大型合并星系中的超光亮炎生星

我们使用数值模拟来探讨磁盘星系合并中炎生星的触发机制。合并驱动的炎生星特性取决于前体星系的结构；具体地，取决于是否存在大量集中在中心的 bulge 质量。没有 bulge 的星系在进行第一次近距离碰撞后不久会形成棒状结构，推动大量气体向中心流动并在星系中心发生后续的炎生星。这些炎生星显著耗尽了可用的星际气体，以至于在最终合并期间仅出现相对较弱的炎生星。相比之下，具有中心 bulge 的星系模型显示出，bulge 会抑制星系的气体流动和炎生星的形成，直到星系实际发生合并时才会释放这种抑制。此时，强烈的耗散作用导致大量集中气体质量的形成，随后形成的恒星形成率是我们孤立磁盘模型中的两个数量级的高速。这些炎生星持续时间非常短，通常约为 $\sim$ 50 Myr，这解释了超光亮红外星系的稀有性——它们处于非常短暂的演化阶段，而非特殊或稀有的形成条件。许多超光亮红外星系显示出许多特征——扭曲结构、双核、巨大的紧凑气体浓度以及极端的炎生活动水平——这表明合并驱动的炎生星可以解释许多超光亮红外星系的辐射，而无需活跃星系核的作用。