The formation and assembly of a typical star-forming galaxy at z~3
最近对大爆炸后2-3 Gyr的星系的研究揭示了大的、湍流的旋转系统。在这个宇宙恒星形成的高峰时期，星系中存在着有序的旋转，这可能表明，通过冷流的气体吸积可能是大多数恒星形成星系在高红移的主导模式，因为主要的合并可以完全破坏观察到的速度场。然而，较差的空间分辨率和灵敏度阻碍了这种解释，限制了对最大和最明亮的星系的研究，这些星系可能与更典型的恒星形成星系有根本不同的组装模式。在这里，我们报告的一个典型的恒星形成星系在z=3.07的线性分辨率为~100秒差距的观测。这种空间采样是由引力透镜和激光导星自适应光学的组合。我们发现了一个有序的致密源，其中分子气体被有效地转化为恒星，可能组装一个类似于目前在螺旋星系中看到的球状凸起和圆盘。
2008-10-08 astro-ph
Implication of Dark Matter in Dwarf Spheroidal Galaxies
我们研究物理量之间的相关性，以探讨暗物质（DM）在本星系群矮球状星系（dSphs）中的存在。为了澄清DM是否存在于dSphs中，我们比较了它们内部运动学的两个极端模型：[1]潮汐模型（dSphs的质量是用发光质量估计的，因为观测到的dSphs的大速度色散归因于银河系的潮汐力），和[2] DM模型（dSph的质量是用维里质量估计的，因为速度色散被认为反映了DM势）。在这两个模型中，我们发现，dSphs的表面亮度和银河系的潮汐力之间的关系是一致的解释。这对先前的研究提出了批评，这些研究得出结论，潮汐力对仅基于模型的dSphs有效[1]。我们还检验了银心距和引潮力之间的相关性。因此，这两种模型在本测试中也得到支持。因此，我们无法判断这两者中的哪一个在相关性研究中更有希望用于dSphs。还考虑了潮汐扰动的物理过程。由于受潮汐扰动的恒星逃逸的时间尺度比dSphs的轨道周期短得多，因此受潮汐扰动的dSphs很难作为一个集合体存在。因此，我们认为，DM的引力场是必要的绑定dSphs与一个大的速度色散。
1999-05-12 astro-ph
Modeling The Structure And Dynamics of Dwarf Spheroidal Galaxies with Dark Matter And Tides
我们报告的N-体模拟破坏卫星的结果，旨在探索是否可以用简单的，质量跟随光（MFL）模型，包括潮汐破坏的dSphs观察到的功能。作为一个测试案例，我们专注于船底座矮球体（dSph），目前在大半径的最广泛的数据。我们发现，以前的N体，MFL模拟dSphs没有充分探索卫星质量，密度和轨道形状的参数空间，以找到与银河系dSphs系统的充分匹配，而通过对参数空间的系统调查，我们能够找到潮汐干扰，MFL卫星模型，而忠实地再现船底座的速度剖面，速度弥散剖面和投影密度分布在其整个采样半径。成功的MFL模型卫星有非常偏心的轨道，目前青睐冷暗物质（CDM）模型，和中心速度分散，仍然产生一个准确的代表性的束缚质量和观察到的中央M/L~40的船底座，尽管膨胀的速度分散外的dSph核心的未绑定碎片。我们的参数空间的调查也使我们能够解决一些常见的误解潮汐中断和dSPH结构和动力学的可观察到的影响。模拟表明，即使是适度的潮汐破坏可以有一个深远的影响，在大半径的dSph恒星的动态观察。由潮汐破坏MFL模型很好地描述的日冕仍然可以与L-CDM完全兼容，例如，如果它们代表发光晕演化的后期阶段。
2007-12-28 astro-ph
The Fundamental Plane of Bulges at Intermediate Redshift
我们报告的一项新的研究，旨在了解的多样性和演化特性的遥远的星系凸起的背景下，完善的纯球状星系的趋势。在红移0.1 < z < 1.2的范围内，对137个旋涡星系在GOODS场中的核球进行了分离。使用成熟的测光技术，我们确定每个星系的特征参数（大小，表面亮度，轮廓形状）在4个GOODS-ACS成像带的磁盘和凸起组件。利用凯克星上的DEIMOS摄谱仪，可以精确地观测到相当大一部分凸起的恒星速度色散。这使我们能够比较我们的基本面遥远的凸起与场球状星系在一个类似的红移范围。在膨胀与总光度比（B/T）> 0.2的螺旋星系中，膨胀的演化模式与低光度椭球体非常相似。到一阶，它们最近的大规模组装历史是等价的。
2007-09-12 astro-ph
Mergers and Galaxy Assembly
理论上的考虑和观测数据都支持这样一种观点，即兼并在过去更为频繁。在红移z = 2到5时，剧烈的相互作用和合并可能与莱曼破裂星系、亚毫米级星暴和活动星系核的观测有关。椭圆星系团中的大多数恒星可能都是在这样的红移下形成的，就像银河系中的大多数光环和球状星团一样;这些事件可能都与合并有关。但是，什么样的星系在高红移时合并，现在的合并对这些早期碰撞有用吗？我将通过描述银河系、椭圆星系和球状星团系统的形成来探讨这些问题。
1998-11-16 astro-ph
Updated Information on the Local Group
本说明更新了我最近关于\underline{The Galaxies of the Local Group}的专著中发表的资料。亮点包括：（1）新发现的鲸鱼座矮椭球体作为本星系群的一个成员，（2）SagDIG的距离得到了改进，现在它将这个物体放置在非常接近本星系群零速度表面的边缘，（3）关于一些个别本星系群成员进化历史的更多信息，以及（4）改进了距离测定，一些当地团体成员。这些数据使某些（或可能的）地方团体成员的数目增加到36个。这些星系的空间分布支持了哈勃的说法，即本星系群在一般的场中是孤立的。"目前的证据表明，许多矮球状体中的恒星形成持续的时间要比星系晕主体中的长得多。这表明，"“球状星团，如Ruprecht 106，可能是在现已不复存在的矮球状体中形成的。假设SagDIG是最遥远的本星系群星系，位于本星系群的零速度表面上，或者就在本星系群的零速度表面之内，则动力学年龄为\gtrsim 17.9 \pm 2.7 Gyr。
2000-01-04 astro-ph
Observations of the High Redshift Universe
在这些针对非专业人士的讲座中，我回顾了理解星系如何形成和演化的进展。恒星的形成历史和恒星质量的聚集可以从红移z~6到现在的经验追踪，但是各种遥远的种群如何相互关联以及恒星聚集如何受到反馈和环境过程的调节仍然不清楚。我还讨论了如何将这些研究扩展到定位和表征Z~6以外的早期来源。早期的恒星形成星系是否对再电离过程做出了重大贡献？这是在什么时期发生的？在这个前沿课题中，理论和观测都没有得到很好的发展，但这里提出的第一个结果为我们如何使用更强大的未来设施提供了重要的指导。
2007-01-01 astro-ph
Deep HST imaging surveys and the formation of spheroidal galaxies
我们已经扩展了我们以前的分析形态选择的椭圆和S 0星系在哈勃深空（HDF）北，包括HST数据在HDF南和HDFS-NICMOS地区。我们最终的样本数量为69个E/S 0星系，其$K<20.15$的面积为11平方角分。虽然在一个中等的天空区域中数量相当小，但这个样本受益于高红移星系的最佳成像和光度数据。多波段测光使我们能够很好地准确估计这些星系的大多数缺乏光谱测量的红移。我们证实了我们以前的发现，大规模的E/S 0的倾向于消失，从通量有限的样品在$z>1.4$。这进一步证明了在$0.8<z<1.2$发现的众多天体的静止坐标系颜色和SEDs与大部分恒星形成过程中的极高红移不一致，而与直到$z \le 1$的长期（连续或偶发）恒星形成过程更一致。这些基于小视场高质量成像的结果可以用更大天空区域上颜色选择ERO的数据进行补充：当颜色限制从$(R-K)=5$变为$(R-K)=6$（分别对应于$z\simeq 1$和$z\simeq 1.3$）时，我们声称的E/S 0从$z=1$到$z=1.5$的消亡被ERO面密度的类似快速下降所证实。总而言之，从1到2的红移间隔似乎对应于大质量E/S 0星系在该领域的组装非常活跃的阶段，也可能是一个相当大一部分恒星形成的阶段。
2001-01-22 astro-ph
Evolution of the Hubble Sequence in Hierarchical Models for Galaxy Formation
我们提出了一个模型的广泛形态之间的区别的磁盘和球状组成部分的星系。阐述了Cole等人提出的星系形成的层次聚类方案，我们假设星系在盘中静止地形成恒星，直到它们被合并分裂成球状结构。我们计算的形成和合并的历史，在不同的环境中的星系种群的颜色，光度和形态的演变。在我们的模型中，椭圆星系团的$ 50\ %$自$z = 0.5$以来经历了一次大的合并，尽管如此，我们发现椭圆星系团的色星等图具有非常小的散射。在高红移时，星系的形态混合成为丰富的星系团成员，主要是螺旋星系，这是由于星系合并的时间尺度比高红移时的星系团组装的时间尺度要长。低红移星系团的聚集速度较慢，使得更多的星系合并发生在祖先晕中。因此，富含$z=0$的团簇成为E/S 0占主导地位，我们发现一个“屠夫-Oemler”效应，在高红移时，贫穷的团簇变得较弱。红星系的场光度函数显示出几乎没有演化到$z\simeq 1$，并且在这些红移处最红的星系与它们的本地对应星系一样明亮。另一方面，蓝色的光度函数随着红移而迅速演化，增加其特征光度，并在暗端变得更陡。这些趋势与最近在加拿大-法国红移巡天观测到的趋势相似。
1996-02-17 astro-ph
GMASS Ultradeep Spectroscopy of Galaxies at 1.4<z<2. II. Superdense passive galaxies: how did they form and evolve ?
我们将GMASS项目的超深光学光谱学（“银河系质量组装超深光谱调查”）与GOODS多波段光度学和HST成像相结合，研究了在4.5微米处选择的1.39<z<1.99的被动星系样本。获得了等效积分时间约为500小时的叠加光谱，并公开发布。光谱和光度学的SED特性显示，恒星形成非常微弱或不存在，恒星年龄为~1 Gyr（太阳金属丰度），恒星质量在10^{10-11}太阳质量范围内，这意味着这些星系的主要恒星形成和组装过程发生在z>2。这些星系的形态主要是致密的球状体，但它们的大小（R_e <~ 1 kpc）比现今宇宙中的球状体小得多。因此，如果与z~0处具有相同质量的球状体相比，它们的恒星质量表面密度高出约1倍。他们的休息帧B-波段表面亮度的有效半径的规模，但相对于当地的Kormendy关系的表面亮度的偏移太大，不能用简单的被动演化来解释。在z~1处，大部分被动星系遵循z~0的大小-质量关系.当z>1时，在z~0处R_e~1 kpc的超致密遗迹极为罕见，当R_e<1 kpc时，则不存在。由于大小和质量密度相似，我们认为1<z 2的超致密被动星系<2 are the remnants of the powerful starbursts occurring in submillimeter--selected galaxies at z>。结果与理论模型进行了比较，并在大质量星系形成和…
2008-01-08 astro-ph
The Evolutionary History of Galactic Bulges: Photometric and Spectroscopic Studies of Distant Spheroids in the GOODS Fields
我们报告的第一个结果的一项新的研究，旨在了解的多样性和遥远的星系凸起的演化历史的背景下，现在完善的纯球状星系的趋势。为此，我们在GOODS场中分离出了红移范围为0.1<z<1.2的137个旋涡星系的核球。使用成熟的光度技术，我们确定的特征参数（大小，表面亮度，轮廓形状）的磁盘和凸起组件在我们的样品。与早期利用孔径颜色的工作一致，远距离凸起显示出比被动进化种群更广泛的光学颜色范围。为了量化解释这一结果所需的最近恒星形成的数量，我们使用DEIMOS摄谱仪来确保我们样本中相当大一部分的恒星速度色散。这使我们能够比较我们的遥远的隆起的基本面与球状星系在类似的红移范围。膨胀与总光度之比（B/T）>0.2的旋涡星系的膨胀显示出与纯球状体非常相似的演化模式，因此所有M>10^{11}Msun的球状体的恒星星族都是均匀的年龄，这与高红移（z_f<~2）时恒星形成的单一大爆发相一致，而M<10^{11}Msun的凸起则一定有更近的恒星质量增长（自z~1以来质量增长了约10%）。虽然进一步的数据跨越更广泛的红移和质量是可取的，惊人的相似性之间的组装历史的凸起和低质量的球状体是很难调和的图片，即大多数大型凸起的形式主要是通过长期的过程中的螺旋星系。
2007-11-02 astro-ph
Dissipationless Merging and the Assembly of Central Galaxies
我们重新分析了斯隆数字巡天测量的星系质量关联函数，以获得星系和星系群尺度上的宿主暗物质晕质量。我们将数据扩展到2 MASS星表中的星系团，研究了中心星系光度与晕质量的关系。当中心星系的光度在低质量时为~M^{0.7-0.8}，而在~ 4 × 10 ^{13} M_sun以上，光度关系为~M^{<0.3}。然而，晕中星系的总光度继续以幂律~M^{0.8-0.9}增长。从中央星系通过合并而增长的假设（“星系自食”）出发，我们发展了一个简单的模型，描述了卫星星系吸积导致的光度演化。当动力学摩擦导致卫星星系轨道衰变的时间尺度超过暗物质晕的年龄时，光度-质量关系就不稳定了。然后，中央星系的增长受到抑制，因为它只能吞噬罕见的大质量卫星星系。该模型以晕中星系的总光度与晕质量的关系和星系整体光度函数为输入，再现了晕质量（10^{12}-10 ^<$15}）M_sun的中心星系30年来的光质关系.该模型的成功表明，气体冷却和随后的恒星形成并没有发挥重要的作用，在最终组装的中央星系从sub-L_星的前体。
2005-03-29 astro-ph
The Mass Assembly Histories of Galaxies of Various Morphologies in the GOODS Fields
我们分析了恒星质量随宇宙时间（根据星系形态划分）的增长。使用一个定义良好的目录的2150星系的基础上，部分地，在GOODS领域的档案数据，我们分配的形态类型在三个广泛的类（椭圆形，螺旋形，奇特/不规则）的限制z_AB=22.5，并使由此产生的目录公开。我们结合红移信息，光学测光从GOODS目录和深K波段成像分配恒星质量。我们发现星系恒星质量函数从z~1到z=0的演化很小，特别是在我们的结果最稳健的高质量端。虽然大质量星系的人口在z~1处相对稳定，但其形态混合仍在继续变化，早期类型星系的比例在后期不断增加。通过构建类型相关的恒星质量函数，我们表明，在每三个红移间隔，E/S 0的占主导地位的高质量人口，而螺旋形的青睐在较低的质量。这种转变发生在z~0.3的恒星质量为10^{10} Msun的2- 3倍时（类似于当地的研究），但有证据表明，相关的质量尺度在早期向更高的质量移动。这种演化可能代表了“缩小”现象的形态学延伸，其中质量最大的星系首先停止形成恒星，质量较低的星系随后变得静止。我们推断，更多的大质量星系演化成球状系统的时间较早，这种形态的转变可能只完成1- 2 Gyr后，星系出现的活跃的恒星形成阶段。我们讨论了几条证据表明，合并可能发挥了关键作用，在产生这种模式的演变。
2005-02-09 astro-ph
Lyman-break galaxies at z~5 -I. First significant stellar mass assembly in galaxies that are not simply z~3 LBGs at higher redshift
利用静止坐标系中的紫外-可见自散射谱，研究了Chandra深场南区z~5 Lyman break星系（LBG）在i（AB）<26.3时的系综性质.通过匹配的选择，并执行相同的分析，已用于z~3样本，我们表现出明显的差异，在两个样本的LBG的性质，这是分开的~1Gyr的回望时间。我们发现z~5长周期星系通常比z~3长周期星系年轻得多（<1亿年），恒星质量也较低（10^9Msol）。即使考虑到两个样本中存在较老的潜在人口，质量的差异也是显著的。这种年轻的中等质量的系统在发光的z~5 LBG群体中占主导地位（>70%），而它们在z~3的LBG样本中占<30%。这一结果在所有合理的建模假设下都是稳健的。这些强烈的恒星爆发似乎正在经历它们的第一代（几代）大规模恒星形成，并正在积累它们的第一个重要恒星质量。它们在发光LBG样本中的优势表明z~5见证了一段广泛分布的近期星系形成。因此，z~5的LBG可能是现今大质量星系的球状组成部分的祖先。这是由它们的高恒星质量表面密度，它们的核心相空间密度，以及我们银河系和其他大质量系统中恒星的年龄所支持的。它们单位面积的高恒星形成率表明，这些系统拥有外流或风，使星系内和星系间的介质富含金属。它们的估计年龄与银河系范围内的低效率金属混合相一致。因此，这些星系可能包含一个显着的分数的无金属恒星已提出的z~3 LBG（Jimenez & Haiman 2006）。…
2007-01-25 astro-ph
Dependence of the Local Reionization History on Halo Mass and Environment: Did Virgo Reionize the Local Group?
宇宙的再电离对星系的形成方式和后来观测到的性质有着深远的影响。特别重要的是一个区域的再电离历史和它的晕组装历史的相对时间，它可以影响在该区域形成的第一批恒星的性质，它的恒星晕的性质和径向分布，球状星团人口和它的卫星星系。我们区分两种基本情况下的晕再电离-内部再电离，其中恒星形成原位recruitment他们的宿主星系，和外部再电离，其中星系的祖先是由外部辐射再电离之前，它自己的恒星能够形成足够的数量。我们使用一组大尺度辐射转移和结构形成的模拟，来自WMAP的1年和WMAP的3年数据的宇宙学的基础上，评估的平均再电离红移和内部/外部再电离的可能性的本星系团，星系在外地和中央cD星系团。我们发现，这些概率是强烈依赖于基本的宇宙学和光子生产的效率，但也对晕质量。在质量尺度为1.0e12 Msun（大致对应于L* 星系）的星系中，主要是外部再电离和主要是内部再电离之间存在快速过渡，比这更小质量的晕优先从遥远的来源被再电离。我们给出了再电离红移随晕质量变化的拟合关系，这对宇宙学尺度下星系形成半解析模型中的参数化再电离有一定的帮助。我们没有发现场星系的再电离历史与其环境之间的统计相关性。
2007-08-23 astro-ph
GMASS Ultradeep Spectroscopy of Galaxies at z~2. III: The emergence of the color bimodality at z~2
本工作的目的是研究星系静止系色分布随红移的演化，特别是在临界区间1.4<z<3。我们结合超深光谱从GMASS项目（银河质量大会超深光谱调查）与GOODS多波段光度学（从光学到中红外），研究1021个星系的样本高达m（4.5 $μ$ m）=23。我们发现，在（U-B）色与恒星质量平面的星系的分布是双峰至少红移z=2。我们定义了一个质量完整的样本的星系居住的红色序列，选择对象与log（M/ M_{\odot}）>10.1，我们研究了它们的形态和分光光度特性。我们发现，这个样本的早期类型的星系，定义为星系的球状形态和没有恒星形成，从60-70%，在z<0.5下降到约50%，红移z=2。在z>2时，我们仍然可以在质量完全的样本中找到红星系，即使双峰性不再出现。在z>2的红色星系中，大约有25%是被动演化的，它们的大部分恒星都是在红移z> 3时形成的。
2008-04-07 astro-ph
The Local Group of Galaxies
哈勃认为本星系群（LG）是“一个典型的、孤立在一般场中的小星云群”，这一观点得到了现代数据的证实。专家组某些和可能的成员总数目前为35个。LG的半质量半径为Rh = 350 kpc，零速度表面的半径为Ro = 1.18 +/- 0.15 Mpc。LG的总质量和质光比（太阳能单位）为MLG =（2.3 +/- 0.6）x 10^12 Msol和44 +/- 12，respective。太阳相对于LG的运动是306 +/- 18 km/s，指向顶点（l，b）=（99 +/-5，-4 +/- 4）。LG内的速度弥散为sigma = 61 +/- 8 km/s。LG的光度分布的斜率为-1.1 +/- 0.1。这个值比富星系团的负值要小得多。矮球状星系的光度分布比矮不规则星系的光度分布陡。此外，dSph星系强烈集中在LG的仙女座和银河系子星系团内，而大多数dIr星系似乎是LG的自由浮动成员。可能除了狮子座I和狮子座A之外，大多数LG成员似乎在大约15 Gyr前同时开始形成恒星。许多有演化数据的星系似乎都随着时间的推移而缩小。这个结果是出乎意料的，因为HST观测似乎显示z ~3的星系比z=0的星系要小。在大麦哲伦星云中，团簇形成的速率在大约12亿年前到大约4亿年前是很低的。团簇形成的速率在3-5 Gyr前可能比恒星形成的速率增加得更快。LMC ~4 Gyr ago中团簇形成突然爆发的原因仍然不…
1999-08-05 astro-ph
The Formation and Survival of Discs in a Lambda-CDM Universe
我们研究的形成中的Lambda CDM宇宙中的星系使用高分辨率流体动力学模拟与气体，冷却和反馈的多相处理，专注于光盘的形成。我们的模拟遵循八个类似于银河系的质量晕，并从一个大的宇宙学模拟提取自旋参数或合并的历史没有限制。这使我们能够研究模拟星系的最终性质如何与它们的晕的形成历史相关。我们发现，在z = 0时，我们的星系中没有一个包含超过其总恒星质量20%的圆盘。然而，八个星系中有四个具有良好的盘组成部分，三个具有主导的球状体和非常小的盘，一个是球状星系，根本没有盘。z = 0的球状体是由老恒星组成的，而圆盘则是由内而外形成的。z = 0处圆盘的存在和最终圆盘与总质量的比似乎都不取决于晕的自旋参数。盘状星系形成的晕的自旋参数低至0.01，高至0.05;几乎没有或没有盘状星系的自旋参数范围相同。除了一个模拟星系外，所有星系在z > ~2处都有明显的圆盘，无论它们的z = 0形态如何。当吸积的冷气体与恒星盘不对齐时，产生的主要合并和不稳定性触发了从盘到球体的质量转移。在某些情况下，光盘被销毁，而在其他情况下，他们生存或改革。这表明盘的生存概率取决于每个星系的特定形成历史。一个现实的Lambda-CDM模型显然需要较弱的恒星形成在高红移和后来的光盘组装比发生在我们的模型。
2009-04-03 astro-ph
The origin of angular momentum in dark matter halos
我们提出了一个新的解释角动量在星系和它们的暗晕的起源，其中晕获得它们的自旋通过累积收购角动量从卫星吸积。在我们的模型中，角动量的积累是一个随机行走过程，与晕的主要祖先的大规模组装历史有关。我们假设吸积物体的角动量之间没有相关性。使用扩展的Press-Schechter近似，我们计算了许多晕的质量，角动量和自旋参数$λ$的增长。我们的随机游走模型再现了N体模拟中发现的晕的角动量的关键特征：$λ$中的对数正态分布，平均值为$<λ> \approx 0.04$，与质量和红移无关。在这个模型中，单个晕中自旋参数的演化与潮汐力矩图中角动量随时间稳定增加的过程有很大的不同。我们发现在N体模拟和随机游走模型中，$λ$的值随着时间的推移显着变化的光环的主要祖。它通常会由于重大合并而急剧增加，并在小卫星逐渐增加期间稳步下降。该模型预测，平均而言，在红移后发生主要合并的晕的$λ$ $z=2$应该比没有发生合并的晕的$λ$ $λ$大得多。也许令人惊讶的是，这表明晚形成的椭圆星系的晕应该比螺旋星系的晕旋转得更快。
2002-08-31 astro-ph
