Spin Flips: Variation in the Orientation of Dark Matter Halos over their Merger Histories
星系形成的半解析模型通常只通过星系的主要合并形成星系的球状组成部分（“凸起”）。然而，也有可能非合并事件（例如，一个较小的晕“飞越”）可以扰动星系晕系统，足以形成一个隆起。我们提出了一个初步的调查晕和星系自旋方向，这可能是这些事件的签名的主要变化的频率。
2009-12-23 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
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
Hydrostatic Equilibrium Constraints on the Fuzzy Dark Matter Mass from Dwarf Spheroidals: Method, Systematics, and Robustness
Indian Institute of Science Education and Research (IISER) Kolkata（印度科学教育研究所加尔各答分校）
该研究提出基于局部流体静力学平衡的模糊暗物质玻色子质量非参数估计方法，利用9个银河系矮椭球星系数据得到质量约束并分析了系统误差与稳健性。
2026-10-16 astro-ph.CO
Galaxy pairs in the Sloan Digital Sky Survey - VIII: The observational properties of post-merger galaxies
为了研究星系合并在整个相互作用序列中的影响，我们对10，800个紧密配对的星系和斯隆数字巡天中确定的97个合并后的较小样本进行了研究。我们发现，平均中央恒星形成率（SFR）增强（x 3.5）和恒星爆发的分数（20%）在合并后的样本中达到峰值。后合并也显示出更强的赤字气相金属丰度比最接近的对，是更多的金属比他们的控制-0.09德克斯贫。结合所观察到的SFR趋势和合并模拟中预测的时间尺度，我们估计，在我们的样本中的后合并在过去几百万年内经历了合并。与恒星形成星系的发生率相比，活动星系核（AGN）的频率在合并后达到峰值，超过控制样本中活动星系核的3.75倍。此外，在拥有活动星系核的星系中，最近的星系对和合并后的黑洞吸积率比控制样本中的活动星系核高3倍。这些结果是一致的图片中，恒星形成的早期开始在遇到，活动星系核活动达到峰值后合并。
2013-08-16 astro-ph.CO
Studying the kinematic asymmetries of disks and post-coalescence mergers using a new `kinemetry' criterion
我们已经获得了VIMOS/VLT光学积分场光谱（IFS）数据的样品4 LIRG已被选择在一个类似的距离（$\sim$ 70 Mpc），以避免相对分辨率的影响。根据其形态，它们被分为两组（孤立盘和合并后合并）。的$kinemetry$方法（开发的Krajnovic和同事）被用来描述这些星系的运动学特性，并讨论新的标准区分它们的状态。我们提出并讨论了新的运动学地图（即，速度场和速度色散）。这些系统的形态和运动学分类是一致的，磁盘具有较低的运动不对称性比合并后合并。然后，我们提出并讨论了一个新的运动学标准来区分这两组。该标准更好地区分这两个类别，并且具有对角分辨率效应不太敏感的优点。根据以前的标准，目前的后聚结系统将被归类为磁盘。这表明磁盘与合并的分离是“合并”定义的主观问题。它还表明，以前对合并/磁盘比率的估计可能被低估了，但需要更大的样本才能得出更坚定的结论。
2012-03-08 astro-ph.CO
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
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
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
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
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
The mid-UV population of the nucleus and the bulk of the post-merger NGC 3610
NGC~3610的中心是一个明显受到扰动的巨大椭圆形天体，通常被认为是合并后的残余物，在中紫外（2500-3200 A光谱区）似乎被一个恒星星族所控制，这个恒星族与控制它的大部分恒星族明显不同。我想在这里利用NGC~3610的中紫外光谱，通过微小（$\sim$ 1”）和大（10”$\times$ 20”）孔径作为诊断群体工具。比较了NGC 3610的IUE/LWP大口径和HST/FOS紫外数据。中紫外三重态的强度（主要由关闭人口）显示出显着的下降时，从星系中央角秒（FOS光圈）切换到光圈大小相当于$\sim$ 0.5 r $_e$（IUE）。在过去的合并中，这个星系的亚秒（中）紫外线特性揭示了中心金属富集，使其先前存在的大部分人口完好无损。
2010-08-05 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
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
Dark satellites and the morphology of dwarf galaxies
LambdaCDM宇宙学模型最强有力的预测之一是围绕所有类型星系运行的暗卫星的存在。在这里，我们专注于这样的卫星对盘状矮星系的动力学效应，并证明这些遭遇可以是戏剧性的。虽然M_sat > M_d的合并并不常见，但由于较低的重子含量，它们在矮尺度上比L_*-星系更频繁地发生。作为一个例子，我们提出了一个数值模拟的20%（维里）的质量比合并之间的暗卫星和一个盘状矮星（类似于天炉座矮星系的光度），这表明合并残留物有一个球状形态。我们的结论是，暗卫星的扰动提供了一个合理的路径形成的dSph系统，也可能引发恒星爆发在富含气体的矮星系。因此，从盘状到通常是无定形的、不规则的或球状的矮星形态的转变，可能是迄今无法观测到的暗卫星动态加热的自然结果。
2012-06-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Post-processing of galaxies due to major cluster mergers I. hints from galaxy colours and morphologies
本研究通过对比3个近邻年轻并合后星系团与7个弛豫星系团的星系颜色和形态，探究主并合的后处理效应，发现并合后1 Gyr内星系整体颜色和形态未出现显著并合诱导变化，原星系团环境可能干扰相关信号探测。
2023-09-26 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
A Global Analysis of Dark Matter Signals from 27 Dwarf Spheroidal Galaxies using 11 Years of Fermi-LAT Observations
本研究利用11年Fermi-LAT数据对27个矮椭球星系进行暗物质信号全局分析，未发现信号，排除了银河系中心超出的参数，并提供了最严格的截面上限。
2020-02-12 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Effect of post-recombination accretion on primordial binary black hole mergers within virialized dark matter halos
Faculty of Physics, Lomonosov Moscow State University（莫斯科国立大学物理系）；Sternberg Astronomical Institute（斯登伯格天文研究所）
研究重组后吸积对原初双黑洞合并的影响，采用BHL和PR两种吸积模型，计算初始PBH质量函数修正等，发现三体通道后期合并率显著增强，还计算了天琴干涉仪探测率，对低丰度PBH合并探测乐观。
2026-07-09 astro-ph.CO astro-ph.HE
Searches for Post-Merger Gravitational Waves with CoCoA: Sensitivity Projections Across Large Template Banks for Current and Next-Generation Detectors
Texas Tech University（德克萨斯理工大学）；Rice University（莱斯大学）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；University of Rhode Island（罗德岛大学）
研究评估了利用CoCoA算法检测由长寿命GRB残骸驱动的中间持续时间合并后引力波的灵敏度，旨在优化未来搜索策略以平衡灵敏度与计算成本。
2026-04-14 astro-ph.CO astro-ph.IM gr-qc
The Post-Merger Magnetized Evolution of White Dwarf Binaries: The Double-Degenerate Channel of Sub-Chandrasekhar Type Ia Supernovae and the Formation of Magnetized White Dwarfs
Ia型超新星（SNe Ia）作为可测量的宇宙学蜡烛发挥着至关重要的作用，尽管它们的祖先的性质是一个积极研究的主题。最近的观测和理论工作指出合并的白矮星双星，称为双简并通道，可能是某些Ia型超新星的祖先系统。此外，最近的理论研究表明，未能引爆的合并可能会产生磁化的快速旋转的白矮星。在本文中，我们提出了第一个多维模拟合并后的白矮星双星的演变，包括磁场的影响。在这些系统中，两颗白矮星在动力学时间尺度上完成了最终的合并，并被潮汐破坏，产生了一个快速旋转的白矮星合并，周围环绕着一个热日冕和一个厚的，差速旋转的圆盘。磁盘是非常容易受到磁旋转不稳定性（MRI），我们证明，这导致了一个最初的动态弱磁场在磁盘中的快速增长，自旋下降的白矮星合并，并随后中央点火的白矮星合并。此外，这些磁化模型表现出在白矮星合并的先前流体动力学研究中不存在的新特征，包括在热盘中MRI湍流的发展，携带盘质量的显著部分的磁化流出，以及白矮星合并的磁场强度$\sim 2 \times 10^8$ G。我们讨论了我们的研究结果的起源，拱星介质，并观察到的Ia超新星和磁化白矮星的属性的影响。
2013-09-03 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
