Can dry merging explain the size evolution of early-type galaxies?
从红移z>2到现在，观测到给定恒星质量的早型星系（ETG）的特征尺寸随宇宙时间显著增加。对这种规模演变的一个流行的解释是，ETG通过无耗散（“干”）合并而增长，因此变得不那么紧凑。结合N-体模拟与最新的缩放关系的本地ETG，我们表明，这样的解释是有问题的，因为干合并不减少星系恒星质量表面密度足以解释所观察到的大小演变，也引入大量的散射的缩放关系。根据我们的模拟，我们估计主要和次要的干合并增加了半光半径和投影速度色散，恒星质量（M）分别为M^（1.09+/-0.29）和M^（0.07+/-0.11）。这意味着：1）如果高z ETG确实像估计的那样致密，那么它们不可能通过干合并演化成今天的ETG; 2）今天的ETG不可能通过干合并聚集超过45%的恒星质量。或者，如果合并历史和星系性质之间存在与我们的假设不同的极端微调，那么干合并可以与观测结果相一致。需要进行全面的宇宙学模拟来评估这种微调的解决方案是否可以接受。
2009-10-14 astro-ph.GA
A Multiple Dry Merger at z=0.18: Witnessing The Assembly of a Massive Elliptical Galaxy
贫气体星系的合并，即所谓的干合并，可能在大质量星系的聚集中起着重要作用，因此，在星系形成理论中也起着重要作用。利用SDSS，我们意外地发现了一个罕见的系统在观测和理论背景下，可能是一个五重干合并在低红移。作为后续，我们获得了非长缝光谱的群体，以测量个人的红移和洞察其合并的命运。我们的研究结果显示了一个孤立的，低红移的星系群，由大质量，静止，早期型星系组成，由两个团块组成（可能是在合并的过程中），我们估计将假设合并在大约小于一个陀螺。除了可能的高视线速度色散之外，该系统的整体性质可以与紧凑的Shakhbazyan群相媲美。然而，当在宇宙学模拟中考虑到小的投影分离和星系的相对质量比时，我们发现这个系统是相当独特的。我们假设这是一个干合并，其命运将导致一个孤立的，大质量的椭圆星系在低红移的组装。
2014-06-10 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
Quantifying the impact of mergers on the angular momentum of simulated galaxies
我们使用EAGLE来量化星系合并对星系恒星比角动量$j_{\rm stars}$的影响。我们分裂合并成：干（气体贫乏）/湿（气体丰富），主要/次要，不同的自旋排列和轨道参数。湿（干）合并的中性气体与恒星的平均质量比为$1.1$（$0.02$），而主（次）合并的中性气体与恒星的质量比为$\ge 0.3$（$0.1-0.3$）。我们将星系在$z=0$的$j_{\rm stars}$ -恒星质量平面中的位置与它们的合并历史相关联，发现低自旋星系遭受干合并，而正常/高自旋星系主要遭受湿合并，如果有的话。与经历湿合并的星系相比，经历干合并的星系的径向$j_{\rm stars}$轮廓在$r\lesssim 10\,r_{50}$处的$\approx 0.3$ ~dex不足（$r_{50}$是半恒星质量半径）。研究合并残留物表明，干合并使$j_{\rm stars}$减少$\approx 30$ \%，而湿合并使其增加$\approx 10$ \%。后者与新形成的高速旋转恒星的膨胀有关。从小型合并到大型合并，加剧了这些影响。当干合并之前的星系的自旋矢量错位，$j_{\rm stars}$减少到一个更大的幅度，而在湿合并的共同旋转和高轨道角动量有效地自旋了星系。我们预测将是什么样的观测签名的$j_{\rm stars}$配置文件驱动的干合并：（一）浅径向配置文件和（二）配置文件，上升超过$\ap…
2017-10-06 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
Dry mergers and the formation of early-type galaxies: constraints from lensing and dynamics
无耗散（无气体或“干”）合并被认为在早期星系的形成和演化中发挥了重要作用，特别是在增加它们的质量和大小而不改变它们的恒星星族。我们进行了一个新的测试干合并假设比较N体模拟现实系统的经验约束提供了最近的研究透镜早型星系。我们发现，主、次干合并：i）在观测到的散射范围内保持了早型星系的近等温结构; ii）总质量M与维里质量R_e*sigma/2G之比的变化不超过观测到的散射（其中R_e是半光半径，σ是投影速度色散）; iii）星系的大小[如M^（0.85+/-0.17）]和弱速度色散[作为M^（0.06+/-0.08）]与质量，从而移动星系远离当地观察到的M-R_e和M-sigma关系; iv）在M-R_e和M-sigma关系中引入大量的散射。我们的研究结果意味着，除非有一个高程度的微调混合的祖细胞和类型的相互作用，目前的大质量早期型星系不能组装超过50%的质量，并增加了他们的大小超过一个因素~1.8，通过干合并。
2009-08-12 astro-ph.GA
The Three Hundred project: galaxy cluster mergers and their impact on the stellar component of brightest cluster galaxies
利用"三百计划"的324个星系团晕流体动力学模拟数据集，研究了星系团合并及其对最亮星系团（BCG）颜色和光度变化的影响。我们跟踪每个晕在z = 0的主要祖先，并根据其质量吸积历史搜索合并情况，定义合并为晕质量的快速增加。基于集群的动力学状态的演变，我们定义了一个合并前和合并后的阶段。我们创建了一个所有这些事件的列表，并统计研究它们的质量比和时间尺度，前者验证了所有实例实际上都是重大合并。通过与没有合并的控制样本进行比较，我们研究了合并对BCG的恒星成分的影响。通过对BCG恒星粒子的质量、年龄和金属丰度的分析，我们发现BCGs的恒星含量在合并过程中显著增长，尽管主要的增长机制是老恒星的吸积，但合并过程中甚至会出现恒星形成的爆发。在我们的模拟中，合并中的BCGs形成的恒星比正常生长的恒星多70%左右，尽管这取决于定义BCGs时考虑的半径。关于可观测的性质，我们看到在合并过程中SDSS-u光度增加了20%，与对照样本相比，星系g-r颜色的增加稍慢。
2022-01-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dynamical masses and non-homology of massive elliptical galaxies grown by dry mergers
我们研究了干合并驱动的大质量椭圆星系的大小增长是否取决于它们的初始结构浓度，并分析了干合并生长的大质量椭圆星系维里质量决定的同调假设的有效性。从不同结构浓度的紧凑祖先（Sérsic指数n）开始，对几个现实合并树的高分辨率模拟表明，星系的增长几乎不依赖于初始Sérsic指数（较大的n导致稍大的尺寸增长），更多地依赖于合并历史的其他细节。我们发现，吸积物质在外层的沉积导致了残余物和祖先之间同源性的系统性和可预测的破坏，我们通过与最常用的动力学和恒星质量参数相关的维里系数K = GM/Re σ^2在合并历史过程中的演化来表征这一点。发光质量的维里系数K在z = 2的合并演化开始时比z = 0的残余物大50%。忽略维里演化导致有偏差的维里质量估计。我们提供K对应于各种动力学和恒星质量参数，并提供配方的星系质量的动态测定。对于大质量的非致密椭圆星系，流行的表达式M = 5 Re σ^2 / G低估了发光体内部的动力学质量，最多低估了4倍;相反，它提供了一个近似的恒星总质量，其不确定性比当前的恒星星族模型要小。
2017-04-19 astro-ph.GA
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
Close companions to Brightest Cluster Galaxies: Support for minor mergers and downsizing
我们确定密切的同伴Brilliant星系团Galerie（BCGs）的目的是量化这些星系通过合并增长的速度。通过利用深测光数据的CFHTLS，我们探测每BCG（NC）的光度比下降到那些对应于潜在的未成年人合并的20：1的同伴的数量。我们还测量了每个星系伴星的平均光度（Lc）。我们发现，NC和LC急剧上升的光度比的BCGs，和其他明亮的，红色的，星系团星系的控制样本。BCG的趋势上升得更陡，导致更多的亲密伴侣。对于BCG的50 kpc内的伴随物，Nc= 1.38+/-0.14和Lc=（2.14+/-0.31 x10 ^（10）L_sun;对于非BCG的光度匹配对照样品的50 kpc内的伴随物，Nc=0.87+/-0.08和Lc=（1.48+/-0.20 x10 ^（10）L_sun。这表明，与其他类似的发光星系相比，BCGs可能会经历更多的合并。此外，与本地明亮的红色星系样本相比，本研究中提出的更遥远的样本（红移在0.15-0.39之间）显示出更高的Nc，这表明更年轻和更小的BCGs仍在经历分级形成。使用千年模拟，我们的模型和估计的污染水平，由于不相关的星系团星系。在50千秒差距的预测距离内，有50%的星系被闯入，但在30千秒差距内，有60%的伴星是真正的物理伴星。我们的结论是，结合合并的候选人的光度下降到20：1的光度比可以增加多达10%的质量，一个典型的BCG超过0.5Gyr在红…
2012-06-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Overmassive black holes in the $M_{\rm BH} - σ$ diagram do not belong to over (dry) merged galaxies
在$Λ$ CDM宇宙学中的半解析模型已经预测了在（黑洞质量-星系速度色散）$M_{\rm BH} - σ$图（我们在这里用89个星系的样本更新）的高质量端存在外围的“超大质量”黑洞。它们是经历了更多的干合并的结果-被认为不会增加星系的速度色散-比“主序星”人口。另一方面，湿合并和富气过程保持了主要的相关性。由于双星超大质量黑洞的冲刷作用，这些干合并的程度（自上次重要的湿合并以来）可以通过中心恒星质量亏损与黑洞质量（$M_{\rm def,*} / M_{\rm BH}$）之间的比值来追踪。然而，在23个星系的样本部分耗尽的核心，包括中央星系团星系，我们表明，“超大”黑洞实际上是由星系，似乎经历了最低程度的合并。此外，在$M_{\rm BH} - σ$图中的37个星系的旋转运动学显示，快速和慢速旋转并没有明显的相互抵消，也与预期相反，如果这两个人口分别是湿和干合并的产物。因此，观测结果与模型预测不符，需要进一步调查。
2014-10-27 astro-ph.GA
The role of dry mergers in shaping the scaling relations of galaxies
本研究基于标量位力定理构建多重干并合简易理论，结合观测数据与Illustris-TNG、EAGLE数值模拟验证，发现该机制可解释星系标度关系的主要特征，精度与现代模拟相当且计算更高效。
2025-01-17 astro-ph.GA
The XXL survey XV: Evidence for dry merger driven BCG growth in XXL-100-GC X-ray clusters
最亮星系团的生长与其宿主星系团的性质密切相关。我们提出的证据干合并的主要来源BCG质量增长在$z\lesssim1$在XXL 100最亮的集群样本。我们使用的全球红色序列，H $α$排放和平均恒星形成的历史表明，在样本中的BCGs具有恒星形成的水平相媲美的领域椭圆类似的恒星质量和红移。XXL 100最亮的星团平均质量低于其他X射线选择的样品，如LoCuSS或HIFLUGCS。样品中的少数星团显示出高的中心气体浓度，使得BCGs通过冷气体吸积形成恒星的增长效率低下。使用其主机集群的弛豫状态的措施，我们表明，BCGs增长的松弛收益。我们发现BCG恒星质量对应于弛豫系统中星系团总质量的相对恒定分数1\%\。我们还表明，在集群规模的合并事件，BCG恒星质量滞后于预期值从M $_{cluster}$ - M $_{BCG}$关系，但随后通过干合并的BCG和集群的吸积恒星质量朝着松弛状态的发展。
2016-08-03 astro-ph.GA
The growth of brightest cluster galaxies in the TNG300 simulation:dissecting the contributions from mergers and in situ star formation
我们研究了最亮星系团（BCGs）的形成在TNG 300宇宙学模拟的IllustrisTNG项目。我们的集群样本包括700个在$z=0$具有$M_{200} \geq 5 \times 10^{13} \, \mathrm{M}_{\odot}$的晕，以及它们在更早时期的祖先。这包括在$z=0$的280个带有$M_{200} \geq 10^{14} \, \mathrm{M}_{\odot}$的系统，以及带有$M_{200} \geq 10^{15} \, \mathrm{M}_{\odot}$的三个光环。我们发现，我们模拟的BCGs的恒星质量和恒星形成率与$z \lesssim 0.4$的观测结果吻合得很好，并且它们平均经历了$\sim$ 2（$\sim$ 3）自$z=1$（$z=2$）以来的主要合并。通过固定的30千秒差距孔径将BCG与团内光（ICL）分离，我们发现，在$z=0$，由异位（即吸积）恒星贡献的恒星质量分数分别为BCG，BCG+ICL和ICL的约70%，80%和90%。使用合并树跟踪我们模拟的BCGs，我们发现它们在$z \sim $ 1-2中被异位星所主导，并且在$z=0$中作为BCG一部分的一半恒星在其他星系中早期形成（$z \sim 3$），但直到后来才“组装”到BCG上（$z \approx 0.8$为整个样本，$z \approx 0.5$为$M_{200…
2023-02-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Invoking the virial theorem to understand the impact of (dry) mergers on the $M_{\rm bh}$-$σ$ relation
本研究运用位力定理，解释了干并合下黑洞质量-速度弥散关系弥散仍较低的原因，发现不同星系并合的轨迹斜率存在差异，补充了AGN反馈模型，完善了星系与黑洞共演化的认知。
2022-11-03 astro-ph.GA
Cold Gas Infall onto A Brightest Group Galaxy via A Gas-Rich Minor Merger
University of Illinois Urbana-Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校）；Peking University（北京大学）；Xiamen University（厦门大学）；Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）
研究通过富含气体的次等并合向最亮群星系注入冷气体，揭示其在补充冷气体储备和影响星系演化中的关键作用。
2025-12-15 astro-ph.GA
Merger histories of brightest group galaxies from MUSE stellar kinematics
使用多单元光谱探测器（MUSE）光谱，我们分析了18个最亮的集团早型（BGEs）星系的恒星运动学，从完整的本地体积集团样本（CLoGS）。我们分析的运动学地图的不同功能，并测量特定的恒星角动量在一个有效半径（$λ_{e}$）。我们将BGE分类为快（10/18）或慢（8/18）旋转，表明至少有两种不同的进化路径。我们量化高阶运动学矩$h_{3}$和V/ $σ$之间的反相关性（使用$ξ_{3}$参数），以及光度和运动学位置角之间的运动学失准角（使用$Ψ$参数），并注意到快速和慢速旋转BGE的这些参数分布之间的明显差异。我们发现，所有10个快速旋转体都在形态和运动学轴之间对齐，与扁圆星系形状一致，而慢速旋转体分布在所有三类中：扁圆（1/8），三轴（4/8）和长轴（3/8）。我们将结果放入上下文中使用已知的无线电特性，X射线特性，和分子气体的观测。我们发现从快速旋转的BGE的观测推断出一致的合并历史，表明它们经历了富含气体的合并或相互作用，这些很可能是冷气体的起源。观测到的慢旋转的证据是一致的气体贫合并。对于有冷气的慢旋子，所有的证据都指向来自群内介质的冷气冷却。
2022-06-27 astro-ph.GA
Reading the tea leaves in the $M_{\rm bh}$-$M_{\rm *,sph}$ and $M_{\rm bh}$-$R_{\rm e,sph}$ diagrams: dry and gaseous mergers with remnant angular momentum
本研究通过分析带剩余角动量的干并合与气体并合过程，解释了星系在黑洞质量-核球恒星质量等标度图中的位置偏移，整合了此前的离群星系并提出新的标度关系。
2023-01-07 astro-ph.GA
Minor Mergers are not enough: The importance of Major Mergers during Brightest Cluster Galaxy assembly
该研究通过比较BCG与明亮普通椭圆星系的光度轮廓和标度关系，估计BCG约60–80%的光来自并合，并指出三次大并合而非小并合主导其形成。
2023-08-17 astro-ph.GA
Stellar velocity dispersion and initial mass function gradients in dissipationless galaxy mergers
恒星初始质量函数（IMF）在早型星系（ETG）中被认为是不通用的。用所谓的IMF失配参数$α_{\rm IMF}$来参数化IMF，它是恒星系综的恒星质光比的度量，因此也是IMF的“重”的度量，人们发现对于ETG $α_{\rm e}$，（即在有效半径$R_{\rm e}$内积分的$α_{\rm IMF}$）随$σ_{\rm e}$增加（在$R_{\rm e}$内积分的视线速度分散$σ_{\rm los}$），并且在同一ETG内，$α_{\rm IMF}$倾向于向外减小。我们研究了无耗散（干）合并对ETG中IMF失配参数$α_{\rm IMF}$分布的影响，使用的二进制主要和次要合并模拟的结果。我们发现，干合并倾向于使ETGs的$α_{\rm IMF}$配置文件变浅，但不改变显着的空间分辨$σ_{\rm los}α_{\rm IMF}$空间中的分布的形状。个别星系进行干合并往往会减少其$α_{\rm e}$，由于侵蚀的$α_{\rm IMF}$梯度和混合的恒星星族与较轻的IMF。它们的$σ_{\rm e}$可以减少或增加，这取决于合并轨道参数和质量比，但往往减少宇宙学动机的合并历史。$α_{\rm e}$ - $σ_{\rm e}$的关系可以随着红移而变化，这是单个ETG演化的结果：基于一个简单的干合并模型，给定$σ_{\rm e}$的ETG预计在更高的红移处具有更高的$α_{\rm…
2020-09-11 astro-ph.GA
Galaxy and Mass Assembly (GAMA): merging galaxies and their properties
我们导出了GAMA巡天中-23 < M（r）< -17，0.01 < z < 0.22的星系的密偶分数和体积合并率作为光度和形态的函数。在所有光度下，合并分数约为0.015（假设有1/2的对合并），体积合并率约为0.00035每立方Mpc每Gyr。干合并（红色或球状星系之间）是不常见的，并随着光度的降低而减少。在蓝色或盘状星系之间，较模糊的合并是湿的。湿合并（每种类型之一）遵循干合并和湿合并的平均值。在较亮的光度区间（-23 < M（r）< -20），合并率的演变是平坦的，与颜色或形态无关。由于z = 0.2，合并种群的构成没有改变。主要合并和干合并在过去2 Gyr的红色序列的建立中显得相对不重要。我们比较的颜色，形态，环境密度和活动程度的星系对那些更孤立的物体在同一体积。紧密成对的星系团倾向于更红，并且略以球状为主。这可能是由于在当前交互之前的多个先前通道中的“骚扰”。星系对似乎并不喜欢密度大得多的环境。与相同体积的其他星系相比，没有证据表明活动星系核的成对部分有所增强。
2014-07-18 astro-ph.GA
The Effect of Many Minor Mergers on the Size Growth of Compact Quiescent Galaxies
在早期宇宙（z~>2）中观测到了半质量半径<~ 1 kpc的大质量星系，而在局域宇宙中没有观测到。在局部宇宙中，相似质量的星系（在2倍之内）往往要大4到5倍。已知干小合并会在不增加质量的情况下推动星系大小的演变，但尚不清楚大小的增长是否足以解释观测结果。我们通过模拟质量比q=1：1（等质量）到q=1：160的合并星系来检验星系通过干合并而成长的假设。在我们的N体模拟中，母星系的总质量翻了一番。我们确认，重大合并不会导致规模的充分增长。这一现象可以用质量比为q=1：5- 1：10的并合来解释。较小的质量比会导致更大的尺寸增长，对于质量比为1：80的合并，增长高达约17倍。对于质量相对较大的较小合并，q ~> 1：20，进入的子星系的质量倾向于落在母星系的晕中。这是由子星系进入母星系中心部分时的潮汐剥离造成的。当小星系的吸积变得更加连续时，当q <~ 1：40时，外来质量倾向于更多地集中在母星系的中心区域。我们推测，这是由合并残余物内部的子星系之间的动态相互作用和质量差异较大时合并时间较长造成的。这些相互作用导致动态加热，导致星系核心内的质量吸积，并降低母星系的圆周速度和密度。
2013-01-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Merging or division. I. Dependencies between the magnitude gap of groups and the morphology of two brightest galaxies
在本研究中，第一和第二排名集团星系的形态类型的依赖性的星等差距进行了研究。结果表明，在具有较大星等差的第一和第二星系群中，椭圆星系的相对数量没有增加（与预期相比，假设这些星系的形态类型不依赖于星等差）。这一结果与合并假说相矛盾。Ambartsumian提出的假设与这一结果并不矛盾。
2017-11-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
IllustrisTNG Snapshots for 10 Gyr of Dynamical Evolution of Brightest Cluster Galaxies and Their Host Clusters
基于IllustrisTNG-300模拟，我们在$z < 2$上探索了大质量星系团及其最亮星系团（BCGs）动力学性质的红移演化。我们选择了270个在$z = 0$有$M_{200} < 10^{14}~{\rm M}_{\odot}$的大规模集群，并基于合并树追踪它们的祖先。从67个覆盖$z < 2$的红移快照中，我们计算了三维晕下速度色散作为星系团速度色散（$σ_{\rm cl}$）。我们还计算了BCGs（$σ_{\rm *,~BCG}$）的三维恒星速度色散。$σ_{\rm cl}$和$σ_{\rm *,~BCG}$都随着宇宙年龄的增长而增加。BCG速度离散度比团速度离散度增长得慢。此外，BCG速度色散的红移演化在某些红移处显示出戏剧性的变化，这是由于与邻近星系的动力学相互作用（主要合并）。我们发现，$σ_{\rm *,~BCG}$与$σ_{\rm cl}$在$z > 1$，提供了一个有趣的观察测试。模拟的$σ_{\rm cl}$和$σ_{\rm *,~BCG}$的红移演化与观测到的$z < 0.3$的团簇样品基本一致，但有较大的散射。未来的大型光谱调查达到高红移将测试的影响，模拟的质量演化的集群和他们的BCGs。
2022-09-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The different growth pathways of Brightest Cluster Galaxies and the Intra-Cluster Light
利用半解析模型研究了BCGs和ICL的生长途径。我们假设ICL是由卫星星系的恒星剥离和合并过程中的剧烈过程形成的，并实现了两个独立的模型：（1）同时考虑合并和恒星剥离的模型（称为{ \small STANDARD}模型）和只考虑合并的模型（称为{ \small MERGERS}模型）。我们发现BCGs和ICL的形成、生长和整体演化的时间和时间尺度不同，但它们在红移$z \sim 0.7-0.8$之后表现出明显的协同演化。大约90%的恒星剥离ICL是在距晕中心最里面的150 Kpc处形成的，主要贡献来自盘状星系（B/T $<$ 0.4）通过大量的小/中等剥离事件（$M_{strip}/M_{sat}<0.3$）。BCGs和ICL中的恒星质量在晕维里半径内占恒星总质量的比例随时间的变化是不同的。在高红移时，BCG占质量的大部分，但它的贡献随着时间的推移逐渐减少，并在$z\sim 0.4-0.5$之后保持不变。相反，ICL增长非常快，其贡献一直增加到现在。{ \small STANDARD}和{ \small MERGERS}模型在大多数情况下做出了非常相似的预测，但预测了在$z=0$处，与BCG以外的星系群/星系团维里半径内的其他星系相关的ICL的数量不同。然后，我们认为，这个数量是一个有效的观察，可以揭示合并和恒星剥离的ICL的形成的相对重要性。
2018-07-03 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
Missing black holes in brightest cluster galaxies as evidence for the occurrence of superkicks in nature
我们研究了超反冲对宇宙中最亮星系团中超大质量黑洞的影响。有强有力的观测证据表明，BCGs在后期显著增长（从z=1开始，质量增加到2-4倍），主要是通过与星系团中的卫星星系合并，并且它们被认为是有史以来观测到的最大质量的SMBH。预计这些SMBH也将分层增长，与合并卫星带来的其他SMBH进行一系列合并。由于非对称引力波发射带走了净线性动量，剩余的SMBH经历了相反方向的反冲。反冲可能高达~5000 Km/s（“超级反冲”），将SMBH推出星团外围，其时间相当于星系演化的时间尺度。我们预测，在一些合理的假设下，超级反冲可以有效地从BCGs中喷出SMBH，使它们在本地宇宙中的占据比例降低到0.9<f<0.99的可能范围。未来像ELT和TMT这样的30米级望远镜将能够测量z=0.2的数百个BCG中的SMBH，测试自然界中超级反冲的发生和SMBH合并的强引力状态。
2014-10-01 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
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
Brightest Cluster Galaxies: the centre can(not?) hold
我们探讨了最亮的星系团（BCGs）与当地环境的一致性的持久性。我们发现，一个显着的分数BCGs不符合的X射线气体分布的质心和/或显示奇特的速度（他们不是在休息相对于集群的平均值）。尽管如此，我们发现，BCGs一般与集群质量分布一致，即使它们有显着的偏移量从X射线中心和显着的奇特速度。大的偏移量与简单的理论模型不一致。为了解释这些观测结果，BCGs必须优先沿着它们的主轴（主要的下落方向）进行合并。这样的BCGs可能在被合并或碰撞取代后在团簇势内振荡，或者暗物质晕本身可能还没有松弛。
2020-11-08 astro-ph.GA
The Bright End of the Colour-Magnitude Relation
利用星系团的宇宙学N体模拟和星系形成的半解析模型（Lagos，Cora & Padilla 2008），我们研究了早期型星系团星系遵循的颜色-星等关系（CMR）的起源。结果表明，模拟和观察到的CMR的总趋势之间的良好协议。然而，在许多星系团中，最明亮的星系偏离了观测数据的线性拟合，显示出几乎恒定的颜色。为了理解这种行为，我们分析了不同过程对每个星系贡献的恒星质量红移的依赖性，即，静态恒星形成，在主/次和湿/干合并期间的恒星爆发，以及磁盘不稳定事件。恒星组成部分的金属丰度的演变，由这些过程中的每一个贡献，也进行了研究。我们发现，在低红移的恒星质量的主要贡献是由于轻微的干合并事件，在此过程中吸积的恒星质量的金属丰度相当低。因此，较小的干合并事件似乎增加了更明亮星系的质量，而不会改变它们的颜色。
2011-04-25 astro-ph.GA
Brightest Cluster Galaxies and the Intracluster Light
本研究探讨星系团中最亮团星系与团内光的形成及特征，明确并合与恒星剥离的增长机制，揭示其与宿主团动力学状态的关联及暗物质示踪潜力。
2024-09-11 astro-ph.GA
Beyond the Brightest: A Deep Learning Approach to Identifying Major and Minor Galaxy Mergers in CANDELS at $z \sim 1$
University of Colorado, Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；Fermi National Accelerator Laboratory（费米国家加速器实验室）；University of Chicago（芝加哥大学）；NSF-Simons AI Institute for the Sky (SkAI)（美国国家科学基金会-西蒙斯天空人工智能研究所）；California Institute of Technology（加州理工学院）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Vanderbilt University（范德堡大学）；University of Florida（佛罗里达大学）
利用IllustrisTNG50模拟训练CNN，在CANDELS场z~1处识别主并合与次并合星系，覆盖宽质量范围，准确率约65%，首次证明能识别早期主并合，并探讨取向角限制与混淆变量。
2026-06-12 astro-ph.GA
Pixel Color-Magnitude Diagram Analysis of the Brightest Cluster Galaxies in Dynamically Young and Old Clusters, Abell 1139 and Abell 2589
作为一个案例研究，以了解Bristol集群Galeros（BCGs）和他们的主机集群的协同进化，我们调查的BCGs在动态的年轻和年老的集群，Abell 1139（A1139）和Abell 2589（A2589）。我们分析像素颜色星等图（pCMD）使用深G-和R-波段的图像，从加拿大-法国-夏威夷望远镜的观测。在掩蔽前景/背景对象和平滑像素的观察看到的大小，详细的pCMD功能之间的比较两个BCGs。(1)虽然pCMD的整体形状与典型的早期星系相似，但A2589-BCG在给定表面亮度下的平均像素颜色和像素颜色偏差往往比A1139-BCG更红。(2)作为像素表面亮度（pCMD主干）函数的平均像素颜色分布表明，A2589-BCG在早期通过主要干合并形成了一个比A1139-BCG更大的中心体（半径约为2.0 kpc）（半径约为1.3 kpc），而它们通常通过随后的次要合并而生长。(3)pCMD异常值的空间分布表明，A1139-BCG经历了相当多的潮汐事件比A2589-BCG最近，而A2589-BCG有一个不对称的紧凑的核心可能导致在早期的主要干合并。(4)A2589-BCG与早期类型的非BCG相比显示出非常大的暗-亮像素数比，而A1139-BCG的比例并不明显大。这些结果与动态较老的簇（A2589）中的BCG形成较早并且松弛较好的想法一致。
2017-06-19 astro-ph.GA
Spatial Structures In the Globular Cluster Distribution of the Ten Brightest Virgo Galaxies
本文报道了在室女星系团中十个最亮星系的球状星团（GC）系统的二维空间分布投影中发现的重要局域结构。我们使用从HST ACS室女星系团巡天（ACSVCS）成像数据中提取的GC目录，并在可用时通过额外的ACS存档数据进行补充。这些结构的投影大小从$\sim\!5$弧秒到几弧分（$\sim\!1$到$\sim\!25$ kpc）不等。它们的形态范围从局部的，圆形的，到连贯的，复杂的形状，如弧形和溪流。最大的结构优先与主星系的主轴对齐。一些相对较小的结构沿着短轴。GC结构的形状和意义的差异可以通过研究按颜色和光度分组的GC的空间分布来注意。最大的相干GC结构位于室女星系团内的低密度区域。这种趋势在红色GC群体中更为明显，据信是在涉及晚型星系的合并中形成的。我们认为GC超密度可能是由卫星星系的吸积，主要的无耗散合并或湿耗散合并。我们讨论这些情况的警告，并估计潜在的祖先星系的质量。这些质量的范围在间隔$10^{8.5}\!-\!10^{9.5}$太阳质量，大于本星系群矮星系。
2015-03-16 astro-ph.GA
The connection between mass, environment and slow rotation in simulated galaxies
积分场光谱学（IFS）的最新观测表明，慢旋星系的比例，$F_{\rm SR}$，主要取决于恒星质量，与环境没有显着的依赖。我们研究这些趋势和形成路径的慢旋转器（SR）使用EAGLE和绣球花流体动力学模拟。EAGLE由几个体积高达$(100\,\rm Mpc)^3$的宇宙学盒子组成，而Hydrangea由星系团及其环境的$24$宇宙学模拟组成。它们一起提供了一个在恒星质量范围$10^{9.5}\,\rm M_{\odot}-10^{12.3}\,\rm M_{\odot}$，$16,358$星系的统计学显著样本。我们构建IFS一样的立方体和测量恒星的自旋参数，$λ_{\rm R}$，和椭圆率，使我们能够分类星系慢/快的旋转观测。模拟结果表明，$F_{\rm SR}$主要依赖于恒星质量，对环境的依赖性较弱。在固定的恒星质量，卫星星系更有可能是SR比中心。$F_{\rm SR}$表明，在固定的恒星质量的中央星系的晕质量的依赖，而没有这样的趋势被认为是卫星。我们发现，$\approx 70$ %的SR在$z=0$经历了至少一个合并的质量比$\ge 0.1$，干合并至少是两倍以上的常见湿合并。个别干合并倾向于减少$λ_{\rm R}$，而湿合并大多数增加它。然而，$30$ %的SR在$z=0$没有经历合并，和那些居住的中位自旋的晕比托管其余的SR的晕小两倍。因此，虽然SR的形成路径可以变化，…
2018-02-15 astro-ph.GA
The distribution of stellar orbits in Eagle galaxies -- the effect of mergers, gas accretion, and secular evolution
本研究利用Eagle模拟分析星系恒星轨道分布，发现年轻恒星在薄盘、年老恒星在热轨道，且逆旋转轨道主要源于干合并或高度错位气体吸积，揭示了合并历史对星系内部动力学的影响。
2023-10-10 astro-ph.GA
The HectoMAP Cluster Survey: Spectroscopically Identified Clusters and their Brightest Cluster Galaxies (BCGs)
我们应用朋友的朋友（FoF）算法来识别星系团，我们使用的目录来探索BCGs和他们的主机集群之间的进化协同作用。我们的星系团目录的基础上密集的HectoMAP红移调查（2000年红移度$^{-2}$）。HectoMAP FoF目录包括346个具有10个或更多光谱成员的簇。我们列出了这些星系团及其成员（5992个具有光谱红移的星系）。我们还包括中心速度分散（$σ_{*, BCG}$）为所有的FoF集群BCGs，HectoMAP FoF目录的一个显着特点。在Subaru/Hyper Suprime-Cam图像中，具有较高星系数密度（80个系统）的HectoMAP星系团都是具有强浓度和突出BCG的真正星系团。相空间图显示了沿视线的预期伸长。低密度系统包括一些假阳性。我们建立了BCGs和他们的主机集群之间的连接，通过证明$σ_{*,BCG}/σ_{cl}$作为集群速度色散（$σ_{cl}$）的函数减少，相比之下，数值模拟预测一个常数$σ_{*, BCG}/σ_{cl}$。在两个不同的红移的集群表明，BCG在大规模系统的发展缓慢的红移范围$z < 0.4$。这些数据强烈表明，轻微的合并可能发挥重要作用，BCG的演变在这些集群（$σ_{cl} \gtrsim 300$公里的$^{-1}$）。对于较低质量的系统（$σ_{cl} < 300$ km s $^{-1}$），数据表明，主要合并可能发挥重…
2021-06-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Manufacturing cosmic rays in the evolving dynamical states of galaxy clusters
星系团被认为是宇宙射线（CR）的储存库，这是从理论计算或对CR衍生观测值的探测中推断出来的。星系团中的CR加速主要归因于产生激波的动力学活动。集群中的冲击来自于合并或增生，但哪一个在产生CR方面更有效？在哪个动力学阶段？为什么呢？为此，我们研究的生产或注入的CR通过冲击和它的演化在星系团使用宇宙学模拟与{ \sc enzo}代码。粒子加速模型主要考虑热粒子的扩散冲击加速（DSA），但我们也报告了一个初步的研究与预先存在的CR。定义适当的动力学状态使用维里化的概念，我们研究了合并和非合并集群的样本。我们报告说，合并冲击（与马赫数$\mathcal{M}\sim2-5$）是最有效的CR生产者，而高马赫外围冲击（即$\mathcal{M}>5$）主要负责CR注入集群中的最亮相。集群一旦合并，永久偏离CR和X射线质量缩放的非合并系统，使我们能够使用它作为一种工具，以确定合并的状态。通过时间和空间演化研究，我们发现集群合并动力学和CR注入之间有很强的相关性。我们观察到X射线和CR注入的最亮相分别出现在每次合并后的1.0和1.5 Gyr附近，CR注入峰值在团簇维里半径（即$r_{200}$）附近。延迟CR注入峰在这项研究中发现值得进一步研究的可能影响CR派生观测量的演化从星系团。
2019-06-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
The origin and properties of massive prolate galaxies in the Illustris simulation
我们研究星系的形状在插图宇宙流体动力学模拟。我们发现大质量星系有更高的概率是扁长的。对于恒星质量大于$10^{11}\rm M_{\odot}$的星系，839个星系中有35个是长扁星系。在21个恒星质量大于$10^{12}\rm M_{\odot}$的星系中，9个是扁长星系，4个是三轴星系，其余的接近扁扁星系。几乎没有恒星质量小于$3\times10^{11}\rm M_{\odot}$的长扁星系。我们检查了长星系的合并历史，发现它们是由主要的干合并形成的。所有的扁长星系都至少有一个这样的合并，大多数的质量比在$1:1$和$1:3$之间。几乎所有这些合并中，母体的气体比例（气体质量占重子总质量的比例）都在0- 3%之间，只有一个例外，它的第二母体含有$\sim 15\%$气体质量，而它的主要母体仍然含有少于$5\%$的气体。在我们发现的35个大质量长轴星系中，有18个具有短轴自转，它们的角动量主要来自于祖先星系（通常是主要祖先星系）的自旋角动量。我们分析了这些扁长星系的合并轨道，发现它们中的大多数都经历了一个近径向的合并轨道。具有主要干合并的扁圆星系可以有径向或圆形合并轨道。我们进一步讨论了这些扁长星系的各种性质，如自旋参数$λ_{\rm R}$，球形各向异性参数$β$，暗物质分数，以及内部密度斜率的恒星，暗物质和总质量分布。
2017-09-11 astro-ph.GA
Evolution of massive quiescent galaxies via envelope accretion
本文通过建模大质量宁静星系从z≈3到z≈0的演化，提出包层吸积机制，证明其比标准微并合更能解释观测到的尺寸和速度弥散演化，并兼容中心超大质量黑洞标度关系。
2025-04-03 astro-ph.GA
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
Linking the brightest stellar streams with the accretion history of Milky Way-like galaxies
根据目前的星系形成范式，合并和相互作用在塑造今天的星系中发挥着重要作用。这种合并活动的残余可以用来限制星系形成模型。在这项工作中，我们使用的样本30银河系质量晕的流体动力学模拟，从AURIGA项目，生成表面亮度图和搜索最亮的流在每个光环作为一个功能的不同的限制幅度。我们发现，没有一个模型显示在$μ_{r}^{lim} \leq 25$等角秒$^{-2}$的恒星流的签名。在$^{-2}$为27和28 mag arcsec之间，流检测显著增加。尽管如此，即使在30磁角秒的$^{-2}$，我们的模型中仍有13%没有显示出可检测的流。我们研究了最亮流祖先（BSP）的性质。我们发现，BSPs吸积在一个广泛的范围内的落入时间，从1.6至10 Gyr前，只有25%的吸积在过去的5 Gyr，因此大多数BSPs对应于相对早期的吸积事件。我们还发现，37%的BSP存活到今天。存活和破坏的BSP的中位下落时间分别为5.6和6.7 Gyr。我们发现了一个明确的关系，在BSPs的降落时间和降落质量，这样，更大的祖细胞往往会在以后的时间被吸积。然而，我们发现，在大多数情况下，BSPs不是每个星系吸积恒星晕的主要贡献者。
2022-06-09 astro-ph.GA
Chandra Observation of Abell 1142: A Cool-Core Cluster Lacking a Central Brightest Cluster Galaxy?
Abell~1142是一个低红移的低质量星系团，包含两个类似于后发座星系团缩小版的布里渊星系团。我们的钱德拉分析揭示了一个X射线发射峰，大约100千秒差距远离任何BCG，我们确定为集群中心。发射中心表现为第二个β模型表面亮度分量，与更大尺度上的星团不同。中心也比周围的团内介质（ICM）更冷，更富含金属，这使得阿贝尔1142看起来是一个冷的核心星团。其成员星系的红移分布表明Abell 1142可能包含两个子星系团，每个子星系团包含一个BCG。BCGs以约1200 km/s的相对速度合并。这一合并过程可能将ICM从~ 2keV激波加热到3 keV以上，从而解释了该系统反常的L_X-T_X标度关系。这种合并可能取代了BCG中任何一个子星系团的富含金属的“冷核”。南BCG由三个独立的星系组成，它们的投影半径为5 kpc。由于尖状冷暗物质晕的动力学摩擦，这些星系应该迅速沉入子星系团中心。
2016-02-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
Stellar Mass Growth of Brightest Cluster Galaxy Progenitors in COSMOS Since z ~ 3
我们研究的作用，在原位恒星形成（SF）的最大质量的星系在当今宇宙中，最明亮的星系团（BCGs），从$z \sim 3$到目前在COSMOS领域的祖先主办的环境。祖先是从宇宙领域选择使用恒星质量切割的动机不断变化的累积共动数密度的祖先在插图模拟，以及千禧年-II模拟和恒定的共动数密度方法进行比较。我们采用远紫外-远红外观测COSMOS领域和拟合恒星，尘埃，和活动星系核组件，他们的光谱能量分布的特点每个祖。此外，我们比较了我们的祖先样本的SF率的COSMOS场的局部密度图，以确定环境的影响。我们发现BCG祖细胞的进化分为三个阶段，从原位SF主导阶段（$z > 2.25$）开始。随后是一个阶段，直到$z \sim 1.25$质量增长是由在原位SF和恒星质量沉积的合并（包括气体丰富和贫穷）在同一数量级独立于当地环境。最后，在低红移时，干合并是主要的恒星质量产生过程。我们还确定了这个最终的过渡期的时间，当祖细胞淬火，表现出静态NUV \emph{rJ}的颜色。
2019-09-16 astro-ph.GA
Evolution of the brightest cluster galaxies: the influence of morphology, stellar mass and environment
利用von der Linden et al.（2007）的425个附近的布里渊星系团星系（BCGs）样本，我们研究了它们的内部性质（恒星质量、结构参数和形态）与环境之间的关系。更大质量的BCGs倾向于居住在更密集的区域和更大质量的星系团，而不是质量较低的BCGs。此外，CD，这是特别扩展的信封BCGs，似乎更喜欢稍微密集的地区，往往是由更大规模的晕比椭圆BCGs托管。cD型和椭圆型BCGs的恒星质量与环境密度呈平行正相关。然而，在一个固定的环境密度下，cDs的质量平均要高出40%。我们的研究结果，以及以前的研究结果，表明椭圆形和cD BCGs之间的进化联系。我们认为，大多数现今的CD开始他们的生活椭圆，随后在恒星质量和大小的增长，由于合并。在这个过程中，cD信封发展。恒星质量和cDs大小的大分散反映了它们不同的合并历史。BCGs在质量和大小上的增长似乎与它们所居住的结构的等级增长有关：随着群体和集群变得更加密集和庞大，它们中心的BCGs也在增长。这一过程已接近完成，因为本宇宙中的大多数（约60%）BCGs具有cD形态。然而，中间形态类（椭圆和CD之间）的星系的存在表明，一些BCGs的增长和形态转变仍在进行中。
2015-08-20 astro-ph.GA
Minor Mergers or Progenitor Bias? The Stellar Ages of Small and Large Quenched Early-Type Galaxies
本文通过对淬灭星系年龄的光谱分析，探讨了淬灭星系群体平均尺寸演化的起源。这种演化的两种最受欢迎的情景是，通过一系列干燥的小合并事件，单个星系的大小增长，或者在先前存在的种群中增加更大的新淬灭星系（即，祖先偏向效应）。我们使用20 k zCOSMOS明亮光谱巡天来选择0.2<z<0.8的真正的静止星系。我们将它们的光谱叠加在红移、恒星质量和大小的仓中，通过拟合静止坐标系光谱和Lick光谱指数来计算这些仓中的恒星星族参数。我们证实，在~10^11 MSun恒星质量尺度以下和以上，大小-年龄关系的行为发生了变化：在我们的10.5 < log M*/MSun < 11质量箱中，在整个红移窗口中，最大星系的恒星星族系统地比较小的星系年轻，指出在亚10^11兆太阳质量下，祖先偏差是观测到的平均尺寸演化的主要驱动力。相比之下，在更高的质量，没有明确的趋势，年龄作为星系大小的函数，支持干合并在增加这些最大质量的QG的大小与宇宙时间的实质性作用。在误差范围内，QG的[α/Fe]丰度比（i）在我们分析的整个红移范围内高于太阳，暗示QG的恒星星族的建立普遍存在较短的时间尺度，以及（ii）在所有质量和大小上相似，表明整个QG人口的相似（短）时间尺度，并加强了合并在宇宙中最大质量QG的建立中的作用。
2016-07-12 astro-ph.GA
Strong Lensing Model of SPT-CLJ0356-5337, a Major Merger Candidate at Redshift 1.0359
我们提出了一个分析的质量分布推断从强透镜的SPT-CL J 0356 -5337，一个星系团的红移z = 1.0359揭示在后续的SPT-SZ集群。该星系团的爱因斯坦半径为Erad=14（z = 3），质量在500 kpc以内，M_500kpc = 4.0+-0.8x10^14Msol.我们对三个多重成像系统（z = 2.363，z = 2.364和z = 3.048）的光谱识别，结合HST F606 W波段成像，使我们能够为这个集群建立一个强大的透镜模型，在多个图像的预测和测量位置之间的rms <0.3“。我们的模型揭示了一个两个组件的质量分布在集群。一个质量分量由最亮的星系团星系主导，另一个分量相隔约170 kpc，包含一组8个红色椭圆星系，它们被限制在直径约9“（约70 kpc）的圆内。我们估计这两种组分之间的质量比在1：1.25和1：1.58之间。此外，光谱数据显示，这两个质量几乎相等的核心在两个分量之间只有300 km/s的微小速度差。这种微小的径向速度差异表明，大部分相对速度发生在天空平面内，SPT-CL J 0356 -5337是一个正面看碰撞参量较小的主要合并事件。我们还评估了星系尺度晕对星系团核心总质量的相对贡献，发现在距最亮星系团800 kpc以内，总质量的73%可以归因于与星系相关的可见物质和暗物质，而核心的总质量中只有73%来自星系团尺度的暗物质晕。
2019-10-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Disc galaxies formed from major mergers in Illustris
我们展示了如何湿主要合并可以创建盘星系在宇宙学的背景下，使用的Illustris模拟。我们选择了一个样本的38个盘星系经历了一个重大的合并在其历史上没有随后的重大合并，并研究它们如何转变成光盘合并后。与以前在这种合并的控制模拟中发现的一致，我们发现它们的圆盘是由圆盘区域合并后形成的年轻恒星逐渐建立的，而合并前出生的老恒星形成了一个椭圆形组件。聚焦于我们样本中的一个基准案例，我们展示了气体最初是如何在合并后分散在晕区的，但随后被吸积到圆盘上形成恒星，并建立圆盘组件。然后，我们选择了一个主要合并创建椭圆星系的样本，以表明这些情况主要对应于干合并，缺乏恒星形成阻止了残余星系中圆盘的形成。因此，合并后残留星系中的气体量对于确定一次大合并的最终结果至关重要。
2020-03-03 astro-ph.GA
Star Formation in Intermediate Redshift 0.2 < z < 0.7 Brightest Cluster Galaxies
我们提出了一个多波长的光度和光谱的研究42布里渊星系团星系（BCGs）在两个样本的星系团选择的引力透镜的研究。该研究的初始样本结合了来自星团透镜和超新星调查与哈勃（CLASH）样本的25个BCGs和来自斯隆巨弧调查（SGAS）的37个BCGs，总红移范围为0.2 < z < 0.7。利用GALEX、哈勃太空望远镜、宽视场红外巡天探测器、赫歇尔和甚大阵的数据，我们确定了BCGs的恒星质量、射电功率和恒星形成率。如果是由于恒星的形成，射电功率比预期的要高，这与BCGs是由活动星系核（AGN）提供能量的射电源是一致的。这表明活动星系核和恒星的形成都是由宿主星系中的冷气体提供燃料的。比恒星形成率（sSFR）很低，并且随红移而变化。平均sSFR为9.42 * 10^-12 yr^-1，相当于1050亿年的质量倍增时间。这些发现与BCGs分层形成的模型一致，这表明恒星形成不再是z < 1的星系生长的重要通道。相反，在此期间，恒星的生长（至少是2倍的数量级）预计主要通过较小的干合并发生
2017-04-11 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
Do the stellar populations of the brightest two group galaxies depend on the magnitude gap?
我们研究的恒星星族的内部区域的第一和第二明亮的集团星系（分别为BGG和SBGG）的变化作为一个函数的星等差距，使用基于SDSS的样本的550组椭圆BGG。该样品是完整的红移，光度和$Δ\mathcal{M}_{12}$高达2.5等，并包含59个大间隙组（LGG，与$Δ\mathcal{M}_{12} > 2.0$等）。我们确定年龄，金属丰度，和SFHS的BGG和SBGG使用星光代码与两个不同的单恒星星族模型（导致重要的分歧SFHS），并计算$[α/{\rm Fe}]$从光谱指数。在去除与星系速度色散或恒星质量的相关性后，BGG年龄、金属丰度、$[α/{\rm Fe}]$和SFH的星等差与BGG年龄没有相关性。没有趋势的BGG SFH的幅度差距表明，BGG在LGG比那些小的差距集团经历了更多的合并，但这些合并要么是干的，或发生在非常高的红移，这在任何一种情况下都不会留下可检测的印记，在他们的光谱。我们发现，SBGG在LGG的谎言显着更接近BGG（投影）比具有类似的恒星质量的星系在正常的群体，这似乎是一个迹象，前者进入他们的群体。然而，LGG中SBGG的恒星星族性质与普通星系群中具有类似恒星质量的星系的一般星族性质是相容的。
2022-01-06 astro-ph.GA
A simple yet effective model of galaxy mergers
University of Padua（帕多瓦大学）
本文通过简单合并模型研究了银河系合并对尺度关系的影响，推导了观测数据与理论模拟的尺度关系，并展示了其在解释观测特征方面的有效性。
2026-04-16 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
Clumpy and Extended Starbursts in the Brightest Unlensed Submillimeter Galaxies
利用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）获得的0.015”-0.05”（120 - 360 pc）860微米连续谱图像，研究了三个最亮的z=3-4亚毫米非透镜星系的中心结构。AzTEC 1和AzTEC 8中kpc的分布非常复杂，它们由多个~200 pc的团块组成。AzTEC 4由两个源组成，它们之间的距离约为1.5 kpc，这表明它是一个中期合并。在中央星团中，恒星形成率密度的峰值约为300 ~ 3000 Msun/yr/kpc ^[2]，这表明在爱丁顿极限附近存在着极端的恒星形成区域。通过比较ALMA和亚毫米阵列（SMA）获得的通量，我们发现在AzTEC 4和8中，68-90%的发射被扩展（> 1 kpc）。对于AzTEC 1，我们在扩展的3 - 4 kpc区域中确定了至少11个额外的紧凑（~200 pc）团块。总的来说，这里提供的数据表明，在< 150 pc尺度下观测到的光度表面密度与在局部ULIRGs中观测到的大致相似，如在Arp 220的东核。860微米的连续体中有10 - 30%集中在中心千秒差距的团块结构中，而剩余的通量分布在> 1千秒差距的区域，其中一些也可能是团块结构。这些来源可以用气体的快速流入来解释，例如富含气体的星系合并，周围环绕着扩展和cluerous星暴。然而，不排除冷模吸积模型。
2016-09-08 astro-ph.GA
