Merger histories of brightest group galaxies from MUSE stellar kinematics
使用多单元光谱探测器（MUSE）光谱，我们分析了18个最亮的集团早型（BGEs）星系的恒星运动学，从完整的本地体积集团样本（CLoGS）。我们分析的运动学地图的不同功能，并测量特定的恒星角动量在一个有效半径（$λ_{e}$）。我们将BGE分类为快（10/18）或慢（8/18）旋转，表明至少有两种不同的进化路径。我们量化高阶运动学矩$h_{3}$和V/ $σ$之间的反相关性（使用$ξ_{3}$参数），以及光度和运动学位置角之间的运动学失准角（使用$Ψ$参数），并注意到快速和慢速旋转BGE的这些参数分布之间的明显差异。我们发现，所有10个快速旋转体都在形态和运动学轴之间对齐，与扁圆星系形状一致，而慢速旋转体分布在所有三类中：扁圆（1/8），三轴（4/8）和长轴（3/8）。我们将结果放入上下文中使用已知的无线电特性，X射线特性，和分子气体的观测。我们发现从快速旋转的BGE的观测推断出一致的合并历史，表明它们经历了富含气体的合并或相互作用，这些很可能是冷气体的起源。观测到的慢旋转的证据是一致的气体贫合并。对于有冷气的慢旋子，所有的证据都指向来自群内介质的冷气冷却。
2022-06-27 astro-ph.GA
The metallicity and elemental abundance maps of kinematically atypical galaxies for constraining minor merger and accretion histories
解释星系中恒星和气体的内部分布和运动是理解它们演化的一个关键方面。在以前的工作中，我们确定了五个解析良好的星系与非典型的运动学从宇宙学模拟，两个有不同的核心（KDC），和三个有反旋转的气体和恒星（CRGD）。在本文中，我们表明，i）的KDC星系有扁平的恒星[O/Fe]在大的银河系中心半径，由于轻微的合并，产生了KDC，和ii）的CRGD星系有一个突然的过渡，在气体金属丰度图，从高金属丰度的中心非常低的金属丰度进一步。这些星系嵌在暗物质细丝中，那里有现成的近乎原始的气体供应，可以引起这种效应。气体金属丰度的非线性增加也见于径向剖面，但当测量金属丰度梯度时，差异被埋在关系的分散中。我们还发现，所有五个星系都相当紧凑，由于其恒星质量，有效半径很小。这是因为它们没有经历过运动学上加热恒星的大合并，并会破坏它们不寻常的运动学。为了检测这些小合并或吸积的签名，星系标度关系或径向金属丰度轮廓是不够的，它是必要的，获得的二维地图与积分场光谱观测。
2019-03-05 astro-ph.GA
On the fragility of nuclear stellar discs against galaxy mergers: surviving photometric and kinematic signatures of nuclear discs
核恒星盘（NSD）可以帮助限制其宿主星系的组装历史，只要我们可以假设它们是在合并事件中被破坏的脆弱结构。在这项工作中，我们调查NSD的脆弱性，通过N体模拟再现的最后阶段的星系相遇，当两个星系的核区域合并。为此，我们暴露了一个NSD集的重力位的凸起和超大质量黑洞的主要星系的影响，超大质量黑洞从次要星系。我们探讨了不同质量比的合并事件，从1：1质量比的主要合并到1：5和1：10比例的中间和次要相互作用，同时考虑各种影响几何形状。我们从不同的视角分析这种合并的最终结果，并寻找可能的光度和运动学签名的存在下，一个光盘的残留表面密度和速度图，同时采用检测限从实际观测。我们的模拟结果表明，NSD确实是脆弱的，对主要的合并，留下很少的痕迹NSD的图像和速度图，而签名的光盘可以发现在大多数的中间到次要的合并残留物，特别是当看他们的运动学。这些结果表明，NSD可以区分这两种星系组装模式，这可能确实与不同类型的星系或星系环境有关。
2015-07-08 astro-ph.GA
Distinguishing Mergers and Disks in High Redshift Observations of Galaxy Kinematics
在$z\sim2$，大部分的大质量恒星形成星系除了有大量的无序运动外，还有旋转的速度梯度。在本文中，我们证明了这是具有挑战性的区分定期旋转的盘状星系的轨道运动的合并星系的可见度有限的数据。然而，在$z\sim2$的合并分数可能太低，这对磁盘分数的测量有很大的影响。为了确定合并通过磁盘的频率，我们期待星系形成模拟。我们分析了$\sim$ 24000合成图像和运动学地图的31个高分辨率模拟孤立星系和合并在$z\sim2$。我们确定，如果合成观测通过标准通常用于识别盘星系，以及是否与它们的内在动力学状态的结果是一致的。本质上是合并的星系通过了从0到100 $\%$的视线的圆盘标准。确切的百分比很大程度上取决于所采用的特定盘标准，而合并星系的分离程度很弱。因此，我们无法确定对单个星系的观测是否表明合并或盘。为了估计在当前运动学样本中作为磁盘通过的合并分数，我们将合并作为磁盘通过的概率与来自宇宙学模拟的理论合并分数相结合。从表面上看，观测到的盘分数被高估了一点：最多被高恒星质量的$5\%$（$10^{10-11}$ M $_{\odot}$）和低恒星质量的$15\%$（$10^{9-10}$ M $_{\odot}$）高估。
2019-02-18 astro-ph.GA
Evidence for Impact of Galaxy Mergers on Stellar Kinematics of Early-type Galaxies
我们使用MaNGA积分场单位光谱数据提供了观测证据，证明星系合并会显着影响早期星系（ETG）的恒星运动学，例如半光半径内的特定恒星角动量（$λ_{R_e}$）和运动学失准（$ψ_\mathrm{mis}$）斯隆数字巡天条纹82区域的光谱数据。在这项研究中，潮汐特征周围的ETG，这是在深coadded图像检测，被用作最近发生的合并的直接证据。在没有尘埃带的ETG中，除了质量最大的仓外，在所有恒星质量和Sérsic指数范围内，具有潮汐特征的ETG中的$λ_{R_e}$比没有潮汐特征的ETG中的$λ_{R_e}$要低（$λ_{R_e}$中位数：$0.21$与$0.39$），因此慢旋转体中具有潮汐特征的ETG的比例是快旋转体中的两倍多（$42\%$与$18\%$）。此外，具有潮汐特征的ETG的$ψ_\mathrm{mis}$大于不具有潮汐特征的ETG（平均$ψ_\mathrm{mis}$：$28^\circ$ vs $15^\circ$）。相比之下，具有尘埃带的ETG是快速旋转的，并且具有尘埃带和潮汐特征的ETG在所有ETG类别中具有最高的$λ_{R_e}$（中值$λ_{R_e}$：$0.59$）。此外，无论潮汐特征（$ψ_\mathrm{mis}<7.5^\circ$）的存在，具有尘埃带的ETG都具有小的$ψ_\mathrm{mis}$。我们的研究结果可以解释，如果合并与不同的气体馏分产…
2021-12-27 astro-ph.GA
Merger Signatures in the Dynamics of Star-forming Gas
空间分辨运动学已被用来确定恒星形成星系的动力学状态与模糊的形态，并限制星系的组装过程中的星系相互作用的重要性。然而，测量相互作用或星系合并率的重要性，需要在运动学诊断和合并指标的可见时间的系统学知识。我们分析了恒星形成气体的动力学在一组二进制合并恒星质量比为1：1和1：4的流体动力学模拟。我们发现，恒星形成的气体镜形态不对称性来自模拟光学图像，其中两个合并指标显示最大的偏离孤立的磁盘在强相互作用阶段跟踪的运动不对称性的演变。基于不同初始盘方向、轨道参数、气体分数和质量比的一系列模拟，我们发现合并签名在~0.2-0.4 Gyr时是可见的，具有运动学合并指标，但对于被设计为z~2-3亚毫米星系类似物的大质量富含气体盘星系的等质量合并，合并签名可以大约是其两倍长。合并的特征在第二次穿越之后和黑洞合并之前最为明显，但在某些情况下，它们在合并之后持续了数百万年。大约20-60%的模拟星系在强相互作用阶段没有被识别为合并，这意味着经历剧烈合并过程的星系不一定在其恒星形成气体中表现出高度不对称的运动学。在这个群体中缺乏可识别的合并签名可能会导致低估恒星形成星系中的合并丰度，并且将它们包括在恒星形成盘的样本中可能会使盘特性的测量产生偏差，例如内在速度色散。
2015-11-26 astro-ph.GA
Genesis of morpho-kinematic lopsidedness in minor merger of galaxies
一个$m=1$不平衡的不对称性在盘星系中很常见。在这里，我们调查的激发$m=1$ lopsidedness在主机星系在未成年人合并，同时选择一组1：10合并模型（不同的轨道配置，形态的主机星系）从GalMer星系合并库。我们表明，一个小的合并触发一个突出的$m=1$不平衡的恒星的宿主星系。$m=1$不平衡的强度在卫星每次近心通过后经历一个短暂的放大阶段，这与过去通过潮汐相遇激发$m=1$不平衡的发现一致。然而，一旦合并发生，合并后的残余物自我调整，这种不平衡在很短的时间尺度（$\sim$ 5亿~ 8亿5千万年）内消失。此外，延迟的合并可以在宿主星系中驱动长时间的（$\sim$ 2 Gyr）不平衡。我们证明了$m=1$的不平衡旋转与一个定义明确的模式的速度，这是远远低于$m=2$酒吧模式的速度，是逆行的酒吧。这就产生了一种动力学情形，其中$m=1$不平衡性的内林德布拉德共振落在共转和$m=2$棒模的外林德布拉德共振之间。一个运动学的不平衡性也出现在宿主星系，由此产生的时间变化密切遵循的密度不平衡性。小合并也触发了一个短暂的偏心恒星盘-暗物质晕配置由于潮汐遇到卫星。
2022-03-14 astro-ph.GA
A New Channel for the Formation of Kinematically Decoupled Cores in Early-type galaxies
我们提出了一个椭圆星系的运动学解耦核心（KDC）的形成，导致两个盘星系的主要合并模拟。我们发现，虽然两个祖先星系最初是遵循一个逆轨道，强大的反应力在合并过程中可能会导致其轨道自旋的短暂变化，两个祖先遵循逆行轨道之前，他们的最后合并。这导致了中心运动学解耦，并在最终的椭圆状合并残留物（M*=1.3x10^11 Msun）的中心形成了一个大尺度（半径约为2 kpc）的反向旋转核心（CRC），而其外部则保持着初始轨道自旋的旋转方向。合并残留星系的恒星速度色散分布呈现出两个对称的偏心峰，与观测到的“2-sigma星系”相当。KDC/CRC主要由合并前的老恒星（年龄大于5 Gyr）组成，在其祖先合并后，仍然在星系中心突出超过2 Gyr。它的性质与在大质量椭圆星系中观察到的KDC是一致的。这一新的渠道形成的KDCs从逆行合并是除了以前已知的形成方案，从逆行合并，可以帮助解释相当大一部分的KDCs观察到的早期型星系。
2015-02-02 astro-ph.GA
Tracing kinematic (mis)alignments in CALIFA merging galaxies: Stellar and ionized gas kinematic orientations at every merger stage
我们提出了空间分辨恒星和/或电离气体的运动学性质的样本103相互作用的星系，跟踪所有合并阶段：密切的同伴，对相互作用的形态特征，合并残余物。我们将我们的样本与80个无相互作用的星系进行比较。我们测量的恒星和电离气体成分的主要（投影）的运动学位置角（PA $_{\mathrm{kin}}$，接近和后退）直接从速度场没有假设的内部运动。该方法允许我们从直线（$δ$ PA $_{\mathrm{kin}}$）导出运动学PA的偏差。大约有一半的相互作用的对象显示形态运动学PA错位，不能在控制样品中找到。这些失调主要存在于具有相互作用形态特征的星系中。两个样本的运动学侧之间的对齐是相似的，大多数星系显示出小的错位。径向偏差的运动PA从一条直线的恒星组成部分测量的$δ$ PA $_{\mathrm{kin}}$是大的两个样本。然而，对于大部分的相互作用的星系的电离气体$δ$ PA $_{\mathrm{kin}}$是大于典型的孤立星系（48%）的值，使这个参数的一个很好的指标，跟踪相互作用和合并的影响，在星系的内部运动。通过比较恒星和电离气体运动学PA，我们发现42%（28/66）的相互作用星系的失调大于16度，相比之下，10%的控制样本。我们的研究结果显示了相互作用对星系内部结构的影响以及它们的速度分布的各种各样。这项研究也提供了一个本地宇宙基准的运动学研究在合并星系在高红移。
2015-06-11 astro-ph.GA
The major merger origin of the Andromeda II kinematics
据报道，有两个本星系群矮星系存在长轴自转（即绕长轴自转）：仙女座II，M31的矮球状卫星，和凤凰，一个过渡型矮星系。长轴自转可能是矮星系之间过去主要合并的一个特殊指标。我们发现，这种类型的旋转不能在潮汐搅拌的情况下，其中的卫星被改造从盘状到球状的主星系的潮汐力。然而，我们成功地再现了观测到的仙女座II运动学控制，自洽的模拟等质量的盘状矮星系之间的合并径向或接近径向轨道。在包括气体动力学，恒星形成和冲压压力剥离的模拟中，我们能够再现更多的仙女座II观测到的特性：不寻常的旋转，双峰恒星形成历史和两个恒星星族的空间分布，以及缺乏气体。我们支持这种情况下，证明合并起源的长轴旋转的宇宙学背景下，充分解决星系的大尺度宇宙流体动力学模拟的插图。
2018-09-12 astro-ph.GA
Time-average properties of $z \sim 0.6$ major mergers: mergers significantly scatter high-z scaling relations
解释最近的大型运动学调查的$z < 1$星系测量的标度关系仍然受到大的观测散射。我们发现，所观察到的ISM和形态动力学特性沿平均$z \sim 0.6$主要合并描述了一个非常自洽的图片，其中恒星形成增强在第一次通过和融合的结果，由于引力扰动的相互作用，而气体速度色散同时增强通过冲击，转换运动能量与散装轨道运动到湍流在小尺度。在最扰动的阶段，在光盘的角动量和旋转的支持部分失去，导致在形态上紧凑的阶段。现在的E/S 0与后来的类型星系的比例可以预测只有百分之几，证实了大约一半的本地光盘在过去的8-9 Gyr后，丰富的气体主要合并重组。重大合并强烈分散涉及运动学量的标度关系（例如塔利-费舍尔或秋季关系）。选择高z光盘只依赖于$V/σ$原来是效率较低的选择光盘从多个标准的基础上，他们的形态运动学特性，这可以减少高z缩放关系的分散到本地星系样本中测量的值。
2019-07-08 astro-ph.GA
The observability of galaxy merger signatures in nearby gas-rich spirals
星系合并对于理解星系演化至关重要，因此我们必须确定它们的观测特征，以便从MUSE和SAMI等大型IFU星系样本中选择它们。我们采用24高分辨率理想化的流体动力学星系合并模拟的基础上的“反馈在现实环境中”（FIRE-2）模型，以确定合并的可观测性，以各种配置和阶段，使用合成图像和速度图。我们的合并涵盖了一系列的轨道配置在固定的1：2.5恒星质量比的两个气体丰富的螺旋在低红移。形态学和运动学的不对称性计算的合成图像和速度图跨越每个相互作用。我们将相互作用序列分为三个阶段：（1）配对阶段;（2）合并阶段;（3）后合并阶段。我们正确地识别合并后的第一近心点通道和500万年使用运动学不对称性与66%的完整性，这取决于合并阶段和观察的视野。我们检测到较少的合并在配对阶段（40%）和更多的合并和后合并阶段（97%）。我们发现，合并的可检测性降低的视野，除了在逆行合并，集中的非对称运动学特征增强其可检测性。使用从光度和运动学不对称性的组合中获得的截止值，我们将这些检测增加到89%，成对增加到79%，并且在合并和后合并阶段接近100%。通过使用这种组合的不对称截止，我们减轻了一些由大规模多路复用积分场光谱方案所对的较小视场所引起的影响。
2022-06-15 astro-ph.GA
The simultaneous formation of cored, tangentially biased, and kinematically decoupled centers in massive early-type galaxies
利用一系列不同质量比的合并模拟研究了合并超大质量黑洞（SMBH）对大质量早型星系（ETG）中心区域的影响。ETG模型包括真实的恒星和暗物质成分，并与GADGET的正则化树代码KETJU。我们发现，所观察到的大规模ETG的核恒星星族的关键属性，即平坦的恒星密度分布（核心），切向偏置的速度分布和运动学解耦（反）旋转可以自然地从一个单一的过程$-$的冲刷SMBH。主要合并与质量比的$q>1/3$产生平面，切向偏置的核心与运动学上不同的组件。这些功能源于自旋反转过程中的SMBH轨道的潮汐驱逐核材料的引力矩所造成的衰变。另一方面，较小的合并（$q\lesssim1/3$）形成非旋转核，潮汐逆转变得不那么重要。低密度的恒星核心在（多个）较小的合并中被冲刷，切向偏差较小。这意味着大质量ETG的核恒星性质可以完全由恒星动力学过程在其最终组装过程中解释，而不需要任何来自吸积黑洞的“反馈”。我们预测解耦的核心，中央各向异性和合并历史之间的强相关性：解耦的核心形式在二进制合并，我们预测它们发生在椭圆星系最强的中央各向异性。对中央轨道结构的测量是了解一个给定星系所经历的合并次数的关键。
2019-02-05 astro-ph.GA
Morpho-kinematics of z~1 galaxies probe the hierarchical scenario
我们研究了一个具有代表性的中等质量星系的样本，在z~1，观察的运动学调查KMOS 3D。我们已经重新估计的运动学参数从出版的运动学地图和分析光度数据从HST测量光盘倾斜和PA。我们发现，只有一半的z~1星系的运动学特性与旋转盘一致，使用相同的分类方案比KMOS 3D团队所采用的。由于合并轨道运动也可以带来旋转，我们还分析了星系形态从现有的HST图像。结合这些结果，从运动学，它导致一个完整的形态运动分类。为了测试后者的鲁棒性解开孤立的磁盘合并，我们面对的结果与分析对开放棱镜红移调查3D-HST。所有成对发现的星系都受到运动学和/或形态学扰动的影响。相反，所有被归类为维里化螺旋星系的星系都被发现是孤立的。一个显着的分数（四分之一）的旋转磁盘分类的运动学KMOS 3D团队发现成对的，这进一步支持了需要一个形态运动学分类。结果表明，只有三分之一的z~1星系是孤立的维里化螺旋星系，而其中58%的星系可能参与了从第一次接近到盘重建的合并序列。后一部分与半经验的ΛCDM模型的结果非常一致，支持合并主导的分层方案是至少在过去80亿年中星系形成的主要驱动力。
2016-11-10 astro-ph.GA
The SLUGGS survey: combining stars, globular clusters and planetary nebulae to understand the assembly history of early-type galaxies from their large radii kinematics
我们调查了九个附近的早型星系的运动学性质的证据盘状组件。这些星系中有三个位于场中，五个在星系团中，只有一个在星系团环境中。通过将恒星的运动学与球状星团（GC）和行星状星云（PNE）的运动学相结合，我们探测了我们星系的外部区域，直到$\sim$ 4-6 Re。六个星系的PNE和红色GC表现出良好的运动学对准的恒星，其旋转发生沿光度主轴的星系，这表明无论是PNE和红色GC是很好的示踪剂的基础恒星星族超出了跟踪的恒星。此外，蓝色GC也显示出与这六个星系中红色GC总体一致的旋转。剩下的三个星系显示运动学扭曲和不对准的PNE和GC相对于底层恒星，这表明最近的星系相互作用。通过与模拟结果的比较，我们认为，所有六个在大半径（>2-3 Re）下表现出相似的色散主导运动学的排列星系都具有相似的晚期（$z<1$）组装历史，其特征是小型合并（质量比<1：10）。不同的Vrot/ $σ$轮廓是早期（$z>1$）小合并（1：10<质量比<1：4）的结果，对于四个具有峰值和降低Vrot/ $σ$轮廓的星系，以及两个具有平坦Vrot/ $σ$轮廓的星系的晚期小合并。这三个错位的星系可能是通过多次后期小合并形成的，这些合并增强了它们在所有半径上的速度色散，或者是一次后期大合并，在大半径上旋转了两个GC子种群。因此，透镜星系可以有复杂的合并历史，形成其特征的运动学轮廓形状。
2021-04-13 astro-ph.GA
Resolving local and global kinematic signatures of satellite mergers with billion particle simulations
在这项工作中，我们提出了两个新的$\sim10^9$粒子自洽模拟的合并人马座状矮星系与银河系状盘星系。一种模型是剧烈的合并产生了一个厚圆盘，和一个盖亚-土卫二/香肠状的残余物。另一个是一个高度稳定的光盘，我们用它来说明如何改进的相空间分辨率使我们能够更好地研究已观察到的小，局部体积在银河系中，如$z-v_z$相位螺旋和集群在$v_{\mathrm{R}}-v_ϕ$平面的结构的形成和演变时，与以前的作品相比。局部$z-v_z$相位螺旋与整个盘的全局不对称性明显相关：我们发现2臂和1臂相位螺旋，它们分别与呼吸和弯曲行为相关。大力神般的移动群体是常见的，聚集在$v_{\mathrm{R}}-v_ϕ$在本地数据样本的模拟。这些群体从星系内部向外迁移，即使在没有星系棒的情况下也与观测到的金属丰度趋势相匹配。我们目前发布了最合适的“当今”合并快照以及未受干扰的星系进行比较。
2021-09-11 astro-ph.GA
The SLUGGS survey: Using extended stellar kinematics to disentangle the formation histories of low mass S0 galaxies
我们利用凯克望远镜上的DEIMOS仪器来测量早期星系的宽视场恒星运动学，这是SAGES遗产统一球状和星系（SLUGGS）调查的一部分。在本文中，我们专注于一些最低的恒星质量透镜星系在这次调查中，即NGC 2549，NGC 4474，NGC 4459和NGC 7457，进行详细的运动学分析，以大的径向距离的$\sim 2-3$有效半径。对于NGC 2549，我们提出了第一次分析的数据与SuperSKiMS（恒星动力学从多缝）技术。为了更好地探测SLUGGS星系外围的运动学变化，我们定义了恒星自旋的局部测量。我们使用这个参数，并确定一个明确的分离透镜状星系和椭圆星系之间的恒星自旋的径向行为，从而加强其形态分类的物理意义的性质。我们比较我们的星系的运动学性质与那些从各种模拟星系提取合理的形成方案。通过对多个模拟进行此操作，我们评估了理论结果的一致性。与双星合并模拟的比较表明，低质量透镜星系通常更像螺旋祖先，而不是合并残留物本身，这表明这些星系不是通过合并事件形成的。然而，我们发现，最近合并不能排除一些透镜星系。
2017-02-16 astro-ph.GA
Structure, Kinematics, and Chemical Enrichment Patterns after Major Gas-Rich Disc-Disc Mergers
我们使用了N-体平滑粒子流体动力学算法，详细处理恒星形成，超新星反馈和化学富集，进行8个模拟气体丰富的盘星系之间的合并。我们改变的质量比的祖先，他们的旋转轴，和他们的轨道参数和分析的残余物的运动学，结构和化学性质。这些模拟结果中的六个合并残留物的形成与光盘形态作为一个结果的残留物的大气体部分。我们发现，恒星合并过程中形成（突然的星爆发生在我们的模拟和持续0.2-0.3 Gyr）和合并后形成的那些有不同的运动学和化学性质。第一类位于厚盘或晕中。它们部分受到速度弥散的支持，即使在金属丰度高达[Fe/H]=-0.5时也具有高[α/Fe]比。前者-年轻的组件-位于旋转支撑的薄圆盘中，并且具有较低的[α/Fe]比。这两个组件的旋转支持的差异导致厚盘的旋转滞后的薄盘的多达两个因素，最近observed.We发现，而合并残留的运动学和结构特性强烈依赖于合并的轨道参数，有一个显着的均匀性的合并的化学性质。这表明，可以得出关于富气合并的化学特征的一般结论。
2009-11-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Signatures of minor mergers in Milky Way-like disc kinematics: Ringing revisited
通过N体模拟，我们研究了星系盘对较小合并事件的响应。我们发现，非自引力，螺旋状的功能诱导厚盘。正如我们在以前的工作中所展示的，这种“振铃”也会在小的空间区域（如太阳附近）的速度空间（u-v平面）中留下印记。当圆盘在事件发生后松弛时，u-v平面上的团块随着时间的推移而越来越近，这使我们能够估计撞击的时间。除了确认这种诊断的可能性，在这里，我们表明，在一个更现实的情况下，在下降轨迹的扰动引起的方位角依赖的结构在相空间。我们还发现，由恒星的能量和角动量定义的空间是比速度空间更好的选择，因为即使在大的局部体积中，团块仍然可见。这使得它们的观测检测更加容易，因为人们不需要被限制在一个小的空间体积。我们表明，信息的影响时间，质量的扰动，其轨迹存储在盘星的运动学。
2011-11-09 astro-ph.GA
Deep imaging with Milanković telescope: Linking merger history to kinematics of elliptical galaxies
通过Milanković望远镜深度成像和Illustris模拟，发现大质量长轴旋转椭圆星系均源于近期主并合，并开发了推算并合时间的方法以研究其对天体物理现象的影响。
2024-08-27 astro-ph.GA
Spatially non-parametric recovery of intrinsic kinematic maps in pre- to post-merger galaxies
本文提出ROHSA-SNAPD工具，通过运动学正则化对三维数据立方体进行空间非参数PSF反卷积，无需假设旋转模型，并在并合前到并合后的模拟星系观测中验证其能有效恢复内禀运动学。
2025-09-19 astro-ph.GA astro-ph.IM
Interacting galaxies in the IllustrisTNG simulations -- IV: Enhanced Supermassive Black Hole Accretion Rates in Post-Merger Galaxies
我们提出了一个分析的瞬时超大质量黑洞（SMBH）吸积率在收集1563合并后的星系从IllustrisTNG模拟。我们的样本由在最近一次模拟快照中经历过合并的星系组成（在合并的约1.6亿年内），红移范围为0<z<1，合并恒星质量比>1：10，合并后恒星质量> $10^{10} M_{\odot}$。我们发现，平均而言，合并后的吸积率比对照样本高1.7倍，合并后比孤立星系更有可能经历发光的活动星系核（AGN）阶段。SMBH的吸积率增强持续约2 Gyrs合并后，显着超过约5亿年的寿命的恒星形成率增强。我们发现，同时增强的恒星形成和SMBH吸积率的存在取决于合并的质量比和合并后星系的气体质量。尽管这些吸积率的增强，只有约35%的合并后经历了一个发光的活动星系核（$L_{bol}>10^{44}$ erg/s）在合并后的500万年内，只有不到10%的亮度超过$L_{bol}>10^{45}$ erg/s。此外，在IllustrisTNG星系样本中，最高光度（$L_{bol}>10^{45}$ erg/s）的活动星系核中只有约10%是近期的合并。因此，我们的结果是一致的图片合并可以（但并不总是）触发活动星系核活动，但大多数星系托管高光度活动星系核不是最近的合并。
2022-12-14 astro-ph.GA
Interacting galaxies in the IllustrisTNG simulations -- II: Star formation in the post-merger stage
星系合并是一个重大的演化转变，其影响已被大量的观测和数值模拟所证实。然而，大多数以前的模拟都使用理想化的，孤立的，二进制合并，并没有在大型宇宙学模拟中研究星系合并的统计样本的重大进展。我们提出了一个样本的27,691合并后（PM）星系（$0\le z \le 1$）确定从IllustrisTNG：宇宙学，大盒子，磁流体动力学模拟套件。PM样本涵盖了广泛的合并和星系属性（$M_\star$，$μ$，$f_\mathrm{gas}$）。我们表明，恒星形成（SF）PM表现出增强的恒星形成率（SFR）的平均因子为$\sim 2$，而被动PM没有显示统计增强。我们发现，SFR增强：（1）不依赖于红移，（2）与PM的恒星质量反相关，（3）与PM的祖先的气体分数相关。然而，SF PM显示出更强的增强，这可能指示其他过程正在起作用（例如，气相、反馈效率）。尽管SFR增强与合并质量比有轻度相关性，但更丰富的次要合并（$0.1 \le μ< 0.3 $）仍贡献了总SFR增强的$\sim 50\%$。通过跟踪PM样本向前的时间，我们发现，星系合并可以驱动显着的SFR增强衰减超过$\sim 0.5$陀螺仪独立的合并质量比，虽然衰减时间尺度是依赖于模拟分辨率。最强的合并驱动的星暴星系在比它们的控制更快的时间尺度上进化为被动/淬火。
2020-02-12 astro-ph.GA
Handy Relation Between Binary Black Hole Merger Times and Host Galaxy Properties
该研究通过高分辨率N体模拟（宿主星系性质由观测约束）绘制不同条件下大质量双黑洞并合时标图谱，提出便捷标度关系（基于基本可观测量），可用于宇宙学/半解析研究模拟LISA等事件率。
2025-08-19 astro-ph.GA
Interacting galaxies in the IllustrisTNG simulations -- III: (the rarity of) quenching in post-merger galaxies
星系合并传统上是淬灭恒星形成的最佳机制之一。为了在现代宇宙学模拟的背景下测试这种范式，我们使用IllustrisTNG模拟来研究单个合并事件对猝灭的影响（即恒星形成速率至少低于恒星形成主序星3sig）。将最近合并的星系之间的猝灭速率与在红移，恒星质量，恒星形成率（SFR）、黑洞质量和环境。我们发现，在合并后的星系后代中，淬灭并不常见，只有5%的星系在合并后的5亿年内淬灭。尽管绝对速率很低，我们发现，猝灭发生在合并后的两倍的控制星系的速度。合并后1.5 Gyr的合并后代与非合并后的合并后代在统计上无法区分，这表明合并可以加速合并后的淬灭过程，这些合并后的祖先具有能够维持有效活动星系核（AGN）动力学反馈的物理条件，我们的研究结果表明，虽然淬火通常不会立即发生合并后，合并，但确实促进停止恒星形成在一些合并后。我们发现，在IllustrisTNG中，活动星系核动力学反馈的实施负责淬灭后合并，以及非后合并控制。由于释放的动能，星系经历气体损失，最终，初始气体分数低的镀锌层更倾向于淬火，淬火和星形镀锌层的主要区别因素是：在TNG中，形成星系的气体分数在fgas = 0.1处有一个尖锐的边界。
2021-04-07 astro-ph.GA
Galaxy Zoo: Mergers - Dynamical Models of Interacting Galaxies
大多数星系合并的动力学历史还没有被很好地理解。在以前的研究中已经发现了星系相互作用和恒星形成之间的相关性，但需要合并系统的物理历史背景，以充分了解导致增强恒星形成的过程。我们提出的模拟结果，重建的轨道轨迹和相互作用的星系对扰动形态。通过使用限制性三体模拟代码和公民科学家的帮助，我们在每个系统的参数空间中采样10^5个点。我们通过对300多万个模拟的回顾，成功地再现了62对相互作用的星系的形态。我们研究的水平的收敛性和独特性的动力学性质的每个系统。这些模拟代表了迄今为止相互作用星系模型的最大集合，为合并的研究提供了宝贵的资源。本文介绍了该项目产生的仿真参数。这些报告的电子版现已在http://data.galaxyzoo.org/mergers.html网站上公布。虽然我们的最佳拟合模型参数与先前发布的模型不完全匹配，但我们确定不确定性测量的方法将有助于未来模型之间的比较。从我们的模型的动态时钟同意与以前的结果，因为恒星形成的恒星爆发模型在相互作用的系统中的发病时间，并建议潮汐诱导恒星形成后不久触发最近的方法。
2016-04-01 astro-ph.GA
Old and New Major Mergers in the SOSIMPLE galaxy, NGC 7135
高分辨率积分场单位光谱和强大的全谱拟合代码的同时进步，现在有可能检查空间分辨的运动，化学成分，和恒星形成的历史，从附近的星系。我们从合并和配对的快照光学光谱成像遗产探测（SOSIMPLE）调查中获取新的MUSE数据，以检查NGC 7135。由于气体的反向旋转，运动学的中断和不对称的化学分布，NGC 7135与正在进行的合并一致。虽然被当前的合并很好地隐藏，但我们能够区分出起源于6-10 Gyr前的合并的恒星。我们还发现了一个梯度，在非原位材料与galactocentric半径，与吸积分数从0%的星系中心上升到7%的有效半径内的0.6。
2021-01-18 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
The diverse nature and formation paths of slow rotator galaxies in the EAGLE simulations
我们使用一个$z=0$星系的样本在EAGLE流体动力学模拟中视觉分类为慢旋转（SR），探讨星系合并对其形成的影响，解释其内在的星系性质，并研究淬火和运动学变换之间的联系。有重大或轻微合并（质量比分别为$\ge 0.3$和$0.1-0.3$）的SR往往有更高的三轴度参数和离地恒星分数比那些只有非常小的合并或在没有合并的情况下形成（“无合并”SR）。不合并的SR比其他SR更紧凑，黑洞与恒星的质量比更低，淬火更晚，在它们的$z=0$化学成分上留下印记。对于绝大多数的SR，我们发现淬火，驱动的活动星系核反馈，运动学变换之前，除了卫星SR，在这些过程中发生串联。然而，在这些卫星中的$\approx 50$ \%，卫星-卫星合并负责其SR命运，而环境（即潮汐场和与中心的相互作用）可以解释在其余的转换。通过将SR分裂成运动学子类，我们发现平坦的SR更喜欢主要的合并;圆形SR更喜欢次要或非常次要的合并;扁长的SR更喜欢气体贫乏的合并。扁平和扁长SR在大质量晕（$>10^{13.6}\,\rm M_{\odot}$）和高质量中心（$M_{\star} > 10^{10.5}\, \rm M_{\odot}$）的卫星中更为常见。虽然鹰星系显示的运动学特性与观测结果基本一致，但仍有一些地方存在分歧，例如恒星年龄和速度色散曲线的反演。我们将讨论这些问题以及即将到来的模拟如何解决这些问题。
2021-10-26 astro-ph.GA
Signatures of Massive Black Hole Merger Host Galaxies from Cosmological Simulations II: Unique Stellar Kinematics in Integral Field Unit Spectroscopy
Bishop's University（主教大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）；McGill Space Institute（麦吉尔空间研究所）；McGill University（麦吉尔大学）；University College Cork（科克大学学院）
研究利用宇宙学模拟和积分场单元光谱分析，发现大质量黑洞合并宿主星系的独特恒星动力学特征，为引力波探测提供新的观测工具。
2025-12-05 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
A stream come true: Connecting tidal tails, shells, streams, and planes with galaxy kinematics and formation history
本研究利用Magneticum Pathfinder流体动力学模拟首次联合普查四类潮汐特征，发现其与星系运动学、形成历史的关联，揭示并合轨道角动量对星系演化的关键作用。
2024-06-18 astro-ph.GA
Origin of rotational kinematics in the globular cluster system of M31: A new clue to the bulge formation
我们认为M31中的球状星团系统（GCS）的旋转运动学可能是由过去的一次主要合并事件造成的，该事件可能形成了它的凸出部分。本文用数值方法研究了两个盘状星系合并残留物中的球状星团（GCs）的运动学性质。我们发现，在合并过程中形成的GCS可以显示出强烈的旋转运动学，最大旋转速度为140 - 170 km/s的合并轨道参数的一定范围内。我们还发现，一个旋转的恒星酒吧，这可以在形态上被确定为一个四方形的凸起，如果看到的边缘上，可以形成的模型，GCSs显示强烈的旋转运动学。因此，我们认为，在M31中观察到的旋转运动学的GC具有不同的金属丰度可以密切相关的古代主要合并事件。我们讨论了M31中旋转凸起/棒的形成是否可能是由于古老的合并。
2009-12-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
H$α$ kinematics of the isolated interacting galaxy pair KPG 486 (NGC 6090)
在光学图像中，没有被充分研究的孤立的相互作用星系对KPG 486（NGC 6090）显示出与星系对The Gentleman（NGC 4038/39）相似的特征。为了比较两个星系对之间电离氢气的分布、形态以及运动学和动力学行为，我们提出了用扫描法布里-珀罗干涉仪（F-P）A获得的NGC 6090的H $α$发射线的观测结果。对NGC 6090中的每个星系，我们得到了它们的运动学参数、速度场和自转曲线，并分析了它们相遇所引起的一些扰动。我们通过与文献中的运动学结果进行比较，验证了我们的结果的一致性。将我们对NGC 6090的结果与之前对银河系进行的类似运动学分析的结果进行比较，突出了这些星系对之间的巨大差异。
2021-12-30 astro-ph.GA
The accretion history of the Milky Way V. The kinematics of most globular clusters trace the merger epochs
Observatoire de Paris, Université PSL, CNRS（巴黎天文台，巴黎文理研究大学，法国国家科学研究中心）；Center for Astronomy, Space Science and Astrophysics, Independent University, Bangladesh（孟加拉独立大学天体物理、空间科学与天文学中心）
通过N体模拟，发现来自盘状原星系的球状星团在吸积过程中失去轨道能量，而晕族和合并期间形成的星团保留能量，支持利用能量-角动量平面识别吸积事件。
2026-06-18 astro-ph.GA
Low-alpha Metal-Rich Stars with Sausage Kinematics in the LAMOST Survey: Are they from the Gaia-Sausage-Enceladus Galaxy?
我们在LAMOST DR 5中寻找[Fe/H]> -0.8和-100<Vphi<50 km/s的富金属香肠运动学（MRSK）星，以研究盖亚-香肠-土卫二（GSE）合并事件对银盘的影响。我们首次发现了一组低α MRSK星，并根据其化学和运动学性质将其归类为GSE星系的富金属尾。该组的Rapo、Zmax和Etot分布略大于先前报道的高α组。它的低α比不允许起源于GSE合并事件的飞溅过程，因为有人提出解释高α组。Amarante等人的流体动力学模拟提供了一个很有希望的解决方案，其中GSE星系是一个发展出双峰盘化学的银河系类似物。这种情况解释了在这项工作中发现的具有高α和低α比率的MRSK恒星的存在。另一个新的特征进一步支持了这一结论，即MRSK星团位于Zmax=3-5 kpc处，这对应于广泛采用的|Z| ~4 kpc的盘晕跃迁。我们认为，MRSK星堆积在Zmax的贡献显着的盘晕过渡，一个有趣的印记留下的GSE合并事件。这些结果也提供了一个重要的影响之间的连接GSE和室女座径向合并。
2021-01-26 astro-ph.GA
A new stellar chemo-kinematic relation reveals the merger history of the Milky Way disc
已知太阳附近恒星的速度色散随着恒星年龄的增加而增加，但年龄可能很难确定，因此像α元素丰度这样的替代物（例如，Mg）相对于铁，[α/Fe]。在这里，我们报告了一个意想不到的行为，发现在一个巨大的恒星样本的速度色散从径向速度实验（RAVE）调查与高质量的化学和运动学信息，因为它强烈减少的恒星与[Mg/Fe] > 0.4 dex（即，那些在银河系生命的第一个Gyr中形成的）。这些发现可以用早期宇宙中大规模合并的扰动来解释，这些扰动对盘的外部影响更大，以及随后来自内部盘的具有较冷运动学的恒星的径向迁移。在不同的金属丰度亚群中，也发现了类似的速度分散的反向趋势。我们的研究结果表明，银河系盘合并的历史，可以恢复所观察到的化学运动学的关系，过去的合并事件的属性。
2013-12-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Interacting galaxies in the IllustrisTNG simulations -- VI: Reconstructed orbits, close encounters and mergers
本文通过运动学插值重建 IllustrisTNG 中星系对轨道，显著提升精度，并量化了近距离星系对的近心点交会、并合比例及飞掠比例，为后续研究星系性质演化提供基础。
2024-02-27 astro-ph.GA
The SAMI galaxy survey: Galaxy Interactions and Kinematic Anomalies in Abell 119
星系合并是一个重要的事件，它可以通过改变星系的形态、恒星形成活动和质量增长来决定星系的命运。合并系统通常被确定从他们的扰动形态，我们现在可以使用积分场光谱检测和分析合并对恒星运动学的影响。我们视觉分类星系形态使用深图像（$μ_{\rm r} = 28\,\rm mag\,\, arcsec^{-2}$）采取的布兰科4米望远镜在塞罗托洛洛美洲天文台。本文研究了Abell 119中63个亮（$M_{\rm r}<-19.3$）星系的光谱选择性，其中53个是早期型星系，20个星系的目视观察显示出扰动的形态。在形态扰动的星系中，光度图像和运动学图中的主轴之间的不对准是明显的。我们的样本主要是早期类型的星系，但它显示了一个令人惊讶的紧密塔利-费舍尔关系，除了形态扰动的星系，显示大的偏差。在我们的样本中，八个慢旋转体中有三个是形态紊乱的。视觉上选择的形态扰动星系通常在视觉上和运动学上都更不对称。我们的研究结果表明，星系的相互作用，包括合并，也许飞，在确定星系的角动量的方向和大小发挥了重要作用。
2016-09-12 astro-ph.GA
Interacting galaxies in the IllustrisTNG simulations - IX: Mini mergers trigger AGN in cosmological simulations
University of Victoria（维多利亚大学）；Trent University（特伦特大学）；Universidade Federal do Rio Grande（里奥格兰德联邦大学）；International Centre for Radio Astronomy Research, University of Western Australia（西澳大利亚大学国际射电天文研究中心）
本研究基于IllustrisTNG模拟，发现低至1:40质量比的迷你并合也能触发AGN，且AGN过剩持续500Myr至1Gyr，并指出此类并合因特征微弱易被观测忽视。
2025-10-14 astro-ph.GA
Mergers all the way down: stellar collisions and kinematics of a dense hierarchically forming massive star cluster in a dwarf starburst
通过矮星系并合星暴的逐恒星模拟，发现层级并合形成致密大质量星团，其表面密度接近高红移观测值，并产生碰撞增长的超大质量恒星及星团内多代恒星的运动学差异。
2025-10-09 astro-ph.GA
Ionized Gas Kinematics at High Resolution IV: Star Formation and a Rotating Core in the Medusa (NGC 4194)
NGC 4194是一个合并后的恒星暴，因其引人注目的潮汐特征而被称为美杜莎。我们在这里提出了一个详细的研究电离气体的结构和运动学在中央0.65千秒差距的美杜莎。这些数据包括分辨率高达$0.18\arcsec$（35 pc）的射电连续谱图和光谱分辨率为$\sim4$ \kms的$12.8μ$ m [NeII]数据立方体：这是对这一非凡天体的第一次{ \it高分辨率、无干扰}观测。电离气体具有固体旋转中核心的运动学特征。星暴形成了一个明亮致密的\HII ~区域的复合体，可能是由深埋的超级星团激发的，但这些来源都不是星系核的令人信服的候选者。创造美杜莎的合并伙伴的核心尚未确定。
2014-04-06 astro-ph.GA
Internal Kinematics and Stellar Populations of the Poststarburst+AGN Galaxy SDSS J230743.41+152558.4
我们提出了第一个三维光谱观测附近的HI检测poststarburst，或E+A，星系，SDSS J230743.41+152558.4，在ESO VLT的VIMOS IFU摄谱仪获得。使用NBursts全光谱拟合技术，我们推导出恒星运动学，年龄和金属丰度的2-3个半光半径的地图。我们的分析揭示了一个大规模的快速旋转盘（v_circ = 300 km/s），具有正的年龄梯度（0.6 - 1.5 Gyr）和一个非常富金属的中心区域（[Fe/H]=+0.25 dex）。如果合并或相互作用是引发恒星暴的原因，那么这个未受干扰的圆盘的存在表明与富含气体的卫星的小合并是最合理的选择，而不是破坏性的大合并。我们发现了LINER或AGN存在的光谱证据。这是截断星爆的反馈机制的重要线索。目前观察到的静止阶段很可能是银河系生命中的一个暂时插曲。SDSS J230743.41+152558.4富含气体，可能会重新开始形成恒星，在最终稳定在红色序列之前再次变成蓝色。
2009-03-20 astro-ph.GA
The ALMA-CRISTAL Survey: Complex kinematics of the galaxies at the end of the Reionization Era
利用ALMA和JWST高分辨率观测揭示再电离时代星系HZ10的复杂形态与运动学，发现其由至少三个组件构成，并提出三种并合动力学情景，同时指出其电离与中性气体混合良好。
2024-11-13 astro-ph.GA
Not so windy after all: MUSE disentangles AGN-driven winds from merger-induced flows in rapidly-transitioning galaxies
本研究借助MUSE/VLT观测五个快速转变的星暴后星系，发现多数宽运动学成分并非AGN驱动风，而更可能来自并合引发的星系尺度流动，并提出NaID P-Cygni轮廓是更可靠的外流示踪剂。
2024-01-17 astro-ph.GA
Possible Breaking of the FIR-Radio Correlation in Tidally Interacting Galaxies
远红外（FIR）-无线电相关性是连续射电和恒星形成星系尘埃发射之间的一种公认的经验联系，通常用作确定恒星形成率的工具。在这里，我们扩展了Murphy（2013）提出的观点，即在一些相互作用的恒星形成星系中，它们之间的气体桥会产生非热辐射，这可能会导致这种相关性的分散。已知星系的相互作用和合并会引起潮汐冲击，并破坏形态，特别是在较小的相互作用组件中。在这里，我们指出，这些冲击也可以加热气体和尘埃，将不可避免地加速粒子，并导致潮汐宇宙射线人口除了标准的银河系宇宙射线在星系本身。这将导致非热辐射不仅来自相互作用系统的气桥，而且来自整个相互作用星系。因此，潮汐加热和额外的非热辐射将明显影响这些系统的FIR-无线电相关，唯一的问题是多少。在这种情况下，FIR无线电相关性是不稳定的相互作用的星系，而是演变的相互作用/合并的进展。为了验证这一假设，并探讨潮汐宇宙线人口的可能影响，我们分析了43个红外明亮的恒星形成的相互作用星系在不同的合并阶段的样本。我们已经发现，它们的FIR无线电相关参数和无线电发射谱指数在不同的合并阶段有明显的变化，并表现出预期从我们的潮汐冲击的情况。讨论了相互作用星系偏离FIR射电相关的重要意义。
2015-07-21 astro-ph.GA
Kinematic alignment of non-interacting CALIFA galaxies: Quantifying the impact of bars on stellar and ionised gas velocity field orientations
我们提出了80恒星和电离气体的速度图从卡拉阿尔托遗产积分场区（CALIFA）调查，以表征非相互作用星系的运动学方向。孤立星系的研究是理解快速外部过程（如主要合并）如何影响星系运动学特性的关键一步。我们推导出的全球和个人（预计接近和后退双方）的恒星和电离气体的视线速度分布的运动学位置角（PA）。当比较的光度PA，我们发现，形态运动学的差异是小于22度，在90%的样本的两个组件;内部运动失调一般小于16度。我们发现一个紧密的关系，全球恒星和电离气体运动PA一致的环流模式运动在这两个组件。这种关系在棒星系和星系盘尺度上也普遍成立。我们的研究结果表明，即使在强酒吧的存在下，恒星和气体成分往往遵循磁盘的引力势。因此，运动学取向可以用来评估相互作用星系的外部扭曲程度。
2014-05-20 astro-ph.GA
An ALMA view of star formation efficiency suppression in early-type galaxies after gas-rich minor mergers
富含气体的微小合并对早期型星系（ETG）的低红移气体库有显著贡献，但恒星形成效率（SFE;恒星形成速率除以分子气体质量）似乎在这些事件之后受到强烈抑制，与更知名的合并驱动的恒星爆发相反。我们目前的观察与阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的6个ETG，其中每个最近经历了一个富含气体的小合并，证明了他们的干扰恒星形态。选择这些星系是因为它们表现出极低的SFE。我们利用ALMA的分辨能力来研究分子气体的形态和运动学。我们的大多数星系都表现出空间和运动学上的不规则性，例如分离的气体云，扭曲和其他不对称性。这些不对称性支持了这样的解释，即SFE的抑制是由稳定气体对抗引力坍缩的动力学效应引起的。通过运动学建模，我们得到的气体的高速色散和Toomre Q稳定性参数，但要注意，这种测量在边缘上的星系遭受退化。我们估计合并年龄为100~Myr的基础上观察到的气体分布的干扰。此外，我们确定，这些星系谎言，平均而言，两个数量级以下的Kennicutt-Schmidt关系的恒星形成星系以及以下的关系放松ETG。我们讨论了潜在的动力学过程负责这种强大的抑制恒星形成的表面密度在固定的分子气体表面密度。
2018-01-24 astro-ph.GA
The SAMI Galaxy Survey: the intrinsic shape of kinematically selected galaxies
利用悉尼AAO多积分场（SAMI）星系巡天的恒星运动学图和辅助成像数据，推断了运动学选择的星系样本的内在形状。我们实现了一个有效的和优化的算法，以适应固有的形状的星系使用一个既定的方法，同时反演的表观椭圆率和运动失调的分布。该算法的输出与以前的研究相比，星系的内在形状的基础上单独成像和我们重新分析的ATLAS 3D数据。我们的结果表明，大多数星系是扁圆轴对称的。我们的经验表明，星系的内在形状变化的功能，其旋转支持的“自旋”参数代理Lambda_Re测量。特别地，低自旋系统具有更高的三轴性发生率，而高自旋系统本质上更平坦和轴对称。星系的内在形状与它们的形成和合并历史有关。具有高自旋值的Galerkin具有与耗散小合并一致的内在形状，而低自旋系统的内在形状与无耗散多合并组装历史一致。从内在形状推断出的组装历史范围与宇宙学模拟的预期大致一致。
2017-09-14 astro-ph.GA
Early- and late-stage mergers among main sequence and starburst galaxies at 0.2<z<2
我们调查的分数密切对和形态上确定的合并和以上的恒星形成的主序列（MS）在0.2 $\leq z\leq$ 2.0。我们的工作的新颖之处在于使用的非参数形态分类进行解决恒星质量图，减少污染的非相互作用，高红移cluerian星系。我们发现，合并分数迅速上升到$\geq$ 70%以上的MS，这意味着-已经在$z{\gtrsim}1$ -星暴（SB）事件（$Δ_{\rm MS}\geq$ 0.6）几乎总是与一个主要的合并（1：1至1：6质量比）。SB区域中的大多数相互作用星系都是形态扰动的后期合并星系。对分数显示MS偏移的依赖性很小，对比后期合并只在MS的下半部分更普遍。在我们的样本中，MS上的主要合并发生在所有质量${\gtrsim} 10^{10}M_{\odot}$的$\sim$ 5-10%的频率大致相等。MS主要合并分数在$z=0.2$和$z=2$之间大致加倍，形态合并驱动$z{\gtrsim}1$的总体增加。差分红移的相互作用对和形态分类的合并MS上的演化可以调和对和形态扰动的观测时间尺度。观测到的与$Δ_{\rm MS}$的后期合并分数的变化遵循微扰2星形成模式模型，其中任何MS星系都可以经历不同SFR增强的连续体。这表明，恒星爆发-合并不仅与极端事件有关，而且与更温和的爆发有关，这些爆发只是将星系向上散射到MS内，而不是完全将它们提升到MS之上。
2019-06-16 astro-ph.GA
Physical and kinematic conditions of the local merging galaxy NGC 1487
本文给出了合并星系NGC 1487的光学VLT/MUSE积分场光谱数据。我们利用拟合技术研究了这次合并的电离气体发射及其主要的形态学和运动学性质。我们测量了组成NGC 1487的子系统中平坦的，有时是倒置的氧丰度梯度，这可以用合并星系中常见的金属混合过程来解释。我们还测量了广泛的恒星形成爆发，表明恒星的光电离是银河系的主要电离源。运动学图显示了该系统北尾气体的旋转模式，表明该星系可能正在重建一个圆盘。位于中心区域的气体具有较大的速度色散（$σ\approx 50$ km s $^{-1}$）比其余地区，表明运动学加热，可能是由于正在进行的相互作用。然而，在恒星速度色散图中没有观察到类似的趋势，这表明星系尚未达到平衡，星云和恒星成分仍然在运动学上解耦。基于我们所有的测量和发现，特别是对系统的质量估计，金属丰度梯度和速度场，我们建议NGC 1487是一个正在进行的合并事件的结果，涉及一个集团内的小矮星系，在合并前阶段，导致一个遗迹的质量和物理参数类似于矮星系。因此，我们可能正在目睹一个矮星系的形成，它是由z=0的较小团块合并而成的。
2021-02-10 astro-ph.GA
The Kinematics and Ionization Structure of the Extended Emission Line Region of QSO E1821+643
最明亮的类星体是由主要的富含气体的合并产生的，而E1821+643是一个位于冷核星系团中心的光学发光类星体，似乎处于合并后井喷阶段的后期。这个类星体也被确定为引力反冲候选者，其中的超大质量黑洞（SMBH）已收到反冲踢由于各向异性发射的引力波在合并的祖SMBH二进制。我们分析了E1821+643周围扩展的电离气体的长缝光谱，以研究其运动学和电离。我们确定了三个运动学上不同的组分，分别与来自核的广角极风、运动学上未扰动的气体和距离核3-4 \arcsec ~（13-18 kpc）的红移的气体弧状结构有关。后一个分量与HST图像中看到的[OIII]发射弧的北端和东端相吻合。这一特征可以追溯到一个潮汐尾，它起源于与一个富含气体的星系合并到核的东南部，Aravena等人从CO排放的检测中推断出它的存在。或者，这条弧可能是被强大的类星体风扫过的气体外壳的残余物。扩展气体的发射线比率与类星体的光电离一致，但不能排除辐射冲击的贡献。
2022-08-06 astro-ph.GA
Photometric and Kinematic Misalignments and Their Evolution Among Fast and Slow Rotators in the Illustris Simulation
我们使用的Illustris模拟研究的椭圆度和运动失调的星系投影的分布，以及模拟星系的内在形状和旋转。我们的结果的星系投影显示出明显的趋势，整体增加的运动失调和略有下降的椭圆度的快速旋转与质量增加，而揭示不同质量的慢旋转之间没有明显的区别。它也被发现，非常慢的旋转与大的椭圆率的数量是远远大于发现在观测。然后分析了星系的内在性质。对星系内禀形状的计算结果与以前的观测结果基本一致。星系的内禀失准分布表明，某些由Illustris产生的星系有明显的绕中轴旋转。进一步的分析显示，这些星系中的大多数都显示出非平衡的迹象。然后，我们研究了三个特定的Illustris星系的内在错位和形状的演化，我们认为它们是典型的，沿着它们合并树的主要祖先线，揭示了合并如何影响内在形状和运动学：自旋轴通常保持接近最短轴，并且在大扰动之后，在星系的几个动力学时间内倾向于快速弛豫到这样的平衡态;三轴度和固有平坦度通常随时间减小，然而，有时会出现明显与主要合并事件相关的增加。
2019-08-03 astro-ph.GA
Reorientation Rates of Structural and Kinematic Axes in Simulated Massive Galaxies and the Origins of Prolate Rotation
在这项工作中，我们分析了一个样本的$\sim$ 4000大规模（$M_*\geq 10^{11} M_\odot$在$z=0$）星系在TNG 300，$(300 \mathrm{Mpc})^3$框的IllustrisTNG模拟套件。我们的形状和运动学的特征，这些星系的角动量（AM）和形态主轴之间的运动失调（$Ψ_\mathrm{int}$）的重点。我们发现，传统的纯粹的形状或运动学为基础的分类是不够的，以表征我们的样本的多样性，并定义一组新的类的基础上的星系的形态和运动学轴的变化率。我们发现，这些类大多是稳定的，随着时间的推移，并对应于六个不同的人口星系：快速AM reorienters（我们的样本的58%），不稳定的星系（10%），旋转盘（10%），旋转的雪茄（16%），错位慢reorienters（3%），和定期长轴旋转（显示主轴旋转的星系; 2%）。我们表明，最近的显着（质量比$μ>1/10$）合并这些星系的主要原因是他们现在的属性，并发现这些合并的最佳特点是在卫星的最后一个点-也就是说，更接近最终合并比以前认为的。我们发现，经常长形转子演变的旋转磁盘祖先经历了径向合并沿其内部AM方向。最后，我们认为，这些经常长形转子是不同的快速AM reorienters与大$Ψ_\mathrm{int}$，这意味着一个大的$Ψ_\mathrm{int}$是不是主轴旋转的充分条件类似大小的…
2022-08-01 astro-ph.GA
Kinematic analysis of EAGLE simulations: Evolution of $λ_{Re}$ and its connection with mergers and gas accretion
利用角动量代用参数$ λ_{Re} $研究了在RefL 0100 N1504模拟中具有$M_{*} \ge 5 \times 10^{9} M_{\odot}$的星系在红移2（z = 2）时的运动学性质的演化。模拟中的Galerkin显示了各种各样的运动学特征，类似于积分场光谱研究中发现的那些。在z=0时，星系在$λ_{Re}-ε$平面上的分布也与观测结果很好地一致。z = 0时的标度关系表明，当我们包括$λ_{Re}$参数时，存在划分两个不同区域的临界质量$M_{crit} = 10^{10.3} M_{\odot}$。模拟结果表明，当星系均匀分布在$ε$和$λ_{Re}$中时，星系在$λ_{Re}-ε$平面上的分布随时间演化，直到z = 2.我们研究了$λ_{Re}$随时间的演化，发现z = 2和z = 0时的角动量之间没有联系。所有系统在z = 1时达到最大值$λ_{Re}$，然后稳定地失去角动量，不管它们的合并历史如何，除了恒星形成率高的系统，它们会随着时间的推移保持最大值。在过去的10 Gyr中没有经历任何合并的星系中Re的演化可以用它们的气体吸积水平来解释。
2020-04-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
