FM 047-02: a collisional pair of galaxies with a ring
目标。我们调查的星系对FM 047-02，这已被提出作为一个原型的纸牌类型的奇特（碰撞）环星系的性质。方法.这项研究是基于长缝分光光度数据在3500-9500埃的范围内获得的双子座多目标
2013-10-25 astro-ph.CO
Effects on Galaxy Evolution: Pair Interactions versus Environment
在一个等级宇宙中，合并可能是一个重要的机制，不仅在增加星系的质量，而且在驱动星系的颜色和形态演化。我们使用了一个高分辨率（0.46 h^{-1} kpc）宇宙学模拟的大约1000个恒星质量大于10^9.6太阳质量的模拟星系的大样本（在多个红移下大约4800个观测值），以确定在什么情况下作为一对星系中的一员会影响z <= 0.2的星系性质。我们确定了引力束缚对，并找到了蓝-蓝、红-红和蓝-红对的相对比例，与观测结果一致（Lin et al. 2010）。对倾向于避免集群和空洞中心的极端环境。虽然成对的星系群可以包括两个都是蓝色的星系，两个都是红色的星系，或者每种颜色中的一个，但在这个领域中，成对星系都是红色的是很罕见的。我们发现，物理结合的对接近250 h^{-1} kpc往往有更高的sSFR比星系人口作为一个整体。然而，一个束缚星系的sSFR相对于一个可比的局部密度环境中的星系（由到第五近邻的距离决定，rho_5），根据局部密度而不同。在高rho_5的区域中，束缚人口有更高比例的恒星形成（蓝色）星系，而在低rho_5区域中，束缚和非束缚星系之间的差异很小。这种对恒星形成分数的影响可能是由与未结合星系相比，结合HI丰富星系的更高分数所驱动的，特别是在高局部密度下。似乎成对的星系对成对星系的恒星形成率有一个增量，但不是压倒性的影响，相比之下，星系整体在星系团中具有较低的sSFR（红色）…
2012-07-05 astro-ph.CO
Modelling the relative velocities of isolated pairs of galaxies
我们研究了z=0.5时模型孤立星系对的同向相对速度v12。为此，我们使用的预测从GALFORM半解析模型的星系形成和演化的基础上的Lambda冷暗物质宇宙学与WMAP 7的结果一致。在真实空间中，我们发现，如果宇宙是均匀的和各向同性的，孤立的星系对被预测与视线形成一个均匀分布的角度t。我们还发现，孤立的星系对分离的共动距离1和3兆秒差距/小时之间的预测有<v12>=0。对于处于这种状态的星系，预测角度t的分布从实空间到红移空间的变化很小，<sin^2 t>的变化小于5%。然而，定义共动制度的距离强烈依赖于所应用的隔离标准。
2013-09-30 astro-ph.CO
Paired galaxies with different activity levels and their supernovae
利用位于不同恒星形成和核活动水平星系对中的56颗超新星，研究了近邻星系对超新星及其宿主星系性质的影响。SN主机的统计研究表明，在我们的样本中的主机的形态之间没有显着差异，在斯隆数字巡天（SDSS）数据发布8（DR8）的SN主机的更大的一般样本。II型SNe与宿主细胞核的平均距离比Ibc型SNe大约2倍。SNe的分布和平均距离与以前用较大样本编制的结果一致。对于第一次，它表明，SNe Ibc位于对组件之间的径向速度的差异显着小于对包含SNe Ia和II。我们认为这是由于这些较近的星系系统的恒星形成率（SFR）较高。SN类型与主星系和邻星系成对的光度比无关。SNe相对于邻近星系的优先方向的取向被发现是各向同性的和独立的星系对的运动学性质。
2013-10-01 astro-ph.CO
Oscillating Asymmetric Dark Matter
本文研究了非对称暗物质背景下暗物质粒子-反粒子振荡的动力学。振荡的出现是由于小DM数违反马约拉纳型质量项，并可能导致重新耦合的湮灭后冻结和清洗的DM密度。我们利用非平衡场论从第一性原理导出了DM振荡和冻结的密度矩阵方程，我们的结果与以前的研究有质的不同。DM动力学表现出粒子对反粒子的“味道”效应，这取决于相互作用的类型，类似于介质中的中微子振荡。“味敏”DM相互作用包括通过新的矢量玻色子的散射或湮灭，而“味盲”相互作用包括通过新的标量玻色子的散射或s通道湮灭，或湮灭到玻色子对。特别是，我们发现，味道敏感的湮灭不重新耦合时，相干振荡开始，味盲散射不会导致退相干。
2012-02-13 astro-ph.CO hep-ph
Galaxy Pairs in the Sloan Digital Sky Survey - III: Evidence of Induced Star Formation from Optical Colours
我们已经从斯隆数字巡天数据发布7中收集了一个大的，高质量的星系颜色目录，并确定了21，347个星系对，跨越了一系列投影分离（r_p < 80 h_{70} ^{-1} kpc），相对速度（Δv <10，000 km/s，其中包括对质量控制至关重要的投影对）和恒星质量比（从1：10到10：1）。我们发现，在配对的星系的红色部分是高于控制样本匹配的恒星质量和红移，并证明这种差异可能是由于这样一个事实，即星系对居住在更高的密度环境比非配对星系。我们检测到明确的迹象，相互作用引起的恒星形成的蓝色星系内的配对，证明了极蓝色星系的比例较高，随着与控制星系的颜色配对之间的蓝向偏移。这些信号在近距离的双星对中最强（r_p < 30 h_{70} ^{-1} kpc和Δv < 200 km/s），在距离较远的双星对中减弱（r_p > 60 h_{70} ^{-1} kpc和Δv < 200 km/s），在近距离的投射双星对中消失（r_p < 30 h_{70} ^{-1} kpc和Δv > 3000 km/s）。这些影响在中心（纤维）颜色中也比在整体颜色中更强，并且主要在低密度到中等密度的环境中发现。相反，在红星系中没有看到这样的趋势，除了在小的分离处有一个小的红化，这可能是由于在拥挤的领域中测光的残余误差造成的。当解释与一个简单的模型诱导的星爆，这些结果是一致的情况下，近中心通道触发诱导恒星形成的…
2010-10-27 astro-ph.CO
Influence of major mergers on the radio emission of elliptical galaxies
我们研究了主要合并对椭圆星系射电辐射的影响。我们使用了一个完整的密近星系对样本，其中包括475个合并和1828个非合并的成对椭圆星系，它们是从Sloan数字巡天中选出的M_r<-21.5。此外，2000个孤立场星系的控制样本用于比较。我们用FIRST和NVSS的射电巡天对光学星系进行了交叉识别。我们发现，合并的成对星系的射电分数约为6%，这是略高于5%的非合并的成对星系，虽然这些值是一致的，由于有限的样本所造成的很大的不确定性。射电分数是孤立星系的两倍，不到3%。椭圆星系的射电辐射只受到主要合并的轻微影响，但主要取决于它们的光学光度。因此，合并对于触发椭圆星系的射电发射并不重要。
2012-04-28 astro-ph.CO
Environmental effects in the interaction and merging of galaxies in zCOSMOS survey
zCOSMOS明亮的10 k光谱样本揭示了在红移范围0.2 < z < 1内的紧密运动星系对分数的强烈环境依赖性。在最高密度四分位数中，近配对的比例是最低密度四分位数的三倍。这种对分数的环境变化将转化为合并分数，因为合并的时间尺度显示，千年模拟目录的基础上，在很大程度上是独立的环境。虽然紧密运动学对的星系特性（形态和恒星形成率）似乎不能代表潜在的星系种群，但它们可以通过考虑众所周知的环境效应和相互作用引起的变化来解释。后者导致成对的不规则星系增加了50- 75%，不规则-不规则星系对的数量不成比例地增加了4-8倍，这是由于大约15%的成对盘星系的扰动。相互作用的另一个迹象是观察到最近的恒星对的特定恒星形成率（因子2-4）增加。虽然对配对星系很重要，但由于相互作用而引发的恒星形成仅占我们体积有限的样本中综合恒星形成活动的5%左右。虽然大多数的紧密运动学对是在密集的环境中，相互作用的影响似乎是最强的密度较低的环境中。这可能会给兼并的观察性研究，特别是那些基于形态标准的研究带来严重的偏差。在成对星系中观察到的相对过量的后星暴星系（因子\sim 2）以及过量的活动星系核（因子超过2），与对分数的环境依赖性有关，这可能表明，在全球星系群中观察到的早期相互作用和合并是环境淬灭的可能候选者。
2012-06-18 astro-ph.CO
Local Benchmarks for the Evolution of Major-Merger Galaxies -- Spitzer Observations of a K-Band Selected Sample
我们提出了斯皮策观测的一个样本的密切的主要合并星系对（KPAIR样本）从2 MASS/SDSS-DR 3交叉匹配。目标是研究这些星系中的恒星形成活动，并为密切的主要合并的宇宙演化设定一个局部基准。斯皮策的KPAIR样本（27对，54个星系）包括了母样本中所有光谱学证实的S+S和S+E对，该母样本对于比K=12.5等亮的原色是完整的，预计分离度为5< s < 20 kpc/h，质量比<2.5。Spitzer数据由7个波段（3.6，4.5，5.8，8，24，70，160 um）的图像组成。与控制样本中的单个旋涡星系相比，只有S+S对中的旋涡星系显示出显著增强的比恒星形成率（sSFR=SFR/M），而S+E对中的旋涡星系则没有。此外，在S+S对中的旋涡星系的SFR增强是高度依赖于质量。只有那些有$\rm M \gsim 10^{10.5} M_\sun$的患者显示显著增强。S+S对中的相对低质量（$\rm M \sim 10^{10} M_\sun$）螺旋与对照样品中的对应物相比具有大致相同的SFR/M。有证据表明，在大质量S+S主合并对中，组成星系的全球恒星形成活动（但不是核活动）之间存在相关性（“霍姆伯格效应”）。SEP<1和SEP <1的螺旋线之间的SFR/M值无显著性差异。KPAIR星系对宇宙SFR密度的贡献仅为1.7%。
2010-02-18 astro-ph.CO
The role of major mergers in shaping galaxies at 2<z<4 in the VUDS and VVDS surveys
星系的质量聚集可以通过不同的物理过程进行。在这里，我们报告的光谱识别的密切的物理对星系的红移2 <z < 4和讨论的影响，主要合并在塑造星系在这些早期宇宙学的时间。我们的目标是确定和表征密切的物理对星系注定要合并，并利用它们的属性来推断合并过程的早期星系大规模组装的贡献。我们利用VIMOS VLT深度巡天（VVDS）和VIMOS超深度巡天（VUDS）的早期数据，寻找横向间距r_p < 25 h^{-1} kpc和速度差Δ v < 500 km s^{-1}的星系对，这些数据包括1111个星系的样本，在COSMOS，ECDFS，和VVDS-02 h字段。我们分析了它们的光谱和相关的可见光和近红外测光，以评估合并星系的主要性质，这些星系的平均恒星质量M_{star} =2.3 x 10^{10} M_{sun}在这些红移。利用在我们的样本中发现的12个物理对，我们得到了在这些径向位移处合并分数的初步估计，fmerg ~（15-20）%。星系对的分离表明，这些星系对平均会在1 Gyr内合并，当宇宙恒星形成在z~1-2达到峰值时，每个星系都会产生一个更大的星系。从星系对中星系的平均质量比来看，合并后星系的恒星质量将比合并前最大的星系大60%。我们的结论是，星系对的主要合并是在2<z<4处进行的，并且在这个早期时期对星系的主要组装阶段做出了重要贡献。
2013-03-18 astro-ph.CO
A scaling relation between merger rate of galaxies and their close pair count
研究了如何利用观测到的密近对计数来测量星系合并率。使用高分辨率的N体/SPH宇宙学模拟，我们发现一个准确的星系对计数和合并率之间的比例关系下降到恒星质量比约1：30。这个关系明确地解释了对红移（或时间）、对分离和对中两个星系的质量的依赖。有了这个关系，就可以很容易地得到一对紧密星系的平均合并时标。使用维里质量而不是恒星质量的动机是，动力学摩擦时间尺度主要由围绕中心星系和卫星星系的暗物质决定。这一事实也可以最大限度地减少模拟中恒星形成模型的不确定性所引起的误差。由于维里质量可以从维里质量和观测中恒星质量之间的关系中读取，因此我们的标度关系可以很容易地应用于观测，以获得合并速率和合并时间标度。对于恒星质量大于4*10^10 M_sun/h、z=0.1的星系的主要合并对（1：1-1：4），在20 kpc/h的投影距离内，恒星质量比为1：1的星系对合并所需的时间约为0.31 Gyr，而恒星质量比为1：4的合并所需的时间高达1.6 Gyr。我们的研究结果表明，一个单一的时间尺度通常在文献中使用的是不准确的描述合并与恒星质量比跨越即使是一个狭窄的范围从1：1到1：4。
2014-05-23 astro-ph.CO
Triggered Star Formation in Galaxy Pairs at z=0.08-0.38
我们测量了红移z=0.08-0.38的潮汐触发恒星形成的强度、频率和时间尺度，这些星系对是从对9，825个R<20.3的史密森Hectospec Lensing Survey（SHELS）星系的星等限制红移巡天中抽取的光谱完整样本。为了检验潮汐触发的证据，我们确定了一个体积有限的主要样本（|ΔM_R| <1.75，对应于质量比>1/5），在红移z=0.08-0.31范围内，$M_R < -20.8。光谱测量的规模和完整性使我们能够专注于低局部密度的区域。分光光度校准使得能够使用4000 Ang的折点（D_n4000）、Hα特定的恒星形成率（SSFR_{Hα}）和星族模型来表征星系。我们表明，D_n4000是一个有用的人口分类工具，它密切跟踪识别发射线星系。在低局部密度与低D_n4000的区域中的主要对星系的样本展示了在以前的研究中探索的成对投影分离和一组恒星形成指标之间的预期反相关性。我们通过比较低局部密度区域体积有限样本中的SSFR_{Hα}来测量触发恒星形成的频率：32 +/-7%的主要对星系具有SSFR_{Hα}，至少是未配对场星系中位数速率的两倍。对场星系和非场星系的恒星星族模型的比较表明，触发恒星形成的时间尺度约为3 - 4亿年。
2010-02-02 astro-ph.CO
Close pairs of galaxies with different activity levels
选取了180个dV < 800 km/s、Dp < 60 kpc的Markarian（MRK）星系对，研究了星系积分参数、恒星形成（SF）和活动星系核（AGN）性质与星系对运动学、结构和大尺度环境的关系。投影径向间距Dp和扰动能级P是比dV更好的相互作用强度度量。后者与大尺度环境的密度和星系的形态有关。一对星系中的两个星系具有相同的性质，唯一的区别是MRK星系通常比它们的邻居更右。具有较小Dp或dV的星系对的比恒星形成率（SSFR）比具有较大Dp或dV的星系对的SSFR平均高0.5dex。具有相同和较晚形态类型的邻居的接近增加SSFR，而较早类型的邻居不增加SSFR。主要的相互作用/合并触发SF和AGN更有效地比小的。活动星系核的比例较高，在更多的扰动对和对较小的Dp。活动星系核通常处于比恒星形成星系和被动星系更强的相互作用系统中。两对原子核之间的SSFR和光谱性质存在相关性。
2014-08-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
From QFT to Boltzmann: Freeze-in in the presence of oscillating condensates
本文研究了存在振荡凝聚体时标量暗物质的 freeze-in 机制，通过非平衡量子场论将非局部运动方程进行马尔可夫化，简化为一对耦合的 Boltzmann 方程，并显式推导了碰撞算符。
2024-06-03 astro-ph.CO hep-ph hep-th
Star Formation and AGN Activity in Interacting Galaxies: A Near-UV Perspective
我们研究邻近星系的密切对研究的关键因素，影响恒星形成和活动星系核活动在星系相互作用过程中触发。从斯隆数字巡天中选择近双星，假设预计的$<$间隔为30千秒差距，后退速度差$<$为500公里秒$^{-1}$。GALEX的近紫外线（NUV）通量被用来估计特定的恒星形成率（SSFR）。我们发现一个$\sim$ 5.3的因素增加SSFR低质量（10 $^{8}-10^{11}$ M $_{\odot}$）的紧密对星系和一个$\sim$ 2.1的因素增加SSFR高质量（10 $^{11}-10^{13}$ M $_{\odot}$）的紧密对相比，一般的星系人口。考虑到所有质量的星系，我们发现一个因素的$\sim$ 1.8增强SSFR的密切对在现场环境相比，非对，没有显着增加对组和集群环境。与孤立星系相比，密对星系中的Seyfert分数适度降低了$\sim$ 1.4倍，这表明合并可能不会触发活动星系核在密对阶段的活动星系核活动，或者可能触发不同类型的活动星系核。当我们将我们的分析限制在组或集群环境中的高质量近配对时，这成为$\sim$ 4.2下降的一个因素。
2013-10-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The shape alignment of satellite galaxies in galaxy pairs in SDSS
无论是在模拟还是观测中，都已经表明，一个大星系的潮汐场可以扭转它的卫星星系，使得卫星星系的主轴指向它们的宿主。这种所谓的“形状排列”在孤立的银河系中被观察到，但在“本星系群”中却没有。在这项研究中，我们调查的星系对的卫星星系的形状排列类似于斯隆数字巡天数据发布13（SDSS DR 13）中确定的本星系群。通过在主星系对周围堆叠数万个卫星星系，我们发现了两个统计上很强的对齐信号。(1)卫星星系的主轴位于两原色之间的（投影）面积（{ \it面向}区域）倾向于垂直于连接卫星和其主机的线（切向对准），而（2）卫星星系的主轴位于远离另一个主星系的区域（{ \it远离}区域）倾向于与连接卫星到其主机的线对准（径向对准）。这些比对在$\sim5σ$水平得到证实。对准信号随着主亮度的增加、对间隔的减小和卫星距离的减小而增加。对准信号也被发现在非常规环境中更强。这些发现将有助于理解潮汐场对星系对中卫星星系的影响机制，并有助于在弱引力透镜分析中研究星系的内在排列。
2019-03-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Pair Fraction of Massive Galaxies at 0 < z < 3
利用COSMOS巡天的HST/NICMOS $H_{160}$波段图像，对198个0 < z < 3.0的星系进行质量选择（$M_{\star} \ge 10^{11} M_{\odot}$），发现了大质量星系在z ~ 2以上的偶分数演化的证据。我们观测到在1.7 < z < 3.0时，大质量星系的配对比例为0.15 \pm 0.08，这里的星系配对定义为在30 kpc的投影距离内，伴星流量比为1：1 ~ 1：4的大质量星系。这是略低，但仍然与以前在其他研究中测得的对分数，并在晕占领模型预测的合并分数一致。对分数的红移演化由幂律F（z）=（0.07 \pm 0.04）*（1+z）^（0.6 \pm 0.5）描述。合并率与没有红移演化是一致的，但是由于有限的样本量和合并时间尺度的高度不确定性，很难约束。基于合并率的计算，我们估计一个大质量星系从z = 3到0平均经历1.1 \pm 0.5的大合并。观测到的合并分数足以解释大质量星系的数密度演化，但不足以解释大小演化。这是一个暗示，机制（S）以外的主要合并可能需要增加的质量，紧凑的静止星系的大小从z ~ 2到0。
2011-09-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Interacting galaxies: co-rotating and counter-rotating systems with tidal tails
我们分析了相互作用的星系对与斯隆数字巡天数据发布7（SDSS-DR 7）的潮汐特征的证据。在$z<0.1$中，通过要求投影分离$r_p < 50 \kpc$和相对径向速度$ΔV < 500 \kms$来选择这些对。我们完成光谱对使用星系的光度红移考虑$ΔV_{phot} < 6800 \kms$，考虑到平均光度红移的不确定性。我们通过目视检查将螺旋对分为同向旋转和反向旋转系统。对于非活动星系核星系的子样本，反向旋转的对有更大的恒星形成率，以及更高比例的年轻恒星形成星系。这些作用通过限制于$r_p < 12 \kpc$而增强。活动星系核的$C$、$D_n(4000)$和$(M_u-M_r)$的分布表明，尽管Seyfert、Liner、Composite和Ambient活动星系核的相对分数相似，但反向旋转的星系比同向旋转的星系具有更蓝的颜色和更年轻的恒星星族。此外，反向旋转的主机有更强大的活动星系核所揭示的增强$Lum[OIII]$值。同向旋转系统的数量大约是反向旋转对的数量的两倍，这可能是由于反向旋转系统的更快速的演化，除了这些相互作用对的可能不同的初始条件。
2013-12-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the Clustering of Compact Galaxy Pairs in Dark Matter Haloes
我们用晕占据分布（HOD）模型分析了光度选择星系对的聚类。我们测量了三个体积有限的样本中星系和星系对的角两点自关联函数$ω(θ)$，并建立了一个HOD模型来模拟它们的聚类。我们的结果成功地拟合这些HOD模型，我们看到分离的“1-halo”和“2-halo”的集群条款的单个星系和星系对。我们的聚类测量和HOD模型拟合的单星系样本与以前的结果是一致的。我们发现星系对通常比单个星系有更大的聚类幅度，并且在HOD拟合过程中计算的量，例如，星系对的有效晕质量$M_{eff}$和线性偏差$b_{g}$也较大。我们发现星系对的中心分数明显高于单个星系，这证实了星系对是在更大质量的暗物质晕中心形成的。我们还模拟了星系对关联函数对红移、星系类型和光度的聚类依赖性。我们发现早早对（明亮的星系对）集群更强烈的晚对（昏暗的星系对），和集群不依赖于两个星系之间的光度对比的紧凑组。
2014-07-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Discovery of a transparent sightline at ρ < 20 kpc from an interacting pair of galaxies
我们报道了在ρ < 20 kpc的投影距离上发现了一个透明的视线到一对z = 0.12的相互作用的成熟星系。在z = 1.328的紫外亮类星体PG 1522 +101的视线中，高质量星系（M_* = 10^10.6 M_Sun）的轨道距离为ρ = 11.5 kpc，低质量星系（M_* = 10^10.0 M_Sun）的轨道距离为ρ = 20.4 kpc。这两个星系的投影距离为9 kpc，视线速度为30 km/s。深层光学图像揭示了指示密切相互作用的潮汐特征。尽管投影距离很小，类星体的视线几乎没有显示与星系对相关的吸收，总HI柱密度不大于log N（HI）= 13.65。这限制HI柱密度已经是两个数量级小于预期从以前的晕气体研究。此外，我们没有检测到与log N（MgII）< 12.2和log N（OVI）< 13.7的3-σ极限的星系对相关的重元素吸收特征。从两个没有相互作用的星系的投影距离很小的视线中看到这种吸收的概率是0.2%。在这对紧密星系附近没有强吸收体，这表明星系中的冷气体库已经被星系间的相互作用大大耗尽。因此，这些观测结果强调了星系相互作用对星系周围气体晕的潜在影响。
2013-12-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
