Origin of stellar prolate rotation in a cosmologically simulated faint dwarf galaxy
在矮星系中，恒星的长轴自转是相当罕见的，只有两个已知的本星系群中的星系显示出这样的特征（凤凰和和II）。宇宙学模拟显示，在大质量的早型星系中，长轴自转可能是由主要的合并引起的。然而，这种运动学在矮星系制度的起源只被探索使用理想化的模拟。本文利用流体动力学宇宙学方法对恒星质量介于$3\times10^5$和$5\times10^8$ M $_{\odot}$之间的矮星系进行了模拟，探讨了长旋星系的形成.在$27$矮星中，只有一个系统显示出围绕主轴的明显旋转，其罪魁祸首是$z=1.64$的主要合并，这导致了从扁圆到长轴配置的转变。有趣的是，这个星系显示出一个陡峭的金属丰度梯度，让人想起在凤凰和和II测量的：这是合并事件的结果，动态加热老的，金属贫乏的恒星，和中心集中的残余恒星形成。矮星系中的大合并为这种奇特系统的形成提供了一个可行的解释，其特征是陡峭的金属丰度梯度和长轴旋转。
2021-06-14 astro-ph.GA
Formation of an extended stellar halo around an ultra-faint dwarf galaxy following one of the earliest mergers from galactic building blocks
超暗矮星系（UFD）是在早期宇宙中形成的星系的组成部分的有希望的可观测代理。我们使用宇宙流体动力学模拟研究了UFD的形成和演化。特别是，我们表明，一个主要的合并的两个积木星系与3,900 Msun和7,500 Msun在宇宙年龄为510万年的结果在一个系统与扩展的恒星分布一致的de Vaucouleurs配置文件。模拟星系的平均恒星金属丰度为[Fe/H]=-2.7，并具有金属丰度梯度。这些结果与最近发现的UFD Tucana II的性质非常相似，Tucana II的金属含量非常低，并且具有空间扩展的恒星晕，距离较远的恒星金属含量更低。我们的模拟表明，图卡纳II的扩展恒星晕可能是通过过去的一次重大合并形成的。未来对其他UFD周围空间扩展结构的观测搜索，结合进一步的理论研究，将为古老的幸存卫星星系的进化历史提供切实的测量。
2021-05-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Simulating the galactic system in interaction AM 2229-735 and the formation of its polar structure
我们研究极环星系通过小合并的形成。我们使用N体+流体动力学模拟再现所观察到的系统AM 2229-735的动力学，这是一个较小的合并，其相互作用信号是一个极环星系的祖先。我们利用系统的观测信息来获得星系轨道的初始条件和星系的数值实现来运行模拟。我们的模拟再现了在系统中观察到的相互作用的全球特征，如手臂和连接星系的物质桥。作为合并的残余，我们发现了一个准稳定和自引力平面潮汐流与暗物质，恒星和气体轨道在一个平面上大致垂直于主星系盘导致在未来的极环星系。我们研究了极区结构的动力学条件，发现了这种合并残留物可以在等温支撑下以盘状结构沉降的证据，为星系盘的形成过程提供了启发性的证据，并为研究这类星系中是否存在暗物质提供了一个潜在的独立方案。
2019-11-09 astro-ph.GA
Probing the merger history of red early-type galaxies with their faint stellar substructures
几次深空观测，如加拿大-法国-夏威夷望远镜（CFHT）的观测，揭示了显著的低表面亮度（LSB）精细结构，这些结构改变了星系的表观形态。以前的测光调查已经开发了观测技术，利用在星系外部区域检测到的漫射光。在这些研究中，外部扰动已被识别和分类，如潮汐尾，恒星流和壳。这些结构是相互作用和合并事件的示踪剂，它们保持着星系质量组装的记忆。为了重建星系过去的合并历史，需要宇宙学数值模拟来估计它们的可见度时间尺度（以及其他属性）。在目前的工作中，我们分析了流体动力学宇宙学模拟建立一个全面的解释精细结构的属性。我们做了一个普查的几种类型的LSB精细结构的视觉检查的个别快照在不同的时间。我们重建的早期型星系周围检测到的精细结构的数量的演变，我们与星系的合并历史进行比较。我们发现，大部分精细结构与大、中型质量合并事件有关。它们的生存时间范围在0.7至4 Gyr之间。贝壳和溪流比潮汐尾保持可见的时间更长。这些生存时间的估计提供了线索，以解释在大规模组装方面的深层图像中观察到的精细结构的形状和频率。我们发现，恒星流的可探测性是最敏感的表面亮度极限。我们看到的表面亮度切割为33等角秒$^{-2}$的流比切割为29等角秒$^{-2}$的流多2-3倍。炮弹的检测显示出强烈的依赖于投影角度。
2019-10-25 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
EDGE: Two routes to dark matter core formation in ultra-faint dwarfs
在标准的Lambda冷暗物质范例中，纯暗物质模拟预测矮星系应该居住在具有中心发散密度“尖点”的暗物质晕中。这与通常倾向于恒定密度“核心”的观察相矛盾。我们调查这个“尖核问题”在“超暗”矮星系模拟的一部分，“工程矮星系在星系形成的边缘”（EDGE）项目。我们发现，类似于以前的工作，在模拟的矮星中心区域的引力势波动运动学加热的暗物质粒子，降低矮星的中心暗物质密度。然而，这些波动并不完全是由气体流入/流出引起的，而且还由小合并的脉冲加热引起。我们使用遗传修饰的方法对我们的矮的初始条件之一，以显示如何延迟组装历史导致更晚的小合并，相应地，更多的暗物质加热。这提供了一种机制，即使是超暗矮星（$M_* < 10^5\,\text{M}_{\odot}$），其中恒星的形成在高红移时被完全淬灭，其中心暗物质密度也会随着时间的推移而降低。相比之下，我们发现，如果合并的星系有足够少的恒星形成，后期的主要合并可以再生一个中央暗物质尖点。这些影响的结合使我们预测显着的随机性，在中央暗物质密度斜率的最小的矮星，其独特的恒星形成和质量组装的历史驱动。
2021-01-07 astro-ph.GA
Simulating Binary Primordial Black Hole Mergers in Dark Matter Halos
本文模拟暗物质晕中双原初黑洞（PBH）演化及红移10内的并合率，考虑两体俘获和双星-单体相互作用通道，发现合理假设下后者并合率占优，推进了引力波事件约束PBH性质的理解并对未来探测做了预测。
2025-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
AGN Triality of Triple Mergers: Detection of Faint X-ray Point Sources
我们提出的结果，从我们的X射线分析的第一个系统的搜索三重活动星系核附近（z<0.077）三重星系合并。我们分析档案钱德拉观测7三重星系合并BAYMAX（贝叶斯分析多AGN的X射线），拟合每个观察单，双，三重X射线点源模型。这样做，我们得出结论，1个三重合并有一个X射线点源（SDSS J 0858 +1822，尽管它不太可能是活动星系核）; 5三重合并可能由两个X射线点源组成（NGC 3341、SDSS J1027+1749、SDSS J1631+2352、SDSS J1708+2153和SDSS J2356 $-$ 1016）;一个系统由三个X射线点源（SDSS J 0849 +1114）组成。通过拟合每个点源的X射线谱，我们分析了2-7 keV的光度以及与每个潜在活动星系核相关的遮蔽水平。我们发现4/5双X射线点源系统具有明亮的X射线亮度（L_2-7 kev >10^40 erg s^-1）的主次点源，可能与4个新的未探测到的双活动星系核有关。发现双点和三相点源系统的物理分离度在3-9 kpc之间，通量比在2 × 10 ^-3 ~ 0.84之间。在我们的配套论文（Foord等人，2020 c）中提出了一种多波长分析，以确定这项工作中发现的X射线点源的起源。
2020-12-01 astro-ph.GA astro-ph.HE
Mass and Environment as Drivers of Galaxy Evolution III: The constancy of the faint-end slope and the merging of galaxies
我们探索使用我们的连续性方法的潜在连接的恒星形成星系的恒星质量函数，对数斜率的sSFR质量关系和星系合并的恒星质量函数的弱端斜率的演变。我们解析地导出了观测到的自红移至少为z ~ 2以来的暗端斜率恒定性的结果。如果sSFR-质量关系的对数斜率是负的，那么由于恒星形成主序星上星系的质量微分增加，暗端斜率应该很快发散，这也会很快破坏质量函数的谢克特形式。这个问题可以通过将低质量星系合并成更大质量的星系来解决。我们通过引入特定的合并质量率（sMMR）来量化这一过程，sMMR是通过合并添加到给定星系的质量的特定比率。对于β ~-0.1的sSFR-质量关系的对数斜率的适度负值，需要整个群体的平均sMMR ~ 0.1sSFR以保持弱端斜率随时期恒定，如所观察到的。这反过来又意味着主要合并的合并率约为0.2sSFR，这与现有的观测估计一致。如果β值越负，则需要更高的sMMR和更高的合并率，并且当β < ~-0.6时，质量函数的变陡变得不可能控制，因为观测到的弱端斜率值为~-1.4。原位sSFR和sMMR之间的密切联系可能是因为两者都与暗物质晕的形成密切相关。这些新发现进一步发展了我们之前介绍的演化星系群的形式，并显示了星系群中惊人的对称性如何作为所涉及的物理过程之间的深层联系的结果而出现。
2014-06-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Simulating the galaxy cluster "El Gordo" and identifying the merger configuration
大质量星系团“El Gordo”（ACT-CL J 0102 -4915）的观测特征，如X射线辐射、Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应和表面质量密度分布，表明它们是由两个星系团异常持续的高速碰撞造成的，类似于著名的子弹星系团。我们进行了一系列的流体动力学模拟调查合并的情况下，并确定ACT-CL J 0102 -4915中的碰撞的初始条件。通过测量描述两个碰撞星团的各种物理量的参数空间，包括它们的总质量（M）、质量比（ψ）、气体分数（f_b）、初始相对速度（V）和碰撞参量（P），我们发现了一个离轴合并，P~800 h_{70} ^{-1}kpc，V~ 2500 km/s，M~ 3 × 10 ^{15}Msun，和λ =3.6，这可以导致ACT-CL J 0102 -4915的大部分主要观察特征。这些特征包括X射线辐射的形态，次级团簇后有明显的尾流状亚结构，X射线亮度和温度分布，以及SZ温度的衰减。合并所需的初始相对速度是非常高的和罕见的相比，从目前可用的Lambda冷暗物质（LCDM）宇宙学模拟，这提出了一个潜在的挑战，除了子弹星系团的情况下，LCDM模型推断。
2015-11-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
K+A Galaxies as the Aftermath of Gas-Rich Mergers: Simulating the Evolution of Galaxies as Seen by Spectroscopic Surveys
星暴后（或“K+A”）星系的模型是通过将星系合并的全三维流体动力学模拟与尘埃衰减的辐射转移计算相结合来构建的。谱线目录自动生成的中等分辨率的光学光谱计算作为合并的进展在每个一个大的模拟套件的功能。合并星系的质量，气体分数，轨道参数和质量比的系统变化，显示的K+A相的寿命和属性是合并方案的强功能。K+A的持续时间通常小于0.1-0.3 Gyr，比通常假设的1 Gyr要短得多，而1 Gyr仅在极少数情况下获得，这是由于不同的轨道和祖先配置导致恒星形成历史的变化很大。结合经验合并率，模型寿命预测快速上升的K+A分数作为红移的函数，这与大型光谱调查的结果一致，解决了观测到的K+A丰度与假设K+A持续时间是A星寿命（~1 Gyr）时预测的K + A丰度之间的紧张关系。分析了尘埃衰减、视角和孔径偏差对模型的影响。在某些情况下，当活动星系核的反馈作用将尘埃从中心移除时，K+A的特征会更持久，也更明显，从而暴露出在爆发过程中形成的年轻恒星。在这张照片中，K+A阶段开始于明亮的恒星暴/活动星系核阶段的剧烈合并期间或之后不久，因此提供了一个独特的机会来研究类星体和恒星形成反馈对气体储存和残余物演化的影响。分析拟合公式提供的K+A发病率的估计作为合并的情况下的功能。
2011-10-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Linking enhanced star formation and quenching to faint tidal features in galaxies
Institute for Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学天体物理研究所）；School of Physics & Astronomy, University of St Andrews（圣安德鲁斯大学物理与天文学院）
研究发现星系合并通过潮汐特征影响恒星形成和快速熄灭，揭示了相互作用的细节对星系演化的重要性。
2026-01-08 astro-ph.GA
The Physical Properties and Morphologies of Faint Dusty Star-forming Galaxies Identified with JWST
本文利用JWST/NIRCam先验与SCUBA-2数据识别出234个DSFGs，发现暗弱与亮DSFGs物理性质相似、来自同一群体，且并合比例低于HST研究，表明尘埃消光可能影响并合率估计。
2025-07-08 astro-ph.GA
Simulating the galaxy cluster "El Gordo": gas motion, kinetic Sunyaev-Zel'dovich signal, and X-ray line features
大质量星系团“El Gordo”（ACT-CL J 0102--4915）是一个罕见的并合系统，多波长观测和理论模拟表明它具有很高的碰撞速度。Zhang et al.（2015）提出了两种类型的合并，一种是近正面合并，另一种是具有大碰撞参量的离轴合并，通过数值模拟再现了星团的大部分观测特征。两种模型的不同合并构型导致了模拟团簇中气体运动的不同。在本文中，我们预测的动力学Sunyaev-Zel'dovich（kSZ）效应，热Sunyaev-Zel'dovich（tSZ）效应的相对论修正，和X射线光谱，该集团的基础上提出的两个模型。结果表明：（1）两种模型产生的kSZ效应的振幅都在$ΔT/T\sim10^{-5}$量级，但其形貌不同，反映了系统不同的视线速度分布：（2）$240 {\rm\,GHz}$附近的tSZ效应的相对论修正可能用来约束激波加热的超热电子的温度;（3）在两种模型中，从团簇不同区域发射的X射线谱线之间的位移可以显著不同。位移和谱线展宽分别可达$\sim 25{\rm\,eV}$和$50{\rm\,eV}$。我们预计，未来对kSZ效应和X射线谱线（例如，由ALMA，XARM）将提供一个强大的约束气体运动和合并的ACT-CL J 0102--4915的配置。
2017-11-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar halos tracing the assembly of ultra-faint dwarf galaxies
本研究通过 N-body 模拟与神经网络探索超暗弱星系并合参数对恒星晕形成的影响，发现恒星晕性质主要由并合质量比与恒星尺寸决定，并成功约束了 Tucana II 的并合参数。
2025-01-21 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
Galactic ménage à trois: Simulating magnetic fields in colliding galaxies
我们提出了高分辨率模拟的三个盘星系的多重合并，包括磁场的演化与N体/SPH代码Gadget。我们第一次将星系嵌入磁化的低密度介质中，从而模拟了周围的IGM。模拟包括辐射冷却和恒星形成和超新星反馈的模型。原始磁盘具有10 e-9至10 e-6 G范围内的初始磁种子场，IGM具有10 e-12至10 e-9 G的初始场。将模拟与排除磁场的运行进行比较。我们发现，相互作用驱动的冲击波的传播显着依赖于初始磁场强度。在较强的初始场模拟中，激波传播得更快，这表明激波受到磁压力的支持。激波的马赫数的范围从非磁化情况下的大约M=1.5到最高初始磁化的M=6，导致激波加热的IGM气体的较高温度。在星系内部的~ 10 e-6 G和IGM的~ 10 e-8 G的合并后，系统中的磁场迅速饱和，与初始值无关。这些场强与观测值一致，并对应于磁压与系统中湍流压力的均分值。我们还提出了合成的无线电和极化地图的不同阶段的演变表明，相互作用驱动的冲击产生大量的极化发射。这些理想化的模拟结果表明，磁场在星系间相互作用过程中对IGM的流体动力学起着重要的作用。我们还表明，即使是弱的种子场有效地加强在多个星系合并。这种相互作用驱动的放大可能是宇宙磁化的关键过程。
2011-04-05 astro-ph.GA
Simulating a stellar contact binary merger -- II. Obtaining a light curve
本研究针对亮红新星暂现事件，以V1309 Sco为对象，用带修正辐射输运的SPH模拟其前身双星并合，开发通量成像技术研究多因素对光变曲线的影响，证实尘埃形成是该事件的必要条件。
2024-12-09 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
An isolated, compact early-type galaxy with a diffuse stellar component: merger origin?
明亮和暗淡的早型星系的大小和光度之间的关系已经被反复讨论，作为理解演化场景的关键代理，因为星系在不同的物理过程中成长和失去恒星质量。然而，紧凑的早型星系（cEs）类是这种关系的明显异常值，主要发现于星系团和星系团中心的大质量星系周围。最近发现的一个cE在隔离提供了一个新的机会，以了解他们的形成方案在不同的环境。在这里，我们报告发现一个孤立的cE，CGCG 036-042，使用斯隆数字巡天（SDSS）的图像。CGCG 036-042的$r$波段绝对星等（M $_{r}$）为$-$ 18.21等，半光半径（R $_{e}$）为559秒差距。有趣的是，它拥有一个微弱的外围恒星组成部分，从它的中心延伸到10千秒差距，并且具有几乎恒定的$r$波段表面亮度，为$\sim$ 26等/角秒$^{2}$。ESO-VLT长缝光谱数据显示，简单恒星星族（SSP）性质与以前发现的cEs相当相似，中间年龄为7.15 $\pm$ 1.17 Gyr，金属丰度为-0.18 $\pm$ 0.07 dex，超太阳α元素丰度为0.2 $\pm$ 0.05 dex。SSP的金属丰度也显示出一个显着的下降，从中心向外，由0.5德克斯超过一个半光半径。我们讨论了这个星系的可能起源，并建议它可能起源于更小的物体的合并-一个建立良好的大规模早期类型星系形成的场景。
2014-06-11 astro-ph.GA
Decoding NGC 7252 as a blue elliptical galaxy
具有蓝色光学颜色和显著恒星形成的椭圆星系被假设为富含气体的螺旋星系或具有突然爆发的恒星形成的正常椭圆星系的主要合并残留物。我们在这里提出了一个方案，在浅成像调查中确定的蓝色椭圆星系可能无法恢复微弱的功能，这表明过去的合并活动，使用附近的主要合并残留物。基于合并后星系NGC 7252的深光学成像数据，我们证明了该星系可以出现作为一个椭圆星系，如果它被观察到在更高的红移。在星系外围发现的主体和低表面亮度合并特征在光学G-R彩色图中是蓝色的。我们认为，高红移蓝椭圆星系发现的调查浅的SDSS或DECaLS可能是先进的合并，其定义的潮汐特征低于检测限的调查。在今后和正在进行的调查中，这些系统的形态分类应考虑到这一点。
2023-02-15 astro-ph.GA
A Recent Major Merger Tale for the Closest Giant Elliptical Galaxy Centaurus A
我们使用流体动力学模拟来模拟最近的巨型椭圆星系半人马座A的形成。我们发现，一个单一的主要合并事件的质量比高达1.5，这已经发生了~2 Gyr前，是能够再现其许多属性，包括星系运动学，内部气体盘，恒星晕年龄和金属丰度，以及许多微弱的功能观察到的晕。拉长的晕形状主要是由合并沉积的祖先残留物组成的，这也有助于在半人马座A晕中观察到的恒星壳。目前的模型还再现了测量的行星状星云视线速度和速度分散。具有小质量比和相对低的气体分数的模型导致de Vaucouleurs轮廓分布，这与观测和模型预期一致。最近的一次合并在年龄分布上留下了印记，这与在晕内发现的年轻恒星和球状星团种群（2-4 Gyrs）一致。我们的结论是，即使不是半人马座A的所有属性都被准确地复制，最近的一次重大合并可能已经发生，形成了我们今天观察到的半人马座A星系。
2020-08-31 astro-ph.GA
Simulating the late stages of WD-BH/NS mergers: an origin for fast X-ray transients and GRBs with periodic modulations
School of Physics and Astronomy, Sun Yat-Sen University（中山大学物理学院）；CSST Science Center for the Guangdong-Hongkong-Macau Greater Bay Area, Sun Yat-Sen University（中山大学粤港澳大湾区子午工程科学中心）；Department of Physics, University of Hong Kong（香港大学物理系）；The Hong Kong Institute for Astronomy and Astrophysics, University of Hong Kong（香港大学天文及天体物理研究所）；Shenzhen Institute of Research and Innovation, The University of Hong Kong（香港大学深圳研究院）；Department of Astronomy, School of Physics, Huazhong University of Science and Technology（华中科技大学物理学院天文学系）
通过SPH模拟白矮星与致密天体并合中的重复潮汐瓦解，揭示其吸积率变化可产生三类X/γ射线暂现源，并具有周期性光变调制。
2026-04-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
Comparing Various Approaches to Simulating the Formation of Shell Galaxies
Quinn（1984）提出的径向小合并模型成功地再现了壳星系中观测到的规则壳系统，是进行实验粒子模拟的理想模型。我们比较这样的模拟与自洽的。它们在第一代壳层的位置上非常一致，但潜在的重要影响--动力学摩擦和矮星系的逐渐衰变--在测试粒子模型中并不存在，因此我们寻找一种适当的方法来包括它们。
2011-03-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Demise of Faint Satellites around Isolated Early-type Galaxies
在具有非零宇宙学常数和几何平坦空间的冷暗物质宇宙演化论中，星系形成的等级理论在解释星系的大尺度分布方面非常成功。然而，有人声称，与观测结果相比，该方案预测了太多与大质量星系相关的卫星星系，称为失踪卫星星系问题。由被动演化的大质量早期型星系组成的孤立星系群是寻找当前理论中缺失的物理学的理想实验室。在这里，我们报告从这样的卫星系统，孤立的大规模的早期型星系，没有最近的恒星形成通过湿合并或吸积几乎没有卫星星系比约Mr =-14的r-波段绝对星等暗深光谱调查。如果只使用早期类型的卫星，则截止点是在大约Mr =-15的稍微明亮的星等处。在其他邻近的晚型星系或具有合并特征的卫星星系系统中还没有发现这样的截止点。卫星的各种物理特性强烈依赖于主机中心距离。我们的观测表明，卫星星系的光度函数在很大程度上取决于卫星与其宿主提供的环境的相互作用，这揭示了失踪的卫星星系问题。
2018-01-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Faintest Dwarf Galaxies
最低光度（L < 10^5 L_sun）的银河系卫星星系代表了星系光度函数的极端下限。这些超暗矮星是已知的最古老、最暗物质占主导地位、最贫金属、化学演化最少的恒星系统。因此，它们提供了了解第一个星系形成和小尺度上暗物质行为的独特窗口。本文综述了2005年斯隆数字巡天发现的超暗矮星，以及随后在理解其性质和起源方面的观测和理论进展。我们描述了它们的恒星运动学、化学丰度模式、结构特性、恒星星族、轨道和光度函数，以及从每种类型的测量中可以学到什么。我们的结论是：（1）在大多数情况下，超暗矮星的恒星速度色散对双星和前景污染等系统不确定性具有鲁棒性：（2）超暗矮星中恒星的化学丰度模式需要两个r过程元素源，其中一个可能归因于中子星合并;（3）即使在保守的假设下，也只有一小部分超暗矮星可能遭受了恒星成分的显著潮汐剥离;（4）要确定银河系维里半径范围内最暗的矮星的性质，需要用未来的望远镜投入大量的观测时间。最后，我们提供了一个展望的意见，将有可能与未来的设施，推动对本星系群矮星系人口的全面普查继续进行。
2019-01-16 astro-ph.GA
Galaxy and Mass Assembly (GAMA): merging galaxies and their properties
我们导出了GAMA巡天中-23 < M（r）< -17，0.01 < z < 0.22的星系的密偶分数和体积合并率作为光度和形态的函数。在所有光度下，合并分数约为0.015（假设有1/2的对合并），体积合并率约为0.00035每立方Mpc每Gyr。干合并（红色或球状星系之间）是不常见的，并随着光度的降低而减少。在蓝色或盘状星系之间，较模糊的合并是湿的。湿合并（每种类型之一）遵循干合并和湿合并的平均值。在较亮的光度区间（-23 < M（r）< -20），合并率的演变是平坦的，与颜色或形态无关。由于z = 0.2，合并种群的构成没有改变。主要合并和干合并在过去2 Gyr的红色序列的建立中显得相对不重要。我们比较的颜色，形态，环境密度和活动程度的星系对那些更孤立的物体在同一体积。紧密成对的星系团倾向于更红，并且略以球状为主。这可能是由于在当前交互之前的多个先前通道中的“骚扰”。星系对似乎并不喜欢密度大得多的环境。与相同体积的其他星系相比，没有证据表明活动星系核的成对部分有所增强。
2014-07-18 astro-ph.GA
An extended halo around an ancient dwarf galaxy
银河系被数十个超微弱（< $10^5$太阳光度）的矮卫星星系所环绕。它们是最早的星系幸存下来的遗迹，这一点已经被它们的古老（约130亿年）和化学原始恒星所证实。模拟表明，这些系统形成于扩展的暗物质晕中，并经历了早期的星系合并和超新星反馈。然而，这些事件的特征将位于其核心区域之外（>2个半光半径），由于其遥远恒星的稀疏性，这些区域在光谱上尚未研究。在这里，我们确定了Tucana II超暗矮星系在其外部区域的成员（最大可达9个半光半径），这表明该系统在空间上比以前发现的要大得多，化学成分也比以前发现的要原始。（<[Fe/H]>=-3.02;小于太阳铁丰度的1/1000），肯定了图卡纳II是已知最缺乏金属的星系。我们观测建立，第一次，一个扩展的暗物质晕周围的超微弱的矮星系到一千秒差距，总质量> $10^7$太阳质量。这一测量结果与使用广义NFW密度分布所预期的~ 2 x $10^7$太阳质量一致。图卡纳II的延伸性质表明，它可能经历了强烈的突发反馈，或者是早期星系合并的产物。我们证明，空间扩展的恒星星族，其他超微弱的矮星暗示托管以及，是可观察的原则和开放的可能性，详细研究的恒星晕的遗迹星系。
2021-02-02 astro-ph.GA
Simulating galaxies in the reionization era with FIRE-2: galaxy scaling relations, stellar mass functions, and luminosity functions
我们展示了一套来自真实环境反馈项目的z>5的宇宙学放大模拟，在z=5时，跨越晕质量范围M_halo~10^8-10^12 M_sun。我们预测了恒星质量晕质量关系，恒星质量函数和光度函数在几个波段从z=5-12。在z=5-12时，恒星质量-晕质量关系的中值并不强烈演化。光度函数的暗端斜率随着红移的增加而变陡，这是从这些红移处的晕质量函数继承而来的。在z~6以下，恒星质量函数和紫外光光度函数在M_star~10^4.5 M_sun（比M_1500 ~-12暗）以下稍微变平，这是由于低质量晕中恒星形成在再电离结束时受到电离背景的抑制。在更高的红移下不会出现这种平坦化。给出了SFR-M_halo、SFR-M_star和宽带星等-恒星质量关系的红移相关拟合函数。我们得到了z=5-12的恒星形成率密度和恒星质量密度，并表明在z>8时，来自非常微弱星系的贡献变得更加重要。此外，我们还发现比M_1500~-20亮的z~6 UV光度函数的下降主要是由于尘埃的衰减。在亮度大于M_1500=-13（-17）的星系中，大约有37%（54%）的紫外线光度被z~6的尘埃遮蔽。我们的结果与当前的数据基本一致，可以通过未来的观测进行检验。
2018-03-29 astro-ph.CO 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
Galaxy Morphologies Revealed with Subaru HSC and Super-Resolution Techniques I: Major Merger Fractions of L_UV~3-15 L_UV* Dropout Galaxies at z~4-7
本文利用Subaru Hyper Suprime-Cam（HSC）图像进行了超分辨率分析，估算了z~4-7脱落星系在星系UV光度函数亮端的主要合并分数。我们的超分辨率技术将地基HSC图像的空间分辨率从~1”提高到<~0。“1，这是可比的哈勃太空望远镜，使我们能够确定z~4-7明亮的主要合并在一个高完整性值>~ 90%。我们应用超分辨技术分别对6412、16、94和13个非常亮的dropout星系进行了观测，观测的星系位置分别为z~4、5、6和7，紫外光度范围为L_UV~3- 15L_UV *，对应于-24<~M_UV<~-22。在z~4和z~5-7，主要的合并分数分别为10-20%和50-70%，与对照暗星系样本的合并分数相比没有明显差异。基于f_merger估计，我们验证了源混合效应和主合并对z~4-7星系UV LF双幂律（DPL）亮端形状的贡献。虽然这两种效应部分地解释了L_UV~3- 10L_UV * 处的DPL形状，但即使减去活动星系核的贡献，在L_UV>~ 10L_UV * 的非常亮的一端，DPL形状也不能解释。结果支持的情况下，其他额外的机制，如微不足道的质量淬火和低尘埃遮蔽有助于DPL形状的星系紫外线LF。
2021-11-16 astro-ph.GA
Mapping the Asymmetric Thick Disk I. A Search for Triaxiality
内星系第一象限（l = 20 ~ 45度）与第四象限相比，暗蓝色恒星的分布有明显的不对称性，这是由拉森和汉弗莱斯（Larsen & Humphreys）在1996年首次报道的。Parker等人（2003，2004）极大地扩展了巡天，以确定其空间范围和形状以及受影响恒星的运动学。随后，Juric等人（2008年）使用SDSS数据证实了星计数的这种过量。对这种不对称性的可能解释包括合并残留物、三轴厚盘以及与盘中棒的可能相互作用。在本文中，我们描述了我们的计划，广泛的领域测光映射的不对称性，以微弱的星等，因此更大的距离。为了寻找三轴性的特征，我们将调查范围扩大到了更高的银河系天体。我们没有发现在l > 55度，包括最暗的星等间隔，有过多的暗蓝色恒星的证据。因此，象限1中的不对称性和恒星数量过多不是由于三轴厚盘造成的。
2009-11-17 astro-ph.GA
Simulating Star Formation and Star Cluster Assembly in the Aquila Rift Using Archival Observations
The University of Tokyo（东京大学）；University of Toronto（多伦多大学）；McMaster University（麦克马斯特大学）
本文通过模拟阿基拉裂谷分子云内的恒星形成和恒星团组装过程，探讨了气体在恒星团形成中的作用，发现气体流动促进恒星团合并，并影响最终的恒星团结构。
2026-05-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The SCUBA-2 Cosmology Legacy Survey: The EGS deep field -- III. The evolution of faint submillimeter galaxies at $z<4$
我们提出了一个人口统计学分析的物理和形态特性的$450/850~μ\rm m$选定的星系从深观测的SCUBA-2宇宙学遗产调查在扩展的格罗斯带，发现低于经典的亚毫米星系制度（$S_{850 μ\rm m}\lesssim 6~\rm mJy$ /束），并将它们与在宇宙大会近-红外深河外遗留调查在同一领域。我们推导出恒星形成星系的主要序列的演化，发现一个陡峭的特定恒星形成率与恒星质量在$z>2.5$比以前的研究。大多数微弱的亚毫米星系都在主序星的$3σ$范围内，但40%的亚毫米星系被归类为星爆。在$2<z<3$，暗亚毫米星系的尺寸比相同质量范围的光学选择的恒星形成星系大50%。这也是我们发现的最大比例的星暴的红移箱，因此我们可以目睹合并过程，正如这些系统作为不规则盘星系和合并的视觉形态分类的偏好所证实的那样。这两个群体都显示出在$H$带形态中它们的浓度向较低的红移（$z<2$）增加，但平均而言，微弱的亚毫米星系在稍后的时间显示出更大的浓度值。这些发现支持了这样一种说法，即暗淡的亚毫米星系大多是一群巨大的尘埃遮蔽的盘状星系，它们在后期发展出更大的凸起成分。虽然相似性很大，但暗亚毫米星系的中值大小，星暴数量和$H$带浓度与相同恒星质量的光学选择恒星形成星系不同。
2022-10-10 astro-ph.GA
Simulating Kilonovae in the ΛCDM Universe
Kilonovae是在中子星-中子星合并（NNM）或中子星-黑洞合并（NBM）之后产生的闪光。在这项工作中，我们使用千禧年模拟，结合半解析的星系形成模型-GABE（星系组装与二进制演化），采用二进制恒星星族合成模型，探讨宇宙事件率的千新星，和他们的宿主星系的宇宙学背景下的属性。我们发现超新星反冲速度为0 km/s的模型与观测结果最吻合，除了一些双中子星的形成通道外。这表明NNM更倾向于起源于具有低反冲速度的二元体系。当V $_{\rm kick}$ =0 km/s时，z=0时NNM和NBM的宇宙事件率分别为283 Gpc $^{-3}$ yr $^{-1}$和91 Gpc $^{-3}$ yr $^{-1}$，与LVC GWTC-1的约束勉强一致。对于银河系质量的星系，我们预测了NNM率为$25.7^{+59.6}_{-7.1}$ Myr $^{-1}$，这也与观测到的银河系中双星中子星的性质相符合.考虑到银河系质量星系历史中的所有NNM事件，我们发现在NNM和NBM事件中，A>79的平均r过程元素产额应该是0.01 M $_{\odot}$，才能与观测结果相一致。我们认为，GW 170817的宿主星系NGC 4993是NNM的典型宿主星系。然而，一般来说，NNM和NBM倾向于居住在年轻的，蓝色的，恒星形成的，晚型星系，恒星质量和气体金属丰度分布峰值分别在$10^{10.65}$ …
2020-01-30 astro-ph.GA
Origin and evolution of dust-obscured galaxies in galaxy mergers
尘埃暗星系（Dust Obscured Galeries，DOG）是星系合并的最后阶段，是星系和活动星系核（Active Galertic Nucleus，AGN）演化的重要天体，在光学上具有暗、红外亮的特征。然而，围绕活动星系核的环形尺度气体动力学和DOG寿命之间的关系仍然不清楚。利用基于N体/光滑粒子流体动力学（SPH）模拟的后处理伪观测数据，获得了具有活动星系核反馈的星系合并系统的光谱能量分布（SED）演化.我们集中在一个后期合并的两个相同的星系与超大质量黑洞（SMBH）的10 $^8$ M $_\odot$。我们发现，该系统的红外光度达到超和超亮红外星系类（10 $^{12}$和10 $^{13}$ L $_\odot$，分别）。DOG相对应于活动星系核被掩埋在致密气体和尘埃中的状态，其红外光度超过3.3 $\times$ 10 $^{12}$ L $_\odot$。我们还确定了DOG的子类别，即来自SED及其演变的凹凸和幂律DOG。在几百万年的时间里，碰撞狗趋向于进化成幂律狗。我们发现，在红外辐射的核心周围的热尘埃的贡献是必不可少的识别系统作为一个幂律的DOG;气体和尘埃分布在核周围的非球形，因此，所观察到的DOG的属性依赖于视角。在我们的模型中，合并驱动的DOG的寿命小于4百万年，这表明所观察到的DOG阶段是星系合并的一个简短方面。
2022-08-06 astro-ph.GA
Probabilistic distributions of $M/L$ values for ultra-faint dwarf spheroidal galaxies: stochastic samplings of the IMF
由于固定IMF、年龄和金属丰度的恒星星族的总质量趋于无穷大，因此固有的$M/L$值很快收敛到与所讨论的恒星细节相关的固定数字。当涉及非常小的恒星星族时，IMF的随机采样将产生$M/L$值的固有扩展，这将成为概率量。对于最近发现的总光度低于10^3 L_V/L_o的超暗矮球状星系，用固有的$M/L$值来估计其概率分布的幅度是很重要的。这些系统的重子总质量通常由它们的光度来估计，假设固定的、确定性的$M/L$值，适合于无限的粒子数极限。这些重子总质量对于结构形成场景的测试至关重要，因为局部超微弱矮椭球体代表了已知的最极端的星系尺度。也受到可靠的$M/L$值，是使用这些系统之间的可能判别暗物质和修改的重力理论。通过模拟大量的恒星星族，每个群体由一个特定的单个恒星的集合组成，我们计算得到的$M/L$值的统计分布。对于在超暗矮椭球体观测范围内的恒星总数，恒星星族的固有$M/L$值可以预期以3倍以上的因子变化，有趣的是，系统地向比对应于无限人口极限的更高的值倾斜。这可以解释这些系统中重子质量的部分扩散，在固定的恒星速度色散下，这些系统也出现了系统性的向高暗重子质量比的转移。
2011-11-02 astro-ph.GA
BIFROST: simulating compact subsystems in star clusters using a hierarchical fourth-order forward symplectic integrator code
BIFROST扩展了FROST代码，支持任意双星比例至100%，高效模拟碰撞恒星系统，包含后牛顿项和并合判据，验证了其精度和扩展性。
2023-05-02 astro-ph.GA astro-ph.IM physics.comp-ph
Fast-growing SMBHs in Fast-growing Galaxies, at High Redshifts: the Role of Major Mergers as Revealed by ALMA
我们提出了一个长期的，多波长的项目，以了解最大质量的黑洞的最快增长的时代，通过使用40个发光类星体的样本在z~4.8。这些类星体具有相当一致的性质，具有典型的吸积速率和黑洞质量，L/L_Edd~0.7和M_BH~10^9 M_sol。该样品由先前Herschel/SPIRE探测到的“FIR-bright”源（SFR > 1000 Msol/yr）和“FIR-faint”源（Herschel叠加分析表明典型的SFR约为400 Msol/yr）组成。ALMA在[CII]λ157.74 μ m谱线发射和相邻的150 μ m静止坐标系中观测了其中的6个类星体，以研究尘埃冷ISM。ALMA探测到了伴星，光谱证实了三个源的亚毫米星系（SMG）-一个明亮的FIR和两个微弱的FIR。伴星与类星体宿主的距离约为14-45千秒差距，我们将它们解释为主要的星系相互作用。因此，我们的ALMA数据清楚地支持这样一种观点，即重大合并可能是SMBH快速早期增长的重要驱动力。然而，并非所有高SFR类星体宿主都伴随着相互作用的SMG，以及ALMA观察到的有序气体运动学，这一事实表明其他过程可能为这些系统提供燃料。因此，我们的分析表明，与早期和快速SMBH增长的宿主星系的性质和气体吸积机制的多样性。
2018-01-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Sizes, Half-Mass Densities, and Mass Functions of Star Clusters in the Merger Remnant NGC 1316: Clues to the Fate of Second-Generation Globular Clusters
我们研究了早型合并残留星系NGC 1316的HST/ACS图像中的球状星团的质量函数。NGC 1316拥有大量的中等年龄（~3 Gyr）的富金属球状星团。对于旧的贫金属（“蓝色”）星系团，质量函数M_p的峰值质量随着内部半质量密度rho_h的增加而增加（M_p与rho_h成正比^[0.44]），而它几乎保持不变，与银河系中心距离R_gal成正比。这些集群的质量函数是一致的，在一个简单的情况下，他们形成了Schechter初始质量函数和内部两体松弛随后演变。对于中等年龄的富金属（“红色”）星团，先前报道的R_gal > 9 kpc的幂律光度函数的暗端是由于许多这些星团的半径大于NGC 1316在其R_gal处的潮汐场所施加的理论最大值。这使得两体松弛的破坏无效。在NGC 1316的内部区域只发现了几个这样的弥散星团。完整性测试表明，这是一种物理效应。通过与其他星系中星团的比较以及利用已发表的模型进行的星团破裂计算，我们假设NGC 1316内部低rho_h尾的红色星团大多数已经被潮汐冲击破坏，剩下的几个低rho_h星团将动态演化为类似于透镜星系中的“微弱模糊”。最后，我们讨论了早型星系中弥散红团的性质。
2012-04-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
EDGE: The origin of scatter in ultra-faint dwarf stellar masses and surface brightnesses
我们演示了如何在宇宙中最不发光的星系，超微弱的矮星系，在宇宙再电离时，它们的动力学质量是敏感的。我们选择一个低质量（$\sim \text{1.5} \times 10^{9} \, \text{M}_{\odot}$）的暗物质晕从宇宙学体积，并进行变焦流体动力学模拟与多个替代的历史使用“基因改造”的初始条件。早期形成的超暗物质在今天有更高的恒星质量，这是因为在它们被再电离淬灭之前有更长的恒星形成期。我们的历史都收敛到相同的最终动力学质量，证明存在扩展的散射（$\geq$ 1 dex）在恒星质量固定晕质量由于可能的历史的多样性。我们的一个变体在再电离之前建立了不到2%的最终动力学质量，快速淬灭了原位恒星形成。其最终恒星质量的大部分后来通过干合并而增长，将恒星沉积在星系的外围，从而扩大了其有效半径。这种机制构成了一个新的形成方案的高度弥漫（$\text{r}_{1 /2} \sim 820 \, \text{pc}$，$\sim 32 \, \text{mag arcsec}^2$），金属贫乏（$\big[ \mathrm{Fe}\, / \mathrm{H} \big]= -2.9$），超微弱（$\mathcal{M}_V= -5.7$）矮星系的范围内的下一代低表面亮度调查。
2019-11-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
r-process enrichment of ultra-faint dwarf galaxies by fast merging double neutron stars
最近aLIGO/aVirgo对中子星合并（NSM）GW 170817的引力波的发现和后续的kilonova观测表明，NSM产生了大量的r过程物质。然而，这是很难调和的大出生踢和长的平均合并时间的双中子星（DNS），在超暗矮（UFD）星系，如网状II和杜鹃座III中看到的r-过程富集的水平。假设这样的矮系统通过潮汐剥离失去了相当大一部分的恒星质量，我们得出结论，与目前大多数模型相反，它是具有相当大的出生踢，但非常短的合并时间尺度，可以丰富UFD型星系的DNS。这些双星要么在高度偏心的轨道上，要么由于第一个出生的中子星和第二个出生的中子星的祖先裸氦星之间的额外质量转移而以非常短的间隔形成。这些DNS出生的频率，同意的r-过程UFD的统计数据，以及合并的维里半径内的主机晕，因此显着贡献的r-过程富集。
2019-01-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
Age Determination of Galaxy Merger Remnant Stars using Asteroseismology
银河系是由过去几个星系合并而成的。我们寻找在这些外来星系中诞生的残余恒星，并评估它们的年龄，以确定合并时间的上限，从而更好地了解我们银河系的演化历史。利用来自盖亚eDR 3的6D相位空间信息和来自APOGEE DR 16的化学信息，我们从运动学和化学上选择了属于与银河系合并的前矮星系的$23$红巨星。利用开普勒和K2的星震学，我们精确地测定了$23$离地星和$55$原地星的年龄。我们发现所有的离地星都比$8$ Gyr老。虽然不可能将所有的恒星都与一个特定的矮星系联系起来，但我们将其中8颗归类为盖亚-土卫二/香肠星，这是我们银河系历史上最大的合并之一。我们确定其平均年龄为$9.5^{+1.2}_{-1.3}$ Gyr，与$8$ - $10$ Gyr合并时间一致。其余的恒星可能与克拉肯，Thamnos，红杉或其他河外祖先有关。离地恒星的年龄测定为更准确地确定合并事件发生的时间铺平了道路，从而为模拟这些事件如何展开提供了严格的约束。
2021-11-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Repeated mergers and ejection of black holes within nuclear star clusters
目前的恒星演化模型预测，质量为$\gtrsim 50$ M $_\odot$和$\lesssim 5$ M $_\odot$的黑洞（BH）非常缺乏，而中等质量的黑洞（IMBHs; $\sim10^2- 10^5$ M $_\odot$）还没有被探测到。形成大质量黑洞的一种自然方式是通过反复合并，通过当前的LIGO/Virgo或未来的LISA和ET观测，通过引力波发射可以检测到。核星团（NSC）具有足够高的质量和密度，可以保留大部分合并产物，这些产物在合并时获得反冲。我们探讨的可能性，IMBHs可能是出生的NSC的重复合并的结果，并显示它们的形成途径取决于NSC的质量和密度，BH自旋分布。我们发现，BH的对不稳定的质量间隙中可以形成和观察到的LIGO/Virgo，并表明，典型的质量的喷射大量BH是$400$ - $500$ M $_\odot$，与速度高达几千公里秒$^{-1}$。最终，这些IMBH中的一些可能成为超大质量黑洞的种子，今天在星系中心观察到。在矮星系中，他们可以通过合理的反馈方案解决丰度，核心尖点，太大而不能倒，超微弱和重子分数问题。
2020-08-28 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The faint end of the red sequence galaxy luminosity function: unveiling surface brightness selection effects with the CLASH clusters
用红移表征星系团红序（RS）星系光度函数（GLF）的演化是理解星系演化的一个里程碑。然而，在这方面，科学界仍然存在分歧，在从$z\sim1$到现在的蓝色星系的有效淬灭导致RS的富集，或者RS在更高的红移处建立并且之后不演化的情况之间犹豫不决。最近，有人提出，表面亮度（SB）的选择效应可能会解决文献的分歧，占地面观测的RS微弱人口的减少。我们调查这一假设，通过比较16个CLASH集群的RS GLF计算独立于地面斯巴鲁/Suprime-Cam和HST/ACS图像的红移范围$0.187\leq z\leq0.686$。我们在红移和质量箱中堆叠单个集群GLF。我们发现类似的RS GLF的空间和地面数据，与0.2 $σ$的暗端参数$α$堆叠在一起时，所有的集群和最大的差异为0.9 $σ$的情况下，高红移堆栈的差异，表现出弱的依赖于探测范围内的红移和质量的观测类型。当考虑全样本时，我们分别用HST和斯巴鲁估计$α= -0.76 \pm 0.07$和$α= -0.78 \pm 0.06$。我们注意到暗端在1.7 $σ$和2.6 $σ$显著性处有轻微的变化。我们通过模拟高红移的低红移星系来研究SB变暗的影响。在这种情况下，我们测量到小于1 $σ$的暗端斜率的演变，这意味着所观察到的签名比单独从SB变暗所预期的要大得多，并且指示暗端斜率的真实演变。（节录.）
2017-04-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Are Faint Supernovae Responsible for Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars?
暗超新星模型中的混合和后退模型被认为是重现观测到的星系晕中碳增强贫金属（CEMP）星的丰度模式。需要对单个恒星的模型参数进行微调，以重现观测到的碳与铁的比例。我们专注于极贫金属的恒星形成的喷出物的混合和回落模型，使用化学演化模型。我们的化学演化模型考虑到个别恒星的贡献，化学富集在主机晕连同他们的进化的背景下的层次聚类。在化学演化模型中，采用参数化的Pop. III型暗超新星混合模型和后退模型，并用合并树重现了观测到的CEMP星。对恒星形成和暗超新星金属污染模型参数的多种选择，都不能再现观测到的[Fe/H] < -4和[C/H] >-2的恒星，这是大多数低金属丰度恒星中的CEMP星。唯一可能的解决方案是从小质量的喷出物中形成恒星，这会产生不一致的金属丰度分布函数。我们的结论是，不是所有的CEMP星的混合和回落模型的解释。我们还测试了来自AGB星的二进制质量转移的贡献，AGB星也应该再现已知CEMP星的丰度。只有当我们假设长周期双星在[Fe/H] <-3.5时更有利时，这个模型才能合理地同时再现碳和铁丰度的分布。
2020-01-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tracing the merger history of MACS clusters using the GMRT
星系团合并激波通过扩散激波加速有效地加速周围的电子，并通过压缩团间介质来放大磁场。因此，这类天体会产生大量的同步辐射。射电晕和Mpc尺度的外围射电遗迹有助于我们追溯团簇形成的历史。为了研究星系团的动力学状态及其与合并情景的关系，作为试点项目，我们从MACS（大规模星系团巡天）星系团样本中观察到了四个合适的候选者。观测同时进行了610和235兆赫的GMRT。我们观察到一个罕见的现象，在集群MACSJ0014.3-3022，它的主机既外围壮观的无线电遗迹和一个异常平坦的频谱中央巨射电晕的尺寸超过1.5兆秒差距。我们还报告说，另一个星团MACSJ0152.5-2852可能显示出最早和年轻的合并系统之一的迹象，我们在星团外围看到了一个微弱的0.5Mpc射电遗迹。
2014-11-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
ALMA Observations Show Major Mergers Among the Host Galaxies of Fast-growing, High-redshift Supermassive Black Holes
我们提供了一个z~4.8的六个发光类星体样本的ALMA波段7的新数据，这些类星体由快速增长的超大质量黑洞（SMBH）提供动力，这些黑洞具有相当一致的性质：典型的吸积速率和黑洞质量为L/L_Edd~0.7和M_BH~10^9 M_sol。我们的样本包括三个“FIR亮”源和三个“FIR暗”源，前者在以前的Herschel/SPIRE观测中被单独探测到，其恒星形成速率大于1000 M_sol/yr，后者的Herschel叠加分析表明其典型的SFR约为400 M_sol/yr。在ALMA数据中清晰地探测到了所有六个类星体宿主中的尘埃星际介质，并在~ 2kpc尺度上分辨出了连续谱（λ_rest ~150 μ m）和[C II]157.74 μ m谱线发射。连续辐射与Herschel数据的预期非常一致，证实了类星体宿主中强烈的SF活动。重要的是，我们探测到三个源的伴亚毫米星系（SMG）-一个FIR明亮和两个FIR微弱，与类星体宿主相隔约14-45 kpc和<450 km/s。基于[C II]的相互作用SMG的动力学质量估计在类星体宿主质量的~3倍之内，而连续辐射意味着SFR（类星体）~（2-11）xSFR（SMG）。因此，我们的ALMA数据清楚地支持了这样一种观点，即重大合并是SMBH早期快速增长的重要驱动力。然而，并非所有的高SFR类星体宿主都伴随着相互作用的SMG和ALMA观察到的气体运动…
2017-02-06 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
On the Stochastic Gravitational Wave Background from Binary Black Hole Mergers Dynamically Assembled in Dense Star Clusters
本研究利用先进数值模型计算致密星团中动力学组装的双黑洞并合产生的随机引力波背景，发现星团诞生特性影响其幅度与频谱，未来探测器有望探测到该背景，且引力波数据可约束星团诞生特性。
2024-01-09 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
