The growth of brightest cluster galaxies in the TNG300 simulation:dissecting the contributions from mergers and in situ star formation
我们研究了最亮星系团（BCGs）的形成在TNG 300宇宙学模拟的IllustrisTNG项目。我们的集群样本包括700个在$z=0$具有$M_{200} \geq 5 \times 10^{13} \, \mathrm{M}_{\odot}$的晕，以及它们在更早时期的祖先。这包括在$z=0$的280个带有$M_{200} \geq 10^{14} \, \mathrm{M}_{\odot}$的系统，以及带有$M_{200} \geq 10^{15} \, \mathrm{M}_{\odot}$的三个光环。我们发现，我们模拟的BCGs的恒星质量和恒星形成率与$z \lesssim 0.4$的观测结果吻合得很好，并且它们平均经历了$\sim$ 2（$\sim$ 3）自$z=1$（$z=2$）以来的主要合并。通过固定的30千秒差距孔径将BCG与团内光（ICL）分离，我们发现，在$z=0$，由异位（即吸积）恒星贡献的恒星质量分数分别为BCG，BCG+ICL和ICL的约70%，80%和90%。使用合并树跟踪我们模拟的BCGs，我们发现它们在$z \sim $ 1-2中被异位星所主导，并且在$z=0$中作为BCG一部分的一半恒星在其他星系中早期形成（$z \sim 3$），但直到后来才“组装”到BCG上（$z \approx 0.8$为整个样本，$z \approx 0.5$为$M_{200…
2023-02-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Brightest Cluster Galaxies Trace Weak Lensing Mass Bias and Halo Triaxiality in The Three Hundred Project
星系团具有三轴物质分布。弱透镜信号是宇宙学研究的重要组成部分，它测量所有物质沿视线的投影质量，因此随着星系团的方向而变化。研究表明，位于星系团中心的最亮星系团（BCG）的形状可以追溯到潜在的晕形状，从而使一种方法能够解释投影效应。我们使用324个模拟集群在四个红移0.1和0.6之间的“三百工程”量化的BCG和晕的方向和形状之间的相关性。我们发现，晕和它们嵌入的BCG是对齐的，它们的主轴之间的平均$\sim$ 20度角。弱透镜集群质量估计的偏差与晕和BCG的方向相关。模仿观察，我们计算的BCG的投影形状，作为BCG的方向的措施，并发现它是最强烈的相关性弱透镜质量松弛集群。我们还测试了一个2维集群松弛代理BCG质量等值线测量。投影的BCG核心中的恒星质量与总恒星质量相比的集中度提供了BCG方向的替代代理。我们发现，浓度不相关的弱透镜质量的偏见，但与真正的晕质量。这些结果表明，大样本的松弛集群的BCG形状和方向可以提供信息，以改善弱透镜质量的估计。
2022-04-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The importance of major mergers in the build up of stellar mass in brightest cluster galaxies at z=1
最近独立的数值模拟和观测结果表明，最亮的星系团（BCGs）在z~0.9和z~0.2之间增加了近2倍的恒星质量。数值模拟进一步表明，超过一半的质量是通过主要的合并吸积。使用18个遥远的星系团的样本，其中有超过600个光谱确认的集群成员，我们寻找观测证据，主要合并确实发挥了重要作用。我们发现一个主要的合并率为0.38 +/- 0.14合并每Gyr在z~1。虽然不确定性，这源于我们的样本的小尺寸，是相对较大的，我们的速度是一致的，从数值模拟的结果。如果我们假设这个速率持续到今天，并且在这些合并过程中，伴星的一半质量被吸积到BCG上，那么我们发现这个速率可以解释通过模拟观察和预测的BCG的恒星质量的增长。因此，大合并似乎在这些非凡星系中恒星质量的积累中发挥着重要作用，甚至可能是主导作用。
2013-05-04 astro-ph.CO
The role of dry mergers for the formation and evolution of brightest cluster galaxies
利用再模拟技术，我们进行高分辨率的宇宙学模拟干合并在一个巨大的星系团中确定的千年运行。我们的初始条件包括很好地解决了复合星系模型组成的暗物质晕和恒星凸起，用于取代最大规模的集群祖晕在红移z=3。通过构造，我们的星系模型最初服从恒星质量-尺寸关系。我们证明，最亮的星系团（BCG）的演变远离科尔门迪关系所定义的较小质量的星系（即，关系弯曲）。由于BCG经历了相对大量的合并，它的总质光比明显高于典型的椭圆星系。我们还表明，暗物质和恒星之间的混合过程导致一个小的，但数值上强大的倾斜在基本平面和BCG位于倾斜的平面上。我们的模型是一致的，观察到的陡峭的对数质量光梯度作为恒星质量的函数。令人惊讶的是，我们发现只有试探性的弱失真的Faber-Jackson关系，取决于孔径的大小，不像预期的基础上孤立的合并模拟研究。这可能是由于星系轨道分布的差异，这是在我们的方法直接由宇宙学背景下，而它必须假设在孤立的合并模拟，以及BCG位于集群势阱深处的事实。
2009-02-02 astro-ph.CO
Growth of brightest cluster galaxies via mergers since z = 1
星系团内部的等级组装与Brilliant Cluster Galvanism（BCGs）的演化直接相关，BCGs主导着丰富星系团中心的恒星光。本文利用HST成像数据研究了红移范围0.8 < z < 1.4的14个X射线选择星系团中BCGs的合并数。我们发现，在我们的样本中，星系团之间的BCGs的伴星系数量存在显着差异，这表明在相似质量的星系团中，BCGs可以有非常不同的合并历史。在BCGs周围50 kpc的半径范围内，我们发现平均有6.45个\pm 1.15质量比（伴星：BCG）在1：1和1：20之间的伴星星系。坠落的伴星在大合并（1：1 - 1：2）和小合并（1：3 - 1：20）之间显示出50/50的分裂。当与使用较低红移星系团的类似工作相比时，这些结果表明，在过去，主要和次要合并都更常见。由于合并到BCG的动力学时间尺度是相对较短的回望时间到z ~ 1相比，我们的结果表明，BCG恒星质量可能会增加多达1.8倍，因为z = 1。然而，如果从附近同伴剥离的物质最终在漫射的团内光中，BCGs的生长速率将大大降低。
2013-07-05 astro-ph.CO
Major Cluster Mergers and the Location of the Brightest Cluster Galaxy
使用大N体宇宙学模拟并结合星系形成的亚网格处理，我们研究了LCDM宇宙中共动体积（100 Mpc）^[3]中星系和星系团群的形成和演化。在z = 0时，我们的计算体积包含1788个质量M_cl > 1.1x10^12 Msun的星系团，其中包括18个质量M_cl > 10^14 Msun的大质量星系团。它还包含1088797个质量M_gal > 2x10^9 Msun，光度L > 9.5x10^5 Lsun的星系。对于每个星团，我们确定了最亮的星团星系（BCG）。然后，我们计算了BCG不是投影中最接近星系团中心的星系团的分数f_BNC，以及Dv/s的比值，其中Dv是BCG和整个星系团之间的径向速度差，s是星系团的径向速度色散。f_BNC从低质量星系团（M_cl ~ 10^12 Msun）的0.05增加到高质量星系团（M_cl > 10^14 Msun）的0.5，与星系团红移无关。Dv/s的值在0到1.8之间变化。这些结果与先前的观测研究一致，并表明中心星系范式，即BCG应该在星系团的中心休息，通常是有效的，但例外情况太常见而不能忽视。对模拟中18个最大集群的合并树分析显示，其中16个集群在过去经历过重大合并。这些合并使每个集群处于非平衡态，但最终集群会进入平衡状态，除非它被另一个重大合并所干扰。我们发现的证据表明，这些合并是负责偏心的位置和特殊的速度的一些BCGs。因此，我们的研究…
2014-03-12 astro-ph.CO
A Novel Approach to Constrain the Mass Ratio of Minor Mergers in Elliptical Galaxies: Application to NGC 4889, the Brightest Cluster Galaxy in Coma
小合并被认为是大质量椭圆星系的形成和结构演化的重要因素。在这项工作中，我们报告发现了一个系统的四个壳功能的后发座星系团的最明亮的成员之一，NGC 4889，使用哈勃太空望远镜和斯隆数字巡天的光学图像。这些壳层与主星系的主轴对齐，很可能是由一个小卫星星系的吸积形成的。我们对NGC 4889及其附近许多重叠的邻近星系进行了详细的二维光度分解。这个全面的模型不仅使我们能够牢固地检测到低表面亮度的外壳，而且至关重要的是，还可以准确地测量它们的亮度和颜色。壳层比主星系中相同半径的底层恒星更蓝。我们利用壳层的颜色和后发座星系团的颜色-星等关系来推断其前身星系的光度（或质量）。NGC 4889中的壳层似乎是由一个中等光度（M_I~-18.7等）盘状星系（S0或螺旋星系）的微小合并产生的，其光度（质量）比为90：1。在这项工作中提出的新方法可以用来解码化石记录印在光度子结构的其他附近的早期型星系。
2013-05-22 astro-ph.CO
Merging or division. I. Dependencies between the magnitude gap of groups and the morphology of two brightest galaxies
在本研究中，第一和第二排名集团星系的形态类型的依赖性的星等差距进行了研究。结果表明，在具有较大星等差的第一和第二星系群中，椭圆星系的相对数量没有增加（与预期相比，假设这些星系的形态类型不依赖于星等差）。这一结果与合并假说相矛盾。Ambartsumian提出的假设与这一结果并不矛盾。
2017-11-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
IllustrisTNG Snapshots for 10 Gyr of Dynamical Evolution of Brightest Cluster Galaxies and Their Host Clusters
基于IllustrisTNG-300模拟，我们在$z < 2$上探索了大质量星系团及其最亮星系团（BCGs）动力学性质的红移演化。我们选择了270个在$z = 0$有$M_{200} < 10^{14}~{\rm M}_{\odot}$的大规模集群，并基于合并树追踪它们的祖先。从67个覆盖$z < 2$的红移快照中，我们计算了三维晕下速度色散作为星系团速度色散（$σ_{\rm cl}$）。我们还计算了BCGs（$σ_{\rm *,~BCG}$）的三维恒星速度色散。$σ_{\rm cl}$和$σ_{\rm *,~BCG}$都随着宇宙年龄的增长而增加。BCG速度离散度比团速度离散度增长得慢。此外，BCG速度色散的红移演化在某些红移处显示出戏剧性的变化，这是由于与邻近星系的动力学相互作用（主要合并）。我们发现，$σ_{\rm *,~BCG}$与$σ_{\rm cl}$在$z > 1$，提供了一个有趣的观察测试。模拟的$σ_{\rm cl}$和$σ_{\rm *,~BCG}$的红移演化与观测到的$z < 0.3$的团簇样品基本一致，但有较大的散射。未来的大型光谱调查达到高红移将测试的影响，模拟的质量演化的集群和他们的BCGs。
2022-09-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Missing black holes in brightest cluster galaxies as evidence for the occurrence of superkicks in nature
我们研究了超反冲对宇宙中最亮星系团中超大质量黑洞的影响。有强有力的观测证据表明，BCGs在后期显著增长（从z=1开始，质量增加到2-4倍），主要是通过与星系团中的卫星星系合并，并且它们被认为是有史以来观测到的最大质量的SMBH。预计这些SMBH也将分层增长，与合并卫星带来的其他SMBH进行一系列合并。由于非对称引力波发射带走了净线性动量，剩余的SMBH经历了相反方向的反冲。反冲可能高达~5000 Km/s（“超级反冲”），将SMBH推出星团外围，其时间相当于星系演化的时间尺度。我们预测，在一些合理的假设下，超级反冲可以有效地从BCGs中喷出SMBH，使它们在本地宇宙中的占据比例降低到0.9<f<0.99的可能范围。未来像ELT和TMT这样的30米级望远镜将能够测量z=0.2的数百个BCG中的SMBH，测试自然界中超级反冲的发生和SMBH合并的强引力状态。
2014-10-01 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
The Three Hundred project: Radio luminosity evolution from merger-induced shock fronts in simulated galaxy clusters
本研究基于The Three Hundred项目模拟星系团并合，发现射电遗迹光度光变曲线呈偏态高斯分布，峰值射电光度与星系团质量显著正相关，证明星系团质量是射电中位光度的主要驱动因素。
2024-09-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmo-Paleontology: Statistics of Fossil Groups in a Gravity-Only Simulation
我们提出了一个详细的研究化石组候选人确定的“最后的旅程”，一个重力宇宙学模拟覆盖的$(3.4\, h^{-1}\mathrm{Gpc})^3$体积与粒子质量分辨率为$m_p \approx 2.7 \times 10^9\, h^{-1}\mathrm{M}_\odot$。该模拟使我们能够同时捕获大量群体规模的光环并解析其内部结构。从历史上看，化石群的特征是X射线亮度高，最亮和第二亮的星系之间有很大的光度差距。为了确定候选晕宿主化石群，我们使用晕合并树信息引入两个参数：发光合并质量阈值（$M_\mathrm{LM}$）和最后一个发光合并红移截止值（$z_\mathrm{LLM}$）。最后的参数选择是由观测数据提供的，并允许我们从模拟中识别一个合理的化石组样本。候选晕的特点是减少子结构，因此不太可能主办明亮的星系以外的最明亮的中央星系。我们对这个样本进行了详细的研究，包括晕属性和聚类分析。我们发现，我们简单的假设导致化石组候选人形成早期，具有更高的浓度，并且与相同质量范围内的其他晕相比更轻松。
2022-05-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Witnessing the Formation of a Brightest Cluster Galaxy in a Nearby X-ray Cluster
星系团中的中央主导星系构成了宇宙中最大质量和最明亮的星系。尽管如此，这些最亮的星系团（BCGs）的形成及其对周围星系团环境的影响仍然知之甚少。在这里，我们提出了多波长观测附近的穷人X射线集群MZ 10451，在这两个过程中可以研究前所未有的细节。钱德拉对星系团核心的团内介质（ICM）的观测表明，该系统保留了一个冷的核心和一个中心金属过剩。这表明，任何合并引起的ICM加热和混合在这一阶段保持适度。潮汐剥离的恒星周围看到的任何星系可能代表一个新兴的集群内的光组件，中央ICM丰度的增强可能有显着的贡献，从原位富集提供这些恒星。较小的合并星系显示出保留了热气晕的证据，以及一些模糊的恒星形成的初步证据，这表明并非所有低红移的BCG主要合并都是完全无耗散的。这两个星系都稍微偏离了ICM发射的峰值，所有三个星系都位于一个大致与ICM大尺度伸长一致的轴上。我们的数据是一致的图片中，中央BCGs建立的合并靠近集群的核心，由星系落在径向轨道上与宇宙细丝喂养集群对齐。
2010-05-19 astro-ph.CO
The HectoMAP Cluster Survey: Spectroscopically Identified Clusters and their Brightest Cluster Galaxies (BCGs)
我们应用朋友的朋友（FoF）算法来识别星系团，我们使用的目录来探索BCGs和他们的主机集群之间的进化协同作用。我们的星系团目录的基础上密集的HectoMAP红移调查（2000年红移度$^{-2}$）。HectoMAP FoF目录包括346个具有10个或更多光谱成员的簇。我们列出了这些星系团及其成员（5992个具有光谱红移的星系）。我们还包括中心速度分散（$σ_{*, BCG}$）为所有的FoF集群BCGs，HectoMAP FoF目录的一个显着特点。在Subaru/Hyper Suprime-Cam图像中，具有较高星系数密度（80个系统）的HectoMAP星系团都是具有强浓度和突出BCG的真正星系团。相空间图显示了沿视线的预期伸长。低密度系统包括一些假阳性。我们建立了BCGs和他们的主机集群之间的连接，通过证明$σ_{*,BCG}/σ_{cl}$作为集群速度色散（$σ_{cl}$）的函数减少，相比之下，数值模拟预测一个常数$σ_{*, BCG}/σ_{cl}$。在两个不同的红移的集群表明，BCG在大规模系统的发展缓慢的红移范围$z < 0.4$。这些数据强烈表明，轻微的合并可能发挥重要作用，BCG的演变在这些集群（$σ_{cl} \gtrsim 300$公里的$^{-1}$）。对于较低质量的系统（$σ_{cl} < 300$ km s $^{-1}$），数据表明，主要合并可能发挥重…
2021-06-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Manufacturing cosmic rays in the evolving dynamical states of galaxy clusters
星系团被认为是宇宙射线（CR）的储存库，这是从理论计算或对CR衍生观测值的探测中推断出来的。星系团中的CR加速主要归因于产生激波的动力学活动。集群中的冲击来自于合并或增生，但哪一个在产生CR方面更有效？在哪个动力学阶段？为什么呢？为此，我们研究的生产或注入的CR通过冲击和它的演化在星系团使用宇宙学模拟与{ \sc enzo}代码。粒子加速模型主要考虑热粒子的扩散冲击加速（DSA），但我们也报告了一个初步的研究与预先存在的CR。定义适当的动力学状态使用维里化的概念，我们研究了合并和非合并集群的样本。我们报告说，合并冲击（与马赫数$\mathcal{M}\sim2-5$）是最有效的CR生产者，而高马赫外围冲击（即$\mathcal{M}>5$）主要负责CR注入集群中的最亮相。集群一旦合并，永久偏离CR和X射线质量缩放的非合并系统，使我们能够使用它作为一种工具，以确定合并的状态。通过时间和空间演化研究，我们发现集群合并动力学和CR注入之间有很强的相关性。我们观察到X射线和CR注入的最亮相分别出现在每次合并后的1.0和1.5 Gyr附近，CR注入峰值在团簇维里半径（即$r_{200}$）附近。延迟CR注入峰在这项研究中发现值得进一步研究的可能影响CR派生观测量的演化从星系团。
2019-06-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evolution in the structural properties of early-type Brightest Cluster Galaxies at small lookback time and dependence on the environment
目前，SDSS早型BCGs比类似L的早型星系具有更大的Re，无论这些其他物体是否在现场，或者是星团中的卫星（BCGs的Re ~ L）。在固定的M* 和形成时间，BCGs在较低的z是较大的，并具有较小的速度分散，即Re的增加和sigma随着年龄的下降。结果，在z~0.25处，对应于3阶Gyrs的回望时间，对于最亮的BCGs，BCGs比它们的较低z对应物小多达70%：Re演化为（1+z）^{0.85（Mr+21）}。在大部分早期型粒子群中也可以看到类似但较弱的演化：在Mr<-22时，Re演化为（1+z）^{0.7（Mr+21）}，而在Mr>-22时，演化约为（1+z）^{-0.7}，与Mr无关。σ-L相关性也演化为：（1+z）^{-0.2（Mr+21）}在Mr < -22（对于BCGs）和（1+z）^{0.2}对于暗星系。Re和sigma-M* 相关性产生一致的结果。如果早期类型的BCGs是从许多枯燥的小合并而不是几个大合并中成长起来的，那么这些趋势就很容易理解。只有在这样的情况下，BCGs才可能是z~2处超致密星系的后代;主要的干合并（它会使星系的大小与质量成比例地增加）不能使这些星系在z~0处符合BCGRe-M * 关系。我们还比较了我们的早期型BCGs的年龄和大小与卫星。在相同的红移下，BCGs比类似L或M* 的卫星大。虽然两颗卫星和BCGs都有相同的弱年龄-L或年龄-M * 关…
2009-02-09 astro-ph.CO
Strong Lensing Model of SPT-CLJ0356-5337, a Major Merger Candidate at Redshift 1.0359
我们提出了一个分析的质量分布推断从强透镜的SPT-CL J 0356 -5337，一个星系团的红移z = 1.0359揭示在后续的SPT-SZ集群。该星系团的爱因斯坦半径为Erad=14（z = 3），质量在500 kpc以内，M_500kpc = 4.0+-0.8x10^14Msol.我们对三个多重成像系统（z = 2.363，z = 2.364和z = 3.048）的光谱识别，结合HST F606 W波段成像，使我们能够为这个集群建立一个强大的透镜模型，在多个图像的预测和测量位置之间的rms <0.3“。我们的模型揭示了一个两个组件的质量分布在集群。一个质量分量由最亮的星系团星系主导，另一个分量相隔约170 kpc，包含一组8个红色椭圆星系，它们被限制在直径约9“（约70 kpc）的圆内。我们估计这两种组分之间的质量比在1：1.25和1：1.58之间。此外，光谱数据显示，这两个质量几乎相等的核心在两个分量之间只有300 km/s的微小速度差。这种微小的径向速度差异表明，大部分相对速度发生在天空平面内，SPT-CL J 0356 -5337是一个正面看碰撞参量较小的主要合并事件。我们还评估了星系尺度晕对星系团核心总质量的相对贡献，发现在距最亮星系团800 kpc以内，总质量的73%可以归因于与星系相关的可见物质和暗物质，而核心的总质量中只有73%来自星系团尺度的暗物质晕。
2019-10-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the Stochastic Gravitational Wave Background from Binary Black Hole Mergers Dynamically Assembled in Dense Star Clusters
本研究利用先进数值模型计算致密星团中动力学组装的双黑洞并合产生的随机引力波背景，发现星团诞生特性影响其幅度与频谱，未来探测器有望探测到该背景，且引力波数据可约束星团诞生特性。
2024-01-09 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Cosmic dance in the Shapley Concentration Core II. The uGMRT-MeerKAT view of filaments in the brightest cluster galaxies and tailed radio galaxies in the A3528 cluster complex
本文利用 uGMRT 和 MeerKAT 射电观测结合 eROSITA X 射线数据，研究沙普利超星系团核心 A3528 复合体，发现最亮团星系周围存在谱指数极陡的弥散射电纤维，并提出小型并合可重新加速射电星系等离子体。
2024-08-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
A study of the hydrostatic mass bias dependence and evolution within The Three Hundred clusters
我们使用了一组大约300个模拟集群从三百工程计算它们的流体静力学质量和评估相关的偏差，通过比较它们与真实的集群质量。在红移范围从0.07到1.3，我们研究了流体静力学偏差的红移，浓度，质量增长，动力学状态，质量和晕形状的依赖。我们发现几乎没有相关性之间的偏见和任何这些参数。然而，有一个明确的证据表明，分散的质量偏差分布是更大的低浓度的对象，高质量的增长，更一般的扰动系统。此外，我们仔细研究了在整个重大合并事件的12个集群的偏差的演变。我们发现，流体静力学质量的偏见遵循一个特定的演变轨迹沿合并过程：在合并开始时记录的偏见的初始显着增加，一个恒定的高原，直到合并结束时，当有一个显着的减少之前，集群最终再次成为放松的偏见。这种大的偏差的变化是在协议的动态扰动集群的流体静力学偏差的大分散。在宇宙学研究中应该避免这些物体，因为它们的精确弛豫相很难预测，因此它们的质量偏差不能被简单地解释。
2022-11-16 astro-ph.CO
The Fundamental Plane of Galaxy Group Mergers
我们提出了一系列的数百个星系团合并的无碰撞模拟。这些模拟旨在测试椭圆星系的属性-包括关键的基本平面尺度关系，形态和运动学-是否可以通过星系群中的干多合并同时再现。初步结果显示，星系群合并可以产生椭圆形的残余物，即使没有来自星暴的中心耗散成分。这意味着，星系群中的多次合并是形成椭圆星系的另一种途径，而椭圆星系很可能是发光椭圆星系的主要来源。
2012-09-07 astro-ph.CO
LoCuSS: the connection between brightest cluster galaxy activity, gas cooling and dynamical disturbance of X-ray cluster cores
我们研究了从本地星团子结构巡天（LoCuSS）中选取的65个X射线星团的星团X射线质心和最亮星团星系（BCG）之间的投影偏移分布，其中值红移为z=0.23。我们发现X射线/BCG投影偏移量和在0.04r500（α）的集群气体密度分布的对数斜率之间存在明显的相关性，这意味着更多的动态扰动集群具有较弱的冷核心。此外，BCG的活动性（H_α和射电辐射）与X射线/BCG偏移量之间存在着密切的对应关系，线发射星系都位于X射线/BCG偏移量<~15 kpc的星系团中。在α < -0.85和偏移< 0.02r500的BCGs中，96%（23/24）具有光学发射，88%（21/24）具有放射活性，而没有一个具有超出这些标准的光学发射。我们还研究了r500内的团簇气体分数（fgas），并发现与X射线/BCG投影偏移量的显着相关性。“小偏移量”星系团（<0.02 r500）的平均fgas为0.106+/-0.005（sigma=0.03），而偏移量> 0.02 r500的星系团为0.145+/-0.009（sigma=0.04），这表明在具有较大X射线/BCG偏移量的星系团中，总质量可能被系统性地低估。我们的研究结果意味着冷芯强度和集群动力学状态之间的联系一致的观点，集群合并可以显着扰动冷芯，并设置新的约束模型的集群内介质的演变。
2009-06-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Avoiding progenitor bias: The structural and mass evolution of Brightest Group and Cluster Galaxies in Hierarchical models since z~1
大质量星系的质量和结构演化是星系形成研究的热点之一。这是因为它可能揭示了仍然有争议的进化过程中的宝贵见解，控制的生长和组装的球体。然而，模型和观测之间的直接比较通常被所谓的“祖先偏差”所阻止，即，新的星系进入观测选择在以后的时代，从而逃避了一个精确的研究如何预先存在的星系实际上演变的大小。为了限制这种影响，我们在这里收集高红移最亮的星系团和星系团的数据，发展他们的（平均）主机晕质量下降到z=0沿着他们的主要祖先，并指定为他们的“后代”本地SDSS中央星系匹配主机晕质量。从表面上看，高红移和本地数据之间的比较表明，恒星质量从z~1开始明显增加了2倍，平均有效半径增加了2.5倍。然后，我们比较推断的恒星质量和大小的增长与层次模型预测的中央星系，选择在高红移密切匹配的光环和恒星质量箱的数据。只有以非常有限的卫星恒星剥离和抛物线轨道为特征的分级模型才能够广泛地再现自z ~1以来在星系团中观察到的恒星质量和大小增加了~2-4倍。自z~1以来的预测平均（主要）合并率与最新的观测估计吻合得很好。
2015-02-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
An ALMA Spectroscopic Survey of the Brightest Submillimeter Galaxies in the SCUBA-2-COSMOS field (AS2COSPEC): Survey Description and First Results
我们介绍了ALMA波段3光谱调查，针对最亮的亚毫米星系（SMG）在COSMOS领域。在这里，我们提出了第一个结果的基础上，有870 $μ$ m通量密度的$S_{870}=12.4-19.3$ mJy的18个主要的SMG，并从260 ALMA检测SMG从AS 2COSMOS调查的父样本。我们在17中检测到发射线，并确定它们的红移在$z=2-5$的范围内，中值为${3.3\pm0.3}$。我们证实了具有较亮的$S_{870}$的SMG位于较高的红移。数据还包括五个较暗的同伴SMG，我们获得线检测在一个。与以前的研究一起，我们的研究结果表明，对于SMG，满足我们的选择，他们最亮的同伴SMG物理上与他们相应的主SMG在$\ge40$ %的时间，这表明合并在触发恒星形成中发挥了作用。通过模拟前景引力场，可以用放大率$μ>2$对主要SMG的$<10$ %进行强透镜化。我们确定，约90%的主要SMG的线，更好地描述了双高斯分布，和两个高斯峰的中位数分离为430 $\pm$ 40 km s $^{-1}$。这使得平均重子质量的估计，这与线色散测量一起把我们的主要SMG上的类似的质量- $σ$相关发现当地早型星系。最后，我们发现$z>4$的原生SMG的数密度为$1^{+0.9}_{-0.6}\times10^6$ cMpc $^{-3}$，这表明它们可能是$z\sim3-4$的大质量静止星系的祖先。
2022-03-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing the key role of the stellar mass-halo mass relation in galaxy merger rates and morphologies via DECODE, a novel Discrete statistical sEmi-empiriCal mODEl
合并和恒星形成在调节星系生长中的相对作用仍然是一个激烈争论的问题。在这里，我们提出了我们的DECODE，一个新的离散统计sweet-empiriCal的mODEl专门设计用于快速，有效地预测，在一个完整的宇宙学背景下，星系组装和合并的历史，任何给定的输入恒星质量晕质量（SMHM）的关系。DECODE根据精确的暗晕质量和所有暗晕（包括其他暗晕中的暗晕）的落入红移概率函数（因此是统计的）生成逐对象的暗物质合并树（因此是离散的），对质量或体积几乎没有分辨率限制。合并树，然后转换成星系组装的历史，通过输入，红移依赖SMHM关系，这是高度敏感的星系恒星质量函数的重要系统学和它的演化与宇宙时间。DECODE可以准确地再现流体动力学模拟和半解析模型的预测平均星系合并率和组装历史，当采用它们的SMHM关系的输入。在目前的工作中，我们使用DECODE证明，只有SMHM的关系暗示的恒星质量函数的特点是大丰度的大质量星系和显着的红移演化，至少在$M_\star \gtrsim 10^{11} \, M_\odot$，可以同时再现本地丰度的卫星星系，星系（主要合并）对以来$z \sim 3$，和增长的Brilliant星系团Galliant。同样的模型也可以重现椭圆星系的局部部分，假设这些是严格由主要合并形成的，但不是完整的膨胀盘比分布，这需要额外的过程。
2022-08-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Effect of Gas Fraction on the Morphology and Time-scales of Disc Galaxy Mergers
富含气体的星系合并比气体较少的合并更容易通过它们的扰动形态来识别。由于星系合并的典型气体分数预计将增加红移，低气体分数合并的计数可能会偏离星系合并率的演变形态估计。为了了解这种偏差的大小，我们探索了气体分数对一系列模拟盘星系合并形态的影响。由此产生的g波段图像，我们确定如何识别主要和次要星系合并通过密切的投影对和定量形态（基尼系数G，最亮的20%的光M20的二阶矩，和不对称性A）的时间尺度取决于重子气体分数f（气体）。在所有质量比的高气体分数合并中，强不对称性持续的时间要长得多，时间尺度从f（气体）~ 20%的>= 3亿年到f（气体）~ 50%的>= 1亿年不等。因此，在部分非对称星系中观察到的强烈的红移演化可能反映了星系气体性质的演化，而不是整体星系合并率。另一方面，通过G-M20识别星系合并的时间尺度与气体分数（~ 2亿-4亿年）的依赖性很弱，这与G-M20合并观察到的弱演化一致。
2009-12-08 astro-ph.CO
In the Wake of Dark Giants: New Signatures of Dark Matter Self Interactions in Equal Mass Mergers of Galaxy Clusters
合并的星系团被吹捧为限制自相互作用的暗物质的最佳探测器之一，但几乎没有模拟支持这一说法。我们模拟等质量合并的10 $^{15}$ M $_\odot$晕，像埃尔戈多和香肠集群，与宇宙学动机的晕和合并参数，并与速度无关的暗物质自相互作用。虽然合并星系团的标准知识是自相互作用导致星系和暗物质分布之间的大分离，我们发现，最大的星系-暗物质偏移量的$\lesssim~20$ ~kpc形式的自相互作用截面为$σ_\text{SI}/m_χ$ = 1 cm $^2$ /g。这是一个数量级小于所观察到的相等质量和接近相等质量的合并测量，并可能是更小的低质量系统。虽然竞争性的横截面的限制，因此不太可能出现的偏移，我们发现其他签名的自我相互作用，这是更有前途的。有趣的是，我们发现，在暗物质晕合并后，无碰撞星系（特别是Brilliant星团星系[BGC]）在100 kpc的稳定轨道上围绕合并残余物的中心振荡至少几个Gyr，$σ_\text{SI}/m_χ= 1$ ~cm $^2$ /g，在星系团松弛后很久。如果在增加气体物理、子结构、合并质量比（例如，10：1像子弹星系团），和复杂的宇宙学合并历史，观测到的BCG偏移可能限制$σ_\text{SI}/m_χ\lesssim$ 0.1 cm $^2$ /g--最严格的限制。
2016-08-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Merger-induced disturbance and temporal signatures in galaxy clusters: a combined phase space and photometric analysis
Brown University（布朗大学）
本文提出了一种结合相空间和光度分析的方法，用于量化星系团中的合并扰动，并通过X射线观测和蓝星系分数验证其有效性。
2026-01-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Fountains and storms: The role of AGN and mergers in disrupting the cool-core in the RomulusC simulation
团内介质（ICM）是一个多相环境，受活动星系核（AGN）、星系在其中的运动以及与其他星系团的合并等动态调节。活动星系核作为一个中心热源是防止冷却流失控的关键，但在宇宙学背景下，它们在加热核心方面的作用仍然知之甚少。活动星系核的活动与恒星的形成密切相关，特别是在布里渊星系团（BCG）中，可能是因为两者都依赖于冷相气体。因此，一个自洽的活动星系核和星系团中恒星形成的模型需要宇宙学背景、更高的分辨率和仔细的冷却和加热平衡模型。在本文中，我们使用高分辨率的流体动力学宇宙学模拟的RomulusC星系团的活动星系核和一个主要的，迎面合并在塑造集群核心的作用进行了详细的研究。RomulusC模拟的前所未有的分辨率捕获了ICM的多相结构。通过非常小规模的热注入，湍流扩散和混合的改进建模以及模拟的粒子性质，使我们能够仔细分离不同的加热通道。我们发现活动星系核的活动，而有效地调节恒星的形成，是无法摧毁的CC。相反，这一过程是由正面的，1：8的质量比合并促进。合并产生的散装和湍流运动，这反过来又混合高熵气体所产生的活动星系核和合并驱动的冲击，湍流耗散和晃动的ICM下降的子结构。虽然中心冷却时间仍然比哈勃时间短，但由于在较大半径处的降水率降低，恢复CC变得更加困难，强调AGN-ICM连接确实是一个多尺度问题。
2021-04-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The evolution of Brightest Cluster Galaxies in a hierarchical universe
研究了布里渊星系团星系（BCGs）从红移z~1.6到z~0的演化.我们使用Croton等人（2006）的半解析模型，并基于Maraston（2005）的恒星星族和一个新的尘埃消光公式建立了一个新的分光光度模型。我们将K波段光度演化和J-K，V-I和I-K颜色演化的模型预测与一系列数据集进行了比较，包括Collins等人（Nature，2009），他们认为基于Millennium模拟的半解析模型不能再现z>1时BCGs的红色和高光度。相反，我们表明，该模型是在所观察到的光度范围内，并正确地再现了在整个红移范围内的BCGs的颜色演化z~1.6。我们认为，半解析模型的成功在很大程度上是由于一个更复杂的分光光度模型的实施。对模型BCGs的分析表明，自z~1以来，质量增加了~2倍，恒星形成活动下降到低红移。虽然关于BCGs的共识是，他们是被动的演变，我们认为，这一结论是受恒星形成历史和恒星星族模型SED拟合中使用的退化，和无效的玩具模型的被动演化捕捉真实星系的复杂性，特别是那些丰富的合并历史，如BCGs。根据这一论点，我们还表明，在半解析模型的BCG显示了一个现实的混合恒星星族，这些恒星星族大多是老的。此外，模型BCGs的年龄-红移关系遵循宇宙的关系，这意味着考虑到它们的合并历史和恒星形成历史，BCGs的年龄总是由它们的恒星星族的年龄决定。在LambdaCDM宇宙中，我们将这种进化定义为“层…
2012-09-10 astro-ph.CO
Dynamical Evolution and Merger Time-scales of LISA Massive Black Hole Binaries in Disk Galaxy Mergers
激光干涉仪空间天线（LISA）将探测质量低于$10^7$ ~M $_{\odot}$的超大质量黑洞合并产生的引力波信号。因此，了解这些相对较轻的中心黑洞的轨道动力学是至关重要的，这些黑洞通常位于盘状星系中，以便对合并率进行可靠的预测。为此，现实的模拟探测BH动力学不等质量盘星系合并，进入和超越二进制硬化阶段，进行光滑粒子流体动力学和直接$N$体代码相结合。星系的结构特性和轨道的选择是一致的星系形成模拟的结果。恒星和暗物质的分布是三轴的，直到合并残余物的中心100 pc。在所有情况下，BH双星的形成和硬化时间尺度最多为1亿年，在另一个几百万年的时间尺度上合并，这取决于特征密度和轨道偏心率。总的来说，在两个星系合并完成后，BH双星的下沉不超过$\sim$ 0.5~Gyr，但对于非常倾斜的轨道来说可能会快得多。通过与以往在$z \sim 3$对大质量早型星系BH衰变过程的数值模拟结果的比较，我们证实了尽管宿主星系的结构多样性不同，但特征密度是决定BH合并时间尺度的最关键的参数。我们的研究结果奠定了强大的预测LISA事件发生率的合并BH的情况下的基础。
2018-07-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Fossil groups origins II. Unveiling the formation of the brightest group galaxies through their scaling relations
化石星系是由一个相对孤立的明亮椭圆星系主导的星系协会，被一群缺乏L* 天体的较小星系包围。我们分析了近红外光度和结构特性的一个样本的20 BGG存在于FGs，以更好地了解其形成机制。使用GASP 2D算法将它们的表面亮度分布拟合到Sersic轮廓。首次导出了这些星系的标度关系，并与非化石星系中的正常椭圆星系和最亮星系团的标度关系进行了比较。本研究中提出的BGG代表了宇宙中最大质量星系的一个子集。我们发现它们的椭圆率分布随银河中心半径的增加而不断增加。我们的化石BCGs密切遵循正常的椭圆形所描述的基本面。然而，它们偏离了中等质量椭圆星系描述的log σ_0与log L_{ K_{s} }和log r_{\rm e}与log L_{ K_{s} }的关系。这发生在这个意义上，我们的BGG有更大的有效半径和更小的速度色散比这些关系所预测的。我们还发现，更多的椭圆星系系统地偏离以前的关系，而更圆的对象不。没有发现类似的相关性与Sersic指数。导出的比例关系可以解释的BGG的形成方案。由于我们的BGG遵循基本面倾斜，但它们的有效半径比中等质量椭圆星系的预期要大，我们认为它们只在演化的早期阶段经历了耗散合并，然后通过随后的干合并组装了大部分质量，这与以前的说法相反，即FG中的BGG主要是由富含气体的星系合并而形成的。
2011-10-03 astro-ph.CO
The peculiar cluster MACS J0417.5-1154 in the C and X-bands
我们目前的5.5和9.0 GHz的澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）的集群MACSJ0417.5-1154，最大的星系团和最明亮的X射线在大规模集群调查（MACS）的观测之一。我们估计漫发射在5.5和9.0 GHz的ATCA观测，并比较结果与235 MHz和610 MHz的GMRT观测和1575 MHz的VLA观测。我们还估计在低频率的漫发射从现有的GLEAM调查数据（使用MWA望远镜），并发现，在早期的研究中报告的陡峭可能是一个假象的低频率的漫发射低估。因此，星系团合并的高频射电观测为低频观测提供了重要的补充，不仅可以探测合并中射电晕的“开”和“关”状态，而且可以限制星系团合并的能量。我们评论未来的方向，进一步研究这一集群可以采取。
2018-05-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Using Neural Networks to Automate the Identification of Brightest Cluster Galaxies in Large Surveys
提出一种基于多波段测光图像的神经网络方法，用于自动化识别大型巡天中的最亮团星系，在模拟和真实数据上均取得高精度，有效加速了BCG的识别过程。
2025-01-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Effect of Mass Ratio on the Morphology and Time-scales of Disc Galaxy Mergers
大多数星系合并预计是小合并。小合并的观测特征还没有得到很好的理解，因此存在的小合并率的限制。本文旨在解决这个差距，在我们的理解，确定是否以及何时未成年人合并表现出干扰形态，以及它们如何不同于形态的主要合并。我们模拟了一系列不等质量中等气体分数盘星系合并。由此产生的g波段图像，我们确定如何识别星系合并通过投影分离和定量形态（基尼系数G，不对称A，和最亮的20%的光M20的二阶矩）的时间尺度取决于合并质量比，相对取向和轨道参数。我们发现G-M 20对9：1重子质量比合并和1：1重子质量比合并一样敏感，可观测时间尺度约为0.2-0.4 Gyr。相比之下，不对称发现的合并重子质量比在4：1和1：1之间（假设局部盘星系气体分数）。中等气体分数主盘合并的不对称时间尺度为~ 0.2-0.4 Gyr，中等气体分数次盘合并的不对称时间尺度小于0.06 Gyr。相对方向和轨道对形态扰动的时间尺度影响不大。对近星系对的观测研究通常通过选择具有相似光度和/或恒星质量的配对星系来选择主要的合并。因此，发现星系合并的各种方法（G-M20，A，密偶）对不同质量比的星系合并敏感。通过比较由不同技术选择的合并频率，人们可以对大星系和小星系的合并率进行经验限制。
2009-12-08 astro-ph.CO
Evidence for Significant Growth in the Stellar Mass of Brightest Cluster Galaxies over the Past 10 Billion Years
使用新的和已发表的数据，我们构建了一个样本的160个最亮的星系团（BCGs）跨越红移区间0.03 < z < 1.63。我们使用这个样本，其中涵盖了70%的宇宙历史，以测量的BCGs的恒星质量的增长后，校正的BCG的恒星质量和质量的集群，它的生活之间的相关性。我们发现BCGs的恒星质量在z=0.9和z=0.2之间增加了1.8倍。与以前的工作相比，我们的结果更接近半解析模型的预测。然而，相对于z = 0.2的BCGs，z = 0.9的BCGs仍然比这些模型的预测大1.5倍。在z~1处的BCGs中的恒星形成率通常很低，导致大量的质量。相反，很可能大部分的质量积聚主要是通过干合并发生的，其中可能有一半的质量损失到集群的集群内介质中。
2012-08-25 astro-ph.CO
The hydrostatic mass bias in The Three Hundred clusters
流体静力平衡常用于观测中估计星系团的质量。我们利用三百计划中的一组近300个模拟星系团来估计星系团HE的质量和由此产生的偏差，并研究了偏差对红移范围从0.07到1.3的几个动力学状态指标的依赖性，发现它们之间没有依赖性。此外，我们专注于我们的注意力在合并阶段的HE偏差的演变，偏差甚至达到负值，由于高估的质量与HE。
2021-12-20 astro-ph.CO
A minor merger scenario for the ultraluminous X-ray source ESO 243-49 HLX-1
点状X射线源HLX-1是已知最亮的超亮X射线源，也可能是最强的中等质量黑洞候选者。HLX-1位于S 0星系ESO 243-49中，但相对于核心偏移，其光学对应物被识别为大质量星团。在本文中，我们研究，通过N体/光滑粒子流体动力学模拟，ESO 243-49正在经历（或刚刚经历）与富含气体的低质量晚型星系的小合并的情况。模拟结果表明，在ESO 243-49中观测到的恒星形成率（SFR）是相互作用的结果，并且伴星系已经经历了第二次近心点通过。我们认为HLX-1的对应物与次级星系的核心（可能与核星团）相吻合。我们估计，如果小合并假设是正确的，那么与HLX-1类似的X射线源的数密度约为10^-6 Mpc^-3。
2012-04-29 astro-ph.CO astro-ph.HE
Riding the wake of a merging galaxy cluster
使用WHT OASIS积分场单元观测，我们报告了从Abell 2146中最亮的星系团星系延伸到子星系团X射线冷核心的电离气体薄羽的发现，该子星系团X射线冷核心从BCG偏移约37 kpc。烟羽长度超过15千秒差距，宽度小于3千秒差距。这个羽流的独特之处在于它所在的星系团目前正在经历一次重大的星系团合并。最亮的星系团星系异常地位于X射线激波阵面的后面，并且在冲压压力剥离X射线冷核之后，观察到了最近对BCG破坏的证据。我们研究的气体和恒星的形态，气体运动学的BCG和它们的关系的X射线气体。我们建议，电离气体羽流和偏移X射线冷芯之间的因果关系提供了最简单的解释羽流的形成。BCG和另一个星系团之间的相互作用或合并可能是偏移的原因。
2011-11-02 astro-ph.CO
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
Internal dynamics of the galaxy cluster Abell 545
星系团中的弥散无线电发射，以及它们与星系团合并的联系，仍然是有争议的。我们试图探索射电晕团阿贝尔545的内部动力学。这个星团也很特别，因为在它的中心有一个非常明亮的，红色的，弥散的团内光，这是由于一个古老的，恒星星族，如此明亮以至于被命名为“星堆”。我们的分析是基于110个星系的红移数据。我们确定了95个集群成员，并结合星系的速度和位置分析集群内部动力学。我们还使用光度和X射线数据。我们估计了星系团的红移z=0.1580，速度色散为1200 km/s，ICM温度kT_X~8 keV。我们的光学和X射线分析检测子结构。光学数据揭示了三个主要的星系团（中心，北北西，东北），并可能在南部的第四个星系团。没有一个占优势的星系，四个最亮的星系避开了星系团的核心（距离星系团中心>~0.4h），距离星系团的平均速度>~1500 km/s。X射线表面亮度分布的分析为我们提供了一个扰动的动力学阶段的证据。位于恒星堆区域的是最明亮的星系团核心（CBCG）和一个非常紧凑的椭圆星系。我们表明，星堆有一个类似的红移的CBCG。星堆和CBCG都在星团静止框架中静止。Abell 545的新图像是一个质量很大的星团，M（R<1.6 h_70^-1 Mpc）=1.1-1.8x10^15 h_70^-1 Msun，非常复杂，沿两个方向合并。A545给出了另一个有利于星团合并和扩展的、弥散的射电辐射之间联系的证据。星堆…
2011-03-03 astro-ph.CO
X-ray/optical classification of cluster mergers and the evolution of the cluster merger fraction
我们提出了一个简单的，但强大的形态分类的统计完整的样本的108个最X射线发光的集群在0.15 < z < 0.7钱德拉观察的结果。我们的目标是：（a）确定最受干扰的大质量星系团作为引力透镜的研究遥远的宇宙和探针的粒子加速机制，导致非热无线电发射，（b）发现集群合并的子集群轨迹，使它们适合于集群碰撞的定量分析，和（c）约束与红移的集群合并分数的演变。最后，（d）本文是MACS样本中集群的第三次公开发布，在先前发布的46个集群的基础上增加了24个集群。为了根据松弛程度对星系团进行分类，我们使用最亮星系团星系从X射线发射峰值（或全局质心）的投影偏移量作为测量星系团内气体和暗物质之间分离的尺度。关于（a），我们确定了10个复杂系统，可能在最近的过去经历了多次合并事件。关于（b），我们确定了11个系统可能是碰撞后，二元，迎面合并（BHOM），以及另外6个合并可能是BHOM，但可能更难解释，因为不可忽略的碰撞参量和合并轴更接近我们的视线。关于（c），我们发现从z \sim 0.4开始的形态扰动团簇的分数随着红移而显著增加，尽管我们的样品在高红移时对非常扰动的系统存在检测偏差。一个更大的样本与高质量的X射线数据，特别是在高红移的集群将需要跟踪集群的生长和弛豫的演化历史更接近团簇形成的主要时代z \sim 1。
2011-11-10 astro-ph.CO
Interacting Kilonovae: Long-lasting Electromagnetic Counterparts to Binary Mergers in the Accretion Disks of Active Galactic Nuclei
本文研究了发生在活动星系核吸积盘的中子星-中子星（NS-NS）或中子星-黑洞（NS-BH）合并喷出物的动力学和电磁（EM）特征。我们发现，喷出物和盘气体之间的相互作用导致的动力学和辐射的重要影响。我们展示了喷出物动力学的五个阶段：重力减速，滑行，Sedov-Taylor减速，从磁盘表面突破后的重新加速，动量守恒雪犁阶段。同时，喷出物的辐射非常明亮，其典型的峰值亮度达到$10^{43}-10^{44}~\rm erg~s^{-1}$的几倍。由于大部分的辐射能量是从合并喷出物的动能转换而来的，我们称这种爆炸现象为相互作用千诺瓦（IKN）。应该强调的是，IKNe是非常有前途的，明亮的EM对应的NS NS/BH NS合并事件在活动星系核盘。明亮的峰值亮度和长的上升时间（即，紫外波段10到20天，光学波段30到50天，红外波段100到100天），使得大多数巡天望远镜有足够的时间来探测IKN。然而，IKN的峰值亮度，峰值时间和光变曲线的演化模式与星系核中的超亮超新星和潮汐破裂事件相似，因此很难区分它们。但它也表明IKNe可能存在于记录的活动星系核瞬变中。
2022-11-06 astro-ph.CO astro-ph.HE
A Pre-Merger Stage Galaxy Cluster: Abell 3733
星系团Abell 3733（A3733）是研究星系团合并动力学过程的一个非常合适的候选者。本研究显示了基于X射线和光学数据的A3733（z = 0.038）的结构分析结果。根据X射线光度图，A3733拥有两个在天空中相隔$\sim$ 0.25 Mpc的子结构，并且两个不同的团块位于东（A3733 E）和西（A3733 W）方向。这两个子结构都集中在两个不同的最亮的星系团（BCGs）上，两个BCGs的X射线和光学质心基本上彼此重合。子结构的团内介质（ICM）温度估计为2.79 keV的A3733 E和3.28 keV的A3733 W。发现这两个子结构都是由较热气体（kT $\sim $ 3.0-3.5 keV）包围的冷中心气体（kT $ \sim $ 1.5-2.5 keV）。此外，X射线浓度参数被发现是c $\sim $ 0.3的每个子结构。这些结果表明，两个子结构的冷中心的存在。光密度图显示了A3733 W附近拥挤的星系群。A3733的高或然率（% 88.2）动力学结合模型表明，各子结构核的三维分离度为0.27 Mpc，碰撞时间为0.14 Gyr，相对下落速度为1936 km/s $^{-1}$ .最后，本研究证明了A3733系统处于并购前状态的一些证据。
2019-03-29 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Where do Wet, Dry, and Mixed Galaxy Mergers Occur? A Study of the Environments of Close Galaxy Pairs in the DEEP2 Galaxy Redshift Survey
我们在DEEP 2星系红移巡天中使用密偶研究了0.75 < z < 1.2时的湿、干和混合星系合并的环境。我们发现，典型的环境的混合和干合并的候选人比湿合并，主要是由于颜色密度关系。虽然观察到星系伴侣率（Nc）随着密度增加而增加，但使用N体模拟，我们发现最终合并的对的比例随着局部密度而减少，主要是因为闯入者在密集环境中更常见。考虑到合并概率的对作为局部密度的函数后，我们发现只有边际环境依赖的湿合并率的红移范围内，我们已经探讨。另一方面，由于稠密环境中红星系数量的增加，分数干合并率随着局部密度的增加而迅速增加。我们还发现K+A星系的环境分布与湿合并和湿+混合合并的环境分布相似，这表明K+A星系与湿合并和/或湿+混合合并之间可能存在联系。我们得出结论，早在z ~ 1，高密度区是干合并发生的首选环境，而现今处于过密度环境中的红序星系从那时起平均经历了1.2 ± 0.3次干合并，占它们在过去80亿年中质量吸积的（38 ± 10）%.我们的研究结果表明，干合并是至关重要的大规模红星系在稠密的环境中，如星系团和星系团的Brilliant Cluster Galeries（BCGs）的质量组装。
2010-01-25 astro-ph.CO
Spatial kinematics of Brightest Cluster Galaxies and their close companions from Integral Field Unit spectroscopy
我们提出了积分场单位（IFU）光谱的四个最亮的星系团（BCGs）在z~0.1。其中三个BCG在20 kpc的投影半径内有近伴星，一个在该半径内没有伴星。我们计算出BCGs及其伴星的动力学质量为1.4x10^11<M_dyn（M_solar）<1.5x10^12。我们估计的概率，同伴的BCGs绑定使用所观察到的质量和速度偏移。我们发现，最低质量的同伴（1：4）是没有约束的，而两个几乎相等的质量（1：1.45和1：1.25）的同伴很可能合并与他们的主机BCGs在0.35 Gyr的主要，干合并。我们的结论是，一些BCG继续增长，即使在z~0的主要合并。我们用SAURON小组提出的λ_R参数分析了这些系统的恒星运动学。这为测量BCGs的恒星角动量提供了一种新的独特的方法，并与其他早型星系进行了直接比较。BCGs和它们的同伴有着与其他早期类型星系相似的椭圆率，但质量更大。我们发现并不是所有的大质量星系都具有低的λ_R_e。发现四个BCGs中的一个和两个大质量同伴是具有高角动量的快速旋转星系，从而为星系演化和星系团内光形成模型提供了新的测试。
2011-04-07 astro-ph.CO
Quantified HI Morphology IV: The Merger Fraction and Rate in WHISP
螺旋星系氢原子盘的形态是受到引力相互作用（如星系合并）扰动的第一个组成部分。我们使用一个简单的参数化的形态Westerbork HI螺旋项目（WHISP）的HI柱密度图，以选择那些可能正在经历一个显着的相互作用的星系。合并星系占据了由不对称性（A）、20%最亮像素对列密度图二阶矩的相对贡献（M20）和所有像素上二阶矩的分布（GM）定义的参数空间的特定部分。基于它们的HI形态，我们发现13%的WHISP星系处于相互作用（浓度-M20）中，只有7%的星系基于数据立方体中的密切同伴。这种明显的差异可以归因于可见度时间尺度的差异：合并在0.5 Gyr时可以被识别为近对，但在~1 Gyr时可以通过它们被干扰的HI形态来识别。用体积合并率表示，两个估计值非常吻合：配对和形态扰动的HI盘分别为7 x 10^-3和6.8 x 10^-3合并Gyr^-1 Mpc^-3。我们的合并分数的一致性，如斯隆数字巡天更大的调查公布，表明HI形态可以是一个非常可行的方式来确定合并在一个大型HI调查。卷合并率的相对高的值可能是选择或WHISP卷的偏差。计划中的MeerKAT、ASKAP和WSRT/APERTIF射电天文台提供的高分辨率HI数据的预期收益将揭示合并在局部宇宙中的重要性，并随着SKA的出现，揭示整个宇宙时代的重要性。
2011-04-17 astro-ph.CO
The Massive Star Clusters in the Dwarf Merger ESO 185-IG13: is the Red Excess Ubiquitous in Starbursts?
我们研究了明亮的蓝色致密星系ESO 185-IG 13的星暴性质。这个星系是由哈勃太空望远镜上的高分辨率相机拍摄的。从紫外线到红外线，数据揭示了一个由数百个年轻星团和精细结构组成的系统，如潮汐流和贝壳。众多星系团的存在和扰动的形态表明该星系参与了最近的合并事件。使用以前的模拟壳形成星系合并，我们限制潜在的祖先ESO 185-IG 13。星团人口的分析是用来调查本星爆的属性，并到目前为止的最后合并事件，产生了数百个集群的年龄小于1亿年。我们发现团簇形成的高峰期只有350万年。这些星团中的很大一部分在1000万至2000万年后将无法生存，这是由于气体排出造成的“婴儿死亡率”。然而，这个星团样本代表了一个独特的机会来研究星团演化的最年轻阶段。正如已经在类似的蓝色致密星系Haro 11中观察到的那样，一小部分年轻的星系团受到波长超过8000 nm的通量过剩的影响。年龄，质量，并与此近红外过量的集群的aprections估计从紫外和光学数据。我们讨论了ESO 185-IG 13团簇与文献中其他情况下观察到的近红外过量的相似性和差异。星团年龄和质量被用来区分过剩的潜在原因。我们观察到，在哈罗11，使用的IR和（常用的）I波段数据的结果高估的年龄和质量的集群受近红外过量。这对星团的一些相关研究具有重要意义。
2011-01-10 astro-ph.CO
Galaxy pairs in the Sloan Digital Sky Survey - VIII: The observational properties of post-merger galaxies
为了研究星系合并在整个相互作用序列中的影响，我们对10，800个紧密配对的星系和斯隆数字巡天中确定的97个合并后的较小样本进行了研究。我们发现，平均中央恒星形成率（SFR）增强（x 3.5）和恒星爆发的分数（20%）在合并后的样本中达到峰值。后合并也显示出更强的赤字气相金属丰度比最接近的对，是更多的金属比他们的控制-0.09德克斯贫。结合所观察到的SFR趋势和合并模拟中预测的时间尺度，我们估计，在我们的样本中的后合并在过去几百万年内经历了合并。与恒星形成星系的发生率相比，活动星系核（AGN）的频率在合并后达到峰值，超过控制样本中活动星系核的3.75倍。此外，在拥有活动星系核的星系中，最近的星系对和合并后的黑洞吸积率比控制样本中的活动星系核高3倍。这些结果是一致的图片中，恒星形成的早期开始在遇到，活动星系核活动达到峰值后合并。
2013-08-16 astro-ph.CO
The Role of Mergers in Early-type Galaxy Evolution and Black Hole Growth
星系形成的模型调用的主要合并的气体丰富的祖星系的触发器的重要阶段的黑洞的增长和相关的反馈，抑制恒星形成，创造红色的球状遗迹。然而，观测证据之间的联系合并和活动星系核（AGN）阶段是不清楚的。我们分析了一个样本的低质量早期型星系已知的过程中，从蓝色云迁移到红色序列通过活动星系核阶段的绿色山谷。使用更深的成像从SDSS条纹82，我们表明，在早期的星爆阶段的主要形态干扰的对象的比例是高的，但迅速下降到背景水平看到在静止的早期型星系的大量活动星系核辐射的时间几百万年后的星爆。这一观察经验联系的活动星系核活动在低红移早型星系的一个重要的合并事件在最近的过去。合并驱动的星爆和活动星系核活动的峰值之间的大的时间延迟允许合并功能衰减到背景，因此可以解释合并功能和活动星系核活动之间的弱联系在文献中。
2010-03-21 astro-ph.CO
Brightest Cluster Galaxies and Core Gas Density in REXCESS Clusters
我们使用代表性XMM星系团结构巡天（REXCESS）中的邻近星系团样本研究了最亮星系团（BCGs）与其宿主星系团之间的关系。该样本由南方天文台天体物理研究（SOAR）在R波段成像，以调查旧恒星星族的质量。使用12 h ^-1 kpc的度规半径，我们发现BCG光度与整个星系团质量的关系很弱，为L_BCG \propto M_cl ^0.18 +-0.07，与以前的工作一致。我们发现，90%的BCGs位于0.035 r_500内的X射线发射的峰值，包括所有的冷核心（CC）集群。我们还发现，对于非冷核（非CC）星系团，BCG度规光度与核心气体密度之间存在一种意想不到的相关性，其幂律为n_e \propto L_BCG ^2.7 +-0.4（其中n_e的测量值为0.008 r_500）。这种相关性不容易用恒星形成（在非CC星系团中很弱）或整体星系团质量（与核心气体密度无关）来解释。即使BCG不位于X射线发射的峰值附近，这种趋势也会持续存在，因此不需要接近。我们认为，对于非CC集群，这种相关性意味着，设置的集群气体的中心熵的相同的过程也决定了BCG的中心恒星密度，这一基本的物理过程很可能是合并。
2010-02-18 astro-ph.CO
The Mysterious Merger of NGC6868 and NGC6861 in the Telescopium Group
本文利用Chandra X射线对望远镜星系群（AS 0851）中NGC 6868和NGC 6861及其周围的热气体进行了观测，探讨了这两个星系之间的相互作用历史。NGC 6868和NGC 6861的平均表面亮度轮廓都可以用双β模型很好地描述，这表明它们都是即将合并的星系子组中的主导星系。最亮星系团NGC 6868的表面亮度和温度图显示，在北面有一个约23千秒差距的冷锋边缘，在南面有一个0.62千电子伏的螺旋形冷尾。对冷锋两侧的温度和密度的分析表明，NGC 6868和周围气体群之间的相对运动最多为跨音速;而尾部的螺旋形形态强烈表明，冷锋边缘和尾部是由于子群合并引起的气体晃动的结果。NGC 6861较冷的中心区域被东部的热气体鞘和西部和西北部的X射线发射的热分叉尾部所包围。我们讨论了超音速infall的NGC 6861子群，晃动的NGC 6868和NGC 6861子群合并，AGN加热作为可能的解释这些功能，并讨论可能的情况下，可能有助于之间的数量级差异的Margorrian和黑洞质量σ预测其中央黑洞。
2010-01-14 astro-ph.CO
The rise and fall of radio-luminous merger shocks from a large sample of galaxy cluster simulations
本文基于 The Three Hundred Project 的星系团并合模拟大样本，研究了射电遗迹作为星系团质量和红移函数的中位演化，详细计算了射电激波从产生到消亡的光度输出。
2025-04-03 astro-ph.CO
Comparing galaxy populations in compact and loose groups of galaxies II: brightest group galaxies
为了更好地理解不同环境下影响星系演化的物理机制，研究了致密星系群和松散星系群中最亮星系（BCGs）的性质。BCG的样本选自McConnachie等人（2009）鉴定的紧密组和Zandivarez & Martínez（2011）的松散组。紧星系群和松散星系群的子样本中的BCGs的以下物理性质进行了比较，由它们的质量和总光度定义。分类为红色和/或早期型的星系光度的函数的BCGs的分数进行了研究。还分析了BCG中所含的该组总光度的分数以及BCG与第二排名星系之间的光度差异。紧群和松散群中的BCG的某些性质是相似的。然而，在紧凑的群体中的BCGs系统更集中，并有更大的表面亮度比他们的同行，高质量和低质量的松散的群体。紧密群中的红色和早期型BCGs的分数与高质量松散群的分数一致。比较BCGs的子样本的紧凑和松散的群体选择他们相似的光度，BCGs在紧凑的群体被发现，平均而言，更明亮，更大，更红，更频繁地被归类为椭圆形。在紧凑的星系群中，BCG包含系统总光度的较大部分，并且在绝对星等上与排名第二的星系有较大的差异。紧群和散群的BCGs存在差异。一些负责将晚型星系转变为早期类型的机制，如合并，可能在紧凑的星系群中更有效，因为它们的密度高，速度分散小，这将导致它们的BCGs沿着不同的演化路径。
2013-08-06 astro-ph.CO
