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
Thick Disks, and an Outflow, of Dense Gas in the Nuclei of Nearby Seyfert Galaxies
我们讨论了附近塞弗特星系中心区域的致密分子气体，并报告了3个物体的新角秒分辨率的HCN（1-0）和HCO $^+$（1-0）观测结果。在NGC 3079中，由于自吸收和饱和连续吸收，谱线呈现复杂的轮廓。H $^{13}$ CN揭示了连续吸收剖面，峰值接近星系的系统速度，跟踪磁盘旋转，第二个功能与蓝色翅膀延伸到$-350$公里秒$^{-1}$，最有可能跟踪核流出。发射线的形态和光谱特性使我们能够约束稠密气体动力学。我们结合我们的运动学分析，这3个对象，以及另一个与档案数据，与以前的可比分析的4个其他对象，创建一个样本8塞弗特。在其中7个中，发射线运动学意味着$\sim$ 100 pc径向尺度上的厚盘结构，表明这种结构是常见的。我们发现环核LHCN和Mdyn之间的关系可以用10%的气体分数和气体质量和HCN光度之间的转换因子αHCN $\sim$ 10来解释。最后，采用不同的角度来探测活动星系核周围气体的物理性质，我们报告的分子线比的分析表明，在这个地区的云是没有自引力。
2016-02-20 astro-ph.GA
Mapping Seyfert and LINER Excitation Modes in the Inner kpc of NGC 3393
我们利用HST拍摄的H $α\,\lambda6563$、[O III] $\lambda5007$和[S II] $λ\lambda6717,6731$的发射线图像，在$r\lesssim4^{\prime\prime}$（$\sim1\,$ kpc）尺度上绘制了NGC 3393的扩展窄线区（ENLR），这是钱德拉对附近塞弗特星系扩展发射线区巡天（CHEERS）的一部分。通过将这些线映射到空间分辨的Baldwin-Phillips-Terlevich（BPT）图上，我们研究了康普顿厚活动星系核反馈对环核ISM的影响。我们发现在电离双锥（$\lesssim3^{\prime\prime}$ ; 770 pc）内预期的Seyfert样发射。我们还发现了一个新的，数字8形状的LINER茧包围的双锥和定义一个尖锐的（$\lesssim100\;$ pc）之间的过渡较高和较低的电离区。这些数据说明了ENLR相对于双锥和宿主气体几何形状的电离状态的形态依赖性。
2016-10-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
A Low-Mass Black Hole in the Nearby Seyfert Galaxy UGC 06728
我们提出了最近的混响映射活动的UGC 06728，附近的低光度塞弗特1在晚型星系的结果。2015年春季的夜间监测使我们能够确定$τ= 1.4 \pm 0.8$天的H $β$时间延迟。结合可变H $β$线轮廓的宽度，我们确定了一个质量为$M_{\rm BH} = (7.1 \pm 4.0) \times 10^5$ M $_{\odot}$的黑洞.我们还限制从高分辨率的长缝光谱沿星系短轴的膨胀恒星速度色散，并找到$σ_{\star} = 51.6 \pm 4.9$公里秒$^{-1}$。测量结果与活动星系核的$R_{\rm BLR} - L$关系和$M_{\rm BH}-σ_{\star}$关系符合得很好。结合先前发表的自旋测量，我们对UGC 06728的质量测定使其成为已被充分表征的质量最低的黑洞，因此是帮助锚定黑洞演化模型低质量端的重要对象。
2016-08-12 astro-ph.GA
The Relation Between AGN and Host Galaxy Properties in the JWST Era: II. The merger-driven evolution of Seyferts at Cosmic Noon
本研究基于JWST多波段数据，扩展分析赛弗特星系形态，发现并合在遮蔽的亚类星体AGN演化中起关键作用，且X射线与中红外选AGN代表并合时间线上的不同阶段。
2025-10-14 astro-ph.GA
A host galaxy study of southern narrow-line Seyfert 1 galaxies
本文首次对南天窄线赛弗特1型星系宿主进行多源研究，利用GALFIT对七个源建模，发现可靠建模的六个源均为盘状星系，支持盘状星系是喷流NLS1星系主要宿主的假说，并通过颜色图揭示了核心附近的尘埃消光特征。
2023-09-06 astro-ph.GA
The role of mergers in driving morphological transformation over cosmic time
理解触发形态转变的过程对于理解宇宙如何以及为什么从早期的圆盘主导转变为今天观察到的形态混合至关重要。我们使用宇宙学流体动力学模拟工具Horizon-AGN，对大质量（M> 10^10 MSun）星系在宇宙时间内驱动形态变化的过程进行了全面的研究。我们发现：（1）在z = 0的椭球星系中，基本上所有的形态演化都是由质量比大于1：10，（2）单独的大合并不能产生今天的球状体种群--小合并负责宇宙时间内所有形态变化的三分之一，并且是z~1之后的主要驱动力，（3）逆行合并比逆行合并引发更温和的形态变化--而两种类型的事件在z> 2时产生相似的形态变化，在z~0处，由于逆行合并而引起的平均变化大约是由于它们的逆行合并而引起的平均变化的两倍，（4）残余形态强烈地取决于合并的气体分数，富含气体的合并通常重新生长盘，（5）在给定的恒星质量下，盘并不表现出与球状体截然不同的合并历史--盘在合并中的生存是由冷气体的获取（通过宇宙吸积和富气体相互作用）和在合并历史中的绝大多数的非对称合并驱动的。
2018-07-23 astro-ph.GA
Major mergers are not significant drivers of star formation or morphological transformation around the epoch of peak cosmic star formation
我们调查的主要合并（质量比$>1:5$）的贡献，恒星质量增长和形态转变周围的宇宙恒星形成的高峰期（$z\sim2$）。我们直观地分类一个完整的样本的大规模（M $>$ 10 $^{10}$ M $_{\odot}$）星系在这个时代，从坎德尔调查，晚型星系，主要合并，球状体和扰动球状体的形态干扰。鉴于最近的模拟工作，这表明，最近（$<$ 0.3-0.4 Gyr）的主要合并残留物表现出清晰的潮汐功能，在这样的图像，我们使用的部分扰动球体探测的作用，主要合并在驱动形态的转变。蓝色球状体（即正在进行的恒星形成）显示形态干扰的百分比仅为21 $\pm$的4%，表明主要合并不是$z\sim2$球状体创建的主导机制-其他过程，如次要合并或冷吸积可能是这一过程的主要驱动力。我们还使用的休息帧的U-波段光度作为代理的恒星形成表明，只有一小部分的恒星形成预算（$\sim$ 3%）是由重大合并触发。总之，我们的研究结果表明，主要的合并并不是$z\sim2$星系演化的重要驱动力。
2016-11-10 astro-ph.GA
ALMA [CI] observations toward the central region of a Seyfert galaxy NGC 613
我们报告了ALMA观测到的[CI]（$^3P_1-^3P_0$），C $^{13}$ O，和CO $^{18}$（$J=1-0$）朝向附近的塞弗特星系NGC 613的中心区域。[CI]的$0.26"\times0.23"(=22\times20$ pc）和C $^{13}$ O和CO $^{18}$的$0.42"\times0.35"(=36\times30$ pc）具有非常高的分辨率，可分辨出环核盘（CND）和恒星形成环。[CI]在环中的分布类似于CO发射，尽管[CI]在CND中突出。这可能是由于CND中高温下的低光学深度导致的CO同位素的低强度造成的。我们发现[CI]与C-$^{12}$ O（3-2）（$R_{\rm CI/CO}$）和$^{13}$ O（1-0）（$R_{\rm CI/C^{13}O}$）的强度比在环边缘附近的几个位置处很高。CO谱线在环斑和高$R_{\rm CI/CO}$处的谱线轮廓基本一致，而[CI]在高$R_{\rm CI/CO}$处的谱线轮廓与CO谱线轮廓不同，这表明高$R_{\rm CI/CO}$处的[CI]与CO谱线所示踪的气体不同。NGC 613短轴方向的[CI]运动学可以解释为气泡状的分子外流。分子气体的流出速率大于恒星的形成速率。活动星系核主要通过射电喷流对气流进行助推。
2018-02-01 astro-ph.GA
A Massive Dense Gas Cloud close to the Nucleus of the Seyfert galaxy NGC 1068
利用ALMA档案中的原始Seyfert星系NGC 1068的CO（6- 5）谱线和689 GHz连续谱辐射数据，我们在投影图上发现了一个与核射电分量S1相距14 pc的连续谱峰。连续通量给出的气体质量约为2 × 10^5 Msun，热光度约为10^8 Lsun，恒星形成速率约为0.1 Msun/年。随后对谱线数据的分析表明，气体的大小约为10 pc，从而得出平均H2数密度约为10^5 cm^{-3}。因此，我们将这种气体称为“大质量致密气体云”：气体密度高到足以形成一个“原星团”，其恒星质量约为10^4 Msun。我们发现，在Lada等人提出的起始形成率（SFR）与气体质量的关系图以及Krumholz和McKee提出的气体表面密度与SFR密度的关系图中，气体处于银河系与河外云之间的独特位置。所有的气体和恒星形成的性质可以理解的顺磁调节恒星形成的情况。由于在100 pc尺度的环核区存在年龄分别为3亿年和3千万年的两个恒星星族，我们讨论了NGC 1068至少经历了三次幕式恒星形成事件，并指出了内星形成区较年轻的趋势。结合核区域的动力学与整个银盘的动力学解耦的几条证据，我们讨论了NGC 1068核区域的气体流入可能是由过去的小合并驱动的。
2016-09-08 astro-ph.GA
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
High-sensitivity VLBI Observations of the Water Masers in the Seyfert Galaxy NGC 1068
我们提出的观测结果的水蒸汽脉泽发射与我们的高灵敏度22 GHz VLBI成像的塞弗特星系NGC 1068。在这个星系中，有以下四个核射电源：NE，C，S1和S2。其中，S1分量被认为是核心，而C分量被认为是归因于射电喷流。在我们的VLBI观测中，我们发现在S1分量上有两种类型的水脉泽辐射。一种是线性排列的元件，它被认为是一个内半径为0.62 pc的边缘圆盘。通过假设圆开普勒运动，估计内半径内的动力学质量为$1.5\times10^7 M_{\odot}$。然而，请注意，最佳拟合旋转曲线显示亚开普勒旋转（$v\propto r^{-0.24\pm0.10}$）。另一个是水脉泽辐射分布在旋转盘组件周围，距离S1组件约1.5pc，表明S1组件有双极流出。此外，我们还利用VLBI首次探测到了C分量的水脉泽辐射，并发现了水脉泽辐射的环状分布。已知分子云与C组分相关（HCN和HCO $^+$发射线均由ALMA检测到）。因此，环形脉泽辐射可以用喷流与分子云的碰撞来解释。然而，如果这些环状的水脉泽云构成了一个围绕C分量的旋转环，那么C分量很可能也有一个质量为$\sim 10^6 M_{\odot}$的超大质量黑洞，它可能来自有核卫星星系过去的小型合并。
2022-11-04 astro-ph.GA
EMU detection of mysterious multiple component radio-continuum emission from nearby spiral Seyfert I type galaxy 'Sand-timer' (NGC 7213)
Western Sydney University（西悉尼大学）；Australia Telescope National Facility, CSIRO（澳大利亚望远镜国家设施，CSIRO）；Dominion Radio Astrophysical Observatory, Herzberg Astronomy & Astrophysics, National Research Council Canada（多明尼奥射电天文台，赫茨伯格天文学与天体物理学研究所，加拿大国家研究委员会）；Department of Physics, University of Alberta（阿尔伯塔大学物理系）；Faculty of Engineering, Gifu University（岐阜大学工学部）；INAF-Osservatorio Astrofisico di Catania（意大利国家天体物理研究所卡塔尼亚天文台）
本研究通过ASKAP的EMU项目探测近邻赛弗特I型星系NGC 7213，发现其中心SMBH相关的奇特射电辐射，提出其可能是AGN喷流早期活动或超大质量双黑洞的潮汐瓦解事件所致。
2026-10-19 astro-ph.GA
Jetted narrow-line Seyfert 1 galaxies breaking the jet paradigm -- a comprehensive study of host galaxy morphologies
窄线塞弗特1（NLS 1）星系是主要存在于旋涡星系中的未演化的活动星系核（AGN）。然而，主要是由于研究的来源数量很少，它一直在争论是否也喷射NLS 1星系的主机，这些来源的一个特殊子类托管相对论性喷流，是盘状的，或椭圆形的，作为更强大的喷射AGN的主机。我们研究了14个NLS 1星系的主机形态，其中11个已被检测到在37 GHz，表明这些来源海港相对论射流。本研究中使用的J和KS波段数据是由北欧光学望远镜（NOT）获得的。我们使用提供更好拟合的波段对宿主星系进行了光度分解，此外，还创建了具有J波段和KS波段观测的所有源的彩色地图。我们能够成功地模拟12个源，其中9个最有可能具有盘状形态。在剩下的来源中，一个来源可能存在于盘状星系或矮星系中，在两种情况下，结果是不确定的。只有一个来源显示出明显的相互作用迹象，但我们大多数来源的彩色地图暗示了原子核中有大量的尘埃，可能表明早期的小合并，由于这些观测的分辨率有限，这些合并可能被忽视。我们的研究结果进一步支持盘状星系作为喷射NLS 1星系的主要宿主类型。最重要的是，随着喷射NLS 1的模拟宿主数量现已超过50个，而只有少数椭圆宿主，似乎可以安全地得出结论，盘状星系也能够发射和维持相对论性喷流，并且传统的喷流范式表明只有大质量椭圆星系才能容纳相对论性喷流，这已经严重过时。
2022-09-19 astro-ph.GA
The NGC 3341 minor merger: a panchromatic view of the active galactic nucleus in a dwarf companion
我们目前的X射线（钱德拉），无线电（EVLA和EVN），并在NGC3341的三重合并系统的档案光学数据。我们的全色分析证实了在NGC3341B中存在一个Seyfert 2活动星系核，它是次级矮伴星之一。另一方面，主星系的核心，与每年几个太阳质量的恒星形成区域相一致，NGC3341C不太可能拥有AGN。因此，我们认为，NGC3341是一个特殊的例子，活动星系核触发的卫星星系的小合并系统。这样一个系统的存在可能有重要的影响，在模型的层次增长的结构。需要对NGC3341和潜在的类似源进行进一步的观测和理论研究，以了解小合并对活动星系核活动开始的作用，以及大质量星系的演化。
2013-08-31 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
AGN Feedback Through Multiple Jet Cycles in the Seyfert Galaxy NGC 2639
本文利用 uGMRT 图像发现了 Seyfert 星系 NGC 2639 的第四个 AGN 喷流周期，通过 BRATS 软件测定了各周期年龄，并揭示了中心区域气体缺失和恒星形成受抑制等喷流驱动 AGN 反馈的潜在特征。
2023-06-21 astro-ph.GA
An outflow in the Seyfert ESO 362-G18 revealed by Gemini-GMOS/IFU Observations
我们提出了二维恒星和气体的运动学的内部0.7 $\times$ 1.2千秒差距$^{2}$的塞弗特星系ESO 362-G18，来自与GMOS/IFU的双子座南望远镜的空间分辨率为$\approx$ 170秒差距和光谱分辨率为36公里秒$^{-1}$获得的光谱。ESO 362-G18是一个强烈扰动的星系，形态类型为Sa或S 0/a，有一个小的合并沿着东北方向接近。先前的研究表明，[OIII]发射显示出$\approx$ 10 \arcsec \向SE的扇形延伸。我们在整个视场中检测到[OIII]双峰，[NII]和H $α$发射线。恒星的运动学在星系平面内以圆周运动为主，运动学位置角为$\approx$ 137 $^{\circ}$。气体运动学也由旋转主导，运动学位置角范围从122 $^{\circ}$到139 $^{\circ}$。对发射线信噪比最高的[OIII] $λ$ 5007和H $α$线进行双高斯拟合，揭示了两个运动学分量：（1）较低径向速度的分量，我们将其解释为气体在银河系中旋转盘;（2）视线速度比系统速度高100-250 km s $^{-1}$的分量，解释为起源于活动星系核电离锥内的外流气体。我们估计SE电离锥中的质量流出率为7.4 $\times$ 10 $^{-2}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$（如果我们假设双锥构型，这个速率将加倍），超大质量黑…
2018-03-09 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
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
The IBISCO survey: I. Multiphase discs and winds in the Seyfert galaxy Markarian 509
我们提出了分析的ALMA CO（2-1）发射线和潜在的1.2毫米连续的Mrk 509与空间分辨率为270 pc。这个Seyfert 1.5星系在光学上被归类为一个球状体，已知拥有一个电离盘，一个星暴环，以及在核和星系尺度上的电离气体风。由CO（2-1）我们估计了位于5.2 kpc大小的圆盘内的分子气体质量$M_{H_2}=1.7\times 10^9\, \rm M_{\odot}$，$M_{dyn}$ =（2.0 $\pm$ 1.1）$\times$ $10^{10}\, \rm M_{\odot}$，倾斜于$44\pm10$ °。圆盘内的分子气体分数为$μ_{gas}=5\%$。在r=700 pc内的核区域中的气体运动学表明存在翘曲的核盘。无论是存在的一个分子盘与正在进行的恒星形成的星暴环，和一个小合并的签名，是在协议的情况下，星系合并产生气体不稳定，饲料恒星形成和活动星系核活动。空间分辨的Toomre Q-参数的分子盘是在$Q_{gas}=0.5-10$的范围内，并表明，光盘是边缘不稳定的整个星爆环，稳定的核和在一个不平衡的环状结构位于星爆环内。我们发现复杂的分子气体运动学和显着的运动学扰动在两个位置，一个在300秒差距内的核心，和一个1.4千秒差距的高$Q_{gas}$，我们解释为分子风的区域。总分子流出速率在6.4-17.0 $\rm M_\odot/yr$的范围内。分子…
2021-07-14 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
A nuclear molecular outflow in the Seyfert galaxy NGC3227
本文介绍了用ALMA方法对邻近的Seyfert 1.5星系NGC 3227的CO（2-1）和CO（3-2）分子气体跃迁及其相关的（亚）毫米连续谱的观测结果，观测的角分辨率为0.085-0.21”（7- 15秒差距）。在大尺度上，冷分子气体表现出圆周运动，以及与大尺度杆相关的几百秒差距尺度上的流运动。我们拟合了核ALMA 1.3mm发射与一个未解决的组件和扩展组件。在850 $μ$ m的发射显示至少有两个扩展的组件，一个沿核盘的主轴和其他沿电离锥的轴。中心区（1”~ 73 pc）的分子气体呈现出多个CO团簇，运动学复杂，以非圆运动为主。虽然我们不能最终证明存在一个翘曲的核盘，我们也检测到沿运动学短轴的非圆形运动。它们的视速度达到v-vsys =150- 200 km/s。假设径向运动是在星系的平面内，那么我们解释为一个核分子外流，由于分子气体在宿主星系被携带的活动星系核风。我们推导出$5\,M_\odot\,{\rm yr}^{-1}$和$0.6\,M_\odot\,{\rm yr}^{-1}$的分子流出率在投影距离高达30 pc的东北和西南的活动星系核，分别。在活动星系核位置，我们估计了$5\times 10^{5}\,M_\odot$分子气体的质量和内部15 pc的平均柱密度$N({\rm H}_2) = 2-3\times 10^{23}\,{\rm cm}^{-2}$。NGC…
2019-06-17 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
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
AGN feedback in action in the molecular gas ring of the Seyfert galaxy NGC7172
本文利用 ALMA 和 VLT/SINFONOI 观测塞弗特星系 NGC7172，发现其冷分子气体环存在旋转与外流，并测量了约 40 Msun/yr 的质量流出率，揭示活动星系核反馈导致核区分子气体重新分布。
2023-05-24 astro-ph.GA
A Triple AGN in the NGC 7733-7734 Merging Group
内容：星系间的相互作用和合并可以产生超大质量黑洞（SMBH）双星，当SMBH开始吸积质量时，SMBH双星成为活动星系核（AGN）对。如果有第三个星系参与相互作用，那么就可以形成三重AGN系统。目的：我们的目标是利用VLT/MUSE积分场摄谱仪的档案数据研究相互作用星系对NGC 7733-NGC 7734中星系核发射的性质，并研究其与南非天文台（SAAO）近红外（NIR）观测跟踪的恒星质量分布的关系。方法：我们使用SAAO进行了近红外观测，并确定了每个星系中凸起的形态特征。我们利用MUSE数据获得了一组来自每个星系的电离发射线，并研究了电离机制。我们还研究了星系对与任何附近的同伴与远紫外观测使用UVIT的关系。结论：NGC 7733和NGC 7734中心区的发射谱线分析表明活动星系核具有Seyfert型和LINER型活动星系核活动。星系对NGC 1，7733 - 34也显示了第三个组成部分的证据，它具有类似塞弗特的发射。因此，星系对NGC 1，7733 - 34形成了一个三重活动星系核系统.我们还检测到一个与NGC 1，7733细胞核有关的延伸窄线区（ENLR）。
2021-06-23 astro-ph.GA
UM 625 Revisited: Multiwavelength Study of A Seyfert 1 Galaxy with a Low-mass Black Hole
UM 625，先前被确认为一个窄线活动星系核（AGN），实际上呈现出宽的\ha \和\hb \线，其宽度和光度表明$1.6 \times 10^6$ \msun的黑洞质量较低。我们提出了一个详细的多波长研究的核和宿主星系的UM 625的属性。对\chandra \和\xmm \观测结果的分析表明，该系统包含一个被严重吸收的本征X射线弱（$\aox=-1.72$）核。虽然没有强到足以成为无线电噪音，但UM 625确实属于少数在无线电中检测到的低质量活动星系核。宽带光谱能量分布将测辐射热光度限制为$\lbol\approx(0.5-3)\times10^{43}$ \lum \和$\lratio\approx0.02-0.15$。对斯隆数字巡天和{ \it哈勃太空望远镜}\图像的综合分析表明，UM 625是一个几乎正面的S 0星系，具有突出的相对蓝色的伪隆起（\sersic \ index $n = 1.60$），占$R$波段总光的60%。扩展的星盘没有什么特征，但中央的$\sim150-400$ pc包含一个明显的半环，由明亮的蓝色恒星形成结组成，其综合紫外光度表明恒星形成速率为$\sim$ 0.3 \msun yr $^{-1}$。中心黑洞的质量与从其膨胀速度色散预测的值大致一致，但明显低于从其膨胀光度预测的值。
2013-04-21 astro-ph.CO 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
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
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
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
Morphological signatures of mergers in the TNG50 simulation and the Kilo-Degree Survey: the merger fraction from dwarfs to Milky Way-like galaxies
利用TNG 50宇宙学模拟和Kilo-Degree Survey（KiDS）观测，我们研究了在大范围的星系恒星质量（$8.5\leqslant\log(M_\ast/\text{M}_\odot)\leqslant11$）范围内，星系合并和局部宇宙光学形态之间的联系。为此，我们已经生成了超过16,000个TNG 50星系的合成图像，旨在匹配KiDS观测，包括尘埃衰减和散射的影响，并使用$\mathrm{\mathtt{statmorph}}$代码来测量两个数据集的$r$波段中各种基于图像的形态诊断。这些测量包括Gini- $M_{20}$和浓度-不对称性-平滑性统计。总的来说，我们发现TNG 50和KiDS星系的光学形态之间有很好的一致性，虽然前者比它们的观测对应物稍微更集中和不对称。之后，我们训练了一个随机森林分类器，以识别模拟中的合并星系（包括主要和次要合并），使用形态学诊断作为模型特征，以及合并树的合并统计数据作为基础事实。我们发现，不对称统计表现出最高的特征重要性的所有形态参数考虑。因此，我们的算法的性能是比较传统的方法选择高度不对称的星系。最后，使用我们的训练模型，我们估计了我们的合成和观测星系样本中的星系合并分数，发现在这两种情况下，星系合并分数作为恒星质量的函数稳步增加。
2022-11-10 astro-ph.CO 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
Delayed triggering of radio Active Galactic Nuclei in gas-rich minor mergers in the local Universe
我们研究的过程中触发恒星形成和活动星系核（AGN）的活动在一个样本中的25个低红移（$z<0.13$）富含气体的星系合并观察到毫角秒的分辨率与甚长基线干涉测量的一部分，在20厘米（mJIVE-20）的mJy成像VLBA勘探。高（$>10^7$ K）的亮度温度所需的mJIVE-20检测允许我们明确地确定我们的样品中的无线电活动星系核。我们发现了三个这样的物体。在窄线光学诊断图上，我们的VLBI活动星系核被归类为Seyfert或LINER，目标的中红外颜色和H $α$星形成率与综合射电光度的比较也与VLBI的结果一致。我们重建恒星形成的历史，在我们的星系使用光学和紫外测光，并发现这些无线电活动星系核并没有及时触发合并过程中，与以前的研究结果一致的非VLBI样本的无线电活动星系核。这种延迟会大大限制星系合并中由射电活动星系核触发的反馈的效率。我们发现，无线电活动星系核主机有较低的恒星形成率比非活动星系核无线电选择星系在相同的星暴年龄。常规和VLBI射电成像显示这些活动星系核在角秒尺度上是紧凑的。我们的模型表明，活动星系核膨胀的射电瓣的实际大小可能比这大得多，但这些太微弱了，无法在现有的观测中检测到。深度射电成像需要绘制出活动星系核的真实范围，并确定射电活动星系核宿主中的低恒星形成率是射电喷流触发所需的特殊条件的结果，还是活动星系核反馈的影响。
2016-08-15 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
Local analogues of high-redshift star-forming galaxies: integral field spectroscopy of green peas
我们使用积分场光谱，从SWIFT和Palm 3 K仪器，进行空间分辨光谱分析附近的四个高度恒星形成的“豌豆”（GP）星系，这是可能的恒星形成系统在z~2.5-3的类似物。通过研究H $α$，[NII] $λλ$ 6548，6584和[SII] $λ$ $λ$ 6716，6731中的发射线图，我们探索了这些体系的运动学形态和约束性质，如气相金属丰度，电子密度和气体电离机制.我们的两个GP是旋转支撑的，而其他的是分散主导的系统。旋转支撑的星系都显示了最近或正在进行的合并的证据。然而，考虑到这些系统具有完整的磁盘，这些相互作用可能具有低质量比（即小合并），这表明小合并过程可能是这些GP中所见的高SFR的部分原因。然而，另外两个GP在形态上未受干扰的事实表明，合并（包括小合并）对于驱动此类星系中的高恒星形成率并不是必需的。我们表明，全球定位系统是金属贫乏的系统（太阳能的25- 40%），气体电离不是由活动星系核在我们的任何系统驱动，这表明活动星系核的活动是不是同时代的恒星形成在这些星爆星系。
2017-08-03 astro-ph.GA
Stellar populations from H-band VLT spectroscopy in a sample of seven active galaxies
本文利用 VLT 的 H 波段无发射线光谱和恒星库反演方法，分析七个不同类型 AGN 中心数百 pc 的恒星年龄、金属丰度与合成成分，揭示内核恒星形成历史高度异质。
2025-02-20 astro-ph.GA
Constraints on the Minor Merging and Star Formation History of the Wolf-Rayet Galaxy NGC 5430 Through Observations
我们使用多波长分析的新观察到的分子气体（12 CO和13 CO（1-0））与干涉仪CARMA和档案恒星形成示踪剂约束的相互作用，合并和恒星形成的历史偏离中心的小合并，一个三螺旋棒星系NGC 5430和它的卫星嵌入在酒吧。NGC 5430棒中分子气体的形态在我们的分辨率中显示出最近相互作用的最小迹象。过去星系相互作用的明显形态残留物是一个不对称的螺旋臂，包含更多的分子气体，并表现出比两个主臂更高的恒星形成率（SFR）表面密度。旋转曲线分析表明NGC 5430与其卫星在几个陀螺仪前发生了碰撞。恒星形成的历史是通过使用跟踪不同时间尺度（红外线，无线电连续谱和H-α）的SFR来限制的。碰撞发生在5 - 10百万年前，触发了沃尔夫-拉叶星在东棒末端的短暂偏离中心的星暴。在过去，沃尔夫-拉叶星暴期间的全球SFR峰值为35 Msun/yr。目前，合并驱动的星暴正在迅速衰减，当前全球SFR已降至银河系的值。SFR将继续衰减，如目前的致密气体量所示（由HCN（1-0）示踪）。尽管如此，全球SFR仍然由Wolf-Rayet区域而不是环核区域主导。与其他棒星系相比，环核区的致密气体含量特别低，恒星形成活动低，气体浓度高。分子气体的物理性质推断使用大速度梯度（LVG）的计算。建议NGC 5430与其卫星的初始质量比为7：1-20：1的中间值。
2015-08-22 astro-ph.GA
Bulge formation inside quiescent lopsided stellar disks: connecting accretion, star formation and morphological transformation in a z ~ 3 galaxy group
我们提出了很好的解决近红外和亚毫米分析的三个高度恒星形成的大质量（$>10^{11}\,\rm M_{\odot}$）星系的核心内的RO-1001星系群在$\rm z=2.91$。它们每一个都显示出kpc尺度的致密恒星爆发核心，其性质与形成星系凸起一致，嵌入在扩展的大质量恒星盘的中心。令人惊讶的是，恒星盘毫无疑问是静止的，而且严重不平衡。因此，“由外向内”淬火是在三个星系群中进行。我们提出了一个总体方案，在磁盘中的强大的质量不平衡性（范围从1.6到$>$ 3的因素），可能产生的吸积气体和团块的影响下，是负责他们的恒星形成抑制，而漏斗气体进入核，从而创建中央星爆。盘的不平衡的一侧标记了吸积流撞击的位置，在其附近检测到的其他物质成分（尘埃和恒星）直接追踪流入方向。与吸积团块的相互作用，这可以被看作是小合并，导致三个星系的主轴与外部莱曼- $α$发射馈送细丝紧密对齐。这些结果提供了冷吸积流对它们所喂养的星系的形成和演化的影响的第一个观测证据。在目前的阶段，这是采取的形式下的吸积作用下的膨胀迅速积累，同时仍然保持巨大的静止和不平衡的恒星盘至少在遇到一个暴力的主要合并。
2022-06-10 astro-ph.GA
Radio footprints of a minor merger in the Shapley Supercluster: From supercluster down to galactic scales
沙普利超星系团（$\langle z \rangle\approx0.048$）包含数十个引力束缚的星系团和星系群，使其成为星系团合并射电研究的理想对象。利用新的高灵敏度射电观测资料，从超星系团到星系尺度，对沙普利超星系团中的低能质量聚集事件进行了研究。我们使用ASKAP、MeerKAT和GMRT创建了A 3558和A 3562之间的整个区域的总强度图像，从$\sim 230$到$\sim 1650$ MHz，灵敏度范围从$\sim 6$到$\sim 100$ $μ$ Jy束$^{-1}$。我们对扩展发射特征进行了详细的形态和光谱研究，并补充了ESO-VST光学成像和XMM-牛顿的X射线数据。我们报告的第一个GHz频率检测极低的亮度团间扩散发射的$\sim 1$ Mpc规模连接一个集群和一组，即：A 3562和SC 1329- 313组。它在形态上类似于该区域的X射线发射。我们还发现：（1）在SC 1329-313的SOS 61086星系中由冲压压力剥离产生的射电尾;（2）一个头尾射电星系，其尾部断裂并在一个错位的棒中达到顶点;（3）在A 3558中心的超陡漫射发射。最后（4），我们证实了A3562射电晕的超陡谱性质。我们的研究强烈支持SC 1329-313飞越A3562以北进入超星系团核心的假设。【节略……】
2022-01-13 astro-ph.CO 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
Double-peak emission line galaxies in the SDSS catalogue. A minor merger sequence
合并可以作为双峰窄发射线星系被检测到，但它们很难与盘旋转和气体外流分开。我们的目标是正确地探测这样的星系，并区分潜在的机制。依靠RCSED，我们开发了一个自动选择程序，并发现了5663个双峰发射线星系在z<0.34对应的父数据库的0.8%。为了研究这些星系，我们建立了一个单峰无偏控制样本（NBCS），其红移和恒星质量分布与双峰样本（DPS）相同。这两个样本在绝对星等、[OIII]光度、颜色-颜色图、年龄和特定恒星形成率、金属丰度和环境方面确实非常相似。我们发现一个重要的过量的S 0星系的DPS，没有观察到的NBCS，这不能占的环境，因为这些星系中的大多数是孤立的或在穷人的群体。同样，我们发现一个相对赤字的纯光盘的DPS晚型星系，这是优先的Sa型。同时，我们观察到DP星系的恒星形成和灭绝的系统中心过剩。最后，在运动学上有明显的差异：气体速度色散与星系倾角相关的NBCS，而这种关系并不适用于DPS。此外，DP星系表现出更大的恒星速度色散，他们偏离Tully-Fisher关系的晚型和S 0星系。如果将两个峰视为两个不同的组分，则可以调和这些差异。考虑到有利于形态偏差，膨胀占主导地位的星系和恒星形成的中央增强，我们建议的情况下，多个连续的小合并驱动的膨胀尺寸的增加，导致更大的分数的S 0星系和赤字的纯盘星系。
2020-07-28 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
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
A machine--vision method for automatic classification of stellar halo substructure
由分裂卫星形成的潮汐碎片结构包含了关于星系组装历史的重要线索。迄今为止，这些结构的研究一直受到阻碍，依赖于通过眼睛识别和形态分类，这使得他们的解释显着不确定。在这项工作中，我们提出了一种新的机器视觉技术的基础上的子空间约束均值漂移（SCMS）算法，可以自动执行这些任务。SCMS发现定义子结构形态的高密度“脊”的位置。识别后，正交系列密度估计的系数被用来分类点的山脊之间的连续壳状或流状碎片，从全球形态分类可以确定的一部分。我们称这个过程子空间约束的无监督结构检测（SCUDS）。通过应用这个工具来控制N-体模拟的未成年人合并，我们证明了提取的分类对应于良好的理解相混合的基本物理。SCUDS应用于解决恒星星族数据从不久的将来的调查将告知我们的星系恒星晕的积累的理解。
2018-11-26 astro-ph.GA astro-ph.IM
Dark influences: imprints of dark satellites on dwarf galaxies
在当前的$Λ$ CDM宇宙学模型的背景下，小的暗物质晕是丰富的，矮星系的卫星预计将主要是黑暗的。由于低质量星系具有较小的重子分数，与这些卫星的相互作用可能会留下特别引人注目的印记。我们揭示了这些暗卫星中最大的影响盘状矮星系和可能的动力学和形态的转变，从这些相互作用的结果。我们使用一套精心设置的，受控的孤立矮星系模拟。主矮星系在暗物质晕中只有一个恒星盘，而次矮星系则完全没有重子。我们改变盘质量，晕浓度，初始盘厚度和卫星轨道倾角。盘状矮星系被加热和破坏，由于轻微的合并事件，更极端的卫星盘质量比高，形态和运动学显着改变。此外，对于不太集中的晕，轻微的合并可以完全摧毁盘，留下一个低光度的类球状星系。我们的结论是，矮星系是非常容易受到干扰的暗星系，即使是一个轻微的合并事件可以显着破坏和改变的结构和运动学的矮星系。这一过程可能被看作是矮球状星系形成的一个新通道。
2014-11-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
