The Effects of Gas on Morphological Transformation in Mergers: Implications for Bulge and Disk Demographics
通过合并将盘转变成球状体是星系形成模型中广为接受的元素。然而，最近的模拟表明，在越来越多的气体丰富的合并，凸起的形成被抑制。我们调查这些结果在宇宙学框架中的全球影响，使用独立的方法：经验晕占领模型（星系根据观测在晕中居住）和半解析模型。在这两种情况下，忽略气体在合并中的影响会导致球状体的过度产生：低质量和中等质量星系被预测为以膨胀为主（在<10^10 M_sun时B/T约为0.5），几乎没有无膨胀的系统），即使它们避免了大合并。将气体的不同物理行为纳入合并中，立即导致了一个戏剧性的变化：在低质量星系中，凸起的形成被抑制，观测到的是富含气体（在<10^10 M_sun时，B/T约为0.1，许多无凸起的星系与观测结果很好地吻合）。忽略气体相似性破坏行为的模拟和分析模型很难再现所观察到的强烈的形态质量关系。然而，所观察到的依赖性的气体分数的质量，再加上抑制鼓包形成的气体丰富的合并，自然会导致所观察到的趋势。观测和忽略气体作用的模型之间的差异随着红移的增加而增加;在适当处理气体的模型中，星系在高红移时被预测为不那么膨胀主导，与观测一致。我们讨论了全球隆起的质量密度和未来的观测测试的影响。
2009-09-10 astro-ph.CO 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
Morphological evolution of supermassive black hole merger hosts and multimessenger signatures
随着激光干涉仪空间天线（LISA）和脉冲星定时阵列等项目有望在不久的将来探测到来自超大质量黑洞合并的引力波，关键是我们要了解我们期望这些探测是什么，并最大限度地从中学习。为了解决这一问题，我们研究了合并的超大质量黑洞在Illustris模拟，合并的整体速度，合并黑洞和它们的宿主星系之间的相关性。我们发现，这些合并发生在典型的星系沿$M_{\rm{BH}}-M_*$关系，和LISA和PTA之间，我们希望探测星系质量的全范围。由于星系合并可以触发恒星形成的增加，我们发现，与质量匹配的样本相比，拥有低质量黑洞合并的星系往往会显示出恒星形成率的轻微增加。然而，高质量的合并主机有典型的恒星形成率，由于低气体分数和强大的活动星系核反馈的组合。虽然较小的黑洞合并与扰动形态无关，但大的合并（特别是在高质量的情况下）往往显示出最近星系合并的形态证据，这些证据存在约5亿年。这与合并黑洞的坠落/硬化时间在同一尺度上，这表明引力波信号的电磁跟踪可能无法观察到这种相关性。我们进一步发现，将一个现实的时间尺度延迟的黑洞合并可能会转移合并质量的分布向更高的质量，降低率LISA检测，而增加率PTA检测。
2021-07-29 astro-ph.GA
Merger fraction in galaxy groups and clusters at z < 0.2: A non-parametric morphological study with Subaru Hyper Suprime-Cam
本文提出结合Gini-M20与形状不对称参数的非参数形态分类法，利用HSC数据分析低红移星系群和星系团，揭示并合比例随红移及局域密度升高而增强。
2025-08-29 astro-ph.GA
Deep Extragalactic VIsible Legacy Survey (DEVILS): Morphologically-selected galaxy merger fractions and their direct comparison to close-pair samples
The University of Western Australia（西澳大利亚大学）；Monash University（莫纳什大学）；Instituto Astrofisica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Institute of Space Sciences (ICE, CSIC)（空间科学研究所）
利用DEVILS巡天数据，通过视觉分类和自动非参数统计方法（C、A、S、G、M20）识别星系并合，发现形态扰动样本的并合比例始终高于近邻对样本，反映不同方法探测并合阶段和时标的差异。
2026-07-01 astro-ph.GA
Signatures of Massive Black Hole Merger Host Galaxies from Cosmological Simulations I: Unique Galaxy Morphologies in Imaging
研究利用宇宙学模拟揭示了大质量黑洞合并宿主星系的形态特征，通过形态统计分析提高识别准确性，为未来引力波探测提供星系形态学依据。
2023-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Formation of S0 galaxies through mergers. Morphological properties: tidal relics, lenses, ovals, and other inner components
大合并通常被认为破坏性太大，不能产生透镜星系中常见的松弛规则结构和形态内部成分。我们的目标是测试，如果重大合并可以产生残留物与现实的S 0形态。我们已经选择了一个样本的放松discy残余产生的耗散合并模拟的GalMer数据库，并推导出它们的属性模仿当前的观测数据的典型条件。我们比较他们的全球形态，视觉组件，并合并文物在模拟光度图像与他们的真实同行。在完全合并后仅$\sim$ 1-2 Gyr，我们发现：1）许多残留物（67个大事件和29个小事件）呈现松弛结构和典型的S 0或E/S 0形态，对于各种轨道，甚至在气体贫乏的情况下。2)与普遍的期望相反，它们中的大多数在典型的观测条件下和在30 Mpc附近的距离下没有表现出任何过去合并起源的形态学痕迹。3)合并遗迹是更持久的较小的合并比在主要的类似的放松时间段。4)没有重大合并的S 0类残余发展一个重要的酒吧。5)近58%的主要合并S 0残留物拥有可见的IC，例如嵌入的内盘，环，伪环，内螺旋，核棒和致密源，在真正的S 0中也非常常见。6)所有的残余物都包含一个透镜或椭圆形，在当地的S 0中同样普遍存在。7)这些透镜和椭圆不是来自于主要合并案例中的棒稀释，而是与恒星晕或嵌入的内盘（厚或薄）有关。我们的结论是，放松的形态，透镜，椭圆形，和其他IC的真正的S 0 s不一定来自内部长期的演变，气体或环境机制，传统上认为，但它们可以导致重大合并以及。
2018-06-22 astro-ph.GA
Deep Extragalactic VIsible Legacy Survey (DEVILS): Stellar Mass Growth by Morphological Type since $z = 1$
利用高分辨率的哈勃空间望远镜成像数据，我们进行了视觉形态分类的$\sim 36,000$星系在$z < 1$在魔鬼/宇宙区域。作为本研究的主要目标，我们推导出恒星质量函数（SMF）和恒星质量密度（SMD）的形态类型细分。我们发现，使用光学成像的视觉形态分类是越来越困难的$z > 1$的部分不规则星系和合并系统（当观察到静止帧紫外/蓝色波长）显着增加。我们确定，今天宇宙中大约三分之二的恒星质量是由$z \sim 1$决定的。双组分星系主导SMD在所有的时代，并增加其对恒星质量预算的贡献到今天。椭圆星系是第二个最主要的形态类型，并增加其SMD的$\sim 2.5$倍，而相比之下，纯盘人口显着减少$\sim 85\%$。根据SMF高、低质量端的演化，我们发现在$z < 1$中存在着盘内的合并和原位演化，并得出双组分星系主要是通过盘内的原位演化而形成的结论（随着时间的推移，低质量端的增长是明显的），而合并可能是椭圆星系增长的原因（表现为中/高质量端的增加）。
2021-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Feedback shaped the galaxy morphological sequence in presence of mergers
Astronomical Institute, Tohoku University（东北大学天文学研究所）
本研究通过反馈过程解释了星系形态序列的形成，指出并合和反馈机制在塑造星系形态中的关键作用。
2026-02-22 astro-ph.GA
The MOSDEF Survey: Differences in SFR and Metallicity for Morphologically-Selected Mergers at z~2
我们研究了55个在z~2处形态学上确定的合并星系系统的性质。这些系统被标记为合并的基础上的功能，如潮汐尾，双核，和不对称。我们的样本来自MOSFIRE深演化场（MOSDEF）调查，以及相同红移的孤立星系的对照样本。我们考虑恒星质量，恒星形成率（SFR），并合并和非合并系统的气相金属丰度之间的关系。在局域宇宙中，合并系统的特点是在给定的质量下，与孤立系相比，合并系统的SFR升高，金属丰度降低。我们的研究结果表明，对于z~2处的固定恒星质量，相对于非合并系统，合并系统的SFR增强，金属丰度亏损，尽管需要更大的样本来建立这些具有更高统计意义的初步结果。在未来的工作中，重要的是要确定在高红移合并中增强的SFR和压抑的金属丰度是否偏离了“基本金属丰度关系”，就像在局部宇宙中的合并中观察到的那样，从而阐明星系相互作用期间的气体流动。
2020-11-26 astro-ph.GA
The most-luminous heavily-obscured quasars have a high merger fraction: morphological study of WISE-selected hot dust-obscured galaxies
以前的研究表明，WISE选择的超亮，热尘埃遮蔽的星系（Hot DOG）是由高度尘埃遮蔽的，可能是康普顿厚度的AGN提供动力的。高遮蔽度为我们直接研究最亮活动星系核的宿主形态提供了一个很好的机会。我们使用哈勃太空望远镜/WFC 3成像分析了$z\sim3$的18个热狗的宿主形态。我们发现，热狗有一个高的合并分数（$62\pm 14 \%$）。通过拟合表面亮度曲线，我们发现我们的Hot DOG样品中的Sérsic指数分布在2附近，这表明大多数Hot DOG具有转变形态。我们还利用红外SEDs分解得到了热狗样本的活动星系核辐射光度（$\sim10^{14}L_\odot$）。导出的合并分数和活动星系核的热光度关系与基于变率的模型预测（Hickox et al. 2014）非常一致。在合并驱动的演化模型中，红外发光的活动星系核样品中的合并比例较高，而紫外光选择的、无遮蔽的活动星系核样品中的合并比例相对较低。最后，我们得出结论，热狗合并驱动，并可能代表了过渡阶段的大质量星系的演化过程中，从尘埃星爆为主的阶段转变为清晰的类星体阶段。
2016-05-02 astro-ph.GA
The importance of minor-merger-driven star formation and black-hole growth in disk galaxies
我们使用SDSS条纹82经验量化的恒星质量和黑洞增长引发的局部螺旋（盘）星系的小合并。由于大的合并破坏了盘并产生了球状体，因此形态上受到干扰的螺旋体很可能是小合并的残余。扰动螺旋星系表现出增强的比恒星形成率（SSFRs），这种增强在“后期”形态类型的星系（有更多的气体和更小的凸起）中增加。通过将SSFR增强与螺旋在这种“增强”模式中花费的时间分数相结合，我们估计，在局部螺旋中，约40%的恒星形成是由小合并直接触发的。扰动螺旋也表现出更高的核吸积率，这意味着较小的合并提高了中央黑洞的增长率。然而，比吸积率显示出比SSFR中的增强更低，这表明恒星质量和黑洞增长之间的耦合在小合并驱动的情节是弱的。鉴于恒星形成的重要部分是由轻微的合并引发的，这种较弱的耦合可能有助于在螺旋中的恒星与黑洞质量关系中观察到的大的内在散射。将我们的结果与早期星系中的恒星形成相结合-这是次要合并驱动的，占恒星形成预算的约14%-表明局部宇宙中大约一半的恒星形成活动是由次要合并过程引发的。
2014-02-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The main sequence of star-forming galaxies at z~0.6: reinstating major mergers
恒星形成速率和恒星形成星系的恒星质量之间的关系被用来论证大合并不可能是恒星形成的主要驱动力。在这里，我们重新检查这些参数使用代表性的IMAGES-CDFS样本的恒星形成星系在z=0.4-0.75，利用他们以前建立的分类到融合前，融合，放松星系合并。与以前的说法相反，我们发现主序星散射和融合星形成率SFR峰值的平均持续时间之间没有紧张关系。我们证实了先前的估计，由于形态选择的星系（~23%）或由于融合阶段的主要合并（~10%）的SFR增强的分数。然而，星系合并不是瞬时的过程，这意味着与星系进行重大合并相关的SFR的总分数必须占合并的三个阶段。当这样做时，发现涉及主要合并的星系占z~0.6时总SFR的53-88%。发现在融合相中LIRG的分数与观察到的无盘LIRG的形态分数以及在z<1.5时观察到的和预期的主要合并率一致。
2014-06-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Shape asymmetry: a morphological indicator for automatic detection of galaxies in the post-coalescence merger stages
我们提出了一个新的形态指标，旨在自动识别星系微弱的不对称潮汐功能暗示正在进行或过去的合并。我们使用这个新的指标，连同预先存在的诊断星系结构研究的作用，星系合并诱导（后）星暴光谱签名在本地星系，并调查是否（后）星暴星系发挥的作用，在建立的“红色序列”。我们对SDSS DR 7中335个星暴年龄为0<tSB<0.6 Gyr的（后）星暴星系的演化样本进行了形态和结构分析，结果表明，45%的年轻星暴（tSB<0.1 Gyr）星系显示出正在进行或过去合并的特征。这部分下降与星爆年龄，我们发现一个很好的协议之间的自动和视觉分类。在我们的样本中，大多数最古老的（后）星暴星系（tSB~0.6Gyr）具有早期型盘的结构特性，并且不像在当今宇宙中的“红色序列”上通常发现的完全猝灭的星系那样高度集中。这表明，如果（后）星暴星系是活跃的恒星形成和静止之间的过渡阶段，他们没有达到目前淬火星系的结构在第一个0.6 Gyr后的星暴。
2016-01-12 astro-ph.GA astro-ph.IM
The Horizon-AGN simulation: morphological diversity of galaxies promoted by AGN feedback
宇宙气体对星系的吸积和星系合并之间的相互作用驱动了观测到的星系形态多样性。通过比较最先进的流体动力学宇宙学模拟地平线-AGN和地平线-noAGN，我们明确地确定了活动星系核（AGN）在建立正确的星系形态的人口的大规模结束的关键作用。在活动星系核反馈的作用下，星系群的典型运动学和形态学性质以及星系晕质量关系与观测结果更加吻合。只有活动星系核的反馈才能让星系群和星系团中心的大质量星系变成椭圆星系，而没有活动星系核的反馈，这些星系就会变成圆盘。这是合并增强活动星系核活动，能够冻结的形态类型的合并后残留持久淬火其静止的恒星形成。因此，形态被证明是驱动不仅由质量，但也由宇宙吸积的性质：在恒定的星系质量，椭圆星系是星系，主要是通过合并组装，而光盘优先建立从原位恒星形成顺利宇宙气体进料。
2016-09-27 astro-ph.GA
Identifying Mergers Using Quantitative Morphologies in Zoom Simulations of High-Redshift Galaxies
非参数形态学测量是识别低红移星系合并的有力工具。我们采用宇宙学变焦模拟使用Gizmo与Mufasa反馈方案，后处理使用三维尘埃辐射转移到模拟观测，研究是否共同的形态措施基尼G，M20，浓度C，和不对称性A是有效的，在确定主要的星系合并在z ~ 2 - 4，即“宇宙正午”。我们的变焦套件覆盖了z ~ 2处10^8.6 < M_* < 10^11 M_sun的星系，并广泛地再现了全球星系的主要观测结果。我们的主要结果是，这些形态的措施是无法强大地挑选出星系目前正在进行合并在宇宙正午，通常表现不优于一个随机猜测。如果我们考虑到星系是否在最后一个Gyr内经历了合并，这只是稍微改善。当也考虑到小合并，星系显示没有走向合并制度的趋势与合并比例增加。从z = 4 -> 2开始，星系从非合并状态向合并状态移动，但这主要是质量的影响：在给定的噪声水平以上，质量较高的星系显示出由其聚集环境引起的更复杂的外部形态。我们的结论是，在宇宙正午，这些形态的统计数据是有限的价值，在确定星系合并。
2018-03-06 astro-ph.GA
The Relation between Morphological Asymmetry and Nuclear Activity in Low-redshift Galaxies
星系的形态反映了它们的聚集历史和来自环境的持续动力学扰动。分析泛星巡天I波段图像，我们研究了附近活动星系核（AGN）的一个大的，定义明确的样本的宿主星系的光学形态不对称性，以调查合并和相互作用在触发核活动中的作用。AGN，包括245个1型和4514个2型天体，与4537个恒星形成星系的红移和恒星质量相匹配。我们开发了一个全面的掩蔽策略，以隔离目标的发射前景恒星和其他污染源，同时保留预测的同伴可比的亮度，可能是主要的合并。在三种非参数指标中，流行的CAS不对称性参数和外部不对称性参数（A_outer）对恒星形成星系和2型活动星系核的形态畸变都有很好的测量效果，而只有A_outer对1型活动星系核是有效的。相比之下，形状不对称性更受背景噪声的不利影响。不对称指数> 0.4有效地跟踪系统的候选人正在进行的合并。与理论预期相反，星系的相互作用和合并并不是核活动的主要驱动力，至少在我们的低红移、相对低光度的活动星系核样本中不是，其宿主星系的不对称性明显低于恒星形成星系的对照样本。此外，2型活动星系核在形态上与1型活动星系核没有区别。活动星系核的活动水平与不对称性无关，即使在主要的合并候选者之间也是如此。作为一个副产品，我们发现，与以前的研究一致，恒星形成星系的平均不对称性增加以上的主要序列，虽然不是所有的主要合并表现出增强的恒星形成。
2021-11-05 astro-ph.GA
The role of mergers and interactions in driving the evolution of dwarf galaxies over cosmic time
矮星系（M*<10^9 Msun）是高质量星系中质量聚集的关键驱动力，但对矮星系本身的聚集了解相对较少。使用\textsc{NewHorizon}宇宙学模拟（40 pc空间分辨率），我们调查如何合并和飞越驱动质量组装和结构演化的约1000场和群矮星z=0.5。我们发现，虽然矮星系经常表现出扰动的形态（在z=1和z=3处分别有5%和20%受到扰动），但在矮星系中观察到的形态扰动中，只有一小部分是由任何红移处的合并驱动的（对于10^9兆太阳，合并仅驱动20%的形态扰动）。相反，它们主要是不以合并（例如飞越）结束的相互作用的结果。鉴于很大一部分明显的形态扰动矮星系，事实上，没有合并，这一发现是特别重要的未来研究确定矮合并和合并后的形态在中等和高红移。矮星系通常在z=5和z=0.5之间经历一次大合并和一次小合并，占其总恒星质量的10%。合并也可以在较低的红移（z=1时为3或4倍）下驱动适度的恒星形成增强，但这只占矮星系中恒星质量的百分之几，因为它们的频率很低。非合并的相互作用驱动了显着较小的恒星形成增强（约两倍），但它们相对于合并的优势意味着它们占矮星系中形成的恒星质量的10%左右。
2020-11-01 astro-ph.GA
Testing the Modern Merger Hypothesis via the Assembly of Massive Blue Elliptical Galaxies in the Local Universe
现代合并假说提供了一种形成新椭圆星系的方法，通过合并两个质量相等的、富含气体的盘状星系，为核星暴提供燃料，然后进行有效的淬火和动力学稳定。对这种情况的一个关键预测是，在从高度扰动的残骸到新的椭圆星系的短暂形态转变阶段，年轻恒星集中在中心。为了测试这方面的合并假设，我们使用积分场光谱跟踪恒星的巴尔末吸收和4000欧姆破裂强度指数作为银河半径的函数为12个大规模（${\rm M_{*}}\ge10^{10}{\rm M_{\odot}}$），附近（${\rm z}\le0.03$），视觉上选择合理的新椭圆与蓝云光学颜色和不同程度的形态特点。我们发现，这些指数值和它们的径向依赖性与特定的形态特征，使最受干扰的星系有最小的4000 μ m的断裂强度和最大的巴耳末吸收值。总的来说，我们的样本中有三分之二与现代合并假说的预测不一致。在这八个中，有一半的特征与最近的小合并相互作用一致。另一半的恒星形成历史类似于本地的，静止的早期型星系。在剩下的四个星系中，有三个有强烈的形态扰动和恒星形成的光学颜色，这与最近富含气体的主要合并的残余物相一致，但表现出一个弱的中心爆发，这与它们的恒星形成$\sim5\%$相一致。最后一个星系拥有强烈的、集中的恒星爆发的光谱特征和指示最近淬火的静止核心光学颜色（即，一个后星爆签名）的规定，由现代合并假说。
2015-05-06 astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): Refining the Local Galaxy Merger Rate using Morphological Information
我们使用星系和质量大会（GAMA）调查测量当地宇宙质量依赖合并分数和合并率使用星系对和CAS结构的方法，确定高度不对称的合并候选星系。我们的目标是确定哪种类型的合并产生高度不对称的星系，并提供一个新的测量本地星系主要合并率。我们研究星系对恒星质量的限制下降到$M_{*} = 10^{8}M_{\odot}$与质量比$<$ 100：1和视线速度差$ΔV<500$公里秒$^{-1}$。我们发现一个显着增加的平均不对称性的投影分离小于单个星系的彼得罗相90半径的总和。对于质量比为$<$ 4：1的主要合并对中的两个星系都显示出强烈的不对称性增加，而在次要合并系统（质量比为$>$ 4：1）中，质量较低的伴星变得高度不对称，而较大的星系受到的影响要小得多。对于质量最大的星系，具有主要合并伴星系的高度不对称配对星系的比例最高，并随着质量的减小而逐渐下降。我们计算出的质量依赖的主要合并分数是相当恒定的$\sim1.3-2\%$之间的$10^{9.5}<M_{*}<10^{11.5} M_{\odot}$，并增加到$\sim4\%$在较低的质量。当考虑到可观测时间尺度时，发现主要的合并率在我们考虑的质量范围内近似为三倍。范围$10^{8.0}<M_{*}<10^{11.5} M_{\odot}$内的总同向移动容积主要合并率为$(1.2 \pm 0.5) \times 10^{-3}$ $h^{3}_…
2014-09-04 astro-ph.GA
Morphological evolution and galactic sizes in the L-Galaxies SA model
在这项工作中，我们更新的L-Galerkin半解析模型（SAM），以更好地遵循负责通过光盘不稳定性（导致伪凸起）和合并（导致经典凸起）的凸起的增长的物理过程。我们通过考虑恒星和气体盘在星系稳定性中的贡献来解决前者，并且通过包括在富含气体的合并中的能量耗散来更新后者。此外，我们引入冷却过程中的角动量损失，并发现一个准确的匹配恒星盘尺度长度和质量之间的相关性在z ~ 0.0需要的气体失去其初始特定的角动量的20%，相应的暗物质晕在形成的冷气盘。我们再现了所观察到的恒星质量和特定的角动量之间的趋势盘和膨胀为主的星系，前者旋转速度比后者相同的质量。我们的结论是，一个两个组件的不稳定配方提供了一个形态多样的星系样本相匹配的观察到的分数分解成不同的形态类型的星系。这个配方也使我们能够获得一个很好的适合不同类型的星系的形态质量关系和恒星质量函数。最后，我们发现合并过程中的能量耗散减少了合并残余物的尺寸，并使我们能够匹配观测到的膨胀主导系统的质量-尺寸关系。
2019-10-07 astro-ph.GA
Merger Driven or Internal Evolution? A New Morphological Study of Tidal Disruption Event Host Galaxies
The University of Hong Kong（香港大学）；The Hong Kong Institute for Astronomy and Astrophysics, The University of Hong Kong（香港大学天文及天体物理研究所）；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）；Tata Institute of Fundamental Research（塔塔基础研究所）；Tsinghua University（清华大学）；The Chinese University of Hong Kong（香港中文大学）；CUHK Shenzhen Research Institute（香港中文大学（深圳）研究院）；University of Victoria（维多利亚大学）；University of Nottingham（诺丁汉大学）；University of Hawaii（夏威夷大学）
通过形态分析和机器学习合并分类器，发现潮汐瓦解事件宿主星系缺乏近期合并迹象，但绿谷宿主星系中棒状或环状结构比例更高，表明棒驱动长期演化主导其近期演化。
2026-06-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
Galaxy Evolution in all Five CANDELS Fields and IllustrisTNG: Morphological, Structural, and the Major Merger Evolution to $z \sim 3$
星系的一个基本特征是它们的结构，但我们现在才以定量的方式了解结构性质的演化。因此，我们探讨了16,778星系的定量非参数结构演化的$z\sim3$在所有五个坎德尔领域，迄今为止最大的收集遥远星系的高分辨率图像。我们的目标是研究结构，而不是大小，表面亮度或质量，如何随时间变化。特别地，我们研究了光的浓度和不对称性如何在静止坐标系光学中演化。为了解释我们的星系结构测量结果，我们还运行和分析了来自IllustrisTNG的300个模拟实现，以确定CAS系统合并的时间尺度。我们从$z=0-3$测量到，不对称合并的中位时标是$0.56^{+0.23}_{-0.18}$ Gyr，并且发现它不随红移而变化。使用这些数据，我们发现，星系在较高的红移在给定的质量逐渐变得不对称，我们得出合并率的规模为$\sim(1+z)^{1.87\pm0.04}$陀螺仪$^{-1}$，这与最近的机器学习和星系对的方法，消除以前的不一致。我们还表明，远红外选定的星系是不可见的\textit{HST}有一个可以忽略不计的影响，我们的测量。我们还发现，星系更集中在更高的红移。我们将其解释为它们的形成是如何从一个较小的初始星系，后来通过合并成长为一个更大的星系，与星系从“由内而外”的大小增长相一致，这表明中心是大多数星系最古老的部分。
2021-05-04 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
On the lifetime of merger features of equal-mass disk mergers
合并残留物的合并后特征检测高度依赖于观测图像的深度。然而，在不同的观测条件下，合并后的特征在多长时间内是可见的，这一问题一直没有得到很好的讨论。我们调查合并功能的时间有用的理解星系合并的形态转变，通过数值模拟。我们使用N体/流体动力学模拟，包括气体冷却，恒星形成和超新星反馈。我们运行了一组模拟与各种初始轨道配置和具有不同的形态学性质的祖星系主要为等质量合并。作为参考模型，我们运行了额外的模拟非等质量合并和合并在一个大的晕势。合成使用SDSS $r$波段的模拟图像以估计合并特征时间并在合并模拟之间比较。模拟图像表明，合并后的功能涉及一小部分恒星，合并功能的时间取决于星系的相互作用。在孤立的环境中，对于25 mag/arcsec的浅表面亮度极限^[2]，合并特征的时间平均为最终合并时间的$\sim$ 2倍。然而，对于28 mag/arcsec ^[2]的更深的表面亮度极限，合并特征的时间是原来的两倍，这就是为什么使用浅层测量来探测合并后的特征是困难的。团簇势的潮汐力可以有效地剥离合并后的特征，减少合并特征的时间。
2014-05-08 astro-ph.GA
A New Automatic Method to Identify Galaxy Mergers I. Description and Application to the STAGES Survey
我们提出了一个自动的方法来识别星系合并使用的形态信息包含在星系的残留图像减去一个Sersic模型。从宿主星系光中去除大量信号的目的是为了检测较暗的次要合并。在这里建议的合并诊断中使用的特定形态参数是残差通量分数和残差的不对称性。新的诊断已经过校准和优化，因此合并样本非常完整。然而，非合并的污染也很高。如果对CAS系统等其他结构参数的组合采用相同的优化方法，我们引入的合并指标产生的合并样本的统计质量等于或高于通过使用其他结构参数获得的样本。我们探索的能力，在这里提出的方法来选择未成年人的合并，通过识别一个样本的视觉分类合并，不会被拿起使用CAS系统，当使用其通常的限制。考虑到一般星系中合并的发生率很低，以及这里使用的优化，我们发现这项工作中引入的合并诊断最好用作阴性合并测试，即，它在选择非合并星系时非常有效。与所有目前可用的自动方法一样，所选择的合并候选者的样本被非合并污染，并且需要进一步的步骤来产生干净的样本。这一合并诊断是使用STAGES团队获得的A901/02星系团（z=0.165）的HST/ACS F606 W图像开发的。特别是，我们集中在一个质量和星等有限的样本（log M/ M_{O} >9.0，R_{Vega} <23.5等），其中包括905个团星系和655个场星系的所有形态类型。
2011-09-30 astro-ph.GA
Metallicity of high stellar mass galaxies with signs of merger events
我们专注于分析高恒星质量和低金属量的星系。我们交叉相关的千禧年星系目录（MGC）和斯隆数字巡天（SDSS）星系目录，以提供一个样本的MGC对象与高分辨率成像和光谱和光度信息可在SDSS数据库。对于我们样本中的每个星系，我们通过使用它们的光度轮廓对MGC图像进行目视检查进行了系统的形态分析。星系被分为扰动或未扰动物体。我们将样品分为三个金属丰度区域，在此范围内，我们比较了扰动和未扰动物体的性质。我们发现，被强烈干扰的星系的比例，合并残留物的指示，被认为是较低的金属丰度对象时，是较高的。分析的三个箱包括大约15%，20%和50%的干扰星系（分别为高，中，低金属丰度）。此外，在低金属丰度区间，种群年龄指标Dn（4000）的扰动与未扰动相对分布的比率表明，扰动天体的恒星星族比未扰动天体的年龄要小得多。此外，我们发现，颜色分布的分析提供了类似的结果，表明低金属丰度星系与扰动形态比那些不受干扰的蓝。较蓝的颜色和较年轻的人口低金属，形态干扰的对象表明，他们经历了最近的合并与相关的增强恒星形成率。[删节]
2010-02-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Searching for the Role of Mergers in Fast and Early SMBH Growth: Morphological Decomposition of Quasars and Their Hosts at $z \sim 4.8$
本文利用HST对$z \sim 4.8$处六个类星体进行形态分解，扣除了点源发射以研究宿主星系，发现星系并合并非驱动极端恒星形成率的唯一机制，需更大样本的高分辨率成像验证。
2023-07-28 astro-ph.GA
Abell 2384: the galaxy population of a cluster post-merger
我们将2dF和EFOSC 2光谱仪的多目标光谱与ESO宽视场成像仪拍摄的A2384内部30'x30'的光学成像相结合。我们进行了运动学分析，使用EMMIX算法和双权统计。我们解决可能存在的集群子结构与Dressler-Shectman测试。研究了团星系的[OII]和Hα等效宽度.我们的光学成像观测所涵盖的星系还分析了颜色，恒星形成率和形态描述符，如基尼系数和M20指数。我们研究了星系团的性质作为一个函数的团心距离和调查的颜色星等和物理空间中的各种星系类型的分布。Dressler-Shectman检验揭示了2dF视场东部的子结构。我们确定南北子星系团的质量比为1.6：1。根据其他星系团的研究，我们发现，大部分的盘星系靠近星系团的核心没有检测到恒星的形成。可能这些系统由于冲压压力汽提而被淬火。猝灭盘的样本填充了颜色-星等空间中蓝色云和红色序列之间的过渡区域。我们还发现了人口的形态扭曲星系的星系团中心区域。A2384东部的亚结构可能是一群落入主星系团的星系。我们推测，我们的淬火螺旋样本代表了一个中间阶段的冲压压力驱动的转变，落场螺旋成集群S 0 s。这是由它们在颜色幅度空间中的位置引起的。星系团核心中形态畸变星系的出现符合A2384代表合并后星系的假设。
2014-09-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Morphological Study on AGN-host Dwarf Galaxies
本文基于约400个本地AGN宿主矮星系样本，利用DESI DR10图像和statmorph进行形态测量，并结合深度学习分类，发现AGN宿主矮星系中晚型星系占比更高、并合率更低，表明并合并非其AGN活动的主要驱动因素。
2025-04-25 astro-ph.GA
Morphological Properties of Lyman Alpha Emitters at Redshift 4.86 in the COSMOS Field: Clumpy Star Formation or Merger?
我们调查的61莱曼α发射器（LAEs）在z = 4.86确定在COSMOS领域的形态学特性，基于哈勃空间望远镜先进的巡天相机（ACS）在F814 W波段的成像数据。在61个LAE中，我们找到了54个LAE的ACS对应物。8个LAE显示双组分结构，平均投影分离为0。“63（z = 4.86时约为4.0千秒差距）。考虑到这些ACS源的模糊性，我们仔细评估了它们的形态学特性，即大小和椭圆率。而其中一些是紧凑的，与PSF半光半径为0的不可区分的。“07（~ 0.45 kpc），其他的明显大于PSF的大小和空间扩展到0。“3（~ 1.9千秒差距）。我们发现，ACS源的椭圆率与尺寸呈正相关，没有大尺寸和圆形的ACS源。我们的蒙特卡罗模拟表明，相关性可以解释为：（1）通过PSF加宽和散粒噪声的变形效应，或（2）源混合，其中两个或多个源与小分离混合在我们的ACS图像和检测作为一个单一的细长源。因此，46个单分量LAE可以包含由具有小空间间隔的双（或多）分量组成的源（即，< 0。“3或1.9千磅/平方英寸）。在较长波长下具有高角分辨率的进一步观察（例如，静止帧波长> 4000 A）是不可避免的，以破译哪种解释是足够的，我们的LAE样本。
2016-01-22 astro-ph.GA
Morphological evidence for a past minor merger in the Seyfert galaxy NGC 1068
在8.2米的斯巴鲁望远镜上使用Hyper Suprime-Cam和Suprime-Cam进行的深度光学成像揭示了原型塞弗特星系NGC 1068（M 77）周围的一些外部昏暗结构。我们在NGC 1068周围发现了三个超漫射天体（UDO）。由于这些UDO位于距离NGC 1068中心45 kpc的投影距离内，因此它们似乎与NGC 1068有关。在下文中，我们称它们为UDO-SW、UDO-NE和UDO-SE，其中UDO =超漫射对象，SW =西南，NE =西北，SE =东南;注意，UDO-SE已经在SDSS Stripe 82数据中找到。其中，UDO-NE和UDO-SW似乎都显示出围绕NGC 1068主体的环或流结构，为与NGC 1068的物理联系提供了证据。我们认为UDO-SE可能是一个潮汐矮星系。我们还发现了另一个类似UDO的物体，它比这三个UDO暗2等，小3到5倍。这个天体可能属于一类低表面亮度星系。由于该天体位于连接UDO-NE和UDO-SW的直线上，因此建议该天体与过去由UDO-NE和UDO-SW形成环的相互作用事件有关，从而暗示与NGC 1068的物理连接。另一个新发现的特征是NGC 1068最外侧盘的西边缘发出的不对称外部单臂结构，以及相对侧的波纹状结构。这些结构预计将出现在一个小合并的后期阶段，根据公布的数值模拟的小合并。所有这些证据都表明，NGC 1068在数十亿年前经历…
2017-08-21 astro-ph.GA
Galaxy Zoo 1 : Data Release of Morphological Classifications for nearly 900,000 galaxies
形态学是一个星系的动力学和合并历史的有力指标。它与许多物理参数密切相关，包括质量，恒星形成历史和质量分布。银河动物园项目收集了来自斯隆数字巡天的近90万个星系的简单形态分类，这些星系由数十万志愿者贡献。大量的分类使我们能够排除分类器错误，并测量形态学分类中固有的细微偏差的影响。本文介绍了该项目收集的数据，以及分类准确性和偏差的措施。这些数据现已公开，完整的电子版目录可从http://data.galaxyzoo.org下载。
2010-12-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Morphological Study on Galaxies Hosting Optical Variability-Selected AGNs in the COSMOS Field
星系形态学研究是研究活动星系核活动与星系演化关系的关键。大量研究发现，辐射型活动星系核主要存在于盘星系中，并合驱动活动星系核活动的机制受到质疑。本研究利用COSMOS场$z\lesssim4.26$，通过S{é}rsic轮廓拟合和非参数形态参数测量，对485个光学变率选择的低光度活动星系核的宿主星系形态进行了研究。我们分析了哈勃太空望远镜的高分辨率图像来测量这些形态参数。我们只成功地测量了76个物体的形态参数，大多数活动星系核宿主（$\sim70\%$）是视觉上紧凑的点状源。我们研究了所获得的形态信息作为红移的函数，并与文献数据进行了比较。我们发现，这些活动星系核的宿主星系没有表现出明确的形态偏好。然而，合并率增加主机的SFR和活动星系核亮度。有趣的是，我们发现正在进行的恒星形成与椭圆星系和螺旋星系中典型的恒星形成种群一致，而这两种类型的星系比正常的恒星形成星系更加对称。这些结果表明，光变选择活动星系核（AGN）存在于椭圆星系中的概率要高于主星系具有强烈盘优势的红外选择活动星系核（IR-AGN），支持了近年来AGN反馈增强主星系恒星形成活动的研究.
2021-11-30 astro-ph.GA
Massive spheroids can form in single minor mergers
了解旋转支撑盘如何转变为色散主导的球状体是我们理解星系演化的核心。形态转换主要是由合并驱动的。虽然大合并可以有效地创建球状体，最近的工作突出了其他过程的重要作用，如小合并，在驱动形态变化。鉴于它们丰富的合并历史，球状体通常表现出大部分的“非原位”恒星质量，即通过合并从外部物体吸积的质量。对于质量最大的星系来说尤其如此，它们的恒星质量通常不可能在没有大量合并的情况下达到。在这里，我们探索了一个在地平线-活动星系核模拟中不寻常的超大质量（M* > 10^11 MSun）球状体群体，它们表现出异常低的离地质量分数，表明它们的形成没有依赖于显著的合并。这些系统形成于一个单一的小合并事件（典型的合并质量比为0.11 - 0.33），具有特定的轨道配置，卫星轨道几乎与大质量星系的圆盘共面。合并引发了一场灾难性的形态变化，仅仅几百万年，伴随着强烈的原地恒星形成。虽然这个通道产生了少数（约5%）这样的星系，但我们的研究表明，至少一些最大质量的球状体的形成不需要涉及重大合并-或任何重大合并-与经典的观点相反。
2019-09-09 astro-ph.GA
Studying the Physical Properties of Tidal Features I. Extracting Morphological Substructure in CANDELS Observations and VELA Simulations
大合并在星系演化中的作用仍然是一个关键的悬而未决的问题。现有的经验性合并识别方法使用非参数和主观的视觉分类，这可能对约束合并历史构成系统性挑战。作为克服这些挑战的第一步，我们开发并公开分享了一个新的基于Python的软件工具，该工具从流行的参数光轮廓拟合工具（例如，GALFIT）。使用哈勃太空望远镜（$HST$）$H$波段单Sérsic残留图像的$17$坎德尔星系，我们证明了该工具的能力，以测量表面亮度和提高定性识别的各种常见的残留功能（磁盘结构，螺旋子结构，合理的潮汐功能，和强大的引力弧）。我们测试我们的方法合成$HST$观测的$z\sim 1.5$主要合并VELA流体动力学模拟。我们提取$H$ -波段残留功能对应的出生，成长，和衰落的潮汐功能在不同的阶段和观看方向在坎德尔深度和分辨率。我们发现，在浅深度提取的特征具有嘈杂的视觉外观，并且容易受到视角效应的影响。对于VELA的$z\sim 3$主要合并，我们发现詹姆斯韦伯太空望远镜的NIRCam观测可以探测高红移潮汐功能具有相当大的优势，超过现有的$HST$的能力。进一步的定量分析，合理的潮汐特征提取与我们的新软件持有承诺的强大识别标志合并签名和相应的改进合并率的限制。
2019-03-26 astro-ph.GA
Probing the link between quenching and morphological evolution
我们使用半解析模型的星系形成的两个淬火方案：晕淬火和黑洞（BH）淬火的预测进行比较。校准后的两个模型，使它们适合星系的质量函数，BH淬火是在更好的协议与被动星系的分数作为恒星质量$M_*$的函数，并与星系形态分布的恒星形成率与$M_*$图。除了这一主要发现外，这项研究还有另外两个结果。首先，一个成功的黑洞淬灭模型需要较小的合并有助于超大质量黑洞的增长。如果通过反复的小合并达到高$M_*$的星系没有被淬灭，那么就会有太多的高质量蓝星系。第二，BH的增长在合并必须成为低质量的效率较低，以重现$M_{\rm BH}$ - $M_*$的关系和被动分数作为$M_*$的函数，在协议的想法，超新星防止有效的BH增长系统逃逸速度低。我们的研究结果与类星体反馈的情况是一致的，在这种情况下，黑洞会生长到足够大的质量，从而吹走宿主星系中的冷气体，并将热的环星系介质加热到如此高的熵，从而使其冷却时间变长。他们还支持这样的概念，即淬火和维护对应于不同的反馈机制。
2022-09-26 astro-ph.GA
Mergers of galaxies
本文综述星系并合的观测识别方法及其随红移的演化，阐明并合对大质量星系形态、恒星形成和超大质量黑洞增长的作用与质量贡献。
2025-06-10 astro-ph.GA
Accurate Identification of Galaxy Mergers with Imaging
星系合并在星系演化中起着关键作用，而我们对星系演化的理解进展缓慢，因为难以准确地识别星系合并。我们使用GADGET-3流体动力学模拟合并星系的尘埃辐射转移代码SCRENISE产生一套合并星系，跨越一系列的初始条件。这包括模拟的合并，是气体贫乏和气体丰富，并有一系列的质量比（次要和主要）。我们适应模拟图像的SDSS成像调查的规格，并开发一个合并的星系分类方案，是基于这种成像。我们利用七个单独的成像预测（$Gini$，$M_{20}$，浓度，不对称性，块状，Sérsic指数，形状不对称性）的优势，通过将它们组合成一个分类器，利用线性判别分析。它在准确度、精度和合并可观测性时间尺度方面优于单个成像预测器（所有合并模拟均> 2 Gyr）。我们发现，分类强烈依赖于质量比和弱依赖于模拟合并的气体分数;不对称性是更重要的主要合并，而浓度是更重要的次要合并。这是主要合并的相对扰动形态和次要合并期间恒星凸起的快速生长的结果。由于质量比对分类的影响最大，我们为次要和主要合并创建了单独的分类方法，这些方法可以应用于SDSS成像或适用于其他成像调查。
2019-01-07 astro-ph.GA
Dark influences II: gas and star formation in minor mergers of dwarf galaxies with dark satellites
有人提出，合并引起恒星爆发，并导致重要的星系形态变化。到目前为止，大多数研究都集中在大型星系上，但矮星也可能经历这样的事件，因为在和谐宇宙学模型中，晕质量函数是无标度的。值得注意的是，由于它们的质量较低，它们的大部分相互作用将与暗卫星发生。在本文中，我们遵循丰富的气体盘状矮星系的演化，因为它们经历了一个小合并与暗卫星。我们的目标是描述这种相互作用对矮星的恒星形成，形态和运动学性质的影响。我们对矮星系进行了一套精心设置的流体动力学模拟，其中包括暗物质、气体和恒星与仅由暗物质组成的卫星合并。对于主机系统，我们不同的气体分数，磁盘的大小和厚度，晕质量和浓度，而我们探索不同的质量，浓度和轨道的卫星。我们发现，相互作用导致强烈的恒星爆发的短和长的持续时间在矮星。它们的恒星形成率增加了几倍到10倍或更多。他们是最强的系统与扩展的气体盘和高气体分数合并与高浓度的卫星在一个平面，径向轨道。与银河系质量星系的类似模拟相反，许多系统经历了强烈的形态变化，即使在存在大量气体的情况下也会变成球状。模拟的系统与大量不规则矮星系和蓝色致密矮星的观测特性相比非常好。这意味着与暗卫星的合并可能正在发生，但并不完全明显，因此可能在矮星系人口的多样性中发挥作用。
2015-11-02 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
Structural and morphological properties of ultraluminous infrared galaxies at $1<z<3$
利用哈勃空间望远镜（HST）/WFC 3近红外高分辨率成像，对$1<z<3$的502个超亮红外星系（ULIRGs; $L_{\rm IR}>10^{12}L_{\odot}$）的形态和结构进行了分析。它们的静止坐标系光学形貌表明，高红移超红外星系是合并或相互作用系统、不规则星系、盘和椭圆星系的混合体。大部分ULIRGs可大致分为合并系统和晚型星系（Sb $-$ Ir），具有相对较高的$M_{20}$（$>-1.7$）和较小的Sérsic指数（$n<2.5$），而其他ULIRGs则为椭圆状（E/S 0/Sa），具有较低的$M_{20}$（$<-1.7$）和较大的$n$（$>2.5$）。ULIRGs的形态特征表明，这些星系有不同的形成过程。星系合并过程和盘不稳定性在高红移超红外星系群的形成和演化中起着重要作用。同时，我们还发现在红移$z\sim1-3$处，超红外类星体的尺寸（$r_{\rm e}$）随红移的演化遵循$r_{\rm e}\propto(1+z)^{-(0.96\pm0.23)}$ .
2016-03-04 astro-ph.GA
The redshift evolution of major merger triggering of luminous AGN: a slight enhancement at z$\sim$2
活动星系核（AGN），特别是最明亮的AGN，通常被认为是通过主要的合并触发的，但是这种情况的观测证据是混合的。为了研究星系合并对活动星系核触发和宇宙时间内亮度的影响，我们选取了COSMOS巡天中的106个亮X射线1型活动星系核样本。这些活动星系核具有很大的红移范围（0.5 < z < 2.2）和两个数量级的X射线光度（$\sim$ 10 $^{43}$ - 10 $^{45}$ erg s $^{-1}$）。活动星系核的宿主与486个控制星系的质量和红移进行了仔细的匹配。发展了一种新的识别和量化星系合并特征的方法，减去GALFIT星系模型并量化残差。与视觉分类的比较证实了这种方法可靠地挑选出星系中的扰动特征。没有增强合并功能的活动星系核光度增加被发现与此度量，或通过目视检查。我们分析了与星系合并有关的活动星系核的红移演化，发现在较低的红移区间没有合并增强。首先，在最高的红移仓（z $\sim$ 2）活动星系核是$\sim$ 4倍更有可能是在星系中表现出形态干扰的证据相比，控制星系，在99%的置信水平（$\sim$ 2.4 $σ$）从视觉检查。由于只有$\sim$ 15%的活动星系核被发现在形态扰动的星系，这意味着在高红移的主要合并活动星系核燃料的显着，但次主导的贡献。在低红移时，其他过程占主导地位，合并成为一个不太重要的触发机制。
2017-05-10 astro-ph.GA
Identifying Galaxy Mergers in Simulated CEERS NIRCam Images using Random Forests
识别合并星系是星系演化研究中重要但困难的一步。我们提出了随机森林分类的星系合并模拟JWST图像的基础上，各种标准的形态参数。我们描述（a）构建模拟图像从IllustrisTNG和圣克鲁斯SAM，并修改它们来模仿未来的CEERS观测以及几乎无噪声的观测，（b）测量这些图像的形态参数，和（c）构建和训练的随机森林使用合并历史信息的模拟星系从IllustrisTNG。随机森林正确地将非合并和合并星系的$\sim60\%$分类为$0.5 < z < 4.0$。静止帧不对称参数出现更重要的低红移合并分类，而静止帧凸起和团块参数出现更重要的高红移分类。调整分类概率阈值不会提高森林的性能。最后，形状和斜率的合并分数和合并率来自随机森林分类与理论的Illustris预测相匹配，但被低估的因素$\sim 0.5$。
2022-08-23 astro-ph.GA
Toward Complete Merger Identification at Cosmic Noon with Deep Learning
针对Roman等大型巡天时代星系并合识别的偏差问题，基于IllustrisTNG50模拟的CANDELS图像训练ResNet18，实现了宇宙正午时期小质量、小并合事件的有效识别，分析了模型性能局限与隐空间特征。
2025-11-19 astro-ph.GA
Search for spatial coincidences between galaxy mergers and Fermi-LAT 4FGL-DR4 sources
本研究系统搜索3,166个形态学选出的星系并合体与Fermi-LAT 4FGL-DR4伽马射线源的空间关联，发现21个显著匹配，支持并合触发AGN活动的假说，并揭示潜在新伽马射线源群体。
2025-08-31 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Measuring galaxy morphology at $z>1$. I - calibration of automated proxies
使用HST的新近红外巡天提供了一个前所未有的机会来研究z>1的静止框架光学星系形态，并校准自动形态参数，这些参数将在对未来的大规模数据集（如EUCLID或LSST）进行分类时发挥关键作用。我们研究了1<z<3的大质量星系的自动参数（例如CAS，Gini，M20），测量它们对波长的依赖性和红移的演化，并使用机器学习算法量化这些参数在区分视觉确定的形态方面的可靠性。我们发现，在低红移文献中观察到的形态类型之间的相对趋势在z>1时得到了保持：膨胀主导的系统具有系统性的更高的浓度和基尼系数，并且比盘主导的星系更不对称和更圆。然而，在z>1时，星系的不对称性平均增加50%，Gini和M20值分别增加10%和减少20%。在膨胀为主的星系，形态参数来自休息帧紫外线和光学波长的相关性很好，但晚型星系表现出更高的不对称性和块状时，在休息帧紫外线测量。我们发现，广泛的形态类别（如凸起与磁盘为主），可以区分使用高（80%）纯度和80%的完整性的参数。在类似的静脉中，不规则盘和合并也可以与污染低于20%的凸起和规则盘区分开来。然而，合并不能区分从不规则形态类使用这些参数，由于越来越不对称的非相互作用的晚型星系在z>1。我们的自动化程序被应用到CANDELS GOODS-S领域，并与最近发布的视觉分类在同一地区得到类似的结果。
2014-06-04 astro-ph.CO 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
A comparison of the morphological properties between local and z~1 infrared luminous galaxies. Are local and high-z (U)LIRGs different?
超亮红外星系（ULIRGs和LIRGs）是宇宙中最极端的恒星形成星系，在z>1时控制着总的恒星形成率密度。在局部宇宙（z<0.3）中，大多数ULIRG和大部分LIRG是由富含气体的螺旋星系之间的相互作用触发的，但尚不清楚在高z时是否仍然如此。为了研究星系相互作用在红外发光星系中的相对重要性，我们基于相同的样本选择、形态分类方案和相似静止帧波长下的光学形态，对局域（U）LIRGs和z=0.5-1.5的（U）LIRGs的光学形态特性进行了比较。此外，我们通过从本地（U）LIRGs构建红移数据集来量化比较本地和高z数据集的系统学，其中其数据质量模仿高z数据集。基于Gini-M20分类方案，我们发现从局域到z<~1，相互作用系统的分数减少了~8%，这与局域和红移数据集之间的减少（6（+14-6）%）是一致的。基于视觉分类，发现局部ULIRGs的合并分数比已发表的结果低约20%，并且由于红移而减少15（+10-8）%。因此，本地和z<~1（U）LIRGs之间的合并分数的差异仅为~ 17%。这些结果表明，至少在z~1之外，被归类为合并的（U）LIRGs的比例没有强烈的演化。在z>1时，约30%的（U）LIRGs的形态类型无法确定，因为它们在F814 W波段很模糊，因此在z>1时测量的合并分数具有很大的不确定性。
2014-06-17 astro-ph.GA
On the dependence of galaxy morphologies on galaxy mergers
星系形态类型的分布是对星系形成和演化模型的一个关键检验，它对负责球状组成部分生长的不同物理过程的相对贡献提供了强有力的约束。在本文中，我们利用一套半解析模型来研究星系合并在破坏星系盘和构建星系球中的效率。特别是，我们比较了半分析模型中通常采用的标准处方，以及Kannan等人提出的新处方，基于高分辨率流体动力学模拟的结果，我们表明，这些新的实现降低了通过合并的凸起形成的效率。此外，我们比较了我们的模型结果与各种观测测量的部分球状主导的星系作为恒星和晕质量的函数，表明目前的数据中的不确定性是一个重要的限制，我们的理解球状体的形成。我们的研究结果表明，理论模型和观测之间的主要紧张关系并不源于纯粹的盘结构（即无凸星系）的生存，而是来自不同形态类型的星系的分布，作为其恒星质量的函数。
2015-07-16 astro-ph.GA
Star formation in far-IR AGN and non-AGN galaxies in the green valley. II. Morphological analysis
本文研究了Mahoro等人在2017年提出的103个绿谷FIR活动星系和2609个非活动星系的形态特征。使用了COSMOS测量的光度数据，并考虑到公共目录，分析了形态参数，如Abraham和Conselice-Bershady浓度指数、基尼系数、M20光矩和不对称性。此外，还对星系进行了视觉分类。我们发现，具有明显的相互作用和合并迹象的奇特星系的比例在活动星系核（38%）中显着高于非活动星系核（19%）的绿谷星系，而我们样本中的非活动星系核星系主要是螺旋星系（46%）。我们发现，我们的绿谷星系的最大部分位于恒星形成的主序列（MS）上，独立于形态，这与以前的研究中进行的光学。我们还发现，FIR AGN绿谷星系有显着较高的恒星形成率在所有分析的形态类型。因此，我们的研究结果表明，在FIR AGN的高部分中获得的相互作用和合并显着有助于在选定的样品中观察到的高恒星形成率，但不是唯一的机制，负责增强恒星形成，和其他如AGN正反馈可能有助于以及。今后，我们将通过对公众和我们的SALT数据的光谱分析，更详细地研究活动星系核正反馈的可能性。
2019-02-08 astro-ph.GA
Galaxy mergers in Subaru HSC-SSP: a deep representation learning approach for identification and the role of environment on merger incidence
本文利用经TNG合成图像微调的Zoobot深度表征模型识别HSC-SSP星系并合，并揭示并合活动随环境尺度变化的两种趋势。
2023-09-27 astro-ph.GA
Quenching and Morphological Transformation in Semi-Analytic Models and CANDELS
本文通过研究CANDELS和GAMA巡天中静止星系和以球状体为主的部分星系的红移演化，研究了从z~3到现在星系所经历的球状体生长和恒星形成淬灭。我们比较观察到的分数与预测的半解析模型，其中包括处方的隆起增长和AGN反馈，由于合并和磁盘的不稳定性。我们方便直接形态比较转换我们的模型膨胀到总恒星质量比Sersic指数。然后，我们将我们的人口细分为四个象限的sSFR-Sersic指数平面，并研究这些亚群中的每一个的建立。我们发现，恒星形成盘的比例稳步下降，而静止的球状体的比例建立在宇宙时间。恒星形成球状体和静止盘的比例都是不可忽略的，在我们研究的时期内几乎保持不变，分别约为10%和15-20%。我们的模型是在质量上成功地再现两个“主要”人口的演变（恒星形成盘为主的星系和静止的球状体为主的星系），并近似再现所有四种类型的相对分数，但预测更强的下降恒星形成球状体，并增加静止盘，比观察中看到的。一个模型与一个额外的渠道，通过磁盘不稳定性的凸起增长同意更好的整体观察比一个模型，其中凸起可能只通过合并增长。我们研究了一些个别星系的演化轨迹，因为它们经历了形态学的转变和淬火，并研究了这种转变的不同物理驱动因素（主要和次要的合并和磁盘不稳定性）的重要性。我们发现，具有多个变革性事件的复杂历史是常态。
2015-05-28 astro-ph.GA
Rest-frame UV versus optical morphologies of galaxies using Sersic profile fitting: the importance of morphological K-correction
我们显示了一个样本的162个中间红移（中位数红移1.02）星系的休息帧的UV形态与他们的休息帧光学形态的比较。我们从哈勃太空望远镜（HST）使用WFPC 2（F300 W）获得的最深的近紫外图像中选择样本，作为哈勃超深场活动与HST/ACS GOODS数据集重叠的平行观测的一部分。我们在WFPC 2/F300 W中执行单组件Sersic配合（静止帧UV）和ACS/F850 LP（静止帧光学）带，并推断Sersic指数$n$被估计为在静止帧UV中比静止帧光学更小，导致合并候选人的数量比其他人高估了约40-100%-取决于用于识别合并候选者的$n$中的截止。这种效应似乎是由n（F300 W）<= 0.5的星系所主导，而n（F850 LP）的值约为1.0。我们认为，这些对象可能是星团恒星形成星系或较小的合并，这两个基本上是污染物，如果一个有兴趣确定主要的合并。此外，我们还发现，轴比b/a是较低的证据，即椭圆率（1-b/a）是更高的静止帧UV相比，静止帧光学。此外，我们发现，在静止坐标系UV，高椭圆率（e >= 0.8）对象的数量是高的一个因素的~2.8相比，静止坐标系光学。这表明，高z LBG中细长形态的报告优势可能只是与高z研究中使用静止帧UV数据集相关的偏差。
2009-01-14 astro-ph.GA
