Galaxy Mass Assembly with VLT & HST and lessons for E-ELT/MOSAIC
遥远的磁盘和合并的部分仍然存在争议，而3D光谱学正在彻底改变该领域。然而，其有限的空间分辨率要求一个互补的HST图像和一个强大的分析程序。当应用于观测z=0.4-0.8的Istanian星系时，它揭示了60亿年前一半的螺旋祖先处于合并阶段。基于形态学和运动学的分类方法之间的良好对应关系明确地探索了Hammer等人（2005）提出的盘星系的暴力起源。对附近星系外围的研究揭示了这种古老合并事件的化石印记，以组织良好的恒星流的形式存在。也许我们的邻居M31是古代合并的最佳例证，2010年的模型预测了Ibata等人发现的巨大卫星平面。在ELT时代之前还有很多发现要做，这将为从最早的时代到现在的星系的详细和准确的3D光谱开辟一条道路。
2014-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mergers and interactions in SDSS type 2 quasars at z~0.3-0.4. SDSS J143027.66-005614.8: a case study
我们提供了一个汇编的58个发光SDSS 2型活动星系核在0.3<z<0.4的HST图像。其中42个是2型类星体，它们很好地代表了这个范围内所有光学选择的SDSS 2型类星体。我们发现，大多数的宿主星系是椭圆星系（30/42或71%）。这与射电强和射电静1型类星体的研究一致，表明它们的宿主星系一般都是椭圆星系。相当一部分的2型类星体（>25/42或>59%）显示出明显的形态扰动特征，在大多数情况下，这些特征与合并/相互作用过程有关。我们讨论这一点的背景下，2型类星体和强大的射电星系的相关工作。本文利用VLT、HST和SDSS的成像和光谱数据，详细研究了射电宁静2型类星体SDSS J143027.66-005614.8在z=0.32时的特殊情况。我们讨论的背景下，星系合并/相互作用的理论和观测研究的对象和它们的作用，在最明亮的活动星系的核和恒星形成活动的触发的全球属性。
2012-02-08 astro-ph.CO
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
A 1.75 kpc/h Separation Dual AGN at z=0.36 in the COSMOS Field
我们提出了强有力的证据，双活动星系核（AGN）在z=0.36星系COSMOS J100043.15+020637.2。宇宙哈勃太空望远镜（HST）对该星系的成像显示了一个潮汐尾，表明该星系最近经历了合并，以及星系中心附近的两个亮点源。这些来源的光度（来自HST图像）和它们的发射线通量比（来自Keck/DEIMOS狭缝光谱）都表明两者都是AGN，而不是恒星形成区或超新星。来自zCOSMOS、斯隆数字巡天、XMM-牛顿、甚大阵和斯皮策的观测强化了活动星系核活动的证据。利用HST成像，我们测量到两个活动星系核之间的投影空间偏移为1.75 +- 0.03 kpc/h，利用DEIMOS，我们测量到两个活动星系核之间的视线速度偏移为150 +- 40 km/s。综合起来，这些观测结果提供了大量证据，证明COSMOS J100043.15+020637.2是合并残余星系中的双重活动星系核。
2009-06-19 astro-ph.CO
The host galaxy of the z=2.4 radio-loud AGN MRC 0406-244 as seen by HST
我们提出了多色哈勃太空望远镜的强大的z=2.4射电星系MRC 0406-244的图像和模型的复杂形态与几个组成部分，包括一个主星系，一个点源，扩展星云和连续辐射。我们认为，这个射电星系的主要祖先是一个正常的，虽然大质量（M ~10^{11}太阳质量），恒星形成星系。主星系的光学星盘是平滑的，并且被一个Sérsic剖面很好地描述，这反对最近的一次大合并，但是也有一个点源分量，可能是一次小合并的残余。光盘的半光半径被限制在3.5至8.2kpc的范围内，这与同时代的恒星形成星系的大小相似。星云发射的双锥壳层和紫外亮连续体沿着射电喷流轴从宿主星系向外延伸，射电喷流轴也是宿主星系的短轴。这种连续辐射的来源还不确定，但它很可能是年轻恒星或来自活动星系核的尘埃散射光，而且恒星可能以每年200^{+1420}_{-110}太阳质量的速度从这种物质中形成。
2013-09-23 astro-ph.CO
The Tumultuous Formation of the Hubble Sequence at z > 1 Examined with HST/WFC3 Observations of the Hubble Ultra Deep Field
在本文中，我们检查了在哈勃超深场中的1 < z < 3的星系的恒星质量选择样本，利用WFC 3成像研究在这个时代的星系的静止框架光学形态分布。我们测量表观形态（圆盘，椭圆形，奇特）与物理性质，如定量结构和光谱类型。一个主要的结果是，表观形态与恒星星族没有很强的相关性，也与这个时期的星系结构没有很强的相关性，这表明哈勃类型在z > 1时的混沌形成历史。通过使用基于结构和光谱类型的盘状星系和椭圆星系的局部定义，我们发现在z > 2时没有真正的椭圆星系，在1.5 < z < 2时有3.2+/-2.3%。盘状星系的本星系对应物也处于类似的7- 10%水平，远低于较低红移时的75%。我们进一步比较了WFC 3图像与ACS成像的星系的静止帧UV视图，显示出ACS成像的星系出现奇特的往往包含一个“椭圆”状的形态在WFC 3。我们通过几个模拟表明，这一较大比例的椭圆状星系部分是由于航向PSF的WFC 3，和“椭圆”类很可能包括早期类型的磁盘。我们还利用CAS参数测量了我们样品的合并历史，发现红移随红移的增加而增加，对于M *> 10^{10} Msol的大质量星系，在z~2处的合并率峰值约为30%，与ACS和NICMOS的结果一致。我们将我们的结果与半解析模型的结果进行比较，发现我们的形态分解和预测之间存在相对较好的一致性。最后，我们认为，特殊的，椭圆和特殊的椭圆有类似的属性，这表明类似的形成模式…
2011-05-12 astro-ph.CO
HST and HSC Weak-lensing Study of the Equal-mass Dissociative Merger CIZA J0107.7+5408
本研究结合 HST、HSC 弱透镜与 MMT/Hectospec 数据分析 CIZA J0107.7+5408，证实其为质量近似相等的分离式并合系统，质量峰跟随星系而偏离 X 射线气体峰。
2022-11-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The Quasar / Galaxy Pair PKS 1327-206 / ESO 1327-2041: Absorption Associated with a Recent Galaxy Merger
我们目前的HST/WFPC 2宽带和地面的H α图像，H I 21厘米发射图，和附近的星系ESO 1327-2041，这是位于38弧秒（14千秒差距投影）以西的类星体PKS 1327-206的低分辨率光谱。我们的HST图像显示ESO 1327-2041具有复杂的光学形态，包括先前被归类为极环的延伸螺旋臂。我们的光谱显示，在这个臂位于类星体位置（约2千秒差距的投影）的5角秒的几个H II区域的H α发射，我们的地面H α图像揭示了在星系中心附近的倾斜盘中存在几个额外的H II区域。在PKS 1327 -206的H I 21-cm、光学和近紫外光谱中发现了与ESO 1327 -2041相关的吸收。我们发现两个吸收分量在cz = 5255和5510公里/秒的H I 21厘米的吸收光谱，这与以前发现的金属线组件的速度相匹配。我们将5510 km/s的吸收体归因于扩展螺旋臂中的盘气体，将5255 km/s的吸收体归因于已从ESO 1327-2041盘潮汐剥离的高速气体。这些非常接近的H I 21-cm吸收体的星系/吸收体关系的复杂性表明，高红移阻尼莱曼-α吸收体的标准观点在许多情况下过于简化。
2010-11-29 astro-ph.CO
The HST/ACS Coma Cluster Survey - VII. Structure and Assembly of Massive Galaxies in the Center of the Coma Cluster
我们使用HST财政部后发座巡天的高分辨率F814 W图像对69个大质量（M_star >= 10^9 M_sun）星系进行结构分解，从而限制了后发座星系团投影中心0.5 Mpc区域内星系的聚集历史。每个星系都有三个自由Sersic指数为n的Sersic分量。在排除了后发座0.5 Mpc投影中心的两个cD后，后发座0.5 Mpc投影中心的银河系恒星质量中有57%位于经典的凸起/椭圆星系中，而43%位于冷盘主导的结构中。后发座中的大部分恒星质量可能是通过主要的（也可能是次要的）合并而聚集起来的。Hubble类型的划分是基于分解，我们发现了一个很强的形态-密度关系，（E+ S 0）：螺旋的比例为（91.0%）：9.0%。与早期的工作相一致，与SDSS（数据发布2）捕获的低密度环境相比，Coma S 0/spirals中的外部磁盘的大小较小。在来自分层半解析模型的相似质量的集群中，没有一个集群可以同时匹配Coma集群的所有全局属性。该模型强烈高估了冷气体的质量和低估了恒星质量的平均分数锁定在热组件在很大范围内的星系质量。我们认为，这些与模型的分歧是由于缺少星系团物理学（例如，冲压压力剥离），以及某些膨胀组件模式（例如，块的合并）。总的来说，我们对后发座的研究强调了星系的演化不仅仅是恒星质量的函数，也是环境的函数。
2014-05-30 astro-ph.CO
A Panchromatic Survey of Post-starburst Mergers: searching for feedback
我们考虑的形态，恒星星族，结构和活动星系核活动的10 post-starburst（K+A）星系的HST观测，在光学，光谱能量分布从0.2到160 $μ$ m，X射线和无线电数据的全光谱覆盖。我们的研究结果表明，PSG现象与合并和相互作用有关，恒星的形成可能是在最终合并之前的近距离通过过程中触发的。我们进行了详细的定性分析所观察到的光分布，包括低表面亮度潮汐功能和颜色配置文件，在高分辨率多波段成像与HST。我们发现的证据表明，恒星形成集中，淬火发生从内到外，与反馈事件的发生一致。我们的大多数PSG都含有大质量的凸起，因此应该有超大质量黑洞。我们从光谱（线比）、光变、0.5- 7.0KeV的X射线辐射和20 cm的射电辐射四个方面寻找活动星系核的活动性：所有四条线的证据都表明，在爱丁顿光度的0.1%以上，活动星系核没有吸积。我们的结论是，合并可能是一个必要的，但不是一个充分的条件，活动星系核的活动，他们不太可能是重要的，在我们的对象。如果PSG是淬灭和演化到红色序列的良好测试案例，活动星系核的作用可能比预期的要小。
2014-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The insignificance of major mergers in driving star formation at z~2
我们研究了主合并驱动的恒星形成在早期宇宙中的意义，通过量化这一过程对z~2处80个大质量（M* > 10^10 MSun）星系的总恒星形成预算的贡献。利用静止帧V波段HST成像的视觉分类形态，我们发现55+/-14%的恒星形成预算由非相互作用的晚期类型承载，27+/-8%在主要合并中，18+/-6%在球状体中。考虑到一个经历大合并的系统在这个时期继续经历由其他过程驱动的恒星形成（例如冷吸积，小合并），~27%是这个时期大合并对恒星形成活动贡献的上限。主要合并中的平均比恒星形成率与非相互作用的晚期类型的平均比恒星形成率之比约为2.2：1，这表明主要合并导致的恒星形成的增强通常是适度的，并且在经历主要合并的系统中，只有不到一半的恒星形成与合并本身无关。考虑到这一点，我们估计，实际的主要合并贡献的恒星形成预算可能低至~ 15%。虽然我们的研究并不排除早期宇宙中主要合并占主导地位的时代，但如果主要合并对恒星形成的贡献没有强烈演变成更大的回顾时间，那么这个过程在推动恒星质量组装方面的作用相对微不足道。
2012-10-15 astro-ph.CO
Creation of cosmic structure in the complex galaxy cluster merger Abell 2744
本文详细介绍了Abell 2744（z = 0.308）的强透镜、弱透镜和X射线分析。Abell 2744是目前已知的最活跃的合并星系团之一。它似乎释放出了“黑暗”、“幽灵”、“子弹”和“剥离”的子结构，每个子结构的质量约为10^14太阳质量。现象是复杂的，将提出一个挑战，数值模拟再现。新的，多波段HST成像，我们确定了34强透镜图像的11个星系周围的大规模的南部“核心”。结合HST，VLT和斯巴鲁的弱透镜数据，我们制作了迄今为止该星团最详细的质量图。我们还对存档的钱德拉X射线成像进行了独立分析。我们的分析支持最近的说法，即南部核心和西北部的子结构是合并后，从一个角度来看，表现出类似于子弹星系团的形态。从南方核中X射线发射气体和透镜质量之间的分离，我们导出了暗物质粒子σ/m <~ 3 \pm 1 cm ^2 g^-1的自相互作用截面的一个新的独立约束。在西北亚结构中，气体、暗物质和星系成分之间的距离要大得多。最奇怪的是，“鬼”团（主要是气体）领先“暗”团（主要是暗物质）超过150千秒差距。我们提出了一个增强的“冲压压力弹弓”的情况下，可能会产生这样一个大的分离组件的这种逆转，但需要进一步确认的后续观测和数值模拟。第二次合并涉及北部的第二个“子弹”丛和西部的一个极端“剥离”丛。后者似乎展示了迄今为止在我们的天空中探测到的暗物质和X射线发射重子之间最大的分离。
2011-10-11 astro-ph.CO
HST Morphologies of z ~ 2 Dust-Obscured Galaxies II: Bump Sources
本文介绍了哈勃太空望远镜（HST）对22个z~2处具有极红R-[24]色的超亮红外星系（称为尘埃遮蔽星系，或DOG）的成像，这些星系的光谱能量分布（SED）在与恒星辐射相关的静止坐标系1.6 μ m处有一个局部极大值。这些来源，我们称之为“凸狗”，有400-4000 Msun/年的恒星形成率，并有来自中红外光谱的红移，显示出强烈的多环芳烃排放-一个迹象，积极进行恒星形成。使用统一的形态学分析，我们寻找碰撞DOG，幂律DOG（斯皮策选择的ULIRGs与中红外SED为主的幂律和光谱特征，更典型的模糊的活动星系核比星爆），亚毫米选择的星系（SMG），和其他较少的红ULIRGs从斯皮策河外第一次看调查（XFLS）之间的可量化的差异。碰撞DOG大于幂律DOG（中值Petrosian半径为8.4 +/- 2.7 kpc对5.5 +/- 2.3 kpc），并表现出更弥散和不规则的形态（中值M_20为-1.08 +/- 0.05对-1.48 +/- 0.05）。这些趋势在性质上与主要合并模拟的预期一致，其中合并系统在恒星形成率峰值期间从M_20 = -1.0演化到M_20 =-1.7。不太模糊的ULIRG（即，非DOG）倾向于具有更规则的、中心峰值的、单对象形态，而不是扩散的和不规则的形态。这种形态上的区别可能意味着，在恒星形成速率高峰期结束时，不那么模糊的ULIRGs会对合并进行采样。或者，它可…
2011-03-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Deep slitless infrared spectroscopic surveys with HST/WFC3
HST通常被认为是一个光学红外成像或紫外光谱观测站。然而，WFC 3-IR的出现使得在对星系演化研究具有重要意义的区域（~0.15 deg^2）进行无狭缝红外光谱测量成为可能。由于减少了背景，因此从太空进行无缝红外光谱分析是唯一可能的。WFC 3-IR的红移巡天提供了从线特征探测z=1-3的星系群的天体物理学，以及星系的真实红移和空间分布，这是光测巡天无法做到的。虽然HST无狭缝光谱仪的光谱分辨率较低，但其高多路复用的优势使其与未来的地面红外光谱仪竞争，其通量校准稳定，其高空间分辨率允许测量发射线的空间范围，目前只有HST可以测量大量物体。在数百弧分范围内进行更深的无狭缝红外光谱巡天（例如一个或多个GOODS视场）是利用哈勃望远镜进行大星系演化研究的剩余利基之一，它将产生数千个光谱确认的星系样本，这些星系的位置在1<z<3到H=25及更高，这对广大的研究者群体来说是非常有兴趣的。最后，尽管JWST多点光谱仪在分辨率和灵敏度上将超过HST，但我相信在JWST飞行之前手头有一个光谱样品是至关重要的。这在科学上适用，为我们想要用JWST回答的问题做好准备，在观测上，因为JWST的寿命是有限的，并且目标光谱学中的一个经典问题是设计调查和决定目标对象类别的周转时间。本白皮书公开发布，以激发对未来大型HST计划的公开讨论。
2012-09-06 astro-ph.CO
SLICE -- Combining Strong Lensing and X-ray in AC 114. Further Insights into the Merger Scenario
Aix Marseille Univ, CNRS, CNES, LAM（艾克斯-马赛大学）；Centre for Extragalactic Astronomy, Department of Physics, Durham University（杜伦大学）；Institute for Computational Cosmology, Department of Physics, Durham University（杜伦大学）；Department of Astronomy, University of Michigan（密歇根大学）；Department of Astronomy, University of Geneva（日内瓦大学）；STAR Institute（列日大学天体物理研究所）；Univ Lyon, Univ Lyon1, ENS de Lyon, CNRS, Centre de Recherche Astrophysique de Lyon UMR5574（里昂大学）；Department of Astronomy, University of Washington（华盛顿大学）；Astrophysics Research Centre, University of KwaZulu-Natal（夸祖鲁-纳塔尔大学）；School of Mathematics, Statistics & Computer Science, University of KwaZulu-Natal（夸祖鲁-纳塔尔大学）；Department of Astronomy and Astrophysics, University of Chicago（芝加哥大学）；Kavli Institute for Cosmological Physics, University of Chicago（芝加哥大学）；DIFA – Università di Bologna（博洛尼亚大学）；INAF - IASF Milano（意大利国家天体物理研究所米兰天文台）；INAF – Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚空间天体物理观测站）
利用JWST和存档数据研究AC114，结合强引力透镜和X射线分析，揭示其合并情景，发现AC114b可能剥离热气体。
2026-04-22 astro-ph.CO
Local reionizations histories with merger tree of HII regions
我们约束周围的祖先星系的再电离过程的初始阶段，如初始的HII区域的范围之前，其融合与紫外背景和其传播的持续时间。我们使用了一套再电离模拟不同的分辨率和电离源配方。由于HII区域的合并树，建立了HII区域属性的目录。我们绘制了当地的再电离历史作为时间的函数，并根据该地区的晕质量祖先的变化进行调查。然后，我们外推的晕质量内的区域从高z到z=0的z=0星系的再电离历史的预测。我们发现，HII区出现得越晚，在它看到全球紫外背景之前，它的相关寿命和体积就越小。HII区初始增长的持续时间和范围在很大程度上取决于内晕的质量，可以长达再电离时期的50%。我们发现，最大的质量是今天的晕，它出现的越早，其HII区的扩展和传播的持续时间越大。定量预测不同，取决于盒子的大小或源模型：小的模拟体积受HII区域和基于晕的源模型之间的邻近效应预测较小的区域和较慢的I-前膨胀比模型使用恒星粒子作为电离源。我们的研究结果表明，银河系型晕有一个最大的范围为1.1兆秒差距/小时的初始HII区，建立了自己在150-200 $\pm 20$万年。这与使用受约束的本地群模拟进行的预测一致。考虑到质量与本星系群（MW+M31）相当的晕，我们的结果表明，统计上它没有受到来自室女座星系团的外部锋的影响。
2014-06-23 astro-ph.CO
A multiwavelength view of the ISM in the merger remnant Fornax A galaxy
我们目前的合并残留星系NGC 1316的多波长图像的目的是研究的内容，灰尘和它的关联与其他阶段的ISM。颜色指数图以及该星系的消光图揭示了NGC 1316中错综复杂的尘埃形态，即，在内部以明显的巷道形式存在，而在约6- 7千秒差距处则明显呈沿东北方向延伸的弧形格局。除此之外，这个星系中还有其他几个尘埃团和结。尘埃排放映射使用\textit{Spitzer}数据在8 $μ$ m表明，更复杂的形态结构的尘埃在NGC 1316。在光学到近红外波段上得到的消光曲线与标准的银河系曲线非常接近，表明尘埃颗粒具有类似的性质。根据消光系数估算的NGC 1316的尘埃含量为$\sim$ 2.13 $\times\, 10^5$ \Msun。与使用IRAS通量密度$\sim$ 5.17 $\times\, 10^6$ \Msun 1以及来自MIPS $\sim$ 3.2 $\times\, 10^7$ \Msun的24 $μ$ m、70 $μ$ m和160 $μ$ m处的通量密度估计的通量密度相比，这是下限。高分辨率的\textit{Chandra}观测这个合并残留系统提供了一个前所未有的看法，复杂的性质，热气体分布在NGC 1316密切匹配的形态电离气体，并在一定程度上与尘埃。在NGC 1316的光学D $_{25}$范围内的分辨源的X射线颜色-颜色图使我们能够将它们分成不同的类。
2013-03-20 astro-ph.CO
Less than 10 percent of star formation in z=0.6 massive galaxies is triggered by major interactions
观测和模拟都表明，富含气体的星系之间的主要潮汐相互作用或合并可能导致恒星形成的强烈爆发。然而，恒星形成率（SFR）在主要合并的平均增强和这些事件对宇宙SFR的贡献没有得到很好的估计。在这里，我们使用光度红移，恒星质量和紫外SFR从COMBO-17，24微米SFR从斯皮策和形态从两个深HST宇宙学调查领域（ECDFS/GEMS和A901/STAGES）研究SFR的增强作为一个功能的投影星系分离。我们应用两点投影关联函数技术，我们用形态学上选择的非常接近的对（分离<2 arcsec）和来自HST成像的合并残余来增强该技术。我们的分析证实，最强烈的恒星形成系统确实在相互作用或合并。然而，对于质量（M* > 10^10 Msun）的恒星形成星系，在0.4<z<0.8时，我们发现经历主要相互作用（质量比<1：4，分离< 40 kpc）的星系的SFR仅比非相互作用星系的SFR高1.80 +/- 0.30倍，当平均到所有相互作用和相互作用的所有阶段时，与其他观测工作非常一致。我们证明，这些结果意味着在0.4 < z < 0.8时，小于10%的恒星形成是由主要的合并和相互作用直接触发的;由于z=1，这些事件不是恒星质量积累的重要因素。
2009-07-21 astro-ph.CO
Mapping galaxy encounters in numerical simulations: The spatial extent of induced star formation
我们采用了一套75个模拟的星系在理想化的主要合并（恒星质量比~2.5：1），具有广泛的轨道参数，调查相互作用引起的恒星形成的空间范围。虽然总的恒星形成星系遇到一般是相对孤立的星系升高，我们发现，这种海拔是一个强烈的增强在中央kpc和适度抑制活动在大的银河系中心半径的组合。恒星形成增强的径向依赖性在质量较小的星系中比在主星系中更强，并且在更紧密对齐的盘自旋方向的合并中也更明显。相反，这些趋势几乎完全与遭遇的碰撞参量和轨道偏心率无关。我们的预测触发恒星形成的径向依赖性，特别是抑制恒星形成超过千帕尺度，将测试与下一代的积分场光谱调查。
2015-01-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The nuclear PAH emission of merger system NGC 1614: rings within rings
在研究富气体星系合并演化过程中，了解核恒星形成与核活动之间的相互作用是非常重要的。我们在这里提出了新的空间分辨L-波段积分场单位观测的内部kpc的明亮的红外星系NGC 1614。一个宽环的3.3 μ m的PAH发射被发现在一个距离约200 pc的核心。这个环与先前建立的一个由Pa_alpha和射电连续谱观测发现的恒星形成环重叠，但峰值在它之外，特别是如果使用PAH等效宽度确定的话。使用PAH发射和电离气体发射的特性，我们认为NGC 1614具有向外传播的恒星形成环，其中PAH发射的等效宽度定位于当前恒星形成的区域，该区域只是扩展到核外的分子气体中。核心本身显示了一个高度发光的，稍微分辨（在~80 pc）的L波段连续光源。我们没有发现活动星系核活动的证据，并排除了一个模糊的活动星系核使用L-波段诊断的存在。此外，我们发现可能的同伴星系档案HST/ACS成像。该系统的恒星形成和动力学特征与其第二次通过后的一次相对较大的合并一致。一个突出的问题是，像这样一个富含气体的高级合并，具有强烈的LIRG水平的核恒星爆发和主要合并的潮汐特征，还没有发展出一个活跃的核。
2011-11-11 astro-ph.CO
Growth of brightest cluster galaxies via mergers since z = 1
星系团内部的等级组装与Brilliant Cluster Galvanism（BCGs）的演化直接相关，BCGs主导着丰富星系团中心的恒星光。本文利用HST成像数据研究了红移范围0.8 < z < 1.4的14个X射线选择星系团中BCGs的合并数。我们发现，在我们的样本中，星系团之间的BCGs的伴星系数量存在显着差异，这表明在相似质量的星系团中，BCGs可以有非常不同的合并历史。在BCGs周围50 kpc的半径范围内，我们发现平均有6.45个\pm 1.15质量比（伴星：BCG）在1：1和1：20之间的伴星星系。坠落的伴星在大合并（1：1 - 1：2）和小合并（1：3 - 1：20）之间显示出50/50的分裂。当与使用较低红移星系团的类似工作相比时，这些结果表明，在过去，主要和次要合并都更常见。由于合并到BCG的动力学时间尺度是相对较短的回望时间到z ~ 1相比，我们的结果表明，BCG恒星质量可能会增加多达1.8倍，因为z = 1。然而，如果从附近同伴剥离的物质最终在漫射的团内光中，BCGs的生长速率将大大降低。
2013-07-05 astro-ph.CO
Newborn spheroids at high redshift: when and how did the dominant, old stars in today's massive galaxies form?
我们研究了大约330个大质量（M* > 10^9.5 MSun）的新生球状星系（SG）在恒星形成高峰时期（1<z<3），以探索SG的高红移起源，并深入了解主导今天宇宙的古老恒星星族是何时以及如何形成的。该样本来自HST/WFC 3早期释放科学计划，该计划提供了超过三分之一的GOODS-South领域的深度10过滤器（0.2 - 1.7微米）HST成像。我们发现，形成SG的恒星形成事件可能在红移范围2<z<5（中值为z~3）内达到峰值，并且衰变时标短于~1.5 Gyr。星暴的时间尺度和年龄在10^9.5 < M* < 10^10.5 MSun的恒星质量范围内没有显示出任何趋势。然而，当M* > 10^10.5 MSun时，时间尺度显示出向较低值（<0.3 Gyr）的分散性增加，并且在这种质量状态下，年龄趋势变得明显：M* > 10^11.5 MSun的SG比M* < 10^10.5 MSun的SG老约2 Gyr。然而，没有观察到一个平滑的缩小星系质量的趋势，大的星爆年龄的分散表明，SG不是一个特别的同时代人口。大约一半的蓝色SG似乎没有通过主要的合并来驱动它们的恒星形成，而那些经历了最近的主要合并的恒星形成率只有适度的提高（约40%）。我们的经验研究表明，除了主要合并（例如，由冷流和/或次要合并驱动的剧烈磁盘不稳定性）之外，其他过程可能在构建SG中发挥主导作用，并创造了主导当今宇宙的…
2012-09-27 astro-ph.CO
Shedding light on the nature of ESO 243-49 HLX-1
点状X射线源HLX-1靠近S 0星系ESO 243-49，是最强的中等质量黑洞候选者之一。我们讨论的假设，ESO 243-49正在经历一个小的合并与气体丰富的盘星系。我们认为HLX-1的对应物与次级星系的核相吻合。我们重新分析现有的光度HST数据，我们比较它们与N体/光滑粒子流体动力学模拟的结果。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对应物的表面亮度剖面一致，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。
2013-02-09 astro-ph.CO astro-ph.HE
A Precise Distance to the Host Galaxy of the Binary Neutron Star Merger GW170817 Using Surface Brightness Fluctuations
对双中子星（BNS）合并GW 170817的引力波和电磁辐射的联合探测为广泛的物理过程提供了前所未有的见解：通过$r$过程合成重元素;相对论喷出物的产生;中子星的状态方程和合并残余物的性质;二元合并时间尺度;以及通过“标准塞壬”技术测量哈勃常数。详细地说，所有这些结果都取决于到合并事件的宿主星系NGC 4993的距离。本文利用哈勃空间望远镜（HST）宽视场相机3红外通道的F110 W和F160 W通带测量了NGC 4993的表面亮度起伏（SBF）距离。对于优选的F110 W通带，我们推导出距离模数为$m{-}M=33.05\pm0.08\pm0.10$ mag或线性距离$d=40.7\pm1.4\pm1.9$ Mpc（分别为随机误差和系统误差）;从F160 W数据中获得了几乎相同的结果。这是迄今为止与NGC 4993的最精确距离。结合我们的距离测量与修正的衰退速度的NGC 4993意味着一个哈勃常数$H_0=71.9\pm 7.1~km~s^{-1}~Mpc^{-1}$。比较我们的结果的GW推断值的$H_0$表明一个双轨道倾角$i\,{\gtrsim}\,137~°$。SBF技术可应用于BNS合并到HST的${\sim\,}100$ Mpc的早期类型宿主星系，并且可能远至詹姆斯·韦伯太空望远镜的${\sim\,}300$ Mpc，从而有助于打破GW信号固有的距离倾斜简并性在许多未来…
2018-02-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chandra and JVLA observations of HST Frontier Fields cluster MACS J0717.5+3745
为了研究并合星系团中热成分和非热成分之间的关系，我们对HST前沿场星系团MACS J0717.5+3745进行了深JVLA和Chandra观测。钱德拉的图像显示了一个复杂的合并事件，至少有四个组成部分属于不同的合并子集群。在星系团的西北方，距离中心$\sim 0.7$ Mpc，有一个冲压压力剥离的核心，它似乎是从一个星系丝的方向进入ICM到东南方向之后穿过了星系团的致密部分。我们检测到一个密度不连续NNE的核心，我们推测这是与冷锋。我们的射电图像揭示了这个星团中复杂的射电遗迹和射电晕的新细节。此外，我们还发现了几个新的100-300千秒差距的射电源。其中一些星系似乎与主射电遗迹相连，而另一些星系则嵌入射电晕内或投射到射电晕上。一个窄角尾射电星系（NAT）是星系团的成员，位于射电遗迹的中心。这个活动星系核陡峭的频谱拖尾导致了大射电遗迹，在那里射电频谱再次重叠。NAT射电星系和遗迹之间的这种形态学联系为化石电子的再加速（复兴）提供了证据。钱德拉在遗迹附近探测到的热$\gtrsim 20$ keV ICM气体的存在为这种再加速场景提供了额外的支持。
2017-01-15 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Resolved Star Formation on Sub-galactic Scales in a Merger at z=1.7
我们提出了一个详细的分析哈勃太空望远镜（HST），宽视场相机3（WFC 3）G141棱镜光谱的高度放大透镜星暴星系RCSGA 032727-132609在z=1.704的7个恒星形成区域。我们通过观察到的H $γ$ /H $β$发射线比率测量RCS 0327中消光的空间变化，发现$\mathrm{E(B-V)_{gas}}=0.40\pm0.07$的恒定平均消光。我们推断，恒星的形成是增强作为一个正在进行的相互作用的结果，与测量的恒星形成率来自缩小，修正的H $β$线通量的个别恒星形成团块下降>1-2德克斯以上的恒星形成序列。当将HST/WFC 3 [OIII] $λ$ 5007/H $β$发射线比率测量与来自Wuyts等人的[NII]/H $α$线比率组合时，（2014），我们发现大多数单个恒星形成区域都沿着当地的“正常”丰度序列。利用首次在遥远星系中探测到的He I $λ$ 5876和He II $λ$ 4686复合线，我们对RCS 0327恒星形成区的双星含量进行了探测。大多数恒星形成区的He I $λ$ 5876与H $β$的比值与饱和最大值一致，这只有在它们仍然包含热O星的情况下才有可能。两个区域的比率较低，这意味着它们最后一次爆发的新恒星形成在大约500万年前结束。He I $λ$ 5876和He II $λ$ 4686与H $β$的谱线比一起提供了间接证据，证明在这种…
2014-06-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The H$α$ luminosity and stellar mass dependent clustering of star-forming galaxies at $0.7 < z < 1.5$ with 3D-HST
我们目前的测量星系的集群幅度对它们的恒星形成率（SFR）和恒星质量（$M_*$）在$0.7 < z < 1.5$的依赖性，以评估在何种程度上环境影响这些属性。虽然这些关系在局域宇宙中已经被很好地确定了，但在更早的时候，人们对它们的了解要少得多。对于这种分析，我们利用近红外HST WFC3棱镜光谱数据在五个CANDELS领域获得的3D-HST调查的一部分。我们用$\sim$ 6,000个具有精确红移的星系、$M_*$和H $α$光度进行了投影2点相关函数测量。我们发现，H $α$光度，从而SFR的聚类幅度的强烈依赖。然而，在固定的$M_*$，在很大程度上消除了对H $α$光度的聚类依赖性。我们使用条件光度函数模型和新发展的条件恒星质量和H $α$光度分布模型在Halo Occupation Distribution框架内模拟这些星系的成团。这些结果表明，具有较高SFR的星系倾向于生活在较高质量的晕中，但这在很大程度上是由SFR和$M_*$之间的关系驱动的。最后，我们表明，小的剩余相关性之间的集群振幅和H $α$光度固定$M_*$很可能是由扩大的SFR-$M_*$的卫星星系的关系。
2022-07-06 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
A first measurement of galaxy merger rate increasing in dynamically colder protoclusters at cosmic noon
该研究通过分析10个红移z~2-3的原星系团样本，发现动力学较冷的原星系团中星系并合率更高，为原星系团组装阶段的星系形态演化宇宙学模型提供了观测约束。
2024-12-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy evolution in a complex environment: a multi-wavelength study of HCG 7
[摘要]星系被发现的环境严重影响着它们的演化。像星系团的核心或紧凑的群体这样的紧密群体，其演化方式远比孤立的同类更为戏剧性。我们对HCG 7进行了多波长研究，它由四个巨大的星系组成：3个螺旋星系和1个透镜星系。我们使用哈勃太空望远镜（HST）成像来识别和表征年轻和年老的星团人口。我们发现年轻的大质量星团（YMC）主要在三个螺旋，而透镜状的特点是一个大的，单峰人口的球状星团（GC），但没有检测到的年龄小于~Gyr的集群。因此，~300个YMC和~150个GC的空间和近似年龄分布暗示了在哈勃时间内该组中有规律的恒星形成历史。虽然第一眼看上去HST数据显示星系未受干扰，但我们的深地面宽视场成像扩展了HST覆盖范围，揭示了组内介质中恒星物质的微弱特征。在HI或钱德拉X射线观测中，我们没有检测到组内介质，这些特征预计会从重大合并中产生。我们发现，HI气体含量的个别星系和集团作为一个整体是预期的丰度的三分之一。静止的外观受到光谱学的挑战，光谱学揭示了一个星系核中强烈的电离连续体，以及另一个星系核中的爆发后特征。我们的光谱调查矮星系成员产生一个矮椭圆在一个明显的潮汐功能。因此，我们提出了一个HCG 7的进化方案，即星系将其大部分可用气体转化为恒星，而不进行重大合并，并导致干合并。由于控制致密星系群的条件类似于中等红移的星系，我们认为星系群适合于研究z~1-2的星系演化。
2010-07-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
