The CFHTLS Deep Catalog of Interacting Galaxies I. Merger Rate Evolution to z=1.2
我们提出了在0.2<z<1.2之间的静止坐标系光学星系合并分数，作为恒星质量和光学光度的函数，正如加拿大-法国-夏威夷望远镜遗产深度巡天（CFHTLS-Deep）所观察到的那样。我们开发了一个新的分类方案，以确定主要的星系星系合并的基础上存在的潮汐尾和桥梁。这些形态特征是最近和正在进行的合并活动的标志。通过对所有星系的视觉分类，直到i_vega<22.2（约27，000个星系）超过2平方度，我们编制了CFHTLS相互作用星系深表，其中有约1600个合并星系。我们发现合并分数在z~0.3处为4.3% +/-0.3%，在z~1处为19.0% +/-2.5%，这意味着合并分数的演变为（1+z）^m，其中m=2.25 +/-0.24。这一结果与在>4sigma置信水平下的温和或非演变（m<1.5）情景不一致。观察到一个温和的趋势，即M>10^10.7 M_sun的大质量星系比M~10^10 M_sun的小质量系统经历更少的合并，这与星系集合体缩小的预期一致。我们的研究结果还表明，相互作用星系的平均SFRs的两倍，发现在非相互作用场星系。我们的结论是：（1）光学星系合并分数确实随红移而变化，（2）合并分数适度地依赖于恒星质量，在z<1时，质量较低的星系合并分数较高，（3）恒星形成在合并的所有阶段都被触发，在后期阶段有较大的增强，与N体模拟一致。
2010-01-15 astro-ph.CO
Post-merger Signatures of Red-sequence Galaxies in Rich Abell Clusters at $z\lesssim 0.1$
本文研究了$z \lesssim$ 0.1：A119、A2670、A3330和A389富Abell星系团中红序星系的合并后特征。使用安装在CTIO的布兰科4米望远镜上的MOSAIC 2 CCD和Hydra MOS拍摄了u '，g'，r'和中等分辨率星系光谱的深度图像。合并后的功能是通过目视检查的基础上确定的不对称扰动功能，微弱的结构，不连续的晕结构，环和尘埃带。我们发现，约25%的明亮（M_r < -20）星系团红序列星系在四个星系团中一致地显示出合并后的特征。大多数（约71%）的特征星系被发现是膨胀主导的，而对于膨胀主导的红色序列星系的子样本，合并后的比例上升到约38%。我们还发现，大约4%的膨胀主导的红色序列星系相互作用（正在进行合并）。总共有42%（38%合并后，4%正在合并）的星系显示合并相关的功能。与具有类似极限星等的场星系研究（van Dokkum 2005）相比，我们的星系团研究呈现出类似的合并后分数，但明显低于正在进行的合并分数。对于我们星系团的高密度来说，合并分数令人惊讶地高，星系的快速内部运动被认为在星系合并中起着负面作用。合并后和正在合并的星系的比例可以解释如下。大多数合并后的星系可能从它们以前的晕环境中继承了它们的合并特征，而相互作用的星系在当前的星系团中原位相互作用。根据我们的半解析计算，在过去的4-5 Gyr中，大质量星系团晕很可能经历了数十次晕合并;合…
2012-07-22 astro-ph.CO
Balancing the Baryon Budget: The fraction of the IGM due to Galaxy Mergers
观测表明，大约60%的重子可能存在于低红移的温热星系际介质（WHIM）中。在先前的研究结果表明，气体是通过星系合并释放，我们使用半分析技术来估计气体质量损失的比例从晕完全是由于合并。我们发现，在星系组装的过程中，晕中高达25%的气体可以解开。这个过程并不优先作用于质量较小的晕;在宇宙的给定体积中，较大的晕\emph{always}释放出更多的气体。然而，如果我们包括多相气体吸积到晕，我们发现只有百分之几是未绑定的。我们的结论是，无论是非引力过程可能是在发挥加热气体在星系之前，通过合并或大多数的重子在WHIM从未落入维里化的暗物质晕。我们提出了一个预算，用于储存从最近的工作编制的WHIM。
2010-03-17 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 ALHAMBRA survey: an empirical estimation of the cosmic variance for merger fraction studies based on close pairs
我们的目标是经验估计，第一次，宇宙方差影响合并分数的研究的基础上密切对。我们从光度红移为10 h ^-1 kpc <= rp <= 50 h ^-1 kpc且Dv <= 500 km/s的密偶中计算出并合分数，并在ALHAMBRA巡天的48个子场中进行了测量。我们研究了测量的合并分数的分布，遵循对数正态函数，并估计宇宙方差sigma_v作为所观察到的分布的内在色散。我们发展了一个极大似然估计器来测量一个可靠的sigma_v，并避免了由于观测误差（包括泊松散粒噪声项）引起的离散。合并分数的宇宙方差主要取决于（i）所研究的粒子数密度，包括主星系（n_1）和伴星系（n_2），以及（ii）探测到的宇宙体积V_c。我们发现一个显着的依赖性，既不是用来定义密切的同伴，红移，也不是物理选择（光度或恒星质量）的样本的搜索半径。我们用n_1、n_2和V_c来表示宇宙方差的参数，σ_v = 0.48 n_1^{-0.54} V_c^{-0.48}（n_2/n_1）^{-0.37}。多亏了这个处方，未来基于密偶的合并分数研究可以正确地解释其结果的宇宙差异。
2014-01-20 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
Quantified HI Morphology IV: The Merger Fraction and Rate in WHISP
螺旋星系氢原子盘的形态是受到引力相互作用（如星系合并）扰动的第一个组成部分。我们使用一个简单的参数化的形态Westerbork HI螺旋项目（WHISP）的HI柱密度图，以选择那些可能正在经历一个显着的相互作用的星系。合并星系占据了由不对称性（A）、20%最亮像素对列密度图二阶矩的相对贡献（M20）和所有像素上二阶矩的分布（GM）定义的参数空间的特定部分。基于它们的HI形态，我们发现13%的WHISP星系处于相互作用（浓度-M20）中，只有7%的星系基于数据立方体中的密切同伴。这种明显的差异可以归因于可见度时间尺度的差异：合并在0.5 Gyr时可以被识别为近对，但在~1 Gyr时可以通过它们被干扰的HI形态来识别。用体积合并率表示，两个估计值非常吻合：配对和形态扰动的HI盘分别为7 x 10^-3和6.8 x 10^-3合并Gyr^-1 Mpc^-3。我们的合并分数的一致性，如斯隆数字巡天更大的调查公布，表明HI形态可以是一个非常可行的方式来确定合并在一个大型HI调查。卷合并率的相对高的值可能是选择或WHISP卷的偏差。计划中的MeerKAT、ASKAP和WSRT/APERTIF射电天文台提供的高分辨率HI数据的预期收益将揭示合并在局部宇宙中的重要性，并随着SKA的出现，揭示整个宇宙时代的重要性。
2011-04-17 astro-ph.CO
The Role of Starburst-AGN composites in Luminous Infrared Galaxy Mergers: Insights from the New Optical Classification Scheme
我们研究了500个红外选择星系的星暴、星暴-活动星系核复合物、Seyfers和LINER的分数随红外光度（L_IR）和合并进程的变化。使用斯隆数字巡天的超大数据集提供的新的光学分类，我们发现，与其他光谱类型相比，在IR选择的样本中LINER的比例很少（< 5%）。LINER中缺乏强红外发射与最近的光学研究相一致，表明LINER中包含的活动星系核吸积率比Seyfert星系低。大多数以前分类的红外发光LINER被归类为星暴AGN复合星系在新的计划。星暴-活动星系核复合物似乎是ULIRG中从星暴到活动星系核光谱演化的“桥梁”。活动星系核相对于星暴活动的相对强度在高红外光度时有显著的增加。在ULIRGs（L_IR >10^12 L_odot）中，星暴-活动星系核复合星系在合并的早期和中期占主导地位，活动星系核星系在合并的最后阶段占主导地位。我们的研究结果是一致的红外发光星系的合并富含气体的螺旋燃料的星暴和活动星系核的模型，并在活动星系核变得越来越占主导地位的最明亮的红外物体的最后合并阶段。
2009-11-19 astro-ph.CO
The neutral gas content of post-merger galaxies
测量的中性氢气含量的93个合并后的星系的样本，从相结合的匹配ALCAFA.40数据发布和新的阿雷西博观测。通过实施完全阈值相同的ALCAFA调查，并通过编译质量，红移和环境匹配的控制样本从公共ALCAFA。40数据发布，我们计算气体分数抵消（Δ f_gas）的合并后，相对于控制样本。我们发现，合并后的HI气体分数是一致的未受干扰的星系。然而，由于ALDERFA.40样品的相对气体丰富度，我们从中提取我们的对照样品，我们的气体分数增强的测量可能是保守的下限。结合Fertig等人在星系对样本中进行的可比气体分数测量，他们也确定了与零一致的气体分数偏移，我们得出结论，在整个合并序列中没有证据表明中性气体消耗量很大。从一套75二元合并模拟，我们确认，恒星形成预计将减少合并后的气体分数只有0.06德克斯，甚至几个陀螺合并后。此外，除了缺乏证据的气体消耗气体部分抵消，观察到的HI检测分数在合并后的完整样本是两倍高的控制，这表明合并后的气体部分实际上可能会增加。我们表明，气体分数增强合并后，相对于恒星质量匹配的控制样本，确实是自然的结果合并随机抽取的对从母种群表现出下降的气体分数与恒星质量的增加。
2015-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Role of Galaxy Mergers in Cosmic Star Formation History
利用一种改进的深场不对称性测量方法，对GOODS场中的中红移（0.2<z<1.2）亮红外星系（LIRGs）和一般场星系进行了形态学研究。通过仔细考虑潜在的天空背景结构的重要性，我们的新方法不会受到系统偏差的影响，并提供小的不确定性。通过将局域LIRGs和低红移GOODS星系红移到不同的更高的红移，我们发现由于表面亮度变暗而引起的星系不对称性的红移依赖性是不对称性本身的函数，对于更不对称的物体有更大的校正。通过应用红移，红外光度和光学亮度相关的不对称校正，我们发现，中间红移LIRG一般表现出高度不对称的形态，与隐含的合并分数~50%，z=1.2，虽然他们是稍微比本地LIRG更对称。对于一般场星系，我们发现一个几乎恒定的相对较高的合并分数（20-30%）。在z=1.2以下的不同红移下，得到了星系合并的B带低频，证实了在打破光度-密度简并后，合并分数的弱演化。红外光度函数（LFs）的星系合并也得到了，表明在较高的红外光度较大的合并分数。并合红外低频的积分表明并合引起的红外能量密度[（1+z）^（5-6）}]发生了剧烈的演化，在z>~1时，星系并合开始主导宇宙红外能量密度。
2009-03-17 astro-ph.CO
Interacting Galaxies in the A901/902 Supercluster with STAGES
本文研究了z~0.165的Abell 901/902超星系团的星系合并及其环境影响。我们使用来自STAGES调查的HST ACS F606 W数据，COMBO-17，Spitzer 24 um和XMM-牛顿X射线数据。我们的分析利用视觉分类系统和定量CAS参数来识别显示最近或正在进行的质量比>1/10的合并的证据的系统。我们的结果是：（1）在视觉分类和最小化来自假投影对的污染之后，我们发现合并分数f_merge为0.023+/-0.007。可能的主要合并、可能的次要合并和模糊情况的估计分数分别为0.01+/-0.004，0.006 +/-0.003和0.007+/-0.003。(2)合并发生在半径R < 0.25 Mpc的星系团核心之外：核心中没有合并可能是由于核心中的星系速度色散很大。合并填充了核心和郊区之间的区域（0.25 Mpc < R <= 2 Mpc）。在这一地区，合并的估计频率是类似的，在典型的组overdensities。这意味着星系团的不断增长是通过星系团和场星系的吸积实现的。(3)我们将我们观察到的合并分数与其他集群和组中报道的合并分数进行比较，z为0.4。星系团中L<= L* 星系的合并分数的现有数据点允许一系列的演化情景。(4)位于蓝色云上的合并比例为80%+/-18%，而非相互作用星系的合并比例为34%+/-7%，这意味着相互作用星系更倾向于蓝色。(5)基于…
2009-10-30 astro-ph.CO
Galaxy pairs as a probe for mergers at z ~ 2
在这项工作中，我调查的样本196个大质量星系的对分数从z = 0到3，从COSMOS领域选择的红移演化。我们发现，平均而言，一个大质量星系经历约1.1 \pm 0.5主要合并，因为z = 3。我将回顾目前的局限性，使用对分数作为探测量化合并对星系演化的影响。这项工作是基于Man et al.（2011）的论文。
2011-12-16 astro-ph.CO
The significant contribution of minor mergers to the cosmic star formation budget
我们估计一个经验下限宇宙恒星形成的分数，是由当地宇宙中的小合并引发的。分裂的星系形态的恒星形成预算，我们发现，早型星系（ETG）主机的预算的14%，而Sb/Sc星系主机的本地恒星形成活动的大部分（~53%）。最近的研究表明，附近ETG的恒星形成是由微小的合并驱动的，这意味着至少有14%的局部恒星形成是由这个过程触发的。一个更准确的估计可以通过注意到一个坠落的卫星可能会在一个“后来”形态类型的星系中引起一个更大的星暴来得出，这既是由于吸积星系中更高的气体可用性，也是因为一个更大的凸起更好地稳定了盘对恒星形成的影响。这使我们能够使用ETG中的恒星形成来估计晚型星系（LTG）中恒星形成的分数的下限，这是次要的合并驱动。使用与LTG质量和环境匹配的ETG子样本（意味着类似的卫星群），我们估计这一限制为~ 24%。因此，小合并导致的宇宙恒星形成比例的下限为~35%（14% [ETG] + 0.24 x 86% [LTG]）。观测到的黑洞和星系质量之间的正相关性进一步表明，小的合并也可能触发类似比例的黑洞吸积。因此，对小合并残余物的详细研究是必不可少的，以量化这一重要过程在驱动恒星质量和本地宇宙中黑洞增长方面的作用。
2013-09-30 astro-ph.CO
A Multiwavelength Study of a Sample of 70 micron Selected Galaxies in the COSMOS Field II: The Role of Mergers in Galaxy Evolution
我们分析了COSMOS场中1503个70微米选定星系的大样本的形态特征，其红移范围为0.01<z< 3.5，中位数红移为0.5，红外光度范围为10^8<L_IR<10^14L_sun，中位数光度为10^11.4 L_sun。一般来说，这些星系都是大质量的，恒星质量范围为10^10-10^12 M_sun，并且发光，-25<M_K<-20。我们发现，主要合并的分数和L_IR之间有很强的相关性，在最高光度的分数高达50%。我们还发现，螺旋的分数急剧下降与L_IR。小合并可能发挥作用，在提高低光度源的红外光度。由于z>1的源很难分类，并且受到带通移动的影响，因此，在任何给定的L_IR仓中合并的精确比例随红移而变化，因此，这些数字只能被认为是下限。在z<1时，形态学分类最稳健，主要合并明显主导ULIRG群体（50-80%），并且对LIRG群体（25-40%）很重要。在z>1时，ULIRG的主要合并比例至少为30-40%。虽然一般形态的趋势同意已观察到的本地（U）LIRGs，主要合并的比例略低于本地看到的。这部分是由于在高红移时很难识别合并的特征。我们认为，考虑到观测到的主要富含气体的合并的数量，以及它们在（U）LIRG阶段观测到的相对较短的时间尺度，观测到的红色大质量椭圆星系序列（<10^12 M_sun）完全是由富含气体的主要合并形成的。
2010-06-25 astro-ph.CO
Quantified HI Morphology III: Merger Visibility Times from HI in Galaxy Simulations
盘状星系的大合并被认为是星系演化的重要驱动力。为了追踪宇宙时期星系合并的比例和速率，在过去十年中开发了几种观测技术，包括形态选择标准。我们应用这种形态选择合并到21厘米射电发射线（HI）列密度图像的螺旋星系在附近的调查。在本文中，我们调查多久1：1合并是可见的HI从N体模拟。我们评估合并的可见性时间的选择标准的基础上的四个参数：浓度，不对称性，M20，和基尼参数的二阶矩的流量分布（GM）。在文献中使用的三个选择标准中，一个基于浓度和M20的标准适用于HI视角，合并时间尺度为0.4 Gyr。在我们之前的论文中定义的三个选择标准中，GM表现良好，并干净地选择了0.69 Gyr的合并。其他两个标准（A-M20和C-M20）也选择孤立的磁盘，但对于正面的富气磁盘（T（合并）~ 1 Gyr）表现最好。不同的可见度尺度可以与任何大型HI调查中选定的星系分数相结合，以获得附近宇宙的合并率。全天空调查，如WALLABY与ASKAP和中深调查与APETIF仪器在韦斯特博克将彻底改变我们对中性氢的看法，并将提供一个准确的测量合并分数和速率的时代。
2011-04-17 astro-ph.CO
Morphological signatures of mergers in the TNG50 simulation and the Kilo-Degree Survey: the merger fraction from dwarfs to Milky Way-like galaxies
利用TNG 50宇宙学模拟和Kilo-Degree Survey（KiDS）观测，我们研究了在大范围的星系恒星质量（$8.5\leqslant\log(M_\ast/\text{M}_\odot)\leqslant11$）范围内，星系合并和局部宇宙光学形态之间的联系。为此，我们已经生成了超过16,000个TNG 50星系的合成图像，旨在匹配KiDS观测，包括尘埃衰减和散射的影响，并使用$\mathrm{\mathtt{statmorph}}$代码来测量两个数据集的$r$波段中各种基于图像的形态诊断。这些测量包括Gini- $M_{20}$和浓度-不对称性-平滑性统计。总的来说，我们发现TNG 50和KiDS星系的光学形态之间有很好的一致性，虽然前者比它们的观测对应物稍微更集中和不对称。之后，我们训练了一个随机森林分类器，以识别模拟中的合并星系（包括主要和次要合并），使用形态学诊断作为模型特征，以及合并树的合并统计数据作为基础事实。我们发现，不对称统计表现出最高的特征重要性的所有形态参数考虑。因此，我们的算法的性能是比较传统的方法选择高度不对称的星系。最后，使用我们的训练模型，我们估计了我们的合成和观测星系样本中的星系合并分数，发现在这两种情况下，星系合并分数作为恒星质量的函数稳步增加。
2022-11-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gravitational recoil: effects on massive black hole occupation fraction over cosmic time
我们评估的影响，从星系中心的大规模黑洞（MBH）喷射，由于引力辐射反冲，沿宇宙合并历史的MBH人口。我们讨论的“危险”的反冲MBH作为不同的MBH自旋/轨道配置和主机晕宇宙偏差的函数，以及如何反映在“占领分数”的MBH。我们评估发生在气体贫乏的环境中，MBH二进制聚结恒星动力学过程驱动的合并的喷射概率，自旋/轨道配置预计是各向同性分布。我们将这种情况与“对齐”的情况进行对比。后者是“湿”、富含气体合并的最现实的情况，这是高红移星系的期望。我们发现，如果所有z>5-7的晕都有MBH，那么今天银河系（或类似大小的星系）拥有MBH的概率小于50%，除非MBH在星系中连续形成。MBH的“占据分数”与晕偏和MBH形成效率密切相关，在提高保留分数方面起着至关重要的作用。小晕，浅势阱和低逃逸速度，有一个高的喷射概率，但MBH合并率是非常低的沿其星系形成合并层次：MBH的形成过程可能是低效的，在这样的浅势阱。星云可以将小星系中MBH的总频率降低到60%左右，而对大星系中MBH的频率几乎没有影响（最多20%）。
2010-01-29 astro-ph.CO
Halo Concentration, Galaxy Red Fraction, and Gas Properties of Optically-defined Merging Clusters
我们提出了多波长的光学定义的合并集群的研究，基于超至尊凸轮斯巴鲁战略计划。明亮的红色星系，跟踪集群质量分布，使识别集群subhalos在不同的合并阶段，从而使一个均匀的样本的集群合并，这是公正的合并促进集群内介质（ICM）。我们定义，使用一个峰值发现的方法，合并集群与多峰和单集群与单峰的CAMIRA集群目录。堆叠弱透镜分析表明，我们的合并集群的样本被归类为主要的合并。合并团簇的平均晕浓度比单峰团簇的平均晕浓度小$\sim70\%$，这与数值模拟的结果吻合较好。次晕的空间分布不如主晕的质量分布集中。合并星系团中红星系的比例并不高于单峰星系团。我们发现了一个签名的合并提升的ICM堆叠普朗克Sunyaev-Zeldovich效应和ROSAT X射线光度，但不是在光学丰富度。堆叠的X射线表面亮度分布，与低红移和大质量星系团的主-次晕对对齐，表明中心气体核心沿合并轴拉长，整体气体分布错位$\sim60$度。均匀，无偏的集群合并和多波长的后续研究的样本提供了一个独特的机会，使合并物理的整个过程的全貌。
2019-05-03 astro-ph.CO
Morphology and Molecular Gas Fractions of Local Luminous Infrared Galaxies as a Function of Infrared Luminosity and Merger Stage
我们提出了一个新的，详细的分析的形态和分子气体分数的完整样本的65个本地发光红外星系（LIRGs）从大天文台全天LIRG调查（GOALS）使用高分辨率$I$波段图像从哈勃太空望远镜，夏威夷大学2.2米望远镜和泛STARRS 1调查。我们的分类方案包括单个未受干扰的星系，小合并，和主要的合并，后者分为五个不同的阶段，从前第一近心通道，最后核合并。我们发现，主要的分子气体丰富的螺旋合并显然发挥了重要作用的所有来源与$L_{\rm IR} > 10^{11.5} L_\odot $，然而，低于这个亮度阈值，次要的合并和长期的过程占主导地位。此外，星系不会达到$L_{\rm IR} > 10^{12.0} L_\odot $，直到合并过程的后期，当两个磁盘接近最终合并。平均分子气体分数非相互作用和早期主要合并LIRG的MGF（$= M_{\rm H_2} / (M_* + M_{\rm H_2})$）为18 $\pm 2$ %，对于中期主要合并LIRG，其增加到33 $\pm 3$ %，与以下假设一致：在主要合并的早期-中期阶段，在大的银河系中心半径处，原子气体（HI）的大部分初始大储层被向内扫掠，在那里它被转化为分子气体（H $_2$）。
2016-05-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The merger-driven evolution of massive galaxies
本文利用COSMOS和COMBO-17巡天中M > 5e 10 M太阳星系的小尺度两点关联函数的幅值，研究了星系合并的速率及其对大质量星系群的影响。使用从斯隆数字巡天获得的对分数作为低红移基准，中等红移的大测量区域使我们能够以前所未有的精度确定质量选择样本的近距离对分数的演变：我们发现，在3D空间中，质量大于5e10M_sun的成对星系的比例在小于30 kpc的距离内演化为F（z）=在z = 0和z = 1.2之间为（0.0130+/-0.0019）x（1+z）^1.21+/-0.25。假设合并时间尺度为0.5 Gyrs，推断的合并速率是这样的，质量超过1 e11 Msun的星系平均经历了0.5（0.7）次合并，涉及的祖星系都比5e 10 Msun更大，因为z = 0.6（1.2）。我们还研究了大质量红序星系的数密度演化，使用公布的光度函数和限制的M/L演化从基本平面。此外，我们还证明了大质量星系的实测合并率足以解释自z = 1以来在大质量红序列星系中观测到的数密度演化。
2010-06-29 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
Evolution of the Major Merger Galaxy Pair Fraction at z < 1
我们提出了一项对所选近红外最大可用样本的研究（即，恒星质量选择）在低红移（$z<0.3$）动态接近星系对。我们结合这个样本的主要合并对分数的新估计恒星质量选定的星系在$z<0.8$，从红色序列星系团调查（RCS 1）。我们利用UKIRT红外深空巡天（UKIDSS）和2微米全天巡天（2MASS）的测光方法在$K-$波段（$\sim 2.2~μ$ m）构造了我们的低红移$K-$波段选择样本。结合所有可用的光谱学，我们的$K-$波段选择的样品包含$\sim 250,000$星系，是$> 90\%$光谱完整。这个样品的深度和大体积使我们能够在$K-$波段光度的宽范围内研究星系的低红移对分数和合并率。我们发现的主要合并对分数是平坦的$\sim 2\%$作为$K-$带光度的函数的星系范围内的$10^8 - 10^{12} L_{\odot}$，在最近的研究结果相比，在本地组，发现一个显着更高的低质量对分数。这个低红移的主并合对比例是$\sim 40-50\%$高于以前的估计，从$K-$带样本，这是基于2MASS测光单独。结合RCS 1样本，我们发现一个更平坦的演变（$m = 0.7 \pm 0.1$），在关系$f_{\rm{pair}} \propto (1+z)^m$，比许多以前的研究表明。这些结果表明，一个典型的$L\sim L^*$星系经历了$\sim 0.2-0.8$重大合并以来$z=…
2014-10-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
An upper limit to the dry merger rate at <z> ~ 0.55
在2dF-SDSS LRG和类星体（2SLAQ）红移巡天中，我们测量了动态紧密对（投影分离小于20 $h^{-1}$ kpc，速度差小于500 km s $^{-1}$）中的亮红星系（LRGs）的比例，以估计具有$-23 < M(r)_{k+e,z=0.2} +5 \log h < -21.5$和$0.45 < z < 0.65$的星系的干合并率。对于光度比为$1:4$或更大的星系，我们确定$5σ$的合并分数上限为1.0%，合并率为$< 0.8 \times 10^{-5}$ Mpc $^{-3}$ Gyr $^{-1}$（假设所有对在动力学摩擦所设定的最短可能时间尺度上合并）。这是显着小于理论模型的预测，并表明，主要干合并没有贡献的红色序列在$z < 0.7$的形成。
2010-01-04 astro-ph.CO
The Hierarchical Origins of Observed Galaxy Morphology
星系团主要通过吸积驱动的恒星形成和合并驱动的凸起生长而生长。这些过程隐含在星系形成的半解析模型中，特别是与星系团的膨胀直接相关的星系晕及其星系的层次结构。在本文中，我们考虑两个半分析模型的几种实现。重点关注仅在合并过程中形成凸起的实现，我们研究了椭圆星系以及被动星系和恒星形成盘星系的分数与恒星和晕质量的函数，对于中心系统和卫星系统。将其与具有准确视觉形态分类且M_{stellar} > 10^10.5 M_{sol}的观测交叉匹配的星系SDSS+ RC 3 z ~ 0样本进行比较。该模型定性地再现了所观察到的椭圆形分数与恒星质量的增加，并与晕质量的中央星系，支持的想法，观察到的椭圆形的形式在重大合并。然而，与z ~ 0数据相比，由模型产生的总体椭圆分数太高。由于“被动”--即非恒星形成--部分被近似地再现，并且由于恒星形成盘星系的部分也被再现，问题是模型以牺牲被动S 0和螺旋星系为代价过度产生椭圆星系。膨胀增长的实现（调整到重现模拟），允许残留的光盘在主要合并的生存仍然破坏了太多的光盘。增加卫星的寿命，或者允许合并残余物周围的圆盘再生，只是增加了恒星形成的圆盘星系的比例。相反，似乎有必要降低合并星系的质量比，以便大多数合并在盘状星系残留物中产生适度的隆起增长，而不是椭圆星系。[删节]
2013-05-30 astro-ph.CO
Gas-Rich Mergers in LCDM: Disk Survivability and the Baryonic Assembly of Galaxies
我们使用N体模拟和观测归一化之间的关系暗物质晕质量，恒星质量和冷气质量，以获得强大的，可以说是不可避免的期望重子内容的主要合并红移z~2。首先，我们发现银河系大小的暗物质晕所经历的大部分主要合并（m/M > 0.3）应该是富含气体的，并且富含气体的合并在高红移处越来越常见。虽然在我们的模拟中，星系晕中主要合并的频率大大超过了观测到的晚型星系比例，但在晕质量范围M_DM ~ 10^11-10^13 Msun内，贫气体主要合并的频率与观测到的球状主导星系比例一致。这些结果支持的猜想，合并与重子气体分数发挥了重要作用，在建设和/或保存盘星系在宇宙中。此外，我们发现，一个星系的冷重子直接通过主要合并沉积的整体比例是相当大的。在M_star ~ 10^10 Msun$（M_DM ~ 10^11.5 Msun）星系中，约有30%的冷重子物质在主要的合并中以冷气体的形式被吸积。对于M_star ~ 10^11 Msun（M_DM ~ 10^13 Msun）的更大质量的星系，在合并中积累的重子比例甚至更高，约为50%，但这些吸积的重子大多以恒星的形式直接输送。这种重子质量沉积几乎是不可避免的，并且限制了星系中冷重子的比例，这些重子可以起源于冷流或热晕冷却。（节录）
2009-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Resolving the Discrepancy of Galaxy Merger Fraction Measurements at z ~ 0 - 3
我们使用UltraVISTA/COSMOS $Ks$ -波段选择的星表测量大质量星系的合并分数，并在HST/WFC 3 $H$ -波段选择更深，更高分辨率的3DHST+CANDELS星表，提供最大的质量完整的光度合并样本高达$z\sim3$。我们发现，选择合并使用的$H_{160}$带通量比导致合并分数增加红移，而选择合并使用恒星质量比导致减少红移的依赖。定义恒星质量比分别为1：1 - 4：1和4：1 - 10：1的主合并和次合并，结果表明在$z=0.1-2.5$期间，平均质量（log $(M_{\star}/M_{\odot}) \geqslant 10.8$）星系发生了$\sim$ 1主合并和$\lesssim$ 1次合并。如果我们使用$H$ -频带通量比选择，则可能存在额外的$\sim 0.5(0.3)$主（次）合并。观测到的主要合并量本身就足以解释观测到的超大质量（log $(M_{\star}/M_{\odot}) \geqslant 11.1$）星系的数密度演化。我们认为，这些非常巨大的星系可以把最大的$6\%$的恒星质量，除了主要和次要合并，使其数量密度的演变仍然与观测一致。观测到的大小合并的数量最多可以使一个巨大的静止星系的大小增加两倍。这种合并量足以使在$z>2$形成的致密静止星系位于$1σ$，低于一些工作中测量的恒星质量-尺寸关系的平均值（例如Newman et…
2014-10-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
The merger fraction of active and inactive galaxies in the local Universe through an improved non-parametric classification
我们调查合并和星系中心超大质量黑洞（SMBHs）活动增强之间的可能联系，通过比较当地样本的合并比例（0.003 =< z < 0.03）的活动星系-从全天空雨燕BAT中选出的59个活动星系核（AGN）宿主星系（爆发警报望远镜）巡天-使用一个适当的控制样本（从Hyperleda目录中提取的247个源），其具有与BAT样本相同的红移分布。我们根据浓度（C）、不对称性（A）、聚集度（S）、基尼系数（G）和二阶光动量（M20）等非参数结构指标检测了两个样品中的相互作用系统。特别是，我们提出了一个新的形态标准，所有这些指标的组合的基础上，提高了相互作用系统的识别。我们还提出了一个新的软件- PyCASSo（Python CAS软件）-用于结构指数的自动计算。在对方法的完整性和可靠性进行修正后，我们发现活跃星系群中相互作用星系的比例为20（+7/-5）%，超过了对照样本的合并比例4（+1.7/-1.2）%。选择质量匹配的对照样本导致了相同的结果，尽管统计显著性略低。我们的发现支持了合并引发超大质量黑洞核活动的假设。
2013-02-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Comprehensively Constraining Ultra-Light Primordial Black Holes Through Relic Formation and Early Mergers
本文研究超轻原初黑洞在BBN前蒸发产生的遗迹及早期并合，扩展了对其暗物质比例和坍缩比例的约束范围。
2025-06-19 astro-ph.CO
The main sequence of star-forming galaxies at z~0.6: reinstating major mergers
恒星形成速率和恒星形成星系的恒星质量之间的关系被用来论证大合并不可能是恒星形成的主要驱动力。在这里，我们重新检查这些参数使用代表性的IMAGES-CDFS样本的恒星形成星系在z=0.4-0.75，利用他们以前建立的分类到融合前，融合，放松星系合并。与以前的说法相反，我们发现主序星散射和融合星形成率SFR峰值的平均持续时间之间没有紧张关系。我们证实了先前的估计，由于形态选择的星系（~23%）或由于融合阶段的主要合并（~10%）的SFR增强的分数。然而，星系合并不是瞬时的过程，这意味着与星系进行重大合并相关的SFR的总分数必须占合并的三个阶段。当这样做时，发现涉及主要合并的星系占z~0.6时总SFR的53-88%。发现在融合相中LIRG的分数与观察到的无盘LIRG的形态分数以及在z<1.5时观察到的和预期的主要合并率一致。
2014-06-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Living with Neighbors. II. Statistical Analysis of Flybys and Mergers of Dark Matter Halos in Cosmological Simulations
我们提出了一个统计分析的飞越暗物质晕合并相比，使用宇宙学$N$体模拟。我们主要研究质量为$10^{10.8}-10^{13.0}h^{-1}M_{\odot}$的引力相互作用靶晕，只有当质量比为1：3 $-$：3：1且距离小于靶晕和邻晕维里半径之和时，才计算它们的邻晕。邻居被分为飞越或合并样本，如果对的总能量是大于或小于，分别考虑动态摩擦的捕获标准。主要结果如下：（a）飞越分数随晕质量的减小而增加到50倍，随大尺度密度的增加而增加到400倍，而合并分数对这两个参数没有明显的依赖性;（b）飞越部分的红移演化是双重的，在$0<z<1$处随红移增加而增加，在$z>1$处保持不变，在$z=0\sim4$处，并合分数随红移单调增加，（c）与两个或多个近邻的多重相互作用平均以飞越为主，它们的分数具有与飞越分数相似的质量和环境依赖性;（d）鉴于飞近的次数大大超过与$z=0$合并的次数（五倍）和多重相互作用是飞越占主导地位，飞越对星系演化的贡献比以往任何时候都强，特别是对于质量较小的晕和在较高密度的环境中。我们提出了一个方案，连接的演变的飞越和合并分数的层次结构的形成过程。
2019-11-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy Pairs in COSMOS -- Merger Rate Evolution Since z=1
我们目前的统计研究结果的宇宙演化的质量相关的主要合并率，因为z=1。从宇宙巡天的档案中选择了一个恒星质量有限的近主合并对样本（CPAIR样本）。在不同的红移使用CPAIR样品和本地K-波段选择对样品得出的配对分数与恒星质量没有显着的变化。对分数显示出中等强度的宇宙演化，最佳拟合演化指数m=2.2+-0.2。合并速率的最佳拟合函数意味着恒星质量在1 E +10 - 3E+11 Msun之间的星系自z=1以来经历了0.5 - 1.5次主合并。我们的研究结果表明，对于z<1的大质量星系，涉及恒星形成星系的主要合并（即湿合并和混合合并）可以解释椭圆星系和红色静止星系（RQG）的形成。另一方面，主要合并不能负责大多数低质量椭圆星系和RQG的形成。我们的定量估计表明，主要的合并有显着的影响，最大质量的星系的恒星质量组装，但对于质量较小的星系的恒星质量组装是由恒星形成。与质量依赖性（U）LIRG发生率的比较表明，重大合并事件的频率与（U）LIRG相当或更高。
2011-11-26 astro-ph.CO
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
A Physical Approach to the Identification of High-z Mergers: Morphological Classification in the Stellar Mass Domain
在z> 1时，合并星系和“正常”恒星形成星系之间的区别往往受到大团块的阻碍，即使在旋转支撑的盘中，大团块也会导致扰动的合并状外观。在本文中，我们将讨论如何分类的基础上解决恒星质量图，而不是单波段图像上测量的规范，非参数结构指数，减少clusional，但不合并星系的错误分类。我们校准基于质量的选择合并使用MINUS流体动力学数值模拟的孤立和合并的星系，其中跨越恒星质量范围的$10^{9.8}$-$10^{10.6}M_{sun}$和合并比之间的1：1 - 1：6.3。对这些模拟进行处理，以再现所观察到的HUDF数据的典型深度和空间分辨率。我们测试我们的方法上的一个样本的真正的z~2星系的运动学分类成盘或合并和~100星系的HUDF领域的光度/光谱红移之间的1.5 $\leqslant z \leqslant$ 3和$M>10^{9.4}M_{sun}$。我们发现，在恒星质量图上测量的不对称性$A_{MASS}$和$M_{20, MASS}$指数的组合可以有效地识别真正的（主要）合并与$\lesssim$ 20%的污染，从cluidendisks磁盘合并样本。这种基于质量的分类不能在恒星形成星系中单独通过$H-$波段测量重现，而是导致来自cluerous星系的污染，可能高达50%。此外，我们发现，无论使用的成像深度如何，基于质量的分类总是比$H-$带分类导致来自cluerous星系的…
2015-05-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
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。
2018-08-17 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
New classification method for the dynamical state of galaxy clusters with a Gaussian mixture model
Universidad Tecnica Federico Santa Maria（费德里科·Santa María理工大学）；Millenium Nucleus for Galaxies (MINGAL)（星系千年核心中心 (MINGAL)）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文学与空间科学研究院）；University of Birmingham（伯明翰大学）；Seoul National University（首尔国立大学）
本文提出基于高斯混合模型的银河团动态状态分类方法，通过改进的贝叶斯分类器提高分类可靠性，解决了观测与模拟方法不兼容的问题，并在多个指标重要性排序上实现了更精确的分类效果。
2026-03-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Pair Fraction of Massive Galaxies at 0 < z < 3
利用COSMOS巡天的HST/NICMOS $H_{160}$波段图像，对198个0 < z < 3.0的星系进行质量选择（$M_{\star} \ge 10^{11} M_{\odot}$），发现了大质量星系在z ~ 2以上的偶分数演化的证据。我们观测到在1.7 < z < 3.0时，大质量星系的配对比例为0.15 \pm 0.08，这里的星系配对定义为在30 kpc的投影距离内，伴星流量比为1：1 ~ 1：4的大质量星系。这是略低，但仍然与以前在其他研究中测得的对分数，并在晕占领模型预测的合并分数一致。对分数的红移演化由幂律F（z）=（0.07 \pm 0.04）*（1+z）^（0.6 \pm 0.5）描述。合并率与没有红移演化是一致的，但是由于有限的样本量和合并时间尺度的高度不确定性，很难约束。基于合并率的计算，我们估计一个大质量星系从z = 3到0平均经历1.1 \pm 0.5的大合并。观测到的合并分数足以解释大质量星系的数密度演化，但不足以解释大小演化。这是一个暗示，机制（S）以外的主要合并可能需要增加的质量，紧凑的静止星系的大小从z ~ 2到0。
2011-09-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
The diminishing importance of major galaxy mergers at higher redshifts
使用质量选定的星系样本从深多波长数据，我们调查的发病率之间的z=0.4-2的密切星系对。许多这样的紧密对最终会合并，因此对分数与合并率有关。在这个红移范围内，平均配对比例基本上是恒定的（演化为f_pair（1+z）^{-0.4 +/- 0.6}），大约有6+/-1%的大质量星系在30 h ^-1 kpc内有1：4或更大的伴星。假设对合并的时间尺度不是红移的强函数，这意味着在z=2之前，合并率（每单位时间）是一个类似的常数。由于在z<1时的宇宙时间大约是z=1-2时的三倍，这意味着在低红移宇宙中相应地发生了更多的合并。当次要的同伴（1：10质量比或更大）包括在内，对分数增加到~20%，仍然没有强烈的红移演变。我们还使用了休息帧颜色标准，以选择对只包含静止星系（主要的“干合并”的祖先），并发现他们是同样罕见的和恒定的4-7%的大质量静止星系表现出附近的同伴。因此，即使其他研究发现，自z=1以来，主要的合并相对不常见，我们的结果表明，在1<z<2范围内很少发生额外的合并，可能需要其他机制来解释这一时期星系的质量和大小增长。
2011-08-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mergers of multi-metallic globular clusters: The role of dynamics
哈勃太空望远镜对银河系中的球状星团（GC）的观测显示，星系中跨越数百秒差距的星团或区域，其中许多GC注定要碰撞，并最终合并。几个这样的物体似乎可能存在很大的年龄范围，因此可能是金属丰度，它们的合并可能会导致多金属GC。在这里，我们探索这个过程与GPU硬件直接求和N体模拟。我们的研究结果表明，碰撞GC与不同的金属丰度和年龄可以产生GC的多重性和占领分数不像那些观察到的多金属团簇。在我们的模拟中，合并的集群有一个阶段，具有更大的量的平坦化比平均水平，作为快速旋转的结果-从而表明，相对较新的合并可能会发挥作用，在生产高度扁平化，多金属集群。我们还探讨了一组160个直接求和模拟的集群中的国王参数的职业分数的作用，并发现，对于相同大小的集群的国王参数的祖先集群决定的职业分数合并产品，而在不相等的大小合并的集群的大小占主导地位的新GC中的恒星的分布。特别是，我们发现，所观察到的人口分布在欧米茄岑可以在一定程度上描述我们的动力学模型。
2013-07-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Correlation between Galaxy Mergers and Luminous AGN
目前还不清楚是什么触发了活动星系核（AGN）的活动，但星系合并被怀疑是推动活动的主要机制之一。利用各种地面望远镜拍摄的深空光学图像，我们研究了39个明亮活动星系核（M $_{R}\, \lesssim$ -22.6等）中的星系合并比例为$z \leq$ 0.3（中位红移为0.155），其中的宿主星系通常被认为是早型星系。通过目视检查的图像，我们发现，17的39个活动星系核宿主星系（43.6%）显示的证据，目前或过去的合并，如潮汐尾，壳，和扰动形态。为了看看这个分数是否异常高，我们还检查了斯隆数字巡天（SDSS）Strip 82数据中正常早期星系的合并分数（中值红移为0.04），其中表面亮度极限与我们的成像数据相当。为了校正与两个样本的红移差异有关的影响，我们进行了图像模拟，把一个亮点源作为一个人工活动星系核的图像中的SDSS早型星系，并把它们放在红移的活动星系核。在这个模拟活动星系核的真实样本中，合并分数只有$\sim 5 - 15\%$（$1/4$到$1/8$）。我们的结果强烈地表明，明亮的活动星系核活动与星系合并。
2015-05-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Shared Properties of Merger-driven Long-duration Gamma-Ray Bursts
本研究通过分析并合驱动长时标伽马射线暴的硬度、能量和持续时间，发现其存在普遍的能量-硬度线性相关，有助于区分此类暴与传统伽马射线暴群体。
2025-05-15 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
