Radialization of satellite orbits in galaxy mergers
我们考虑星系合并中卫星的轨道演化，重点是偏心率的演化。使用一个大型的N体模拟套件，我们研究卫星轨道辐射的现象-一个深刻的增加，其轨道的偏心率，因为它在动力学摩擦下衰减。虽然辐射是在各种不同的设置检测，它是最有效的情况下，高卫星质量，不是很陡的主机密度分布，和高初始偏心率。为了了解这种现象的起源，我们运行额外的模拟与各种物理因素选择性关闭：卫星质量损失，反射运动和主机的失真等，我们发现，所有这些因素都是重要的辐射，因为它不会发生点质量卫星或主机潜在的被替换为一个未扰动的初始配置文件。作用在两个星系上的力和力矩的分析证实了宿主和卫星的自引力在轨道角动量减少中的主要作用。经典的Krasekhar动力学摩擦公式只考虑了主星系和卫星星系之间的作用力，而不考虑两个星系的内部扭曲，这与N体模拟中观察到的偏心率的演变不匹配。
2022-02-24 astro-ph.GA
Fate of stellar bars in minor merger of galaxies
在星系的演化阶段，星系的小合并是很常见的。在这里，我们调查的动力学影响的一个较小的合并（质量比1：10）事件的最终命运的恒星酒吧合并残余。为了实现这一目标，我们选择了一组次要的合并模型，从公开可用的GalMer图书馆星系合并模拟。这些模型在轨道能量、轨道自旋矢量的方向和卫星星系的形态（盘状/球状）方面有所不同。我们表明，中央恒星酒吧，最初存在于宿主星系，经历了一个短暂的酒吧放大阶段后，每个近心点通道的卫星，在一致的酒吧激发由于潮汐遇到过去的研究。然而，一旦合并发生，中央恒星棒在合并后的残余物中大大减弱。卫星恒星在合并残余物中心区域的聚集在棒弱化过程中起着关键作用，导致中心质量浓度和特定角动量含量的净增加。我们发现，质量积累的效率从卫星的合并残留物的中心部分取决于轨道参数，以及卫星的形态。因此，不同的小合并模式显示不同程度的酒吧弱化事件。这表明，星系的小合并是一个合理的途径酒吧削弱盘星系。
2021-02-02 astro-ph.GA
The Global Dynamical Atlas of the Milky Way mergers: Constraints from Gaia EDR3 based orbits of globular clusters, stellar streams and satellite galaxies
银河系晕主要是由众多祖星系合并而成的。然而，我们对这一过程的了解仍然是不完整的，特别是关于合并的总数，它们的全球动力学性质和它们对银河系晕恒星人口的贡献。在这里，我们发现银河系合并通过检测分组的球状星团，恒星流和卫星星系的行动（$\mathbf{J}$）空间。虽然行动充分表征的轨道，我们还使用冗余信息的能量（$\textit{E}$），以提高分组之间的对比度。为此，我们使用$\textit{Gaia}$ EDR 3的$170$球状星团，$41$流和$46$卫星的测量，以获得他们的$\mathbf{J}$和$\textit{E}$。为了检测组，我们使用的$\texttt{ENLINK}$软件，再加上一个统计过程，占观察到的这些对象的相空间的不确定性。我们检测到的$N=6$组，包括以前已知的合并$\textit{Sagittarius}$，$\textit{Cetus}$，$\textit{Gaia-Sausage/Enceladus}$，$\textit{LMS-1/Wukong}$，$\textit{Arjuna/Sequoia/I'itoi}$和一个新的合并，我们称之为$\textit{Pontus}$。所有这些合并一起构成了$62$对象（我们的示例中是$\approx 25\%$）。我们讨论了它们的成员，轨道性质和金属丰度分布。我们发现银河系中三个最贫金属的星系流--“C-19…
2022-02-15 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
VINTERGATAN-GM: How do mergers affect the satellite populations of MW-like galaxies?
本文利用 VINTERGATAN-GM 模拟套件研究星系合并历史对卫星星系系统的影响，发现 $z \approx 2$ 合并后卫星数量差异可持续数个 Gyr，但在 $z=0$ 时被抹除，表明近期合并历史是重建宿主动力学特性的重要散布来源。
2024-01-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Clustering with JWST: Constraining Galaxy Host Halo Masses, Satellite Quenching Efficiencies, and Merger Rates at z=4-10
星系团的测量可以用来限制星系演化的许多方面，包括星系宿主晕质量，卫星淬火效率和合并率。我们模拟JWST星系聚类测量z $\sim$ 4 $-$ 10利用模拟星系样本的经验模型，宇宙机器。我们还采用了计划中的联合NIRCam和NIRSpec保证时间观测计划的调查足迹和典型深度，以生成逼真的JWST调查实现和高红移星系选择完整性模型。我们发现，星系聚类将测量与$\gtrsim$ 5 $σ$的显著性在z $\sim$ 4 $-$ 10。第一周期角星系团测量得到的晕质量精度，对于z为$\sim$ 4 $-$ 10的暗星系（-18 $\gtrsim$ $\mathit{M}_{\mathrm{UV}}^{ }$ $\gtrsim$ -19）为$\sim$ 0.2 dex，对于z为$\sim$ 4 $-$ 7的亮星系（$\mathit{M}_{\mathrm{UV}}^{ }$ $\sim$ -20）为$\sim$ 0.3 dex。专门的光谱跟踪超过$\sim$ 150弧分$^2$将提高这些精度$\sim$ 0.1 dex通过消除机会投影和低红移污染物。因此，未来的JWST观测将提供在再电离时代的恒星晕质量关系的第一个约束，并基本上澄清这种关系如何在z $>$ 4演变。我们还发现，$\sim$ 1000个单独的卫星将可识别在z $\sim$ 4 $-$ 8与JWST，使强大的测试卫星淬火演变超…
2019-07-04 astro-ph.GA
Resolving local and global kinematic signatures of satellite mergers with billion particle simulations
在这项工作中，我们提出了两个新的$\sim10^9$粒子自洽模拟的合并人马座状矮星系与银河系状盘星系。一种模型是剧烈的合并产生了一个厚圆盘，和一个盖亚-土卫二/香肠状的残余物。另一个是一个高度稳定的光盘，我们用它来说明如何改进的相空间分辨率使我们能够更好地研究已观察到的小，局部体积在银河系中，如$z-v_z$相位螺旋和集群在$v_{\mathrm{R}}-v_ϕ$平面的结构的形成和演变时，与以前的作品相比。局部$z-v_z$相位螺旋与整个盘的全局不对称性明显相关：我们发现2臂和1臂相位螺旋，它们分别与呼吸和弯曲行为相关。大力神般的移动群体是常见的，聚集在$v_{\mathrm{R}}-v_ϕ$在本地数据样本的模拟。这些群体从星系内部向外迁移，即使在没有星系棒的情况下也与观测到的金属丰度趋势相匹配。我们目前发布了最合适的“当今”合并快照以及未受干扰的星系进行比较。
2021-09-11 astro-ph.GA
Can a Satellite Galaxy Merger Explain the Active Past of the Galactic Center?
银河系中心（GC）的观测已经积累了大量的“法医”证据，表明几百万年前银河系的中心正在与恒星形成和吸积动力活动合作-这描绘了一幅与我们今天所理解的GC相当不同的画面。我们研究了一种可能性，这一时期的活动可能已经引发了卫星星系进入银河系的红移10开始，并结束了几百万年前与银河系的合并超大质量黑洞与中等质量的黑洞所带来的inspirling卫星的陷落。
2013-02-06 astro-ph.CO 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
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
The diversity of assembly histories leading to disc galaxy formation in a LambdaCDM model
在LambdaCDM宇宙学中形成的典型盘星系遇到了一个暴力的环境，在那里它们经常经历与大质量卫星的合并。盘星系在本机宇宙中无处不在的事实表明，它们的形成不需要静止的历史。现代宇宙学模拟现在可以获得相对真实的盘星系种群，但盘星系如何在大规模合并中幸存下来仍有待澄清。在这里，我们使用一套高分辨率的流体动力学模拟设置在一个LambdaCDM宇宙学阐明光盘遇到大规模合并的命运。我们提取了大约100个盘状星系的样本，并跟踪它们合并后形态的变化，跟踪它们的盘总比（D/T）。我们还研究了它们的现今形态，组装历史和气体分数之间的关系。我们发现，大约一半的今天盘星系经历了至少一个合并的卫星的总质量超过主机系统的恒星质量，三分之一的合并质量超过3倍的主机的恒星质量的卫星，和大约六分之一的合并质量超过10倍的主机的恒星质量的卫星。这些合并导致宿主的D/T急剧下降，但通常是暂时的，这意味着光盘通常被破坏，但随后迅速重新生长。要做到这一点，需要合并后的高冷气体分数，以及相对静止的最近历史（在z=0之前的几个Gyrs）。我们的研究结果表明，光盘可以形成通过不同的合并途径和静止的历史是不是光盘形成的主导模式。
2017-10-01 astro-ph.GA
Bar Formation During a Gaia-Sausage-Enceladus-like Merger Event
Tsung-Dao Lee Institute, Shanghai Jiao Tong University（上海交大汤川研究所）；Department of Astronomy, School of Physics and Astronomy, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学物理与天文学院天文学系）；State Key Laboratory of Dark Matter Physics, School of Physics and Astronomy, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学物理与天文学院暗物质物理国家重点实验室）；LIRA, Observatoire de Paris, Université PSL, CNRS（巴黎天文台PSL大学CNRS LIRA）
研究了盖亚-萨乌萨奇-恩塞拉都斯型合并事件对棒形成的影响，发现质量比决定棒的生存，而碰撞参数和轨道倾角影响较小。
2026-02-23 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
VINTERGATAN-GM: long-lived satellite planes induced by a massive GSE-like merger
Universidad Complutense de Madrid（马德里康普顿斯大学）；Lund University（隆德大学）；University of Surrey（萨里大学）；Durham University（杜伦大学）；University of Bath（巴斯大学）；Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学）
研究通过高分辨率模拟探讨大质量GSE类合并如何导致卫星平面形成，发现更高质量的合并产生更平面化和动力学更一致的卫星群体。
2026-11-02 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
Galaxy and Mass Assembly (GAMA): Probing the merger histories of massive galaxies via stellar populations
星系的合并历史可以通过对动力学的密偶的研究来追踪。这些星系由一个大质量的主星系和一个质量较小的次级星系（或卫星星系）组成。对次级（低质量）星系中紧密成对的恒星星族的研究提供了一种理解星系合并生长的方法。在这里，我们专注于涉及至少一个大质量星系的系统-在高度完整的伽马巡天中，恒星质量超过$10^{11}M_\odot$。我们的工作样本包括2，692个卫星星系光谱（0.1<z<0.3）。这些光谱组合成高S/N堆栈，并根据“内部”参数，卫星星系（即次级）的恒星质量和“外部”参数，选择主星系对中的质量，或相应的暗物质晕的质量。我们发现，人口的年龄相对于环境的显着变化。在固定质量的情况下，大部分质量星系周围的卫星都比较老，而且可能更富含金属，在低质量卫星的子集（$\sim 10^{10}M_\odot$）中，年龄相差约1- 2 Gyr。这些变化是类似的堆叠时，相对于晕质量的组，其中对嵌入。低质量卫星的人口趋势与大质量星系外部区域发现的旧恒星年龄一致。
2017-03-01 astro-ph.GA
Disk tilts in Milky Way-like galaxies and their link to mergers
School of Astronomy and Space Sciences, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学天文前沿研究所）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Institute for Astronomy the School of Physics, Zhejiang University（浙江大学物理学院天体物理研究所）
本研究基于TNG50模拟的93个银河系质量星系，发现类银河系星系的盘倾斜多由小质量卫星星系并合触发，平滑演化阶段的倾斜速率慢，强倾斜星系仍能维持薄恒星盘。
2026-10-16 astro-ph.GA
On the identification of merger debris in the {\it Gaia} Era
我们模拟银河系恒星晕的形成，通过吸积的卫星星系到一个时间依赖的半宇宙星系势。我们的目标是以接近{ \it盖亚}任务可能的方式来表征这些吸积事件留下的子结构。我们已经创建了一个合成的{ \it盖亚}太阳邻域目录，通过卷积从我们被破坏的卫星的恒星粒子的6D相空间坐标与{ \it盖亚}测量误差的最新估计，并包括由于银河系盘和凸起的现实背景污染。我们发现，即使在考虑了预期的观测误差后，所得到的相空间也充满了子结构。我们能够成功地隔离大约50%的不同的卫星有助于'太阳邻居'通过应用能量角动量空间的均值漂移聚类算法。此外，傅立叶分析的轨道频率的空间，使我们能够获得准确的时间估计，因为吸积约30%的回收卫星。
2010-04-28 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
The imprint of satellite accretion on the chemical and dynamical properties of disc galaxies
目的：我们研究了宇宙学的组装历史对螺旋星系盘的化学和动力学性质的影响。方法：我们利用{ \tt RaDES}（Ramses Disc Environment Study）模拟的Milky Way质量，完全宇宙学圆盘。我们通过检查卫星与星系盘的接近程度来分析它们的组装历史，而不是它们的合并树，以更好地衡量哪些卫星会影响星系盘。我们给出了模拟星系的恒星年龄和金属丰度剖面、恒星年龄-金属丰度关系（AMR）、恒星年龄-速度色散关系（AVR）和恒星年龄分布（SAD）。结果如下：组装历史可以分为三个不同的阶段：i）合并主导阶段，此时发生大量质量比为$\sim$ 1：1的合并（平均持续$\sim$ 3.2 $\pm$ 0.4 Gyr）; ii）较安静阶段，发生$\sim$ 1：10合并（持续$\sim$ 4.4 $\pm$ 2.0 Gyr）-这两个阶段能够运动学地加热盘并产生在其整个径向延伸上化学混合的盘; iii）“长期”阶段，其中发生的少数合并具有低于1：100的质量比，并且不影响盘的性质（持续$\sim$ 5.5 $\pm$ 2.0 Gyr）。阶段ii以最终合并事件（在时间$t_\mathrm{jump}$）结束，标志着AMR、AVR和SAD中重要径向差异的开始。结论：反转AMR的趋势，在光盘的外部，为年轻的恒星比$t_\mathrm{jump}$，被发现作为径向运动和恒星形成的卫星暂时位…
2015-12-02 astro-ph.GA
Dynamics of Stellar Disk Tilting from Satellite Mergers
银河系的恒星盘会因卫星星系及其相关潮汐碎片产生的扭矩而倾斜。在这项工作中，我们探讨了磁盘倾斜的动力学运行N体模拟合并在一个孤立的，各向同性的银河系样的宿主星系，不同的卫星维里质量，初始位置和轨道。我们开发和验证的第一性原理的动力学的理解，管理如何主机星系的恒星盘响应卫星的暗物质碎片。我们发现，磁盘倾斜的程度可以是大的宇宙学动机的合并历史。特别是，我们的研究结果表明，银河系盘可能仍然在倾斜，以回应盖亚香肠土卫二，银河系历史上最重要的最近合并之一。这些发现对地面直接探测实验有影响，因为磁盘倾斜改变了太阳相对于合并星系留下的暗物质子结构的相对位置。
2022-11-24 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The Sinking Statistics of Dark Matter Subhalos Across Hierarchical Levels
Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）；Leiden University（莱顿大学）；Peking University（北京大学）；Nanjing University（南京大学）；Chinese Academy of Sciences（中国科学院）
研究通过ΛCDM模拟探讨次亚晕的分层合并，发现下沉事件主要发生在相邻层级间，且次亚晕与宿主的高质量比促进合并统计，揭示了分层合并的复杂性。
2026-09-04 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 Andromeda galaxy's most important merger about 2 billion years ago as M32's likely progenitor
虽然仙女座星系（M31）的邻近提供了一个了解合并如何影响星系的机会，但关于M31最重要的合并仍然存在不确定性。先前的研究分别集中在巨大的恒星流或M32对M31盘的影响上，从而提出了许多重要的卫星相互作用。然而，M31的盘面加热模型和M31外围不同潮汐子结构的恒星星族之间的相似性都表明了一个单一的大合并。M31的恒星晕（其外部低表面亮度区域）是由卫星的潮汐碎片形成的，并提供了有关其重要合并的信息。在这里，我们使用星系形成的宇宙学模型来证明，M31的大质量和富含金属的恒星晕，包含了中等年龄的恒星，大大缩小了允许相互作用的范围，需要一个单一的主导合并与一个大星系（恒星质量约为2.5 x 10^10太阳质量，本星系群的第三大成员）约2 Gyr前。这个单一的事件解释了许多以前被单独考虑的观测结果：M31的致密且富含金属的卫星M32可能是分裂星系的剥离核心，其旋转的内部恒星晕包含了大部分合并碎片，巨大的恒星流可能是在合并过程中被抛出的。这种相互作用可以解释M31在大约2 Gyr前的恒星形成的全球爆发，其中大约五分之一的恒星形成。此外，M31的盘和凸起已经就位，这表明这种规模的合并不需要对星系结构产生显着影响。
2018-07-23 astro-ph.GA
The structure of accreted stellar streams
银河系的许多球状星团可能是从早已与银河系合并的卫星星系中吸积而来的。当这些球状星团易受潮汐破坏时，这一过程可能已经在母卫星内部开始，导致卫星内部的早期恒星流。当母卫星与银河系合并时，球状星团和它合并前的恒星流在一个有点混乱的过程中被吸积。在这里，我们调查的吸积流合并后，我们会看到它今天使用一套模拟吸积事件的属性。我们发现，吸积过程导致了广泛的行为，但一般散射的吸积流在一个广泛的，二维的天空区域。这种行为的范围从一组几个或更多定义明确的“子流”，从合并后的薄流延伸出数十度，到更广泛地分散在天空大部分地区的碎片，这取决于合并发生时离银河中心有多近。模拟流模拟盖亚一样的观察，我们证明了一个吸积流组件可以解释的偏离轨道的功能，观察到的GD-1流。子流可以看起来像薄的潮汐流本身，似乎与合并后的流无关，这增加了在银河系中观察到的一些无祖先流是在古代合并事件中创建的单个或几个吸积流的一部分的可能性。
2022-01-26 astro-ph.GA
Neutron star mergers as the astrophysical site of the r-process in the Milky Way and its satellite galaxies
核合成工作的最新进展以及与引力波源GW 170817有关的千诺瓦的发现表明，中子星合并（NSM）可能是r-过程的一个场所。然而，一些关于银河系化学演化的研究指出，这一观点与银河系中观测到的恒星丰度特征之间存在着不一致：（a）Eu在低（晕）金属丰度时的存在;（b）Eu/Fe在高（盘）金属丰度时的下降趋势。在这项研究中，我们探讨了银河系的晕，盘和卫星矮星系的化学演化。特别注意的延迟时间分布的形式为Ia型超新星（SN Ia）和NSM。星系晕被模拟为具有不同质量的独立演化的积木星系的系综。单个的构造块以及圆盘和卫星矮星被视为混合良好的单区系统。我们的结果表明，上述不一致可以解决，因此NSM可以是银河系中唯一的r-过程网站，只要延迟时间分布满足以下条件：（i）第一个Ia超新星的出现有一个长的延迟（~1 Gyr）（或其数量的缓慢早期增加）和（ii）一个额外的早期组件提供>~ 50%的所有NSM的延迟~0.1 Gyr。在我们的模型中，晕中的r-过程增强型和r-过程缺乏型恒星似乎分别起源于超暗的矮星和大质量的积木。我们的结果还表明，双中子星的出生踢对盘中Eu的演化有一定的影响。
2021-06-07 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
The environmental dependence of gas accretion onto galaxies: quenching satellites through starvation
陷入巨大光环的星系可能不再能够从周围环境中吸积气体，这一过程被称为卫星的“饥饿”或“扼杀”。我们使用宇宙学、流体动力学EAGLE模拟研究了星系气体吸积的环境依赖性。我们量化气体吸积对恒星质量，红移和环境的依赖，使用晕质量和星系过密度作为环境指标。我们发现了一个强大的抑制，由许多数量级，气体吸积率在稠密的环境中，主要是卫星星系。这种抑制在较低的红移处变得更强。然而，对于卫星来说，吸积率的分散性非常大。这是（至少部分）由于盐心半径的变化，因为气体吸积在较小的半径更受抑制。中心星系受环境影响较小，气体吸积率的分散性也较小。恒星形成率的中心和卫星显示类似的行为，他们的气体吸积率。气体吸积率和恒星形成率之间相对较小的差异表明，星系通常在更高的恒星质量，更低的红移和更密集的环境中更快地耗尽其气体储存。我们的结论是，环境对气体吸积的抑制可以直接导致恒星形成的淬灭。
2016-12-21 astro-ph.GA
Disrupted dwarf binary merger as the possible origin of NGC 2419 and Sagittarius stream substructure
本研究通过$N$体模拟提出，卫星矮星系对经历坠落前合并后坠入宿主，可解释NGC 2149与Sagittarius残骸的巨大分离及Sagittarius流的复杂特征。
2023-08-03 astro-ph.GA
Early-type galaxy spin evolution in the Horizon-AGN simulation
利用Horizon-AGN模拟数据，研究了$z \simeq 1$后合并和环境效应在形成早型星系自旋中的相对作用。我们跟踪了10，037个质量大于10个$^{10} \rm \, M_{\odot}$的色选ETG的自旋演化，这些ETG分为四组：星团中心（3%），星团卫星（33%），集团中心（5%）和场ETG（59%）。我们发现了一个很强的慢转子分数，$f_{\rm SR}$，和大规模ETG的平均自旋的质量依赖性。虽然我们没有发现$f_{\rm SR}$的明显的环境依赖性，但在卫星ETG驱动的自旋参数的平均值中可以看到微弱的趋势，因为它们随着环境变得更密集而逐渐失去自旋。星系合并似乎是总自旋变化的主要原因，在94%的中央ETG与$M_{vir} > 10^{12.5}\rm M_{\odot}$，但只有22%的卫星和外地ETG的晕。我们发现，非合并引起的潮汐扰动更好地与卫星ETG星系自旋下降比合并。考虑到大多数ETG在稠密环境中不处于中心位置，我们得出结论，非合并潮汐扰动效应在局部（$z < 1$）宇宙中观察到的ETG自旋演化中发挥了关键作用。
2018-04-14 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
The weak connection between the stellar haloes and merger histories of Milky Way-mass galaxies
本研究基于EAGLE模拟分析银河系质量星系的恒星晕与并合历史的关联，发现恒星晕质量占比并非并合活动的可靠指标，低恒星晕占比的盘星系也可能拥有活跃并合历史。
2025-08-26 astro-ph.GA
The Zurich Environmental Study (ZENS) of Galaxies in Groups along the Cosmic Web. V. Properties and Frequency of Merging Satellites and Centrals in Different Environments
我们使用苏黎世天体物理研究（ZENS）数据库，调查合并分数$Γ$和合并星系的性质的环境依赖性在一个样本的~1300组星系与$M>10^{9.2}M_\odot$和0.05<z<0.0585。在我们的研究中调查的所有星系质量箱中，我们发现$Γ$在具有晕质量$M_{HALO}>10^{13.5} M_\odot$的组中相对于质量较小的系统减少了~2-3倍，这表明在大的势阱中合并活动受到抑制。仅在松弛群的基准情况下，我们测量了一个变化$ΔΓ/Δ\log (M_{HALO}) \sim - 0.07$ dex $^{-1}$，它几乎与星系质量和合并阶段无关。在星系质量$>10^{10.2} M_\odot$，大多数合并是干吸积淬火卫星到淬火中心，导致一个强大的增加$Γ$减少集团中心的距离在这些质量scales.Both卫星和中央星系在这些高质量的合并没有不同的颜色和结构特性从控制样本的非合并星系的质量和等级相等。在星系质量$<10^{10.2} M_\odot$，我们主要探测卫星-卫星对和恒星形成系统之间的合并，而紧密对（投影距离$<10-20$ kpc）显示$\sim2\times$增强（特定）恒星形成率和$\sim1.5\times$比类似质量的非合并卫星更大的尺寸。在合并和控制样本卫星种群的大小和SFR的增加导致类似的表面恒星形成密度。
2015-01-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The coherent satellite velocity field around the interacting spiral galaxy pair NGC5713/19: signature of two galaxy groups merging
本文分析 NGC5713/19 相互作用星系对及其14个卫星星系的相干速度场，检验四种模型后指出，该系统最可能是两个小星系群沿宇宙纤维并合，并正在形成共转卫星系统。
2025-07-25 astro-ph.GA
The Formation History of Subhalos and the Evolution of Satellite Galaxies
土星构成了整个星系人口的一个重要部分，并被认为是在暗物质subhalos形成。在这里，我们使用宇宙学流体动力学模拟TNG 100调查如何形成的历史的subhalos影响其宿主星系的属性和演化。我们使用一个缩放的形成时间（$a_{\rm nf}$）来表征的质量组装的subhalos的历史之前，他们被大量的主机晕吸积。我们发现，卫星星系在年轻的subhalos（低$a_{\rm nf}$）是质量较低，更丰富的气体，并有更强的恒星形成和更高的分数的异地恒星质量比卫星在老subhalos（高$a_{\rm nf}$）。此外，这些低$a_{\rm nf}$卫星需要比高$a_{\rm nf}$对应物更长的时间尺度来作为群体猝灭。我们发现在快速吸积（FA，$a_{\rm nf}<1.3$）和缓慢吸积（SA，$a_{\rm nf}>1.3$）subhalos卫星之间的合并历史非常不同。对于FA卫星，星系合并的频率显着增加后吸积，这增强了恒星形成吸积。而对于SA卫星，在整个吸积过程中，合并过程是平滑而连续的。此外，与FA卫星的合并主要发生在吸积之后，而SA卫星则相反。我们的研究结果提供了深入了解卫星人口的演变和恒星形成淬火。
2020-03-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
A relic from a past merger event in the Large Magellanic Cloud
根据标准的宇宙学假设，我们今天观测到的大星系通过与较小的卫星星系合并达到了它们目前的质量（Moore et al.1999）。对于卫星本身来说，这种分层过程预计将在较小的规模上发生，这应该是从较小的构建块的吸积中建立起来的（D 'Onghia & Lake 2008）。检验这一预测的最好机会是观测银河系中质量最大的卫星：大麦云云（LMC）。较小的星系已经被发现围绕LMC运行（Erkal & Belokurov 2020，Patel et al. 2020），但到目前为止，相互作用的唯一证据与附近的小麦哲伦云（SMC）的轨道相互作用有关，这是最大的LMC卫星。在这项工作中，我们报告了可能发现过去的合并事件，LMC经历了一个星系的恒星形成效率低，可能有一个恒星质量类似的矮球状星系。这颗前大麦哲伦星系卫星现在已经完全溶解，旧的球状星团（GC）NGC 2005作为其碎片的一部分沉积下来。这个GC是这个古老合并事件的唯一幸存的见证者，通过其独特的化学成分可以识别。这一发现是观测证据，表明层次组装过程也在塑造我们最近的卫星。
2021-10-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
The special growth history of central galaxies in groups and clusters
星系群和星系团中的中央星系（CG）被认为在早期形成并聚集了相当大一部分恒星质量，但它们也通过星系自食在晚期吸积了相当大的质量，即与经历动力学摩擦的伴星群或星系团星系合并。这些合并对CG的结构和运动学的影响不仅取决于吸积卫星的性质，而且还取决于相遇的轨道参数。在这里，我们提出了数值模拟的结果，旨在估计合并的卫星的轨道参数的分布由CG在组和集群中的蚕食。由于动力摩擦，卫星轨道的演变损失了能量和角动量，没有明显的轨道圆化趋势。中心卫星相遇的轨道参数的分布是显着不同的分布中发现的晕晕合并在宇宙学模拟。被CG吸积的卫星的轨道平均来说比宇宙学的晕-晕相遇的轨道约束更小，偏心率也更小。我们提供了适合的中央卫星合并轨道参数的分布，可用于研究合并驱动的CG的标度关系的演变。
2017-01-13 astro-ph.GA
Mergers in Lambda-CDM: Uncertainties in Theoretical Predictions and Interpretations of the Merger Rate
不同的方法导致预测星系合并率的数量级变化。我们研究并量化了主要的不确定性。不同的晕合并率和subhalo的“破坏”率同意在一个因素~2给予适当的照顾的定义。然而，如果（子）晕质量没有被适当地定义或分辨率不足，主要的合并率可以显着抑制。星系合并率的主要差异是由于重子物理学。没有反馈的流体动力学模拟和与观测到的星系质量函数不一致的旧模型在合并率中传播了5倍的偏差。然而，如果模型匹配的星系质量函数，中央星系的属性是足够收敛，合并率的差异很小。但是卫星重子物理的变化也有戏剧性的影响。在大多数半解析模型（SAM）中，卫星“过度淬火”的已知问题，即SAM卫星过于有效地剥离气体，可能导致低质量，富含气体的星系合并率的数量级低估。将卫星属性固定到观测值往往会预测更高的合并率，但具有因子2的经验不确定性。质量比定义的选择很重要：在低质量时，大多数真正的主要合并（在重子/动力学星系质量中）在恒星或光度质量比中看起来都是次要的合并。使用这些标准的观察和模型可能会低估主要的合并率的因素~5。轨道参数和气体分数也引入因子3的合并形成的隆起量的差异，即使是固定的质量比遇到。
2010-09-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mass growth and mergers: direct observations of the luminosity function of LRG satellite galaxies out to z=0.7 from SDSS and BOSS images
我们提出了一个统计研究的星系周围的发光红星系（LRGs）的平均红移<z>=0.34和<z>=0.65的光度函数。亮度函数是通过提取40，000多个LRG周围的源测光并使用随机选择的控制字段减去前景和背景污染而得出的。我们表明，在这两个研究的红移的LRG和他们的卫星星系的平均光度函数拟合不佳的Schechter函数由于中心和他们最明亮的卫星之间的光度差距。我们利用Schechter函数加上对数正态分布的双分量拟合来证明LRG通常比它们最明亮的卫星亮约1.3个星等。这种光度差距意味着LRG环境中的相互作用通常仅限于质量比为1：4或更低的微小合并。光度函数进一步暗示，环境中大约35%的质量被锁定在LRG本身，支持环境中不太可能通过主要合并实现质量增长的观点。最后，我们表明，亮度差距可能至少部分地解释了LRG的选择的间隙可以通过稀疏采样的Schechter函数再现。在这种情况下，LRGs可能只是类似质量晕的一小部分中央星系。
2012-02-03 astro-ph.CO 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
Predicting accreted satellite galaxy masses and accretion redshifts based on globular cluster orbits in the E-MOSAICS simulations
球状星团（GC）的年龄和金属丰度被认为是其祖先星系性质的强有力的示踪剂，使它们能够用于确定星系的合并历史。然而，虽然有用的GC分离成个人的吸积事件，GC集团本身的轨道已经收到较少的关注，作为其祖先星系属性的探针。在这项工作中，我们使用模拟的星系和GC系统的E-MOSAICS项目，以探讨如何当今的轨道性质的GC是相关的属性，他们的祖先星系。我们发现由吸积事件沉积的GC的轨道对卫星星系的质量和合并红移是敏感的。早期的合并和较大的星系质量使GC沉积在较小的中值远心点和较低的总轨道能量处。因此，吸积星系群的轨道性质可以用来推断其祖先星系的性质，尽管星系质量和吸积时间之间存在简并。将GC轨道与其他示踪剂（GC年龄，金属丰度）相结合将有助于打破星系质量/吸积时间简并，从而对它们的祖先星系的性质产生更强的约束。原位GC通常比吸积GC的轨道能量低（小的远心），但是它们表现出大的高能量尾巴，甚至逆行轨道（相对于现在的圆盘），显示出与吸积GC的显著重叠。将结果应用于银河系GC群表明，盖亚香肠/土卫二的合并红移为$z \sim 1.5$，“低能量”/海怪群的合并红移为$z>2$，进一步证明银河系在过去有两次重大合并。
2020-10-21 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
SDSS-IV MaNGA: Evidence for enriched accretion onto satellite galaxies in dense environments
我们调查的环境依赖性的本地气相金属丰度的样本中的恒星形成星系的MANGA调查。恒星质量在$9<\log(M_{*}/M_{\odot})<10$范围内的卫星星系的金属丰度比类似恒星质量的中心星系高$\sim 0.05 \, \mathrm{dex}$。在低质量的卫星人口，我们发现，星际介质（ISM）的金属丰度最强烈地依赖于恒星质量的星系是中央的晕，虽然没有明显的差异，在金属丰度梯度。在固定的恒星总质量，卫星的高质量（$M_{*}>10^{10.5} \, \mathrm{M_{\odot}}$）的中心是$\sim 0.1 \, \mathrm{dex}$更丰富的金属比卫星的低质量（$M_{*} < 10^{10} \, \mathrm{M_{\odot}}$）的中心，控制当地的恒星质量表面密度和气体分数。拟合气体调节器模型的spectrometer数据，我们能够占当地的气体分数，恒星质量表面密度和当地的逃逸速度依赖的外流的变化。我们发现，金属丰度差异的最好解释是不同环境之间的吸积气体的平均金属丰度的变化，这取决于每个晕中的主导星系的恒星质量。这被解释为最近模拟预测的稠密环境中星系之间交换富集气体的证据。
2019-09-10 astro-ph.GA
The Outer Stellar Halos of Galaxies: how Radial Merger Mass Deposition, Shells and Streams depend on Infall-Orbit Configurations
星系合并是星系演化的基本组成部分。为了研究不同类型的星系合并产生的质量分布，我们提出了一个模拟套件的36个高分辨率的孤立合并模拟，探索了广泛的参数空间的质量比（μ = 1：5，1：10，1：50，1：100）和轨道参数。我们发现，迷你合并存款更高的分数，其质量的外晕相比，未成年人合并，而他们的贡献，中央质量分布是高度依赖于轨道碰撞参量：对于较大的近心距离，我们发现，主机星系的中心几乎没有被合并粒子污染。我们还发现，由此产生的径向质量分布的迷你合并的中位数显着不同的简单的理论潮汐力模型的预测。此外，我们发现，迷你合并可以增加主机盘的大小显着而不改变星系的整体形状，如果影响发生在盘平面，从而提供了一个可能的解释扩展的低表面亮度磁盘的观测报告。最后，我们发现明确的证据表明，流是一个强有力的指示，近圆形的卫星（具有较大的角动量），而外壳的外观清楚地指向（近）径向卫星的下落。
2019-06-22 astro-ph.GA
Early galaxy growth: mergers or gravitational instability?
我们研究了早期宇宙中星系的空间分辨形态。我们考虑一个典型的红移z = 6的Lyman Break星系，“Althaea”从SERRA流体动力学模拟。我们创建模拟静止帧紫外线，光学和远红外观测，并进行二维形态分析，从子结构（合并卫星或恒星形成区域）中分离星系盘。我们发现[CII] 158 μ m发射区的有效半径比光学半径大1.5 - 2.5倍，与最近的观测结果一致。在我们模拟的星系中，这个[CII]晕是恒星外流和星系紫外线场的碳光电离的联合效应，而不是来自附近未分辨卫星的发射。在当前观测的典型角分辨率（> 0.15”）下，只能探测到合并卫星;探测恒星形成区需要< 0.05”的分辨率。[CII]探测到的卫星与星系盘的投影距离为2.5 kpc，而恒星形成区则嵌入在星系盘本身中（距离< 1 kpc）。这表明，文献中报道的分离度> 2 kpc的多组分系统正在合并卫星，而不是银河系的子结构。最后，在我们的模拟地图中发现的恒星形成区域遵循星系盘的局部L[CII] - SFR_UV关系，尽管采样的是低光度，低SFR分布的尾部。我们表明，未来的JWST观测，桥接紫外线和[CII]数据集，将非常适合于表征星系的子结构，这要归功于它们对低金属含量和尘埃遮蔽区域的灵敏度。
2020-09-08 astro-ph.GA
Contributions to the accreted stellar halo: an atlas of stellar deposition
恒星晕的吸积成分是由几个卫星的贡献组成的，它们以不同的质量，在不同的时间，在不同的轨道上落在它们的宿主上。这项工作使用了一套理想化的，无碰撞的N体模拟较小的合并和粒子标记技术，以了解这些不同的成分如何塑造每个贡献的吸积晕，在密度和运动学。我发现，更大质量的卫星将它们的恒星更深地沉积在宿主的引力势中，动力学摩擦使其产生明显的分离。早期的吸积事件对晕的内部区域贡献更大;更集中的次晕通过增加的动力学摩擦下沉更深。落星时母星的轨道圆度只对低质量卫星很重要：动力摩擦有效地辐射了最大质量的小合并，消除了卫星与宿主维里质量比$\gtrsim1/20$的落星轨道印记。每个卫星贡献的恒星的运动学也与卫星质量有关：低质量卫星贡献快速移动的种群，在有序的旋转和径向速度色散中。反过来，大质量卫星的贡献具有较低的速度色散，并因动力学摩擦而失去角动量，导致强烈的径向各向异性。
2016-09-02 astro-ph.GA
Merger Shocks Enhance Quenching in Local Galaxy Clusters
本研究发现托管射电遗迹的低红移星系团中存在猝灭增强，对低质量星系尤为显著，并指出星系团内介质中的并合激波通过升高卫星星系经历的冲压压来驱动环境猝灭。
2024-07-25 astro-ph.GA
The impact of environment and mergers on the HI content of galaxies in hydrodynamic simulations
我们定量地研究吸积和环境的影响，在宇宙流体动力学模拟再现基本观察到的趋势，HI在星系中的星系的HI含量。我们表明，我们的模型广泛地再现了所观察到的分散在HI在一个给定的恒星质量量化的HI质量函数箱的恒星质量，以及HI丰富度与当地星系密度。这表明，预测的HI波动和环境影响与数据大致一致，只有很少的微小差异。对于>= 10^12 M_* 晕的卫星星系，HI丰度分布是双峰的，并向最大晕质量下降。一旦一个星系进入一个更大质量的晕，HI的消耗率在更高的晕质量下更快，与此相反，特定的恒星形成率在衰减率与晕质量之间的变化要小得多。这表明，直到这里探测的晕质量尺度（<= 10^14 M_*），恒星形成主要通过饥饿而减弱，但是一旦存在热气体晕，HI也通过剥离而被去除。在低质量的晕，卫星的HI丰富度是独立的半径，而在高质量的晕，他们成为向中心的气体贫乏。我们发现卫星星系和中心星系的气体含量从z=5到z=0逐渐减少，相互跟踪，直到z~1，之后卫星星系的HI含量下降得更快，特别是对于最高的晕质量。合并在一定程度上增加了HI的丰富性和分散的平均值的关系，跟踪金属丰度的方式与所产生的流入波动一致，而恒星形成显着提高相对于HI。
2015-09-15 astro-ph.GA
LARgE Survey -- III. Environments of Ultra-Massive Passive Galaxies at Cosmic Noon: BCG progenitors growing through mergers
我们研究了61个极其罕见的z~1.6超大质量被动演化星系的环境（UMPEGs：恒星质量M_stars >10^11.5 M_sun），根据Cheema等人（2020）提出的聚类分析，这似乎与非常大的质量有关。（M_halo ~ 10^14.1 h^-1 M_sun）暗物质晕，它们可能是z~0质量（后发座和室女座状）星系团的祖先。我们发现UMPEG平均只有不到一个质量比M_sat：M_UMPEG >~ 1：5的卫星星系（即，M_sat >~ 10^10.8 M_sun）;我们观察到的典型UMPEG和它最大质量的卫星之间的大质量差距意味着z~1.6 UMPEG通过主要合并组装。利用观测到的卫星计数和文献中的合并时间尺度，我们估计质量比> 1：4的合并导致的增长率为~13% Gyr^-1（具有~ 2倍的系统不确定性）。这种相对较低的增长率不太可能显著影响恒星质量函数的大质量端的形状，其演化必须由新的超大质量恒星形成星系群的淬火驱动。然而，这个增长率足够高，如果维持到z~0，典型的z~1.6 M_UPEG =10^11.6 M_sun UPEG可以成长为现今大质量星系团的M_stars~10^12 M_sun最亮星系团（BCG）。我们的观察有利于这样一种情况，即我们的UMPEGs是当今一些BCGs的主分支祖细胞，这些BCGs首先通过高红移的大合并进行组装，并在稍后的时间通过（可能是小的）合…
2020-03-18 astro-ph.GA
MUSE Study of Two Giant Low-surface-brightness Galaxies with Compact Satellites
Sternberg Astronomical Institute, Moscow M.V. Lomonosov State University（莫斯科罗蒙诺索夫国立大学斯特恩伯格天文研究所）；Astronomisches Rechen-Institut, Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg（海德堡大学天文学计算中心）；Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, CNRS, Laboratoire Lagrange（蔚蓝海岸大学、蔚蓝海岸天文台、法国国家科学研究中心拉格朗日实验室）；Center for Astrophysics — Harvard and Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）；Faculty of Physics and Earth System Sciences, Leipzig University（莱比锡大学物理与地球系统科学学院）；Faculty of Physics, Moscow M.V. Lomonosov State University（莫斯科罗蒙诺索夫国立大学物理学院）
研究通过MUSE观测发现两个大低表面亮度星系经历不同合并历史，其中AGC 192040经历顺行轨道合并，UGC 1382经历逆行轨道多次合并。
2026-02-02 astro-ph.GA
The major merger origin of the Andromeda II kinematics
据报道，有两个本星系群矮星系存在长轴自转（即绕长轴自转）：仙女座II，M31的矮球状卫星，和凤凰，一个过渡型矮星系。长轴自转可能是矮星系之间过去主要合并的一个特殊指标。我们发现，这种类型的旋转不能在潮汐搅拌的情况下，其中的卫星被改造从盘状到球状的主星系的潮汐力。然而，我们成功地再现了观测到的仙女座II运动学控制，自洽的模拟等质量的盘状矮星系之间的合并径向或接近径向轨道。在包括气体动力学，恒星形成和冲压压力剥离的模拟中，我们能够再现更多的仙女座II观测到的特性：不寻常的旋转，双峰恒星形成历史和两个恒星星族的空间分布，以及缺乏气体。我们支持这种情况下，证明合并起源的长轴旋转的宇宙学背景下，充分解决星系的大尺度宇宙流体动力学模拟的插图。
2018-09-12 astro-ph.GA
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
Dark satellites and the morphology of dwarf galaxies
LambdaCDM宇宙学模型最强有力的预测之一是围绕所有类型星系运行的暗卫星的存在。在这里，我们专注于这样的卫星对盘状矮星系的动力学效应，并证明这些遭遇可以是戏剧性的。虽然M_sat > M_d的合并并不常见，但由于较低的重子含量，它们在矮尺度上比L_*-星系更频繁地发生。作为一个例子，我们提出了一个数值模拟的20%（维里）的质量比合并之间的暗卫星和一个盘状矮星（类似于天炉座矮星系的光度），这表明合并残留物有一个球状形态。我们的结论是，暗卫星的扰动提供了一个合理的路径形成的dSph系统，也可能引发恒星爆发在富含气体的矮星系。因此，从盘状到通常是无定形的、不规则的或球状的矮星形态的转变，可能是迄今无法观测到的暗卫星动态加热的自然结果。
2012-06-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
A single-merger scenario for the formation of the giant stream and the warp of M31
我们认为矮球状星系的吸积作用为巨大的南流和M31的翘曲提供了一个共同的起源。我们运行了大约40个完整的N体模拟与现场M31，不同的质量和密度分布的星系，宇宙学合理的初始轨道参数。一个模型，其中一个暗物质丰富的矮椭球体，其轨迹位于薄平面上的M31的共转卫星，是吸积从其周转半径约200千磅/秒到M31在约3 Gyrs前的全方位的观测数据得到了很好的协议。这颗卫星在银河系的势阱中运行时被破坏，形成了巨大的气流，反过来又加热和扭曲了M31的圆盘。我们表明，我们的宇宙学动机的模型是赞成的运动学数据的现象学模型中，卫星开始从近距离的M31的下降。我们的模型预测，被破坏的卫星的残留物驻留在M31的东北大陆架区域。这里的结果表明，M31的幸存卫星在同一个薄平面上运行，就像被破坏的卫星曾经做的那样，可能都是从星系际细丝吸积而来的。
2013-07-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
