Dynamical friction and massive black hole orbits: analytical predictions and numerical solutions
Università di Trieste（的里雅斯特大学）；INAF – Osservatorio Astronomico di Trieste（意大利国家天体物理研究所的里雅斯特天文台）；IFPU, Institute for Fundamental Physics of the Universe（宇宙基础物理研究所）；INFN, Instituto Nazionale di Fisica Nucleare（意大利国家核物理研究所）；ICSC - Italian Research Center on High Performance Computing, Big Data and Quantum Computing（意大利高性能计算、大数据和量子计算研究中心）
本文提出了一种改进的动力摩擦校正方法，用于模拟黑洞在暗物质晕和恒星核球中的轨道衰减，验证了其在不同分辨率下的有效性，并为未来AGN吸积和引力波预测提供支持。
2025-06-25 astro-ph.GA
Star Formation Enhancement in Barred Disk Galaxies in Interacting Galaxy Clusters
最近的一项研究表明，酒吧可以通过星系团的相互作用，但一直不清楚，如果酒吧的形成与星系团之间的相互作用的恒星形成的增强。我们研究了斯隆数字巡天观测数据中105个星系团的$0.015<z<0.060$，以检验16个相互作用星系团中的成星星系（$f_\mathrm{sf}$）比例是否比其他非相互作用星系团中的成星星系比例有所增加，并探讨相互作用星系团中$f_\mathrm{sf}$的增加与棒形成之间的可能联系。我们发现，$f_\mathrm{sf}$是适度较高的（$\sim20\%$）在相互作用的集群比非相互作用的集群和恒星形成的增强，在相互作用的集群中只发生在中等质量的磁盘为主的星系（$10^{10.0} \le M_\mathrm{star}/M_{\odot} < 10^{10.4}$和膨胀的总光比为$\le0.5$）。我们还发现，在相互作用星系团中，中等质量盘控星系的$f_\mathrm{sf}$的增强主要是由于棒星系数目的增加。我们的结果表明，团-团相互作用可以同时诱导盘星系中的酒吧和恒星的形成。
2020-04-05 astro-ph.GA
A diversity of progenitors and histories for isolated spiral galaxies
我们分析了一套33银河系质量的星系在低密度环境中的演化宇宙学模拟。我们的样本涵盖了z=0时哈勃类型的广泛范围，从几乎没有凸起的圆盘到凸起主导的星系。尽管事实上大部分的凸起通常在z=1时就位，但我们发现在z=1和z=0时的形态之间没有显著的相关性。z=1的盘状星系的祖先跨越了一系列的形态，包括光滑盘，不稳定盘，相互作用星系和膨胀主导系统。到z=0.5时，螺旋臂和螺旋条大部分就位，并且祖细胞形态与最终形态相关。接下来我们重点关注z=0时膨胀与总膨胀比B/T<0.3的晚期星系。这些数据显示了z=0时的B/T与z<2时最大合并的质量比以及z>1时的气体吸积率之间的相关性。我们发现，具有最低B/T的星系往往有一个安静的重子输入历史，在z<2处没有重大的合并，并且具有低而恒定的气体吸积率，保持稳定的角动量方向。更剧烈的合并或气体吸积历史导致星系有更突出的凸起。大多数盘状星系的球塞西克指数n<2。具有最高凸起Sersic指数的星系倾向于具有强烈的气体吸积和盘不稳定性的历史，而不是活跃的合并。
2012-07-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Is the correlation between the bulge-to-total stellar mass ratio and the number of dwarf galaxies in tension with $Λ$CDM?
本研究利用ELVES矮星系星表验证星系核球质量比与卫星矮星系数的相关性，发现该关系由星系形态驱动，且含重子的Illustris-TNG100模拟能复现这一关联，说明其与$Λ$CDM标准宇宙学模型并无必然矛盾。
2023-07-18 astro-ph.GA
Study of galaxy morphology and merging time of two interacting galaxies under different initial rotation and orientation configurations
利用GADGET-2 N体程序，研究了两个相互作用星系（对于相同类型、不同大小和质量的$1:1$和$1:10$比质量）因引力相互作用而合并时的星系形态和合并时间。这是针对不同的初始相对取向和旋转的这些星系（相互作用模式），但具有相同的相对凸起分离和相同的相对初速度。结果发现，所产生的星系形态类似于我们宇宙中许多观测到的星系，并且一般来说，质量比为1：10的双星系系统比质量比为1：1的双星系系统具有更长的合并时间。这种差异是由于两种情况下相互作用期间质量的不同演变造成的。对于质量比为1：10的情况，全球质量最大值位于演化末期，这意味着第二个星系不断增加其质量。对于质量比为1：1的情况，全局最大值位于$t=0.35$ Gy附近，导致合并时间减少。
2020-03-26 astro-ph.GA
The Role of Major Mergers and Nuclear Star Formation in Nearby Obscured Quasars
通过对附近29个（$z\approx 0.04-0.4$）光选2型类星体的静止标架$B$和$I$ HST图像的详细研究，探讨了活动星系核被遮蔽发光的触发机制和结构特性.形态分类显示，只有少数（34%）的主机合并或相互作用的星系。超过一半（55%）的宿主包含规则的盘，和相当大的一部分（38%），事实上，是盘主导的（$B/T\lesssim 0.2$）晚型星系与低Sersic指数（$n < 2$），这是假隆起的特征。在螺旋星系中普遍存在的棒可能足以提供这些系统中核活动所需的适度燃料需求。核恒星的形成似乎在中心区域无处不在，导致大多数系统的凸起内的正颜色梯度和中心表面亮度的增强。
2019-04-14 astro-ph.GA
A large-scale ring galaxy at z = 2.2 revealed by JWST/NIRCam: kinematic observations and analytical modelling
本研究结合JWST/NIRCam、ALMA、VLT/SINFONI和HST数据，分析z=2.2的大尺度环状星系zC406690，通过Hα运动学和气体尘埃质量约束支持大质量环加中心核球模型。
2025-06-08 astro-ph.GA
Unveiling the kinematics of a central region in the triple AGN host NGC 7733-7734 interacting group
本研究利用多波段数据分析了三重活动星系核系统 NGC 7733-34 的恒星与气体运动学及恒星形成，发现 NGC 7733 存在中心核结构并经历星系棒淬灭，而 NGC 7734 的星系棒主导其整体恒星形成率。
2025-01-15 astro-ph.GA
From galactic nuclei to the halo outskirts: tracing supermassive black holes across cosmic history and environments
利用基于Millennium合并树的半解析模型LGalerkin，研究了超大质量黑洞（BH）在宇宙时间内的质量组装和自旋演化，以及引力反冲对有核和游荡黑洞（wBH）布居的影响.我们跟踪自旋的变化，黑洞的经验，在合并事件和气体吸积阶段。对于后者，我们假设自旋变化与凸起组装耦合。这一假设导致了对z=0黑洞的自旋中值的预测，这取决于它们是由伪凸起、经典凸起还是椭圆星系所承载，分别为a ~ 0.9、0.7和0.4。该模型的计算结果与z<4类星体的光度函数、z=0的BH质量函数、自旋值以及黑洞-球核质量关联具有较好的一致性。关于wBH，我们假设它们可以起源于卫星星系的分裂（孤儿wBH）和由于引力反冲的喷射（喷射wBH）。该模型指出wBH的数密度随着红移的减小而增加，尽管这个人口总是比核黑洞的人口小2倍。在所有红移下，wBH通常以M_{halo} >10^{13} M_{\odot}和M_{stellar} >10^{10} M_{\odot}为宿主，是孤儿wBH的主要类型。此外，与红移和晕质量无关，\textit{ejected} wBH存在于宿主DM晕的中心区域（<0.3 R_{200}），而孤儿wBH则徘徊在更大的尺度（>0.5 R_{200}）。最后，我们发现，引力反冲导致的红移和恒星质量的减少，逐步耗尽核BH。此外，喷射事件导致预测的局部黑洞-凸起关系的变化，特别是对于伪凸起中的黑洞…
2020-06-03 astro-ph.GA
A FUV and optical study of star formation in closely interacting galaxies: star forming rings, tidal arms and nuclear outflows
本研究利用FUV、近红外及MUSE光谱数据，对8个不同相互作用阶段的近距离星系进行高分辨恒星形成与核活动分析，发现潮汐尾和环中活跃恒星形成，有棒星系无显著增强，并探测到IC5250和NGC7733N的核外流。
2023-08-30 astro-ph.GA
Overdensity of VVV galaxies behind the Galactic bulge
我们研究了对应于VVV瓦片$b204$的1.636平方度的区域。使用SExtractor，我们分析了光度数据，生成了这一领域的扩展源目录。为了确认这些来源是星系候选者，我们目视检查了RGB图像，寻找典型的星系特征。使用2 MASX和GCMW编目源，我们测试了我们的目录的完整性和污染，并定义合适的颜色切割选择星系。我们还比较了观测结果与从两个半解析模型对暗物质的模拟。分别用SAG半解析模型和L-Galerkin半解析模型建立星系表，采用CLASS-STAR $< 0.5$、$r_{1/2} > 0.7$ arcsec和特定的色切（J-Ks $>$ 0. 97，J-H $>$ 0和H-Ks $>$ 0）生成扩展源自动星表。经过目视检查，我们确定了624个源，其中10个$<$ Ks $<$ 17作为星系候选者。当把视觉确认的星系视为可靠的天体时，自动星表的污染率为28%。估计的完整性为87%，直到星等Ks=13.5。我们分析了候选星系的空间分布，发现在半径为15弧分的小区域内有高浓度的星系。该区域的密度比图块中的类似区域高三倍。我们比较了在这个小区域的星系的数量与平均密度值从一个合适的样本的星系从半解析模型发现，我们的结果是一致的一个overdensity区域。使用VVV近红外数据和模拟目录，我们发现新的河外来源，还没有被其他目录确定。我们展示了潜在的VVV调查研究了大量的星系候选人和银…
2021-03-02 astro-ph.GA
The imprint of massive black-hole mergers on the correlation between nuclear clusters and their host galaxies
利用核星团质量的文献汇编研究了星团整体性质与核性质之间的相关性。观测数据的半解析星系形成模型的预测的比较，地方的NSC，大质量黑洞（MBH）和宿主星系的共同演化的约束。数据和理论预测表明，在高星系质量的NSC标度相关性增加的散射，我们表明，这是由于越来越有效的喷射恒星从NSCs造成的MBH双星在更大质量的恒星球状体。我们的结果提供了一个自然的解释，为什么在有核星系托管MBH，比（M_NSC+M_MBH）/M_bulge（与M_bulge的主机球体的质量）显示显着小于散射比M_NSC/M_bulge，并建议MBH和NSC的形成是不相互排斥的，也支持的共存系统的观测。MBH和NSC都代表了星系形成的一般产物，NSC被它们的同伴MBH的合并演化所破坏或修改。
2015-05-11 astro-ph.GA gr-qc
Measuring galaxy morphology at $z>1$. I - calibration of automated proxies
使用HST的新近红外巡天提供了一个前所未有的机会来研究z>1的静止框架光学星系形态，并校准自动形态参数，这些参数将在对未来的大规模数据集（如EUCLID或LSST）进行分类时发挥关键作用。我们研究了1<z<3的大质量星系的自动参数（例如CAS，Gini，M20），测量它们对波长的依赖性和红移的演化，并使用机器学习算法量化这些参数在区分视觉确定的形态方面的可靠性。我们发现，在低红移文献中观察到的形态类型之间的相对趋势在z>1时得到了保持：膨胀主导的系统具有系统性的更高的浓度和基尼系数，并且比盘主导的星系更不对称和更圆。然而，在z>1时，星系的不对称性平均增加50%，Gini和M20值分别增加10%和减少20%。在膨胀为主的星系，形态参数来自休息帧紫外线和光学波长的相关性很好，但晚型星系表现出更高的不对称性和块状时，在休息帧紫外线测量。我们发现，广泛的形态类别（如凸起与磁盘为主），可以区分使用高（80%）纯度和80%的完整性的参数。在类似的静脉中，不规则盘和合并也可以与污染低于20%的凸起和规则盘区分开来。然而，合并不能区分从不规则形态类使用这些参数，由于越来越不对称的非相互作用的晚型星系在z>1。我们的自动化程序被应用到CANDELS GOODS-S领域，并与最近发布的视觉分类在同一地区得到类似的结果。
2014-06-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Motivations for a Large Self-Interacting Dark Matter Cross Section from Milky Way Satellites
我们探索银河系subhalos在自相互作用的暗物质模型中的性能为1至5厘米$^2$ g $^{-1}$使用高分辨率放大N体模拟的中等横截面。我们包括重子盘的引力势和与银河系相匹配的凸起，这对于获得准确的预测至关重要。1 cm和5 cm $^2$ g $^{-1}$模型预测的主晕内暗晕的数量和分布是相似的，并且只有在所有时间内峰值圆速度> 4.5 km/s的暗晕能够形成星系时，它们才与银河系卫星星系的观测结果一致。我们没有发现独特的签名在近中心分布的subhalos，可以帮助区分的模型。使用一个分析模型来扩展模拟结果，我们能够表明，在模型中的subhalos与1和5厘米$^2$ g $^{-1}$之间的横截面是不够密集，以匹配致密的超微弱和经典的矮球状星系在银河系。这促使速度依赖的横截面的值大于5厘米$^2$ g $^{-1}$在相关的卫星的速度，使核心崩溃会发生在一些超微弱和经典的矮椭球。
2022-11-07 astro-ph.GA hep-ph
Mass-redshift dependency of Supermassive Black Hole Binaries for the Gravitational Wave Background
本研究结合六套宇宙学模拟与含红移演化的解析模型及贝叶斯推断，预测并约束超大质量黑洞双星引力波背景，分析黑洞–核球质量关系和并合率的质量、红移依赖。
2024-03-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Structures of Local Galaxies Compared to High Redshift Star-forming Galaxies
利用GOODS-ACS场观测到的8个邻近相互作用星系和星暴星系（Arp 269，M 82，Mrk 8，NGC 520，NGC 1068，NGC 3079，NGC 3310，NGC 7673）的静止坐标系远紫外（FUV）形态，与54个z ~ 1.5星系和46个z ~ 4星系进行了比较.附近的样品被人为地红移到z ~ 1.5和4。我们比较模拟的星系形态，真正的z ~ 1.5和4紫外明亮的星系形态。我们计算了Gini系数（G），最亮的20%星系流量的二阶矩（M_20）和Sersic指数（n）。我们探索了使用非参数方法与二维轮廓拟合，并发现M_20与n的组合是一种有效的方法来分类星系合并，指数盘，或隆起状的形态。当按G和M_20分类时，z ~ 1.5和z ~ 4的真实/模拟星系中分别有20/30%和37/12%的星系具有类鼓包结构。其余的都是类似合并或中间分布。另外，当根据Sersic指数分类时，70%的z ~ 1.5和z ~ 4真实星系是指数盘或膨胀状，n > 0.8，约30%的真实星系被分类为合并星系。人工红移星系的n值在z ~ 1.5和4处具有~35%的膨胀或指数。因此，约20-30%的莱曼破裂星系（LBG）具有类似于局部星暴合并的结构，并且可能受到类似过程的驱动。我们假设GOODS场中的类并合星系或类星团恒星形成星系具有n值为-1.7的形态结构< 0.8 and M_20 >。我们…
2009-05-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Machine Learning and Cosmological Simulations I: Semi-Analytical Models
我们提出了一个新的探索性的框架模型星系形成和演化的层次宇宙中使用机器学习（ML）。我们的动机是双重的：（1）提出了一种新的、有前途的研究星系形成的技术;（2）在半解析模型（SAMs）的背景下定量分析了暗物质晕性质对星系的影响程度。我们使用有影响力的Millennium Simulation和相应的Munich SAM来训练和测试各种复杂的机器学习算法（k-最近邻，决策树，随机森林和极端随机树）。通过只使用必要的暗物质晕物理性质的晕的$M>10^{12} M_{\odot}$和部分合并树，我们的模型预测的热气体质量，冷气质量，隆起质量，总恒星质量，黑洞质量和冷却半径z = 0的每个中央星系在一个暗物质晕的千年运行。我们的研究结果提供了一个独特而强大的现象学框架，以探索建立在SAM上的星系晕连接，并证明ML是一个有前途的和计算效率高的工具来研究小尺度结构的形成。
2015-10-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
SASHIMI-SIDM: Semi-analytical subhalo modelling for self-interacting dark matter at sub-galactic scales
SASHIMI-SIDM将半解析模型与参数化映射结合，快速生成SIDM次晕种群，预测核心坍缩比例随质量变化，并增强暗物质密度与湮灭率，为SIDM参数空间扫描提供高效工具。
2025-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
