合并在早期型星系演化和黑洞生长中的作用

检验早期型星系合并起源的预测：恒星星族和不对称性之间的相关性

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。

干合并对早型星系色星等关系的影响

The effect of dry mergers on the color-magnitude relation of early-type galaxies

我们调查的干合并的颜色-星等关系（CMR）的星系的效果，并发现合并的层次模型预测的结果在一个红色的序列，比较以及与观察到的低红移关系。从斯隆数字巡天数据发布6中选择的29，000个早期星系的样本显示，CMR的亮端比暗端具有更浅的斜率和更小的散射。这种星等依赖性是由一个简单的玩具模型预测的，在这个模型中，富含气体的星系合并通过淬灭它们的恒星形成而将星系移动到“创造红序列”（CRS），而随后的红色，缺乏气体的星系之间的合并（所谓的“干”合并）沿着关系移动星系。我们使用星系合并树从半解析模型的星系形成，以测试这种效果的幅度，并找到一个斜率的变化，在明亮的一端，括号的意见，使用气体分数阈值为10-30%，分离湿和干合并。一个更现实的模型，包括散射在CRS表明，干合并减少了散射在明亮的结束。与先前的声明相反，在观测到的CMR中的小分散因此不能用于约束干合并的量。

自z = 1以来，Pdry合并不能解释观测到的大质量早型星系的演化

Purely dry mergers do not explain the observed evolution of massive early-type galaxies since z = 1

一些研究表明，观测到的大质量早型星系（ETG）的大小演化可以解释为干合并和祖星系偏差的组合，至少从z \sim 1。在本文中，我们进行了一个新的测试的干合并的情况下，最近的透镜测量的ETGs的质量密度分布的演变。我们建立了一个理论模型，描述了在宇宙学模拟给出的速率下，由干合并驱动的尺寸和质量密度剖面斜率γ'的联合演化。这种干并合模型预测了γ'随宇宙时间的强烈减小，与从红移范围0<z<1的观测中推断的几乎恒定的γ'不一致。然后，我们用一个简单的玩具模型表明，合并中适量的冷气--与ETG中最近恒星形成的上限一致--足以使模型与测量结果相一致。通过拟合的气体吸积合并过程中的量，我们发现，模型与耗散的大小和密度斜率的演变与观察是一致的，如果\sim 4%的总最终恒星质量来自气体吸积自z \sim 1。在> 99%CL时，排除了混合模型。因此，我们提出了一个方案，大规模ETG的外部区域的恒星和暗物质的吸积增长，而少量的耗散和核恒星的形成合谋保持质量密度分布恒定和近似等温。

加拿大-法国-夏威夷望远镜遗产巡天中湿合并和干合并的空间密度演化

The Space Density Evolution of Wet and Dry Mergers in the Canada-France-Hawaii Telescope Legacy Survey

我们分析了来自加拿大-法国-夏威夷望远镜遗产巡天的1298个红移达到z=0.7的合并星系，这些星系取自Bridge等人（2010）提出的目录。通过分析这些系统的内部颜色，我们表明，所谓的湿和干合并演变在不同的意义上，并量化这些系统的空间密度。湿合并的局部空间密度与干合并的局部空间密度基本相同。总的合并率的演变是适度的z ~ 0.7，虽然湿和干种群有不同的进化趋势。在较高的红移，干合并对总合并星系人口的贡献较小，但这被湿合并贡献的大致相等的增加所抵消。通过比较早型星系的质量密度函数和合并系统的相应质量密度函数，我们发现，并不是所有质量最高的主要合并（M_stellar > 10^11 M_solar）最终都会产生质量最大的早型星系，除非合并的时间尺度比通常假设的要长得多。另一方面，如果我们假设只有质量较小的早型星系通过合并形成，通常假设的合并时间尺度为~ 0.5-1 Gyr，则与数据相当一致。由于中低质量的椭圆星系比大质量的椭圆星系要常见10 ~ 100倍，所以早期类型星系起源的层次解释可能对绝大多数早期类型星系是正确的，即使对大质量的星系是不正确的。

亮红星系演化中恒星形成与合并生长的解开

Disentangling star formation and merger growth in the evolution of Luminous Red Galaxies

我们介绍了一种新的技术经验理解星系的演化。我们使用经验确定的恒星演化模型来预测斯隆数字巡天（SDSS-II）的亮红星系（LRG）样本的过去的演化，而没有任何先验假设的星系演化。通过仔细对比预测和观测到的数量和光度密度的演变，我们测试了不同光度的星系的被动演化方案，并确定最低合并率。我们发现，LRG人口是不纯粹的同时代，与一些星系的目标在z <0.23 and at z>0.34显示出不同的动态增长比整个样本的目标星系。我们的研究结果表明，LRG人口是动态增长的，这种增长必须由微弱的结束。对于最明亮的星系，我们发现较低的最低合并率比以前的研究，假设被动恒星演化，这表明以前测量的一些动态演化实际上是由于非被动恒星演化被错误地建模的星系。我们的方法可用于识别和匹配跨宇宙时代的星系的同时代人口，在一个或多个调查。

合并对大质量星系生长的更大影响：对z~1以来大质量星系组装和演化的启示

The Greater Impact of Mergers on the Growth of Massive Galaxies: Implications for Mass Assembly and Evolution Since z~1

利用GOODS-N中Subaru望远镜MOIRCS的深红外观测资料，结合GOODS-S中的公开观测资料，研究了密偶分数（5 kpc < r < 20 kpc）和隐含的并合速率与恒星质量、M * 和星系类型的关系。与最近的一些研究一样，我们发现可能导致主要合并的成对系统的比例很低（~4%），并且随着红移到z~1.2，（1+z）^{1.6 \pm 1.6}，不会显著增加。我们的主要发现是，M_* > 1 E11 Msun的大质量星系比质量较小的星系（M_* ~ 1 E10 Msun）更有可能拥有并合伴星系。我们发现的证据更高的对分数为红色，球形主机相比，蓝色，晚型系统，在小尺度上的聚类的基础上的预期。在z~0.5时，M_* > 3E 10 Msun的近50%的星系对是早型星系间所谓的“干”合并，而在z~1时，这一比例不到30%。这一结果可以解释为这些质量的红色早型星系数量的增加。我们比较了不同质量的星系的体积合并率与星系演化中的质量相关趋势，发现主要的合并不能完全解释自z~1以来球状星系的形成。在质量组装方面，M * ~ 3E 10 Msun以下星系的主要合并对星系的增长贡献不大，但在M * > 1 E11 Msun的星系中，主要合并对星系的增长贡献更大，其中30%的星系在观测到的红移范围内发生了主要的干合并。总的来说，相对更快的合并高质量星系反映了预期的层次增长的晕，是符合最近的模型…

星系动物园：尘埃带早期型星系是最近富含气体的小型合并的痕迹

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。

在z<~1的大质量早型星系的形成中湿、混合和干主合并的协调关键作用

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。

早型星系标度关系中来自曲率的M* > 2 x 10^11 Msun的主要干合并的证据？

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。

扰动形态与蓝色UV颜色的一致：z~0.6早型星系中小合并驱动的恒星形成

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。

盘状星系中小合并驱动的恒星形成和黑洞生长的重要性

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。

通过LCDM晕合并的星系膨胀的增长再讨论。II。形态混合进化

The growth of galactic bulges through mergers in LCDM haloes revisited. II. Morphological mix evolution

从宇宙学千禧年模拟I和II中选出的现今不同晕的质量聚集和合并历史，通过使用经验的恒星-晕和恒星-气体质量关系映射到中央星系的恒星质量聚集和星系合并历史。星系合并/相互作用驱动的膨胀的增长计算使用动力学处方。预测的红移z~0的膨胀人口统计与观测结果一致（Zavala+2012）。在这里，我们提出的演变的形态混合物（跟踪的膨胀总质量比，B/T）作为质量的函数z=3。这种混合在z~1之前保持定性相同：B/T<0.1的星系在低质量时占主导地位，0.1<B/T<0.45的星系在中等质量时占主导地位，而B/T>0.45的星系在大质量时占主导地位。当z>1时，盘控星系和无球星系的比例急剧增加，到z~2时，达到了纯盘星系的时代。膨胀主导的星系获得这样的形态，以及它们的大部分质量，遵循缩小的趋势。由于我们的结果是一致的，与最近的观测研究的形态混合在不同的红移，基于LCDM的方案合并驱动的隆起组装似乎并没有面临关键问题。然而，如果恒星与晕的质量关系随红移的变化太小，那么观测就会出现一些紧张。

通过主要合并形成缓慢旋转早型星系：分辨率研究

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。

VIMOS VLT深度巡天：从光谱识别的星系对看小合并对自z ~ 1以来L_B >= L*_B星系增长的贡献

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…

富气主合并在z <~ 1时中质量早期型上升中的次要作用

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。

小合并产生的早型星系的复合恒星形成历史：WFC3的前景

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。

局域宇宙中的球状后合并

Spheroidal post-mergers in the local Universe

星系合并是标准等级星系形成范例的一个基本方面。最近，银河动物园项目通过对整个SDSS光谱样本的直接目视检查，编制了一个包含3373个合并的大型同质目录。我们探讨了一个子集的星系从这个目录是球状的“合并后”（SPM）-其中一个单一的残余物是在合并后的最后阶段的放松，并显示出证据占主导地位的隆起，使他们似是而非的早期类型的星系的祖先。我们的研究结果表明，SPM有蓝色的颜色比一般的早期型星系人口可能是由于合并引起的恒星形成。使用光发射线比的分析表明，我们的SPM中有20个表现出LINER或Seyfert样的活动（68%），而其余10个星系被归类为恒星形成（16%）或静止（16%）。与Darg等人在正在进行的合并中的发射线活动的比较表明，活动星系核的分数在合并后上升，这表明活动星系核相可能只在合并过程的最后阶段才占主导地位。SPM的光学颜色和它们的祖先的合理质量比表明，虽然少数与两个早期星系之间的主要合并一致，但绝大多数是主要合并的残余物，其中至少有一个祖先是晚期星系。

星系团合并遗迹

Merger relics of cluster galaxies

上下文Sheen及其合作者最近发现，在重星系团中，令人惊讶的是，大部分（38%）的大质量早型星系显示出强烈的合并相关扰动特征。这与大质量星系团是星系合并的不利环境的一般理解相矛盾。考虑到合并在星系演化中的重要性，理解这一点很重要。目标。我们的目标是提出一个理论基础，解释星系合并的大规模集群。方法.我们使用N体模拟技术进行宇宙体积模拟，并推导出暗晕合并树。然后，我们使用半解析建模技术来填充每个星系晕。我们对星系合并进行了流体动力学模拟，以估计Sheen及其合作者使用的成像条件下合并特征的寿命。我们将此合并功能生命周期应用于我们的半分析模型。最后，我们计算了重模型星系团中的大质量早型星系，这些星系将显示出强烈的合并特征。结果虽然仍然有很大的不确定性，我们的初步结果非常接近所观察到的星系合并功能的部分。成功的关键因素是双重的：第一，暗晕中的晕下运动已被准确追踪，第二，合并功能的寿命已被正确估计。因此，合并功能预计将在集群环境中持续很长时间。因此，重星系团中的许多大质量早型星系显示出合并特征，并不是因为它们在当前的星系团中经历了合并，而是因为它们仍然携带着来自先前晕环境的合并特征。结论.研究星系团的合并遗迹具有潜在的重要性，因为它独特地允许我们回溯晕合并的历史。

z<~1时大质量早型星系的形成。II -湿、混合和干主要合并的协调关键作用

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）

扰动的羽毛：EAGLE模拟中并合驱动的星系尺寸增长与结构转变

Ruffled Feathers: Merger-driven galaxy size growth and structural transformation in EAGLE

本研究以EAGLE模拟的约4500次并合为样本，检验能量守恒估计法预测并合后星系尺寸的效果，量化并合驱动的形态转变，发现小质量并合无法确定为大质量星系快速尺寸增长的驱动因素。

通过LCDM晕合并的星系膨胀的增长再讨论。I.现今地产

The growth of galactic bulges through mergers in LCDM haloes revisited. I. Present-day properties

我们使用千禧年I和II宇宙学模拟重温合并的影响在LCDM方案中的中央星系的膨胀的增长。我们的种子星系内的CDM晕使用半经验关系分配恒星和气体的质量，和分析处理估计转移恒星质量的星系合并后的残留物的凸起。我们发现，这个模型大致再现了观测到的膨胀总质量比（B/T）和恒星质量之间的相关性，在今天的中央星系，以及他们的观察到的人口统计，虽然低质量B/T<0.1（无膨胀）星系可能是稀缺的相对于观测到的丰度。在我们的合并驱动的情况下，隆起有一个复合人口组成（i）恒星从坠落的卫星，（ii）恒星转移从主盘由于合并引起的扰动，和（iii）新形成的恒星在合并引发的星爆。我们发现，（i）和（ii）是质量组装的主要渠道，与第一个是占主导地位的大质量星系，创造不同的恒星星族的大隆起比那些内部盘，而第二个是占主导地位的中/低质量星系创造小隆起相似的恒星星族的内部盘。我们将第一（第二）通道的统治权与经典（伪）凸起相关联，并将预测分数与观测结果进行比较。我们注意到，我们的治疗不包括其他机制的隆起增长，如内在的长期光盘不稳定性或错位气体吸积。我们发现，卫星的恒星和气体的内容，因为它向中央星系的演变是一个关键因素，在设置的形态的残余物，和一个很好的匹配观察到的隆起人口发生时，这种演变的过程接近中央星系。

自z = 1以来最亮星系团通过合并的增长

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。

辐射压反馈星系合并模拟中大质量黑洞的生长

The Growth of Massive Black Holes in Galaxy Merger Simulations with Feedback by Radiation Pressure

利用光滑粒子流体动力学模拟方法研究了星系中大质量黑洞（BH）的生长，并对BH吸积和反馈的新实现进行了研究。BH吸积对宿主星系中气体的影响是通过以~ τ L/c的速率将动量沉积到周围气体中来模拟的，其中L是吸积到BH上产生的光度，τ是星系核到AGN辐射的波长平均光学深度（我们模型的自由参数）。黑洞的吸积速率相对独立于我们的次网格吸积模型，而是由黑洞对其宿主星系的动力学影响决定的：因此，黑洞吸积是自我调节的，而不是“供应有限”的。“我们表明，在合并过程中形成的最终BH质量和总恒星质量比恒星形成率或BH吸积率的时间依赖性更可靠。特别是，后者取决于假设的星际介质物理，它决定了气体碎片何时何地形成星团;这反过来又影响了进一步恒星形成和BH生长的燃料。在平均光学厚度为τ ~ 25时，模拟结果与观测到的M_BH-sigma关系一致。这就要求大多数黑洞的生长发生在星系核对远红外辐射来说是光学厚度的时候，这与超亮红外星系和类星体之间的假设联系是一致的。在最低质量星系（σ < 100 km/s）中，我们发现了M_BH-σ关系较浅的初步证据。我们的结果表明，反馈调节BH增长和所观察到的M_BH-σ关系的一致性不需要BH反馈终止大质量星系中的恒星形成或释放大量的冷气体。

早期暗物质晕对原初黑洞并合率的影响

Influence of early dark matter halos on the primordial black holes merger rate

本研究探讨早期暗物质晕对原初黑洞双星并合率的影响，发现晕内动力学摩擦加速演化，扰动大量双星，使引力波对PBH的约束从$10^{-3}$放宽至$0.1$。

z ~ 1以来合并在大质量早型星系尺寸演化中的主导作用

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…

MEGA：结构形成的合并图

MEGA: Merger graphs of structure formation

在跟踪宇宙结构的增长时，我们建议用合并图取代合并树，在合并图中，晕既可以合并，也可以分裂成单独的部分。我们表明，这会导致更平稳的质量增长，并消除灾难性的失败，其中大规模的晕没有祖先或后代。对于那些喜欢坚持合并树的人，我们发现从我们的合并图导出的树具有与以前的方法类似的质量增长特性，但再次没有灾难性的失败。对于未来的星系形成建模，可以使用两种不同的密度阈值来区分宿主晕（扩展的星系晕、星系群和星系团）和密度更高的次晕：星系形成的地点。

模拟红色序列：层次增长但缓慢的光度演化

Modeling the red sequence: Hierarchical growth yet slow luminosity evolution

我们探索合并对大质量早型星系演化的影响，通过模拟它们的恒星星族在等级背景下的演化。我们研究了由z~1建立的一个真实的红序星族在不同的合并和恒星形成历史假设下的演化，比较了颜色、光度和质量的变化。现有的红色序列星系的纯粹被动衰落，没有进一步的合并或恒星形成，导致光度函数和颜色-星等关系的明亮端发生戏剧性的变化。如果没有合并，在固定的空间密度下，与观测相比，光度会有太多的演化。在一个固定质量的颜色和大小的变化类似于一个被动进化的人口形成相对较近，在z~2。在z=1之后发生的红序星系群的合并（“干合并”）增加了质量，抵消了现有恒星星族的衰落，使大质量星系的颜色和光度都发生了较小的变化。在z=1之后，通过富含气体的合并，一些星系从蓝色星云迁移到红色序列，年轻的恒星星族被添加到红色序列。这种祖先偏向的表现增加了年龄的分散，并导致在固定质量下z=1和z=0之间颜色和亮度的变化甚至更小。由此产生的演化看起来要慢得多，类似于在高红移（z~3-5）处形成的种群的被动演化，并且与观测结果更接近。光是测量光度和颜色演化并不足以区分古老星系的纯粹被动演化和宇宙学驱动的等级增长，尽管这些场景对宇宙历史后半期早期类型星系的质量增长有非常不同的影响。

并合与恒星形成：z = 2以来超大质量星系团前身星的环境和恒星质量增长

Mergers and Star Formation: The environment and Stellar Mass Growth of the Progenitors of Ultra-Massive Galaxies since z = 2

星系的生长是理解宇宙结构和演化的关键问题。星系通过恒星形成和合并的结合来增加它们的恒星质量，其相对重要性取决于红移。理论模型预测定量不同的贡献从两个渠道;测量这些数据是一个至关重要的约束。利用UltraVISTA目录和一个独特的样本的祖先的本地超大质量星系选择与丰度匹配的方法，我们量化的两个机制的作用，从z=2到0。我们还比较了我们的结果，两个独立的化身半解析模型。在所有的红移中，都可以在各种环境中找到祖星，从孤立的到在500 kpc的投影半径内有5-10个质量比至少为1：10的伴星。在模型中，在所有的红移下，祖先有系统地更多的同伴，这意味着合并的质量增长比观察到的要大。一般来说，在观测和模型中，在不确定性范围内，推断的和预期的质量增长大致一致。总的来说，我们的分析证实了模型的预测，显示了大质量星系的生长历史是如何由z~2处的原位恒星形成，1<z<2处的恒星形成和合并以及z<1处的合并所主导的。尽管如此，详细的比较仍然指出预期的质量增长和我们的结果之间的紧张关系，这可能是由于不正确的祖先后代选择，恒星形成率和质量估计的不确定性，或合并率的假设。

利用超深光学图像研究早型星系的合并成因

Investigating the merger origin of Early-Type Galaxies using ultra-deep optical images

星系的大规模聚集在其周围留下了各种印记，如壳，流和潮汐尾。这些精细结构的频率和性质取决于驱动质量组装的机制：例如，整体坍缩、快速冷气吸积，随后是剧烈的盘不稳定性、小合并或大的干/湿合并。因此，通过研究星系的外围，人们可以了解它们的主要形成机制。我在这里介绍我们正在进行的工作，以表征早期型Galerkin（ETGs），这是在低红移的星系的分级质量大会的强大的探针的郊区。这项工作依赖于在CFHT获得的超深光学图像，这些图像是作为Atlas-3D和NGVS项目的一部分获得的现场和集群ETG的宽视场MegaCam相机。最先进的数值模拟被用来解释数据。这些图像揭示了大量的未知的微弱结构，其微弱程度在g波段为29等角秒-2。这里给出了两个星系的初步结果。

是什么触发了黑洞的增长？恒星形成率的见解

What triggers black-hole growth? Insights from star formation rates

我们提出了一个新的半解析模型的共同增长的黑洞（BH）和星系在一个分层宇宙。该模型被调整，以匹配质量函数的黑洞在z=0和光度函数的活动星系核（AGN）在z<4。我们使用了一个新的观测约束，它涉及到活动星系的光度恒星形成率（SFR）的主机星系。我们表明，这个新的约束是重要的，在各个方面：a）它表明，BH吸积事件是情节; b）它有利于一个场景中，BH吸积是由合并事件触发的所有质量比; c）它约束合并引起的恒星爆发和BH吸积事件的持续时间。一旦我们假设只有4%的合并事件触发BH吸积，BH吸积与长期演化无关，并且只有百分之几的质量在爆发中进入BH，该模型再现了观测结果。我们发现，低或中等亮度的活动星系核大多是由轻微的合并事件，在广泛的协议与观测。我们的模型与星系的各种观测性质相匹配，例如z<4时的恒星质量函数和红移为零时的星系团。这使我们能够使用星系作为BH增长的可靠支柱，并合理估计合并事件的频率。黑洞吸积的其他模式，如盘不稳定事件，在这里没有考虑，并应在未来进一步研究。

在一次主要的、富含气体的合并中早期触发发光类星体AGN的明确证据

Clear evidence for the early triggering of a luminous quasar-like AGN in a major, gas rich merger

我们提出了深，中等分辨率，长缝双子GMOS-S光谱的SDSS II型类星体J 002531 -104022，这是一个高度扰动的系统，目前正在经历一个重大的合并事件。我们使用这些数据来模拟年龄和红化的恒星星族在三个不同的空间区域，并发现一个显着的均匀性的年轻恒星星族（YSP）的属性，占主导地位的光谱。所有的YSP都被发现有相对年轻的年龄（tysp < 40$ Myr），强烈暗示最近的恒星形成和类星体活动是准同时触发的。从连续介质模型和测量的巴耳末衰减（E（B-V）<0.3）中推断出的红化的缺乏表明，星暴和/或活动星系核诱导的外流已经有效地从中心区域去除了相当大比例的气体和尘埃。这些发现与模型预测形成鲜明对比，模型预测表明合并引起的恒星形成的峰值与光学可见的类星体活动的出现之间存在几百万年的偏移。基于我们的恒星星族拟合，我们还表明，恒星的总质量在（4 - 17）× 10^10太阳质量的范围内，低于类星体宿主星系的典型发现。

早型布里渊星系团星系中的主要干并合

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。

$σ$ -Bump之谜--早期型Galerkin大兼并的新特征？

The Mystery of the $σ$-Bump -- A new Signature for Major Mergers in Early-type Galaxies?

作为早型星系的银河系中心半径的函数的恒星速度色散通常可以很好地近似于幂律$σ\propto r^β$。然而，一些观察到的色散曲线在中间半径处显示出与该拟合的偏差，通常在一个和三个$R_{\mathrm{eff}}$之间，其中速度色散随半径保持恒定，显示出类似凸块的行为，我们称之为“$σ$ -“凸块。为了了解这个$σ$ -bump的起源，我们研究了一组在主要合并中形成的模拟早型星系。我们发现$σ$ -bump在我们所有的模拟早期类型的星系，与凸块的大小和位置略有不同，从星系到星系，导致的假设，凸块是一个主要的合并形成的情况下的一个特征。这一特征在恒星的本征速度色散和投影速度色散中都可以看到。与在合并事件期间形成但随时间演变并最终消失的壳不同，$σ$凸起的半径几乎保持不变，并且是一个永久特征，一直保留到模拟结束。在暗物质和气体成分中没有发现$σ$凸起，因此我们得出结论，这是合并残余物的一个纯粹的恒星特征。

多次合并对紧凑型静态半导体尺寸增长的影响

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。

作为宇宙学检验的暗物质晕增长与并合率

Halo Growth and Merger Rates as a Cosmological Test

本文提出利用暗物质晕并合率及近期增长速率约束 $σ_8$ 与 $Ω_{\ m m}$，其结果与星系团丰度约束近似正交，可形成互补宇宙学检验。

星系团环境中早型星系通过干合并的质量和尺寸增长

Mass and size growth of early-type galaxies by dry mergers in cluster environments

我们进行干合并模拟研究干合并在高密度环境中的早型星系的大小增长的作用。我们取代维里化的暗物质晕获得了一个大的宇宙学$N$体模拟与$N$体星系模型由两个组件，一个恒星隆起和暗物质晕，具有更高的质量分辨率比宇宙学模拟。然后，我们重新模拟了9个星系团形成区，其质量范围从1 e +14 Msun到5e+14 Msun。质量和大小的恒星凸起也被假定为满足高Z紧凑的大质量早型星系的恒星质量-大小关系。我们发现，干主要合并相当大的贡献的质量和大小的增长，中央大质量星系。在$z=2$和$z=0$之间，一次或两次干燥的主合并会使平均恒星质量增加一倍，平均大小增加四倍。这些生长与观察结果一致。此外，我们模拟的中心大质量星系的密度分布是从内向外增长的，这与最近的观测结果一致。质量-尺寸演化近似为R propto M_{*} ^{alpha}，α约为2.24。我们模拟的大多数星系都是通过干合并有效地生长的，它们的恒星质量-大小关系与在本地宇宙中观察到的相匹配。结果表明，团晕中的中心星系是高z（z ~ 2-3）致密大质量早型星系的潜在后代。这一结论与以往研究致密大质量早型星系形成和演化的数值研究结果一致。

Lambda-CDM中的合并和膨胀形成：哪些合并重要？

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。

低频引力波背景的高红移并合模型

High-Redshift Merger Model for Low-Frequency Gravitational Wave Background

针对PTA探测到的GWB强度异常，提出纳入早期大质量高红移星系的“早期并合”模型，预测首个可探测单源有约30%概率为高红移大质量快速演化双星，为星系与SMBH演化提供新见解。

利用脉冲星的引力波天文学：大质量黑洞合并与早期宇宙

Gravitational Wave Astronomy Using Pulsars: Massive Black Hole Mergers & the Early Universe

引力波（GWs）是爱因斯坦的广义相对论预言的时空结构中的波动。使用一组毫秒级的射电望远镜作为高精度的时钟，这种辐射的纳赫兹波段很可能在未来十年内被直接探测到。奈赫兹频率的巨波可望由大质量黑洞双星系统的合并所发射，也可能由早期宇宙中形成的宇宙弦或超弦所发射。直接探测GWs将打开一扇新的宇宙之窗，并提供电磁观测无法获得的天体物理信息。在本文中，我们描述了低频GWs的潜在来源，以及通过脉冲星计时探测和利用GWs所需的现状和关键进展。

高z致密大质量早型星系的干次合并和尺寸演化

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。

大质量早型星系有效恒星初始质量函数的并合驱动演化

Merger-driven evolution of the effective stellar initial mass function of massive early-type galaxies

早型星系的恒星初始质量函数（IMF）是原地形成的恒星布居的IMF和吸积的恒星星族的IMF的组合。作为一个可观察的有效IMF $α_{IMF}$，定义为一个星系的真实恒星质量和恒星质量之间的比率推断假设萨尔彼得IMF，我们提出了一个理论模型，其演变的结果干合并。我们使用一个简单的干合并演化模型，宇宙学$N$体模拟的基础上，与经验激励的IMF处方作出预测的大规模早期型星系的有效IMF如何从$z=2$到$z=0$的变化。我们发现，个别星系的IMF归一化随着时间的推移变得更轻。在固定的速度色散，$α_{IMF}$被预测为常数与红移。尽管系统性的不确定性阻止了一个结论性的声明，但目前对国际货币基金组织演变的限制与这一预测有点紧张。$α_{IMF}$与恒星质量的相关性随时间变浅，而$α_{IMF}$与速度色散的相关性在干合并中基本保持不变。我们还发现，干合并可以混合依赖的IMF恒星质量和速度色散，使其具有挑战性的推断，从$z=0$观测全球银河系的属性，什么是最初与IMF耦合的量。

早期大质量并合对类银河系星系化学演化的影响：来自NIHAO-UHD模拟的见解

The impact of early massive mergers on the chemical evolution of Milky Way-like galaxies: insights from NIHAO-UHD simulations

利用NIHAO-UHD模拟研究早期大质量并合对类银河系星系化学演化的影响，发现并合通过扩大冷气体盘和注入未富集气体导致金属丰度梯度陡化，并可能促成银河系低-α恒星序列的形成。

微小的合并如何促进椭圆星系由内而外的增长，改变大小，密度分布和暗物质比例？

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）。

黑洞生长的宇宙学模拟II：合并事件对核活动的燃料化有多重要？

Cosmological simulations of black hole growth II: how (in)significant are merger events for fuelling nuclear activity?

究竟是什么机制在驱动星系中心的核活动，这是一个尚未解决的重大问题。在这项研究中，我们调查的统计相关性星系合并燃料气体到中央的几个千秒差距的星系，可能会导致一个活动星系核（AGN）。为了有力地解决这一问题，我们采用了大规模的宇宙流体动力学模拟从Magneticum Pathfinder集，包括BH吸积和AGN反馈模型。我们的模拟预测，对于在$z = 2$的发光活动星系核（$L_{\rm AGN} > 10^{45} {\rm erg/s}$），超过50%的宿主星系在过去的0.5 Gyr经历了合并。然而，这些高合并分数仅仅反映了大质量星系在$z=2$的高合并分数，在那里发光的活动星系核优先出现。除此之外，我们的模拟表明，合并事件不是统计上占主导地位的燃料机制的核活动在红移范围$z=0-2$：不考虑活动星系核的亮度，不到20%的活动星系核主机平均经历了最近的合并，与一些观测研究。引发活动星系核活动所需的ISM中心条件可以是，但不一定是由合并引起的。尽管合并在统计上的相关性很小，但在给定的活动星系核光度和恒星质量下，活动星系核宿主的合并分数可以比不活跃星系的合并分数高出三倍。这种升高的合并分数仍然指向活动星系核和合并之间的内在联系，与我们的传统预期一致。

用X射线和引力波观测分离黑洞宇宙生长中的吸积和合并

Separating Accretion and Mergers in the Cosmic Growth of Black Holes with X-ray and Gravitational Wave Observations

质量范围很广的黑洞在星系的演化中起着关键作用。黑洞最初的种子在$z \sim 30$形成，并通过气体吸积和合并在宇宙时间内成长。利用类星体的观测数据和暗物质晕的层次组装的理论模型，我们研究了气体吸积和合并的黑洞生长的相对重要性，作为红移（$0<z<10$）和黑洞质量（$ 10^3 \, \mathrm{M_{\odot}} < M_{\bullet} < 10^{10} \, \mathrm{M_{\odot}}$）的函数。我们发现，（i）增长的吸积是占主导地位的参数空间的很大一部分，特别是在$M_{\bullet} > 10^8 \, \mathrm{M_{\odot}}$和$z>6$ ;和（ii）增长的合并是占主导地位的$M_{\bullet} < 10^5 \, \mathrm{M_{\odot}}$和$z>5.5$，并在$M_{\bullet} > 10^8 \, \mathrm{M_{\odot}}$和$z<2$。由于生长通道对黑洞自旋有直接影响（气体吸积导致更高的自旋值），我们测试了我们的模型对$\sim 20$强大的自旋测量迄今为止。正如预期的那样，自旋倾向于下降到合并主导的政权，从而支持我们的模型。下一代的X射线和引力波天文台（例如Lynx、AXIS、Athena和LISA）将绘制出极高红移（$z\sim 20)$）的黑洞群，几乎涵盖了这里研究的整个参数空间。他们的…

超大质量黑洞的生长、星系合并和超大质量双星黑洞

Growth of supermassive black holes, galaxy mergers and supermassive binary black holes

星系合并和超大质量双黑洞（SMBBH）的研究是我们理解星系和黑洞在结构形成时期和整个宇宙历史中的组装和（共同）演化的核心。星系合并是主要吸积事件的发生地，它们为类星体提供能量，生长超大质量黑洞，并驱动超大质量黑洞-宿主的标度关系。在它们的中心合并的SMBBH是宇宙中最响亮的引力波（GW）源，并且随后的GW反冲具有各种潜在的天体物理意义，这些意义仍在探索中。未来的GW天文学将为结构形成和星系合并打开一个全新的窗口，包括直接探测合并的SMBBH，高精度测量它们的质量和自旋，以及高红移宇宙中BH形成和演化的限制。

早型星系内盘和环的小合并起源

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。

基于脉冲星计时阵测量的超大质量黑洞演化：并合与吸积增长的启示

Evolution of SMBHs in light of PTA measurements: implications for growth by mergers and accretion

本研究结合脉冲星计时阵探测的引力波背景、类星体光度函数与局地黑洞质量函数约束，分析超大质量黑洞的并合与吸积增长模式，发现三者存在观测张力，并指出高并合率下大质量黑洞具有显著自旋。

恒星气体吸积与黑洞并合驱动的超大质量黑洞增长模式及其对小红点的启示

Gas Accretion versus BH Merger driven Growth Modes of Supermassive Black Holes and Implications for the Little Red Dots

研究区分了超大质量黑洞增长的气体吸积与黑洞并合驱动模式，并探讨了小红点的形成机制。

千禧年和千禧-II模拟早期宇宙中的SMBH生长参数

SMBH growth parameters in the early Universe of Millennium and Millennium-II simulations

我们从千禧年和千禧年II模拟中制作了黑洞（BH）合并树，以发现在什么条件下10^9 Msun SMBH可以通过红移z=7形成。为了利用这两个：大盒子大小的千禧年模拟和大质量分辨率的千禧年-II模拟，我们开发了一种方法，将这两个模拟结合在一起，并使用千禧年-II合并树预测BH种子中使用的千禧年合并树。我们运行多个半分析模拟SMBHs增长通过合并和事件的气体吸积引发的主要合并。作为约束，我们使用观测到的BH质量函数在红移z=6。我们发现，根据最近对中等超爱丁顿吸积的观测，只要吸积过程中的吸积是中等超爱丁顿吸积（fEdd =3.7），低质量种子（100 Msun）就可能是高红移SMBH（z~7）的祖先。

VINTERGATAN-GM: The cosmological imprints of early mergers on Milky-Way-mass galaxies

We present a new suite of cosmological zoom-in hydrodynamical ($\approx 20\, \mathrm{pc}$ spatial resolution) simulations of Milky-Way mass galaxies to study how a varying mass ratio for a Gaia-Sausage-Enceladus (GSE) progenitor impacts the $z=0$ chemodynamics of halo stars. Using the genetic modification approach, we create five cosmological histories for a Milky-Way-mass dark matter halo ($M_{200} \approx 10^{12} \, M_\mathrm{\odot}$), incrementally increasing the stellar mass ratio of a $z\approx2$ merger from 1:25 to 1:2, while fixing the galaxy's final dynamical, stellar mass and large-sc…

早期黑洞形成的宇宙学模拟：晕合并、潮汐破裂和直接坍缩的条件

Cosmological Simulations of Early Blackhole Formation: Halo Mergers, Tidal Disruption, and the Conditions for Direct Collapse

大质量原始气体云的引力坍缩被认为是早期宇宙中超大质量黑洞形成的一个有希望的途径。我们研究的条件，所谓的直接坍缩（DC）黑洞形成在一个完全的宇宙学背景下。我们结合了半解析模型的早期星系形成与晕合并树构建暗物质$N$体模拟。我们在一侧的$20\;h^{-1}\;\mathrm{Mpc}$体积中定位总共68个可能的DC位点。然后，我们进行流体动力学模拟42个选定的晕，详细研究他们的大规模云的演变。我们只发现了两个成功的例子，气体云迅速坍缩形成恒星。在其他情况下，引力坍缩是由附近的大质量晕施加的潮汐力阻止的，否则应该作为DC所必需的辐射源。冲压压力剥离干扰云接近源。在许多情况下，DC晕及其附近的光源晕在云坍缩开始之前合并。只有当DC晕通过主要合并聚集时，气体密度才会迅速增加，从而触发引力不稳定性。基于我们的宇宙学模拟，我们得出结论，DC的事件率是一个数量级小于以前的研究中报道的，虽然绝对率仍然是不好的约束。为了确定DC的临界辐射通量，必须跟踪DC云及其附近晕的动力学演化。

通过剧烈的盘不稳定或合并早期形成具有经典轮廓的大质量致密球状星系

Early formation of massive, compact, spheroidal galaxies with classical profiles by violent disc instability or mergers

我们使用一套AMR流体宇宙学模拟解决了红移$z=4$和1之间的大质量恒星球状体的形成。球状体形成为凸起，球状体质量的增长部分是由剧烈的盘不稳定性（VIM）和部分合并驱动的。对圆盘和球体的运动学分解得出，球体中的质量分数在50%到90%之间，并且在时间上大致恒定，这与从宇宙网连续馈送的圆盘的宇宙学稳态一致。球状体的密度分布通常是“经典的”，具有Sersic指数$n = 4.5\pm 1$，与其是否通过合并或合并生长无关，也与反馈强度无关。圆盘的特征是$n=1.5\pm 0.5$，整个星系的特征是$n=3\pm 1$。由于气体的耗散流入和高的宇宙密度，高红移椭球体是紧凑的。在每个星系的有效半径内，恒星的表面密度在其演化过程中在第一次增长后大致保持不变。对于恒星质量固定的星系，表面密度在红移越高时越高。

在Illustris模拟中星系的恒星质量集合：合并的增长和吸积星的空间分布

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。