A 2-3 billion year old major merger paradigm for the Andromeda galaxy and its outskirts
最近对我们的邻居星系M31的观测表明，它的圆盘是由广泛的事件形成的。这方面的证据包括年龄超过2 Gyr的恒星的高度分散（$V/σ$ $\le$ 3），以及2-4 Gyr前的全球恒星形成事件。使用现代流体动力学的代码，GIZMO，我们已经进行了300高分辨率的模拟，以探索在何种程度上，这些观察到的属性可以解释一个单一的合并。我们发现，所观察到的M31磁盘类似的模型经历了4：1合并，其中核合并1.8-3 Gyr前，并在7至10 Gyr前发生在一个大的近心点距离（32千秒差距）。我们还表明，在一个家庭的轨道参数，巨流（GS）可以形成各种合并的质量比，从2：1到300：1。最近的一次大的合并可能是唯一的方法来创造非常不寻常的年龄色散关系的磁盘。它再现并解释了长寿命的10千秒差距环，广泛和最近的恒星形成事件，没有GS祖先的残余，GS，NE和G团块及其形成过程的三维空间分布的明显复杂性，以及所观察到的晕剖面的斜率。这些建模的成功使我们提出，M31晕中的大部分子结构，以及内部星系的复杂性，可能归因于与一个星系的单一主要相互作用，该星系现在已经完全与仙女座合并。
2018-01-12 astro-ph.GA
The Andromeda Galaxy's Last Major Merger: Constraints from the survey of Planetary Nebulae
本研究利用行星状星云作为化学动力学示踪剂，揭示了仙女座星系约25-40亿年前由质量比约1:5的“湿”大合并形成了厚薄盘及内晕子结构，从而约束了其近期形成历史。
2023-05-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Asymmetric Drift of Andromeda Analogs in the IllustrisTNG Simulation
我们分析的运动学作为恒星年龄的函数仙女座（M31）质量类似物从IllustrisTNG宇宙学模拟。我们将恒星粒子分为四个年龄组：小于1 Gyr，1至5 Gyr，5至10 Gyr和大于10 Gyr，并将这些组的运动学与中性气体细胞的运动学进行比较。我们计算的恒星和气体成分的每个模拟从2千秒差距到20千秒差距从质心的旋转曲线。我们发现，气体自转曲线和恒星自转曲线之间的滞后或非对称漂移（AD）平均随恒星年龄的增加而增加。这一发现与仙女座星系盘中AD的观测测量结果一致。当基于合并历史将M31类似物分成组时，我们发现在最后4 Gyr、8 Gyr或12 Gyr具有4：1合并的类似物的AD与在相同时间范围内未经历4：1合并的类似物相比存在差异。在最近4个Gyr中有4：1合并的类似物子集也类似于M31盘中恒星的AD测量，提供了证据表明M31实际上可能最近与一个质量接近其四分之一的星系合并。进一步的工作需要使用高分辨率的放大模拟来探索内部加热对AD的贡献。
2020-07-20 astro-ph.GA
Does the dwarf galaxy system of the Milky Way originate from Andromeda?
当地集团通常被视为一个平静的环境，没有重大的合并事件。然而，一个古老的大合并可能发生在最大的星系中。数值模拟表明，在富含气体的主要合并过程中形成的潮汐尾是长寿的，可能是古老恒星流的原因，并可能导致潮汐矮星系（TDG）的形成。使用几个流体动力学模拟，我们研究了最突出的潮汐尾形成的第一次通过，这是丰富的气体，并包含旧的和金属贫星。在将它的位置和运动与银河系（MW）和麦哲伦云（MC）进行比较后，我们发现了几个惊人的巧合。首先，潮汐尾扫过的是MW所在的相对较小的体积。由于合并的几何形状在某种程度上是由巨流（GS）的各向异性特性固定的，我们估计MW与这个巨大的潮汐尾在这样一个renewal-vous的机会是5%。其次，潮汐尾的速度与大麦哲伦星系的自行相匹配，并且很好地再现了MW矮星的几何和角动量特性，即所谓的卫星盘，更好地称为VPOS。第三，潮汐尾的模拟揭示了一个形成的TDG的质量和位置几乎可比的LMC。然而，我们目前的建模是太有限的，研究详细的相互作用的气体丰富的TDGs的潜力的MW，和一个补充的研究是必要的，以测试是否可以占我们的情况下，矮固有的属性。然而，这项研究表明，在M31位置的一个古老的、富含天然气的主要合并与本地群、GS、VPOS和MC的存在之间存在因果关系。
2012-09-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Orbital structure of merger remnants: Trends with gas fraction in 1:1 mergers
由于分级合并中的剧烈弛豫是不完整的，椭圆星系在其现今的轨道结构中保留了大量关于其形成路径的信息。各种证据表明，富含气体的主合并在椭圆星系的形成中起着重要的作用。我们模拟1：1磁盘合并在7个不同的初始气体分数范围从0到40%，使用TreeSPH代码Gadget-2。我们对每个遗迹中的恒星轨道进行分类，并构建轨道内容，内在形状和方向的径向轮廓。无耗散残余物是典型的长轴-三轴轨道，在r_c ~ 1.5Reff范围内以盒轨道为主，在其外部以管轨道为主。随着气体含量的增加，r_c内的盒形轨道逐渐被净自转接近零的短轴管（z管）取代，残余物逐渐变扁和圆。长轴管（x-管）轨道是高度流动的，对气体部分相对不敏感，这意味着它们的角动量从动态冷初始条件中保留下来。在r_c之外，轨道结构基本上不受气体的影响。15-20%的气体残留物通常显示盘状运动学上不同的核心（KDC）。这些残骸在速度图和内在轨道结构上都与KDC星系NGC 4365有着有趣的相似之处（van den Bosch et al. 2008）。在30-40%的气体含量下，残留物快速旋转，并在~ 1 Reff尺度上有尖锐的嵌入盘。我们预测一个特征，物理直观的轨道结构1：1磁盘合并残留物，1和3Reff之间的一个明显的过渡，将很容易观察到的二维运动学调查SAURON和SMEAGOL的组合数据。
2010-01-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Could the Magellanic Clouds be tidal dwarves expelled from a past-merger event occurring in Andromeda?
麦哲伦云通常被认为是银河系卫星系统中的异常值，因为它们是不规则的和富含气体的星系。从它们大的相对运动来看，它们很可能是第一次经过银河系附近，可能来自本星系群的另一个区域或其外围。M31在过去可能处于合并阶段，我们调查大麦云云是否可能是在这次事件中被驱逐的潮汐矮星。这种假设是测试的框架下，目前的测量和不确定性的相对运动的LMC和M31。我们的方法是使用数千种不同的配置来跟踪LMC轨迹，这些配置对相应的参数空间进行采样。我们发现了几种配置，让LMC在50千秒差距从M31，4.3至8 Gyrs前，根据所采用的银河系晕的形状。对于所有的构型，在这样一个位置的LMC速度总是略大于在这样一个半径的逃逸速度。最好的解决方案对应于一个球形到扁长的银河系晕，预测M31的横向运动小于107公里/秒，并下降到接近零的值。我们的结论是，从目前的测量，麦哲伦云很可能是潮汐矮星驱逐前合并事件发生在M31。
2010-10-19 astro-ph.GA
Metallicity distribution of the progenitor of the Giant Stellar Stream in the Andromeda Galaxy
巨大恒星流（GSS）是仙女座星系（M31）晕中一个显著的潮汐特征，代表着一个卫星星系正在毁灭。在本文中，我们研究的GSS的形成，通过详细的数值模拟的潮汐破坏的祖系统。假设该流产生于M31与一个恒星质量为$10^{9}M_{\odot}$的矮球状星系的一次合并事件，我们成功地再现了GSS的动力学性质。由于沿着溪流的金属丰度分布已经根据观察结果（PAndAS和AMIGA数据集）得到了很好的确定，因此我们使用蒙特卡罗模拟来重建矮祖先的原始金属丰度分布。我们发现，一个祖矮星系的径向金属丰度梯度为负，$Δ$ FeH = - $0.3 \pm 0.2$，再现了所观察到的GSS属性之间的时间2.4和2.9 Gyrs合并。我们还表明，所观察到的双峰金属丰度分布沿流是一个短暂的结构所造成的独特的合并情况下，两组流星在相反的方向移动，相交产生的高峰。
2022-01-26 astro-ph.GA
The Merger-Driven Origin of the Vast Extended Stellar Disc Around the Andromeda Galaxy
National and Kapodistrian University of Athens（雅典国立卡波蒂斯坦大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Observatoire de Paris（巴黎天文台）；PSL Research University（PSL研究大学）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik (MPE)（马克斯·普朗克地外物理研究所）；University Observatory Munich (USM)（慕尼黑大学天文台）
研究仙女座星系近期富含气体的大质量合并事件，用N体流体动力学模拟，对比模型粒子与星系盘中解析示踪剂，揭示合并对星系盘的影响，如使其变热、不对称、伸展等。
2026-07-02 astro-ph.GA
The origin of the metallicity distributions of the NE and W stellar shelves in the Andromeda Galaxy
本文通过数值模拟M31与卫星星系的并合，探究了仙女座星系东北和西恒星壳层及巨型恒星流的起源，发现具有负径向金属丰度梯度的单一 progenitor 能成功重现观测到的化学动力学性质。
2023-11-24 astro-ph.GA
Andromeda II as a merger remnant
使用N-体模拟，我们研究的起源，最近发现的运动学数据和II，一个dSph卫星的M31的长轴旋转。我们提出了一个演化模型的起源和II涉及合并两个盘状矮星系的结构参数不同，只有在他们的磁盘尺度长度。这两颗矮星被放置在一个径向轨道上，它们的角动量相对于轨道平面倾斜45度，相对于彼此倾斜90度。经过5 Gyr的演化，合并的残余物形成了一个稳定的三轴星系，只围绕最长轴旋转。这种旋转的起源很自然地被解释为由于初始构型的对称性，这导致了沿着合并方向的角动量分量守恒。来自这两颗矮星的恒星显示出明显不同的表面密度分布，同时具有非常相似的运动学特征，这与And II中单独的恒星星族的性质一致。我们还研究了另一种方案的形成和II，通过潮汐搅拌的盘状矮星系。虽然在这个模型中，内禀自转是盘初始自转的残余，但它主要是围绕恒星组成部分的最短轴。围绕最长轴的旋转只是偶尔引起的，并且保持比系统的速度色散小得多。我们的结论是，虽然潮汐起源的速度分布和II不能被排除在外，它是更自然地解释的情况下，涉及过去的合并事件。因此，原则上，在本星系群及更远的dSph星系中，长轴自转的存在可以作为它们历史上主要合并的指标，甚至可以作为区分它们形成的两种情况的一种方式。
2014-07-30 astro-ph.GA
The survey of planetary nebulae in Andromeda (M31) VI. Kinematics of M31 inner-halo substructures and comparison with major-merger simulation predictions
本文利用M31内晕子结构的行星状星云视线速度测量，结合主并合模拟预测，揭示了M31在2.5至4 Gyr前经历了一次“湿”主并合，形成了当前盘结构与内晕子结构。
2023-05-04 astro-ph.GA
Formation of S0 galaxies through mergers. Bulge-disc structural coupling resulting from major mergers
观测结果显示，在S 0星系中，球和盘之间存在强烈的结构耦合，这似乎很难解释它们是否是由所谓的灾难性事件（如重大合并）形成的。我们面对这个问题，通过量化的主要和次要的合并，导致现实的S 0的耗散模拟的鼓盘耦合。我们已经研究了耗散N体二进制合并模拟GalMer数据库，产生现实的，放松的E/S 0和S 0残余（67个主要和29个次要合并）。我们模拟这些S 0-样的残余物在K-波段的表面亮度分布，模仿典型的观测条件，进行类似于在真正的S 0中进行的膨胀盘分解。这些残留物的球状球盘结构与实际数据进行了比较，它们在B/T-r_e - h_d参数空间中的分布与实际亮SO_s一致，其中B/T为球盘与总光度之比，r_e为球盘有效半径，h_d为球盘尺度长度。大合并可以重建后，破坏了祖先的结构，而较小的合并直接保存它们的残留物中的隆起盘耦合。余项的B/T和r_e/h_d的分布范围很广，与观测结果一致。许多残留物的球状赛西氏指数范围为1<n<2，外观平坦，并在嵌入的盘中包含残余的恒星形成，这一结果与真实S 0中存在的假球状一致。与流行的观点相反，合并（特别是重大事件）可以在不到3 Gyr的时间内产生具有实际耦合的隆起盘结构的S 0残留物。总之，膨胀盘耦合和存在的pseudobulges在真正的S 0不能被用来作为一个论点，反对可能的主要合并这些星系的起源。
2014-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Discovery of an Extremely Luminous Type II Cepheid in the Andromeda Giant Stellar Stream: Evidence for a Hierarchical Triple with an Inner Binary Merger
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；School of Astronomy and Space Science, University of the Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；South-Western Institute for Astronomy Research, Yunnan University（云南大学西南天文研究所）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学前沿天文与天体物理研究所）；School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理与天文学院）
发现极亮II型造父变星，提出其源于分层三合星系统，通过双星合并形成
2026-01-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
The imprint of dissipation on the shapes of merger remnant LOSVDs
椭圆星系的性质与螺旋星系之间富含气体合并的模拟残留物大致一致，这激发了对这种形成机制对残留物分布函数的影响进行更详细的研究。气体对合并残余物的视线速度分布（LOSVD）的非高斯形状有很大的影响，这是由于在合并过程中保留角动量的气体形成的嵌入盘，以及落在中心的气体的强中心质量浓度。与高斯性的偏差由高斯-厄米矩h_3和h_4参数化，这与LOSVD的偏度和峰度有关。利用Gadget-2模拟，包括恒星形成、辐射冷却以及超新星和活动星系核的反馈，我们量化了（h_3，h_4）-v/sigma关系对1：1合并中原始盘初始气体分数的依赖性.对于气体分数f_gas < ~15%，h_3和v/sigma之间的整体相关性较弱，由边缘视角引起的平坦负相关分量加上正面投影引起的陡峭正相关部分组成。随着气体分数从0增加到15%，v/sigma值的分布向高正h_4减小，并且有向低h_4减小的趋势。当f_gas > ~20%时，（h_3，4）- v/sigma分布看起来完全不同--h_3- v/sigma存在紧密的负相关，在所有h_4处v/sigma值分布很广，与观测结果更一致。高f_气体残余物的再合并（干合并）产生具有接近高斯LOSVD的缓慢旋转系统。我们解释所有这些趋势的残留物的基本轨道结构，塑造他们的耗散形成的历史。
2009-09-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Fate of the Milky Way--Andromeda System: To Merge or Not?
Peking University（北京大学）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学科维理天文与天体物理研究所）；University of Chinese Academy of Science（中国科学院大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）
研究通过最新Gaia数据重新评估银河系与仙女座合并概率，发现合并概率升至90%，并探讨PM测量精度对结果的影响。
2026-03-24 astro-ph.GA
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
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
Dissipative Dark Matter and the Andromeda Plane of Satellites
我们表明，耗散暗物质可以潜在地解释大观测质量与光的比例的矮卫星星系，已被观察到在最近确定的平面结构仙女座周围，这被认为是由于在星系合并的潮汐力。然而，由普通圆盘产生的矮星系将是暗物质贫乏的，银道面内的暗物质不仅提供了暗物质的来源，而且由于暗物质的较低速度，它更容易被束缚。这个最初的N体研究表明，在重子盘中有一个薄的暗物质盘，当潮汐力拉出与暗盘的图姆雷不稳定性尺度相似的斑块时，可以产生高达O（30）的质光比。将需要一个完整的模拟来确认这一结果。
2014-12-04 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The combined and respective roles of imaging and stellar kinematics in identifying galaxy merger remnants
确定合并在星系演化中的作用的核心挑战之一是在观测中选择纯粹和完整的合并样本。特别是，虽然可以通过光谱标准相对容易地获得大的和相当纯净的相互作用的星系对样本，但合并后合并残留物的自动选择仅限于残留物的物理特性。此外，这种选择主要侧重于成像数据，而运动学数据可为查明合并残余物提供补充依据。因此，我们研究合并残留物的形态学和运动学特征的理论效用，在区分星系合并残留物从其他星系。深分类模型进行校准和评价使用理想化的合成图像和视线恒星速度图的异质人口的星系和合并残余TNG 100宇宙流体动力学模拟。我们发现，即使是理想化的恒星运动学数据具有有限的效用相比，成像和下执行$2.1\%\pm0.5\%$的完整性和$4.7\%\pm0.4\%$纯度为我们的基准模型架构。结合成像和恒星运动学提供了一个小的完整性提高（$1.8\%\pm0.4\%$，相比$92.7\%\pm0.2\%$从单独的成像），但没有改变纯度（$0.1\%\pm0.3\%$的改善相比，$92.7\%\pm0.2\%$，评估合并残余和非残余控制星系的数量相等）。所有模型的分类精度是特别敏感的物理同伴在分离$\lesssim40$ kpc和时间，因为合并。两者合计，我们的研究结果表明，恒星的运动学数据几乎没有提供恭维的成像合并残留物识别在一个异质的星系人口。
2022-01-10 astro-ph.GA
The intrinsic ellipticity of dwarf spheroidal galaxies: constraints from the Andromeda system
我们提出了一个研究的内在deprojected椭圆率分布的卫星矮星系的仙女座星系，假设他们的可见组件有一个扁长的形状，这是一个自然的模拟结果。不同的可能性的长轴矮星系的方向进行测试，指向尽可能接近的径向方向对中心的仙女座，或切向的径向方向，或与一个随机的角度在平面上，包含长轴和观察者。我们发现，平均内轴比为~ 1/2，根据人口的假设方向的差异很小。我们的预测还表明，一个显着的部分，卫星，~ 10%，潮汐破坏的残余物。我们发现，没有证据表明，在仙女座周围的同向旋转星系的巨大薄平面的卫星和那些不属于这个结构的卫星之间的形态和主轴方向有任何明显的差异。
2015-04-08 astro-ph.GA
Cartography of Triangulum-Andromeda using SDSS stars
外部的星系晕是许多子结构的家园，这些子结构的起源仍然不确定，但最有可能是银河系与其前卫星之间以前相互作用的残余物。三角座-仙女座（TriAnd）是这些晕子结构之一，被发现是2 M质量巨星的超密度。我们使用斯隆数字巡天第九次数据发布（SDSS DR 9）的光度数据分析了三角座-仙女座区域。通过将观测结果与TRILEGAL银河系模型的模拟结果进行比较，我们能够识别并绘制出几个分散的高密度主序星，这些恒星似乎与TriAnd有关，覆盖了$\sim 500$度$^2$的大片区域。其中一个过度可能代表了一种新的恒星密度过高。我们还简要讨论了另一种假设，根据该假设，TriAnd是银河系盘中振荡环的槽之一。
2017-09-06 astro-ph.GA
The dynamics of Andromeda's dwarf galaxies and stellar streams
作为Z-PAndAS Keck II DEIMOS对我们邻近星系仙女座（M31）中已分辨恒星的调查的一部分，我们已经建立了一个独特的数据集，测量了仙女座恒星晕中数千颗恒星的速度和化学成分，特别是探测其丰富而复杂的子结构。在这篇文章中，我们将讨论仙女座矮球状星系的结构，动力学和化学性质，以及如何没有观测证据表明在M31巨大的卫星平面上和卫星平面外发现的那些星系的演化历史存在差异。我们还将讨论M31中最重要的合并事件-巨型南流-的可能扩展，以及我们如何利用这一特征来完善我们对M31质量分布及其复杂演化的理解。
2016-05-11 astro-ph.GA
The Milky Way and Andromeda galaxies in a constrained hydrodynamical simulation: morphological evolution
我们研究的两个主要组成星系的本地集团作为候选人的银河系（MW）和仙女座（M31）的约束模拟。我们专注于恒星盘的形成和它的关系，形成一个丰富的系统与两个大质量的星系组，并调查合并和吸积的影响作为驱动程序的形态转变。我们使用最先进的流体动力学代码，其中包括恒星形成，反馈和化学富集进行我们的研究。我们运行两个模拟，其中我们包括或忽略来自恒星的辐射压力的影响，研究这个过程对模拟星系的形态和恒星形成率的影响。我们发现，模拟M31和MW有不同的形成历史，即使都居住在，在z=0，相同的环境。这些差异直接转化为并解释了它们的恒星形成率，原位分数和最终形态的变化。M31候选者有一个活跃的合并历史，因此它的恒星盘直到现在都无法不受影响地生存下来。相比之下，MW候选者具有更平滑的历史，在后期没有重大合并，并形成稳定增长的圆盘;在z=0时，模拟MW具有扩展的旋转支撑圆盘，其在凸起上占主导地位。我们的两个反馈实现预测类似的星系和它们的盘的演化，虽然检测到一些变化，其中最重要的是盘的形成时间：在较弱/较强反馈的模型中，盘形成较早/较晚。总之，通过比较这两个星系的形成历史，我们得出结论，星系的合并/吸积历史，而不是它的环境在LG尺度的形成和随后的增长或破坏的星系盘的主要驱动力。
2015-03-02 astro-ph.GA
The unorthodox evolution of major merger remnants into star-forming spiral galaxies
星系合并被认为在恒星形成盘星系转变为淬灭椭圆星系的过程中起着关键作用。然而，我们大多数关于这种形态转变的理论知识都依赖于理想化的模拟，其中诸如热晕气体冷却到盘中和合并后阶段的气体吸积等过程都没有以自洽的宇宙学方式处理。在本文中，我们研究了在宇宙流体动力学zoom模拟中发生在z=0.5的四个主要合并的恒星成分的形态演化。在所有的模拟中，合并减少了盘的质量分数，但在我们的最高分辨率模拟的所有星系再生一个显着的磁盘z=0（与磁盘分数大于24%）。对于我们默认的物理模型，其中包括恒星形成和黑洞反馈的星系风，没有合并残余物被淬火，但在一组模拟中，更强的黑洞反馈，我们发现，主要的合并确实可以淬火星系。我们的结论是，主要的合并残留物通常演变成恒星形成盘星系，除非足够强的活动星系核的反馈有助于淬火的残留物。
2017-06-15 astro-ph.GA
A Formation Scenario for the Disk of Satellites: Accretion of Satellites during Mergers
在仙女座星系中观测到的土星盘（DOS）是一组细长而延伸的卫星，几乎垂直于盘平面，它们围绕仙女座星系的中心有一个共同的旋转方向。虽然在银河系中也观察到了DoS，但在更遥远的星系中这种结构的普遍性仍然存在争议。对于这种DoS的形成的解释有很大的不同，从惯性的陷落，或由于大尺度结构的势场而导致的扁平化，到Mondian范式中的星系相互作用。在这里，我们提出了一个替代方案-在合并过程中，一个星系可能会带来自己的卫星人口时，与另一个星系合并。我们演示了如何，在正确的情况下，在合并的两个星系，卫星人口可以传播到一个扩展的，扁平的结构，与一个共同的旋转方向合并残留物。我们调查的相互作用的关键参数，和卫星人口，需要形成一个DoS在这种情况下。
2015-11-17 astro-ph.GA
Remnants of recent mergers in nearby early-type galaxies and their classification
我们从公开的SDSS Stripe82深空影像（$μ_r \sim 28.5$等角秒$^{-2}$）中，在局域宇宙中的202个早期型星系样本中寻找最近星系紧密相互作用和合并的特征。使用两种不同的方法，以消除星系的平滑和对称的光分布，我们确定和表征11个不同类型的合并残留嵌入在这些早期类型的星系的漫射光。我们讨论了合并残余物的形态可以导致不同种类的次要和主要合并，并估计早期型星系在本地宇宙中的比例与最近的主要（27%）和次要（57%）合并的证据。推导出的合并分数高于以前的几次调查。在残余物中，我们发现壳是与早期型星系相关的主要合并碎片（54%），主要和次要合并产生，主要合并的特征是显着的（壳宿主星系的24%）。最不常见的合并相关的结构是恒星分布的方形等照度线和星系核心附近的磁盘碎片的存在。我们开发了一个分类方案，这些精细结构，可用于推断其可能的成因历史。分类主要是基于合并星系的质量比。这项工作，结合数值模拟的预测，表明大多数（如果不是全部）早期类型的星系在本地宇宙中不断演变的结果（小）合并活动。
2023-02-09 astro-ph.GA
The survey of planetary nebulae in Andromeda (M31) VII. Predictions of a major merger simulation model compared with chemodynamical data of the disc and inner halo substructures
本研究通过结合质量比1:4的主并合模拟与化学模型，预测了M31内晕子结构的相空间和金属丰度分布，发现其与观测数据高度吻合，为约3 Gyr前M31发生主卫星并合提供了有力证据。
2025-06-09 astro-ph.GA
Observational Signatures of Carbon-Oxygen White Dwarf Merger Remnants
研究双碳氧白矮星并合遗迹的观测特征，提出通过光致电离星云的独特光谱发现遗迹，预测可在邻近大质量星系中探测到多个候选体。
2023-06-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Role of Dissipation in the Scaling Relations of Cosmological Merger Remnants
椭圆星系的三种结构性质-恒星质量、速度色散和大小-之间存在着强相关性，表现为一个紧密的“基本面”和每对星系之间的“比例关系”。盘状星系的合并被认为是产生椭圆星系的一种机制，但是半解析星系形成模型（SAM）在再现观测到的大小-质量关系的斜率和散射方面遇到了明显的困难。我们研究了合并残留的标度关系，从两个SAM祖属性。我们应用一个简单的合并模型，包括气体耗散和恒星形成的理论考虑和模拟的基础上。结合SAM和合并模型，可以计算在给定红移下进入椭圆星系群的主要合并残余物的结构特性。在没有调整合并模型参数的情况下，每个SAM的结果大致匹配观测到的标度关系中的斜率和散射，以及它们在红移范围$z=0-3$中的演化。在这个模型中，所观察到的缩放关系，包括相对于维里平面的基本平面的倾斜，主要是由于随着祖质量的增加，气体分数的减少。残余物的尺寸-质量关系中的分散度从祖细胞的分散度减小，因为在给定质量下祖细胞尺寸与气体分数之间存在相关性。
2011-07-11 astro-ph.GA
Where can we find the merger remnant in BH-BH mergers in Globular clusters?
本文研究球状星团中黑洞并合遗迹在反冲速度超过逃逸速度时的最终归宿，利用GAIA EDR3数据对十个星团分析，发现反冲速度小于120 km/s时多数遗迹黑洞落入核球。
2023-08-10 astro-ph.GA
The influence of Massive Black Hole Binaries on the Morphology of Merger Remnants
大质量黑洞（MBH）双星，由于星系合并而形成，预计将通过动力学摩擦和三体恒星散射而硬化，直到引力波（GW）的发射导致它们最终合并。根据最近的模拟，MBH二进制可以有效地硬化通过恒星相遇时，主机的几何形状是三轴的，即使只有适度的，角动量扩散允许一个有效的再填充的二进制损失锥。在本文中，我们进行了一套N体模拟等质量星系碰撞，不同的初始轨道和密度分布的合并星系和运行模拟有和没有中央MBH。我们发现，存在的MBH二进制的残留物使系统接近扁圆，与星系合并平面对齐，在半径内包围100 MBH质量。我们从来没有发现双星宿主在任何尺度上都是扁长的。由于角动量的注入和近径向轨道上恒星的弹弓弹射，衰变的MBH稍微增强了残骸中心的切向各向异性。后一种效应导致大约1%的残余恒星被从星系核中驱逐出去。最后，我们没有发现任何强大的残余形态和二进制的硬化率之间的联系，这只取决于内部密度的残余星系的斜率。我们的研究结果表明，MBH二进制能够合并在几个陀螺仪，即使二进制被发现部分擦除合并引起的三轴性的残余。
2018-03-23 astro-ph.GA
The collision between the Milky Way and Andromeda and the fate of their Supermassive Black Holes
我们的银河系和附近的仙女座星系（M31）形成了一个束缚系统，尽管M31的相对速度矢量目前还没有得到很好的约束。它们的轨道运动在很大程度上取决于初始条件，但所有可靠的情况都意味着在接下来的3-5个陀螺仪内首次接近。在我们的研究中，我们通过直接N体集成模拟这种相互作用，使用HiGPU代码。我们的目的是调查的合并时间的依赖性的物理和动力学性质的系统。最后，我们研究了两个位于银河系中心的超大质量黑洞的动力学演化，未来的目标是获得适当的分辨率来跟踪它们的运动，直到它们形成一个紧密的双星系统。
2019-08-20 astro-ph.GA
Association between Recurrent Novae and Nova Super-Remnants
本文为新星超遗迹（NSR）研究子领域的短篇综述，围绕再发新星与NSR的关联，介绍了NSR的形成机制、原型案例，以及相关建模工作、新发现的银河系NSR和首个专项巡天进展，为后续搜寻提供了方向。
2025-03-25 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Intermediate-age Globular Clusters in Four Galaxy Merger Remnants
我们提出的结果相结合的哈勃空间望远镜的光学光度测量和地基KS波段光度测量的双子座成像仪NIRI和FLAMINGOS-I研究的球状星团人口在四个早期类型的星系，是最近合并的候选残余物（NGC 1700，NGC 2865，NGC 4382，和NGC 7727）。这些星系的选择是基于它们的蓝色和精细结构，例如贝壳和涟漪，这表明过去的相互作用。我们适合组合VIKs球状集群数据与简单的玩具模型的混合集群人口，包含三个不同年龄和金属丰度的亚群。通过卡方参数空间映射完成的拟合，为每个星系中存在中等年龄的星系团提供了明确的证据。我们发现，这些球状星团子种群的1-2 Gyr的年龄与先前估计的合并年龄的宿主星系是一致的。
2014-08-04 astro-ph.GA
Recoiling Massive Black Holes in Gas-Rich Galaxy Mergers
大质量黑洞（MBH）双星在合并过程中产生的引力波的不对称发射会给系统带来一个速度“反冲”，使黑洞从其宿主中心移位。在这里，我们研究的轨迹和可观测性的MBH反冲在三个（一个主要的，两个次要的）富含气体的星系合并残留物，以前模拟在高分辨率，并在配对的MBH已被证明是成功的。我们运行新的模拟MBH反冲的主要合并残留物的马赫数在1<M<6的范围内，并使用模拟数据，以构建一个半解析模型MBH的轨道演化的富气体系统。我们证明：1）在主要的合并残余物中，由移动的孔沉积到旋转支撑的湍流介质中的能量对气体的热力学的贡献可以忽略。2）在主要的合并残留物中，更深的中心势阱和高密度气体的拖曳力的结合，甚至将反冲速度高达1200 km/s的MBH限制在距主中心1 kpc以内; 3）在反冲速度为700- 1，000 km/s的情况下，在主要的合并残留物中，运动学上偏移的核可以在几百万年的时间尺度内观察到; 4）在较小的合并残留物中，气体拖曳的影响较弱，反冲速度在300-600 km/s范围内的MBH将在主晕中游荡较长的时间尺度。然而，当考虑到反冲速度的概率分布时，我们发现在富含气体的星系合并中观测到反冲MBH的可能性非常低，通常低于10^-5 - 10^-6。
2010-12-16 astro-ph.GA
Mapping the asymptotic inspiral of precessing binary black holes to their merger remnants
研究黑洞双星的演化需要多种方法。虽然后牛顿近似足以描述早期的螺旋（即使是无限大的轨道分离），但只有数值相对论才能捕捉合并附近动力学的全部复杂性。我们结合多时间尺度后牛顿积分与数值相对论代理模型，从而映射的二进制从其渐近配置在过去的时间无限的合并后的残余物的整个历史。这种方法自然使我们能够评估岁差和轨道相位对合并残余物的性质（质量、自旋和反冲）的影响。这些阶段在连接二元演化的两个极值时引入了基本的不确定性。
2020-10-19 astro-ph.GA astro-ph.HE gr-qc
Spatial and kinematic segregation in star cluster merger remnants
表现出化学和动力学复杂性的球状星团被认为是矮星系的剥离核（例如，M54，$ω$ Cen）。我们使用$N$体模拟的核星团形成通过合并的星团，探讨在相空间的子结构的持久性。我们发现，所观察到的分化水平是很难调和的观察，如果核集群的形成完全的恒星集群的合并。只有最近合并的星团才保留了足够明显的运动学特征，可以与核星团的其他部分区分开来，尽管关键因素是合并事件的数量，而不是经过的时间。因此，必须包括原位恒星形成来解释观察到的核星团的性质，与以前的结果很好地吻合。
2016-05-10 astro-ph.GA
The origin of prolate rotation in dwarf spheroidal galaxies formed by mergers of disky dwarfs
受M31的矮球状伴星Andromeda II中恒星长轴自转的发现启发，我们通过盘状矮星系的合并来研究它的起源。我们模拟了两个相同的矮星之间的合并事件，改变其磁盘相对于轨道的初始倾角和轨道角动量的量。在径向轨道上，合并残留物中的长轴旋转量与盘的倾角密切相关，并且很好地理解为由于盘沿合并轴的角动量分量守恒。对于非径向轨道，如果轨道的角动量最初并不比圆盘的固有角动量大得多，则仍然可以产生长轴旋转。具有显著旋转的残留物的轨道结构主要是由在中心的盒形轨道和在外部的长轴管。在垂直于长轴的平面上的恒星轨道的频率分析揭示了两个家庭的存在大致对应于内部和外部长轴管。内管的比例是最大的残留物形成的磁盘取向最垂直的最初和负责的四四方方的形状的星系。我们的结论是，长轴旋转的结果合并与各种初始条件，没有微调是必要的，以重现这一功能。我们比较我们的合并残余物的性质，从潮汐搅拌的情况下产生的矮星和仙女座II的数据。
2015-10-09 astro-ph.GA
The hangup effect in unequal mass binary black hole mergers and further studies of their gravitational radiation and remnant properties
我们提出了74个新的非旋进自旋黑洞二进制的模拟结果与质量比$q=m_1/m_2$的范围$1/7\leq q\leq1$和个人的自旋覆盖的参数空间$-0.95\leqα_{1,2}\leq0.95$与一个运行的自旋$\pm0.95$。我们补充这些运行与107个以前的模拟研究的挂起效应在黑洞合并，即延迟或即时合并的旋转孔相对于非旋转双星。我们执行的数值演化，通常是最后十个轨道合并前，到最后的残余黑洞的形成。这使我们能够研究不等质量双星的悬挂效应，从而确定控制合并前轨道数的自旋变量为$\vec{S}_{hu}\cdot{\hat{L}},$，其中$\vec{S}_{hu}=(1+\frac12\frac{m_2}{m_1})\vec{S}_1+(1+\frac12\frac{m_1}{m_2})\vec{S}_2$。结合这181次模拟的全部结果，得到了改进的最终黑洞质量、自旋和反冲速度以及引力应变的峰值亮度和峰值频率的拟合公式，并发现了它们之间新的关联。这种精确的新的一组模拟增加了可用于引力波观测参数估计的可用数值相对论波形的数量。
2018-01-24 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The Host Galaxy of the Recoiling Black Hole Candidate in 3C 186: An Old Major Merger Remnant at the Center of a z=1 Cluster
3C 186是$z=1.0685$的一个射电大声类星体，先前有报道称其与宿主星系有速度和空间偏移，并被认为是由黑洞合并引发的引力波反冲黑洞的有希望的候选者。另一种可能的情况是3C 186正在进行星系合并，表现出暂时的位移。在这项研究中，我们提出了新的深HST/WFC 3-IR和ACS图像的分析，旨在表征宿主星系和测试这种替代方案。我们仔细测量了主机的轻重量中心，并揭示了一个显着的空间偏移类星体核心（$11.1\pm0.1$ kpc）。确认的偏移方向几乎垂直于射电喷流。我们没有发现最近合并的证据，例如在扰动的郊区的年轻恒星爆发，但在F160 W中只有$\sim30$ kpc的边缘光浓度。宿主由成熟的（$>200$ Myr）恒星星族和一个致密的恒星形成区组成。我们比较流体动力学模拟，发现这些观察到的功能是一致的，在后期合并残留。综上所述，这些证据表明，该系统不是一个正在进行的/年轻的合并残余物，这表明反冲黑洞场景仍然是3C 186令人费解的性质的合理解释。
2022-04-26 astro-ph.GA
Fingerprints of binary black hole formation channels encoded in the mass and spin of merger remnants
双黑洞（BBH）被认为是在不同的环境中形成的，包括银河场和（球状，核，年轻和开放）星团。在这里，我们提出了一种方法来估计与这些不同的环境相关的主要BBH形成渠道的指纹。我们发现，在本地宇宙中的星系的金属丰度分布以及合并形成的领域或星团的相对数量决定的BBH人口的主要属性。我们的基准模型预测，迄今为止最重的合并，GW 170729，起源于一个密集的星团，可能是一个星系核，经历了2- 3次合并事件的祖先。该模型预测，在局部宇宙中，100个BBH合并中至少有一个合并残留物的质量为$90 < M_{\rm rem}/ {\rm ~M}_\odot \leq{} 110$，一千个中有一个可以达到$M_{\rm rem} \gtrsim 250$ M $_\odot$的质量。这样的大质量黑洞将在恒星质量和中等质量黑洞之间架起一座桥梁。低质量和高质量BBH的相对数量可以帮助我们解开不同形成通道的指纹。基于我们模型的假设，我们预计，如果整个BBH人口的$\sim 70\%$有残余质量$<50$ M $_\odot$，而$\gtrsim{}6$ \%的残余质量$>75$ M $_\odot$指向一个显着的动态形成的BBH双星的子人口的BBH合并形成的主要渠道。
2020-04-09 astro-ph.GA astro-ph.HE gr-qc
Optical Emission Model for Binary Black Hole Merger Remnants Travelling through Discs of Active Galactic Nuclei
本文提出双黑洞并合残骸穿过AGN薄盘时喷流茧浮现的光学辐射模型，预测其耀发可媲美或超过AGN背景，为引力波伴随电磁信号提供新探针。
2023-11-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
