The shape alignment of satellite galaxies in galaxy pairs in SDSS
无论是在模拟还是观测中，都已经表明，一个大星系的潮汐场可以扭转它的卫星星系，使得卫星星系的主轴指向它们的宿主。这种所谓的“形状排列”在孤立的银河系中被观察到，但在“本星系群”中却没有。在这项研究中，我们调查的星系对的卫星星系的形状排列类似于斯隆数字巡天数据发布13（SDSS DR 13）中确定的本星系群。通过在主星系对周围堆叠数万个卫星星系，我们发现了两个统计上很强的对齐信号。(1)卫星星系的主轴位于两原色之间的（投影）面积（{ \it面向}区域）倾向于垂直于连接卫星和其主机的线（切向对准），而（2）卫星星系的主轴位于远离另一个主星系的区域（{ \it远离}区域）倾向于与连接卫星到其主机的线对准（径向对准）。这些比对在$\sim5σ$水平得到证实。对准信号随着主亮度的增加、对间隔的减小和卫星距离的减小而增加。对准信号也被发现在非常规环境中更强。这些发现将有助于理解潮汐场对星系对中卫星星系的影响机制，并有助于在弱引力透镜分析中研究星系的内在排列。
2019-03-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Unveiling galaxy pair alignment in cosmic filaments: A 3D exploration using EAGLE simulation
本研究利用EAGLE模拟数据，结合DisPerSE、FoF算法等分析宇宙纤维中星系对的三维取向，发现其取向角余弦概率分布近乎均匀，且不受红移空间畸变影响，流体模拟中无星系对优先排列证据。
2024-12-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy interactions in filaments and sheets: insights from EAGLE simulations
本研究利用EAGLE模拟发现丝状结构中近距离星系对更蓝且恒星形成率更高，远距离则相反，并归因于星系对的排列，验证了观测结果，展示了流体动力学模拟在宇宙网星系研究中的价值。
2023-09-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Clues on the origin of galactic angular momentum from looking at galaxy pairs
我们寻找成对的旋涡星系自旋之间的相关性，研究每个星系的角动量增益是否是由相同的潮汐场压印的潮汐力矩的结果。为了进行我们的研究，我们使用了斯隆数字巡天确定的星系对样本。我们发现一个弱的，但统计上显着的相关性之间的自旋幅度的邻近星系，但没有明确的方向之间的对齐。我们发现，事件，如与近邻的相互作用发挥了重要的作用，在最终配置的自旋值，因为我们发现这些相互作用往往会大大降低晚型星系的$λ$自旋参数的值，与邻居的形态的依赖。这意味着每一对的原始潮汐场可能是相似的，但在演化的后期阶段角动量的重新分布是重要的。
2009-12-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Origin of Lopsided Satellite Galaxy Distribution in Galaxy Pairs
众所周知，卫星星系并不像大多数对$Λ$ CDM模型的解释所认为的那样，在它们的宿主星系中各向同性地分布。最近在SDSS中检测到的一种各向异性（在检查本星系群和半人马座星系群中卫星的分布时可以看到）是一种所谓的“不平衡”趋势。也就是说，在成对的星系中（如仙女座星系和银河系），卫星更有可能居住在这对星系之间的区域，而不是在相对的两侧。虽然最近的研究发现，在比较$Λ$ CDM模拟中的星系对时，有类似的设置，表明这样的设置与$Λ$ CDM并不矛盾，但其起源尚未得到解释。在这里，我们首先在数值宇宙学模拟中识别星系对中的这种分布，然后追踪卫星的轨道轨迹（在$z=0$显示效果），从而研究这种不平衡设置的起源。我们报告了两个主要结果：第一，不平衡分布在过去是较强的，并减弱对$z=0$。第二，信号的减弱是由于卫星星系与这对星系的相互作用。最后，我们表明，$z=0$信号主要是由第一个办法，谁还没有经历过“飞越”的卫星。这表明观测中看到的信号也是由动态年轻的吸积事件主导的。
2019-06-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Close galaxy pairs with accurate photometric redshifts
上下文对星系对的研究可以为共同理解星系和星系群的形成和演化提供有价值的信息。因此，考虑到新的高精度photo-z调查，重要的是要有可靠和测试的方法，使我们能够正确地识别这些系统，并估计其总质量和其他属性。目的。鉴于即将举行的加速宇宙巡天（PAUS）的物理学，我们提出并评估的性能的识别算法的投影密切孤立的星系对。我们期望光度选择系统能充分再现观测特性和由同一暗物质晕承载的一对真正束缚星系的透镜质光关系。方法.我们开发了一个识别算法，考虑了星系之间的投影距离，投影速度差和隔离标准，以限制样本的孤立系。我们应用我们的识别算法使用模拟星系目录，模仿PAUS的功能。为了评估我们的配对发现者的可行性，我们比较了确定的光度样本与测试样本，认为这两个成员都包括在同一个光环。此外，利用模拟目录提供的透镜性质，我们应用弱透镜分析来确定所选系统的质量。结果光度选择的样品往往表现出高纯度的值，但往往会错误识别真正有界的对光度红移误差增加。尽管如此，整体性能，如光度和质量分布成功地再现。我们还准确地再现了位于同一晕中的星系对的透镜质量-光度关系。
2020-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy pairs in the Sloan Digital Sky Survey - XII: The fuelling mechanism of low excitation radio-loud AGN
我们调查的燃料低激发射电星系（LERG）是否与主要的星系相互作用。我们的研究利用了10，800个光谱星系对和97个合并后的样本，这些样本来自斯隆数字巡天，与多波长数据集相匹配。在相互作用的星系之间的LERG分数是一个因素的3.5倍，高于控制样本匹配的本地星系密度，红移和恒星质量。然而，成对的LERG过量并不取决于预计的分离，并且仍然升高到至少500 kpc，这表明主要的合并并不是它们的主要加油渠道。为了确定LERG的主要燃料机制，我们编译的控制星系，在各种主机星系和环境属性相匹配的样本。当光环质量或D4000包括在匹配参数中时，LERG过量减少，但不完全消除。然而，当M_halo和D4000两者匹配时，不存在LERG过量，并且1.4GHz光度（其跟踪喷流机械功率）在对和对照之间是一致的。与此相反，多余的光学和中红外选定的活动星系核的星系对是不变的，当额外的匹配参数的实施。我们的研究结果表明，虽然主要的相互作用可能会触发光学和中红外选择AGN，燃料LERG的气体有两个长期的起源：一个与大尺度环境，如吸积从周围的介质或未成年人合并，加上内部恒星机制，如风从演化的恒星。
2015-04-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy pairs in The Three Hundred simulations: a study on the performance of observational pair-finding techniques
近距离星系对在文献中被广泛研究，作为理解星系相互作用和合并的一种方式。在观测中，它们通常通过在天空中设置最大距离和沿视线的速度来定义，并在这些范围内找到星系。然而，当观察天空时，投影效应会通过创建物理距离不近的虚假对来影响结果。在这项工作中，我们模仿这些观测技术，在三百模拟星系团中找到配对。星系的3D坐标被投影到2D中，其中包括哈勃流的视线速度。根据它们的3D分离是否在2D空间限制内，将找到的对分类为“好”或“坏”。我们发现，好对的分数可以在30%和60%之间，这取决于观察中使用的阈值。研究对成员星系之间的可观测属性的比率，我们发现，如果给定的一对星系的质量比低于0.2，金属丰度比高于0.8，或颜色比低于0.8，则一对星系“好”的可能性可以增加约40%，20%和30%。此外，形状和恒星与晕的质量比分别低于0.4和0.2，可以增加50%至100%的可能性。这些结果表明，这些属性可以用来增加在观测星系团及其环境中找到好对的机会。
2022-08-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy interactions in filaments and sheets: effects of the large-scale structures versus the local density
已知主要的相互作用会触发星系中的恒星形成并改变它们的颜色。我们利用SDSS数据研究了丝状体和片状体中的主要相互作用，以了解大尺度环境对星系相互作用的影响。我们使用局部维度识别细丝和薄片中的星系，并找到位于这些环境中的主要对。恒星的形成率和颜色的相互作用的星系作为一个功能的对分离分别分析在丝和片。对覆盖不同幅度范围的三个体积有限的样品重复分析。主要对居住在灯丝显示出显着更高的恒星形成率（SFR）和蓝色比那些居住在片上的预测对分离的$\sim 50$千秒差距。我们观察到一个完全逆转的这种行为的SFR和颜色的星系对有一个投影分离大于50千秒差距。一些早期的研究报告说，星系对与暗条轴对齐。这种排列内部的细丝表明各向异性吸积，可能会导致这些差异。我们在较亮的星系样本中没有观察到这些趋势。来自较亮星系样本的成对的细丝和薄片追踪了这些环境中相对密集的区域。在较亮的样品中没有这些趋势可以解释为局部密度对大尺度环境影响的主导作用。
2022-12-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Origin and evolution of galactic spin from looking at galaxy pairs
为了研究一对星系中每个成员的角动量增益是否是由同一潮汐场压印的潮汐力矩的结果，我们搜索了使用斯隆数字巡天确定的螺旋星系对中自旋之间的相关性。我们发现一个弱的，但统计上显着的相关性之间的自旋大小的邻近星系。我们发现，事件，如与邻居密切的相互作用发挥了重要的作用，最终配置的自旋值，因为我们发现这些相互作用往往会大大降低晚型星系的$λ$自旋参数的值。这意味着每一对的原始潮汐场可能是相似的，但在演化的后期阶段，角动量的重新分布是重要的
2009-12-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Theoretical study of an LAE-CIV absorption pair at z = 5.7
我们提出了一个理论模型来预测观测到的$z =$ 5.72 Lyman $α$发射星系- CIV吸收对的性质，该吸收对的同动距离为1384 kpc/h。我们使用分离的对和流出速度/时间旅行的参数来证明所观察到的星系不能CIV吸收器的金属源。我们找到了一个合理的解释，金属富集在我们的模拟的背景下：一个矮星系与$M_{\star} =$ 1.87 $\times$ 10 $^{9} M_{\odot}$位于119 kpc/h的距离，风速$\sim$ 100公里/秒，发射在$z \sim$ 7。这样的矮星（$M_{\text{UV}} =$ - 20.5）比观察到的例子的检测极限更暗。在对星系CIV吸收体的一般分析中，我们发现具有-20.5 $< M_{\text{UV}} <$ - 18.8的星系负责观察到的金属特征。此外，我们发现最近的星系的质量之间没有相关性的吸收体和它们之间的距离，但一个弱的反相关性之间的强度的吸收和星系-吸收体对的分离。
2017-05-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): The Life and Times of L* Galaxies
在这项工作中，我们详细研究了当地的环境（集团和对）的星系与恒星质量类似的银河系（L * 星系）的影响。一个体积有限的样本6,150星系进行分类，以确定发射功能，形态类型和存在的磁盘。这个样本可以分离星系的特征（例如恒星质量和群晕质量），并确定它们的相互依赖关系。我们观察到星系-星系相互作用在形成星系团晕的演化中起着最重要的作用，晕质量的主要作用是将星系聚集在一起，以鼓励这种相互作用。当成对星系的质量比接近1时，占主导地位的成对星系发现它们的整体恒星形成增强，否则我们观察到的星系与未成对系统中的星系相同。一对星系中的次要星系受其伴星系的影响很大，虽然恒星形成分数相对于同等恒星质量的未配对星系总是被抑制，但当一对星系的质量比增加时，它会变得更低。我们发现，在一般情况下，密切的星系-星系相互作用率下降作为晕质量的函数为一定量的恒星质量。我们发现了一个地方高峰的相互作用银河系恒星质量星系银河晕质量群的证据。低质量晕，特别是本群质量晕，是理解恒星质量单位典型演化路径的重要环境。我们发现令人信服的证据，星系的一致性在两个群体和对，形态类型的一致性是占主导地位的群体，和排放类一致性是占主导地位的对。这表明，群尺度的一致性是许多星系在很长一段时间内相遇的结果，而对一致性是对短暂相互作用的一个相当瞬时的反应。
2013-01-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
A comparison of the excess mass around CFHTLenS galaxy-pairs to predictions from a semi-analytic model using galaxy-galaxy-galaxy lensing
星系的物质环境关系到星系形成和演化的物理过程。利用星系-星系-星系透镜效应作为直接探测器，我们绘制了加拿大-法国-夏威夷望远镜透镜巡天（CFHTLenS）中不同透镜间距下星系对周围相关表面质量密度的分布。我们比较，第一次，这些所谓的多余的质量地图提供的预测最近的半解析模型，这是植入在暗物质千年模拟。我们分析星系与恒星质量之间的$10^9-10^{11}\,{\rm M}_\odot$在两个光度红移箱，透镜红移$z\lesssim0.6$，专注于对内的群体和集群。为了让我们更好地解释地图，我们讨论了机会对的影响，即，只有在投影中才看起来很近的星系对。我们的测试与合成数据表明，在地图上观察到的模式基本上是由相关的红移（$Δz\lesssim5\times10^{-3}$）接近的对。我们还验证了出色的精度的地图估计。在CFHTLenS中星系样本的应用中，我们获得了$3σ-6σ$显着的多余质量的检测和整体良好的协议与星系模型的预测。然而，在地图上有一些局部点，观测数据与模型预测在$\approx3.5σ$置信水平上不一致。虽然我们没有强烈的迹象表明，系统误差的地图，这种分歧可能与剩余的B-模式模式中观察到的平均所有地图。或者，暗物质晕内的星系对错位，或者星系团内气体分布错位造成的透镜效应，也可能导致透镜对之间多余质量分布的意外凸起。
2018-10-30 astro-ph.CO
The Dynamics of Galaxy Pairs in a Cosmological Setting
我们使用千年模拟，和丰度匹配的框架，研究嵌入在宇宙学背景下的星系对的动力学行为。我们的主要星系对样本，被选择为具有低于250 kpc/h的分离，由超过130万对红移z = 0的星系对组成，恒星质量大于10^9 Msun，探测质量比低至1：1000。我们使用暗物质晕成员和能量来分类我们的星系对。在晕成员方面，中央卫星对倾向于孤立（相对于外部更大质量的星系），彼此能量绑定，并且也与邻近的大质量星系弱绑定。相反，卫星-卫星对居住在靠近更大质量星系的区域，能量不受约束，并且经常与邻居绑定。我们发现，我们的配对星系中有60%都与它们的伴星和第三个外部物体绑定在一起。此外，我们的配对中只有9%类似于完全孤立的理想化二元合并模拟所描述的系统。总之，我们证明了正确连接星系对与宇宙其他部分的重要性。
2013-09-04 astro-ph.CO
Galaxy pairs in The Three Hundred simulations II: studying bound ones and identifying them via machine learning
本文利用The Three Hundred模拟数据研究高密度环境中的星系对，发现传统观测方法在纯度和完备性之间存在权衡，并通过机器学习模型在默认阈值下同时显著提升真星系对的识别纯度和完备性，揭示了大小、质量、自旋参数等关键判别性质。
2023-04-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy pairs align with galactic filaments
上下文引力坍缩理论和数值模拟表明，大尺度星系细丝内的速度场主要由沿细丝的运动所控制。目标。我们的目的是检查观测数据是否揭示了任何优先取向的星系对相对于潜在的灯丝作为一个结果的各向异性的速度场。方法.我们使用从斯隆数字巡天数据中识别出的星系对和星系细丝。对于细丝提取，我们使用基于标记点处理技术的Bisous模型。在暗条探测过程中，我们使用每对星系的中心点代替星系的位置，以避免暗条结构中星系对取向的内在影响。对于位于暗条内的星系对（3012例），我们计算了每对星系与其主暗条的连线之间的夹角。为了避免红移空间失真，角度是在天空的平原上测量的。结果排列分析表明，星系对的取向与它们的主灯丝有很强的相关性。松散对的对齐信号更强，与随机分布相比，对齐对至少过量25%。从观测数据中测得的星系对和暗条的排列与Millennium模拟中的排列很好地一致，从而为ΛCDM形式提供了支持。
2015-03-09 astro-ph.CO
Pairwise dwarf galaxy formation and galaxy downsizing: some clues from extremely metal-poor Blue Compact Dwarf galaxies
在邻近宇宙中，一些极贫金属的蓝色致密矮星系（XBCD）形成了具有非常相似性质的星系对。这一事实表明，这些双星矮星系的形成历史具有有趣的同步性，并提出了一个问题，即它们中的一些是否成对形成并共同进化（或在松散的星系群中），在整个演化过程中经历经常性的温和相互作用和轻微的潮汐诱导的恒星形成事件。我们认为，这一假说提供了一个有前途的概念框架，为探索以前的进化迟缓和最近占主导地位的形成阶段的XBCDs。
2011-05-13 astro-ph.CO
2MASS/SDSS Close Major-Merger Galaxy Pairs: Luminosity Functions and Merger Mass Dependence
我们选择了一个密切的“主要合并候选人”的星系对样本，以计算的K_{s}光度函数（LF）和对分数的合并/相互作用的组成部分，在本地宇宙中的星系演化。对样本（投影间隔5 h $^{-1}$ kpc $\leq$ r $\leq$ 20 h $^{-1}$ kpc，$K_{s}$ -带星等差$Δ$ $K_{s}$ $\leq$ 1等）是通过结合2微米全天巡天（2 MASS）和斯隆数字巡天（SDSS）数据发布5（DR 5）选择的。由此产生的数据集包含340个星系，覆盖5800平方米。度一个恒星质量函数也是从LF转换而来的。微分对分数显示了星系对的比例几乎是恒定的，作为星系质量的函数，从10 $^{9}$到10 $^{11.5}$ M $_{\sun}$。由于测量的限制，差分对分数比标准的总对分数更少受到绝对幅度偏差的影响。这些结果表明，在0 $<$ z $<$ 0.1宇宙中的主要合并候选对是从$\sim$ 1.6%的星系人口发展而来的，而不依赖于星系质量的对组件低于10 $^{11}$ M $_{\sun}$。合并模型的时间尺度结合LF推导出当地合并率每单位体积的质量大于10 $^{11}$ M $_{\sun}$减少。
2009-01-28 astro-ph.CO
Do minor interactions trigger star formation in galaxy pairs?
本研究通过SDSS样本分析弱相互作用星系对，发现相互作用会引发恒星形成淬灭，排除环境、核球等因素的主导作用，提出小质量伴星系淬灭源于剥离和饥饿效应。
2023-08-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy interactions II: High density environments
为了评估密集环境在星系相互作用中的作用，我们对从斯隆数字巡天数据发布7（SDSS-DR7）中获得的组和集群中的近距离星系对进行了分析。我们通过将总星系对目录与Zapata等人（2009）的SDSS-DR7群目录进行交叉相关来识别居住在群体中的对。我们根据相互作用的强度对成对星系进行分类。我们分析了高密度环境对不同类型的星系-星系相互作用的影响，并研究了星系群全球环境对星系对的影响。我们发现，相对于其他星系群成员，星系对更集中于星系群中心，而扰动对则倾向于包含星系群中最亮的星系。颜色-星等关系表现出显着的差异对星系和控制样本，在合并系统的颜色尾巴与一个明确的过量的极端蓝色和红色的星系。此外，对星系显示出显着过剩的年轻恒星星族相对于控制样本中的星系，这一发现表明，在稠密的环境中，强相互作用产生重要的影响，在修改星系的属性。我们发现，恒星形成的星系的分数减少向组中心，然而，星系对显示出更有效的恒星形成活动比没有一个亲密的同伴星系。我们还发现，相对于相应的控制样本的星系，对星系更喜欢低密度的全球环境的群体。蓝色、年轻的恒星星族星系喜欢在低密度的全球环境中的群体。
2011-11-09 astro-ph.CO
Gas Dynamics and Star Formation in the Galaxy Pair NGC1512/1510
本文介绍了利用澳大利亚望远镜紧凑阵列获得的近星系对NGC 1512/1510的HI线和20厘米射电连续谱数据。这些都是由GALEX紫外线，SINGG阿尔法和斯皮策中红外图像的补充，使我们能够比较中性原子气体的分布和运动学与系统内的星团的位置和年龄。对于有棒双环星系NGC 1512，我们发现了一个非常大的HI盘，大约是其光学直径的4倍，具有两个明显的螺旋/潮汐臂。它的气体分布和恒星形成区的分布都受到与邻近的蓝矮星系NGC 1510的引力相互作用的影响。两个最遥远的HI团块，半径约为80 kpc，显示出恒星形成的迹象，很可能是潮汐矮星系。NGC 1512外盘中的恒星形成是由深光学和双色紫外图像揭示的。使用后者，我们确定了约200个星团的属性，并探讨它们与更大的2XHI盘中的致密HI团块的相关性。NGC 1512/1510系统可能处于4亿年前开始的小型合并的第一阶段，它的多波长分析将恒星和气态星系的性质从1到100 kpc的尺度联系起来。
2009-08-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): Galaxy close-pairs, mergers, and the future fate of stellar mass
我们使用GAMA-II红移样本的一个高度完整的子集来充分描述10^8 Msun和10^12 Msun之间的密偶和合并的恒星质量依赖性。利用这种拟合的解析形式，我们研究了在所有质量比下，吸积到更大质量星系上的恒星总质量。取决于我们选择稳健合并系统的保守程度，合并到更大质量同伴上的质量分数为2.0%-5.6%。使用GAMA-II的数据，我们没有看到显着的证据表明，在红移之间的近对分数的变化$z = 0.05-0.2$。然而，我们发现一个系统的更高比例的星系在类似的质量密对相比，发表的结果在一个类似的红移基线。使用一个纲要的数据和功能$γ_M =A(1+z)m$预测的主要密对分数，我们发现拟合参数的$A = 0.021 \pm 0.001$和$m = 1.53 \pm 0.08$，这代表了更高的低红移归一化和较浅的幂律斜率比最近的文献值。我们发现，在原位恒星形成与星系合并的相对重要性是负相关的，恒星形成占主导地位，除了恒星材料低于Mstar和合并吸积事件占主导地位超越Mstar。我们发现，合并有一个可衡量的影响，在整个范围内的GSMF，表现为加深的下降在GSMF在未来的Gyr和Mstar的增加多达0.01-0.05 dex。
2014-08-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Studying Inter-Cluster Galaxy Filaments Through Stacking GMBCG Galaxy Cluster Pairs
本文提出了一种通过将星系群堆积在成对的星系团之间来研究暗条中星系光度特性的方法。利用Sloan数字巡天数据，该方法可以探测到星系团间暗条星系的过密度，其显著性为$\sim 5 σ$到$z=0.40$。利用这种方法，我们研究了暗条星系的$g-r$颜色和光度分布随红移的变化。与预期一致，丝状星系的颜色分布是双峰的，并且包含比星团更大的蓝色星系群。丝状星系通常也比团星系暗。更有趣的是，观测到的暗条数量似乎在$0.12<z<0.40$处表现出红移演化：蓝星系比例在更高的红移处有增加的趋势：暗条的“屠夫奥姆勒效应”。我们测试所观察到的灯丝密度的集群对的丰富度的依赖性：更丰富的集群连接密度较高的灯丝。我们还测试了空间依赖性的灯丝星系过密：这个数量减少时，远离集群对之间的集群间的轴。这种方法提供了一种经济的方法来探测丝状星系的光度特性，并应证明对即将到来的项目，如暗能量调查有用。
2013-06-18 astro-ph.CO
Galaxy pairs in the Sloan Digital Sky Survey - IX: Merger-induced AGN activity as traced by the Wide-field Infrared Survey Explorer
星系之间的相互作用预计会导致气体流入，可能引发核活动。由于流入的物质可以掩盖相互作用星系的中心区域，以前的光学研究的一个潜在的限制是，被掩盖的活动星系核（AGN）可以错过在合并序列的各个阶段。我们提出了第一个大的中红外研究活动星系核合并和星系对，以量化的相互作用所引发的模糊活动星系核的发病率。样本由斯隆数字巡天（Sloan Digital Sky Survey）绘制的星系对和合并后的星系组成，这些星系对和宽视场红外天空探测器（WISE）的探测结果相匹配。我们发现，在对活动星系核的分数，相对于质量，红移和环境匹配的控制样本，增加作为一个功能，减少预计分离。这种增强是最引人注目的合并后的样本，在那里我们发现一个因素的10-20过剩的活动星系核部分相比，控制。虽然这种趋势是在定性协议的基础上的光学活动星系核选择的结果，中红外选择活动星系核过剩增加更显着地在合并后比光学活动星系核。我们的研究结果表明，积极占主导地位的光学遮蔽活动星系核变得更加普遍，在最先进的合并，与理论预测一致。
2014-03-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
E+S galaxy pairs: are they the precursors of fossil groups?
星系对可能代表了从贫穷的星系群到巨大的孤立椭圆星系（或化石星系群）的进化道路上的一个中途站。为了验证这一演化假设，我们研究了由一个巨大的椭圆星系和它的螺旋伴星组成的4个星系对的环境。从光学和动力学的角度来看，这两个对非常相似，但具有非常不同的X射线特性。VIMOS在VLT上观测到了这对星系周围的微弱星系群。这些观测结果表明，IGM的扩展扩散X射线辐射的存在并不一定与众多微弱星系群的存在有关。光度函数（LF）的研究表明，我们的X射线发光对更动态地演变比样品的穷人组从文献中的X射线光度可比。然而，我们的X射线暗对类似于那些X射线亮群的LF，并且可能代表这些群的动力学演化中的一个阶段，其中涉及对E的最近或正在进行的相互作用已经破坏或至少降低了IGM的亮度。X射线暗弱群的LF也与它们演化为化石群的过程相一致。
2009-09-25 astro-ph.CO
Galaxy pairs as a probe for mergers at z ~ 2
在这项工作中，我调查的样本196个大质量星系的对分数从z = 0到3，从COSMOS领域选择的红移演化。我们发现，平均而言，一个大质量星系经历约1.1 \pm 0.5主要合并，因为z = 3。我将回顾目前的局限性，使用对分数作为探测量化合并对星系演化的影响。这项工作是基于Man et al.（2011）的论文。
2011-12-16 astro-ph.CO
Weak lensing analysis of galaxy pairs using CS82 data
在这项工作中，我们分析了一个样本的密切星系对（相对投影分离$<25 h^{-1}$ kpc和相对径向速度$< 350$公里秒$^{-1}$）使用弱透镜分析的基础上CFHT条纹82调查。我们确定晕质量的总样本的对以及相互作用，红色和更高的光度对子样本与$\sim 3σ$的信心。导出的透镜信号的总样品可以通过一个奇异的等温球与$σ_V = 223 \pm 24$ km s $^{-1}$或NFW的配置文件与$R_{200} = 0.30 \pm 0.03\,h^{-1}$ Mpc。对总质量和总$r$带亮度意味着平均质光比为$\sim 200\,h\,M_\odot/L_\odot$。另一方面，包含较大比例椭圆星系的红对，显示出较大的$\sim 345\,h\,M_\odot/L_\odot$质光比。导出的透镜质量进行了比较，代理的动力学质量，获得了良好的相关性。然而，有一个很大的差异之间的透镜质量和动力学质量的估计，这可能是占天体物理过程，如动力学摩擦，通过列入未绑定对，并从SIS和NFW配置文件的内部区域的密度分布的显着偏差。我们还比较了透镜质量与从Yang等人的星系群目录中获得的群质量估计值，发现与2个成员的群样本非常一致。红色和蓝色对在群质量和透镜质量之间显示出很大的差异，这可能是由于计算群质量所采用的单一质光比。
2018-11-12 astro-ph.CO 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
Tracking Evolutionary Processes with Large Samples of Galaxy Pairs
现代的红移巡天使得从许多不同的环境中获得的成对星系的大样本得以识别。同时，宇宙学模拟可以详细了解所选对样本的统计特性。使用这些工具串联导致定量了解的影响，星系星系相互作用，单独，淬火过程中的环境中，即使是非常小的群体的影响。在下一代大型望远镜的时代，对相互作用的详细研究将能够获得更高的红移。
2009-09-29 astro-ph.CO
The Arecibo Galaxy Environment Survey III: Observations Toward the Galaxy Pair NGC 7332/7339 and the Isolated Galaxy NGC 1156
作为阿雷西博星系环境巡天的一部分，利用阿雷西博L波段馈源阵列在中性氢（HI）21厘米线上绘制了NGC 7332/9星系对和孤立星系NGC 1156周围的两个5平方度区域，红移约为0.065 $ (~20,000$ km/s。这次巡天的目的之一是通过识别矮伴星和相互作用遗迹来研究星系的环境;这两个领域都为此类发现提供了潜力。中性氢观测得到了一些望远镜的光学和无线电后续观测的补充。总共发现了87个星系，其中39个（45%）之前已被编目，15个（17%）有先前的红移。在NGC 7332星系群中发现了两个矮星系，在NGC 1156附近发现了一个矮星系。对该区域的平行光学搜索显示了NGC 7332附近的另一个可能的矮星系。
2010-09-22 astro-ph.CO
Galaxy Pairs in the Local Group
目前的星系形成模型预测，随着光度的降低，类似大小的星系对应该会越来越稀少。这似乎与本星系群中矮星系之间相对较高的配对频率不一致。我们利用文献资料表明，在银河系和仙女座星系的所有卫星星系中，亮度大于M_V=-8的30%的星系存在于可能的光度相当的物理对中。除了先前确认的麦哲伦星云和NGC 147/NGC 185的配对外，其他的候选配对还包括小熊座和天龙座矮椭球体，以及M31的And I/And III卫星。如果卫星的径向和角度分布不相关，这些对比偶然预期的要近得多;此外，它们具有非常相似的视线速度和光度，相差不到三个星等。相比之下，在N体/半解析模型中，与本星系群卫星的径向分布和光度函数相匹配的卫星中，只有不到4%的卫星符合相同的标准。如果在更大样本的研究中得到证实，矮星系配对的高频率可能会为当前宇宙学范式中微弱星系的形成提供有趣的线索。
2013-01-30 astro-ph.CO
Galaxy Zoo: A Catalog of Overlapping Galaxy Pairs for Dust Studies
分析重叠图像的星系提供了一种直接的方法来探测尘埃消光的分布及其对背景光的影响。我们提出了一个1990年这样的星系对从斯隆数字巡天（SDSS）的银河动物园项目的志愿者选择的目录。我们突出子样本，这是特别有用的检索等属性的灰尘分布的UV消光，垂直于磁盘平面的程度，并在磁盘的内部消光。该样本涵盖了广泛的形态和表面亮度，开辟了使用这种技术来解决星系类型的尘埃消光或分布的系统性变化的可能性。这一样本将成为即将开展的关于局部盘状星系尘埃分布范围的工作的基础，既有天体物理学意义，也有尘埃性质演变研究的低红移部分。单独的列表和图显示了深度重叠，前景星系的内部区域是背光的，而SDSS DR7天空覆盖范围之外的先前已知重叠对数量相对较少。
2012-11-28 astro-ph.CO
Testing the local-void alternative to dark energy using galaxy pairs
我们可能生活在宇宙中的一个特殊地方，靠近一个巨大的、径向不均匀的空洞的中心，这一可能性最近引起了人们的注意，它被认为是暗能量或修正引力的替代品，可以解释加速膨胀的宇宙。我们发现，星系对的方向分布可以用来检验哥白尼原理，即我们不在宇宙的中心或特殊区域。目前流行的空洞模型不能同时拟合最新的Ia型超新星、宇宙微波背景数据和星系对的方位分布。我们的研究结果排除了在$4σ$置信水平下的空洞模型作为宇宙加速的起源，并支持哥白尼原理。
2013-04-16 astro-ph.CO
Metallicity Gradients and Gas Flows in Galaxy Pairs
我们提出了第一个系统的调查，金属丰度梯度在星系密偶。我们确定了8个星系的金属丰度梯度在密切的对使用HII区金属丰度获得高信噪比的多缝观测与凯克LRIS光谱仪。我们发现，金属丰度梯度在密切对显着浅比梯度孤立的螺旋星系，如银河系，M83，和M101。这些观测提供了第一个确凿的证据，表明相互作用星系中的金属丰度梯度与孤立螺旋星系中的金属丰度梯度有系统的不同。我们的研究结果表明，在星系相互作用和合并中，金属丰度梯度和气体动力学之间有很强的关系。
2010-08-12 astro-ph.CO
KiDS+VIKING+GAMA: Testing semi-analytic models of galaxy evolution with galaxy-galaxy-galaxy lensing
几个半解析模型试图解释星系如何在暗物质大尺度结构中形成、演化和相互作用。这些SAM可以通过比较它们对星系-星系-星系透镜（G3 L）的预测来检验，G3 L是星系对周围的弱引力透镜，与观测结果相比较。我们评估了Henriques et al.（2015; H15）和Lagos et al.（2012; L12）在Millennium Run中实施的SAM，通过比较他们对G3 L的预测与比以前研究更小尺度的观测以及来自不同种群的透镜星系对。我们比较的G3 L信号预测的SAM的测量重叠的星系和质量大会调查（GAMA），千度调查（KiDS），和VISTA千度红外星系调查（维京），分裂透镜星系成两个颜色和五个恒星质量的样本。使用改进的G3 L估计，我们测量的物质分布的三点相关的混合透镜对的星系从不同的样本，和未混合透镜对的星系从同一个样本。H15 SAM的预测与所有颜色选择和除一个恒星质量选择样本外的所有样本的观测结果一致，置信度为95%。对于恒星质量低于$9.5h^{-2}\mathrm{M}_\odot$的透镜，在低于$0.2h^{-1}\mathrm{Mpc}$的尺度下会出现偏差。L12 SAM对恒星质量选定样本和红色星系的预测明显高于观测值，而对蓝色星系对的预测信号太低。L12 SAM比H15 SAM和观测结果预测了更多的小恒星质量和红色星系对，以及更少的蓝色星系对。可能的解释是SA…
2020-06-12 astro-ph.CO
Simulating Redshift-Space Distortions for Galaxy Pairs with Wide Angular Separation
星系巡天中的红移空间畸变（RSD）分析提供了对结构生长引起的特殊速度振幅的限制，从而允许在极大尺度上测试广义相对论。下一代星系红移巡天，如重子振荡光谱巡天（BOSS）和欧几里得实验将巡天星系到z=2，超过10，000 - 20，000平方度。在这样的巡天中，具有大的共动距离的星系对将优先具有宽的角距离。在标准的平面平行理论中，由于RSD而导致的星系位置的位移被假设为对所有星系都是平行的，但这个假设在广角对中会被打破。Szapudi 2004和Papai & Szapudi 2008提供了一种基于三极球谐函数展开的方法，用于计算所有角星系对间距的红移空间关联函数。在本文中，我们介绍了一个新的程序分析广角效应的数值模拟。我们能够分离，证明，并适合由广角RSD理论所描述的每一个效果。我们的分析突出了处理广角对的一些细微差别，并表明即使对于相对较小的角度，影响也不可忽略。这种分析将有助于确保充分利用未来的调查RSD测量，目前仅限于对分离小于\sim 80 Mpc/h出z \simeq 0.5。
2010-06-08 astro-ph.CO
Galaxy Pairs in the Sloan Digital Sky Survey - II: The Effect of Environment on Interactions
我们使用从斯隆数字巡天数据发布4（SDSS DR 4）中选择的近距离星系对样本来研究星系合并发生在什么环境中，以及这些合并的结果如何取决于局部星系密度的差异。星系的形态量化使用二维膨胀加磁盘分解，并与控制样本匹配的恒星质量，红移和本地投影密度。密度较低的环境中有更多的星系对具有较小的投影间距（r_p）和相对速度（Delta v），但即使是高密度环境也包含大量的对，其参数应该有利于相互作用。不对称性和颜色的变化被用来识别合并活动和引发的恒星形成。恒星形成的位置是通过区分球和盘的颜色和计算球分数从SDSS图像推断的。在密度最低的环境中，星系的恒星形成率、不对称性和膨胀总分数的变化最大，并且伴随着更蓝的膨胀颜色。在最高的局部密度，唯一的星系属性，以显示增强在最近的对是不对称的。我们解释这些结果作为证据，而相互作用（导致潮汐扭曲）发生在所有密度，触发恒星形成只看到在低到中等密度的环境。我们认为，这可能是由于在低密度环境中的星系通常较高的气体分数。最后，通过交叉关联我们的样本的星系对与集群目录，我们调查的相互作用的依赖性集群中心的距离。结果发现，对于密偶星系，非对称星系的比例在星系团中心最高。
2010-05-17 astro-ph.CO
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
Galaxy and Mass Assembly (GAMA): Small-scale anisotropic galaxy clustering and the pairwise velocity dispersion of galaxies
星系成对速度色散（PVD）可以为非标准引力和星系形成模型提供重要的检验。我们描述的PVD测量的星系在星系和质量大会（GAMA）调查作为一个功能的投影分离和星系光度。由于GAMA调查的微弱星等限制（$r < 19.8$）和高度完整的光谱采样，我们能够可靠地测量PVD到比以前的工作更小的尺度（$r_\bot = 0.01$ Mpc/h）。从$σ\approx 200$ km/s（$M_r = -17$等）到$σ\approx 600$ km/s（$M_r \approx -22$等），在投影分离$r_\bot <~ 1$ Mpc/h处测量的PVD随光度的增加而近似单调增加。对Gonzalez-Perez（2014）GALFORM半解析模型的分析没有得出PVD随光度的这种趋势：模型高估了暗星系的PVD。这很可能是模型将太多低光度星系置于大质量晕中的结果。
2017-11-15 astro-ph.CO
Where do Wet, Dry, and Mixed Galaxy Mergers Occur? A Study of the Environments of Close Galaxy Pairs in the DEEP2 Galaxy Redshift Survey
我们在DEEP 2星系红移巡天中使用密偶研究了0.75 < z < 1.2时的湿、干和混合星系合并的环境。我们发现，典型的环境的混合和干合并的候选人比湿合并，主要是由于颜色密度关系。虽然观察到星系伴侣率（Nc）随着密度增加而增加，但使用N体模拟，我们发现最终合并的对的比例随着局部密度而减少，主要是因为闯入者在密集环境中更常见。考虑到合并概率的对作为局部密度的函数后，我们发现只有边际环境依赖的湿合并率的红移范围内，我们已经探讨。另一方面，由于稠密环境中红星系数量的增加，分数干合并率随着局部密度的增加而迅速增加。我们还发现K+A星系的环境分布与湿合并和湿+混合合并的环境分布相似，这表明K+A星系与湿合并和/或湿+混合合并之间可能存在联系。我们得出结论，早在z ~ 1，高密度区是干合并发生的首选环境，而现今处于过密度环境中的红序星系从那时起平均经历了1.2 ± 0.3次干合并，占它们在过去80亿年中质量吸积的（38 ± 10）%.我们的研究结果表明，干合并是至关重要的大规模红星系在稠密的环境中，如星系团和星系团的Brilliant Cluster Galeries（BCGs）的质量组装。
2010-01-25 astro-ph.CO
Small-scale systems of galaxies. IV. Searching for the faint galaxy population associated with X-ray detected isolated E+S pairs
在等级演化的场景中，孤立的物理对可能代表着介于坍缩星系群和孤立的椭圆（E）星系（或化石星系群）之间的一个中间阶段或“中途站”。我们开始了一个全面的研究样本的星系对组成的一个巨大的E和一个螺旋（S）的目的是调查他们的形成/演化历史，从观察到的光学和X射线的属性。在这里，我们提出了VLT-VIMOS观测设计，以确定与E+S系统的候选人名单，使用测光标准的WFI图像覆盖周围的半径约为0.2 h^{-1} Mpc的区域。结果进行了讨论的背景下，穷人的星系群协会的演变。我们的E+S系统的光学光度函数（OLF）与X射线亮贫星系群的光学光度函数的比较表明，X射线探测的贫星系系统的OLF并不具有普适性。我们的X射线亮系统的OLF表明，它们比我们的X射线暗样品和文献中的一些X射线亮群更动态地演化。然而，我们认为，X射线暗淡的E+S对代表的一个阶段，在一些X射线亮贫星系群的动力学演化。X射线微弱对中的E成员最近或正在进行的相互作用可能降低了周围任何X射线发射气体的光度。
2009-05-08 astro-ph.CO
Witnessing the key early phase of quasar evolution: an obscured AGN pair in the interacting galaxy IRAS 20210+1121
本文报道了在相互作用星系IRAS 20210+1121中发现的一个z = 0.056的活动星系核对。XMM-牛顿观测揭示了在北星系中存在一个模糊的（Nh ~ 5 x 10^{23} cm^-2）、类似塞弗特（L_{2-10 keV} = 4.7 x 10^{42} erg/s）的核，它缺乏明确的光学活动星系核特征。我们的光谱分析还提供了强有力的证据，表明红外发光的南部星系拥有一个嵌入在明亮星暴发射中的2型类星体。特别是，来自核的X射线主连续谱在XMM-牛顿带中出现完全压抑，正如在康普顿厚吸收体的情况下所预期的那样，并且只看到由来自环核物质的连续谱的康普顿散射（“反射”）产生的发射。因此，IRAS 20210+1121似乎提供了一个绝佳的机会，见证了星系碰撞激活类星体理论模型预测的类星体演化的关键早期阶段。
2010-08-24 astro-ph.CO
Galaxy Pairs in the Sloan Digital Sky Survey - V. Tracing changes in star formation rate and metallicity out to separations of 80 kpc
我们提出了一个样本的1899个星系与密切的同伴采取SDSS DR 7。选择的星系对的速度差小于300 km/s，投影间距（rp）小于80 kpc/h，质量比在0.1和10之间，恒星形成率和气相金属丰度的测量结果可靠。我们匹配的星系的总恒星质量，红移，和本地密度的一组10个控制星系每对星系。因此，对于每一对星系，我们可以计算与相互作用过程相关的恒星形成率（SFR）和金属丰度的统计变化。相对于对照样本，我们发现成对的星系显示出典型的SFR增强，平均而言，在rp < 30 kpc/h时比对照样本高60%。此外，这两对显示出更适度的SFR增强，约为30%，至少达到80 kpc/h（我们样本中最宽的分离）。在大合并和小合并的Galerkin在所有的rp都显示出显著的SFR增强，尽管最强的星爆（SFR增强了~10倍）似乎只出现在大合并中。这是第一次，我们还能够跟踪星系对中金属丰度的变化作为预测分离的函数。在星系对中，金属丰度通常被稀释约0.02 dex，在最小的分离处，平均金属丰度减少-0.03 dex。通过与理论模型的比较，解释了预测分离的SFR和金属丰度趋势。这些模拟表明，在小分离的SFR增强的峰值是由于合并过程接近尾声的系统。在SFR增强至少80千秒差距/小时的延长高原是由星系，已经取得了近心通道，现在正在经历触发恒星形成的轨道上对apogalacticon，或在随后的密切的做法。（节录…
2012-07-19 astro-ph.CO
The Spin Alignments in Galaxy Pairs as a Test of Bouncing Coupled Dark Energy
利用流体动力学耦合暗能量（cDE）模拟的公开数据，研究了耦合暗能量对孤立星系晕自旋排列的影响（H-CoDEC），用于各种cDE模型，如EXP 001、EXP 002、EXP 003（具有指数势和常数耦合），EXP008e3（具有指数势和指数耦合）和SUGRA 003（具有超引力势和负常数耦合）以及标准LCDM宇宙学（具有WMAP 7参数）。通过测量每个模型中孤立的星系晕对自旋轴夹角的余弦，并确定其概率密度分布，我们发现，对于具有弹跳cDE的SUGRA 003模型，在99.999%的置信水平下，星系晕对不存在自旋对齐的零假设被拒绝。与此相反，LCDM宇宙学没有产生明显的自旋对齐信号，其他四个cDE模型也只表现出微弱的自旋对齐信号。自旋校准信号的强度被发现是几乎独立的总晕质量和星系对的分离距离。还表明，没有信号被检测到从斯隆数字巡天DR 7，我们得出结论，星系对的自旋排列原则上是一个独特的测试弹跳cDE模型。
2012-04-02 astro-ph.CO
A Close Nuclear Black Hole Pair in the Spiral Galaxy NGC 3393
目前的星系演化图景主张星系和它们的核质量黑洞（MBH）通过吸积和合并共同演化。类星体对（6，000 - 300，000光年的距离）是这种引力相互作用的第一阶段。最后阶段，通过双MBH和最后的引力波发射的崩溃，是一致的，从光学光谱和光变的两个类星体推断的亚光年分离MBH。少数邻近星系的双活动核具有破坏的形态和强烈的恒星形成（例如，NGC 6240和Mkn 463;分别相距约2，400和约12，000光年）证明了在这一演化过程中等质量螺旋的主要合并的重要性，导致椭圆星系，就像双射电核（相距约15光年）椭圆0402+379的情况一样。星系与较小伴星的微小合并应该是更常见的现象，演化成具有活跃MBH对的螺旋星系，但迄今为止还没有看到。在这里，我们报告了两个活跃的MBH的存在，相隔约430光年，在塞弗特星系NGC 3393。这个星系规则的螺旋形态和主要的古老的绕核恒星星族，以及嵌入在隆起中的MBH的接近性，表明了小合并演化的结果。
2011-09-02 astro-ph.CO
Toward a Measurement of the Transverse Peculiar Velocity of Galaxy Pairs
由大尺度结构质量分布引起的横向奇特速度提供了对理论物质功率谱和有助于其形状的宇宙学参数的检验。通常，附近宇宙的物质密度分布是通过红移或视线特殊速度测量来测量的。然而，这两种方法都需要依赖于模型的距离测量来放置星系或区分哈勃膨胀的特殊速度。本文利用VLBA河外星系对的相关自行，在不依赖精确距离测量的情况下，对同动间隔<1500 Mpc的星系对的横向特有速度进行了限制。星系对在视线范围内的相对自行可以直接转化为相对特有速度，因为在均匀膨胀中不会发生自行。我们对同动间隔< 100 Mpc的对的相对自行设置了3 σ限制，即-17.4 microas/yr < thetadot / sin theta < 19.8 microas/yr。我们还证实，大分离对象（> 200 Mpc）与纯哈勃膨胀一致，在~ 5.3 microas/yr（1 sigma）内。最后，我们预测盖亚任务结束自行将能够显着检测长度尺度< 25 Mpc的大尺度结构的质量分布。这种未来的探测将允许测试理论质量功率谱的形状，而不依赖于精确的距离测量。
2018-08-21 astro-ph.CO
Using galaxy pairs to investigate the three-point correlation function in the squeezed limit
将星系对视为离散体，将它们与星系场互相关，研究了压缩极限下的三点关联函数。我们开发了一个有效的算法，使用快速傅立叶变换来计算这样的互相关和它们相关的对星系偏差bpg和压缩3PCF系数Qeff。我们实现了我们的方法，使用N体宇宙学模拟和一个基准的晕占领分布（HOD），并提出在真实空间和红移空间的结果。在真实空间中，我们观察到bpg和Qeff的峰值在2 Mpc的对分离，归因于这样一个事实，即星系对在2 Mpc的分离跟踪最大质量的暗物质晕。我们还看到了强烈的各向异性的bpg和Qeff信号，跟踪大规模的对流结构。在红移空间中，由于上帝的手指效应，2Mpc峰和各向异性都沿视线被显著地涂抹。在实空间和红移空间中，压缩的3PCF都显示出2倍的变化，这与层次分析相矛盾，但提供了关于星系晕连接的丰富信息。因此，我们探索了利用压缩的3PCF来约束HOD的可能性。当我们比较两个简单的HOD模型时，它们在投影的两点关联函数（2PCF）中紧密匹配，我们还没有看到3PCF中的强烈变化，这与投影的2PCF中的变化明显无关。然而，我们建议，更复杂的HOD模型，例如，那些将组装偏差，可以打破2PCF中的简并，并显示出可区分的压缩3PCF信号。
2017-09-07 astro-ph.CO
Cosmic Evolution of Star-Formation Enhancement in Close Major-Merger Galaxy Pairs Since z = 1
利用Herschel（PEP/HerMES）和Spitzer（S-COSMOS）巡天观测数据导出了星系对中M * 星系（10^{10.4} < M_{star} < 10^{11.0} M_ \sun）的红外辐射，并与匹配良好的控制样本中的单盘星系的红外辐射进行了比较，以研究星系-星系相互作用引起的恒星形成增强的宇宙演化.在0.6 < z < 1的红移区间内，成星星系+成星星系（S+S）对中的成星星系（SFG）的平均红外SED和平均红外光度与无成星增强一致。在0.2 < z < 0.6的较低红移区间中，S+S对中的SFG显示出微弱的恒星形成增强的边缘证据。连同显着的和强大的sSFR增强所示的SFG在本地样本的S+S对（使用以前发表的斯皮策观测获得），我们的研究结果揭示了一个趋势，在S+S对的恒星形成增强减少增加红移。在z=0和z=1之间，这种相互作用诱导的恒星形成增强的下降与单个SFG的sSFR的急剧增加（约10倍）平行发生，两者都可以通过较高z盘中的较高气体分数来解释。在混合对（S+E对）中的SFG在任何红移下都没有表现出任何显着的恒星形成增强。在S+S对和S+E对中的SFG之间的差异表明，在这些对的暗物质晕（DMH）中，星系间介质IGM对sSFR进行了调制。
2012-10-08 astro-ph.CO
The interacting galaxy pair KPG 390: H$α$ kinematics
在这项工作中，我们提出了扫描法布里-珀罗H $α$观测孤立的相互作用星系对NGC 5278/79获得的ESTA A法布里-珀罗干涉仪。我们推导出两个星系的速度场和旋转曲线。对于NGC 5278，我们还获得了剩余速度图来研究非圆运动，并通过用盘+晕分量拟合旋转曲线来估计其质量。我们测试了三种不同类型的晕（伪等温，Hernquist和Navarro Frenk White），并获得了令人满意的拟合所有配置文件的旋转曲线。伪等温分布所需的暗物质量约为其他两种晕分布的1/10。最后，我们的运动学结果与分析的尘埃带分布和沿短轴的表面亮度轮廓，使我们能够确定明确的相互作用对的两个组件是尾随螺旋。
2010-03-03 astro-ph.CO
Galaxy pairs in the Sloan Digital Sky Survey - VI. The orbital extent of enhanced star formation in interacting galaxies
我们使用斯隆数字巡天的~ 211，000个恒星形成星系的配对和环境分类，以及一套合并模拟，研究恒星形成的增强作为星系对分离的函数。使用一种新的技术来区分附近邻居和大尺度环境的影响，我们发现在恒星形成中有一个明显的增强，投影分离为~ 150 kpc，超过这个距离就没有净增强了。我们发现最强的增强在最小的分离（特别是< 20 kpc），与早期的工作一致。在模拟中也可以看到类似的趋势，这表明最强的增强产生于接近最终合并的高度扰动系统，而在更宽的分离处看到的更适度的增强是在第一次近心点通过时触发的星爆活动的结果，随着星系移动到更大的分离处，这种增强持续存在。没有任何超过150 kpc的净增强提供了保证，检测到的增强是由于星系-星系相互作用，而不是更大规模的环境效应或潜在的对选择偏差。粗略的普查表明，在我们的配对样本中，66%的增强恒星形成发生在距离> 30 kpc的地方。我们的结论是，显着的相互作用引起的恒星形成并不局限于合并残留物或星系与密切的同伴，相反，更大的人口更广泛的分离对表现出增强的恒星形成，由于最近的近距离接触。
2013-05-28 astro-ph.CO
VLT/VIMOS Observations of an Occulting Galaxy Pair: Redshifts and Effective Extinction Curve
我们目前VLT/VIMOS IFU观测的掩星星系对以前发现的HST观测。前景星系是一个低倾角的螺旋盘，这导致了明显的衰减特征，与背景星系明亮的凸起和盘形成对比。我们发现前景星系和背景星系的红移分别为$z=0.064 \pm0.003$和z=0.065。这种相对较小的差异并不排除两个星系之间的引力相互作用。发射线比率指向恒星形成，而不是活动星系核主导的前景星系。我们将Cardelli，Clayton & Mathis（CCM）消光定律拟合到单个纤维的光谱中，以获得斜率（$R_V$）和归一化（$A_V$）。归一化与HST衰减图一致，斜率低于银河系关系（$R_V<3.1$），这可能与磁盘的空间采样有关。我们推测，$R_V$的值指向要么相干ISM结构的磁盘大于平常（$\sim9$ kpc）或更高的起始值的$R_V$，表明最近处理的灰尘。前景星系是一个低恒星质量螺旋星系（$M_* \sim 3 \times 10^9 M_\odot$），尘埃含量高（$M_{\rm dust} \sim 0.5 \times 10^6 M_\odot$）。HST影像中可见的尘埃盘几何形状可以解释观测到的较小星系的SED特性：较低的平均尘埃温度，较高的尘埃与恒星质量比，但相对较小的光学衰减。正在进行的寻找具有小前景星系的掩星对的努力将显示这种几何形状是多么普遍。
2013-04-12 astro-ph.CO
Galaxy pairs in the Sloan Digital Sky Survey - IV: Interactions trigger AGN
星系与星系之间的相互作用预计会导致气体流入，从而增强核恒星的形成。在本文中，我们测试进一步的预测，气体流入导致增强吸积到中央超大质量黑洞，触发活动的核心。基于11，060个有近伴星（rp < 80 kpc，Delta V < 200 km/s）的SDSS星系样本，我们根据发射线比率或光谱分类将AGN分类为类星体。活动星系核在密偶样本中的比例与110，600个质量和红移匹配的控制星系的控制样本进行了比较，没有附近的同伴。我们发现，在投影间距< 40 kpc的近距离星系对中，活动星系核的比例明显增加，相对于对照样本增加了2.5倍（尽管这种增加取决于所选择的样本S/N切割）。活动星系核比例的增加在等质量星系配对中最强，而在不等质量配对的低质量部分中最弱。在小的分离的活动星系核分数的增加是伴随着一个增强的“复合”星系的光谱是由活动星系核和恒星的光电离的结果的数量。我们的研究结果表明活动星系核活动（至少在某些情况下）发生在最终合并之前，并与正在进行的恒星形成同时进行。最后，我们发现一个显着的增加，在小的投影分离的一部分对中，两个星系海港活动星系核。我们证明，双活动星系核的分数超过预期的随机分数，表明一些对进行相关的核活动。结合补充研究，我们倾向于这样一种解释，即相互作用触发活动星系核，但不是核活动的唯一原因。
2011-08-12 astro-ph.CO
Gas inflows, star formation and metallicity evolution in galaxy pairs
几十年来，人们已经知道星系间的相互作用可以引起恒星形成（以下简称SF）的增强，这种增强的驱动机制之一与气体流入星系中心区域有关，这是由恒星成分的不对称性引起的，如酒吧。近年来，越来越多的证据表明，相互作用对的中心气相金属丰度比场星系的中心气相金属丰度低，平均低{\sim} 0.2 - 0.3 dex。这些被稀释的ISM金属丰度被解释为贫金属气体从外盘流入星系中心区域的结果。出现了一些问题：这种稀释的时间和持续时间是什么？如何以及何时由气体流入引起的SF用再加工材料富集环核气体？稀释的时间和强度与SF的时间和强度之间是否存在任何相关性？通过Tree-SPH模拟星系主要相互作用，我们研究了气体流入对ISM稀释的影响，以及诱导SF的影响，随后，在重新丰富的核气体。在这方面的贡献，我们提出了这项研究的主要结果。
2011-02-10 astro-ph.CO
Lyman break galaxy close and interacting pairs at z ~ 3
到目前为止，在z ~ 3和以上的相互作用的鉴定依赖于形态学分析。在这里，我们在对9个独立的凯克场的观测中，发现了5对投影适当间距< 15 h^-1 kpc的z ~ 3莱曼破裂星系（LBG）偶。数据包括140个我们最高的信噪比LBG光谱和~500个我们最有信心的颜色选择LBG。我们表明，对由两个不同的密切和/或相互作用的LBG从一个详细的分析的休息帧紫外光谱和图像。此外，我们表明，对数和分离分布是预期从（1）角关联函数时，适用于我们的调查和~2500颜色选择的LBG从文献和（2）仔细匹配的高分辨率混合数值和分析宇宙学模拟的分析。由于光谱狭缝相对于天空中的近对具有随机取向，偶然的对提供了对潜在的近对分数的无偏采样。最后，我们在我们的狭缝中发现了两个Ly-a发射体（LAE），并发现它们位于LBG的50个投影h^-1 kpc范围内。在这项工作中，我们发现了Ly-a发射和对分离之间的密切关系。所有已确认的和所有候选的LBG对，其间距小于15 h^-1 kpc，都显示出Ly-a的发射，我们发现，在间距小于50 h^-1 kpc的LBG对中，Ly-a的发射过量。这种关系表明，一个图片中，一个可测量的分数的LBG的Ly-a发射，并可能LAEs，是通过相互作用机制产生的。因此，偶然发现的光谱密偶提供了一种独特的手段，可以帮助使用传统的地面光学数据来识别和研究高红移星系的相互作用。
2009-12-08 astro-ph.CO
