Classifying merger stages with adaptive deep learning and cosmological hydrodynamical simulations
本研究基于IllustrisTNG模拟生成JWST模拟图像，训练深度学习模型对比单/两阶段并合阶段分类方案，发现单阶段方案表现更优，且并合时间、图像信噪比会影响分类性能，给出了并合前样本的最优选取时间阈值。
2025-02-10 astro-ph.GA
Merging Galaxies in Isolated Environments II. Evolution of Star Formation and Accretion Activity during the Merging Process
本研究基于600个近邻孤立并合星系样本，分析并合过程中恒星形成增强与AGN占比演化，发现并合可增强所有形态星系的恒星形成，且增强效应长期持续，未发现AGN占比与并合阶段的明确关联。
2024-09-19 astro-ph.GA
The MOSDEF Survey: Differences in SFR and Metallicity for Morphologically-Selected Mergers at z~2
我们研究了55个在z~2处形态学上确定的合并星系系统的性质。这些系统被标记为合并的基础上的功能，如潮汐尾，双核，和不对称。我们的样本来自MOSFIRE深演化场（MOSDEF）调查，以及相同红移的孤立星系的对照样本。我们考虑恒星质量，恒星形成率（SFR），并合并和非合并系统的气相金属丰度之间的关系。在局域宇宙中，合并系统的特点是在给定的质量下，与孤立系相比，合并系统的SFR升高，金属丰度降低。我们的研究结果表明，对于z~2处的固定恒星质量，相对于非合并系统，合并系统的SFR增强，金属丰度亏损，尽管需要更大的样本来建立这些具有更高统计意义的初步结果。在未来的工作中，重要的是要确定在高红移合并中增强的SFR和压抑的金属丰度是否偏离了“基本金属丰度关系”，就像在局部宇宙中的合并中观察到的那样，从而阐明星系相互作用期间的气体流动。
2020-11-26 astro-ph.GA
Galaxy evolution in merging clusters: The passive core of the "Train Wreck" cluster of galaxies, A520
星系团的合并是宇宙大爆炸后能量最大的事件。随着多目标光谱学和X射线数据的可用性的增加，越来越多的局部集群被认为是在各种尺度上表现出最近或过去合并事件的迹象。我们的目标是探索这些合并如何影响其成员星系的演化和内容。我们的具体目标是回答以下问题：淬火的恒星形成合并集群相比，放松集群增强？难道，这是一个先有先有后有的“明星效应”吗？我们获得了合并星系团Abell 520场中超过400个星系的光谱。我们将这些观测结果与档案数据相结合，以全面了解这个合并星团成员的恒星形成状态。最后，我们将这些观测结果与亚利桑那星系团红移巡天（ACReS）中相同红移的10个非合并星系团的对照样本进行了比较。我们将成员星系分为被动的，恒星形成的或最近熄灭的，这取决于它们的光谱。合并的核心显示，与非合并样本中的星系团相比，恒星形成星系的比例有所下降。这一区域主要由被动星系组成，沿着合并的轴线延伸。我们发现证据的快速淬火的星系在核心通道没有恒星爆发的合并（~0.4Gyr）的时间尺度上的迹象。此外，我们还报告了沿着主灯丝的一个下降组的初步发现，目前在合并中心的2.5百万秒差距。这个星系群包含了大量的恒星形成星系，以及我们调查中所有最近淬灭星系的2/3。
2017-07-22 astro-ph.GA
Galaxy Zoo: The properties of merging galaxies in the nearby Universe - local environments, colours, masses, star-formation rates and AGN activity
在Darg et al.（2009;以下简称D 09 a）的研究之后，我们使用银河动物园项目的视觉分类，从SDSS中抽取了3003对合并星系的样本，探索了环境，光学颜色，恒星质量，恒星形成和活动星系核活动。虽然D 09 a发现（主要）合并中的螺旋椭圆比似乎高于全球星系群，但合并的环境分布与随机选择的对照样本之间没有显着差异。这使得合并中螺旋的高发生率不太可能是环境效应，因此，必须从不同的时间尺度的螺旋和椭圆的可探测性。我们发现，合并的星系有一个更广泛的传播比全球星系人口的颜色，与一个显着的蓝色尾巴产生激烈的恒星形成螺旋合并。利用发射线特性被归类为恒星形成的星系，其平均恒星形成率在合并过程中大约翻了一番，尽管在合并的椭圆星系中恒星形成的增强可以忽略不计。我们的结论是，星系的内部属性显着影响合并系统可以检测到的时间尺度（如最近的理论研究所建议的），这导致螺旋被“过度观察”合并。我们还认为，过渡质量$3\times10^{10}{M}_{\astrosun}$，注意到由\citet{kauffmann1}，低于它的椭圆是罕见的，可能与合并椎间盘生存/破坏。
2009-10-19 astro-ph.GA
North Ecliptic Pole merging galaxy catalogue
我们的目标是生成一个5.4平方米范围内的合并星系目录。°的红移范围$0.0 < z < 0.3$上的北极。为此，使用来自Hyper Suprime-Cam的成像数据以及从这些相同数据导出的形态参数。该目录是采用混合办法编制的。两个神经网络进行了训练，以执行二进制合并非合并分类：一个与$z < 0.15$星系和另一个为$0.15 \leq z < 0.30$。每个网络都使用星系的图像和形态参数作为输入。被网络确定为合并候选者的星系然后由专家进行视觉检查。由此产生的合并将被用来计算合并分数作为红移的函数，并与文献结果进行比较。我们发现，86.3%的星系合并在$z < 0.15$和79.0%的合并在$0.15 \leq z < 0.30$预计将被正确识别的网络。在神经网络分类的34264个星系中，发现10195个是合并候选者。其中，2109个被视觉识别为合并星系。我们发现合并分数随红移增加，与观测和模拟的文献结果一致，并且合并人口中有一个温和的恒星形成率增强的因子为$1.102 \pm 0.084$。
2022-02-22 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
Incidence of WISE-Selected Obscured AGNs in Major Mergers and Interactions from the SDSS
我们使用宽视场红外巡天探测器（WISE）和斯隆数字巡天（SDSS）来确认尘埃遮蔽的活动星系核（AGN）和星系合并之间的联系。使用一种新的、容量有限的（z <= 0.08）从SDSS中视觉选择的主要合并和星系-星系相互作用的目录，恒星质量超过2 × 10^10 Msun，我们发现主要合并（相互作用）是5-17（3-5）倍更有可能有红色[3.4]-[4.6]颜色与尘埃遮蔽或“尘埃”AGN，与质量相近的非合并星系相比。使用已发表的光纤光谱诊断，我们绘制了不同发射线星系的[3.4]-[4.6]与[4.6]-[12]颜色，并发现四分之一的Seyferts具有指示尘埃AGN的颜色。我们发现，活动星系核是五倍更有可能被掩盖时，主办的合并星系，一半的活动星系核主办的合并是尘土飞扬的，我们没有发现光学活动星系核合并的频率增强非合并星系。我们的结论是，未被发现的活动星系核错过了在较短的波长是正在进行的活动星系核合并连接辩论的核心。绝大多数尘埃活动星系核的合并都是恒星形成的，并且位于Mhalo<10^13 Msun群的中心。假设持续时间短的尘埃活动星系核阶段，我们推测，大部分的气体丰富的合并经验，一个简短的模糊活动星系核阶段，在中央恒星形成和黑洞增长之间的强连接合并模拟中看到的协议。
2016-09-15 astro-ph.GA
Merging Filaments I: A race against collapse
星际介质的特征是具有复杂结构的错综复杂的星际网络。这些显示了各种不同的形状（例如，结、环等）强烈偏离通常假定的圆柱形。一个可能的形成机制是我们在这项研究中分析的细丝合并。事实上，网络中细丝的接近表明合并是相当可能的。由于合并必须快于细丝沿其长轴的末端主导的坍缩，我们预期三种可能的结果：（a）细丝在合并发生之前坍缩，（b）合并的连续复合体在边缘处已经显示出核的迹象，或者（c）细丝合并成非末端主导的结构。我们开发了一个分析公式的合并和核心形成的时间尺度在边缘和验证我们的模型通过流体动力学模拟与自适应网格细化代码RAMSES。这使我们能够预测的结果，细丝合并，给定不同的初始条件，这是初始距离和各自的线质量的每个细丝，以及它们的相对速度。
2021-04-09 astro-ph.GA
Dry mergers and the size evolution of early-type galaxies
干（即无耗散）合并已被认为是观测到的早型星系（ETG）尺寸演化的主要驱动力。这种机制的实际作用受到ETG的局部恒星质量-尺寸关系的紧密性的质疑。结合这个观测到的标度律和简单的合并模型，我们得出以下结论：1）局部大质量ETG可以通过干合并组装最多~45%的恒星质量; 2）这种情况需要极端的微调。
2011-09-08 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
Merging Galaxies with Tidal Tails in COSMOS to z=1
潮汐尾是在盘状星系的主要合并中产生的。潮汐尾如何追踪大质量星系的聚集历史仍有待探索。我们从$M_\star\ge 10^{9.5}\,M_{\odot}$和$0.2\leq z\leq1$的35076个质量完整的星系中识别出461个具有长潮汐尾的合并星系。长尾是指长度等于或大于其宿主星系直径的星系。合并与潮汐尾巴选择使用我们的新的$A_{\rm O}-D_{\rm O}$技术的强不对称功能，连同视觉检查。我们的结果表明，潮汐尾合并的比例随着红移的变化而温和地演变，如$\sim (1+z)^{2.0\pm0.4}$，并且在质量较小的星系中变得相对较高，直到$z=1$。对于0.5 Gyr的潮汐尾合并的时间尺度，我们得到这样的合并的发生率遵循$0.01\pm 0.007\,(1+z)^{2.3\pm 1.4}$ Gyr $^{-1}$和对应的$\sim0.3$事件，因为$z=1$和大约三分之一的总预算的主要合并文献。对于涉及磁盘的主要合并，近一半的合并都经历了一个长潮汐尾阶段
2016-08-15 astro-ph.GA
Galaxy Zoo: the fraction of merging galaxies in the SDSS and their morphologies
我们提出了最大的，最均匀的目录合并星系在附近的宇宙中获得通过银河动物园项目-在万维网上的接口，使大规模的星系形态分类，通过视觉检查的图像从斯隆数字巡天（SDSS）。该方法将每个星系的一组视觉检查分类转换为一个单一的参数（“加权合并投票分数”，$f_m$），它描述了我们的信心，该系统是一个正在进行的合并的一部分。我们描述了如何$f_m$是用来创建一个目录的3003视觉选择对合并星系的SDSS在红移范围$0.005 < z <0.1$。我们使用我们的合并样本和$f_m$值应用于SDSS主要星系光谱样本（MGS），以估计体积有限（$M_r < -20.55$）主要合并（$1/3 < {M}^*_1/{M}^*_2 < 3$）在附近的宇宙中的分数是$1 - 3 \times C%$，其中$C \sim 1.5$是光谱不完整性的校正因子。在我们的合并视觉分类的组成星系的形态，我们发现，在合并星系的螺旋椭圆比高的一个因素$\sim 2$相对于全球人口。在配套文件中，我们研究了这些合并星系的内部特性，并得出结论，这种高螺旋椭圆比合并是由于一个较长的时间尺度，在此期间，与螺旋合并相比，椭圆合并是可检测的。
2009-09-08 astro-ph.GA
Mergers of galaxies
本文综述星系并合的观测识别方法及其随红移的演化，阐明并合对大质量星系形态、恒星形成和超大质量黑洞增长的作用与质量贡献。
2025-06-10 astro-ph.GA
EMERGE: Constraining merging probabilities and timescales of close galaxy pairs
星系合并过程在星系演化中起着至关重要的作用，理论模型对于探索星系合并过程至关重要。最近在建模方面的进展已经对整个宇宙时间内星系中恒星物质的积累施加了严格的限制。尽管取得了这些成功，但从可观察到的数据中提取合并率仍然是一项挑战。建模技术的差异，加上有限的观测数据，导致了关于密切对合并时间尺度的相互矛盾的结论。我们采用了经验模型的星系形成，星系属性的模拟暗物质晕的增长，随着模拟光锥星系目录，探测对合并概率和合并的时间尺度的依赖关系。在这项工作中，我们证明了对合并概率是最好的描述的逻辑函数，平均合并时间尺度可以很好地近似的线性关系，在所观察到的对的视线速度差和投影分离。总之，我们的拟合公式可以准确地预测合并率从星系对至少$z\sim4$下各种各样的对选择标准。此外，我们表明，一些常用的配对选择标准可能不代表一个合适的样本的星系复制潜在的合并率。最后，我们从我们的分析中得出结论，观测时间尺度主要是由动力学驱动的，并没有受到组成星系的恒星形成特性的强烈影响。
2021-08-09 astro-ph.GA
Lower-Luminosity Obscured AGN Host Galaxies are Not Predominantly in Major-Merging Systems at Cosmic Noon
60多年来，科学界一直在积极研究不断增长的中心超大质量黑洞（活动星系核），但关于其起源的基本问题仍然没有答案。数值模拟和理论论证表明，黑洞生长发生在短寿命的强吸积周期（$\sim$ 10 $^{7}$ -10 $^{8}$ yr）。大合并通常被认为是最有可能触发活动星系核快速加燃料的耗散过程。如果活动星系核合并的范例是正确的，我们预计星系合并与黑洞吸积在一个严重模糊的活动星系核阶段（N $_H$ $ > 10^{23}$ cm $^{-2}$）。我们从一个最大的0.5 $<$ $z$ $<$ 3.1的暗活动星系核样本出发，选取了40个非星爆的低光度暗活动星系核。然后，我们构建一个一对一匹配的红移和近红外星等匹配的非星爆不活跃的星系控制样本。结合深色\textit{Hubble Space Telescope}成像和一种新的方法，人类的分类，我们测试合并活动星系核范式预测，严重模糊活动星系核强烈相关的星系进行重大合并。在80个星系的总样本，我们估计每个单独的分类器的准确性，在确定合并星系/合并后的系统和孤立的星系。我们计算每个星系在一个主要的合并或孤立的系统中的概率，给定人类分类器的准确性和每个星系的单独分类。我们没有发现统计学上显著的证据表明，在宇宙正午被遮蔽的活动星系核主要存在于具有显著合并/合并后特征的系统中。
2021-07-15 astro-ph.GA
Prevalence of neutral gas in centres of merging galaxies
我们提出了巨型米波射电望远镜和甚大阵观测HI 21厘米吸收在十个z<=0.2星系合并，主机强射电源。其中7个星系的合并显示出强烈的吸收[N（HI）~10^{21-22} cm^{-2}，自旋温度为100 K，单位覆盖因子]，导致低z射电噪星系合并的总检测率为83 +/- 17%。这比一般低z射电源中固有HI 21-cm吸收高约3-4倍。与并合相关的本征吸收体的比例随着N（HI）阈值的增加而增加，即N（HI）>10^{21} cm^{-2}和>10^{22} cm^{-2}的吸收体中分别约有40%和100%来自并合。N（HI）的分布之间的合并是显着不同的发现在孤立系，合并引起的平均吸收强6倍。合并之间的红移吸收分量的分数（相对于从光发射线获得的射电源的系统速度）被发现是高的两到三倍相比，发现非相互作用系统。后续的空间分辨多波长光谱学是必不可少的，以了解这些合并中的环核中性气体和活动星系核活动之间的确切联系。
2018-07-11 astro-ph.GA
Passive spirals and shock influenced star formation in the merging cluster A3376
我们详细分析了附近（$z\sim0.046$）年轻（$\sim$ 0.6 Gyr）的合并后星系团系统A3376中星系的恒星形成特性，观测到一个中等激波阵面（$v_{s}\sim$ 1630 km/s）作为对称射电遗迹。利用光谱数据从宽场OmegaWINGS调查和相关的光度信息，我们的调查揭示了合理的影响，不同的动态合并后的环境，从假定的合并前集群环境。合并前放松的集群环境的残余物是通过位于两个BCGs之间的集群中心区域的被动螺旋星系的存在来实现的。我们发现A3376在最大合并冲击波影响的区域包含大量的（$(M_{*}/M_{\odot})>10$）蓝色规则恒星形成螺旋，但在类似的时期表现出与松弛星团相似的恒星形成率。我们进一步发现了低质量（Log $(M_{*}/M_{\odot})\leq 10$）的晚型蓝色PSB，这可能是由于激波诱导的恒星形成后低质量螺旋的快速淬灭或由于合并开始时ICM压力的强烈激增而形成的。合并冲击的可能性，影响高质量和低质量的螺旋不同，我们的研究结果桥梁在已知的合并集群系统中观察到的看似矛盾的结果，到目前为止，并建立不同的环境影响是在发挥作用的权利，从合并前到合并后的阶段。
2020-02-20 astro-ph.GA
RABBITS IV: Stellar feedback and SMBH merging time-scales in the sub-Milky Way mass regime
University of Western Australia（西澳大学）；University of Helsinki（赫尔辛基大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Excellence Cluster ORIGINS（ORIGINS卓越集群）；OzGrav: The ARC Centre of Excellence for Gravitational-wave Discovery（引力波发现ARC卓越中心）
研究低质量和中等质量星系中超大质量黑洞合并时间尺度，利用KETJU代码进行模拟，通过改变超新星外流速度改变恒星反馈强度，发现其对合并延迟影响大，还表明可通过外推核恒星属性恢复合并时间尺度，为黑洞合并建模提供途径。
2026-07-16 astro-ph.GA
Distribution of H-alpha Emitters in Merging Galaxy Clusters
本研究利用12个双峰合并星系团样本，通过测量H-alpha发射线等效宽度，发现恒星形成星系和活动星系核的比例随合并时间（TSP）无趋势变化，但部分低TSP合并中恒星形成星系空间分布显著避开系统中心，提示恒星形成与合并阶段可能相关。
2023-11-10 astro-ph.GA
The EDGE-CALIFA Survey: Influence of Mergers on Radial Profiles of Star-Formation Properties
本研究基于EDGE-CALIFA巡天数据，分析33个孤立星系和34个不同并合阶段星系，发现并合非均匀增加分子气体比例，且恒星形成变化主要由效率驱动（并合阶段除外）。
2025-09-26 astro-ph.GA
Dynamics of merging: Post-merger mixing and relaxation of an Illustris galaxy
在两个星系的合并过程中，所产生的系统经历剧烈的弛豫并寻求稳定的平衡。然而，这一演变的细节尚未完全了解。使用Illustris模拟，我们探测两个物理相关的过程，混合和放松。虽然这两者都是由相同的动力学驱动的-能量的全局时变势，以及角动量不对称引起的扭矩-我们对它们的测量不同。我们将混合定义为两个合并星系粒子之间能量和角动量的重新分配。我们用它们的N（E）s和N（L^2）s的形状之差来评估混合程度。我们发现，差异随着时间的推移而减少，表明混合。为了测量弛豫，我们将新合并系统的N（E）与弛豫无碰撞系统DARKexp的理论预测的N（E）进行比较，并观察到系统变得更加弛豫，在这个意义上，N（E）接近DARKexp N（E）。因为驱动混合和弛豫的动力学是相同的，所以两者的时间尺度相似。我们测量了两个连续的时间尺度：一个快速的，初始合并后的1 Gyr阶段，在此期间，两个合并晕的N（E）的差异减少了~ 80%，然后是一个缓慢的阶段，当差异减少了~50%超过~8.5 Gyr。这是弛豫时间尺度的直接测量。我们的工作还引起了人们的注意，当一个星系达到金斯平衡时，它可能还没有达到DARKexp给出的完全松弛状态，因为它保留了有关其过去历史的信息。这一点在恒星集中时表现得最为明显。我们认为，恒星和其他紧密结合的粒子混合特别困难，因为它们受到波动势影响的时间更少，即使在多个合并事件中也是如此。
2018-02-14 astro-ph.GA
Can dry merging explain the size evolution of early-type galaxies?
从红移z>2到现在，观测到给定恒星质量的早型星系（ETG）的特征尺寸随宇宙时间显著增加。对这种规模演变的一个流行的解释是，ETG通过无耗散（“干”）合并而增长，因此变得不那么紧凑。结合N-体模拟与最新的缩放关系的本地ETG，我们表明，这样的解释是有问题的，因为干合并不减少星系恒星质量表面密度足以解释所观察到的大小演变，也引入大量的散射的缩放关系。根据我们的模拟，我们估计主要和次要的干合并增加了半光半径和投影速度色散，恒星质量（M）分别为M^（1.09+/-0.29）和M^（0.07+/-0.11）。这意味着：1）如果高z ETG确实像估计的那样致密，那么它们不可能通过干合并演化成今天的ETG; 2）今天的ETG不可能通过干合并聚集超过45%的恒星质量。或者，如果合并历史和星系性质之间存在与我们的假设不同的极端微调，那么干合并可以与观测结果相一致。需要进行全面的宇宙学模拟来评估这种微调的解决方案是否可以接受。
2009-10-14 astro-ph.GA
Detection of a ~20 kpc coherent magnetic field in the outskirt of merging spirals: the Antennae galaxies
我们提出了一个研究的磁场性质的NGC 4038/9（"银河系“），最近的例子，一个后期合并的两个螺旋星系。宽带偏振观测使用卡尔G。Jansky甚大阵列在2和4 GHz之间。旋转测量综合和法拉第去极化分析进行探测磁场强度和结构的空间分辨率为$\sim1$ kpc。从南部潮汐尾部的高极化发射检测与内在的分数极化接近理论最大值（$0.62\pm0.18$），估计通过拟合法拉第去极化与同步辐射和法拉第旋转包含随机磁场的体积。磁场沿潮汐尾排列得很好，法拉第深度显示出大规模的平滑变化，保持其符号。这表明在天空平面上的场是规则的，高达$\sim20$ kpc，这是在银河系尺度上探测到的最大的规则场结构。潮汐尾中规则场的$\sim8.5~μ$ G的均分场强度在几百万年内达到，可能是由潮汐相互作用期间星系盘场拉伸4- 9倍产生的。在潮汐尾部，规则场强大于湍流场强。研究结果表明，虽然合并体内部的磁场以$\sim20~μ$ G级的强湍流磁场为主，但潮汐相互作用可以在边缘产生大尺度的规则磁场结构。
2016-09-14 astro-ph.GA
The AGN Luminosity Fraction in Merging Galaxies
星系合并是星系演化中的关键事件，通常会导致大规模的恒星爆发并为活动星系核（AGN）提供燃料。在这些高度动态的系统中，目前还不能精确地知道恒星暴增和活动星系核分别对总光度有多大贡献，它们发生在什么相互作用阶段，以及它们持续多久。在这里，我们估计的热红外（IR）光度的分数，可以归因于AGN的测量和建模的全紫外远红外光谱能量分布（SED）在多达33个宽波段的24个合并星系的代码调查星系排放。除了在$Infrared$ $Array$ $Satellite$修订的亮星系样本或暗源目录中发现的12个确认的晚期合并活动星系核样本外，我们的样本还包括来自$Spitzer$相互作用星系巡天的12个星系合并的比较样本，大多数是早期合并。我们进行了相同的模拟合并SED建模，以验证我们的方法，我们补充SED数据与$Spitzer$获得的诊断线的中红外光谱的红色光谱仪。活动星系核对红外光度的贡献在不同的星系中从0%到91%不等，但在后期更明亮的合并中明显更大，这与已知的星系演化和活动星系核触发一致。
2018-06-29 astro-ph.GA
Hierarchal formation and growth of galaxies through dynamical friction
研究了由于动力学摩擦引起的次晕落入母晕的问题。使用预期的质量和空间分布的subhaloes，在一致的派生的落入时间尺度，我们计算预期的合并恒星质量增长率（SMGR）的中央星系在两个不同的模型（瞬时和连续合并）。我们发现，我们的连续合并SMGR（对应于从卫星平滑吸积）同意千禧-II模拟的结果，预测低恒星质量的低增长率（$10^{8}$ M $_{\odot}-10^{10}$ M $_{\odot}$）和高质量的加速增长（$10^{10}$ M $_{\odot}-10^{12}$ M $_{\odot}$）。利用导出的公式，我们研究了在不同红移下，次要合并和主要合并对总合并SMGR的相对贡献。对于$z<4$，小合并在低质量范围内贡献$80\%-90\%$，对于$z>1$，大合并在相对高质量（$4\times 10^{10}$ M $_{\odot}$）下成为主要合并类型（80 $\%-95\%$）。这表明，大多数合并的大规模增长是由于小合并。我们推导出一个SMGR公式的非常早期的宇宙（$z>4$），并使用此来表明，层次合并的原星系可以导致现代人口的星系。我们的总体分析表明，动力学摩擦是星系合并的主要原因。
2018-11-02 astro-ph.GA
Accurate Identification of Galaxy Mergers with Stellar Kinematics
为了确定星系合并对星系演化的重要性，有必要设计分类工具，以识别不同类型和阶段的星系合并。在此之前，使用GADGET-3/日出模拟合并星系和线性判别分析（LDA），我们创建了一个准确的合并星系分类从成像预测。在这里，我们开发了一个补充工具的基础上恒星运动预测来自同一模拟套件。我们设计模拟恒星速度和速度色散图，以模仿规范的映射附近Galerkin在Apache点（MANGA）积分场光谱（IFS）调查，并利用LDA创建一个分类的基础上的线性组合的11个运动学预测。分类随质量比显著变化;主要（次要）合并分类的平均统计准确率为80%（70%），精确度为90%（85%），召回率为75%（60%）。主要的合并是最好的识别的预测跟踪全球运动学特征，而次要的合并依赖于本地功能，跟踪二级恒星组件。虽然运动学分类不如成像分类准确，但运动学预测因子在识别聚结后合并方面更好。结合成像+运动学分类有可能从成像和IFS调查（如MaNGA）中揭示更完整的合并样本。我们注意到，由于用于训练分类器的模拟套件覆盖了有限范围的星系属性（即，的星系是中等质量和磁盘为主），结果可能不适用于所有的MANGA星系。
2021-02-03 astro-ph.GA
Magnetic fields during galaxy mergers
星系合并预计将在星系演化中发挥核心作用，并可能对星系的磁场产生强烈影响。我们提出了第一个基于网格的三维磁流体动力学模拟调查合并事件期间的磁场的演变。为此，我们采用了一个简化的模型，考虑合并事件的磁化气体磁盘在没有恒星反馈和没有恒星或暗物质组件。我们表明，我们的模型自然会导致生产的两个峰值的平均磁场强度在5千秒差距内，在25千秒差距内，在5和25千秒差距之间的规模的演变。后者与Drzazga等人（2011）在观测星系合并序列中报告的磁场强度峰值一致。我们表明，在银河系尺度上的峰值和在外部区域可能是由于几何效应，作为一个星系的核心进入另一个的郊区。此外，在中心~5 kpc内存在磁场的物理增强，反映了由于有效的角动量传输而导致的密度增强。我们的结论是，高分辨率的观测中心区域将特别相关的探测合并事件期间的磁场结构的演变。
2016-07-04 astro-ph.GA
Gravitational Waves from Black Holes in Merging Ultra-Dwarf Galaxies
黑洞的起源：通过引力波发现的黑洞合并，例如LIGO/Virgo合作是一个谜。我们调查的想法，这些黑洞起源于极低质量的超矮星系，在遥远的过去在$z>1$合并在一起的中心。外推中心黑洞与恒星质量的比值，暗示这些合并中的黑洞可能来自质量为$\sim 10^{5} - 10^{6}$ M $_{\odot}\,$的星系。我们调查是否这些星系合并足够，或太多，是符合所观察到的GW率$\sim 9.7-101$ Gpc $^{-3}$年$^{-1}$使用最新的LIGO/室女座的结果。我们表明，在附近的宇宙中的合并率和超矮星系的数量密度太低，由一个订单或数量级，产生这些黑洞合并。然而，通过考虑合并分数，合并时间尺度，低质量星系的数密度都合谋在$z>1-1.5$，以增加合并率为这些星系在较高的红移，我们认为，这是可能的，一些观察到的GW事件产生的BH在低质量星系的中心。这个计算的主要不确定性是低质量星系中黑洞的动力学时间尺度。然而，我们的研究结果表明一个非常长的BH合并时间尺度为4-7 Gyr，与扩展的黑洞合并历史相一致。需要进一步的模拟来验证这种可能性，但是我们的理论可以通过寻找引力波事件的宿主星系来检验。这些搜索的结果将限制矮星系合并和/或通过最低质量星系中的PopIII恒星的黑洞的存在和形成机制。
2019-07-11 astro-ph.GA
Merging Cluster Collaboration: A Panchromatic Atlas of Radio Relic Mergers
Golovich et al. 2017 b展示了对29个射电遗迹合并星系团的光学成像和光谱调查。在本文中，我们研究这项调查，以确定子结构和量化的动态合并。使用相结合的光度和光谱的方法，我们确定在每个系统中的子结构的最小数量来描述星系的人口和估计的视线之间的速度差异可能合并的子集群。我们发现，合并的视线速度分量通常是小的相比，最大的三维相对速度（通常$<1000$公里的$^{-1}$，往往与零一致）。这表明，这些系统的合并轴通常在或接近天空的平面，与磁流体动力学模拟的结果相匹配。在29个系统中的28个系统中，我们确定了与射电遗迹对齐的星系群中的子结构，并推测了相关的合并引起的冲击。从这个合奏，我们确定了八个系统，包括在一个“黄金”样本，这是进一步观察，建模和模拟研究的主要。额外的论文将呈现弱透镜质量图和每个合并系统的动力学建模，最终导致对宇宙中一些最大尺度的广泛天体物理现象的新见解。
2018-06-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Bars formed in galaxy merging and their classification with deep learning
星条是旋涡星系的一个常见形态特征。虽然已知它们可以孤立地形成，也可以潮汐诱导，但很少有研究探索星系合并中恒星棒的产生。我们希望使用深度学习的方法来分析我们的N体模拟来研究星系合并中的酒吧形成。主要目的是确定最有利于棒形成的合并星系的质量比和方向的约束。我们进一步的目标是探索是否有可能根据它们的形成机制对模拟的棒旋星系进行分类。我们测试了这种新的分类方案与模拟星系的可行性。使用从我们的模拟中获得的一组29，400张图像，我们首先训练了一个卷积神经网络来区分棒星系和非棒星系。然后，我们在不同质量比和自旋角的模拟上测试了网络。我们调整了核心神经网络架构，以用于我们的其他目标。我们发现，一个强烈的质量比和生产的酒吧的数量之间的反比关系。我们还确定了两个不同的阶段，在酒吧的形成过程中;（1）最初的，潮汐诱导形成合并前，（2）的破坏和/或再生的合并过程中和之后。与等质量合并相比，具有低质量比和紧密对齐取向的合并更有利于酒吧的形成。我们通过展示基于其形成机制对酒吧进行分类是可行的，展示了我们的深度学习方法的灵活性。
2020-06-26 astro-ph.GA
Brightest Cluster Galaxy Alignments in Merging Clusters
最亮的星系团（BCGs）和它们的宿主星系团的方向往往是一致的，但驱动这一现象的机制尚不清楚。为了探讨集群合并在这一过程中的作用，我们量化的对齐38个BCGs在22个集群进行重大合并（$\sim 1$陀螺仪后，第一个近心）。我们发现的路线完全一致的集群一般。这表明，对齐是强大的主要集群合并。相反，如果主要的集群合并实际上有助于定位BCG，则这样的过程会迅速起作用，因为定位在第一个近心点之后的$\sim 1$ Gyr内。
2019-03-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The observability of galaxy merger signatures in nearby gas-rich spirals
星系合并对于理解星系演化至关重要，因此我们必须确定它们的观测特征，以便从MUSE和SAMI等大型IFU星系样本中选择它们。我们采用24高分辨率理想化的流体动力学星系合并模拟的基础上的“反馈在现实环境中”（FIRE-2）模型，以确定合并的可观测性，以各种配置和阶段，使用合成图像和速度图。我们的合并涵盖了一系列的轨道配置在固定的1：2.5恒星质量比的两个气体丰富的螺旋在低红移。形态学和运动学的不对称性计算的合成图像和速度图跨越每个相互作用。我们将相互作用序列分为三个阶段：（1）配对阶段;（2）合并阶段;（3）后合并阶段。我们正确地识别合并后的第一近心点通道和500万年使用运动学不对称性与66%的完整性，这取决于合并阶段和观察的视野。我们检测到较少的合并在配对阶段（40%）和更多的合并和后合并阶段（97%）。我们发现，合并的可检测性降低的视野，除了在逆行合并，集中的非对称运动学特征增强其可检测性。使用从光度和运动学不对称性的组合中获得的截止值，我们将这些检测增加到89%，成对增加到79%，并且在合并和后合并阶段接近100%。通过使用这种组合的不对称截止，我们减轻了一些由大规模多路复用积分场光谱方案所对的较小视场所引起的影响。
2022-06-15 astro-ph.GA
Identifying Galaxy Mergers in Simulated CEERS NIRCam Images using Random Forests
识别合并星系是星系演化研究中重要但困难的一步。我们提出了随机森林分类的星系合并模拟JWST图像的基础上，各种标准的形态参数。我们描述（a）构建模拟图像从IllustrisTNG和圣克鲁斯SAM，并修改它们来模仿未来的CEERS观测以及几乎无噪声的观测，（b）测量这些图像的形态参数，和（c）构建和训练的随机森林使用合并历史信息的模拟星系从IllustrisTNG。随机森林正确地将非合并和合并星系的$\sim60\%$分类为$0.5 < z < 4.0$。静止帧不对称参数出现更重要的低红移合并分类，而静止帧凸起和团块参数出现更重要的高红移分类。调整分类概率阈值不会提高森林的性能。最后，形状和斜率的合并分数和合并率来自随机森林分类与理论的Illustris预测相匹配，但被低估的因素$\sim 0.5$。
2022-08-23 astro-ph.GA
Massive black holes in merging galaxies
星系合并中的大质量黑洞动力学是一个丰富的研究领域，近年来取得了很大进展。在这篇文章中，我们简要回顾了合并过程中描述的BH的旅程，从宇宙背景下的所有方式，当BH合并。如果两个星系都有一个中心黑洞合并，黑洞会被拖向新形成的星系的中心。如果/当黑洞足够接近时，它们通过发射引力波合并。两个黑洞参与星系合并的频率主要取决于有多少星系拥有黑洞和星系合并的历史。因此，有必要从完整的宇宙学模型开始，包括BH物理和仔细的动力学处理。然而，在星系合并之后，黑洞仍然有很长的旅程，直到它们接触并合并。它们的动力学演化在富含气体和缺乏气体的星系中是完全不同的，导致了高红移和低红移星系之间的“二分法”，以及晚型和早型，通常是更大质量的星系。
2015-09-30 astro-ph.GA
Spatially Offset Active Galactic Nuclei III: Discovery of Late-Stage Galaxy Mergers with The Hubble Space Telescope
星系对的间距只有几个千秒差距代表了合并驱动的超大质量黑洞（SMBH）增长的重要阶段。然而，这种合并是很难识别的观测，由于相应的小角度尺度。在论文I中，我们提出了一种寻找kpc尺度星系合并候选者的方法，该方法利用了从宿主星系中心空间偏移的X射线源的选择。在本文中，我们分析了新的哈勃太空望远镜（HST）WFC 3成像的六个这些来源，以寻找星系合并的签名。哈勃望远镜的成像显示，六个系统中有四个正在进行星系合并，分离距离为1.2-6.6 kpc（活动星系核偏移）。其余两个空间偏移的X射线源的性质是模糊的，可能与X射线双星中的超爱丁顿吸积有关。这个样本探测小星系分离和小星系合并的能力使它特别适合于测试星系合并对AGN触发的作用。我们发现，只有一个活动星系核的星系合并主要是较小的合并与质量比类似的星系合并的总体人口。相比之下，有两个活动星系核的星系合并偏向于主要合并和更大的核气体质量。最后，我们发现，SMBH吸积的水平增加对较小的质量比（主要合并）。这一结果表明质量比不仅影响活动星系核触发的频率，而且还影响合并中SMBH的增长率。
2018-11-05 astro-ph.GA
Enhanced Star Formation and Black Hole Accretion Rates in Galaxy Mergers in IllustrisTNG50
本文利用IllustrisTNG50模拟分析星系并合对恒星形成和黑洞吸积的影响，发现并合星系在低红移下sSFR和sBHAR显著增强且持续至少约1 Gyr，为理解高红移宇宙提供了重要依据。
2025-07-07 astro-ph.GA
Stellar velocity dispersion and initial mass function gradients in dissipationless galaxy mergers
恒星初始质量函数（IMF）在早型星系（ETG）中被认为是不通用的。用所谓的IMF失配参数$α_{\rm IMF}$来参数化IMF，它是恒星系综的恒星质光比的度量，因此也是IMF的“重”的度量，人们发现对于ETG $α_{\rm e}$，（即在有效半径$R_{\rm e}$内积分的$α_{\rm IMF}$）随$σ_{\rm e}$增加（在$R_{\rm e}$内积分的视线速度分散$σ_{\rm los}$），并且在同一ETG内，$α_{\rm IMF}$倾向于向外减小。我们研究了无耗散（干）合并对ETG中IMF失配参数$α_{\rm IMF}$分布的影响，使用的二进制主要和次要合并模拟的结果。我们发现，干合并倾向于使ETGs的$α_{\rm IMF}$配置文件变浅，但不改变显着的空间分辨$σ_{\rm los}α_{\rm IMF}$空间中的分布的形状。个别星系进行干合并往往会减少其$α_{\rm e}$，由于侵蚀的$α_{\rm IMF}$梯度和混合的恒星星族与较轻的IMF。它们的$σ_{\rm e}$可以减少或增加，这取决于合并轨道参数和质量比，但往往减少宇宙学动机的合并历史。$α_{\rm e}$ - $σ_{\rm e}$的关系可以随着红移而变化，这是单个ETG演化的结果：基于一个简单的干合并模型，给定$σ_{\rm e}$的ETG预计在更高的红移处具有更高的$α_{\rm…
2020-09-11 astro-ph.GA
The effects of host galaxy properties on merging compact binaries detectable by LIGO
星系形成的宇宙学模拟可以产生具有大范围的集合和恒星形成历史的现代星系。详细研究这种模拟的金属丰度演化和恒星形成历史，可以帮助预测LIGO可检测的致密物体二进制合并。最近对致密双星演化的模拟表明，致密天体的合并率敏感地依赖于其前身的金属丰度。在星系组装过程中，罕见的低金属量恒星形成可以产生比典型恒星形成更多的可探测到的致密双星。使用详细的模拟星系和化学演化，我们确定如何敏感的紧凑的二进制人口的星系与类似的今天的外观取决于他们的组装的细节。我们还展示了具体的例子，矮星系过剩的程度产生紧凑的二元合并，特别是二元黑洞，相对于更大质量的星系。我们讨论了瞬态多信使天文学与紧凑的二进制源的影响。
2016-09-21 astro-ph.GA
Determining the time before or after a galaxy merger event
本研究利用机器学习基于IllustrisTNG模拟的多波段并合星系图像反推并合时间，对比多种神经网络与降维方法，发现CNN表现最优，测试中位误差达190 Myr，明确了并合前后时间反演的精度边界。
2024-04-17 astro-ph.GA
Gas flows in galaxy mergers: supersonic turbulence in bridges, accretion from the circumgalactic medium, and metallicity dilution
在主要的星系合并中，恒星的轨道受到剧烈的扰动，气体被扭转到中心，稀释了气体的金属丰度，引发了恒星暴增。在本文中，我们使用一系列的宇宙磁流体动力学（MHD）放大模拟来研究合并星系中及其周围的气体动力学。我们发现，连接合并星系预合并的气体桥是由湍流压力，与湍流的马赫数峰值在1.6-3.3。这意味着桥梁是由超音速湍流主导的，因此是研究极端环境对恒星形成影响的理想候选者。我们还发现，在合并过程中从环星系介质（CGM）吸积的气体显着贡献（27- 51%）的恒星形成率（SFR）在合并时，并驱动合并残余物中的恒星形成的随后重新点燃。事实上，在z=0时，19- 53%的SFR来自于合并前属于CGM的天然气。最后，我们研究了合并星系中心金属性稀释气体的起源。我们表明，这种气体迅速吸积到银河系中心的时间尺度比正常的恒星形成星系短得多。这就解释了为什么基本的金属丰度关系不能很好地捕捉到合并中的星系。
2021-10-07 astro-ph.GA
AGN feedback in merging galaxies with a SMUGGLE multiphase ISM
本研究利用含SMUGGLE多相ISM模型的高分辨率流体模拟，探究不同类型并合星系中AGN反馈与并合动力学、黑洞活动、恒星形成的相互作用，所得结果对LISA事件率及高红移类星体增长研究有参考价值。
2025-11-17 astro-ph.GA
Prevalence of neutral gas in centres of merging galaxies-II: nuclear HI and multi-wavelength properties
使用z<=0.2的38个射电大声星系合并样本，我们证实了合并中HI 21-cm吸收的高检测率（~84%），这是显着高于非合并（~4倍）。并合星系的HI柱密度[N（HI）]和吸收速度位移相对于系统红移的分布与非并合星系有显著的不同。我们调查的核HI气体与各种多波长性质的合并的连接。虽然推断的N（HI）和气体运动学没有表现出很强的（即>=3-sigma水平）与星系性质的相关性，我们发现，吸收的发生率和N（HI）往往是略高，在较小的投影分离的星系对和较低的恒星质量的射电星系之间。从合并前到合并后，发生率、N（HI）和HI吸收线宽增加。100%的检测率在合并后表明，中性气体在环核区域生存的合并期间，尚未被核放射性活动淬灭。
2019-08-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cool-Core Destruction in Merging Clusters with AGN Feedback and Radiative Cooling
National Taiwan University（台湾大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）；National Tsing Hua University（清华大学）；National Center for Theoretical Sciences（国家理论科学中心）；Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密松天体物理中心）；University of Modena and Reggio Emilia（摩德纳和雷焦艾米利亚大学）
研究通过三维模拟探讨AGN反馈和辐射冷却对银河团块中CC破坏的影响，发现AGN反馈在调节合并团块中至关重要，不同合并参数下CC/NCC转变机制各异。
2026-02-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Properties of Merger Shocks in Merging Galaxy Clusters
在星团外围探测到的X射线激波和射电遗迹通常被解释为子星团合并引起的激波。利用一套宇宙学模拟宇宙大尺度结构形成的方法，研究了合并星系团中合并激波的性质。作为一个代表性的情况下，我们在这里集中在模拟集群进行几乎正面碰撞的质量比$\sim2$。由于团内介质的湍流性质，激波表面并不光滑，而是由不同马赫数的激波组成。当合并激波从核心向外扩展到外围时，平均马赫数$\left<M_s\right>$随时间增加。我们认为，沿合并轴传播的冲击波可以表现为X射线冲击波和/或射电遗迹。冲击波的动能$F_ϕ$在其初始发射后在$\sim1$陀螺处达到峰值，或在距核心$\sim1-2$ Mpc处达到峰值。由于这里采用的宇宙射线（CR）加速效率与马赫数有关的模型，与动能加权马赫数$\left<M_s\right>_ϕ\sim2-3$相比，它们的CR能量加权马赫数$\left< M_s \right>_{\rm CR}\sim3-4$更高。大多数高能激波位于较轻的暗物质（DM）团的前面，而较重的DM团位于星系团的对面。虽然我们的研究仅限于合并的情况下考虑，如冲击特性的手段和变化及其时间演变的结果可以与合并冲击的观察到的特征进行比较，限制相关的观察解释。
2018-02-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Simulations of the merging cluster of galaxies Cygnus A
原型FR-II星系天鹅座A位于一个中等富裕的星系团中，即将经历一次重大的合并。我们研究合并前天鹅座集群环境使用光滑粒子流体动力学模拟的钱德拉观测热集群内介质的2 Ms的约束。观测约束的总引力质量和浓度参数，和模拟提供了静态和合并增强的温度分布的前和合并后的集群不包括中央活动星系核。我们提出了第一个详细的子集群西北天鹅座A，命名为CygNW的模型。我们发现一个较低的重子分数和较高的浓度参数CygA比预期的已知的标度关系在文献中。该模型表明天鹅座星系团在维里半径处有一个前身质量比约为1.5：1的预合并。我们注意到，集群内的介质被加热的合并的结果，但我们没有发现任何证据的（前）合并冲击在两个集群晕之间的间隙区域。我们把合并引起的加热归因于星系团外围的压缩。从我们的模拟得到的光滑模型减去观察到的集群状态，并显示残留的温度结构，既不是流体静力学，也不合并加热集群气体。我们推测，这种残余加热可能是由于过去的活动星系核活动超过100万年。
2018-12-13 astro-ph.GA astro-ph.HE
Can giant radio halos probe the merging rate of galaxy clusters?
对星系团的射电和X射线观测揭示了星系团合并与巨型射电晕（RH）之间的直接联系，这表明这些源可以用来探测星系团合并速率与宇宙时间的关系。在本文中，我们进行了探索性的研究，结合所观察到的分数合并集群（调频）和RH（fRH）的合并率预测的宇宙学模拟，并试图推断合并属性的集群，出现在X射线干扰和集群RH的约束。我们使用形态学参数来识别合并系统，并分析了目前最大的样本集群与无线电和X射线数据（M500> 6d 14 Msun，和0.2<z<0.33，从普朗克SZ集群目录）。我们发现，在该样品中，fm~62-67%，而fRH~44- 51%。通过比较理论f_m和观测f_m，可以约束组合（xi_m，tau_m），其中xi_m和tau_m是最小合并质量比和合并引起的扰动时间尺度。假设τ_m~ 2-3 Gyr，在模拟的约束下，我们发现当xi_m~0.1-0.18时，观测到的f_m与理论值相匹配。这与样品中团簇的光学和近红外观测结果一致（xi_m~0.14-0.16）。RH仅在一部分合并团簇中发现的事实可能表明，产生RH的合并事件的特征在于较大的质量比;这似乎得到了样品中RH团簇的光学/近红外观测的支持（xi_min~0.2-0.25）。另外，在所有的并合中都可能产生RH，但它们的寿命比τ_m短（约fRH/fm）。这是一个探索性的研究，但它表明，后续研究使用即将到来的无线电调查和足够的数值模拟有可能得…
2016-06-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Multimessenger study of merging massive black holes in the OBELISK simulation: gravitational waves, electromagnetic counterparts, and their link to galaxy and black hole populations
本文基于OBELISK宇宙学模拟评估高红移大质量黑洞并合的LISA引力波与多波段电磁可探测性，并揭示可观测事件偏向高吸积、高质量黑洞。
2023-10-02 astro-ph.GA astro-ph.HE
Black hole mergers from quadruples
随着LIGO/Virgo、LISA和其他仪器在未来几年内预计将探测到数百个合并的二进制黑洞（BH）信号，对导致致密天体二进制形成的天体物理通道进行建模已变得至关重要。本文利用高精度的直接$N$ -体模拟方法，对由两个双星组成的四重黑洞进行了系统的统计研究，其中包含了2.5PN阶的后牛顿（PN）项。我们发现，大多数合并系统具有高的初始倾角和分布峰值在$\sim 90^\circ$的三倍，但具有更突出的广泛的分布尾巴。我们发现，BH合并通过这个通道有一个显着的偏心率在LIGO波段，通常远大于BH合并孤立的二进制文件，并在二进制文件从星团中喷出，但可比合并二进制文件通过GW捕获的情况下形成的集群，合并在层次三重，或BH二进制文件轨道中等质量的黑洞在星团。我们发现，合并分数可以高达$\sim 3$ - $4\times$更高的四倍比三倍。因此，即使四元组的数量是$20\%$ --三元组数量的$25\%$，四元组场景也可以代表对LIGO/VIRGO观测到的事件的重要贡献。
2019-05-13 astro-ph.GA astro-ph.HE
The collaborative effect of ram pressure and merging on star formation and stripping fraction
目的：研究冲压压力剥离（RPS）对富气旋涡星系并合对模拟的影响。我们的目标是提供合并和RPS对剥离效率和恒星形成率的综合影响的估计。方法：我们使用组合N体/流体动力学代码GADGET-2。在我们的模拟中，我们在二元合并中将质量比在1：4和1：8之间变化。我们采样不同的几何构型的合并系统（边缘和面对合并，不同的碰撞参量）。此外，我们粗略地改变了团内介质（ICM）的性质：合并系统相对于ICM的速度在500和1000 km/s之间，ICM密度在$10^{-29}$和$10^{-27}$ g/cm $^3$之间，ICM相对于合并轨道平面的方向。在模拟时间段内，柱塞压力保持恒定，ICM温度也保持恒定，即$10^7$ K。ICM中的每个模拟都与真空中的合并和具有作用冲压压力的非合并星系的模拟进行了比较。结果如下：在模拟时间（1 Gyr）的合并对平均显示了一个可以忽略不计的5%的SFR增强，在相同的环境条件下相比，单个星系。SFR在星系第一次飞越时达到峰值。在那里，我们的模拟显示SFR高达20 M $_{\odot}$ /年（相比之下，3 M $_{\odot}$ /年的非合并星系在真空中）。在最极端的情况下，这构成了一个短期（$<50$百万年）SFR增加50%的非合并星系经历冲压压力。ICM中合并星系的尾流通常具有非合并星系中恒星质量的三分之一到一半，气体质量少5%到10%。根据我们的模拟，R…
2015-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Mismeasure of Mergers: Revised Limits on Self-interacting Dark Matter in Merging Galaxy Clusters
在最近一篇有影响力的论文中，Harvey等人（2015）通过对合并星系团样本中的暗物质-星系偏移进行平均，推导出暗物质自相互作用截面的上限（$σ_{\rm DM} < 0.47$ cm $^2$ /g，置信度为95\%）。使用更全面的数据，在相同的集群，我们确定了几个实质性的错误，在他们的偏移测量。根据Harvey等人在简单固体散射模型中将偏移量与截面相关联的规定，校正这些误差将$σ_{\rm DM}$的上限放宽到$\lesssim 2$ cm $^2$ /g。此外，样本中的许多聚类违反了这一规定背后的假设，因此即使是修改后的上限也应该谨慎使用。虽然这个特定的样本不严格约束自相互作用的暗物质模型时，这种方式进行分析，我们将讨论如何合并合奏可能会更有效地在未来使用。我们的结论是，使用单波段成像来识别质量和光峰的固有误差不一定在这种大小的样本中平均，特别是当少数子结构构成合奏中的大部分重量时。
2018-12-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Galactic Mergers and Gravitational Unbound Populations
受星系团内光（ICL）和星系间恒星星族观测的启发，利用n体模拟方法模拟星系并合事件，研究引力未束缚星族（GUP）的产生和分布.抛物和双曲合并被认为是每一类包括六个模型与不同的相对取向之间的两个星系。我们的研究结果表明，有更多的（约2倍）GUP后，双曲线合并事件比后的抛物线。一般来说，取决于合并对中两个星系的相对方向和相对速度，星系对的正面碰撞只会使初始恒星质量的一小部分（不到1%）成为明亮的GUP，但相当大一部分（8%到14%）的暗物质成为暗GUP。
2009-09-10 astro-ph.CO 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
Dark-matter halo mergers as a fertile environment for low-mass Population III star formation
虽然第三星族恒星通常被认为是大质量的，但当气体的冷却特别增强时，可能存在通往低质量Pop III恒星的路径。一个可能的途径是在暗物质晕合并过程中增强HD冷却。合并可以导致高电离度，催化HD分子的形成，并且可以将气体冷却到宇宙微波背景（CMB）温度。在本文中，我们调查合并的质量为几个10 $^5$ M $_\odot$的迷你晕，并探讨这种情况下的可行性。我们进行了三维宇宙流体动力学计算与ENZO代码，解决了热和化学演化的气体采用天体化学包KROME。我们的研究结果表明，HD的丰度增加了两个数量级相比，没有合并的情况下，晕冷却到$\sim$ 60 K触发碎裂。根据金斯的估计，预期的恒星质量约为10 M $_\odot$。我们的研究结果表明，合并的情况下是一个潜在的途径，形成低质量的恒星。
2014-04-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
