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
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
Witnessing the Birth of a Quasar
超大质量黑洞双星（SMBHB）的合并被认为伴随着电磁（EM）余辉，由合并后周围的环双星气体盘的粘性下降产生。有人提出，一旦合并已被发现的引力波（GW）的LISA，后续的EM搜索这余辉可以帮助确定EM对应的LISA源。在这里，我们研究余辉是否可能是足够明亮和众多的EM调查单独检测。在LISA的灵敏度窗口中，SMBHB的粘性余辉持续数年至数十年，其特征在于辐射光度和光源光谱硬度的快速增加。如果类星体活动是由产生SMBHB的相同的主要星系合并触发的，那么余辉可以被解释为类星体诞生的标志。使用环联星盘合并后粘性扩散的理想模型和由此产生的光变曲线，并使用观测到的类星体光度函数作为SMBHB合并率的代理，我们描绘了识别此类诞生类星体的调查要求。如果环双星盘具有很高的盘表面密度和粘性，那么灵敏度为~<3 × 10 ^-14 erg·s^-1·cm^-2、时间分辨率为~个月的全天软X射线巡天就可以识别出几十个持续增亮率大于10%/年的新生类星体。如果超过1%的X射线辐射被重新处理成光学频率，那么诞生类星体也可以在光学瞬态巡天（如LSST）中被识别出来。将一个诞生的类星体与其他可变的来源区分开来可能会因为其光谱的单调硬化而变得容易，但可能仍然具有挑战性。这加强了这样一种观点，即联合EM加GW观测为识别SMBHB合并的EM签名提供了最佳前景。
2010-07-15 astro-ph.CO
The clustering of simulated quasars
我们分析了类星体的聚类特性模拟使用半解析模型建立在千年模拟，测试的情况下，黑洞吸积和类星体活动的星系合并触发的目标。当我们选择的类星体的光度范围内访问目前的观测，我们发现，预测值的红移演化的类星体偏差同意，而与现有的数据和集群的强度只依赖于微弱的光度。这与假设的光变曲线模型无关，因为明亮的类星体是黑洞在爱丁顿极限附近吸积的。我们还使用了千年模拟可用的大型晕目录来测试最近合并的晕是否比相同质量的典型晕表现出更强的大规模聚集。这一效应可能有助于解释z~4类星体的高聚集强度。然而，我们没有检测到任何显着的过度偏见合并残留物的集群，这表明合并驱动的性质的对象不集群显着不同于其他对象的相同特征质量。
2009-09-18 astro-ph.CO
Color Distributions, Number and Mass Densities of Massive Galaxies at 1.5 < z < 3: Comparing Observations with Merger Simulations
我们将观测到的1.5 < z < 3的大质量星系的颜色分布、数量和质量密度与霍普金斯等人的一个模型进行了比较，该模型将类星体和星系人口联系在富气体合并的基础上。为了检验静止的红星系是在类星体活动引起的富含气体的并合之后形成的这一假设，我们对从FIRES、GOODS-South和MUSYC巡天中提取的总面积为496弧分的大质量（M > 4 × 10^10 Msun）星系的测光结果进行了对比，这些星系的测光结果来自流体动力学并合模拟。与Hopkins et al.（2006 b）模型一样，我们使用观测到的类星体光度函数来估计合并率。我们发现，合成的U-V和V-J颜色的星系，有一个类星体的阶段，在他们的过去匹配的颜色观察到的星系，最好的特点是一个静止的恒星星族。在z ~ 2.6处，观测到的M > 4x10^10 Msun的静止红星系的数量和质量密度与模型一致，在该模型中，每个静止的大质量星系在过去都经历了类星体阶段。在z ~ 1.9时，观测到的静止星系比模型预测的少2.8倍，这些星系是高红移类星体的后代。合并模型还预测了大量的星系正在经历合并驱动的恒星形成。我们发现预测的数量和质量密度占观测到的大质量恒星形成星系的30-50%。然而，它们的颜色与观测到的恒星形成星系的颜色不匹配。特别是，尘埃红色星系的颜色无法通过模拟再现。这种差异的几个可能的起源进行了讨论。该模型的有效性的观测约束目前受…
2009-06-04 astro-ph.CO
SMM J04135+10277: A Candidate Early-Stage "Wet-Dry" Merger of Two Massive Galaxies at z=2.8
我们报告的CO（J=3-2）的发射朝向z=2.846亚毫米选定的星系SMM J 04135 +10277，使用毫米波天文学研究组合阵列（CARMA）的干涉成像。SMM J 04135 +10277以前被认为是一个富含气体的亚毫米级类星体，在文献报道的高z类星体中具有最高的分子气体质量。相对于早期观测，我们的地图在~6x处提高了线性分辨率，空间分辨率为~1.7”尺度，对应于~5.2 kpc的（透镜校正）源半径。他们还揭示了分子气体库，因此，可能是亚毫米辐射，与类星体的宿主星系无关，而是与一个光学暗淡的富含气体的星系有关，该星系距离活动星系核（AGN）5.2”，或41.5 kpc的投影距离。这个被遮蔽的富气星系的动力学质量为M_dyn sin 2（i）=5.6x10^11 M_sun，相当于气体质量分数约为21%。假设z>2的类星体具有典型的M_BH/M* 比，则该系统中的两个星系的质量比约为1.9。我们的研究结果表明，这类星体星暴星系对可能代表了一个罕见的主要，富气/贫气（“湿干”）合并的两个大质量星系在z=2.8的早期阶段，而不是一个单一的，富含气体的活动星系核宿主星系。这样的系统可能在今天的大质量星系的早期积累中发挥重要作用，通过亚毫米发光的星暴阶段，并且可能在低和高红移的静止帧远红外选择类星体样本中隐藏大量。
2013-02-05 astro-ph.CO
The Quasar / Galaxy Pair PKS 1327-206 / ESO 1327-2041: Absorption Associated with a Recent Galaxy Merger
我们目前的HST/WFPC 2宽带和地面的H α图像，H I 21厘米发射图，和附近的星系ESO 1327-2041，这是位于38弧秒（14千秒差距投影）以西的类星体PKS 1327-206的低分辨率光谱。我们的HST图像显示ESO 1327-2041具有复杂的光学形态，包括先前被归类为极环的延伸螺旋臂。我们的光谱显示，在这个臂位于类星体位置（约2千秒差距的投影）的5角秒的几个H II区域的H α发射，我们的地面H α图像揭示了在星系中心附近的倾斜盘中存在几个额外的H II区域。在PKS 1327 -206的H I 21-cm、光学和近紫外光谱中发现了与ESO 1327 -2041相关的吸收。我们发现两个吸收分量在cz = 5255和5510公里/秒的H I 21厘米的吸收光谱，这与以前发现的金属线组件的速度相匹配。我们将5510 km/s的吸收体归因于扩展螺旋臂中的盘气体，将5255 km/s的吸收体归因于已从ESO 1327-2041盘潮汐剥离的高速气体。这些非常接近的H I 21-cm吸收体的星系/吸收体关系的复杂性表明，高红移阻尼莱曼-α吸收体的标准观点在许多情况下过于简化。
2010-11-29 astro-ph.CO
A weak lensing comparability study of galaxy mergers that host AGNs
我们使用弱引力透镜比较了三种不同类型星系的总质量密度分布：（i）29个星系中存在z~0.32的类星体，这些类星体处于后星爆（PSQ）阶段，具有高恒星形成，表明最近的合并活动，（ii）来自SLACS样本的22个大椭圆星系，它们没有z~0.23的类星体，和（iii）17个星系，拥有中等亮度的类星体，z~0.36，由盘不稳定性提供动力，但没有强烈的恒星形成。在最初的测试中，我们没有发现星系合并状态与晕轮廓之间存在联系的证据，PSQ轮廓与其他两个样本的PSQ轮廓相当，并且与Leauthaud等人（2014）对COSMOS中中等亮度类星体的研究一致。考虑到两个类星体样本的兼容性，我们将它们结合起来，没有发现黑洞活动和暗物质晕之间存在任何联系的证据。所有三种质量分布图均与当前数据中的等温线一致。
2015-05-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
A close quasar pair in a disk-disk galaxy merger at z = 2.17
本文报告了在宇宙正午（z=2.17）星系并合中发现的 kpc 尺度双类星体系统 SDSS J0749+2255，揭示了其寄主星系特征，并指出部分超大质量黑洞可能早于恒星核球形成，未来将演化为束缚双星系统。
2023-04-05 astro-ph.CO astro-ph.HE
Fast Molecular Outflows in Luminous Galaxy Mergers: Evidence for Quasar Feedback from Herschel
本文报道了用Herschel-PACS系统搜索43个邻近星系（z < 0.3）合并样本中的分子（OH-119 μ m）外流的结果，这些星系主要是超亮红外星系（ULIRGs）和类星体。我们发现，OH功能（相对于发射的吸收强度）的字符与9.7微米的硅酸盐功能，在ULIRGs的遮蔽措施。在37个OH探测目标中的26个（70%）中，根据OH吸收剖面的检测，发现分子外流的非生物证据，其中值速度蓝移超过-50 km/sec，表明存在广角（~145度）外流几何形状。相反，分子流入的明确证据，根据检测的OH吸收剖面的中值速度超过+50公里/秒的红移，被认为是在只有4个对象，这表明一个平面或对流几何的流入气体。在几个天体中测得的终端外流速度约为-1000 km/sec，但外流速度中值通常约为-200 km/s^{-1}。虽然流出速度对恒星形成率没有统计上的显著依赖性，但在AGN分数和光度较大的系统中，它们的蓝移明显更明显[log（L_AGN / L_sun）> 11.8 +/- 0.3]。这些系统中的类星体在驱动分子外流方面起着主导作用。相比之下，大多数活动星系核主导的系统，其中OH被视为纯粹的发射，显示相对温和的OH线宽，尽管他们的大活动星系核光度，也许表明分子外流消退，一旦类星体已经清除了一条路径，通过模糊的材料。
2013-08-22 astro-ph.CO
SDSS J1254+0846: A Binary Quasar Caught in the Act of Merging
我们提出了第一个明亮的，空间分辨的二元类星体，显然居住在一个正在进行的星系合并。SDSS J125455.09+084653.9和SDSS J125454.87+084652.1（以下简称SDSS J1254+0846）是两个明亮的z=0.44射电宁静类星体，径向速度差仅为215 km/s，在天空中相隔21 kpc，在一个扰动的主星系合并中显示出明显的潮汐尾。这一对是从SDSS DR 6测光中提取的具有小横向分离的二元类星体候选者的完整样本的一部分。我们提出了后续的光学成像，显示了广泛的，对称的潮汐臂功能跨越约75千秒差距的类星体的红移。数值模拟表明，该系统由两个巨大的盘状星系组成，它们在主动合并的第一次通过期间被捕获。这表明，在星系合并的早期阶段，黑洞的快速增长与预先存在的凸起。在我们的光学或X射线观测中，这两个发光的核都没有被气体或尘埃显着吸收，这说明并非所有的合并类星体都将处于模糊的超亮阶段。我们发现较暗的B类星体的爱丁顿比是相当正常的，而A类星体的L/LEdd与类似光度和红移的类星体相比是相当高的（>3sigma），这可能是强合并触发吸积的证据。更多这样的合并应该是确定在较高的红移使用二元类星体作为示踪剂。
2010-02-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Numerical hydrodynamic simulations based on semi-analytic galaxy merger trees: method and Milky-Way like galaxies
我们提出了一种新的方法来研究星系演化的宇宙学背景下。我们结合宇宙学合并树和半解析模型的星系形成多合并流体动力学模拟提供的初始条件。通过这种方式，我们利用合并模拟（高分辨率和包含气体物理）和半解析模型（宇宙学背景和低计算成本）的优势，并将它们整合起来，创建一个新的工具。这种方法使我们能够研究各种星系性质的演变，包括热气体晕的处理，气体从该气体冷却并吸积到中心盘上，这在以前的许多研究中被忽视了。这种方法比其他方法有几个优点。由于只包括感兴趣区域的粒子，运行时间比传统的宇宙学模拟短得多，从而提高了计算效率。使用宇宙学模拟，我们表明，多个合并预计将比孤立的合并序列更常见，因此星系合并的研究应该考虑到这一点。在这项初步研究中，我们提出了我们的方法，并说明了模拟10个银河系的星系，因为z=1的结果。我们发现很好的协议与观测的总恒星质量，恒星形成率，冷气体分数和光盘尺度长度参数。我们希望这种新的数值方法将是非常有用的追求一些问题有关的星系内部结构的转变，通过宇宙时间。
2012-10-19 astro-ph.CO
Faint-end Quasar Luminosity Functions from Cosmological Hydrodynamic Simulations
我们研究了暗端类星体光度函数（QLF）的预测和它的演化使用完全宇宙学流体动力学模拟，自洽地遵循恒星形成，黑洞增长和相关的反馈过程。我们发现在z < 2时，光学和X射线QLF的预测和观察到的暗端（亮端在我们的模拟体积中不可访问）之间非常吻合。在较高的红移，我们的模拟往往高估了QLF在最微弱的光度。我们表明，虽然低（高）光度范围的暗端QLF占主导地位的低（高）质量的黑洞，广泛的黑洞质量仍然有助于任何给定的光度范围。这与模拟中详细的流体动力学导致的黑洞复杂的光变曲线是一致的。与QLF的结果一致，我们发现当光度大于10^43 erg/s时，AGN的共动数密度（在光学、软X射线和硬X射线波段）的演化具有很好的一致性。然而，从模拟的亮度密度演变似乎意味着在更高的红移比硬X射线数据约束（但不是在光学）的峰值。我们预测的在z >= 2处最微弱通量处的过量不会导致对总X射线背景的高估，并且其贡献最多是2-8 keV背景的未分辨部分的两倍。即使这可以解释一些尚未检测到的，也许是严重模糊的微弱类星体人口，我们表明，我们的预测在高红移的微弱源（这是占主导地位的低质量黑洞）的模拟可能会受到分辨率的影响。
2009-10-09 astro-ph.CO
Influence of baryonic physics on the merger time-scale of galaxies in N-body/hydrodynamical simulations
根据我们以前的工作（Jiang et al.（2008））中，我们在高分辨率的宇宙学水/N体模拟中研究了星系的合并时间尺度，我们研究了重子物理数值实现中的不确定性对合并时间尺度的潜在影响。在以前的工作中使用的模拟遭受过冷的问题，导致中央星系的大晕太大。这可能导致合并的时间尺度比真实宇宙中的时间尺度更短。我们运行类似的模拟，但恒星质量显着减少，以模拟另一种极端情况下的低恒星质量。我们的结果表明，合并的时间尺度是受恒星形成配方的影响很小，除了在近径向轨道的卫星，显示出22%的时间尺度在较低的恒星质量的情况下，高。由于径向轨道只占卫星轨道的一小部分，因此，Jiang等人的拟合公式是不适用的。（2008）仍然适用于合理的精度，几乎不受重子物理学中的不确定性的影响。
2009-02-21 astro-ph.CO
Measurement of the small-scale structure of the intergalactic medium using close quasar pairs
星系际介质（IGM）中扩散气体的分布在被称为莱曼- $α$森林的遥远背景类星体的光谱上留下了一系列氢吸收线。宇宙流体动力学模拟预测，IGM密度波动被抑制在一个特征尺度以下，其中热压力平衡重力。我们测量了这种压力平滑规模量化吸收相关性的样本密切类星体对。我们将我们的测量结果与流体动力学模拟进行了比较，其中压力平滑由IGM的综合热历史确定。我们的研究结果是一致的标准模型的光致电离加热的紫外线辐射背景，再电离宇宙。
2017-04-26 astro-ph.CO
Can quasars, triggered by mergers, account for NANOGrav's stochastic gravitational wave background?
本研究基于类星体光度函数，假设类星体与超大质量黑洞双星并合相关，计算随机引力波背景，发现其振幅与NANOGrav观测值大致匹配，支持类星体作为引力波背景来源，并对类星体寿命等参数提出联合约束。
2024-12-17 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
What Do Statistics Reveal About the Black Hole versus the Bulge Mass Correlation and Co-evolution?
观测数据表明，超大质量黑洞（MBH）和星系核球（Mbulge）质量之间的相关性遵循近似线性的趋势，并且与核球而不是恒星总质量（Mgal）的相关性最强。随着红移的增加，当MBH >~ 10^{8.5} Msol时，相对于z=0的Gamma=MBH/Mbulge比值似乎也更大。这项研究更密切地关注统计数据，以更好地理解MBH-Mbulge相关性的创建和观察。有可能表明，如果星系合并统计数据可以驱动相关性，那么较小的合并会导致“线性收敛”，在高质量时最为明显，而较大的合并则具有中心极限收敛，更强烈地“减少了分散”。这种统计推理对星系形态是不可知的。因此，将统计预测（更多的主要合并==>更紧密的相关性）与观察（凸起=最紧密的相关性）相结合，将导致人们得出结论，更多的主要合并（贯穿整个合并树，而不仅仅是主要分支）会产生更突出的凸起。关于有争议的发现，伽玛增加红移，这项研究表明，为什么光度函数（LF）偏置参数，采取正确的面值，加强而不是削弱的结果。然而，校正LF偏差是没有必要的，因为类星体的BH质量标度是自举到z=0的正常星系中的MBH-Sigma* 相关性，并且类星体-类星体的比较是内部一致的。在蒙特卡罗模拟中，高伽马天体是“欠合并”的星系，通过较小的合并需要更长的时间才能收敛到线性。另一个证明星系在z >~ 2时质量不足的证据是类星体宿主对于它们的预期质量来说非常紧凑。
2010-02-13 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 Pre-merger Impact Velocity of the Binary Cluster A1750 from X-ray, Lensing and Hydrodynamical Simulations
自从发现“子弹状星系团”以来，已经发现了几个类似的情况，表明相对速度远远超出了和谐LCDM模型预测的高速碰撞的尾部。然而，用流体动力学模型量化这种合并后事件需要广泛覆盖可能的初始条件。在这里，我们表明，它是更简单地解释合并前的情况下，如A1750，碰撞集群之间的气体受到适度的影响，使初始条件是明确的。我们分析了公开的钱德拉数据，证实了在A1750的两个集群中心之间的预计X射线温度显着增加，与我们的预期相一致的合并集群。我们用FLASH代码对暗物质和气体进行了自洽的流体动力学模拟。我们的模拟再现了X射线数据，以及在中间投影角观察到的第一个核心通道之前的相位中的两个集群之间的测量红移差。使用我们的模型推导出的deprojected初始相对速度是1460公里/秒，这是相当高的预测平均碰撞速度来自最近的LCDM宇宙学模拟的模拟质量晕，但它是在允许的范围内。我们的模拟表明，这样的系统可以使用多波长的方法和数值模拟，其中的相对碰撞速度的统计分布可以提供一个明确的检查范围广泛的暗物质的情况下，可以确定。
2013-07-25 astro-ph.CO
Spitzer Observations of Young Red Quasars
本文报道了用Spitzer IRS和MIPS获得的13个红移0.4<z<1尘埃红化类星体的中红外光谱和测光结果。我们比较来自他们的红外光谱能量分布（固有AGN光度和远红外光度从恒星形成）的主机亮度和形态从HST成像，和黑洞质量估计从光学和/或近红外光谱的属性。我们的研究结果与模型基本一致，其中大多数尘埃红化类星体是合并驱动的星暴触发完全模糊的活动星系核和正常的未红化类星体之间的中间阶段。我们发现，我们的许多对象有很高的吸积率，接近爱丁顿极限。这些天体往往低于当地星系定义的黑洞质量-膨胀光度关系，而我们的大多数低吸积率天体略高于当地关系，这是这些红移的正常类星体的典型特征。因此，我们的观测结果最容易解释的情况下，星系恒星质量增长首先发生在每个合并/恒星暴增事件的三个因素，其次是黑洞增长了类似的金额。然而，我们没有看到任何直接的证据表明类星体反馈影响我们物体中的恒星形成，例如吸积率和恒星形成之间的关系。然而，我们的五个物体确实在OIII 5007埃发射线轮廓中显示出外流的证据，这表明类星体活动正在驱动我们样本中至少一些成员的热风。
2012-08-22 astro-ph.CO
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。
2025-01-16 astro-ph.CO astro-ph.HE
Improved Constraints on Mergers with SZ, Hydrodynamical simulations, Optical, and X-ray (ICM-SHOX). Paper II: Galaxy cluster sample overview
本文介绍对形态与视线速度均敏感的八星系团ICM-SHOX多探针数据集及其质量，为研究任意取向并合和后续全样本分析奠定观测基础。
2024-04-05 astro-ph.CO
GBT Detection of Polarization-dependent HI Absorption and HI Outflows in Local ULIRGs and Quasars
本文介绍了用罗伯特C。伯德格林班克望远镜（GBT）这些残骸是从类星体/ULIRG演化研究（QUEST）的超亮红外星系（ULIRG; L $_{8-1000 μm} > 10^{12}$ L $_\odot$）和类星体样本中选择的;我们的目标都是由活动星系核（AGN）控制的，并且是建议的ULIRG到类星体演化序列的后期阶段的样本。我们发现HI吸收（发射）的流行率是100%（29%）在ULIRG与HI检测，100%（88%）在FIR强类星体，和63%（100%）在FIR弱类星体。吸收功能与强大的中性外流，从主要驱动的恒星形成ULIRGs被驱动的类星体的活动星系核。在某些情况下，这些流出物的速度超过1500 km s $^{-1}$。出乎意料的是，我们在57%的光谱中发现了偏振相关的HI吸收（分别为88%和63%的FIR强和FIR弱类星体）。我们将这一结果归因于前景HI云对这些源的偏振连续辐射的吸收。在显示偏振光谱的类星体中，约有60%是射电强的，远高于在活动星系核中观测到的$\sim$ 10%。这种差异表明，射电喷流在塑造这些星系的环境方面起着重要作用。这些系统可能代表了一个过渡阶段，在丰富的气体合并到“成熟”的射电星系的演变。
2013-01-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
BR1202-0725: An Extreme Multiple Merger at z = 4.7
射电宁静类星体BR 1202 -0725（z=4.695）是一个显着的源，它有一个明亮的西北（NW）伴星，在submm和射电波长处被探测到，但在光学上不可见。在没有引力透镜放大的情况下，BR 1202 -0725将是宇宙中最明亮的CO和FIR双星源。本文报道了利用BR 1202 -0725的IRAM Plateau de Bure干涉仪对CO（5-4）和（7-6）线、[C I]（3 P2 - 3 P1）线、高角分辨率（0.3 x 0.8 arcsec）的1.3 mm静止框架远红外尘埃连续谱图的观测，以及对CO（11-10）线的搜寻。我们比较这些结果与最近的ALMA数据在[C II]行。无论是类星体的宿主星系和它的NW同伴的空间分辨的分子线发射和尘埃连续。NW伴星的CO剖面非常宽，半峰全宽为1000 +/- 130 km/s，而东南方的类星体宿主星系为360 +/- 40 km/s。线宽和中心速度的差异，以及在任何波长下都没有任何透镜候选者或弧形结构，表明被遮蔽的NW星系和SE类星体宿主星系不能是同一物体的透镜图像。相反，我们发现在西北和东南来源的子结构形态和运动学的证据。我们解释这些结果作为强有力的迹象表明，BR 1202 -0725复合体是一组年轻的，相互作用，和高度活跃的星暴星系。
2012-09-07 astro-ph.CO
Abundance of LIGO/Virgo Black Holes from Microlensing Observations of Quasars with Reverberation Mapping Size Estimates
假设人口的黑洞（BH）的质量范围内推断的LIGO/室女座从BH合并，我们使用类星体微透镜观测来估计它们的丰度。我们认为一个混合人口的恒星和黑洞和存在一个光滑的暗物质组件。我们采用混响映射估计类星体的大小。根据测量的微透镜放大率的贝叶斯分析，质量为$\sim$ 30 $M_{\odot}$的BH群体在68%置信水平下占总物质的小于0.4%（在90%置信水平下小于0.9%）。我们已经探索了LIGO/Virgo BH的整个质量范围，发现在68% C. L时，该上限范围为0.5%至0.4%。(from 1.1%至0.9%（90% C.L.）当BH质量从10变为60 $M_{\odot}$时。我们估计有16%的贡献来自恒星，与以前的研究一致，基于一个单一的质量人口，没有明确考虑BH的存在。这些结果与LIGO/Virgo合并统计的BH丰度估计一致，并排除了PBH（或任何类型的致密物体），在这个质量范围内构成了暗物质的重要部分。
2022-04-25 astro-ph.CO
Fast-growing SMBHs in Fast-growing Galaxies, at High Redshifts: the Role of Major Mergers as Revealed by ALMA
我们提出了一个长期的，多波长的项目，以了解最大质量的黑洞的最快增长的时代，通过使用40个发光类星体的样本在z~4.8。这些类星体具有相当一致的性质，具有典型的吸积速率和黑洞质量，L/L_Edd~0.7和M_BH~10^9 M_sol。该样品由先前Herschel/SPIRE探测到的“FIR-bright”源（SFR > 1000 Msol/yr）和“FIR-faint”源（Herschel叠加分析表明典型的SFR约为400 Msol/yr）组成。ALMA在[CII]λ157.74 μ m谱线发射和相邻的150 μ m静止坐标系中观测了其中的6个类星体，以研究尘埃冷ISM。ALMA探测到了伴星，光谱证实了三个源的亚毫米星系（SMG）-一个明亮的FIR和两个微弱的FIR。伴星与类星体宿主的距离约为14-45千秒差距，我们将它们解释为主要的星系相互作用。因此，我们的ALMA数据清楚地支持这样一种观点，即重大合并可能是SMBH快速早期增长的重要驱动力。然而，并非所有高SFR类星体宿主都伴随着相互作用的SMG，以及ALMA观察到的有序气体运动学，这一事实表明其他过程可能为这些系统提供燃料。因此，我们的分析表明，与早期和快速SMBH增长的宿主星系的性质和气体吸积机制的多样性。
2018-01-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
ALMA Observations Show Major Mergers Among the Host Galaxies of Fast-growing, High-redshift Supermassive Black Holes
我们提供了一个z~4.8的六个发光类星体样本的ALMA波段7的新数据，这些类星体由快速增长的超大质量黑洞（SMBH）提供动力，这些黑洞具有相当一致的性质：典型的吸积速率和黑洞质量为L/L_Edd~0.7和M_BH~10^9 M_sol。我们的样本包括三个“FIR亮”源和三个“FIR暗”源，前者在以前的Herschel/SPIRE观测中被单独探测到，其恒星形成速率大于1000 M_sol/yr，后者的Herschel叠加分析表明其典型的SFR约为400 M_sol/yr。在ALMA数据中清晰地探测到了所有六个类星体宿主中的尘埃星际介质，并在~ 2kpc尺度上分辨出了连续谱（λ_rest ~150 μ m）和[C II]157.74 μ m谱线发射。连续辐射与Herschel数据的预期非常一致，证实了类星体宿主中强烈的SF活动。重要的是，我们探测到三个源的伴亚毫米星系（SMG）-一个FIR明亮和两个FIR微弱，与类星体宿主相隔约14-45 kpc和<450 km/s。基于[C II]的相互作用SMG的动力学质量估计在类星体宿主质量的~3倍之内，而连续辐射意味着SFR（类星体）~（2-11）xSFR（SMG）。因此，我们的ALMA数据清楚地支持了这样一种观点，即重大合并是SMBH早期快速增长的重要驱动力。然而，并非所有的高SFR类星体宿主都伴随着相互作用的SMG和ALMA观察到的气体运动…
2017-02-06 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Reconstruction of Radio Relics and X-ray Tails in an Off-axis Cluster Merger: Hydrodynamical Simulations of A115
虽然合并的星系团是研究许多重要天体物理过程和基础物理的有用实验室，但如果不仔细分析合并的情况，只能进行有限的解释。然而，这项研究要求很高，因为需要将多波长观测与详细的数值模拟进行彻底的比较。在本文中，我们提出了这样一个离轴的二元合并A115的研究。该系统具有一些显著的观测特征，但没有令人信服的合并方案，解释与彗星X射线尾巴的方向相一致的射电遗迹的形状和位置。我们的流体动力学模拟，与自适应网格细化，表明彗星X射线尾巴的A115可能是一个弹弓尾巴，并可能出现$\sim0.3$陀螺仪后的影响和之前的两个子集群达到他们的远心。这个场景可以预测巨型射电遗迹的位置和方向，它平行于北部的X射线尾部。此外，我们的研究表明，单独的扩散冲击加速不能产生所观察到的无线电功率，除非有更强的磁场和/或更显着的化石电子的存在。
2020-04-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
No Evidence of Quasar-Mode Feedback in a Four-Way Group Merger at z~0.84
我们报告的结果钱德拉搜索的Cl 0023 +0423四路集团合并在z ~ 0.84内触发核活动的证据。该系统由四个相互作用的星系群在早期阶段的层次团簇形成，因此，提供了一个独特的外观在处理和进化的水平已经在集团环境之前，集群组装。我们提出了在覆盖整个Cl 0023结构的领域中检测到的X射线点源的数量计数，以及这些源与我们广泛的光谱数据库的互相关。无论是红移分布和X射线源的累积计数揭示了很少的证据表明，该系统包含的X射线发光的活动星系核（AGN）超过在现场人口中观察到的。如果在Cl 0023系统中正在进行预处理，我们的观察表明，强大的核活动并不是淬灭恒星形成和驱动Cl 0023星系演化的主要机制。我们推测，这是由于缺乏足够大的核黑洞所需的权力，这样的活动，因为以前的观察发现了一个高晚型的比例在Cl 0023人口。可能只有在星系群和结构演化的后期，当足够大质量的星系（和中心黑洞）已经形成时，但在流体动力学过程剥离它们的气体储存之前，活动星系核驱动的破坏性外流才成为星系群预处理的重要因素。
2009-10-05 astro-ph.CO astro-ph.HE
Gravitational waves from remnant massive neutron stars of binary neutron star merger: Viscous hydrodynamics effects
采用广义相对论剪切粘性流体力学的Israel-Stewart形式的简化形式，我们探讨了双中子星合并的残余大质量中子星的演化，并特别注意由此产生的引力波形。我们发现，对于$10^{-2}$阶的所谓粘性α参数的合理值，残余大质量中子星中的微分旋转的程度在粘性时间尺度$\alt 5$ \，ms中显著降低。与此相关，非轴对称变形的程度也迅速降低，因此，发射的准周期性引力波的振幅也在粘性时间尺度中衰减。我们的研究结果表明，为模拟合并残留物的演变的双中子星，我们必须考虑磁流体力学效应，这在自然界中可以提供粘性效应。
2017-05-16 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
BAQARO: Tracing Stochastic Black Hole Growth Histories and Quasar Lightcurves in a Cosmological Context
Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（天体物理中心 | 哈佛与史密森尼学会）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿天文台，莱顿大学）；Department of Physics, University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校物理系）
BAQARO是一个半经验黑洞增长框架，利用FLAMINGO-10k模拟的亚晕合并树，通过六个参数再现观测约束，揭示黑洞通过随机超爱丁顿吸积快速增长，并合通道在低红移时变得重要。
2026-09-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraints on Hydrodynamical Subgrid Models from Quasar Absorption Line Studies of the Simulated Circumgalactic Medium
星系演化的宇宙流体动力学模拟越来越能够产生真实的星系，但最大的障碍仍然是在构建亚网格模型，准确地描述恒星反馈的行为。作为一种替代方法来测试和校准这样的模型，我们建议把重点放在环星系介质。要做到这一点，我们生成一套自适应网格细化（AMR）模拟银河系运行到z=0，系统地改变反馈实现。然后，我们对模拟数据进行后处理，以计算整个星系晕中各种常见原子吸收剂的吸收柱密度，包括H I，Mg II，Si II，Si III，Si IV，C IV，NV，O VI和O VII。这些原子柱密度的径向分布与几个类星体吸收线的研究进行比较，以确定是否有一个反馈处方是有利的。我们发现，虽然我们的模型匹配的一些意见（特别是那些离子与较低的电离强度），它是特别难以匹配的O VI观测。有一些迹象表明，具有增加的反馈强度的模型是更好的匹配。我们表明，足够的金属存在于这些晕再现观察到的柱密度分布的原则，但模拟环星系介质缺乏显着的多相子结构，一般太热。此外，我们证明了失败的流入只有模型（没有精力充沛的反馈）在填充CGM与足够的金属，以匹配观测，即使在多相结构的存在下。此外，我们简要地调查的CGM从z=3到现在的演变。总的来说，我们发现类星体吸收线观测星系周围的气体提供了一个新的和重要的约束反馈模型。
2012-12-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Accretion, Growth of Supermassive Black Holes, and Feedback in Galaxy Mergers
超级爱丁顿吸积在增加黑洞的质量方面非常有效：如果不考虑反馈效应，在爱丁顿时间的一小部分内，它的质量可以增长到任意大的值。然而，由于超爱丁顿吸积的辐射效率很低，人们反对它作为类星体黑洞生长的主要过程，因为观测限制了类星体黑洞的平均吸积效率为$\ga 0.1$。在本文中，我们表明，观测约束不需要被违反，如果类星体中的黑洞经历了两个阶段的增长过程：与短的超爱丁顿吸积过程中，他们得到他们的质量膨胀了一个非常大的因素，直到反馈过程变得重要，然后与一个长期的子爱丁顿吸积过程中，他们有他们的质量增加了一个因素$\ga 2$。这个两阶段过程的总平均效率是$\ga 0.1$，并且很容易用红移6来解释$10^9 M_\odot$黑洞的存在。简要讨论了超爱丁顿吸积相存在的观测检验。
2012-05-02 astro-ph.CO gr-qc
Evolution of massive black hole spins
黑洞自旋影响“经典”吸积过程的效率，从而影响类星体的辐射输出。自旋还决定了从黑洞本身可以提取多少能量。最近，人们发现大质量黑洞的自旋也会影响黑洞在星系中的滞留，这是由于合并时引力波的各向异性发射造成的脉冲“引力反冲”，高达数千公里/秒。在这里，我讨论了大质量黑洞自旋的演化沿宇宙的历史，由于合并和吸积事件的组合。我描述了最近的模拟吸积黑洞合并残留物，并讨论了类星体的黑洞的自旋的影响。
2010-10-05 astro-ph.CO astro-ph.HE
Galaxy mergers on a moving mesh: a comparison with smoothed-particle hydrodynamics
星系合并已经使用平滑粒子流体动力学（SPH）研究了几十年，但最近的工作突出了传统SPH技术固有的不准确性，对以前研究的可靠性提出了质疑。我们通过比较一套Gadget-3 SPH模拟的理想化（即，非宇宙学）孤立盘和星系合并，否则使用移动网格代码Arepo进行相同的计算。在不考虑黑洞吸积和活动星系核反馈的情况下，两个程序得到的恒星形成历史吻合较好。当BH包括在内，代码和分辨率依赖的SFH的变化是更显着的，但协议仍然是好的，和恒星质量形成的模拟过程中的数值方法的变化是强大的。在合并过程中，气体形态和相结构在星爆阶段之前最初是相似的。然而，一旦一个热的气体晕已经形成的冲击加热和活动星系核反馈（当包括），协议是不太好。特别是，在后星爆阶段，SPH模拟功能更突出的热气体晕和虚假的团块，而与Arepo，气体团块和细丝不太明显，热晕气体可以更有效地冷却。我们讨论了这些差异的起源，并解释了为什么SPH技术在某些应用中产生了值得信赖的结果（例如这里提出的理想化孤立盘和星系合并模拟），而不是其他应用（例如，在宇宙学流体动力学模拟中，气体流到星系上）。
2014-06-03 astro-ph.CO astro-ph.IM physics.flu-dyn
Modelling CO emission from hydrodynamic simulations of nearby spirals, starbursting mergers, and high-redshift galaxies
我们对CO分子的发射线强度进行了建模，其基础是对具有非常高分辨率（3 pc和10^3 Msun）的螺旋星系、合并星系和高红移星系的流体动力学模拟，以及星际气体相空间结构的详细模型，包括激波加热、恒星反馈过程和星系风。模拟分析与大速度梯度（LVG）模型计算本地发射在各个分子线在每个分辨率元素，辐射传输和不透明度的影响，以及从星系出现的强度，产生合成光谱的CO分子的各种转变。该模型再现了已知的CO光谱和CO到H2的转换因子在附近的螺旋和星爆主要合并的属性。合并中CO谱线的高激发主要由过量的高密度气体控制，并且产生这种致密气体过量的高湍流速度和压缩导致宽线宽和低CO强度与H2质量比。当应用于高红移的富含气体的盘星系时，同样的模型预测它们的CO到H2的转换因子几乎和附近的螺旋星系一样高，并且比恒星爆炸合并中的高得多。高红移盘状星系包含巨大的恒星形成团，其中包含与空间集中的恒星反馈源加热的气体相关的高激发成分，尽管CO（1-0）到CO（3-2）的发射总体上由致密团周围的低激发气体主导。这些结果总体上突出了CO激发和CO到H2的转换因子对星系类型的强烈依赖性，即使在类似的恒星形成速率或密度。底层过程是由星际介质结构和湍流及其对恒星反馈的响应驱动的，这取决于全球星系结构，反过来又影响CO排放特性。
2015-01-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dynamical mass ejection from the merger of asymmetric binary neutron stars: Radiation-hydrodynamics study in general relativity
在数值相对论中，我们对非对称双中子星合并进行了中微子辐射-流体动力学模拟。中子星是由软和适度刚性有限温度状态方程（EOS）。我们发现，动态喷出物的总质量，中子丰度分布，和特定的熵分布等属性依赖于一个独特的方式在一个给定的EOS的二元系统的质量比。对于软物态方程（SFHo），质量比对喷出物总质量的影响很小，但喷出物的平均每重子电子数（$Y_e$）和比熵（$s$）随质量不对称程度的增加而显著减小.对于刚性状态方程（DD 2），随着质量不对称程度的增加，喷出物总质量显著增加，而$Y_e$和$s$的平均值则适度减小。我们再次发现，只有软EOS（SFHo），总喷出物质量超过$0.01M_\odot$的质量比在本文中选择无关。喷出物具有各种不同的电子数，其平均值约在$Y_e \sim 0.2$和$\sim 0.3$之间，与所采用的状态方程无关，这非常适合r过程重元素（第二和第三峰）的产生，尽管其平均值随着质量不对称程度的增加而减小。
2016-03-07 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
