Evolution along the sequence of S0 Hubble types induced by dry minor mergers. II - Bulge-disk coupling in the photometric relations through merger-induced internal secular evolution
星系合并被认为是透镜状星系（S 0）演化的可疑机制，即使是轻微的诱导结构变化的基础上，是难以调和的光度标度关系中观察到的强烈的膨胀盘耦合的S 0的。我们检查由干燥的中间和次要合并引起的S 0的演化是否可以再现它们的光度标度关系，分析Eliche-Moral等人（2012）提出的合并模拟的膨胀盘分解。合并诱导的光度平面的演化与S 0的数据兼容，即使在那些指示一个强大的膨胀盘耦合。在某些情况下，合并驱动所观察到的光度关系的形成，而在其他情况下，它们会引起与数据兼容的轻微分散。因此，这种演化机制倾向于保持这些标度关系。在这些光度平面的形态类型分离，合并总是导致向该地区的人口S 0的演变。的隆起和磁盘的结构耦合被保存或加强，因为合并触发内部长期过程中的主要磁盘，诱导显着的隆起增长，即使这些模型不诱导酒吧。因此，中间和次要的合并可以被认为是合理的机制，为S 0的出席其光度标度关系的演变，因为它们可以保存，甚至加强任何预先存在的结构膨胀盘耦合，触发显着的内部长期演变（即使在没有酒吧或耗散效应）。这意味着，在现今的早型盘中，可能很难将纯粹内部长期演化的影响与合并驱动的影响分开。
2013-03-04 astro-ph.CO
A coincidence of disturbed morphology and blue UV colour: minor-merger driven star formation in early-type galaxies at z~0.6
我们利用多波长测光的早期型星系（ETG）的COSMOS调查证明，低级别的恒星形成活动的ETG人口在中等红移可能是由轻微的合并。分裂的ETG成星系，显示干扰的形态指示最近的合并和那些出现放松，我们发现，约32%的ETG人口出现形态干扰。虽然放松的对象几乎完全包含在紫外线红色序列中，但它们的形态干扰对应物主导了对蓝色紫外线颜色的散射，无论亮度如何。经验和理论上确定的红移范围z<1的主要合并率低了好几倍，无法解释我们样本中受干扰ETG的比例，这表明次要合并代表了驱动我们样本中观察到的恒星形成活动的主要机制。在这些事件中形成的年轻恒星成分的年龄在0.03到0.3百万年之间，通常贡献不到10%的残余恒星质量。最近的工作表明，附近的ETG的结构演化与一个或多个小合并是一致的，我们的研究结果表明，大规模ETG的整体演化可能会受到后期小合并的严重影响，并强调需要在未来的观测调查中系统地研究这一过程。
2010-10-09 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
Minor mergers and the size evolution of elliptical galaxies
使用高分辨率流体动力学宇宙学模拟的大质量球状星系的形成，我们表明，椭圆星系可以是非常紧凑和大规模的高红移与最近的观察。吸积剥离的恒星物质随着时间的推移而增加系统的大小，而幸存的恒星核心的动力学摩擦则降低了中心浓度。在一个特定的情况下，一个球状星系的最终恒星质量为$1.5 \times 10^{11} M_{\odot}$，我们发现，有效半径$r_e$增加，从$0.7 \pm 0.2 \rm kpc$在z = 3到$r_e = 2.4 \pm 0.4 \rm kpc$在z = 0，伴随着一个数量级的有效密度减少和减少的中心速度色散约20%，在这个时间间隔。一个基于维里定理的简单论证表明，在弱束缚物质（次要合并）的吸积过程中，半径可以随着质量的平方而增加，而不是通常的主要合并的线性增加率。通过较小的合并，紧凑的高红移球状体可以演变成今天的系统，其大小和浓度与观测到的局部椭圆星系相似。这表明，小合并可能是早期类型星系的大小和密度的晚期演化的主要驱动力。
2009-06-16 astro-ph.CO
The VIMOS VLT Deep Survey: the contribution of minor mergers to the growth of L_B >= L*_B galaxies since z ~ 1 from spectroscopically identified pairs
本文在VVDS深光谱巡天中测量了L_B >= L_B * 星系的合并分数f_m。我们将运动学密偶定义为在天面上的间距为5 h ^-1 kpc < r_p <= r_p^max且在红移空间中的相对速度Δ v <= 500 km s^-1的星系。我们将r_p^max从30 h ^-1 kpc变化到100 h ^-1 kpc。我们研究了两个红移区间内的f_m和两个星系对中B带光度比μ的几个值，从1/2到1/10。我们取mu >= 1/4和1/10 <= mu < 1/4作为主合并和次合并。并合分数随z的增加而增加，并合分数对μ的依赖关系可以很好地描述为f_m（>= μ）与μ ^s成正比。s的值从z = 0.8时的s = -0.60 +-0.08演变到z = 0.5时的s = -1.02 +-0.13。明亮星系的次要合并分数随红移呈幂律（1+z）^m演化，合并分数指数m = -0.4 +-0.7，合并率指数m = -0.5 +-0.7。我们根据静止坐标系NUV-r色将我们的主星系分为红色和蓝色，发现i）红色星系的f_m较高，ii）红色星系的f_m^不随z的变化而变化，iii）蓝色星系的f_m^变化剧烈。结果表明，由于大小合并，正常L_B >= L*_B星系的质量自z ~ 1以来增长了约25%.合并的质量增长的相对贡献是约25%，由于较小的合并和约75%，由于主要的。合并的相对效应对红色星系…
2011-02-22 astro-ph.CO
The effects of a hot gaseous halo on disc thickening in galaxy minor mergers
我们采用流体动力学模拟研究耗散气体物理的影响，在较小的合并盘星系的垂直加热和增厚。我们第一次提出了一套模拟，其中包括一个扩散，旋转，冷却，热气体晕，宇宙流体动力学模拟以及星系形成模型预测。我们研究了在1：10和1：5合并过程中，这种新的气体成分对类银河系恒星盘垂直结构的影响。对于1：10合并，我们发现没有增加最终薄盘规模的高度相比，孤立的模拟，导致的结论，薄盘可以存在，即使在1：10合并后，如果有合理数量的热气体。其原因是新的冷气体的吸积，导致形成了一个巨大的新的薄恒星盘，主导了表面亮度分布。在以前的研究中，我们只包括冷气在磁盘中，我们表明，冷气的存在减少了增厚的一个小合并相对于无气体的情况。在这里，我们表明，在冷却热晕存在的情况下，天秤高度的演变由新星盘的形成主导。在这种情况下，厚盘是在z> 1的小合并中变厚的旧恒星盘，而薄盘是合并后重新形成的新恒星盘。此外，我们研究了1：5合并过程中尺度高度的演变，发现即使在合并后，只要有足够的热气，也可以存在薄盘。在我们的模拟中，最终的尺度高度取决于热气晕的质量，风的效率和合并质量比。我们发现合并后的值在0.5 <z0 <1.0 kpc的范围内与观测的本地星系的限制。
2011-08-08 astro-ph.CO
The importance of minor-merger-driven star formation and black-hole growth in disk galaxies
我们使用SDSS条纹82经验量化的恒星质量和黑洞增长引发的局部螺旋（盘）星系的小合并。由于大的合并破坏了盘并产生了球状体，因此形态上受到干扰的螺旋体很可能是小合并的残余。扰动螺旋星系表现出增强的比恒星形成率（SSFRs），这种增强在“后期”形态类型的星系（有更多的气体和更小的凸起）中增加。通过将SSFR增强与螺旋在这种“增强”模式中花费的时间分数相结合，我们估计，在局部螺旋中，约40%的恒星形成是由小合并直接触发的。扰动螺旋也表现出更高的核吸积率，这意味着较小的合并提高了中央黑洞的增长率。然而，比吸积率显示出比SSFR中的增强更低，这表明恒星质量和黑洞增长之间的耦合在小合并驱动的情节是弱的。鉴于恒星形成的重要部分是由轻微的合并引发的，这种较弱的耦合可能有助于在螺旋中的恒星与黑洞质量关系中观察到的大的内在散射。将我们的结果与早期星系中的恒星形成相结合-这是次要合并驱动的，占恒星形成预算的约14%-表明局部宇宙中大约一半的恒星形成活动是由次要合并过程引发的。
2014-02-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
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 NGC7771+NGC7770 Minor Merger: Harassing the Little One?
对质量比通常大于3：1的小型合并的数值模拟预测，全球恒星形成活动几乎没有增强。然而，这些模型也预测卫星星系比主星系更容易受到相互作用的影响。我们使用光学积分场光谱和深光学成像研究NGC 7771 + NGC 7770相互作用系统（~10：1恒星质量比）来验证这些预测。我们发现，卫星星系NGC 7770目前正在经历一个星系范围的星暴，大部分的可见光来自年轻和后星暴恒星星族（<1 Gyr）。这个星系位于复合星系的局部恒星形成序列之外，具有增强的综合特定恒星形成率。我们还在NGC 7770的外围探测到Halpha发射的气体细丝。这些气体似乎是从两个星系中的一个星系剥离出来的，并受到冲击的激发。所有这些结果与NGC 7770在第一次近距离通过后的小合并诱导的恒星形成事件一致。在主星系NGC 7771上没有观察到这种效应。
2012-06-08 astro-ph.CO
Optical IFU Observations of the Brightest Cluster Galaxy NGC 4696: The Case for a Minor Merger and Shock-excited Filaments
利用澳大利亚国立大学Siding Spring天文台2.3米望远镜的宽视场光谱仪（WiFeS）对半人马座星系团核心附近（z ~ 0.01）最亮的星系团星系NGC 4696进行了深光学积分场光谱观测。我们调查的形态，运动学和激发的发射线丝，并讨论这些在一个未成年人合并模型的背景下。我们认为，在这个对象中的发射线细丝有其起源于吸积的气体丰富的星系，他们被激发的v ~100-200公里/秒的冲击驱动到冷的细丝气体的冲压压力的跨音速通道的合并系统通过热晕气体的NGC 4696。
2010-09-16 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
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
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
Can Gas prevent the Destruction of Thin Stellar Discs by Minor Mergers?
我们研究了盘星系在小合并过程中耗散气体物理对垂直加热和增厚的影响。我们产生了一套轻微的合并模拟银河系类星系。该套件包括无碰撞模拟以及流体动力学运行，包括银河系盘中的气体成分。我们发现，在无耗散模拟轻微合并导致磁盘的规模高度增加到一个因素~2。当考虑到盘中存在气体时，对于20%（40%）的初始盘气体分数，该增厚减少了25%（50%），导致在0.6和0.7kpc之间的最终刻度高度z 0，而与初始刻度高度无关。我们认为，气体的存在减少磁盘加热通过两种机制：吸收动能的气体和/或形成一个新的薄恒星盘，可以导致加热的恒星向盘平面重新收缩的冲击能量。我们表明，在我们的模拟中，大部分的气体被消耗在合并过程中，因此，一个新的薄盘的再生有一个可以忽略不计的影响合并后的星系的z 0。在我们的模拟中发现的最终盘标度高度与螺旋星系垂直结构的研究非常一致，其中大多数系统的标度高度为0.4 kpc <z 0 < 0.8 kpc。我们还发现，最近对银河系薄盘的尺度高度的测量与我们的流体动力学模拟结果之间没有紧张关系。我们的结论是，在银河系和外部星系薄盘的存在是不明显的冲突与CDM模型的预测。
2009-12-14 astro-ph.CO
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
Evolution along the sequence of S0 Hubble types induced by dry minor mergers. I - Global bulge-to-disk structural relations
最近的研究认为，星系合并不是S0演化的重要驱动力，因为合并不能保持这些星系中观测到的凸起和盘尺度长度之间的耦合，并且它们的比率与S0哈勃类型缺乏相关性。我们调查是否产生碰撞的中间和次要合并到S0星系的N-体模拟的残留物演变履行全球结构关系观察到这些星系的凸起和磁盘之间。不同的初始膨胀盘比的主要S0被认为是，以及不同的卫星密度，质量比，和轨道的遭遇。我们分析了最终形态的残留物的图像模拟典型的观测条件的S0调查。我们推导出凸起+磁盘分解的最后残留物比较其全球的凸起磁盘结构与观测。我们发现，所有的残余物目前未受干扰的S0形态根据专门调查的处方。干的中、小型合并引起显著的球核生长（S0c → S0b和S0b → S0a），但对球核和盘尺度长度的影响很小。因此，如果这两个组件之间的耦合在合并之前就存在，那么相遇不会破坏这种耦合。这一事实提供了一个简单的解释，缺乏相关性之间的比例的凸起和磁盘的规模长度和S 0哈勃类型的观测报告。这些模型证明，干燥的中间和次要合并可以诱导全球结构演化的序列中的S0哈勃类型与观测兼容，这意味着这些过程不应该被丢弃的演化场景中的S0的只是在这些星系的凸起和磁盘尺度长度之间观察到的强耦合的基础上（删节）。
2012-09-24 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
Composite star formation histories of early-type galaxies from minor mergers: prospects for WFC3
通过数值模拟研究了邻近早型星系的恒星形成历史。理想化的流体动力学N体模拟与恒星形成处方被用来研究一个巨大的星系（主机）和一个质量较小的螺旋星系（卫星）合并的年龄和合并的祖先的金属丰度合理的假设之间的轻微合并过程。我们发现，恒星形成率的演变是延长了几个动力学的时间，并显示出对应于近心点通道的卫星的峰值。新形成的恒星主要位于卫星残骸的中心部分，而初始盘的较老恒星则沉积在较大半径的壳状结构中。在卫星最后一次坠落后，残骸中心部分的恒星形成可以持续几个陀螺，这取决于恒星形成的效率。虽然新恒星的质量分数很小，但我们发现在V和H波段，半质量半径与半光半径不同。此外，使用哈勃空间望远镜（HST）上的宽视场相机3（WFC 3）的特征滤波器在J，H，NUV，Hb和V波段合成的2D图像显示，在最后一次俯冲期间和之后，特别是在NUV波段，可以清楚地观察到由富含气体的小合并引起的残余恒星形成。对于（z<0.023）处的相互作用系统，在中等数量的轨道上（~2个轨道对应于~3600秒的典型暴露时间）。这表明WFC 3有可能解决这些子结构，描述过去可能的合并事件，并为早期星系的形成提供线索。
2010-05-31 astro-ph.CO
Minor merger-induced cold fronts in Abell 2142 and RXJ1720.1+2638
我们提出的证据存在的“松弛出现”冷锋团Abell 2142和RXJ 1720.1 +2638的子结构。这些子结构的检测是可能的综合多目标光学光谱获得的Hectospec和深度成像多目标光谱仪仪器上的6.5米MMT和10米凯克II望远镜，分别。这些观测分别产生了956个和400个光谱确认的星团成员，其投影半径分别为Abell 2142和RXJ 1720.1 +2638的3Mpc。子结构表现为成员星系空间分布的局部峰值，也表现为局部速度子结构区域。对于Abell 2142和RXJ1720.1+2638，我们确定了组尺度的子结构，当考虑到冷锋的形态和时间，因为从冷锋半径估计的扰动物的近心通道，可能会扰动集群核心，并产生在钱德拉图像中观察到的冷锋。这里提出的结果是一致的冷锋合并活动的结果，并与冷锋在轻松出现集群是由于轻微的合并活动。
2011-09-26 astro-ph.CO
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
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
Minor mergers and their impact on the kinematics of old and young stellar populations in disk galaxies
通过N体模拟，我们研究了次要合并对合并残余物的角动量和动力学性质的影响。我们的模拟涵盖了一系列的初始轨道特征和气体到恒星的质量分数（从0到20%），并包括恒星形成和超新星反馈。我们证实和扩展以前的结果表明，恒星组件的特定角动量总是独立的轨道参数或卫星的形态减少，并在主星系的旋转速度的减少是伴随着轨道的各向异性的变化。然而，这种减少只会影响旧的恒星星族，而不会影响在合并过程中由气体形成的新的恒星族。这意味着合并过程会导致老恒星和年轻恒星的旋转支持差异越来越大，老恒星相对于新恒星滞后。即使我们的模型不是专门用来再现银河系及其吸积历史的，我们发现，在某些条件下，所发现的模型化旋转滞后与在银河系盘中观察到的一致，因此表明小合并可能是产生它的可行方法。滞后可以随着与盘中平面的垂直距离而增加，但只有当卫星沿着直接轨道吸积时，在所有情况下，对滞后的主要贡献来自于最初在主盘中的恒星，而不是来自于卫星星系中的恒星。我们还讨论了在残余盘中创建反向旋转恒星的可能性，它们的分数作为从星系中平面的垂直距离的函数，以及多次合并对它们的创建的累积效应。
2011-10-04 astro-ph.CO
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
Photometric studies of Abell 1664: The subtle effect a minor merger has on cluster galaxies
结合$BRI$测光和钱德拉X射线数据档案已被用来分析一个小合并对A1664星系人口的影响。我们在星系团星系的二维空间分布中利用自适应平滑技术来揭示星系团核心以南800 kpc的子结构$\sim$。我们确定这个子结构最有可能的残余核心的合并组已通过pericentre和负责触发冷锋的集群核心。我们定义了两个样本，以代表两个不同的环境中A1664根据子结构的位置。我们使用CAS、M $_{20}$和Gini对这些样本进行形态分析，以推断这种相互作用是否对团星系产生了任何显着影响。我们发现在内部样本中发现了更多的非对称星系（在3.7 $σ$水平上），这可能是由于合并群通过核心通道时星系-星系相互作用的结果。在我们的形态分析中，内部和外部集群之间没有发现其他差异，我们将其归因于图像的有限分辨率。发现星系的颜色分布与形态-密度关系一致，表明A1664中没有独特的环境效应增强了星系的转变。这项研究有利于恒星形成的星系团被淬火之前，它能够与合并集团相互作用，并表明，一个小的集群合并对星系团的可观测参数，如形态和颜色的影响不大。
2014-01-20 astro-ph.CO
The dominant role of mergers in the size evolution of massive early-type galaxies since z ~ 1
本文测量了大质量早型星系（M_star >= 10^11 M_Sun）在COSMOS场中的合并比例和合并率，包括合并率的大小，并研究了它们在质量和大小演化中的作用。我们使用COSMOS中的30波段测光星表，再加上zCOSMOS巡天的光谱学，来定义距离为10 h ^-1 kpc <= r_p <= 30 h-1 kpc、相对速度Δ v <= 500 km s^-1的密偶。我们测量了大质量星系的主（恒星质量比μ = M_star，2/M_star，1>= 1/4）和次（1/10 <= μ < 1/4）合并分数，并研究了它们与红移和形态的关系。大质量星系的合并率和合并率的演化符合幂律（1+z）^n，大质量星系的合并率随红移的增加而增加，n_MM = 1.4，小质量星系的合并率随红移的增加而增加，n_mm ~ 0.当按形态分裂时，早期类型的次要合并分数比螺旋高出三倍，并且两者几乎都随红移而恒定。我们的结果表明，大质量早型星系自z ~ 1以来经历了0.89次合并（0.43次合并和0.46次合并），导致质量增长约30%。我们发现，mu >= 1/10合并可以解释约55%的观测到的这些星系的大小演化，因为z ~ 1。另外约20%是由于祖先的偏见（年轻的星系更扩展），我们估计非常小的合并（μ < 1/10）可能会贡献额外的约20%。剩余的~5%应该来自其他过程（例如，绝热膨胀或观测效应）。这张照片…
2012-11-05 astro-ph.CO
A Novel Approach to Constrain the Mass Ratio of Minor Mergers in Elliptical Galaxies: Application to NGC 4889, the Brightest Cluster Galaxy in Coma
小合并被认为是大质量椭圆星系的形成和结构演化的重要因素。在这项工作中，我们报告发现了一个系统的四个壳功能的后发座星系团的最明亮的成员之一，NGC 4889，使用哈勃太空望远镜和斯隆数字巡天的光学图像。这些壳层与主星系的主轴对齐，很可能是由一个小卫星星系的吸积形成的。我们对NGC 4889及其附近许多重叠的邻近星系进行了详细的二维光度分解。这个全面的模型不仅使我们能够牢固地检测到低表面亮度的外壳，而且至关重要的是，还可以准确地测量它们的亮度和颜色。壳层比主星系中相同半径的底层恒星更蓝。我们利用壳层的颜色和后发座星系团的颜色-星等关系来推断其前身星系的光度（或质量）。NGC 4889中的壳层似乎是由一个中等光度（M_I~-18.7等）盘状星系（S0或螺旋星系）的微小合并产生的，其光度（质量）比为90：1。在这项工作中提出的新方法可以用来解码化石记录印在光度子结构的其他附近的早期型星系。
2013-05-22 astro-ph.CO
Star Formation Properties in Barred Galaxies(SFB). I. Ultraviolet-to-Infrared Imaging and Spectroscopic Studies of NGC 7479
大尺度条和微小的合并是星系长期演化的重要驱动力。利用银河系演化探测器的地面光学图像和光谱以及紫外数据和斯皮策空间望远镜的红外数据，对棒星系NGC 7479的恒星形成特性进行了多波长研究，该星系也具有明显的小合并特征。利用各种恒星形成示踪剂，我们发现在恒星棒和小合并的共同作用下，恒星形成活动主要发生在星系棒和臂上，而恒星形成速率从棒到盘是变化的。在光谱合成的帮助下，我们发现棒区在大约1亿年前发生了强烈的恒星形成，并且恒星棒的年龄可能是$\sim$ 10 Gyr。通过将我们的结果与Jogee等人的长期进化情景进行比较，我们认为，NGC 7479目前可能正处于长期演化的过渡阶段，它最终可能成为一个早型星系或亮红外星系。我们还注意到NGC 7479最近发生了可能的小合并事件，我们发现了两个小合并残留物的候选者。
2011-07-05 astro-ph.CO
Mapping the ionised gas around the luminous QSO HE 1029-1401: Evidence for minor merger events?
我们目前的VIMOS积分场光谱的最明亮的无线电安静类星体的南天HE 1029-1401在红移z=0.086。宽带成像的标准分解技术被扩展到积分场数据，以便对类星体和宿主发射进行分解。我们进行了一个尝试性的分析恒星连续发现一个年轻的恒星星族（<1亿年）或嵌入在一个老的恒星星族（10 Gyr）典型的大质量椭圆星系的一个无特征的连续。恒星速度色散σ *=320 \pm 90 km/s，黑洞质量对数M_BH/M_sun =8.7 \pm 0.3，在误差范围内与M_BH-σ * 关系是一致的。我们首次绘制了HE 1029-1401周围的二维电离气体分布和气体速度场。虽然恒星的主机形态是纯椭圆形的，我们发现一个高度结构化的电离气体分布到16千秒差距的类星体。这种气体仅由类星体辐射高度电离，并且金属丰度明显低于宿主恒星质量的预期，表明气体的外部起源很可能是由于微小的合并。我们发现一个旋转的气体盘周围的类星体和一个分散为主的非旋转的气体成分内的中央3千秒差距。在更大的距离上，速度场受到严重干扰，这可能被解释为过去较小合并事件的另一个特征。或者，在电离气体中看到的弧形结构也可能表明有一个大规模的膨胀气泡，以活动核为中心，并可能由活动核驱动。
2010-05-17 astro-ph.CO
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
Abell 1201: a Minor merger at second core passage
本文对合并星系团Abell~1201的结构和动力学进行了分析。Abell~1201在一个冷却核周围有两个晃动冷锋，在中心西北约500 kpc处有一个偏移的气体核。新的钱德拉和XMM-牛顿数据显示，在偏移核心以东有一个亮度增强的区域，沿其北部和东部边界的表面亮度有中断。这被解释为从偏移岩心剥离的气体的尾部。偏离核心和尾部的气体与距团中心相同距离的其他气体的区别主要在于具有较高的密度，因此具有较低的熵。此外，偏移核心显示略低于周围地区的温度和金属丰度。冷核的金属丰度较高，而在南方冷锋附近金属丰度突然下降。我们解释所观察到的系统的属性，包括冷锋的位置，在一个简单的合并方案的偏移核心和它的尾巴。偏置核心是合并子星团的残余，它首先通过主星团中心东南的近心，现在接近第二个近心通道，移动速度约为1000 km/s。合并激发的晃动产生了两个冷锋，冷锋的分布表明，我们从靠近偏置核轨道的平面观察合并。
2012-05-08 astro-ph.CO
Tidal Tails of Minor Mergers II: Comparing Star Formation in the Tidal Tails of NGC 2782
奇特的螺旋星系NGC 2782是一次质量比约为4：1的小型合并的结果，发生在约2亿年前。这种合并产生了分子和HI丰富，光学明亮的东部尾巴和HI丰富，光学暗淡的西部尾巴。Braine等人（2001年）在西尾没有探测到CO，表明恒星的形成还没有开始。然而，深UBVR和H-α窄带图像显示了西尾最近恒星形成的证据，尽管它缺乏大质量的星团和星团复合体。使用Herschel PACS光谱学，我们在东部尾部三个最明亮的H-α源的位置发现了158微米的[CII]发射，但在西部尾部更明亮的H-α源的位置却没有。西尾有正常的恒星形成效率（SFE），但东尾的SFE较低。缺乏CO和[CII]的排放表明西尾HII区域可能具有较低的碳丰度，并且正在经历其第一次恒星形成。西尾在形成恒星方面更有效，但缺乏大质量的星团。我们认为，在东尾的低SFE可能是由于它的形成作为一个飞溅的区域，气体加热是重要的，即使它有足够的分子和中性气体，使大规模的星团。西尾的气体表面密度较低，不会形成高质量的星团，是一个潮汐形成的区域，重力压缩可能会促进恒星的形成。
2013-07-30 astro-ph.CO
Globular cluster populations and the kinematical fingerprints of minor mergers
我们利用Monte Carlo $Λ$ CDM组装历史、小合并N体模拟以及晕质量与球状星团（GC）丰度之间的经验关系，用$M_{vir}(z=0)=10^{13.5}M_\odot$研究了大质量星系中晕GC的运动学性质.虽然吸积恒星晕的贡献占主导地位的大规模的卫星，我们表明，低维里质量的卫星（即低卫星-主机维里质量比，VMRs）是重要的贡献者人口的吸积GC。低VMR的吸积事件的相对贡献是最高的晕人口的蓝色GC和逐渐减少的红色GC和吸积星。作为一个结果的动力学摩擦的效率降低，轻微的合并，我们的人口宇宙吸积的蓝色GC系统的空间扩展，并具有较高的速度色散比红色GC，与观测结果一致。出于同样的原因，组装的历史，包括一个较小的合并更高的分数，在空间上扩展的GC人口的结果。GC视线速度分布的峰度为负值$κ$，最近观察到，在我们的模型中无处不在。因此，$κ<0$与吸积情景并不矛盾，事实上，它是小合并重要贡献的指纹。然而，我们的人口的吸积GC仍然主要是径向偏置，与配置文件的各向异性参数$β$是温和的径向中心（$β(r<10~{\rm kpc})\sim0.2$）和强烈的径向各向异性在大galactocentric距离（$β(r>30~{\rm kpc})\gtrsim0.6$），红色和蓝色的人口。
2018-10-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Characteristics of thick disks formed through minor mergers: stellar excesses and scale lengths
通过N-body/SPH模拟，我们研究了通过小合并形成的厚盘的形态学特性。结果表明，厚盘并合后的垂直面密度分布服从sech函数，在远离盘中面的区域（z>2kpc）存在过剩。这种恒星过剩也遵循一个sech函数，其尺度高度比主要的厚盘组件更大，并且通常由来自主星系的恒星主导。在超星系中的恒星的自转速度比在厚星系盘中的恒星的自转速度要低，因此它们可能会与内星系晕中的恒星混淆。厚盘尺度高度随半径的增加而增加，并且对于富含气体的原始星系，其增加的速率较小。相反，恒星过剩的标度高度与半径和气体分数无关。我们还发现，合并后的厚盘的径向尺度长度比薄盘的径向尺度长度大10-50%。两次连续的合并对恒星盘的加热效果基本上与总质量相同的单次合并相同。为了研究如何通过长期过程产生的厚磁盘可能不同于那些产生的小合并，我们还模拟了引力不稳定的富气磁盘。这些盘既不会产生恒星过剩，也不会产生大于1的厚盘与薄盘尺度长度之比。我们的模拟结果与观测到的银河系和邻近星系的厚盘与薄盘尺度长度之比以及银河系的Toomre图是一致的。我们的结论是，小合并是一个可行的机制，为创建银河系厚盘和调查恒星在几个千秒差距以上的银河系和其他星系的中平面可能提供一个定量的方法来研究星系的小合并的历史。
2011-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
A minor merger scenario for the ultraluminous X-ray source ESO 243-49 HLX-1
点状X射线源HLX-1是已知最亮的超亮X射线源，也可能是最强的中等质量黑洞候选者。HLX-1位于S 0星系ESO 243-49中，但相对于核心偏移，其光学对应物被识别为大质量星团。在本文中，我们研究，通过N体/光滑粒子流体动力学模拟，ESO 243-49正在经历（或刚刚经历）与富含气体的低质量晚型星系的小合并的情况。模拟结果表明，在ESO 243-49中观测到的恒星形成率（SFR）是相互作用的结果，并且伴星系已经经历了第二次近心点通过。我们认为HLX-1的对应物与次级星系的核心（可能与核星团）相吻合。我们估计，如果小合并假设是正确的，那么与HLX-1类似的X射线源的数密度约为10^-6 Mpc^-3。
2012-04-29 astro-ph.CO astro-ph.HE
The minor role of gas-rich major mergers in the rise of intermediate-mass early types at z <~ 1
我们研究了从z ~ 1到现在星系结构的演化。从GOODS-S多波段星表中，我们定义了（蓝色）光度和质量加权样本，限制在M_B <= -20和M_star >= 10^10 M_Sun，分别包括1122和987个星系。我们提取早期型（E/S 0/Sa）和晚期型（Sb-Irr）子样本的浓度不对称平面，其中星系表现出明显的双峰的位置。我们发现，早型分数，f_ET，上升与宇宙时间，与相应的减少，在晚型分数，f_LT，在光度和质量选择的样品。然而，共动数密度的演化是非常不同的：M_B ≤-20个星系的总数密度自z = 1以来的减少是由于晚型星族的减少，它占研究范围内总恒星形成率的~75%，而在相同的红移范围内，M_星>= 10^10 M_日星系的总数密度的增加是由于早期类型的演化。这表明，我们需要在形成恒星的晚型星系和恒星质量所在的早型星系之间进行结构转换。将观测到的演化与GOODS-S中的富气体主合并速率进行比较，我们推断，自z ~ 1以来出现的M_star >= 10^10 M_Sun的新的早型星系中，只有约20%可以用这种合并来解释，这表明小合并和长期过程可能是中等质量结构演化的驱动机制（M_star ~ 4x10^10 M_Sun）星系自z ~ 1。
2010-01-28 astro-ph.CO
A minor-merger origin for inner disks and rings in early-type galaxies
核盘和核环是常见的星系子结构，有着广泛的形态类型（从S 0到Sc）。我们通过无碰撞N体模拟研究了旋涡星系内盘和内环的可能的小合并起源。这些模型证实，微小的合并可以驱动卫星物质在星系中心形成薄的、运动学上冷的结构，而不需要之前形成的棒。由于卫星轨道通过动力学摩擦经历的强圆化，卫星核心颗粒倾向于在中心势中以圆形轨道沉积。如果卫星是密集或大质量的，卫星核心的物质会到达残余中心，形成一个薄的内盘;而在低质量卫星的情况下，它在到达中心之前就被完全破坏，形成一个内环。
2009-11-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Anatomy of a post-starburst minor merger: a multi-wavelength WFC3 study of NGC 4150
我们使用哈勃太空望远镜上的宽视场相机3（WFC 3）对NGC 4150进行了空间分辨的近紫外/光学研究。先前对这个早期型星系（ETG）的研究表明，它具有大量的分子气体，具有运动学解耦的核心（可能是最近合并的迹象）和强烈的中心H_B吸收（表明是年轻恒星）。NGC 4150的核心显示出无处不在的近紫外辐射和显着的尘埃亚结构。我们的分析表明，这个星系位于近紫外绿谷，其逐像素测光显示出窄范围的近紫外/光学颜色，类似于附近的E+A（后星爆）星系。我们parametrise最近的恒星形成（年龄，质量分数，金属丰度和内部尘埃含量）在NGC 4150像素通过比较所观察到的近紫外/光学光度恒星模型的属性。最近的恒星形成（RSF）的典型年龄约为0.9 Gyrs，与近紫外线颜色与星爆后系统的相似性一致，而年轻组成部分的形态结构支持拟议的合并方案。RSF的金属丰度，代表气体燃料恒星形成的金属丰度，约为0.3 - 0.5 Zsun。假设这个星系是一个合并的星系，并且气体主要来源于下落的伴星，这些金属丰度合理地表明了吸积卫星的气相金属丰度（GPM）。与局域质量-GPM关系的比较表明（粗略地）吸积系统的质量约为3 × 10^8 Msun，使NGC 4150成为1：20的小合并。像素RSF质量分数的总和表明RSF贡献了大约2- 3%的恒星质量。这项工作重申了我们的假设，小合并发挥了重要作用的ETGs的演变在晚时代…
2010-11-24 astro-ph.CO
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
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
Dark influences III. Structural characterization of minor mergers of dwarf galaxies with dark satellites
在目前的和谐宇宙学中，小晕被认为是完全黑暗的，并且在轻微的合并相互作用期间可以显著地扰动低质量星系。这些相互作用很可能有助于矮星系人口的多样性。在这个领域中的矮星系经常被观察到在结构，形态和运动学上有特殊性，以及没有明显原因的恒星形成的强烈爆发。我们的目标是描述矮星系与暗卫星的微小合并的特征，以帮助它们的观测识别。我们探索和量化的各种结构，形态和运动学指标合并矮星系及其残余物使用一套流体动力学模拟。与暗卫星合并的最敏感指标是气体和恒星分布的大不对称性，增强的中心表面亮度和星爆，以及冷气体和恒星成分之间的速度偏移和错位。一般而言，合并系统涵盖最常用指标的各种值，而孤立对象往往具有更有限的值。有趣的是，我们在模拟中发现，恒星形成的显著偏心爆发可以精确定位暗卫星的位置。具有这种特点的观测系统也许是最有希望揭示迄今失踪卫星的存在的系统。
2016-09-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
History of Galaxy Interactions and their Impact on Star Formation over the Last 7 Gyr from GEMS
利用GEMS HST、COMBO-17和Spitzer观测数据，对3698个（M* ≥ 1 e9 Msun）星系在z~0.24- 0.80（回视时间T_b~3- 7 Gyr）范围内的星系合并频率及其对恒星形成的影响进行了综合估算。我们的结果是：（1）在790个高质量（M* ≥ 2.5e ~（10）Msun）星系中，z~（0.24）--0.80范围内的视标合并率为9% ± 5%至8% ± 2%。在这一区间内，主要和次要合并分数的下限分别为1.1%至3.5%和3.6%至7.5%。这是第一次对z<1时小合并频率的近似经验估计。对于~0.5 Gyr的可见时间尺度，在T_b~3- 7 Gyr，~68%的高质量系统经历了质量比>1/10的合并，其中~ 16%、45%和7%分别对应于主要、次要和不明确的“主要或次要”合并。平均合并率为几个x 1 e-4 Gyr-1 Mpc-3。(2)我们比较经验合并的分数和高质量星系的速率一套基于Lambda CDM的模型：晕占据分布模型，半解析模型和流体动力学SPH模拟。我们发现定性的意见和模型之间的协议，使（主要+次要）合并分数或从不同的模型括号的意见率，并显示了五个分散的因素。近期的改进现在可以开始排除某些合并场景。(3)在~3698个M*>= 1 e9 Msun星系中，我们发现在z~0.24--0.80范围内，可见并合系统的平均SFR与非相互作用星系相比…
2009-03-22 astro-ph.CO
Galaxy Zoo: dust lane early-type galaxies are tracers of recent, gas-rich minor mergers
我们提出的第二个两篇论文的起源和演化的本地早期型星系展示尘埃功能。我们使用光学和无线电数据来研究这些物体中的活动星系核（AGN）活动的性质，并与精心构造的对照样本进行比较。我们发现尘埃带早型星系比对照样本星系更有可能拥有发射线活动星系核。此外，在尘埃带早期类型中，射电和活动星系核发射线活动有很强的相关性，而在对照样品中则没有。尘埃带早型星系在富环境和贫环境中表现出相同的活动星系核性质分布，暗示了类似的触发机制。相比之下，对于没有灰尘特征的早期类型，情况并非如此。这些发现有力地表明，尘埃带早型星系是在富含气体的合并过程中形成的星暴系统。这些天体中恒星形成和黑洞吸积速率的提高提供了支持这一假设的进一步证据。因此，尘埃带早期类型代表了恒星爆发和静止星系之间的演化阶段。在这些天体中，活动星系核已经被触发，但尚未完全破坏恒星形成所需的气体储存。
2012-08-23 astro-ph.CO
A minor merger scenario for the ultraluminous X-ray source ESO 243-49 HLX-1 - II. Constraints from photometry
点状X射线源HLX-1靠近S0星系ESO 243 - 49，是已知最亮的超亮X射线源，也是最强的中等质量黑洞候选者之一。我们认为，HLX-1的对应物可能是一个卫星星系的核心，与S0星系进行轻微的合并。我们调查这种情况下运行一组N体/平滑粒子流体动力学模拟的S0星系和气体丰富的膨胀卫星星系之间的轻微合并，并通过比较的结果与可用的测光哈勃太空望远镜（HST）的数据ESO 243 - 49和HLX-1对应。特别是，我们推导出合成表面亮度轮廓模拟对应的HLX-1在六个HST过滤器，从远紫外（FUV）到红外波长。这样的合成配置文件包括一个贡献，从恒星星族与模拟中断的卫星和辐射盘模型的贡献。这些与观测到的HLX-1对应物的表面亮度轮廓相当一致，前提是合并处于足够晚的阶段（自第一次近心点通过以来>~2.5 Gyr）。模型和观测之间的主要区别是在FUV波段，HST图像显示模糊和扩展的发射。我们发现，ESO 243 - 49的隆起的光谱能量分布不能用一个单一的老恒星星族来解释，但需要存在一个年轻的恒星成分。这与我们的N体模拟得出的恒星形成历史非常一致，并且是对小合并场景的进一步暗示。
2013-05-02 astro-ph.CO astro-ph.HE
Simulations of minor mergers. II. The phase-space structure of thick discs
我们分析的相空间结构的模拟厚光盘，是一个显着的合并盘星系和卫星之间的结果。我们的主要目标是确定银河系厚盘合并起源的特征印记。我们发现，厚盘星的空间分布预测是不对称的，似乎与最近的观测银河系厚盘。在太阳附近，吸积恒星的旋转速度会更慢，速度分布会更宽，并且会优先占据视线速度分布的两翼。在我们的厚盘模型中的大多数恒星都具有低偏心率轨道（明确参考预先存在的加热盘），这导致了它们的视线速度作为银河经度的函数的特征（正弦）模式。厚盘星的角动量的z分量提供了一个明确的判别恒星从预先存在的光盘和那些从卫星，特别是在大半径。这些结果是强大的对特定的选择在我们的模拟中的初始条件，从而提供干净的测试盘加热通过一个小合并的情况下形成厚盘。
2009-02-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The slowing down of galaxy disks in dissipationless minor mergers
我们研究了无耗散小星系合并对残余角动量的影响。我们的模拟涵盖了一系列的初始轨道特征和系统组成的一个大质量的星系与一个大得多的（十分之一或二十分之一）无气体的同伴，它具有各种形态（盘或椭圆形）和中央重子质量浓度的凸起和磁盘合并。在合并过程中，轨道角动量重新分配到最终系统的内角动量中;主星系的内角动量可以根据轨道自旋矢量的相对方向（正向或逆行）增加或减少，而最初不旋转的暗物质晕总是获得角动量。恒星分量的比角动量总是减小而与卫星的轨道参数或形态无关，原星系自转速度的减小伴随着轨道各向异性的变化，合并残余物的自转速度与速度色散之比低于初始值这不仅是由于色散的增加，而且还由于盘旋转的减慢。我们简要地讨论了这些结果的天体物理学意义，这表明轻微的合并不会导致一个“随机行走”的过程中的恒星盘组成的星系的角动量，而是一个稳定的减少。较小的合并可能发挥作用，在生产中观察到的Tully-Fisher关系的S 0星系，以及在增加的速度色散和减少$v/σ$在大半径的S 0星系中观察到的大散射。
2010-02-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Resolving the Discrepancy of Galaxy Merger Fraction Measurements at z ~ 0 - 3
我们使用UltraVISTA/COSMOS $Ks$ -波段选择的星表测量大质量星系的合并分数，并在HST/WFC 3 $H$ -波段选择更深，更高分辨率的3DHST+CANDELS星表，提供最大的质量完整的光度合并样本高达$z\sim3$。我们发现，选择合并使用的$H_{160}$带通量比导致合并分数增加红移，而选择合并使用恒星质量比导致减少红移的依赖。定义恒星质量比分别为1：1 - 4：1和4：1 - 10：1的主合并和次合并，结果表明在$z=0.1-2.5$期间，平均质量（log $(M_{\star}/M_{\odot}) \geqslant 10.8$）星系发生了$\sim$ 1主合并和$\lesssim$ 1次合并。如果我们使用$H$ -频带通量比选择，则可能存在额外的$\sim 0.5(0.3)$主（次）合并。观测到的主要合并量本身就足以解释观测到的超大质量（log $(M_{\star}/M_{\odot}) \geqslant 11.1$）星系的数密度演化。我们认为，这些非常巨大的星系可以把最大的$6\%$的恒星质量，除了主要和次要合并，使其数量密度的演变仍然与观测一致。观测到的大小合并的数量最多可以使一个巨大的静止星系的大小增加两倍。这种合并量足以使在$z>2$形成的致密静止星系位于$1σ$，低于一些工作中测量的恒星质量-尺寸关系的平均值（例如Newman et…
2014-10-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
The NGC 3341 minor merger: a panchromatic view of the active galactic nucleus in a dwarf companion
我们目前的X射线（钱德拉），无线电（EVLA和EVN），并在NGC3341的三重合并系统的档案光学数据。我们的全色分析证实了在NGC3341B中存在一个Seyfert 2活动星系核，它是次级矮伴星之一。另一方面，主星系的核心，与每年几个太阳质量的恒星形成区域相一致，NGC3341C不太可能拥有AGN。因此，我们认为，NGC3341是一个特殊的例子，活动星系核触发的卫星星系的小合并系统。这样一个系统的存在可能有重要的影响，在模型的层次增长的结构。需要对NGC3341和潜在的类似源进行进一步的观测和理论研究，以了解小合并对活动星系核活动开始的作用，以及大质量星系的演化。
2013-08-31 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Can Minor Merging Account for the Size Growth of Quiescent Galaxies? New Results from the CANDELS Survey
在z~2处存在的极其致密的星系以及它们随后在物理尺寸上的增长一直是许多令人困惑的原因。在UKIRT超深巡天和CANDELS巡天的GOODS-South视场中，我们使用深红外宽视场相机3号数据重新探讨了935个主星系的静止坐标系光学结构，这些主星系的恒星质量为0.4<z<2.5，恒星质量M* > 10^10.7 Msol。在每一个红移，最紧凑的来源是那些很少或没有恒星形成，我们发现，这些系统的平均大小增长了3.5 +- 0.3倍，在这个红移间隔。新的数据足够深入，使我们能够识别这些恒星质量小十倍的宿主的伴星，同时仍然产生适当准确的光度红移，以定义可能的物理关联。通过在一个10 < R < 30 kpc/h的物理环中寻找404个静止宿主周围的微弱伴星，我们估计了红移范围0.4 < z < 2的次要合并率。在修正了投影对的污染后，我们发现13-18%的静止宿主可能有质量比为0.1或更大的伴星。这些同伴的合并通常会在每个合并时间尺度上增加宿主质量6+-2%。我们估计的最低增长率必须解释致密星系的丰度下降。使用一个简单的模型，最近的数值模拟的动机合并，然后，我们评估是否合并的微弱的同伴与他们的主机是足以解释这个最小的速率。我们发现，如果假设合并时间相对较短，质量比> 0.1的合并可以解释在z >~ 1时观察到的大部分尺寸演化，但在较高红移时观察到的快速增长可能需要额外的物理过程。
2012-01-25 astro-ph.CO
Photometry and Dynamics of the Minor Merger AM1219-430 with Gemini GMOS-S
我们提出了一个观测研究的相互作用的动力学和形态的小合并AM 1219 -430。这项工作基于双子座南望远镜的双子座多目标光谱仪获得的r'和g'图像以及长缝光谱。我们在主星系（AM 1219 A）中发现了一个潮汐尾，以及一座连接星系的物质桥。在光度上，AM 1219 A比第二颗（AM 1219 B）亮约3.8倍。AM 1219 A的表面亮度分布被分解为凸起和圆盘分量。由于恒星形成区的贡献，该轮廓显示了~ 53%的光过剩，这是典型的星暴星系。另一方面，AM 1219 B的表面亮度轮廓除了凸起和圆盘之外还显示了透镜结构。这两个星系的盘结构的尺度长度和中央的幅度同意与星系的平均值，没有正在进行的相互作用或干扰形态的迹象。Sérsic指数（n<2），两个星系的有效半径和尺度半径都是典型的伪星系。由电离气体的发射谱线得到的AM 1219 A的转动曲线是相当不对称的，表明是一种受相互作用扰动的气体。我们探索恒星和暗物质质量的所有可能值。AM 1219 A质量分布的总体最佳拟合解为：凸起和圆盘的M/L分别为M/L_b=2.8_-0.4^+0.4和M/L_d=2.4_-0.2^+0.3，Navarro、Frenk和White曲线分别为M_200=2.0_-0.4^+0.5 x10^12 M_sun和c=16.0_-1.1^+1.2。估计的动力学质量为1.6x10^11 M_sun，半径约为10.6 …
2013-09-23 astro-ph.CO
The sizes, masses and specific star-formation rates of massive galaxies at 1.3<z<1.5: strong evidence in favour of evolution via minor mergers
本文报道了在红移1.3<z<1.5时，星系大小、恒星质量和比恒星形成率（sSFR）之间关系的综合研究结果。基于UKIDSS超深巡天（UDS）的一个质量完整（M_star >= 6 × 10^10 Msun）的光谱样本，以及由分光光度拟合得到的恒星质量的精确测量，我们发现在z~1.4处，大质量星系在大小-质量平面上的位置主要由它们的sSFR决定。在这一时期，我们发现被动的大质量星系（sSFR <= 0.1 Gyr^-1）遵循严格的尺寸-质量关系，其半光半径比本地星系小f=2.4+/-0.2。此外，在被动子样本中，我们没有发现证据表明，从本地的大小质量关系的偏移是一个函数的恒星星族年龄。基于一个子样本的动力学质量估计，我们还得到了一个独立的估计f=2.3+/-0.3之间的z~1.4和今天的半光半径的典型增长。专注于被动子样本，我们的结论是，主要通过重大合并产生必要的演变将需要一个不可行的合并事件的数量和过度填充本地恒星质量函数的高质量端。相比之下，我们发现，一个场景中，质量吸积占主导地位的小合并可以产生必要的演变，即恒星质量增加了一个因素~2，伴随着一个因素的大小增加~3.5，是足以调和的大小质量关系在z~1.4与当地观察到的。最后，我们注意到，在我们的样本中，有相当一部分（44+/-12%）的被动星系具有盘状形态，这提供了额外的证据，表明单独的物理过程是导致恒星形成淬灭和大质量星系形…
2012-11-15 astro-ph.CO
Testing a prediction of the merger origin of early-type galaxies: a correlation between stellar populations and asymmetry
早期型（椭圆和透镜状）星系起源的合并假说的关键预测之一是潮汐引起的不对称结构应该与相对年轻的恒星星族的特征相关。Schweizer和Seitzer（1992; AJ，104，1039）在大约4sigma置信度下发现了这样的特征。在本文中，我们重新审视了这个问题，从2微米全天巡天和斯隆数字巡天中选择了一个近10倍大的0.01<z<0.03星系样本。我们parameterized潮汐结构使用一个可重复的算法测量的不对称性，并与早期类型的星系颜色-星等关系的颜色偏移。我们恢复的颜色偏移不对称性的相关性，此外，我们证明了第一次观察到这种效果是由一个高度显着的趋势，在更高的不对称值对年轻的年龄。我们提出了一个简单的模型，用于通过富含气体的主要和次要合并来演化早期型星系，该模型再现了从z=1到现在观察到的星系积累以及现在颜色和年龄的分布。我们使用这个模型表明，如果恒星星族和不对称性是理想的“时钟”测量的时间，因为最后一个主要或次要的气体丰富的相互作用，那么我们会期望一个相当紧密的年龄和不对称性之间的相关性。我们认为，额外的散射源是自然多样性的祖先恒星形成历史，气体含量和合并质量比，但定量证实这一猜想将需要复杂的建模。我们的结论是，不对称的年龄相关性基本符合合并假说，并表明早期型星系人口的一个重要组成部分的影响，在宇宙学最近的时间主要或次要合并。
2010-10-12 astro-ph.CO
Cold stream stability during minor mergers
我们使用高分辨率的欧拉模拟来研究红移z=2的星系大小的暗物质晕（10^12 Msun）中冷气体流的稳定性。我们的模拟表明，冷流穿透热气体晕是稳定的热对流和开尔文-亥姆霍兹不稳定性。然后，我们调查的影响，卫星轨道的主要晕在平面上的流。该卫星能够扰动气流，并在0.5 Gyr内抑制冷气体向晕中心的吸积。然而，如果在大距离处冷气体的供应保持恒定，冷流能够在0.3 Gyr之后重新建立。我们的结论是，冷流是非常稳定的，对各种各样的内部和外部扰动。
2014-01-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tidal Tails of Minor Mergers: Star Formation Efficiency in the Western Tail of NGC 2782
虽然对大合并及其潮汐碎片的研究很充分，但它们不如小合并（质量比< 0.3）常见。奇特的螺旋星系NGC 2782是2亿年前两个质量比约为4：1的盘状星系合并的结果。这种合并产生了一个分子和H I丰富，光学明亮的东部尾巴和H I丰富，光学暗淡的西部尾巴。Braine等人在西尾没有探测到CO，这表明在潮汐尾还没有开始恒星的形成。然而，深Hα窄带图像显示了在西尾最近恒星形成的证据。在整个西尾，我们发现每单位面积的全球恒星形成率（GISSFR）比总气体密度的预期低几个数量级。再加上银河演化探测器沿着尾部的扩展FUV+NUV发射，这表明在潮汐尾部产生低质量星团的全球恒星形成效率较低。我们观测到的H II区域有一个来自Hα的局部（几千秒差距尺度）的COSFR，它小于总气体密度的预期值，这与潮汐碎片的其他观测结果一致。从总气体密度推断，这个H II区的恒星形成效率很低，但从分子气体密度推断则正常。这些结果表明，在NGC 2782的西部尾部存在一个非常小的局部致密区域，或者是一个低金属量和/或低压恒星形成区域。
2012-05-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
