Major mergers between dark matter haloes -- I. Predictions for size, shape, and spin
单个暗物质晕的结构特性，包括形状、自旋、浓度和亚结构，都与晕的生长历史有关，但两者之间的确切联系尚不清楚。一个悬而未决的问题，特别是重大合并晕结构的影响。我们已经进行了大量的模拟隔离晕与各种密度分布之间的二进制等质量合并，映射出的初始条件和合并参数和结构之间的关系的最终残留物。在本文中，我们描述了我们的初始设置和分析方法，并报告合并残留物的大小，形状和自旋的结果。合并的结果最容易理解的尺度无量纲能量参数$κ$和角动量（或自旋）参数$λ$。我们发现轴比$c/a$与能量$κ$大致成线性比例，而轴比$c/b$与自旋$λ$成线性比例。在质量上，径向轨道上的合并产生扁长的残余物，而切向轨道上的合并产生扁圆的残余物。残余物的自旋可以从角动量守恒来预测，而整体大小的变化为$\sim κ^{-5}$，正如在恒定平均密度下的自相似标度所预期的那样。我们讨论了这些简单的模式的潜在的宇宙学应用。
2019-05-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Contribution of Mergers and Accretion to Dark Matter Halo Assembly: An Excursion Set Theory Approach
Federal University of Paraíba（帕拉伊巴联邦大学）
该研究基于EST扩展并合树算法，明确并合比阈值影响吸积贡献比例，揭示吸积质量分布特征，为研究暗物质晕形成提供高效准确的框架。
2026-10-15 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
MEGA: Merger graphs of structure formation
在跟踪宇宙结构的增长时，我们建议用合并图取代合并树，在合并图中，晕既可以合并，也可以分裂成单独的部分。我们表明，这会导致更平稳的质量增长，并消除灾难性的失败，其中大规模的晕没有祖先或后代。对于那些喜欢坚持合并树的人，我们发现从我们的合并图导出的树具有与以前的方法类似的质量增长特性，但再次没有灾难性的失败。对于未来的星系形成建模，可以使用两种不同的密度阈值来区分宿主晕（扩展的星系晕、星系群和星系团）和密度更高的次晕：星系形成的地点。
2020-05-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dynamical Evolution of Primordial Dark Matter Haloes through Mergers
原始暗物质（DM）晕是最小的引力束缚DM结构，在早期宇宙中，第一批恒星，黑洞和星系形成和生长。然而，它们的结构是敏感的DM的自由流动规模，这反过来又取决于DM颗粒的性质。在这项工作中，我们测试的假设，在原始DM晕的中心尖点附近的自由流动规模的斜率取决于合并过程的性质。通过结合和分析小尺度物质功率谱截止的宇宙学模拟数据以及一系列受控的、高分辨率的二元合并模拟数据，我们发现：（1）原始DM晕优先通过径向轨道上的主要合并形成;（2）与星系和星系团大小的DM晕相比，它们的中心DM密度轮廓更容易受到合并过程的影响;（3）连续的主并合驱动中心密度斜率接近以NFW轮廓为特征的{ \it universal}形式，该形式对并合的影响具有鲁棒性，并且是DM晕密度结构的吸引子解。我们的工作突出了在黑暗时代的结构形成的动力学过程的重要性。
2016-06-24 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
Universal Merger Histories of Dark-Matter Haloes
我们研究合并历史的暗物质晕在一套N体模拟，跨越不同的宇宙学模型。模拟的情况包括最新的WMAP 5宇宙学和其他测试的情况下，基于Einstein-deSitter宇宙学与不同的功率谱。我们提供了一个强大的拟合函数的条件质量函数（CMF）的祖晕的一个给定的晕。这种拟合对于不同的宇宙学模型和不同的晕质量和红移都是有效的，并且比早期的估计有了显著的改进。基于这种拟合，我们发展了一种简单而精确的技术，用于将给定模拟晕的合并历史转换为不同质量、红移和宇宙学的晕。其他统计数据，如主要祖先的历史和合并率也被准确地转换。该方法可作为研究星系形成的有用工具。它对小时间步长下拟合的低精度不太敏感，因此可以取代更复杂的蒙特卡罗实现任务。作为一种替代方法，我们证实了Neistein和Dekel的早期发现，即主祖细胞遵循对数正态分布。合并树的这种性质使我们能够更好地捕捉它们的行为作为时间和后代质量的函数，但需要更广泛的模拟套件来评估对数正态参数对宇宙模型的依赖性。
2009-12-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Timing the last major merger of galaxy clusters with large halo sparsity
数值模拟表明，大质量暗物质晕，今天的主机星系团，组装他们的质量随着时间的推移交替的静态吸积和阶段的快速增长与重大合并事件。对星团中这类事件的观测可以提供对天体物理过程的深入了解，这些天体物理过程改变了星团内介质的性质，以及有助于它们组装的引力过程。因此，设计一种快速可靠的方法来检测这种扰动系统是最重要的。我们提出了一种新的方法来识别和定时集群的主要合并，其特征在于大的晕稀疏值。使用从MultiDark-Planck 2模拟的晕目录，我们表明，主要的合并事件破坏晕的径向质量分布，从而留下一个独特的普遍印记的演化晕稀疏在一段时间内不超过两个动力学时间。我们利用这一功能，使用数值校准的分布来测试是否观察到的星系团与给定的稀疏测量经历了最近的重大合并，并最终估计何时发生这样的事件。我们在专门开发的公共Python库\textsc{lammas}中实现了这些统计工具，并将其应用于Abell 383和Abell 2345的测试用例分析。例如，发现Abell 2345在$2.1\pm 0.2$ Gyr之前有一次重大合并。这项工作开辟了一条道路，通过测量不同半径的质量来检测和计时星系团中的主要合并。
2022-03-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo Occupation Distributions of Moderate X-ray AGNs through Major and Minor Mergers in a $Λ$-CDM Cosmology
受Allevato et al.（2012）在COSMOS领域中最近推断的X射线选定活动星系核晕占据分布（HOD）形式的启发，我们使用一个基于$Λ$ -CDM宇宙学中暗物质晕（DMH）之间合并活动的简单模型，研究了中等亮度X射线活动星系核（mXAGN）的HOD性质。在上述情况下，在$z=0.5$模拟的mXAGN的HOD和数密度与Allevato等人（2012）的结果进行比较。我们发现，模拟的HOD的主要和次要合并，和观察到的mXAGN是一致的。我们的主要结果是，未成年人合并，相反，人们可能会期望，可以发挥重要作用的活动mAGN。
2015-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Describing the Nonuniversal Galaxy Merger Timescales in IllustrisTNG: Effects of Host Halo Mass, Baryons, and Sample Selection
本文利用 IllustrisTNG 模拟揭示了星系并合时标对宿主暗晕质量的非普适依赖关系，提出了含宿主质量依赖的拟合公式，并分析了重子物质和样本选择对并合时标估计的影响，为改进星系形成模型提供了新工具。
2025-07-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Assembly History and Structure of Galactic Cold Dark Matter Halos
我们使用宝瓶座模拟系列研究的银河系质量的冷暗物质晕的结构上的装配历史的印记。我们的研究结果证实了早期的工作，关于合并的质量密度分布和内向外增长的晕的影响。包含可见星系的内部区域从早期起就很稳定，只有在重大合并时才会受到显着影响。扩散吸积或微小合并的粒子主要出现在晕的外围。我们的分析揭示了与目前对分层晕组装的看法背道而驰的趋势。例如，主要的合并（即祖先质量比大于1：10的合并）对光环的总质量增长贡献很小，平均不到我们的六个宝瓶座光环的20%。小的合并和没有分解成单个物体的“扩散”物质大致相等地贡献了大部分。这与基于扩散集理论的建模是一致的，该理论表明大约一半的这种扩散材料不应该是任何规模的晕的一部分。有趣的是，模拟本身表明，一个显着的部分是不是真正的扩散，因为它是从早期的晕合并之前，他们加入主系统弹出。宝瓶座号的模拟将晕解析到比预期保留气体或形成恒星的质量尺度低得多的质量尺度。因此，这些结果证实了大多数形成可见星系的重子是扩散吸积的，而不是通过合并，并且它们表明只有相对罕见的主要合并才会在以后的时间影响星系结构。
2010-09-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The role of mergers and halo spin in shaping galaxy morphology
在$Λ$ CDM宇宙学中，合并和暗物质晕的旋转是传统上被认为决定星系形态的因素。我们研究这一假设，考虑大约18,000个中央星系在$z=0$与恒星质量$M_{\ast} = 10^{9}-10^{12} \, {\rm M}_{\odot}$选择从插图宇宙流体动力学模拟。吸积恒星的比例-用来衡量大质量、近期和干合并的重要性-随着星系恒星质量的增加而急剧增加，从矮星的不到5%增加到最大质量天体的80%，合并对星系形态的影响也相应增加。对于具有$M_{\ast} \gtrsim 10^{11} \, {\rm M}_{\odot}$的星系，合并具有预期的效果：如果气体贫乏，它们促进球状星系的形成，而气体丰富的合并有利于大质量盘的形成和生存。然而，这种趋势在较低的质量时会中断。对于对象与$M_{\ast} \lesssim 10^{11} \, {\rm M}_{\odot}$，合并似乎并没有发挥任何重要的作用，在确定的形态，吸积恒星分数和平均合并气体分数是无法区分的球状和盘主导的星系。另一方面，晕自旋与形态主要在样品中质量最小的物体（$M_{\ast} \lesssim 10^{10} \, {\rm M}_{\odot}$），但只有弱的星系以上的质量。我们的研究结果支持这样一种情况，即（1）合并在塑造大质量星系的形态中起着主导作用，（2）晕旋对矮星的形态很重要，（3）中等大小的星系（…
2017-02-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the Evolution of Dark Matter Halo Properties Following Major and Minor Mergers
我们进行了分析暗物质晕属性的主要和次要合并，以促进我们的理解晕演化。在这项工作中，我们分析了来自Bolshoi-Planck宇宙学模拟的约80，000个暗物质晕，并研究了主要合并后弛豫期间的晕演化，其中合并质量比m/M > 0.3。然后，我们应用高斯滤波器的属性的演变和特点的峰值分布，频率和变异性的几个晕属性，包括定心，自旋，形状（prolateness），尺度半径和维里比。然而，也有光环，经历了松弛没有出现重大合并。我们假设，这是由于模拟分析未记录的小合并。通过使用属性峰值来创建一种新的合并检测算法，我们试图找到较小的合并，并将它们与无法解释的松弛晕相匹配。我们不仅发现了证据表明，小合并的原因，但我们也发现了主要和次要合并的影响之间的相似之处，为未来的研究显示次要合并的意义。通过我们的暗物质合并统计数据，我们希望我们的工作最终能成为更好地理解星系形成和演化的重要参数。
2017-11-25 astro-ph.GA
The First Systematic Survey of Stellar Halos in High-Inclination Galaxies Reveals Unusually Quiescent Merger Histories of Nearby Galaxies
University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）；Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；University of Oxford（牛津大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉各拉纳大学）
本研究通过系统性调查高倾角星系恒星晕，发现近邻星系的恒星晕分数异常低，暗示安静的合并历史。
2026-02-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Major mergers between dark matter haloes -- II. Profile and concentration changes
几条证据表明，随着暗物质晕的增长，它们的尺度半径也会增加，而它们中心区域的密度会下降。主要合并似乎是一个明显的机制来解释这两个现象，以及由此产生的模式的浓度-质量-红移关系。为了测试这种可能性，我们模拟了不同轨道上具有不同宇宙学密度分布的晕之间的等质量合并。遗迹通常具有比初始条件更高的密度，但与自相似标度预测略有不同。他们是合理的Einasto配置文件，但有不同的参数从初始条件。相对于初始条件的内能$κ$，合并残余物的净内能对最终质量分布的性质影响最大。正如预期的那样，高能碰撞产生更多的扩展残留物，而强束缚系统的合并产生紧凑的残留物。然而，令人惊讶的是，密度分布的尺度半径显示出相反的趋势，相对于高能碰撞，低能碰撞的残余物中的{ \it增加}。而且，即使在能量最高的碰撞中，尺度半径内的密度也只会略微降低（10- 20%），而对于能量非常低的系统，它在合并后会显著增加。我们的结论是，虽然主要的合并可以产生残留物，更弥漫在大半径，他们是相对无效的改变中心密度晕，似乎不太可能解释的浓度-质量-红移关系的平均趋势。
2019-05-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Role of Radiation and Halo Mergers in Pop III Star Formation
本研究通过模拟宇宙黎明时期原初微晕的演化，发现辐射会提高恒星形成所需的最小晕质量，并揭示了一种由贫气体晕与富气体晕混合合并加速第三族恒星形成的新机制，重新定义了大合并在此时期的作用。
2023-10-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Conditional Abundance Matching Method of Extending Simulated Halo Merger Trees to Resolve Low-Mass Progenitors and Sub-halos
提出一种条件丰度匹配算法，通过将低分辨率模拟的子晕并合树与高分辨率模拟匹配进行扩展，使其在统计上等价于高分辨率树并保留目标模拟信息，为星系形成模型提供输入。
2023-10-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Numerical Simulations of Hot Halo Gas in Galaxy Mergers
星系合并模拟已经探索了星系盘内气体的行为，但星系晕内热气的动力学却被忽视了。我们报告的结果，高分辨率的流体动力学模拟碰撞星系热晕气体。我们探索了一系列的质量比，气体分数和轨道配置，以约束内的冲击和气体动力学的祖晕。我们发现：（i）在第一次通过之前，星系晕中产生了强烈的激波，使气体温度增加了近一个数量级，达到$T\sim 10^{6.3}$ K。(ii)激波的X射线光度强烈地依赖于气体分数;当晕气体分数大于10%时，它是$\gtrsim 10^{39}$ erg/s。(iii)模拟中的热扩散气体产生的X射线光度高达$10^{42}$ erg/s。这对宇宙中的总X射线背景有贡献。(iv)我们发现一个解析拟合的最大X射线光度的冲击合并参数的函数。这种拟合可用于星系形成的半解析公式，以估计合并星系中激波的总X射线辐射。(v)对于等质量合并，初始气体质量的$\sim$ 10-20%从星系中释放出来，而对于3：1和10：1合并，气体质量的$3-5%$被释放出来。这种未结合的气体最终远离星系，可以成为一种可行的机制，使IGM富含金属。
2009-01-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Living with Neighbors. II. Statistical Analysis of Flybys and Mergers of Dark Matter Halos in Cosmological Simulations
我们提出了一个统计分析的飞越暗物质晕合并相比，使用宇宙学$N$体模拟。我们主要研究质量为$10^{10.8}-10^{13.0}h^{-1}M_{\odot}$的引力相互作用靶晕，只有当质量比为1：3 $-$：3：1且距离小于靶晕和邻晕维里半径之和时，才计算它们的邻晕。邻居被分为飞越或合并样本，如果对的总能量是大于或小于，分别考虑动态摩擦的捕获标准。主要结果如下：（a）飞越分数随晕质量的减小而增加到50倍，随大尺度密度的增加而增加到400倍，而合并分数对这两个参数没有明显的依赖性;（b）飞越部分的红移演化是双重的，在$0<z<1$处随红移增加而增加，在$z>1$处保持不变，在$z=0\sim4$处，并合分数随红移单调增加，（c）与两个或多个近邻的多重相互作用平均以飞越为主，它们的分数具有与飞越分数相似的质量和环境依赖性;（d）鉴于飞近的次数大大超过与$z=0$合并的次数（五倍）和多重相互作用是飞越占主导地位，飞越对星系演化的贡献比以往任何时候都强，特别是对于质量较小的晕和在较高密度的环境中。我们提出了一个方案，连接的演变的飞越和合并分数的层次结构的形成过程。
2019-11-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
FLORAH-Tree: Emulating Dark Matter Halo Merger Trees with Graph Generative Models
本研究扩展FLORAH模型提出FLORAH-Tree，以图结构生成完整暗物质晕并合树，在多统计量与星系标度关系上优于传统EPS方法，兼具N体模拟精度与计算效率。
2025-10-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Simulating Binary Primordial Black Hole Mergers in Dark Matter Halos
本文模拟暗物质晕中双原初黑洞（PBH）演化及红移10内的并合率，考虑两体俘获和双星-单体相互作用通道，发现合理假设下后者并合率占优，推进了引力波事件约束PBH性质的理解并对未来探测做了预测。
2025-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Self-similar decomposition of the hierarchical merger tree of dark matter halos
本文利用宇宙学模拟和 HBT+ 发现暗物质晕第1层子晕峰值质量函数具有近似普适性，并通过自卷积构建任意层级子晕模型，揭示其层级并合起源及对卫星星系的意义。
2025-06-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmological Simulations of Early Blackhole Formation: Halo Mergers, Tidal Disruption, and the Conditions for Direct Collapse
大质量原始气体云的引力坍缩被认为是早期宇宙中超大质量黑洞形成的一个有希望的途径。我们研究的条件，所谓的直接坍缩（DC）黑洞形成在一个完全的宇宙学背景下。我们结合了半解析模型的早期星系形成与晕合并树构建暗物质$N$体模拟。我们在一侧的$20\;h^{-1}\;\mathrm{Mpc}$体积中定位总共68个可能的DC位点。然后，我们进行流体动力学模拟42个选定的晕，详细研究他们的大规模云的演变。我们只发现了两个成功的例子，气体云迅速坍缩形成恒星。在其他情况下，引力坍缩是由附近的大质量晕施加的潮汐力阻止的，否则应该作为DC所必需的辐射源。冲压压力剥离干扰云接近源。在许多情况下，DC晕及其附近的光源晕在云坍缩开始之前合并。只有当DC晕通过主要合并聚集时，气体密度才会迅速增加，从而触发引力不稳定性。基于我们的宇宙学模拟，我们得出结论，DC的事件率是一个数量级小于以前的研究中报道的，虽然绝对率仍然是不好的约束。为了确定DC的临界辐射通量，必须跟踪DC云及其附近晕的动力学演化。
2016-11-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo Growth and Merger Rates as a Cosmological Test
本文提出利用暗物质晕并合率及近期增长速率约束 $σ_8$ 与 $Ω_{\ m m}$，其结果与星系团丰度约束近似正交，可形成互补宇宙学检验。
2023-11-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Formation of an extended stellar halo around an ultra-faint dwarf galaxy following one of the earliest mergers from galactic building blocks
超暗矮星系（UFD）是在早期宇宙中形成的星系的组成部分的有希望的可观测代理。我们使用宇宙流体动力学模拟研究了UFD的形成和演化。特别是，我们表明，一个主要的合并的两个积木星系与3,900 Msun和7,500 Msun在宇宙年龄为510万年的结果在一个系统与扩展的恒星分布一致的de Vaucouleurs配置文件。模拟星系的平均恒星金属丰度为[Fe/H]=-2.7，并具有金属丰度梯度。这些结果与最近发现的UFD Tucana II的性质非常相似，Tucana II的金属含量非常低，并且具有空间扩展的恒星晕，距离较远的恒星金属含量更低。我们的模拟表明，图卡纳II的扩展恒星晕可能是通过过去的一次重大合并形成的。未来对其他UFD周围空间扩展结构的观测搜索，结合进一步的理论研究，将为古老的幸存卫星星系的进化历史提供切实的测量。
2021-05-18 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
Tidal Stripping and Post-Merger Relaxation of Dark Matter Halos: Causes and Consequences of Mass Loss
我们研究了不同的暗物质晕的性质（即，不是暗晕的那些），其最终维里质量$M_{\mathrm{vir}}$在$z = 0$小于它们在Bolshoi-Planck宇宙学模拟中的峰值质量（$M_{\mathrm{peak}}$）。我们确定了两个主要原因晕质量损失：放松后，一个重大的合并和潮汐剥离的一个巨大的邻近晕。主要的合并最初会促进$M_{\mathrm{vir}}$，并且通常会导致最终的晕圈变得更长，更不松弛，并且具有更高的自旋和更低的NFW浓度。随着晕的弛豫，来自最近合并的高能物质逐渐逸出维里半径，暂时导致净负吸积率，平均减少晕质量$5-15\%$。在$z = 0.4$周围经历主要合并的晕通常在$z = 0$附近达到最小质量。潮汐剥离主要发生在密集区，它导致晕变得不那么长，有较低的自旋和较高的NFW浓度。潮汐剥离的晕通常会失去其峰值质量的很大一部分（$> 20\%$），并且大多数永远不会恢复（甚至重新获得正的吸积率）。低质量的晕可以强烈影响合并后的质量损失和潮汐剥离，而高质量的晕主要是合并后的质量损失和显着的潮汐剥离的迹象。
2017-11-28 astro-ph.GA
Halo Merger Tree Comparison: Impact on Galaxy Formation Models
本研究探讨了不同halo查找器和merger tree算法对GALFORM半解析模型预测星系性质的影响，发现恒星质量函数等主要性质对算法选择不敏感，结论是经过适当处理后模型预测结果稳定一致。
2021-06-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Halo Merger Tree Generation and Evaluation Framework
Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学）；The University of Melbourne（墨尔本大学）；Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教大学）；University of Campinas（坎皮纳斯大学）；Universidad Diego Portales（迭戈·波塔莱斯大学）
半解析模型最适合比较星系形成和演化理论与观测。这些模型严重依赖于光环合并树，以及它们的真实特征（即，晕圈质量没有剧烈变化或物理位置没有跳跃）。我们的目标是提供一个新的框架晕合并树的生成，利用大体积模拟的结果，以适度的计算成本。我们将光环合并树的构建视为矩阵生成问题，并提出了一个生成对抗网络，它可以学习生成逼真的光环合并树。我们评估我们的建议合并树从EAGLE模拟套件，并显示生成的树的质量。
2019-06-22 astro-ph.CO astro-ph.GA cs.LG
Convergence properties of halo merger trees; halo and substructure merger rates across cosmic history
我们引入gbpTrees：一种从宇宙学模拟中构建合并树的算法，旨在识别和纠正晕轮发现过程中的错误或模糊所引入的病理情况。gbpTrees是建立在一个光环匹配的方法，利用伪径向矩从径向排序的粒子ID列表（不需要其他信息）和一个方案，用于分类合并树病理从网络的匹配，使到和从光环跨越快照范围向前和向后的时间。在这项工作中，关注Subfind目录，扫描影响我们的合并树构建的参数，产生收敛结果所需的最佳快照节奏和扫描范围。当快照由$\lesssim{0.128}$动态时间间隔时，病理增殖;方便地类似于半分析建模的收敛所需的，如Benson等人所建立的，对于尺寸为$n_{\rm p}\gtrsim{75}$的朋友的朋友（FoF）晕，总合并计数收敛在$\sim{5}$ %的水平，质量分辨率为512倍，但是子结构速率随着质量分辨率收敛得更慢，达到$n_{\rm p}\gtrsim{100}$和颗粒质量$m_{\rm p}{\lesssim}10^{9}M_\odot$的$\sim{10}$ %的收敛。我们目前的分析适合FoF和子结构合并率在几乎所有观测到的银河系的历史（$z{\le}8.5$）。虽然我们发现与Fakhouri等人的FoF晕的结果很好的协议，一个稍微平坦的合并率和增加的主要合并率的依赖，减少以前报道的差异与扩展Press-Schechter估计。当适当定义时，子结构合并率显示出与Fo…
2017-09-05 astro-ph.GA
A First Look at Galaxy Flyby Interactions: I. Characterizing the Frequency of Flybys in a Cosmological Context
层次结构形成理论是基于合并驱动星系演化的概念，因此已经构建了相当大的半解析模型和N体模拟框架来计算合并如何改变一个成长中的星系。然而，星系合并只是晕之间主要动力学相互作用的一种类型-另一类相遇，近距离飞越，在很大程度上被忽视了。我们使用宇宙学N体模拟来重建整个暗物质晕的动力学相互作用历史。我们提出了一个仔细的方法来识别和跟踪一个暗物质晕，解决了典型的类异常，发生在N体数据。这种技术使我们能够强大地遵循晕和几个层次的subhalos，因为它们的生长，溶解，合并，和飞越彼此-从而构建一个人口普查的动态相互作用的体积和档案的动态演变的一个单独的晕。除了对合并的普查，我们的工具还描述了宇宙中近距离飞越相互作用的频率。我们发现，近距离飞越相互作用的数量与晕质量$\gtrsim 10^{11}\,\Msun$在$z \lesssim 2$的合并数量相当，甚至超过。晕飞掠发生如此频繁，高质量的晕，他们不断扰动，无法达到动力学平衡。特别是，我们发现，银河系型晕经历了类似数量的flybys的合并，无论质量比为$z\lesssim 2$。我们还发现了初步的证据，在高红移，$z \gtrsim 14$，flybys是频繁的合并。我们的研究结果表明，近晕飞掠在最早期的暗物质晕及其星系的演化中起着重要的作用，并且仍然可以影响到现在的星系演化。[摘要]
2012-05-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Initial mass function of intermediate mass black hole seeds
本文研究了中等质量黑洞（IMBH，10^{4-6} Msun）的初始质量函数（IMF）和宿主晕性质，这些黑洞是在无金属、紫外光照射的原子冷却晕（维里温度T_vir > 10^4 K）中通过气体直接坍缩或通过中等质量恒星（SMS）阶段形成的.我们分三步实现这一目标：（a）推导了原SMS经历广义相对论不稳定性产生直接坍缩黑洞（DCBH）或进入ZAMS坍缩成IMBH的气体吸积率;（b）我们使用合并树模拟来选择其中DCBH或SMS可以形成和生长的原子冷却晕，占金属富集和主要合并，停止增长的原始SMS的气体分裂。我们导出了这一阶段主晕的性质和黑洞的质量分布，并称之为“出生质量函数”;（c）我们跟踪DCBH由于母晕中剩余气体的吸积而进一步增长，并计算最终的IMBH质量。（T_vir < 10^4 K）可以（肥沃）或不能（贫瘠）形成恒星，并污染它们的气体，导致不同的IMBH IMF。在（基准）肥沃的情况下，IMF是双峰的，在很宽的质量范围内延伸，M=（0.5-20）x10^5 Msun，DCBH吸积阶段从1千万年持续到1亿年。如果小晕是不育的，IMF的质量范围会更窄，M=（1-2.8）x10^6 Msun，DCBH的吸积阶段会更长（7000万~ 1.2亿年）。我们的结论是，一个好的播种处方是填充晕（a）的质量为7.5 < log（M_h/Msun）< 8，（b）在红移范围8 < z < 17，（…
2014-06-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo concentrations from extended Press-Schechter merger histories
我们将Ludlow等人提出的晕浓度与形成历史相关的模型应用于使用基于偏移集理论的算法生成的合并树。我们发现，虽然该模型正确地预测晕浓度和质量之间的中位数关系，它低估了在固定质量的浓度分散。由于相同的模型适用于N-体合并树预测正确的分散，我们假设，失踪的分散是由于缺乏任何环境的依赖性，合并树来自偏移集理论。我们表明，一个简单的修改合并树的构造算法，这使得合并率依赖于环境，可以增加所需的量的分散，同时提供了一个定性正确的环境和形成时代之间的相关性的漂移集合并树。
2018-12-14 astro-ph.GA
Mergers Matter: Gravothermal Collapse in Dwarf Halos with Self-Interacting Dark Matter
University of California, Irvine（加州大学尔湾分校）；DARK, Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所DARK）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；University of Washington（华盛顿大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Princeton University（普林斯顿大学）；Northeastern University（东北大学）
通过模拟六个矮星晕，发现合并事件注入轨道动能改变热输运，导致具有宁静合并历史的星晕发生核心坍缩，而持续合并的星晕则不会坍缩，并可能产生暗物质缺失星系。
2026-06-01 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
ACACIA: a new method to produce on-the-fly merger trees in the RAMSES code
介绍了利用自适应网格细化（AMR）程序RAMSES生成暗物质晕合并树的新算法ACACIA的实现。该算法是完全并行的，并基于消息传递接口（MPI）。与大多数可用的合并树工具相反，它在N体模拟过程中动态工作。它可以跟踪暗物质子结构单独使用的指数最绑定粒子在块。一旦一个晕圈（或一个子晕圈）合并到另一个晕圈中，该算法仍然通过最后识别出的团块中最结合的粒子来跟踪它，从而允许在以后的快照中检查合并事件是否是确定的，或者它是否只是暂时的，其中团块只穿过另一个。同样的技术也可以用来追踪孤儿星系，这些星系不再被分配给母星系团，因为星系团由于数值过度合并而溶解。我们详细研究了各种参数的影响所产生的晕目录和相应的合并历史。然后，我们使用标准验证诊断比较我们的方法的性能，证明我们达到了类似于最好的可用和常用的合并树工具的质量。作为概念的证明，我们使用我们的合并树算法与参数化恒星质量晕质量关系，并生成一个模拟星系目录，显示出良好的协议与观测数据。
2021-11-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Characterising the Structure of Halo Merger Trees Using a Single Parameter: The Tree Entropy
将星系的性质与它们的暗物质晕的聚集历史联系起来是星系演化理论的一个中心目标。本文介绍了一种无量纲参数$s\in[0,1]$，“树熵”，参数化的几何晕的整个质量装配层次结构，建立在一个概括的香农的信息熵。通过构造，最小熵（$s=0$）对应于没有任何合并的平滑组装的晕。相反，最高熵（$s=1$）代表纯粹由等质量双星合并产生的晕。利用从宇宙学$N$ -天体模拟SURFS中提取的模拟合并树，我们计算了$s$的自然分布，这是一条在$s=0.4$附近达到峰值的倾斜钟形曲线。这种分布对晕质量$M$和红移$z$的依赖性很弱，这可以归结为对物质微扰场中的相对峰高$δ_{\rm c}/σ(M,z)$的单一依赖性。通过探讨$s$与SHARK半解析模型产生的全球星系性质之间的相关性，我们发现$s$包含了关于星系$-$形态的大量信息，事实上比晕的自旋、浓度和聚集时间的信息还要多。因此，树熵提供了星系和它们的暗物质晕之间信息丰富的联系。
2020-02-11 astro-ph.CO astro-ph.GA math.CO
Sensitivity of dark matter haloes to their accretion histories
我们应用我们最近提出的“二次遗传修饰”的方法来产生和测试的影响，替代质量吸积历史的一个单一的$Λ$ CDM晕。该技术的目标是构建不同的形成历史，改变合并的整体贡献的固定的最终质量。这使得有针对性地研究星系和暗物质晕形成对质量吸积平滑度的敏感性成为可能。在这里，我们专注于两个暗物质晕，每个有四个不同的质量吸积历史。我们发现，这两个光环的浓度系统地减少，因为他们的合并历史变得更加顺利。这种因果趋势跟踪已知的相关性之间的形成时间和浓度参数在整个晕人口。在固定的形成时间，我们进一步建立晕浓度是敏感的合并发生的顺序。这种研究单个晕对其历史变化的反应的能力与基于扩展晕种群的紧急相关性的传统方法是高度互补的。
2019-03-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
A deep learning approach to halo merger tree construction
Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学）；King’s College London（伦敦国王学院）；The University of Melbourne（墨尔本大学）；Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教大学）；University of Oslo（奥斯陆大学）；Universidad Diego Portales（迭戈·波塔莱斯大学）
星系形成的半解析模型（SAM）的一个关键要素是晕的质量组装历史，编码在一个树结构。最常用的方法来构建晕合并的历史是基于高分辨率，计算密集的N体模拟的结果。我们表明，机器学习（ML）技术，特别是生成对抗网络（GANs），是一种很有前途的新工具，可以以适度的计算成本解决这个问题，并保留模拟中合并树的最佳特征。我们训练我们的GAN模型与有限的样本合并树的进化和组装的Galeries和他们的环境（EAGLE）模拟套件，使用两个光环发现者树构建算法：SUBFIND-D-TREES和ROCKSTAR-ConsistentTrees。当在训练过程中考虑多达三个变量时，我们的GAN模型成功地学习生成具有高时间分辨率的构造良好的合并树结构，并再现用于训练的合并树样本的统计特征。这些输入，其表示也由我们的GAN模型学习，是晕祖细胞和最终后代的质量，祖细胞类型（主晕或卫星）和祖细胞到主分支中的距离。后两个输入的包含极大地改进了晕质量增长历史的最终学习表示，特别是对于类似于SUBFIND的ML树。当将ML合并树的相同大小的样本与EAGLE模拟的样本进行比较时，我们发现类似于SUBFIND的ML树的协议更好。最后，我们基于GAN的框架可以用来构建低质量和中等质量晕的合并历史，这是宇宙学模拟中最丰富的。
2022-06-27 astro-ph.CO astro-ph.GA cs.LG
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
Gas-Rich Mergers in LCDM: Disk Survivability and the Baryonic Assembly of Galaxies
我们使用N体模拟和观测归一化之间的关系暗物质晕质量，恒星质量和冷气质量，以获得强大的，可以说是不可避免的期望重子内容的主要合并红移z~2。首先，我们发现银河系大小的暗物质晕所经历的大部分主要合并（m/M > 0.3）应该是富含气体的，并且富含气体的合并在高红移处越来越常见。虽然在我们的模拟中，星系晕中主要合并的频率大大超过了观测到的晚型星系比例，但在晕质量范围M_DM ~ 10^11-10^13 Msun内，贫气体主要合并的频率与观测到的球状主导星系比例一致。这些结果支持的猜想，合并与重子气体分数发挥了重要作用，在建设和/或保存盘星系在宇宙中。此外，我们发现，一个星系的冷重子直接通过主要合并沉积的整体比例是相当大的。在M_star ~ 10^10 Msun$（M_DM ~ 10^11.5 Msun）星系中，约有30%的冷重子物质在主要的合并中以冷气体的形式被吸积。对于M_star ~ 10^11 Msun（M_DM ~ 10^13 Msun）的更大质量的星系，在合并中积累的重子比例甚至更高，约为50%，但这些吸积的重子大多以恒星的形式直接输送。这种重子质量沉积几乎是不可避免的，并且限制了星系中冷重子的比例，这些重子可以起源于冷流或热晕冷却。（节录）
2009-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Star formation in mergers with cosmologically motivated initial conditions
我们使用半解析模型和宇宙学合并树来提供多合并数值流体动力学模拟的初始条件，并利用这些模拟来探索星系相互作用和合并对恒星形成（SF）的影响。我们计算从z=1.5到z=0的12棵合并树的数值实现。根据最近的观测和星系形成模型的预测，我们包括了所有星系周围的大热气晕的影响。我们发现，包括热气晕有一些重要的影响。首先，正如预期的那样，由于热晕的冷却和冷气体库的补充，长时间尺度上的恒星形成率增加。其次，我们发现，从长远来看，相互作用并不总是增加SF。这部分是由于轨道星系将引力能量转移到热气体晕并提高其温度。最后，我们发现，相对大小的星暴，包括热晕，是远远小于以前的研究表明。我们的模拟还表明，相互作用的顺序和时间对星系的演化很重要。当多个星系同时相互作用时，SF增强小于星系串联相互作用时。所有这些效应都表明了在星系演化模型中包括热气体和宇宙学动机的合并树的重要性。
2015-07-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Extracting galaxy merger timescales I: Tracking haloes with WhereWolf and spinning orbits with OrbWeaver
结构形成的层次模型预测，暗物质晕组装历史的特点是情节合并和与其他晕的相互作用。对这一过程的准确描述将有助于深入了解晕和其中星系的动态演化。使用大型宇宙学N体模拟，我们研究子结构晕和它们的主机之间的相互作用，以及不同的进化历史如何映射到不同类别的轨道？我们使用两个新的软件工具- WhereWolf，它使用晕组目录和合并树，以确保在密集的环境中准确跟踪晕，和OrbWeaver，它量化每个晕的轨道参数。我们演示了WhereWolf如何提高晕合并树的准确性，我们使用OrbWeaver来量化晕的轨道。我们评估如何从文献中的合并时间尺度的分析处方相比，从我们的模拟测得的合并时间尺度，并发现现有的处方表现良好，提供的子结构与主机质量的比例不是太小。在小的子结构与主机的质量比的限制，我们发现，处方可以高估合并的时间尺度大幅，这样的光晕预测生存远远超过模拟结束。这项工作突出了需要一个修订的合并时间尺度，更准确地占过程，如灾难性的潮汐中断的分析处方。
2019-11-22 astro-ph.GA astro-ph.IM
The weak connection between the stellar haloes and merger histories of Milky Way-mass galaxies
本研究基于EAGLE模拟分析银河系质量星系的恒星晕与并合历史的关联，发现恒星晕质量占比并非并合活动的可靠指标，低恒星晕占比的盘星系也可能拥有活跃并合历史。
2025-08-26 astro-ph.GA
The Intergalactic Stellar Population from Mergers of Elliptical Galaxies with Dark Matter halos
我们提出了模拟干合并遇到的椭圆星系对之间的暗物质晕。这些模拟的目的是研究在抛物线和双曲线碰撞中产生的星系间恒星星族。我们模拟了总质量/光质量比M_T/M_L分别为3和11的祖星系。碰撞星系的初始质量被选择为使得M_1/M_2和10。模型星系中充满了代表恒星的粒子，如Stanghellini等人（2006）和暗物质。这些碰撞产生的合并残余物显示出一群无界粒子，既有黑暗的，也有明亮的。粒子的数量变得无界取决于轨道配置，双曲线的遭遇比抛物线的遭遇产生更大的发光集群内人口。此外，在相同轨道参数的模拟中，较低的M_T/M_L碰撞星系产生的无界发光粒子的比例较大。对于每一个模型的碰撞，无界的初始恒星质量的分数是相同的，在所有的质量箱考虑，类似于我们以前发现的建模遇到的星系没有黑暗的晕。我们模拟得到的星系际光度占总光度的比例在暗亮质量比为10和2时分别为~ 4%和~ 6%。这些无界的总发光分数从17%下降，我们以前发现的情况下，没有黑暗的晕。我们的研究结果与星系群中观察到的星系际光广泛一致，而我们以前的模型没有黑暗的晕的结果更好地包括观察到的集群内人口。我们提出了一个可能的星系际恒星形成的方案。
2009-11-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Sausage & Mash: The dual origin of the Galactic thick disc and halo from the gas-rich Gaia-Enceladus-Sausage merger
我们分析了一组宇宙学磁流体动力学模拟银河系质量的星系的形成，确定有一个突出的径向各向异性恒星晕组件类似于所谓的“盖亚香肠”中发现的盖亚数据。我们研究的香肠（盖亚-土卫二香肠，GES）的祖先的主要银河系组成部分的形成类似于银河系厚盘和内部恒星晕的影响。我们发现，GES合并很可能是气体丰富，并提供10-50 $\%$的气体合并引起的集中的星爆，导致快速形成一个紧凑的，旋转支撑的厚盘，占据了典型的化学厚盘区域的化学丰度空间。我们发现的证据表明，丰富的气体合并加热原盘的银河系，散射恒星到不太圆的轨道，使他们的旋转速度和金属丰度正相关，从而有助于一个额外的组成部分，连接银河系厚盘的内部恒星晕。我们证明了原星系的运动学加热水平与合并前的人口运动学状态，合并的祖先质量和轨道偏心率相关。此外，我们表明，合并的质量和时间可以准确地推断出当地的恒星反旋转轨道。
2020-07-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Climbing Halo Merger Trees with TreeFrog
我们提出了TreeFrog，一个大规模并行光环合并树生成器，能够比较不同的光环目录和产生光环合并树。代码是用C++11编写的，使用MPI和OpenMPAPI进行并行化，并包括Python工具来读取/操作生成的数据产品。该代码关联晕目录之间的结合能排序的粒子ID列表，使用多个快照确定最佳后代/祖先匹配，使用伪径向矩最大化共享粒子的数量的优值函数，以及用于校正晕合并树病理的方案。专注于VaporeCiraptor目录这项工作，我们展示了如何搜索多个快照跨越动态时间显着减少搁浅的晕，那些缺乏后代或祖先，严格纠正解决不佳的晕的数量。我们提出了一个新的价值函数，提高了初级和次级祖细胞之间的区别，减少树的病理。我们发现FOF吸积率和合并率表现出类似的质量比依赖性。Poole et al（2017）的模型合并率与通过合并测量的光环净增长一致。
2019-05-07 astro-ph.GA astro-ph.IM
The effects of a hot gaseous halo in galaxy major mergers
宇宙流体动力学模拟和观测表明，旋涡星系由五个不同的组成部分组成：暗物质晕、恒星盘、恒星球、气体盘和气体晕。虽然前四个组成部分已被广泛考虑在数值模拟的双星系合并，热气体晕的影响通常被忽略，即使它可以包含高达80%的总气体的星系维里半径。我们提出了一系列的流体动力学模拟的主要合并的盘星系，第一次包括一个弥漫的，旋转的，热的气体晕。通过冷却和吸积，热晕可以在合并前后消散和补充冷气体盘。这些冷气体随后可以形成恒星，从而影响残骸的形态和运动学。对总质量为M~ 10^12 Msun的孤立系的模拟表明，如果包含热气体晕，恒星形成率几乎为常数，约为5 Msun/年，而如果忽略热气体晕，恒星形成率则呈指数下降。我们进行了详细的研究合并过程中的恒星形成效率，并发现热气体晕的存在下降低了星爆效率（e=0.5）相比，模拟没有热晕（e=0.68）。此外，我们发现的情况下，合并残留物的恒星质量低于两个祖先星系的恒星质量的总和时，在孤立的发展。这意味着对半解析星系形成模型的修正，该模型假设合并总是导致增强的恒星形成。我们发现，加入热气体成分对合并残留物的运动学和内部结构有显著影响，比如增加了快速旋转子的丰度和小尺度下的r^（1/4）表面亮度轮廓。
2011-04-01 astro-ph.GA
Using Galaxy Pairs to Probe Star Formation During Major Halo Mergers
目前提出的星系淬火机制预测了在主要的晕合并过程中非常不同的行为，从显著的淬火增强（例如，团块引起的重力加热模型）到显著的恒星形成增强（例如，气体饥饿模型）。为了测试真实星系的行为，我们提出了一个观测星系对的方法来选择星系的主机晕优先进行重大合并。将该方法应用于斯隆数字巡天（SDSS）中z<0.06的中心L*（10^10 Msun < M_* < 10^10.5 Msun）星系，我们发现主要晕合并最多可以适度地降低恒星形成分数，从59%降低到47%。然而，与过去的研究一致，合并伴随着恒星形成L* 中心的特定恒星形成率的提高：当配对星系在200 kpc（大约是宿主晕的维里半径）内时，约为10%，当配对星系在30 kpc内时，攀升至约70%。没有证据表明，即使是非常接近的对（<30千秒差距）再生恒星形成淬火星系。对于星系形成模型，我们的结果表明：（1）L* 星系中的淬灭可能是由于星系与现有的热和冷气体储层脱钩而开始的，而不是缺乏可用的气体或来自下落团块的重力加热，（2）目前最先进的半分析模型过度预测了主要晕合并对淬灭的影响，（3）在非淬灭的中心星系中，主要的晕合并可以触发增强的恒星形成。
2015-06-03 astro-ph.GA
Core-halo mass relation of ultralight axion dark matter from merger history
在超轻轴子暗物质的结构形成的背景下，我们提供了一个替代的解释孤子核心和它们的主机晕在数值模拟中观察到的质量关系。我们的论点是完全基于二进制核心的主要合并过程中发生的质量增益，并在很大程度上独立于初始的核心晕质量关系分配给主机，刚刚崩溃。我们发现晕质量$M_h$和相应的核心质量$M_c$，$M_c\propto M_h^{2β-1}$，其中$(1-β)$是核心质量损失分数之间的关系。在随机合并树的核心群众的演变，我们发现我们的模型的经验证据。我们的结果是有用的统计模型的暗物质核心的星系及其子结构的性质在轴子暗物质宇宙学的影响。
2017-02-14 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Observing Merger Trees in a New Light
合并树收获的宇宙学$N$体模拟编码的组装历史的暗物质晕在宇宙时间，是一个基本组成部分的半解析模型（SAM）的星系形成。以公正和系统的方式比较用于构建合并树的工具（即光环查找器和树构建算法）的能力对于评估合并树的质量至关重要。在本文中，我们提出了dendogram，一种新的方法来可视化合并树，它提供了一个全面的表征晕的组装历史-跟踪subhalo轨道，晕合并事件，和一般的演化晕属性。我们显示的有用性dendogram作为诊断工具的合并树比较晕组装历史从一个单一的$N$ -机构模拟分析与三个不同的晕-finders- \textsc{VELOCIraptor}，\textsc{AHF}和\textsc{Rockstar} -和他们相关的树建设者。基于我们的分析结果dendograms，我们强调他们如何被用来激励改进\textsc{VELOCIraptor}。dendogram软件可在线公开获得，网址为：https://github.com/rhyspoulton/MergerTree-Dendograms。
2018-09-17 astro-ph.GA astro-ph.IM
The shape of the Galactic halo with $Gaia$ DR2 RR Lyrae. Anatomy of an ancient major merger
我们使用$Gaia$ DR 2 RR天琴座样本来获得银河系恒星晕的不间断视图。我们在平行于银河系圆盘的切片中解剖了可用的体积，以表明在距离银河系中心千秒差距的$\sim30$内，晕是三轴的，最长轴与银河系$x$轴的$\sim70^{\circ}$错位。这个解剖过程暴露了两个大的弥漫性超密度与晕的半长轴对齐：武仙座-天鹰座云和室女座超密度。我们揭示了整个内晕的运动学映射出的振幅和方向的RR天琴座自行车。然后将这些与具有不同各向异性的简单模型进行比较，以证明内晕由高偏心轨道上的恒星主导。我们解释的密度和运动学的$Gaia$ DR 2 RR天琴座的形状的证据，有利于一个场景中，大部分的晕沉积在一个单一的大规模合并事件。
2018-10-15 astro-ph.GA
The Local Stellar Halo is Not Dominated by a Single Radial Merger Event
我们使用晕矮星光度测定确定的金属丰度，位于2千秒差距的太阳，以确定当地的晕子结构。这些恒星的运动学性质并不表明有一个单一的，占主导地位的径向合并事件（RME）。逆行室女座径向合并（VRM）分量具有[Fe/H] =-1.7。第二个非旋转的RME组件我们命名为Nereus，其[Fe/H] = -2.1，具有与VRM相似的能量。第三个可能的RME，我们命名为克罗诺斯，它与磁盘共同旋转，具有比VRM更低的能量，并且[Fe/H] =-1.2。我们在数据中识别出尼克斯流。除了这些子结构，我们观察到贫金属晕星（[Fe/H] ~ -2.0和$σ_v$ ~ 180 km s $^{-1}$）和磁盘/飞溅组件与较低的旋转速度比磁盘和较低的金属丰度比通常与飞溅。额外过量的低速度和金属丰度[Fe/H] = -1.5的晕星可能与较低能量的RME壳层有关，或者表明较低能量的晕星具有较高的金属丰度。组成“盖亚香肠”速度结构的恒星是这项工作中确定的组成部分的组合。
2022-06-16 astro-ph.GA
