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
Building the red sequence through gas-rich major mergers
了解红色序列是如何构建的细节是星系演化中的一个关键问题。富气合并与干合并、大合并与小合并或星系合并与气体吸积的相对作用是什么？在Wild et al. 2009中，我们将流体动力学模拟与观测结果进行了比较，以显示富含气体的主要合并如何导致具有强烈的星暴后光谱特征的星系，这是一个很容易在真实宇宙中使用光谱识别的星系群。使用光谱从VVDS深调查z~0.7，和主成分分析技术，以提供足够高的SNR的指标，我们发现，40%的红序列的质量流量可以通过一个强大的后星爆阶段，从而通过丰富的气体主要合并。下一代星系红移巡天提供的更深层次的样本将使我们能够观察到导致恒星形成停止和红色序列形成的主要物理过程。
2009-10-08 astro-ph.CO
Curvature in the color-magnitude relation but not in color-sigma: Major dry mergers at M* > 2 x 10^11 Msun?
早型星系的色-星等关系与纯粹的幂律关系略有不同，在低光度时向下弯曲，在高光度时向上弯曲（Mr>-20.5和Mr<-22.5）。这一点在颜色-大小关系中仍然成立，在恒星质量（M* <3 × 10^10 Msun和M* > 2 × 10^11 Msun）时更加明显。在大质量端向上的曲率似乎不是由于恒星星族的影响。与此相反，颜色西格玛关系是很好地描述了一个单一的幂律。由于主要的干合并既不改变颜色，也不改变西格玛，但它们确实改变了质量和大小，因此在与M* 的标度关系中观察到的明显特征，而不是与西格玛> 150 km/s的标度关系，表明M* > 2 × 10^11 Msun是主要干合并在组装历史中占主导地位的标度。我们讨论了自z ~ 1以来的三种与我们的测量结果相一致的合并历史模型。在这三个模型中，当M* > 3x10^10 Msun时，干合并导致了色-M * 关系的平坦化，湿合并只在较小的质量下起作用。当M* > 2 x 10^11 Msun时，一个模型中的合并历史主要是由主要的干合并而不是次要的干合并所主导，正如轴比和颜色梯度趋势所表明的那样。在另一个例子中，虽然大合并和小合并都发生在高质量端，但小合并主要有助于ICL的形成，而不是中央大质量星系的质量增长。最后一个模型假设最红的天体是由主要和次要的干合并组合而成的。
2010-11-05 astro-ph.CO
The coordinated key role of wet, mixed, and dry major mergers in the buildup of massive early-type galaxies at z<~1
分层模型预测，大质量早型星系（mETG）来自宇宙中发生的最大质量和最激烈的合并序列。然而，最近的一些观察结果质疑湿，混合和干的主要合并在组装的mETG的作用。我们已经开发了一个半分析模型来测试mETG的主要合并起源假设的可行性，只是占星系演化的主要合并严格的观测报告的影响。该模型证明，仅考虑湿主合并/混合主合并/干主合并的协同效应，重现自z~1以来观测到的mETG数密度演化是可行的。它还可以调和由分层模型和mETG的大规模缩小数据得出的不同组装红移，只是考虑到在某个红移处观察到的mETG不一定是从那时起就存在的。该模型预测，湿的主要合并控制了mETG的积累，因为z~1，虽然干和混合合并也发挥了重要作用，这一组装的大部分发生在0.7<z<1，几乎冻结在z<~0.7，因为从那时起，每个现有的mETG发生的主要合并的数量可以忽略不计。该模型表明，主要的合并是观测到的质量从蓝色星系云的大质量端迁移到红色序列的最后~8 Gyr的主要驱动力。
2010-11-15 astro-ph.CO
Galaxy Pairs in COSMOS -- Merger Rate Evolution Since z=1
我们目前的统计研究结果的宇宙演化的质量相关的主要合并率，因为z=1。从宇宙巡天的档案中选择了一个恒星质量有限的近主合并对样本（CPAIR样本）。在不同的红移使用CPAIR样品和本地K-波段选择对样品得出的配对分数与恒星质量没有显着的变化。对分数显示出中等强度的宇宙演化，最佳拟合演化指数m=2.2+-0.2。合并速率的最佳拟合函数意味着恒星质量在1 E +10 - 3E+11 Msun之间的星系自z=1以来经历了0.5 - 1.5次主合并。我们的研究结果表明，对于z<1的大质量星系，涉及恒星形成星系的主要合并（即湿合并和混合合并）可以解释椭圆星系和红色静止星系（RQG）的形成。另一方面，主要合并不能负责大多数低质量椭圆星系和RQG的形成。我们的定量估计表明，主要的合并有显着的影响，最大质量的星系的恒星质量组装，但对于质量较小的星系的恒星质量组装是由恒星形成。与质量依赖性（U）LIRG发生率的比较表明，重大合并事件的频率与（U）LIRG相当或更高。
2011-11-26 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
Loops formed by tidal tails as fossil records of a major merger
许多邻近盘状星系的晕圈都包含着暗淡和延伸的特征，包括环圈，这通常被解释为卫星落入主星系势阱的遗迹。然而，在大多数情况下，卫星的残留核是看不到的，尽管它是通过数值模拟预测的。我们测试这种微弱和扩展的功能是否可以与丰富的气体，主要合并，这也可能导致光盘重建，从而成为形成螺旋星系的基石。使用TreeSPH代码GADGET-2，我们模拟了一个类似于NGC 5907（B/T $\le$ 0.2）的几乎没有膨胀的星系在富含气体的主要合并后的形成。我们确实发现，3：1的主要合并可以形成类似于许多星系晕中发现的环的特征，包括NGC 5907，并且可以复制一个扩展的薄盘，一个凸起，以及气体盘的明显翘曲。尽管仍然很难完全覆盖大量的自由参数，但目前对NGC 5907中环的建模证明，它们很可能是一次重大合并的结果。它比卫星坠落场景具有许多优点;例如，它解决了卫星残骸的可见性问题，并可能解释NGC 5907晕中的一些额外特征，以及该系统的一些气体性质。对于从宇宙学模拟中得到的轨道参数，NGC 5907的环可以通过主要合并（3：1到5：1）和可能的中间合并（5：1到12：1）来复制。因此，主要合并方案挑战了次要合并方案，并可以解释螺旋星系晕的许多共同特性，包括它们的红色和微弱的扩展特征。
2012-02-20 astro-ph.CO
Could M31 be the result of a major merger?
我们研究了一种情况，即M31可能是富含天然气的主要合并的残余物。星系合并模拟，高度受观测的约束，使用GADGET 2运行，以重现M31。我们成功地再现了M31的整体形状，薄盘和隆起，以及一些主要的M31大尺度特征，如厚盘，10kpc环和巨流。这导致了一个新的解释的巨流，这可能是由潮汐尾星已被捕获的星系潜力。
2011-10-26 astro-ph.CO
Inconsequence of Galaxy Major Mergers in Driving Star Formation at z>1: Insights from Cosmological Simulations
利用高分辨率（114 pc/h）自适应网格细化宇宙学星系形成模拟的标准冷暗物质模型与大（2000-3000个恒星质量大于1 e9 Msun的星系）统计样本，我们研究了在宇宙学背景下，在z>1时，主要合并在驱动恒星形成中的作用，在验证了模拟星系的一些关键特性与观测结果合理一致后，包括光度函数，SF历史，有效尺寸和阻尼莱曼α系统。我们发现，主要的合并有一个相对温和的影响，在形成鲜明对比，以前理想化的合并模拟盘星系，显示了两个数量级的增加，恒星形成率。在z=2.4-3.7的范围内，对于整个恒星质量范围10^9-10^12 Msun探测到的星系，主要的合并倾向于使比恒星形成率增加10-25%。它们的影响似乎随着红移的减小而增加，但在z=1.4-2.4时上限为60%。有两个因素可以解释这种温和的影响。第一，在z>1时，没有发生大合并的星系的SFR比本地盘状星系高得多。第二，z>1的星系大多数尺寸较小，并且含有大量致密的凸起，这抑制了合并引起的结构效应和气体流入增强。其他各种预测也将提供可验证的测试模型。
2011-11-03 astro-ph.CO
Shocking Tails in the Major Merger Abell 2744
我们确定了四个罕见的“水母”星系在哈勃太空望远镜图像的主要合并集群阿贝尔2744。这些星系拥有恒星形成结和细丝的痕迹，这些痕迹是在从母星系剥离的气体尾巴中原位形成的，表明它们正处于被环境改造的过程中。这些星系快速转变的进一步证据来自它们的光谱，它们揭示了星暴、星暴后和活动星系核的特征。最有趣的是，其中三个水母星系位于ICM附近，这些ICM特征与钱德拉X射线图像中检测到的合并“子弹状”子星系团及其冲击波阵面有关。我们认为，高压合并环境可能是负责恒星形成的气体尾巴。这提供了观测证据，说明星系在一个主要的星系团合并的剧烈核心通道阶段迅速转变。
2012-04-04 astro-ph.CO
MASSIV: Mass Assembly Survey with SINFONI in VVDS. V. The major merger rate of star-forming galaxies at 0.9 < z < 1.8 from IFS-based close pairs
我们的目标是测量恒星形成星系在0.9 < z <1.8时的主要合并率，使用从积分场光谱（IFS）中识别的密对。我们使用SINFONI/VLT获得的速度场图的MASSIV样本，从恒星形成的人口中的VVDS。我们通过测量星系对中星系的相对速度和投影间距（r_p）来识别星系对。利用MASSIV样品的良好约束选择函数，我们导出了富气主合并分数（光度比μ = L_2/L_1 >= 1/4），并利用宇宙学模拟的合并时标，导出了平均红移达到z = 1.54时的富气主合并率。对于r_p <= 20 h ^-1 kpc的密偶，在红移范围z = [0.94，1.06]，[1.2，1.5）和[1.5，1.8），我们发现了一个高的富气主合并分数，分别为20.8+15.2- 6.8%，20.1+8.0- 5.1%和22.0+13.7- 7.3%。这意味着在z = 1.03、1.32和1.54时，富气主合并速率分别为0.116+0.084-0.038 Gyr ^-1、0.147 +0.058-0.037 Gyr^-1和0.127+0.079-0.042 Gyr^-1。将我们的结果与先前的研究相结合，在z < 1时，富气主合并速率演化为（1+z）^n，其中n = 3.95 +- 0.12，直到z = 1.5。根据这些结果，我们推断，恒星质量M = 10^10 - 10^10.5 M_Sun的恒星形成星系中，约有…
2013-05-13 astro-ph.CO
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 Effect of Mass Ratio on the Morphology and Time-scales of Disc Galaxy Mergers
大多数星系合并预计是小合并。小合并的观测特征还没有得到很好的理解，因此存在的小合并率的限制。本文旨在解决这个差距，在我们的理解，确定是否以及何时未成年人合并表现出干扰形态，以及它们如何不同于形态的主要合并。我们模拟了一系列不等质量中等气体分数盘星系合并。由此产生的g波段图像，我们确定如何识别星系合并通过投影分离和定量形态（基尼系数G，不对称A，和最亮的20%的光M20的二阶矩）的时间尺度取决于合并质量比，相对取向和轨道参数。我们发现G-M 20对9：1重子质量比合并和1：1重子质量比合并一样敏感，可观测时间尺度约为0.2-0.4 Gyr。相比之下，不对称发现的合并重子质量比在4：1和1：1之间（假设局部盘星系气体分数）。中等气体分数主盘合并的不对称时间尺度为~ 0.2-0.4 Gyr，中等气体分数次盘合并的不对称时间尺度小于0.06 Gyr。相对方向和轨道对形态扰动的时间尺度影响不大。对近星系对的观测研究通常通过选择具有相似光度和/或恒星质量的配对星系来选择主要的合并。因此，发现星系合并的各种方法（G-M20，A，密偶）对不同质量比的星系合并敏感。通过比较由不同技术选择的合并频率，人们可以对大星系和小星系的合并率进行经验限制。
2009-12-08 astro-ph.CO
On the buildup of massive early-type galaxies at z<~1. II- The coordinated key role of wet, mixed, and dry major mergers
分层模型预测，今天的大质量早型星系（mETG）已经完成了他们的组装在一个相当晚的宇宙时代（z~0.5），直接冲突与星系质量缩小。在Eliche-Moral等人（2010）中，我们提出了一个半分析模型，该模型预测从z~1到现在，mETG的数量密度将增加约2.5倍，这只是解释了观测严格报告的主要合并的影响。在这里，我们描述了相对的，协调的作用，湿，混合，和干的主要合并在推动这一大会。根据观测结果，模式预测：1）自z~1以来，湿主合并控制了mETG的形成，尽管干合并和混合合并也对mETG的形成有重要贡献：2）mETG的形成主要发生在0.7<z<1的~1.4 Gyr时间段内，在z<~0.7时几乎冻结; 3）这种冻伤可以解释为自z~0.7以来观测到的主要合并分数的减少，这意味着主要合并（特别是干事件）在最后~6.3 Gyr期间对mETG组装的贡献可以忽略不计;（4）主要的并合是使z~1以来红序的尾端恒星质量加倍的原因。最引人注目的模型预测是，在z~1处存在的mETG中，至少~87%不是当今mETG的被动演化的高z对应物，而是它们的贫气体祖先。这意味着<~5%的当前mETG自z~1以来已经真正到位。该模型推导出与分层模型（z~0.5）一致的当今mETG最终组装的红移，同时再现了在z<~1时观察到的mETG的积累。（节录）
2010-03-02 astro-ph.CO
The importance of major mergers in the build up of stellar mass in brightest cluster galaxies at z=1
最近独立的数值模拟和观测结果表明，最亮的星系团（BCGs）在z~0.9和z~0.2之间增加了近2倍的恒星质量。数值模拟进一步表明，超过一半的质量是通过主要的合并吸积。使用18个遥远的星系团的样本，其中有超过600个光谱确认的集群成员，我们寻找观测证据，主要合并确实发挥了重要作用。我们发现一个主要的合并率为0.38 +/- 0.14合并每Gyr在z~1。虽然不确定性，这源于我们的样本的小尺寸，是相对较大的，我们的速度是一致的，从数值模拟的结果。如果我们假设这个速率持续到今天，并且在这些合并过程中，伴星的一半质量被吸积到BCG上，那么我们发现这个速率可以解释通过模拟观察和预测的BCG的恒星质量的增长。因此，大合并似乎在这些非凡星系中恒星质量的积累中发挥着重要作用，甚至可能是主导作用。
2013-05-04 astro-ph.CO
A Comparison of Galaxy Merger History Observations and Predictions from Semi-Analytic Models
我们提出了一个详细的分析，预测星系星系合并的分数和速率在千年模拟，并比较这些与最新的观测相同的数量到z~3。我们进行我们的分析，考虑在给定的时间间隔内，作为恒星质量的函数，在千年模拟预测的合并历史。这种方法，而不是对分数计数，考虑合并已经发生，并允许更直接的比较与观察到的比率和分数测量的浓度不对称性丛生（CAS）的方法。我们研究了Millennium模拟中恒星质量为M_* ~ 10^9 - 10^12 M_sun的星系的合并分数和合并率的演化。我们发现，对于M_* > 10^11 M_sun的星系，在z<2时，预测的合并率和合并分数与观测结果吻合较好，而在较低的恒星质量时，预测的合并率和合并分数与观测结果存在显著差异，对于M_* > 10^11 M_sun的星系，在z>2时，预测的合并率和合并分数与观测结果存在显著差异。在z>2时，模拟将观察到的合并分数低估了4-10倍。在z~2范围内，预测的合并分数和速率演化的形状与观测结果相似，并且在几乎所有的质量仓中，都在1<z<2处达到峰值。例外的是M_* > 10^11 M_sun的星系的合并率。我们讨论这些差异的可能原因，并比较不同的实现千年模拟，以了解不同的物理实现反馈的效果。我们的结论是，比较可能受到一些问题，包括在解释的观测和模拟的假设合并质量比和合并的时间尺度方面的不确定性。（节略）
2009-07-27 astro-ph.CO
Most Submillimetre Galaxies are Major Mergers
本文分析了12个红移在1 ~ 3之间的亚毫米光度（S850 um> 5 mJy）星系的亚弧秒分辨率干涉CO线数据，给出了其中4个星系的新数据。从形态学和运动学上看，12个系统中的大多数似乎是主要的合并。其中五个是分辨率很好的双星系统，七个是紧凑或分辨率很差的。在四个可以测量两个单独成分质量的二元系统中，所有的质量比都是1：3或更接近。此外，比较紧凑的双系统与当地ULIRGs中观察到的比率表明，至少有一个显着的小部分紧凑SMGs也必须是后期合并。此外，动力学和气体质量，我们得出的是最一致的低端公布的恒星质量的范围内，这些系统，有利于宇宙学模型中，SMG合并的结果。这些结果都指向同一个结论，即可能大多数L_IR > 5x10e12L_sun的明亮SMG都是主要合并。
2010-09-13 astro-ph.CO
Robust determination of the major merger fraction at z = 0.6 in Groth Strip
通过研究星系像的不对称指数A，我们测量了在中等红移（0.35 <= z < 0.85）下发生盘-盘主合并的星系比例（fm）。提供了GOYA光度测量中Groth带B和KS波段绝对星等选定样本的结果。三个来源的系统误差仔细解决：（i）我们避免形态K-校正，（ii）我们测量的不对称性在人工红移z_d = 0.75星系导致的形态信息与红移的损失，和（iii）我们考虑到z和A的观测误差，往往高估合并分数，极大似然技术。我们发现：（i）我们的数据允许一个强大的合并分数提供一个单一的红移箱中心在z=0.6。(ii)合并分数较低：M_B <= -20的星系f_m = 0.045，M_Ks <= -23.5的星系f_m = 0.031。（iii）未能解决观测误差的影响，导致f_m被高估10%-60%。将我们的结果与文献中的结果相结合，并将合并分数的演化参数化为f_m（z）= f_m（0）（1+z）^m，得到m = 2.9 ± 0.8，f_m（0）= 0.012 ± 0.004$。假设KS波段的质光比不随光度变化，我们推断恒星质量M >= 3.5 × 10^10 M_Sun的星系的合并速率为R_m = 1.6 × 10 ^-4 Mpc^-3 Gyr^-1。当我们与以前的研究在类似的红移，我们发现，合并率降低时，质量增加。
2009-01-01 astro-ph.CO
Major Galaxy Mergers and the Growth of Supermassive Black Holes in Quasars
尽管观测到中央超大质量黑洞（SMBH）和星系核中恒星形成之间存在很强的相关性，但我们对它们之间耦合的理解存在不确定性。我们提出的观测的比例严重模糊，以unobscured类星体作为宇宙时代的函数z~3，并表明，一个简单的物理模型描述合并的大质量，富含气体的星系匹配这些观测。在这个模型的背景下，每一个被遮蔽和未被遮蔽的类星体都代表了两个不同的阶段，它们是由大规模星系合并事件造成的。SMBH的大部分质量增长发生在严重模糊阶段。这些观测结果为富含气体的星系合并、吸积到核SMBH和同时代恒星形成之间的因果关系提供了额外的证据。
2010-03-24 astro-ph.CO
The CFHTLS Deep Catalog of Interacting Galaxies I. Merger Rate Evolution to z=1.2
我们提出了在0.2<z<1.2之间的静止坐标系光学星系合并分数，作为恒星质量和光学光度的函数，正如加拿大-法国-夏威夷望远镜遗产深度巡天（CFHTLS-Deep）所观察到的那样。我们开发了一个新的分类方案，以确定主要的星系星系合并的基础上存在的潮汐尾和桥梁。这些形态特征是最近和正在进行的合并活动的标志。通过对所有星系的视觉分类，直到i_vega<22.2（约27，000个星系）超过2平方度，我们编制了CFHTLS相互作用星系深表，其中有约1600个合并星系。我们发现合并分数在z~0.3处为4.3% +/-0.3%，在z~1处为19.0% +/-2.5%，这意味着合并分数的演变为（1+z）^m，其中m=2.25 +/-0.24。这一结果与在>4sigma置信水平下的温和或非演变（m<1.5）情景不一致。观察到一个温和的趋势，即M>10^10.7 M_sun的大质量星系比M~10^10 M_sun的小质量系统经历更少的合并，这与星系集合体缩小的预期一致。我们的研究结果还表明，相互作用星系的平均SFRs的两倍，发现在非相互作用场星系。我们的结论是：（1）光学星系合并分数确实随红移而变化，（2）合并分数适度地依赖于恒星质量，在z<1时，质量较低的星系合并分数较高，（3）恒星形成在合并的所有阶段都被触发，在后期阶段有较大的增强，与N体模拟一致。
2010-01-15 astro-ph.CO
Post-merger Signatures of Red-sequence Galaxies in Rich Abell Clusters at $z\lesssim 0.1$
本文研究了$z \lesssim$ 0.1：A119、A2670、A3330和A389富Abell星系团中红序星系的合并后特征。使用安装在CTIO的布兰科4米望远镜上的MOSAIC 2 CCD和Hydra MOS拍摄了u '，g'，r'和中等分辨率星系光谱的深度图像。合并后的功能是通过目视检查的基础上确定的不对称扰动功能，微弱的结构，不连续的晕结构，环和尘埃带。我们发现，约25%的明亮（M_r < -20）星系团红序列星系在四个星系团中一致地显示出合并后的特征。大多数（约71%）的特征星系被发现是膨胀主导的，而对于膨胀主导的红色序列星系的子样本，合并后的比例上升到约38%。我们还发现，大约4%的膨胀主导的红色序列星系相互作用（正在进行合并）。总共有42%（38%合并后，4%正在合并）的星系显示合并相关的功能。与具有类似极限星等的场星系研究（van Dokkum 2005）相比，我们的星系团研究呈现出类似的合并后分数，但明显低于正在进行的合并分数。对于我们星系团的高密度来说，合并分数令人惊讶地高，星系的快速内部运动被认为在星系合并中起着负面作用。合并后和正在合并的星系的比例可以解释如下。大多数合并后的星系可能从它们以前的晕环境中继承了它们的合并特征，而相互作用的星系在当前的星系团中原位相互作用。根据我们的半解析计算，在过去的4-5 Gyr中，大质量星系团晕很可能经历了数十次晕合并;合…
2012-07-22 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
Influence of major mergers on the radio emission of elliptical galaxies
我们研究了主要合并对椭圆星系射电辐射的影响。我们使用了一个完整的密近星系对样本，其中包括475个合并和1828个非合并的成对椭圆星系，它们是从Sloan数字巡天中选出的M_r<-21.5。此外，2000个孤立场星系的控制样本用于比较。我们用FIRST和NVSS的射电巡天对光学星系进行了交叉识别。我们发现，合并的成对星系的射电分数约为6%，这是略高于5%的非合并的成对星系，虽然这些值是一致的，由于有限的样本所造成的很大的不确定性。射电分数是孤立星系的两倍，不到3%。椭圆星系的射电辐射只受到主要合并的轻微影响，但主要取决于它们的光学光度。因此，合并对于触发椭圆星系的射电发射并不重要。
2012-04-28 astro-ph.CO
Merger History of Galaxies and Disk+Bulge Formation
我们讨论了星系形态的CDM范式内的隆起形成的合并和磁盘的增长，通过冷却气体和随后的恒星形成的假设下的过渡。基于这两个竞争过程的相对重要性，有可能对预期的星系形态混合做出预测。特别是，我们在这里讨论的大规模磁盘星系的低膨胀总质量比的一代。我们的研究结果表明，如果在主合并过程中，祖先盘被完全破坏，通过主合并和随后的盘再生长，很难产生足够大质量的B/T $< 0.2$盘星系。平均而言，低B/T星系必须在$z \ge 2$进行最后一次大合并。主要的限制因素是在星系最后一次大合并后的后期重新生长大质量盘的能力。考虑到小合并（$4 \ge M_1/M_2$，$M_1 \ge M_2$）对球核形成的贡献，我们恢复了大质量低B/T盘星系的正确分数，表明小合并在大质量低B/T盘星系的形成中起着重要作用.
2009-03-04 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
X-ray/optical classification of cluster mergers and the evolution of the cluster merger fraction
我们提出了一个简单的，但强大的形态分类的统计完整的样本的108个最X射线发光的集群在0.15 < z < 0.7钱德拉观察的结果。我们的目标是：（a）确定最受干扰的大质量星系团作为引力透镜的研究遥远的宇宙和探针的粒子加速机制，导致非热无线电发射，（b）发现集群合并的子集群轨迹，使它们适合于集群碰撞的定量分析，和（c）约束与红移的集群合并分数的演变。最后，（d）本文是MACS样本中集群的第三次公开发布，在先前发布的46个集群的基础上增加了24个集群。为了根据松弛程度对星系团进行分类，我们使用最亮星系团星系从X射线发射峰值（或全局质心）的投影偏移量作为测量星系团内气体和暗物质之间分离的尺度。关于（a），我们确定了10个复杂系统，可能在最近的过去经历了多次合并事件。关于（b），我们确定了11个系统可能是碰撞后，二元，迎面合并（BHOM），以及另外6个合并可能是BHOM，但可能更难解释，因为不可忽略的碰撞参量和合并轴更接近我们的视线。关于（c），我们发现从z \sim 0.4开始的形态扰动团簇的分数随着红移而显著增加，尽管我们的样品在高红移时对非常扰动的系统存在检测偏差。一个更大的样本与高质量的X射线数据，特别是在高红移的集群将需要跟踪集群的生长和弛豫的演化历史更接近团簇形成的主要时代z \sim 1。
2011-11-10 astro-ph.CO
The Dissection of Abell 2744: A Rich Cluster Growing Through Major and Minor Mergers
新的钱德拉X射线数据和广泛的光谱，获得与AAOmega的3.9米英澳望远镜，被用来研究复杂的合并发生在星系团阿贝尔2744。结合我们的光谱和文献中的数据，提供了一个星系团中心15'以内的河外天体的1237个红移的目录。从这些，我们确认343集群成员预计在3百万秒差距的集群中心。结合位置和速度，我们确定了两个主要的子结构，对应于两个主要的子集群的残余。新的数据与后核心通道一致，主要合并发生在一个倾斜的轴上，远离天空平面，同时还有一个小合并。新的X射线数据支持了这一解释，揭示了来自靠近的主要子星系团核心的富集的低熵气体，位于星系团中心以北约2'处，以及与后退的子星系团相关的先前已知明亮致密核心东南部的激波阵面。致密核心的X射线形态与从合并轴约45度范围内观察到的子弹状集群一致。在星团中心西北方向约3'处的X射线峰，伴随着东北方向的冷锋和南部的低熵气体尾迹，被解释为大致在天空平面上发生的小合并的残余。我们推断三个合并组件的近似路径。
2010-12-06 astro-ph.CO
Balancing the Baryon Budget: The fraction of the IGM due to Galaxy Mergers
观测表明，大约60%的重子可能存在于低红移的温热星系际介质（WHIM）中。在先前的研究结果表明，气体是通过星系合并释放，我们使用半分析技术来估计气体质量损失的比例从晕完全是由于合并。我们发现，在星系组装的过程中，晕中高达25%的气体可以解开。这个过程并不优先作用于质量较小的晕;在宇宙的给定体积中，较大的晕\emph{always}释放出更多的气体。然而，如果我们包括多相气体吸积到晕，我们发现只有百分之几是未绑定的。我们的结论是，无论是非引力过程可能是在发挥加热气体在星系之前，通过合并或大多数的重子在WHIM从未落入维里化的暗物质晕。我们提出了一个预算，用于储存从最近的工作编制的WHIM。
2010-03-17 astro-ph.CO
Evolutionary paths among different red galaxy types at 0.3 < z < 1.5 and the late buildup of massive E-S0's through major mergers
最近的一些观察似乎不同意星系形成的等级理论，即大合并在大质量E-S 0的后期积累中所起的作用。我们通过分析位于红色序列及其周围0.3 < z < 1.5处的大质量星系（M_* > 5 * 10^10 Msun）样本的形态、结构扭曲水平和恒星形成增强来重新解决这个问题。我们使用了格罗斯带上约155弧分^[2]区域内约1800个K_s < 20.5等的源作为初始样本，并结合了彩虹河外数据库和戈雅巡天的数据。可以直接与主要合并的中间阶段及其最终产物相关联的红色星系类别已经被定义。我们报告的观测证据存在一个占主导地位的演化路径在大质量的红星系在0.6<z<1.5，包括在不规则的磁盘转换成不规则的球状体，这些到规则的球状体。这一结果意味着：1）低红移的大质量红色规则星系起源于z~1.5的早期红序列及其邻域中的不规则星系; 2）大部分现代大质量红色规则星系的祖先是蓝盘，它们主要通过0.6 < z < 1.2的大合并迁移到红序列（这些合并因此开始于z~1.5）; 3）E-S 0的形成，通过富含气体的主要合并，在z=0时以M_*> 10^11 Msun结束，自z~0.6起已经冻结。所有这些事实都支持，主要的并合在今天的E-S 0的最终形成中起了主导作用，在0.6<z<1.2时，M_*> 10^11 Msun，这与星系形成的分级情景非常一致。
2012-09-18 astro-ph.CO
LBQS 0103-2753: A Binary Quasar in a Major Merger
本文给出了2kpc双星类星体LBQS 0103-2753（z=0.858）的HST和UKIRT光谱和图像。哈勃望远镜的影像（V-和I-波段）显示了潮汐的特征，证明这个系统是一个正在进行的主要星系合并。一张双色合成图像显示出潮汐弧和其他地方的恒星形成节点。红外光谱显示，两个物体的红移相同，而组分A中C IV的红移不一致是该组分光谱中BAL吸收的结果。LBQS 0103-2753是已知的距离最近的双星类星体之一，也是相对较少的双活动星系核之一，它的两个组成部分都显示出宽的发射线。虽然对双星类星体的统计研究表明，在合并过程中同时为两个黑洞提供燃料的情况可能相对罕见，但LBQS 0103-2753表明，这种燃料可以在合并后期的高光度下发生，核间距只有几kpc，而不会严重遮蔽核。
2011-09-07 astro-ph.CO
Evolution of shocks and turbulence in major cluster mergers
我们对星系团中的主要合并进行了一系列宇宙学模拟，以研究合并激波的演化以及随后在激波后区域和星系团内介质（ICM）中注入的湍流。计算是用基于网格的自适应网格细化程序Enzo完成的，使用了专门设计的细化准则来细化激波附近的湍流。大量的湍流能量注入ICM由于主要合并。我们的模拟表明，在一个主要的合并后发射的冲击发展成椭球形，并通过与合并集群周围的非线性宇宙网的相互作用而被打破。沿激波传播方向的激波后区域大小约为300 kpc·h^-1，该区域的湍流速度频散大于100 km·s^-1。湍流能量与团簇质量的标度分析与M^（5/3）一致，即自相似团簇模型中热能的标度律。这清楚地表明在团簇演化过程中，粒子化与湍流注入之间存在着密切的联系。我们发现，在2 Gyr内的集群核心的湍流总压的比例后，主要合并是大于10%，它需要约4 Gyr得到放松，这是基本上比通常假设的湍流再加速模型，调用来解释观测到的无线电晕的统计。最后讨论了我们的模拟与合并星团A3376外围发现的“对称射电遗迹”在形态学和其他物理参数上的惊人相似性。特别是，合并激波和围绕集群的细丝之间的相互作用可以解释双遗迹边缘的“凹口状”特征的存在。
2010-12-13 astro-ph.CO
Formation of slowly rotating early-type galaxies via major mergers: a Resolution Study
我们研究了富含气体和缺乏气体的主要合并的数值模拟中的分辨率效应，并表明缓慢旋转的椭圆星系的形成往往需要一个超出当今标准的分辨率才能正确建模。我们的等质量合并模型样本包括各种质量和空间分辨率，从最近发表的一些主要合并模拟中典型的每个组件约200 pc和10^5个粒子，到使用2.4 x 10^7个无碰撞粒子和1.2 x 10^7个气体粒子的模拟中高达32 pc和10^3 M_sun，其中最高的分辨率达到了迄今为止的气体丰富的大规模盘星系的主要合并。我们发现，形成快速旋转的早期型星系，这是扁平的一个显着的剩余旋转，是整体正确地再现在所有这样的分辨率。然而，缓慢旋转的早型星系的形成，这有一个低的剩余角动量，主要是由各向异性的速度色散支持，是强烈的分辨率依赖。在标准分辨率下，主要恒星体的角动量的疏散在很大程度上被忽略了，并且应该是慢旋转的系统被发现是快旋转的。这种效应对于富含气体的合并是最重要的，但在没有或适度的气体成分的合并中也可以看到。相对于我们的初始条件和相互作用轨道的效果是强大的，起源于物理治疗的星系合并过程中的弛豫过程。我们的研究结果表明，一个足够高的分辨率，需要准确地模拟合并残留物的全球性质和它们的角动量的演变。因此，在缓慢旋转的椭圆星系的形成过程中，旋涡星系中富含气体的合并所起的作用可能被低估了。
2010-04-27 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
The ALHAMBRA survey: an empirical estimation of the cosmic variance for merger fraction studies based on close pairs
我们的目标是经验估计，第一次，宇宙方差影响合并分数的研究的基础上密切对。我们从光度红移为10 h ^-1 kpc <= rp <= 50 h ^-1 kpc且Dv <= 500 km/s的密偶中计算出并合分数，并在ALHAMBRA巡天的48个子场中进行了测量。我们研究了测量的合并分数的分布，遵循对数正态函数，并估计宇宙方差sigma_v作为所观察到的分布的内在色散。我们发展了一个极大似然估计器来测量一个可靠的sigma_v，并避免了由于观测误差（包括泊松散粒噪声项）引起的离散。合并分数的宇宙方差主要取决于（i）所研究的粒子数密度，包括主星系（n_1）和伴星系（n_2），以及（ii）探测到的宇宙体积V_c。我们发现一个显着的依赖性，既不是用来定义密切的同伴，红移，也不是物理选择（光度或恒星质量）的样本的搜索半径。我们用n_1、n_2和V_c来表示宇宙方差的参数，σ_v = 0.48 n_1^{-0.54} V_c^{-0.48}（n_2/n_1）^{-0.37}。多亏了这个处方，未来基于密偶的合并分数研究可以正确地解释其结果的宇宙差异。
2014-01-20 astro-ph.CO
On the survival of metallicity gradients to major dry-mergers
使用一个大的套件的星系与各种浓度和金属丰度梯度，我们研究的非耗散（“干”）等质量合并的演变。我们生成这些模拟的目的是探索干合并中的金属丰度梯度如何取决于合并中涉及的星系的结构和金属丰度梯度。具体地说，我们想回答：干合并会导致金属丰度梯度，如在本机宇宙中的椭圆星系中观察到的那样吗？干合并是否总是导致初始的平坦化（即，合并前）梯度？从这个模型中，我们得出结论：残余和初始星系斜率的比值范围很广，最大值大于1（只有当同伴的斜率是祖先的两倍时，才会产生大于1的值）。对于具有相同初始金属丰度斜率的两个椭圆形之间的合并（即，相等的伴星和星系斜率），剩余的彗星的金属丰度轮廓，最终的梯度约为初始梯度的0.6倍。如果伴随的斜率足够陡，椭圆星系可以保持其合并前的金属丰度梯度。扁平的数量既不取决于祖先的轨道特征，也不取决于它们的初始浓度。鉴于合并的结果的多样性，我们得出结论，干合并不违反任何观测约束的金属丰度梯度的系统特征，在当地的椭圆。事实上，干合并可能是很重要的，在我们的模拟结果的背景下，可以解释大规模的椭圆形和相对缺乏的大规模椭圆形的金属丰度梯度和梯度的大规模分散。
2009-03-16 astro-ph.CO
A major galaxy cluster merger caught by eROSITA: weak lensing mass distribution and kinematic description
我们提出了一个三重合并集群候选人在$z_{\rm photo}\sim 0.36$属于最近发现的超集群在eROSITA性能验证阶段的弱透镜质量分布。我们的分析通过确认簇对eFEDS J093513.3+004746和eFEDS J093510.7+004910正在进行质量比为$1.7_{-0.7}^{+0.5}$的主要合并，解决了合并分类中的先前张力。根据我们的两体运动学描述，相遇发生在$0.58_{-0.20}^{+0.15}$ Gyr前，在一个支持观测到的射电遗迹位置在星团外围的场景中。然而，同样的分析表明，伴星团eFEDS J093501.1+005418没有与相互作用系统引力束缚，因此它不是超星系团的一部分。我们还检查了采用比例关系确定晕圈浓度$c_{200}$的影响。在所观察到的合并阶段，在那里的集群已经走过$\sim$ 55%的路径，以达到远心点，选择的$c_{200}$（无论是从一个缩放关系或自由参数的质量模型）不显着改变无论是集群的群众或运动学的描述。
2022-07-05 astro-ph.CO
Hydrodynamics of high-redshift galaxy collisions: From gas-rich disks to dispersion-dominated mergers and compact spheroids
高红移（z~2）的盘星系具有高比例的冷气体、强湍流和巨大的恒星形成团块的特征。在高红移的盘状星系的主要合并，通常应该涉及这种动荡的clueroskeleton盘。然而，合并模拟将ISM建模为稳定、均匀和热压介质。我们提出了第一个合并模拟与高分数的冷，湍流，cluerous气体。我们讨论了这些模型的主要新功能相比，人工稳定和温暖的气体模型。在高红移圆盘中已经很强的气体湍流，在合并中进一步增强。有些阶段是分散占主导地位的，与大多数的气体动能的形式的速度分散和非常混乱的速度场，不像合并模型使用热稳定的气体。这些合并可以达到非常高的恒星形成率，并具有与亚毫米波星系一致的多组分气体光谱。具有高比例冷湍流气体的主要合并的特征还在于高度耗散的气体坍缩到质心，恒星成分随后发生全局收缩。最后的星系是早期型的，半径相对较小，Sersic指数较高，像高红移的致密球体。与具有稳定气体的模型相比，合并后幸存或重新形成的盘组件中的质量分数严重降低，并且大质量盘组件的形成需要随后外部重子的显着吸积。因此，合并似乎破坏了扩展盘，即使气体分数很高，这进一步支持平滑的下降作为大质量盘星系的主要形成机制。
2011-01-13 astro-ph.CO
The main sequence of star-forming galaxies at z~0.6: reinstating major mergers
恒星形成速率和恒星形成星系的恒星质量之间的关系被用来论证大合并不可能是恒星形成的主要驱动力。在这里，我们重新检查这些参数使用代表性的IMAGES-CDFS样本的恒星形成星系在z=0.4-0.75，利用他们以前建立的分类到融合前，融合，放松星系合并。与以前的说法相反，我们发现主序星散射和融合星形成率SFR峰值的平均持续时间之间没有紧张关系。我们证实了先前的估计，由于形态选择的星系（~23%）或由于融合阶段的主要合并（~10%）的SFR增强的分数。然而，星系合并不是瞬时的过程，这意味着与星系进行重大合并相关的SFR的总分数必须占合并的三个阶段。当这样做时，发现涉及主要合并的星系占z~0.6时总SFR的53-88%。发现在融合相中LIRG的分数与观察到的无盘LIRG的形态分数以及在z<1.5时观察到的和预期的主要合并率一致。
2014-06-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence of major dry mergers at M* > 2 x 10^11 Msun from curvature in early-type galaxy scaling relations?
对于早型星系，恒星质量与大小、速度色散、表面亮度、颜色、轴比和颜色梯度之间的相关性都表明，M* = 3 x 10^10 Msun和M* = 2 x 10^11 Msun这两个质量尺度是特殊的。较小的规模可能标志着湿和干合并之间的过渡，或者它可能与SN和AGN反馈之间的相互作用，虽然这种过渡的定量措施可能会受到形态污染。在更大的规模，平均轴比和颜色梯度是最大的，并且在它之上，颜色更红，尺寸更大，速度分散小于基于较低M* 的缩放的预期。与此相反，颜色-西格玛关系，实际上，大多数西格玛的标度关系，不是弯曲的：它们被一个单一的幂律很好地描述，或者在某些情况下，几乎完全平坦。当主要的干合并体改变质量、大小、轴比和颜色梯度时，它们对颜色或速度频散的影响要小得多，因此，sigma > 150 km/s时的标度关系没有显示出特征，而大小-M *、b/a-M *、颜色-M * 和颜色梯度-M * 的标度关系则显示出特征。表明M* = 2 × 10^11 Msun是早型星系聚集历史中主要干合并的尺度。
2011-01-19 astro-ph.CO
Invisible Major Mergers: Why the Definition of a Galaxy Merger Ratio Matters
暗物质晕质量、星系恒星质量和星系冷气体质量之间的映射关系不是简单的线性关系，而是受到一系列广泛的星系形成过程的影响。我们实现观测归一化的暗物质晕质量，恒星质量和冷气质量之间的关系，探索这些映射，特别强调一个主要的星系合并的不同定义之间的相关性。我们总是用质量比m/M>0.3来定义一次大合并，但允许用以下三种方式来定义用来计算这个比值的质量：暗物质晕质量、星系恒星质量或星系重子质量（恒星和冷气体）。我们发现，合并比例分配给任何特定的合并事件强烈依赖于这些质量被使用，不同的质量比定义之间的映射显示出强烈的演化与晕质量和红移。例如，在小星系（M_DM <10 ^11 Msun）中，主要的暗物质合并（>0.3）通常对应于非常小的恒星合并（<1/20）。这些合并包含大量的暗物质，即使没有可观测到的明亮伴星，也会对主星系造成可观测的形态破坏。在大质量星系中，则有相反的效应，明亮的伴星系只对应于较小的暗物质合并。我们强调，在比较基于不同质量比定义的合并时必须非常小心。
2009-02-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Major Mergers Going Notts: Challenges for Modern Halo Finders
合并具有相似质量的晕（即，重大合并）对光环发现者构成重大挑战。我们比较了五个晕发现算法（AHF，HBT，Rockstar，SubFind和VALCONIC CIraptor）的孤立和宇宙学的主要合并晕属性的恢复。我们发现，晕的位置和速度往往是强大的，但质量偏差存在的每一种技术。算法也显示出强烈的分歧，在流行和持续时间的主要合并，特别是在高红移（z>1）。这就为需要重大合并的理论模型带来了重大的不确定性，例如，星系形态变化，大小变化，或黑洞生长，以及寻找子弹团类似物。所有发现者不使用时间信息也显示主机晕和subhalo的关系交换在连续的时间步，需要仔细的合并树的建设，以避免有问题的质量吸积的历史。我们建议未来的算法应该结合相空间和时间信息，以避免所提出的问题。
2015-06-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Formation of S0 galaxies through mergers. Bulge-disc structural coupling resulting from major mergers
观测结果显示，在S 0星系中，球和盘之间存在强烈的结构耦合，这似乎很难解释它们是否是由所谓的灾难性事件（如重大合并）形成的。我们面对这个问题，通过量化的主要和次要的合并，导致现实的S 0的耗散模拟的鼓盘耦合。我们已经研究了耗散N体二进制合并模拟GalMer数据库，产生现实的，放松的E/S 0和S 0残余（67个主要和29个次要合并）。我们模拟这些S 0-样的残余物在K-波段的表面亮度分布，模仿典型的观测条件，进行类似于在真正的S 0中进行的膨胀盘分解。这些残留物的球状球盘结构与实际数据进行了比较，它们在B/T-r_e - h_d参数空间中的分布与实际亮SO_s一致，其中B/T为球盘与总光度之比，r_e为球盘有效半径，h_d为球盘尺度长度。大合并可以重建后，破坏了祖先的结构，而较小的合并直接保存它们的残留物中的隆起盘耦合。余项的B/T和r_e/h_d的分布范围很广，与观测结果一致。许多残留物的球状赛西氏指数范围为1<n<2，外观平坦，并在嵌入的盘中包含残余的恒星形成，这一结果与真实S 0中存在的假球状一致。与流行的观点相反，合并（特别是重大事件）可以在不到3 Gyr的时间内产生具有实际耦合的隆起盘结构的S 0残留物。总之，膨胀盘耦合和存在的pseudobulges在真正的S 0不能被用来作为一个论点，反对可能的主要合并这些星系的起源。
2014-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The neutral gas content of post-merger galaxies
测量的中性氢气含量的93个合并后的星系的样本，从相结合的匹配ALCAFA.40数据发布和新的阿雷西博观测。通过实施完全阈值相同的ALCAFA调查，并通过编译质量，红移和环境匹配的控制样本从公共ALCAFA。40数据发布，我们计算气体分数抵消（Δ f_gas）的合并后，相对于控制样本。我们发现，合并后的HI气体分数是一致的未受干扰的星系。然而，由于ALDERFA.40样品的相对气体丰富度，我们从中提取我们的对照样品，我们的气体分数增强的测量可能是保守的下限。结合Fertig等人在星系对样本中进行的可比气体分数测量，他们也确定了与零一致的气体分数偏移，我们得出结论，在整个合并序列中没有证据表明中性气体消耗量很大。从一套75二元合并模拟，我们确认，恒星形成预计将减少合并后的气体分数只有0.06德克斯，甚至几个陀螺合并后。此外，除了缺乏证据的气体消耗气体部分抵消，观察到的HI检测分数在合并后的完整样本是两倍高的控制，这表明合并后的气体部分实际上可能会增加。我们表明，气体分数增强合并后，相对于恒星质量匹配的控制样本，确实是自然的结果合并随机抽取的对从母种群表现出下降的气体分数与恒星质量的增加。
2015-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Major Dry-Mergers In Early-Type Brightest Cluster Galaxies
我们寻找正在进行的主要干合并在一个精心挑选的样本本地Brilliant集群Galerie（BCGs）的C4集群目录。在515个红移在0.03 ~ 0.12之间的早型BCGs中，有18个处于主要干合并状态，它们被选择为具有$r$ -带星等差$\dm<1.5$和投影间隔$\rp<30$ kpc的对（或三重），并在残差图像中以显著不对称的形式显示出相互作用的特征。我们发现，BCGs在主要干合并的分数增加与丰富的集群，符合这一事实，即丰富的集群通常有更多的大规模（或发光）的BCGs。我们估计，现今早期型BCGs可能经历了平均$\sim 0.6 (\tmerge/0.3\Gyr)^{-1}$主要干合并，并通过这一过程增加了它们的光度（质量）的平均$15% (\tmerge/0.3\Gyr)^{-1} (\fmass/0.5)$以来$z=0.7$，其中$\tmerge$是合并的时间尺度和$\fmass$是平均质量分数的同伴星系添加到中央的。我们还发现，主要的干合并似乎并没有提高在BCG的无线电活动。我们的研究表明，星系团中包含BCGs的主要干合并在本域宇宙中并不罕见，它们是BCGs形成和演化的重要通道。
2009-04-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
A consistent measure of the merger histories of massive galaxies using close-pair statistics I: Major mergers at $z < 3.5$
我们利用UKIDSS UDS、VIDEO/CFHT-LS、UltraVISTA/COSMOS和GAMA巡天组合而成的大样本$\sim 350,000$星系，在$0.005 < z < 3.5$上探测了大质量星系（$>10^{10}\ \mathrm{M}_\odot$）的主要合并历史。我们使用一种改编自Lopez-Sanjuan等人（2014）提出的方法，使用全光度红移概率分布，使用近对统计测量通量有限的恒星质量选择星系样本对$\textit{fractions}$。发现对分数弱演化为$\propto (1+z)^{0.8}$与恒星质量无关。随后，我们推导出主要合并$\textit{rates}$星系在$> 10^{10}\ \mathrm{M}_\odot$和在一个恒定的数密度$n > 10^{-4}$ Mpc $^{-3}$，并发现率比以前的作品小2-3倍，虽然这在很大程度上取决于假设的合并时间尺度和可能性的近对合并。在$z < 3.5$中，Galerkin经历了大约0.5次重大合并，在此过程中额外增加了1-4个$\times 10^{10}\ \mathrm{M}_\odot$。主要合并吸积率密度的$\sim 2 \times 10^{-4}$ $\mathrm{M}_\odot$ YR $^{-1}$ Mpc $^{-3}$被发现的数量密度选择的样品，表明直接祖先的本地大质…
2017-05-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Could M31 come from a major merger and eject the LMC away?
我们研究了一种情况，即M31可能是一次重大合并的残留物，也是大麦哲伦星系的起源。星系合并模拟运行，以重现一些M31的属性。我们成功地再现了一些最重要的M31大尺度特征，如厚盘或极环，并对巨流的形成给出了可能的解释。我们还发现LMC可以被这种高能现象驱逐。
2011-02-01 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
Timing the last major merger of galaxy clusters with large halo sparsity
数值模拟表明，大质量暗物质晕，今天的主机星系团，组装他们的质量随着时间的推移交替的静态吸积和阶段的快速增长与重大合并事件。对星团中这类事件的观测可以提供对天体物理过程的深入了解，这些天体物理过程改变了星团内介质的性质，以及有助于它们组装的引力过程。因此，设计一种快速可靠的方法来检测这种扰动系统是最重要的。我们提出了一种新的方法来识别和定时集群的主要合并，其特征在于大的晕稀疏值。使用从MultiDark-Planck 2模拟的晕目录，我们表明，主要的合并事件破坏晕的径向质量分布，从而留下一个独特的普遍印记的演化晕稀疏在一段时间内不超过两个动力学时间。我们利用这一功能，使用数值校准的分布来测试是否观察到的星系团与给定的稀疏测量经历了最近的重大合并，并最终估计何时发生这样的事件。我们在专门开发的公共Python库\textsc{lammas}中实现了这些统计工具，并将其应用于Abell 383和Abell 2345的测试用例分析。例如，发现Abell 2345在$2.1\pm 0.2$ Gyr之前有一次重大合并。这项工作开辟了一条道路，通过测量不同半径的质量来检测和计时星系团中的主要合并。
2022-03-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Heavily Obscured Quasar Host Galaxies at z~2 are Disks, Not Major Mergers
利用哈勃空间望远镜WFC 3/IR深空成像技术对28个尘埃暗星系（DOG）进行了观测，研究了z~2处严重遮蔽类星体宿主星系的性质，探讨了主要合并在驱动黑洞生长中的作用.为这项研究选择的类星体的高水平遮蔽充当了天然的日冕，阻挡了类星体的光，并允许清晰地看到下面的宿主星系。严重遮蔽的类星体样本代表了超大质量黑洞上宇宙质量吸积的一个重要部分，因为类星体已经推断出类星体光度函数破裂周围的热光度。我们发现，只有一小部分（4%，最多11-25%）的类星体宿主星系是主要的合并。与其表面亮度轮廓的拟合表明，90%的宿主星系要么是盘主导的，要么有一个重要的盘。这种盘状的宿主形态，以及相应的凸起弱点，是反对大合并的证据，并表明长期过程是大规模黑洞增长的主要驱动力。最后，我们认为，合并和活动星系核活动的重合是光度依赖的，只有最明亮的类星体被触发的主要合并。
2012-06-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
Spin Flips - II. Evolution of dark matter halo spin orientation, and its correlation with major mergers
我们扩展了我们以前关于暗物质晕的角动量矢量的方向变化（“自旋翻转”）与其质量变化之间关系的研究（Bett & Frenk 2012），以涵盖长度为100 $h^{-1}$ Mpc的模拟立方体中晕质量的全部范围。由于对晕的强烈扰动（例如自旋方向的巨大变化）也可能干扰星系内部的演化，自旋翻转可能是星系形态转变的一种机制，而不涉及重大合并。我们发现，35%的晕，在其生命周期的某个时候，有一个自旋翻转至少$45°$，不符合一个重大的合并。超过75%的大型自旋翻转与非重大合并相吻合;只有四分之一与重大合并相吻合。我们发现一个类似的图片的变化内晕自旋方向，虽然在这里有一个翻转发生的可能性增加。因此，除了晕合并之外，晕角动量方向的变化以及其他类似的晕扰动测量，在模拟星系的形成和演化以及用观测来对抗这种模型时，都是非常重要的考虑因素。
2016-06-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The host galaxies of FeLoBAL quasars at z$\sim$0.9 are not dominated by recent major mergers
理论模型已经提出了类星体的演化模型，其中大多数发光类星体是由主要的合并触发的。它还假定，变红以及强大的外流表明活动的早期阶段，接近合并事件。我们测试这个模型的类星体的样本与强大的低电离流出广泛的铁吸收线（FeLoBAL）。这个物体的样本在光学和快速（$\sim$ 0.1c）高柱密度流出中显示出强烈的变红。本文给出了10个FeLoBAL主星系在红移z $\sim$ 0.9（$λ_{rest}\sim8500Å$）时的HST WFC 3/IR F160 W成像。我们将FeLoBALs的宿主星系形态和合并特征与Villforth等人的发光蓝色非BAL类星体进行了比较。2017年的亮度相当，与不活跃的对照样本相比，没有显示出过多的合并特征。如果FeLoBAL类星体确实处于年轻的演化状态，接近最初的合并事件，它们应该具有强烈的合并特征。我们发现FeLoBAL类星体的宿主星系的光度与光学类星体的宿主星系相当，并且没有显示出增强的合并率。当只看类星体没有强大的PSF残差时，可以看到扰动和合并率的增强。虽然FeLoBAL主机显示出对蓝色类星体控制的微弱增强，但它们的宿主星系并没有被最近的重大合并所主导。
2018-11-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Estimating major merger rates and spin parameters ab initio via the clustering of critical events
本文从初始密度场峰值与鞍点的拓扑并合出发，提出第一性原理模型，预测主并合率、并合间距分布及并合带来的自旋参数。
2024-05-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Morphology and Molecular Gas Fractions of Local Luminous Infrared Galaxies as a Function of Infrared Luminosity and Merger Stage
我们提出了一个新的，详细的分析的形态和分子气体分数的完整样本的65个本地发光红外星系（LIRGs）从大天文台全天LIRG调查（GOALS）使用高分辨率$I$波段图像从哈勃太空望远镜，夏威夷大学2.2米望远镜和泛STARRS 1调查。我们的分类方案包括单个未受干扰的星系，小合并，和主要的合并，后者分为五个不同的阶段，从前第一近心通道，最后核合并。我们发现，主要的分子气体丰富的螺旋合并显然发挥了重要作用的所有来源与$L_{\rm IR} > 10^{11.5} L_\odot $，然而，低于这个亮度阈值，次要的合并和长期的过程占主导地位。此外，星系不会达到$L_{\rm IR} > 10^{12.0} L_\odot $，直到合并过程的后期，当两个磁盘接近最终合并。平均分子气体分数非相互作用和早期主要合并LIRG的MGF（$= M_{\rm H_2} / (M_* + M_{\rm H_2})$）为18 $\pm 2$ %，对于中期主要合并LIRG，其增加到33 $\pm 3$ %，与以下假设一致：在主要合并的早期-中期阶段，在大的银河系中心半径处，原子气体（HI）的大部分初始大储层被向内扫掠，在那里它被转化为分子气体（H $_2$）。
2016-05-18 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
