照构建树通常不会产生更完整的树;相反，它往往会缩短它们。对于试图桥接基础光环目录中的偶尔脱落的修补方案或将光环查找和树构建步骤无缝结合的方案，可以看到显著的改进。所采用的输出策略不影响合并树的平均分支数（分支度）。然而，质量分辨率对主枝长度和浓密度都有影响。随着分辨率的提高，具有相同质量的光环可以追溯到更远的时间，并且在其进化历史中会遇到更多的小祖先。考虑到这些结果，我们建议，对于作为星系形成模型的前兆的模拟，其中分析了100个或更多的快照，树的建立例程应与晕轮发现者集成，或者至少能够修补多个相邻的快照。
2016-04-06 astro-ph.CO
Star Formation History In Merging Galaxies
众所周知，星系间的相互作用会引发恒星暴增。年轻的大质量星团形成于相互作用的星系和合并可能成为年轻的球状星团。这些星系团的年龄可以提供有关相互作用触发事件发生时间的线索，从而为重建合并星系的恒星形成历史提供重要途径。星系合并的数值模拟可以实现不同的恒星形成规则。例如，取决于气体密度或由冲击触发的恒星形成预测了显着不同的恒星形成历史。为了检验这些模型的有效性，多天体光谱被用来绘制一系列星系合并不同阶段（Arp 256，NGC 7469，NGC 4676，Arp 299，IC 883和NGC 2623）的主体和尾部的年轻星团的年龄。我们发现，随着合并阶段的推进，年龄的累积分布变浅。这一结果表明，集群年龄的趋势作为合并阶段的功能。在NGC 4676中，我们发现两个星团的年龄约为1.7亿年，这表明它们可能是在第一次通过时形成的。它们在潮汐尾中的位置与激波诱导模型预测的恒星形成的空间分布一致。当比较NGC 7252中星团的年龄和空间分布与我们的模型时，我们发现一些星团可能在第一次通过时的瞬发星爆期间形成，正如激波诱导恒星形成的模拟所预测的那样。模拟结果表明，激波诱导机制是恒星形成的重要触发机制，利用星爆形成的星团年龄可以有效地确定合并星系的恒星形成历史。
2009-08-27 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
Building Halo Merger Trees from the Q Continuum Simulation
宇宙学N体模拟是当今计算量最大的工作之一。一个关键的挑战是分析数十亿个紧凑的粒子团簇（称为晕）的结构、子结构和合并历史。有效地表示合并的历史晕是必不可少的许多星系形成模型用于生成合成天表，现代宇宙学模拟的一个重要应用。生成真实的模拟目录需要从模拟中计算大量的晕形成历史，并在许多时间步长内产生数十亿个晕，需要数百TB的分析数据。我们提出了快速并行算法产生晕合并树和跟踪晕子结构从一个单级，基于密度的聚类算法。合并树是通过分析相邻快照中的晕粒子隶属函数来创建的，子结构是通过跟踪合并晕的"核心"--靠近晕中心的粒子集来识别的。核心跟踪在创建合并树之后执行，并使用在树构造期间发现的关系将子结构与主机相关联。这些算法是用MPI实现的，并在Cray XK7超级计算机上进行了评估，使用了来自现代宇宙学模拟框架HACC的多达16，384个过程。我们目前的结果创建合并树从101个分析快照从Q连续体，大体积，高质量分辨率，宇宙学模拟进化的半万亿粒子。
2020-08-19 astro-ph.CO cs.DC
Numerical hydrodynamic simulations based on semi-analytic galaxy merger trees: method and Milky-Way like galaxies
我们提出了一种新的方法来研究星系演化的宇宙学背景下。我们结合宇宙学合并树和半解析模型的星系形成多合并流体动力学模拟提供的初始条件。通过这种方式，我们利用合并模拟（高分辨率和包含气体物理）和半解析模型（宇宙学背景和低计算成本）的优势，并将它们整合起来，创建一个新的工具。这种方法使我们能够研究各种星系性质的演变，包括热气体晕的处理，气体从该气体冷却并吸积到中心盘上，这在以前的许多研究中被忽视了。这种方法比其他方法有几个优点。由于只包括感兴趣区域的粒子，运行时间比传统的宇宙学模拟短得多，从而提高了计算效率。使用宇宙学模拟，我们表明，多个合并预计将比孤立的合并序列更常见，因此星系合并的研究应该考虑到这一点。在这项初步研究中，我们提出了我们的方法，并说明了模拟10个银河系的星系，因为z=1的结果。我们发现很好的协议与观测的总恒星质量，恒星形成率，冷气体分数和光盘尺度长度参数。我们希望这种新的数值方法将是非常有用的追求一些问题有关的星系内部结构的转变，通过宇宙时间。
2012-10-19 astro-ph.CO
Merging history of three bimodal clusters
我们提出了一个综合的X射线和光学分析的三个双峰星系团选择合并的候选人在z ~ 0.1。这些目标是MUSIC（多波长-相互作用星系团的波长样本）的一部分，MUSIC是一个一般性项目，旨在通过多波长观测研究星系团合并的物理学。观测包括XMM-牛顿EPIC相机的光谱成像，多目标光谱学（260个新的红移），以及ESO 3.6米和2.2米望远镜的宽视场成像。我们使用X射线亮度和温度图以及星系密度和速度分布来构建这些星系团的全球图像。理想化的数值模拟被用来约束合并的情况下，每个系统。我们发现，A2933很可能是一个等质量的先进的合并前约2亿年前的核心崩溃，而A2440和A2384是合并后的系统约4.5亿年和约1.5亿年后的核心崩溃）。在A2384的例子中，我们探测到了一个壮观的星系和气体细丝，其扩散范围超过1 h^{-1} Mpc，我们推断它在前一次碰撞中被剥离了。MUSIC样本的分析使我们能够概括出合并星系团的一些一般性质：在最近的合并后星系的强烈光度分离，存在着与合并方向相对应的优先轴，沿着这些轴，各种尺度上的BCGs和结构排列在一起;在大多数主要的合并情况下，伴随着次级合并或吸积事件，星系团落入主星系团，在某些情况下，在一个主要组成部分中存在先前合并事件的证据。这些结果是在良好的协议与结构形成的分层方案，其中集群预计将形成连续的合并事件，物质是沿着大尺度的灯丝吸积。
2010-09-10 astro-ph.CO
The Milky Way and M31 Orbital History: Did the Local Group evolve in isolation?
利用M31自行运动新数据，结合Illustris模拟，研究银河系-M31轨道及角动量，发现约10%类本星系群系统可由孤立两体模型描述，且孤立演化系统近期无重大并合。
2025-04-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
VINTERGATAN-GM: How do mergers affect the satellite populations of MW-like galaxies?
本文利用 VINTERGATAN-GM 模拟套件研究星系合并历史对卫星星系系统的影响，发现 $z \approx 2$ 合并后卫星数量差异可持续数个 Gyr，但在 $z=0$ 时被抹除，表明近期合并历史是重建宿主动力学特性的重要散布来源。
2024-01-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Simulated histories of reionization with merger tree of HII regions
我们描述了一种在数值模拟中分析再电离过程的新方法：通过关注各个HII区域的合并历史来研究再电离过程的演变。从电离斑的合并树，人们可以跟踪区域的个体演化，例如它们的大小，或者通过观察形成速率、合并的频率和合并中涉及的个体HII区域的数量来研究渗滤过程的性质。通过将这种技术应用于宇宙学模拟与辐射转移，我们展示了这种方法是一个很好的候选人，以量化的历史上的再电离的恒星形成的影响。作为一个应用程序，我们展示了如何不同的模型的源导致不同的演变和几何形状的再电离，即使它们产生例如类似的电离分数或光学深度。
2012-10-09 astro-ph.CO
Formation of Dwarf Spheroidal Galaxies Via Mergers of Disky Dwarfs
我们进行无碰撞N体模拟，以调查是否旋转支持的矮星之间的二进制合并可以导致矮球状星系（dSphs）的形成。我们的模拟活动是基于一种混合的方法，结合宇宙学模拟和受控的数值实验。我们选择合并事件的本地组（LG）的约束本地UniversE（CLUES）模拟和记录的相互作用的矮星大小的晕的属性。这些信息随后被用于种子控制实验的矮星系之间的二进制遇到指数恒星盘嵌入宇宙学动机的暗物质晕。这些模拟旨在再现8个宇宙学合并事件，相互作用系统的初始质量在~（5-60）x 10^7 Mo之间，发生在LG历史的早期，超过10 Gyr。我们计算合并残余物的性质作为一个遥远的观察者会证明，至少有三个模拟的遭遇产生系统的运动学和结构特性类似于那些经典的dSphs在LG。跟踪历史的残余物在宇宙学模拟z=0，我们发现，两个类dSph-like对象保持孤立的距离大于800 kpc的银河系或M31。这些系统构成了遥远的dSphs鲸鱼座和杜鹃座的合理对应物，它们位于LG的郊区，远离主星系的潮汐影响。我们的结论是合并的旋转支持的矮星代表了一个可行的机制，在LG和类似的环境中形成的dSphs。
2011-09-08 astro-ph.CO
A semi-analytic model comparison - gas cooling and galaxy mergers
我们使用三个半解析星系形成模型的简化版本来研究气体冷却和星系合并的不同假设的影响。通过在从高分辨率宇宙学N体模拟中提取的合并树的相同集合上运行三个模型，我们能够进行统计分析和逐晕比较。我们的研究表明，在相同的合并树上操作时，这里使用的三个模型之间有很好的统计一致性，反映了半分析模型的基本框架的普遍一致性。然而，我们还表明，通常采用的各种假设来处理气体冷却和星系合并可能会导致显着不同的结果，至少在某些制度。特别是，我们发现，采用不同的气体冷却模型导致类似的结果，质量尺度相当于我们自己的银河系。然而，在更大的质量尺度上会出现显著的差异。这在很大程度上（但不完全）是由于对“快速冷却”状态的不同处理以及对热气分布的不同假设。在这个质量制度，预测的冷却速率可以相差约一个数量级，重要的影响，这些模型的相对权重，给活动星系核的反馈，以对抗过度的气体凝结在相对大规模的晕在低红移。星系合并模型中的不同假设也会导致合并时间的显著差异，对大质量星系的形成和演化产生重要影响。
2010-04-12 astro-ph.CO
LoCuSS: The splashback radius of massive galaxy clusters and its dependence on cluster merger history
我们提出了直接检测的溅回功能使用的大规模星系团的样本从本地集群子结构调查（LoCuSS）。这一特征在利用光谱学确认的星团成员的K波段星等获得的叠加光度密度分布图中（在$5σ$之上）被清楚地探测到。我们通过贝叶斯推断获得了最佳拟合模型，该推断将包括回溅特征的模型列为相对于不允许这种过渡的模型更能描述数据的模型。此外，我们还评估了集群动力学状态对回溅特征发生的影响。我们利用广泛的多波长LoCuSS数据集测试广泛的代理团簇形成的历史，发现最显着的依赖性的溅回功能的位置和规模，根据存在或不存在的X射线发射星系群在集群的下落区域。特别是，我们报告的第一次集群，不显示大规模的下落集团目前的溅回功能在一个较小的集群中心半径$ r_{\rm{sp}}/r_{\rm{200,m}} = 1.158 \pm 0.071$比集群，积极吸积集团$r_{\rm{sp}}/r_{\rm{200,m}} = 1.291 \pm 0.062$。这两个子样本之间的差异是显着的$4.2σ$，表明集群潜力和它的吸积速率和合并历史的属性之间的相关性。类似地，被分类为旧的和动态不活动的集群相对于更年轻、更活跃的集群呈现更强的回溅特征的签名。我们正在直接观察星系团的基本动力学性质如何在截然不同的物理尺度上产生反响。
2021-03-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The merger history, AGN and dwarf galaxies of Hickson Compact Group 59
致密的星系群通常不受其异常致密环境的影响。然而，更仔细的研究可以揭示多个星系相互作用的微妙的累积效应。Hickson Compact Group（HCG）59就是一个很好的例子。我们提出了一个测光研究，这组在光学（HST），红外（斯皮策）和X射线（钱德拉）制度，旨在表征其组成星系和组内介质的恒星形成和核活动。我们关联的五个矮星系与组和更新的速度色散，导致增加的动力学质量的组的一个因素的10（到2.8e13 Msun），并随后修订其演化阶段。恒星形成的过程与四个主要星系的形态类型一致，其中两个正在形成恒星，另外两个处于静止状态。与其他致密星系团不同，HCG 59中的恒星形成复合体严格遵循附近星系典型的质量-半径比例关系。相比之下，星系HCG 59 A和B中古老的球状星团群体显示出有趣的不规则性，并且在B以西发现了两个河外HII区。我们的年龄在组内介质中的一个微弱的恒星流在~1 Gyr检查最近的相互作用。我们通过HCG 59A的~10e40 erg/s的X射线辐射探测到一个可能的低光度活动星系核;活动星系核而不是恒星形成可以解释UV + IR SED。我们讨论了我们的研究结果的背景下，在稠密的环境中的星系演化的影响。
2011-10-03 astro-ph.CO
Formation of massive disk galaxies in the IllustrisTNG simulation
我们利用流体动力学模拟程序IllustrisTNG研究了大质量盘状星系的形成历史，以研究大质量盘状星系在宇宙时间中存活的原因。模拟中选取了83个星系，它们的M $_{*,z=0}$ $>8\times10^{10}$ M $_\odot$和运动学膨胀与总膨胀比小于$0.3$。我们发现，8.4%的这些巨大的盘星系有安静的合并历史，并保持磁盘形态，因为形成。54.2在历史上，100%的区域中，凸起成分显著增加，然后再次变为盘状，直到现在。其余37.3%的公司经历了重大的合并，但仍能保持不稳定。虽然合并，甚至主要合并并不总是把盘星系椭圆，我们研究合并的各种属性和合并残留物的形态之间的关系。我们发现一个强大的依赖主要合并轨道类型的残留形态。具体来说，主要合并与螺旋下降轨道大多导致磁盘占主导地位的残余物，和主要合并的正面星系星系碰撞大多形成椭圆星系。这种残余形态对轨道类型的依赖性比先前研究的对冷气体分数或合并系统的轨道构型的依赖性强得多。
2021-09-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The merger history of the complex cluster Abell 1758: a combined weak lensing and spectroscopic view
We present a weak-lensing and dynamical study of the complex cluster Abell 1758 (A1758, z = 0.278) supported by hydrodynamical simulations. This cluster is composed of two main structures, called A1758N and A1758S. The Northern structure is composed of A1758NW & A1758NE, with lensing determined masses of 7.90_{-1.55}^{+1.89} X 10^{14} M_ \odot and 5.49_{-1.33}^{+1.67} X 10^{14} M_ \odot , respectively. They show a remarkable feature: while in A1758NW there is a spatial agreement among weak lensing mass distribution, intracluster medium and its brightest cluster galaxy (BCG) in A1758NE the X-ra…
2016-12-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Merger types forming the Virgo cluster in recent gigayears
作为离我们最近的星系团邻居，室女星系团被观测者深入研究，以揭开星系团内星系演化的奥秘。在这个阶段，星系团的宇宙学数值模拟对于有效地检验理论和校准模型是非常有用的。然而，选择室女星系团的完美拟像来详细地比较它的观测和模拟星系群是不容易的，这些星系群受到星系团类型和历史的影响。精确地确定Virgo的属性，以便以后选择模拟集群变得至关重要。目前还不清楚如何从当前的观测中获得其中的一些属性，例如室女星系团的过去历史。因此，直接制造室女星系团的有效拟像是不可避免的。室女星系团的有效拟像可以通过模拟局部宇宙到星系团尺度来获得。在这样的模拟中，室女座状晕形成于适当的局部环境中，并允许评估星团最可能的形成历史。基于这些模拟的研究已经揭示了室女星系团在过去的7千兆年里有一个安静的合并历史，并且该星系团沿着一个优先方向吸积物质。此外，这篇论文还揭示了，在过去的四个千兆年内，在红移为零的情况下，此类处女座光环平均只有一次大于其质量约十分之一的合并。第二个分支（与主分支相对）在一个特定的次区域形成，最近（在过去的十亿年内）合并。这些性质并不与同一质量范围内的一组随机晕共享。本研究延伸[截断]
2018-03-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Formation History of Subhalos and the Evolution of Satellite Galaxies
土星构成了整个星系人口的一个重要部分，并被认为是在暗物质subhalos形成。在这里，我们使用宇宙学流体动力学模拟TNG 100调查如何形成的历史的subhalos影响其宿主星系的属性和演化。我们使用一个缩放的形成时间（$a_{\rm nf}$）来表征的质量组装的subhalos的历史之前，他们被大量的主机晕吸积。我们发现，卫星星系在年轻的subhalos（低$a_{\rm nf}$）是质量较低，更丰富的气体，并有更强的恒星形成和更高的分数的异地恒星质量比卫星在老subhalos（高$a_{\rm nf}$）。此外，这些低$a_{\rm nf}$卫星需要比高$a_{\rm nf}$对应物更长的时间尺度来作为群体猝灭。我们发现在快速吸积（FA，$a_{\rm nf}<1.3$）和缓慢吸积（SA，$a_{\rm nf}>1.3$）subhalos卫星之间的合并历史非常不同。对于FA卫星，星系合并的频率显着增加后吸积，这增强了恒星形成吸积。而对于SA卫星，在整个吸积过程中，合并过程是平滑而连续的。此外，与FA卫星的合并主要发生在吸积之后，而SA卫星则相反。我们的研究结果提供了深入了解卫星人口的演变和恒星形成淬火。
2020-03-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Sussing Merger Trees : The Impact of Halo Merger Trees on Galaxy Properties in a Semi-Analytic Model
晕并合树是星系形成和演化的半解析模型的重要支柱。最近的研究指出，从结构形成的数值模拟中提取合并树是不平凡的;不同的树构建算法可以给出不同的合并历史。在合并树被用作星系形成模型的输入之前，应该仔细理解这些差异。我们研究了不同晕合并树对半解析模型的影响。我们发现，在我们的模型中的z=0星系属性显示树之间的差异时，使用一个共同的参数集。宇宙的恒星形成历史和卫星星系的性质可以在不同构造方法的树之间显示出显着的差异。独立校准每个树的半解析模型可以减少z=0的全球星系属性之间的差异，在增加星系的演化历史的差异的代价。此外，隐含的物理学可能会有所不同，导致关键的数量，如超新星反馈效率相差2倍。这种变化改变了恒星形成主要受到超新星抑制的机制。因此，使用不同但可靠的算法从共同晕目录中提取的晕合并树可能导致半分析模型的差异。然而，考虑到星系形成物理学的不确定性，这些差异可能不一定被视为重要。
2014-10-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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
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
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
Dissecting galaxy formation models with Sensitivity Analysis -- A new approach to constrain the Milky Way formation history
[摘要]我们提出了一个应用程序的统计工具称为灵敏度分析，以表征输入参数和观测预测的半解析模型的星系形成耦合到宇宙学$N$体模拟之间的关系。我们展示了如何在我们的化学动力学模型ChemTreeN上进行灵敏度分析，以表征和量化模型输入参数与预测的可观测特性之间的关系。该分析的结果为用户提供了关于哪些参数最重要并且最有可能影响给定可观测量的预测的信息。它还可以用来通过识别对目标输出没有影响的输入参数来简化模型。相反，它使我们能够确定哪些模型参数可以最有效地约束给定的观测数据集。我们已经将这种技术应用于与银河系相关的实际观测数据集，例如卫星星系的光度函数。模型输出和真实可观测量的统计比较用于获得“最佳拟合”参数集。我们考虑不同的银河系一样的暗物质晕占的最佳拟合参数选择过程的依赖性的合并历史的模型。对于所有考虑的形成历史，运行ChemTreeN与最佳拟合参数产生的光度函数，紧密配合他们观察到的对应。然而，只有一个恒星晕模型能够重现银河系中心40 kpc范围内观测到的恒星晕质量。在这个分析的基础上，可以忽略某些模型，以及它们相应的合并历史，作为银河系合并历史的良好代表。
2014-04-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining the evolutionary history of Newton's constant with gravitational wave observations
空间载引力波探测器，如拟议中的激光干涉仪空间天线，预计将观测到高红移和大信噪比的黑洞合并，使其引力波成为基础物理学的理想探测器。将牛顿常数提升为时间函数会对双星的结合能和引力波光度进行修正，从而导致啁啾频率的修正。这样的修正传播到响应函数中，并且给定引力波观测，它们允许对合并时牛顿常数的一阶时间导数进行约束。我们发现，星载探测器确实可以放置有趣的限制，这个数量作为一个函数的天空位置和红移，提供了一个{ \emph{constraint map} }在整个范围内的红移，预计发生的二进制黑洞合并。对红移总质量为10^5太阳质量的等质量螺旋事件进行为期三年的LISA观测，应该能够测量到合并时的$\dot{G}/G$，其值优于10^（-11）/年。
2010-04-13 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
Effect of a High-Precision Semi-Analytical Mass Function on the Merger Rate of Primordial Black Holes in Dark Matter Halos
本文研究了高精度半解析质量函数对暗物质晕中原初黑洞合并速率的影响。为此，我们首先解释了暗物质晕模型的理论框架，并介绍了相关的量，如晕密度分布，浓度参数，和一个高精度的半解析函数，即德尔Popolo（DP）质量函数。接下来，我们在考虑DP质量函数的椭球坍缩暗物质晕模型的框架下计算了PBH的合并率，并与我们以前对Sheth-Tormen（ST）质量函数的研究进行了比较。结果表明，将多环芳烃的质量取为$M_{\rm PBH} = 30M_{\odot}$，DP质量函数可以潜在地放大多环芳烃的合并速率。此外，我们计算合并率的PBH DP质量函数作为其质量和分数的函数，并将其与LIGO-Virgo探测器在最近的观测运行中记录的黑洞合并。我们的研究结果表明，如果$f_{\rm PBH} \gtrsim \mathcal{O}(10^{-1})$，PBH的合并率将落入LIGO-Virgo带。这意味着DP质量函数可以用来加强对PBH分数的约束。
2023-02-28 astro-ph.CO gr-qc
Self-Similar Mass Spectra of Hierarchical Black Hole Mergers
University of California, Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）；Santa Cruz Institute for Particle Physics（圣克鲁兹粒子物理研究所）
本研究将分层黑洞并合建模为凝聚过程，推导其晚期自相似质量谱，发现多数双星形成通道可致失控增长，而三体通道呈缓慢自相似增长，且辐射能量显著影响谱形与总质量。
2026-09-21 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
A deep learning approach to halo merger tree construction
Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学）；King’s College London（伦敦国王学院）；The University of Melbourne（墨尔本大学）；Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教大学）；University of Oslo（奥斯陆大学）；Universidad Diego Portales（迭戈·波塔莱斯大学）
星系形成的半解析模型（SAM）的一个关键要素是晕的质量组装历史，编码在一个树结构。最常用的方法来构建晕合并的历史是基于高分辨率，计算密集的N体模拟的结果。我们表明，机器学习（ML）技术，特别是生成对抗网络（GANs），是一种很有前途的新工具，可以以适度的计算成本解决这个问题，并保留模拟中合并树的最佳特征。我们训练我们的GAN模型与有限的样本合并树的进化和组装的Galeries和他们的环境（EAGLE）模拟套件，使用两个光环发现者树构建算法：SUBFIND-D-TREES和ROCKSTAR-ConsistentTrees。当在训练过程中考虑多达三个变量时，我们的GAN模型成功地学习生成具有高时间分辨率的构造良好的合并树结构，并再现用于训练的合并树样本的统计特征。这些输入，其表示也由我们的GAN模型学习，是晕祖细胞和最终后代的质量，祖细胞类型（主晕或卫星）和祖细胞到主分支中的距离。后两个输入的包含极大地改进了晕质量增长历史的最终学习表示，特别是对于类似于SUBFIND的ML树。当将ML合并树的相同大小的样本与EAGLE模拟的样本进行比较时，我们发现类似于SUBFIND的ML树的协议更好。最后，我们基于GAN的框架可以用来构建低质量和中等质量晕的合并历史，这是宇宙学模拟中最丰富的。
2022-06-27 astro-ph.CO astro-ph.GA cs.LG
The cosmic merger rate of stellar black hole binaries from the Illustris simulation
黑洞双星的宇宙合并率密度可以为我们提供一个重要的线索，以限制BHB的形成渠道，根据目前和即将到来的引力波的检测。采用Monte Carlo方法，将新的BHB粒子数合成模型与Illustris宇宙学模拟相结合，研究BHB合并的宇宙历史。我们探讨六个人口合成模型，不同的处方超新星，共同的信封，和出生踢。在大多数模型中，宇宙BHB合并率与宇宙恒星形成率遵循相同的趋势。宇宙BHB合并率的正常化在很大程度上取决于共同包络的处理和出生踢的分布。我们发现，大多数BHB合并在LIGO的仪器视界来自相对贫金属的祖先（<0.2 Zsun）。合并BHB的总质量跨越了很大的范围，从~6到~82 Msun。在我们的基准模型中，与GW 150914、GW 151226和GW 170104一致的合并BHB分别占LIGO视界内合并的所有BHB的6%、3%和12%。重系统，如GW 150914，来自贫金属祖细胞（<0.15 Zsun）。大多数在本地宇宙中合并的类GW 150914系统似乎是在高红移时形成的，具有很长的延迟时间。相比之下，类似GW 151226的系统在整个宇宙历史中形成并融合，来自具有广泛金属丰度的祖先。未来的探测将是至关重要的，以限制共同的信封，对出生踢，并对BHB质量功能。
2017-08-18 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Binary black hole mergers from Population III stars: uncertainties from star formation and binary star properties
本研究量化了第三族恒星双黑洞并合率与质量谱的不确定性，发现轨道性质、恒星形成历史分别显著影响并合率的幅度与峰值红移，预测爱因斯坦望远镜年探测量为10至1万次。
2024-01-29 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
