Dry minor mergers and size evolution of high-z compact massive early-type galaxies
最近的观测表明，高z（z \sim 2 - 3）早型星系（ETG）比z \sim 0的质量相当的星系更紧凑。这种规模演变最有可能用“干合并Sceanario”来解释。然而，以前的研究基于这一方案是不能够一致地解释这两个性质的高z紧凑的大质量ETG和本地ETG。我们研究了多个连续的干子合并对紧凑的大质量ETG的尺寸演化的影响。从千年模拟数据库的分析，我们表明，这种轻微的（恒星质量比$M_{2}/M_{1} < 1/4$）合并是非常常见的层次结构形成过程中。我们进行N体模拟的顺序未成年人合并与抛物线和迎面轨道，包括一个暗物质组件和恒星组件。次并合的典型质量比为$1/20 < M_{2}/M_{1} < 1/10$。我们表明，在我们的模拟中，紧凑的卫星星系的连续小合并是最有效的促进大小的增长和减少的速度分散的紧凑的大规模ETG。合并残留物的恒星大小和密度的变化与最近的观测结果一致。此外，我们使用千禧年模拟数据库构建的合并历史的候选人的高z紧凑的大质量ETG，并估计的干小合并方案的星系的大小增长。我们可以重现$z=2$和$z=0$之间的平均尺寸增长因子，假设在我们的模拟中，在连续的小合并过程中获得的最有效的尺寸增长。然而，我们注意到，我们的数值结果是唯一有效的合并历史与典型的质量比1/20和1/10之间的抛物线和迎面轨道，我们最有效的尺寸增长效率可能是一个上限。
2012-09-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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
Two-phase galaxy evolution: the cosmic star-formation histories of spheroids and discs
从两个非常简单的公理：（1）活动星系核活动跟踪球状体的形成，（2）宇宙恒星的形成历史主要是在高红移处球状体的形成，我们导出了球状体和盘状体的恒星形成历史及其隐含的金属富集历史的简单表达式。采用Baldry-Glazebrook初始质量函数，我们使用这些关系，并应用PEGASE.2来预测z=0宇宙光谱能量分布（CSED）的球体和光盘。该模型的预测比较有利的尘埃校正CSED最近报告的银河和质量大会（GAMA）的团队从FUV通过K波段。该模型还提供了一个合理的拟合包含在球状体和光盘结构的总恒星质量最近报告的千年星系目录团队。根据我们的公理可以做出三个有趣的推论：（1）在z ~ 1.7处有一个跃迁红移，在这一点上宇宙从我们所说的“热模演化”（即，通过合并和/或坍缩的球状体形成/生长）到我们称之为“冷模演化”（即，（2）在恒星形成的主要阶段之前，几乎不需要或不需要任何预富集;（3）在目前的宇宙中，质量损失与恒星形成相当均衡，使恒星的综合质量密度接近恒定值。该模型提供了一个简单的预测的能量输出从球体和盘projenitors，球体和盘质量的积累，和宇宙的平均金属丰度富集。
2015-11-20 astro-ph.CO
A Herschel-ATLAS study of dusty spheroids: probing the minor-merger process in the local Universe
我们使用来自Herschel-ATLAS、WISE、UKIDSS、SDSS和GALEX的多波长（0.12 - 500微米）光度计，研究了23个附近具有显著尘埃带（DLSG）的球状星系。DLSG被认为是最近的小合并的残余物，使它们成为研究球状体的星际介质和附近宇宙中小合并驱动的恒星形成的理想实验室。DLSG的恒星形成率（SFR）在0.01 ~ 10 MSun yr^-1之间，中值为0.26 MSun yr^-1（比平均SG大3.5倍）。这些星系中的尘埃质量中值、尘埃与恒星质量比和尘埃温度分别约为10^7.6 MSun yr^-1、~0.05%和~19.5 K。尘埃质量至少是恒星质量损失的50倍，并且像SFR一样，与星系光度没有相关性，这表明ISM和恒星形成都有外部驱动因素。采用文献中的气体尘埃比和恒星形成的历史，从适合全色测光，我们估计，在这些系统中的中值电流和初始气体-恒星质量比分别为~4%和~7%。如果像最近的工作所指出的，在球状体中驱动恒星形成的小合并（NUV-r）>3.8（我们的DLSG的颜色范围）具有1：6和1：10之间的恒星质量比，那么卫星气体分数可能> 50%。
2013-07-30 astro-ph.CO
Exploring the connection between stellar halo profiles and accretion histories in $L_*$ galaxies
我使用一个图书馆的控制次要合并N体模拟，粒子标记技术和蒙特卡罗产生的$Λ$ CDM吸积历史研究的高度随机过程中的恒星沉积到吸积恒星晕（ASHS）的$L_*$星系。我探索的主要物理机制，驱动之间的连接的吸积历史和密度分布的灰。我认为：i）通过动力学摩擦，质量越大的卫星越能有效地将其恒星送入宿主的更深处; ii）因此，在半径和局部质量加权维里卫星-宿主质量比之间，ASH具有负梯度; iii）在$L_*$星系中，大多数ASH的密度分布特征是随着半径的增加而向更尖锐的对数斜率倾斜，尽管具有显著的晕-晕散射; iv）具有最大总离地质量的ASH是这样的，因为少数大质量卫星（而不是大量低质量卫星）的偶然吸积。
2016-07-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
How cosmological merger histories shape the diversity of stellar haloes
我们引入并应用一种新的方法来探测星系恒星晕对宇宙学合并历史和星系形成物理之间相互作用的响应。我们执行暗物质，放大模拟两个银河系质量的主机和有针对性的，控制的变化，他们的宇宙历史使用遗传修饰技术。用半经验的粒子标记方法填充每个历史的恒星晕，然后进行受控研究，所有实例都收敛到相同的大尺度结构，动力学和恒星质量，以$z=0$作为参考。这些相关的合并方案单独产生的恒星晕质量分数（1.5德克斯）的扩展到所观察到的人口，与最大的分散实现增长后期（$z\leq1$）的主要合并，分散现有的恒星，创造大规模的，在原地占主导地位的恒星晕。在$z\sim2$增加最后一次大合并会将更多的吸积恒星带入内部区域，导致外围的散射较小，这些散射主要是由随后的小事件造成的。利用我们的半经验方法的灵活性，我们表明，恒星晕质量的多样性跨场景减少，允许浅斜率的恒星质量-晕质量关系的矮星系，而它仍然保守时，中央恒星诞生的热运动学在宇宙时间。因此，恒星晕的合并依赖多样性明显地响应于分别模拟中央星系和矮星系的假设，开辟了令人兴奋的前景，以约束恒星的形成和反馈，在不同的星系质量尺度与下一代的深，测光天文台。
2022-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Radio and optical orientations of galaxies
我们研究了14302个$r$星等大于18的SDSS星系的光学等照度线位置角和射电等照度线位置角之间的相关性。我们确定两个独立的人口的星系使用的颜色，浓度和它们的主成分。令人惊讶的是，强大的统计校准发现：晚型星系是压倒性的偏向$0^{\circ}$和早型星系的位置角差$90^{\circ}$。根据标准图像，这种晚型排列很容易理解，在标准图像中，射电辐射与最近的恒星形成区域密切相关。在早期类型的星系中，无线电辐射预计是由核黑洞的吸积驱动的。我们认为，所观察到的相关性的无线电轴与短轴的大尺度恒星分布的椭圆星系的结构，例如，无论是核运动学是去耦形式的星系的其余部分提供了一个基本的见解。我们的结果暗示星系是扁球体，其射电辐射与短轴成一直线。值得注意的是，射电长轴与光学短轴的相关性的强度取决于射电响度。FIRST射电流量密度与恒星总光之比低的天体，短轴相关性强，而较强的射电源则不强。这可能反映了不同物体的不同形成历史，我们认为我们可能会看到理性支撑和非旋转支撑的椭圆星系的不同行为。
2009-09-01 astro-ph.CO
A dichotomy in radio jet orientations in elliptical galaxies
我们研究了14302个r星等大于18的SDSS星系的光学等照度线位置角和射电等照度线位置角之间的相关性。所有的星系都是由扩展的FIRST射电源确定的。对于被动早型星系，我们区分从其他使用的颜色，浓度和它们的主成分，我们发现一个强大的统计校准的射电轴与光学短轴。由于无线电发射是由吸积驱动的核黑洞，我们认为，所观察到的相关性提供了新的见解椭圆星系的结构，例如，是否从其余的星系的核运动学解耦。我们的研究结果意味着，一个显着的一部分星系是扁球体，也许旋转支持，与他们的无线电发射对准恒星短轴。值得注意的是，射电长轴与光学短轴的相关性的强度取决于射电响度。FIRST射电流量密度与恒星总光之比低的天体，短轴相关性强，而较强的射电源则不强。这种分裂可能反映了不同的形成历史，我们认为这可能是一个新的表现形式，更好地了解慢旋转和快速旋转的椭圆形之间的二分法。
2010-01-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Growth of brightest cluster galaxies via mergers since z = 1
星系团内部的等级组装与Brilliant Cluster Galvanism（BCGs）的演化直接相关，BCGs主导着丰富星系团中心的恒星光。本文利用HST成像数据研究了红移范围0.8 < z < 1.4的14个X射线选择星系团中BCGs的合并数。我们发现，在我们的样本中，星系团之间的BCGs的伴星系数量存在显着差异，这表明在相似质量的星系团中，BCGs可以有非常不同的合并历史。在BCGs周围50 kpc的半径范围内，我们发现平均有6.45个\pm 1.15质量比（伴星：BCG）在1：1和1：20之间的伴星星系。坠落的伴星在大合并（1：1 - 1：2）和小合并（1：3 - 1：20）之间显示出50/50的分裂。当与使用较低红移星系团的类似工作相比时，这些结果表明，在过去，主要和次要合并都更常见。由于合并到BCG的动力学时间尺度是相对较短的回望时间到z ~ 1相比，我们的结果表明，BCG恒星质量可能会增加多达1.8倍，因为z = 1。然而，如果从附近同伴剥离的物质最终在漫射的团内光中，BCGs的生长速率将大大降低。
2013-07-05 astro-ph.CO
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
The inner structure of very massive elliptical galaxies: implications for the inside-out formation mechanism of z~2 galaxies
我们分析了23个超大质量椭圆星系（中心速度色散大于330公里s-1），从SDSS绘制的样本。对于每个对象，我们估计的动力学质量的光剖面和中心速度色散，并比较它与恒星质量来自恒星星族模型。我们发现，这些星系的速度色散测量半径内的发光物质占主导地位。我们发现，大小和恒星质量与Re ~ M*^{1.1}$密切相关，使得在德沃库勒半径内的平均密度是M* 的一个急剧下降的函数：rho_e ~ M*^{-2.2}。这些标度很容易从维里定理推导出来，如果我们回想一下这个样本基本上是固定的（但很大）sigma_0。与此相反，在1 kpc内的平均密度几乎与M* 无关，其值与最近对z ~ 2星系的研究非常一致。1千秒差距内的质量保持大致不变的事实表明，组装的历史主要是由小合并-但我们讨论为什么这不是唯一的方式来实现这一点。此外，在我们的样本中的物体的总恒星质量通常比高红移（z ~ 2）样本大5倍，这个数量似乎很难达到。如果我们的星系是最近高红移研究的演化对象，那么我们认为，在z > 1.5时需要进行大合并，而在z < 1.5时，小合并成为大质量星系的主要生长机制。
2010-09-27 astro-ph.CO
Discovery prospects of dwarf spheroidal galaxies for indirect dark matter searches
我们研究了大型巡天望远镜（LSST）在银河系中发现新矮球状星系的前景。采用Milky-Way晕子结构模型和连接暗晕和卫星星系的唯象公式，我们得到了$V$波段的表面亮度分布，预测LSST将发现几十到几百个高于其灵敏度的矮球状星系。即将被发现的矮星将是间接寻找暗物质湮灭产率的有趣目标。我们预测了这些天体中暗物质湮灭产生的γ射线辐射的分布函数，并讨论了这些信号在费米大天区望远镜（LAT）和切伦科夫望远镜阵列（CTA）上的可探测性。通过结合预测的矮星系的信息，我们得到了预期的灵敏度$10^{-26}$ cm $^3$ s $^{-1}$（对于质量为10 GeV的暗物质粒子与费米LAT）和$5\times 10^{-24}$ cm $^3$ s $^{-1}$（对于质量为500 GeV的暗物质粒子与CTA）的湮灭截面$\langle σv \rangle$。我们发现，目前的不确定性的银河晕的质量测量是相对较小的泊松误差相比，绘制最有前途的矮星从底层的通量分布。
2019-10-14 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Modelling the formation of today's massive ellipticals
一群巨大、致密、静止的早期星系的发现改变了人们对现今椭圆星系群的合理形成的看法。传统上假设的形成历史占主导地位的“单一事件”，如早期崩溃或重大合并似乎是不完整的，必须嵌入在层次宇宙模型的背景下，连续的气体吸积和合并的小恒星系统（未成年人合并）。一旦这些过程被一致地考虑到，分层模型有利于两阶段组装过程，并且能够更好地捕捉观察到的趋势。我们回顾了该领域最近取得的一些进展。
2012-11-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The ATLAS3D Project-- VIII: Modelling the Formation and Evolution of Fast and Slow Rotator Early-Type Galaxies within $Λ$CDM
我们提出了一个简单的模型的起源的快，慢旋转早型星系（ETG）的分层$Λ$ CDM的情况下，这是基于这样的假设，即恒星盘在ETG的质量分数是代理的特定角动量表示通过$λ_R$。在我们的模型中，我们再现的分数的快速和缓慢的旋转作为一个函数的大小在\atl调查，假设快速旋转ETG有至少10%的总恒星质量的光盘组件。与\atl观测结果一致，我们发现慢旋转星系主要是$ M_* > 10^{10.5}$ M $_{\odot}$贡献$\sim 20%$的总ETG人口。我们详细地表明，快速和慢速旋转的增长历史是不同的，支持ETG的分类到这两类。慢旋转子在来自卫星的恒星质量的$\sim 50% -90%$之间吸积，并且它们最大的祖先在进化过程中平均有多达3次重大合并。相比之下，快速旋转公司的增长率不到50%，过去平均不到一次重大合并。我们发现，不同的增长历史的潜在物理原因是在大质量星系的气体冷却的放缓，并最终完全关闭。一旦冷却和相关的恒星形成停止，星系通过卫星的下落而成长。因此，频繁的小合并，通过剧烈的弛豫破坏现有的恒星盘，也倾向于降低主恒星体的比角动量，将$λ_R$降低到慢旋转体状态。节录...
2011-07-25 astro-ph.CO
VINTERGATAN-GM: The cosmological imprints of early mergers on Milky-Way-mass galaxies
我们提出了一套新的宇宙学放大流体动力学（$\approx 20\, \mathrm{pc}$空间分辨率）模拟银河质量星系研究如何变化的质量比盖亚香肠土卫二（GSE）的祖先影响的$z=0$化学动力学晕星。使用遗传修饰的方法，我们创建五个宇宙学历史的银河系质量暗物质晕（$M_{200} \approx 10^{12} \, M_\mathrm{\odot}$），逐步增加恒星质量比的$z\approx2$合并从1：25到1：2，同时固定星系的最终动力学，恒星质量和大尺度环境。我们发现，在$z=0$的这种变化在早期的历史，随着越来越多的合并，导致越来越紧凑和膨胀为主的星系显着不同的形态。尽管这种结构的多样性，所有的星系都表现出径向偏置人口的内晕恒星像银河的GSE，令人惊讶的是，有一个类似的大小，年龄，$\rm [Fe/H]$和$\rm [α/Fe]$分布是否$z\approx2$合并是更小或更大。这是因为一个较小的异地人口在$z\approx2$是由一个较大的人口形成的合并驱动的星爆，其贡献的GES可以随时间动态增长，与两个人口强烈重叠的$\rm [Fe/H]-\rm [α/Fe]$平面。我们的研究表明，多个高红移的历史可以导致类似的$z=0$化学动力学特征的晕，强调需要额外的限制来区分它们，并考虑到祖细胞的全光谱时，解释$z=0$数据重建我们的银河系的过去的重要性。
2023-03-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The stellar mass assembly of galaxies in the Illustris simulation: growth by mergers and the spatial distribution of accreted stars
我们使用的Illustris模拟研究的相对贡献，在原位恒星形成和恒星吸积的星系建立在一个前所未有的广泛的质量（$M_{\ast} = 10^9-10^{12} \, {\rm M_{\odot}}$），星系类型，环境和组装的历史。我们发现，一些模型预测的星系形成的“两相”图片是一个很好的近似，只有在我们的模拟最大的星系-即，恒星质量增长的星系低于几倍$10^{11} \, {\rm M_{\odot}}$是占主导地位的原位恒星形成在所有的红移。吸积星在$z=0$星系的恒星总质量中所占的比例显示出对星系恒星质量的强烈依赖，从银河系大小的星系的10%到$M_{\ast} \approx 10^{12} \, {\rm M_{\odot}}$天体的80%以上，但星系与星系之间的差异很大。在一个固定的恒星质量，椭圆星系和那些在年轻的晕中心形成的表现出更大的分数比盘状星系和那些在老晕形成的异位星。平均而言，离地恒星质量的50%来自主要合并（恒星质量比$μ> 1/4$），20%来自次要合并（$1/10 < μ< 1/4$），20%来自非常次要的合并（$μ< 1/10$），$\sim$ 10%来自从幸存星系剥离的恒星（例如飞越或正在进行的合并）。这些成分在空间上是分离的，原位恒星占主导地位的星系的最里面的区域，和异位恒星被沉积在较大的银河系中心的距离，以减少合并质量比。
2017-01-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
