Evolutionary tracks of tidally stirred disky dwarf galaxies
利用无碰撞N体模拟，我们研究了银河系大小的宿主星系中晚型旋转支撑矮星的潮汐演化。我们的研究集中在各种各样的矮轨道配置和初始结构。在演化过程中，盘状矮星经历了强烈的质量损失，恒星盘转变为球状体，旋转被恒星的随机运动所取代。因此，晚型的祖先被转化为早期型的矮星所设想的潮汐搅拌模型的矮球状（dSph）星系的形成在本地集团。我们确定的光度学性质的矮星，包括总的视觉星等，半光半径和中央表面亮度，因为它们将被测量的观测者在银河系中心附近。特别强调的是也放在研究他们的运动学和形状。我们表明，测量值是有偏见的一些观测效果，包括增加的角度的观测锥附近的轨道近心点，事实上，远离近心点的潮汐尾巴通常是沿着视线方向，以及事实上，对于大多数的演变的恒星组成部分的矮星是三轴椭球体的主轴翻滚相对于视线。最后，我们比较了模拟的矮星系的本星系群中的矮星系的测量属性。矮星在不同参数平面上的演化轨迹以及它们不同性质之间的相关性，特别是总星等和表面亮度，强烈表明当今的dSph星系可能确实是由潮汐搅动情景所提出的晚型祖先形成的。
2011-07-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark influences: imprints of dark satellites on dwarf galaxies
在当前的$Λ$ CDM宇宙学模型的背景下，小的暗物质晕是丰富的，矮星系的卫星预计将主要是黑暗的。由于低质量星系具有较小的重子分数，与这些卫星的相互作用可能会留下特别引人注目的印记。我们揭示了这些暗卫星中最大的影响盘状矮星系和可能的动力学和形态的转变，从这些相互作用的结果。我们使用一套精心设置的，受控的孤立矮星系模拟。主矮星系在暗物质晕中只有一个恒星盘，而次矮星系则完全没有重子。我们改变盘质量，晕浓度，初始盘厚度和卫星轨道倾角。盘状矮星系被加热和破坏，由于轻微的合并事件，更极端的卫星盘质量比高，形态和运动学显着改变。此外，对于不太集中的晕，轻微的合并可以完全摧毁盘，留下一个低光度的类球状星系。我们的结论是，矮星系是非常容易受到干扰的暗星系，即使是一个轻微的合并事件可以显着破坏和改变的结构和运动学的矮星系。这一过程可能被看作是矮球状星系形成的一个新通道。
2014-11-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
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。
2014-12-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Keck Spectroscopy of z>1 Field Spheroidals: Dynamical Constraints on the Growth Rate of Red "Nuggets"
我们对红移范围为1.05<z<1.60的17个场球状体进行了深凯克光谱测量，以研究z~2处的大质量致密红星系（“金块”）和z~1以下的大质量球状体星系的物理性质之间的连续性。通过将基于HST的恒星速度色散与基于HST的尺寸相结合，我们发现最大质量的系统（Mdyn > 10^11 Msol）在0<z<1.6的范围内尺寸增长为（1+z）^（-0.75 +-0.10）（即，x2，因为z=1.5），而中等质量系统（10^11 Msol > Mdyn > 10^10 Msol）没有显著增长。这些趋势是一致的图片中，更多的大规模球状体形成在较高的红移通过“湿”合并涉及更大的耗散。为了检验在“干”合并假设下的增长，我们还检验了在固定速度分散下的规模增长。这个测试，唯一可能与我们的动态数据，使我们能够考虑的影响，“祖偏见。“在我们的完整性极限之上（sigma > 200 km/s），我们发现大小增长与质量选择样本的推断一致，从而排除了强烈的祖先偏见。为了保持大质量星系在过去10 Gyr的连续增长，我们的新结果意味着，如果z>2的红色源确实是大质量和紧凑的，那么在1.3<z<2.3，即1.9 Gyr的周期内的大小演化必须比迄今为止所声称的更加戏剧性。
2010-06-03 astro-ph.CO
Resonant stripping as the origin of dwarf spheroidal galaxies
矮球状星系是宇宙中最主要的暗物质系统，其起源是星系形成的一个突出的谜团。矮球状体缺乏气体和恒星，使它们异常微弱，而那些被称为超微弱的矮星是迄今为止测量到的任何星系中恒星含量最低的。以前的理论要求矮球状体在像银河系这样的巨型星系附近运行，但在本星系群的外围已经观察到了一些矮星系。在这里，我们报告矮盘星系和稍大的物体之间的遭遇模拟。我们发现，这些遭遇激发了一个过程，我们称之为“共振剥离”，可以将它们转化为矮球体。这种效应不同于其他形成矮椭球体的机制，包括合并、星系-星系骚扰或潮汐和冲压压力剥离，因为它是由引力共振驱动的。它可以解释观测到的本星系群中矮椭球体的性质，包括它们的形态和运动学。共振剥离预测矮椭球体应该通过相遇形成，留下可探测到的长恒星流和尾巴。
2009-07-15 astro-ph.CO
Recent star formation in local, morphologically disturbed spheroidal galaxies on the optical red sequence
我们结合GALEX（紫外线; UV）和SDSS（光学）测光研究最近的恒星形成历史的~100场星系的光学红序列，其中很大一部分表现出广泛的迹象，在深光学成像的扰动形态是一致的，与最近的合并事件。在这个样本中，超过70%的以膨胀为主的星系在表面亮度极限为28 mag arcsec^-2时显示出潮汐特征。我们发现，虽然它们居住在光学红色序列中，但它们的紫外线颜色分布很广（约4 mags），类似于最近在一般早期型种群中发现的情况。紫外线的颜色和潮汐扭曲的强度之间存在很强的相关性，因此最蓝的星系更扭曲。这强烈表明，在许多附近的早期类型中看到的蓝色紫外线是由最后3个回转内的（低级）合并诱导的恒星形成驱动的，贡献了不到10%的恒星质量。如果这个样本中正在进行的合并（质量比中位数为1：4）代表了附近的红色合并种群，那么残骸中只有不到25%的新恒星质量是通过合并引起的恒星形成而增加的。虽然这些星系的星际介质（ISM）中的尘埃消光很小[E（B-V）<0.1]，但恒星形成区的局部尘埃含量平均高出3倍。最后，我们使用我们的理论机器提供了一个计算附近（z<0.1）红色早型星系中最近的恒星形成事件（t2）的年龄的方法：Log（t2）[Gyrs] ~ 0.6。[（NUV-u）-（g-z）-1.73]，其中NUV、u、g和z是GALEX/SDSS滤波器组中观测到的星系光度星等。
2010-07-27 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
Forming disk galaxies in wet major mergers. I. Three fiducial examples
使用三个基准Nbody+SPH模拟，我们遵循合并的两个盘状星系的热气晕组件，并检查合并残余是否可以是一个螺旋星系。恒星的祖先盘在合并过程中被强烈的弛豫破坏，大部分恒星形成经典的凸起，而其余的则形成厚盘和棒。一个新的恒星盘随后逐渐形成在主要来自晕吸积的气体的残余物中。它在垂直方向上很薄，在赤道平面上延伸得很好。在盘完全就位之前，棒就开始形成了，这与孤立的棒形成星系的理想化模拟所假设的相反。它具有形态学特征，如柄和方形/花生状凸起。不同年龄的恒星分布在盒子/花生的不同部分。一个盘状的伪凸起也形成了，所以在模拟结束时，所有三种类型的凸起共存。最古老的恒星出现在经典的球中，其次是厚盘中的恒星，然后是薄盘中的恒星。最年轻的恒星位于旋臂和盘状的假隆起中。圆盘表面密度分布属于II型（指数向下弯曲），圆周速度曲线是平坦的，表明圆盘在这些例子中是次最大值：两个明显如此，一个接近最大值和次最大值之间的边界。平均而言，只有大约10%到20%的恒星质量在最终模型的经典凸起中，即比以前的模拟少得多。
2016-02-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Environmental mechanisms shaping the nature of dwarf spheroidal galaxies; the view of computer simulations
我们回顾了在过去十年中进行的数值工作的环境机制的作用，在塑造已知的最微弱的星系，矮椭球体（dSphs）的性质。特别是，我们讨论了一个模型，其中dSphs起源于气体占主导地位的，盘状的矮星，几十亿年前的大规模星系吸积。在$z > 1$，当宇宙紫外线电离通量比今天高得多，因此能够保持矮星中的气体温暖和扩散时，矮星通过冲压压力和潮汐力迅速剥离其重子，产生非常暗物质占主导地位的天体，其恒星形成历史被截断，如Draco dSph。在这些低金属量的天体坠落之前，恒星形成效率很低，这对于保持它们的圆盘气体占主导地位至关重要，直到剥离开始。{ \it因此，气体剥离与低效的恒星形成提供了一种新的反馈机制，可替代光蒸发或超新星反馈，在矮星系形成和演化中发挥着至关重要的作用}。潮汐引起的不稳定性，被称为“潮汐搅动”，把幸存的恒星盘变成了一个球体。此外，我们根据这种情况研究了新发现的超微弱dSphs的特性，并认为它们可能属于不同的低质量矮卫星群。这些化石大多是由再电离作用而不是环境机制形成的，因此是“再电离化石”的良好候选者。我们讨论的形态变换的情况下的子结构问题的影响。（节录）
2009-09-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Kinematic Properties and Dark Matter Fraction of Virgo Dwarf Early-Type Galaxies
当矮星系进入星系团势阱时会发生什么是星系演化研究中的主要未知数之一。一些证据表明，晚型星系进入星系团并转变为矮早型星系（dEs）。我们研究了室女星系团，以了解哪些机制参与了这种转变。我们发现室女座外围的dEs具有与相同光度的晚型星系相似的形状和振幅的旋转曲线。这些dEs是旋转支撑的，具有圆盘状等照度线，并且比室女座中心的dEs年龄更小，室女座中心的dEs是压力支撑的，通常具有盒状等照度线并且更老。因此，公羊压力剥离解释了位于室女座郊区的dE的性质。然而，在中央集群区域的dE，已经失去了他们的角动量，必须遭受更剧烈的转变。冲压压力剥离和骚扰的组合不足以消除这些星系的旋转和螺旋/盘状结构。我们发现，在Faber-Jackson关系和基本面关系上，dEs偏离大质量椭圆星系的趋势，朝向以暗物质为主的星系，如银河系的矮椭球卫星星系和M31.然而，旋转和压力支持的dE两者在这些图中填充相同的区域。这表明dE在其半光半径内具有不可忽略的暗物质部分。
2012-10-29 astro-ph.CO
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…
2009-02-06 astro-ph.CO
A Troublesome Past: Chemodynamics of the Fornax dwarf spheroidal
我们提出了令人信服的证据的复杂性天炉座矮球体。通过解开红巨星分支中的三个不同的恒星亚群，我们能够详细研究运动学和金属丰度之间的依赖关系。一个定义明确的速度分散，空间浓度和金属丰度的排序是显而易见的亚群。我们还提出了老年人和中年人的角动量矢量之间的显着不一致的证据。根据HST对天炉座自行的测量，这对应于反向旋转。这些成分被用来构建一个新的天炉座矮球状体的进化历史，其特征是一个绑定对后期合并。
2012-08-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Formation of massive disk galaxies in the IllustrisTNG simulation
我们利用流体动力学模拟程序IllustrisTNG研究了大质量盘状星系的形成历史，以研究大质量盘状星系在宇宙时间中存活的原因。模拟中选取了83个星系，它们的M $_{*,z=0}$ $>8\times10^{10}$ M $_\odot$和运动学膨胀与总膨胀比小于$0.3$。我们发现，8.4%的这些巨大的盘星系有安静的合并历史，并保持磁盘形态，因为形成。54.2在历史上，100%的区域中，凸起成分显著增加，然后再次变为盘状，直到现在。其余37.3%的公司经历了重大的合并，但仍能保持不稳定。虽然合并，甚至主要合并并不总是把盘星系椭圆，我们研究合并的各种属性和合并残留物的形态之间的关系。我们发现一个强大的依赖主要合并轨道类型的残留形态。具体来说，主要合并与螺旋下降轨道大多导致磁盘占主导地位的残余物，和主要合并的正面星系星系碰撞大多形成椭圆星系。这种残余形态对轨道类型的依赖性比先前研究的对冷气体分数或合并系统的轨道构型的依赖性强得多。
2021-09-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The stellar structure and kinematics of dwarf spheroidal galaxies formed by tidal stirring
利用高分辨率的N体模拟，我们研究的恒星性质的矮球状星系的潮汐引起的形态改造的盘状矮星的宇宙学动机的偏心轨道上围绕银河系。矮星系模型最初由一个指数恒星盘嵌入在一个扩展的球形暗物质晕。根据盘相对于轨道平面的初始取向，获得不同的最终构型。进化程度最低的侏儒是三轴的，并保留了大量的旋转。更进化的矮星是几乎不旋转的长球体。我们表明，恒星的最终密度分布可以近似由一个简单的修改的普卢默定律。的矮星的运动学是显着不同的视线，这具有重要意义的映射所观察到的恒星速度分散的矮星subhalo圆速度。当矮星沿长轴观测时，测得的速度色散更高，并随半径减小得更快。在旋转显著的情况下，当垂直于长轴观察时，检测到短轴旋转的影响，正如三轴系统所预期的那样。我们通过求解球面和轴对称系统的Jeans方程并调整不同的自由参数，模拟了矮星的速度色散曲线和旋转曲线。我们发现，质量通常被高估时，矮星是沿着长轴和低估时，观察是沿着短轴或中间轴。然而，非球形的影响不能使推断的质量在任何一个方向上偏离60%以上，即使是最强烈的剥离矮星，也就是接近破裂的矮星。
2009-11-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Role of Mergers in Early-type Galaxy Evolution and Black Hole Growth
星系形成的模型调用的主要合并的气体丰富的祖星系的触发器的重要阶段的黑洞的增长和相关的反馈，抑制恒星形成，创造红色的球状遗迹。然而，观测证据之间的联系合并和活动星系核（AGN）阶段是不清楚的。我们分析了一个样本的低质量早期型星系已知的过程中，从蓝色云迁移到红色序列通过活动星系核阶段的绿色山谷。使用更深的成像从SDSS条纹82，我们表明，在早期的星爆阶段的主要形态干扰的对象的比例是高的，但迅速下降到背景水平看到在静止的早期型星系的大量活动星系核辐射的时间几百万年后的星爆。这一观察经验联系的活动星系核活动在低红移早型星系的一个重要的合并事件在最近的过去。合并驱动的星爆和活动星系核活动的峰值之间的大的时间延迟允许合并功能衰减到背景，因此可以解释合并功能和活动星系核活动之间的弱联系在文献中。
2010-03-21 astro-ph.CO
The role of mergers and halo spin in shaping galaxy morphology
在$Λ$ CDM宇宙学中，合并和暗物质晕的旋转是传统上被认为决定星系形态的因素。我们研究这一假设，考虑大约18,000个中央星系在$z=0$与恒星质量$M_{\ast} = 10^{9}-10^{12} \, {\rm M}_{\odot}$选择从插图宇宙流体动力学模拟。吸积恒星的比例-用来衡量大质量、近期和干合并的重要性-随着星系恒星质量的增加而急剧增加，从矮星的不到5%增加到最大质量天体的80%，合并对星系形态的影响也相应增加。对于具有$M_{\ast} \gtrsim 10^{11} \, {\rm M}_{\odot}$的星系，合并具有预期的效果：如果气体贫乏，它们促进球状星系的形成，而气体丰富的合并有利于大质量盘的形成和生存。然而，这种趋势在较低的质量时会中断。对于对象与$M_{\ast} \lesssim 10^{11} \, {\rm M}_{\odot}$，合并似乎并没有发挥任何重要的作用，在确定的形态，吸积恒星分数和平均合并气体分数是无法区分的球状和盘主导的星系。另一方面，晕自旋与形态主要在样品中质量最小的物体（$M_{\ast} \lesssim 10^{10} \, {\rm M}_{\odot}$），但只有弱的星系以上的质量。我们的研究结果支持这样一种情况，即（1）合并在塑造大质量星系的形态中起着主导作用，（2）晕旋对矮星的形态很重要，（3）中等大小的星系（…
2017-02-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
A low-luminosity type-1 QSO sample - A morphological study of nearby AGN hosts
越来越多的证据表明，每一个具有相当大的球状组成部分的星系在其中心都有一个超大质量黑洞。SMBH和球形组件之间的强相关性表明通过共同进化的情况下的物理连接。对于质量非常大的星系，合并驱动的方案是首选，导致椭圆星系。在附近的宇宙中，我们发现了许多盘状星系，没有显示出最近相互作用的迹象。这些星系的另一种长期演化场景涉及内部触发器，如棒和旋臂或小合并。我们分析了来自Hamburg/ESO巡天的99个邻近星系（0.02 < z < 0.06）的样本，以深入了解宿主星系的结构和动力学性质，从而追踪膨胀-SMBH关联的起源。在这项工作中，我们首先收集样本成员的图像，以获得样本中的形态分布的印象。在第二步中，我们开始分析敏感，高分辨率的近红外图像的20个星系，执行光圈测光和鼓盘分解与BUDDA代码。我们发现了一个意想不到的高比例的棒星系和许多其他结构的特点。
2013-07-03 astro-ph.CO
Confronting Models of Dwarf Galaxy Quenching with Observations of the Local Group
已经提出了许多机制来连接恒星形成的矮不规则星系和非恒星形成的矮球状星系的形成，但这些机制之间的区别一直很困难。我们使用Via Lactea暗物质唯一的宇宙学模拟来测试两个动机良好的简单假设-不规则星通过潮汐搅拌和冲压压力剥离后，近距离通过宿主星系转化为矮球状星系，并通过合并矮-预测径向分布和推断的形成时间所产生的矮球状星系。我们将其与在本星系群中观测到的分布进行比较，并表明：1）远离银河系或M31的观测到的dSph分布可以与至少一次通过宿主星系附近的VL晕相匹配，尽管存在显著的晕-晕散射，2）需要两个或更多近心通道形成dSph的模型不能解释超过500 kpc的dSph，如鲸鱼座和杜鹃座，合并预测了dSph的平坦径向分布，不能解释银河系附近的高dSph分数，但不排除在大距离处。这些模型还表明，对于今天发现的超过500千秒差距的dSphs，合并往往发生明显早于矮-主机遇到，从而导致一个潜在的可观察到的差异恒星星族。我们认为，潮汐相互作用是足够的，以重现所观察到的分布dSph的当且仅当一个单一的近心通道是足以形成一个dSph。
2013-06-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Biases in mass estimates of dSph galaxies
使用高分辨率的N体模拟的两个组成部分的矮星系轨道的潜在的银河系，我们研究了两个影响，导致显着的偏差，在质量估计矮球状星系。两者都是由于最初的盘状矮星与它们的宿主之间强烈的潮汐相互作用。矮星的潮汐剥离导致了强烈的潮汐尾的形成，这些尾巴通常与位于主中心附近的观察者的视线对齐。来自尾部的恒星污染了运动学样本，导致速度色散剖面随投影半径增加，导致质量高估。矮星的潮汐搅动导致初始恒星盘的形态转变为棒状，然后是球状体。在很长一段时间内，矮星中的恒星分布保持非球形，这导致如果沿着长轴观察，则会高估其质量，而如果沿着垂直方向观察，则会低估其质量。
2010-03-29 astro-ph.CO
A single-merger scenario for the formation of the giant stream and the warp of M31
我们认为矮球状星系的吸积作用为巨大的南流和M31的翘曲提供了一个共同的起源。我们运行了大约40个完整的N体模拟与现场M31，不同的质量和密度分布的星系，宇宙学合理的初始轨道参数。一个模型，其中一个暗物质丰富的矮椭球体，其轨迹位于薄平面上的M31的共转卫星，是吸积从其周转半径约200千磅/秒到M31在约3 Gyrs前的全方位的观测数据得到了很好的协议。这颗卫星在银河系的势阱中运行时被破坏，形成了巨大的气流，反过来又加热和扭曲了M31的圆盘。我们表明，我们的宇宙学动机的模型是赞成的运动学数据的现象学模型中，卫星开始从近距离的M31的下降。我们的模型预测，被破坏的卫星的残留物驻留在M31的东北大陆架区域。这里的结果表明，M31的幸存卫星在同一个薄平面上运行，就像被破坏的卫星曾经做的那样，可能都是从星系际细丝吸积而来的。
2013-07-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the R-Process Enrichment of Dwarf Spheroidal Galaxies
最近对网壳II的观测发现，与类似的超暗矮球状星系（UFD）相比，它的r过程元素过多。由于网壳II的金属丰度和恒星形成历史似乎与所有已知的UFD一致，因此网壳II的高r过程丰度表明它是通过一个单一的罕见事件（如双中子星（NS）合并）富集的。然而，我们注意到这种情况是极不可能的，因为双星恒星演化模型需要显著的超新星出生踢产生NS-NS或NS-黑洞合并，这些踢将有效地从UFD的弱引力势中删除紧凑的双星系统。我们研究了在UFD中产生r-过程元素的替代机制，包括一种新的机制，其中在高暗物质密度区域中的NS在积累了形成黑洞的大量暗物质后内爆。我们发现，当一个中子星坍缩成一个黑洞时，由潮汐力产生的r-过程原材料喷射，可以以与网壳II和银河系的r-过程丰度相匹配的速率发生。值得注意的是，暗物质模型在观测到的UFD中坍缩了一颗中子星，也解决了银河系中心脉冲星失踪的问题。我们提出的测试具体到暗物质r-过程的生产，可能会发现，或排除，这种模式。
2016-11-02 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
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
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 other side of Bulge Formation in a Lambda-CDM cosmology: Bulgeless Galaxies in the Local Universe
我们研究的物理性质，形成的历史，和环境的星系没有一个显着的“经典”的球状组成部分，预测的半解析模型的星系形成和演化。这项工作是对De Lucia等人的分析的补充，（2011），在那里我们专注于在Lambda-CDM宇宙学中负责凸起组装的各种物理机制的相对贡献。我们发现，无球星系的比例是恒星质量的一个强递减函数：它们在M* > 10^12 Msun的星系中所占比例可以忽略不计，但在M* < 10^10 Msun时占主导地位。我们发现一个明确的二分法，在这个星系的人口，低质量的暗物质晕，和卫星星系的大规模集团/集群的中心星系之间。我们发现，无球星系是相对年轻的系统，它们的大部分质量聚集在低红移，但它们也可以容纳非常古老的恒星星族。由于星系星系合并被认为会导致形成一个球状组成部分，在我们的模型中，这些星系形成优先在低质量的晕，主机的卫星星系的数量很少。我们表明，所采用的星系合并模型是确定无凸星系的实际数量的一个关键因素。我们的结果表明，这些星系在理论模型中并不罕见：在z~0处，没有经典凸起的星系（但通常包括具有等效伪凸起的星系）占10^11 < M*/Msun < 10^12的星系的14%。
2011-05-11 astro-ph.CO
The evolutionary sequence of sub-mm galaxies: from diffuse discs to massive compact ellipticals?
在z > 1时观测到的致密大质量星系群，无论是在观测上还是在模拟中，都被假设为富含气体的盘状星系的合并残留物。为了探索这样的场景，我们分析了12个富含气体和活跃的恒星形成亚毫米星系（SMG）的样本，在1.8 < z < 3。我们提出了一个结构和尺寸测量分析，所有这些对象使用非常深的ACS和NICMOS成像在GOODS北场。我们的分析揭示了形态和大小的异质混合。我们发现，四个星系（33% \pm 17%）显示出明显的合并或相互作用的迹象，我们归类为早期合并。剩下的星系被分为两类：其中五个（42% \pm 18%）是弥散和规则的盘状物体，而三个（25% \pm 14%）是非常紧凑的球状系统。我们认为，这三个类别可以容纳到一个演化序列，显示从孤立的，富含气体的磁盘与典型的大小为2-3千秒差距，到紧凑的（< 1千秒差距）星系通过激烈的主要合并事件，与理论模型所描绘的场景兼容。我们的研究结果，一些SMG已经密集和紧凑的想法，SMG是紧凑的，大质量星系的前体，在稍低的红移提供了强有力的支持。
2010-03-16 astro-ph.CO
Dark influences II: gas and star formation in minor mergers of dwarf galaxies with dark satellites
有人提出，合并引起恒星爆发，并导致重要的星系形态变化。到目前为止，大多数研究都集中在大型星系上，但矮星也可能经历这样的事件，因为在和谐宇宙学模型中，晕质量函数是无标度的。值得注意的是，由于它们的质量较低，它们的大部分相互作用将与暗卫星发生。在本文中，我们遵循丰富的气体盘状矮星系的演化，因为它们经历了一个小合并与暗卫星。我们的目标是描述这种相互作用对矮星的恒星形成，形态和运动学性质的影响。我们对矮星系进行了一套精心设置的流体动力学模拟，其中包括暗物质、气体和恒星与仅由暗物质组成的卫星合并。对于主机系统，我们不同的气体分数，磁盘的大小和厚度，晕质量和浓度，而我们探索不同的质量，浓度和轨道的卫星。我们发现，相互作用导致强烈的恒星爆发的短和长的持续时间在矮星。它们的恒星形成率增加了几倍到10倍或更多。他们是最强的系统与扩展的气体盘和高气体分数合并与高浓度的卫星在一个平面，径向轨道。与银河系质量星系的类似模拟相反，许多系统经历了强烈的形态变化，即使在存在大量气体的情况下也会变成球状。模拟的系统与大量不规则矮星系和蓝色致密矮星的观测特性相比非常好。这意味着与暗卫星的合并可能正在发生，但并不完全明显，因此可能在矮星系人口的多样性中发挥作用。
2015-11-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
From dwarf spheroidals to cDs: Simulating the galaxy population in a LCDM cosmology
我们应用更新的半解析星系形成模型，同时存储的晕/subhalo合并千年和千禧-II模拟树。它们的质量分辨率相差125倍，从而可以明确测试分辨率对预测星系属性的影响。我们已经修改了治疗之间的过渡的快速下降和冷却流制度的气体吸积，膨胀和气体和恒星盘的大小，超新星的反馈，中央和卫星状态之间的过渡星系落入更大的系统，气体和恒星剥离一旦他们成为卫星。合理的效率值和标度参数不仅与观测到的恒星质量超过5个数量级、光度超过9个数量级的低红移星系丰度非常吻合，而且与观测到的银河系卫星丰度也非常吻合。这表明，再电离效应可能不需要解决“失踪卫星”的问题，也许，除了最微弱的物体。同样的模型也与观测到的大规模星系团成团现象相吻合，这是恒星质量和颜色的函数。对于大质量星系来说，在30 kpc以下仍然非常适合。然而，对于M* < 6 x 10^10 Msun，模型高估了低于1 Mpc尺度的聚类，这表明模拟中采用的sigma_8（0.9）过高。星系分布在丰富的集群同意之间的模拟和匹配的观察，但只有当星系没有暗物质subhalos（所谓的孤儿）包括在内。我们的模型预测了低质量星系中的被动部分比观测到的要大，以及在z~0.6之外的~ 10^10 Msun星系过多，反映了恒星形成率建模方式的不足。
2011-01-07 astro-ph.CO
The intriguing life of star-forming galaxies in the redshift range 1 < z < 2 using MASSIV
MASSIV（Massiv Assembly Survey with SINFONI in VVDS）是ESO的一个大型计划，由84个恒星形成星系组成，跨越广泛的恒星质量，在VLT上使用IFU SINFONI观测，红移范围为1 < z < 2。为了代表正常星系群，样本是从一个定义明确、完整和有代表性的母样本中选出的。单个星系的运动学揭示了58%的星系是慢旋转的，这意味着这些星系中的很大一部分可能是通过主要的合并过程形成的，这些合并过程可能产生了由速度色散而不是旋转支持的气体厚或球状结构。对密偶星系的主要合并率的计算表明，一个典型的恒星形成星系在~9.5 Gyr后经历了~0.4次主要合并，这表明合并是驱动质量组装成红序星系的主要过程。这些物体也很有趣，因为超过四个星系中有一个星系的外围比中心更富含金属。
2012-12-06 astro-ph.CO
Formation of Andromeda II via a gas-rich major merger and an interaction with M31
仙女座II（和II）已经知道了几十年，但直到最近的观测才揭示了这个矮球状星系的新特性。两个恒星星族的存在，双峰恒星形成历史（SFH）和一个不寻常的自转速度的And II把它的形成和演化的强烈约束。继Lokas等人（2014）之后，我们提出了一个详细的模型来解释And II的主要性质，包括（1）两个矮星系在高红移场之间的富含气体的主要合并，以及（2）大约5 Gyr前与M31的密切相互作用。该模型是基于N体/流体动力学模拟，包括气体动力学，恒星形成和反馈。一个模拟的目的是再现丰富的气体主要合并解释的起源恒星星族和SFH。其他模拟被用来研究潮汐力和冲压压力剥离的影响，在和II和M31之间的相互作用。该模型成功地再现了And II的SFH，包括恒星星族的性质，其形态，运动学和缺乏气体。通过对所有过程的联合建模和更好地处理重子物理，可以进一步改进模型。
2016-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The remnant of a merger between two dwarf galaxies in Andromeda II
在引力的驱动下，像星系和星系团这样的大质量结构被认为通过较小系统的分层合并和吸积而不断增长。吸积事件的观测证据是由穿过大质量星系（例如银河系或仙女座星系）外晕的相干恒星流提供的。在类似的质量尺度上，在恒星的$10^{11}$太阳质量附近，合并活动的进一步观测证据也是充足的。低质量星系的合并被认为是星系形成的分级过程，但迄今为止还没有发现恒星质量小于$10^9$太阳质量的星系。在这里，我们报告的恒星流的运动学检测在仙女座的卫星星系，矮球状星系仙女座II，它的质量只有$10^7$太阳质量的恒星。流的性质表明，我们正在观察两个矮星系合并的残余。这对残骸的动力学产生了巨大的影响，残骸现在正围绕着它的投影主轴旋转。仙女座II的恒星流说明了星系形成的无标度特征，直到最低的星系质量标度。
2014-02-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Morphology and star formation in IllustrisTNG: the build-up of spheroids and discs
使用IllustrisTNG模拟，我们调查的星系形态和恒星形成之间的联系，在中央星系的恒星质量范围$10^9-10^{11.5}~\mathrm{M}_{\odot}$。我们量化星系形态的恒星组件的运动学分解成一个球状体和光盘组件（球状体总比，S/T）和恒星质量密度分布（$C_{82}$）的浓度。S/T与恒星质量和恒星形成活动相关，而$C_{82}$只与恒星质量相关。总体而言，我们发现S/T和$C_{82}$的观测估计值具有良好的一致性。低质量和高质量星系主要是由随机恒星运动，而只有中等质量星系（$M_{\star}\approx10^{10}-10^{10.5}~\mathrm{M}_{\odot}$）主要是由有序旋转。高质量星系是典型的高浓度球状体，而低质量星系的浓度较低，这表明它们的形成通道不同。尽管我们发现S/T与恒星形成活动之间存在相关性，但在TNG模型中，当星系穿过绿谷或停止恒星形成时，星系并不一定会改变其形态，这取决于星系恒星质量和形态估计。相反，形态（S/T和$C_{82}$）通常是在星系的恒星形成阶段设定的。S/T和恒星形成之间的明显相关性是因为早期形成的星系在给定的恒星质量下平均具有更高的S/T。此外，我们还发现，合并驱动了中等质量星系中的核球形成，并导致了大质量星系中最近的球状质量组装与$M_{\star}>10^{11}~\mathrm{M}_{\odot}…
2019-06-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
How do minor mergers promote inside-out growth of ellipticals, transforming the size, density profile and dark matter fraction?
自$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
