The impact of ram pressure on cluster galaxies, insights from GAEA and TNG
本研究使用GAEA和TNG模拟分析冲压力剥离对星系团星系气体含量的影响，发现大多数星系首次近心点经过后仍能保留气体并继续形成恒星，仅大质量晕中的低质量星系会因强烈剥离而失去气体。
2025-04-17 astro-ph.GA
A census of orbital properties of the M31 satellites
我们提出了M31卫星系统的动力学分析。只有两颗M31卫星存在自行数据。我们占这种不完整的速度数据的统计分析，使用的时间参数和相空间分布函数的组合。M31卫星的大部分都很适合这些模型，我们提供了一个轨道特性表，包括周期，偏心率和半长轴。这使我们能够根据轨道的相似性而不是天空的接近性来寻找群体坠落的证据。我们的研究结果支持Cass II和NGC 185之间的关联，因为轨道参数非常接近，但NGC 185和NGC 147之间的关联却不是这样，因为它们在过去经常被关联。其他可能的卫星组合包括And I和And XVII对，And IX和And X对，以及三个And V，And XXV和NGC 147。XXII被认为是M33的一颗卫星，我们发现它们并不是沿着同一轨道独立运动的，但不能确定它们是相互环绕还是没有关系。两颗卫星，和XII和和XIV，有很高的视线速度，与最近从本星系群边缘坠落的情况一致。他们没有很好地描述我们的基础光滑相空间分布函数，并重新分析没有先验的轨道参数。对于和XIV，多个着丝粒间通道是可能的，需要改进的距离信息来得出进一步的结论。对于And XII来说，假设至少有一个近心点通道的轨道可以被排除，它必须是第一次进入M31系统。
2012-11-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
The lives and deaths of faint satellite galaxies around M31
本文通过匹配宇宙学N体模拟采样轨道，预测了M31卫星星系的运动与轨道历史，并结合恒星形成史揭示其熄灭机制，发现多数暗弱卫星在进入M31前即已熄灭，且M31近期吸积比银河系更活跃。
2025-11-03 astro-ph.GA
The Three Hundred project: connection between star formation quenching and dynamical evolution in and around simulated galaxy clusters
在这项工作中，我们结合半解析模型的星系形成和演化SAG与$102$松弛模拟的星系团从三百计划，我们研究的淬火恒星形成（SF）和星系经历的物理过程之间的联系，通过其动力学历史的集群。我们分类星系在四个人口的基础上，他们的轨道历史：最近和古老的infallers，和backsplash和邻近星系。我们发现，$\sim 85$ %的目前人口的淬火星系位于集群内的古老infallers低或零内容的热和冷气体。淬灭的古代infallers的分数强烈增加之间的第一和第二个近心通道，由于清除的行动，冲压压力剥离（RPS）的热气体。它们中的大多数在第一次近心点通过后熄灭，但不可忽略的一部分需要第二次通过，特别是具有$M_\star \leq 10^{10.5} \, {\rm M_\odot}$的星系。最近的infallers代表$\sim 15$ %的淬火星系位于集群内，平均而言，他们包含了高比例的热和冷气体;此外，预处理效应是负责淬火最近infallers之前，对主要的集群祖先。位于星系团周围的淬火星系的$\sim 65$ %是后溅星系，其中RPS的组合在预处理阶段和星系团内部的作用是必要的SF在这个人口的抑制。
2022-11-08 astro-ph.GA
Impact of orbiting satellites on star formation rate evolution and metallicity variations in Milky Way-like discs
本研究利用流体动力学模拟发现，绕轨大质量矮星系的近距离掠过会增强类银河系盘的恒星形成率并稀释其金属丰度，支持了Sgr星系掠过与太阳附近恒星形成爆发的因果联系。
2023-10-19 astro-ph.GA
Modeling the Impact of Baryons on Subhalo Populations with Machine Learning
我们确定subhalos在暗物质-只有（DMO）放大模拟，很可能会被打乱，由于重子效应通过使用随机森林分类器训练的两个流体动力学模拟银河系（MW）质量主机晕从Latte套件的反馈在现实环境（FIRE）项目。我们训练我们的分类器，使用五个属性的每个中断和幸存的subhalo：在第一次近心通道吸积后的近心距离和比例因子，和比例因子，维里质量，吸积时的最大圆周速度。我们的五属性分类识别中断subhalos在消防模拟与$85\%$的袋外分类评分。我们预测幸存的subhalo人口在DMO模拟的消防主机晕，发现流体动力学的结果非常一致，特别是，我们的分类优于DMO放大模拟，包括在每个流体动力学模拟的中央星系盘的引力势，这表明它捕获的动力学效应的中央盘和额外的重子物理。我们还预测幸存的subhalo人口的一套DMO放大模拟MW质量主机晕，发现重子影响每个系统一致，预测的subhalo中断量大于主机到主机之间的分散subhalo人口。虽然我们的训练集的小尺寸和特定的重子物理处方限制了我们结果的一般性，但我们的工作表明，在流体动力学放大模拟上训练的机器学习分类算法可以有效地预测现实的subhalo种群。
2018-06-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The origin of the black hole offset in M31
使用最先进的高分辨率完全GPU N体模拟，我们首次证明了暗物质丰富的卫星的坠落自然地解释了M31中亚秒差距偏移的黑洞。潮汐特征的观测数据对我们的模拟初始条件提供了严格的约束。M31的中心区域的加热卫星通过动力摩擦需要一个显着的黑洞偏移后的第一个近心通道。在达到其最大偏移量后，由于动力学摩擦，大质量黑洞向M31中心下沉，并且根据观测结果确定其偏移量为亚秒差距。
2020-07-06 astro-ph.GA
Scatter, bias, and chaos of satellite orbits in triaxial dark matter haloes
Yale University（耶鲁大学）
该研究量化了暗物质晕三轴度对卫星轨道的影响，发现三轴度会导致卫星轨道近心距散射、偏差，混沌轨道仅在强扁化宿主中出现，宿主形状和取向的不确定性会显著影响卫星轨道推断，需纳入未来研究。
2026-10-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Internal kinematics of dwarf satellites of MW/M31-like galaxies in TNG50
基于TNG50模拟研究类MW/M31宿主星系矮卫星的内部运动学，发现旋转和速度梯度信号普遍存在，并揭示其演化受卫星质量、轨道历史及与宿主潮汐相互作用（尤其是近心点通过）的显著影响。
2023-10-30 astro-ph.GA
Clues to the "Magellanic Galaxy" from Cosmological Simulations
我们使用宝瓶座计划的宇宙学模拟来研究大麦云云（LMC）的轨道历史及其与银河系（MW）其他卫星的潜在关联。我们寻找动力学类似物的LMC，并找到一个subhalo，匹配的LMC的位置和速度在其最近的两个近心通道。这表明，只要银河系的维里质量为M_200 ~ 1.8e12M_sun，LMC不一定是第一次接近MW。模拟结果产生的位置和速度的系统与LMC之前的具体预测。如果第一次接近，大多数应该靠近LMC，因为银河系的潮汐场还没有足够的时间驱散它们。如果采用第二种方法，潜在合作伙伴的名单将大幅增加。有趣的是，我们的分析排除了天龙座和小熊座的大麦哲伦星系关联，这两个矮椭球体是林登-贝尔和林登-贝尔建议形成“麦哲伦幽灵流”的一部分。我们的结果还表明，轨道角动量的方向是一个强大的测试LMC协会。然而，这种测试需要精确的自行，这是大多数MW卫星无法实现的。在已公布自行的4颗卫星中，只有小麦哲伦云与大麦哲伦云有明显的联系。从表面上看，船底座、天炉座和玉夫座的自行排除了它们作为潜在联系的可能性，但当有更好的数据时，应该重新审视这一结论。缺乏与云明显相关的卫星可能会通过针对其周围环境的宽视场成像调查来解决，这一地区可能会被证明是寻找微弱的、以前未被注意到的MW卫星的肥沃狩猎场。
2011-09-01 astro-ph.GA
Stellar disc streams as probes of the Galactic potential and satellite impacts
在我们银河系的Anticenter方向观测到了排列成细流状特征（羽毛状）的恒星，它们的宽度为$δ\sim1-10^{\circ}$，长度为$Δl\sim180^{\circ}$，它们的性质在丰度和相空间中得到了映射。我们研究了它们的起源，通过分析类似的功能所产生的N-体模拟的银河系盘与人马座矮球状星系（Sgr）的相互作用。通过跟踪被确定为有助于羽毛的粒子的轨道向后的时间，我们跟踪他们的激发Sgr的以前的近心通道之一。这些粒子最初跨越一个大范围的相位角，但半径范围很小，这表明它们提供了一个探测外银河系盘中不同环中的种群。该结构寿命长，并在$\sim4 \,\rm{Gyrs}$的时间尺度上多次传代后持续存在。在天空中，它们表现出振荡运动，可以用一个单一的轨道来追踪，该轨道映射了它们的大部分全长，其振幅和梯度与观测到的相似。我们演示了如何利用羽毛的这些特性来测量电势、其扁平化程度，以及推断最近潜在扰动的强度。
2018-03-29 astro-ph.GA
Bursting and quenching in satellite galaxies
相同质量的红星系和蓝星系之间恒星金属丰度的差异限制了红星系停止形成恒星的时间尺度。在这里，我们调查这个约束与GalICS 2.0半解析模型的星系形成。这种方法的优点是卫星星系的近心通过时间和星系风的质量负载因子不是化学演化模型的自由参数。前者是由用于构建合并树的N体模拟确定的，后者是由GalICS 2.0应该再现星系的恒星质量函数的要求确定的。当我们比较我们的理论预测与观测，我们发现，GalICS 2.0可以重现所观察到的金属丰度差异，只有当淬火之前的恒星形成，这有助于化学富集的恒星星族的爆发。从物理上讲，这种爆发可以解释为潮汐引起的恒星形成或冲压压力的影响，不仅从星系中剥离气体，而且还压缩它，加速其转化为恒星。
2019-11-04 astro-ph.GA
Coma Berenices: first evidence for incomplete vertical phase-mixing in local velocity space with RAVE - confirmed with Gaia DR2
在Gaia DR 2发表之前，我们与RAVE和TGAS确认了Quillen ey等人最近在GALAH调查中关于太阳附近后发座Berenices移动群的观察，即它只存在于负银河纬度。这使我们能够表明，它是相干的垂直速度，提供了第一个证据，不完全垂直相混合。我们估计第一次从动力学参数，移动集团必须形成最多~ 1.5 Gyr前，并与此相关的人马座矮卫星星系的近心通道。本说明是原始arXiv文章的重写版本，现在还包括我们对Gaia DR 2的发现的确认。
2018-05-08 astro-ph.GA
Kinematic clues to the origins of starless HI clouds : dark galaxies or tidal debris ?
孤立的没有光学对应物的HI云通常被认为是星系-星系相互作用的证据，尽管另一种假设是这些是原始的“暗星系”，没有形成恒星。同样，HI流的某些运动学特征也是有争议的，有时被认为是暗星系的证据，但也可能被解释为骚扰的结果。我们数值模拟了星系通过星系团引力场的过程。该星系由SPH粒子组成的气体和n体的恒星和暗物质，而集群包括使用400 subhalos的子结构的引力效应（集群内介质的影响被忽略）。我们发现，骚扰确实可以产生长HI流，这些流可以包括类似于暗星系候选人，如室女座21的运动学特征。我们还表明，在这些模拟中几乎总是产生直径< 20千秒差距和速度宽度< 50公里/秒的表观云，使潮汐碎片成为一个非常可能的解释。相比之下，我们发现，相同大小但速度宽度> 100 km/s的孤立云的频率可以忽略不计-这使得这是一个非常不可能的解释，在室女星系团中观察到的云与这些属性。
2017-01-19 astro-ph.GA
Interacting galaxies on FIRE-2: The connection between enhanced star formation and interstellar gas content
我们提出了一套全面的高分辨率（秒差距尺度），理想化的（非宇宙学）星系合并模拟（24轮，恒星质量比~2.5：1），以研究相互作用引起的恒星形成和星际介质（ISM）在各种温度密度制度的演变之间的联系。我们使用GIZMO代码和第二版的“真实环境中的反馈”模型（FIRE-2），该模型捕获了ISM的多阶段结构。我们的模拟旨在代表本地宇宙中的星系合并。在这项工作中，我们专注于“星系对周期”之间的第一次和第二次近心轴通道。我们分裂的ISM分为四个制度：热，温暖，冷，冷密集，热，电离，原子和分子的气体在真实星系中观察到的阶段的动机。我们发现，平均而言，相互作用提高了这对恒星的形成率（约30%，合并套件样本平均值），并提高了它们的冷致密气体含量（约18%）。这伴随着热气体的减少（~11%），冷气体的变化可以忽略不计（~4%的增加），以及热气体的大幅增加（~400%）。密度超过1000 cm ^3的冷密气体（冷超密区）的数量显著增加（约240%），但仅占冷密气体预算的0.15%（平均）。
2019-02-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Effect of the Large Magellanic Cloud on the kinematics of Milky Way satellites and virial mass estimate
本研究针对大麦哲伦云穿行对银河系卫星速度分布的干扰问题，提出结合三维速度方差与卫星中位距离的新质量估计器，将银河系位力质量估计为约9.96±1.45×10¹¹倍太阳质量，结果与其他方法一致。
2024-06-19 astro-ph.GA
The Dynamical Origin of Early-Type Dwarfs in Galaxy Clusters: A Theoretical Investigation
对星系团中早期型矮星系的观测经常显示，星系团矮星系的成员比星系团巨型椭圆星系有更高的速度和更不对称的分布，这表明这些矮星系是最近吸积的星系，可能来自一个正在坠落的星系团。我们使用了一系列的$N$体模拟，探索参数空间的组落入集群，研究观察到的速度分布的下降组件沿不同的视线。我们表明，沿视线平行于组的下落方向，有一个显着的特殊的速度提升期间的近心通道的组，和速度分散的增加，持续许多陀螺合并后。然而，坠落集团的残余物并没有形成一个空间上不同的系统-这与最近对室女座和天炉座星系团中矮星系的观测一致。当沿着垂直于合并的方向观察时，这种速度特征完全不存在。此外，径向速度沿下落方向与集群中心半径的相空间分布揭示了独立的动力学演化的组的中央核心和外晕，包括下落的残余物的存在外的逃逸速度包络线的系统。因此，坠落星系群在速度空间中的独特特征对于理解星系团及其矮星的动力学历史非常重要。我们的研究结果表明，矮星系，是不敏感的动力学摩擦，是很好的探针，其主机集群的动力学历史。
2014-12-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Milky Way and M31 Orbital History: Did the Local Group evolve in isolation?
利用M31自行运动新数据，结合Illustris模拟，研究银河系-M31轨道及角动量，发现约10%类本星系群系统可由孤立两体模型描述，且孤立演化系统近期无重大并合。
2025-04-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Clues on Arp 142: The Spiral-Elliptical merger
附近的合并对是独特的实验室，人们可以在其中研究引力对单个相互作用组件的影响。在这份手稿中，我们报告了沿着奇特的星系NGC 2936，星系对Arp 142的成员，一个E + S相互作用，被称为“企鹅”的HII区域的特征。使用双子座南光谱，我们已经得出了一个高增强的全球恒星形成率SFR = 35.9 Msun/yr可能刺激的相互作用。这个星系中的恒星形成区域显示出与太阳金属丰度一致的氧丰度。目前的数据集不允许我们对NGC 2936得出任何明确的结论。诊断图显示，NGC 2936的中心区域被活动星系核活动电离，NGC 2936的东部潮汐羽流正在经历恒星形成的爆发，这可能是由于与其椭圆伴星系NGC 2937的相互作用事件引起的气体压缩所触发的。等照度线分析显示NGC 2937的潮汐特征：在内半径处有非同心（或偏心）等照度线，而在大半径处，表面亮度轮廓相对于de Vaucouleurs定律有微弱的过剩。通过将Arp 142的径向速度分布和形态特征与数值模拟库进行比较，我们得出结论，该系统的当前阶段将是第一次近心通过后约50 +-2500万年。
2019-07-04 astro-ph.GA
SDSS-IV MaNGA: Unveiling Galaxy Interaction by Merger Stages with Machine Learning
我们使用机器学习技术来分类星系合并阶段，这可以揭示在星系相互作用期间驱动恒星形成和活动星系核（AGN）活动的物理过程。该样本包含来自SDSS-IV MaNGA积分场光谱调查的4，690个星系，可分为1，060个合并星系和3，630个未合并或未分类的星系。对于合并样本，有468，125，293和174个星系处于（1）进入配对阶段，（2）第一次近心通过阶段，（3）接近或刚刚通过远心，（4）最终合并阶段或合并后。利用投影分离、视线速度差、SDSS gri图像和MaNGA Ha速度图等信息，我们能够对合并及其阶段进行很好的分类，这是识别相互作用星系的最重要依据。对于2阶段分类（二进制;非合并和合并），LGBM分类器的性能可以很高（精度>0.90）。我们发现样本量可以通过旋转来增加，因此5阶段分类（非合并，1，2，3和4合并阶段）也可以很好（精度>0.85）。最重要的特征来自SDSS gri图像。来自MaNGA Ha速度图、投影分离和视线速度差的贡献可以进一步将性能提高0- 20%。换句话说，图像和速度信息足以捕获星系相互作用的重要特征，我们的结果可以应用于整个MaNGA数据以及未来的全天巡天。
2022-08-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Implications of the Milky Way travel velocity for dynamical mass estimates of the Local Group
本星系群（LG）的总质量是一个基本量，它可以解释其组成星系的轨道，并将LG置于宇宙学背景中。为数不多的几种可以直接推断总质量的方法之一是“计时论证”，它模拟了银河系（MW）和M31在平衡状态下的相对轨道。MW本身并不处于平衡状态，这是其合并历史的副产品，包括最近的LMC近心通过，最近的工作发现MW盘相对于外部恒星晕以$\sim 32~{\rm km}~{\rm s}^{-1}$的下限“旅行速度”移动。以前的定时参数测量试图解释这种非平衡态，但仅限于对LMC影响的理论预测。在本文中，我们量化的旅行速度恢复LG质量估计使用几种不同的汇编最近的运动学测量M31的影响。我们发现，结合的旅行速度的测量值降低了10- 12\ %的静态MW晕相比，推断LG质量。用更远的示踪剂测量旅行速度可能会产生更大的值，这将进一步降低推断的LG质量。因此，新测得的旅行速度直接意味着较低的LG质量比从一个模型与静态MW晕，必须考虑在未来的动力学研究的本地体积。
2022-12-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
A survey of dual active galactic nuclei in simulations of galaxy mergers: frequency and properties
我们调查的活动星系核（AGN）的合并星系的同时触发，使用一套大的高分辨率流体动力学模拟。我们计算双活动星系核可观测性的时间尺度，使用测辐射热，X射线，和爱丁顿比阈值，确认双活动从超大质量黑洞（BH）一般是较高的晚近心通道，合并残留物形成之前，特别是在高光度。对于典型的小型和大型合并，双重活动分别持续约2000 - 7000万年和约1000 - 16000万年。我们还探讨了气体X射线遮蔽的影响，发现双活动星系核的时间减少最多的一个因素~2，和恒星形成的污染。使用投影分离和速度差，而不是三维量可以减少双活动星系核的时间尺度高达~4，我们应用过滤器，模仿当前的观测分辨率的限制。与观测结果相一致，我们发现，对于一个包含至少一个活动星系核的大合并和小合并样本，包含双重活动星系核的比例分别为~20- 30%和~1- 10%。我们量化合并的质量比（0.1至1），几何形状（共面，共面，逆行，和倾斜），光盘气体分数，和BH属性的影响，发现质量比是最重要的因素，与轻微和主要合并之间的差异变化的几个数量级的因素，取决于光度和过滤器使用。我们还发现，浅层成像调查将需要非常高的角分辨率，而深层成像调查将是较少的分辨率依赖。
2017-04-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Simulations of gas sloshing induced by a newly discovered gas poor substructure in galaxy cluster Abell 1644
碰撞事件导致星系团团内气体出现特殊的形态。Abell 1644似乎就是这种情况，它是附近的一个星系团，由三个主要结构组成：南部的星系团呈现出螺旋状的形态，A1644 S;在X射线观测中看到的北部星系团A1644 N1;以及最近发现的子结构A1644 N2。通过$N$ -体流体动力学模拟，我们试图重建该系统的动力学历史。这些模拟产生了两种特定的情景：（i）A1644 S和A1644 N2之间的碰撞。我们的最佳模型在合并平面和$30^\circ$的天空平面之间有一个倾角，并在中心附近通过后达到最佳形态$1.6\,$ Gyr。此时，A1644 N2是贫气体的，在X射线发射中几乎无法检测到。该模型与观测结果吻合较好;（ii）A1644 S和A1644 N1之间的碰撞。这种方法并没有产生像第一种情况那样令人满意的结果，因为密度和不匹配的温度图存在很大的干扰。作为补充研究，我们进行了一个三集群模拟作为基础的最佳拟合模型再现A1644的三个主要结构的当前状态。这种情况下提出了一个很好的协议，全球形态的观察。因此，我们发现更有可能的情况是A1644 S和新发现的A1644 N2之间的碰撞，只要A1644 N1不会严重干扰螺旋特征的形成，它就可能存在。
2020-05-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Bypassed Core Formation in Milky Way-Mass SIDM Halos: Implications for the Local Group Past-Pericenter Scenario
Texas A&M University（德克萨斯农工大学）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；Carnegie Observatories（卡内基观测站）；University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）
研究通过模拟银河系与M31的过去近心点接触，探讨SIDM对核心形成的影响，发现SIDM晕在特定条件下绕过传统核心形成阶段，导致中心密度单调增加。
2026-09-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the HI Content of MaNGA Major Merger Pairs
HI含量在星系相互作用中的作用仍在争论中。为了研究不同合并阶段星系对的HI含量，我们从SDSS-IV MaNGA IFU调查中收集了66个主要合并星系对和433个对照星系的样本。在这项研究中，我们采用运动学不对称性作为一个新的有效指标来描述星系对的合并阶段。利用HI-MaNGA巡天的存档数据和500米口径球面射电望远镜（FAST）的新观测数据，我们研究了这对样本和对照样本之间HI气体分数（$f_{\text{HI}}$）、恒星形成率（SFR）和HI恒星形成效率（$\rm SFE_{\text{HI}}$）的差异。我们的研究结果表明，平均而言，主要合并对的HI气体分数略有减少$\sim 15\%$相对孤立的星系，这意味着温和的HI耗尽星系相互作用。与孤立星系相比，通过前的成对星系具有相似的$f_{\text{HI}}$、SFR和$\rm SFE_{\text{HI}}$，而在近着丝点通过期间，成对星系的$f_{\text{HI}}$（$-0.10\pm0.05$ dex）弱降低，SFR（$0.42\pm0.11$ dex）和$\rm SFE_{\text{HI}}$（$0.48\pm0.12$ dex）显著增强。当接近远心点时，配对星系的$f_{\text{HI}}$（$-0.05\pm0.04$ dex）略有下降，SFR（$0.04\pm0.06$ dex）和$\rm SFE_{\…
2022-06-13 astro-ph.GA
Creating a galaxy lacking dark matter in a dark matter dominated universe
我们使用流体动力学宇宙学模拟表明，它是可能的，通过潮汐相互作用，星系缺乏暗物质在暗物质占主导地位的宇宙。我们从NIHAO项目中选择矮星系，在标准的冷暗物质模型中获得，并使用它们作为模拟卫星中心相互作用的初始条件。在具有强径向分量的轨道上经过一次近心通过后，NIHAO矮星系可以失去高达80%的暗物质含量，但是，最有趣的是，它们的中心（$\approx 8$ ~kpc）暗物质与恒星的比值从${\sim}25$的值变化，正如数值模拟和丰度匹配技术所预期的那样，与NGC 1052-DF 2和NGC 1054-DF 4报告的大致一致。恒星的速度色散从坠入前的${\sim}30$ ${\rm km\,s^{-1}}$下降到$6\pm 2$ ~ ${\rm km\,s^{-1}}$。这些，以及大约3 kpc的半光半径，与van Dokkum和合作者的观测结果非常一致。我们的研究表明，从暗物质占主导地位的宇宙中形成的典型矮星系开始，创造一个“没有”暗物质的星系是可能的，只要它们生活在稠密的环境中。
2020-12-07 astro-ph.GA
The role of baryons in self-interacting dark matter mergers
本文通过SPH+N体模拟研究星系团并合中ICM对暗物质-星系偏移的影响，发现ICM在第一次远心点可放大偏移，且较小自相互作用截面也可能产生可观测偏移，表明后期并合阶段对暗物质物理研究更具价值。
2023-07-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Star Formation History In Merging Galaxies
众所周知，星系间的相互作用会引发恒星暴增。年轻的大质量星团形成于相互作用的星系和合并可能成为年轻的球状星团。这些星系团的年龄可以提供有关相互作用触发事件发生时间的线索，从而为重建合并星系的恒星形成历史提供重要途径。星系合并的数值模拟可以实现不同的恒星形成规则。例如，取决于气体密度或由冲击触发的恒星形成预测了显着不同的恒星形成历史。为了检验这些模型的有效性，多天体光谱被用来绘制一系列星系合并不同阶段（Arp 256，NGC 7469，NGC 4676，Arp 299，IC 883和NGC 2623）的主体和尾部的年轻星团的年龄。我们发现，随着合并阶段的推进，年龄的累积分布变浅。这一结果表明，集群年龄的趋势作为合并阶段的功能。在NGC 4676中，我们发现两个星团的年龄约为1.7亿年，这表明它们可能是在第一次通过时形成的。它们在潮汐尾中的位置与激波诱导模型预测的恒星形成的空间分布一致。当比较NGC 7252中星团的年龄和空间分布与我们的模型时，我们发现一些星团可能在第一次通过时的瞬发星爆期间形成，正如激波诱导恒星形成的模拟所预测的那样。模拟结果表明，激波诱导机制是恒星形成的重要触发机制，利用星爆形成的星团年龄可以有效地确定合并星系的恒星形成历史。
2009-08-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chemo-dynamical properties of the Anticenter Stream: a surviving disc fossil from a past satellite interaction
使用盖亚DR 2，我们跟踪的Anticenter流（ACS）在不同的恒星星族在整个天空中，发现它是运动学和空间解耦的麒麟座环。使用{ \sc lamost}和{ \sc segue}中的恒星，我们通过$0.1$ dex表明ACS比麒麟座系统地更贫金属，金属丰度分布更窄。此外，ACS主要由年老的恒星（$\sim 10\,\rm{Gyr}$）组成，而麒麟座则有一个明显的年轻恒星（$6-10\, \rm{Gyr}$）的尾巴，这是由它们的累积年龄分布所揭示的。总而言之，所有这些证据都支持人马座矮星系与银河系相互作用的模拟预测，这些预测认为，反中心流（ACS）是在人马座矮星系穿过维里半径后的第一次近心通道期间激发的银河系潮汐尾的残骸，而麒麟座则由在更长的相互作用阶段激发的复合恒星星族组成。我们认为，ACS可以用来限制银河系的潜力，特别是它的扁平化，设置一个黑暗的磁盘存在的强烈限制。重要的是，ACS可以被视为银河系圆盘化学富集历史的独立化石。
2019-07-24 astro-ph.GA
Satellite quenching timescales in clusters from projected phase space measurements matched to simulated orbits
我们测量了星团环境中恒星形成的猝灭效率和时间尺度。我们的方法使用N-体模拟估计可能的轨道的概率分布的样本观测到的SDSS星系在集群和周围的位置和速度偏移的基础上，从他们的主机集群。我们通过一个简单的模型研究了它们的恒星形成率和它们可能的轨道历史之间的关系，在这个模型中，恒星形成在坠落后的一个延迟时间内被淬灭。我们的轨道库方法的目的是隔离环境对恒星形成率的影响，由于一个星系的当今主机集群的“预处理”在以前的组主机。我们发现，我们的样本（$10^{9}-10^{11.5}\,{\rm M}_\odot$）中的所有恒星质量的卫星星系的大规模（$> 10^{13}\,{\rm M}_\odot$）集群淬火基本上是$100$ %的效率。我们的拟合结果表明，所有的星系淬火在他们的第一个秋天，大约在或在其第一个近心通道的陀螺。从星系到星系的猝灭起始变化很小：在固定的$M_*$下，这段时间的传播最多是$\sim 2$ Gyr。质量较高的卫星淬火早，在我们的样本探测范围内，对主机集群质量的依赖性很小。
2016-07-27 astro-ph.GA
The Edge of the Galaxy
我们使用孤立的银河系质量星系的宇宙学模拟，以及本地集团的类似物，以定义“边缘”-一个焦散表现在密度或径向速度下降-银河系大小的晕，无论是在暗物质和恒星。在暗物质中，我们通常识别出两种焦散线：最外面的焦散线位于约1.4r_200 m处，对应于“回溅”半径，第二焦散线位于约0.6r_200 m处，可能对应于已经完成至少两次近心通道的维里化物质的边缘。在两个星系的晕重叠的本星系群类型的环境中，回溅半径是不好定义的。然而，第二焦散线受伴星的影响较小，是一个更有用的定义银河系晕的边界。奇怪的是，恒星分布也有一个明确的焦散，在大多数情况下，与暗物质的第二焦散相吻合。这可以在径向密度和径向速度分布图中确定，在今后的观测方案中应该可以测量。最后，我们证明了第二焦散也可以在本星系群矮星系的相空间分布中找到。使用目前的矮星系人口，我们预测银河系晕的边缘是292 +/- 61千秒差距。
2020-06-25 astro-ph.GA
Imprints of tidal interactions on the stellar distribution of satellite galaxies: implications for dark matter deficient galaxies
Institute for Astronomy, School of Physics, Zhejiang University（浙江大学物理学院天体物理研究所）；Center for Cosmology and Computational Astrophysics, Zhejiang University（浙江大学宇宙学与计算天体物理中心）；Department of Astronomy, Yale University（耶鲁大学天文学系）
研究通过N体模拟探讨了潮汐作用如何影响卫星星系的断层半径形成与演化，发现断层半径随时间变化并具有特征性演化行为，为约束卫星星系的潮汐相互作用历史提供了预测方法。
2026-05-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Investigating the co-evolution of massive black holes in dual active galactic nuclei and their host galaxies via galaxy merger simulations
主要的星系合并可以触发核活动，并负责高光度准恒星物体/活动星系核（QSO/AGN）。在某些情况下，这种合并可能导致双活动星系核（dAGN）现象。本研究利用流体动力学程序GADGET-2分别模拟了红移$3$和$z=2$的几个富气体主并合过程，研究了大质量黑洞在并合过程中的dAGN触发和演化.结果表明，富含气体的主要合并可以触发显着的核活动后，第二次和第三次臂间通道和dAGN的形成具有显着的持续时间（$\sim 10 - 390$ Myr）。在合并过程中，星系核球随时间演化，因为在每个（或两个）星系中心的快速恒星形成和初始混合的恒星在星系盘由于激烈的弛豫。MBH由于吸积而大幅增长，最终合并成一个更大的黑洞。银河系膨胀的增长和相应的速度色散的增加早于MBH在dAGN阶段的增长。在这些阶段的MBH偏离MBH质量和隆起质量（或速度色散）之间的关系，并恢复到最终合并后的关系，由于显着的吸积，主要发生在小于几个千秒差距的分离。然后，两个MBH彼此合并。
2021-10-21 astro-ph.GA
On stellar mass loss from galaxies in groups and clusters
我们估计卫星星系失去的恒星质量，一旦他们进入组（和集群），通过识别组在高分辨率的宇宙学N体模拟，分配进入质量的卫星星系与晕丰度匹配在进入时间，并比较预测的条件恒星质量函数的卫星星系在$z\simeq0$与观测。我们的结果取决于进入时间后在卫星星系中形成的恒星的质量。一个星系一旦进入星系群环境，恒星形成就完全停止的模型被排除了，因为它低估了卫星星系的恒星质量，即使在没有潮汐剥离的情况下。允许形成的恒星质量越大，需要潮汐剥离的部分就越大。卫星星系进入星系团或星系团环境后损失的恒星质量分数与$0-40\%$范围内的任何值一致。要放置更强的约束，我们认为一个更精细的模型潮汐剥离的星系在细长的轨道（剥离发生在轨道近心点）。我们的模型预测潮汐剥离较少：卫星星系失去$\sim 20-25\%$的恒星质量，因为他们进入集团。这一发现与缓慢饥饿延迟淬火的图像是一致的，在这种图像中，进入星系团或星系团环境的星系一直在形成恒星，直到至少第一次近心通过。
2017-07-19 astro-ph.GA
The two faces of tides: gravitational instability during galaxy mergers
CHRIST (Deemed to be University)（克里斯特（视为大学））；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）
本研究开发分析框架，探究星系并合中伴星系潮汐场对金斯不稳定性的修正机制，发现临界角θ_c≈54.7°，揭示潮汐效应对气体密度的依赖及峰值出现时机，明确其对弥散气体坍缩的调控作用。
2026-08-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Merger Dynamics of the Galaxy Cluster Abell 1775: New Insights from Chandra and XMM-Newton for a Cluster Simultaneously Hosting a WAT and a NAT Radio Sources
通过分析高质量的Chandra和XMM-Newton档案数据，我们对Abell~1775的合并动力学进行了新的研究。我们确认/识别弧形边缘（即，在X射线峰值以西的$\sim48$ ~kpc处有一个分裂的冷气尾部，向东延伸到$\sim163$ ~kpc，在星团核心东北约$81-324$ ~kpc处有一个螺旋状的X射线过剩羽流，连接到尾部的末端。通过该头部，投射气体温度从$3.39_{-0.18}^{+0.28}$ ~keV向外升高到$5.30_{-0.43}^{+0.54}$ ~keV，被发现是一个冷锋，马赫数为$\mathcal{M}\sim0.79$。沿冷锋和尾翼的表面，典型的KHI特征（鼻子和机翼等），并用于约束磁场上限（$\sim11.2~μ$ G）和粘度抑制因子（$\sim0.01$）。结合光学和无线电证据，我们提出了一个两体合并（而不是在一个大规模的气体环境中的系统运动）的情况下，并进行了理想化的流体动力学模拟来验证it. We发现，所观察到的X射线发射和温度分布可以最好地再现合并质量比为5后的第一个近心通道。因此NAT射电星系更可能是一个以2800~ $\rm km~s^{-1}$的相对速度落入星系团中心的单个星系，这一速度受到其射电形态的限制。下落的子星系团预计有一个相对较低的气体含量，因为只有一个气体贫乏的子星系团才能引起这样一个离轴合并中观察到的只有中心的扰动。
2021-03-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
CROCODILE-SIDM: Tidal Formation of Dark Matter-Deficient Galaxies as a Test Case
The University of Osaka（大阪大学）；The University of Tokyo（东京大学）；University of Nevada, Las Vegas（内华达大学拉斯维加斯分校）；EPFL（洛桑联邦理工学院）；Excellence Cluster ORIGINS（ORIGINS卓越集群）；European Southern Observatory (ESO)（欧洲南方天文台）；Universitäts-Sternwarte, Fakultät für Physik（大学天文台，物理学院）
本文提出CROCODILE-SIDM框架，通过模拟发现自相互作用暗物质对暗物质缺失星系潮汐形成的影响取决于卫星初始密度轮廓，可作为探测SIDM截面的探针。
2026-09-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Link Between Ram Pressure Stripping and Active Galactic Nuclei
星系团的稠密环境可以从根本上改变落入星系的内容。最近的观测发现，在“水母星系”内有大量的活动星系核（AGN），这些星系有气体和恒星的拖尾，表明有明显的冲压压力剥离。活动星系核和冲压压力剥离之间的关系还没有很好的理解。在这封信中，我们调查活动星系核的活动和冲压压力之间的连接，在一个完全的宇宙学设置首次使用RomulusC模拟，一个星系团的最高分辨率的模拟。我们发现明确的形态学证据冲压压力剥离。对于较低质量的星系（恒星质量小于10^9.5太阳质量），恒星形成和黑洞吸积在到达近心之前都受到冲压压力的抑制，而对于质量较大的星系，在近心通过期间，黑洞的吸积增强。我们的分析还表明，只要星系保留气体，具有较高爱丁顿比的活动星系核更有可能在经历较高冲压压力的星系中被发现。我们的结论是，淬火前的恒星形成，冲压压力触发增强吸积到黑洞，然后产生加热和外流由于活动星系核反馈。活动星系核的反馈可能反过来有助于与冲压压力串联的恒星形成的淬火。
2020-03-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
An ever-present $Gaia$ snail shell triggered by a dark matter wake
本文通过 Superstars 技术模拟类银河系星系，发现约 6 Gyr 前一颗极轨卫星在暗物质晕中激发共振尾迹，其引力力矩约为卫星自身的 8 倍，触发盘翘曲并缠绕形成与盖亚观测一致的“蜗牛壳”相螺旋，且该结构可长期存在，为解释盖亚相螺旋提供了不依赖棒屈曲或卫星直接撞击的新机制。
2023-06-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Discovery of A candidate Hypervelocity star originated from the Sagittarius Dwarf Spheroidal galaxy
在这封信中，我们报告了一个有趣的HVS（J1443+1453）候选者的发现，它可能来自人马座矮椭球星系（Sgr dSph）。这颗恒星是一颗古老的低质量主序星（年龄为$\sim14.0$ Gyr和[Fe/H] $= -2.23$ dex），在银河系静止坐标系中的总速度为$559.01^{+135.07}_{-87.40}$ km s $^{-1}$，日心距离为$2.90^{+0.72}_{-0.48}$ kpc。J1443+1453的速度大于逃逸速度，这表明它是一个有希望的HVS候选者。通过在银河系势中重建其轨道，我们发现J1443+1453的轨道与Sgr dSph $37.8^{+4.6}_{-6.0}$ Myr ago的轨道相交密切，此时后者最近一次通过银河系的近心点。相遇发生在距离Sgr dSph中心$2.42^{+1.80}_{-0.77}$ kpc处，小于Sgr dSph的大小。这颗恒星的化学性质也与一个与Sgr dSph相关的球状星团或Sgr流成员星的化学性质一致。我们的发现表明，J1443+1453是一个HVS，要么从Sgr dSph潮汐剥离，要么通过引力弹弓效应从Sgr dSph弹射出来，需要一个（中心）大质量/中等质量黑洞或（中心）大质量原始黑洞在Sgr dSph中。
2020-12-17 astro-ph.GA
A Deep Study of the Dwarf Satellites Andromeda XXVIII & Andromeda XXIX
我们提出了一个孤立的矮星系仙女座XXVIII和仙女座XXIX与双子座/GMOS和凯克/DEIMOS的深入研究的结果。这两个星系都被证明是古老的，缺乏金属的恒星星族，没有发现最近的恒星形成，最终确定它们都是矮球状星系（dSphs）。XXVIII显示出复杂的水平分支形态，这表明金属丰度富集，因此在过去有很长的恒星形成时期。将水平分支分解为蓝色（金属贫乏，假设较老）和红色（相对较多的金属丰富，假设较年轻）人口表明，金属丰富的空间也更多地集中在星系的中心。我们使用光谱测量的钙三重态，结合改进的精度的双子座测光，测量星系的金属丰度，确认金属丰度的蔓延，并表明它们都躺在矮卫星的光度-金属丰度关系。总的来说，尽管这些星系与M31的距离很远，但它们在很大程度上表现出dSphs的典型特性。因此，这些侏儒特别重要的限制模型dSPH形成涉及环境过程，如潮汐或冲压压力剥离。这样的模型必须能够在不超过两个围绕M31的近心通道内将两个星系完全转换为dSph，同时保持显著的恒星星族梯度。再现这些特征是dSph形成模型的首要要求，不仅要证明环境转变的可解释性，还要证明准确再现真实dSph的能力。
2015-05-08 astro-ph.GA
The Active Assembly of the Virgo Cluster: Indications for Recent Group Infall From Early-Type Dwarf Galaxies
室女座星系团是一个动态年轻的星系团，在空间和运动学分布上具有亚结构。在这里，我们同时研究室女座星系的相空间分布和主要特征，特别是其最丰富的星系群-早期型矮星-以了解它们的环境转变历史。除了已知的与形态类型的相关性--比如晚型星系的平均团心距离较大--我们还发现了早期类型星系的有趣行为，其星等为-17>= M_r>=-18。它们表现出大的速度扩散和不对称的相空间分布，类似于晚型星系，与早期类型的星系不同，只是一个星等亮/暗。此外，我们还发现在大的团心距离和高的相对速度下，早型矮星的相空间聚集是紧密的。几乎所有的恒星都显示出盘的特征，它们的颜色意味着恒星的年龄比平均年龄年轻。它们并不是紧密地分布在一起，而是围绕着星系团中心呈方位角分布。我们表明，这是预计从一个下降的星系群，慢慢地得到分散后，其第一次近心通道的模拟。因此，我们得出结论，这些星系是最近到达的，早期型矮星的特殊相空间分布是这个星系人口持续增长的证据。基于星系的相空间相关性来研究星系是一种独特的方法，可以比较最近和较老的星系团成员的性质，并了解哪些环境对它们现在的特征影响最大。
2018-08-14 astro-ph.GA
Satellites of Satellites: The Case for Carina and Fornax
我们利用Auriga宇宙学模拟对银河系质量星系及其周围环境进行了研究，在$Λ$ CDM中研究了矮星系的卫星星族。正如先前的工作所预期的那样，高于固定恒星质量的卫星的数量是主矮星质量的强函数。对于像大麦云（LMC）一样明亮的星系，以及像大麦哲伦星云（由其旋转速度决定）一样大的光环，模拟预测大约有3颗卫星的恒星质量超过$M_*>10^5\, M_\odot$。如果大麦哲伦星云是在它的第一次近心通过，那么这些卫星应该在大麦哲伦星云附近，并且轨道角动量应该与大麦哲伦星云的轨道角动量大致一致。我们使用3D的位置和速度，从第二次数据发布的盖亚任务重新审视的“经典”MW矮椭球体可能是LMC卫星。天炉座和船底座矮椭球体的新自行使它们的轨道与麦哲伦云的轨道平面紧密对齐，暗示了一个潜在的麦哲伦星系。与小麦哲伦云（SMC）一起，这一结果增加了$3$与$M_*>10^5\, M_\odot$的LMC卫星的数量，正如模拟所预期的那样。这也填补了SMC与超暗卫星Hyi 1、Car2、Hor1和Car3之间的12等亮度差距，这些超暗卫星被证实具有与麦哲伦起源一致的轨道。
2019-11-22 astro-ph.GA
Peeping into recent star formation history of the Magellanic Clouds
本研究利用OGLE IV数据，通过造父变星的周期-年龄关系分析麦哲伦云的恒星形成历史，发现约200 Myr前发生了一次主要恒星形成事件，且造父变星在LMC和SMC中呈不对称分布。
2023-05-19 astro-ph.GA
The history of stellar metallicity in a simulated disc galaxy
我们探索模拟星系中恒星的化学分布。使用相同的初始条件，但有两个不同的反馈方案（MUGS和MaGICC）的模拟，我们研究的年龄-金属丰度关系（AMR）的功能，和三维年龄-金属丰度-[O/Fe]分布，无论是作为一个整体的星系和分解成盘，凸起，晕，和卫星。MUGS模拟使用传统的超新星反馈，充满了化学亚结构。这个子结构是缺席的MaGICC模拟，其中包括早期反馈的恒星风，修改IMF和更有效的反馈。下部结构数量减少的原因是MaGICC几乎完全没有卫星。我们确定了一个显着的分离之间的凸起和光盘AMR，其中凸起是相当多的金属丰富，在任何给定的时间比光盘的金属丰度较小的传播。然而，我们的研究结果表明，在观测中识别子结构需要精确的年龄分辨率，大约为0.25 Gyr。某些卫星在AMR中显示出奇异的特征，甚至形成了一个金属含量增加的“”形，然后急剧下降，这与近着丝粒通道相对应。这一事实，以及在给定的金属丰度下恒星年龄的巨大差异，使金属丰度作为年龄指标的使用受到影响，尽管α丰度在早期提供了一个更可靠的时钟。这也可能会影响算法，用于重建恒星形成的历史，从解决恒星星族，其中经常假设一个单调增加的AMR。
2015-12-08 astro-ph.GA
Simulations of cluster ultra-diffuse galaxies in MOND
本研究针对MOND框架下后发星系团超弥散星系速度弥散与外场效应预测不符的问题，通过数值模拟发现平衡态UDG潮汐加热不足以提升速度弥散，首次径向落入的UDG可维持高弥散，证明MOND下UDG应为首次落入的非平衡天体。
2024-07-03 astro-ph.GA
ELUCID. IX. Recovering the Substructures and History of the Coma Cluster
University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）；Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）；Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；Sun Yat-sen University（中山大学）；University of Massachusetts（马萨诸塞大学）
本文利用ELUCID约束流体模拟，重现后发座星系团的子结构、ICL分布及并合历史，验证了模拟在连接观测与不可观测组装历史中的强大作用。
2026-09-22 astro-ph.GA
A dynamically young and perturbed Milky Way disk
银河系中的大多数恒星都位于银河系的盘面上，它的演化受到几种现象的影响。例如，银河系的棒和旋臂会引起恒星的径向迁移，并可以捕获或散射靠近轨道共振的恒星。来自卫星星系的外部扰动也可以发挥作用，导致银河系的动态加热，圆盘中的环状结构以及恒星速度不同分量之间的相关性。这些扰动也会在星盘中造成“相位缠绕”的特征，例如恒星在银河平面内运动时的拱形速度结构。这些动力学过程的一些表现已经被探测到，包括附近恒星样本中的运动学子结构，密度不对称性和银河系盘上的速度与轴对称和平衡的预期不同，特别是在垂直方向，以及盘中不完全相混合的特征。在这里，我们报告了银河系圆盘中600万颗恒星的运动分析。我们表明，相空间分布包含不同的子结构与各种形态，如蜗牛壳和脊，当空间和速度坐标相结合。我们推断，该盘必须在3亿至9亿年前受到扰动，这与之前对人马座矮星系近心通道的估计一致。我们的研究结果表明，银河系的磁盘是动态的年轻，它作为时间无关和轴对称的建模是不正确的。
2018-09-24 astro-ph.GA
On the Assembly of Dwarf Galaxies in Clusters and their Efficient Formation of Globular Clusters
星系团包含大量的低质量矮椭圆星系，它们的确切起源尚不清楚：它们的颜色、结构特性和运动学与场中的矮不规则星系有很大的不同。我们利用Illustris宇宙学模拟研究了矮星系（3e 8 < M */Msun <1 e10）在不同环境下的聚集路径的差异。我们发现，星系团矮星达到最大的总质量和恒星质量平均约8和4.5 Gyr前（或红移z = 1.0和z = 0.4，分别），在进入星系团的时间。相比之下，没有受到环境剥离的场矮星，在红移z = 0时达到最大质量。这种不同的组合历史自然地产生了颜色双峰，蓝色孤立的矮星和红色的星团矮星在今天的恒星形成过程中可以忽略不计。恒星形成的停止发生在3.5-5 Gyr的中间时间，这取决于恒星的质量，并且显示出大的分散（~ 1-8 Gyr），与较低的值相关的星暴事件发生在通过维里半径或近心通道的入口处。我们认为，这样的恒星爆发与早期组装的星团矮星可以提供一个自然的解释，较高的特定频率的球状星团（GC）的星团矮星，发现观测。我们提出了一个简单的模型，支持这种解释的GC的形成和剥离。因此，星系团中矮椭圆星系的起源与环境驱动的场矮不规则星系的演化是一致的。然而，z = 0的星系团矮星祖先的磁场类似物今天的恒星质量要大3倍--这是由于星系团矮星中恒星形成的早期截断而产生的差异。
2015-11-19 astro-ph.GA
The extreme Disturbed Galaxy Cluster Sample (eDGeS): Spectroscopy and Dynamical Analysis of the eROSITA-Selected Merging Galaxy Cluster Candidate 1eRASS J025859.4-193727
University of North Carolina at Chapel Hill（北卡罗来纳大学教堂山分校）；International Gemini Observatory, NSF NOIRLab（国际双子座天文台，NSF NOIRLab）；Cerro Tololo Inter-American Observatory, NSF NOIRLab（塞罗托洛洛美洲际天文台，NSF NOIRLab）；Observatório Nacional (ON/MCTI)（国家天文台（ON/MCTI））；Universidad de La Serena（拉塞雷纳大学）；Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics（马普地外物理研究所）
本研究对eROSITA选出的并合星系团候选体1eRASS J025859.4-193727进行光谱与动力学分析，确认51个成员星系，测量其速度弥散度和动力学质量，并结合子团分布与相空间证据推断其为天空平面内的并合事件。
2026-09-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tracing the simulated high-redshift circum-galactic medium with Lyman alpha emission
利用多单元光谱探测器（MUSE），我们可以探测到单个暗星系（M_UV ~ -18）在红移3 < z < 6处的空间扩展的Lyman α辐射，并将气体追踪到与暗物质晕维里半径相当的环星系尺度。为了探索这种观测的影响，我们提出了一个宇宙辐射流体动力学模拟的一个单一的星系，选择是典型的莱曼α发射星系探测MUSE在深场。我们使用该模拟来研究高红移环银河系介质（CGM）的起源和动力学。我们发现，在扩散CGM的质量的大部分是由第一次向晕中心下落的材料，但与内部CGM也包含相当数量的质量，已经移动过去的第一个近心通道，并在解决的过程中，旋转支撑的配置。连接到莱曼α发射，我们发现，所观察到的扩展表面亮度分布是由于三个组成部分的组合：散射的银河系莱曼α发射的CGM，在原位发射的CGM气体（主要是下落），和莱曼α发射的小卫星星系。这些贡献的权重随着与星系的距离而变化，使得（1）散射在内部区域占主导地位（r < 7 kpc），在表面亮度大于几个10^-19 cgs时，（2）在r ~ 10 kpc附近，所有组分的贡献相等（或SB ~10^-19），（3）小卫星星系的贡献在大距离处占主导地位（或SB ~10^-20）。我们的模拟未能再现观察到的特征莱曼α光谱形态，这是红移相对于系统的速度，这意味着模拟是失踪的一个重要组成部分的中性流出气体。
2021-01-04 astro-ph.GA
Galaxies with kinematically distinct cores in Illustris
越来越多的积分场光谱数据创造了一个更大的需求，了解运动学的特点，携带有价值的信息的主机星系的演变。对于运动学上不同的核心（KDC），已经提出了许多形成机制，但仍然不清楚它们中的哪一个通常发生在宇宙中。我们的目标是在宇宙学背景下解决KDC的形成。我们使用了大规模流体动力学宇宙学模拟Illustris的公开数据。我们确定了134个KDC，研究它们的属性，并及时跟踪它们的演变。四个星系托管KDC的例子，并详细描述。KDC宿主的质量遵循着插图星系的一般分布，可能对大质量星系有轻微的偏好。KDC可以是长期存在的特征，其形成时期大致均匀地分布在0-11.4 Gyr的回顾时间内，并且它们甚至可以在随后的重大或多次合并中幸存下来。KDC的形成没有单一的渠道，但合并似乎是约60%的KDC的形成机制，主要合并的偏好显着，并且在大型主机中的比例更高。其他的KDC是在另一个星系的近心通道或飞越过程中形成的，通过先前形成的快速旋转核心的进动，或者没有明显的外部原因。在KDC半径内的平均质量加权恒星年龄与KDC形成的回溯时间相同或更老。虽然我们的KDC的半径平均大于观察到的，我们发现，年轻的恒星年龄通常与较小的KDC。一个显着的一部分KDC主机拥有恒星壳合并过程中形成的，导致KDC在过去的5 Gyr，或在其速度色散图双峰。
2020-12-21 astro-ph.GA
The MOSDEF Survey: A New View of a Remarkable z=1.89 Merger
我们提出了一个星系合并发生在$z=1.89$在GOODS-S领域的详细研究。在这里，我们分析凯克/MOSFIRE光谱观测MOSFIRE深演化场（MOSDEF）调查以及多波长光度组装的3D-HST调查。合并后的数据集进行建模，以推断过去的恒星形成历史（SFHS）的合并星系。他们被发现是巨大的，与日志$_{10}(M_{\ast}/M_{\odot}) > 11$，具有接近的质量比满足典型的主要合并的定义。此外，在延迟$τ$模型的背景下，GOODS-S 43114和GOODS-S 43683与它们过去的平均值相比具有相似的SFH和低恒星形成率（log $_{10}$（SFR（SED）/ $M_{\odot}/\rm{yr}^{-1}$）$<$ 1.0）。最佳拟合模型SED显示两个星系的H $δ_{\rm{A}}$值升高，表明它们的恒星光谱主要由A型恒星组成，恒星形成在$\sim0.5-1$ Gyr前达到峰值，最近有所下降。此外，根据SED拟合，两个合并的星系在彼此几百万年内开启和关闭恒星形成，这表明它们的恒星形成爆发可能是相关的。结合SFHS和H $δ_{\rm{A}}$的结果与最近的星系合并模拟，我们推断，这些星系最近完成了他们的第一个近心通道，并正在远离。最后，GOODS-S 43114的相对较低的二阶速度矩，考虑到它的恒星质量，表明它是一个盘状结构。然而，在建模中包括星系的几何形…
2022-10-06 astro-ph.GA
Kinematics and dynamics of the luminous infrared galaxy pair NGC 5257/58 (Arp 240)
星系之间的相遇改变了它们的形态、运动学和恒星形成（SF）历史。这些变化和外部扰动之间的关系并不简单。所涉及的大量参数既需要研究大样本，也需要研究个别遭遇，在这些遭遇中，可以详细追踪和分析特定的特征、运动和扰动。我们分析了两个明亮的红外旋涡星系，NGC 5257和NGC 5258，其中SF主要局限于旋臂的形态，运动学和动力学，以了解在遇到的同等质量和SF过程的星系之间的相互作用。利用扫描法布里-珀罗干涉术，我们研究了圆运动和非圆运动的贡献以及电离气体对外部扰动的响应。我们比较了运动学与直接图像的对和跟踪的SF过程和引力效应，由于其他星系的存在。每一对成员的SED都是拟合的。每个星系的自转曲线都拟合了一个质量模型。在这两个星系中检测到的大，非圆形运动与酒吧，旋臂，和HII地区的内部的星系，并与潮汐相互作用的外部部分的光盘。在旋转曲线的分叉表明，星系最近经历了近心通道。计算了其中一个星系的扰动的模式速度。一个可能的共转的位置似乎表明，在光盘的外部的电离气体的引力响应有关的区域，正在进行的SF被限制。SED拟合表明，这对恒星中每个成员的恒星形成历史略有不同。对于这两个星系，伪等温晕更适合全球质量分布。
2018-11-09 astro-ph.GA
