Merger and non-merger galaxy clusters in cosmological AMR simulations
目的：讨论激波、宇宙射线加速和湍流对宿主团动力学状态的依赖性。方法：我们使用网格代码ENZO 1.5进行宇宙学模拟，并采用了专门针对团簇体积中产生的高分辨率冲击和湍流而定制的网格细化方案。结果如下：当一些重要的属性，连接到集群中的非热活动，合并后，合并和放松系统进行比较时，发现相当大的差异。
2011-01-13 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 use of gravitational lenses in the study of distant galaxy mergers
引力透镜可以有效地探测到最遥远的星系（最多z=10红移）。作为gravlenses所起作用的一个例子，我们参考了z=3时星系合并的观测结果（Borys等人; Berciano Alba等人）。我们推导出的Smoluchowski动力学方程的质量函数的星系，它描述合并在微分近似（未成年人合并）的解决方案。结果表明，在超深哈勃场中观测到的光度函数斜率的演化可以描述为星系合并驱动的爆炸性演化的结果。
2013-10-26 astro-ph.CO
Galaxy cluster mergers
本文给出了在$Λ$ CDM宇宙学中的欧拉自适应网格加密（AMR）流体动力学和N体模拟的结果。该模拟结合了原始气体的常见冷却和加热过程。设计并应用了一个特殊的晕轮探测器，以提取直接从模拟中获得的星系团样本，而不考虑任何重模拟方案。我们已经研究了集群晕的演化历史，并根据它们所经历的合并事件将它们分为三类：主要合并，次要合并和松弛集群。这些类中的每一个的主要性质和它们之间的差异进行了讨论。星系团之间的碰撞是在模拟的宇宙学体积中自然产生的非线性演化，没有考虑受控碰撞。我们特别注意讨论合并事件作为反馈和再加热源的作用，以及它们对星系团中冷核存在的影响，以及标度关系。
2009-06-22 astro-ph.CO
Relics as probes of galaxy cluster mergers
星系团通过与其他星系团和星系群合并而成长。这些合并在群内介质（ICM）中产生冲击。有人提出，在冲击粒子可以加速到极端的能量。在磁场存在的情况下，这些粒子会形成发射同步辐射的大区域，形成所谓的射电遗迹。一个有遗迹的集群的例子是CIZA J2242.8+5301。在这里，我们提出了理想化的二进制集群碰撞的流体动力学模拟的目的是限制合并的情况下，这个集群。我们的结论是，通过使用的位置，大小和宽度的双射电遗迹，我们可以设置约束的质量比，碰撞参量，时间尺度，并查看几何的二进制集群合并事件。
2011-07-20 astro-ph.CO
Environmental Dependence of Galaxy Merger Rate in ΛCDM Universe
我们利用四个星系目录的基础上，四个不同的半分析模型（SAM）实施的千年模拟研究环境的影响和模型依赖的星系合并率。我们首先分析发现，星系合并率的自组装膜有轻微的红移演化，与以前的工作结果一致。为了研究星系合并速率的环境依赖性，我们采用了两种估计量，即定义为第n近邻（n = 6）的面密度的局部超密度（1+δn）和宿主晕质量Mh。我们发现星系合并率Fmg对局域超密度（1+δn）有很强的依赖性，并且这种依赖性在所有红移处都是相似的。对于过密度估计，合并率Fmg被发现约20倍，在密集区域比在欠密集的四个模型中的两个，而它是大约四倍高，在其他两个。换句话说，两个极端之间的合并率差异的差异可以相差约5倍，这取决于所采用的SAM。另一方面，对于晕质量估计量，Fmg并不随宿主晕质量Mh单调增加，而是在$M_h$范围内的10 ^12和10 ^13 h-1 MΘ之间达到峰值，这对应于群环境。高局部密度区域的高合并率主要对应于群体环境中的高合并率......
2012-05-08 astro-ph.CO
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
Major Galaxy Mergers and the Growth of Supermassive Black Holes in Quasars
尽管观测到中央超大质量黑洞（SMBH）和星系核中恒星形成之间存在很强的相关性，但我们对它们之间耦合的理解存在不确定性。我们提出的观测的比例严重模糊，以unobscured类星体作为宇宙时代的函数z~3，并表明，一个简单的物理模型描述合并的大质量，富含气体的星系匹配这些观测。在这个模型的背景下，每一个被遮蔽和未被遮蔽的类星体都代表了两个不同的阶段，它们是由大规模星系合并事件造成的。SMBH的大部分质量增长发生在严重模糊阶段。这些观测结果为富含气体的星系合并、吸积到核SMBH和同时代恒星形成之间的因果关系提供了额外的证据。
2010-03-24 astro-ph.CO
Numerical hydrodynamic simulations based on semi-analytic galaxy merger trees: method and Milky-Way like galaxies
我们提出了一种新的方法来研究星系演化的宇宙学背景下。我们结合宇宙学合并树和半解析模型的星系形成多合并流体动力学模拟提供的初始条件。通过这种方式，我们利用合并模拟（高分辨率和包含气体物理）和半解析模型（宇宙学背景和低计算成本）的优势，并将它们整合起来，创建一个新的工具。这种方法使我们能够研究各种星系性质的演变，包括热气体晕的处理，气体从该气体冷却并吸积到中心盘上，这在以前的许多研究中被忽视了。这种方法比其他方法有几个优点。由于只包括感兴趣区域的粒子，运行时间比传统的宇宙学模拟短得多，从而提高了计算效率。使用宇宙学模拟，我们表明，多个合并预计将比孤立的合并序列更常见，因此星系合并的研究应该考虑到这一点。在这项初步研究中，我们提出了我们的方法，并说明了模拟10个银河系的星系，因为z=1的结果。我们发现很好的协议与观测的总恒星质量，恒星形成率，冷气体分数和光盘尺度长度参数。我们希望这种新的数值方法将是非常有用的追求一些问题有关的星系内部结构的转变，通过宇宙时间。
2012-10-19 astro-ph.CO
A semi-analytic model comparison - gas cooling and galaxy mergers
我们使用三个半解析星系形成模型的简化版本来研究气体冷却和星系合并的不同假设的影响。通过在从高分辨率宇宙学N体模拟中提取的合并树的相同集合上运行三个模型，我们能够进行统计分析和逐晕比较。我们的研究表明，在相同的合并树上操作时，这里使用的三个模型之间有很好的统计一致性，反映了半分析模型的基本框架的普遍一致性。然而，我们还表明，通常采用的各种假设来处理气体冷却和星系合并可能会导致显着不同的结果，至少在某些制度。特别是，我们发现，采用不同的气体冷却模型导致类似的结果，质量尺度相当于我们自己的银河系。然而，在更大的质量尺度上会出现显著的差异。这在很大程度上（但不完全）是由于对“快速冷却”状态的不同处理以及对热气分布的不同假设。在这个质量制度，预测的冷却速率可以相差约一个数量级，重要的影响，这些模型的相对权重，给活动星系核的反馈，以对抗过度的气体凝结在相对大规模的晕在低红移。星系合并模型中的不同假设也会导致合并时间的显著差异，对大质量星系的形成和演化产生重要影响。
2010-04-12 astro-ph.CO
Simulations of galaxy cluster mergers: the dynamics of Abell 3376
在大尺度结构形成中，大尺度系统通过小尺度系统的分层合并而聚集。星系团是最大的星系团，因此也是最新的坍缩结构，它仍然通过吸积较小的星系团和星系群而成长。为了研究团簇内介质的动力学演化，我们对双星团簇合并进行了绝热流体动力学模拟。
2012-09-04 astro-ph.CO
Galaxy Formation: Merger vs Gas Accretion
根据分层模型，小星系首先形成，然后合并在一起形成更大的物体。与此同时，星系通过宇宙细丝的吸积来聚集它们的质量。最近，宇宙学模拟的空间分辨率的提高强调了大部分冷气体可以被星系吸积。为了比较这两种现象的作用和相应的恒星形成历史，人们必须在数值模拟中检测结构，并通过建立合并树来及时跟踪它们。
2010-12-28 astro-ph.CO
The CO-H2 Conversion Factor in Galaxy Mergers
星系中的CO-H2转换因子通常被描述为双峰：一个值用于盘和静止区域，另一个（较低）值用于合并和星爆。在这篇文章中，我将描述转换因子随物理环境变化的经验观测证据，以及旨在理解驱动这些变化的物理过程的理论模型。我提出了一个功能的形式XCO，它可以适用于范围从70秒差距的星系尺度的观测，并显示该模型的应用的后果肯尼库特-施密特恒星形成定律。
2011-12-05 astro-ph.CO
Shining Light on Merging Galaxies I: The Ongoing Merger of a Quasar with a `Green Valley' Galaxy
对一对z = 0.37的相互作用星系（其中一个拥有一个类星体）的偶然观测显示，一个巨大的气体物质桥连接着两个物体。这座桥被类星体（QSO）光致电离，沿着连接两个星系的整个38 kpc视线显示气体。由此产生的发射谱线提供了一个前所未有的机会来研究这个红移的合并过程。我们确定了气桥的运动学、电离参数（log U ~ -2.5 +- 0.03）、柱密度（N_H ~ 10^{21} cm^{-2}）、金属丰度（[M/H] ~ -0.20 +- 0.15）和质量（~ 10^8 Msun）。我们同时约束类星体宿主星系（M_DM> 8.8 x 10^{11} Msun）及其伴星系（M_DM>2.1 x 10^{11} Msun; M_star ~ 2 x 10^{10} Msun;恒星爆发年龄= 3亿~ 8亿年; SFR~6 Msun/yr;金属丰度12+log（O/H）= 8.64 +- 0.2）的性质。这个系统的一般性质符合星系-星系合并的标准范式，即在第一次和第二次通过之间，其中一个星系拥有一个活跃的类星体。伴星系位于所谓的“绿谷”，其恒星星族与最近在合并第一次通过期间触发的恒星爆发相一致，并且没有可检测到的活动星系核活动。除了提供与星系合并相关的类星体的案例研究，类星体/星系对类星体光电离潮汐桥，如这一个提供了独特的见解星系的属性，同时也区分了一个重要的和不充分理解的星系演化阶段。
2011-03-21 astro-ph.CO
Spheroidal post-mergers in the local Universe
星系合并是标准等级星系形成范例的一个基本方面。最近，银河动物园项目通过对整个SDSS光谱样本的直接目视检查，编制了一个包含3373个合并的大型同质目录。我们探讨了一个子集的星系从这个目录是球状的“合并后”（SPM）-其中一个单一的残余物是在合并后的最后阶段的放松，并显示出证据占主导地位的隆起，使他们似是而非的早期类型的星系的祖先。我们的研究结果表明，SPM有蓝色的颜色比一般的早期型星系人口可能是由于合并引起的恒星形成。使用光发射线比的分析表明，我们的SPM中有20个表现出LINER或Seyfert样的活动（68%），而其余10个星系被归类为恒星形成（16%）或静止（16%）。与Darg等人在正在进行的合并中的发射线活动的比较表明，活动星系核的分数在合并后上升，这表明活动星系核相可能只在合并过程的最后阶段才占主导地位。SPM的光学颜色和它们的祖先的合理质量比表明，虽然少数与两个早期星系之间的主要合并一致，但绝大多数是主要合并的残余物，其中至少有一个祖先是晚期星系。
2011-11-18 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
Interaction-Triggered Star Formation in Distant Galaxies and the Role of Mergers in Galaxy Evolution
在过去的十年里，星系合并率的演变及其对星系性质的影响已经得到了深入的研究。现在很清楚，各种类型的合并，即富气（湿）、贫气（干）或混合合并，以不同的方式影响合并产物。每种类型的合并占主导地位的时代也各不相同。在这个演讲中，我回顾了最近的进展，星系合并率的测量z ~ 3和相互作用触发的恒星形成的水平，使用大样本的各种红移调查。这些结果提供了深刻的见解合并的重要性，在星系的大规模组装历史和星系性质的演变。我也提出了新的结果，在表征星系合并的环境，并讨论了它们的影响，在建立的红序列星系。
2009-10-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Invisible Major Mergers: Why the Definition of a Galaxy Merger Ratio Matters
暗物质晕质量、星系恒星质量和星系冷气体质量之间的映射关系不是简单的线性关系，而是受到一系列广泛的星系形成过程的影响。我们实现观测归一化的暗物质晕质量，恒星质量和冷气质量之间的关系，探索这些映射，特别强调一个主要的星系合并的不同定义之间的相关性。我们总是用质量比m/M>0.3来定义一次大合并，但允许用以下三种方式来定义用来计算这个比值的质量：暗物质晕质量、星系恒星质量或星系重子质量（恒星和冷气体）。我们发现，合并比例分配给任何特定的合并事件强烈依赖于这些质量被使用，不同的质量比定义之间的映射显示出强烈的演化与晕质量和红移。例如，在小星系（M_DM <10 ^11 Msun）中，主要的暗物质合并（>0.3）通常对应于非常小的恒星合并（<1/20）。这些合并包含大量的暗物质，即使没有可观测到的明亮伴星，也会对主星系造成可观测的形态破坏。在大质量星系中，则有相反的效应，明亮的伴星系只对应于较小的暗物质合并。我们强调，在比较基于不同质量比定义的合并时必须非常小心。
2009-02-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
The Galaxy Cluster Merger Catalog: An Online Repository of Mock Observations from Simulated Galaxy Cluster Mergers
我们提出了“星系团合并目录。“这个目录提供了一套广泛的模拟观测和相关数据的N体和流体动力学模拟的星系团合并和集群从宇宙学模拟。这些模拟观测包括在几个不同的波段以及沿着不同的视线通过每个模拟域的一些重要的可观测量的投影。该目录的Web界面包括易于浏览的历元和投影方向图像，以及原始数据的下载链接和用于交互式数据探索的JS9界面。数据以一致的格式呈现，因此模拟之间的比较是直接的。所有数据产品都以标准FITS文件格式提供。数据储存在yt Hub（http：//www.example.com）上，可利用yt笔记本服务器进行远程访问和分析。hub.yt未来版本的星表将包括一些研究小组的模拟和与星系团相互作用及其成员星系相互作用研究有关的各种研究课题。目录位于http://gcmc.hub.yt。
2017-12-22 astro-ph.CO astro-ph.HE
Do galaxy mergers prefer under-dense environments?
本研究通过深度学习和形态学指标分类星系并合，利用GAMA巡天数据比较两点相关函数与标记相关函数，发现星系并合倾向发生在大尺度结构大于50 h^-1 kpc的低密度环境中。
2024-05-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chandra Observations of Galaxy Zoo Mergers: Frequency of Binary Active Nuclei in Massive Mergers
我们提出的结果，从钱德拉试点研究的12个大规模星系合并银河动物园。样本包括主星系质量为10 $^{11}$ $M_\odot$的主要合并，这些合并已经在至少一个祖星系中具有光学活动星系核特征。我们发现，光学选择的活动核与轻度模糊（$N_H \lesssim 1.1 \times 10^{22}$ cm $^{-2}$）的X射线核的重合是相对常见的（8/12），但检测太微弱（$< 40$计数每个核; $f_{2-10 keV} \lesssim 1.2 \times 10^{-13}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$）可靠地分离星暴和核活动作为X射线发射的起源。只有一个合并被发现证实有双X射线核，尽管其南部核的X射线辐射可能仅仅是由于恒星形成。因此，在这些合并中，双星活动星系核的出现是罕见的（0-8%），除非大多数合并引起的活动核非常模糊或康普顿厚度。
2012-06-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Sussing Merger Trees : The Impact of Halo Merger Trees on Galaxy Properties in a Semi-Analytic Model
晕并合树是星系形成和演化的半解析模型的重要支柱。最近的研究指出，从结构形成的数值模拟中提取合并树是不平凡的;不同的树构建算法可以给出不同的合并历史。在合并树被用作星系形成模型的输入之前，应该仔细理解这些差异。我们研究了不同晕合并树对半解析模型的影响。我们发现，在我们的模型中的z=0星系属性显示树之间的差异时，使用一个共同的参数集。宇宙的恒星形成历史和卫星星系的性质可以在不同构造方法的树之间显示出显着的差异。独立校准每个树的半解析模型可以减少z=0的全球星系属性之间的差异，在增加星系的演化历史的差异的代价。此外，隐含的物理学可能会有所不同，导致关键的数量，如超新星反馈效率相差2倍。这种变化改变了恒星形成主要受到超新星抑制的机制。因此，使用不同但可靠的算法从共同晕目录中提取的晕合并树可能导致半分析模型的差异。然而，考虑到星系形成物理学的不确定性，这些差异可能不一定被视为重要。
2014-10-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Simulating the Toothbrush: Evidence for a triple merger of galaxy clusters
新发现的星系团1RXS J0603.3+4214拥有一个1.9 Mpc长的明亮射电遗迹，具有独特的线性形态。使用流体动力学+N体AMR模拟的合并之间的三个最初的流体静力学集群在一个理想化的设置，我们能够重建的无线电遗物的形态。基于我们的模拟，我们可以约束合并的几何形状，预测透镜质量测量和X射线观测。将这些模型与X射线、红移和透镜数据进行比较，将验证这种复杂合并的几何结构，这有助于限制产生射电遗迹的电子冲击加速的参数。
2012-07-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
Star formation in galaxy interactions and mergers
本讲座回顾了在星系相互作用和合并中恒星形成的基本物理过程。相互作用和合并通常会导致强烈的恒星爆发，但星际气体物理学，大规模相互作用和活跃的恒星形成之间的联系是复杂的，尚未完全理解。有两个过程可以驱动星暴：气体的径向流入可以为核星暴提供燃料，触发的气体湍流和碎片可以在具有高密度气体的大质量星团中驱动更广泛的星暴。这两种模式当然都需要解释观测到的星爆合并的性质。一个特别的结果是，恒星形成的比例定律并不普遍，而是从静止的磁盘到恒星爆发合并而变化。高分辨率的流体动力学模拟被用来说明讲座。
2011-06-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Automatic quantitative morphological analysis of interacting galaxies
数字巡天拍摄到的大量星系加强了对分析星系形态的计算方法的需求。虽然大多数星系的形态可以与哈勃序列的一个阶段相关联，但星系合并的形态要复杂得多，这是由于两个或多个具有不同形态的星系的组合以及它们之间的相互作用。在这里，我们提出了一种基于无监督机器学习的计算方法，可以定量分析星系合并的形态，并通过它们的形态关联星系。该方法首先为每个星系合并生成多个合成星系模型，然后为每个星系模型提取大量的数字图像内容描述符。这些数字使用Fisher判别分数进行加权，然后使用加权最近邻分析的变体推导星系合并之间的相似性，从而使用Fisher分数作为权重。星系合并之间的相似性是可视化的，使用mergenies提供一个图形，反映了不同的星系合并之间的形态相似性，从而定量配置文件的星系合并的形态。
2013-09-16 astro-ph.CO astro-ph.IM
The Most Bound Halo Particle-Galaxy Correspondence Model: Comparison between Models with Different Merger Timescales
我们开发了一个星系分配方案，人口暗物质晕与星系追踪的最绑定成员粒子（MBP）的模拟晕。采用基于解析计算和数值模拟的几种合并时标模型作为模拟卫星星系的生存时间。我们建立模拟星系样本的光环合并数据的地平线运行4 $N$ -体模拟$z = 12-0$。我们比较了模拟星系和体积受限SDSS星系的群性质和两点关联函数（2 pCF），并在$z=0$上测量了$\mathcal{M}_r - 5 \log h < -21$和$-20$的$r$带绝对星等.结果发现，对于大多数的合并时标模型，MBP-星系对应方案都能很好地再现观测到的大质量星系群中SDSS星系（$M > 10^{14} h^{-1} M_{\odot}$）和小尺度2 pCF星系（$r_{\rm p} < 10 h^{-1} {\rm Mpc}$）的星族.新方案比以前的次晕星系对应方案的性能提高了$2σ$以上。
2016-06-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy mergers drive enhancements in ionization states
Minnesota Institute for Astrophysics, University of Minnesota（明尼苏达大学天体物理研究所）；Department of Physics & Astronomy, University of Missouri-Kansas City（密苏里堪萨斯城大学物理与天文系）；Missouri Institute for Defense & Energy（密苏里国防与能源研究所）
研究星系合并对电离态的影响，通过分析斯隆数字巡天数据，发现合并使\(\rm{O}_{32}\)增加，尤其在首次近心点通过后，低质量合并贡献大，表明合并增强电离态，还推断绿豌豆星系是低质量星系合并。
2026-07-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy Formation as a Cosmological Tool. I: The Galaxy Merger History as a Measure of Cosmological Parameters
由于星系形成和演化在很大程度上取决于宇宙的结构，星系的组装历史可能是了解宇宙本身的一个强有力的方法。在本文中，我们研究合并历史的暗物质晕的基础上扩展的Press-Schechter形式主义的宇宙学参数，红移和晕质量的函数。我们计算如何主要的晕合并的宇宙学值的变化的影响$Ω_{\rm m}$，$Ω_Λ$，$σ_{8}$，暗物质粒子温度（温暖与冷暗物质），和一个常数和不断变化的状态方程参数$w(z)$的值。我们发现，在一个给定的晕质量的合并分数的变化高达三个因素的冷暗物质的假设下形成的晕，在不同的基础宇宙学参数。我们发现，目前的合并历史的测量，通过观察到的星系对以及通过结构测量，是一致的和谐宇宙学与当前最适合给$1 - Ω_{\rm m} = Ω_{\rm Λ} = 0.84^{+0.16}_{-0.17}$。为了获得一个更精确的约束与最近测量的宇宙学参数的普朗克和WMAP要求测量的合并精度为$δf_{\rm m} \sim 0.01$，这意味着调查与精确测量的合并历史超过2 - 20度$^{2}$，这将是可行的下一代成像和光谱调查，如欧几里得和LSST。
2014-07-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy Mergers in a Fractal Cosmology
本文研究星系并合对抛物线型LTB分形宇宙学演化的影响，通过引入并合率幂律修正分形计数分布，数值解表明该模型在特定分形维数和并合率指数下与观测一致，成功将并合纳入宇宙学动力学。
2025-04-13 astro-ph.CO gr-qc
Galaxy Clustering Can Reveal Host-Galaxy Properties of Binary Black Hole Mergers
Research Center for the Early Universe (RESCEU), Graduate School of Science, The University of Tokyo（东京大学理学研究系早期宇宙研究中心）；TAPIR, California Institute of Technology（加州理工学院 TAPIR）；Graduate School of Science, The University of Tokyo（东京大学理学研究系）；Department of Physics, Graduate School of Science, Chiba University（千叶大学理学研究系物理学科）
该研究利用星系成团性，构建引力波定位区域内的寄主星系类型似然，推断双黑洞并合事件的寄主星系种群占比，预测第三代探测器时代前可实现相关推断。
2026-10-12 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Modelling Galaxy Merger Timescales and Tidal Destruction
我们提出了一个模型的动力学演变的subhaloes的方法相结合的数值和分析方法的基础上。我们的方法是基于跟踪subhaloes在N体模拟到最后一点，它可以解决，并应用其合并的时间尺度，考虑到动力摩擦和潮汐中断的分析处方。当应用于宇宙学N体模拟的质量分辨率相差两个数量级，该技术产生的晕占领分布，同意在3%以内。
2016-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
AMI SZ observation of galaxy-cluster merger CIZA J2242+5301: perpendicular flows of gas and dark matter
利用对CIZA J2242+5301的AMI观测，并与文献中的弱引力透镜和X射线辐射观测进行比较，研究了非重子暗物质（NBDM）和气体在合并过程中的行为.对Sunyaev-Zel'dovich（SZ）信号的分析表明存在垂直于X射线伸长的高压气体和弱透镜形态，这在文献中给出合并轴约束，意味着高压气体在芯通过期间被推出到线性结构中。文献中的模拟与推断的合并情景密切匹配，显示形成了垂直于合并轴的气体密度和温度结构。这些SZ观测结果对于修正的引力理论是具有挑战性的，在修正的引力理论中，NBDM不是星系团引力的主要贡献者。
2017-06-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
A path to radio-loudness through gas-poor galaxy mergers and the role of retrograde accretion
在这个过程中，我们探索的假设下，逆行吸积到巨大的旋转黑洞导致发射强大的喷流，无线电响亮的类星体，最近在LAT/费米和BAT/斯威夫特耀变体的路径。吸积盘相对于BH自旋的反向旋转与贫气体星系合并的巨型（失光）椭圆星系的祖先有关。逆行吸积的发生进入作为统一的元素，可以解释在活动星系核中观察到的射电响度/星系形态二分法。
2010-10-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
Testing the key role of the stellar mass-halo mass relation in galaxy merger rates and morphologies via DECODE, a novel Discrete statistical sEmi-empiriCal mODEl
合并和恒星形成在调节星系生长中的相对作用仍然是一个激烈争论的问题。在这里，我们提出了我们的DECODE，一个新的离散统计sweet-empiriCal的mODEl专门设计用于快速，有效地预测，在一个完整的宇宙学背景下，星系组装和合并的历史，任何给定的输入恒星质量晕质量（SMHM）的关系。DECODE根据精确的暗晕质量和所有暗晕（包括其他暗晕中的暗晕）的落入红移概率函数（因此是统计的）生成逐对象的暗物质合并树（因此是离散的），对质量或体积几乎没有分辨率限制。合并树，然后转换成星系组装的历史，通过输入，红移依赖SMHM关系，这是高度敏感的星系恒星质量函数的重要系统学和它的演化与宇宙时间。DECODE可以准确地再现流体动力学模拟和半解析模型的预测平均星系合并率和组装历史，当采用它们的SMHM关系的输入。在目前的工作中，我们使用DECODE证明，只有SMHM的关系暗示的恒星质量函数的特点是大丰度的大质量星系和显着的红移演化，至少在$M_\star \gtrsim 10^{11} \, M_\odot$，可以同时再现本地丰度的卫星星系，星系（主要合并）对以来$z \sim 3$，和增长的Brilliant星系团Galliant。同样的模型也可以重现椭圆星系的局部部分，假设这些是严格由主要合并形成的，但不是完整的膨胀盘比分布，这需要额外的过程。
2022-08-09 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
SDSS-IV MaNGA: Unveiling Galaxy Interaction by Merger Stages with Machine Learning
我们使用机器学习技术来分类星系合并阶段，这可以揭示在星系相互作用期间驱动恒星形成和活动星系核（AGN）活动的物理过程。该样本包含来自SDSS-IV MaNGA积分场光谱调查的4，690个星系，可分为1，060个合并星系和3，630个未合并或未分类的星系。对于合并样本，有468，125，293和174个星系处于（1）进入配对阶段，（2）第一次近心通过阶段，（3）接近或刚刚通过远心，（4）最终合并阶段或合并后。利用投影分离、视线速度差、SDSS gri图像和MaNGA Ha速度图等信息，我们能够对合并及其阶段进行很好的分类，这是识别相互作用星系的最重要依据。对于2阶段分类（二进制;非合并和合并），LGBM分类器的性能可以很高（精度>0.90）。我们发现样本量可以通过旋转来增加，因此5阶段分类（非合并，1，2，3和4合并阶段）也可以很好（精度>0.85）。最重要的特征来自SDSS gri图像。来自MaNGA Ha速度图、投影分离和视线速度差的贡献可以进一步将性能提高0- 20%。换句话说，图像和速度信息足以捕获星系相互作用的重要特征，我们的结果可以应用于整个MaNGA数据以及未来的全天巡天。
2022-08-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Two Candidates for Dual AGN in Dwarf-Dwarf Galaxy Mergers
双重活动星系核对于理解星系合并引发的黑洞的燃料供给和结构的分级生长是重要的。最少探索的双重活动星系核类型是那些与两个矮星系合并有关的活动星系核。根据观测和宇宙学模拟，矮星系是早期宇宙中最丰富的星系类型，星系合并率主要由矮星系决定。然而，这些合并通常太遥远而无法直接观测到，并且与低红移矮-矮合并相关的对偶活动星系核是出了名的难以找到。在本文中，我们提出的第一个结果，我们的大规模搜索这种难以捉摸的类型的对象和前两个候选人的双重活动星系核在矮-矮合并。这两个物体都表现出星系合并/相互作用的潮汐特征（尾巴和桥）。其中一个天体显然处于活动星系核分离小于5 kpc的合并后期，而另一个则处于建立潮汐桥的相互作用星系的合并早期。这两个天体都有双重的发光X射线源，很可能是由于大质量黑洞的活跃吸积。此外，这两个物体都有红外对应物，颜色与AGN一致。后续的观测将使我们得以一窥控制星系生长最早阶段的关键过程，它们的中心黑洞，以及合并引起的恒星形成。
2022-11-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Can a Satellite Galaxy Merger Explain the Active Past of the Galactic Center?
银河系中心（GC）的观测已经积累了大量的“法医”证据，表明几百万年前银河系的中心正在与恒星形成和吸积动力活动合作-这描绘了一幅与我们今天所理解的GC相当不同的画面。我们研究了一种可能性，这一时期的活动可能已经引发了卫星星系进入银河系的红移10开始，并结束了几百万年前与银河系的合并超大质量黑洞与中等质量的黑洞所带来的inspirling卫星的陷落。
2013-02-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
High-Resolution Sub/millimeter Observations of Mergers and Luminous Galaxy Nuclei
我提出了最近的高分辨率亚毫米和毫米观测分子气体和尘埃在一些合并，发光星系核，和可能的合并。这样的观测告诉我们合并核中星际介质的行为和性质。例如，气体有时会在残留的核周围形成一个迷你盘，为那里的星暴和/或大质量黑洞提供能量，通过包裹它来隐藏这样的能量源，并被嵌入的能量源吹出。即使当电源被完全包裹和隐藏，我们仍然可以限制其物理参数和性质的高分辨率（亚）毫米观测。观测量包括气体运动，如旋转（因此是动力学质量）和流入/流出，嵌入核的光度和光度密度，以及气体的质量，温度，密度，化学成分和（有时不寻常的）激发条件。
2012-07-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Three Hundred project: galaxy cluster mergers and their impact on the stellar component of brightest cluster galaxies
利用"三百计划"的324个星系团晕流体动力学模拟数据集，研究了星系团合并及其对最亮星系团（BCG）颜色和光度变化的影响。我们跟踪每个晕在z = 0的主要祖先，并根据其质量吸积历史搜索合并情况，定义合并为晕质量的快速增加。基于集群的动力学状态的演变，我们定义了一个合并前和合并后的阶段。我们创建了一个所有这些事件的列表，并统计研究它们的质量比和时间尺度，前者验证了所有实例实际上都是重大合并。通过与没有合并的控制样本进行比较，我们研究了合并对BCG的恒星成分的影响。通过对BCG恒星粒子的质量、年龄和金属丰度的分析，我们发现BCGs的恒星含量在合并过程中显著增长，尽管主要的增长机制是老恒星的吸积，但合并过程中甚至会出现恒星形成的爆发。在我们的模拟中，合并中的BCGs形成的恒星比正常生长的恒星多70%左右，尽管这取决于定义BCGs时考虑的半径。关于可观测的性质，我们看到在合并过程中SDSS-u光度增加了20%，与对照样本相比，星系g-r颜色的增加稍慢。
2022-01-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The role of galaxy mergers on the evolution of star clusters
相互作用的星系有利于星团的形成，但也被怀疑通过强烈和快速变化的潮汐场影响它们的演化。处理这种复杂的行为仍然超出了（半）分析研究的范围。通过计算银河系模型中的潮汐场，并将其纳入星团的逐星N体模拟中，我们以触角星系（NGC 4038/39）为例，监测了星系大合并中星系群的结构和质量演化。作为原型。在较长的时间尺度上（约10^9年），合并只是通过改变星系内部或周围的轨道来间接影响星系团的演化：与孤立星系相比，合并残留物中的星系团质量损失更快，而潮汐碎片中的星系团存活时间更长。银河系碰撞本身的潮汐扰动太短暂，也不足以显著影响实际致密/大质量星团的结构和溶解。
2013-01-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Merger Effects on the Spin and Shape Alignments of Galaxy Stellar, Cold and Hot Gas, and Dark Matter Components
我们提出了一个数值证据支持的情况下，特殊的校准的星系恒星自旋与本地潮汐张量的主轴线产生的静态演化期间，当星系没有经历最近的合并事件。通过分析IllustrisTNG项目的TNG 300 -1模拟的合并树，我们找到了星系的最新合并时期，$a(z_{m})$，并创建了四个$a(z_{m})$选择的样本，这些样本被控制为共享相同的质量和密度分布。对于每个样本，我们分别确定星系恒星，冷，热气体和暗物质成分的自旋和形状矢量，并计算它们与当地潮汐场的主方向对齐的平均强度以及它们的相互对齐趋势。结果发现，恒星（冷气体）的自旋轴的星系，其最近的合并事件发生在较早的时代更强烈地对齐（弱反对齐）的潮汐场的主要主轴。研究还表明，虽然星系DM自旋的质量相关跃迁与并合事件关系不大，但星系四分量的形态、自旋-形状和形状-剪切排列强度敏感地依赖于$a(z_{m})$ .注意到，恒星组件的星系经历长期的静态演化具有独特的扁圆形状和非常强大的自旋形状的路线，我们建议，本地潮汐场可能会跟踪使用的恒星形状的星系没有签名的合并作为代理的恒星自旋。
2022-08-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Growth of supermassive black holes, galaxy mergers and supermassive binary black holes
星系合并和超大质量双黑洞（SMBBH）的研究是我们理解星系和黑洞在结构形成时期和整个宇宙历史中的组装和（共同）演化的核心。星系合并是主要吸积事件的发生地，它们为类星体提供能量，生长超大质量黑洞，并驱动超大质量黑洞-宿主的标度关系。在它们的中心合并的SMBBH是宇宙中最响亮的引力波（GW）源，并且随后的GW反冲具有各种潜在的天体物理意义，这些意义仍在探索中。未来的GW天文学将为结构形成和星系合并打开一个全新的窗口，包括直接探测合并的SMBBH，高精度测量它们的质量和自旋，以及高红移宇宙中BH形成和演化的限制。
2016-06-21 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Mass and star formation rate of the host galaxies of compact binary mergers across cosmic time
我们调查的紧凑的双合并跨宇宙时间的宿主星系的属性，人口合成模拟结合从EAGLE套件的星系星表。我们分析了从红移0到红移6的中子星双星、黑洞-中子星双星和黑洞双星的合并率。在这里考虑的任何红移下，每个星系的双星合并率与宿主星系的恒星质量密切相关。BNS的这种相关性明显比BHNS和BBH的相关性更陡。此外，我们发现每个星系的合并率也依赖于宿主星系的恒星形成率和金属丰度。我们推导出一个稳健的拟合公式，该公式将每个星系的合并率与星系的恒星形成率、恒星质量和金属丰度在不同的红移。主星系的典型质量随着红移的减小而显著增加，这是致密双星的延迟时间分布和星系的宇宙组装之间相互作用的结果。最后，我们研究了合并率密度随红移的演化。在低红移（$z\leq{}0.1$）时，早型星系对合并速率密度的贡献大于晚型星系。这种趋势在$z\ge{}1$中逆转。
2019-10-10 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
First Search for High-Energy Neutrino Emission from Galaxy Mergers
本研究首次探究并合星系作为高能中微子来源的可能性，通过IceCube十年数据与并合星系样本的似然分析，未发现显著关联并给出流量上限，为后续相关研究提供约束基础。
2025-03-23 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Signatures of Massive Black Hole Merger Host Galaxies from Cosmological Simulations I: Unique Galaxy Morphologies in Imaging
研究利用宇宙学模拟揭示了大质量黑洞合并宿主星系的形态特征，通过形态统计分析提高识别准确性，为未来引力波探测提供星系形态学依据。
2023-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The Relative Role of Galaxy Mergers and Cosmic Flows in Feeding Black Holes
利用一组放大的宇宙学模拟的高红移的大质量星系的祖先，我们隔离和跟踪的历史，是由中央超大质量黑洞吸积的气体。我们确定的吸积气体的起源，无论是在合并事件或顺利吸积进入星系。此外，我们指定是否顺利吸积气体通过冷流吸积或冲击进入晕。对于z ~ 4的中等质量（10^6 - 10^7 Msun）黑洞，与激波或合并起源的气体相比，更倾向于吸积冷流气体。然而，这一结果是整个星系具有更高比例的冷流气体的事实的结果。一般来说，每个黑洞都倾向于吸积与其宿主星系中所含的相同比例的平滑和合并吸积气体，这表明一旦气体进入晕，它就会变得混合良好，并且其起源被抹去。我们发现，气体的角动量晕入口时是一个更重要的因素;黑洞优先吸积气体，具有低的角动量时，它进入星系，无论它是吸积顺利或通过合并。
2013-12-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Modelling the host galaxies of binary compact object mergers with observational scaling relations
致密双星的合并率、密度演化及其宿主星系的性质为理解引力波的来源提供了重要的信息。在这里，我们提出了galaxyRate，一个新的代码，估计合并率密度的二进制紧凑的对象和它们的宿主星系的属性，基于观测的标度关系。我们根据星系恒星质量函数生成我们的合成星系。我们根据质量-金属丰度关系（MZR）和基本金属丰度关系（FMR）估计金属丰度。此外，我们考虑到星系合并和星系的性质的演变，从形成的合并的二进制紧凑的对象。我们发现，合并率密度的变化显着依赖于恒星形成星系的主序星的选择，特别是在双黑洞（BBHs）和黑洞中子星系统（BHNS）的情况下。如果我们假设MZR相对于FMR，BBH和BHNS的合并率密度的斜率更陡，因为后者预测金属丰度随红移的降低更浅。相比之下，双星中子星（BNS）只受到星系主序和金属丰度关系的轻微影响。总的来说，BBH和BHNS倾向于在低质量的贫金属星系中形成，并在高质量的富金属星系中合并，而BNS则在大质量星系中形成和合并。我们预测，被动星系的主机至少约5- 10%，约15- 25%，约15-35%的所有BNS，BHNS和BBH合并在本地宇宙。
2022-09-28 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
