A Parameter Space Exploration of Galaxy Cluster Mergers II: Effects of Magnetic Fields
星系团中炽热的团内等离子体是弱磁化的。团簇之间的合并产生气体压缩和运动，这可以增加磁场强度。在这项工作中，我们进行高分辨率的非辐射磁流体动力学模拟的双星系团合并的磁场，检查这些运动的磁场配置和强度的影响，以及对气体本身的影响。我们的模拟样本的初始质量比和碰撞参量的参数空间。在合并的第一个核心通道期间，磁能通过气体压缩而增加。在此之后，剪切流产生暂时的，Mpc级的，强场的“细丝”结构。最后，磁场通过湍流而变得更强。磁场放大对于低质量比的合并是最有效的，但是具有大碰撞参量的合并可以通过剪切运动更多地增加磁能。磁场的放大在每次团簇合并的前两个核心通道之间最为有效。在第二次堆芯通过之后，该区域的磁能逐渐减小。一般来说，从气体运动到磁场的能量转移不足以对气体混合产生实质性影响，并因此导致团簇核心中出现熵的随后增加。在没有辐射冷却的情况下，这导致团簇核心中的磁场强度的总体降低。在这些区域中，最终的磁场是各向同性的，而在更大的半径处它可以是显著切向的。
2019-08-06 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
X-SORTER (X-ray Survey Of meRging clusTErs in Redmapper): X-ray and Spectroscopic Characterization of 12 Optically Selected Galaxy Cluster Merger Candidates
University of California, Davis（加州大学戴维斯分校）；California State University, Sacramento（加州州立大学萨克拉门托分校）；Rochester Institute of Technology（罗切斯特理工学院）
通过光学指标识别红mapper团簇中的合并系统，并利用X射线和光谱学观测揭示暗物质相互作用和团簇演化。
2026-06-11 astro-ph.CO
Confronting Models of Dwarf Galaxy Quenching with Observations of the Local Group
已经提出了许多机制来连接恒星形成的矮不规则星系和非恒星形成的矮球状星系的形成，但这些机制之间的区别一直很困难。我们使用Via Lactea暗物质唯一的宇宙学模拟来测试两个动机良好的简单假设-不规则星通过潮汐搅拌和冲压压力剥离后，近距离通过宿主星系转化为矮球状星系，并通过合并矮-预测径向分布和推断的形成时间所产生的矮球状星系。我们将其与在本星系群中观测到的分布进行比较，并表明：1）远离银河系或M31的观测到的dSph分布可以与至少一次通过宿主星系附近的VL晕相匹配，尽管存在显著的晕-晕散射，2）需要两个或更多近心通道形成dSph的模型不能解释超过500 kpc的dSph，如鲸鱼座和杜鹃座，合并预测了dSph的平坦径向分布，不能解释银河系附近的高dSph分数，但不排除在大距离处。这些模型还表明，对于今天发现的超过500千秒差距的dSphs，合并往往发生明显早于矮-主机遇到，从而导致一个潜在的可观察到的差异恒星星族。我们认为，潮汐相互作用是足够的，以重现所观察到的分布dSph的当且仅当一个单一的近心通道是足以形成一个dSph。
2013-06-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tidal evolution of galaxies in the most massive cluster of IllustrisTNG-100
我们研究星系的潮汐演化在最大质量的星系团的IllustrisTNG-100模拟。为了这项工作的目的，我们选择了112个目前恒星质量最大的星系，并及时跟踪它们的性质。利用它们的轨道历史，我们将样本分为未进化（下降），弱进化（一个近心点通道）和强进化（多个近心点）。这些样本被星系团在其整个演化过程中所经历的综合潮汐力的值清楚地分开，它们的性质强烈地依赖于这个量。由于潮汐剥离，弱演化样本的星系损失了10%至80%的暗物质和不到10%的恒星，而那些在强烈演化的样本中的星系超过70%的暗物质和10%至55%的恒星质量，并且显着较少甚至不占主导地位的暗物质。虽然33%的下落星系不含任何气体，但这一比例在弱演化的样本中增加到67%，在强演化的样本中增加到100%。强烈演化的星系更早更快地失去它们的气体（在2-6 Gyr内），但这个过程从第一个近心通道开始可能需要4 Gyr。这些星系更红，更富含金属，当红移z=0.5时，星系团中的星系群主要是红色的。由于潮汐搅动，星系的形态从扁球形演化为长球形，自转减弱，模拟星系团再现了星系的形态-密度关系。强烈演化的样本包含至少六个令人信服的潮汐诱导酒吧和六个星系，他们的酒吧与集群的相互作用增强的例子。
2020-06-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Discovery and Multi-Wavelength Analysis of a New Dissociative Galaxy Merger: The Champagne Cluster
本文报告了在redMaPPer SDSS DR8目录中发现的一个新的双星系团并合系统“香槟星系团”，通过Keck/DEIMOS红移测量和Chandra X射线数据分析，结合流体动力学模拟，确定了其过近心点时间、碰撞参数及1:10的质量比。
2025-08-14 astro-ph.CO gr-qc
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
Two merging galaxy clusters with very hot shock fronts observed shortly before pericentric passage
我们对来自XMM- \textit{Newton} X射线存档数据的两个合并簇进行了详细分析：PLCKESZ G036.7+14.9（$z=0.15$ ;以下简称G 036）和PLCK G292.5+22.0（$z=0.30$ ;以下简称G292）。我们注意到，集群内的介质被加热作为合并的结果，我们发现合并冲击的证据在两个子集群晕之间的区域。X射线观测证实，这些系统中的冲击是文献中已知的最热的。根据ICM对温度不连续性的分析，确定G 036和G292的马赫数分别为$M_{\rm G036}=1.3$和$M_{\rm G292}=1.5$。在本文中，对于每个集群，我们提出了一个流体动力学模型的合并作为一个整体，兼容其扩散X射线发射和温度图。模拟结果表明，这两个集群观察前不久，臂间通道。我们的模拟结果表明，G 036系统的合并是在倾角为50 $^{\circ}$（轨道平面和天空平面之间的角度），只有50万年前的近心通道。在G292的情况下，子星系团将在离天空平面（$i=18^{\circ}$）不远的地方合并，并在两个核心碰撞之前观察到150万年。
2019-06-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
A New Galaxy Cluster Merger Capable of Probing Dark Matter: Abell 56
本文发现双星系团并合系统Abell 56，结合多波段数据与模拟分析其处于近心点后的状态并接近天球面，估算了暗物质散射截面，有望提供严格的约束。
2023-07-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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
A study of cool core resiliency and entropy mixing in simulations of galaxy cluster mergers
我们提出了一套二进制合并集群模拟的结果。流体动力学集群模拟采用平滑粒子流体动力学（SPH）制定的梯度误差大大减少，通过积分的方法。我们考虑绝热以及辐射模拟，其中我们包括气体冷却，恒星形成和能量反馈超新星。我们探讨合并的热力学结构上的最后合并残留物的团内气体的影响。特别是，我们研究了如何核心熵的合并过程中产生的初始冷却核心配置文件对中断和稳定性。为此，我们考虑了一系列的初始质量比和碰撞参量。我们的绝热合并模拟的最终熵分布与以前的发现（ZuHone 2011）非常一致，所有初始合并设置都破坏了冷核。对于等质量的离轴合并，我们发现，一个显着的贡献，最终的主核心熵是由于旋转运动，这是由潮汐扭矩引起的第一近心通道期间产生的流体动力学不稳定性。在辐射模拟中，冷核对加热过程更具弹性;尽管如此，它们只有在质量非常不相等的离轴合并的情况下才能保持其完整性。我们认为，这些结果是强大的气体物理模拟的变化，特别是包含AGN热反馈。我们的研究结果支持这样的观点，即观察到的核心集群形态自然出现在合并集群的背景下，并得出结论，合并角动量是一个关键参数，在塑造最终合并残留物的物理性质。
2021-05-11 astro-ph.CO
Shining Light on Merging Galaxies I: The Ongoing Merger of a Quasar with a `Green Valley' Galaxy
对一对z = 0.37的相互作用星系（其中一个拥有一个类星体）的偶然观测显示，一个巨大的气体物质桥连接着两个物体。这座桥被类星体（QSO）光致电离，沿着连接两个星系的整个38 kpc视线显示气体。由此产生的发射谱线提供了一个前所未有的机会来研究这个红移的合并过程。我们确定了气桥的运动学、电离参数（log U ~ -2.5 +- 0.03）、柱密度（N_H ~ 10^{21} cm^{-2}）、金属丰度（[M/H] ~ -0.20 +- 0.15）和质量（~ 10^8 Msun）。我们同时约束类星体宿主星系（M_DM> 8.8 x 10^{11} Msun）及其伴星系（M_DM>2.1 x 10^{11} Msun; M_star ~ 2 x 10^{10} Msun;恒星爆发年龄= 3亿~ 8亿年; SFR~6 Msun/yr;金属丰度12+log（O/H）= 8.64 +- 0.2）的性质。这个系统的一般性质符合星系-星系合并的标准范式，即在第一次和第二次通过之间，其中一个星系拥有一个活跃的类星体。伴星系位于所谓的“绿谷”，其恒星星族与最近在合并第一次通过期间触发的恒星爆发相一致，并且没有可检测到的活动星系核活动。除了提供与星系合并相关的类星体的案例研究，类星体/星系对类星体光电离潮汐桥，如这一个提供了独特的见解星系的属性，同时也区分了一个重要的和不充分理解的星系演化阶段。
2011-03-21 astro-ph.CO
Deep Chandra X-ray Observations of Abell 2029: the Merger History of a Relaxed, Strong Cool Core Cluster
Boston University（波士顿大学）；Naval Research Laboratory（海军研究实验室）
该研究通过深度钱德拉X射线观测揭示了松弛冷核星系团Abell 2029的晃动螺旋结构、ICM子结构及并合遗迹，结合模拟表明其是子星系团二次核心穿越的结果，说明松弛星系团仍存丰富动力学活动历史。
2025-11-17 astro-ph.CO astro-ph.HE
Weak-lensing mass bias in merging galaxy clusters
虽然弱透镜效应（WL）是一个强大的方法来估计一个星系团的质量没有任何动力学假设，模型偏差时，集群的密度分布偏离假设的模型轮廓。在合并系统中，由于组成晕经历了重大的结构变化，预计偏差将变得最严重。在这项研究中，我们调查WL质量偏差在二进制集群合并使用一套理想化的流体动力学模拟。真实的WL剪切星表是通过匹配源星系的特性，如固有的形状色散，测量噪声，源密度等，与斯巴鲁和{ \it哈勃太空望远镜}观测到的结果一致。我们发现，在典型的质量-浓度（$M$ - $c$）关系和Navarro-Frenk-White（NFW）分布下，晕的质量偏差依赖于第一次近心通过的时间，并随着伴星质量的增加而增加.质量偏差的时间演化与浓度的时间演化相似，这表明，对于一阶而言，质量偏差受浓度变化的调制。对于两个$\sim10^{15}~M_{\odot}$簇之间的冲突，最大偏差为$\sim60\%$。这表明，以前的WL研究可能大大高估了一些最大规模的合并集群的质量。最后，我们将我们的研究结果应用到三个合并的情况下：Abell 2034，MACS J1752.0+4440，ZwCl 1856.8+6616，并报告其质量偏差在观察到的时间，以及他们的合并前的群众，利用他们的合并冲击位置的合并阶段的示踪剂。
2023-01-25 astro-ph.CO
Dynamical analysis of galaxy cluster merger Abell 2146
利用双子座北望远镜上的双子座多目标摄谱仪对合并星系团系统Abell 2146进行了动力学分析。钱德拉X射线天文台发现，该系统正在经历一次重大的合并，并具有一种气体结构，表明最近的第一次核心通道。该系统呈现两个大的冲击波阵面，使其在这些罕见的系统中独一无二。根据对两个激波阵面的观测，热气结构表明合并轴必须接近天空平面，并且两个合并的星团在质量上相对接近。使用63光谱确定的集群成员，我们应用各种统计测试，以建立两个不同的大规模结构的存在。考虑到该系统最近经历了一次大的合并，整个系统的维里质量估计值为M_vir = 8.5 + 4.3 - 4.7 x 10 ^14 M_sol，这与先前使用Sunyaev-Zeldovich信号进行的研究中的质量测定一致。新计算的系统红移为z = 0.2323。两体动力学模型给出了合并轴和天空平面之间的角度为13-19度，第一次核心通过后的时间尺度为0.24-0.28 Gyr。
2015-08-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Shocking Tails in the Major Merger Abell 2744
我们确定了四个罕见的“水母”星系在哈勃太空望远镜图像的主要合并集群阿贝尔2744。这些星系拥有恒星形成结和细丝的痕迹，这些痕迹是在从母星系剥离的气体尾巴中原位形成的，表明它们正处于被环境改造的过程中。这些星系快速转变的进一步证据来自它们的光谱，它们揭示了星暴、星暴后和活动星系核的特征。最有趣的是，其中三个水母星系位于ICM附近，这些ICM特征与钱德拉X射线图像中检测到的合并“子弹状”子星系团及其冲击波阵面有关。我们认为，高压合并环境可能是负责恒星形成的气体尾巴。这提供了观测证据，说明星系在一个主要的星系团合并的剧烈核心通道阶段迅速转变。
2012-04-04 astro-ph.CO
Discovery of an X-ray bridge between the comma-shaped gas and the main cluster in MCXC J0157.4-0550
Hiroshima University（广岛大学）
该研究利用XMM-Newton数据发现星系团MCXC J0157.4-0550中连接逗号状气体与主团的X射线桥，结合弱透镜分析约束了并合参数，修正了仅靠X射线形态判断并合方向的认知偏差。
2025-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Galaxy mergers drive enhancements in ionization states
Minnesota Institute for Astrophysics, University of Minnesota（明尼苏达大学天体物理研究所）；Department of Physics & Astronomy, University of Missouri-Kansas City（密苏里堪萨斯城大学物理与天文系）；Missouri Institute for Defense & Energy（密苏里国防与能源研究所）
研究星系合并对电离态的影响，通过分析斯隆数字巡天数据，发现合并使\(\rm{O}_{32}\)增加，尤其在首次近心点通过后，低质量合并贡献大，表明合并增强电离态，还推断绿豌豆星系是低质量星系合并。
2026-07-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The accretion history of the Milky Way. II. Internal kinematics of globular clusters and of dwarf galaxies
研究银河系晕中球状星团和矮星系的结构性质与轨道的联系，发现矮星系偏离内部平衡，提出 ram-pressure stripping 和潮汐冲击导致其运动学反相关，质疑了先前暗物质密度估计。
2023-11-23 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
A New Robust Constraint on the Self-interaction Cross-section of Dark Matter with Double Radio Relic Clusters
Yonsei University（延世大学）；University of California Davis（加州大学戴维斯分校）
通过双无线电残像追踪的冲击到冲击距离，研究暗物质自相互作用截面，得出首个不考虑质量不确定性等参数的约束结果。
2026-07-10 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
Optical IFU Observations of the Brightest Cluster Galaxy NGC 4696: The Case for a Minor Merger and Shock-excited Filaments
利用澳大利亚国立大学Siding Spring天文台2.3米望远镜的宽视场光谱仪（WiFeS）对半人马座星系团核心附近（z ~ 0.01）最亮的星系团星系NGC 4696进行了深光学积分场光谱观测。我们调查的形态，运动学和激发的发射线丝，并讨论这些在一个未成年人合并模型的背景下。我们认为，在这个对象中的发射线细丝有其起源于吸积的气体丰富的星系，他们被激发的v ~100-200公里/秒的冲击驱动到冷的细丝气体的冲压压力的跨音速通道的合并系统通过热晕气体的NGC 4696。
2010-09-16 astro-ph.CO
A New Dissociative Galaxy Cluster Merger: RM J150822.0+575515.2
本研究发现新的解离型星系团并合系统RM J150822.0+575515.2，通过多波段观测分析其动力学与质量分布，结合模拟推断并合阶段，为暗物质性质研究提供新实验室。
2023-07-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Pre-Processing and Post-Processing in Group-Cluster Mergers
星系团中的星系团更有可能是早期类型的，并且比场中的星系有更低的恒星形成率。最近的观察和模拟表明，星系团可能会被星系团或暗条环境“预处理”，并且作为更大星系团的一部分落入星系团的星系可以在星系团内保持相干长达一个轨道周期（“后处理”）。我们调查这些想法的宇宙学$N$体模拟和理想化的$N$体加流体动力学模拟的一组集群合并。我们发现，集团环境可以显着有助于通过增强星系星系合并率，清除星系的热晕气体的冲压压力剥离，和潮汐截断他们的星系的星系预处理。潮汐变形的群体在下降期间不有助于预处理。后处理也被证明是有效的：星系-星系碰撞增强在一个集团的近心通道内的一个集群，合并冲击增强了冲压压力集团和集群星系，并在合并过程中增加局部密度导致更大的银河潮汐截断。
2013-08-06 astro-ph.CO
MC^2: A deeper look at ZwCl 2341.1+0000 with Bayesian galaxy clustering and weak lensing analyses
ZwCl 2341.1+0000是一个具有扰动X射线形态和广泛分离（$\sim$ 3 Mpc）的双射电遗迹的合并星系团，被认为是一个极大质量（$10-30 \times 10^{14} M_\odot$）和复杂系统，但对它的合并历史知之甚少。我们提出了JVLA 2-4 GHz的观测集群，随着新的光谱从我们的凯克/DEIMOS调查，并应用高斯混合模型的三维分布的227个确认星系团。采用贝叶斯信息准则，以避免过度拟合，我们发现，可以偏置总动力学质量估计高，我们发现，一个三个子结构模型的总动力学质量估计$9.39 \pm 0.81 \times 10^{14} M_\odot$是有利的。我们还提出了深斯巴鲁成像，并在此系统上进行第一次弱透镜分析，获得弱透镜质量估计$5.57 \pm 2.47 \times 10^{14} M_\odot$。这是一个更稳健的估计，因为它不依赖于系统的动态状态，而系统的动态状态由于合并而受到干扰。我们的研究结果表明，ZwCl 2341.1+0000是一个多合并系统，包括至少三个子结构，与主要的合并，产生的无线电遗迹发生在天空的平面附近，和一个年轻的合并在北部发生更接近视线。主合并的动力学模拟再现了观测到的量（残余位置和偏振，子集群分离和径向速度差），如果合并轴角$\sim$ 10 $^{+34}_{-6}$度和碰撞速度在近心点是$\sim$ 1900 $^{…
2017-06-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The rise and fall of radio-luminous merger shocks from a large sample of galaxy cluster simulations
本文基于 The Three Hundred Project 的星系团并合模拟大样本，研究了射电遗迹作为星系团质量和红移函数的中位演化，详细计算了射电激波从产生到消亡的光度输出。
2025-04-03 astro-ph.CO
Multi-wavelength Observations of the Dissociative Merger in the Galaxy Cluster CIZA J0107.7+5408
我们提出的结果的基础上的X射线，光学和射电观测的大质量星系团CIZA J0107.7+5408。我们发现，该系统是一个后核心通道，解离，二进制合并，与光学星系密度峰值的每个子集群领导其相关的X射线发射峰。这种分离的发生是因为弥漫的气体经历了冲压压力，而有效的无碰撞星系（以及可能与之相关的暗物质晕）没有。这个系统包含双峰的漫射射电辐射，可能是一个双射电遗迹，遗迹沿着合并轴排列，也引导着X射线核心。我们发现了与西南遗迹相关的温度峰值的证据，可能是由同一个合并冲击造成的，该冲击为该地区的遗迹无线电发射提供动力。因此，这个系统是一个相对罕见的分离二元合并的干净例子，原则上可以用来限制暗物质的自相互作用截面。低频射电观测揭示了与X射线、光学或高频射电辐射无关的超陡谱漫射射电辐射。我们认为，这些来源是无线电凤凰，这是预先存在的非热粒子人口已重新通过绝热压缩由相同的合并冲击，电力的无线电遗迹。最后，我们把逆康普顿发射的SW无线电遗物的上限。
2016-04-12 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
MC$^2$: Dynamical Analysis of the Merging Galaxy Cluster MACS J1149.5+2223
我们提出了一个合并集群MACS J1149.5+2223使用档案成像斯巴鲁/Suprime-Cam和多目标光谱从凯克/DEIMOS和双子座/GMOS的分析。我们采用二维和三维的子结构测试，并确定MACS J1149.5+2223是由两个独立的合并之间的三个子集群发生$\sim$ 1陀螺分开。主合并产生了细长的X射线形态和东南部的射电遗迹。最亮的星系团是主合并星系团北部子星系团的成员。这个星团质量非常大（16.7 $^{+\text{1.25}}_{-\text{1.60}}\times\text{10}^{\text{14}}$ M $_{\odot}$）。南部的子星系团也非常巨大（10.8 $^{+\text{3.37}}_{-\text{3.54}}\times\text{10}^{\text{14}}$ M $_{\odot}$），但它缺乏相关的X射线表面亮度峰值，尽管对这个\emph{Frontier Field}星系团进行了详细的研究，但它以前一直没有被识别出来。第二次合并发生在沿视线的北部，与第三个质量较小的子星团（1.20 $^{+\text{0.19}}_{-\text{0.34}}\times\text{10}^{\text{14}}$ M $_{\odot}$）合并。我们进行了Monte Carlo动力学分析的主要合并，并估计碰撞速度在近心点的2770 $^{+…
2016-08-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Hubble sequence: just a vestige of merger events?
Abr：我们调查哈勃序列是否可以被合并事件的遗迹复制。我们证实，在zmed=0.65，人口丰富的异常星爆主要是与当地的螺旋。它们的形态主要是年轻恒星，与它们的电离气体运动学有关。我们表明，形态学和运动学都可以通过使用Barnes（2002）对主要合并研究的气体模型来再现。使用我们的模型来估计合并过程中的气体到恒星的转换，我们确定的气体分数的祖先一般在50%以上。所有遥远的大质量星暴都可以沿着一个时间序列分布，从第一个通道到核融合，然后到磁盘重建阶段。它证实了重建的螺旋盘的情况下，可能是一个重要的通道，为今天的磁盘形成的螺旋。因为现在的螺旋中有一半在zmed=0.65时具有特殊的形态和异常的运动学，它们确实可能在6个Gyrs前处于主要的合并阶段，而且几乎都在z~1。现在是详细研究螺旋盘及其子结构的形成的时候了，包括凸起、盘、臂、条、环，它们可能主要源于上一次大合并期间产生的不稳定性。
2009-09-14 astro-ph.CO
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
The NGC7771+NGC7770 Minor Merger: Harassing the Little One?
对质量比通常大于3：1的小型合并的数值模拟预测，全球恒星形成活动几乎没有增强。然而，这些模型也预测卫星星系比主星系更容易受到相互作用的影响。我们使用光学积分场光谱和深光学成像研究NGC 7771 + NGC 7770相互作用系统（~10：1恒星质量比）来验证这些预测。我们发现，卫星星系NGC 7770目前正在经历一个星系范围的星暴，大部分的可见光来自年轻和后星暴恒星星族（<1 Gyr）。这个星系位于复合星系的局部恒星形成序列之外，具有增强的综合特定恒星形成率。我们还在NGC 7770的外围探测到Halpha发射的气体细丝。这些气体似乎是从两个星系中的一个星系剥离出来的，并受到冲击的激发。所有这些结果与NGC 7770在第一次近距离通过后的小合并诱导的恒星形成事件一致。在主星系NGC 7771上没有观察到这种效应。
2012-06-08 astro-ph.CO
Preprocessing in small groups: Three simulated galaxies interacting prior to cluster infall
本研究利用IllustrisTNG100模拟展示了一个三盘状星系小组在红移z=1.3时早期坠入星系团前的强相互作用，产生潮汐棒并触发恒星形成，坠入后经历质量损失但棒结构保留，为星系团形成和潮汐棒起源提供新情景。
2023-09-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Closing Pandora's Box -- The deepest X-ray observations of Abell 2744 and a multi-wavelength merger picture
本文利用 Chandra 超深 X 射线观测结合并合模拟，揭示 Abell 2744 中三个次团冷核的瓦解与西北激波，排除了西北次团的引力弹弓情景，提出南北正面并合后西北次团首次落入的演化图景，并指出大尺度超密度区域对观测的贡献。
2024-07-03 astro-ph.CO
Star Formation History In Merging Galaxies
众所周知，星系间的相互作用会引发恒星暴增。年轻的大质量星团形成于相互作用的星系和合并可能成为年轻的球状星团。这些星系团的年龄可以提供有关相互作用触发事件发生时间的线索，从而为重建合并星系的恒星形成历史提供重要途径。星系合并的数值模拟可以实现不同的恒星形成规则。例如，取决于气体密度或由冲击触发的恒星形成预测了显着不同的恒星形成历史。为了检验这些模型的有效性，多天体光谱被用来绘制一系列星系合并不同阶段（Arp 256，NGC 7469，NGC 4676，Arp 299，IC 883和NGC 2623）的主体和尾部的年轻星团的年龄。我们发现，随着合并阶段的推进，年龄的累积分布变浅。这一结果表明，集群年龄的趋势作为合并阶段的功能。在NGC 4676中，我们发现两个星团的年龄约为1.7亿年，这表明它们可能是在第一次通过时形成的。它们在潮汐尾中的位置与激波诱导模型预测的恒星形成的空间分布一致。当比较NGC 7252中星团的年龄和空间分布与我们的模型时，我们发现一些星团可能在第一次通过时的瞬发星爆期间形成，正如激波诱导恒星形成的模拟所预测的那样。模拟结果表明，激波诱导机制是恒星形成的重要触发机制，利用星爆形成的星团年龄可以有效地确定合并星系的恒星形成历史。
2009-08-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
ICM-SHOX. Paper I: Methodology overview and discovery of a gas--dark matter velocity decoupling in the MACS J0018.5+1626 merger
本文提出 ICM-SHOX 多探针模拟对比框架，约束 MACS J0018.5+1626 并合参数，并发现由星系速度与 kSZ 示踪的暗物质—气体速度解耦。
2024-04-05 astro-ph.CO
Tidally induced bars of galaxies in clusters
利用N体模拟方法研究了团簇中盘状星系潮汐诱导棒的形成和演化。我们的祖先是一个巨大的，晚型星系类似于银河系，由指数盘和NFW暗物质晕组成。我们将星系置于室女座星系团的四个不同轨道上，并将其演化10 Gyr。作为一个参考案例，我们也孤立地发展了相同的模型。潮汐诱导的酒吧形成后不久，所有的轨道上的第一个近心通道，并生存，直到进化结束。它们出现得更早、更强、更长，并且在更紧的轨道上具有更低的模式速度。只有最紧的轨道的属性的酒吧控制的方向的潮汐扭矩从集群在pericenters。这些条的形成机制是角动量从星系的恒星成分转移到它的晕。当潮汐力较强时，所有的杆都经历了较长时间的屈曲不稳定性，这种屈曲不稳定性发生得更早，并导致更明显的方形/花生形。使用所有的模拟输出的星系在不同的演化阶段，我们构建了一个玩具模型的星系团中的人口和测量的平均酒吧强度和酒吧分数作为一个函数的团心半径。两者都被发现是半径的轻度减少的功能。我们的结论是，潮汐力可以触发酒吧形成在星系团的核心，但不是在外围，从而导致更大的浓度棒星系团的中心。
2016-05-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Minor merger-induced cold fronts in Abell 2142 and RXJ1720.1+2638
我们提出的证据存在的“松弛出现”冷锋团Abell 2142和RXJ 1720.1 +2638的子结构。这些子结构的检测是可能的综合多目标光学光谱获得的Hectospec和深度成像多目标光谱仪仪器上的6.5米MMT和10米凯克II望远镜，分别。这些观测分别产生了956个和400个光谱确认的星团成员，其投影半径分别为Abell 2142和RXJ 1720.1 +2638的3Mpc。子结构表现为成员星系空间分布的局部峰值，也表现为局部速度子结构区域。对于Abell 2142和RXJ1720.1+2638，我们确定了组尺度的子结构，当考虑到冷锋的形态和时间，因为从冷锋半径估计的扰动物的近心通道，可能会扰动集群核心，并产生在钱德拉图像中观察到的冷锋。这里提出的结果是一致的冷锋合并活动的结果，并与冷锋在轻松出现集群是由于轻微的合并活动。
2011-09-26 astro-ph.CO
Mergers, tidal interactions, and mass exchange in a population of disc globular clusters
我们提出了一个自洽的$N$体模拟厚盘球状星团（GC）的原始人口的演变的结果。我们研究了这些星系团的内部性质如何在相互作用的作用下演变，而它们围绕着一个银河系般的星系。这是第一次，通过分析和数值计算的考虑，我们发现，盘GC之间的物理遭遇是一个至关重要的因素，促成了银河系GC系统的当前属性的形状。在相似轨道上的近距离通过或运动确实可能对星系团的内部结构产生重大影响，通过质量交换甚至合并产生多个引力束缚的子种群。我们的模型产生了两个主要的合并和一些小的质量交换对GC之间。我们的两个GC从两个同伴那里吸积恒星，最终形成三个内部子种群。我们提出这些早期的相互作用和合并厚盘GC与略有不同的初始化学成分作为一个可能的解释，在一些大规模的银河系GC中观察到的金属丰度的传播的存在。
2018-09-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
SDSS-IV MaNGA: Unveiling Galaxy Interaction by Merger Stages with Machine Learning
我们使用机器学习技术来分类星系合并阶段，这可以揭示在星系相互作用期间驱动恒星形成和活动星系核（AGN）活动的物理过程。该样本包含来自SDSS-IV MaNGA积分场光谱调查的4，690个星系，可分为1，060个合并星系和3，630个未合并或未分类的星系。对于合并样本，有468，125，293和174个星系处于（1）进入配对阶段，（2）第一次近心通过阶段，（3）接近或刚刚通过远心，（4）最终合并阶段或合并后。利用投影分离、视线速度差、SDSS gri图像和MaNGA Ha速度图等信息，我们能够对合并及其阶段进行很好的分类，这是识别相互作用星系的最重要依据。对于2阶段分类（二进制;非合并和合并），LGBM分类器的性能可以很高（精度>0.90）。我们发现样本量可以通过旋转来增加，因此5阶段分类（非合并，1，2，3和4合并阶段）也可以很好（精度>0.85）。最重要的特征来自SDSS gri图像。来自MaNGA Ha速度图、投影分离和视线速度差的贡献可以进一步将性能提高0- 20%。换句话说，图像和速度信息足以捕获星系相互作用的重要特征，我们的结果可以应用于整个MaNGA数据以及未来的全天巡天。
2022-08-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cool-Core Destruction in Merging Clusters with AGN Feedback and Radiative Cooling
National Taiwan University（台湾大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）；National Tsing Hua University（清华大学）；National Center for Theoretical Sciences（国家理论科学中心）；Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密松天体物理中心）；University of Modena and Reggio Emilia（摩德纳和雷焦艾米利亚大学）
研究通过三维模拟探讨AGN反馈和辐射冷却对银河团块中CC破坏的影响，发现AGN反馈在调节合并团块中至关重要，不同合并参数下CC/NCC转变机制各异。
2026-02-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
