Simulating Neutron Star Mergers as r-process Sources in Ultra Faint Dwarf Galaxies
为了解释在超暗矮星系中观测到的高丰度的r过程元素，我们进行了宇宙学变焦模拟，包括从中子星合并（NSMs）的r过程生产。我们模拟恒星形成随机和模拟两个不同的晕总质量$\approx 10^8 M_{\odot}$在z = 6。我们发现，[Eu/H]与[Fe/H]的最终分布对r过程物质射入星际介质的能量相对不敏感，但对NSM事件发生的环境非常敏感。在一个晕中，NSM事件发生在恒星分布的中心，导致高水平的r-过程富集，如在局部UFD中看到的，网状物II（Ret II）。在第二个晕中，NSM事件发生在星系的致密部分之外，导致更广泛的r过程分布。随后的恒星形成发生在一个星际介质与浅水平的r-过程的富集，从而导致在恒星与低水平的[Eu/H]相比，Ret II星，即使当最大可能的r-过程的质量被假定为喷射。这表明，出生踢的中子星也可能发挥重要作用，在确定的r-过程的丰度在UFD星系，一个主题，值得进一步的理论研究。
2017-07-06 astro-ph.GA
Origin of stellar prolate rotation in a cosmologically simulated faint dwarf galaxy
在矮星系中，恒星的长轴自转是相当罕见的，只有两个已知的本星系群中的星系显示出这样的特征（凤凰和和II）。宇宙学模拟显示，在大质量的早型星系中，长轴自转可能是由主要的合并引起的。然而，这种运动学在矮星系制度的起源只被探索使用理想化的模拟。本文利用流体动力学宇宙学方法对恒星质量介于$3\times10^5$和$5\times10^8$ M $_{\odot}$之间的矮星系进行了模拟，探讨了长旋星系的形成.在$27$矮星中，只有一个系统显示出围绕主轴的明显旋转，其罪魁祸首是$z=1.64$的主要合并，这导致了从扁圆到长轴配置的转变。有趣的是，这个星系显示出一个陡峭的金属丰度梯度，让人想起在凤凰和和II测量的：这是合并事件的结果，动态加热老的，金属贫乏的恒星，和中心集中的残余恒星形成。矮星系中的大合并为这种奇特系统的形成提供了一个可行的解释，其特征是陡峭的金属丰度梯度和长轴旋转。
2021-06-14 astro-ph.GA
AGN Triality of Triple Mergers: Detection of Faint X-ray Point Sources
我们提出的结果，从我们的X射线分析的第一个系统的搜索三重活动星系核附近（z<0.077）三重星系合并。我们分析档案钱德拉观测7三重星系合并BAYMAX（贝叶斯分析多AGN的X射线），拟合每个观察单，双，三重X射线点源模型。这样做，我们得出结论，1个三重合并有一个X射线点源（SDSS J 0858 +1822，尽管它不太可能是活动星系核）; 5三重合并可能由两个X射线点源组成（NGC 3341、SDSS J1027+1749、SDSS J1631+2352、SDSS J1708+2153和SDSS J2356 $-$ 1016）;一个系统由三个X射线点源（SDSS J 0849 +1114）组成。通过拟合每个点源的X射线谱，我们分析了2-7 keV的光度以及与每个潜在活动星系核相关的遮蔽水平。我们发现4/5双X射线点源系统具有明亮的X射线亮度（L_2-7 kev >10^40 erg s^-1）的主次点源，可能与4个新的未探测到的双活动星系核有关。发现双点和三相点源系统的物理分离度在3-9 kpc之间，通量比在2 × 10 ^-3 ~ 0.84之间。在我们的配套论文（Foord等人，2020 c）中提出了一种多波长分析，以确定这项工作中发现的X射线点源的起源。
2020-12-01 astro-ph.GA astro-ph.HE
Amaryllis: a digital twin of the earliest galaxies in the Universe
Scuola Normale Superiore（高等师范学院）；Dipartimento di Fisica “Enrico Fermi”, Universitá di Pisa（比萨大学物理系）
Amaryllis通过模拟揭示了超早期星系的形成机制，展示了高金属度和电离条件如何导致极端远红外线比值及盘状结构的形成。
2026-01-16 astro-ph.GA
Demise of Faint Satellites around Isolated Early-type Galaxies
在具有非零宇宙学常数和几何平坦空间的冷暗物质宇宙演化论中，星系形成的等级理论在解释星系的大尺度分布方面非常成功。然而，有人声称，与观测结果相比，该方案预测了太多与大质量星系相关的卫星星系，称为失踪卫星星系问题。由被动演化的大质量早期型星系组成的孤立星系群是寻找当前理论中缺失的物理学的理想实验室。在这里，我们报告从这样的卫星系统，孤立的大规模的早期型星系，没有最近的恒星形成通过湿合并或吸积几乎没有卫星星系比约Mr =-14的r-波段绝对星等暗深光谱调查。如果只使用早期类型的卫星，则截止点是在大约Mr =-15的稍微明亮的星等处。在其他邻近的晚型星系或具有合并特征的卫星星系系统中还没有发现这样的截止点。卫星的各种物理特性强烈依赖于主机中心距离。我们的观测表明，卫星星系的光度函数在很大程度上取决于卫星与其宿主提供的环境的相互作用，这揭示了失踪的卫星星系问题。
2018-01-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tracing the merger history of MACS clusters using the GMRT
星系团合并激波通过扩散激波加速有效地加速周围的电子，并通过压缩团间介质来放大磁场。因此，这类天体会产生大量的同步辐射。射电晕和Mpc尺度的外围射电遗迹有助于我们追溯团簇形成的历史。为了研究星系团的动力学状态及其与合并情景的关系，作为试点项目，我们从MACS（大规模星系团巡天）星系团样本中观察到了四个合适的候选者。观测同时进行了610和235兆赫的GMRT。我们观察到一个罕见的现象，在集群MACSJ0014.3-3022，它的主机既外围壮观的无线电遗迹和一个异常平坦的频谱中央巨射电晕的尺寸超过1.5兆秒差距。我们还报告说，另一个星团MACSJ0152.5-2852可能显示出最早和年轻的合并系统之一的迹象，我们在星团外围看到了一个微弱的0.5Mpc射电遗迹。
2014-11-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Two Candidates for Dual AGN in Dwarf-Dwarf Galaxy Mergers
双重活动星系核对于理解星系合并引发的黑洞的燃料供给和结构的分级生长是重要的。最少探索的双重活动星系核类型是那些与两个矮星系合并有关的活动星系核。根据观测和宇宙学模拟，矮星系是早期宇宙中最丰富的星系类型，星系合并率主要由矮星系决定。然而，这些合并通常太遥远而无法直接观测到，并且与低红移矮-矮合并相关的对偶活动星系核是出了名的难以找到。在本文中，我们提出的第一个结果，我们的大规模搜索这种难以捉摸的类型的对象和前两个候选人的双重活动星系核在矮-矮合并。这两个物体都表现出星系合并/相互作用的潮汐特征（尾巴和桥）。其中一个天体显然处于活动星系核分离小于5 kpc的合并后期，而另一个则处于建立潮汐桥的相互作用星系的合并早期。这两个天体都有双重的发光X射线源，很可能是由于大质量黑洞的活跃吸积。此外，这两个物体都有红外对应物，颜色与AGN一致。后续的观测将使我们得以一窥控制星系生长最早阶段的关键过程，它们的中心黑洞，以及合并引起的恒星形成。
2022-11-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Probing the merger history of red early-type galaxies with their faint stellar substructures
几次深空观测，如加拿大-法国-夏威夷望远镜（CFHT）的观测，揭示了显著的低表面亮度（LSB）精细结构，这些结构改变了星系的表观形态。以前的测光调查已经开发了观测技术，利用在星系外部区域检测到的漫射光。在这些研究中，外部扰动已被识别和分类，如潮汐尾，恒星流和壳。这些结构是相互作用和合并事件的示踪剂，它们保持着星系质量组装的记忆。为了重建星系过去的合并历史，需要宇宙学数值模拟来估计它们的可见度时间尺度（以及其他属性）。在目前的工作中，我们分析了流体动力学宇宙学模拟建立一个全面的解释精细结构的属性。我们做了一个普查的几种类型的LSB精细结构的视觉检查的个别快照在不同的时间。我们重建的早期型星系周围检测到的精细结构的数量的演变，我们与星系的合并历史进行比较。我们发现，大部分精细结构与大、中型质量合并事件有关。它们的生存时间范围在0.7至4 Gyr之间。贝壳和溪流比潮汐尾保持可见的时间更长。这些生存时间的估计提供了线索，以解释在大规模组装方面的深层图像中观察到的精细结构的形状和频率。我们发现，恒星流的可探测性是最敏感的表面亮度极限。我们看到的表面亮度切割为33等角秒$^{-2}$的流比切割为29等角秒$^{-2}$的流多2-3倍。炮弹的检测显示出强烈的依赖于投影角度。
2019-10-25 astro-ph.GA
A First Look at Galaxy Flyby Interactions: Characterizing the Frequency of Flybys in a Cosmological Context
层次结构形成理论是基于合并驱动星系演化的概念，因此已经构建了相当大的半解析模型和N体模拟框架来计算合并如何改变一个成长中的星系。然而，星系合并只是晕之间主要动力学相互作用的一种类型-另一类相遇，近距离飞越，在很大程度上被忽视了。我们分析了一个50兆秒差距/小时，$1024^3$无碰撞宇宙学模拟，发现密切的飞越相互作用的数量是相当的，甚至超过，合并的晕质量$\ga 10^{11}\,{h^{-1} M_\odot}$在$z \la 2$的数量。晕飞掠发生如此频繁，高质量的晕，他们不断扰动，无法达到动力学平衡。我们还发现了初步的证据，在高红移，$z \ga 14$，flybys是频繁的合并。我们的研究结果表明，近晕飞掠在最早期的暗物质晕及其星系的演化中起着重要的作用，并且仍然可以影响到现在的星系演化。
2013-06-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Minor merger growth in action: JWST detects faint blue companions around massive quiescent galaxies at 0.5 < z < 3
利用JWST JADES数据，在0.5<z<3的大质量宁静星系周围发现大量质量比<1:10的蓝色伴星系，证实小质量并合增长模型可延伸至极低质量比，并驱动宿主星系颜色梯度演化。
2023-07-26 astro-ph.GA
Galaxy Mass Assembly with VLT & HST and lessons for E-ELT/MOSAIC
遥远的磁盘和合并的部分仍然存在争议，而3D光谱学正在彻底改变该领域。然而，其有限的空间分辨率要求一个互补的HST图像和一个强大的分析程序。当应用于观测z=0.4-0.8的Istanian星系时，它揭示了60亿年前一半的螺旋祖先处于合并阶段。基于形态学和运动学的分类方法之间的良好对应关系明确地探索了Hammer等人（2005）提出的盘星系的暴力起源。对附近星系外围的研究揭示了这种古老合并事件的化石印记，以组织良好的恒星流的形式存在。也许我们的邻居M31是古代合并的最佳例证，2010年的模型预测了Ibata等人发现的巨大卫星平面。在ELT时代之前还有很多发现要做，这将为从最早的时代到现在的星系的详细和准确的3D光谱开辟一条道路。
2014-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chandra Observations of Galaxy Zoo Mergers: Frequency of Binary Active Nuclei in Massive Mergers
我们提出的结果，从钱德拉试点研究的12个大规模星系合并银河动物园。样本包括主星系质量为10 $^{11}$ $M_\odot$的主要合并，这些合并已经在至少一个祖星系中具有光学活动星系核特征。我们发现，光学选择的活动核与轻度模糊（$N_H \lesssim 1.1 \times 10^{22}$ cm $^{-2}$）的X射线核的重合是相对常见的（8/12），但检测太微弱（$< 40$计数每个核; $f_{2-10 keV} \lesssim 1.2 \times 10^{-13}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$）可靠地分离星暴和核活动作为X射线发射的起源。只有一个合并被发现证实有双X射线核，尽管其南部核的X射线辐射可能仅仅是由于恒星形成。因此，在这些合并中，双星活动星系核的出现是罕见的（0-8%），除非大多数合并引起的活动核非常模糊或康普顿厚度。
2012-06-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
EDGE: Two routes to dark matter core formation in ultra-faint dwarfs
在标准的Lambda冷暗物质范例中，纯暗物质模拟预测矮星系应该居住在具有中心发散密度“尖点”的暗物质晕中。这与通常倾向于恒定密度“核心”的观察相矛盾。我们调查这个“尖核问题”在“超暗”矮星系模拟的一部分，“工程矮星系在星系形成的边缘”（EDGE）项目。我们发现，类似于以前的工作，在模拟的矮星中心区域的引力势波动运动学加热的暗物质粒子，降低矮星的中心暗物质密度。然而，这些波动并不完全是由气体流入/流出引起的，而且还由小合并的脉冲加热引起。我们使用遗传修饰的方法对我们的矮的初始条件之一，以显示如何延迟组装历史导致更晚的小合并，相应地，更多的暗物质加热。这提供了一种机制，即使是超暗矮星（$M_* < 10^5\,\text{M}_{\odot}$），其中恒星的形成在高红移时被完全淬灭，其中心暗物质密度也会随着时间的推移而降低。相比之下，我们发现，如果合并的星系有足够少的恒星形成，后期的主要合并可以再生一个中央暗物质尖点。这些影响的结合使我们预测显着的随机性，在中央暗物质密度斜率的最小的矮星，其独特的恒星形成和质量组装的历史驱动。
2021-01-07 astro-ph.GA
Fast-growing SMBHs in Fast-growing Galaxies, at High Redshifts: the Role of Major Mergers as Revealed by ALMA
我们提出了一个长期的，多波长的项目，以了解最大质量的黑洞的最快增长的时代，通过使用40个发光类星体的样本在z~4.8。这些类星体具有相当一致的性质，具有典型的吸积速率和黑洞质量，L/L_Edd~0.7和M_BH~10^9 M_sol。该样品由先前Herschel/SPIRE探测到的“FIR-bright”源（SFR > 1000 Msol/yr）和“FIR-faint”源（Herschel叠加分析表明典型的SFR约为400 Msol/yr）组成。ALMA在[CII]λ157.74 μ m谱线发射和相邻的150 μ m静止坐标系中观测了其中的6个类星体，以研究尘埃冷ISM。ALMA探测到了伴星，光谱证实了三个源的亚毫米星系（SMG）-一个明亮的FIR和两个微弱的FIR。伴星与类星体宿主的距离约为14-45千秒差距，我们将它们解释为主要的星系相互作用。因此，我们的ALMA数据清楚地支持这样一种观点，即重大合并可能是SMBH快速早期增长的重要驱动力。然而，并非所有高SFR类星体宿主都伴随着相互作用的SMG，以及ALMA观察到的有序气体运动学，这一事实表明其他过程可能为这些系统提供燃料。因此，我们的分析表明，与早期和快速SMBH增长的宿主星系的性质和气体吸积机制的多样性。
2018-01-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
A First Look at Galaxy Flyby Interactions: I. Characterizing the Frequency of Flybys in a Cosmological Context
层次结构形成理论是基于合并驱动星系演化的概念，因此已经构建了相当大的半解析模型和N体模拟框架来计算合并如何改变一个成长中的星系。然而，星系合并只是晕之间主要动力学相互作用的一种类型-另一类相遇，近距离飞越，在很大程度上被忽视了。我们使用宇宙学N体模拟来重建整个暗物质晕的动力学相互作用历史。我们提出了一个仔细的方法来识别和跟踪一个暗物质晕，解决了典型的类异常，发生在N体数据。这种技术使我们能够强大地遵循晕和几个层次的subhalos，因为它们的生长，溶解，合并，和飞越彼此-从而构建一个人口普查的动态相互作用的体积和档案的动态演变的一个单独的晕。除了对合并的普查，我们的工具还描述了宇宙中近距离飞越相互作用的频率。我们发现，近距离飞越相互作用的数量与晕质量$\gtrsim 10^{11}\,\Msun$在$z \lesssim 2$的合并数量相当，甚至超过。晕飞掠发生如此频繁，高质量的晕，他们不断扰动，无法达到动力学平衡。特别是，我们发现，银河系型晕经历了类似数量的flybys的合并，无论质量比为$z\lesssim 2$。我们还发现了初步的证据，在高红移，$z \gtrsim 14$，flybys是频繁的合并。我们的研究结果表明，近晕飞掠在最早期的暗物质晕及其星系的演化中起着重要的作用，并且仍然可以影响到现在的星系演化。[摘要]
2012-05-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evolution of the galaxy merger fraction in the CLAUDS+HSC-SSP deep fields
我们估计了$\sim$ 18.6 deg $^2$深CLAUDS+HSC-SSP巡天中$0.25<z<1$上方$M_\star>10^{10.5}M_\odot$星系的星系-星系合并分数的演化。我们通过训练一个随机森林分类器来从一系列参数形态特征中识别合并候选者，然后在视觉上跟踪可能的合并候选者，以获得高纯度，高完整性的合并样本。校正红移相关的检测偏差，我们发现，合并分数在$z=0$为1.0 $\pm$ 0.2%，合并分数演变为$(1+z)^{2.3 \pm 0.4}$，一个典型的大质量星系经历了$\sim$ 0.3大合并以来$z=1$。这项试点研究说明了非常深的地面成像调查与机器学习相结合的力量，通过存在微弱，低表面亮度的合并特征来检测和研究合并，至少达到$z\sim1$。
2021-06-08 astro-ph.GA
EDGE: The origin of scatter in ultra-faint dwarf stellar masses and surface brightnesses
我们演示了如何在宇宙中最不发光的星系，超微弱的矮星系，在宇宙再电离时，它们的动力学质量是敏感的。我们选择一个低质量（$\sim \text{1.5} \times 10^{9} \, \text{M}_{\odot}$）的暗物质晕从宇宙学体积，并进行变焦流体动力学模拟与多个替代的历史使用“基因改造”的初始条件。早期形成的超暗物质在今天有更高的恒星质量，这是因为在它们被再电离淬灭之前有更长的恒星形成期。我们的历史都收敛到相同的最终动力学质量，证明存在扩展的散射（$\geq$ 1 dex）在恒星质量固定晕质量由于可能的历史的多样性。我们的一个变体在再电离之前建立了不到2%的最终动力学质量，快速淬灭了原位恒星形成。其最终恒星质量的大部分后来通过干合并而增长，将恒星沉积在星系的外围，从而扩大了其有效半径。这种机制构成了一个新的形成方案的高度弥漫（$\text{r}_{1 /2} \sim 820 \, \text{pc}$，$\sim 32 \, \text{mag arcsec}^2$），金属贫乏（$\big[ \mathrm{Fe}\, / \mathrm{H} \big]= -2.9$），超微弱（$\mathcal{M}_V= -5.7$）矮星系的范围内的下一代低表面亮度调查。
2019-11-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
A merger in the dusty, $z=7.5$ galaxy A1689-zD1?
引力透镜星系A1689-zD 1是光谱学证实的最遥远的来源之一（$z=7.5$）。它是已知最早探测到星际介质（ISM）的星系;阿塔卡马大型毫米波阵列（ALMA）探测到尘埃排放。A1689-zD 1在高红移尘埃发射体中也是不寻常的，因为它是一个亚L * 星系，因此在这个红移的更典型星系中检测气态ISM是一个很好的前景。我们用ALMA在6和7波段观测了A1689-zD 1，用绿岸望远镜（GBT）在$Q$波段观测了A1689-zD 1。为了研究A1689-zD 1的结构，我们绘制了毫米热尘埃发射图，发现了两个大小约为$0.4-1.7$ \，kpc（透镜校正）的空间分量。粗略的空间形态与{ \it HST}在近红外中观察到的相似，并指向扰动的动力学状态，可能表明早期形成的主要合并或圆盘。ALMA光度测定法用于限制远红外光谱能量分布，产生尘埃温度（$T_{\rm dust} \sim 35$ -$45$ \，$β= 1.5-2$的K）。在GBT数据中没有检测到CO（3-2）线，其95%的上限为0.3mJ γ。在ALMA ~6波段220.9GHz处发现了一个微弱的过剩辐射.如果这种过量是真实的，则可能是由于[CII] 158.8\，$μ$ m线在$z_{\rm [CII]} = 7.603$处的发射。[CII]/ $L_{\rm FIR}$光度比的严格上限表明[CII]赤字类似于几个明亮的类星…
2017-01-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Linking enhanced star formation and quenching to faint tidal features in galaxies
Institute for Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学天体物理研究所）；School of Physics & Astronomy, University of St Andrews（圣安德鲁斯大学物理与天文学院）
研究发现星系合并通过潮汐特征影响恒星形成和快速熄灭，揭示了相互作用的细节对星系演化的重要性。
2026-01-08 astro-ph.GA
The Physical Properties and Morphologies of Faint Dusty Star-forming Galaxies Identified with JWST
本文利用JWST/NIRCam先验与SCUBA-2数据识别出234个DSFGs，发现暗弱与亮DSFGs物理性质相似、来自同一群体，且并合比例低于HST研究，表明尘埃消光可能影响并合率估计。
2025-07-08 astro-ph.GA
Primordial Black Holes as Dark Matter: Constraints From Compact Ultra-Faint Dwarfs
LIGO对黑洞合并产生的引力波的突破性探测重新点燃了人们对原始黑洞（PBH）以及暗物质由PBH组成的可能性的兴趣。有人认为，数十个太阳质量的PBH可以作为暗物质的候选者。最近的分析研究表明，紧凑的超暗矮星系可以作为PBH暗物质假说的敏感测试，因为在这样一个晕主导的系统中的恒星将被更大质量的PBH加热，它们现在的分布可以提供对PBH质量的强约束。在这项研究中，我们进一步探索这种情况下，更详细的计算，使用动态模拟和贝叶斯推断方法相结合。恒星和PBH暗物质的联合演化遵循Fokker-Planck程序PhaseFlow。我们运行了一个大的套件，这样的模拟不同的暗物质参数，然后使用马尔可夫链蒙特卡罗方法来约束PBH属性与超暗星系的观测。我们发现，恒星和PBH之间的两体弛豫驱动了恒星的核心尺寸，并增加了中心恒星的速度色散。利用观测到的致密超暗矮星系中恒星的半光半径和速度色散作为联合约束条件，我们推断这些矮星系可能有一个中心密度在1-2 $\rm{M_{\odot}/pc^3}$范围内的核心暗物质晕，如果它们构成全部或相当大部分的暗物质，则PBH的质量范围可能为2-14 $\rm{M_{\odot}}$。
2017-10-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Massive double compact object mergers: gravitational wave sources and r-process-element production sites
利用我们的银河系演化程序（包含一个详细的中等质量和大质量双星总体模型），我们研究了双中子星双星、含有中子星和黑洞成分的混合系统以及双黑洞双星的银河系总体的时间演化。我们计算这些相对论双星的合并率，并将其转换为LIGO II的检测率。我们证明，考虑到大质量近距离双星演化预测的“初始质量-最终质量”关系的不确定性，以及初始质量大于30 - 40 Mo的恒星在明亮的蓝变星阶段和初始质量小于30 - 40 Mo的恒星在红超巨星阶段可能存在的大恒星风质量损失的影响，当这样的恒星是一个双星组成部分时，双黑洞的合并率可能非常小，与其他研究小组的预测相反。相对论性双星合并过程中r-过程化学产额的流体动力学计算最近已成为可用。用我们的银河系代码，包括二进制，它是直接计算的时间星系演化的r-过程元素喷射这些合并。我们的结论是，除了银河系的最早的演化阶段（~第一个1亿年）的双致密星合并可能是主要的生产网站的r-过程元素，它是可能的混合系统占主导地位的双中子星二元合并这种生产。
2014-03-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tidal Tails of Minor Mergers: Star Formation Efficiency in the Western Tail of NGC 2782
虽然对大合并及其潮汐碎片的研究很充分，但它们不如小合并（质量比< 0.3）常见。奇特的螺旋星系NGC 2782是2亿年前两个质量比约为4：1的盘状星系合并的结果。这种合并产生了一个分子和H I丰富，光学明亮的东部尾巴和H I丰富，光学暗淡的西部尾巴。Braine等人在西尾没有探测到CO，这表明在潮汐尾还没有开始恒星的形成。然而，深Hα窄带图像显示了在西尾最近恒星形成的证据。在整个西尾，我们发现每单位面积的全球恒星形成率（GISSFR）比总气体密度的预期低几个数量级。再加上银河演化探测器沿着尾部的扩展FUV+NUV发射，这表明在潮汐尾部产生低质量星团的全球恒星形成效率较低。我们观测到的H II区域有一个来自Hα的局部（几千秒差距尺度）的COSFR，它小于总气体密度的预期值，这与潮汐碎片的其他观测结果一致。从总气体密度推断，这个H II区的恒星形成效率很低，但从分子气体密度推断则正常。这些结果表明，在NGC 2782的西部尾部存在一个非常小的局部致密区域，或者是一个低金属量和/或低压恒星形成区域。
2012-05-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
No Assembly Required: Mergers are Mostly Irrelevant for the Growth of Low-mass Dwarf Galaxies
我们调查的合并历史的孤立矮星系的一套15个高分辨率的宇宙学放大模拟的基础上，所有的质量$M_{\rm halo} \approx 10^{10}\,{\rm M}_{\odot}$（和M $_\star\sim10^5-10^7\,{\rm M}_{\odot}$）在$z=0$，从现实环境反馈（FIRE）项目。这些位于$z=0$的矮星系的恒星星族基本上完全是“原地”形成的：除了两个星系外，所有的星系都有超过90 $\%$的恒星质量是在主祖星系中形成的，所有15个星系都有超过70 $\%$的恒星质量是在原地形成的。几乎所有的星系合并都发生在$z\sim3$之前，这意味着吸积的恒星星族是古老的。平均而言，我们模拟的矮星在其一生中经历了5次星系合并，典型的合并前星系质量比小于1：10。这种合并的频率一般是可比的，在无耗散模拟时，再加上丰度匹配。其中两个模拟的矮星有一个明亮的卫星伴星$z=0$。这些超微弱的矮星位于或低于目前的可探测性阈值，但对下一代设施来说是有趣的目标。吸积星的贡献很小，这使得无论是用光度测量还是用解析恒星色星等图（CMD）都很难分辨出绝大多数矮星合并的影响。近场宇宙学的重要意义是，恒星形成的历史，来自解决CMD的大质量星系应跟踪建立在一个主要系统的恒星质量在整个宇宙时间，而不是反映了许多个人的恒星形成历史的合并矮星的贡献。
2018-01-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Morphological evidence for a past minor merger in the Seyfert galaxy NGC 1068
在8.2米的斯巴鲁望远镜上使用Hyper Suprime-Cam和Suprime-Cam进行的深度光学成像揭示了原型塞弗特星系NGC 1068（M 77）周围的一些外部昏暗结构。我们在NGC 1068周围发现了三个超漫射天体（UDO）。由于这些UDO位于距离NGC 1068中心45 kpc的投影距离内，因此它们似乎与NGC 1068有关。在下文中，我们称它们为UDO-SW、UDO-NE和UDO-SE，其中UDO =超漫射对象，SW =西南，NE =西北，SE =东南;注意，UDO-SE已经在SDSS Stripe 82数据中找到。其中，UDO-NE和UDO-SW似乎都显示出围绕NGC 1068主体的环或流结构，为与NGC 1068的物理联系提供了证据。我们认为UDO-SE可能是一个潮汐矮星系。我们还发现了另一个类似UDO的物体，它比这三个UDO暗2等，小3到5倍。这个天体可能属于一类低表面亮度星系。由于该天体位于连接UDO-NE和UDO-SW的直线上，因此建议该天体与过去由UDO-NE和UDO-SW形成环的相互作用事件有关，从而暗示与NGC 1068的物理连接。另一个新发现的特征是NGC 1068最外侧盘的西边缘发出的不对称外部单臂结构，以及相对侧的波纹状结构。这些结构预计将出现在一个小合并的后期阶段，根据公布的数值模拟的小合并。所有这些证据都表明，NGC 1068在数十亿年前经历…
2017-08-21 astro-ph.GA
Stellar halos tracing the assembly of ultra-faint dwarf galaxies
本研究通过 N-body 模拟与神经网络探索超暗弱星系并合参数对恒星晕形成的影响，发现恒星晕性质主要由并合质量比与恒星尺寸决定，并成功约束了 Tucana II 的并合参数。
2025-01-21 astro-ph.GA
The chemical evolution of the Bootes I ultra-faint dwarf galaxy
我们提出了两个贫金属红巨星的化学丰度测量超微弱矮星系牧夫座I，麦哲伦/MIKE高分辨率光谱的基础上。对于Boo I-980，[Fe/H]=-3.1，我们给出了第一个元素丰度测量值，而Boo I-127，[Fe/H]=-2.0，显示丰度与以前的测量值非常一致。从文献中收集到的两颗牧夫座I恒星以及大多数其他牧夫座I成员的光和铁峰值元素丰度比与常规贫金属晕星非常相似。中子俘获元素丰度Sr和Ba系统地低于主要晕趋势，也表现出显着的丰度分布。总的来说，这与其他超暗矮星系的发现相似。我们对整个样本的碳丰度（与恒星演化状态相称）进行了校正，发现21%的恒星是碳增强贫金属（CEMP）恒星，而不使用碳校正的恒星为13%。我们重新评估了CEMP恒星和非CEMP恒星的金属丰度分布函数（Ep），并证实了先前的说法，即CEMP恒星可能属于不同的，更早的人口。应用一组丰度标准来测试牧夫座I在多大程度上可能是幸存的第一个星系，这表明它是最早的组装系统之一，可能从系统中的其他云吸积，或者从吞噬第一个星系或积木型物体中获得气体。这导致了今天可观测到的两个恒星星族。
2016-05-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
ALMA Observations Show Major Mergers Among the Host Galaxies of Fast-growing, High-redshift Supermassive Black Holes
我们提供了一个z~4.8的六个发光类星体样本的ALMA波段7的新数据，这些类星体由快速增长的超大质量黑洞（SMBH）提供动力，这些黑洞具有相当一致的性质：典型的吸积速率和黑洞质量为L/L_Edd~0.7和M_BH~10^9 M_sol。我们的样本包括三个“FIR亮”源和三个“FIR暗”源，前者在以前的Herschel/SPIRE观测中被单独探测到，其恒星形成速率大于1000 M_sol/yr，后者的Herschel叠加分析表明其典型的SFR约为400 M_sol/yr。在ALMA数据中清晰地探测到了所有六个类星体宿主中的尘埃星际介质，并在~ 2kpc尺度上分辨出了连续谱（λ_rest ~150 μ m）和[C II]157.74 μ m谱线发射。连续辐射与Herschel数据的预期非常一致，证实了类星体宿主中强烈的SF活动。重要的是，我们探测到三个源的伴亚毫米星系（SMG）-一个FIR明亮和两个FIR微弱，与类星体宿主相隔约14-45 kpc和<450 km/s。基于[C II]的相互作用SMG的动力学质量估计在类星体宿主质量的~3倍之内，而连续辐射意味着SFR（类星体）~（2-11）xSFR（SMG）。因此，我们的ALMA数据清楚地支持了这样一种观点，即重大合并是SMBH早期快速增长的重要驱动力。然而，并非所有的高SFR类星体宿主都伴随着相互作用的SMG和ALMA观察到的气体运动…
2017-02-06 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
An Ultra-Faint, Chemically Primitive Galaxy Forming in the Reionization Era
Kanazawa University（金泽大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；The University of Tokyo（东京大学）；SOKENDAI (The Graduate University for Advanced Studies)（综合研究大学院大学）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (WPI), The University of Tokyo（东京大学宇宙物质量子研究所（WPI））；Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF)（意大利国家天体物理研究所）；University of Cambridge（剑桥大学）
研究发现了一个在再电离时期形成的超暗、化学原始星系LAP1-B，其恒星形成环境和金属含量揭示了早期宇宙中星系形成的关键过程。
2026-03-11 astro-ph.GA
An isolated, compact early-type galaxy with a diffuse stellar component: merger origin?
明亮和暗淡的早型星系的大小和光度之间的关系已经被反复讨论，作为理解演化场景的关键代理，因为星系在不同的物理过程中成长和失去恒星质量。然而，紧凑的早型星系（cEs）类是这种关系的明显异常值，主要发现于星系团和星系团中心的大质量星系周围。最近发现的一个cE在隔离提供了一个新的机会，以了解他们的形成方案在不同的环境。在这里，我们报告发现一个孤立的cE，CGCG 036-042，使用斯隆数字巡天（SDSS）的图像。CGCG 036-042的$r$波段绝对星等（M $_{r}$）为$-$ 18.21等，半光半径（R $_{e}$）为559秒差距。有趣的是，它拥有一个微弱的外围恒星组成部分，从它的中心延伸到10千秒差距，并且具有几乎恒定的$r$波段表面亮度，为$\sim$ 26等/角秒$^{2}$。ESO-VLT长缝光谱数据显示，简单恒星星族（SSP）性质与以前发现的cEs相当相似，中间年龄为7.15 $\pm$ 1.17 Gyr，金属丰度为-0.18 $\pm$ 0.07 dex，超太阳α元素丰度为0.2 $\pm$ 0.05 dex。SSP的金属丰度也显示出一个显着的下降，从中心向外，由0.5德克斯超过一个半光半径。我们讨论了这个星系的可能起源，并建议它可能起源于更小的物体的合并-一个建立良好的大规模早期类型星系形成的场景。
2014-06-11 astro-ph.GA
Decoding NGC 7252 as a blue elliptical galaxy
具有蓝色光学颜色和显著恒星形成的椭圆星系被假设为富含气体的螺旋星系或具有突然爆发的恒星形成的正常椭圆星系的主要合并残留物。我们在这里提出了一个方案，在浅成像调查中确定的蓝色椭圆星系可能无法恢复微弱的功能，这表明过去的合并活动，使用附近的主要合并残留物。基于合并后星系NGC 7252的深光学成像数据，我们证明了该星系可以出现作为一个椭圆星系，如果它被观察到在更高的红移。在星系外围发现的主体和低表面亮度合并特征在光学G-R彩色图中是蓝色的。我们认为，高红移蓝椭圆星系发现的调查浅的SDSS或DECaLS可能是先进的合并，其定义的潮汐特征低于检测限的调查。在今后和正在进行的调查中，这些系统的形态分类应考虑到这一点。
2023-02-15 astro-ph.GA
A Recent Major Merger Tale for the Closest Giant Elliptical Galaxy Centaurus A
我们使用流体动力学模拟来模拟最近的巨型椭圆星系半人马座A的形成。我们发现，一个单一的主要合并事件的质量比高达1.5，这已经发生了~2 Gyr前，是能够再现其许多属性，包括星系运动学，内部气体盘，恒星晕年龄和金属丰度，以及许多微弱的功能观察到的晕。拉长的晕形状主要是由合并沉积的祖先残留物组成的，这也有助于在半人马座A晕中观察到的恒星壳。目前的模型还再现了测量的行星状星云视线速度和速度分散。具有小质量比和相对低的气体分数的模型导致de Vaucouleurs轮廓分布，这与观测和模型预期一致。最近的一次合并在年龄分布上留下了印记，这与在晕内发现的年轻恒星和球状星团种群（2-4 Gyrs）一致。我们的结论是，即使不是半人马座A的所有属性都被准确地复制，最近的一次重大合并可能已经发生，形成了我们今天观察到的半人马座A星系。
2020-08-31 astro-ph.GA
Earliest Galaxy Evolution in the CANUCS+Technicolor fields: Galaxy Properties at $z\sim10-16$ seen with the Full NIRCam Medium and Broad Band Filters
利用CANUCS+TEC数据，研究z≈10-16的星系属性，发现UV LF的演化和样本污染对早期星系演化研究的影响
2025-12-11 astro-ph.GA
The Faintest Dwarf Galaxies
最低光度（L < 10^5 L_sun）的银河系卫星星系代表了星系光度函数的极端下限。这些超暗矮星是已知的最古老、最暗物质占主导地位、最贫金属、化学演化最少的恒星系统。因此，它们提供了了解第一个星系形成和小尺度上暗物质行为的独特窗口。本文综述了2005年斯隆数字巡天发现的超暗矮星，以及随后在理解其性质和起源方面的观测和理论进展。我们描述了它们的恒星运动学、化学丰度模式、结构特性、恒星星族、轨道和光度函数，以及从每种类型的测量中可以学到什么。我们的结论是：（1）在大多数情况下，超暗矮星的恒星速度色散对双星和前景污染等系统不确定性具有鲁棒性：（2）超暗矮星中恒星的化学丰度模式需要两个r过程元素源，其中一个可能归因于中子星合并;（3）即使在保守的假设下，也只有一小部分超暗矮星可能遭受了恒星成分的显著潮汐剥离;（4）要确定银河系维里半径范围内最暗的矮星的性质，需要用未来的望远镜投入大量的观测时间。最后，我们提供了一个展望的意见，将有可能与未来的设施，推动对本星系群矮星系人口的全面普查继续进行。
2019-01-16 astro-ph.GA
Disclosing Submillimeter Galaxy Formation: Mergers or Secular Evolution?
本研究通过分析SMGs的形态特征，发现恒定演化在星系核球形成中占据主导地位，挑战了传统合并与恒定演化的二元对立观点。
2025-12-08 astro-ph.GA
The leakage of Lyman-continuum photons from a major merger at $z\sim1$
本文利用AstroSat/UVIT在哈勃超深场探测到红移1.097处大质量并合系统泄漏的超8%莱曼连续谱光子，表明大质量并合系统对宇宙电离预算有重要贡献。
2024-07-08 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
The star formation history of Eridanus II: on the role of SNe feedback in the quenching of ultra-faint dwarf galaxies
波江座II（EriII）是一个超暗矮星系（M_V=-7.1），位于银河系维里半径附近。早期的浅色星等图（CMD）显示，它可能拥有一个中等年龄甚至年轻的恒星星族，这对这个质量的星系来说是不寻常的。在本文中，我们提出了新的ACS/HST CMD达到最古老的主序列关闭具有良好的光度精度，并得出一个精确的恒星形成历史（SFH），该星系通过CMD拟合。这个SFH表明，大部分的恒星质量在Eri II中形成于一个极短的恒星形成爆发中。导出的恒星形成率剖面的半高宽为5亿年，并达到了与13 Gyr前的零恒星形成相兼容的值。然而，用模拟恒星星族和球状星团M92的CMD进行的测试表明，恒星形成周期可能短于1亿年。通过对早期恒星形成爆发中转化为恒星的质量（~ 2 × 10^5 Msun）的定量测定，我们推断出SNe事件的数量以及注入星际介质的相应能量。对于合理的估计的EriII维里质量和值的SNe能量的耦合效率，我们得出结论，EriII可以淬灭的SNe反馈单独，从而铸造怀疑需要调用宇宙再电离作为首选的解释早期淬灭的老UFD星系。
2021-01-12 astro-ph.GA
ALMA and HST kiloparsec-scale imaging of a quasar-galaxy merger at $z\approx 6.2$
我们目前kpc尺度的ALMA和HST成像的类星体PJ 308 -21在$z$ = $6.2342$，跟踪尘埃，气体（通过[CII] 158 $μ$ m线）和年轻的恒星。在$\sim0.3''$（$\approx1.7$ kpc）的分辨率下，系统在$>4''$（$>$ 20 kpc）上分辨。特别是，它具有一个主要的组成部分，被确定为类星体宿主星系，以吸积超大质量黑洞为中心;和其他两个在西侧和东侧的扩展组成部分，一个相对于类星体红移，另一个相对于类星体蓝移。整个系统的[CII]发射沿着视线以1500 km/s的速度延伸到$>$。系统的所有组成部分都可以在尘埃、[CII]和静止帧UV发射中观察到。推断出的[CII]光度[（0.9-4.6）$\times 10^9$ L $_\odot$ ]、尘埃光度[（0.15-2.6）$\times10^{12}$ L $_\odot$ ]、静止坐标系紫外光度[（6.6-15）$\times10^{10}$ L $_\odot$ ]、它们的比值，以及隐含的气体/尘埃质量和恒星形成速率[11-290 M $_\odot$ yr $^{-1}$ ]都是典型的高红移恒星形成星系。一个玩具模型的一个单一的卫星星系，潮汐剥离的相互作用与类星体的宿主星系可以解释观测到的速度和空间范围的两个扩展组件。PJ 308 -21中独特特征的流出解释不受数据支持。因此，PJ …
2019-06-12 astro-ph.GA
Are High-EW LAEs good analogs for the earliest galaxies? A study on the ionizing conditions and gas properties of LAEs at $2\lesssim z\lesssim7
Swinburne University of Technology（斯威本科技大学）；University of Wisconsin-Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）
本研究以88个2≤z≤7的LAEs为样本，发现高EW LAEs是驱动宇宙再电离星系的有用但非完美类似物，结合EW与恒星质量或可更有效识别化学最原始的星系。
2026-10-16 astro-ph.GA
The role of major mergers in the size growth of intermediate-mass spheroids
我们研究了恒星质量在10^9.5 MSun和10^10.7 MSun之间的高红移（1<z<2）球状星系（SG）中主要合并（质量比>1：4）在驱动大小增长中的作用。这是一个很大程度上未开发的质量范围在这个时代，包含更大规模的SG的祖先，大部分的大小进化文献的基础上。我们在视觉上将SG分为放松的系统和显示潮汐特征的系统，这些潮汐特征表明最近的合并。数值模拟表明，考虑到我们图像的深度，在这些时期只能检测到重大合并引起的潮汐特征（次要合并的特征太微弱），这使得受干扰的SG成为估计重大合并驱动的尺寸增长的有用途径。扰动SG的大小从它们的放松对应物偏移，靠近局部大小-质量关系的上包络线。受干扰的SG与其松弛的对应物的平均尺寸比为~2。结合这一观察到的规模增长与经验的主要合并的历史文献表明，在这个质量范围内的一个显着的分数（约三分之二）的SG的规模演变可能是由主要的合并。如果我们的星系是质量大于10^10.7 MSun且z<1的SG的祖先，那么在这个质量范围内，主要的合并也可能在至少一些大质量SG的尺寸增长中发挥重要作用。
2014-07-30 astro-ph.GA
An extended halo around an ancient dwarf galaxy
银河系被数十个超微弱（< $10^5$太阳光度）的矮卫星星系所环绕。它们是最早的星系幸存下来的遗迹，这一点已经被它们的古老（约130亿年）和化学原始恒星所证实。模拟表明，这些系统形成于扩展的暗物质晕中，并经历了早期的星系合并和超新星反馈。然而，这些事件的特征将位于其核心区域之外（>2个半光半径），由于其遥远恒星的稀疏性，这些区域在光谱上尚未研究。在这里，我们确定了Tucana II超暗矮星系在其外部区域的成员（最大可达9个半光半径），这表明该系统在空间上比以前发现的要大得多，化学成分也比以前发现的要原始。（<[Fe/H]>=-3.02;小于太阳铁丰度的1/1000），肯定了图卡纳II是已知最缺乏金属的星系。我们观测建立，第一次，一个扩展的暗物质晕周围的超微弱的矮星系到一千秒差距，总质量> $10^7$太阳质量。这一测量结果与使用广义NFW密度分布所预期的~ 2 x $10^7$太阳质量一致。图卡纳II的延伸性质表明，它可能经历了强烈的突发反馈，或者是早期星系合并的产物。我们证明，空间扩展的恒星星族，其他超微弱的矮星暗示托管以及，是可观察的原则和开放的可能性，详细研究的恒星晕的遗迹星系。
2021-02-02 astro-ph.GA
The NGC 4013 tale: a pseudo-bulged, late-type spiral shaped by a major merger
许多螺旋星系晕在用深空影像观察时，显示出各种形态的恒星流。这些潮汐功能的起源进行了讨论，无论是来自卫星的陨石坑或造成的残留物的一个古老的，富含气体的主要合并。通过模拟在NGC 4013晕中观察到的奇特特征的形成，我们研究了它们的起源。通过使用GADGET-2实现气体冷却，恒星形成和反馈，我们已经模拟了整个NGC 4013星系及其相关的晕特征。2.7-4.6 Gyr前发生的富含气体的主要合并成功地再现了NGC 4013星系的性质，包括所有微弱的恒星特征，强烈的气体翘曲，盒状晕和垂直3.6妈妈光度分布。在祖细胞中的高气体分数足以再现所观察到的薄和厚的光盘，具有小的凸起部分，如所观察到的。一个大的合并模型能够重现整个NGC 4013系统，包括弯曲强度，红色和环的高恒星质量密度，而一个小的合并模型则不能。由于富含气体的模型足以产生一个具有一小部分光的伪隆起，NGC 4013可能是由相对较新的合并形成的晚型星系的原型。然后，晚期型，伪隆起螺旋不是强制性的通过长期演化，和NGC 4013的属性也说明，在孤立星系的强烈翘曲很可能发生在一个富含气体的主要合并的后期阶段。
2015-08-13 astro-ph.GA
Identifying Elusive Electromagnetic Counterparts to Gravitational Wave Mergers: an end-to-end simulation
结合引力波（GW）和电磁（EM）观测紧凑的双星合并应使天体物理过程的详细研究在强场重力制度。GW干涉仪网络在天空中的角分辨率很差，预计它们的EM特征也很微弱。因此，一个具有挑战性的目标将是毫不含糊地确定GW合并的新兴市场对手。我们进行了第一次全面的端到端模拟，重点是：i）GW天空定位，距离测量和体积误差，两个紧凑的二进制人口和四个不同的GW网络，ii）随后的可探测性由一系列多波长望远镜，iii）在可能的天体物理假阳性海洋中合并对应的最终识别。首先，我们发现双中子星（NS）双星合并可以分别被三个（或五个）探测器GW网络探测到最大距离为400 Mpc（或750 Mpc）。NS -黑洞（BH）合并可以检测到1.5的因素进一步。NS-BH合并的天空定位不确定性为50- 170平方米。°的(or 6- 65平方米（摄氏度）分别用于三个（或五个检测器）GW网络。其次，我们量化的光学对应物，可检测到不同大小的望远镜的相对分数。第三，我们提出了五个案例研究，以说明在低和高银河纬度的EM对应的安全识别的挑战的多样性。这是第一次，我们展示了如何结合本地宇宙星系目录构建低延迟GW卷可以帮助解决误报问题。
2012-12-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
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
Galaxy Morphologies Revealed with Subaru HSC and Super-Resolution Techniques I: Major Merger Fractions of L_UV~3-15 L_UV* Dropout Galaxies at z~4-7
本文利用Subaru Hyper Suprime-Cam（HSC）图像进行了超分辨率分析，估算了z~4-7脱落星系在星系UV光度函数亮端的主要合并分数。我们的超分辨率技术将地基HSC图像的空间分辨率从~1”提高到<~0。“1，这是可比的哈勃太空望远镜，使我们能够确定z~4-7明亮的主要合并在一个高完整性值>~ 90%。我们应用超分辨技术分别对6412、16、94和13个非常亮的dropout星系进行了观测，观测的星系位置分别为z~4、5、6和7，紫外光度范围为L_UV~3- 15L_UV *，对应于-24<~M_UV<~-22。在z~4和z~5-7，主要的合并分数分别为10-20%和50-70%，与对照暗星系样本的合并分数相比没有明显差异。基于f_merger估计，我们验证了源混合效应和主合并对z~4-7星系UV LF双幂律（DPL）亮端形状的贡献。虽然这两种效应部分地解释了L_UV~3- 10L_UV * 处的DPL形状，但即使减去活动星系核的贡献，在L_UV>~ 10L_UV * 的非常亮的一端，DPL形状也不能解释。结果支持的情况下，其他额外的机制，如微不足道的质量淬火和低尘埃遮蔽有助于DPL形状的星系紫外线LF。
2021-11-16 astro-ph.GA
Galaxy Mergers in the Epoch of Reionization I: A JWST Study of Pair Fractions, Merger Rates, and Stellar Mass Accretion Rates at $z = 4.5-11.5$
本文利用八个 JWST Cycle-1 天区数据，在 z=4.5–11.5 范围内系统测量星系主并合对比例、并合率和恒星质量吸积率，发现并合对高红移星系质量组装贡献约一半。
2025-06-04 astro-ph.GA
The SCUBA-2 Cosmology Legacy Survey: The EGS deep field -- III. The evolution of faint submillimeter galaxies at $z<4$
我们提出了一个人口统计学分析的物理和形态特性的$450/850~μ\rm m$选定的星系从深观测的SCUBA-2宇宙学遗产调查在扩展的格罗斯带，发现低于经典的亚毫米星系制度（$S_{850 μ\rm m}\lesssim 6~\rm mJy$ /束），并将它们与在宇宙大会近-红外深河外遗留调查在同一领域。我们推导出恒星形成星系的主要序列的演化，发现一个陡峭的特定恒星形成率与恒星质量在$z>2.5$比以前的研究。大多数微弱的亚毫米星系都在主序星的$3σ$范围内，但40%的亚毫米星系被归类为星爆。在$2<z<3$，暗亚毫米星系的尺寸比相同质量范围的光学选择的恒星形成星系大50%。这也是我们发现的最大比例的星暴的红移箱，因此我们可以目睹合并过程，正如这些系统作为不规则盘星系和合并的视觉形态分类的偏好所证实的那样。这两个群体都显示出在$H$带形态中它们的浓度向较低的红移（$z<2$）增加，但平均而言，微弱的亚毫米星系在稍后的时间显示出更大的浓度值。这些发现支持了这样一种说法，即暗淡的亚毫米星系大多是一群巨大的尘埃遮蔽的盘状星系，它们在后期发展出更大的凸起成分。虽然相似性很大，但暗亚毫米星系的中值大小，星暴数量和$H$带浓度与相同恒星质量的光学选择恒星形成星系不同。
2022-10-10 astro-ph.GA
Origin and evolution of dust-obscured galaxies in galaxy mergers
尘埃暗星系（Dust Obscured Galeries，DOG）是星系合并的最后阶段，是星系和活动星系核（Active Galertic Nucleus，AGN）演化的重要天体，在光学上具有暗、红外亮的特征。然而，围绕活动星系核的环形尺度气体动力学和DOG寿命之间的关系仍然不清楚。利用基于N体/光滑粒子流体动力学（SPH）模拟的后处理伪观测数据，获得了具有活动星系核反馈的星系合并系统的光谱能量分布（SED）演化.我们集中在一个后期合并的两个相同的星系与超大质量黑洞（SMBH）的10 $^8$ M $_\odot$。我们发现，该系统的红外光度达到超和超亮红外星系类（10 $^{12}$和10 $^{13}$ L $_\odot$，分别）。DOG相对应于活动星系核被掩埋在致密气体和尘埃中的状态，其红外光度超过3.3 $\times$ 10 $^{12}$ L $_\odot$。我们还确定了DOG的子类别，即来自SED及其演变的凹凸和幂律DOG。在几百万年的时间里，碰撞狗趋向于进化成幂律狗。我们发现，在红外辐射的核心周围的热尘埃的贡献是必不可少的识别系统作为一个幂律的DOG;气体和尘埃分布在核周围的非球形，因此，所观察到的DOG的属性依赖于视角。在我们的模型中，合并驱动的DOG的寿命小于4百万年，这表明所观察到的DOG阶段是星系合并的一个简短方面。
2022-08-06 astro-ph.GA
Quasars Have Fewer Close Companions than Normal Galaxies
利用{ \em Hubble Space Telescope}（{ \em HST}）高级巡天相机（ACS/WFC）的存档图像研究类星体周围的伴星系分布。我们的主样本包含532个类星体，它们已经被ACS/WFC观测到，跨越了很宽的光度范围\em和红移范围（$0.3<z<3$）。我们在投影距离为$10\text{ kpc}<d<100\text{ kpc}$的类星体周围寻找伴星。进行PSF减法以增强紧密同伴的完整性。即使对于感兴趣的最微弱的同伴，估计完整性也是高的$(>90\%)$。通过从投影同伴的数量密度中减去背景密度来估计物理同伴的数量。我们把所有的同伴分为三组（微弱，中间和明亮）根据他们的通量。利用{ \em HST}深场数据构造了一个与类星体样品具有相似红移分布和恒星质量范围的星系对照样品。我们发现，类星体和控制样本星系有类似数量的暗淡和明亮的同伴，而类星体显示出$3.7σ$赤字的中间同伴相比，星系。这三组伴星的数量都没有表现出强烈的红移演化，类星体周围的中间伴星的数量随着类星体光度的增加而减少。假设合并触发的类星体已经进入最后的合并阶段，在此期间，个别同伴不再检测到大的分离，我们的结果是一致的图片中，一个显着的一部分类星体是由合并触发。
2019-09-03 astro-ph.GA
The first GLIMPSE of the faint galaxy population at Cosmic Dawn with JWST: The evolution of the ultraviolet luminosity function across z~9-15
Institut d’Astrophysique de Paris, CNRS, Sorbonne Université（巴黎天体物理研究所，法国国家科学研究中心，索邦大学）；Ben-Gurion University of the Negev（内盖夫本-古里安大学）；The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；Cosmic Frontier Center, The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校宇宙前沿中心）；Universite Claude Bernard Lyon 1, CRAL UMR5574, ENS de Lyon, CNRS（里昂第一大学克劳德·贝尔纳大学，CRAL UMR5574，里昂高等师范学校，法国国家科学研究中心）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）
利用JWST的GLIMPSE调查，研究了z~9-15红移范围内紫外光度函数的演化，发现极暗端斜率变化较小，且恒星形成率密度的演化斜率显著低于理论预测。
2025-09-29 astro-ph.GA
Metal Mixing in the R-Process Enhanced Ultra-Faint Dwarf Galaxy Reticulum II
超暗矮星系网状座~II被一次罕见的多产r过程事件所富集。因此，Reticulum~II的r过程内容为研究第一个遗留星系中的金属混合提供了一个独特的机会。使用VLT/GIRAFFE和麦哲伦/M2 FS的多目标高分辨率光谱，我们确定了32个清晰的光谱成员星，并在可能的情况下测量Mg，Ca，Fe和Ba的丰度。我们发现$72^{+10}_{-12}$ %的恒星是r-过程增强的，具有平均$\left\langle\mbox{[Ba/H]}\right\rangle=-1.68~\pm~0.07$和未分辨的本征色散$σ_{\rm [Ba/H]} < 0.20$。均匀的r-过程丰度意味着Ret~II的金属在r-增强型恒星形成时混合良好，模拟表明在恒星形成的爆发之间至少需要1亿年的金属混合才能均匀化。这是第一个在超暗矮星系中爆发恒星形成的直接证据。均匀稀释倾向于快速和高产的r-过程位置，如磁星盘风或快速中子星合并。我们还从[Ba/H]和[Mg/Ca]中发现了Ret~II中的r增强星是在没有大量原始气体吸积的情况下形成的证据，这可能表明${\approx}70$ %的Ret~II星是在再电离后形成的。
2023-02-23 astro-ph.GA
Tidal interaction, star formation and chemical evolution in blue compact dwarf galaxy Mrk 22
本文介绍了蓝矮星系Mrk 22的光谱和射电干涉HI 21 cm线观测结果。观测到了与HeII $λ$ 4686和CIV $λ$ 5808的高电离线相对应的Wolf-Rayet（WR）发射线特征。银河系中两个主要恒星形成区的年龄估计为$\sim$ 1000万年和$\sim$ 400万年。该星系具有非热射电缺陷，这也表明了一个年轻的恒星爆发和缺乏超新星事件，从目前的恒星形成活动，符合WR发射线的检测功能。一个显着的N/O富集被认为是在较暗的恒星形成区。亮区和暗区的气相金属丰度[12 + log（O/H）]分别为7.98 $\pm$ 0.07和7.46 $\pm$ 0.09。该星系有一个大的弥散HI包层。HI图像显示扰动气体运动学和HI云外的星系的光学范围，表明最近的潮汐相互作用或合并的系统。结果强烈表明，由于正在进行的恒星形成，Mrk 22正在经历化学和形态演变，最有可能是由合并引发的。
2017-10-07 astro-ph.GA
