Mass and size growth of early-type galaxies by dry mergers in cluster environments
我们进行干合并模拟研究干合并在高密度环境中的早型星系的大小增长的作用。我们取代维里化的暗物质晕获得了一个大的宇宙学$N$体模拟与$N$体星系模型由两个组件，一个恒星隆起和暗物质晕，具有更高的质量分辨率比宇宙学模拟。然后，我们重新模拟了9个星系团形成区，其质量范围从1 e +14 Msun到5e+14 Msun。质量和大小的恒星凸起也被假定为满足高Z紧凑的大质量早型星系的恒星质量-大小关系。我们发现，干主要合并相当大的贡献的质量和大小的增长，中央大质量星系。在$z=2$和$z=0$之间，一次或两次干燥的主合并会使平均恒星质量增加一倍，平均大小增加四倍。这些生长与观察结果一致。此外，我们模拟的中心大质量星系的密度分布是从内向外增长的，这与最近的观测结果一致。质量-尺寸演化近似为R propto M_{*} ^{alpha}，α约为2.24。我们模拟的大多数星系都是通过干合并有效地生长的，它们的恒星质量-大小关系与在本地宇宙中观察到的相匹配。结果表明，团晕中的中心星系是高z（z ~ 2-3）致密大质量早型星系的潜在后代。这一结论与以往研究致密大质量早型星系形成和演化的数值研究结果一致。
2016-01-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Photometry and Dynamics of the Minor Merger AM1219-430 with Gemini GMOS-S
我们提出了一个观测研究的相互作用的动力学和形态的小合并AM 1219 -430。这项工作基于双子座南望远镜的双子座多目标光谱仪获得的r'和g'图像以及长缝光谱。我们在主星系（AM 1219 A）中发现了一个潮汐尾，以及一座连接星系的物质桥。在光度上，AM 1219 A比第二颗（AM 1219 B）亮约3.8倍。AM 1219 A的表面亮度分布被分解为凸起和圆盘分量。由于恒星形成区的贡献，该轮廓显示了~ 53%的光过剩，这是典型的星暴星系。另一方面，AM 1219 B的表面亮度轮廓除了凸起和圆盘之外还显示了透镜结构。这两个星系的盘结构的尺度长度和中央的幅度同意与星系的平均值，没有正在进行的相互作用或干扰形态的迹象。Sérsic指数（n<2），两个星系的有效半径和尺度半径都是典型的伪星系。由电离气体的发射谱线得到的AM 1219 A的转动曲线是相当不对称的，表明是一种受相互作用扰动的气体。我们探索恒星和暗物质质量的所有可能值。AM 1219 A质量分布的总体最佳拟合解为：凸起和圆盘的M/L分别为M/L_b=2.8_-0.4^+0.4和M/L_d=2.4_-0.2^+0.3，Navarro、Frenk和White曲线分别为M_200=2.0_-0.4^+0.5 x10^12 M_sun和c=16.0_-1.1^+1.2。估计的动力学质量为1.6x10^11 M_sun，半径约为10.6 …
2013-09-23 astro-ph.CO
Evolution induced by dry minor mergers onto fast-rotator S0 galaxies
我们分析了无碰撞的N体模拟的中间和次要的干合并到S 0的，以测试这些合并是否可以产生S 0星系的运动学之间的快速和缓慢的旋转。我们发现，未成年人合并诱导较低的减少的全球旋转支持比遇到较低的质量比，这将导致在S 0之间的快速和缓慢的旋转器的中间属性。由此产生的残留物本质上是更三轴，更少的扁平，并跨越整个范围的表观椭圆度高达$ε_\mathrm{e} \sim 0.8$。它们在随机投射中并没有表现出比最初更低的明显椭圆度;相反，椭圆形扭曲的形成和椎间盘增厚增加了$0.4 < ε_\mathrm{e} < 0.7$的投射百分比。在实验中与S 0 b的祖先星系，轻微的合并往往会旋转的隆起和略有减少其固有的椭圆率，而在初级S 0 c星系的情况下，他们保持旋转的支持几乎恒定的隆起和显着降低其固有的椭圆率。残留的凸起保持近似球形（$B/A \sim C/A > 0.9$），但显示出宽范围的三轴度（$0.20 < T < 1.00$）。在速度的全局各向异性（$δ$）与内禀椭圆率（$ε_\mathrm{e,intr}$）的平面上，我们的一些模型将在以前的主要合并模拟中发现的线性趋势向更高的$ε_\mathrm{e,intr}$值延伸，而另一些则偏离了它。这与图中真实S 0所表现出的宽分散相一致，而椭圆则遵循主要合并模拟所绘制的线性趋势。椭圆星系和S 0星系在$δ$ - $ε_\mathrm{e}$图…
2014-03-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Merger History of Galaxies and Disk+Bulge Formation
我们讨论了星系形态的CDM范式内的隆起形成的合并和磁盘的增长，通过冷却气体和随后的恒星形成的假设下的过渡。基于这两个竞争过程的相对重要性，有可能对预期的星系形态混合做出预测。特别是，我们在这里讨论的大规模磁盘星系的低膨胀总质量比的一代。我们的研究结果表明，如果在主合并过程中，祖先盘被完全破坏，通过主合并和随后的盘再生长，很难产生足够大质量的B/T $< 0.2$盘星系。平均而言，低B/T星系必须在$z \ge 2$进行最后一次大合并。主要的限制因素是在星系最后一次大合并后的后期重新生长大质量盘的能力。考虑到小合并（$4 \ge M_1/M_2$，$M_1 \ge M_2$）对球核形成的贡献，我们恢复了大质量低B/T盘星系的正确分数，表明小合并在大质量低B/T盘星系的形成中起着重要作用.
2009-03-04 astro-ph.CO
The Dirt on Dry Mergers
使用斯皮策太空望远镜的数据，我们分析了中红外（3-70微米）光谱能量分布的干合并候选人在Bootes领域的NOAO深宽视场调查。这些候选者被以前的作者选择为明亮的，红色的，早期类型的星系与最近的潮汐相互作用的形态证据。我们发现，这些候选人的一个显着的部分表现出8和24微米相比，老恒星星族的预期过剩。我们估计，四分之一的干合并候选者的中红外衍生恒星形成率大于1 MSun/yr。这代表着在一个巨大的古老恒星星族顶部的“结霜”，并且在以前的椭圆星系研究中已经看到。此外，干合并的候选人包括一个更高比例的恒星形成星系相对于控制样本没有潮汐功能。因此，我们的结论是，在这些大规模的椭圆星系的恒星形成很可能是由合并活动引发的。我们的数据表明，负责所观察到的潮汐特征的合并并不完全干燥，可能是涉及富含气体的矮星系的轻微合并。
2011-02-23 astro-ph.CO
The Luminosity Profile and Structural Parameters of the Andromeda Galaxy
我们构造了仙女座星系M31的扩展合成光度剖面，并将其分解为三个基本的发光结构成分：凸起、盘和晕。无尘斯皮策/IRAC成像和扩展的空间覆盖范围的地面光学成像和深恒星计数使我们能够映射M31的结构，从它的中心到22千秒差距沿主轴。我们采用不同的分解方法的1D光度分布和2D图像。这些方法包括非线性最小二乘法和贝叶斯蒙特卡罗马尔可夫链分析。M31的基本光度模型是形状指数n = 2.2 ± 0.3，有效半径Re = 1.0 ± 0.2kpc的Sersic球，标度长度Rd = 5.3 ± 0.5kpc的无尘指数盘，参数误差反映了各种分解方法之间的范围。的凸起参数，n，是相当不敏感的带通效应和它的值表明，第一个快速形成通过合并，然后从磁盘的长期增长。M31晕的二维幂律指数约为-2.5 +/- 0.2。我们发现，在R_minor <1.2kpc的范围内，M31的凸起光占主导地位。在1.2 kpc < R_minor < 9 kpc的范围内，圆盘占据主导地位，而在R_minor > 9 kpc时，晕占主导地位。恒星核、球丘、盘和晕的分量分别贡献了M31短轴200 kpc范围内总光的0.05%、23%、73%和4%。对M31核球、盘和晕结构参数的标称误差为20%。如果M31和银河系是典型的，那么在μ i ~ 27 mag/arcsec以下的星系巡天中应该可以经常检测到微弱的恒星晕^[2]。我们强调，我…
2011-06-17 astro-ph.CO
Formation of S0 galaxies through mergers. Bulge-disc structural coupling resulting from major mergers
观测结果显示，在S 0星系中，球和盘之间存在强烈的结构耦合，这似乎很难解释它们是否是由所谓的灾难性事件（如重大合并）形成的。我们面对这个问题，通过量化的主要和次要的合并，导致现实的S 0的耗散模拟的鼓盘耦合。我们已经研究了耗散N体二进制合并模拟GalMer数据库，产生现实的，放松的E/S 0和S 0残余（67个主要和29个次要合并）。我们模拟这些S 0-样的残余物在K-波段的表面亮度分布，模仿典型的观测条件，进行类似于在真正的S 0中进行的膨胀盘分解。这些残留物的球状球盘结构与实际数据进行了比较，它们在B/T-r_e - h_d参数空间中的分布与实际亮SO_s一致，其中B/T为球盘与总光度之比，r_e为球盘有效半径，h_d为球盘尺度长度。大合并可以重建后，破坏了祖先的结构，而较小的合并直接保存它们的残留物中的隆起盘耦合。余项的B/T和r_e/h_d的分布范围很广，与观测结果一致。许多残留物的球状赛西氏指数范围为1<n<2，外观平坦，并在嵌入的盘中包含残余的恒星形成，这一结果与真实S 0中存在的假球状一致。与流行的观点相反，合并（特别是重大事件）可以在不到3 Gyr的时间内产生具有实际耦合的隆起盘结构的S 0残留物。总之，膨胀盘耦合和存在的pseudobulges在真正的S 0不能被用来作为一个论点，反对可能的主要合并这些星系的起源。
2014-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
What Do Statistics Reveal About the Black Hole versus the Bulge Mass Correlation and Co-evolution?
观测数据表明，超大质量黑洞（MBH）和星系核球（Mbulge）质量之间的相关性遵循近似线性的趋势，并且与核球而不是恒星总质量（Mgal）的相关性最强。随着红移的增加，当MBH >~ 10^{8.5} Msol时，相对于z=0的Gamma=MBH/Mbulge比值似乎也更大。这项研究更密切地关注统计数据，以更好地理解MBH-Mbulge相关性的创建和观察。有可能表明，如果星系合并统计数据可以驱动相关性，那么较小的合并会导致“线性收敛”，在高质量时最为明显，而较大的合并则具有中心极限收敛，更强烈地“减少了分散”。这种统计推理对星系形态是不可知的。因此，将统计预测（更多的主要合并==>更紧密的相关性）与观察（凸起=最紧密的相关性）相结合，将导致人们得出结论，更多的主要合并（贯穿整个合并树，而不仅仅是主要分支）会产生更突出的凸起。关于有争议的发现，伽玛增加红移，这项研究表明，为什么光度函数（LF）偏置参数，采取正确的面值，加强而不是削弱的结果。然而，校正LF偏差是没有必要的，因为类星体的BH质量标度是自举到z=0的正常星系中的MBH-Sigma* 相关性，并且类星体-类星体的比较是内部一致的。在蒙特卡罗模拟中，高伽马天体是“欠合并”的星系，通过较小的合并需要更长的时间才能收敛到线性。另一个证明星系在z >~ 2时质量不足的证据是类星体宿主对于它们的预期质量来说非常紧凑。
2010-02-13 astro-ph.CO
Central Stellar Mass Deficits in the Bulges of Local Lenticular Galaxies, and the Connection with Compact z ~ 1.5 Galaxies
我们使用了哈勃太空望远镜的高级巡天相机和宽视场行星相机2的图像的全径向范围，从六个本地透镜状星系候选者的样本中提取表面亮度轮廓。我们已经模拟了这些配置文件使用的核心Sersic凸起加上指数盘模型。我们的透镜状盘星系的凸起幅度M_V < ~ -21.30等，有中央恒星赤字，这表明这些凸起可能是形成的“干”合并事件涉及超大质量黑洞，而他们周围的磁盘随后建立起来，也许通过冷气体吸积的情况。中心恒星的质量亏损M_def约为0.5 ~ 2 M_BH（黑洞质量），而不是以往研究中所认为的10 ~ 20 M_BH，这与椭圆星系核心Sersic模型的质量亏损测量结果一致。此外，这些凸起的赛西克指数为n ~ 3，半光半径R_e< 2 kpc and masses >为10 ^[11]太阳质量，因此看起来似乎是已报道的z ~ 1.5 ~ 2的致密星系的后代。以往的研究都是通过单成分星系模型来提供z ~ 0大小的比较，从而寻找这些局部对应物，而忽略了今天早型盘星系中这些致密、紧凑和巨大的凸起。这种进化的场景不仅解释了今天通常是老的凸起-这必须存在于z ~ 1.5的图像中-居住在通常是年轻的磁盘中，但它消除了紧凑的3到5倍的尺寸增长的令人不安的建议，z ~ 1.5星系已知拥有婴儿磁盘。
2013-03-06 astro-ph.CO
Times, environments and channels of bulge formation in a LambdaCDM cosmology
我们分析了两个独立开发的星系形成模型的预测，研究的机制，环境和特征时间的隆起形成的Lambda CDM宇宙演化。对于每个模型，我们测试了不同的凸起形成处方，以量化不同渠道的相对重要性。结果表明，星系质量与晕质量之间的强相关性，以及大质量星系更丰富的合并历史，自然会导致星系质量与形态之间以及晕质量与中央星系形态类型之间的强相关性。大部分的核球质量是通过大小合并获得的，但盘的不稳定性起着重要的作用，特别是对于中等质量的星系。我们发现，磁盘不稳定事件的建模，以及星系合并的时间，可以显着影响的时间膨胀形成，不同的渠道的相对重要性。膨胀主导的星系通过主要的合并获得它们的形态，但这可以通过冷却周围热晕的气体来改变。我们发现，光盘再生是一个不可忽视的组成部分的鼓包占主导地位的星系的演化，特别是低到中等质量，在高红移。
2011-02-15 astro-ph.CO
Kinematic Signatures of Bulges Correlate with Bulge Morphologies and Sérsic Index
我们使用霍比-埃伯利望远镜（HET）上的马卡里奥低分辨率光谱仪（LRS）来研究附近宇宙中的伪膨胀和经典膨胀的运动学。我们提出的主轴旋转速度，速度色散，和H3和H4的时刻来自高分辨率（西格玛~ 39公里/秒）光谱为45 S 0星系Sc的，我们还提出了27个星系的短轴数据。我们结合我们的运动学与膨胀到磁盘分解。我们证明了第一次，纯粹的运动学诊断的凸起二分法同意系统的Sérsic指数的基础上。低Sérsic指数凸起具有增加的旋转支撑（更高的v/sigma值）和平均更低的中心速度分散。此外，我们确认，同样的相关性也适用于视觉形态学用于诊断隆起类型。如果使用Sérsic指数来区分伪凸起和经典凸起，那么前面提到的光度学上平坦的凸起具有较浅的速度色散剖面的趋势变得显著和系统。在椭圆星系中观察到的h3和v/sigma之间的相关性在中间型星系中也被观察到，与核球类型无关。最后，我们提出了以前未被发现的两个系统NGC 3945和NGC 4736的反旋转的证据。根据霍比-埃伯利望远镜获得的观测结果，这是德克萨斯大学奥斯汀分校、宾夕法尼亚州立大学、斯坦福大学、路德维希-马克西米利安-慕尼黑大学和乔治-奥古斯特-哥廷根大学的联合项目。
2012-04-23 astro-ph.CO
The role of dry mergers for the formation and evolution of brightest cluster galaxies
利用再模拟技术，我们进行高分辨率的宇宙学模拟干合并在一个巨大的星系团中确定的千年运行。我们的初始条件包括很好地解决了复合星系模型组成的暗物质晕和恒星凸起，用于取代最大规模的集群祖晕在红移z=3。通过构造，我们的星系模型最初服从恒星质量-尺寸关系。我们证明，最亮的星系团（BCG）的演变远离科尔门迪关系所定义的较小质量的星系（即，关系弯曲）。由于BCG经历了相对大量的合并，它的总质光比明显高于典型的椭圆星系。我们还表明，暗物质和恒星之间的混合过程导致一个小的，但数值上强大的倾斜在基本平面和BCG位于倾斜的平面上。我们的模型是一致的，观察到的陡峭的对数质量光梯度作为恒星质量的函数。令人惊讶的是，我们发现只有试探性的弱失真的Faber-Jackson关系，取决于孔径的大小，不像预期的基础上孤立的合并模拟研究。这可能是由于星系轨道分布的差异，这是在我们的方法直接由宇宙学背景下，而它必须假设在孤立的合并模拟，以及BCG位于集群势阱深处的事实。
2009-02-02 astro-ph.CO
The signature of dissipation in the mass-size relation: are bulges simply spheroids wrapped in a disc?
恒星质量和星系结构子组件（如圆盘和球体）大小之间的关系是理解其形成过程的有力途径。使用非常大的星表的光度膨胀+光盘结构分解和恒星质量从斯隆数字巡天数据发布7，我们仔细定义了两个大型的子样本的球状体的定量方式，使两个样本具有相似的特性，一个重要的例外：“凸起”嵌入在一个光盘和“纯球状体”是一个单一的结构组成部分的星系。我们的膨胀和纯球体子样本量分别为76，012和171，243。当恒星质量大于~ $10^{10}$ M $_{\odot}$时，两个子样本的质量-尺寸关系相互平行，并且接近于表面质量密度恒定的线。然而，这种关系被抵消了1.4倍，这可以解释为在其形成过程中耗散的主导地位。而在光盘中的凸起的大小-质量关系是一致的气体丰富的合并，纯球体似乎已经形成了通过“干”和“湿”合并的组合。
2014-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The intrinsic shape of bulges
利用GASP 2D算法计算了148个无阻S 0-Sb星系的结构参数，并分析了星系核的内禀形状。我们开发了一种新的方法来推导出的内在形状的光度数据的基础上的鼓包和磁盘的表观和内在的形状之间的几何关系。该方法被认为是完全独立的研究类的对象，它可以适用于嵌入在轴对称组件的三轴椭球被认为是。我们发现，固有的形状是很好的约束的子样本的115个凸起有利的视角。它们中的大部分以椭圆截面为特征（B/A<0.9）。如果使用它们的最大、平均或中位赤道椭圆率，该分数分别为33%、55%和43%。它们中的大多数沿着极轴是扁平的。三轴度的分布是强烈的双峰。这种双峰性是由塞尔西克指数n>2的星系核球驱动的，或者等价地说，是由星系核球与总核球之比B/T>0.3的星系核球驱动的。n<2且B/T<0.3的凸起遵循类似的分布，这与n>2且B/T>0.3的凸起的分布不同。特别是，与n> 2和B/T> 0.3的凸起相比，n<2和B/T<0.3的凸起分别显示出更大比例的扁圆轴对称（或近轴对称）凸起、更小比例的三轴凸起和更少比例的扁长轴对称（或近轴对称）凸起。根据对鼓包形成的数值模拟，n<2的鼓包，表现出很高比例的扁圆轴对称（或近轴对称）形状，B/T<0.3，可能是耗散小合并的结果。对于n>2和B/T>0.3的凸起，似乎需要用主要的耗散和无耗散并合来解释所发现的各种形状。
2010-12-28 astro-ph.CO
Magnitude and size evolution of bulgeless galaxies
我们研究了z~0.9范围内静止标架B带无球星系（无球或伪球盘）的星等和大小演化。它们的进化是比较正常的光盘（光盘与经典的凸起）。本文对两个等体积红移面元（0.4 ≤ z<0.77和0.77 ≤ z<1.0）和一个局域范围（0.02 ≤ z<0.05）的光源（M_B ≤-20）进行了研究。平均表面亮度，从z_{mean} =0.89到z_{mean} =0.04，显示出无球星系的0.79等和正常盘的1.16等的变暗。特征星等M_B^* 显示无球星系增加了0.55等，正常盘星系增加了0.95等。从z~0.9开始观察到的变暗和模糊在正常椎间盘~0.4-mag时更为明显。尺寸分布为对数正态分布，无凸起和正常椎间盘的平均值从z_{mean} =0.89略微增加至z_{mean} =0.04。在完整的星系盘样本中，无球星系的比例随着红移的减小而显著下降。这与正常椎间盘所见的更大的变暗和模糊一起表明，随着时间的推移，一些部分的无凸起源切换到正常椎间盘形态。为了确定从光学角度研究星系形态的有效性，本文比较了静止系B带和I带观测到的星系的性质。普通样品在I波段更亮，但对于超过74%的源，B波段的尺寸更大。在两个休息带的星系的SERSIC指数值的变化是足够小的形态分类有任何影响。
2013-07-23 astro-ph.CO
GHOSTS - Bulges, Halos, and the Resolved Stellar Outskirts of Massive Disk Galaxies
我们的GHOSTS巡天测量了14个邻近盘状星系的恒星包络特性，通过使用HST/ACS&WFPC2对它们的分辨恒星星族进行成像。样本中的大部分大质量星系（Vrot >200 km/s）具有非常扩展的恒星包层，在外部区域具有Sersic定律轮廓或μ（r）~r^-2.5幂律轮廓。对于这些大质量星系，我们可以用同一个Sersic轮廓拟合出30 kpc的中心球光和外晕，轮廓的恒星表面密度与哈勃类型和球盘比相关。这表明，中央隆起和内晕是在同一过程中形成的。较小的星系（Vrot ~100 km/s）有更小的恒星包层，但根据几何形状，它们仍然可能比分层星系形成模型中的卫星残骸更明亮。或者，它们可以通过小的暗物质子晕的轰击通过盘加热而产生。我们拟合的晕是高度平坦的，具有较小轴与较大轴的比率c/a=0.6。晕圈比分层模型预测更紧凑。在30 kpc以下，晕的金属丰度梯度很小，大质量星系的[Fe/H]为-0.8。我们在许多星系中发现了晕子结构的迹象，但有些晕似乎非常光滑。
2009-04-17 astro-ph.CO
The Effect of Many Minor Mergers on the Size Growth of Compact Quiescent Galaxies
在早期宇宙（z~>2）中观测到了半质量半径<~ 1 kpc的大质量星系，而在局域宇宙中没有观测到。在局部宇宙中，相似质量的星系（在2倍之内）往往要大4到5倍。已知干小合并会在不增加质量的情况下推动星系大小的演变，但尚不清楚大小的增长是否足以解释观测结果。我们通过模拟质量比q=1：1（等质量）到q=1：160的合并星系来检验星系通过干合并而成长的假设。在我们的N体模拟中，母星系的总质量翻了一番。我们确认，重大合并不会导致规模的充分增长。这一现象可以用质量比为q=1：5- 1：10的并合来解释。较小的质量比会导致更大的尺寸增长，对于质量比为1：80的合并，增长高达约17倍。对于质量相对较大的较小合并，q ~> 1：20，进入的子星系的质量倾向于落在母星系的晕中。这是由子星系进入母星系中心部分时的潮汐剥离造成的。当小星系的吸积变得更加连续时，当q <~ 1：40时，外来质量倾向于更多地集中在母星系的中心区域。我们推测，这是由合并残余物内部的子星系之间的动态相互作用和质量差异较大时合并时间较长造成的。这些相互作用导致动态加热，导致星系核心内的质量吸积，并降低母星系的圆周速度和密度。
2013-01-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy Zoo: The Environmental Dependence of Bars and Bulges in Disc Galaxies
我们提出了一个分析的环境依赖的酒吧和隆起的盘星系，使用体积有限的目录15810星系在z<0.06从斯隆数字巡天与视觉形态从银河动物园2项目。我们发现，有一个酒吧，或凸起，在盘星系的可能性增加时，星系有红色（光学）的颜色和较大的恒星质量，并观察酒吧和凸起的可能性，这样的大规模盘星系更有可能主机酒吧和凸起的过渡。我们使用星系聚类的方法来证明统计上显着的环境相关性的酒吧，和膨胀为主，星系，从150千秒差距/小时到3百万秒差距/小时的预计分离。这些环境相关性似乎是相互独立的：即，球状主导盘星系表现出显著的棒环境相关性，棒盘星系表现出球状环境相关性。我们证明，大约一半（50 +/- 10%）的酒吧环境的相关性可以解释的事实，更大的质量暗物质晕主机红盘星系，然后更有可能有酒吧。同样，我们表明，恒星质量的环境依赖性只能解释一小部分（25 +/- 10%）的酒吧环境的相关性。因此，我们观察到的棒星系的环境依赖性中有很大一部分不是由于颜色或恒星质量的依赖性，因此可能是由于另一个星系的属性。最后，通过分析的投影集群的酒吧和无酒吧盘星系与晕占领模型，我们认为，酒吧星系是在略高于质量晕比无酒吧的，其中一些（约25%）的卫星星系的群体。我们还讨论了未成年人合并和相互作用对酒吧形成的影响。
2012-06-11 astro-ph.CO
Massive Galaxies in COSMOS: Evolution of Black hole versus bulge mass but not versus total stellar mass over the last 9 Gyrs?
我们将COSMOS巡天中第1类活动星系核的黑洞质量与恒星总质量之比限制在1<z<2。对于平均红移z~1.4的10个活动星系核，利用HST/ACS和HST/NICMOS的成像数据，我们能够根据限制质光比的主星系的紫外-光学颜色的重构框架，计算出恒星的总质量M_（*，total）。所有天体都有可从COSMOS Magellan/IMACS和zCOSMOS巡天获得的维里BH质量估计。我们发现在z~1.4处的M_BH-M_（*，total）-关系与局域宇宙中的M_BH-M_（*，bulge）-关系之间没有差别。我们的解释是：（a）如果我们的对象是纯凸支配的，那么M_BH-M_（*，bulge）-关系自z~1.4以来没有演化。然而，（b）由于我们有证据表明存在大量的盘成分，大质量星系（logM_（*，total）=11.1+-0.25或logM_BH~8.3+-0.2）的膨胀在过去的9个Gyr中主要是通过盘-到膨胀质量的再分配而增长的。由于所有必要的恒星质量都存在于z=1.4的星系中，因此不需要恒星形成或外部恒星物质的增加，只需要重新分配，例如由次要和主要合并或通过盘不稳定性引起的。合并，除了重新分配星系的质量，将增加BH和恒星/球质量，但不改变总的最终M_BH/M_（*，球）比。由于整个宇宙恒星和BH质量的积累随着时间的推移相互紧密跟踪，我们的大质量星系中的膨胀形成的情况是独立于任何强烈的…
2009-11-18 astro-ph.CO
The Atlas3D project - XX. Mass-size and mass-sigma distributions of early-type galaxies: bulge fraction drives kinematics, mass-to-light ratio, molecular gas fraction and stellar initial mass function
我们研究了薄质量面（MP）（M，sigma，Re）的（M，sigma）和（M，Re）投影，它描述了星系人口的分布。银河系性质在MP上的分布特征为：（i）一个由两个幂律组成的排斥区，在M 3e 10 Msun处有一个间断。这导致平均M-σ关系在小σ和大σ时分别与M σ ^[2.3]和M σ ^[4.7]发生断裂;（ii）质量为M 2 e11 Msun的星系将以具有盘和螺旋星系的扁平快旋星系为主的低质量星系群与以相当圆的慢旋星系为主的大质量星系群分开;（iii）低于该质量，ETG的性质分布趋于沿恒定σ线恒定;（iv）它与旋涡星系的分布形成平行序列;（v）在更低的质量下，快旋ETG和晚旋ETG的分布自然地分别扩展到矮ETG（Sph）和矮不规则星（Im）。我们通过动力学模型表明，西格玛跟踪凸起分数，这将推动观察到的趋势M/L，Hbeta，颜色，IMF和分子气体分数。我们解释这是由于两个主要效应的结合：（i）增加的凸起分数，增加西格玛，大大提高了星系的恒星形成淬火的可能性，（ii）干合并，增加星系质量沿着几乎恒定的西格玛线，同时保持人口不变。[删节]
2013-04-15 astro-ph.CO
Do minor interactions trigger star formation in galaxy pairs?
本研究通过SDSS样本分析弱相互作用星系对，发现相互作用会引发恒星形成淬灭，排除环境、核球等因素的主导作用，提出小质量伴星系淬灭源于剥离和饥饿效应。
2023-08-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Growth of bulges in disc galaxies since $z\sim1$
我们研究了明亮的盘星系（$M_B<-20$）自$z\sim1$以来，在静止坐标系B和I波段，使用来自GOODS-South的HST ACS和WFC 3的图像（$0.4<z<1.0$）和SDSS（$0.02<z<0.05$）。通过两组分膨胀圆盘分解，并进一步利用Kormendy关系将膨胀分为伪膨胀和经典膨胀，追溯了膨胀的生长历史。在我们的样品中，我们有大约$27\%$伪和$40\%$经典的凸起。在这里探测的所有红移中，在两个静止带中，经典凸起都比赝凸起亮;事实上，从$z\sim0.77$开始，经典凸起比赝凸起亮大约$\sim1$等。这两个凸起都见证了实质性的增长，自$z\sim1$以来，它们现在的恒星质量已经增加了一半以上。它们的主盘同时增长，在静止帧I波段逐渐变亮。在静止标架B带中，赝和经典凸起的高红移主盘具有相同的聚集性。在同一个波段，我们发现经典凸起的增长伴随着其宿主圆盘的消退-这可能是长期过程的一个迹象。然而，无论是主盘还是凸起都在恒星质量方面大幅增长。我们的分析表明，单独的团块迁移和长期过程不能解释隆起生长，因为$z\sim1$，吸积和小合并将是必需的。
2017-04-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ionizing stellar population in the disk of NGC 3310 $-$ I. The impact of a minor merger on galaxy evolution
对小合并的数值模拟预测，全球恒星形成活动几乎没有增强。然而，目前还不清楚它们对整个星系的化学状态以及星系凸起和圆盘中的质量积聚的影响。我们提出了一个二维分析的NCG 3310，目前正在经历一个激烈的星爆可能造成的最近的一个小的相互作用，使用的数据从PPAK积分场光谱（IFS）附近的Galerkin调查（PINGS）。从一个大样本的约100个HII地区的整个磁盘和旋臂确定的数据，我们得出，使用强线金属丰度指标和直接推导，一个相当平坦的气体丰度梯度。因此，金属混合过程发生了，就像在观察到的星系相互作用中一样。光谱从PINGS数据和额外的多波长成像被用来执行光谱能量分布拟合恒星发射和光电离星云建模。电离恒星星族的特征是年龄范围窄（250 - 500万年）、质量范围宽（$10^4-6\times10^6 M_\odot$）的单一星族。星云中尘埃颗粒的影响很重要，表明25-70%的紫外光子可以被尘埃吸收。在HII区的电离恒星星族通常只占恒星总质量的百分之几。这个比率代表了特定的恒星形成率，呈现出平坦或负的径向梯度。因此，微小的相互作用可能确实在隆起的质量积聚中起重要作用。
2014-04-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
The growth of disks and bulges during hierarchical galaxy formation. I: fast evolution vs secular processes
我们提出了一个理论模型的质量，角动量和星系盘和隆起的大小的演变，我们将其实施到半解析星系形成代码SAGE。该模型遵循长期和暴力的演化通道，包括平滑吸积，磁盘不稳定性，小和大合并。我们发现，我们的配方与层次聚类相结合，产生两个不同的人口的凸起：合并驱动的凸起，类似于经典的凸起和椭圆，和不稳定性驱动的凸起，类似于世俗（或伪）凸起。该模型主要再现了气体盘和恒星盘的质量-尺寸关系、椭圆星系质量-尺寸关系的演化、Faber-Jackson关系以及经典和长期膨胀的星等-色图。该模型预测只有一个小的重叠合并驱动和不稳定性驱动的组件在同一个星系，并预测不同的凸起类型作为星系质量和磁盘分数的函数。在给定的光度下，膨胀类型也会影响恒星的形成速率和颜色。该模型预测人口合并驱动的红色椭圆星系，占主导地位的低质量和高质量的两端的星系人口，并跨越所有的动力学年龄;合并驱动的鼓包在磁盘星系的动力学年龄，并不干扰后续的恒星形成组件的演变。不稳定性驱动的膨胀在中等星系质量的人口中占主导地位，特别是在巨大的磁盘中。模型绿谷是专门由不稳定驱动的凸出主机。通过本实施的质量吸积的历史是可感知的星系结构，形态和颜色。
2016-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Low-mass and High-mass Supermassive Blackholes In Radio-Loud AGNs Are Spun-up in Different Evolution Paths
超大质量黑洞如何旋转是现代天体物理学的一个重要问题。作为Wang等人（2016）研究的延伸，我们在这里通过比较附近（$z<0.05$）射电选择的Seyfert 2星系的宿主星系特性来解决这个问题。通过对SDSS $r$波段图像的二维球+盘分解，我们确定了射电强大的SMBH的各种宿主星系属性的二分法。通过假设来自喷流的无线电发射反映了高SMBH自旋，这源于众所周知的喷流产生的BZ机制，高质量SMBH（即，$M_{\mathrm{BH}}>10^{7.9}M_\odot$）优选在经典的凸起中旋转，而低质量SMBH（即，$M_{\mathrm{BH}}=10^{6-7}M_\odot$）。这种二分法表明并证实了高质量和低质量SMBH以不同的方式旋转，即，一场重大的“干”合并和一场世俗的演变。
2019-05-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
A minor merger origin for stellar inner discs and rings in spiral galaxies
最近的观测表明，内盘和环（ID和IR，以下简称）并不适合在棒星系中发现，这一事实表明，与传统的棒起源方案不同的形成机制的相关性。相比之下，小合并在这些内部组件（IC）的形成中的作用，虽然经常调用，仍然知之甚少。我们通过无碰撞N体模拟研究了旋涡星系中小合并触发ID和IR形成的能力。我们已经运行了一个电池的次要合并，其中主要和次要的模拟为盘鼓晕星系与现实的密度比。的形态，结构和运动学的IC所产生的未成年人合并进行了详细的分析。所有模拟的小型合并都是在旋转的支持下，从卫星材料中发展出薄的IC。已经获得了广泛的形态动物园的IC（包括ID，IR，伪环，嵌套ID，螺旋图案，以及它们的组合），但所有的结构和运动学性质类似的观察。由此产生的IC的存在可以通过它们在最后残余物的等照度剖面和运动学图中留下的特征来推断，就像在许多真实的星系中一样。在本模型中使用的现实密度比使卫星经历更有效的轨道圆化和中断比以前的研究。结合盘共振所引起的遭遇，这些过程让位于高度对准的共同和反旋转的IC在残余中心。因此，小合并是在旋涡星系中形成旋转支撑的恒星IC的有效机制，既不需要强烈的耗散，也不需要明显的条（删节）。
2011-05-29 astro-ph.CO
Effect of environment on galaxies mass-size distribution: unveiling the transition from outside-in to inside-out evolution
星系在质量大小平面上的分布随红移或环境的变化是对星系形成模型的有力检验。在这里，我们使用积分场恒星运动学解释的质量大小分布的变化在两个星系样本跨越极端的环境密度。这些样本都是相同的，几乎质量选择（恒星质量M*> 6 e9 Msun）和体积限制。第一个由来自Mexas 3D母体样本的近场星系组成。第二个由后发座星系团（Abell 1656）的星系组成，后发座星系团是一个可以获得良好分辨光谱的密集环境。稠密环境中的质量尺寸分布与场环境中的有两个不同：（i）螺旋星系被膨胀主导的盘状快速旋转早型星系（ETG）所取代，ETG遵循质量尺寸关系，并具有与场样本相同的质量尺寸分布;（ii）慢旋转ETG在质量上与快旋转体分离，其大小与质量成比例增加。在恒星质量M_crit= 2 e11 Msun附近出现了两个过程之间的过渡。我们解释这作为证据的膨胀增长（由外向内的演变）和膨胀相关的环境淬火占主导地位，在低质量，合并的影响不大，而显着的干合并（由内而外的演变）和晕相关的淬火驱动的质量和尺寸增长在高质量端。这两个过程的存在自然地解释了不同质量星系的不同尺寸演化以及质量和环境猝灭的可分离性。
2013-09-27 astro-ph.CO
Are black holes big enough to quench cooling in cluster cool cores?
总能量参数（例如，Fabian等人（2002年）提出，黑洞的质量需要大大超过经典黑洞质量-速度弥散关系（M-sigma）的预测，以便抵消巨大冷核心星系团中的冷却损失。这表明黑洞可能太小，无法为这样的星系团提供能量。然而，Lauer等人（2007）认为，黑洞质量-膨胀光度关系是高光度星系中黑洞质量的更好预测，并且这种关系预测了BCGs中更高的质量。他们发现，与亮度较低的星系相比，BCGs中的速度色散随着亮度的增加而缓慢增加，有效半径随着亮度的增加而迅速增加。受这些结果和Boylan-Kolchin等人（2006）关于孤立合并的理论工作的启发，我们对千禧年运行中确定的大质量星系团中的干合并进行了高分辨率的宇宙学模拟，包括合并星系的暗物质晕和恒星隆起。我们证明了BCG明显地偏离了由较小星系定义的大小-光度关系（即，关系弯曲），并且我们还看到亮度-σ关系中的弯曲。由于黑洞质量与BCGs（如果它们主要是在无耗散合并中形成的）的恒星隆起的质量和光度成正比，我们的发现与Lauer等人（2007）在定性水平上的结果一致，并表明BCGs中的黑洞可能确实比标准M-sigma关系预测的质量更大。
2009-11-27 astro-ph.CO
Precise Black Hole Masses From Megamaser Disks: Black Hole-Bulge Relations at Low Mass
黑洞与核球的相关性极大地影响了过去十年来对星系演化的研究。目前对这些相关性的了解主要局限于高BH质量（M_BH> 10^8 M_sun），这可以通过直接的恒星、气体和脉泽运动学来测量。然而，这些物体并不代表更典型的L< L* 星系的人口统计。本研究超越了以往的局限性，探测BH是一个数量级的质量低，使用BH质量测量来自动力学的H_2O超脉泽在环核盘。脉泽跟踪开普勒旋转的环核分子盘开始在半径的零点几个pc从中央BH。Kuo et al.（2010）提出的旋转曲线模型，以极高的精度产生BH质量。我们提出了恒星速度色散测量的样本的9兆脉泽盘星系的基础上长缝观测使用的B&C光谱仪的杜邦望远镜和DIS光谱仪的3.5米望远镜在阿帕奇点。我们还执行膨胀到磁盘分解的一个子集的五个这些星系的SDSS成像。脉泽星系作为一个星系群低于椭圆星系定义的M_BH-σ关系。我们表明，现在非常精确的BH质量测量，低散射的幂律关系M_BH和sigma* 在椭圆星系中看到的是不普遍的。椭圆星系M_BH-sigma ~* 关系式不能用于推导低质量的BH质量函数或活动BH质量的零点。在高质量下运行的过程（可能是BH自调节或小合并）在低质量区域没有有效地建立M_BH-σ * 关系。
2010-07-16 astro-ph.CO
Detection of a Pseudobulge Hidden Inside the "Box-Shaped Bulge" of NGC 4565
数值模拟结果表明，边向星系的盒状凸起不是凸起，而是从侧面看的棒状凸起，因此，在NGC 4565这样的边向Sb星系中看到的两个组成部分是盘状凸起和棒状凸起。但是面对SBb星系总是显示出一个盘，一个酒吧，和一个（假）隆起。NGC 4565中的（伪）凸起在哪里？我们使用哈勃空间望远镜H波段和斯皮策空间望远镜3.6微米波长的图像，都校准到2 MASS K_s波段，穿透NGC 4565中的主要尘埃带。我们发现了一个高表面亮度，中央恒星组成部分，这是明显有别于四方形酒吧和磁盘。它的亮度分布是一个Sersic函数，沿长轴的指数n = 1.55 ± 0.07，沿短轴的指数n = 1.33 ± 0.12。因此，它是一个伪凸起。它的亮度比方形棒小得多，因此星系的真实假膨胀与总光度之比为PB/T = 0.06 +- 0.01，比之前认为的方形膨胀的B/T = 0.4小得多。我们推断，已公布的B/T光度比的边缘上的星系与盒状凸起被高估。因此，更多的星系比我们想象的包含很少或根本没有证据的合并建立的经典隆起。从形成的角度来看，NGC 4565是一个巨大的纯盘星系。这对我们的星系形成的层次聚类图提出了挑战：很难在不产生大的经典凸起的情况下生长像NGC 4565这样大的星系。
2010-05-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The importance of minor-merger-driven star formation and black-hole growth in disk galaxies
我们使用SDSS条纹82经验量化的恒星质量和黑洞增长引发的局部螺旋（盘）星系的小合并。由于大的合并破坏了盘并产生了球状体，因此形态上受到干扰的螺旋体很可能是小合并的残余。扰动螺旋星系表现出增强的比恒星形成率（SSFRs），这种增强在“后期”形态类型的星系（有更多的气体和更小的凸起）中增加。通过将SSFR增强与螺旋在这种“增强”模式中花费的时间分数相结合，我们估计，在局部螺旋中，约40%的恒星形成是由小合并直接触发的。扰动螺旋也表现出更高的核吸积率，这意味着较小的合并提高了中央黑洞的增长率。然而，比吸积率显示出比SSFR中的增强更低，这表明恒星质量和黑洞增长之间的耦合在小合并驱动的情节是弱的。鉴于恒星形成的重要部分是由轻微的合并引发的，这种较弱的耦合可能有助于在螺旋中的恒星与黑洞质量关系中观察到的大的内在散射。将我们的结果与早期星系中的恒星形成相结合-这是次要合并驱动的，占恒星形成预算的约14%-表明局部宇宙中大约一半的恒星形成活动是由次要合并过程引发的。
2014-02-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Distinct stellar populations in the inner bars of double-barred galaxies
双棒星系的数值模拟预测了不同结构成分的形成（例如，在盘状星系的中心区域。在这些模拟中，内棒在其宿主星系的内部长期演化中起着重要作用。然而，由于对这些系统的恒星星族的研究很少，因此对凸起和内盘的发展在观测上知之甚少。为了提供有关过程的约束，诱导创建这些组件的存在下，内部酒吧，我们进行了详细的运动学和恒星星族分析的样本中的四个双棒星系，从SB0到SBb，观察积分场光谱。我们发现，内部酒吧提出了独特的恒星星族的属性，更年轻，更丰富的金属比周围的凸起和外酒吧。虽然我们检测到气体流入内部酒吧的签名，但我们没有发现相关的恒星形成区域或周围新形成的结构的证据。这一结果表明，无论其形成的情况下，目前这些内部酒吧正在发挥中等，甚至是次要的作用，在这个样本的双棒星系的形态演化。
2013-02-22 astro-ph.CO
The evolution of the stellar mass-size relation of bulges and disks since $z = 1$
我们探讨了不同形态类型的星系，特别是鼓和磁盘组件的恒星质量大小关系的演变。我们使用了一个在红移范围内的$\sim35,000$星系样本$0 < z < 1$，恒星质量为$\log_{10}(\mathrm{M}_*/\mathrm{M}_\odot) \geq 9.5$的体积有限样本，这些样本取自DEVILS和HST-COSMOS区域，我们在Paper-I中将其形态分类为双分量（BD），纯盘（pD），椭圆（E）和致密（C），并将其结构分解为盘（D），弥散隆起（dB），和Paper-II中的致密凸起（cB）。我们发现，相比磁盘，椭圆和凸起遵循陡峭的$M_*-R_e$关系，可能表明不同的进化机制。在所有红移下，椭圆星系和盘状结构分别遵循$\sim0.5$和$\sim0.3$不变的斜率。我们量化了盘遵循与红移无关的$M_*-R_e$斜率，而不管凸起分量的存在与否（即，BD或pD），表明所有磁盘的起源和进化途径相似。由于$z = 1$致密凸起呈现不遵循Es的陡峭关系，而扩散凸起经历适度平坦化。总的来说，我们发现一个接近没有变化的$M_*-R_e$的关系在最后的$\sim8$陀螺表明，尽管正在进行，但下降的恒星形成，质量演化，形态转变和合并，演化移动星系沿其$M_*-R_e$的踪迹。这似乎与由内而外的增长和演化图景相一致，即星系的大小和恒星的质量一样。此外，小型合并可能是造成E增长的原因，至…
2022-05-06 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Bulge-disc decomposition of the Hydra cluster galaxies in 12 bands
利用S-PLUS 12波段数据对九头蛇星系团52个星系进行核球-盘分解，发现致密化机制同时导致恒星形成停止，且约37%星系核球比盘更蓝，表明存在由外向内熄灭过程。
2023-11-15 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
A minor merger scenario for the ultraluminous X-ray source ESO 243-49 HLX-1 - II. Constraints from photometry
点状X射线源HLX-1靠近S0星系ESO 243 - 49，是已知最亮的超亮X射线源，也是最强的中等质量黑洞候选者之一。我们认为，HLX-1的对应物可能是一个卫星星系的核心，与S0星系进行轻微的合并。我们调查这种情况下运行一组N体/平滑粒子流体动力学模拟的S0星系和气体丰富的膨胀卫星星系之间的轻微合并，并通过比较的结果与可用的测光哈勃太空望远镜（HST）的数据ESO 243 - 49和HLX-1对应。特别是，我们推导出合成表面亮度轮廓模拟对应的HLX-1在六个HST过滤器，从远紫外（FUV）到红外波长。这样的合成配置文件包括一个贡献，从恒星星族与模拟中断的卫星和辐射盘模型的贡献。这些与观测到的HLX-1对应物的表面亮度轮廓相当一致，前提是合并处于足够晚的阶段（自第一次近心点通过以来>~2.5 Gyr）。模型和观测之间的主要区别是在FUV波段，HST图像显示模糊和扩展的发射。我们发现，ESO 243 - 49的隆起的光谱能量分布不能用一个单一的老恒星星族来解释，但需要存在一个年轻的恒星成分。这与我们的N体模拟得出的恒星形成历史非常一致，并且是对小合并场景的进一步暗示。
2013-05-02 astro-ph.CO astro-ph.HE
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
Cosmic Evolution of Black Holes and Spheroids. V. The Relation Between Black Hole Mass and Host Galaxy Luminosity for a Sample of 79 Active Galaxies
我们利用位于$z \sim 0.36$和$z \sim 0.57$的52个活动星系的样本，在$10^{7.4-9.1} M_{\odot}$的BH质量范围内，研究了黑洞（BH）质量-球核光度关系的宇宙演化.通过一致地应用多组分光谱和结构分解的高质量凯克光谱和高分辨率的HST图像，BH质量（$M_{\rm BH}$）估计使用H $β$宽发射线结合5100流明的核光度，和隆起光度（$L_{\rm bul}$）来自表面光度。比较由此产生的$M_{\rm BH}-L_{\rm bul}$的本地活动星系的关系，并考虑到选择的影响，我们发现的形式$M_{\rm BH} / L_{\rm bul} \propto (1+z)^γ$与$γ=1.8\pm0.7$的演化，与BH增长之前的宿主星系。包括一个额外的样本27个活跃的星系与$0.5<z<1.9$采取的文献和测量的一致的方式，我们得到$γ=0.9\pm0.7$的$M_{\rm BH}-L_{\rm bul}$关系和$γ=0.4\pm0.5$的$M_{\rm BH}$-总宿主星系光度（$L_{\rm host}$）的关系。这些结果加强了我们以前的研究结果，并提供了额外的证据，为主机星系的膨胀增长主要是通过轻微的合并和/或磁盘不稳定性的磁盘到膨胀的转变。
2014-11-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
