Intermediate-age Globular Clusters in Four Galaxy Merger Remnants
我们提出的结果相结合的哈勃空间望远镜的光学光度测量和地基KS波段光度测量的双子座成像仪NIRI和FLAMINGOS-I研究的球状星团人口在四个早期类型的星系，是最近合并的候选残余物（NGC 1700，NGC 2865，NGC 4382，和NGC 7727）。这些星系的选择是基于它们的蓝色和精细结构，例如贝壳和涟漪，这表明过去的相互作用。我们适合组合VIKs球状集群数据与简单的玩具模型的混合集群人口，包含三个不同年龄和金属丰度的亚群。通过卡方参数空间映射完成的拟合，为每个星系中存在中等年龄的星系团提供了明确的证据。我们发现，这些球状星团子种群的1-2 Gyr的年龄与先前估计的合并年龄的宿主星系是一致的。
2014-08-04 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
Spatial and kinematic segregation in star cluster merger remnants
表现出化学和动力学复杂性的球状星团被认为是矮星系的剥离核（例如，M54，$ω$ Cen）。我们使用$N$体模拟的核星团形成通过合并的星团，探讨在相空间的子结构的持久性。我们发现，所观察到的分化水平是很难调和的观察，如果核集群的形成完全的恒星集群的合并。只有最近合并的星团才保留了足够明显的运动学特征，可以与核星团的其他部分区分开来，尽管关键因素是合并事件的数量，而不是经过的时间。因此，必须包括原位恒星形成来解释观察到的核星团的性质，与以前的结果很好地吻合。
2016-05-10 astro-ph.GA
The Host Galaxy of the Recoiling Black Hole Candidate in 3C 186: An Old Major Merger Remnant at the Center of a z=1 Cluster
3C 186是$z=1.0685$的一个射电大声类星体，先前有报道称其与宿主星系有速度和空间偏移，并被认为是由黑洞合并引发的引力波反冲黑洞的有希望的候选者。另一种可能的情况是3C 186正在进行星系合并，表现出暂时的位移。在这项研究中，我们提出了新的深HST/WFC 3-IR和ACS图像的分析，旨在表征宿主星系和测试这种替代方案。我们仔细测量了主机的轻重量中心，并揭示了一个显着的空间偏移类星体核心（$11.1\pm0.1$ kpc）。确认的偏移方向几乎垂直于射电喷流。我们没有发现最近合并的证据，例如在扰动的郊区的年轻恒星爆发，但在F160 W中只有$\sim30$ kpc的边缘光浓度。宿主由成熟的（$>200$ Myr）恒星星族和一个致密的恒星形成区组成。我们比较流体动力学模拟，发现这些观察到的功能是一致的，在后期合并残留。综上所述，这些证据表明，该系统不是一个正在进行的/年轻的合并残余物，这表明反冲黑洞场景仍然是3C 186令人费解的性质的合理解释。
2022-04-26 astro-ph.GA
Formation of S0 galaxies through mergers. V. Antitruncated stellar discs resulting from major mergers
透镜状星系（S 0）比后来哈勃类型的星系更有可能拥有反截断（III型）恒星盘。大合并被普遍认为是过于暴力的机制，形成这些突破。我们已经调查了重大合并是否会导致类似S 0的残留物与现实的反截断恒星盘或没有。我们分析了GalMer数据库中主要合并的耗散N体模拟产生的67个松弛S 0和E/S 0残余物。我们模拟了现实的R-波段表面亮度轮廓的残余物，以确定那些反截断恒星光盘。定量描述了它们的内外盘和断口，并与实际数据进行了比较。近70%的类S 0残留物是反截断的，这意味着导致S 0的主要合并有很高的概率产生III型恒星盘。我们的遗迹位于几个测光图中观测趋势（朝向更亮的星等和更高的破裂半径）的外推之上。在无标度光度图中，模拟和观测重叠，残余物再现了观测趋势，因此反截断后的物理机制具有高度的可缩放性。我们已经发现了新的光度标度关系的特征参数之间的反截断在真正的S 0 s，这也重现了我们的模拟。所有光度平面的趋势可以从真实和模拟的III型S 0满足的三个基本比例关系导出：h_i \prop R_brk III、h_o \prop R_brk III和mu_brk III \prop R_brk III，其中h_i和h_o是内外圆盘的比例光，mu_brk III和R_brk III是表面亮度和断裂半径。市长合并提供了一个可行的机制，形成现实的反截断S 0星系（删节）。
2014-11-03 astro-ph.GA
Observational Signatures of Carbon-Oxygen White Dwarf Merger Remnants
研究双碳氧白矮星并合遗迹的观测特征，提出通过光致电离星云的独特光谱发现遗迹，预测可在邻近大质量星系中探测到多个候选体。
2023-06-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
The merger remnant NGC 3610 and its globular cluster system: a large-scale study
基于新的GEMINI/GMOS和ACS/HST存档图像，我们对原型合并残留物NGC 3610及其球状星团（GC）系统进行了光度学研究。由于我们的GMOS数据的大FOV，大于以前的研究，我们能够检测到一个“经典的”双峰GC颜色分布，对应于贫金属和富金属的GC，在中间半径和一个小的子样本可能年轻的集群的中间颜色，主要位于郊区。整个GC系统的范围被确定为约40 kpc。GC种群数量较少，约为500 +/-110个成员，对应的总比频率S_N较低，约为0.8。一个集群样品的有效半径的确定，包括光谱确认的两个年轻的和富含金属的集群，这是在GC和UCD的大小和亮度之间的限制。大尺度星系表面亮度剖面可以分解为内部嵌入盘和外部球状体，确定的范围比早期的研究（分别为10 kpc和30 kpc）更大。我们检测到四四方方的等照度线，预计在合并残留物，并显示出丰富的精细结构的表面亮度分布与前所未有的细节，符合外部球体。星系彩色图中缺乏对称性为NGC 3610最近的合并场景提供了新的证据。
2017-01-09 astro-ph.GA
Fate of stellar bars in minor merger of galaxies
在星系的演化阶段，星系的小合并是很常见的。在这里，我们调查的动力学影响的一个较小的合并（质量比1：10）事件的最终命运的恒星酒吧合并残余。为了实现这一目标，我们选择了一组次要的合并模型，从公开可用的GalMer图书馆星系合并模拟。这些模型在轨道能量、轨道自旋矢量的方向和卫星星系的形态（盘状/球状）方面有所不同。我们表明，中央恒星酒吧，最初存在于宿主星系，经历了一个短暂的酒吧放大阶段后，每个近心点通道的卫星，在一致的酒吧激发由于潮汐遇到过去的研究。然而，一旦合并发生，中央恒星棒在合并后的残余物中大大减弱。卫星恒星在合并残余物中心区域的聚集在棒弱化过程中起着关键作用，导致中心质量浓度和特定角动量含量的净增加。我们发现，质量积累的效率从卫星的合并残留物的中心部分取决于轨道参数，以及卫星的形态。因此，不同的小合并模式显示不同程度的酒吧弱化事件。这表明，星系的小合并是一个合理的途径酒吧削弱盘星系。
2021-02-02 astro-ph.GA
Property of Young Massive Clusters in a Galaxy-Galaxy Merger Remnant
我们通过分析Matsui等人在2012年进行的富含气体的主要合并模拟获得的数据，研究了星系-星系合并残余物中年轻大质量星系团（YMC）的性质。我们发现YMC分布在距离银河系中心几个$\rm kpc$和$\sim 10~{\rm kpc}$处，即它们的分布有两个分量。前者形成于星系碰撞时在离中心几个$\rm kpc$处产生的对流和湍流气体中，后者形成于远离中心的潮汐尾中。YMCs比星系中的恒星要少得多。YMC的质量函数是$dN/dM \propto M^{-2}$。大多数YMC形成于星系核的第二次相遇到最后合并阶段，并且在最后合并阶段的形成速率特别高。大多数YMC由单星族组成，但也有多个恒星星族组成的YMC。多重星群是由以下过程产生的：一个YMC捕获致密气体，另一代恒星在星团内形成。在星系相遇之前，在孤立的盘中形成了几个YMC。这些候选者通过捕获致密气体和形成恒星来包含不同年龄的恒星。合并残留物中的YMC有各种轨道，但大部分候选者都有圆形轨道。
2018-11-12 astro-ph.GA
Formation of S0 galaxies through mergers. Morphological properties: tidal relics, lenses, ovals, and other inner components
大合并通常被认为破坏性太大，不能产生透镜星系中常见的松弛规则结构和形态内部成分。我们的目标是测试，如果重大合并可以产生残留物与现实的S 0形态。我们已经选择了一个样本的放松discy残余产生的耗散合并模拟的GalMer数据库，并推导出它们的属性模仿当前的观测数据的典型条件。我们比较他们的全球形态，视觉组件，并合并文物在模拟光度图像与他们的真实同行。在完全合并后仅$\sim$ 1-2 Gyr，我们发现：1）许多残留物（67个大事件和29个小事件）呈现松弛结构和典型的S 0或E/S 0形态，对于各种轨道，甚至在气体贫乏的情况下。2)与普遍的期望相反，它们中的大多数在典型的观测条件下和在30 Mpc附近的距离下没有表现出任何过去合并起源的形态学痕迹。3)合并遗迹是更持久的较小的合并比在主要的类似的放松时间段。4)没有重大合并的S 0类残余发展一个重要的酒吧。5)近58%的主要合并S 0残留物拥有可见的IC，例如嵌入的内盘，环，伪环，内螺旋，核棒和致密源，在真正的S 0中也非常常见。6)所有的残余物都包含一个透镜或椭圆形，在当地的S 0中同样普遍存在。7)这些透镜和椭圆不是来自于主要合并案例中的棒稀释，而是与恒星晕或嵌入的内盘（厚或薄）有关。我们的结论是，放松的形态，透镜，椭圆形，和其他IC的真正的S 0 s不一定来自内部长期的演变，气体或环境机制，传统上认为，但它们可以导致重大合并以及。
2018-06-22 astro-ph.GA
A Multiwavelength Study of Active Galactic Nuclei in Post-Merger Remnants
我们调查的作用，星系合并触发AGN在附近的宇宙。我们的分析是基于79个合并后残留星系的样本，钱德拉/XMM-牛顿的深X射线观测能够探测到亮度大于10 ^40. 5 erg s^-1的活动星系核。该样本来自斯隆数字巡天数据第14版中确定的807个合并后的视觉分类，体积有限的样本，log M*/M_sun > 10.5和0.02 < z < 0.06。我们发现在这个样品中的X射线活动星系核的比例为55.7% ± 5.6%，而质量和红移匹配的非相互作用对照样品的比例为23.6% ± 2.8%。合并后的多波长活动星系核部分（在X射线、红外、无线电或光学诊断中被识别为活动星系核）为76.6% ± 4.8%，而对照组为39.1% ± 3.2%。因此，合并后表现出高的整体活动星系核的分数与超过2 - 4之间的活动星系核诊断使用。此外，我们发现大多数的光学、红外和射电活动星系核也被确认为X射线活动星系核，而大部分的X射线活动星系核在其他的诊断方法中都没有被确认。这突出了深X射线成像识别活动星系核的重要性。我们发现，X射线活动星系核的比例合并后是独立的恒星质量以上log M*/M_sun > 10.5不同于控制星系中看到的趋势。总的来说，我们的研究结果表明，合并后的星系是一个很好的示踪剂合并活动星系核的连接，并强烈支持合并触发活动星系核的理论预期。
2023-02-22 astro-ph.GA
Formation of S0 galaxies through mergers. Evolution in the Tully-Fisher relation since $z\sim1$
（节略版）我们探讨的情况下，合并的起源$z\sim$ 1.8-1.5与随后的被动演变所产生的S 0残留自$z \sim$ 0.8-1相结合，是否与观测数据的S 0的塔利-费舍尔关系（TFR）兼容。我们研究了GalMer数据库中产生大量S 0残留物的一组主要和次要合并实验。我们分析了这些残余物在测光和恒星TFRs的位置，假设它们对应于$z\sim0.8$星系。然后，我们估计了它们在过去7 Gyr中在这些平面上的演变。并与不同红移下的真实S_0和螺线数据进行了比较。我们还测试了Vcirc或Vrot，max的使用如何影响结果。我们发现，就在$\sim$ 1-2 Gyr的合并，主要合并产生的S 0残留物是本地光度和恒星TFRs在$z\sim0.8$的离群值。经过$\sim$ 4-7 Gyr的孤立被动演化后，S 0残留物向当地TFR移动，尽管它们之间最初的分散仍然存在。这种分散对用于旋转速度的指示器敏感：Vcirc值产生的分散比考虑Vrot，max值时更低。在涉及Vrot，max的平面中，观察到S 0残留物在模型的自旋-轨道耦合方面的明显分离，其中逆行遇到的残留物与当地的S 0托管反向旋转盘重叠。在$z\sim 0$上的S 0残留物的位置与观测到的局部S 0星系在$σ_0$ - $M_K$、Vcirc- $σ_0$和Vrot，max- $σ_0$平面上的分布一致。因此，大规模的S 0星系可能…
2017-06-12 astro-ph.GA
Orbital structure of merger remnants: Trends with gas fraction in 1:1 mergers
由于分级合并中的剧烈弛豫是不完整的，椭圆星系在其现今的轨道结构中保留了大量关于其形成路径的信息。各种证据表明，富含气体的主合并在椭圆星系的形成中起着重要的作用。我们模拟1：1磁盘合并在7个不同的初始气体分数范围从0到40%，使用TreeSPH代码Gadget-2。我们对每个遗迹中的恒星轨道进行分类，并构建轨道内容，内在形状和方向的径向轮廓。无耗散残余物是典型的长轴-三轴轨道，在r_c ~ 1.5Reff范围内以盒轨道为主，在其外部以管轨道为主。随着气体含量的增加，r_c内的盒形轨道逐渐被净自转接近零的短轴管（z管）取代，残余物逐渐变扁和圆。长轴管（x-管）轨道是高度流动的，对气体部分相对不敏感，这意味着它们的角动量从动态冷初始条件中保留下来。在r_c之外，轨道结构基本上不受气体的影响。15-20%的气体残留物通常显示盘状运动学上不同的核心（KDC）。这些残骸在速度图和内在轨道结构上都与KDC星系NGC 4365有着有趣的相似之处（van den Bosch et al. 2008）。在30-40%的气体含量下，残留物快速旋转，并在~ 1 Reff尺度上有尖锐的嵌入盘。我们预测一个特征，物理直观的轨道结构1：1磁盘合并残留物，1和3Reff之间的一个明显的过渡，将很容易观察到的二维运动学调查SAURON和SMEAGOL的组合数据。
2010-01-06 astro-ph.CO 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
Formation of S0 galaxies through mergers. Bulge-disc structural coupling resulting from major mergers
观测结果显示，在S 0星系中，球和盘之间存在强烈的结构耦合，这似乎很难解释它们是否是由所谓的灾难性事件（如重大合并）形成的。我们面对这个问题，通过量化的主要和次要的合并，导致现实的S 0的耗散模拟的鼓盘耦合。我们已经研究了耗散N体二进制合并模拟GalMer数据库，产生现实的，放松的E/S 0和S 0残余（67个主要和29个次要合并）。我们模拟这些S 0-样的残余物在K-波段的表面亮度分布，模仿典型的观测条件，进行类似于在真正的S 0中进行的膨胀盘分解。这些残留物的球状球盘结构与实际数据进行了比较，它们在B/T-r_e - h_d参数空间中的分布与实际亮SO_s一致，其中B/T为球盘与总光度之比，r_e为球盘有效半径，h_d为球盘尺度长度。大合并可以重建后，破坏了祖先的结构，而较小的合并直接保存它们的残留物中的隆起盘耦合。余项的B/T和r_e/h_d的分布范围很广，与观测结果一致。许多残留物的球状赛西氏指数范围为1<n<2，外观平坦，并在嵌入的盘中包含残余的恒星形成，这一结果与真实S 0中存在的假球状一致。与流行的观点相反，合并（特别是重大事件）可以在不到3 Gyr的时间内产生具有实际耦合的隆起盘结构的S 0残留物。总之，膨胀盘耦合和存在的pseudobulges在真正的S 0不能被用来作为一个论点，反对可能的主要合并这些星系的起源。
2014-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The imprint of dissipation on the shapes of merger remnant LOSVDs
椭圆星系的性质与螺旋星系之间富含气体合并的模拟残留物大致一致，这激发了对这种形成机制对残留物分布函数的影响进行更详细的研究。气体对合并残余物的视线速度分布（LOSVD）的非高斯形状有很大的影响，这是由于在合并过程中保留角动量的气体形成的嵌入盘，以及落在中心的气体的强中心质量浓度。与高斯性的偏差由高斯-厄米矩h_3和h_4参数化，这与LOSVD的偏度和峰度有关。利用Gadget-2模拟，包括恒星形成、辐射冷却以及超新星和活动星系核的反馈，我们量化了（h_3，h_4）-v/sigma关系对1：1合并中原始盘初始气体分数的依赖性.对于气体分数f_gas < ~15%，h_3和v/sigma之间的整体相关性较弱，由边缘视角引起的平坦负相关分量加上正面投影引起的陡峭正相关部分组成。随着气体分数从0增加到15%，v/sigma值的分布向高正h_4减小，并且有向低h_4减小的趋势。当f_gas > ~20%时，（h_3，4）- v/sigma分布看起来完全不同--h_3- v/sigma存在紧密的负相关，在所有h_4处v/sigma值分布很广，与观测结果更一致。高f_气体残余物的再合并（干合并）产生具有接近高斯LOSVD的缓慢旋转系统。我们解释所有这些趋势的残留物的基本轨道结构，塑造他们的耗散形成的历史。
2009-09-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Major mergers between dark matter haloes -- I. Predictions for size, shape, and spin
单个暗物质晕的结构特性，包括形状、自旋、浓度和亚结构，都与晕的生长历史有关，但两者之间的确切联系尚不清楚。一个悬而未决的问题，特别是重大合并晕结构的影响。我们已经进行了大量的模拟隔离晕与各种密度分布之间的二进制等质量合并，映射出的初始条件和合并参数和结构之间的关系的最终残留物。在本文中，我们描述了我们的初始设置和分析方法，并报告合并残留物的大小，形状和自旋的结果。合并的结果最容易理解的尺度无量纲能量参数$κ$和角动量（或自旋）参数$λ$。我们发现轴比$c/a$与能量$κ$大致成线性比例，而轴比$c/b$与自旋$λ$成线性比例。在质量上，径向轨道上的合并产生扁长的残余物，而切向轨道上的合并产生扁圆的残余物。残余物的自旋可以从角动量守恒来预测，而整体大小的变化为$\sim κ^{-5}$，正如在恒定平均密度下的自相似标度所预期的那样。我们讨论了这些简单的模式的潜在的宇宙学应用。
2019-05-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Major mergers between dark matter haloes -- II. Profile and concentration changes
几条证据表明，随着暗物质晕的增长，它们的尺度半径也会增加，而它们中心区域的密度会下降。主要合并似乎是一个明显的机制来解释这两个现象，以及由此产生的模式的浓度-质量-红移关系。为了测试这种可能性，我们模拟了不同轨道上具有不同宇宙学密度分布的晕之间的等质量合并。遗迹通常具有比初始条件更高的密度，但与自相似标度预测略有不同。他们是合理的Einasto配置文件，但有不同的参数从初始条件。相对于初始条件的内能$κ$，合并残余物的净内能对最终质量分布的性质影响最大。正如预期的那样，高能碰撞产生更多的扩展残留物，而强束缚系统的合并产生紧凑的残留物。然而，令人惊讶的是，密度分布的尺度半径显示出相反的趋势，相对于高能碰撞，低能碰撞的残余物中的{ \it增加}。而且，即使在能量最高的碰撞中，尺度半径内的密度也只会略微降低（10- 20%），而对于能量非常低的系统，它在合并后会显著增加。我们的结论是，虽然主要的合并可以产生残留物，更弥漫在大半径，他们是相对无效的改变中心密度晕，似乎不太可能解释的浓度-质量-红移关系的平均趋势。
2019-05-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Optical Emission Model for Binary Black Hole Merger Remnants Travelling through Discs of Active Galactic Nuclei
本文提出双黑洞并合残骸穿过AGN薄盘时喷流茧浮现的光学辐射模型，预测其耀发可媲美或超过AGN背景，为引力波伴随电磁信号提供新探针。
2023-11-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
Fingerprints of binary black hole formation channels encoded in the mass and spin of merger remnants
双黑洞（BBH）被认为是在不同的环境中形成的，包括银河场和（球状，核，年轻和开放）星团。在这里，我们提出了一种方法来估计与这些不同的环境相关的主要BBH形成渠道的指纹。我们发现，在本地宇宙中的星系的金属丰度分布以及合并形成的领域或星团的相对数量决定的BBH人口的主要属性。我们的基准模型预测，迄今为止最重的合并，GW 170729，起源于一个密集的星团，可能是一个星系核，经历了2- 3次合并事件的祖先。该模型预测，在局部宇宙中，100个BBH合并中至少有一个合并残留物的质量为$90 < M_{\rm rem}/ {\rm ~M}_\odot \leq{} 110$，一千个中有一个可以达到$M_{\rm rem} \gtrsim 250$ M $_\odot$的质量。这样的大质量黑洞将在恒星质量和中等质量黑洞之间架起一座桥梁。低质量和高质量BBH的相对数量可以帮助我们解开不同形成通道的指纹。基于我们模型的假设，我们预计，如果整个BBH人口的$\sim 70\%$有残余质量$<50$ M $_\odot$，而$\gtrsim{}6$ \%的残余质量$>75$ M $_\odot$指向一个显着的动态形成的BBH双星的子人口的BBH合并形成的主要渠道。
2020-04-09 astro-ph.GA astro-ph.HE gr-qc
Formation of massive disk galaxies in the IllustrisTNG simulation
我们利用流体动力学模拟程序IllustrisTNG研究了大质量盘状星系的形成历史，以研究大质量盘状星系在宇宙时间中存活的原因。模拟中选取了83个星系，它们的M $_{*,z=0}$ $>8\times10^{10}$ M $_\odot$和运动学膨胀与总膨胀比小于$0.3$。我们发现，8.4%的这些巨大的盘星系有安静的合并历史，并保持磁盘形态，因为形成。54.2在历史上，100%的区域中，凸起成分显著增加，然后再次变为盘状，直到现在。其余37.3%的公司经历了重大的合并，但仍能保持不稳定。虽然合并，甚至主要合并并不总是把盘星系椭圆，我们研究合并的各种属性和合并残留物的形态之间的关系。我们发现一个强大的依赖主要合并轨道类型的残留形态。具体来说，主要合并与螺旋下降轨道大多导致磁盘占主导地位的残余物，和主要合并的正面星系星系碰撞大多形成椭圆星系。这种残余形态对轨道类型的依赖性比先前研究的对冷气体分数或合并系统的轨道构型的依赖性强得多。
2021-09-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The remnant of a merger between two dwarf galaxies in Andromeda II
在引力的驱动下，像星系和星系团这样的大质量结构被认为通过较小系统的分层合并和吸积而不断增长。吸积事件的观测证据是由穿过大质量星系（例如银河系或仙女座星系）外晕的相干恒星流提供的。在类似的质量尺度上，在恒星的$10^{11}$太阳质量附近，合并活动的进一步观测证据也是充足的。低质量星系的合并被认为是星系形成的分级过程，但迄今为止还没有发现恒星质量小于$10^9$太阳质量的星系。在这里，我们报告的恒星流的运动学检测在仙女座的卫星星系，矮球状星系仙女座II，它的质量只有$10^7$太阳质量的恒星。流的性质表明，我们正在观察两个矮星系合并的残余。这对残骸的动力学产生了巨大的影响，残骸现在正围绕着它的投影主轴旋转。仙女座II的恒星流说明了星系形成的无标度特征，直到最低的星系质量标度。
2014-02-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The sign of active galactic nucleus quenching in a merger remnant with radio jets
我们调查的光学，红外线，和无线电活动星系核（AGN）的迹象合并残留的Arp 187，主机发光喷流发射的顺序$10^5$年前，但其目前的活动星系核的活动仍然是未知的。我们从光学BPT图和红外[OIV]25.89 $μ$ m线上发现了活动星系核的信号，这些信号起源于活动星系核的窄线区。另一方面，Spitzer/IRS显示主星系占主导地位的光谱，表明活动星系核环面的热辐射相当小或已经减少。结合黑洞质量、核心射电光度上限和黑洞的基本面，我们可以估算X射线光度，得到$<10^{40}$ erg s $^{-1}$。这些结果表明，Arp 187的活动星系核活动已经被淬灭，但窄线区仍然存在，这是由于过去活动星系核活动的发射时间延迟所致。
2015-10-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Impact of Stellar Populations on the Dynamics of Merger Remnants
许多研究和模拟表明，富含气体的合并对星系的整体恒星形成率和总质量函数没有显着贡献。用1.62或2.29微米的CO带头测量的发光和超铝红外星系的速度色散（σ）意味着它们将形成m < m* 椭圆星系。然而，在0.85微米处获得的钙II三重态（CaT）的σ表明所有类型的合并都将形成m > m* 椭圆星系。这里介绍的是最近的结果，基于高分辨率成像和多波长光谱学，它证明了红超巨星（RSG）或渐近巨星分支（AGB）恒星的核盘在近红外波段的主导地位，在那里尘埃遮蔽不足以阻止他们的签名。这些恒星的存在严重影响了动力学质量。在I波段，尘埃可以充分阻挡RSG或AGB恒星，LIRGs在很大的动态范围内占据基本面，几乎无法与椭圆星系区分开来。
2009-08-21 astro-ph.CO 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
The hangup effect in unequal mass binary black hole mergers and further studies of their gravitational radiation and remnant properties
我们提出了74个新的非旋进自旋黑洞二进制的模拟结果与质量比$q=m_1/m_2$的范围$1/7\leq q\leq1$和个人的自旋覆盖的参数空间$-0.95\leqα_{1,2}\leq0.95$与一个运行的自旋$\pm0.95$。我们补充这些运行与107个以前的模拟研究的挂起效应在黑洞合并，即延迟或即时合并的旋转孔相对于非旋转双星。我们执行的数值演化，通常是最后十个轨道合并前，到最后的残余黑洞的形成。这使我们能够研究不等质量双星的悬挂效应，从而确定控制合并前轨道数的自旋变量为$\vec{S}_{hu}\cdot{\hat{L}},$，其中$\vec{S}_{hu}=(1+\frac12\frac{m_2}{m_1})\vec{S}_1+(1+\frac12\frac{m_1}{m_2})\vec{S}_2$。结合这181次模拟的全部结果，得到了改进的最终黑洞质量、自旋和反冲速度以及引力应变的峰值亮度和峰值频率的拟合公式，并发现了它们之间新的关联。这种精确的新的一组模拟增加了可用于引力波观测参数估计的可用数值相对论波形的数量。
2018-01-24 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Remnant Masses, Spins and Recoils from the Merger of Generic Black-Hole Binaries
我们得到的经验公式的最终残余黑洞的质量，自旋和反冲速度从合并黑洞二进制与任意质量比和自旋。我们的公式是基于质量比和自旋依赖性的后牛顿表达式的瞬时辐射能，线动量，角动量，以及ISCO结合能和角动量。不同项之间的相对权重由通过最近可用的完全非线性数值模拟的最小二乘拟合选择的幅度参数固定。这些公式可用于星系核和星系团的N体模拟以及超大质量黑洞的宇宙学生长的统计研究。作为一个例子，我们使用这些公式来获得一个普遍的自旋大小分布的合并黑洞和反冲速度分布的干和热/冷湿合并。我们也重新审视长期的轨道进动和共振，并讨论它们如何影响自旋分布之前的合并制度。
2010-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
