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
Back to the green valley: how to rejuvenate an S0 galaxy through minor mergers
在附近的宇宙中，大约有一半的S0星系显示出最近或正在形成恒星的迹象。这些S0星系是否是由新鲜气体的吸积而再生的仍然有争议。利用N体光滑粒子流体动力学方法研究了一个富含气体的矮星系与一个S0星系的微小合并。我们发现，轻微的合并触发事件的恒星形成的S0星系，持续约10 Gyr。合并最重要的指纹之一是在S0星系中形成了一个气环。这个环让人想起卫星星系的轨道，它的寿命取决于合并的性质：极性和反向旋转的卫星星系诱导形成长寿的光滑气体环。
2015-11-10 astro-ph.GA
The Effect of Minor and Major Mergers on the Evolution of Low Excitation Radio Galaxies
我们使用深，$μ_{r} \lesssim 28\,\text{mag}\,\text{arcsec}^{-2}$，$r$波段成像从暗能量相机遗产调查（DECaLS）搜索过去，或正在进行的，合并活动在一个样本的$282$低激发射电星系（LERG）在$z<0.07$。我们的主要目的是评估合并在LERG演变中的作用。利用成像深度，我们分类为我们的LERG样本和$1,622$控制星系的红移，恒星质量和环境相匹配的星系周围的潮汐遗迹为轻微和主要的形态扰动。在组和现场，LERG轻微合并分数与对照人群一致。在星系团中，LERG的$8.8 \pm 2.9\,$ %显示出最近较小合并的证据，而对照组的$23.0\pm 2.0\,$ %则相反。在星系团LERG中，这种小合并的$\sim 4 σ$缺陷表明，这些事件可能会抑制星系团环境中星系的这种类型的核活动。我们观察到一个$> 4σ$过量的主要合并在LERG与$M_{*} \lesssim 10^{11}\,\text{M}_{\odot}$，$10 \pm 1.5\,$ %的这些活动星系核参与这种大规模的相互作用相比，$3.2 \pm 0.4\,$ %的控制星系。LERG中的这种过剩的主要合并随着恒星质量的增加而减少，到$M_{*} > 10^{11.3}\,\text{M}_{\odot}$时消失。这些观测结果表明，较小的合并不会为LERG提供燃…
2019-04-30 astro-ph.GA
Tidal Tales of Minor Mergers: Star Formation in the Tidal Debris of Minor Mergers
小星系合并的潮汐碎片如何影响螺旋星系或星系际介质的结构？虽然大合并已知会在潮汐碎片中产生潮汐矮星系和星团等结构，但对小合并（矮星系和盘星系之间的质量比小于三分之一）及其潮汐碎片知之甚少。这项工作调查6附近的小合并使用光学宽带和H-α窄带成像，以表征恒星形成的潮汐碎片。在6次合并中均发现了年龄小于潮汐尾动力学年龄的年轻星团，表明星团是就地形成的。即使较小的合并贡献较少的潮汐碎片的每一个相互作用比大合并，他们更常见，并可能有助于结构的所有类型的星系和星系际介质在整个宇宙的历史。
2009-09-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Molecular and atomic gas in dust lane early-type galaxies - I: Low star-formation efficiencies in minor merger remnants
在这项工作中，我们提出了IRAM-30米望远镜观测的一个样本的膨胀为主的星系与大尘埃带，最近有一个小的合并。我们发现这些星系的气体非常丰富，H2的质量在4 × 10^8到2 × 10^10 Msun之间。我们使用这些分子气体质量，结合随附论文中的原子气体质量，来计算气体与尘埃和气体与恒星的质量比。我们的样本天体的气尘比变化很大（在~50和750之间），这表明许多天体具有低气相金属丰度，因此气体是通过最近与较低质量的伴星合并而吸积的。我们计算了隐含的次要伴星质量和气体分数，发现预测的恒星质量比中位数约为40：1。小伴星的质量可能在~10^7 - 10^10 Msun之间。隐含的合并质量比是一致的低红移气体丰富的合并模拟的预期。然后，我们继续提出证据表明（无论使用哪种恒星形成率指标），我们的样本对象具有非常低的恒星形成效率（每单位气体质量的恒星形成率），甚至低于ATLAS 3D中已经显示出抑制的早期类型星系。这表明小的合并实际上可以抑制恒星形成活动。我们讨论了可能导致这种抑制的机制，包括未成年人合并引起的动力学效应。
2015-08-18 astro-ph.GA
Cold Gas Infall onto A Brightest Group Galaxy via A Gas-Rich Minor Merger
University of Illinois Urbana-Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校）；Peking University（北京大学）；Xiamen University（厦门大学）；Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）
研究通过富含气体的次等并合向最亮群星系注入冷气体，揭示其在补充冷气体储备和影响星系演化中的关键作用。
2025-12-15 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
Extremely massive disc galaxies in the nearby Universe form through gas-rich minor mergers
在我们的分层结构形成范式中，观察到的大质量星系的形态演变-从旋转支撑盘到分散主导的球体-在很大程度上是通过星系合并来解释的。然而，由于合并很可能会破坏圆盘，而最大质量的星系有着最丰富的合并历史，所以在最高恒星质量下存在任何圆盘是令人惊讶的。我们小组最近的理论工作使用了宇宙学的流体动力学模拟，表明超大质量（M* > 10^11.4 MSun）盘主要是通过球状体和富含气体的卫星之间的微小合并形成的，这会产生新的旋转恒星成分，并留下盘作为残留物。在这里，我们使用的大质量星系的紫外光学和HI数据，从SDSS，GALEX，DECaLS和ALCAFA调查，来测试这些理论预测。观测到的大质量盘约占大质量星系的13%，与理论（约11%）非常一致。在深DECaLS图像中，约64%的观测到的大质量盘表现出潮汐特征，这可能表明最近的小型合并（相比之下，在模拟的对应物中约为60%）。这些特征的发生率至少是低质量盘的四倍，这表明，正如预测的那样，小合并在这些系统的形成中发挥了重要（和特大）的作用。经验的恒星形成率与理论预测一致，对于一个小的星系样本与HI检测，HI质量和分数与模拟预测的范围一致。理论和观测之间的良好一致性表明，超大质量盘确实是球状体和富含气体的卫星之间最近较小合并的残余物。
2022-01-21 astro-ph.GA
Gas accretion from minor mergers in local spiral galaxies
在本文中，我们量化的气体吸积率从小合并到恒星形成的星系在本地宇宙中使用HI观测148个附近的螺旋星系（WHISP样本）。我们开发了一个专用的代码，迭代分析HI数据立方体，发现矮气体丰富的卫星周围较大的星系，并估计上限的气体吸积率。我们发现，22%的星系至少有一个被探测到的矮伴星。我们做了一个非常严格的假设，所有的卫星都将在最短的时间内合并，将所有的气体转移到主星系。这导致估计的最大气体吸积速率为每年0.28太阳质量，比样本的平均SFR低约5倍。考虑到这些假设，我们的吸积率显然是高估了。我们的研究结果强烈表明，小合并不发挥重要作用，在本地星系的总气体吸积预算。
2014-06-03 astro-ph.GA
New criteria for the selection of galaxy close pairs from cosmological simulations: evolution of the major and minor merger fraction in MUSE deep fields
评估不同宇宙时期星系的合并分数，以探索它们的质量组装演化仍然是一个挑战。使用的Illustris宇宙学模拟，我们调查之间的关系，在一对星系的分离，无论是在速度和投影空间分离空间，和这些相互作用的星系将在未来合并的概率。从这个分析中，我们提出了一套新的标准来选择密切的星系对，以及一个新的校正项应用到星系合并分数的计算。然后，我们使用最新的MUSE深度观测在HUDF，HDFS，COSMOS-Gr30和Abell 2744区域探测主要和次要合并分数的演变。从2483个光谱红移星系的母样本中，我们确定了366个分布在大范围的红移（$0.2<z<6$）和恒星质量（$10^7-10^{11}M_{\odot}$）的密偶。以次级星系与主星系的质量比为代表，将样本分为主、次和非常次合并，共发现了183个主、142个次和47个非常次紧密对，分别对应于质量比为1：1 - 1：6、1：6 - 1：100和小于1：100的范围。由于完整性问题，我们在分析中不考虑非常小的对。总的来说，主要合并分数增加到$z\approx 2-3$达到25%的对与最大的星系与恒星质量$M^*\geq 10^{9.5}M_{\odot}$。超过这个红移，分数下降到在$z\approx 6$的$\sim 5$ %。次要合并分数的演化大致上与宇宙时间一致，在$z<3$的分数为20%，在$3\leq z \leq6$之间缓慢下降到8…
2019-09-09 astro-ph.GA
Resilience of Sloshing Cold Fronts against Subsequent Minor Mergers
小的合并在星系团中很常见。它们有可能在星系团的团内介质（ICM）中产生晃动冷锋（SCF）。然而，SCF对随后的小型合并的弹性是未知的。在这里，我们调查在何种程度上建立了一个离轴小合并的SCF被随后的小合并中断。我们进行了一套13个流体动力学+N-体模拟的理想化的三重集群合并，我们不同的方法方向和碰撞参量的第三集群。除了~1 Gyr后的第三集团的第一个核心通过，明确的SCF存在于所有的合并配置。随后的正面小合并显着减少SCF的数量，而随后的离轴小合并只适度减少SCF的数量。特别地，外部（>~500 kpc）SCF是弹性的。这项工作的结果表明，SCF很容易形成的过程中的一个小的合并，是长期存在的，即使进一步的小合并发生。因此，SCF应该是无处不在的，但根据其观察到的SCF导出给定集群的合并历史可能比以前想象的更复杂。
2022-03-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
A declining major merger fraction with redshift in the local Universe from the largest-yet catalog of major and minor mergers in SDSS
该研究将基于线性判别分析的并合分类技术应用于SDSS DR16中130万个星系，构建迄今最大的主并合与次并合目录，发现本地宇宙中主并合比例随恒星质量上升、随红移下降，并强调质量完备性和质量分箱对避免人为趋势的关键作用。
2023-03-11 astro-ph.GA
A Minor Merger Caught In The Act Of Fueling The AGN In Mrk 509
在哈勃太空望远镜（HST）最近的观测中，我们发现Mrk 509在其中心区域包含一个3 $''$（$\sim$ 2100 { \it pc}）线状暗条。在光学连续谱和[OIII]成像中都可以看到，这个特征类似于一个由几个发射结组成的“复选标记”，这些发射结从西北向东南传播，然后从西南向核突出。空间望远镜成像光谱仪（STIS/HST）沿着暗条内部的观测揭示了红移的速度，表明暗条正在流入。我们提出了进一步的观察，在Mrk 509使用双子座近红外积分场光谱仪（NIFS），从我们的结论是，这种结构不能与以前研究的，典型的NLR流出，而是体现了一个正在进行的小合并与富含气体的矮星系的遗骸，因此提供了一个很好的机会来研究燃料的活动星系核的一个小合并正在进行中。
2014-12-03 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
Signatures of minor mergers in the Milky Way disc I: The SEGUE stellar sample
现在我们知道，微小的合并能够在其宿主星系盘的相空间分布中产生结构。为了在银河系中寻找这样的印记，我们分析了SEGUE F/G矮星和Schuster等人（2006）的恒星样本。我们在这两个完全独立的恒星样本中发现了类似的特征，与银河系小型合并事件的预测一致。接下来，我们将同样的分析应用于人马座矮星系和银河系之间相互作用的高分辨率，理想化的N体模拟。恒星粒子样本在主盘小空间区域内的能量分布揭示了结构随位置的强烈变化。我们发现，与人马座暗物质晕祖先$\lessapprox 10^{11}$ M $_{\odot}$的质量模型的观测结果很好地匹配。因此，我们表明，这种分析可以用来提供前所未有的严格限制人马座的轨道参数，以及放置一个较低的限制其质量。
2012-05-04 astro-ph.GA
Substructures in Minor Mergers' Tidal Streams
在这项工作中，我们探讨的想法，像星团的子结构可以形成的潮汐流产生的星系小合并。我们使用$N$体和SPH模拟卫星星系与一个更大的星系的相互作用。我们研究流中的质量分布，以确定可能形成亚结构的高密度区域。我们发现，没有气体，没有子结构形成的超密度没有显示出明确的形态，也没有动力学稳定性。包括气体，我们发现，出现了几个团块，并证明是真正的长期存在的物理结构（$t \geq$ 1 Gyr）。我们分析了这些结构的轨道，年龄和质量，找到它与晕子系统的对应关系。我们的结论是，这是可能的，以形成集群状结构的潮汐流的材料，并发现证据，有利于在这些系统中存在的暗物质。
2019-08-20 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
Minor Mergers are not enough: The importance of Major Mergers during Brightest Cluster Galaxy assembly
该研究通过比较BCG与明亮普通椭圆星系的光度轮廓和标度关系，估计BCG约60–80%的光来自并合，并指出三次大并合而非小并合主导其形成。
2023-08-17 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
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
Dry minor mergers and size evolution of high-z compact massive early-type galaxies
最近的观测表明，高z（z \sim 2 - 3）早型星系（ETG）比z \sim 0的质量相当的星系更紧凑。这种规模演变最有可能用“干合并Sceanario”来解释。然而，以前的研究基于这一方案是不能够一致地解释这两个性质的高z紧凑的大质量ETG和本地ETG。我们研究了多个连续的干子合并对紧凑的大质量ETG的尺寸演化的影响。从千年模拟数据库的分析，我们表明，这种轻微的（恒星质量比$M_{2}/M_{1} < 1/4$）合并是非常常见的层次结构形成过程中。我们进行N体模拟的顺序未成年人合并与抛物线和迎面轨道，包括一个暗物质组件和恒星组件。次并合的典型质量比为$1/20 < M_{2}/M_{1} < 1/10$。我们表明，在我们的模拟中，紧凑的卫星星系的连续小合并是最有效的促进大小的增长和减少的速度分散的紧凑的大规模ETG。合并残留物的恒星大小和密度的变化与最近的观测结果一致。此外，我们使用千禧年模拟数据库构建的合并历史的候选人的高z紧凑的大质量ETG，并估计的干小合并方案的星系的大小增长。我们可以重现$z=2$和$z=0$之间的平均尺寸增长因子，假设在我们的模拟中，在连续的小合并过程中获得的最有效的尺寸增长。然而，我们注意到，我们的数值结果是唯一有效的合并历史与典型的质量比1/20和1/10之间的抛物线和迎面轨道，我们最有效的尺寸增长效率可能是一个上限。
2012-09-25 astro-ph.CO 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
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
Mergers and Bulge Formation in Lambda-CDM: Which Mergers Matter?
我们使用一套半经验模型来预测星系合并率和贡献的合并质量，红移和质量比的函数隆起增长。该模型使用经验晕占领的限制，以确定合并，连同高分辨率的模拟，以量化合并与不同的属性有助于隆起人口。我们发现很好的协议与各种观测约束，并提供拟合函数的合并率和贡献的膨胀增长。我们得出了几个有力的结论。(1)主要的合并决定了L * 凸起和球状体质量密度的形成和组装，次要合并贡献约30%。(2)这与质量有关：在较低质量的系统中，凸起的形成主要是由更多的小合并所决定的。在较高的质量，凸起形成在L * 附近的主要合并，但随后组装在次要的合并。(3)次要/主要的贡献也是形态依赖的：较高的B/T系统形成在更多的主要合并，较低的B/T系统形成在原位从次要合并。(4)低质量的星系，富含气体，需要更多的主要合并，以达到相同的B/T作为高质量的系统。(5)绝对的合并率随着星系质量的增加而增加。(6)预测率同意与观察，但表明，一些形态选择的样品包括污染的小合并。(7)预测的速率与膨胀质量随宇宙时间的综合增长一致，但有2个因子的不确定性-一半的膨胀质量密度可能来自非合并。我们考虑了约1000种模型变化，并量化了由此产生的不确定性。关于主要/次要贡献的膨胀增长的结论是非常强大的，绝对合并率有系统的因素~2的不确定性。
2010-02-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the Influence of Minor Mergers on the Radial Abundance Gradient in Disks of Milky Way-like Galaxies
我们研究了在过去的四个Gyr期间，由次要合并（质量比从1：70到1：8）引起的恒星迁移对类银河系星系盘中化学丰度径向分布的影响。使用了基于GPU的纯N体树代码模型，没有流体动力学和恒星形成。我们计算了大量的合并与不同的初始卫星质量，位置和轨道速度。我们发现，在吸积10 $^9$ M $_{\odot}$（质量比1：70）的低质量卫星星系的情况下，除了主星系盘平面内的行星状卫星运动的特殊情况外，主星系的任何半径处的金属丰度都没有明显的变化。质量为$\gtrsim3\times10^9$ M $_{\odot}$（质量比1：23）的卫星的吸积导致在银河系中心距离大于$\sim10$ kpc处化学丰度的明显增加。在与质量为$\gtrsim3\times10^9$ M $_{\odot}$的卫星合并的情况下，径向丰度梯度在5至15 kpc的银河中心距离范围内。有没有显着的变化，在外盘的丰度梯度斜率（从$\sim15$ kpc到25 kpc）在任何合并，而在给定半径的金属丰度的分散显着增加了大多数卫星的初始质量/位置相比，一个孤立的星系的情况。这反对归因于断裂（平坦化）的丰度梯度附近的光学半径观察到的扩展盘的银河系般的星系只合并引起的恒星迁移。
2015-04-30 astro-ph.GA
Minor merger growth in action: JWST detects faint blue companions around massive quiescent galaxies at 0.5 < z < 3
利用JWST JADES数据，在0.5<z<3的大质量宁静星系周围发现大量质量比<1:10的蓝色伴星系，证实小质量并合增长模型可延伸至极低质量比，并驱动宿主星系颜色梯度演化。
2023-07-26 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
Magnetic field amplification and X-ray emission in galaxy minor mergers
利用N体/光滑粒子流体动力学（SPH）程序\textsc{Gadget}研究了一系列星系小合并中的磁场演化。模拟包括辐射冷却，恒星形成和超新星反馈的影响。磁流体动力学（MHD）是使用SPH方法。我们提出了32个模拟的质量比为2：1至100：1的盘星系的二进制合并，从而我们已经另外改变了初始磁场强度，光盘的方向和分辨率。我们研究了在星系与周围星系际介质（IGM）相互作用过程中，给定初始磁场在星系内的放大作用。我们发现质量比高达10：1的合并残留物的磁场强度在几个$μ$ G的共同值处饱和。对于较高的质量比，场强在较低值处饱和。饱和值对应于磁场和湍流能量密度的均分值。初始磁化强度、磁盘方向和数值分辨率对磁场饱和值的影响很小。我们证明，更高的碰撞能量的祖星系导致更有效的磁场放大。较大的伴星系的磁场和湍流能量密度较高，这与提供给系统的较高撞击能量相一致。我们提出了一个详细的研究合并系统内的温度和辐射热X射线光度的演变。因此，我们发现，磁场导致更有效地增加IGM的温度和相应的IGM X射线亮度后，第一次遇到。然而，磁场的存在并不增强总的X射线亮度。通常，对于较高的初始磁场，X射线光度的最终值甚至明显更低。
2011-08-19 astro-ph.GA
One-Two Quench: A Double Minor Merger Scenario
使用N体+光滑粒子流体动力学程序ChaNGa，我们识别出两个合并驱动的过程\textemdash盘破裂和超大质量黑洞反馈\textemdash，它们共同作用使L $^*$星系猝灭超过7 Gyr.具体来说，我们研究停止恒星形成的模拟银河系（MW）的模拟，由两个小卫星的相互作用驱动。这两个相互作用都发生在距离对方$\sim$ 1亿光年的范围内，卫星星系的质量都比它们的类兆瓦宿主星系小5到20倍。使用遗传修饰过程的\cite{Roth2016}，我们产生了一组四个放大，MW质量的星系，所有这些都表现出独特的恒星形成的历史，由于小的变化，他们的组装历史。在这四种情况中的两种情况下，星系被$z = 1$淬灭。因为这些都是受控的修改，我们能够隔离两个紧密间隔的小合并事件的影响，其相对时间决定了MW质量的主星系是否熄灭。这一个两冲工程：1.为处于吸积速率峰值的主晕超大质量黑洞（SMBH）提供燃料;以及2.破坏了宿主星系的寒冷气体盘。最终的结果是，来自SMBH的反馈彻底而突然地结束了星系的恒星形成$z\approx1$。我们在流体动力学$(25\,\mathrm{Mpc})^3$体积模拟{ \sc Romulus 25}中搜索并发现了类似的猝灭事件，证明该机制足够常见，即使在$z=0$的MW质量猝灭星系的小样本中也会发生。
2021-05-25 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
An infrared study of local galaxy mergers
我们结合一个大的，均匀的样本$\sim$ 3000本地合并与帝国IRAS暗源红移目录（IIFSCz），进行盲远红外（FIR）的本地合并人口的研究。IRAS探测到的合并大部分是（$98\%$）螺旋-螺旋系统，存在于低密度环境中，远红外线光度中值为$10^{11} L_\odot$（转换为恒星形成率中值约为15 $M_\odot yr^{-1}$）。远红外区的光度--因此也就是恒星形成率--与星系群的丰富度和星系的总质量尺度几乎没有相关性，对合并质量比几乎没有依赖性。特别是，小合并（质量比$<1:3$）能够驱动强烈的恒星形成（在10和$173 M_\odot yr^{-1}$之间），并产生被归类为LIRGs的系统，亮红外星系（我们的LIRGs中的$65\%$是小合并），一些小合并系统接近超亮红外星系（ULIRG）的极限。光发射线比表明活动星系核的比例随着远红外线光度的增加而增加，所有的ULIRG合并都有某种形式的活动星系核活动。最后，我们估计，LIRG到ULIRG过渡沿合并序列通常发生在一个相对较短的时间尺度上的$\sim$ 160百万年。
2015-03-26 astro-ph.GA
Galaxy merger histories and the role of merging in driving star formation at z>1
我们使用Horizon-AGN，一个流体动力学宇宙学模拟，来探索合并在大质量（M > 10^10 MSun）星系在宇宙恒星形成高峰期（1<z<4）的演化中的作用。大质量星系在主要合并（质量比R<4：1）中的比例约为3%，比这些时期的次要合并（4：1<R <10：1）低约2.5倍，没有红移的趋势。在z~1，大约三分之一的大质量星系经历了一次大合并，而所有这样的系统都经历了一次大合并或小合并。虽然几乎所有z>3的主要合并都是“蓝色”的（即有显著的关联恒星形成），但“红色”合并的比例在z<2时迅速增加，大多数z~1.5的合并系统产生的残余物在静止帧紫外光学颜色中是红色的。在主要合并过程中，恒星形成的增强是温和的（~20-40%），再加上这种事件的发生率很低，这意味着这个过程不是早期恒星质量增长的重要驱动力。合并（R < 10：1）在这个红移范围内占据了大约四分之一的恒星形成预算，而主要的合并占据了大约三分之二的贡献。尽管它们对标准的LCDM范式至关重要，但在今天大部分恒星质量形成的时代，合并是驱动恒星形成的少数参与者。
2014-11-10 astro-ph.GA
The origin of double-peak emission-line galaxies: rotating discs, bars or galaxy mergers?
在星系中心检测到的双峰形发射线，过去已被广泛用于识别特殊的运动学，如双活动星系核，流出或合并。从一个大的DP星系样本，连接到正在进行的恒星形成的小合并星系的建议。为了更好地了解不同的机制，创造一个DP签名，我们在这里探索合成SDSS光谱观测计算光盘模型和模拟。我们展示了DP签名是如何连接到星系的旋转曲线的中心部分，这主要是由恒星的隆起。此外，我们发现，酒吧可以创建强大的DP发射线签名时，沿其主轴。主要的合并可以在合并后的后期合并阶段（最终合并后的1'，Gyr）形成中心旋转盘，这产生DP签名。在最后合并后的3.5亿年内，较小的合并倾向于显示DP特征，与星系倾角无关。比较，这些ECOLI与观测不赞成重大合并，因为这些主要表现为椭圆形，只有少数S0形态。此外，在合并如此后期，增强的恒星形成很可能会消失。另一方面，横杠和小合并可以很好地与观测值进行比较。这两个观测结果都与观测中发现的恒星形成增加相吻合，特别是小合并并没有显示出与观测方向的任何依赖性。然而，观测解决星系运动空间需要区分讨论的可能性。通过与宇宙学模拟进行更广泛的比较，可以更深入地了解DP的起源。对DP起源的理解可以为未来高红移巡天研究星系质量增长提供重要的工具。
2022-12-05 astro-ph.GA
Joint JWST-DECam Lensing Reveals That the Bullet Cluster Is a Minor Merger
Yonsei University（延世大学）；University of California, Davis（加州大学戴维斯分校）；Duke University（杜克大学）
通过联合JWST-DECam引力透镜分析，确定子弹簇为次要并合，解决了质量比长期矛盾。
2026-07-30 astro-ph.GA
Minor vs Major Mergers: The Stellar Mass Growth of Massive Galaxies from z=3 using Number Density Selection Techniques
在红移范围$0.3<z<3.0$内，用$n\le1\times10^{-4}\,\rm{Mpc^{-3}}$（对应于z=0.3时的$M_*=10^{11.24}\rm{M_{\odot}}$）研究了具有多种数密度选择的局域大质量星系祖先的恒星质量增长.我们选择的祖先大规模星系使用一个恒定的数量密度选择，其中之一是调整到占主要合并。我们发现，在这个红移范围内，大质量星系的祖先在总恒星质量上增长了四倍。平均而言，通过恒星形成、大合并和小合并过程增加的恒星质量分别占$z=0.3$星系恒星总质量的$24\pm8\%$、$17\pm15\%$和$34\pm14\%$。因此，在$z=0.3$的大质量星系中，恒星总质量的$51\pm20\%$是在z=3的祖先星系外部产生的。我们探讨了这些结果的含义上的冷气吸积率和大质量星系的祖先在相同的红移范围内的大小演化。我们发现在$1.5<z<3.0$的红移范围内，气体的平均吸积率为$\sim66\pm32\,\rm{M_{\odot}yr^{-1}}$。我们发现，以这种方式选择的星系样本的大小演化平均低于其他调查的结果。
2014-09-04 astro-ph.GA
The Effect of Many Minor Mergers on the Size Growth of Compact Quiescent Galaxies
在早期宇宙（z~>2）中观测到了半质量半径<~ 1 kpc的大质量星系，而在局域宇宙中没有观测到。在局部宇宙中，相似质量的星系（在2倍之内）往往要大4到5倍。已知干小合并会在不增加质量的情况下推动星系大小的演变，但尚不清楚大小的增长是否足以解释观测结果。我们通过模拟质量比q=1：1（等质量）到q=1：160的合并星系来检验星系通过干合并而成长的假设。在我们的N体模拟中，母星系的总质量翻了一番。我们确认，重大合并不会导致规模的充分增长。这一现象可以用质量比为q=1：5- 1：10的并合来解释。较小的质量比会导致更大的尺寸增长，对于质量比为1：80的合并，增长高达约17倍。对于质量相对较大的较小合并，q ~> 1：20，进入的子星系的质量倾向于落在母星系的晕中。这是由子星系进入母星系中心部分时的潮汐剥离造成的。当小星系的吸积变得更加连续时，当q <~ 1：40时，外来质量倾向于更多地集中在母星系的中心区域。我们推测，这是由合并残余物内部的子星系之间的动态相互作用和质量差异较大时合并时间较长造成的。这些相互作用导致动态加热，导致星系核心内的质量吸积，并降低母星系的圆周速度和密度。
2013-01-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Minor-merger induced star formation rejuvenation in an elliptical radio-loud quasar host, 3C 59
本研究报道椭圆射电噪类星体宿主 3C 59 通过与邻近卫星星系并合在近 5 亿年内再活化恒星形成，并可能触发类星体活动，为星系群中星系增长与熄灭提供见解。
2024-12-16 astro-ph.GA
Globular cluster populations and the kinematical fingerprints of minor mergers
我们利用Monte Carlo $Λ$ CDM组装历史、小合并N体模拟以及晕质量与球状星团（GC）丰度之间的经验关系，用$M_{vir}(z=0)=10^{13.5}M_\odot$研究了大质量星系中晕GC的运动学性质.虽然吸积恒星晕的贡献占主导地位的大规模的卫星，我们表明，低维里质量的卫星（即低卫星-主机维里质量比，VMRs）是重要的贡献者人口的吸积GC。低VMR的吸积事件的相对贡献是最高的晕人口的蓝色GC和逐渐减少的红色GC和吸积星。作为一个结果的动力学摩擦的效率降低，轻微的合并，我们的人口宇宙吸积的蓝色GC系统的空间扩展，并具有较高的速度色散比红色GC，与观测结果一致。出于同样的原因，组装的历史，包括一个较小的合并更高的分数，在空间上扩展的GC人口的结果。GC视线速度分布的峰度为负值$κ$，最近观察到，在我们的模型中无处不在。因此，$κ<0$与吸积情景并不矛盾，事实上，它是小合并重要贡献的指纹。然而，我们的人口的吸积GC仍然主要是径向偏置，与配置文件的各向异性参数$β$是温和的径向中心（$β(r<10~{\rm kpc})\sim0.2$）和强烈的径向各向异性在大galactocentric距离（$β(r>30~{\rm kpc})\gtrsim0.6$），红色和蓝色的人口。
2018-10-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Characteristics of thick disks formed through minor mergers: stellar excesses and scale lengths
通过N-body/SPH模拟，我们研究了通过小合并形成的厚盘的形态学特性。结果表明，厚盘并合后的垂直面密度分布服从sech函数，在远离盘中面的区域（z>2kpc）存在过剩。这种恒星过剩也遵循一个sech函数，其尺度高度比主要的厚盘组件更大，并且通常由来自主星系的恒星主导。在超星系中的恒星的自转速度比在厚星系盘中的恒星的自转速度要低，因此它们可能会与内星系晕中的恒星混淆。厚盘尺度高度随半径的增加而增加，并且对于富含气体的原始星系，其增加的速率较小。相反，恒星过剩的标度高度与半径和气体分数无关。我们还发现，合并后的厚盘的径向尺度长度比薄盘的径向尺度长度大10-50%。两次连续的合并对恒星盘的加热效果基本上与总质量相同的单次合并相同。为了研究如何通过长期过程产生的厚磁盘可能不同于那些产生的小合并，我们还模拟了引力不稳定的富气磁盘。这些盘既不会产生恒星过剩，也不会产生大于1的厚盘与薄盘尺度长度之比。我们的模拟结果与观测到的银河系和邻近星系的厚盘与薄盘尺度长度之比以及银河系的Toomre图是一致的。我们的结论是，小合并是一个可行的机制，为创建银河系厚盘和调查恒星在几个千秒差距以上的银河系和其他星系的中平面可能提供一个定量的方法来研究星系的小合并的历史。
2011-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Starburst to quiescent from HST/ALMA: Stars and dust unveil minor mergers in submillimeter galaxies at $z \sim 4.5$
在$z \geq 3$的尘埃笼罩、星爆、亚毫米星系（SMG）被认为是$z \geq 2$致密静止星系（cQG）的祖先。为了测试这种联系，我们提出了一个详细的空间分辨研究的恒星，尘埃和恒星质量的样本中的六个亚毫米明亮的星暴星系在$z \sim 4.5$。HST探测到的恒星紫外辐射是扩展的，不规则的，并显示出多个组件的证据。根据HST的信息，我们在静止坐标系光学上对斯皮策/IRAC数据进行了解混，发现这些系统正在进行轻微的合并，典型的恒星质量比为1：6.5。由ALMA追踪到的远红外区尘埃连续辐射，将大部分恒星形成定位在极其致密的区域（中值$r_{\rm{e}} = 0.70 \pm 0.29$ kpc），并且在所有情况下，它都与合并中质量最大的成分（中值$\log (M_{*}/M_{\odot}) = 10.49 \pm 0.32$）有关。我们比较空间分辨紫外斜率（$β$）地图与FIR尘埃连续研究红外过剩（$\rm{IRX} = L_{\rm{IR}}/L_{\rm{UV}}$）- $β$关系。SMG显示系统性高于标称趋势预期的$\rm{IRX}$值，表明FIR和UV发射在空间上是分离的。最后，我们表明，SMG落在质量大小的平面在较小的恒星质量和大小比cQGs在$z = 2$。考虑到由于正在进行的星爆和与小伴星的合并，$z = 4.5$和$z = 2$之间的恒星质量和大小的预期演变，…
2018-02-21 astro-ph.GA
Minor Mergers or Progenitor Bias? The Stellar Ages of Small and Large Quenched Early-Type Galaxies
本文通过对淬灭星系年龄的光谱分析，探讨了淬灭星系群体平均尺寸演化的起源。这种演化的两种最受欢迎的情景是，通过一系列干燥的小合并事件，单个星系的大小增长，或者在先前存在的种群中增加更大的新淬灭星系（即，祖先偏向效应）。我们使用20 k zCOSMOS明亮光谱巡天来选择0.2<z<0.8的真正的静止星系。我们将它们的光谱叠加在红移、恒星质量和大小的仓中，通过拟合静止坐标系光谱和Lick光谱指数来计算这些仓中的恒星星族参数。我们证实，在~10^11 MSun恒星质量尺度以下和以上，大小-年龄关系的行为发生了变化：在我们的10.5 < log M*/MSun < 11质量箱中，在整个红移窗口中，最大星系的恒星星族系统地比较小的星系年轻，指出在亚10^11兆太阳质量下，祖先偏差是观测到的平均尺寸演化的主要驱动力。相比之下，在更高的质量，没有明确的趋势，年龄作为星系大小的函数，支持干合并在增加这些最大质量的QG的大小与宇宙时间的实质性作用。在误差范围内，QG的[α/Fe]丰度比（i）在我们分析的整个红移范围内高于太阳，暗示QG的恒星星族的建立普遍存在较短的时间尺度，以及（ii）在所有质量和大小上相似，表明整个QG人口的相似（短）时间尺度，并加强了合并在宇宙中最大质量QG的建立中的作用。
2016-07-12 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
HST/WFC3 grism observations of $z~\mathtt{\sim}~1$ clusters: The cluster vs. field stellar mass-size relation and evidence for size growth of quiescent galaxies from minor mergers
小合并被认为是负责的大小增长的静态场星系的红移减少。我们测试这个假设使用集群环境作为实验室。星系团中的卫星星系以高速运动，使得它们之间的合并非常罕见。在$z~\mathtt{\sim}~1$上测量和比较了10个星团和野外的恒星质量-尺寸关系。我们的集群样本包含344个光谱确认的集群成员与双子座/GMOS和182确认与HST WFC 3 G141棱镜光谱。平均而言，静止星系团和恒星形成星系团比它们的场星系团分别小（$0.08\pm0.04$）dex和（$0.07\pm0.01$）dex。这些大小偏移与$1.2\leqslant z\leqslant1.5$之间的静止和恒星形成场星系的平均大小一致，这意味着星团环境抑制了这一时期和$z~\mathtt{\sim}~1$之间的大小增长。在其他的研究中，观测到的$z~\mathtt{\sim}~0$场和星系团静止质量-尺寸关系之间的差异可以忽略不计，这意味着静止星系团的平均尺寸一定会随着红移的减小而增大。利用一个玩具模型，我们表明，紧凑的星系团星系的消失可能会被解释，如果平均而言，$\mathtt{\sim}40\%$的合并与他们的最亮的星系团（BCGs）和$\mathtt{\sim}60\%$潮汐破坏成团内光（ICL）之间的$0\leqslant z\leqslant1$。这与观测到的$0\leqslant z\leqslant1$和观测…
2018-12-27 astro-ph.GA
The Messy Nature of Fiber Spectra: Star-Quasar Pairs Masquerading as Dual Type 1 AGNs
理论研究预测，超大质量黑洞最显著的增长发生在合并的后期，与双活动星系核（AGN）的出现相吻合，并且主合并和次合并都对双活动星系核的增长具有重要意义。事实上，双活动星系核在较小的合并应该是路标有效的较小的合并诱导SMBH增长的更多和更少的大规模的祖。我们确定了两个候选的双重活动星系核，它们存在于明显的次要合并中，质量比分别为$\sim$ 1：7和$\sim$ 1：30。SDSS光纤光谱显示，宽和窄的发射线在每个合并的初级核，而只有一个狭窄的[O III]发射线和广泛和突出的H $α$ /[N II]复合物中观察到的次级核。在每次合并中，初级核和次级核中的宽H $α$线的FWHM是不一致的，这表明每次合并中的每个核都有一个1型活动星系核。然而，空间分辨LBT光谱揭示了静止帧恒星吸收特征，表明次级源是前景恒星，并且先前检测到的宽线可能是SDSS观测时大气视宁度引起的光纤溢出效应的结果。这项研究表明，第一次，光学光谱搜索1型/1型对同样遭受光纤溢出效应已观察到以前的赛弗特2双活动星系核候选人。如果使用波长范围或灵敏度更有限的仪器，前景恒星的存在可能并不清楚。
2023-02-17 astro-ph.GA
A minor-merger origin for inner disks and rings in early-type galaxies
核盘和核环是常见的星系子结构，有着广泛的形态类型（从S 0到Sc）。我们通过无碰撞N体模拟研究了旋涡星系内盘和内环的可能的小合并起源。这些模型证实，微小的合并可以驱动卫星物质在星系中心形成薄的、运动学上冷的结构，而不需要之前形成的棒。由于卫星轨道通过动力学摩擦经历的强圆化，卫星核心颗粒倾向于在中心势中以圆形轨道沉积。如果卫星是密集或大质量的，卫星核心的物质会到达残余中心，形成一个薄的内盘;而在低质量卫星的情况下，它在到达中心之前就被完全破坏，形成一个内环。
2009-11-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
An effective model for the tidal disruption of satellites undergoing minor mergers with axisymmetric primaries
针对次并合中星系潮汐剥离质量损失建模不足的问题，提出一种适用于轴对称势的新颖有效模型，经N体模拟验证在多种星系参数下均表现良好，为半解析计算提供了有力补充。
2024-06-26 astro-ph.GA
PHL 6625: A Minor Merger-Associated QSO Behind NGC 247
PHL 6625是一个发光的类恒星天体（QSO），z = 0.3954，位于附近星系NGC 247（z = 0.0005）后面。哈勃空间望远镜（HST）的观测揭示了一个与之相关的弧形结构，本文报道了甚大望远镜（VLT）对该系统的光谱观测和从射电到X射线波段的多波长观测，表明PHL 6625和弧形是一对紧密的合并星系，而不是一个强引力透镜系统。类星体宿主星系的质量估计为（4-28）× 10^10太阳质量，伴星星系的质量估计为M_* =（6.8 +/- 2.4）× 10^9太阳质量，这表明这是一个较小的合并系统。类星体显示出典型的宽发射谱线，由此可以推断出质量约为（2-5）× 10^8太阳质量的黑洞，爱丁顿比约为0.01-0.05。该系统代表了一个有趣而罕见的情况，其中一个类星体与一个正在进行的小型合并有关，类似于Arp 142。
2017-07-07 astro-ph.GA astro-ph.HE
How do minor mergers promote inside-out growth of ellipticals, transforming the size, density profile and dark matter fraction?
自$z \gtrsim 2-3$以来，有观测证据表明椭圆星系是由内向外生长的，而不是由原位恒星形成驱动的。许多高红移的系统具有小尺寸$\sim 1kpc$和低Sersic指数n的表面亮度轮廓。最有可能的后代，平均而言，增长了两倍的质量和四倍的大小，表明$r \propto M^α$与$α\gtrsim 2$。它们还具有含$n \gtrsim 5$的表面亮度曲线。这种演化可以定性地解释两个假设的基础上：紧凑的椭圆主要是无碰撞的次要或中间的"干"合并，他们嵌入在大规模的暗物质晕。我们从理想化的无碰撞合并球状星系中得出这些结论-有和没有暗物质-质量比为1：1，1：5和1：10。对于1：1的质量比，尺寸演变为$r \propto M^α$与$α< 2$。对于嵌入在暗物质晕中的星系的小合并，大小增长得更快，轮廓形状变化得更快。中等质量比为1：5的合并得到$α\sim 2.3$，恒星质量加倍后的最终Sersic指数为$n = 9.5$。这是伴随着一个显着增加的暗物质分数在恒星半质量半径，由强大的尺寸增加探测更大，暗物质占主导地位的地区。只有少数嵌入大质量暗物质晕中的中等质量比星系合并才能导致观测到的同时由内向外的生长和轮廓形状的快速演化。除了负的恒星金属丰度梯度，这样一个"小"合并的情况下，也预测显着较低的暗物质分数为$z \sim 2$紧凑的静止星系和他们罕见的现代类似物（缩写）。
2012-12-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evolution induced by dry minor mergers onto fast-rotator S0 galaxies
我们分析了无碰撞的N体模拟的中间和次要的干合并到S 0的，以测试这些合并是否可以产生S 0星系的运动学之间的快速和缓慢的旋转。我们发现，未成年人合并诱导较低的减少的全球旋转支持比遇到较低的质量比，这将导致在S 0之间的快速和缓慢的旋转器的中间属性。由此产生的残留物本质上是更三轴，更少的扁平，并跨越整个范围的表观椭圆度高达$ε_\mathrm{e} \sim 0.8$。它们在随机投射中并没有表现出比最初更低的明显椭圆度;相反，椭圆形扭曲的形成和椎间盘增厚增加了$0.4 < ε_\mathrm{e} < 0.7$的投射百分比。在实验中与S 0 b的祖先星系，轻微的合并往往会旋转的隆起和略有减少其固有的椭圆率，而在初级S 0 c星系的情况下，他们保持旋转的支持几乎恒定的隆起和显着降低其固有的椭圆率。残留的凸起保持近似球形（$B/A \sim C/A > 0.9$），但显示出宽范围的三轴度（$0.20 < T < 1.00$）。在速度的全局各向异性（$δ$）与内禀椭圆率（$ε_\mathrm{e,intr}$）的平面上，我们的一些模型将在以前的主要合并模拟中发现的线性趋势向更高的$ε_\mathrm{e,intr}$值延伸，而另一些则偏离了它。这与图中真实S 0所表现出的宽分散相一致，而椭圆则遵循主要合并模拟所绘制的线性趋势。椭圆星系和S 0星系在$δ$ - $ε_\mathrm{e}$图…
2014-03-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark influences III. Structural characterization of minor mergers of dwarf galaxies with dark satellites
在目前的和谐宇宙学中，小晕被认为是完全黑暗的，并且在轻微的合并相互作用期间可以显著地扰动低质量星系。这些相互作用很可能有助于矮星系人口的多样性。在这个领域中的矮星系经常被观察到在结构，形态和运动学上有特殊性，以及没有明显原因的恒星形成的强烈爆发。我们的目标是描述矮星系与暗卫星的微小合并的特征，以帮助它们的观测识别。我们探索和量化的各种结构，形态和运动学指标合并矮星系及其残余物使用一套流体动力学模拟。与暗卫星合并的最敏感指标是气体和恒星分布的大不对称性，增强的中心表面亮度和星爆，以及冷气体和恒星成分之间的速度偏移和错位。一般而言，合并系统涵盖最常用指标的各种值，而孤立对象往往具有更有限的值。有趣的是，我们在模拟中发现，恒星形成的显著偏心爆发可以精确定位暗卫星的位置。具有这种特点的观测系统也许是最有希望揭示迄今失踪卫星的存在的系统。
2016-09-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
SDSS J125417.98+274004.6: An X-ray Detected Minor Merger Dual AGN
利用Chandra存档数据，研究在约11:1早期次要并合中发现双AGN，其次级AGN光度相当或更高，为并合触发吸积与黑洞增长提供关键案例。
2024-01-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
Star formation and gas in the minor merger UGC 10214
UGC 10214是一个小型合并，其中一个矮星系与一个大旋涡星系$\sim$在2.5亿年前相互作用，产生了一个扰动盘和一个巨大的潮汐尾。我们使用多波长数据集，以研究现在和过去的恒星形成率（SFR）和它的关系的气体和恒星质量的空间分辨率下降到4千秒差距。UGC 10214是一个质量非常大的星系（恒星质量$M_{\rm \star}$ = $1.28\times 10^{11}$ $M_\odot$），气体含量低（$M_{\rm gas}$ / $M_{\rm \star}$ = 0.24），分子气体含量高（$M_{{\rm H}_2}$ / $M_{\rm HI}$ = 0.4），SFR适中（2-5 $M_\odot$ $^{-1}$）。分子气体质量和当前SFR的比较给出了分子气体耗尽时间约为$\sim$ 2 Gyr（基于H $α$），与正常的旋涡星系相当。通过比较H $α$的发射（追踪当前的SFR）和远紫外（FUV）的发射（追踪过去几十万年的SFR），以及用CIGALE拟合的光谱能量分布（SED），我们发现SFR在最近的过去增加了约2-3倍。这种增长在银河系中心尤其明显。一个像素到像素的SFR，分子气体质量和恒星质量的比较表明，中心区域有一个压抑的FUV跟踪SFR，无论是与分子气体和恒星质量相比，而H $α$跟踪SFR显示正常水平。原子和分子气体的分布是不对称的，但沿长轴的位置-速…
2018-12-10 astro-ph.GA
Building gas rings and rejuvenating S0 galaxies through minor mergers
我们调查的影响之间的S 0星系和富含气体的卫星星系的合并，通过N体/光滑粒子流体动力学（SPH）模拟。卫星星系最初是在一个接近抛物线的轨道上，并在完全剥离之前经历了几次近心点通道。在大多数模拟中，一部分剥离的气体在S 0星系中形成了一个温暖的致密气体环，半径约为6-13 kpc，质量约为10^7太阳质量（Msun）。如果环是由顺向碰撞形成的，那么它的寿命通常很短（<~3 Gyr），而如果它是由反向旋转或非共面相互作用形成的，那么它的寿命可以超过6 Gyr。气环保持着卫星星系初始轨道的记忆：如果它起源于逆行卫星轨道，它与S 0星系盘上的恒星共转（反向旋转）。此外，只有当卫星星系的轨道是共面的，而它位于一个相对于S 0星系盘倾斜的平面上时，环才与S 0星系盘共面，倾斜角度与卫星星系的轨道平面相同。事实上，我们形成的极环寿命长，质量与共面环一样，这表明即使没有强烈的棒共振，环也可以在S 0星系中形成。在大于6 Gyr的时间里，S 0星系中心的恒星形成速率可达0.01 Msun yr^-1，这是相互作用的结果。我们讨论了我们的模拟在本地宇宙中的S 0星系的复兴的影响。
2014-12-30 astro-ph.GA
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
