Constraints on the Nature of CID-42: Recoil Kick or Supermassive Black Hole Pair?
星系CXOC J100043.1+020637，也被称为CID-42，是一个非常不寻常的物体。这是一个明显的星系合并残留物，它既显示出千秒差距尺度的螺旋形活动星系核（活动星系核）对的特征，也显示出反冲速度大于1300 km/s的反冲活动星系核的特征。在反冲活动星系核候选者中，CID-42单独具有空间偏移（在光学和X射线波段）和光谱偏移。为了限制这两种情况的相对可能性，我们开发的模型，使用流体动力学星系合并模拟加上辐射转移计算。我们的富含气体的主要合并模型通常与星系形态以及推断的恒星质量和恒星形成率相匹配。我们证明了CID-42中反冲的超大质量黑洞（SMBH）在观测时应该是活动星系核。然而，为了使反冲活动星系核产生窄谱线辐射，必须在反冲后不久观测到它，此时它仍然存在于稠密的气体区，这意味着反冲的总速度很大（v_k > 2000 km·s^-1）。对于双活动星系核的情况下，一个不寻常的大宽线偏移是必需的，和观测到的形态最好的匹配需要一个星系，是比CID-42亮度低。此外，两个光学核中的一个没有X射线发射并不容易归因于本质上静止的SMBH或康普顿厚的银河系环境。虽然目前的数据不允许反冲或CID-42的双重活动星系核的情况被排除在外，我们的模型突出了最相关的参数，以区分这些可能性与未来的观测。特别是，高质量的，空间分辨光谱，可以精确定位的宽和窄线功能的起源将是至关重要的，以确定这种独特的来…
2012-10-02 astro-ph.CO
Kicking gravitational wave detectors with recoiling black holes
二元黑洞发射出具有净线性动量的引力辐射，导致最后的残余黑洞后退，其速度可达$\sim5,000$ km/s。完整的数值相对论模拟是精确计算这些反冲的唯一工具，因为它们主要是在黑洞视界即将合并时产生的，并且它们强烈依赖于当时的自旋方向。我们提出了八个新的数值模拟的BBH在挂踢配置家庭，导致最大的反冲。黑洞的质量相等，并且接近最大自旋（$|\vec{S}_{1,2}|/m_{1,2}^2=0.97$）。根据它们在合并时的相位，这个家族导致$\sim\pm4,700$ km/s和所有中间值的反冲沿轨道角动量的二元系统。我们引入了一个新的不变的方法来评估反冲的合并阶段通过波形峰值幅度作为参考相位角的依赖性，并将其与以前的定义进行比较。我们还计算这些hangup-kick波形之间的不匹配，以推断其可观察到的可微性的引力波探测器，如先进的LIGO，找到目前可达到的信噪比，从而允许识别高度反冲黑洞，否则基本上是相同的二元参数。
2019-08-12 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Mergers in Galaxy Groups - I. Structure and Properties of Elliptical Remnants
我们提出了无碰撞的模拟干合并在3至25个星系的集团，以测试的假设，椭圆星系形成在这样的群体的中心。对中央残留物的模拟观测证实了它们与椭圆星系的相似性，尽管没有耗散成分。我们改变了原来的螺旋的凸起的轮廓，并发现从螺旋指数凸起形成的椭圆星系有太低的Sersic指数。与德沃库勒（de Vaucouleurs）（经典）隆起合并的螺旋星系产生了与光度相关的较大Sersic指数的残留物，就像SDSS椭圆星系一样。指数膨胀合并更适合暗椭圆星系，而经典膨胀合并更适合亮椭圆星系。类似地，明亮的椭圆星系在经历多次（>5次）合并的残留物中能更好地再现，而较暗的椭圆星系在合并较少的残留物中能更好地再现。残留物遵循紧密的尺寸-光度和速度色散-光度（Faber-Jackson）关系（<0.12 dex散射），表明如果合并星系也遵循紧密的标度关系，随机合并可以产生紧密的标度关系。大小-光度关系和Faber-Jackson关系的斜率与观测值接近，但前者的斜率略浅。这两个关系的截距都是偏移的-残余物太大，但在固定光度下色散太低。一些残留物显示出大量的（v/σ> 0.1）旋转支持，尽管大多数是慢旋转的，很少是非常快的旋转的（v/σ> 0.5）。这些研究结果与以往的研究结论，耗散必要的产生椭圆从二进制合并的螺旋。多个，大多是小的和干的合并可以产生明亮的椭圆星系，而显着的耗散可能需要产生微弱的，快速旋转的椭圆星系。
2013-09-16 astro-ph.CO
Growth of Supermassive Black Hole Seeds in ETG Star-Forming Progenitors: Multiple Merging of Stellar Compact Remnants via Gaseous Dynamical Friction and Gravitational Wave Emission
提出了$z\gtrsim 1$上局域早型星系（ETGs）恒星形成祖星中超大质量黑洞（BH）种子生长的新机制。这设想的迁移和合并的恒星紧凑的残余物（中子星和恒星质量的黑洞）通过气体动力学摩擦向中央的高密度区域的星系。我们表明，在合理的假设和初始条件下，该过程可以建立中央BH质量的顺序$10^4-10^6\, M_\odot$在一些$10^7$年，因此有效地提供重种子之前，标准盘（类爱丁顿）吸积接管，成为进一步BH增长的主导过程。值得注意的是，当宇宙$\lesssim 0.8$ Gyr的年龄构成了一个苛刻的限制时，这种机制可能为$z\gtrsim 7$类星体宿主中数十亿太阳质量BH的积累提供一种解释，而不是超爱丁顿吸积速率;此外，本发明还在红移$z\sim 2-6$的更常见的ETG祖细胞中，即使在短时间内的中等爱丁顿比$\lesssim 0.3$下，恒星形成持续时间$\lesssim$ Gyr。最后，我们探讨了未来的地面和空间探测器，如爱因斯坦望远镜（ET）和激光干涉仪空间天线（LISA）通过引力波发射检测迁移的恒星残骸和积累的中央超大质量BH之间的合并事件的前景。
2020-02-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Particle Acceleration on Megaparsec Scales in a Merging Galaxy Cluster
星系团是由一系列较小的星系团和星系团合并而成的。扩散激波加速（DSA）模型表明，在星系团合并过程中发生的激波中，粒子被加速到相对论能量，类似于超新星遗迹。这些粒子与磁场一起发出同步辐射，可能形成所谓的射电遗迹。在这里，我们报告的检测无线电遗迹，我们发现高度一致的磁场，一个强大的光谱指数梯度，和一个狭窄的遗迹宽度，给出了一个测量的磁场在宇宙中一个未被探索的网站。我们的观察证明，DSA也比超新星遗迹中的尺度大得多，并且星系团中的冲击能够产生极高能的宇宙射线。
2010-10-20 astro-ph.CO
A study of cool core resiliency and entropy mixing in simulations of galaxy cluster mergers
我们提出了一套二进制合并集群模拟的结果。流体动力学集群模拟采用平滑粒子流体动力学（SPH）制定的梯度误差大大减少，通过积分的方法。我们考虑绝热以及辐射模拟，其中我们包括气体冷却，恒星形成和能量反馈超新星。我们探讨合并的热力学结构上的最后合并残留物的团内气体的影响。特别是，我们研究了如何核心熵的合并过程中产生的初始冷却核心配置文件对中断和稳定性。为此，我们考虑了一系列的初始质量比和碰撞参量。我们的绝热合并模拟的最终熵分布与以前的发现（ZuHone 2011）非常一致，所有初始合并设置都破坏了冷核。对于等质量的离轴合并，我们发现，一个显着的贡献，最终的主核心熵是由于旋转运动，这是由潮汐扭矩引起的第一近心通道期间产生的流体动力学不稳定性。在辐射模拟中，冷核对加热过程更具弹性;尽管如此，它们只有在质量非常不相等的离轴合并的情况下才能保持其完整性。我们认为，这些结果是强大的气体物理模拟的变化，特别是包含AGN热反馈。我们的研究结果支持这样的观点，即观察到的核心集群形态自然出现在合并集群的背景下，并得出结论，合并角动量是一个关键参数，在塑造最终合并残留物的物理性质。
2021-05-11 astro-ph.CO
Merging Rates of Compact Binaries in Galaxies: Perspectives for Gravitational Wave Detections
我们研究了星系中致密双星的合并率，以及AdvLIGO/Virgo和爱因斯坦望远镜对引力波（GW）事件的相关探测率。为此，我们依赖于三个基本成分：（i）红移依赖的星系统计提供的最新确定的恒星形成率函数的紫外+远红外/（亚）毫米/无线电数据;（ii）恒星形成和化学富集历史的个别星系，在观测的基础上建模;（iii）从恒星演化模拟得到的致密双星合并的致密残余质量分布和规定。我们目前的结果的内在出生率的紧凑的残留物，合并率的紧凑的双星，GW检测率和GW计数，试图区分BH-BH，NS-NS和BH-NS合并之间的结果，并估计其发生在磁盘和球状宿主星系。我们比较我们的方法与一个基于宇宙SFR密度和宇宙金属丰度，利用许多文献研究，从两种方法的合并率是在整体天体物理学的不确定性。我们还研究了银河系尺度的强引力透镜对提高高红移可探测事件率的影响。最后，我们讨论了未检测到的GW排放从紧凑的二元合并的随机背景的贡献。
2019-07-16 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
Remnant Masses, Spins and Recoils from the Merger of Generic Black-Hole Binaries
我们得到的经验公式的最终残余黑洞的质量，自旋和反冲速度从合并黑洞二进制与任意质量比和自旋。我们的公式是基于质量比和自旋依赖性的后牛顿表达式的瞬时辐射能，线动量，角动量，以及ISCO结合能和角动量。不同项之间的相对权重由通过最近可用的完全非线性数值模拟的最小二乘拟合选择的幅度参数固定。这些公式可用于星系核和星系团的N体模拟以及超大质量黑洞的宇宙学生长的统计研究。作为一个例子，我们使用这些公式来获得一个普遍的自旋大小分布的合并黑洞和反冲速度分布的干和热/冷湿合并。我们也重新审视长期的轨道进动和共振，并讨论它们如何影响自旋分布之前的合并制度。
2010-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
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
On Sizes, Kinematics, M/L Gradients, and Light Profiles of Massive Compact Galaxies at z~2
我们提出了一个详细的分析结构和解决恒星星族的模拟合并残留物，并比较它们在z ~ 2的紧凑的静止星系的观测。我们发现主合并是产生~ 10^11 Msun和~ 1 kpc大小系统的可行机制，前提是最终合并时的气体分数很高（~ 40%），并且祖星系是致密的恒星形成星系，正如在高红移时所预期的那样。它们的积分光谱能量分布和速度色散与观测结果吻合得很好，它们在（v_{maj} /sigma，椭圆率）图中的位置跟踪了低红移早型星系分布的上包络。模拟合并残留物显示时间和视线依赖的M/L比梯度，从径向依赖的恒星年龄，恒星金属丰度和灭绝的叠加结果。在静止残余相，静止帧V波段光的有效半径与质量表面密度的有效半径的中值比约为2。这通常由负颜色梯度（即，红色核心），我们期望其与系统的集成颜色相关。最后，模拟结果与观测结果的表面亮度剖面形状不同。模拟的残骸通常与高（n >> 4）的Sersic指数最佳拟合，而观测到的z ~ 2处的静止星系往往不那么尖（中值n ~ 2.3）。可能需要限制祖先中的早期恒星形成，以防止模拟的合并残余物具有伸展的翅膀。
2010-08-24 astro-ph.CO
Merging galaxy clusters in IllustrisTNG
本文在IllustrisTNG300模拟中通过温度图寻找弓形激波，识别出十个并合星系团，详细分析了其质量损失、激波位移和马赫数等特征，发现其与A520等观测到的非极端相互作用星系团更为相似。
2023-04-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modeling the Black hole Merger of QSO 3C 186
最近对射电噪声较大的类星体3C 186的详细观测表明，一个超大质量的反冲黑洞可能正在以接近2100公里/秒的速度远离宿主星系。如果是这样的话，我们可以利用数值相对论模拟的结果来模拟祖双星黑洞的质量比和自旋。我们发现，在祖先的黑洞必须有可比的质量与质量比$q=m_1/m_2>1/4$和主黑洞的自旋必须是$α_2=S_2/m_2^2>0.4$。合并的最后残余物以$α_f>0.45$为界，至少双星系统总质量的$4\%$辐射成引力波。我们考虑四种不同的合并前的情况下，进一步缩小这些值。例如，假设一个冷吸积驱动的并合模型，我们发现该双星具有与$q=0.70^{+0.29}_{-0.21}$相当的质量，并且较大和较小黑洞的归一化自旋分别为$α_2=0.94^{+0.06}_{-0.22}$和$α_1=0.95^{+0.05}_{-0.09}$。我们还可以估计出最终反冲的黑洞自旋$α_f=0.93^{+0.02}_{-0.03}$，以及系统辐射出其总质量的$9.6^{+0.8}_{-1.4}\%$，这使得这些黑洞的合并成为有史以来观测到的能量最大的事件。
2017-04-03 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Orbital structure of merger remnants: Trends with gas fraction in 1:1 mergers
由于分级合并中的剧烈弛豫是不完整的，椭圆星系在其现今的轨道结构中保留了大量关于其形成路径的信息。各种证据表明，富含气体的主合并在椭圆星系的形成中起着重要的作用。我们模拟1：1磁盘合并在7个不同的初始气体分数范围从0到40%，使用TreeSPH代码Gadget-2。我们对每个遗迹中的恒星轨道进行分类，并构建轨道内容，内在形状和方向的径向轮廓。无耗散残余物是典型的长轴-三轴轨道，在r_c ~ 1.5Reff范围内以盒轨道为主，在其外部以管轨道为主。随着气体含量的增加，r_c内的盒形轨道逐渐被净自转接近零的短轴管（z管）取代，残余物逐渐变扁和圆。长轴管（x-管）轨道是高度流动的，对气体部分相对不敏感，这意味着它们的角动量从动态冷初始条件中保留下来。在r_c之外，轨道结构基本上不受气体的影响。15-20%的气体残留物通常显示盘状运动学上不同的核心（KDC）。这些残骸在速度图和内在轨道结构上都与KDC星系NGC 4365有着有趣的相似之处（van den Bosch et al. 2008）。在30-40%的气体含量下，残留物快速旋转，并在~ 1 Reff尺度上有尖锐的嵌入盘。我们预测一个特征，物理直观的轨道结构1：1磁盘合并残留物，1和3Reff之间的一个明显的过渡，将很容易观察到的二维运动学调查SAURON和SMEAGOL的组合数据。
2010-01-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Enhanced Nitrogen in Morphologically Disturbed Blue Compact Galaxies at 0.20 < z < 0.35: Probing Galaxy Merging Features
利用Sloan数字巡天（SDSS）DR 7资料，研究了91个z=0.20-0.35的蓝色致密星系（BCGs）的元素丰度与星系形态之间的相关性.通过对SDSS图像的目视检查，并利用基尼系数和M_20，我们将星系的形态分为“扰动”和“未扰动”两类。我们用T_e法求出了氧和氮的丰度。我们发现，相当一部分的BCGs与扰动形态，合并残留物的指示，显示相对较高的N/O和低O/H丰度比。大多数的扰动BCGs表现出较高的N/O值在一个给定的O/H值相比，形态未受干扰的星系，这意味着更有效的氮富集在扰动BCGs。我们检测到沃尔夫-拉叶（WR）的功能，只有少数的干扰BCGs，这似乎是矛盾的想法，WR星负责高氮丰度。结合这些结果与星系演化探测器（GALEX）GR 6紫外（UV）数据，我们发现，大多数的扰动BCGs显示系统较低的H α近紫外恒星形成率比的值。H β发射线的等效宽度在受干扰的BCGs中也系统地较低。基于这些结果，我们推断，受干扰的BCGs经历了相对较长的时间尺度上的恒星形成，导致更连续的氮富集。我们认为，这种BCGs的形态和化学丰度之间的相关性是由于他们最近的恒星形成历史的差异。
2013-03-14 astro-ph.CO
A Runaway Black Hole in COSMOS: Gravitational Wave or Slingshot Recoil?
我们提出了一个特殊的源在COSMOS调查在z=0.359的详细研究。源CXOCJ 100043.1 +020637（CID-42）呈现嵌入在同一星系中的两个紧凑的光源。在HST/ACS图像中测量的2之间的距离是0.495”，在源的红移处，对应于2.46 kpc的投影分离。在VLT/VIMOS和Magellan/IMACS仪器的三种不同光谱中，测量了Hbeta窄分量和宽分量之间的大（~1200 km/s）速度偏移。CID-42也是唯一的X射线源，在其X射线光谱中具有强红移的宽吸收铁线和铁发射线，绘制了倒置的P-Cygni轮廓。钱德拉和XMM的数据表明，吸收线的能量在4年内变化了500 eV，并且吸收剂必须高度电离，以便不在软X射线光谱中留下签名。这些特征出现在同一个源中不太可能是巧合。我们设想了两种可能的解释：（1）引力波反冲的黑洞（BH），在合并后捕获了1- 1000万年，（2）在同一星系中的1型/2型系统，其中1型由于三重BH系统产生的弹弓效应而反冲。第一种可能性为我们提供了一个候选的引力波反冲BH与光谱和成像的签名。在第二种情况下，X射线吸收线可以解释为从前景核（2型活动星系核）到较远的活动星系核（1型活动星系核）的类似BAL-like外流，它照亮了原本无法探测到的风，这给了我们第一次机会来表明在模糊的活动星系核中存在快速风。
2010-02-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Supernovae and their host galaxies - II. The relative frequencies of supernovae types in spirals
我们提出了一个不同的超新星（SN）类型的相对频率的分析与各种形态的螺旋和在酒吧或unbarred星系。我们使用一个定义良好的和均匀的样本的螺旋宿主星系的692 SNe从斯隆数字巡天在不同阶段的星系-星系相互作用和活动类的核。我们建议，潜在的机制塑造SNe类型的数量比可以解释的框架内相互作用诱导的恒星形成，除了已知的形态和恒星星族之间的关系。我们发现一个强大的趋势，在行为的NIa/NCC的比例取决于主机的形态，这样，早期的螺旋包括更多的Ia型SNe。NIbc/NII比率在早期型宿主的宽箱中较高。当从正常星系、扰动星系到相互作用星系时，NIa/NCC比值几乎不变，然后在合并星系中下降，而在合并后星系/残余星系中，NIa/NCC比值跳到最高值。与此相反，NIbc/NII的比率跳到最高值合并星系和合并后/残余子样本略有下降。的解释是，恒星形成率和星系的形态，这是强烈的影响，在相互作用的最后阶段，对SNe类型的数量比的影响。NIa/NCC（NIbc/NII）比值从恒星形成到活动星系核（AGN）级别增加（减少）。这些变化是一致的相互作用触发的恒星暴演化成活动星系核的相互作用的后期阶段，伴随着恒星形成的变化和星系形态的转变成一个早期的类型。
2014-09-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Blue Compact Dwarf Galaxy VCC848 Formed by Dwarf-Dwarf Merging
长期以来，人们一直推测许多星暴或致密矮星系是矮-矮星系合并的结果，但这种可能性的明确证据在文献中很少报道。我们提出了第一个研究的深光学宽带图像的气体占主导地位的蓝色致密矮星系（BCD）VCC848（Mstar = 2e8Msun）主机扩展的恒星壳，从而被证实是一个矮-矮合并。VCC 848位于室女星系团的外围。通过分析恒星的光分布，我们发现VCC 848是两个矮星系合并的结果，恒星成分的主次质量比<~5，推测的暗物质晕<~2。第二祖星系几乎完全被破坏了。在VCC848中，通过光度测量选择的星团候选者的年龄-质量分布表明，在过去的1 Gyr期间，团簇形成速率（CFR，与恒星形成速率成比例）提高了约7 - 10倍。合并引起的CFR增强在几百万年前在银河系中心附近达到峰值，并在过去的几十万年开始下降。根据最年轻的星团所追踪到的信息，目前的恒星形成活动主要发生在大的银河系中心距离（>~1kpc）。事实上，VCC 848仍然是（原子）气体占主导地位的时期后，最激烈的碰撞表明，富含气体的矮星系合并可能会导致BCD状的残余物与扩展的原子气体分布周围的蓝色紧凑的中心，在一般协议与以前的数值模拟。
2020-02-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Shocks and angular momentum flips: a different path to feeding the nuclear regions of merging galaxies
我们研究星系合并的动力学，重点是核区域的气体供给，使用一套星系相遇的流体动力学模拟。模拟的高空间和时间分辨率使我们不仅可以恢复潮汐扭矩引起的流入的标准图片，而且还可以详细说明另一个重要的供给路径产生的冲压压力。诱发的激波有效地将气体的动力学与恒星的动力学解耦，极大地增加了气体角动量的损失，并导致中心流入的增加。在许多情况下，冲压压力冲击也会导致较小星系的整个星系气体盘突然改变其旋转方向，导致完全的“翻转”，并在几年后的$10^8$中，随后发生“反向翻转”。这一现象导致了长寿命的解耦气体恒星和恒星恒星盘的存在，这可能暗示了一些观察到的运动学解耦核心/反向旋转盘的起源的新解释。最后，我们推测，在非共面合并的情况下，可能存在一类新的残余系统类似于一些观察到的X形射电星系。
2016-11-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Parameter Space Exploration of Galaxy Cluster Mergers I: Gas Mixing and the Generation of Cluster Entropy
我们提出了一个高分辨率的绝热双星星系团合并的FLASH模拟。这些是迄今为止使用AMR网格为基础的代码与欧拉流体动力学的最高分辨率的模拟。在这一系列的第一篇论文中，我们研究了合并对热的团内气体熵的影响，特别是关于合并加热和破坏团簇“冷核”的能力。“我们发现，与最近的工作一致，在基于网格的代码中得到很好解决的流体不稳定性的影响是显着混合两个集群的气体，并显着增加最终合并残余物的气体熵。这一结果是在初始质量比和碰撞参量范围内的合并的特征。与此相一致，我们发现，与随机运动相关的动能在我们的合并残留物中较高，这些残留物具有高熵层，表明运动有效地混合了气体，并加热了具有初始高熵的气体的团簇核心。我们研究的影响，这一结果的维护高熵地板中心的星系团和推导的暗物质的X射线发射气体的热性质。
2011-01-28 astro-ph.CO astro-ph.HE
Formation versus destruction: the evolution of the star cluster population in galaxy mergers
相互作用星系以其高恒星形成率和丰富的星团人口而闻名，但快速变化的潮汐场也可以有效地摧毁星团。我们用数值模拟合并盘星系，调查占主导地位的机制。这些模拟包括一个整个星团人口的形成和动态破坏的模型。我们发现，在相互作用星系中，潮汐冲击对星系团的动力学加热比孤立星系高一个数量级。这是由增加的气体密度驱动的，足以以比新星团形成更高的速度摧毁星团：合并残留物中星团的总数是祖先盘中数量的2-50%，低质量的星团优先被破坏。通过采用观测动机的选择标准，我们发现，在附近的合并星系中观察到的恒星集群的盈余是由检测年轻，大质量的集群的偏见。我们提供了一个一般的表达式的生存分数的集群，这与气体耗尽的时间尺度增加。由于低质量星团的优先破裂，合并残留物中幸存的星团的质量分布在质量约为10^3 Msun时发展出一个峰值，并以0.3-0.4 dex/Gyr的速度演化到更高的质量。峰值质量最初对银河系中心半径的依赖很弱，但这种相关性随着系统年龄的增长而消失。我们讨论了模拟合并残留物和（年轻）球状星团系统的集群人口之间的相似性。我们的研究结果表明，结合团簇形成和破坏应该是广泛的高红移，这可能提供了一个自然的起源，以今天的球状星团系统的致密恒星形成的环境。
2011-12-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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
Light Axion Emission and the Formation of Merging Binary Black Holes
该研究表明轻轴子造成的恒星冷却会抑制公共包层通道形成低质量间隙内的并合双黑洞，从而解释 LIGO/Virgo/KAGRA 数据中的表观质量间隙。
2023-08-16 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
