Pre-Processing and Post-Processing in Group-Cluster Mergers
星系团中的星系团更有可能是早期类型的，并且比场中的星系有更低的恒星形成率。最近的观察和模拟表明，星系团可能会被星系团或暗条环境“预处理”，并且作为更大星系团的一部分落入星系团的星系可以在星系团内保持相干长达一个轨道周期（“后处理”）。我们调查这些想法的宇宙学$N$体模拟和理想化的$N$体加流体动力学模拟的一组集群合并。我们发现，集团环境可以显着有助于通过增强星系星系合并率，清除星系的热晕气体的冲压压力剥离，和潮汐截断他们的星系的星系预处理。潮汐变形的群体在下降期间不有助于预处理。后处理也被证明是有效的：星系-星系碰撞增强在一个集团的近心通道内的一个集群，合并冲击增强了冲压压力集团和集群星系，并在合并过程中增加局部密度导致更大的银河潮汐截断。
2013-08-06 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
Tidal Dwarf Galaxies around a Post-merger Galaxy, NGC 4922
矮星系形成的一个可能的通道是诞生于相互作用星系的潮汐尾。本文报道了后发座星系团合并后星系NGC 4922中一个明亮的紫外潮汐尾和几个年轻的潮汐矮星系候选者的探测结果。基于两组分星族模型（结合年轻和年老的恒星星族），我们发现潮汐尾的光主要来自年轻恒星（年龄为几百万年）。银河演化探测器（GALEX）的紫外线数据在参数（年龄和质量）估计中发挥了关键作用。我们对潮汐矮星系候选者的恒星质量估计为~ 10^{6-7} M_sun，这是矮星系的典型质量。
2009-12-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Are Dry Mergers Dry, Moist, or Wet?
我们对van Dokkum（2005）确定的干合并残留物和正在进行的干合并的红序星系样本进行了光谱分析。动力学，恒星星族吸收功能，和电离从发射线，推导。我们发现，大约有一半的样本显示强潮汐功能有年轻的恒星星族比控制样本在给定的速度色散。相反，潮汐尾较弱和/或正在合并的星系-除了一个星系-没有显示出这种年轻的成分。这似乎表明，在相当一部分椭圆星系中观测到的年轻恒星星族是由合并引发的恒星形成的结果。这个年轻的组成部分与年轻恒星（<2%质量）叠加在占主导地位的老（~11 Gyr）恒星星族上的轻微“结霜”相一致。就恒星星族而言，这些合并实际上是相当干燥的。然而，我们发现，合并残留物与年轻的恒星星族支持旋转，相反的预期，一个主要的干合并。这表明，少量的气体已经足以产生一个动态冷恒星成分。然而，有一半的星系与强大的潮汐扭曲，是缓慢旋转，并有恒星星族兼容的控制样品在给定的速度色散。值得注意的是，没有一个速度色散超过250 km/s的星系有一个独立于合并阶段的年轻恒星成分。
2009-08-18 astro-ph.CO
NGC 2782: a merger remnant with young stars in its gaseous tidal tail
我们已经在合并残留物NGC 2782周围寻找年轻的恒星形成区。利用GALEX的FUV和NUV成像和HI数据，我们发现了7个紫外源，位于距离NGC 2782中心大于26千秒差距，并与其西部HI潮汐尾相吻合。当使用Gemini/GMOS r波段图像时，这些区域在几个较小的系统中得到了解决。我们将观测到的颜色与恒星星族合成模型进行了比较，发现这些天体的年龄在100万年到1100万年之间，质量在10^3.9到10^4.6兆太阳之间。通过使用双子座/GMOS光谱数据，我们确认了成员资格，并得出高金属丰度的三个年轻的地区在尾部（12+log（O/H）=8.74 \pm 0.20，8.81 \pm 0.20和8.78 \pm 0.20）。这些金属丰度值与NGC 2782的核区域相似，也与靠近NGC 2782主体的天体相似。在NGC 2782的气体潮汐尾的恒星形成区域中测量到的高金属丰度可以解释为，如果它们是由曾经在系统碰撞时从合并星系中心排出的高浓缩气体形成的。另一种可能性是，尾部是几代年轻恒星系统的摇篮，这些恒星系统最终用金属污染了这种介质，进一步富集了星系碰撞时喷射到尾部的已经富集的气体。
2012-01-18 astro-ph.CO
Modelling frequency-dependent tidal deformability for environmental black-hole mergers
基于双星系统中黑洞由于潮汐相互作用而失去环境的事件，我们建立了一个潮汐变形能力介于相对低频的有限值（缀饰黑洞）和高频的零值（裸黑洞）之间的波形模型.然后，我们应用这个模型的例子的情况下，一个黑洞穿着超轻标量场和调查的潮汐勒夫数与爱因斯坦望远镜的可探测性。我们表明，潮汐变形模型的参数可以测量精度很高，提供了一个有用的工具，以了解动力学环境的影响发生在一个双系统的螺旋。
2023-02-11 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Tidal Dwarf Galaxies and missing baryons
潮汐矮星系是在大质量螺旋星系的相互作用、碰撞或合并过程中形成的。它们在质量、大小上类似于“正常”的矮星系，并成为围绕其巨大祖先运行的矮卫星。然而，它们保留了一些来自其起源的特征，使它们成为宇宙学研究的有趣目标。特别是，它们应该没有来自球状晕的暗物质。平坦的旋转曲线和高的动力学质量可能表明存在一个看不见的分量，并限制了“失踪重子”的性质，已知存在但无法直接观察到。宇宙中矮星系的数量是另一个宇宙学问题，如果潮汐矮星系经常在高红移时形成，当合并率很高时，它们中的许多幸存下来直到今天，这可能会受到显着影响。
2009-07-22 astro-ph.CO
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
Modeling the dynamics of tidally-interacting binary neutron stars up to merger
合并中子星双星发射的引力波信号的数据分析需要这些系统的动力学和波形的精确解析表示的可用性。本文提出了一个描述中子星双星从螺旋上升到合并的广义相对论动力学的有效单体模型。我们的EOB模型采用了增强的吸引力潮汐势的动机最近的分析进展后牛顿和引力的相对论性潮汐相互作用的自我力量的描述。在后期强场动力学中，没有引入描述潮汐相互作用的拟合参数。我们比较了模型能量学和引力波定相与新的高分辨率多轨道数值相对论模拟的等质量配置与不同的状态方程。我们发现协议内的不确定性的数值数据的所有配置。我们的模型是第一个半解析模型，捕捉潮汐放大效应接近合并。因此，它提供了最准确的分析表示的二元中子星动力学和波形目前可用。
2015-05-13 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
Recovering the Tidal Field in the Projected Galaxy Distribution
我们提出了一种方法来恢复和研究投影引力潮汐力从星系调查包含很少或根本没有红移信息。详细描述了恢复潮汐图作为宇宙网示踪剂的方法和物理解释。我们首先将该方法应用于模拟的星系调查和研究的准确性，宇宙网可以恢复在不同的观测效果的存在下，显示投影的潮汐场可以估计在大面积的天空合理的精度。然后，我们将我们的方法应用于2MASS调查，并提出了一个公开的全天空地图的投影潮汐力在当地的宇宙。作为应用这些数据的一个例子，我们进一步研究了宇宙网不同元素中星系光度的分布，发现虽然在最密集的环境中优先发现更明亮的物体，但潮汐环境没有进一步的分离。
2015-12-10 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
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
The Effect of Gas Fraction on the Morphology and Time-scales of Disc Galaxy Mergers
富含气体的星系合并比气体较少的合并更容易通过它们的扰动形态来识别。由于星系合并的典型气体分数预计将增加红移，低气体分数合并的计数可能会偏离星系合并率的演变形态估计。为了了解这种偏差的大小，我们探索了气体分数对一系列模拟盘星系合并形态的影响。由此产生的g波段图像，我们确定如何识别主要和次要星系合并通过密切的投影对和定量形态（基尼系数G，最亮的20%的光M20的二阶矩，和不对称性A）的时间尺度取决于重子气体分数f（气体）。在所有质量比的高气体分数合并中，强不对称性持续的时间要长得多，时间尺度从f（气体）~ 20%的>= 3亿年到f（气体）~ 50%的>= 1亿年不等。因此，在部分非对称星系中观察到的强烈的红移演化可能反映了星系气体性质的演化，而不是整体星系合并率。另一方面，通过G-M20识别星系合并的时间尺度与气体分数（~ 2亿-4亿年）的依赖性很弱，这与G-M20合并观察到的弱演化一致。
2009-12-08 astro-ph.CO
Gravitational Fragmentation in Galaxy Mergers: A Stability Criteria
我们研究的引力稳定性的气体流在复杂的环境中的星系合并，因为合并是已知的地方正在进行的大规模团簇形成和恒星形成的爆发。我们发现一个解析的稳定性参数的情况下，气体流围绕合并残留物。我们测试我们的稳定性标准，星系合并的流体动力学模拟，获得满意的结果。我们发现，我们的标准成功地预测流，将是重力不稳定的碎片成块。
2012-10-04 astro-ph.CO
The Fundamental Plane of Galaxy Group Mergers
我们提出了一系列的数百个星系团合并的无碰撞模拟。这些模拟旨在测试椭圆星系的属性-包括关键的基本平面尺度关系，形态和运动学-是否可以通过星系群中的干多合并同时再现。初步结果显示，星系群合并可以产生椭圆形的残余物，即使没有来自星暴的中心耗散成分。这意味着，星系群中的多次合并是形成椭圆星系的另一种途径，而椭圆星系很可能是发光椭圆星系的主要来源。
2012-09-07 astro-ph.CO
Where do Wet, Dry, and Mixed Galaxy Mergers Occur? A Study of the Environments of Close Galaxy Pairs in the DEEP2 Galaxy Redshift Survey
我们在DEEP 2星系红移巡天中使用密偶研究了0.75 < z < 1.2时的湿、干和混合星系合并的环境。我们发现，典型的环境的混合和干合并的候选人比湿合并，主要是由于颜色密度关系。虽然观察到星系伴侣率（Nc）随着密度增加而增加，但使用N体模拟，我们发现最终合并的对的比例随着局部密度而减少，主要是因为闯入者在密集环境中更常见。考虑到合并概率的对作为局部密度的函数后，我们发现只有边际环境依赖的湿合并率的红移范围内，我们已经探讨。另一方面，由于稠密环境中红星系数量的增加，分数干合并率随着局部密度的增加而迅速增加。我们还发现K+A星系的环境分布与湿合并和湿+混合合并的环境分布相似，这表明K+A星系与湿合并和/或湿+混合合并之间可能存在联系。我们得出结论，早在z ~ 1，高密度区是干合并发生的首选环境，而现今处于过密度环境中的红序星系从那时起平均经历了1.2 ± 0.3次干合并，占它们在过去80亿年中质量吸积的（38 ± 10）%.我们的研究结果表明，干合并是至关重要的大规模红星系在稠密的环境中，如星系团和星系团的Brilliant Cluster Galeries（BCGs）的质量组装。
2010-01-25 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
The role of galaxy mergers on the evolution of star clusters
相互作用的星系有利于星团的形成，但也被怀疑通过强烈和快速变化的潮汐场影响它们的演化。处理这种复杂的行为仍然超出了（半）分析研究的范围。通过计算银河系模型中的潮汐场，并将其纳入星团的逐星N体模拟中，我们以触角星系（NGC 4038/39）为例，监测了星系大合并中星系群的结构和质量演化。作为原型。在较长的时间尺度上（约10^9年），合并只是通过改变星系内部或周围的轨道来间接影响星系团的演化：与孤立星系相比，合并残留物中的星系团质量损失更快，而潮汐碎片中的星系团存活时间更长。银河系碰撞本身的潮汐扰动太短暂，也不足以显著影响实际致密/大质量星团的结构和溶解。
2013-01-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tidal Dwarf Galaxies, Accretion Tails, and `Beads on a String' in the `Spirals, Bridges, and Tails' Interacting Galaxy Survey
我们已经使用GALEX紫外望远镜研究了恒星星族和恒星形成的形态在一个明确的样本超过30个附近的光学选择合并前相互作用的星系对。我们将GALEX NUV和FUV图像与斯隆数字化巡天的宽带光学地图相结合，研究了潮汐特征和盘的年龄和位置。我们已经确定了一些新的候选潮汐矮星系在这个样本中，以及其他有趣的形态，如吸积尾巴，“珠串”，和“铰链块”。只有在少数情况下，在HI地图上看到强烈的潮汐特征，而在GALEX中看不到。
2009-08-25 astro-ph.CO
Pre-existing dwarfs, tidal knots and a tidal dwarf galaxy: an unbiased HI study of the gas-rich interacting galaxy group NGC 3166/9
我们提出了阿雷西博遗产快速ALFA（ALCAFA）和后续的巨型米波射电望远镜（GMRT）HI观测的气体丰富的相互作用组NGC 3166/9。敏感的ALOKFA数据提供了一个完整的人口普查的HI轴承系统的组，而高分辨率的GMRT数据阐明了它们的起源，使第一个公正的物理研究之一的富含气体的矮同伴和随后的识别第二代，潮汐矮星系在附近的一个群体。ALGOFA图揭示了NGC 3166/9群核心周围的扩展HI包络，我们使用跨越~1平方度的6个GMRT点以更高的分辨率拼接。对GMRT数据立方体的彻底搜索揭示了8个低质量天体，其气体质量从4x10^7到3x10^8 M_sol不等，总动力学质量高达1.4x10^9 M_sol。从GMRT数据中测量的HI通量的比较，在ALCAFA数据中测量的那些表明，一个显着的分数（约60%）的HI是平滑分布的尺度大于弧分（约7千秒差距，在NGC 3166/9的距离）。我们计算恒星质量和恒星形成率的八个低质量GMRT检测，使用辅助SDSS和GALEX数据，并使用这些值来约束它们的起源。大多数探测到的可能是预先存在的矮不规则星系，或者是短暂的潮汐形成的星系结;然而，一个候选者，AGC 208457，显然与延伸到NGC 3166下方的潮汐尾有关，表现出一个动力学气体质量比接近统一，并有恒星的内容和恒星形成率，这是大致一致的模拟以及候选潮汐矮星银河系从文学。因此，我们的观…
2012-09-16 astro-ph.CO
Testing the tidal alignment model of galaxy intrinsic alignment
弱引力透镜已成为研究大尺度结构和宇宙学参数的有力探针。精确的弱透镜测量需要了解星系椭圆率的内在排列，这反过来可以为星系形成的模型提供信息。据推测，椭圆星系与背景潮汐场对齐，这种对齐机制主导了宇宙尺度上的椭圆度之间的相关性（在没有透镜效应的情况下）。我们利用斯隆数字巡天最近的大尺度结构测量数据，用以下几个统计数据来检验这幅图像：（1）椭圆率和星系过密度之间的相关性，w_{g+} ;（2）内在排列自动关联函数;（3）无卷曲模式E和无发散模式B的关联函数（后者在线性潮汐排列理论中为零）;（4）排列关联函数，w_g（r_p，theta），一个最近发展的统计量，它将星系关联函数推广到解释星系分离矢量和椭圆主轴之间的角度。我们表明，最近的测量结果在很大程度上是一致的潮汐排列模型，并讨论依赖于星系光度。此外，我们表明，在线性阶的潮汐排列模型预测的角度依赖的w_g（r_p，θ）是简单的w_{g+} *cos（2* θ），这种依赖性是一致的，与最近的测量。我们还研究了如何随机非线性贡献星系椭圆影响这些统计。我们发现，在大于~10 h^-1 Mpc的尺度上，观测到的LRG椭圆率中有很大一部分可以用与潮汐场的对齐来解释。这些考虑与星系形成和演化有关。
2011-05-18 astro-ph.CO
Mergers, tidal interactions, and mass exchange in a population of disc globular clusters
我们提出了一个自洽的$N$体模拟厚盘球状星团（GC）的原始人口的演变的结果。我们研究了这些星系团的内部性质如何在相互作用的作用下演变，而它们围绕着一个银河系般的星系。这是第一次，通过分析和数值计算的考虑，我们发现，盘GC之间的物理遭遇是一个至关重要的因素，促成了银河系GC系统的当前属性的形状。在相似轨道上的近距离通过或运动确实可能对星系团的内部结构产生重大影响，通过质量交换甚至合并产生多个引力束缚的子种群。我们的模型产生了两个主要的合并和一些小的质量交换对GC之间。我们的两个GC从两个同伴那里吸积恒星，最终形成三个内部子种群。我们提出这些早期的相互作用和合并厚盘GC与略有不同的初始化学成分作为一个可能的解释，在一些大规模的银河系GC中观察到的金属丰度的传播的存在。
2018-09-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Merger Effects on the Spin and Shape Alignments of Galaxy Stellar, Cold and Hot Gas, and Dark Matter Components
我们提出了一个数值证据支持的情况下，特殊的校准的星系恒星自旋与本地潮汐张量的主轴线产生的静态演化期间，当星系没有经历最近的合并事件。通过分析IllustrisTNG项目的TNG 300 -1模拟的合并树，我们找到了星系的最新合并时期，$a(z_{m})$，并创建了四个$a(z_{m})$选择的样本，这些样本被控制为共享相同的质量和密度分布。对于每个样本，我们分别确定星系恒星，冷，热气体和暗物质成分的自旋和形状矢量，并计算它们与当地潮汐场的主方向对齐的平均强度以及它们的相互对齐趋势。结果发现，恒星（冷气体）的自旋轴的星系，其最近的合并事件发生在较早的时代更强烈地对齐（弱反对齐）的潮汐场的主要主轴。研究还表明，虽然星系DM自旋的质量相关跃迁与并合事件关系不大，但星系四分量的形态、自旋-形状和形状-剪切排列强度敏感地依赖于$a(z_{m})$ .注意到，恒星组件的星系经历长期的静态演化具有独特的扁圆形状和非常强大的自旋形状的路线，我们建议，本地潮汐场可能会跟踪使用的恒星形状的星系没有签名的合并作为代理的恒星自旋。
2022-08-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
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。
2016-11-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
From nuclear star clusters to Little Red Dots: black hole growth, mergers, and tidal disruptions
Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；Sorbonne Université（索邦大学）；University of Oxford（牛津大学）
通过核星团模型研究小黑洞种子快速成长为超大质量黑洞的过程，预测z=4-6时潮汐瓦解事件和黑洞捕获事件的发生率，并解释小红点的低X射线光度。
2026-06-12 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Does the dwarf galaxy system of the Milky Way originate from Andromeda?
当地集团通常被视为一个平静的环境，没有重大的合并事件。然而，一个古老的大合并可能发生在最大的星系中。数值模拟表明，在富含气体的主要合并过程中形成的潮汐尾是长寿的，可能是古老恒星流的原因，并可能导致潮汐矮星系（TDG）的形成。使用几个流体动力学模拟，我们研究了最突出的潮汐尾形成的第一次通过，这是丰富的气体，并包含旧的和金属贫星。在将它的位置和运动与银河系（MW）和麦哲伦云（MC）进行比较后，我们发现了几个惊人的巧合。首先，潮汐尾扫过的是MW所在的相对较小的体积。由于合并的几何形状在某种程度上是由巨流（GS）的各向异性特性固定的，我们估计MW与这个巨大的潮汐尾在这样一个renewal-vous的机会是5%。其次，潮汐尾的速度与大麦哲伦星系的自行相匹配，并且很好地再现了MW矮星的几何和角动量特性，即所谓的卫星盘，更好地称为VPOS。第三，潮汐尾的模拟揭示了一个形成的TDG的质量和位置几乎可比的LMC。然而，我们目前的建模是太有限的，研究详细的相互作用的气体丰富的TDGs的潜力的MW，和一个补充的研究是必要的，以测试是否可以占我们的情况下，矮固有的属性。然而，这项研究表明，在M31位置的一个古老的、富含天然气的主要合并与本地群、GS、VPOS和MC的存在之间存在因果关系。
2012-09-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gravitational-wave background from supermassive black holes without merger trees: Tidally regulated mergers and direct inference from the NANOGrav 15 yr data
GRAPPA Institute, University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学 GRAPPA 研究所）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (Kavli IPMU, WPI), University of Tokyo（东京大学 宇宙物理数学 Kavli 研究所）
提出无需并合树的半解析框架，直接积分N体重标定吸积核计算超大质量黑洞引力波背景，并用NANOGrav 15年数据推断，发现黑洞质量归一化偏高约0.31 dex。
2026-10-06 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
Interaction-Triggered Star Formation in Distant Galaxies and the Role of Mergers in Galaxy Evolution
在过去的十年里，星系合并率的演变及其对星系性质的影响已经得到了深入的研究。现在很清楚，各种类型的合并，即富气（湿）、贫气（干）或混合合并，以不同的方式影响合并产物。每种类型的合并占主导地位的时代也各不相同。在这个演讲中，我回顾了最近的进展，星系合并率的测量z ~ 3和相互作用触发的恒星形成的水平，使用大样本的各种红移调查。这些结果提供了深刻的见解合并的重要性，在星系的大规模组装历史和星系性质的演变。我也提出了新的结果，在表征星系合并的环境，并讨论了它们的影响，在建立的红序列星系。
2009-10-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
A Baryonic Effect on the Merger Timescale of Galaxy Clusters
准确估计星系团的合并时间尺度对于理解星系团的合并过程以及进一步研究宇宙大尺度结构的形成和演化具有重要意义。在本文中，我们利用流体动力学模拟探讨了重子效应对星系团合并时标的影响。我们发现重子在加速并合过程中起着重要的作用。合并时间尺度随星系团气体含量的增加而减小。例如，合并的时间尺度缩短了高达3倍的合并气体分数为0.15的集群，与零气体分数获得的时间尺度相比。重子效应在大范围的合并参数下是显著的，尤其是在近迎头合并和高合并速度下更为显著。星系团合并时间尺度上的重子效应将对宇宙中的结构形成产生影响，如星系团质量函数和星系团中的质量子结构等，而仅考虑暗物质的宇宙学模拟结果可能存在“无气体”的偏差。
2016-02-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The galaxy "missing dark matter" NGC1052-DF4 is undergoing tidal disruption
缺乏暗物质的长寿星系的存在对我们理解星系如何形成提出了挑战。在这里，我们提出的证据，解释了缺乏暗物质在这样的星系之一：NGC 1052-DF 4。该系统的深层光学成像探测到了该物体与邻近星系NGC 1035相互作用引起的潮汐尾。由于恒星比暗物质更集中，潮汐剥离将在影响星系中的恒星之前移除相当大比例的暗物质。只有约7%的星系质量是在潮汐尾，这表明NGC 1052-DF 4的恒星现在才开始受到相互作用的影响，而剩余的暗物质的百分比小于1%。这自然地解释了这个星系中暗物质含量低的推断，并使这些类型的星系与我们目前的星系形成模型相一致。
2020-10-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
A possible impact near the Milky Way of a former major merger in the Local Group
银河系（MW）矮星系呈现出两个特殊的特征，即它形成了一个称为巨大极结构（VPOS）的厚平面，以及两个最大的矮星系，麦哲伦云（MC），是不规则星系，几乎从未在如此接近发光的L* 星系的地方看到过。从我们对M31的建模中调查，作为前一个富含天然气的主要合并的结果，我们发现在事件期间产生的预期潮汐尾之一可能已经达到了MW。这样的巧合可能看起来相当特殊，但MW确实位于由潮汐尾在目前的时代划定的小体积。在我们的设想中，大部分MW矮星，包括MC，可能是在本地集团的前合并期间形成的潮汐尾内形成的。它导致一个公平的再现的VPOS以及一个简单的解释MC接近MW，即占两个特殊功能的MW矮星分布。然而，这种情况下预测暗物质免费MW矮星，这是在明显的矛盾，其固有的大速度色散。为了建立或丢弃，这需要进一步研究它们与MW势的详细相互作用。
2012-11-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
How the Galaxy Stellar Spins Acquire a Peculiar Tidal Connection?
我们探讨如何获得一个特殊的倾向，银河系恒星自旋与当地潮汐场的主主轴对齐，相反，他们的DM同行往往是垂直于他们，无论他们的质量。通过分析$z\le 1$的IllustrisTNG 300流体动力学模拟的晕和亚晕星表，我们确定了星系恒星和DM自旋之间的对准角$\cosα$的余弦。创建四个$\cosα$选定的样本的星系，然后控制它们共享相同的密度和质量分布，我们确定的平均强度之间的校准的星系恒星自旋和潮汐张量主轴超过每个样本。结果表明，在$z\le 0.5$处，星系恒星自旋方向偏离DM对应方向越严重，奇异潮汐排列越强。以星系系综平均的中心黑洞恒星质量比，特定的恒星形成率，形成时代，恒星总质量比，速度色散，平均金属丰度，和宇宙网各向异性的程度在每个样本，我们还发现，所有这些属性表现出强相关或反相关与$\cosα$。我们的结果表明，星系恒星自旋的潮汐排列可能是由某些重子过程的各向异性引起的，这些重子过程负责在$z<1$沿潮汐主方向从星系中释放恒星物质。
2022-01-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
A New Perspective on the Large-Scale Tidal Effect on the Galaxy Luminosity and Morphology
我们研究了由$r$带绝对星等决定的星系环境的平均潮汐相干性随内禀光度的变化。银河系环境的潮汐相干性被估计为两个次要特征向量之间的角度的余弦的潮汐场平滑在$2$和$30\,h^{-1}$ Mpc的尺度上集中在每个本地星系从斯隆数字天空数据发布10。创建四个亮度选定的样本的斯隆星系，我们控制它们具有相同的密度分布，以抵消本地密度的主导作用。结果发现，包含更多的发光壁星系和场星系的样本产生较低的平均值的潮汐相干性，这一趋势是强大的对平滑尺度的变化。在固定形态下，晚型螺旋星系和透镜状星系在场和壁环境中也有相同的趋势。早型螺旋场星系对潮汐相干性没有明显的依赖性，而最亮和最亮的椭圆壁星系都位于潮汐相干性最高的区域。
2018-09-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Measuring Hubble Constant with Dark Neutron Star-Black Hole Mergers
从中子星-黑洞（NSBH）标准塞壬中探测引力波（GW）可以提供哈勃常数（$H_0$）的局部测量，而不考虑电磁（EM）对应物的探测：GW中物质项的存在打破了质量参数和红移之间的简并性，允许同时测量光度距离和红移。尽管潮汐扰动的NSBH系统可以具有EM发射，但是在下一代GW探测器的时代，EM对应物的探测前景将限于光学中的$z < 0.8$。然而，独特的合并形态和高红移检测潮汐中断NSBH使他们有前途的标准警笛候选人，这种方法。利用最近NICER和LIGO/Virgo/KAGRA多信使观测对NS状态方程的约束，我们展示了仅从NSBH系统的GW观测测量$H_{0}$的前景，可以通过爱因斯坦望远镜（ET）和宇宙探测器（CE）探测器实现。我们首先分析单个事件，以量化高频（$\ge$ 500 Hz）潮汐扭曲对NS潮汐变形性参数（$Λ$）的推断，从而对$H_0$的影响。我们发现，破坏性的合并可以约束$Λ$到$\mathcal{O}(60\%)$更精确地比非破坏性的。然而，该精度不足以对单个事件的$H_0$施加严格的约束。通过对ET+CE探测器中不同的模拟NSBH数据集（直至$N=100$事件，对应于从几个小时到一天的观测时间尺度）进行贝叶斯分析，我们发现NSBH系统在估计$H_0$（68%可信区间）时具有4%-13%的无偏精度。这是在分析LVKC O 5时代NSBH合并与EM合并人群的研究中发现的…
2022-07-24 astro-ph.CO gr-qc
Tidal interactions at the edge of the Local Group: New evidence for tidal features in the Antlia Dwarf Galaxy
我们利用深B波段成像，直到mu_{B} = 26等角秒^{-2}，我们提供了在本星系群中最遥远的成员之一的安特利亚矮星系中存在潮汐尾的证据。这个延伸是在Antlia最近的邻居，麦哲伦型NGC 3109的方向。尾巴与连接两个星系中心的矢量偏移不到10度，表明这对星系之间的相互作用。结合之前在NGC 3109中发现的扭曲盘，Antlia和NGC 3109必须在一个小的分离处，才能在Antlia中出现潮汐特征。我们计算出，Antlia不能完全破坏NGC 3109在一个单一的相互作用，除非它的轨道近心小于6千秒差距，但多个相互作用可以显着改变其形态。因此，尽管位于本星系群的边缘，环境影响在Antlia的进化中扮演着重要的角色。
2012-09-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Flea on the elephant: Tidal Love numbers in subsolar primordial black hole searches
本研究证明微扰可赋予原初黑洞可探测的潮汐洛夫数，虽在并合前被瓦解，但留下特征引力波信号，且忽略环境效应会降低搜索灵敏度。
2024-11-08 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
