The Age-Thickness Relation of the Milky Way Disk: A Tracer of Galactic Merging History
本研究通过分析银河系恒星盘的垂直厚度与年龄关系，利用LAMOST和SDSS数据及IllustrisTNG50模拟，揭示了约111.3亿年前的GSE主并合事件及多次人马座矮星系穿越，提出了一种示踪星系并合历史的新方法。
2024-12-16 astro-ph.GA
The rate and contribution of mergers to mass assembly from NIRCam observations of galaxy candidates up to 13.3 billion years ago
基于JWST NIRCam对z=4-9星系样本的形态参数分析，识别出64个并合候选体（并合比例0.11±0.04），发现并合比例无红移演化，并合与非并合体恒星形成率无显著差异，表明并合对再电离时期星系质量增长的贡献需进一步研究。
2024-10-21 astro-ph.GA
Resolving observable features of galaxy cluster merger 'El Gordo' using idealized cluster models in SPH simulations
利用光滑粒子流体动力学（SPH）方法研究了两个星系团合并形成大质量星系团“El Gordo”的过程。理想化的集群模型被用来初始化合并前的两个子集群的状态，假设常用的Navarro-Frenk-White（NFW）的暗物质（DM）的密度分布和解决流体静力平衡方程的$β$ -模型与$β$ = 0.6，以获得气体密度分布。通过改变两个合并子团的碰撞参量（P）和零能轨道分数（$ε$）来限制参数值的空间，从而得到X射线光度、Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应和DM密度的投影，这些投影与“El Gordo”的观测特征有很好的相关性。我们能够再现显着的尾流特征，在X射线观测中看到的，尾随后的第二（子弹）子集群，以及组合集群的粗略形状与P ~ 800 kpc和$ε$ = 0.6，这证实了先前的模拟结果，支持离轴，高速碰撞的合并方案。我们认为，在这种合并的情况下，两个子集群的质量中心之间的大分离距离可以通过找到一个更好的适合理想化的子集群模型中的其他参数来解决。
2017-09-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Resolving Disks & Mergers in $z\sim2$ Heavily Reddened Quasars and their Companion Galaxies with ALMA
利用亚弧秒分辨率的ALMA成像技术对两个$z\sim2.5$重红化类星体ULASJ 1234 +0907和ULASJ 2315 +0143及其伴星系的CO（3-2）辐射进行了研究。解析速度场的动力学建模使我们能够约束分子气体形态和宿主星系质量。结合新的数据和广泛的多波长观测，我们能够研究不同分子发射线的相对运动学，分子气体分数和类星体在M $_{\rm{BH}}$ -M $_{\rm{gal}}$关系上的位置。尽管有相似的黑洞性质，这两个HRQ显示出明显不同的宿主星系性质和局部环境。J1234有一个质量非常大的宿主星系M $_{\rm{dyn}} \sim 5 \times 10^{11}$ M $_\odot$和两个质量相似的伴星系，它们位于类星体200 kpc以内。分子气体分数低（$\sim$ 6%）。在静止坐标系的紫外线和可见光波长下，宿主星系中正在进行的重要恒星形成过程完全被掩盖了。J2315被分解为一个紧密分离的主合并（$Δ$ r=15 kpc; $Δ$ v=170 km/s），$\sim$质量比为1：2。总动力学质量估计为$\lesssim$ 10 $^{11}$ M $_\odot$，分子气体分数高（$>$ 45%）。一张新的星系HSC图像显示，在合并过程中，清晰可见的紫外线发光的恒星形成区域与冷分子气体的扩展库重合。我们使用从Illustris模拟的输出来跟踪从$z…
2021-03-18 astro-ph.GA
Resolving the Complex Evolution of a Supermassive Black Hole Triplet in a Cosmological Simulation
利用自洽宇宙学放大方法模拟了复杂多星系合并过程中形成的三重超大质量黑洞系统。模拟运行与我们的代码KETJU的更新版本，这是能够遵循SMBHs的运动到几十个史瓦西半径的分离，同时模拟周围星系的大规模天体物理过程，如气体冷却，恒星形成，恒星和AGN反馈。我们的模拟产生最初的SMBH二进制系统的硬化过程被打断的第三SMBH的迟到。KETJU代码能够准确地模拟发生在这样一个三重SMBH系统中的复杂行为，包括由于强三体相互作用而将一个SMBH喷射到星系中的千秒差距尺度轨道，以及当SMBH处于分层配置时由相对论进动抑制的Lidov-Kozai振荡。一对SMBH在最初的星系合并后合并为$\sim 3\,\mathrm{Gyr}$，而剩下的双星在模拟以红移$z=0$结束时处于秒差距尺度的分离。我们还表明，KETJU可以捕捉到SMBH双星和三胞胎对周围的恒星星族，这可以影响系统中的恒星密度的演变的二进制合并时标的影响。我们的研究结果表明，动态解决复杂的行为，多个SMBH在星系合并的重要性，因为这样的系统不能很容易地使用简单的轨道平均半解析模型建模。
2021-05-06 astro-ph.GA
A Cold, Massive, Rotating Disk Galaxy 1.5 Billion Years after the Big Bang
在传统的星系形成模型中，像银河系这样的大质量盘状星系预计会在较晚的时候形成，但最近的数值模拟表明，这样的星系可能早在大爆炸后10亿年通过冷物质的吸积和合并形成。在观测上，要辨别出在高红移下发射的盘状星系是很困难的，这样就可以分辨出相互竞争的星系形成模型。在这里，我们报告成像，分辨率约为1.3千秒差距，158微米的发射线，从单离子化碳，远红外尘埃连续谱和近紫外连续谱发射从一个星系的红移为4.2603，通过检测其类星体光的吸收确定。这些观测结果表明，这种辐射来自于一个寒冷的尘埃旋转盘内的气体，旋转速度为每秒272公里。对银河系中一氧化碳排放的检测产生了一个分子质量，这与电离碳排放的估计值一致，约为720亿太阳质量。当宇宙只有15亿年的时候，这样一个巨大的、旋转支撑的冷盘星系的存在有利于通过冷模吸积或合并形成，尽管它的大旋转速度和大量的冷气体仍然具有挑战性，难以用大多数数值模拟重现。
2020-05-19 astro-ph.GA
Resolving the Discrepancy of Galaxy Merger Fraction Measurements at z ~ 0 - 3
我们使用UltraVISTA/COSMOS $Ks$ -波段选择的星表测量大质量星系的合并分数，并在HST/WFC 3 $H$ -波段选择更深，更高分辨率的3DHST+CANDELS星表，提供最大的质量完整的光度合并样本高达$z\sim3$。我们发现，选择合并使用的$H_{160}$带通量比导致合并分数增加红移，而选择合并使用恒星质量比导致减少红移的依赖。定义恒星质量比分别为1：1 - 4：1和4：1 - 10：1的主合并和次合并，结果表明在$z=0.1-2.5$期间，平均质量（log $(M_{\star}/M_{\odot}) \geqslant 10.8$）星系发生了$\sim$ 1主合并和$\lesssim$ 1次合并。如果我们使用$H$ -频带通量比选择，则可能存在额外的$\sim 0.5(0.3)$主（次）合并。观测到的主要合并量本身就足以解释观测到的超大质量（log $(M_{\star}/M_{\odot}) \geqslant 11.1$）星系的数密度演化。我们认为，这些非常巨大的星系可以把最大的$6\%$的恒星质量，除了主要和次要合并，使其数量密度的演变仍然与观测一致。观测到的大小合并的数量最多可以使一个巨大的静止星系的大小增加两倍。这种合并量足以使在$z>2$形成的致密静止星系位于$1σ$，低于一些工作中测量的恒星质量-尺寸关系的平均值（例如Newman et…
2014-10-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Resolving a merger in a hyper-luminous submillimeter galaxy at z=2.82
研究利用 IRAM-NOEMA 高分辨率观测解析 z=2.82 超亮亚毫米星系 HS170850.1，确认其为相距约 8 kpc 的双盘富气体主并合系统，揭示极端星暴与并合或群环境相关。
2023-06-03 astro-ph.GA
Apocalypse When? No Certainty of a Milky Way -- Andromeda Collision
该研究结合Gaia、Hubble观测与质量估计，模拟本星系群未来100亿年演化，指出M33与大麦哲伦云显著改变银河系—仙女座轨道，二者不并合概率接近50%。
2024-07-31 astro-ph.GA
Jellyfish: Resolving the kinematics of extreme ram-pressure stripping at $z\sim0.3$
我们提出和讨论的结果，从第一个空间分辨的运动学研究的大规模的晚型星系在中等红移的冲压压力剥离。我们的目标，壮观的“水母”星系A1758 N\_JFG 1，先前被确定为等质量合并的A1758 N（$z=0.28$）的快速移动成员，恒星形成速率为48 M $_\odot$/年$^{-1}$，远高于星系主序星。我们获得的IFU数据通过揭示扩展的[ \ion{O}{2} ] $λ$ 3727 π发射高达40 kpc，明确证实了冲压压力剥离是驱动该系统光学形态和高恒星形成率的物理机制（在投影中）下游，以及由（a）产生的有序径向速度场，从银盘边缘剥离的星际气体的角动量守恒和（b）星系团内介质对剥离物质的“触角”施加的拖曳力。我们在A1758N_JFG 1中没有发现明显的核活动的证据，尽管在剥离过程的早期阶段，AGN可能会被银河系核心附近的高气体和尘埃柱密度所掩盖。最后，我们对A1758N\_JFG 1可能轨迹的探索发现了与以下概念一致的解决方案：（a）A1758 N合并沿着相对于天空平面基本倾斜的轴进行，（b）A1758N\_JFG 1参与了合并，而不是独立于场的吸积。
2019-10-25 astro-ph.GA
Resolving The Generation of Starburst Winds in Galaxy Mergers
我们研究星系超级风驱动的主要合并，使用PC分辨率模拟与详细的模型，恒星反馈，可以自我一致地遵循GMCs的形成/破坏和风的产生。这些模型包括分子冷却、GMC中高密度恒星的形成、SNe（I&II）的气体再循环和反馈、恒星风和辐射压。我们研究了从类SMC矮星和银河系类似物到z~2星爆盘的系统合并。在所有通道中产生多相超级风，流出率高达~1000 M_sun/yr。然而，风的质量负载效率（流出率除以SFR）与每次合并的孤立星系类似：它更多地取决于整体星系的属性（质量，大小，逃逸速度）而不是合并的动力学状态。风往往是双极或单极，但多个“事件”建立了复杂的形态与重叠，不同方向的气泡/壳在一定范围的半径。风具有复杂的速度和相位结构，材料的速度范围高达~1000 km/s，以及分子，电离和热气的混合物，取决于星系的性质和不同的反馈机制。这些模拟解决了一些“子网格”模型中的问题，其中简单的风处方可以显着抑制合并引起的星爆。但是，尽管在风中有大的质量载荷因子（>~10），峰值SFR与“无风”模拟中的峰值SFR相当。风的加速作用并不相等，因此冷的致密气体仍然可以失去角动量并形成恒星，同时吹出最初不会参与恒星暴增的气体。相当多的风物质并没有被束缚，并在合并后的晚些时候回落到盘上，导致在恒星反馈存在的情况下，星暴后的SFR更高。这可能需要AGN反馈来解释星系淬火。
2013-07-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Survival of pure disk galaxies over the last 8 billion years
没有任何核球成分的纯盘星系，即，既不是经典的也不是伪的，似乎已经逃脱了合并活动的影响，固有的分层星系形成模型，以及强大的内部长期演变。我们发现，在哈勃深场（0.4 < z < 1.0）和局域宇宙（0.02 < z < 0.05）中，有相当一部分（15 - 18%）盘状星系是这样的纯盘系统（以下简称PDS）。在这些PDS的光的空间分布是很好地描述了一个单一的指数函数从郊区到中心，似乎一直保持完整，在过去的80亿年保持平均中心表面亮度和尺度长度几乎恒定。PDS的这两个盘参数分别比具有凸起的盘星系的盘更亮和更短。由于PDS的分数以及它们的轮廓定义参数没有变化，这表明这些星系自z~1以来没有经历过主要合并或多次次要合并。然而，在同一时间范围内，它们的总恒星质量和总尺寸都有很大的增加。这表明冷气体通过宇宙细丝的平滑吸积是它们演化的最可能模式。我们推测PDS是动态热和大规模的暗物质晕，这可能会阻止他们经历强烈的长期演化。
2016-02-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Giant Disk Galaxy Two Billion Years After The Big Bang
本研究在宇宙仅20亿年的红移3.25处发现一个尺寸、质量与当今最大盘星系相当的巨型盘星系，其处于致密环境，暗示早期致密环境存在利于大星系盘形成的物理条件。
2024-09-26 astro-ph.GA
A 40-billion solar mass black hole in the extreme core of Holm 15A, the central galaxy of Abell 85
霍尔姆15 A是星系团阿贝尔85中最亮的星系团（BCG），它有一个超弥散的中心区域，比任何早期类型星系（ETG）中最暗的耗尽核心暗2等。我们使用基于轨道的轴对称史瓦西模型来分析霍尔姆15 A的恒星运动学，从新的高分辨率，宽视场光谱观测中获得的MUSE在VLT。我们在Holm 15 A的中心发现了一个质量为（4.0 +- 0.80）x 10^10太阳质量的超大质量黑洞（SMBH）。这是在局部宇宙中直接动力学探测到的最大质量的黑洞。我们发现恒星轨道的分布越来越偏向于核心内的切向运动。然而，切向偏差小于其他核心椭圆星系。我们比较霍尔姆15 A与N-体模拟星系与黑洞之间的合并，并发现所观察到的切向各向异性量和光剖面的形状是一致的形成的情况下，霍尔姆15 A是残余的合并与预先存在的耗尽的核心之间的两个ETG。我们发现，黑洞质量的核心星系，包括霍尔姆15 A，规模成反比的中央恒星表面亮度和质量密度，分别。这些相关性与光分布的特定参数化无关。
2019-12-01 astro-ph.GA
Resolving Quiescent Galaxies at $z \gtrsim 2$: II. Direct Measures of Rotational Support
恒星运动学提供了对星系的质量和形成历史的见解。在高红移，空间解决恒星运动学的静止星系是具有挑战性的，由于其紧凑的尺寸。利用深近红外光谱，我们已经测量了四个静止星系的恒星运动学解析z=1.95-2.64，介绍了文件I，这是引力透镜的星系团。Newman等人和Toft等人先前分别报告了对其中两种的分析，对于后者，我们提出了新的观察结果。所有四个星系都显示出明显的旋转，可以被归类为“快速旋转星系”。“在透镜约束允许源重建的三个系统中，我们发现所有系统都可能是高度扁平的（$\approx0.75-0.85$的固有椭圆率）盘主导星系，具有$V_{\rm max}=290-352$ km/s的快速旋转速度和主要的旋转支持，如比率$(V/σ)_{R_e}=1.7-2.3$所示。与同时代的恒星形成星系相比，类似的质量，静止星系有较小的$V/σ$。鉴于它们的高质量$M_{\rm dyn} \gtrsim 2\times10^{11} M_{\odot}$，我们认为，这些星系很可能演变成“慢旋转”的椭圆星系，其特定的角动量减少了5-10倍。这为大质量星系在淬灭后的并合驱动演化提供了强有力的证据。与早期形态学研究的间接证据相一致，我们的小而独特的样本表明，产生圆形，色散支持的椭圆星系的运动学转变通常与淬火不一致。这样的星系可能是后来通过合并出现的，合并增加了它们的质量和大小，同时也侵蚀了它们的旋转支撑。
2018-06-18 astro-ph.GA
The assembly history of NGC 1365 through chemical archaeology
Institute for Theory & Computation, Center for Astrophysics — Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心理论计算研究所）；Research School for Astronomy & Astrophysics, Australian National University（澳大利亚国立大学天文与天体物理研究学院）；ARC Centre of Excellence for All-Sky Astrophysics in 3 Dimensions (ASTRO 3D), Australian National University（澳大利亚国立大学三维全天空天体物理学卓越研究中心）；Department of Astronomy, University of Florida（佛罗里达大学天文学系）；Department of Astronomy, University of Virginia（弗吉尼亚大学天文学系）；Virginia Institute for Theoretical Astronomy, University of Virginia（弗吉尼亚大学理论天文学研究所）；The Observatories, Carnegie Institution for Science（卡内基科学机构天文台）；Department of Astrophysical Sciences, Princeton University（普林斯顿大学天体物理科学系）
通过分析 NGC 1365 的高分辨率氧丰度并结合 IllustrisTNG 模拟，揭示星系盘、棒和气体盘分别由不同时期合并事件组装的历史，证明化学考古学可追踪星系动力学演化。
2026-10-01 astro-ph.GA
Tidal disruption events in the first billion years of a galaxy
恒星在大质量黑洞（MBH）上的吸积可以供养MBH并产生潮汐破裂事件（TDE）。我们引入了一个新的物理激励模型，自洽地处理TDE在宇宙学模拟，并将其应用到最终质量$3\times 10^{10}\mathrm{\, M}_\odot$在$z=6$星系的组装。这个星系的TDE率为$\sim 10^{-5}\mathrm{\, yr}^{-1}$，与当地的观测结果一致，但在宇宙10亿岁时就已经存在了。一小部分被破坏的恒星参与了MBH的生长，直到MBH达到质量$\sim 5 \times 10^5 \mathrm{\, M}_\odot$，但与气体相比，它们的贡献变得微不足道。TDEs可能是一种可行的机制来生长轻的MBH种子，但当MBH变得足够大，达到活动星系核的光度并被检测到时，预计TDEs会减少。星系合并在星系中带来多个MBH，导致在合并前后的$100\mathrm{\, Myr}$期间，星系中的全球TDE率增加了$\sim 1$数量级。这种增强不是在中央MBH上，而是由下落星系中MBH的存在引起的。这是首次在宇宙学环境中对TDEs的自洽研究，并强调了恒星吸积和TDEs是在早期宇宙时期发生在银河系质量星系中的自然过程。
2020-06-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
An intriguing coincidence between the majority of vast polar structure dwarfs and a recent major merger at the M31 position
本文利用Gaia DR3回溯矮星系轨道并在6维相空间检验其与M31潮汐尾的关联，提出VPOS可能源于M31与银河系的物质交换。
2025-02-14 astro-ph.GA
High-redshift supermassive black hole mergers in simulations with dynamical friction modelling
在不久的将来，像LISA和脉冲星定时阵列这样的项目有望探测到来自超大质量黑洞合并的引力波，现在精确地模拟潜在的合并人口是至关重要的，以最大限度地提高我们可以从这些新数据中学到的东西。在这里，我们描述了预期的高红移（z > 2）黑洞合并使用非常大的体积阿斯特丽德宇宙学模拟，它使用一系列的种子质量探测到低质量的黑洞，并直接纳入动力学摩擦，以便准确地模拟动力学过程，使黑洞的星系中心，在那里的二进制的形成和合并将发生。Astrid中的黑洞群包括低至10 $^{4.5}$ M $_\odot$的黑洞，并且在大于10 $^6$ M $_\odot$（TNG中使用的种子质量）的尺度上与TNG模拟保持广泛一致。通过解析低质量的黑洞，整体合并率比TNG高5倍。然而，将动力学摩擦延迟合并相比，一个重中心计划，减少高z合并率质量匹配合并的一个因素~ 2倍。我们还计算了预期的LISA信噪比值，并表明分布在高SNR（>100）时达到峰值，强调了实施远低于LISA峰值灵敏度（10 $^6$ M $_\odot$）的种子质量以解决大多数LISA GW检测的重要性。
2023-02-01 astro-ph.GA
Most pseudo-bulges can be formed at later stages of major mergers
大多数巨大的旋涡星系都有假的或盘状的凸起，被认为是纯粹的长期过程的结果。这可能会挑战自过去$\sim$ 90亿年以来每个大质量星系（$>$ $3\times 10^{10} M_{\odot}$）大约一次主要合并的分层方案。在这里，我们验证是否伪凸起和长期的过程之间的关联是不可撤销的。利用GADGET 2 N-body/SPH模拟，我们对主要合并的残余物进行了系统的研究，选择了（1）遵循气体丰度-回顾时间关系的祖先，（2）具有宇宙学框架中代表性的轨道和自旋分布。分析了邻近星系和两组分合并残留物的表面质量密度分布，发现它们大多数都表现出伪凸起或棒控中心。即使某些轨道在融合后会导致经典的凸起，但逐渐积累到中心并形成恒星的额外气体的污染，会导致明显由伪凸起主导的残余物。我们还发现，简单的SPH模拟应该足以形成现实的螺旋星系作为古代富含气体的合并残留物，而不需要专门调整的反馈条件。然后，我们得出结论，螺旋星系中的伪凸起和棒是在宇宙学背景下实现的主要合并的自然结果，即，在遥远的宇宙中被选中时，富含气体的祖先正如预期的那样。
2017-09-21 astro-ph.GA
Zooming in on supermassive black holes: how resolving their gas cloud host renders their accretion episodic
超大质量黑洞（SMBH）诞生于宇宙最初10亿年期间迅速演变的迷你晕中，从它们嵌入的宇宙网到它们的事件视界，从跨越许多数量级的气体流中获得能量。因此，吸积到SMBHs构成了一个巨大的挑战，以解决数字，目前需要使用的子网格模型来处理小，未解决的尺度上的流动。在本文中，我们研究的吸积模式的SMBHs最初插入在致密的星系气体云的心脏分辨率的影响，使用自定义的超拉格朗日细化方案来解决的黑洞（BH）的引力影响区。我们发现，一旦自引力的气体云主机是足够好的解决，吸积到BH的驱动下的云的内部结构，独立的BH种子质量，提供动力学摩擦是存在于云坍缩的早期阶段。对于氢和氦的原始气体混合物，在次秒差距尺度上围绕BH发展出一个细长的圆盘，将原本混乱的BH吸积占空比变成一个情节性的，对BH反馈具有潜在的重要影响。在这样的核盘的存在下，BH质量增长主要发生在下落的致密团块触发盘的不稳定性，燃料激烈，虽然短暂的气体吸积事件。
2018-10-03 astro-ph.GA
A massive stellar bulge in a regularly rotating galaxy 1.2 billion years after the Big Bang
宇宙学模型预测，在早期宇宙中形成的星系经历了一个气体吸积和恒星形成的混沌阶段，然后由于反馈过程而发生气体喷射。星系凸起可能会通过合并或内部演化而聚集在一起。在这里，我们提出了亚毫米观测（空间分辨率为700秒差距）的ALESS 073.1，一个星暴星系在红移z~5，当宇宙是12亿岁。这个星系的冷气体形成了一个规则旋转的圆盘，其非圆周运动可以忽略不计。星系旋转曲线除了需要恒星形成盘之外，还需要一个中心凸起。我们的结论是，在早期宇宙中，大质量的凸起和规则旋转的盘可以比星系形成模型预测的更快地形成。
2021-02-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Formation of galactic disks through gas-rich mergers
为了探测众多大质量螺旋的祖先，需要通过空间分辨的运动学，详细的形态学和从紫外到中红外的光度学来剖析遥远星系的性质。60亿年前，50%的螺旋祖先经历了重大的合并，其独特的运动学和形态学的结合证明了这一点。Icons提供了螺旋重建情景的观测点，这与LCDM的预测一致。它调和盘的形成或生存与观察到的合并率，并允许再现现实的星系盘有足够的角动量。在本地宇宙中，有几个结果是可以预期的，因为古代的主要合并已经在星系晕中留下了印记，包括最壮观的NGC5907和M31。在后来的星系中，一次古老的合并可能在本星系群中留下了许多碎片。
2014-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
The origin of double-peak emission-line galaxies: rotating discs, bars or galaxy mergers?
在星系中心检测到的双峰形发射线，过去已被广泛用于识别特殊的运动学，如双活动星系核，流出或合并。从一个大的DP星系样本，连接到正在进行的恒星形成的小合并星系的建议。为了更好地了解不同的机制，创造一个DP签名，我们在这里探索合成SDSS光谱观测计算光盘模型和模拟。我们展示了DP签名是如何连接到星系的旋转曲线的中心部分，这主要是由恒星的隆起。此外，我们发现，酒吧可以创建强大的DP发射线签名时，沿其主轴。主要的合并可以在合并后的后期合并阶段（最终合并后的1'，Gyr）形成中心旋转盘，这产生DP签名。在最后合并后的3.5亿年内，较小的合并倾向于显示DP特征，与星系倾角无关。比较，这些ECOLI与观测不赞成重大合并，因为这些主要表现为椭圆形，只有少数S0形态。此外，在合并如此后期，增强的恒星形成很可能会消失。另一方面，横杠和小合并可以很好地与观测值进行比较。这两个观测结果都与观测中发现的恒星形成增加相吻合，特别是小合并并没有显示出与观测方向的任何依赖性。然而，观测解决星系运动空间需要区分讨论的可能性。通过与宇宙学模拟进行更广泛的比较，可以更深入地了解DP的起源。对DP起源的理解可以为未来高红移巡天研究星系质量增长提供重要的工具。
2022-12-05 astro-ph.GA
Seeding Cores: A Pathway for Nuclear Star Clusters from Bound Star Clusters in the First Billion Years
本研究通过校准后的亚网格SFE宇宙学辐射流体模拟，发现早期宇宙中束缚星团可通过并合与原位形成在z~8.7时形成核星团，为超大质量黑洞种子与JWST发现的高红移小红点天体提供了新解释。
2025-10-01 astro-ph.GA
Evolution of Nuclear Star Cluster in Dwarf Galaxy through Mergers and In-Situ Star Formation
Columbia Astrophysics Laboratory, Columbia University（哥伦比亚大学天体物理实验室，哥伦比亚大学）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（平顿研究所计算天体物理中心）；Center for Theoretical Physics, Department of Physics and Astronomy, Seoul National University（首尔大学物理与天文学系理论物理中心）；Department of Astronomy, Columbia University（哥伦比亚大学天文学系）；Department of Biophysics, University of Wisconsin-Madison（威斯康星大学麦迪逊分校生物物理学系）；Institute for Data Innovation in Science, Seoul National University（首尔大学科学数据创新研究所）；Seoul National University Astronomy Research Center（首尔大学天文研究中心）；Synopsys Korea Inc.（新思科技韩国有限公司）
研究通过模拟探讨并合与原地恒星形成对矮星系中核星团演化的影响，分析不同物理条件下的成长机制。
2026-03-18 astro-ph.GA
Resolving flows around black holes: the impact of gas angular momentum
宇宙学模拟几乎无一例外地使用一个类似邦迪-霍伊尔的公式来估计气体在超大质量黑洞上的吸积。这样做忽略了气体角动量的影响，这可能会阻止或显著延迟直接落在黑洞上的吸积物质。我们概述了一个黑洞吸积率处方使用修改后的邦迪-霍伊尔配方，考虑到周围气体的角动量。只有当内部涡度分布得到很好的解决时，这种修改后的邦迪-霍伊尔公式才有可能得到有意义的实施，这是通过在我们的模拟中使用黑洞周围的超拉格朗日细化技术实现的。然后，我们调查的影响黑洞的增长进行模拟孤立以及合并盘星系使用移动网格代码AREPO。我们发现，气体的角动量势垒可以发挥重要的作用，限制黑洞的增长，也导致几个陀螺仪之间的延迟星爆和类星体阶段的主要合并残留物。然而，我们强调，这种效应的大小是高度敏感的吸积气体的物理状态和黑洞反馈的性质。
2016-10-10 astro-ph.GA
Dynamical Friction Modeling of Massive Black Holes in Cosmological Simulations and Effects on Merger Rate Predictions
在这项工作中，我们建立和测试的方法来实现动态摩擦的大规模黑洞对，形成在大体积宇宙流体动力学模拟，其中包括星系的形成和黑洞的增长。我们验证我们的模型和参数都为个人的黑洞动力学和宇宙学体积的黑洞人口。使用我们的无碰撞粒子动力学摩擦（DF）模型，黑洞可以有效地下沉到星系中心附近，只要黑洞的动力学质量至少是模拟中最低质量分辨率粒子的两倍。气体阻力也在协助黑洞的轨道衰变中发挥作用，但它通常不如无碰撞粒子有效，特别是在黑洞演化的第一个十亿年之后。对于BH质量为$> 10^{7}$ M $_{\odot}$，来自气体的DF变得小于来自无碰撞粒子的DF的$1\%$。使用我们最好的DF模型，我们使用$L_{\rm box}=35$ Mpc $/h$模拟框计算合并率直至$z=1.1$。我们预测$\sim 2$合并每年$z>1.1$峰值在$z\sim 2$。这些合并率是在以前的工作中使用类似的分辨率流体动力学模拟获得的范围内。我们表明，速率提高的因素时，考虑到DF的模拟相比，无DF运行的$\sim 2$。这是由于当添加DF时，$>40\%$更多的黑洞到达其宿主晕的中心。
2021-04-02 astro-ph.GA
Neutral Atomic Hydrogen in a Star-forming Galaxy 7 Billion Years Ago
利用MeerKAT射电望远镜探测到红移0.725处引力透镜星系的中性原子氢21cm发射，发现其气体消耗时间显著短于本地星系，表明强引力透镜结合现代厘米波设施能揭示早期典型星系的气体演化。
2025-11-03 astro-ph.GA
VLBI Observations of NGC6240: resolving the double nuclei and radio supernovae
欧洲VLBI网络（EVN）在2003年和2009年的两个时期获得了合并星系NGC 6240的多频高分辨率图像，以研究星系中所有紧凑的高亮度组件的射电特性。我们在毫弧秒分辨率的观测发现了北核和南核以及两个射电成分，我们将其解释为与南核环核星暴活动相关的长寿命发光超新星。新的VLBI数据支持南核存在活动星系核和星暴活动，并为北核存在活动星系核提供了一些证据。这两个原子核在较低的GHz频率下都显示出倒置的光谱。南核的光谱表明在秒差距尺度上的热自由-自由吸收，与活动星系核的存在相一致。
2011-04-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Impact of Galaxy Mergers on Stellar Population Profiles of Early-type Galaxies
本文利用SDSS和MaNGA数据研究星系并合对早型星系恒星族群的影响，发现具有潮汐特征的星系在金属丰度和年龄梯度上存在显著差异，且近期并合通过新生恒星加速了金属富集。
2023-03-01 astro-ph.GA
The Unmixed Debris of Gaia-Sausage/Enceladus in the Form of a Pair of Halo Stellar Overdensities
在银河系形成后的第一个十亿年里，它经历了几次与不同质量的矮卫星的合并。盖亚-香肠/土卫二（GSE）的碎片，负责银河系最后一次重大合并的星系，主导着内晕，并被认为是武仙座-天鹰座云（HAC）和室女座超密度（VOD）的祖先。我们结合SEGUE，APOGEE，盖亚和StarHorse距离来表征化学动力学性质，并验证HAC，VOD和GSE之间的联系。我们发现，恒星过密度和GSE的轨道偏心率分布是可比的。我们还发现，他们有相似的，强烈的峰值，金属丰度分布函数，加强共同起源的假设。此外，我们表明，HAC和VOD是无法区分的原型GSE人口内的所有化学丰度空间分析。所有这些证据的结合提供了一个明确的证明，GSE合并是在这些晕超密度中发现的恒星星族的主要祖先。
2022-09-13 astro-ph.GA
RABBITS -- II. The impact of AGN feedback on coalescing supermassive black holes in disc and elliptical galaxy mergers
利用KETJU模拟盘星系与椭圆星系并合，研究AGN反馈模型如何改变中心星系性质、SMBH轨道衰减及并合时间尺度。
2024-04-25 astro-ph.GA
The PARADIGM project I: How early merger histories shape the present-day sizes of Milky-Way-mass galaxies
该研究通过PARADIGM项目，用基因修改初始条件结合VINTERGATAN和IllustrisTNG模拟，发现银河系质量星系早期并合质量比越小现今越大，两模型虽大小归一化有差异但均符合观测关系，揭示并合历史与反馈的相互作用及不同演化路径的趋同趋势。
2025-02-11 astro-ph.GA
Resolving Black Hole Family Issues Among the Massive Ancestors of Very High-Spin Gravitational-Wave Events Like GW231123
Max Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理学研究所）
研究解析类似GW231123的高自转引力波事件的黑洞家族问题，探讨在星团中形成此类事件所需的条件及对质量间隙下边缘的影响。
2026-02-05 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
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
The Formation of Large Galactic Disks Through The Hierarchical Scenario: Further consequences
利用对遥远星系的最深入和最完整的观测，我们研究了当今大螺旋星系的祖先。观测包括空间分辨的运动学，详细的形态和测光从紫外线到中红外线。六十亿年前，一半的今天的螺旋经历重大合并，证明了他们的异常运动学和形态的星爆。因此，它们使用合并的流体动力学模型进行建模，并且与最先进的ΛCDM半经验模型的合并率预测完全匹配。此外，像M31或NGC5907这样的本地星系晕上的印记很可能是由主要的合并遗迹造成的。这表明，层次的情况下发挥了重要作用，在塑造大质量星系的哈勃序列。将不同时期的星系属性联系起来是充分理解星系形成过程的最佳途径，我们已经通过生成一系列富含气体的合并模拟来测试这种联系。合并已经在星系晕和更远的地方排出了物质，这可能解释了银河系（MW）质量星系中60%的重子缺失。M31过去的一次大合并可能会极大地影响我们对本星系群星系的理解，包括MW矮星。我们还提出了未来的方向，以观测约束星系模拟中的必要成分。
2012-11-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The ALFALFA Almost-Dark Galaxy AGC~229101: A Two Billion Solar Mass HI Cloud with a Very Low Surface Brightness Optical Counterpart
我们目前的结果，从深HI和光学成像AGC 229101，一个不寻常的HI源检测到v $_{\rm helio}$ = 7116公里/秒的阿尔法调查。AGC 229101最初被归类为候选“暗”源，因为它在SDSS或DSS 2成像中缺乏清晰的光学对应物，它的$10^{9.31\pm0.05}$太阳质量为HI，但HI线宽只有43 $\pm$ 9 km/s。低分辨率WSRT成像和更高分辨率的VLA B阵列成像显示，源显着拉长，延伸超过约80千秒差距的投影长度。HI成像将源分解为质量大致相等的两部分。WIYN pODI光学成像揭示了与HI北部一致的微弱的蓝色光学对应物。光源的表面亮度峰值只有$μ_{g}$ = 26.6 mag arcsec $^{-2}$，远低于定义星系等光度线边缘的典型截止值，其估计的恒星质量只有$10^{7.32\pm0.33}$太阳质量，产生的中性气体与恒星的总质量比为M $_{\rm HI}$ /M $_*=$ ~98 $_{+111}\atop^{-52}$。我们证明了这个对象的极端性质，通过比较它的属性，其他HI丰富的来源在ALOKFA和文献。我们还探讨了可能解释AGC~229101存在的潜在场景，包括与邻近物体的潮汐相遇和两个黑暗HI云的合并。
2021-09-24 astro-ph.GA
Resolving a dusty, star-forming SHiZELS galaxy at z=2.2 with HST, ALMA and SINFONI on kiloparsec scales
我们提供了SHiZELS-14的~ 0.15“空间分辨率图像，SHiZELS-14是一个质量（M*~10^11 M_sol），尘埃，恒星形成星系，z=2.24。我们的静止帧~ 1 kpc尺度，匹配分辨率数据包括四种不同的广泛使用的恒星形成示踪剂：H-α发射线（来自SINFONI/VLT），静止帧紫外连续谱（来自HST F606 W成像），静止帧远红外（来自ALMA）和射电连续谱（来自JVLA）。虽然SHiZELS-14最初是通过其适度的H-α发射线通量来识别的，但它似乎是一个活跃的恒星形成（SFR~1000 M_sol/yr）的亚毫米星系的例子，可能正在进行合并。SHiZELS-14在$\rm{H}α$和静止帧光学和FIR中显示了一个紧凑的尘埃中央星暴，以及扩展的发射。的紫外线发射是空间偏移的尘埃连续发射的峰值，并出现跟踪孔的尘埃分布。我们发现，尘埃衰减随星系空间范围的变化而变化，在尘埃最多的区域，尘埃衰减的峰值至少为A_H-α ~5，而在中心星爆区，尘埃衰减的峰值可能更高。使用不同示踪剂的标准校准推断的全球恒星形成率从~10-1000 M_sol/yr不等，并且在星系的尘埃中心特别不一致。这个星系突出了由较短波长数据提供的恒星形成星系演化的偏见。
2021-02-15 astro-ph.GA
Decoding the Early Universe: Exploring a Merger Scenario for the High-Redshift Cluster JKCS041 using Numerical Models
本文通过 GAMER-2 数值模拟研究高红移星系团 JKCS041 的并合场景，发现孤立星系团无法解释其低 SZ decrement 及 X 射线与 SZ 峰约 220 kpc 的偏移，而首次核心穿越后约零点几 Gyr 的并合过程可以较好再现观测数据。
2024-02-20 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
Hydrodynamics of galaxy mergers with supermassive black holes: is there a last parsec problem ?
我们研究形成的一个超大质量黑洞（SMBH）的二进制和收缩的两个孔的分离，以次pc尺度开始从一个现实的主要合并之间的两个富含气体的螺旋星系与质量相当于我们的银河系。的模拟，进行自适应网格细化（AMR）代码RAMSES，能够解决小至0.1 pc的分离。两个星系的碰撞产生了一个重力湍流旋转的核盘，其质量（10^9 Msun）和大小（60 pc）与之前使用类似设置（Mayer等人，2007）但仅限于几个秒差距的粒子分裂的SPH模拟非常一致。AMR的结果证实了两个黑洞由于动力学摩擦而迅速下沉到气体背景上，在不到10^7年的时间里达到1 pc的分离。我们表明，我们的模型很好地解决了动态摩擦尾流，我们发现与分析预测的阻力作为马赫数的函数很好的协议。低于1 pc时，黑洞配对会显著减慢，因为下沉的SMBH之间的相对速度变得非常亚音速，并且它们轨道内包含的质量低于双星本身的质量，使动力学摩擦失效。在这最后阶段，黑洞还没有打开一个间隙，因为气体背景在中心是高压的。非轴对称气体扭矩不会出现重新开始下沉，在没有有效的动力学摩擦，在与以前的计算使用理想化的平衡核盘模型的差异。（节略）
2012-12-24 astro-ph.GA
RABBITS -- I. The crucial role of nuclear star formation in driving the coalescence of supermassive black hole binaries
本研究基于RABBITS模拟系列，发现核恒星形成通过三体相互作用显著缩短了星系合并中超大质量黑洞双星的硬化与合并时标，并指出AGN反馈、星系类型及离心率对合并时标的具体影响，有助于改进引力波事件率建模。
2024-02-02 astro-ph.GA
Morpho-kinematics of z~1 galaxies probe the hierarchical scenario
我们研究了一个具有代表性的中等质量星系的样本，在z~1，观察的运动学调查KMOS 3D。我们已经重新估计的运动学参数从出版的运动学地图和分析光度数据从HST测量光盘倾斜和PA。我们发现，只有一半的z~1星系的运动学特性与旋转盘一致，使用相同的分类方案比KMOS 3D团队所采用的。由于合并轨道运动也可以带来旋转，我们还分析了星系形态从现有的HST图像。结合这些结果，从运动学，它导致一个完整的形态运动分类。为了测试后者的鲁棒性解开孤立的磁盘合并，我们面对的结果与分析对开放棱镜红移调查3D-HST。所有成对发现的星系都受到运动学和/或形态学扰动的影响。相反，所有被归类为维里化螺旋星系的星系都被发现是孤立的。一个显着的分数（四分之一）的旋转磁盘分类的运动学KMOS 3D团队发现成对的，这进一步支持了需要一个形态运动学分类。结果表明，只有三分之一的z~1星系是孤立的维里化螺旋星系，而其中58%的星系可能参与了从第一次接近到盘重建的合并序列。后一部分与半经验的ΛCDM模型的结果非常一致，支持合并主导的分层方案是至少在过去80亿年中星系形成的主要驱动力。
2016-11-10 astro-ph.GA
Neutral hydrogen gas within and around NGC 1316
我们提出了MeerKAT观测中性氢气（HI）在附近的合并残余NGC 1316（天炉座A），最明亮的成员的星系群，这是落入天炉座集群。我们发现HI在各种尺度上，从星系中心到大尺度环境。我们第一次在大半径（70 - 150千秒差距的投影），主要分布在两个长长的尾巴与星系检测HI。在NGC 1316的HI质量中，尾部的气体占主导地位：7 e +8 Msun -比以前的观测结果多14倍。HI的总质量与恒星内部发现的中性气体相当，大部分以分子形式存在。HI尾与微弱的光学潮汐特征有关，被认为是几十亿年前发生的星系合并的残余。他们证明了合并是富含天然气的。在合并过程中，潮汐力将一些气体和恒星拉到大半径处，我们现在以光学尾巴的形式检测到它们，感谢我们的新数据，HI尾巴;而扭矩导致剩余的气体流向残余物的中心，在那里它被转化为分子气体，并为星系的恒星星族揭示的星爆提供燃料。NGC 1316的几个观测到的性质可以通过1 - 3 Gyr前发生的一个占主导地位的，气体贫乏的早期型星系和一个较小的，气体丰富的螺旋星系之间的约10：1合并来重现，随后可能是卫星星系的吸积。
2019-07-18 astro-ph.GA
Gravitational Wave Driven Mergers and Coalescence Time of Supermassive Black Holes
研究了初始嵌入合并星系中心的超大质量黑洞（SMBH）从星系合并开始到合并的演化过程。我们进行了大量的直接N体模拟与三个不同的斜率的中央恒星尖点和不同的随机种子。后牛顿条款高达3.5阶用于驱动SMBH二进制的相对论性制度的演变。研究了SMF对硬化速率和聚结时间的影响。我们发现，SMBH二进制合并以及在十亿年内，当我们的模型被缩放到一个陡峭的尖点在低红移的星系。在这里，更高的中心密度提供了更大的恒星供应，以有效地从SMBH双星轨道中提取能量，并将其缩小到引力波（GW）发射占主导地位的阶段，从而导致SMBH的合并。合并的模型与浅尖点，是代表巨大的椭圆星系的中心核心的结果在较低的效率提取的二进制轨道能量，由于较低的恒星密度的中心。然而，在这样的星系合并中，SMBH双星的高偏心率值确保了GW发射占主导地位的相位集在更早的半长轴的较大值。这有助于补偿在恒星相遇阶段的能量提取效率较低，导致在双星形成后约一个Gyr内合并SMBH。此外，我们见证了合并残余物中的质量偏析，导致SMBH二元硬化率提高。我们表明，至少在尖状低质量星系的合并的最后阶段将与GW探测器eLISA观察。
2018-03-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Kormendy Relation in the First Billion Years: Evidence from $JWST$
Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics（大学间天文学与天体物理中心）
利用JWST数据研究z≥6的球状星系，发现其已遵循Kormendy关系，斜率更陡、表面亮度更高，表明早期星系通过耗散性并合快速形成。
2026-06-18 astro-ph.GA
The Role of AGN in Luminous Infrared Galaxies from the Multiwavelength Perspective
星系合并提供了一种机制，使星系能够有效地将气体和物质汇集到它们的核中，并为中心恒星暴增和超大质量黑洞的吸积提供燃料。反过来，活跃的核驱动银河系规模的外流，随后影响宿主星系的演化。这个转变过程的细节，因为他们属于超大质量黑洞仍然模糊不清，部分原因是中央模糊通常发现在尘埃红色合并主机，也因为有相对较少的实验室在附近的宇宙中，该过程可以深入研究。这篇评论突出了当前状态的文献吸积超大质量黑洞的作用，在本地的发光红外星系从不同的窗口内的电磁波谱。具体而言，我们讨论了多波长的签名的活动核，其相关的喂养和反馈过程，以及多个超大质量黑洞发现在附近的相互作用的星系系统的星系演化从观测的角度来看的影响。我们的结论与未来展望如何在低和高红移星系合并的活动核的主题将受益于下一代观测设施的出现，无与伦比的分辨率和灵敏度在未来十年。
2022-07-27 astro-ph.GA
The Environmental Switch in Black Hole Feeding: Bar-Driven vs. Merger-Driven Growth in IllustrisTNG50
Indian Institute of Science, Education and Research (IISER) Tirupati（印度科学教育与研究学院提鲁帕蒂分校）；Department of Space, Platenary and Astronomical Science and Engineering, Indian Institute of Technology (IIT), Kanpur（坎普尔印度理工学院空间、行星与天文学科学与工程系）
本研究通过IllustrisTNG50模拟发现，环境因素通过调节棒形成时间与合并事件的关系，影响超大质量黑洞的增长模式，揭示了合并驱动与棒驱动在不同环境下的不同作用。
2026-02-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
Resolving Star Formation on Sub-Kiloparsec Scales in the High-Redshift Galaxy SDP.11 Using Gravitational Lensing
我们利用新的Herschel和ALMA观测的碳、氧和氮的远红外精细结构线，研究了强透镜恒星形成星系H-ATLAS J091043.1 - 000321（SDP.11）中的星际介质、恒星形成和当前恒星星族的性质。我们报告检测的[O III] 52微米，[N III] 57微米，和[O I] 63微米线从赫歇尔/PACS，并提出高分辨率成像的[C II] 158微米线，和基础的连续，使用ALMA。我们将[C II]线发射分解为两个空间偏移的爱因斯坦环，在ALMA/Band-9观测中以0.2 "分辨率追踪线的红色和蓝色速度分量。在[C II]/FIR比值图中看到的值，在尘埃连续体的峰值处低至~0.02%，与当地ULIRGs的值相似，表明该源存在强烈的星暴。这与远红外线的高固有亮度（~3 × 10^12 Lo）、~1600万年的气体耗尽时间尺度以及从上一次星暴事件以来<800万年的时间尺度相一致，这是根据紫外线辐射场的硬度估计的。通过将引力透镜模型应用于UV平面中的粒子，我们发现透镜放大因子在整个SDP中变化了两个因子。11，影响所观察到的线轮廓。在修正了差分透镜效应后，恢复了对称的线轮廓，这表明这里出现的星暴可能不是像局部ULIRG那样是一次大合并的结果，而是由分布在3 - 5 kpc旋转盘上的恒星形成活动提供动力。
2018-10-12 astro-ph.GA
The Local Nanohertz Gravitational-Wave Landscape From Supermassive Black Hole Binaries
超大质量黑洞双星（SMBHB）在1000万到100亿$M_\odot$范围内形成于星系合并中，并生活在气体和恒星浓度大且约束不佳的星系核中。目前还没有观察到合并SMBHB-事实上，它们可能在最后的分离秒差距处停止，永远不会合并。虽然LIGO探测到了高频GW，但SMBHB发射的GW在纳赫兹到毫赫兹波段。地面干涉仪无法做到这一点，但脉冲星定时阵列（PTA）可以做到。利用2微米全天空巡天中的本地星系数据，以及来自Illustris的星系合并率，我们发现平均有$91\pm7$源在PTA波段发射GW，而$7\pm2$双星永远不会合并。本地未解决的SMBHB可以在$\sim20\%$的水平上对GW背景各向异性做出贡献，并且如果GW背景可以被成功地隔离，则可以在10年内检测到来自至少一个本地SMBHB的GW。
2017-08-11 astro-ph.GA
K+A Galaxies as the Aftermath of Gas-Rich Mergers: Simulating the Evolution of Galaxies as Seen by Spectroscopic Surveys
星暴后（或“K+A”）星系的模型是通过将星系合并的全三维流体动力学模拟与尘埃衰减的辐射转移计算相结合来构建的。谱线目录自动生成的中等分辨率的光学光谱计算作为合并的进展在每个一个大的模拟套件的功能。合并星系的质量，气体分数，轨道参数和质量比的系统变化，显示的K+A相的寿命和属性是合并方案的强功能。K+A的持续时间通常小于0.1-0.3 Gyr，比通常假设的1 Gyr要短得多，而1 Gyr仅在极少数情况下获得，这是由于不同的轨道和祖先配置导致恒星形成历史的变化很大。结合经验合并率，模型寿命预测快速上升的K+A分数作为红移的函数，这与大型光谱调查的结果一致，解决了观测到的K+A丰度与假设K+A持续时间是A星寿命（~1 Gyr）时预测的K + A丰度之间的紧张关系。分析了尘埃衰减、视角和孔径偏差对模型的影响。在某些情况下，当活动星系核的反馈作用将尘埃从中心移除时，K+A的特征会更持久，也更明显，从而暴露出在爆发过程中形成的年轻恒星。在这张照片中，K+A阶段开始于明亮的恒星暴/活动星系核阶段的剧烈合并期间或之后不久，因此提供了一个独特的机会来研究类星体和恒星形成反馈对气体储存和残余物演化的影响。分析拟合公式提供的K+A发病率的估计作为合并的情况下的功能。
2011-10-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Gaia-ESO Survey: a quiescent Milky Way with no significant dark/stellar accreted disc
根据我们目前的宇宙学模型，像银河系这样的星系在其一生中预计会经历多次合并。最大质量的合并星系将被拖向盘平面，将恒星和暗物质沉积到吸积盘结构中。在这项工作中，我们利用Ruchti等人开发的化学动力学模板来寻找吸积星。我们将该模板应用于Gaia-ESO光谱巡天第三次内部数据发布中的4，675颗恒星样本。我们发现吸积晕星的一个重要组成部分，但没有发现吸积盘组件的证据。这表明，银河系的合并历史相当平静，因为它的圆盘形成于大约80 - 100亿年前，因此没有明显的暗物质圆盘。
2015-04-09 astro-ph.GA
