Nuclear Star Clusters in Edge-on Galaxies
从观测的边缘，晚型星系，我们提出的形态证据表明，一些核星团经历了原位恒星形成。我们发现三个核集群，从边缘上的角度来看，既有一个紧凑的盘状组件和球状组件。在每个星系团中，盘状部分与主星系的主轴紧密对齐，并且比球状部分的颜色更蓝。我们光谱验证，所观察到的多个组成部分的集群之一，有多个世代的恒星。这些观测使我们提出了一种核星团的形成机制，其中恒星在致密的核盘中偶然形成，然后失去角动量，最终形成一个较老的球体。
2006-06-02 astro-ph
The Color Magnitude Distribution of Field Galaxies to z~3: the evolution and modeling of the blue sequence
利用HDFS和MS 1054 -03视场的深近红外VLT/ISAAC和光学HST/WFPC 2成像，研究了z~3星系的静止坐标系UV-光学色和星等。虽然没有证据表明在z~3处有红色序列，但在所有红移处，蓝色星系似乎都有一个明确的颜色-星等关系（CMR），更明亮的星系具有更红的U-V颜色。蓝色CMR的斜率与红移d（U-V）/dMV = -0.09（0.01）无关，可以用尘埃红化与光度的相关性来解释。从z~3到z=0，在固定光度下的平均颜色强烈变红，Δ（U-V）= 0.75，这主要是由于恒星的老化。蓝色序列的颜色散射相对较小，σ（U-V）= 0.25（0.03），并且恒定到z~3，但明显不对称，具有尖锐的蓝色脊和朝向红色的翼。我们探索恒星形成的历史，研究在z=2-3的分散的形状放置的约束。有一套特殊的模型，即恒星形成的幕式模型，能很好地再现详细的性质。对于一个具有高恒星形成和低恒星形成的两态模型，占空比被限制在> 40%，并且两态之间的对比度必须是> 5的因子（或者在平均值周围的对数离散度（SFR）> 0.35 dex）。然而，幕式模型并不能解释观测到的非常红的星系的尾部，主要是遥远的红星系（DRG），它们可能已经完全停止了恒星的形成，或者更加模糊。最后，从z = 2.7到z = 0.5，MV < -20.5的红色明亮星系的相对数密度增加了约6倍，它们对总静止框架V带光度密度的贡献也是…
2007-05-23 astro-ph
The Rotating Nuclear Star Cluster in NGC 4244
利用双子座近红外积分场摄谱仪（NIFS）和激光导星自适应光学系统，观测了邻近的边缘旋涡星系NGC 4244中的核星团。从以前对边缘星系的研究中，发现这个核星团是沿着其宿主星系盘平面扁平的星团样本之一。这样的集群多形态组件的证据，与年轻/蓝色的磁盘组件和老年人/红色的球状组件。我们对NGC 4244的新观测显示，在星团的中央10 pc（0.5”）范围内，有30公里/秒的清晰自转。中心速度弥散为28+/-2公里/秒。从光学颜色和光谱推断的多个恒星星族被看作是NIFS光谱中CO线强度的变化。即使在更古老、更接近球状的恒星成分中，也能清楚地检测到自转。我们讨论了类似的结构和运动学在其他星系，包括M33和银河系的核星团的证据。我们的观测支持了两种可能的形成机制：（1）气体从盘直接到核星团的幕式吸积，或（2）由于动力学摩擦在星系中心形成的年轻星团的幕式吸积。
2008-09-12 astro-ph
Constraints on Elliptical Galaxy Formation from the Properties of Their Globular Cluster Systems
球状星团是其宿主星系形成和演化的宝贵化石记录。椭圆星系球状星团系统的颜色分布表明了一个阶段性的形成历史，与这些星系的合并起源相一致。球状星团系统的光谱研究是进一步限制椭圆星系形成模型的一条有前途的途径。它们也提供了一个有用的探针的质量分布的椭圆在大半径。
1996-11-23 astro-ph
Globular Cluster Systems as Probes of Elliptical Galaxy Formation
球状星团系统提供了其母星系形成历史的宝贵化石记录。这篇评论特别集中在使用颜色分布的球状星团系统的椭圆星系，以区分这些星系的形成竞争模型。讨论了测试各种地层模型的观测要求，并回顾了过去和现在的研究结果。这些研究的结论是，大多数颜色分布似乎有两个或两个以上的峰值，表明一个幕式的形成历史。这一结果与以前的合并模型的椭圆星系形成的预测是一致的。并提出了今后改进的可能性。
1996-01-22 astro-ph
Deep Optical Imaging of Starbursting "Transition" Dwarf Galaxies
矮星系的一个子群具有可能的恒星形成系统和矮椭圆星系之间的演化过渡的特征。这些系统拥有显著的恒星爆发，并具有平滑的椭圆形外壳和小的HI含量;它们的气体含量低，不太可能在显著的宇宙时间跨度内维持高的恒星形成率。我们探索可能的起源，这样的星暴“过渡”矮星使用中等深度的光学图像。虽然星系间的相互作用可能产生这些星系，但没有潮汐碎片或其他外部扰动的光学证据，而且它们也缺乏附近的巨邻居，可以提供最近的扰动。外部区域的颜色表明，恒星形成在过去停止> 1 Gyr，这比当前恒星爆发的合理时间跨度更长。我们认为，恒星爆发的机制是绑在与其他矮星的相互作用或状态的星际介质，并讨论了情节恒星形成事件与气体加热和冷却在低特定角动量星系的可能性。
2007-10-22 astro-ph
Morphology of Spitzer 24um-Detected Galaxies in the UDF: the Links between the Star Formation and Galaxy Morphology
通过计算浓度指数和不对称指数，研究了HST超深场（UDF）中0.3< z<1.4的亮红外星系（LIRGs; LIR（8- 1000 μ m）> 10^11Lsun）的形态，并将计算结果与（1）红移相近但红外活动较弱的星系和（2）局域LIRGs的类似计算结果进行了比较。我们发现，高红移的样本主要是由星系的浓度类似于当地晚型盘星系，然而，他们是显着更不对称的比大多数本地星系，但在这两个方面的本地LIRGs相似。平均而言，高红移红外线活跃星系比不太活跃的星系稍微更不对称，尽管它们确实包含了更高比例的高度不对称（合并？）系统和较低的部分更集中，对称的。红外活跃星系和典型的红外不活跃星系在高红移的形态相似性表明，它们可能来自同一个母星系群，但处于不同阶段的恒星形成过程。高红移和本地LIRG之间的相似性表明，一定程度的不对称性通常与LIRG水平的活动有关。
2006-03-17 astro-ph
Formation of Massive Counterrotating Disks in Spiral Galaxies
我们提出的螺旋星系中的一个大质量的反向旋转的气体盘的形成的数值模拟结果。使用层次树重力解算器结合粘性粒子气体耗散方案为我们的模拟，我们已经研究了三种机制：情节和连续的气体流入，并与富含气体的矮星系合并。我们发现，无论是情节和连续的气体落入工作相当不错，并能够产生大量的气体反向旋转盘没有颠覆现有磁盘的稳定性急剧，但它是非常重要的气体是很好地分散在相空间，而不是形成集中的团块之前，其吸收的盘星系。气体的初始角动量在确定形成的反向旋转盘的尺度长度和形成所需的时间方面也起着至关重要的作用。下落速率，即每单位时间内下落的气体质量，必须足够小，以防止预先存在的圆盘过度加热。一般来说，制造一个较小的反向旋转圆盘要比制造一个尺度长度与原始反向旋转圆盘相似的扩展圆盘容易得多。一个富含气体的矮星系合并似乎不是一个可行的机制来产生一个巨大的反向旋转盘，因为只有一个非常小的矮星系才能在不增加现有盘的厚度的情况下产生一个反向旋转盘，而且这个过程的时间尺度非常长，因为它使得几个这样的合并不太可能在哈勃时间内积累一个巨大的反向旋转盘。
1995-10-09 astro-ph
Optical-IR Spectral Energy Distributions of z>2 Lyman Break Galaxies
宽带光学和红外光谱的能量分布确定光谱证实z>2莱曼break对象在哈勃深场（HDF）。这些光度数据进行比较，考虑到金属含量和内部变红由于灰尘的影响的光谱合成模型。据发现，平均而言，莱曼break对象笼罩在足够的灰尘（通常E（B-V）~0.3），以抑制其紫外线通量的一个因素超过10。在一个典型的HDF莱曼断点天体中，经尘埃校正的恒星形成速率约为60 h^-2 M_sun/yr（q_0=0.5）。此外，这些天体主要由非常年轻的（<0.2 Gyr，中位数约为2500万年）恒星星族组成，这表明在高红移的恒星形成是偶发的而不是连续的。通常情况下，这些恒星形成事件会产生约10^9 h^-2 M_sun的恒星，约为现今L* 星系恒星质量的1/20。
1997-12-17 astro-ph
Star Formation in HI Selected Galaxies. II. HII Region Properties
从HI Parkes全天巡天（HIPASS）中选择了69个径向速度小于2500 km/s的星系样本，以推断出附近盘状星系中恒星形成的细节，这些星系选择没有光学表面亮度选择效应的偏差。获得了所有这些物体的宽带（B和R）和窄带（H-α）图像。超过一半的样本星系是晚型矮盘（主要是Sc和Sm星系）。我们已经测量了H-α，连续减影图像的HII区域的属性，使用由Thilker等人开发的HIIphot包。2000。除了一个星系外，所有星系都包含至少一个可探测到的HII区。对每个星系中HII区域特性的研究表明，表面亮度较高的星系中最亮的区域往往比表面亮度较低的星系更明亮。来自低表面亮度星系的H-α辐射的较高部分（称为漫射部分）来自漫射电离气体（DIG）。根据表面亮度叠加的HII区光度函数（LF）表明，最低表面亮度星系的LF形状不同于典型旋涡星系。这种差异可能是由表面亮度最低的星系有一些偶发性的恒星形成造成的，或者是由它们在密集的大质量分子云之外形成相对较大的恒星组成。总的来说，这些结果意味着在较低表面亮度的星系中恒星形成的条件与更典型的较高表面亮度的螺旋星系不同。
2005-06-10 astro-ph
Near-Infrared Adaptive Optics Imaging of the Central Regions of Nearby Sc Galaxies. II. NGC 247 and NGC 2403
利用加拿大-法国-夏威夷望远镜自适应光学系统获得的J、H和K '像，研究了Sc星系NGC 247和NGC 2403中心区的恒星形成历史。在每个星系核15弧秒内的最明亮的红色恒星是红超巨星，这表明这些星系的中央几百秒差距的恒星在最后的0.1 Gyr内经历了恒星形成。然而，当在Gyr时间尺度上平均时，这些星系的内盘的恒星形成历史非常相似，正如预期的那样，如果盘的长期演化是由局部特征（如质量密度）定义的。NGC 247和NGC 2403与M33一样，也有核星团，其恒星成分与周围中心光密度不同。NGC 2403的核比其他两个星系的核蓝得多，NGC 247和NGC 2403中心附近的K波段表面亮度比M33低1 - 2等/平方角秒。最后，值得注意的是，年轻或中期年龄的核星团是一个常见的发生在附近的螺旋，这表明在这些对象中的核恒星形成是连续的或偶发的时间尺度为0.1 - 1 Gyr。
2002-02-28 astro-ph
Entropy Profiles in the Cores of Cooling Flow Clusters of Galaxies
松弛星系团的X射线性质主要取决于其引力势阱和团内气体的熵分布。这种熵分布既反映了星系团的吸积历史，也反映了限制星系团内气体凝聚的反馈过程。在这里，我们提出了钱德拉观测的核心熵配置文件的9个经典的“冷却流”集群，出现放松，并包含集群内气体的冷却时间小于哈勃时间。我们发现，这些熵的配置文件是非常相似的，尽管事实上，集群的范围超过三个因素的温度。它们在100 kpc时的熵级通常为~ 130 keV cm ^2，在\lesssim 10 kpc时下降到~10 keV cm ^2的平台。在这些半径之间，熵分布是\propto r^alpha，其中alpha ~ 1.0 - 1.3。这些星团中的非零中心熵水平对应于约10^8年的冷却时间，这表明在这个时间尺度上的阶段性加热使中心熵分布保持在准稳态。
2005-11-14 astro-ph
The Formation and Evolution of Star Clusters and Galaxies
本文讨论了我们所了解的关于致密星团如何以及何时形成的问题，以及星团的研究揭示了星系形成和演化的问题。一个重要的观察是，球状星团被观察到在星系合并和恒星爆发中形成，这两个都提供了球状星团形成模型的限制，并表明当大多数早期类型的星系和它们的球状星团在过去形成时，存在类似的物理条件。第二个重要的观察是球状星团系统通常具有双峰颜色分布。这是由合并模型预测的，并表明椭圆星系的形成历史。第三个也是最近的一个结果是，通过使用光学到近红外的颜色，在几个椭圆星系中发现了大量的中间年龄的球状星团。这些提供了一个重要的联系，年轻的星团系统之间观察到的星爆和合并和旧的星团系统。富金属球状星团系统的这种连续年龄也表明，富金属球状星团的形成没有特殊的年龄或时代，它们占星团人口的一半左右。最后，本文简要讨论了球状星团与低质量X射线双星联系的最新结果。
2003-09-25 astro-ph
The Dwarf Spheroidal Galaxies in the Galactic Halo
本文的第一部分回顾了观测到的星系晕矮球状（dSph）星系的速度色散，并概述了暗物质含量的后果。结果表明dSph暗物质的质量约为2 × 10^7太阳质量，与dSph的光度无关。替代的暗物质的解释也简要讨论。在贡献的第二部分，重点是银河系dSphs的恒星星族。最古老的人口的年龄最近的结果。这些数据，以及最近对银河晕和大麦哲伦球状星团的类似结果，表明无论随后的恒星形成历史如何，恒星形成的初始时期在整个原星系晕中是同步的。第一个高色散的银河系dSph红巨星的元素丰度比的研究的影响进行了讨论。特别是对于人马座dSph，观测到的丰度比与对偶发恒星形成历史的预期非常一致，而这样的历史实际上是从颜色-星等图研究中推导出来的。
1999-01-20 astro-ph
Lyman Break Galaxies and the Reionization of the Intergalactic Medium
在红移z~3处对Lyman break星系的近红外观测开始提供年龄，恒星形成历史，尘埃含量，金属丰度和恒星质量的限制。目前，这些参数中的许多参数的不确定性通常超过一个数量级。尽管如此，询问恒星星族模型对于在高红移的莱曼破裂星系的存在和光度意味着什么仍然是有趣的。为此，我们研究了推断的恒星形成率在两个研究良好的星系样本的红移的函数到z = 10的各种最佳拟合和限制的情况下。从表面上看，z = 3的莱曼break星系通常很年轻（通常为10^8 ± 0.5年），这意味着它们的恒星在z=4之后并不存在。当z = 6时，这些星系的祖先星系的宇宙恒星形成率小于z=3 +- 0.5时恒星形成率的10%，即使对于最老的模型，只要恒星形成率SFR（t）的导数是单调的。从这些星系逃逸的莱曼连续辐射将不足以使IGM恢复。因此，可能需要其他的电离光子源（例如质量非常大的第III星族星），而更正常的莱曼破裂星系可能是一种仅限于红移z <~ 4的现象。如果SFR（t）是幕式的，这个结论就改变了，我们检验了这种爆发性恒星形成的参数，这些参数可能与z=2-4光度函数和z~3光谱能量分布相一致。
2002-04-11 astro-ph
Galactic winds and circulation of the ISM in dwarf galaxies
通过二维流体动力学模拟，研究了星暴对典型富气矮星系ISM的反馈。主要目标是解决星暴后ISM和金属的流通问题。我们假设一个单相旋转ISM在平衡的星系势产生的恒星盘和球形暗晕。假设星暴发生在星系中心的一个小体积内，它产生的机械能为3.8e39 erg/s或3.8e40 erg/s，持续3000万年。我们发现，与以前的调查一致，银河风在消除ISM方面不是很有效。相反，富含金属的恒星喷出物可能会被有效地从星系中排出并分散在星系际介质中。此外，我们还发现，在距离恒星破裂1亿年之后，星系的中心区域总是充满了寒冷而稠密的气体，达到了0.5 - 1 Gyr的新恒星形成事件的必要条件。因此，银河风的流体动力学演化与许多化学演化研究所提出的恒星形成机制相一致。我们还讨论了这些星系的X射线发射，发现可观察到的（发射平均）丰度的热气体低估了真正的热传导是有效的。这可以解释在星暴星系中估计的非常低的热气体金属丰度。
1999-07-01 astro-ph
Dwarf Galaxies in the Local Group and in the Local Volume
在总结了不同类型的矮星系的特征后，我简要回顾了我们目前对本星系群中矮星系演化的认识，我们现在有了一个相当详细但并不全面的画面。迄今为止研究的所有本地群侏儒都包含一个古老的种群，尽管其比例变化很大。银河系中的大多数矮伴星都显示了一个共同的古代恒星形成时代的证据。恒星形成的空间变化经常在本星系群和更远的许多矮星系中观察到。这些空间变化的范围从看似随机分布的恒星形成区域在富含气体的高质量矮星径向梯度在低质量矮星。恒星形成的全球模式可能是连续的，振幅变化或幕式。高质量的矮星系倾向于在哈勃时间内形成恒星，而低质量的矮星系最终停止形成恒星，可能是由于环境影响。我们对局部体积中矮星系的内容和性质知之甚少，我们正试图通过大量的观测努力来弥补这一点。在本地体积的矮星系遵循类似的趋势与绝对星等，平均金属丰度，中央表面亮度的本地集团矮星做，并出现受到形态隔离。
2001-07-11 astro-ph
Pseudobulges in the Disk Galaxies NGC 7690 and NGC 4593
本文介绍了NGC 7690（哈勃型Sab）和NGC 4593（SBb）的KS波段表面测光。我们发现，在这两个星系中，一个主要部分的“凸起”是平的磁盘，并有近似相同的颜色的内部磁盘。换句话说，这些星系的“凸起”具有盘状特性。我们的结论是，这些都是“pseudobulges”的例子-也就是说，产品的长期动态演化。非轴对称的物体，如棒和椭圆盘，把盘内气体向中心输送。在那里，恒星形成形成了致密的恒星成分，看起来像--而且经常被误认为是--合并形成的凸起，但它们是由盘状物质缓慢构建的。当这些伪隆起像现在的星系一样保持盘状的特性时，它们最容易被识别出来。因此，NGC 7690和NGC 4593提供了越来越多的证据，证明长期过程有助于塑造星系。NGC 4593包含一个尘埃核环，在形态上类似于许多棒星系和椭圆星系中的恒星形成核环。核尘埃环与星系棒中几乎呈放射状的尘埃带相连。这种尘埃带是气体流入的标志。我们认为，气体目前正在积累的尘埃环，并假设气体环将在未来的恒星爆发。因此，NGC 4593的观测结果表明，导致假球膨胀的主要恒星暴事件可能是偶发性的。
2006-01-18 astro-ph
Specific Star Formation Rates to Redshift 1.5
我们提出了一项研究，以确定如何恒星形成有助于星系的增长，因为z=1.5超过五十年的星系恒星质量。我们研究了特定的恒星形成率（SSFR;每单位星系恒星质量的恒星形成率[SFR]）作为星系恒星质量和红移的函数。从慕尼黑近红外星系团巡天光谱数据集中选取的175个K波段星系样本提供了中到高质量星系（大多数M* > 10^10 Msun），z=1。FORS深场提供了168个z=1.5的低质量星系（大部分M* < 10^10 Msun）。我们使用斯隆数字巡天星系样本来测试我们的结果与从更大体积中提取的数据的兼容性。我们发现，在所有的红移，SSFR随着星系恒星质量的增加而减少，这表明恒星形成对低质量星系的增长比对高质量星系的增长贡献更大，并且高质量星系在z=1之前形成了大部分的恒星内容。在每一个时代，我们发现一个脊SSFR与恒星质量是平行的线恒定的SFR和独立的星系恒星质量发展到一个特定的周转质量。在这个周转质量以上的Galerkin表明，与每个时期的平均值相比，SFR急剧下降，并且周转质量随着红移而增加。沿着SSFR脊的SFR大约减少10倍，从z=1.5时的10 Msun/yr减少到z=0时的1 Msun/yr。高质量星系可以维持超过10 Gyr的恒星形成速率，但低质量星系可能会经历偶发性的恒星爆发。
2005-03-01 astro-ph
A Near-Infrared Stellar Census of Blue Compact Dwarf Galaxies: The Wolf-Rayet Galaxy I Zw 36
本文报道了用哈勃空间望远镜对I Zw 36（$\approx$ Z $_{\odot}$ /14）进行J和H波段近红外成像的结果。虽然使用前COSTAR微弱物体相机（FOC）的成像以前在近紫外线中分辨出热的和大质量的恒星，但NICMOS数据提供了对冷的，中等质量和低质量恒星的普查。很明显，在I Zw 36的活动之前就有恒星形成，这使它获得了蓝致密矮星系/沃尔夫-拉叶星系的分类。要探测到发光的渐近巨星分支星，需要恒星在几百万年前形成。红巨星分支代表的恒星年龄至少在1-2 Gyr（也可能超过10 Gyr）。我们用红巨星分支尖端方法得到了$\geq$ 5.8 Mpc的距离。这是第三次在一系列的论文近红外-解决蓝致密矮星系。我们注意到VII Zw 403、Mrk 178和I Zw 36的色星等图并没有显示出恒星形成模式的间断。使用模拟色星等图，我们证明了I Zw 36，恒星形成没有停止超过几个$^8$在过去的10年$^9$ yrs的10年，并讨论了这一结果的影响。
2001-02-22 astro-ph
Central Star Formation in Pseudobulges and Classical Bulges
我用Spitzer 3.6-8.0 μm的色剖面比较了在假核球和经典核球中恒星形成的径向结构。伪凸起是通过长期进化而形成的“凸起”，而不是合并。在这项研究中，伪凸起是通过星系中心的盘状结构（核螺旋，核棒和/或凸起的高椭圆率）来识别的;经典凸起是那些具有光滑等照度线的星系凸起，与外盘相比是圆形的，并且在它们的凸起中没有盘状结构。我表明，星系结构确定为具有pseudobulges有更高的中央恒星形成率比经典的凸起。此外，我还表明，被确定为具有经典的凸起的星系有显着的定期恒星形成配置文件。具有经典凸起的星系的颜色剖面显示了一个恒星形成的外盘，它在朝向星系中心的方向上发生了急剧的变化，这与恒星形成率的下降相一致。经典的球核有一个近似恒定的内部轮廓（r < 1.5 kpc），类似于椭圆星系。在一般情况下，从外盘到中央的伪凸起，恒星形成的性质没有这样的转变。因此，我的结论是，伪隆起和经典隆起实际上是通过不同的机制形成它们的恒星。此外，这增加了证据表明，经典的隆起形成的快速情节爆发，在类似的方式椭圆星系的大部分恒星;而，pseudobulges形成恒星从更持久的长期过程。
2006-03-17 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
Reddening and Star Formation in Starburst Galaxies
用多波长光谱和红外宽带测光研究了19个星暴星系的红化特性和恒星形成历史。电离气体和恒星之间红化的差异被解释为气体和恒星前面的尘埃覆盖因子的差异。一个“模板星暴光谱”，通过结合红化校正的紫外，光学和红外数据的样本中的所有星系，被用来调查恒星形成的历史。光谱合成模型表明，所观察到的紫外线辐射可以归因于一个恒星星族，这是正在经历一个恒定的速度，因为约20万年的活跃恒星形成，在协议的超新星率来自[铁II]的红外线发射线。至少有两个，可能更多，中间年龄人口（年龄< 2 Gyr）有助于光学和红外发射，而年龄超过2 Gyr的人口没有显着贡献的模板。在过去的Gyr的情节恒星形成的建议，与恒星形成率一样大，或大于目前的利率。合成的恒星星族是根据具有Salpeter斜率的初始质量函数（IMF）生成的（α =2.35），并再现了一些观测上的限制，如模板光谱的光谱能量分布、氢原子发射谱线的等效宽度和质光比;因此，这些数据并没有提供在星暴星系中存在高质量恒星截断或低质量恒星缺乏IMF的迹象。
1996-10-23 astro-ph
On the origin of the galaxy luminosity function
证据的总结表明，当一个原星系崩溃，一小部分$f$的气体未能加热到维里温度，$f$是大的晕质量小于与$L^*$星系相关的值$M^*$。恒星和星系只形成于冷气体部分。在传统的星系形成的半解析模型中，热气体是从低质量系统中喷射出来的。在高质量系统中，它被保留下来，但不会冷却并形成恒星。相反，它形成了一个基本上惰性的大气层，其中冷却被偶尔活跃的星系核活动星系核抑制。冷气体经常落入星系晕。在没有维里温度气体的稠密大气的情况下，它在近似圆形的轨道上形成恒星。当有一个足够稠密的热大气层时，冷的下沉气体往往会被热大气层烧蚀和吸收，然后才能形成恒星。这张照片很好地解释了高光度星系的过剩，这些星系最近一直困扰着星系形成的半解析模型，取而代之的是来自老恒星的中等光度系统和来自热气体的大X射线光度系统。
2003-11-07 astro-ph
Cosmological Feedback from High-Redshift Dwarf Galaxies
我们模拟了高红移矮星暴星系中重复的超新星爆炸是如何驱动超级气泡和风离开星系的。我们计算了金属和质量的喷射效率和能量输运的银河系的潜力，包括宇宙学的外部气体的影响。星暴气泡迅速从小的、高红移的星系盘中吹出，但必须与下落气体的冲压压力竞争，才能逃到星系际空间。我们表明，假设的恒星形成率的效率占主导地位的气泡演化和金属，质量和能量反馈效率。当恒星形成效率f*=0.01时，坍缩的冲压压力可以将气泡限制在圆速度v_c>52 km/s的高红移矮星系周围。在v_c~30-50 km/s和f ~*~0.01以及v_c~100 km/s和f ~*>>0.01的晕中，我们可以预期高的金属和物质喷射效率以及中等的能量输运效率。随着时间的推移，这样的晕连续崩溃从1-2西格玛峰值在λ CDM高斯密度扰动。当这些矮星系分别在z~8和z<5处坍缩时，它们可能使星系际空间的低密度和高密度区域富集了10^-3-10^-2 Z太阳。它们还可能提供足够的湍流能量，以防止附近其他晕的崩溃，以及显着扩大莱曼α吸收线到v_rms~20-40 km/s。我们计算了下一个恒星爆发的时间尺度，如果气体在恒星爆发后自由回落，并发现，对于低至f*<0.01的恒星形成效率，下一个恒星爆发应该发生在不到一半的哈勃时间在崩溃红移。这表明，在矮星系中，恒星的形成可能是普遍存在的。
2004-05-30 astro-ph
Star Formation in AEGIS Field Galaxies since z=1.1 : The Dominance of Gradually Declining Star Formation, and the Main Sequence of Star-Forming Galaxies
在全波长扩展生长带国际巡天（AEGIS）中，我们分析了恒星形成（SF）作为恒星质量（M*）和红移z的函数。对于2905个场星系，在z<0.7（1）时，完整的场星系达到10^10（10^10.8）Msun，凯克光谱红移达到z=1.1，我们根据发射线、GALEX和斯皮策MIPS 24微米测光、光学近红外M* 测量和HST形态编制了SF率（SFR）。具有可靠的SF标志的Galerkin形成独特的“主层序（MS）"，在给定的M* 和z（1 sigma <± 0.3 dex）下具有有限的SFR范围，并且log（SFR）近似与log（M*）成比例。log（SFR）的范围保持恒定到z>1，而MS作为整体随着z增加而移动到更高的SFR。沿MS的SFR的范围限制了SF的幕式变化的幅度，合并对SFR的影响。典型的星系在给定的M* 和z下，自z=1起，其寿命的约67（95）%在其平均SFR的<2（4）倍内。自z~1以来，SF演化的主导模式显然是大多数单个星系平均SFR的逐渐下降，而不是星暴发作频率的下降，也不是星暴中SFR增强的因子的下降。z~1处的LIRGs似乎主要反映了该时期大质量星系典型的高SFR。平滑的MS可能反映了在额外的淬灭过程之前，相同的一组少数物理过程控制着恒星的形成。像气体耗尽这样的渐进过程可能起主导作用。
2007-04-04 astro-ph
The self regulating star formation of gas rich dwarf galaxies in quiescent phase
富气矮不规则星系（dIrrs）的幕式或间歇式恒星形成历史（SFHS）是理解其整个演化历史的一个长期难题。要解决这个难题，我们必须掌握是什么物理机制导致了第一次星爆阶段之后在非常富气的条件下恒星形成的静止阶段。我们认为，这一静止阶段是保持缺乏氢，这可能是重要的冷却剂，以产生下一代的恒星在低金属环境，如dIrrs。此外，在dIrrs中，通过气相反应生成的H2可能在尘埃颗粒表面上占主导地位，因为它们的星际介质（ISM）非常丰富，并且dIrrs的典型尘气比（D_dIrrs = 1.31 x 10^-2 D_MW，其中D_MW是局部ISM的值）与临界值D_cr ~ 10^-2 D_MW处于同一数量级。由于H-是气相H_2生成的重要中间体，当气相H_2生成占主导地位时，H_2的缺乏主要是由H-破坏引起的。H-被前一个星暴阶段诞生的所有恒星的辐射所破坏，因为破坏H-的红外光子可以穿透dIrrs的整个ISM。考虑到时间尺度最长的物理过程是控制全球恒星形成的主要过程，我们可以证明这种H2的缺乏导致了恒星形成的静止阶段。因此，我们认为，在研究dIrrs的SFH时，应适当处理破坏H-并导致低H2丰度的恒星辐射。
2004-08-31 astro-ph
A Search for Extended Ultraviolet Disk (XUV-disk) Galaxies in the Local Universe
我们已经开始了在本地宇宙中的扩展紫外盘（XUV盘）星系的搜索。在这里，我们比较了银河系近星系图集中包含的189个（D $<$ 40 Mpc）S 0-Sm星系的银河系紫外和可见光-近红外图像，并提出了第一个XUV盘星系目录。我们发现，XUV盘星系是令人惊讶的常见，但有不同的相对（UV/光学）的程度和形态。第1类天体（$\ga$ 20%的发生率）在外盘具有结构化的紫外线亮/光学暗发射特征，超出了传统的恒星形成阈值。2型XUV盘星系（$\sim$ 10%入射）在内部较老的恒星星族有效范围之外，存在一个异常大的紫外亮/光学低表面亮度（LSB）带，其蓝色$UV-K_s$位于该区域之外，但没有达到极端的银河系中心距离。如果发生在XUV盘的活动是偶发性的，那么今天的螺旋的更高比例可能会受到这种外盘恒星形成的影响。1型盘与所有类型的螺线都有联系，而2型XUV盘主要存在于晚型螺线中。2型XUV盘形成恒星的速度足够快，足以在下一个Gyr（假设SF速率恒定）中将其[目前较低的]恒星质量增加一倍。这两种类型的XUV盘星系都比一般的星系群更富含气体。微小的外部扰动可能会刺激XUV盘的入射，至少对于Type~1物体是这样。XUV盘是当前时期通过由内而外的盘形成而发展的最活跃的星系，并且可能构成星系人口的一部分，这些星系正在经历来自星系际介质或邻近物体的显著，持续的气体吸积。
2007-12-20 astro-ph
Early-Type Galaxies in the Hubble Deep Field: The Star Formation History
我们已经调查了一个完整的K-波段选择的35个椭圆和S 0星系的样本比K=20.15在哈勃深场，作为代表的场星系人口的属性。该样品是由KPNO-IRIM相机的深K波段图像导出的，通过应用基于表面亮度分布定量分析的严格形态学分类方案。样本星系的宽带光谱使我们能够确定其主要恒星星族的年龄。在这个领域中，大多数明亮的早期类型在红移z<1.3时被发现，显示出相当广泛的年龄范围（通常为1.5至3 Gyr）。我们发现，典型M_型星系的主要成星幕发生在一个宽的红移区间1<z<4（q_0=0.5），当q_0=0.15时变为1<z<3。对于萨尔彼得IMF，我们估计的星系质量在z=1时已经在几十亿到几十^{11}个太阳质量的范围内。因此，E/S 0星群的亮端在那个宇宙纪元时已经基本就位，其空间密度、质量和光度与局部场E/S 0星群的一致。与当前样本不同的是，在z>1.3处明显没有物体，这应该是在预期发生在这些红移处的发光恒星形成阶段可以检测到的。明显的解决方案是：a）合并事件意味着扰动的形态，这阻止了我们的形态分类过滤器选择它们，或者b）灰尘污染的ISM掩盖了（连续或偶发的）恒星形成事件。我们的结论是，可能的解决方案是两者的组合，即在星系生命的最初几个Gyrs期间发生的一组尘埃笼罩的合并驱动的恒星爆发。
1998-06-04 astro-ph
The Star Formation History of the Carina Dwarf Galaxy
我们已经分析了深B和V光度的船底座矮椭球达到以下的旧的主序关闭约V = 25。使用模拟的颜色-星等图来模拟一系列恒星形成场景，我们提取了详细的全球恒星形成历史。船底座在大约15 Gyr，7 Gyr和3 Gyr经历了三次重要的恒星形成事件。然而，与星系演化的一般图像相反，大部分恒星形成，至少50%，发生在7 Gyr前的插曲中，可能持续长达2 Gyr。由于未知的原因，船底座在远古时期只形成了10-20%的恒星，然后保持了超过4 Gyr的静止。其余的（~30%）相对较近，仅在3 Gyr前形成。由于矮星系在理解暗星系数量方面的潜在重要性，最近对矮星系局部种群的兴趣有所增加。我们推测，像船底座这样的天体，表现出银河系任何矮球状伴星中最极端的偶发行为，只有在恒星形成瞬间发生的情况下，才能对B = 24处观察到的过量蓝色星系做出贡献。
1998-04-06 astro-ph
Secular Evolution of Galaxy Morphologies
今天，我们有许多证据表明，螺旋动态地演变通过各种长期或偶发的过程，如酒吧的形成和破坏，隆起的增长和合并，有时在短得多的时间比标准的星系年龄10-15 Gyr。这一点，再加上哈勃序列的已知性质，导致了一种独特的进化感：从Sm到Sa。将其与已知的质量成分联系起来，为星系中暗物质的性质提供了新的指示。大量尚未被发现的暗气体的存在似乎是最自然的选择。暗星的数量可以给出界限，因为它们的形成大多是不可逆的，显然需要相同数量的气体。
1996-02-28 astro-ph
Feedback and metal enrichment in cosmological SPH simulations - II. A multiphase model with supernova energy feedback
在星系形成的光滑粒子流体动力学模拟中，我们提出了一种新的处理多相星际介质的方案。该方案可以表示冷和热ISM分量的共空间混合，并且没有尺度相关参数。因此，它特别适合于宇宙学结构形成的研究，其中具有广泛质量的星系同时形成。我们还提出了新的算法的能量和重元素注入超新星，并表明，这些计划可以重现几个重要的观察到的星系演化的影响。在坍缩系统和静止星系中，我们的代码都可以再现气体表面密度和恒星形成表面密度之间的肯尼库特关系。在这两种情况下产生强烈的金属增强风的质量损失的比率，恒星形成这是类似的观察。这导致了恒星形成活动的自我调节周期。反馈的总体影响取决于星系质量。在大质量星系中，恒星的形成最多被抑制几个因素，但在低质量系统中，这种影响可能要大得多，使恒星的形成具有偶发性和突发性。假设反馈中可用的能量分数越大，流出的质量越大，最终恒星质量越低。来自形成盘的风垂直于盘平面准直，达到1000 km/s的速度，并有效地将金属运输出星系。在我们理想化的星系中，从最小质量到最大质量，渐近未束缚的重子比例从> 95%下降到~ 30%，但所有金属的比例都超过60%，无论质量如何。这样的风可能会使星系间介质浓缩到可观测的水平。
2006-08-23 astro-ph
Clues to Nuclear Star Cluster Formation from Edge-on Spirals
我们发现9个核团候选人在14个侧，晚型星系的HST/ACS观测的样本。这些星系团的星等（M_I ~ -11）和大小（r_eff ~ 3 pc）与以前研究中发现的正面、晚型旋涡星系和dE星系相似。然而，其中三个核簇明显变平，并显示出多个重合结构成分的证据。这三个星系团的伸长都在星系主轴的10度以内。在结构上，扁平的簇很好地适合于球体和盘或环的组合。星团核盘/环的F606 W-F814 W（~V-I）颜色比球状体分量蓝0.3-0.6等，表明这些分量中的恒星年龄< 1 Gyr。在最近的核团NGC 4244中，我们进一步限制了恒星星族，并通过光谱提供了动力学质量的下限。我们还提出了初步的证据，另一个核集群（在NGC 4206）也可能拥有一个超大质量黑洞。基于我们的观测结果，我们提出了一个核团的原位形成机制，即恒星在致密的核盘中形成，然后垂直失去角动量或热量，形成一个较老的球状结构。我们估计恒星形成事件之间的周期为0.5 Gyr，并讨论了可能的机制转化成球状的盘状组件。我们还注意到我们的对象和大质量球状星团（例如$ω$ Cen），UCD和SMBH之间的联系。（节录）
2006-09-11 astro-ph
The Luminous Starburst Ring in NGC 7771: Sequential Star Formation?
在史密斯等人分析的20个高亮度星暴星系中，只有两个显示出恒星形成环。这些星系提供了10^11 L_太阳系统和经典的，不太明亮的环状系统之间的联系。我们报告了在NGC 7771中发现了一个与射电辐射核环相对应的近红外对应物。在~10射电明亮团块和~10近红外明亮团块之间的位移表明存在多代恒星形成。估计每个射电源的热辐射相当于约35000颗O 6星。每个近红外明亮的结平均包含约5000颗红超巨星。每个结的恒星质量估计为~10^7 M_sun。恒星形成速率的时间平均值为40 M太阳/年。一些相似之处被发现之间的属性，这个系统和其他环状和非环状的星爆。NGC 7771和星暴+塞弗特1星系NGC 7469之间的形态差异表明，NGC 7771的年龄可能不足以为活动星系核提供燃料，或者可能没有能力为活动星系核提供燃料。或者，这些差异可能与活动星系核的存在与否无关，而可能只是反映了星环中恒星形成是偶发性的可能性。
1998-08-28 astro-ph
Black holes, cuspy atmospheres, and galaxy formation
在尖端大气中，由超大质量黑洞（BH）驱动的喷流抵消了辐射冷却。喷流间歇性地喷发，但足够频繁，使得在喷流不活动的间隔内，尖状大气不会向冷却灾难移动得很远。在BH的亚秒差距尺度上释放的能量能够平衡几十千秒差距尺度上的冷却，这是通过吸积率的温度敏感性和射流破裂半径随环境密度变化的方式相结合而产生的。热气体的吸积不会显著增加黑洞的质量，这是由黑洞快速增长和恒星形成的时期决定的，当时银河系中心的冷气体短暂丰富。热气体不会在浅势井中聚集。随着宇宙年龄的增长，更深的井形成，最终热气体积累。这种气体很快就阻止了更多恒星的形成，因为由BH提供动力的喷流阻止了它的冷却，并且在许多恒星形成之前，它会吸收大多数冷的下沉气体。因此黑洞设定了星系质量的上限。低质量星系的形成受到光加热和超新星驱动的星系风的抑制。这些机制协同工作，可能可以解释星系光度函数和冷暗物质宇宙学中预期的暗晕质量函数之间的深刻差异。
2004-07-12 astro-ph
An Integrated Picture of Star Formation, Metallicity Evolution, and Galactic Stellar Mass Assembly
我们提出了一个综合的研究恒星形成和银河系恒星质量组装从z = 0.05-1.5和银河系金属丰度演化从z=0.05-0.9使用一个非常大的和高度光谱完整的样品选择的休息帧近红外测热通量在GOODS-N。我们假设一个Salpeter IMF，并拟合Bruzual & Charlot（2003）模型来计算银河系恒星的质量和散射。我们确定预期形成的恒星质量密度的增长率产生的恒星形成，并将它们与测量的增长率从形成的恒星质量函数的质量间隔。我们表明，增长率相匹配，如果国际货币基金组织从萨尔彼得国际货币基金组织在中等质量（~10太阳质量）略有增加。我们研究了星系颜色、光谱类型和形态随质量和红移的演化以及质量随环境的演化。我们发现，在分析星系颜色时，应用消光校正是至关重要的;例如，几乎所有在绿谷的星系都是24微米的源，但在对消光进行校正后，大部分24微米的源都位于蓝云中。我们发现，在1 e10 - 1 e11太阳质量范围内，金属度-质量关系的演化对应于局部值与z=0.77处的值之间的0.21+/-0.03 dex的减小。我们使用金属丰度演化来估计星系的气体质量，我们比较银河系恒星质量组装和恒星形成的历史。总的来说，我们的测量结果与星系演化过程是一致的，星系演化过程由恒星形成的偶发爆发主导，在最大质量的星系（> 1 e11太阳质量）中，由于气体匮乏，恒星形成在z<1.5时停止。（摘要节略）
2008-06-20 astro-ph
