Defeating stochasticity: coalescence timescales of massive black holes in galaxy mergers
星系合并中的大质量黑洞双星的合并是低频引力波的主要来源。目前对激光干涉仪空间天线和脉冲星定时阵列的GW探测率的估计相差三个数量级。为了理解这种变化，我们模拟了等质量偏心星系对与中心大质量黑洞和浅内部密度尖点的合并。我们模拟的形成和硬化的中央BHB使用快速多重法作为力求解器，其特点是$O(N)$缩放与粒子的数量$N$，并获得相当于直接求和模拟的结果。在$N \sim 5\times 10^5$，典型的当代研究，偏心率的BHB可以显着不同的随机实现相同的初始条件，导致合并的时间尺度的实质性变化。这种散射归因于恒星与BHB相遇的随机性，并随着$N$的增加而减小。我们估计，恒星半光半径内的$N \sim 10^7$足以将合并时标中的散射减少到$\sim 10$ \%。我们的研究结果表明，至少有一些低频GW率的不确定性是由于数值分辨率不足。
2020-04-29 astro-ph.GA
Describing the Nonuniversal Galaxy Merger Timescales in IllustrisTNG: Effects of Host Halo Mass, Baryons, and Sample Selection
本文利用 IllustrisTNG 模拟揭示了星系并合时标对宿主暗晕质量的非普适依赖关系，提出了含宿主质量依赖的拟合公式，并分析了重子物质和样本选择对并合时标估计的影响，为改进星系形成模型提供了新工具。
2025-07-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Most Bound Halo Particle-Galaxy Correspondence Model: Comparison between Models with Different Merger Timescales
我们开发了一个星系分配方案，人口暗物质晕与星系追踪的最绑定成员粒子（MBP）的模拟晕。采用基于解析计算和数值模拟的几种合并时标模型作为模拟卫星星系的生存时间。我们建立模拟星系样本的光环合并数据的地平线运行4 $N$ -体模拟$z = 12-0$。我们比较了模拟星系和体积受限SDSS星系的群性质和两点关联函数（2 pCF），并在$z=0$上测量了$\mathcal{M}_r - 5 \log h < -21$和$-20$的$r$带绝对星等.结果发现，对于大多数的合并时标模型，MBP-星系对应方案都能很好地再现观测到的大质量星系群中SDSS星系（$M > 10^{14} h^{-1} M_{\odot}$）和小尺度2 pCF星系（$r_{\rm p} < 10 h^{-1} {\rm Mpc}$）的星族.新方案比以前的次晕星系对应方案的性能提高了$2σ$以上。
2016-06-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence for $\gtrsim{4}$ Gyr timescales of neutron star mergers from Galactic archaeology
快速（$r$）中子捕获过程的核合成位点目前正在讨论中。通过引力波和电磁辐射对合并的中子星GW 170817的直接探测，证实了这类事件是$r$过程元素的重要来源。然而，化学演化模型是不能够重现所观察到的化学丰度在银河系时，中子星合并被认为是唯一的$r$过程网站和现实的时间分布，这样的事件被考虑在内。现在，我们第一次结合了银河系及其矮星系卫星的所有可用观测证据，表明只有当（至少）存在两个不同的$r$过程站点时，数据才能得到解释：一个时间尺度与核心坍缩超新星相当的快速源，$t_{quick}\lesssim10^8$ yr，以及一个时间尺度与特征$t_{delayed}\gtrsim4$ Gyr相当的延迟源。延迟的$r$过程源最有可能起源于中子星合并，因为时间尺度与GW 170817的估计非常吻合。鉴于快速源的时间尺度很短，它很可能与大质量恒星有关，尽管在这一点上不能排除紧凑物体合并的特定快速通道。我们的方法表明，只有通过查看所有可用的数据，我们才能够解决这个难题，这是$r$ -过程。
2020-01-10 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Pulsar Timing Array Constraints on the Merger Timescale of Subparsec Supermassive Black Hole Binary Candidates
我们估计合并时间尺度的光谱选择，subparsec的超大质量黑洞二进制（SMBHB）候选人通过比较他们的预期贡献的引力波背景（GWB）与当前脉冲星定时阵列（PTA）实验的灵敏度，特别是最新的上限由北美纳赫兹天文台放置的引力波（NANOGrav）。我们发现，这样的SMBHB合并的平均时间尺度是$\langle t_{\rm evol} \rangle > 6\times 10^4\,$年，假设它们的轨道演化在PTA频段是由发射的引力波。如果一部分SMBHB不存在于光谱探测到的活动星系中，并且它们在活动星系和非活动星系中的发生率相似，那么合并的时间尺度可能是$\sim 10$倍，$\langle t_{\rm evol} \rangle > 6\times 10^5\,$ yr。这些限制与理论模型预测的时间尺度范围是一致的，这意味着我们的光谱样本中的所有SMBHB候选者都可能是二进制的，而不会违反对GWB的观测约束。这一结果说明了多信使方法的力量，促进了PTA，在电磁搜索中发现的SMBHB候选人的性质提供了一个独立的统计测试。
2020-10-09 astro-ph.GA astro-ph.HE gr-qc
Handy Relation Between Binary Black Hole Merger Times and Host Galaxy Properties
该研究通过高分辨率N体模拟（宿主星系性质由观测约束）绘制不同条件下大质量双黑洞并合时标图谱，提出便捷标度关系（基于基本可观测量），可用于宇宙学/半解析研究模拟LISA等事件率。
2025-08-19 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
Statistics of galaxy mergers: bridging the gap between theory and observation
我们提出了一个研究星系合并到$z=10$使用普朗克千年宇宙学暗物质模拟和{ \tt GALFORM}星系形成的半解析模型。利用全（$800$ Mpc）$^3$体积的模拟，我们研究了星系合并的合并率和密切对分数的统计。我们预测，合并率开始迅速下降的高质量星系（$M_*>10^{11.3}-10^{10.5}$ $M_\odot$的$z=0-4$），作为星系恒星质量函数的指数下降的结果。由$z=3.5$预测的并合率随着红移的增加而增加，然后翻转，与流体动力学模拟和半经验模型不一致。与大多数其他模型和观测结果一致，我们发现，在某些红移（取决于质量选择），近对分数变平或翻转。我们对近配对分数进行了广泛的比较，并强调了模型之间的不一致性，以及不同观测之间的不一致性。我们提供了一个拟合公式的主要合并的时间尺度密切的星系对，其中的恒星质量的斜率依赖于红移。这与先前的理论结果不一致，该结果暗示了恒定的斜率。相反，我们发现只有大质量星系（$M_*>10^{10}$ M $_\odot$）的红移依赖性很弱：在这种情况下，合并的时间尺度近似为$M_*^{-0.55}$。我们发现，密切对分数和合并的时间尺度依赖于最大的预计分离$r_\mathrm{max}^{1.32}$。这与小尺度星系团的观测结果一致，但与通常假设的对投影分离的线性依赖性不一致。
2021-11-15 astro-ph.GA
The Keplerian three-body encounter II. Comparisons with isolated encounters and impact on gravitational wave merger timescales
研究了由超大质量黑洞（SMBH）产生的开普勒潮汐场对恒星质量黑洞三体动力学的影响。我们考虑两种情况下发生的SMBH：不稳定的三元组和三体之间的二元和单一的遭遇破裂。这两种情况分别对应于硬二元情况和软二元情况。潮汐场通过潮汐限制系统来影响三元组的解体，使得三元组以较低的解体速度更早地解体，留下稍大的二进制（相对于孤立的情况）。破裂方向变得各向异性，并倾向于遵循三重峰的Hill区域的形状，有利于径向方向上的破裂。此外，潮汐场可以扭转系统，导致三重体和它围绕SMBH的轨道之间的角动量交换。这个过程改变了最终双星的性质，这取决于三元组的初始角动量。最后，潮汐场也会影响双星与单星的相遇：双星在单独相遇时，往往会变得更加坚硬和古怪。因此，在深开普勒势中的单双星散射产生了具有较短引力波合并时标的双星。
2019-09-25 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
Comparing galaxy merger orbits in hydrodynamical simulation and in dark-matter-only simulation
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；School of Mathematics and Physics, University of Science and Technology Beijing（北京科技大学数理学院）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文学与空间科学学院）；Department of Physics, The Chinese University of Hong Kong（香港中文大学物理系）；Astrophysics Center, Tianjin Normal University（天津师范大学天体物理中心）
研究水动力模拟与暗物质-only模拟中星系并合时间尺度和轨道差异，发现气体影响使并合更早发生且轨道更螺旋状，低分辨率模拟效果不明显。
2026-05-09 astro-ph.GA
Studying the Physical Properties of Tidal Features I. Extracting Morphological Substructure in CANDELS Observations and VELA Simulations
大合并在星系演化中的作用仍然是一个关键的悬而未决的问题。现有的经验性合并识别方法使用非参数和主观的视觉分类，这可能对约束合并历史构成系统性挑战。作为克服这些挑战的第一步，我们开发并公开分享了一个新的基于Python的软件工具，该工具从流行的参数光轮廓拟合工具（例如，GALFIT）。使用哈勃太空望远镜（$HST$）$H$波段单Sérsic残留图像的$17$坎德尔星系，我们证明了该工具的能力，以测量表面亮度和提高定性识别的各种常见的残留功能（磁盘结构，螺旋子结构，合理的潮汐功能，和强大的引力弧）。我们测试我们的方法合成$HST$观测的$z\sim 1.5$主要合并VELA流体动力学模拟。我们提取$H$ -波段残留功能对应的出生，成长，和衰落的潮汐功能在不同的阶段和观看方向在坎德尔深度和分辨率。我们发现，在浅深度提取的特征具有嘈杂的视觉外观，并且容易受到视角效应的影响。对于VELA的$z\sim 3$主要合并，我们发现詹姆斯韦伯太空望远镜的NIRCam观测可以探测高红移潮汐功能具有相当大的优势，超过现有的$HST$的能力。进一步的定量分析，合理的潮汐特征提取与我们的新软件持有承诺的强大识别标志合并签名和相应的改进合并率的限制。
2019-03-26 astro-ph.GA
Galaxy Mergers as a Source of Cosmic Rays, Neutrinos, and Gamma Rays
我们研究了大质量星系合并或碰撞中粒子的激波加速，发现宇宙射线（CR）可以被加速到第二膝能~0.1-1 EeV甚至更高，其硬谱指数为Gamma ~ 2.这样的CR在合并冲击的动力学时间尺度内通过强子核相互作用失去能量，产生伽马射线和中微子作为副产品。如果约10%的激波耗散能量进入CR加速，一些局部合并星系将产生CTA可探测到的伽马射线对应物。此外，基于和谐宇宙学，其中很大一部分大质量星系在宇宙学时间尺度内经历了重大合并，中微子对应物可以构成冰立方探测到的各向同性背景的约20- 60%。
2014-07-09 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Where has all the $r$-process gone? Timescales for GRB-Kilonovae to Enrich their Host Galaxies
本研究量化了中子星并合产生$r$-过程元素富集宿主星系的时间尺度，发现富集存在延迟且受宿主比恒星形成率影响，部分$r$-过程物质会丢失至星系际介质中。
2025-03-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
The ALPINE-ALMA [CII] survey: The contribution of major mergers to the galaxy mass assembly at z~5
星系合并被认为是星系质量聚集的主要机制之一。最近，许多研究表明，早期宇宙中主要合并的比例可能会增加，重新引发了关于哪些过程的争论（例如，冷吸积，恒星形成，合并）最有助于星系通过宇宙时间的质量积累。为了估计大合并在这方面的重要性，我们利用ALMA大型早期[CII]研究计划（ALPINE）收集的新数据，该计划从75个主序星形成星系的样本中观察到[CII] 158 $μ$ m发射线，其频率为4.4 < z < 5.9。我们使用，为第一次，由[CII]发射提供的形态运动学信息，以获得在z~5的主要合并（$f_{MM}$）的分数。通过对合并时间尺度（$T_{MM}$）采用不同的规定，我们将该分数转换为每个星系（$R_{MM}$）和每个体积（$Γ_{MM}$）的合并率。然后，我们将我们的结果与文献中较低红移的结果相结合，计算合并分数的宇宙演化。这可以通过从z~0到更高红移的快速增加，在z~3处达到峰值，以及向更早时期缓慢减少来描述。取决于所使用的时间尺度处方，该分数转化为z~5时的合并率范围在~0.1和~4.0 Gyr $^{-1}$之间。最后，我们比较了特定的恒星形成和恒星形成率密度与主要合并的类似量。我们的新ALPINE数据揭示了早期宇宙中存在着重大的合并活动。然而，这个人口的合并是否可以提供一个相关的贡献，星系的质量大会在这些红移和通过宇宙时代是强烈依赖于合并的时间尺度的假设。
2021-07-22 astro-ph.GA
Star Formation Quenching in Green Valley Galaxies at $0.5\lesssim z\lesssim1.0$ and Constraints with Galaxy Morphologies
我们计算了绿谷星系在中等红移时的恒星形成猝灭时间尺度（$z\sim0.5-1$）使用不同星系形态类型的堆叠zCOSMOS光谱：球状、盘状、不规则和合并，将盘状星系进一步分为无棒星系、弱棒星系和强棒星系，假设一个简单的指数衰减的恒星形成历史模型，并基于H-$_δ$吸收特征和$4000$双折射。我们发现，不同的形态类型呈现出不同的恒星形成淬火时间尺度，加强了星系形态与负责淬火恒星形成的物理过程密切相关的想法。我们的量化的恒星形成淬火时标表明，磁盘具有典型的时标$60\%$的5倍以上的星系呈现球状，不规则或合并的形态。特别是棒星系在绿谷中呈现出最慢的过渡时间尺度。这表明，虽然长期的演变可能最终导致气体耗尽的主星系通过酒吧诱导的气体流入，触发恒星形成活动，长期代理人不是主要贡献者在这些红移星系的快速淬火。星系的相互作用，与椭圆形，不规则和合并的形态有助于，在一个更显着的程度上，通过绿谷在这些红移的快速过渡。根据以前的工作表明，长期和合并过程是负责在低红移的恒星形成淬火，我们的研究结果提供了一个解释，最近的发现，恒星形成淬火发生在一个更快的步伐在$z\sim0.8$。
2017-09-20 astro-ph.GA
Specific Star Formation Rate Enhancement across the Galaxy Merger Sequence: Insights from Citizen Science Classifications
Minnetonka High School（明尼通卡高中）；Minnesota Institute for Astrophysics, University of Minnesota（明尼苏达大学天体物理研究所）；Department of Physics & Astronomy, University of Missouri Kansas City（密苏里大学堪萨斯城分校物理与天文系）；Missouri Institute for Defense & Energy (MIDE)（密苏里国防与能源研究所）
利用Zooniverse公民科学项目'Cosmic Disco'的视觉分类，研究了星系并合序列中特定恒星形成率与视觉并合阶段的关系，发现并合阶段与sSFR呈正相关，证实了并合进程与恒星形成率增强的关系。
2026-05-08 astro-ph.GA
EMERGE: Empirical predictions of galaxy merger rates since $z\sim6$
我们探索星系合并率与经验模型的星系形成，涌现。平均而言，我们发现，在$2$ %和$20$ %之间的大质量星系（$\log_{10}(m_{*}/M_{\odot}) \geq 10.3$）将经历一个主要的合并每Gyr。我们的模型预测星系合并率不按幂律比例与红移时，由后代恒星质量选择，并表现出明确的恒星质量和质量比的依赖。具体来说，大合并在高质量和低红移时更频繁。我们发现合并对星系$\log_{10}(m_{*}/M_{\odot}) \gtrsim 11.0$的恒星质量增长是重要的。对于质量最大的星系，主要合并占吸积质量分数的主导地位，贡献高达总吸积恒星质量的$90$ %。我们强调，这些现象是恒星晕质量关系的直接结果，这导致大质量星系比低质量星系有更高的可能性经历重大合并。我们的模型产生的星系对分数与最近的观测结果一致，表现出最好的形式描述的幂律指数函数。将这些配对分数转换为合并率会导致与使用公布的观测时间尺度时的模型内在值相比预测不准确。我们发现，对分数可以很好地映射到内在的合并率，通过采用一个观察时标，随着红移线性下降为$T_{\mathrm{obs}} = -0.36(1+z)+2.39$ [Gyr]，假设所有观察到的对合并由$z=0$。
2021-01-17 astro-ph.GA
Interacting galaxies in the IllustrisTNG simulations -- II: Star formation in the post-merger stage
星系合并是一个重大的演化转变，其影响已被大量的观测和数值模拟所证实。然而，大多数以前的模拟都使用理想化的，孤立的，二进制合并，并没有在大型宇宙学模拟中研究星系合并的统计样本的重大进展。我们提出了一个样本的27,691合并后（PM）星系（$0\le z \le 1$）确定从IllustrisTNG：宇宙学，大盒子，磁流体动力学模拟套件。PM样本涵盖了广泛的合并和星系属性（$M_\star$，$μ$，$f_\mathrm{gas}$）。我们表明，恒星形成（SF）PM表现出增强的恒星形成率（SFR）的平均因子为$\sim 2$，而被动PM没有显示统计增强。我们发现，SFR增强：（1）不依赖于红移，（2）与PM的恒星质量反相关，（3）与PM的祖先的气体分数相关。然而，SF PM显示出更强的增强，这可能指示其他过程正在起作用（例如，气相、反馈效率）。尽管SFR增强与合并质量比有轻度相关性，但更丰富的次要合并（$0.1 \le μ< 0.3 $）仍贡献了总SFR增强的$\sim 50\%$。通过跟踪PM样本向前的时间，我们发现，星系合并可以驱动显着的SFR增强衰减超过$\sim 0.5$陀螺仪独立的合并质量比，虽然衰减时间尺度是依赖于模拟分辨率。最强的合并驱动的星暴星系在比它们的控制更快的时间尺度上进化为被动/淬火。
2020-02-12 astro-ph.GA
Zooming in on major mergers: dense, starbursting gas in cosmological simulations
我们介绍了“插图变焦模拟项目”，它允许研究选定的星系形成的$Λ$清洁发展机制宇宙学的质量分辨率比在母公司大规模流体动力学插图模拟好40倍。在这里，我们专注于在四个宇宙学模拟的主要合并气体的星爆属性。在我们的高分辨率变焦运行中的星系表现出恒星形成的爆发模式，气体消耗的时间尺度比正常的恒星形成模式短10倍。强烈的爆发只存在于最高分辨率的模拟中，暗示分辨率太低是原始的Illustris模拟显示缺乏星暴星系的原因。在我们研究的四个主要合并中，有两个发生了非常明显的恒星形成爆发。高恒星形成率，短气体消耗时间尺度和这些系统的形态非常类似于观察到的核恒星爆发。这是第一次通过自洽宇宙流体动力学模拟而不是使用碰撞过程中设置的孤立星系模型来研究主要合并的样本。我们还研究了碰撞星系的轨道，发现恒星爆发气体优先出现在具有非常高的碰撞速度的迎头合并中。大碰撞参量的碰撞通常不会导致星爆气体的形成。
2016-07-20 astro-ph.GA
Counting Black Holes: The Cosmic Stellar Remnant Population and Implications for LIGO
我们提出了一个经验的方法来解释引力波信号的双黑洞合并的假设下，基本的黑洞人口来源于恒星演化的残余。利用观测到的星系质量和恒星金属丰度之间的关系，我们预测了黑洞数作为星系恒星质量的函数。例如，我们表明，像银河系这样的星系应该拥有数百万个$\sim 30~M_\odot$黑洞，而像天龙座这样的矮卫星星系应该拥有$\sim 100$这样的残余物，对假设的IMF和恒星演化模型的依赖性很弱。大多数低质量黑洞（$\sim10 M_\odot$）通常位于大质量星系（$M_\star \simeq 10^{11} M_\odot$）中，而大质量黑洞（$\sim 50~M_\odot$）通常位于矮星系（$M_\odot \simeq 10^9 M_\odot$）中。如果大约$1\%$的黑洞参与了一个二元黑洞合并，那么从先进的LIGO报告的合并率密度可以容纳一系列合并的时间尺度，并与$> 50~M_\odot$黑洞合并的检测应该在未来十年内预期。确定合并的宿主星系人口提供了一种方法来限制双中子星或黑洞的形成效率和合并时标分布;如果合并时标与宇宙年龄相比很短，这些事件将主要局限于矮星系，否则将局限于大质量星系。随着更多的合并被检测到，直接通过检测中子星合并的电磁对应物或间接通过事件的各向异性来识别宿主星系人口的前景将成为现实的可能性。
2017-10-17 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Mergers may not be the main channel for galaxy stellar mass growth at redshift $z\gtrsim5$: Predictions from cosmological hierarchical models and simulations
Fudan University（复旦大学）；Argelander-Institut für Astronomie（阿尔加德纳天文研究所）；University of Southampton（南安普顿大学）；SISSA（国际高等研究学院）；IFPU（弗里乌利基础物理研究所）；INFN, Sezione di Trieste（意大利国家核物理研究院的里雅斯特分部）；IRA-INAF（意大利国家天体物理研究所阿雷佐分部）；Scuola Normale Superiore（比萨高等师范学院）；Institute for Computational Cosmology, Department of Physics, Durham University（达勒姆大学物理学院计算宇宙学研究所）
该研究结合多种宇宙学模型与模拟发现，z≳5时星系恒星质量增长由原地恒星形成主导，而非并合，JWST识别的高并合对比例无法直接对应高效异地增长，需用物理化并合时标解释早期星系组装。
2026-11-13 astro-ph.GA
Extracting Information from AGN Variability
活动星系核在整个电磁波谱上表现出快速、高振幅的随机通量变化，时间尺度从几小时到几年不等。这种变化的原因知之甚少。我们提出了一个基于格林函数的方法，使用可变性（1）测量通量扰动演变的时间尺度和（2）表征驱动通量扰动。我们将活动星系核的观测光变曲线模型化为一个由随机脉冲驱动的线性微分方程。我们分析了Kepler AGN Zw 229-15的光变曲线，发现观测到的光变行为可以用一个受色噪声扰动的阻尼谐振子模型来描述。模型功率谱在时间尺度$385$ ~d上翻转。在较短的时间尺度上，对数功率谱斜率在$2$和$4$之间变化，解释了先前研究中注意到的行为。我们恢复和识别的$5.6$ ~d和$67$ ~d的时间尺度由以前的工作报告使用格林函数的C-ARMA方程，而不是直接拟合的光变曲线的功率谱。这些是通量扰动增长的时间尺度，以及通量扰动分别衰减回稳态通量水平的时间尺度。我们使软件包KALI用于研究光变曲线使用我们的方法提供给社区。
2017-06-13 astro-ph.GA astro-ph.HE
Merger Response of Halo Anisotropy Properties
利用IllustrisTNG模拟研究暗物质晕各向异性性质对并合活动的响应，发现响应轨迹偏离长期演化且具有普适特征，并测量了动力学时间尺度，为理解标度关系散点与质量组装历史的联系奠定基础。
2023-11-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Recoiling Massive Black Holes in Gas-Rich Galaxy Mergers
大质量黑洞（MBH）双星在合并过程中产生的引力波的不对称发射会给系统带来一个速度“反冲”，使黑洞从其宿主中心移位。在这里，我们研究的轨迹和可观测性的MBH反冲在三个（一个主要的，两个次要的）富含气体的星系合并残留物，以前模拟在高分辨率，并在配对的MBH已被证明是成功的。我们运行新的模拟MBH反冲的主要合并残留物的马赫数在1<M<6的范围内，并使用模拟数据，以构建一个半解析模型MBH的轨道演化的富气体系统。我们证明：1）在主要的合并残余物中，由移动的孔沉积到旋转支撑的湍流介质中的能量对气体的热力学的贡献可以忽略。2）在主要的合并残留物中，更深的中心势阱和高密度气体的拖曳力的结合，甚至将反冲速度高达1200 km/s的MBH限制在距主中心1 kpc以内; 3）在反冲速度为700- 1，000 km/s的情况下，在主要的合并残留物中，运动学上偏移的核可以在几百万年的时间尺度内观察到; 4）在较小的合并残留物中，气体拖曳的影响较弱，反冲速度在300-600 km/s范围内的MBH将在主晕中游荡较长的时间尺度。然而，当考虑到反冲速度的概率分布时，我们发现在富含气体的星系合并中观测到反冲MBH的可能性非常低，通常低于10^-5 - 10^-6。
2010-12-16 astro-ph.GA
Impact of astrophysical binary coalescence timescales on the rate of lensed gravitational wave events
在红移$z\geq 1$处，透镜化的引力波源的预期事件率与合并率成比例，其中透镜化的光学深度很高。通常认为天体物理致密天体的合并速率与恒星形成速率密切相关，恒星形成速率在红移$z\sim 2$附近达到峰值。然而，不确定性的一个主要来源是致密物体形成和合并之间的延迟时间。我们探讨了延迟时间对透镜事件发生率的影响。结果表明，随着延迟时间的增加，引力波源合并率的峰值被推迟到一个较低的红移。这导致可由引力波探测器探测的透镜事件的事件率降低。我们表明，延迟时间约为$10$陀螺仪或更大，透镜事件率可以小于每年一个LIGO/处女座的设计灵敏度。我们还估计了不同延迟时间场景的透镜亚阈值的合并率，发现对于较大的延迟时间，透镜亚阈值事件的数量减少，而对于小延迟时间模型，它们显着更频繁。该分析首次表明，透镜是一个互补的探针，探索不同的形成渠道的二元系统，利用透镜事件率从良好的检测事件和亚阈值事件，这是可测量的使用引力波探测器网络。
2021-07-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
A Low-mass Model of The Milky Way: The Disk Warp Resulting from A Galaxy Merger
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）
本研究通过构建Gaia-Sausage-Enceladus并合模型，揭示了星系并合导致银河系盘扭曲的机制，发现短时间尺度上的反相关性和长期动力摩擦驱动的对齐效应。
2026-01-29 astro-ph.GA
Galaxy Evolution in all Five CANDELS Fields and IllustrisTNG: Morphological, Structural, and the Major Merger Evolution to $z \sim 3$
星系的一个基本特征是它们的结构，但我们现在才以定量的方式了解结构性质的演化。因此，我们探讨了16,778星系的定量非参数结构演化的$z\sim3$在所有五个坎德尔领域，迄今为止最大的收集遥远星系的高分辨率图像。我们的目标是研究结构，而不是大小，表面亮度或质量，如何随时间变化。特别地，我们研究了光的浓度和不对称性如何在静止坐标系光学中演化。为了解释我们的星系结构测量结果，我们还运行和分析了来自IllustrisTNG的300个模拟实现，以确定CAS系统合并的时间尺度。我们从$z=0-3$测量到，不对称合并的中位时标是$0.56^{+0.23}_{-0.18}$ Gyr，并且发现它不随红移而变化。使用这些数据，我们发现，星系在较高的红移在给定的质量逐渐变得不对称，我们得出合并率的规模为$\sim(1+z)^{1.87\pm0.04}$陀螺仪$^{-1}$，这与最近的机器学习和星系对的方法，消除以前的不一致。我们还表明，远红外选定的星系是不可见的\textit{HST}有一个可以忽略不计的影响，我们的测量。我们还发现，星系更集中在更高的红移。我们将其解释为它们的形成是如何从一个较小的初始星系，后来通过合并成长为一个更大的星系，与星系从“由内而外”的大小增长相一致，这表明中心是大多数星系最古老的部分。
2021-05-04 astro-ph.GA
Scaling Relations for Binary Black Hole Merger Times from Cosmological Initial Conditions
University of Surrey（萨里大学）；Astronomisches Rechen-Institut, Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg（海德堡大学天文学计算研究所）
研究从IllustrisTNG模拟宇宙星系合并选出的双黑洞（MBHBs）演化，用N体代码Griffin高分辨率重模拟，结合半解析模型跟踪至合并，推导标度关系，应用于IllustrisTNG群体推断合并时间概率分布，发现短时间尺度与PTA约束相符。
2026-07-10 astro-ph.GA
Galaxy Zoo: Evidence for Diverse Star Formation Histories through the Green Valley
银河系的演化是通过多条途径还是作为一个单一的种群在绿谷中进行的？最近的研究结果突出了早期和晚期星系之间截然不同的演化途径，我们提出了一个简单的贝叶斯方法来解决这个问题，其中我们用两个参数[t，τ]模拟星系的恒星形成历史（SFH），并比较预测和观察到的光学和近紫外颜色。我们使用一种新的方法来研究盘状星系和光滑星系种群的最可能SFH之间的形态差异，通过使用来自星系动物园的126，316个星系（0.01 < z < 0.25）的概率估计形态。我们发现了一个明显的差异淬火的时间尺度所青睐的平滑和盘状星系，通过绿色山谷为主的平滑（快速的时间尺度，归因于主要合并），中间（中间的时间尺度，归因于未成年人合并和星系相互作用）和盘状（缓慢的时间尺度，归因于长期演化）星系的三种可能的路线。我们假设，在经历了指数时间尺度τ< 1.5 Gyr的淬灭的系统中发生了形态变化，以便使绿色山谷中的星系演化与红色序列中观察到的光滑星系与盘状星系的比例相匹配。这些快速的时间尺度有助于红色序列在早期的形成;然而，我们发现目前通过绿谷的星系通常在中间时间尺度上这样做。
2015-01-23 astro-ph.GA
A Multi-Resolution Method for Modelling Galaxy and Massive Black Hole Mergers
提出一种多质量建模方法提升星系模型中心分辨率，发现质量细化方案能将双星偏心率和并合时标的数值散布降至30%以下，为引力波背景的天体物理解释提供准确估计。
2024-02-16 astro-ph.GA
Astro2020 Science White Paper: Black Hole Growth in Mergers and Dual AGN
星系形成的分级模型预测，星系合并代表了超大质量黑洞（SMBH）快速增长的一个重要过渡阶段。然而，合并过程和增强的活动星系核（AGN）活动以及SMBH合并的时间尺度之间的联系仍然非常不确定。调和星系合并与黑洞增长的重要性的突破在于对整个宇宙历史中的双重AGN进行彻底研究的普查，这将通过下一代观测能力，理论进步和模拟来实现。本白皮书概述了星系合并、双重和偏移活动星系核中的关键问题，并提出了使用未来X射线（AXIS，Lynx）、近红外和中红外（30米级望远镜，JWST）和亚毫米波（ALMA）高分辨率天文台的多波长解决方案。
2019-03-15 astro-ph.GA
Converging on the eccentricity of massive black hole binaries in galactic mergers
School of Mathematics and Physics, University of Surrey（萨里大学数学与物理学院）；Dipartimento di Fisica “G. Occhialini（意大利国家核物理研究所米兰比可卡分部）；INFN, Sezione di Milano-Bicocca（海德堡大学天文学计算中心）；Astronomisches Rechen-Institut, Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg
研究通过数值模拟探讨了星系合并中MBHB的形成和演化，提出了确定双星偏心率的拟合公式，以提高对引力波背景的理解。
2026-01-05 astro-ph.GA
Merger-Induced Metallicity Dilution in Cosmological Galaxy Formation Simulations
观测研究显示，成对星系的气相金属丰度往往低于孤立星系。这种金属丰度不足可能是由于与星系合并相关的潮汐力和引力矩导致的低金属丰度气体流入，稀释了中心区域的金属含量。在这项工作中，我们表明，这种金属丰度稀释发生在国家的最先进的宇宙学模拟的星系形成。我们发现，稀释通常是0.1德克斯的主要合并，是明显的，在预计的分离小于$40$千秒差距。对于较小的合并，金属丰度稀释仍然存在，即使幅度显着较小。与以前的观察到的星系的分析一致，我们发现，合并是离群值从\emph{fundamental metallicity relation}，与偏差大于预期的高斯分布的残差。我们在完整的宇宙学模拟中的大样本合并也使我们有可能估计恒星形成率的增强和气体消耗时间尺度如何作为合并质量比的函数。我们确认，强烈的恒星爆发可能会发生在重大合并，但他们也可以出现在较小的合并，如果两个以上的星系参与的相互作用，在以前的工作中，在很大程度上被忽略的情况下，基于理想化的孤立合并模拟。
2018-07-16 astro-ph.GA
Mapping the asymptotic inspiral of precessing binary black holes to their merger remnants
研究黑洞双星的演化需要多种方法。虽然后牛顿近似足以描述早期的螺旋（即使是无限大的轨道分离），但只有数值相对论才能捕捉合并附近动力学的全部复杂性。我们结合多时间尺度后牛顿积分与数值相对论代理模型，从而映射的二进制从其渐近配置在过去的时间无限的合并后的残余物的整个历史。这种方法自然使我们能够评估岁差和轨道相位对合并残余物的性质（质量、自旋和反冲）的影响。这些阶段在连接二元演化的两个极值时引入了基本的不确定性。
2020-10-19 astro-ph.GA astro-ph.HE gr-qc
IllustrisTNG in the HSC-SSP: image data release and the major role of mini mergers as drivers of asymmetry and star formation
本研究利用TNG50模拟及合成HSC-SSP图像，发现微型并合因发生频率高、效应持续久，贡献了并合驱动恒星形成的55%和不对称结构的70%，是恒星形成星系相关演化的主导因素。
2023-10-07 astro-ph.GA
Multiple regimes and coalescence timescales for massive black hole pairs ; the critical role of galaxy formation physics
讨论了星系合并中大质量黑洞对轨道衰变的数值模拟的最新结果。我们强调的重要差异之间的气体贫乏和富含气体的主机，和轨道演化发生在高红移，而不是低红移。有两种效应具有巨大的影响，在大质量黑洞双星的背景下是相当新颖的。第一个是合并残留物的星系核特征密度的增加，因为星系在高红移时更加紧凑，这是因为暗晕坍缩依赖于红移。这自然会导致由于三体相遇而导致的硬化时间尺度，其应该减少两个数量级直到$z=4$。它自然地解释了短的二进制合并的时间尺度，$\sim 10$ Myr，发现在新的宇宙学模拟，遵循从星系到毫秒差距尺度的二进制演化。二是高红移下大质量富气盘中星际介质的不均匀性。在后一种恒星中，形成质量比本地巨分子云（GMC）大1-2个数量级的团块，可以通过引力摄动和直接相遇将大质量黑洞散射出盘平面。这使得轨道衰变的特性具有内在的随机性，通常会使轨道衰变的时间尺度增加一个陀螺。在低红移时，在环核气体环（CND）内的$1-10$ pc尺度上也存在类似的区域。在CND中，只有质量低于$10^7 M_{\odot}$的大质量黑洞才能被显著扰动。它们衰变到亚pc分离的时间长达$\sim 10^8$年，而不是像平滑的CND那样仅需几百万年。最后讨论了建立LISA事件率的鲁棒预测的意义
2017-03-02 astro-ph.GA
Realistic consecutive galaxy mergers form eccentric PTA sources
University of Surrey（萨里大学）；INAF - Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所布雷拉天文台）；INFN, Sezione di Milano-Bicocca（意大利国家核物理研究所米兰比可卡分部）；INAF - Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）
本研究通过模拟连续星系主并合事件，发现最 massive 超大质量黑洞双星进入脉冲星计时阵列频段时偏心率极高，解释了引力波背景低频平坦化现象，明确了其动力学演化规律及对信号解释的关键意义。
2025-06-19 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
Investigating the role of mergers in galaxy assembly in the early Universe (z > 5)
INAF - Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；Dipartimento di Fisica, Sapienza, Università di Roma（罗马大学物理系）；University of Massachusetts Amherst（马萨诸塞大学阿默斯特分校）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（平顿研究所计算天体物理学中心）；Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学、巴黎西岱大学、法国原子能委员会、法国国家科学研究中心、天体信息学实验室）；NSF’s National Optical-Infrared Astronomy Research Laboratory（美国国家光学-红外天文研究实验室）
研究早期宇宙中并合对星系组装的影响，发现并合率随红移增加而显著上升，但对质量增长的贡献有限。
2026-08-10 astro-ph.GA
Merger driven star-formation activity in Cl J1449+0856 at z=1.99 as seen by ALMA and JVLA
我们使用ALMA和JVLA观测的星系团CI J1449+0856在z=1.99，为了研究如何尘埃遮蔽的恒星形成，ISM内容和活动星系核活动与环境和星系的相互作用在高z集群组装的关键阶段。我们目前的探测$^{12}$ CO的多个跃迁，以及尘埃连续辐射检测从11个星系的核心Cl J1449+0856。我们测量的气体激发特性，恒星形成率，气体消耗的时间尺度和气体恒星质量比的星系。我们发现的证据表明，一个大部分的星系与高激发分子气体，贡献$>$ 50%的总SFR在集群核心。我们将这些结果与场星系的预期进行比较，并得出结论，环境影响强烈增强了该星系团中激发星系的比例。我们发现星系的气体库中缺乏分子气体，这意味着星团核心的恒星形成效率（SFE）很高，并且发现所有星系的气体耗尽时间尺度$τ$ <0.1-0.4 Gyrs。有趣的是，我们没有看到在星系团中增加特定恒星形成率（sSFR）的证据，尽管它们具有高的SFE和气体激发。我们发现了大量的合并在集群核心的证据，贡献了很大一部分的核心的总恒星形成相比，在该领域的预期。我们的结论是环境对星系激发的影响与星系团核心的高速率星系合并，相互作用和活动星系核有关。
2018-05-24 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
One Merge to Rule Them All: From Galaxy Interactions to Black Hole Mergers Using Horizon-AGN
Institute of High-Energy Physics, University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学高能物理研究所）；University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学）；Institut d’Astrophysique de Paris, Sorbonne Université, CNRS（巴黎天体物理研究所，索邦大学，法国国家科学研究中心）；Deutsches Zentrum für Astrophysik (DZA)（德国天体物理学中心）；Universität Potsdam（波茨坦大学）；Department of Astronomy, University of Geneva（日内瓦大学天文学系）；Cosmic Dawn Center (DAWN)（宇宙黎明中心）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）；Sorbonne Université（索邦大学）；CNRS（法国国家科学研究中心）
研究通过Horizon-AGN模拟探讨星系对比例、合并比例及合并率，揭示高星系质量和红移下的演化趋势，并连接星系合并到黑洞合并的过程，为未来观测研究和引力波预测提供框架。
2026-05-12 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 comparison between semi-analytical gas cooling models and cosmological hydrodynamical simulations
我们比较了质量冷却速率和累积冷却质量预测的几个半解析（SA）冷却模型与宇宙流体动力学模拟使用AREPO代码（忽略过程，如反馈和化学富集）。SA冷却模型是Hou等人（2017）引入的新GALFORM冷却模型，以及两个早期的GALFORM冷却模型和L-GALAXIES和MORGANA冷却模型。我们发现，新的GALFORM冷却模型的预测一般是最好的协议与模拟。对于具有$M_{\rm halo}\lesssim 3\times 10^{11}\,{\rm M}_{\odot}$的晕，SA模型预测辐射冷却的时间尺度短于或可与重力下降时间尺度相媲美。尽管SA模型假设气体从球形气体晕落入星系，而模拟显示冷气体通过细丝吸积，但两种方法预测的质量冷却速率相似，因为在两种情况下，气体吸积发生在相似的时间尺度上。对于具有$M_{\rm halo}\gtrsim 10^{12}\,{\rm M}_{\odot}$的晕，模拟中的气体通常从大致球形的热气晕冷却，如SA模型中所假设的，但是晕气体在冷却期间逐渐收缩，导致压缩加热。SA模型忽略了这种加热，因此高估了质量冷却速率几倍。在低红移时，晕主合并或一系列连续的较小合并在模拟中被看到强烈地加热晕气体并抑制冷却，而在高红移时的合并不会抑制冷却，因为气体细丝很难加热。新的SA冷却模型最好地捕捉了这些效果。
2019-03-14 astro-ph.GA
Relativistic phase space diffusion of compact object binaries in stellar clusters and hierarchical triples
本文研究星团或第三体扰动下致密天体双星的偏心振荡，发现相对论相空间扩散（RPSD）新效应，可在外部轨道时标上改变双星动力学轨迹并可能加速并合。
2023-12-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
Binary black hole mergers in AGN accretion discs: gravitational wave rate density estimates
到目前为止，LIGO/Virgo探测到的大多数引力波（GW）事件都起源于双黑洞（BBH）合并。在不同的双星演化路径中，活动星系核吸积盘中的BBH合并是GW探测的一个可能来源。我们考虑一个理想化的分析模型的BBH嵌入在AGN吸积盘的轨道演化。在这个框架中，盘-双星相互作用增加了轨道偏心率，降低了轨道分离，驱动BBH进入GW发射最终导致合并的状态。我们计算由此产生的GW合并率密度从这个通道的基础上合并的时间尺度的人口径向分布的活动星系核吸积盘内的BBH的加权平均。预测的合并率大致在$\mathcal{R} \sim (0.002 - 18) \, \mathrm{Gpc^{-3} yr^{-1}}$范围内。我们分析的合并率密度的吸积盘和二进制轨道参数的依赖关系，强调轨道偏心率的重要作用。我们讨论了天体物理学的影响，这一特定的BBH在AGN形成通道在更广泛的背景下的二进制演化的情况。
2020-05-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
The role of galaxy mergers on the evolution of star clusters
相互作用的星系有利于星团的形成，但也被怀疑通过强烈和快速变化的潮汐场影响它们的演化。处理这种复杂的行为仍然超出了（半）分析研究的范围。通过计算银河系模型中的潮汐场，并将其纳入星团的逐星N体模拟中，我们以触角星系（NGC 4038/39）为例，监测了星系大合并中星系群的结构和质量演化。作为原型。在较长的时间尺度上（约10^9年），合并只是通过改变星系内部或周围的轨道来间接影响星系团的演化：与孤立星系相比，合并残留物中的星系团质量损失更快，而潮汐碎片中的星系团存活时间更长。银河系碰撞本身的潮汐扰动太短暂，也不足以显著影响实际致密/大质量星团的结构和溶解。
2013-01-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Merging Black Holes in Dwarf Galaxies: Calculating Binary Black Hole Coalescence Timescales from Simulations for LISA Detection
超大质量黑洞（SMBH）在矮星系中的合并将在21世纪30年代中期被激光干涉仪空间天线（LISA）探测到。以前的宇宙学流体动力学模拟已经显示了大质量黑洞在矮星系中合并的预测，但这些模拟受到其分辨率的限制，并且不能一直跟踪黑洞对合并。根据黑洞与宿主星系的性质计算了黑洞配对与合并之间的延迟时间，并利用这些延迟时间计算了8个宇宙学模拟中11个不同的矮星系内部合并的双黑洞的引力波应变。延迟时间的计算考虑了由于气体和恒星的动力学摩擦，损失锥散射，以及由于引力辐射导致的双星硬化。在模拟中的11个黑洞合并中，有5个黑洞对将在0.8 - 8 Gyr内合并形成一个紧密的对，可以被LISA观察到，其余6个由于模拟的分辨率限制而无法解决。由于所有五个解决密切对合并在哈勃时间内，我们作出广泛的估计，密切SMBH对矮星系将合并和可检测的LISA，但这一估计取决于在轨道衰变过程中存在的气体或解决方案的动力学浮力问题的核心潜力。
2023-02-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
Sussing Merger Trees : The Impact of Halo Merger Trees on Galaxy Properties in a Semi-Analytic Model
晕并合树是星系形成和演化的半解析模型的重要支柱。最近的研究指出，从结构形成的数值模拟中提取合并树是不平凡的;不同的树构建算法可以给出不同的合并历史。在合并树被用作星系形成模型的输入之前，应该仔细理解这些差异。我们研究了不同晕合并树对半解析模型的影响。我们发现，在我们的模型中的z=0星系属性显示树之间的差异时，使用一个共同的参数集。宇宙的恒星形成历史和卫星星系的性质可以在不同构造方法的树之间显示出显着的差异。独立校准每个树的半解析模型可以减少z=0的全球星系属性之间的差异，在增加星系的演化历史的差异的代价。此外，隐含的物理学可能会有所不同，导致关键的数量，如超新星反馈效率相差2倍。这种变化改变了恒星形成主要受到超新星抑制的机制。因此，使用不同但可靠的算法从共同晕目录中提取的晕合并树可能导致半分析模型的差异。然而，考虑到星系形成物理学的不确定性，这些差异可能不一定被视为重要。
2014-10-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Prospects for gravitational-wave detection and supermassive black hole astrophysics with pulsar timing arrays
大面积的巡天观测显示，在哈勃时间内，大质量星系至少会经历一次大的合并。正在进行的脉冲星计时阵列（PTA）实验旨在测量星系合并残余物中心的双超大质量黑洞（SMBH）的引力波（GW）发射。在本文中，使用最新的观测估计的一系列星系的属性和标度关系，我们预测的GW背景的振幅产生的二进制SMBH人口。我们还预测了单个二进制SMBH GW源的数量。我们预测GW背景的特征应变幅度位于$5.1\times10^{-16}<A_{\rm yr}<2.4\times10^{-15}$范围内，频率为$(1\,{\rm yr})^{-1}$，置信度为95%。在这个范围内的更高的值，对应于更普遍的星系合并时间尺度的首选，将在未来几年内落入现有PTA项目的预期敏感性范围内。相比之下，我们发现需要由下一代射电望远镜观测到的至少100颗脉冲星组成的PTA才能检测到来自二元SMBH的连续波GW。我们进一步建议，GW内存突发合并SMBH对是不可行的来源PTA。GW背景和单个GW源计数都由在红移为$\lesssim 1.5$的质量为$\gtrsim5\times10^{10}M_{\odot}$的早型星系合并中形成的双星所主导。星系合并时间尺度的不确定性和SMBH质量-星系核球质量关系主导了我们预测的不确定性。
2014-12-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Growing black holes and galaxies: black hole accretion versus star formation rate
我们提出了一套新的流体动力学模拟和使用它来研究，详细，黑洞和星系的属性。高的时间，空间和质量分辨率，以及现实的轨道和质量比，低至1：6和1：10，使我们能够有意义地比较恒星形成率（SFR）和BH吸积率（BHAR）的时间尺度，时间行为和相对星等。我们发现：（1）BHAR和银河系范围内的SFR通常在时间上是不相关的，并且有不同的变化时间尺度，除了在合并期间，持续约0.2-0.3 Gyr。BHAR和核（<100 pc）SFR相关性较好，其变异性相似。随着时间的推移平均，合并阶段通常会导致BHAR/SFR比率增加几倍。(ii)BHAR和核SFR本质上是成比例的，但如果测量长期SFR，相关性就会减弱。(iii)残留相的星系是最有可能被选为由活动星系核（AGN）主导的系统，因为在这个阶段花费的时间很长。(iv)在给定的诊断探测器的SFR的时间尺度上有一个深刻的影响，恢复与BHAR的相关性，并对观测数据的解释。
2015-02-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Properties of loss cone stars in a cosmological galaxy merger remnant
目的：我们研究了在宇宙学场景中形成的硬高红移双星超大质量黑洞（SMBH）系统与损失锥星强烈相互作用的轨道和相空间性质。研究方法：我们使用一种新的混合集成方法，结合直接N体代码$φ$ -GRAPE与ETICS，采用自洽场方法进行力计算的无碰撞代码。混合方法显示出相当大的速度比直接求和的粒子数$> 10^6$，同时保留的一个子集的粒子的直接N体的准确性。在SMBH二进制的演变过程中，我们监测个别恒星与二进制的相互作用，以确定恒星，显着有助于SMBH二进制硬化。结果：我们成功地识别和详细分析了从双星中提取能量的恒星的性质。我们发现，在这些恒星中看到的总能量变化与整体二元能量变化非常匹配，表明恒星相互作用是SMBH二元硬化的主要驱动因素，在三轴，气体贫乏的系统。轻微的三轴性，我们的系统的结果在有效的损失锥填充，避免了最后的秒差距问题。我们区分三个不同的人口的相互作用的基础上，他们的远心。我们发现一个明显的流行的相互作用与二进制共同旋转。然而，逆行相互作用是最有活力的，对整体能量交换的贡献仅略低于逆行人口。最具能量的相互作用也可能导致恒星角动量的符号变化。我们估计合并的时间尺度的二进制为$\approx 20$ $\mathrm{Myr}$，一个值的两倍以上的时间尺度在以前的研究报告。
2021-03-02 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
