The formation and disruption of globular cluster populations in simulations of present-day $L^\ast$ galaxies with controlled assembly histories
本研究通过受控并合历史的模拟，发现重大并合显著提升现今L*星系的球状星团质量，并留下可观测的恒星晕场星质量分数升高特征。
2025-07-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Clustering of binary black hole mergers: a detailed analysis of the EAGLE+MOBSE simulation
本文利用EAGLE+MOBSE模拟研究双黑洞并合事件的宇宙学成团性，通过与HOD预测对比及神经网络特征重要性分析，揭示宿主星系大小、恒星形成率、金属丰度和动力学状态共同决定BBHM分布。
2023-05-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
How cosmological merger histories shape the diversity of stellar haloes
我们引入并应用一种新的方法来探测星系恒星晕对宇宙学合并历史和星系形成物理之间相互作用的响应。我们执行暗物质，放大模拟两个银河系质量的主机和有针对性的，控制的变化，他们的宇宙历史使用遗传修饰技术。用半经验的粒子标记方法填充每个历史的恒星晕，然后进行受控研究，所有实例都收敛到相同的大尺度结构，动力学和恒星质量，以$z=0$作为参考。这些相关的合并方案单独产生的恒星晕质量分数（1.5德克斯）的扩展到所观察到的人口，与最大的分散实现增长后期（$z\leq1$）的主要合并，分散现有的恒星，创造大规模的，在原地占主导地位的恒星晕。在$z\sim2$增加最后一次大合并会将更多的吸积恒星带入内部区域，导致外围的散射较小，这些散射主要是由随后的小事件造成的。利用我们的半经验方法的灵活性，我们表明，恒星晕质量的多样性跨场景减少，允许浅斜率的恒星质量-晕质量关系的矮星系，而它仍然保守时，中央恒星诞生的热运动学在宇宙时间。因此，恒星晕的合并依赖多样性明显地响应于分别模拟中央星系和矮星系的假设，开辟了令人兴奋的前景，以约束恒星的形成和反馈，在不同的星系质量尺度与下一代的深，测光天文台。
2022-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ruffled Feathers: Merger-driven galaxy size growth and structural transformation in EAGLE
Durham University（杜伦大学）
本研究以EAGLE模拟的约4500次并合为样本，检验能量守恒估计法预测并合后星系尺寸的效果，量化并合驱动的形态转变，发现小质量并合无法确定为大质量星系快速尺寸增长的驱动因素。
2026-08-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Massive black hole and gas dynamics in galaxy nuclei mergers. I. Numerical implementation
已知在处理大质量粒子（例如，表示大质量黑洞（MBH））时，数值效应困扰自适应网格细化（AMR）代码。在不断发展的背景下，它们可能会经历强烈的虚假扰动，然后遵循非物理轨道。我们通过数值模拟的方法研究了一对MBH的动力学演化的快速和激烈演变的气体和恒星的背景下，以下的星系大合并。我们证实，虚假的数值效应改变了AMR模拟中的MBH轨道，并表明数值问题最终是由于在模拟过程中的空间分辨率下降，大大降低了引力计算的准确性。因此，我们提出了一个新的细化标准，适合大质量粒子，能够解决在一个快速和精确的方式为他们的轨道在高度动态的背景。我们设计的新的细化标准强制每个大质量粒子周围的区域保持在允许的最大分辨率，独立于局部气体密度。这样的最大分辨率区域然后沿着它们的轨道跟随MBH，并且有效地避免了由分辨率变化引起的所有虚假效应。我们的套件高分辨率，自适应网格细化流体动力学模拟，包括不同的处方的次网格气体物理，表明新的细化实施的优点是不改变的物理演变的MBH，占所有的非平凡的物理过程发生在暴力的动力学场景，如星系大合并的最后阶段。
2014-12-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Resolving The Generation of Starburst Winds in Galaxy Mergers
我们研究星系超级风驱动的主要合并，使用PC分辨率模拟与详细的模型，恒星反馈，可以自我一致地遵循GMCs的形成/破坏和风的产生。这些模型包括分子冷却、GMC中高密度恒星的形成、SNe（I&II）的气体再循环和反馈、恒星风和辐射压。我们研究了从类SMC矮星和银河系类似物到z~2星爆盘的系统合并。在所有通道中产生多相超级风，流出率高达~1000 M_sun/yr。然而，风的质量负载效率（流出率除以SFR）与每次合并的孤立星系类似：它更多地取决于整体星系的属性（质量，大小，逃逸速度）而不是合并的动力学状态。风往往是双极或单极，但多个“事件”建立了复杂的形态与重叠，不同方向的气泡/壳在一定范围的半径。风具有复杂的速度和相位结构，材料的速度范围高达~1000 km/s，以及分子，电离和热气的混合物，取决于星系的性质和不同的反馈机制。这些模拟解决了一些“子网格”模型中的问题，其中简单的风处方可以显着抑制合并引起的星爆。但是，尽管在风中有大的质量载荷因子（>~10），峰值SFR与“无风”模拟中的峰值SFR相当。风的加速作用并不相等，因此冷的致密气体仍然可以失去角动量并形成恒星，同时吹出最初不会参与恒星暴增的气体。相当多的风物质并没有被束缚，并在合并后的晚些时候回落到盘上，导致在恒星反馈存在的情况下，星暴后的SFR更高。这可能需要AGN反馈来解释星系淬火。
2013-07-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dynamical friction and evolution of black holes in cosmological simulations: a new implementation in OpenGadget3
本文在OpenGadget3中实现黑洞次网格动力学摩擦修正，宇宙学及放大模拟表明其可改善黑洞居中、减少游荡黑洞与并合，并准确刻画双黑洞旋入。
2024-12-06 astro-ph.CO
Growing the First Galaxies' Merger Trees
对特定星系的生长历史进行建模通常涉及生成给定宇宙学中出现的整个物体群并选择具有适当属性的系统。这种方法在针对罕见的系统时效率非常低，例如JWST检测到的极其明亮的高红移星系候选者。在这里，我们提出了一个新的框架，用于生成合并树的分支，保证实现所需的晕质量在选定的红移。这种方法增强了扩展的Press Schechter理论解与约束随机过程称为布朗桥，并在开源半解析模型$\texttt{Galacticus}$中实现。我们产生的合奏约束合并树预测的7个高红移JWST星系候选人的成长历史，发现这些系统最有可能合并$\approx 2~\mathrm{Gyr}$后的观测时期和占据质量晕$\gtrsim 10^{14}~M_{\mathrm{\odot}}$今天。这些计算比现有方法的效率高出数千倍，是分析控制的，并提供了对早期快速生长的晕演化的物理见解。我们的约束合并树实现在http://github.com/galacticusorg/galacticus上公开提供。
2023-03-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evolution of Galaxy Star Formation and Metallicity: Impact on Double Compact Objects Mergers
我们研究了不同的星系统计和经验的金属丰度标度关系的合并率和紧凑的对象二进制文件的属性的影响。首先，我们分析了使用恒星形成率函数或恒星质量函数作为星系统计量来计算宇宙恒星形成率密度的异同。然后，我们研究了采用基本金属丰度关系或经典的质量金属丰度关系来分配具有给定性质的星系的金属丰度的效果。我们发现，当利用基本金属丰度关系，大部分的恒星形成发生在相对较高的金属丰度，甚至在高红移;相反的情况下，当采用质量金属丰度关系，因为在这种情况下，大多数恒星形成的金属丰度强烈减少与红移。我们讨论了产生这种差异的各种原因和可能的偏见。最后，我们表明，这些不同的天体物理处方的合并率和紧凑的对象二进制的属性的影响，具体而言，我们目前的结果红移相关的合并率和啁啾的质量和时间延迟分布的合并二进制。
2020-12-04 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
The growth of galactic bulges through mergers in LCDM haloes revisited. II. Morphological mix evolution
从宇宙学千禧年模拟I和II中选出的现今不同晕的质量聚集和合并历史，通过使用经验的恒星-晕和恒星-气体质量关系映射到中央星系的恒星质量聚集和星系合并历史。星系合并/相互作用驱动的膨胀的增长计算使用动力学处方。预测的红移z~0的膨胀人口统计与观测结果一致（Zavala+2012）。在这里，我们提出的演变的形态混合物（跟踪的膨胀总质量比，B/T）作为质量的函数z=3。这种混合在z~1之前保持定性相同：B/T<0.1的星系在低质量时占主导地位，0.1<B/T<0.45的星系在中等质量时占主导地位，而B/T>0.45的星系在大质量时占主导地位。当z>1时，盘控星系和无球星系的比例急剧增加，到z~2时，达到了纯盘星系的时代。膨胀主导的星系获得这样的形态，以及它们的大部分质量，遵循缩小的趋势。由于我们的结果是一致的，与最近的观测研究的形态混合在不同的红移，基于LCDM的方案合并驱动的隆起组装似乎并没有面临关键问题。然而，如果恒星与晕的质量关系随红移的变化太小，那么观测就会出现一些紧张。
2014-02-26 astro-ph.CO
A Global Semi-Analytic Model of the First Stars and Galaxies Including Dark Matter Halo Merger Histories
本文构建纳入 Monte Carlo 暗物质晕并合树的高红移第一代恒星与星系半解析模型，校准最小成星晕质量，并评估质量离散、LW反馈及有限模拟体积对 SFRD 的影响。
2023-12-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Music from the heavens - Gravitational waves from supermassive black hole mergers in the EAGLE simulations
我们利用EAGLE套件中的参考宇宙学流体动力学模拟来估计来自超大质量黑洞合并的引力波信号的预期事件率，这些信号可以通过天基干涉仪（例如改进型激光干涉仪空间天线（eLISA））来解决。这些模拟假设一个$Λ$ CDM宇宙演化与国家的最先进的辐射冷却，恒星形成，恒星质量损失，并从恒星和吸积黑洞的反馈亚网格模型。它们已经被证明以前所未有的保真度再现了观测到的星系群。我们将EAGLE中超大质量黑洞的合并速率与最新的唯象波形模型相结合，从合并黑洞的内禀参数计算出引力波信号。EAGLE模型预测了诸如eLISA的引力波探测器每年探测到的$\sim2$。我们发现，这些信号在很大程度上占主导地位的合并种子质量黑洞合并在红移之间的$z\sim2$和$z\sim1$。为了研究假设的黑洞种子质量的依赖性，我们引入了一个额外的模型，黑洞种子质量的数量级小于我们的参考模型。我们还考虑了一个变化的参考模型中的黑洞合并时间尺度的预期延迟的处方已包括在其宿主星系合并后。我们发现，合并率是相似的，在所有的模型，但初始黑洞种子质量可以区分通过它们检测到的引力波形。因此，eLISA探测到的特征引力波信号将为超大质量黑洞的起源和黑洞种子的初始质量分布提供深刻的见解。
2016-07-29 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
The cosmic merger rate of stellar black hole binaries from the Illustris simulation
黑洞双星的宇宙合并率密度可以为我们提供一个重要的线索，以限制BHB的形成渠道，根据目前和即将到来的引力波的检测。采用Monte Carlo方法，将新的BHB粒子数合成模型与Illustris宇宙学模拟相结合，研究BHB合并的宇宙历史。我们探讨六个人口合成模型，不同的处方超新星，共同的信封，和出生踢。在大多数模型中，宇宙BHB合并率与宇宙恒星形成率遵循相同的趋势。宇宙BHB合并率的正常化在很大程度上取决于共同包络的处理和出生踢的分布。我们发现，大多数BHB合并在LIGO的仪器视界来自相对贫金属的祖先（<0.2 Zsun）。合并BHB的总质量跨越了很大的范围，从~6到~82 Msun。在我们的基准模型中，与GW 150914、GW 151226和GW 170104一致的合并BHB分别占LIGO视界内合并的所有BHB的6%、3%和12%。重系统，如GW 150914，来自贫金属祖细胞（<0.15 Zsun）。大多数在本地宇宙中合并的类GW 150914系统似乎是在高红移时形成的，具有很长的延迟时间。相比之下，类似GW 151226的系统在整个宇宙历史中形成并融合，来自具有广泛金属丰度的祖先。未来的探测将是至关重要的，以限制共同的信封，对出生踢，并对BHB质量功能。
2017-08-18 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
On The Road To More Realistic Galaxy Cluster Simulations: The Effects of Radiative Cooling and Thermal Feedback Prescriptions on the Observational Properties of Simulated Galaxy Clusters
对星系团进行的通量受限X射线巡天显示，星系团分为两种大致相等的类型：“冷核”星系团（CC）和非“冷核”星系团（NCC）。在以前的工作中，我们已经证明了使用宇宙学$N$体+欧拉流体动力学模拟，NCC往往是一致的早期主要合并事件，摧毁胚胎CC。在本文中，我们扩展了这些结果，并进行了一系列的simulationsusing不同的方法的气体冷却，能量和金属反馈的超新星，在那里我们试图产生一个人口的集群与现实的中央冷却时间，熵，和温度。我们发现，使用金属性相关的气体冷却是必不可少的，以防止早期过冷，并调整能量和金属反馈的量可以有显着的影响，可观察到的X射线量的气体。我们能够产生集群更现实的中央可观察到的数量比以前已经达到。然而，模拟的星系团和观测结果之间仍然存在显着差异，这表明需要一种不同的方法来模拟星系团中的星系。最后，我们期待一个有前途的亚网格方法模拟星系团的反馈，这可能有助于改善模拟和观测之间的差异。
2012-11-13 astro-ph.CO
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
Double-peaked Narrow-Line Signatures of Dual Supermassive Black Holes in Galaxy Merger Simulations
我们提出了一个新的物理处方，第一次尝试模型的窄线（NL）区域的活动星系核（AGN）的星系合并的流体动力学模拟。这个模型被用来确定双峰NL（dNL）活动星系核的起源合并星系和它们的连接到超大质量黑洞（SMBH）对，最近的观察，这样的对象的动机。我们发现由SMBH对的相对运动引起的dNL活动星系核是气体主合并的一个普遍但短暂的特征。dNL活动星系核通常出现在合并的后期，在SMBH螺旋上升的kpc尺度阶段或SMBH合并后不久。然而，即使在kpc尺度阶段，只有少数dNL活动星系核是由SMBH运动直接引起的，它们的寿命通常是几百万年。大多数双峰来自SMBH附近的气体运动学，尽管在SMBH合并之前，高达80%的所有dNL轮廓可能会受到SMBH运动的影响，通过改变峰比或速度偏移。dNL活动星系核的总寿命强烈地依赖于视角和合并星系的性质。此外，在一个典型的合并，至少10-40%的双峰所引起的SMBH运动有小的投影分离，0.1-1千秒差距，使恒星表面亮度的双峰不容易解决。弥散潮汐特征可以指示后期星系合并，尽管它们不能区分合并的SMBH对。我们发现，峰值速度分裂大于500 km·s^-1或具有可测量的总体速度偏移的dNL剖面通常与SMBH对有关。我们的研究结果支持的概念，选择dNL活动星系核是一个很有前途的方法，用于确定双SMBH候选人，但证明了高分辨率，多波长的后续观测的至关重要性，并使用多线的证据…
2012-12-03 astro-ph.CO
Composite star formation histories of early-type galaxies from minor mergers: prospects for WFC3
通过数值模拟研究了邻近早型星系的恒星形成历史。理想化的流体动力学N体模拟与恒星形成处方被用来研究一个巨大的星系（主机）和一个质量较小的螺旋星系（卫星）合并的年龄和合并的祖先的金属丰度合理的假设之间的轻微合并过程。我们发现，恒星形成率的演变是延长了几个动力学的时间，并显示出对应于近心点通道的卫星的峰值。新形成的恒星主要位于卫星残骸的中心部分，而初始盘的较老恒星则沉积在较大半径的壳状结构中。在卫星最后一次坠落后，残骸中心部分的恒星形成可以持续几个陀螺，这取决于恒星形成的效率。虽然新恒星的质量分数很小，但我们发现在V和H波段，半质量半径与半光半径不同。此外，使用哈勃空间望远镜（HST）上的宽视场相机3（WFC 3）的特征滤波器在J，H，NUV，Hb和V波段合成的2D图像显示，在最后一次俯冲期间和之后，特别是在NUV波段，可以清楚地观察到由富含气体的小合并引起的残余恒星形成。对于（z<0.023）处的相互作用系统，在中等数量的轨道上（~2个轨道对应于~3600秒的典型暴露时间）。这表明WFC 3有可能解决这些子结构，描述过去可能的合并事件，并为早期星系的形成提供线索。
2010-05-31 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
Formation of Dwarf Spheroidal Galaxies Via Mergers of Disky Dwarfs
我们进行无碰撞N体模拟，以调查是否旋转支持的矮星之间的二进制合并可以导致矮球状星系（dSphs）的形成。我们的模拟活动是基于一种混合的方法，结合宇宙学模拟和受控的数值实验。我们选择合并事件的本地组（LG）的约束本地UniversE（CLUES）模拟和记录的相互作用的矮星大小的晕的属性。这些信息随后被用于种子控制实验的矮星系之间的二进制遇到指数恒星盘嵌入宇宙学动机的暗物质晕。这些模拟旨在再现8个宇宙学合并事件，相互作用系统的初始质量在~（5-60）x 10^7 Mo之间，发生在LG历史的早期，超过10 Gyr。我们计算合并残余物的性质作为一个遥远的观察者会证明，至少有三个模拟的遭遇产生系统的运动学和结构特性类似于那些经典的dSphs在LG。跟踪历史的残余物在宇宙学模拟z=0，我们发现，两个类dSph-like对象保持孤立的距离大于800 kpc的银河系或M31。这些系统构成了遥远的dSphs鲸鱼座和杜鹃座的合理对应物，它们位于LG的郊区，远离主星系的潮汐影响。我们的结论是合并的旋转支持的矮星代表了一个可行的机制，在LG和类似的环境中形成的dSphs。
2011-09-08 astro-ph.CO
The Growth of Red Sequence Galaxies in a Cosmological Hydrodynamic Simulation
我们研究宇宙的红色序列的宇宙增长在宇宙流体动力学模拟，其中包括一个启发式的处方淬火恒星形成，产生一个现实的被动星系人口的今天。在这个处方中，由热气体主导的晕被持续加热，以防止它们的日冕为新恒星的形成提供燃料。热日冕主要形成于\sim 10^12 M \odot以上的晕中，因此恒星质量为\sim 10^10.5 M \odot的星系最先熄灭，并在z > 2时移动到红色序列上。红色序列中同时存在着大量缺乏新燃料的大晕中的低质量卫星星系，导致\sim 10 ^10 M \odot附近的被动星系数密度下降。即使在加入红色序列之后，星系的恒星质量仍在继续增长，主要是通过典型质量比为\sim 1：5的微小合并。对于最大质量的系统，合并质量比的分布所暗示的尺寸增长通常是\sim 2 \times，相应的质量增长，与观测结果一致。这个模型再现了局部宇宙中的质量密度和颜色密度趋势，基本上没有演化到z = 1，暗示这样的关系可能被z \sim 2冲掉。模拟星系在高质量或高局部超密度时越来越有可能是红色的。在我们的模型中，周围热气体的存在推动了质量和环境的趋势。
2012-08-20 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
Evolution along the sequence of S0 Hubble types induced by dry minor mergers. I - Global bulge-to-disk structural relations
最近的研究认为，星系合并不是S0演化的重要驱动力，因为合并不能保持这些星系中观测到的凸起和盘尺度长度之间的耦合，并且它们的比率与S0哈勃类型缺乏相关性。我们调查是否产生碰撞的中间和次要合并到S0星系的N-体模拟的残留物演变履行全球结构关系观察到这些星系的凸起和磁盘之间。不同的初始膨胀盘比的主要S0被认为是，以及不同的卫星密度，质量比，和轨道的遭遇。我们分析了最终形态的残留物的图像模拟典型的观测条件的S0调查。我们推导出凸起+磁盘分解的最后残留物比较其全球的凸起磁盘结构与观测。我们发现，所有的残余物目前未受干扰的S0形态根据专门调查的处方。干的中、小型合并引起显著的球核生长（S0c → S0b和S0b → S0a），但对球核和盘尺度长度的影响很小。因此，如果这两个组件之间的耦合在合并之前就存在，那么相遇不会破坏这种耦合。这一事实提供了一个简单的解释，缺乏相关性之间的比例的凸起和磁盘的规模长度和S 0哈勃类型的观测报告。这些模型证明，干燥的中间和次要合并可以诱导全球结构演化的序列中的S0哈勃类型与观测兼容，这意味着这些过程不应该被丢弃的演化场景中的S0的只是在这些星系的凸起和磁盘尺度长度之间观察到的强耦合的基础上（删节）。
2012-09-24 astro-ph.CO
Milky Way Globular Clusters: Nurseries for Dynamically-Formed Binary Black Holes
Sapienza, Università di Roma（罗马大学）；Tor Vergata, Università di Roma（罗马托尔维加塔大学）；INAF/Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；INFN, Sezione di Roma I（意大利国家核物理研究所罗马第一分部）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）
研究提出自洽框架，结合银河系形成模型与球状星团人口合成代码，揭示动态形成双黑洞的起源与演化，发现约30%球状星团可能源自卫星星系，并展示高红移下双黑洞并合率增加。
2026-03-30 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Quenching Massive Galaxies with On-the-fly Feedback in Cosmological Hydrodynamic Simulations
今天的大质量星系通常不会形成恒星，尽管它们被热气体晕包围，中心冷却时间很短。这可能是由于某种形式的"淬火反馈"，如合并驱动的类星体活动或从中央黑洞出现的无线电喷流。在这里，我们实现这些现象的启发式处方内宇宙流体动力学模拟飞行。我们通过比较观测到的光度函数和颜色星等图SDSS来约束它们。我们发现，从合并淬火单独不会产生一个现实的红色序列，因为1 - 2 Gyr合并后的残留物吸积新的燃料和恒星形成重新点燃。相反，淬火通过不断添加热能热气体晕定量匹配的红色星系光度函数，并产生一个合理的红色序列。小的差异仍然存在-一个浅的红色序列斜率表明，我们的模型低估了金属的生产或保留在大规模的红色星系，而赤字的大规模的蓝色星系可能反映了这样一个事实，即观察到的加热是间歇性的，而不是连续的。总的来说，向热晕气体注入能量似乎是广泛产生红色和死亡的大质量星系的必要和充分条件。
2011-08-17 astro-ph.CO
The Impact of Mergers on the Survival and Abundance of Disk-Dominated Galaxies
我们研究了LCDM宇宙中盘控星系的形成。它们的存在被认为是对LCDM宇宙学的一个挑战，因为星系合并使恒星盘各向同性，并触发气体盘中的角动量输运，从而促进中心恒星球状体的形成。在这里，我们假设，从气体丰富的磁盘恒星球状体的形成是由两个参数，星系合并的特点，合并暗物质晕的质量比，和维里速度较大的合并晕控制。我们利用合并的历史产生的宇宙学密度场的实现来计算的暗物质晕，避免了球体形成的分数，并比较派生的统计数据与球体的占领分数在调查附近的星系。例如，我们发现，如果导致中心球状体形成的合并是质量比M2/M1 > 0.3和维里速度Vvir，1 > 55 km/s的合并，那么盘主导星系在LCDM中的存活率就足以解释宇宙中观察到的盘主导星系的分数表示。我们讨论了这一标准的物理起源，并表明，磁盘占主导地位的部分对星系质量的依赖提供了合并假说的进一步检验。[For更多详情，见Koda等人（2009年）。]
2009-02-10 astro-ph.CO
The coordinated key role of wet, mixed, and dry major mergers in the buildup of massive early-type galaxies at z<~1
分层模型预测，大质量早型星系（mETG）来自宇宙中发生的最大质量和最激烈的合并序列。然而，最近的一些观察结果质疑湿，混合和干的主要合并在组装的mETG的作用。我们已经开发了一个半分析模型来测试mETG的主要合并起源假设的可行性，只是占星系演化的主要合并严格的观测报告的影响。该模型证明，仅考虑湿主合并/混合主合并/干主合并的协同效应，重现自z~1以来观测到的mETG数密度演化是可行的。它还可以调和由分层模型和mETG的大规模缩小数据得出的不同组装红移，只是考虑到在某个红移处观察到的mETG不一定是从那时起就存在的。该模型预测，湿的主要合并控制了mETG的积累，因为z~1，虽然干和混合合并也发挥了重要作用，这一组装的大部分发生在0.7<z<1，几乎冻结在z<~0.7，因为从那时起，每个现有的mETG发生的主要合并的数量可以忽略不计。该模型表明，主要的合并是观测到的质量从蓝色星系云的大质量端迁移到红色序列的最后~8 Gyr的主要驱动力。
2010-11-15 astro-ph.CO
Gravitational Wave Signal from Assembling the Lightest Supermassive Black Holes
我们计算的引力波信号从1000万太阳质量的超大质量黑洞（SMBH）的生长从第三族恒星的残余。这些低质量黑洞的组装特别重要，因为在这个质量范围内观测SMBH是激光干涉仪空间天线（LISA）的主要科学目标之一，这是NASA/ESA计划探测引力波的任务。我们使用高分辨率的宇宙学N体模拟来跟踪合并的主机暗物质晕的历史，并结合动力学摩擦，气体吸积和反馈的半解析方法模型的SMBHs的增长。我们发现，最常见的来源，在LISA带从我们的体积包括合并之间的中等质量的黑洞和SMBHs在红移小于2。这种类型的高质量比合并在引力波界还没有得到广泛的考虑;这种信号的检测和表征可能需要一种不同于SMBH合并或极端质量比吸入的技术。我们发现，这个新的LISA源的事件率依赖于气体吸积到黑洞的处方，以及在星系尺度上的动力学的精确模型;我们最好的估计是，在SMBH组装期间，在类似于本地群的体积内出现大约40个信噪比大于30的源--根据宇宙的体积推算，10年内大约观测到500个事件，尽管这一速率的准确性受到宇宙变化的影响。
2010-02-17 astro-ph.CO
Black hole evolution: III. Statistical properties of mass growth and spin evolution using large-scale hydrodynamical cosmological simulations
星系中心的超大质量黑洞（BH）可以通过气体吸积和合并迅速改变质量和自旋。使用流体动力学宇宙学模拟，BH增长和反馈的处方从活动星系核，我们研究了BH质量增长的演变是如何驱动的气体吸积和合并。使用半分析方法来演化自旋，我们还强调了负责驱动自旋的大小和方向作为宇宙时间的函数的机制。我们发现，在高红移宇宙星系保持大值的气体吸积到黑洞，因此是它们的质量和自旋演化的主要驱动力。在高红移下，冷气体的持续吸积倾向于使BH自旋与周围气体的角动量对齐，并使它们的大小最大化。相反，在低红移时，随着黑洞质量越来越大，星系的气体越来越少，双星合并对黑洞总质量增长的贡献也越来越大，特别是在高质量端，并且倾向于降低自旋的大小并改变它们的方向。
2014-02-25 astro-ph.CO
On the buildup of massive early-type galaxies at z<~1. II- The coordinated key role of wet, mixed, and dry major mergers
分层模型预测，今天的大质量早型星系（mETG）已经完成了他们的组装在一个相当晚的宇宙时代（z~0.5），直接冲突与星系质量缩小。在Eliche-Moral等人（2010）中，我们提出了一个半分析模型，该模型预测从z~1到现在，mETG的数量密度将增加约2.5倍，这只是解释了观测严格报告的主要合并的影响。在这里，我们描述了相对的，协调的作用，湿，混合，和干的主要合并在推动这一大会。根据观测结果，模式预测：1）自z~1以来，湿主合并控制了mETG的形成，尽管干合并和混合合并也对mETG的形成有重要贡献：2）mETG的形成主要发生在0.7<z<1的~1.4 Gyr时间段内，在z<~0.7时几乎冻结; 3）这种冻伤可以解释为自z~0.7以来观测到的主要合并分数的减少，这意味着主要合并（特别是干事件）在最后~6.3 Gyr期间对mETG组装的贡献可以忽略不计;（4）主要的并合是使z~1以来红序的尾端恒星质量加倍的原因。最引人注目的模型预测是，在z~1处存在的mETG中，至少~87%不是当今mETG的被动演化的高z对应物，而是它们的贫气体祖先。这意味着<~5%的当前mETG自z~1以来已经真正到位。该模型推导出与分层模型（z~0.5）一致的当今mETG最终组装的红移，同时再现了在z<~1时观察到的mETG的积累。（节录）
2010-03-02 astro-ph.CO
