Modelling the accretion and feedback of supermassive black hole binaries in gas-rich galaxy mergers
我们引入了一个新的模型的吸积和反馈的超大质量黑洞（SMBH）的二进制文件的KETJU代码，这使我们能够解决的演变SMBH二进制文件的分离几十个史瓦西半径的富气体星系合并。我们的亚网格二进制吸积模型扩展了广泛使用的Bondi-Hoyle-Lyttleton吸积到二进制阶段，并采用优惠的质量吸积到二次SMBH，这是出于小规模的流体动力学circumbinary光盘模拟的结果。我们使用纯热或纯动力学活动星系核（AGN）反馈进行理想化的富气盘星系合并模拟。我们的双星吸积模型提供了更多的物理动机SMBH质量比，这是计算引力波（GW）引起的反冲速度的关键参数之一。我们模拟的SMBH双星的合并时间尺度在$t_{\rm merge}{\sim} 10$ - $400$ Myr范围内。等质量的星系合并导致最短的合并时间尺度，因为它们经历了最强烈的恒星爆发，随之而来的高恒星密度导致了快速的SMBH合并。与热AGN反馈相比，动力学AGN反馈预测更长的合并时间尺度，并导致更多的核心恒星轮廓，因为它更有效地从星系中心去除气体和淬灭恒星形成。这表明活动星系核反馈的实现在模拟SMBH聚结中起着至关重要的作用。我们的模型将有助于改善模拟SMBH合并在富含气体的星系，即将到来的LISA GW天文台的主要目标。
2023-02-18 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
Enhanced atomic gas fractions in recently merged galaxies: quenching is not a result of post-merger gas exhaustion
我们提出了一个详细的评估全球原子氢气体部分合并后的星系样本中确定的斯隆数字巡天（SDSS）。档案HI测量47个目标相结合，新的阿雷西博观测进一步51个星系。合并后的样本，我们的观测策略，检测阈值和数据分析程序的恒星质量范围复制的扩展GALEX阿雷西博SDSS调查（xGASS），因此可以用作控制样本。我们的主要结果是：1）合并后的样品显示出比xGASS高约50%的HI检测分数; 2）考虑到未检测，合并后样品的中值原子气体分数比对照样品大0.3 - 0.6 dex; 3）中值原子气体分数增强（delta fgas），在固定恒星质量的星系基础上计算，为0.51 dex。我们的研究结果表明，最近合并的星系通常是一个因素的~3倍以上的HI丰富比控制星系相同的M*。如果控制样本是另外匹配的恒星形成率，中位数HI过量减少到Δ fgas = 0.2 dex，表明增强的原子气体分数在合并后并不纯粹是恒星形成活动的变化的反映。我们的结论是合并引起的恒星爆发和外流不会导致通过耗尽/驱逐银河系的气体水库迅速淬火。相反，我们提出，如果恒星形成在合并后停止，更有可能是由于湍流增强，使星系无法有效地形成新的恒星。
2018-05-09 astro-ph.GA
Extremely massive disc galaxies in the nearby Universe form through gas-rich minor mergers
在我们的分层结构形成范式中，观察到的大质量星系的形态演变-从旋转支撑盘到分散主导的球体-在很大程度上是通过星系合并来解释的。然而，由于合并很可能会破坏圆盘，而最大质量的星系有着最丰富的合并历史，所以在最高恒星质量下存在任何圆盘是令人惊讶的。我们小组最近的理论工作使用了宇宙学的流体动力学模拟，表明超大质量（M* > 10^11.4 MSun）盘主要是通过球状体和富含气体的卫星之间的微小合并形成的，这会产生新的旋转恒星成分，并留下盘作为残留物。在这里，我们使用的大质量星系的紫外光学和HI数据，从SDSS，GALEX，DECaLS和ALCAFA调查，来测试这些理论预测。观测到的大质量盘约占大质量星系的13%，与理论（约11%）非常一致。在深DECaLS图像中，约64%的观测到的大质量盘表现出潮汐特征，这可能表明最近的小型合并（相比之下，在模拟的对应物中约为60%）。这些特征的发生率至少是低质量盘的四倍，这表明，正如预测的那样，小合并在这些系统的形成中发挥了重要（和特大）的作用。经验的恒星形成率与理论预测一致，对于一个小的星系样本与HI检测，HI质量和分数与模拟预测的范围一致。理论和观测之间的良好一致性表明，超大质量盘确实是球状体和富含气体的卫星之间最近较小合并的残余物。
2022-01-21 astro-ph.GA
Merger Signatures in the Dynamics of Star-forming Gas
空间分辨运动学已被用来确定恒星形成星系的动力学状态与模糊的形态，并限制星系的组装过程中的星系相互作用的重要性。然而，测量相互作用或星系合并率的重要性，需要在运动学诊断和合并指标的可见时间的系统学知识。我们分析了恒星形成气体的动力学在一组二进制合并恒星质量比为1：1和1：4的流体动力学模拟。我们发现，恒星形成的气体镜形态不对称性来自模拟光学图像，其中两个合并指标显示最大的偏离孤立的磁盘在强相互作用阶段跟踪的运动不对称性的演变。基于不同初始盘方向、轨道参数、气体分数和质量比的一系列模拟，我们发现合并签名在~0.2-0.4 Gyr时是可见的，具有运动学合并指标，但对于被设计为z~2-3亚毫米星系类似物的大质量富含气体盘星系的等质量合并，合并签名可以大约是其两倍长。合并的特征在第二次穿越之后和黑洞合并之前最为明显，但在某些情况下，它们在合并之后持续了数百万年。大约20-60%的模拟星系在强相互作用阶段没有被识别为合并，这意味着经历剧烈合并过程的星系不一定在其恒星形成气体中表现出高度不对称的运动学。在这个群体中缺乏可识别的合并签名可能会导致低估恒星形成星系中的合并丰度，并且将它们包括在恒星形成盘的样本中可能会使盘特性的测量产生偏差，例如内在速度色散。
2015-11-26 astro-ph.GA
Molecular and atomic gas in dust lane early-type galaxies - I: Low star-formation efficiencies in minor merger remnants
在这项工作中，我们提出了IRAM-30米望远镜观测的一个样本的膨胀为主的星系与大尘埃带，最近有一个小的合并。我们发现这些星系的气体非常丰富，H2的质量在4 × 10^8到2 × 10^10 Msun之间。我们使用这些分子气体质量，结合随附论文中的原子气体质量，来计算气体与尘埃和气体与恒星的质量比。我们的样本天体的气尘比变化很大（在~50和750之间），这表明许多天体具有低气相金属丰度，因此气体是通过最近与较低质量的伴星合并而吸积的。我们计算了隐含的次要伴星质量和气体分数，发现预测的恒星质量比中位数约为40：1。小伴星的质量可能在~10^7 - 10^10 Msun之间。隐含的合并质量比是一致的低红移气体丰富的合并模拟的预期。然后，我们继续提出证据表明（无论使用哪种恒星形成率指标），我们的样本对象具有非常低的恒星形成效率（每单位气体质量的恒星形成率），甚至低于ATLAS 3D中已经显示出抑制的早期类型星系。这表明小的合并实际上可以抑制恒星形成活动。我们讨论了可能导致这种抑制的机制，包括未成年人合并引起的动力学效应。
2015-08-18 astro-ph.GA
The effects of a hot gaseous halo in galaxy major mergers
宇宙流体动力学模拟和观测表明，旋涡星系由五个不同的组成部分组成：暗物质晕、恒星盘、恒星球、气体盘和气体晕。虽然前四个组成部分已被广泛考虑在数值模拟的双星系合并，热气体晕的影响通常被忽略，即使它可以包含高达80%的总气体的星系维里半径。我们提出了一系列的流体动力学模拟的主要合并的盘星系，第一次包括一个弥漫的，旋转的，热的气体晕。通过冷却和吸积，热晕可以在合并前后消散和补充冷气体盘。这些冷气体随后可以形成恒星，从而影响残骸的形态和运动学。对总质量为M~ 10^12 Msun的孤立系的模拟表明，如果包含热气体晕，恒星形成率几乎为常数，约为5 Msun/年，而如果忽略热气体晕，恒星形成率则呈指数下降。我们进行了详细的研究合并过程中的恒星形成效率，并发现热气体晕的存在下降低了星爆效率（e=0.5）相比，模拟没有热晕（e=0.68）。此外，我们发现的情况下，合并残留物的恒星质量低于两个祖先星系的恒星质量的总和时，在孤立的发展。这意味着对半解析星系形成模型的修正，该模型假设合并总是导致增强的恒星形成。我们发现，加入热气体成分对合并残留物的运动学和内部结构有显著影响，比如增加了快速旋转子的丰度和小尺度下的r^（1/4）表面亮度轮廓。
2011-04-01 astro-ph.GA
The observability of galaxy merger signatures in nearby gas-rich spirals
星系合并对于理解星系演化至关重要，因此我们必须确定它们的观测特征，以便从MUSE和SAMI等大型IFU星系样本中选择它们。我们采用24高分辨率理想化的流体动力学星系合并模拟的基础上的“反馈在现实环境中”（FIRE-2）模型，以确定合并的可观测性，以各种配置和阶段，使用合成图像和速度图。我们的合并涵盖了一系列的轨道配置在固定的1：2.5恒星质量比的两个气体丰富的螺旋在低红移。形态学和运动学的不对称性计算的合成图像和速度图跨越每个相互作用。我们将相互作用序列分为三个阶段：（1）配对阶段;（2）合并阶段;（3）后合并阶段。我们正确地识别合并后的第一近心点通道和500万年使用运动学不对称性与66%的完整性，这取决于合并阶段和观察的视野。我们检测到较少的合并在配对阶段（40%）和更多的合并和后合并阶段（97%）。我们发现，合并的可检测性降低的视野，除了在逆行合并，集中的非对称运动学特征增强其可检测性。使用从光度和运动学不对称性的组合中获得的截止值，我们将这些检测增加到89%，成对增加到79%，并且在合并和后合并阶段接近100%。通过使用这种组合的不对称截止，我们减轻了一些由大规模多路复用积分场光谱方案所对的较小视场所引起的影响。
2022-06-15 astro-ph.GA
Gas accretion from minor mergers in local spiral galaxies
在本文中，我们量化的气体吸积率从小合并到恒星形成的星系在本地宇宙中使用HI观测148个附近的螺旋星系（WHISP样本）。我们开发了一个专用的代码，迭代分析HI数据立方体，发现矮气体丰富的卫星周围较大的星系，并估计上限的气体吸积率。我们发现，22%的星系至少有一个被探测到的矮伴星。我们做了一个非常严格的假设，所有的卫星都将在最短的时间内合并，将所有的气体转移到主星系。这导致估计的最大气体吸积速率为每年0.28太阳质量，比样本的平均SFR低约5倍。考虑到这些假设，我们的吸积率显然是高估了。我们的研究结果强烈表明，小合并不发挥重要作用，在本地星系的总气体吸积预算。
2014-06-03 astro-ph.GA
Gas flows in galaxy mergers: supersonic turbulence in bridges, accretion from the circumgalactic medium, and metallicity dilution
在主要的星系合并中，恒星的轨道受到剧烈的扰动，气体被扭转到中心，稀释了气体的金属丰度，引发了恒星暴增。在本文中，我们使用一系列的宇宙磁流体动力学（MHD）放大模拟来研究合并星系中及其周围的气体动力学。我们发现，连接合并星系预合并的气体桥是由湍流压力，与湍流的马赫数峰值在1.6-3.3。这意味着桥梁是由超音速湍流主导的，因此是研究极端环境对恒星形成影响的理想候选者。我们还发现，在合并过程中从环星系介质（CGM）吸积的气体显着贡献（27- 51%）的恒星形成率（SFR）在合并时，并驱动合并残余物中的恒星形成的随后重新点燃。事实上，在z=0时，19- 53%的SFR来自于合并前属于CGM的天然气。最后，我们研究了合并星系中心金属性稀释气体的起源。我们表明，这种气体迅速吸积到银河系中心的时间尺度比正常的恒星形成星系短得多。这就解释了为什么基本的金属丰度关系不能很好地捕捉到合并中的星系。
2021-10-07 astro-ph.GA
Massive black hole and gas dynamics in mergers of galaxy nuclei - II. Black hole sinking in star-forming nuclear discs
富含气体的星系的合并是宇宙结构层次结构中的关键事件，并可能导致大质量黑洞双星的形成。通过高分辨率的流体动力学模拟，我们认为后期阶段的气体丰富的主要合并，详细的动态两个环核盘，并托管大规模的黑洞在其配对阶段。在合并过程中，由于碎裂，形成了质量只有黑洞质量一小部分的气体团块。如此高密度的气体在形成恒星方面非常有效，质量最大的团块可以极大地扰乱黑洞的轨道。在$\sim 10$ Myr之后，从合并开始，引力束缚的黑洞双星以几个秒差距的距离形成，不久之后，分离下降到我们的分辨率极限$0.39$ pc以下。在双星形成的时候，由于超新星的反馈，原始的圆盘几乎完全被破坏，而在pc尺度上，残留的气体沉淀在质量为$\sim 10^5 M_\odot$的环双星圆盘中。我们还测试，二进制动力学是强大的对模拟中采用的SNa反馈的细节，而气体动力学不是。最后，我们强调了SNa时间尺度对我们结果的重要性。
2015-09-09 astro-ph.GA
AMI SZ observation of galaxy-cluster merger CIZA J2242+5301: perpendicular flows of gas and dark matter
利用对CIZA J2242+5301的AMI观测，并与文献中的弱引力透镜和X射线辐射观测进行比较，研究了非重子暗物质（NBDM）和气体在合并过程中的行为.对Sunyaev-Zel'dovich（SZ）信号的分析表明存在垂直于X射线伸长的高压气体和弱透镜形态，这在文献中给出合并轴约束，意味着高压气体在芯通过期间被推出到线性结构中。文献中的模拟与推断的合并情景密切匹配，显示形成了垂直于合并轴的气体密度和温度结构。这些SZ观测结果对于修正的引力理论是具有挑战性的，在修正的引力理论中，NBDM不是星系团引力的主要贡献者。
2017-06-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Structure, Kinematics, and Chemical Enrichment Patterns after Major Gas-Rich Disc-Disc Mergers
我们使用了N-体平滑粒子流体动力学算法，详细处理恒星形成，超新星反馈和化学富集，进行8个模拟气体丰富的盘星系之间的合并。我们改变的质量比的祖先，他们的旋转轴，和他们的轨道参数和分析的残余物的运动学，结构和化学性质。这些模拟结果中的六个合并残留物的形成与光盘形态作为一个结果的残留物的大气体部分。我们发现，恒星合并过程中形成（突然的星爆发生在我们的模拟和持续0.2-0.3 Gyr）和合并后形成的那些有不同的运动学和化学性质。第一类位于厚盘或晕中。它们部分受到速度弥散的支持，即使在金属丰度高达[Fe/H]=-0.5时也具有高[α/Fe]比。前者-年轻的组件-位于旋转支撑的薄圆盘中，并且具有较低的[α/Fe]比。这两个组件的旋转支持的差异导致厚盘的旋转滞后的薄盘的多达两个因素，最近observed.We发现，而合并残留的运动学和结构特性强烈依赖于合并的轨道参数，有一个显着的均匀性的合并的化学性质。这表明，可以得出关于富气合并的化学特征的一般结论。
2009-11-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Impact of gas hardening on the population properties of hierarchical black hole mergers in AGN disks
本研究通过新半解析模型揭示，AGN盘中气体硬化显著增强层级黑洞并合效率，促成中等质量黑洞形成与自旋对齐，并影响BBH种群性质。
2023-11-30 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Zooming in on major mergers: dense, starbursting gas in cosmological simulations
我们介绍了“插图变焦模拟项目”，它允许研究选定的星系形成的$Λ$清洁发展机制宇宙学的质量分辨率比在母公司大规模流体动力学插图模拟好40倍。在这里，我们专注于在四个宇宙学模拟的主要合并气体的星爆属性。在我们的高分辨率变焦运行中的星系表现出恒星形成的爆发模式，气体消耗的时间尺度比正常的恒星形成模式短10倍。强烈的爆发只存在于最高分辨率的模拟中，暗示分辨率太低是原始的Illustris模拟显示缺乏星暴星系的原因。在我们研究的四个主要合并中，有两个发生了非常明显的恒星形成爆发。高恒星形成率，短气体消耗时间尺度和这些系统的形态非常类似于观察到的核恒星爆发。这是第一次通过自洽宇宙流体动力学模拟而不是使用碰撞过程中设置的孤立星系模型来研究主要合并的样本。我们还研究了碰撞星系的轨道，发现恒星爆发气体优先出现在具有非常高的碰撞速度的迎头合并中。大碰撞参量的碰撞通常不会导致星爆气体的形成。
2016-07-20 astro-ph.GA
The molecular gas content throughout the low-z merger sequence
本研究利用 IRAM 30m CO 光谱发现低红移并合序列各阶段的星系分子气体比例和耗散时间普遍升高，揭示了气体增强与恒星形成效率变化共同驱动了并合星系中的星暴现象。
2025-03-31 astro-ph.GA
Cold Molecular Gas in Merger Remnants. II. The properties of dense molecular gas
本文给出了用大型毫米波望远镜观测到的28个局部星系合并遗迹的3 mm波长光谱。鉴定了来自13个不同分子物种和同位素体的15个分子系，并且在一个或多个分子系中检测到28个来源中的21个。在我们的样本中，超/亮红外星系（U/LIRGs）中致密气体示踪剂HCN（1 -0）和HCO $^{+}$（1 - 0）与$^{13}$ CO（1-0）的谱线比值平均比非LIRGs高3-4倍。这些高的谱线比可以由$^{13}$ CO的不足和由高HCN（1-0）/ $^{12}$ CO（1-0）比所暗示的高密度气体馏分来解释。我们计算了红外-HCN（1-0）光度比作为致密气体星形成效率的代表。IR/HCN比值与IR光度之间没有相关性，而IR/HCN比值因源而异（1.1-6.5）$\times 10^{3}$ $L_{\odot}$ /（K km s $^{-1}$ pc $^{2}$）。与对照样品比较，发现合并残留物的IR/HCN平均值比早中期合并和未合并的LIRGs高2-3倍，与晚期合并的LIRGs相当。IR与$^{12}$ CO（1-0）的比率显示出与IR/HCN比率相似的趋势。这些结果表明，恒星的形成效率提高了合并过程中，并保持在高水平，即使在最终合并。动力学相互作用和合并可以改变恒星形成模式，并继续影响合并后阶段气体的恒星形成性质。
2021-09-13 astro-ph.GA
Formation of Galactic Pseudo-bulges via Gas Rich Major Mergers
在LCDM的框架下，有相当一部分巨盘星系最近经历了剧烈的星系合并，这一点被广泛接受。我们提出的数值模拟这种主要合并的气体丰富的纯盘星系，并专注于最里面的恒星组成部分（凸起）的磁盘残留物。模拟具有高的空间和质量分辨率，并解决区域足够深，以允许根据标准的运动学和结构特征的凸起分类。与最近的研究一致，我们发现这些凸起主要是由最终合并过程中形成的恒星所主导。与通常解释的经典凸起（类似于中等光度的椭圆星系）不同，我们发现它们有高度相干的旋转支持，并且具有Sersic指数n<2，这导致它们被分类为伪凸起。由纯盘的富气主合并形成的赝球是赝球形成的一种新模式，它补充了由长期演化导致的赝球增长，有助于解释经典无球巨盘星系的高比例，以及在巨Sc星系中发现的赝球。
2012-05-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
An ALMA view of star formation efficiency suppression in early-type galaxies after gas-rich minor mergers
富含气体的微小合并对早期型星系（ETG）的低红移气体库有显著贡献，但恒星形成效率（SFE;恒星形成速率除以分子气体质量）似乎在这些事件之后受到强烈抑制，与更知名的合并驱动的恒星爆发相反。我们目前的观察与阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的6个ETG，其中每个最近经历了一个富含气体的小合并，证明了他们的干扰恒星形态。选择这些星系是因为它们表现出极低的SFE。我们利用ALMA的分辨能力来研究分子气体的形态和运动学。我们的大多数星系都表现出空间和运动学上的不规则性，例如分离的气体云，扭曲和其他不对称性。这些不对称性支持了这样的解释，即SFE的抑制是由稳定气体对抗引力坍缩的动力学效应引起的。通过运动学建模，我们得到的气体的高速色散和Toomre Q稳定性参数，但要注意，这种测量在边缘上的星系遭受退化。我们估计合并年龄为100~Myr的基础上观察到的气体分布的干扰。此外，我们确定，这些星系谎言，平均而言，两个数量级以下的Kennicutt-Schmidt关系的恒星形成星系以及以下的关系放松ETG。我们讨论了潜在的动力学过程负责这种强大的抑制恒星形成的表面密度在固定的分子气体表面密度。
2018-01-24 astro-ph.GA
Cold Molecular Gas in Merger Remnants: I. Formation of Molecular Gas Disks
我们提出了< 1千秒差距分辨率CO成像研究37光学选择当地合并残留物使用新的和存档的干涉图获得ALMA，CARMA，SMA和PdBI。我们用NRO 45 m望远镜获得的单碟测量值补充了一个子样本，以估计分子气体质量（10^7 - 10^11 M_sun），并评估干涉测量值的缺失通量。在具有强CO探测的源中，我们发现80%（24/30）的样品在其速度场中显示出旋转分子气体盘（包括核环）的运动学特征，这些盘的尺寸在1.1 kpc到9.3 kpc之间变化显著。在54%的源中，分子气盘的尺寸比K带有效半径更紧凑。这些小的气体盘可能是由过去的气体流入形成的，这些气体流入是由潜在的合并事件期间的动力学不稳定性触发的。另一方面，其余（46%）的源具有相对于恒星成分延伸的气体盘，可能形成具有中央恒星隆起的晚型星系。我们对观测数据的新汇编表明，在合并的最后阶段，核气体盘和扩展的分子气体盘是常见的。这一发现与最近的主要合并模拟富含气体的祖盘是一致的。最后，我们认为，在高红移观测到的一些旋转支持的湍流盘可能来自最近经历了一次重大合并的星系。
2014-07-25 astro-ph.GA
Morphology and Molecular Gas Fractions of Local Luminous Infrared Galaxies as a Function of Infrared Luminosity and Merger Stage
我们提出了一个新的，详细的分析的形态和分子气体分数的完整样本的65个本地发光红外星系（LIRGs）从大天文台全天LIRG调查（GOALS）使用高分辨率$I$波段图像从哈勃太空望远镜，夏威夷大学2.2米望远镜和泛STARRS 1调查。我们的分类方案包括单个未受干扰的星系，小合并，和主要的合并，后者分为五个不同的阶段，从前第一近心通道，最后核合并。我们发现，主要的分子气体丰富的螺旋合并显然发挥了重要作用的所有来源与$L_{\rm IR} > 10^{11.5} L_\odot $，然而，低于这个亮度阈值，次要的合并和长期的过程占主导地位。此外，星系不会达到$L_{\rm IR} > 10^{12.0} L_\odot $，直到合并过程的后期，当两个磁盘接近最终合并。平均分子气体分数非相互作用和早期主要合并LIRG的MGF（$= M_{\rm H_2} / (M_* + M_{\rm H_2})$）为18 $\pm 2$ %，对于中期主要合并LIRG，其增加到33 $\pm 3$ %，与以下假设一致：在主要合并的早期-中期阶段，在大的银河系中心半径处，原子气体（HI）的大部分初始大储层被向内扫掠，在那里它被转化为分子气体（H $_2$）。
2016-05-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Subtle Effects of Mergers on Star Formation in Nearby Galaxies
基于 Stripe 82 低红移大质量星系的全色测光与 SED 分析，本文发现星系并合对恒星形成率和效率影响很小，富气体次并合甚至受抑制。
2023-07-25 astro-ph.GA
The role of mergers and gas accretion in black hole growth and galaxy evolution
利用半解析星系形成模型研究了超大质量黑洞与宿主星系的协同演化。虽然SMBH的合并并不重要，但合并引起的类星体模吸积在SMBH的生长中起着主导作用。合并在SMBH主星系的生长中起着比SMBH生长更重要的作用。类星体模吸积和合并对SMBH增长的综合贡献以及星暴和合并对宿主星系增长的综合贡献决定了观测到的SMBH质量与宿主星系质量之间的标度关系。我们还发现，合并是更重要的SMBH宿主星系的生长相比，正常星系共享相同的恒星质量范围的SMBH宿主星系。
2021-09-07 astro-ph.GA
Apparent effect of dust extinction on the observed outflow velocity of ionized gas in galaxy mergers
本研究通过ASURA模拟星系并合晚期发现，尘埃消光的观测效应会显著增加埋藏AGN中电离气体的观测外流速度和速度弥散，导致速度图蓝移倾斜，揭示了超高速OIII外流可能与富气并合晚期的尘埃消光有关。
2023-11-19 astro-ph.GA
Enhanced Multiphase Circumgalactic Medium and Gas Cycling in Galaxy Mergers
Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Center for Astronomy and Astrophysics and Department of Physics, Fudan University（复旦大学天文与天体物理中心及物理系）；Key Laboratory of Nuclear Physics and Ion-Beam Application (MOE), Fudan University（复旦大学核物理与离子束应用教育部重点实验室）；Department of Astrophysics, University of Zurich（苏黎世大学天体物理系）；Department of Physics and Astronomy, Pomona College（波莫纳学院物理与天文学系）；Department of Astronomy, Xiamen University（厦门大学天文学系）；Department of Physics and Astronomy, California State Polytechnic University, Pomona（加州州立理工大学波莫纳分校物理与天文学系）
研究星系并合对环状星系际介质的影响，发现并合显著改变CGM属性，通过加速气体循环提升气体转移率，增强冷/凉气体含量并影响离子物种柱密度。
2026-03-30 astro-ph.GA
NLTE spectral modelling for a carbon-oxygen and helium white-dwarf merger as a Ca-rich transient candidate
Queen’s University Belfast（贝尔法斯特女王大学）；Heidelberger Institut für Theoretische Studien（海德堡理论研究所）；Cosmic Dawn Center (DAWN)（宇宙黎明中心）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）；Trinity College Dublin, The University of Dublin（都柏林三一学院）；GSI Helmholtzzentrum für Schwerionenforschung（德国重离子研究中心）；Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg（海德堡大学天文学中心）
研究通过NLTE光谱建模探讨CO+He白矮星并合产生钙富集暂现体的潜力，发现其能再现钙和氦线特征，但存在He I和Ti II过预测的问题，需进一步研究3D模型和双星配置。
2025-12-30 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Gas-Rich Mergers in LCDM: Disk Survivability and the Baryonic Assembly of Galaxies
我们使用N体模拟和观测归一化之间的关系暗物质晕质量，恒星质量和冷气质量，以获得强大的，可以说是不可避免的期望重子内容的主要合并红移z~2。首先，我们发现银河系大小的暗物质晕所经历的大部分主要合并（m/M > 0.3）应该是富含气体的，并且富含气体的合并在高红移处越来越常见。虽然在我们的模拟中，星系晕中主要合并的频率大大超过了观测到的晚型星系比例，但在晕质量范围M_DM ~ 10^11-10^13 Msun内，贫气体主要合并的频率与观测到的球状主导星系比例一致。这些结果支持的猜想，合并与重子气体分数发挥了重要作用，在建设和/或保存盘星系在宇宙中。此外，我们发现，一个星系的冷重子直接通过主要合并沉积的整体比例是相当大的。在M_star ~ 10^10 Msun$（M_DM ~ 10^11.5 Msun）星系中，约有30%的冷重子物质在主要的合并中以冷气体的形式被吸积。对于M_star ~ 10^11 Msun（M_DM ~ 10^13 Msun）的更大质量的星系，在合并中积累的重子比例甚至更高，约为50%，但这些吸积的重子大多以恒星的形式直接输送。这种重子质量沉积几乎是不可避免的，并且限制了星系中冷重子的比例，这些重子可以起源于冷流或热晕冷却。（节录）
2009-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Early Cosmic Merger of Multiple Black Holes
本文对宇宙早期原初气体中的多黑洞并合进行了数值模拟。我们考虑两例BH肿块：$M_{BH} = 30 M_{\odot}$和$M_{BH} = 10^4 M_{\odot}$。注意力集中在主对象中的气体的动态摩擦的效果。模拟纳入了诸如近心点位移和引力波发射等广义相对论效应。因此，我们发现，多个BH能够合并成一个BH在1亿年内在一个广泛的BH密度。发现并合机制可分为三种类型：气体拖曳驱动的并合（A型）、相互作用驱动的并合（B型）和三体驱动的并合（C型）。我们找到了初始BH轨道内气体质量（$M_{gas}$）与BH总质量（$ΣM_{BH}$）之比与合并机制之间的关系。如果是$M_{gas} \gtrsim 10^5 ΣM_{BH}$，则发生A类合并;如果是$M_{gas} \lesssim 10^5 ΣM_{BH}$，则发生B类合并;如果是$M_{gas} \ll 10^5 ΣM_{BH}$，则发生C类合并。假设气体和黑洞的密度是基于最近对第一恒星的数值模拟，那么所有来自第一恒星的黑洞残余都可能通过B或C型机制合并成一个黑洞。此外，我们还发现当气体密度大于$^{-3}$ $5\times 10^6$ cm时，分布在数秒差距内的多个大质量黑洞（$M_{BH} = 10^4 M_{\odot}$）可以通过B型机制合并成一个黑洞.这些结果表明，黑洞并合可能对高红移时期超大质量黑洞的形成有重要贡…
2015-05-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Diffuse X-ray-emitting Gas in Major Mergers
利用钱德拉X射线望远镜的存档数据，我们提取了49个等质量的相互作用/合并星系对合并序列中的弥漫X射线发射，从广泛分离的对合并残留物。在去除未分辨点源的贡献后，我们比较了来自热气体的漫射热X射线光度（L（X）（气体））与全球恒星形成率（SFR）。在对目标星系内的吸收进行校正后，我们没有看到L（X）（气体）/SFR随SFR或合并阶段的强烈趋势，对于SFR > 1 M（太阳）yr^-1的星系。对于这些星系，L（X）（气体）/SFR的中值为5.5 × 10^39（（erg s^-1）/M（太阳）yr^-1）），与正常旋涡星系相似。这些结果表明，在恒星形成星系的恒星反馈达到一个近似稳定的状态下，其中一个相对恒定的分数约2%的总能量输出从超新星和恒星风转换成X射线通量。三个具有低SFR和高K波段光度（L（K））的晚期合并残留物具有增强的L（X）（气体）/SFR;它们的UV/IR/光学颜色表明它们是后星暴星系，可能正在成为椭圆星系。L（K）<10 ^10 L（太阳）的系统比我们样本中的其他星系具有更低的L（X）（气体）/SFR比，这可能是由于较低的引力场或较低的金属丰度。在这个样本中，我们没有看到L（X）（气体）/SFR和塞弗特活动之间的关系，这表明来自活动星系核的反馈不是我们样本星系中热气体的主要贡献者。
2017-12-11 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
Cosmological Hydrodynamic Simulations of Preferential Accretion in the SMBH of Milky Way Size Galaxies
使用一个新的，高分辨率的宇宙流体动力学模拟银河系型（MW型）星系，我们探讨了如何合并丰富的组装历史影响的质量预算的中央超大质量黑洞（SMBH）。我们研究了一个MW质量晕在目前的时代，其演变的特点是由几个主要的合并隔离合并历史的重要性黑洞吸积。本研究是Bellovary et. 2013年，分析了高质量、高红移星系及其中心黑洞的吸积，发现中心黑洞的气体含量反映了宿主星系晕吸积的东西。在这项研究中，我们发现，合并丰富的星系将有一个中央SMBH优先合并气体喂养。此外，我们发现近30 $\%$的吸积质量预算的SMBH进入星系通过在其历史上的两个主要的合并，这可能是增加合并气体燃料SMBH。通过调查的角动量的气体进入主机和SMBH，我们确定合并气体进入星系的角动量较低的平滑吸积相比，部分占优先加油见证SMBH。此外，合并的存在，特别是主要合并，也有助于将低角动量气体更容易地汇集到星系中心。我们的研究结果表明，星系合并中起着重要的作用，在饲料的SMBH MW型星系合并丰富的历史。我们的研究结果表明，星系合并中起着重要的作用，在饲料的SMBH MW型星系合并丰富的历史。
2018-06-05 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
The role of mergers in driving morphological transformation over cosmic time
理解触发形态转变的过程对于理解宇宙如何以及为什么从早期的圆盘主导转变为今天观察到的形态混合至关重要。我们使用宇宙学流体动力学模拟工具Horizon-AGN，对大质量（M> 10^10 MSun）星系在宇宙时间内驱动形态变化的过程进行了全面的研究。我们发现：（1）在z = 0的椭球星系中，基本上所有的形态演化都是由质量比大于1：10，（2）单独的大合并不能产生今天的球状体种群--小合并负责宇宙时间内所有形态变化的三分之一，并且是z~1之后的主要驱动力，（3）逆行合并比逆行合并引发更温和的形态变化--而两种类型的事件在z> 2时产生相似的形态变化，在z~0处，由于逆行合并而引起的平均变化大约是由于它们的逆行合并而引起的平均变化的两倍，（4）残余形态强烈地取决于合并的气体分数，富含气体的合并通常重新生长盘，（5）在给定的恒星质量下，盘并不表现出与球状体截然不同的合并历史--盘在合并中的生存是由冷气体的获取（通过宇宙吸积和富气体相互作用）和在合并历史中的绝大多数的非对称合并驱动的。
2018-07-23 astro-ph.GA
CO observations of major merger pairs at z=0: Molecular gas mass and star formation
我们目前的CO观测78个旋涡星系的本地合并对。这些星系代表了一个KS波段选定样本的子样本，该样本由88个紧密主并合对（HKPAIR）、44个螺旋-螺旋（S+S）对和44个螺旋-椭圆（S+E）对组成，它们的分离度为$<20 h^{-1}$ kpc，质量比<2.5。对于所有天体，恒星形成率（SFR）和尘埃质量来自HERSCHEL PACS和SPIRE数据，原子气体质量MHI来自Green Bank望远镜HI观测。完整的数据集使我们能够研究合并星系中气体（原子和分子）质量，尘埃质量和SFR之间的关系。我们推导了分子气体分数（MH 2/M*）、分子-原子气体质量比（MH 2/MHI）、气体-尘埃质量比和SFE（=SFR/MH 2），并研究了它们与对类型（S+S与S+E相比）、恒星质量和形态相互作用符号的依赖关系。我们发现，与非相互作用的比较样本相比，在主合并对中的恒星形成星系中，分子气体分数（MH 2/M*）和分子与原子气体比率（MH 2/MHI）都有总体适度的增强（~ 2倍），而SFE和总气体质量分数（MHI+ MH 2）/M* 都没有增强。当划分为S+S和S+E、低质量和高质量以及有和无相互作用符号时，子样品之间的SFE差异较小，MH 2/M* 差异中等，MH 2/MHI差异较强。对于MH 2/MHI，S+S和S+E子样本之间的差异为0.69 ± 0.16 dex，有和无相互作用符号的…
2019-06-03 astro-ph.GA
Massive black hole binary evolution in gas-rich mergers
我们报告的关键研究黑洞（BH）在富含气体的星系合并，强调气体耗散中发挥的重要作用，促进BH螺旋下降到有史以来最小的尺度探测使用高分辨率数值模拟的动力学。在主要的合并中，黑洞在气体动力学摩擦的作用下迅速下沉，同时在合并产生的大质量核盘内轨道运行。然后，BH结合并形成一个尺度为5 pc的开普勒双星。在较小的合并，BH配对的收益下降到最小规模探索的10-100 pc只有当气体分数在质量较小的星系是比较大的，以避免其潮汐和/或冲压压力的破坏和徘徊的光BH在主晕的外围。双星黑洞只有在它们的相对距离通常为0.001秒差距时，才进入以螺旋形为主的引力波。如果气体保持在恒星爆发环境中预期的耗散程度，双星衰变将继续下降到0.1 pc，这是有史以来最小的长度尺度。在0.1pc以下失速与硬化仍然是深入研究的问题。
2009-04-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Growth and activity of black holes in galaxy mergers with varying mass ratios
我们研究合并星系中的超大质量黑洞（BH），使用一套具有非常高的空间（~10 pc）和时间（~1百万年）分辨率的流体动力学模拟，其中我们改变初始质量比，轨道配置和气体分数。(i)我们解决的问题，何时以及为什么，在合并过程中，增加BH吸积发生，量化气体流入和BH吸积率。(ii)我们还量化的相对有效性，在诱导活动星系核活动的合并相关与世俗相关的原因，通过研究不同阶段的遭遇：随机（或早期）阶段，（适当的）合并阶段，和残余（或后期）阶段。(iii)我们评估哪些星系合并优先增强BH吸积，发现初始质量比是最重要的因素。(iv)我们研究了BH质量的演化，发现BH质量对比度在较小的合并中趋于减小，在较大的合并中趋于增大。这种效果暗示在最后配对阶段的BH的质量比的优惠范围的存在。(v)在合并星系和动态静止星系中，黑洞吸积的气体不一定是具有$low$角动量的气体，而是具有$loses$角动量的气体。
2014-11-27 astro-ph.GA
The NGC 4013 tale: a pseudo-bulged, late-type spiral shaped by a major merger
许多螺旋星系晕在用深空影像观察时，显示出各种形态的恒星流。这些潮汐功能的起源进行了讨论，无论是来自卫星的陨石坑或造成的残留物的一个古老的，富含气体的主要合并。通过模拟在NGC 4013晕中观察到的奇特特征的形成，我们研究了它们的起源。通过使用GADGET-2实现气体冷却，恒星形成和反馈，我们已经模拟了整个NGC 4013星系及其相关的晕特征。2.7-4.6 Gyr前发生的富含气体的主要合并成功地再现了NGC 4013星系的性质，包括所有微弱的恒星特征，强烈的气体翘曲，盒状晕和垂直3.6妈妈光度分布。在祖细胞中的高气体分数足以再现所观察到的薄和厚的光盘，具有小的凸起部分，如所观察到的。一个大的合并模型能够重现整个NGC 4013系统，包括弯曲强度，红色和环的高恒星质量密度，而一个小的合并模型则不能。由于富含气体的模型足以产生一个具有一小部分光的伪隆起，NGC 4013可能是由相对较新的合并形成的晚型星系的原型。然后，晚期型，伪隆起螺旋不是强制性的通过长期演化，和NGC 4013的属性也说明，在孤立星系的强烈翘曲很可能发生在一个富含气体的主要合并的后期阶段。
2015-08-13 astro-ph.GA
Back to the green valley: how to rejuvenate an S0 galaxy through minor mergers
在附近的宇宙中，大约有一半的S0星系显示出最近或正在形成恒星的迹象。这些S0星系是否是由新鲜气体的吸积而再生的仍然有争议。利用N体光滑粒子流体动力学方法研究了一个富含气体的矮星系与一个S0星系的微小合并。我们发现，轻微的合并触发事件的恒星形成的S0星系，持续约10 Gyr。合并最重要的指纹之一是在S0星系中形成了一个气环。这个环让人想起卫星星系的轨道，它的寿命取决于合并的性质：极性和反向旋转的卫星星系诱导形成长寿的光滑气体环。
2015-11-10 astro-ph.GA
Numerical Simulations of Hot Halo Gas in Galaxy Mergers
星系合并模拟已经探索了星系盘内气体的行为，但星系晕内热气的动力学却被忽视了。我们报告的结果，高分辨率的流体动力学模拟碰撞星系热晕气体。我们探索了一系列的质量比，气体分数和轨道配置，以约束内的冲击和气体动力学的祖晕。我们发现：（i）在第一次通过之前，星系晕中产生了强烈的激波，使气体温度增加了近一个数量级，达到$T\sim 10^{6.3}$ K。(ii)激波的X射线光度强烈地依赖于气体分数;当晕气体分数大于10%时，它是$\gtrsim 10^{39}$ erg/s。(iii)模拟中的热扩散气体产生的X射线光度高达$10^{42}$ erg/s。这对宇宙中的总X射线背景有贡献。(iv)我们发现一个解析拟合的最大X射线光度的冲击合并参数的函数。这种拟合可用于星系形成的半解析公式，以估计合并星系中激波的总X射线辐射。(v)对于等质量合并，初始气体质量的$\sim$ 10-20%从星系中释放出来，而对于3：1和10：1合并，气体质量的$3-5%$被释放出来。这种未结合的气体最终远离星系，可以成为一种可行的机制，使IGM富含金属。
2009-01-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Effects of Gas on Morphological Transformation in Mergers: Implications for Bulge and Disk Demographics
通过合并将盘转变成球状体是星系形成模型中广为接受的元素。然而，最近的模拟表明，在越来越多的气体丰富的合并，凸起的形成被抑制。我们调查这些结果在宇宙学框架中的全球影响，使用独立的方法：经验晕占领模型（星系根据观测在晕中居住）和半解析模型。在这两种情况下，忽略气体在合并中的影响会导致球状体的过度产生：低质量和中等质量星系被预测为以膨胀为主（在<10^10 M_sun时B/T约为0.5），几乎没有无膨胀的系统），即使它们避免了大合并。将气体的不同物理行为纳入合并中，立即导致了一个戏剧性的变化：在低质量星系中，凸起的形成被抑制，观测到的是富含气体（在<10^10 M_sun时，B/T约为0.1，许多无凸起的星系与观测结果很好地吻合）。忽略气体相似性破坏行为的模拟和分析模型很难再现所观察到的强烈的形态质量关系。然而，所观察到的依赖性的气体分数的质量，再加上抑制鼓包形成的气体丰富的合并，自然会导致所观察到的趋势。观测和忽略气体作用的模型之间的差异随着红移的增加而增加;在适当处理气体的模型中，星系在高红移时被预测为不那么膨胀主导，与观测一致。我们讨论了全球隆起的质量密度和未来的观测测试的影响。
2009-09-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Star formation in galaxy interactions and mergers
本讲座回顾了在星系相互作用和合并中恒星形成的基本物理过程。相互作用和合并通常会导致强烈的恒星爆发，但星际气体物理学，大规模相互作用和活跃的恒星形成之间的联系是复杂的，尚未完全理解。有两个过程可以驱动星暴：气体的径向流入可以为核星暴提供燃料，触发的气体湍流和碎片可以在具有高密度气体的大质量星团中驱动更广泛的星暴。这两种模式当然都需要解释观测到的星爆合并的性质。一个特别的结果是，恒星形成的比例定律并不普遍，而是从静止的磁盘到恒星爆发合并而变化。高分辨率的流体动力学模拟被用来说明讲座。
2011-06-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar and Gaseous Nuclear Disks Observed in Nearby (U)LIRGs
我们提出了近红外积分场光谱的中央千秒差距的17个附近的发光和超亮红外星系进行重大合并。这些观测是由OSIRIS在凯克I和II自适应光学系统的协助下进行的，提供了几十秒差距的空间分辨率。由此产生的运动学地图显示，在这些星系合并系统中观察到的19个核中至少有16个是气体盘，11个核中有11个是恒星盘。在我们的合并后期，这些盘是年轻的（恒星年龄$<30$ Myr），可能形成为气体盘，在合并过程中变得不稳定。平均而言，这些盘的有效半径为几百秒差距，质量介于$10^{8}$和$10^{10} M_{Sun}$之间，而$v/σ$介于1和5之间。这些圆盘与高解析度流体动力学模拟富含气体星系合并所产生的圆盘相似，并有利于双黑洞的短合并时间。在我们的样本中，少数星系在合并的早期阶段具有较大的盘（$r_{eff}\sim200-1800$ pc），可能是尚未被合并完全破坏的星系盘的残余物。
2014-01-28 astro-ph.GA
Prevalence of neutral gas in centres of merging galaxies-II: nuclear HI and multi-wavelength properties
使用z<=0.2的38个射电大声星系合并样本，我们证实了合并中HI 21-cm吸收的高检测率（~84%），这是显着高于非合并（~4倍）。并合星系的HI柱密度[N（HI）]和吸收速度位移相对于系统红移的分布与非并合星系有显著的不同。我们调查的核HI气体与各种多波长性质的合并的连接。虽然推断的N（HI）和气体运动学没有表现出很强的（即>=3-sigma水平）与星系性质的相关性，我们发现，吸收的发生率和N（HI）往往是略高，在较小的投影分离的星系对和较低的恒星质量的射电星系之间。从合并前到合并后，发生率、N（HI）和HI吸收线宽增加。100%的检测率在合并后表明，中性气体在环核区域生存的合并期间，尚未被核放射性活动淬灭。
2019-08-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
High-redshift major mergers weakly enhance star formation
星系合并被认为会引发强烈的恒星爆发。这一点可以通过对局部宇宙的观测得到很好的评价。然而，这种机制的效率到目前为止在高红移、活跃的恒星形成星系中测试得很差。我们提出了一套pc分辨率的流体动力学数值模拟比较恒星形成过程沿合并序列的高，低z星系，通过改变两个模型之间的气体质量分数。我们发现，对于相同的轨道，高红移气体丰富的合并是效率较低的低红移的生产恒星爆发：恒星形成率过剩引起的合并和其持续时间都是约10倍低于低气体分数的情况下。解释在低红移时触发恒星形成的机制--增加的压缩湍流、气体碎裂和中心气体流入--对于高气体分数星系的遭遇只有轻微的增强，如果不是完全增强的话。此外，我们表明，强恒星反馈最初在高红移星系的高恒星形成率并没有阻止合并过程中的恒星形成的增加。我们的研究结果是一致的，观察到的主要合并的数量增加，增加的红移速度比各自的星爆星系的数量增加。
2016-11-07 astro-ph.GA
Compact object mergers driven by gas fallback
最近的几次引力波探测显示了致密天体合并的证据。然而，合并双星的天体物理起源还没有很好的理解。恒星双星的距离通常比双星合并所需的距离大得多，这是由于引力波发射，这导致了所谓的最终AU问题。在这封信中，我们提出了一个新的渠道合并紧凑的对象二进制文件，解决了最终的AU问题。我们研究了气体膨胀后，由于弱失败的超新星爆炸，中微子质量损失，核心扰动，或信封不稳定的二元演化。在这种情况下，二进制可能会被周围的气体硬化。我们调查的演变后，冲击波传播的二进制系统进行平滑粒子流体动力学模拟。我们发现，显着的二进制硬化时发生的气体质量绑定到二进制超过紧凑的对象。这一机制为引力波事件的并合提供了新的可能途径。
2018-06-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
How mergers shape galaxy morphology in the IllustrisTNG simulation
The Chinese University of Hong Kong（香港中文大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学前沿天文与天体物理研究所）；School of Physics and Microelectronics, Zhengzhou University（郑州大学物理与电气工程学院）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）
本研究通过IllustrisTNG模拟，发现并合后星系形态由碰撞角、冷气体占比及并合前形态决定，揭示了并合塑造星系形态的复杂机制。
2026-08-17 astro-ph.GA
Following Black Hole Scaling Relations Through Gas-Rich Mergers
我们提出了黑洞质量测量的运动学建模的高空间分辨率积分场光谱的内部区域的9个附近的（超）明亮的红外星系在各种合并阶段。这些观测是用凯克I和凯克II望远镜上的OSIRIS和激光导星自适应光学系统进行的，揭示了这些超大质量黑洞影响范围内的气体和恒星运动学。我们发现，这个样本的黑洞是超大质量的（$\sim10^{7-9}$ M $_{Sun}$）相比，预期值的基础上黑洞标度关系，并建议，黑洞增长的主要时代发生在合并的早期阶段，而不是在类星体模式反馈的最后一集。给出的黑洞质量是$\sim$ 25 pc中的动力学质量，可能包括与黑洞引力结合但尚未失去足够角动量的气体。如果存在的话，这些气体原则上最终会为活动星系核的反馈提供燃料，或者本身会从系统中喷出。
2015-04-07 astro-ph.GA
Formation of globular cluster-rich ultra-diffuse galaxies through mergers
International Centre for Radio Astronomy Research, The University of Western Australia（西澳大利亚大学国际无线电天文研究中心）；National Institute of Technology, Asahikawa College（旭川工业高等专门学校）；ATNF, CSIRO Space and Astronomy（CSIRO空间与天文台射电天文国家设施）；Centre for Astrophysics and Supercomputing, Swinburne University（斯威本科技大学天体物理学与超级计算中心）
通过高分辨率流体动力学模拟发现，富气体矮星系并合可形成富含球状星团的超弥散星系，且能预测星团质量、旋转与金属丰度弥散的相关趋势。
2026-08-10 astro-ph.GA
The impact of magnetic fields on cosmological galaxy mergers. I: Reshaping gas and stellar discs
合并在星系演化中扮演重要角色。特别是，重大的合并能够对星系形态产生变革性的影响。本文研究了磁场在富气主并合中的作用。为此，我们运行了一系列高分辨率磁流体动力学（MHD）放大模拟与移动网格代码Arepo和比较的结果与流体动力学模拟运行从相同的初始条件。这是第一次，磁场的影响，在主要的合并已调查在宇宙学一致的方式。与以前的非宇宙学模拟相比，我们发现，列入磁场的合并残留物的生产有很大的影响。虽然磁场不会强烈地影响整体性质，例如恒星形成历史，但它们能够显著地影响结构性质。事实上，磁流体动力学模拟一致形成的残留物扩展盘和发达的螺旋结构，而流体动力学模拟形成更紧凑的残留物，显示独特的环形态。我们支持这项工作的分辨率研究，并表明，虽然全球性能广泛收敛的分辨率和物理模型，形态差异只发展足够的分辨率。我们认为，这是由于在更高分辨率的模拟小规模发电机更有效的兴奋，导致在一个更强烈的放大场，能够更好地影响气体动力学。
2022-03-21 astro-ph.GA
ALMA unveils a triple merger and gas exchange in a hyper-luminous radio galaxy at z=2: the Dragonfly Galaxy (II)
蜻蜓星系（MRC 0152 -209）是宇宙中最活跃的成星射电星系之一，红移z~2。是什么触发了它的活动？我们提出了ALMA第2周期对冷分子CO（6-5）气体和尘埃的观测，这表明这可能是一个富含气体的三重合并。它由一个近距离的双核（间距~4 kpc）和一个弱的CO发射体（距离~10 kpc）组成，所有这些都在HST/NICMOS图像中有对应物。超亮的星暴和强大的射电活动星系核就是在合并的这个前冷阶段被触发的。CO（6-5）在中心区域追踪致密分子气体，补充了现有的CO（1-0）数据，后者揭示了更广泛的冷气体潮汐碎片。我们还发现~10 $^{10}$ M（太阳）的分子气体，在最高速度增强激发。至少有20-50%的这种高激发、高速气体显示出运动学，表明它正在合并中被置换和重新分布，尽管在|v| < 500 km/s的视线速度下，这种气体可能不会逃离系统。驱动冷气体重新分布的过程可能与两个kpc尺度盘之间的引力相互作用或星暴/活动星系核驱动的外流有关。我们估计分子气体重新分布的速率至少为~1200 +- 500 M（太阳）/年，甚至可能接近~3000 +- 800 M（太阳）/年的恒星形成速率。事实上，气体耗尽和气体再分配的时间尺度是相似的，这意味着动力学过程可能是重要的大规模高Z星系的演化。
2015-10-08 astro-ph.GA
The impact of early massive mergers on the chemical evolution of Milky Way-like galaxies: insights from NIHAO-UHD simulations
利用NIHAO-UHD模拟研究早期大质量并合对类银河系星系化学演化的影响，发现并合通过扩大冷气体盘和注入未富集气体导致金属丰度梯度陡化，并可能促成银河系低-α恒星序列的形成。
2023-05-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence for a gas-rich major merger in a proto-cluster at z=2.5
高红移原星系团中富含气体的主要合并是重要的事件，也许导致了今天在星系团核心中看到的缓慢旋转的残余物的产生。在这里，我们提出了一个深Jansky甚大阵观测CO J = 1-0发射线在一个原星系团在z = 2.5，USS 1558 -003。目标区域是一个非常密集的区域，其中聚集了20个H-alpha发射体（HAE）。我们已经成功地检测到CO发射线从三个HAEs，并发现了一个紧密的红色和蓝色的CO发射HAEs对。考虑到它们的距离很近（约30 kpc），速度偏移很小（约300 km/s），以及类似的恒星质量，它们可能处于富含气体的主要合并的早期阶段。对于红色HAE，我们推导出一个总的红外光度L（IR）= 5.1e 12 Lsun使用MIPS 24微米和无线电连续图像。L（IR）/L '（CO）的比例显着增强相比，当地的螺旋和高红移磁盘具有类似的CO光度，这是一个星暴模式的指示。我们发现气体耗尽的时间尺度比正常的恒星形成星系短，无论采用CO-H2转换因子。这种罕见事件的发现表明，富含气体的主要合并经常发生在z > 2的原星系团中，并可能涉及在局部大质量星系团中看到的慢旋转子的形成过程。
2014-06-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Luminous Infrared Galaxies with the Submillimeter Array V: Molecular Gas in Intermediate to Late-stage Mergers
本文介绍了Arp 55和NGC 2623两个发光红外星系（LIRGs）的新的高分辨率ALMA（13 CO J=1-0和J= 2-1）和CARMA（12 CO和13 CO J=1-0）观测。新的数据是对12 CO J=2-1和J=3-2的亚毫米波阵列观测的补充。我们进行贝叶斯似然非局部热力学平衡分析，以约束分子气体的物理条件，如温度，柱和体积密度和[12 CO]/[13 CO]丰度比。对于Arp 55，一个早期/中期的合并，线测量与冷（~10-20 K），致密（>10 $^{3.5}$ cm $^{-3}$）分子气体一致。对于NGC 2623，分子气体温度较高（~110 K），密度较低（~10 $^{2.7}$ cm $^{-3}$）。由于Arp 55是早期/中期合并，而NGC 2623是合并残留物，因此物理条件的差异可能是合并阶段的指标。比较几个LIRGs的温度和体积密度表明，在~kpc尺度上，高级合并的分子气体一般比早期/中期合并的分子气体更温暖，密度更小。我们还发现，与银河系相比，NGC 2623的[12 CO]/[13 CO]丰度比异常高（>250）;然而，它遵循文献中其他LIRG的趋势。这种高[12 CO]/[13 CO]值很可能是由于恒星核合成富集的星际介质。另一方面，Arp 55的[12 CO]/[13 CO]值更接近银河系，最可能的[12 CO]/[13 CO]值为2…
2017-03-21 astro-ph.GA
The role of major gas-rich mergers on the evolution of galaxies from the blue cloud to the red sequence
为了探索局域宇宙中从恒星形成星系的蓝色星云到静止星系的红色序列的快速演化路径，我们选取了一个局域先进并合红外发光超亮星系（adv-merger（U）LIRGs）样本，通过仔细的尘埃消光校正，研究了它们在SFR- $M_{\ast}$、u-r和NUV-r色质图中的位置.该样本由89个（U）LIRGs在合并后期阶段，从交叉相关的IRAS点源目录红移调查和1 Jy ULIRGs样本与斯隆数字巡天DR 7数据库获得。结果表明，进并（U）LIRGs的$74\%\pm 5\%$定域在本星系主序星的$1\, σ$线之上。我们还发现所有的进并合LIRG都比蓝云星系质量大，并且在银河系和内部尘埃修正后都和蓝云星系一样蓝，其中$95\%\pm 2\%$和$81\%\pm 4\%$分别在u-r和NUV-r色质图上位于蓝云之外。这些结果，结合adv-merge（U）LIRGs中耗尽分子气体库的短时间尺度（$3\times 10^{7}$到$3\times 10^{8}$年），意味着adv-merge（U）LIRGs可能处于几个小组先前提出的快速进化轨道的起点。虽然进并（U）LIRGs的数密度仅为局域宇宙中蓝云恒星形成星系的$\sim 0.1\%$，但在高红移时，这种演化轨迹可能起着更重要的作用。
2016-04-25 astro-ph.GA
