Massive galaxies in the early Universe have been shown to be forming stars at surprisingly high rates. Prominent examples are dust-obscured galaxies which are luminous when observed at sub-millimeter (sub-mm) wavelengths and which may be forming stars at rates upto 1,000Mo/yr. These intense bursts of star formation are believed to be driven by mergers between gas rich galaxies. However, probing the properties of individual star-forming regions within these galaxies is beyond the spatial resolution and sensitivity of even the largest telescopes at present. Here, we report observations of the sub-mm galaxy SMMJ2135-0102 at redshift z=2.3259 which has been gravitationally magnified by a factor of 32 by a massive foreground galaxy cluster lens. This cosmic magnification, when combined with high-resolution sub-mm imaging, resolves the star-forming regions at a linear scale of just ~100 parsecs. We find that the luminosity densities of these star-forming regions are comparable to the dense cores of giant molecular clouds in the local Universe, but they are ~100x larger and 10^7 times more luminous. Although vigorously star-forming, the underlying physics of the star formation processes at z~2 appears to be similar to that seen in local galaxies even though the energetics are unlike anything found in the present-day Universe.

We use a suite of semi-empirical models to predict the galaxy–galaxy merger rate and relative contributions to bulge growth as a function of mass (both halo and stellar), redshift, and mass ratio. The models use empirical constraints on the halo occupation distribution, evolved forward in time, to robustly identify where and when galaxy mergers occur. Together with the results of high-resolution merger simulations, this allows us to quantify the relative contributions of mergers with different properties (e.g., mass ratios, gas fractions, redshifts) to the bulge population. We compare with observational constraints, and find good agreement. We also provide useful fitting functions and make public a code to reproduce the predicted merger rates and contributions to bulge mass growth. We identify several robust conclusions. (1) Major mergers dominate the formation and assembly of ∼L* bulges and the total spheroid mass density, but minor mergers contribute a non-negligible ∼30%. (2) This is mass dependent: bulge formation and assembly is dominated by more minor mergers in lower-mass systems. In higher-mass systems, most bulges originally form in major mergers near ∼L*, but assemble in increasingly minor mergers. (3) The minor/major contribution is also morphology dependent: higher B/T systems preferentially form in more major mergers, with B/T roughly tracing the mass ratio of the largest recent merger; lower B/T systems preferentially form in situ from minor mergers. (4) Low-mass galaxies, being gas-rich, require more mergers to reach the same B/T as high-mass systems. Gas-richness dramatically suppresses the absolute efficiency of bulge formation, but does not strongly influence the relative contribution of major versus minor mergers. (5) Absolute merger rates at fixed mass ratio increase with galaxy mass. (6) Predicted merger rates agree well with those observed in pair and morphology-selected samples, but there is evidence that some morphology-selected samples include contamination from minor mergers. (7) Predicted rates also agree with the integrated growth in bulge mass density with cosmic time, but with a factor ∼2 uncertainty in both—up to half the bulge mass density could come from non-merger processes. We systematically vary the model assumptions, totaling ∼103 model permutations, and quantify the resulting uncertainties. Our conclusions regarding the importance of different mergers for bulge formation are very robust to these changes. The absolute predicted merger rates are systematically uncertain at the factor ∼2 level; uncertainties grow at the lowest masses and high redshifts.