Caught in formation: the nuclear-cluster-to-be in NGC 2139
靠近它的中心，没有凸起的星系NGC 2139拥有一个星团，它比迄今为止研究的任何实际的核星团（NC）都要年轻，质量也要小。我们已经测量了这个星系的光度中心周围的H-α速度场使用VLT ARGUS积分场单元和GIRAFFE摄谱仪，以约束不同的建议理论的NC形成。我们观察到，最佳拟合的运动中心和候选NC似乎是由2.8 arcsec（320 pc）分开。事实上，运动学中心也偏离了星系的光度中心和一个可能的酒吧或扩展的恒星形成区域，其中年轻的星团居住，这意味着这个星系不是在动态平衡。H-alpha通量图还揭示了可能的酒吧中其他强恒星形成的区域。这些观测结果表明，一个新生的NC正在远离NGC 2139的运动中心形成，它可能会在几十亿年的时间尺度上停下来。
2008-08-12 astro-ph
The asymmetric relations among galaxy color, structure, and environment
以颜色和H-alpha等效宽度为恒星形成历史指标，以浓度和中心表面亮度为形态指标，以团心距为环境指标，研究了星系恒星形成历史和星系形态对环境的依赖关系.集群中心距离的优点在于，它可以在大的动态范围内以非常高的精度测量。我们发现以下形态和恒星形成历史参数之间的不对称性：恒星形成历史参数直接关系到clustocentric距离，而形态参数只涉及clustocentric距离间接通过它们与恒星形成历史的关系。这种不对称性对环境在塑造星系特性中所扮演的角色有着重要的影响，它对星系形成的理论模型有着很强的约束。目前的半分析模型没有再现这种效果。
2006-11-15 astro-ph
Cosmic Star Formation History Required from Infrared Galaxy Number Count : Future Prospect for Infrared Imaging Surveyor (IRIS)
我们建立了一个红外和亚毫米（以下简称IR）星系数计数和估计的红外光度密度的历史模型。我们将星系光度的演化变化视为一种逐步的非参数形式，以探索最适合再现当前观测结果的演化历史。我们发现的演化模式，满足两个约束条件所需的宇宙红外背景（CIRB）和红外星系数计数。在红外$60 μ$ m光度密度演化中，发现在红移$z=0.75 - 1.0$处光度增加一个数量级。我们还发现，大量的星系（$\sim 10^7$在整个天空）将被发现在全天调查的远红外线红外成像测量仪（IRIS），日本红外卫星计划Astro-F。
2000-02-07 astro-ph
The Galaxy Cluster Luminosity-Temperature Relationship and Iron Abundances - A Measure of Formation History ?
星系团的X射线光温关系和铁丰度分布都表现出内禀色散。使用一个大的星系团与测量铁丰度，我们发现之间的相关性和相对偏差的集群从平均L-T关系。我们认为，这些意见可以解释考虑到团簇形成时代的范围内预期的一个分层宇宙。已知的冷却流质量沉积速率与光度和温度的关系也与这种解释相一致。从观察到的集群人口，我们估计，最古老的集群形成在z>~2。我们认为，星系团的铁丰度可以提供一个参数化的年龄和动力学历史。
1997-06-04 astro-ph
{HST Studies of the WLM Galaxy. II. The Star Formation History from Field Stars
本文给出了部分WLM星系的HST F555 W和F814 W测光结果。通过拟合整个颜色-幅度图确定距离模量为（m-M）_0 = 24.88 +/-0.09，这与RGB尖端距离一致。该星系可测量的恒星形成历史似乎开始于不超过12 Gyr前，WLM的总恒星形成（按质量计）的一半左右在9 Gyr前形成。恒星形成率逐渐下降，直到最近的活动开始增加1至2.5 Gyr前。这种现象一直持续到现在，并且集中在银河系的酒吧中，正如三个WF芯片中最近恒星形成率的差异所示。
1999-10-25 astro-ph
Stellar populations in gas-rich galaxy mergers I. Dependence on star formation history
我们调查的性质的主要星系合并之间的晚型螺旋相当丰富的星际介质进行数值模拟，旨在解决动力学和化学演化的自洽方式的恒星星族。我们特别认为，恒星形成历史的星系合并是一个至关重要的决定性的合并残余物的恒星星族的性质，因此，研究如何在恒星形成历史的星系合并之间的差异影响星系合并的化学演化。我们发现，恒星形成的速度，这是定义为动力学的时间尺度的比率，恒星形成的气体消耗的时间尺度，是最重要的决定因素的合并残余物的恒星星族的一些基本特征。我们主要证明，即使是椭圆星系的化学演化也会受到星系合并动力学演化细节的强烈影响。基于目前的数值结果，我们采用了一个特定的假设，恒星形成的速度依赖于光度，从而讨论如何成功地目前的合并模型可以重现一些基本的化学，光度和光谱特性的椭圆星系。
1998-04-10 astro-ph
The Globular Cluster M54 and the Star Formation History of the Sagittarius Dwarf Galaxy
本文给出了人马座矮星系球状星团M54的VI通带深色星等图。这些数据延伸到星团的主序关闭之下，使我们能够估计星团的年龄。我们发现M54比银河系球状星团M68和M5老0.5- 1.5千兆年。在绝对值上，它的年龄与其他成员星团Arp 2和Terzan 8的年龄估计相当，但比成员星团Terzan 7要老得多。相对于M54的人马座星群年龄估计表明，M54比人马座星群年龄大\gtrsim 3 Gyr。我们简要地讨论了人马座矮星系的恒星形成历史。
1997-06-16 astro-ph
The Sagittarius Dwarf Irregular galaxy (SagDIG): distance and star formation history
根据~1550颗恒星的[I-（V-I）]色星等图，导出了本星系群dIrr星系SagDIG的距离、恒星形成历史和整体性质。从TRGB的I等得到的距离为1.06+/-0.10 Mpc。这相当于1.17 Mpc到本星系群的重心，1.34 Mpc到M 31，即DDO 210，0.35 Mpc，是最接近SagDIG的星系。根据RGB的颜色估计金属丰度为[Fe/H]=-2.45+/-0.25。因此，SagDIG可能是本星系群的成员，也是已知金属丰度最低的恒星形成星系的候选者。该星系的径向密度分布图已经与其他综合性质（星等，颜色和中心表面密度）一起获得。星系密度分布符合指数律，标度长度为27.1”，对应于140 pc。SagDIG的恒星形成历史进行了分析，根据合成的颜色星等图。该星系目前正处于一个高恒星形成活动时期，形成恒星的速度大约是其整个生命平均速度的10倍。这是被归类为dIrrs的星系的共同特征。
1999-10-07 astro-ph
Reconstructing the Star Formation History of the Galaxy
星系中恒星形成速率的演化是量化星系形成和决定星系化学和光度演化的关键因素之一。存在许多互补的方法来推断银河系组成部分的恒星形成历史，从分析低精度数据的间接方法到分析足够高质量数据的新的精确分析方法。我们总结了现有的一般限制恒星形成的历史，表明派生的恒星形成率一般可比今天看到的。然后，我们将展示如何颜色星等图的体积和绝对星等有限的样本的太阳附近观测依巴谷可能会分析，使用变分法技术，重建当地的恒星形成的历史。数据的显着准确性，再加上我们的最大似然变分方法，可以客观量化的本地恒星形成的历史与时间分辨率为50万年。在过去的3Gyr，太阳附近恒星的形成率变化了约4倍，特征时间尺度约为0.5Gyr，可能是由与旋臂的相互作用引发的。
2000-02-27 astro-ph
Old and young bulges in late-type disk galaxies
摘要：我们使用HSTACS和NICMOS成像来研究九个晚型螺旋样本的结构和颜色。我们发现：（1）突起与花盘的鳞片长度相关，突起的颜色与内盘的颜色相关。我们的数据表明，一个趋势的凸起，以更丰富的金属比周围的磁盘，但没有简单的年龄金属丰度这些系统之间的连接;（2）一个大范围的凸起恒星星族的属性，特别是在恒星年龄。具体地说，在我们的样本中，大约一半的晚型凸起中，大部分恒星质量是最近产生的。因此，在相当一部分z=0的盘控星系中，星系球的形成是在盘的形成/吸积之后发生的;（3）在我们的样本中，大约一半的晚型星系球中，大部分恒星质量是在早期产生的;（4）即使是这些“老”的晚型星系球，也有相当一部分恒星质量是年轻的（er）c组分;（5）恒星年龄和恒星质量之间的膨胀相关性，在这个意义上，质量较大的晚型膨胀比质量较小的晚型膨胀更古老。由于星系的整体光度（质量）也与星系球的光度（质量）相关，看来星系质量不仅决定了星系球的组成部分，而且还决定了“何时”形成星系球。我们表明，动力学摩擦的气体丰富的磁盘中的大规模团块是一个合理的磁盘驱动模式形成的“老”晚型隆起。如果盘的演化过程是负责形成整个家庭的晚型凸起，CDM模拟需要产生类似数量的最初无凸起的磁盘，除了被观察到是无凸起的磁盘星系在z=0。
2006-10-20 astro-ph
The star formation history of the LSB Galaxy UGC 5889
本文介绍了LSB星系UGC 5889的HST测光，并推导了它最近的恒星形成历史。在过去的2亿年里，恒星的形成以每年约为e-2到e-3太阳质量的速度在适度的爆发中进行，并有极低的SFR甚至静止的时期。从目前的研究中得出的过去2000万年的速率与银河系的H α发射一致。这些数据表明，存在一个年龄超过2亿年的稳定人口。然而，观测误差和完整性校正阻止了对最老年龄的任何确定结论。恒星的总质量约为5.5e7太阳质量。即使最近的恒星形成事件已经加热了气体并在盘中刻出了一个洞，气体的吹走也不太可能发生。
2005-02-17 astro-ph
An Intermittent Star Formation History in a 'Normal' Disk Galaxy: The Milky Way
利用太阳附近552颗恒星的色球年龄分布，导出了银河系的恒星形成率历史。由于轨道扩散，恒星的样本出生地分布在非常大的距离范围内，因此可以估计全球恒星形成率的历史。该推导采用了金属丰度的色球发射在一个给定的年龄，并纠正占不完整性，规模高度年龄的相关性，和恒星演化的影响。结果表明，银河系经历了全球恒星形成率的波动，振幅大于2-3倍的时间尺度小于0.2-1 Gyr。由于年龄不确定性的模糊效应，实际的历史可能比这里发现的更有爆发性。有一些证据表明恒星形成率长期缓慢增加，这可能是我们银河系积累历史的记录。一个平滑的几乎恒定的恒星形成率历史被强烈排除，证实了巴里（1988）使用较小的样本和不同的年龄校准首次发现的结果。这一结果表明，星系可以在大尺度上相干波动。
2000-02-09 astro-ph
Matching the Cosmic Star Formation History to the Local Galaxy Population
在这篇评论中，我将描述一些河外天文学的最新进展。首先，我将描述我们目前对宇宙恒星形成历史的最佳估计。然后，我将描述本地星系和它们的恒星星族的测量，集中在不同类型的星系的光度函数和恒星星族组成的测量。最后，我将研究这两组结果之间的关系。最终目的是告诉在宇宙历史的哪个阶段，在本地星系中看到的不同恒星形成。目前我们知道的很多，但仍有很大的不确定性，我将强调未来的一些前景。
2003-08-11 astro-ph
Galaxy spectral parameterisation in the 2dF Galaxy Redshift Survey as a diagnostic of star formation history
我们研究了一个新的光谱参数η的物理意义。这个参数是使用2dF星系红移巡天的主成分分析来定义的，以保留天体物理信息，同时最大限度地减少测量不确定性的影响。我们发现，虽然eta与形态类型相关，但这种关系存在很大的分散性。一个更紧密的经验关系之间的η和等效宽度的H α线，这表明与相对恒星形成率的连接。我们使用光谱合成模型来追求这种联系。使用恒星形成历史以时间的指数递减函数进行参数化的模型，我们发现eta与恒星形成的当前与过去平均速率之比（通常称为“出生率”参数b）之间存在紧密的相关性。这种相关性也适用于具有复杂得多的恒星形成历史的模型，这些模型是由基于分层形成情景的星系形成半分析模型生成的。我们在那些具有最复杂恒星形成历史的星系中发现的eta和b之间的紧密相关性有两个可能的原因：首先，光谱本身可能退化到每个星系在2dFGRS探测的光学波长范围内的实际长期恒星形成历史。其次，出生率参数b可能代表星系晕的一个基本物理性质--相对于背景密度的过密度。我们的结论是，与b的紧密联系使eta成为一个物理意义，以及方便和强大的，星系参数化和分类的统计。（节略）
2003-06-06 astro-ph
The Sagittarius Dwarf Galaxy Survey (SDGS): constraints on the Star Formation History of the Sgr dSph
简要介绍了Sgr矮球状星系广泛光度测量的主要特点。V和I测光已经获得了约90000颗恒星朝向Sgr和约9000颗恒星在一个地区没有Sgr恒星（净化的目的）。这一大型数据库的全部潜力远未得到充分开发。在这里，我们目前只有初步的结果，从统计净化色星等图的分析，试图设置一个计划的恒星形成历史的Sgr星系。一个方案中，恒星形成的Sgr很早就开始了，并持续了几个Gyr逐步化学富集的星际介质（ISM）。大约8 Gyr前，恒星形成率突然下降，这可能与导致星系气体耗尽的事件相吻合。一个非常小的恒星形成率一直持续到相对较近的时期（~ 1 Gyr前）。
1998-09-15 astro-ph
Warm photo-ionized IGM: a Clue for galaxy and cluster formation history?
在本文中，我们调查过冷问题，并提出了一些可能的解决方案。我们表明，过冷问题是通用的结构形成的分层图片，只要冷却实际上是可能的小晕在高红移。这个问题的解决方案可能与某些反馈机制有关，并可能意味着存在一个包含大多数宇宙学重子的温暖IGM。我们集中在一些可能的解决方案，主要是光电离和批量加热的IGM。我们发现光电离可以作为一个重要的反馈机制，但不足以解决整个过冷问题。因此，我们假设IGM是由超新星提供的一些能量注入保持热和星系形成，然后限制这种反馈机制。这样一个自我调节的计划，使我们能够计算IGM的热历史…（节略）
1999-09-08 astro-ph
The Sagittarius Dwarf spheroidal Galaxy Survey (SDGS) II: The stellar content and constraints on the star formation history
通过分析人马座矮星系巡天（SDGS; Bellazzini，Ferraro & Buonanno 1999）的数据，对Sgr dSph星系的恒星形成历史进行了详细的研究。SDGS色-星等图的精确统计去污使我们能够获得银河系三个不同区域Sgr恒星星族年龄和金属含量的许多有用约束。得到了Sgr星金属丰度的粗略分布，其范围为[Fe/H]~ -2.0 ~0.7，其上限在星系中心区略高。一个定性的全球适合所有观测到的CMD功能的尝试，并推导出一个一般计划的恒星形成历史的Sgr。根据这一理论，恒星的形成始于极早期的低金属含量的星际介质，并持续了几个Gyr，再加上渐进的化学富集。恒星形成率（SFR）在8 - 10 gyr前有一个峰值，此时平均金属丰度在-1.3<= [Fe/H] <=-0.7之间。在那之后，SFR迅速下降，恒星形成的速率非常低，直到大约1-0.5 Gyr前。
1999-03-24 astro-ph
Merging History Trees of Dark Matter Haloes: a Tool for Exploring Galaxy Formation Models
提出了一种直接从纯引力N体模拟中导出和使用暗物质星系晕合并历史树的方法。这将N体模拟的完全非线性与半分析方法的灵活性相结合。图中显示了Warren等人（1992）从幂律初始扰动谱模拟（对于指数$n=-2$和$n=0$）得到的合并历史树。作为一个星系形成模型的例子，这些相结合的进化恒星星族合成，通过简单的恒星形成率的标度律，表明，如果大多数恒星的形成过程中发生合并引起的爆发，然后在某些情况下，可以得到一个几乎平坦的星系光度函数的暗端斜率。在给定的模型中，各个晕的合并率可能相差很大，通常晕质量的20%-30%可能是由于未坍缩物质的落入。(2)最近不断形成小质量晕：正如预期的那样，存在年轻、低红移、低金属丰度的星系（例如，Izotov et al. 1997）与分层星系形成模型一致。(3)对于$n=-2,$，由于在大尺度上的高功率，晕圈空间关联函数可以具有非常高的初始偏差。
1997-07-26 astro-ph
QSO host galaxy star formation history from multicolour data
我们研究了一个完整的低红移（z<0.2）类星体宿主星系样本的多色成像数据。样品在四个光学波段（BVRi）和三个近红外波段（JHKs）成像，此外，大多数物体的光谱数据都是可用的。我们提取主机光度的所有波段的星系和核的二维建模。光学和光学-近红外颜色与不活跃的早期类型星系的平均颜色一致。六种独立的颜色用于拟合种群综合模型。我们评估的存在下，年轻的人口在主机的证据显示是非常薄弱的。
2001-03-05 astro-ph
The History of Galaxies and Galaxy Number Counts
本文提出了一个简单的星系历史定量模型，用以解释星系数计数、红移分布和其它一些相关观测。我们首先推断，不规则星系和螺旋星系的磁盘是年轻的，可能形成于$z\approx 0.5-2$的颜色和气体含量的同时考虑下，一个温和的假设恒星形成的历史。假设椭圆星系和螺旋星系的凸起，在讨论中都被称为球状体，在宇宙早期形成，由此产生的场景是螺旋星系是星系际气体吸积到预先存在的凸起上形成的，主要是在$z\approx 1-2$ ;今天看到的不规则星系是由$z\approx 0.5-1.5$的云聚集形成的。考虑到这样估计的形成时期，我们构建了一个模型的历史星系采用恒星星族合成模型。我们假设星系的数量不会改变，除了他们中的一些（不规则）是新诞生的，并使用依赖于形态的本地光度函数来约束星系的数量。对$B$、$I$和$K$三个色带的星系数和红移分布进行了比较。结果表明，年轻的不规则星系造成的$B$带计数的陡斜率。不规则星系的比例随着亮度的降低而增加：在$B=24$等下，它们的贡献与螺旋星系一样多。因此，“暗蓝星系问题”通过调用年轻星系来解决。我们的预测与$I$带中按形态分类的星系计数的比较证实了这一解释。
1997-05-09 astro-ph
The Fundamental Plane and merger scenario I. Star formation history of galaxy mergers and origin of the Fundamental Plane
为了探索椭圆星系基本面（FP）的起源，我们对恒星形成和富含气体的旋涡星系合并进行了数值模拟。我们特别认为，FP的斜率的起源本质上是由于椭圆星系的结构和运动学的非同源性，并相应地研究了由耗散星系合并与恒星形成的椭圆星系的结构和运动学性质。我们发现，恒星形成的快度（定义为恒星形成的动力学时间尺度与气体消耗的时间尺度之比）是决定恒星成分密度分布、运动学中地球自转的相对重要性以及合并残余物中总动力学质量与总发光质量之比等非同调参数的关键因素。我们还发现，这一结果并不那么强烈地依赖于祖先盘的初始内禀自旋和合并的轨道能量和角动量。这些结果强烈表明，在椭圆星系中观察到的结构和运动学的非同源性可以密切相关的耗散星系合并形成的椭圆星系之间的恒星形成历史的差异。在此基础上，我们讨论了FP的起源与椭圆星系的恒星形成历史之间的密切物理关系。
1998-04-07 astro-ph
Workshop Summary: The Dynamics, Structure and History of Galaxies
去年7月/8月，一个由50名银河系天文学家组成的小组在澳大利亚的Dunk Island举行会议，庆祝Ken Freeman教授的60岁生日。会议的首要主题反映了肯希望了解“银河系形成期间发生的一连串事件”，引用他1987年的年度评论文章。讲习班分为四个部分：星系结构和动力学、晕和环境、HI和暗物质、星系形成和演化。
2002-05-30 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
The Star Formation History of the Blue Compact Dwarf Galaxy UGCA 290
我们介绍了UGCA 290的恒星形成历史，该星系的性质介于蓝致密矮星和矮不规则星之间。这个星系是特别有趣的，因为它的年轻恒星星族是非常相似的研究型iE蓝色致密矮星VII Zw 403，尽管其不同的空间形态和老恒星的内容。我们的哈勃太空望远镜/宽视场行星照相机2对UGCA 290的单星测光在I中扩展了9个星等，并允许对其恒星形成历史进行详细研究。使用合成色星等图，我们表明，最近的“爆发”，使这个星系的BCD状态是一个中等的增强恒星形成持续了大约20万年，在一个速度约10倍以上的以前的速度。过去10亿年的大部分时间里，恒星形成的历史都是以恒定的速率进行的，尽管在4亿年前就有可能出现像现在这样大的增强。我们估计，10亿多年前UGCA 290转化为恒星的总质量大约是那时以来的三倍。初始质量函数与萨尔彼得斜率一致，恒星金属丰度被Z_sun/50和Z_sun/5包围，有金属丰度演化的证据。在过去6亿年的恒星形成历史中，类似的结果也适用于VII Zw 403。我们的主要结果是，尽管有传统的BCD图像，但这两个星系中的电流爆发既不显着强烈，也不短暂，而且它们的大部分恒星形成发生在10亿多年前。
2001-11-13 astro-ph
Galaxy bulges and their black holes: a requirement for the quenching of star formation
过去80亿到100亿年宇宙历史的核心特征之一是出现了一个人口稠密的红色非恒星形成星系序列。人们设计了许多星系形成和演化的模型来试图解释这种行为。目前的大多数模型都需要来自超大质量黑洞的反馈（AGN反馈）来抑制星系中暗物质晕中心（中央星系）的恒星形成。这样的模型做出了强有力的预测，所有的淬灭中心星系都必须有一个巨大的超大质量黑洞（并且，通过关联，一个突出的凸起部分）。我使用斯隆数字巡天的数据表明，观测结果与这一预测一致。超过99.5%的恒星质量超过10^{10} M_{\sun}的红序星系都有一个突出的凸起部分（定义为Sersic指数n大于1.5）。那些非常罕见的几乎没有或没有凸起的红色序列中央星系（n<1.5）通常具有可检测到的恒星形成或活动星系核活动;真正猝灭的无凸起中央星系的比例<0.1%总红色序列人口。我的结论是，一个隆起，并暗示一个超大质量黑洞，是一个绝对的要求，充分淬火的恒星形成在中央星系。这与活动星系核反馈范式的最基本预测是一致的。
2008-04-24 astro-ph
The Merging History of the Milky Way Disk
恒星晕和银河系厚盘的恒星星族揭示了我们银河系这个典型的大盘星系所经历的合并历史。我们目前的理解，这里描述的，意味着一个相当安静的演变为磁盘，回到红移2阶。
2000-12-12 astro-ph
Galaxy Formation and the Cosmological Angular Momentum Problem
角动量的重要性，在调节星系盘的大小，并通过这他们的恒星形成的历史突出。潮汐力矩和卫星的吸积原则上提供了足够的角动量，形成大小与观测一致的圆盘。然而，已经确定了三个主要问题，挑战冷暗物质理论并影响星系演化模型：（1）在下落过程中，太多的角动量从气体转移到暗晕，导致盘的尺度长度太小，（2）即使气体在下落过程中不会失去角动量，无凸起的盘也需要比宇宙学产生的更具体的角动量，（3）引力矩和分级合并产生了一个特定的角动量分布，与自然形成指数盘所需的分布不匹配;一些气体具有非常高的角动量，导致扩展的外盘，而另一个大的气体部分将包含非常少的特定角动量，预计将落入银河系中心，形成一个巨大的和占主导地位的凸起部分。任何关于星系形成的自洽理论都需要对这些问题提供解答。在星系演化的早期阶段，低角动量气体的选择性质量损失目前似乎是最有希望的情况。这一过程将对早期原星系演化阶段、星系形态的起源和演化产生强烈影响，并将星系的中心性质（如中心大质量黑洞的起源）与其全球结构联系起来。
2004-09-22 astro-ph
Galaxy mapping with the SAURON integral-field spectrograph: The star formation history of NGC 4365
我们报告了E3星系NGC 4365的运动学和恒星星族的第一个宽视场映射。速度图扩展了以前的长缝工作。它们显示了两个独立的运动学子系统：中心300 x 700 pc围绕投影短轴旋转，而星系的主体3 x 4 kpc几乎与此成直角旋转。线强度图表明，恒星星族的金属丰度从中心值大于太阳，在2千秒差距半径的一半太阳。星系的核心和主体有相同的光度加权年龄，约为14 Gyr，并且镁铁比相同。因此，这两个运动学上不同的组成部分有着共同的恒星形成历史。我们推断，该星系经历了一系列与耗散恒星形成有关的合并，结束于>12 Gyr前。主体的测光轴和运动轴之间的错位是三轴性的明确证据。两个分量中恒星星族的相似性表明，观测到的运动学结构在12 Gyr中没有发生实质性的变化。
2000-11-13 astro-ph
Effects of metal enrichment and metal cooling in galaxy growth and cosmic star formation history
利用宇宙学流体动力学模拟方法，对金属富集和金属冷却对星系形成和宇宙恒星形成（SF）历史的影响进行了数值研究。我们发现，在有金属冷却的模拟中，与无金属冷却的模拟相比，（1）宇宙星形成率（SFR）在z=1和3处分别提高了50%和20%，（2）星系中气体的质量分数降低了;（3）重子总质量函数（气体+恒星）在z=3时没有显著差异，但在z=1时相对大质量星系的数量有所增加;（4）星系际介质（IGM）的重子质量分数在z<3时由于更有效的冷却和气体吸积而降低。我们的研究结果表明，金属冷却通过两种不同的机制促进星系的生长：（1）提高局部星际介质（ISM）中的SF效率，（2）增加星系对IGM的吸积。前一个过程在宇宙历史的大部分时间里都是有效的，而后一个过程只在z<3时有效，此时IGM由于反馈而被金属充分富集。
2008-12-11 astro-ph
The Star Formation History and the Morphological Evolution of the Draco Dwarf Spheroidal Galaxy
利用宽视场CCD光度计对天龙座矮球状星系的1deg^2恒星进行了光度学和形态学分析，并对该星系的恒星形成历史进行了研究。未检测到金属丰度梯度。恒星表面的密度分布可以用尺度长度a= 5 '.0 +/-0 '.1的单一指数律来拟合。中心表面星等为μ_V=24.4+/-0.5和核心半径r_c= 7.5 +/-0.5。'3（相当于r_c=175+/-7pc）。在误差范围内，发现天龙座的半长轴和半短轴（使用星系的椭圆率重新换算为半长轴单位）的密度分布具有相同的尺度长度。因此，没有证据表明有一个与天龙座相关的潮汐尾巴。该星系的潮汐半径为r_t~42'（~1 kpc）。Draco中的大质量与光的关系可以通过方便的空间取向来解释的可能性被拒绝，这意味着其他机制（例如，暗物质）。天龙座的恒星星族主要是古老的。虽然天龙座中存在一些中等年龄的恒星，但大部分的恒星形成（高达90%）发生在10 Gyr之前。在最后~2 Gyr没有发现明显的恒星形成活动。两种方法（“部分模型”和“亚巨星”）被用来研究天龙座的恒星形成历史。
2001-08-09 astro-ph
The DEEP2 Galaxy Redshift Survey: The Role of Galaxy Environment in the Cosmic Star-Formation History
使用斯隆数字巡天和DEEP 2星系红移巡天中获取的星系样本，我们研究了z ~ 0.1和z ~ 1处恒星形成与环境之间的关系。我们估计的总恒星形成率（SFR）和特定的恒星形成率（sSFR）为每个星系根据测得的[O II]星云线光度，校正使用经验校准，以匹配更强大的SFR指标。与以前的结果相呼应，我们发现，在本地宇宙中，恒星的形成取决于环境，使得在高密度区域的星系，平均而言，有较低的恒星形成率和较长的恒星形成时间尺度比在低密度区域的同行。在z ~ 1处，我们表明特定SFR与环境之间的关系反映了局部发现的关系。然而，我们发现，总SFR和在z ~ 1处的过密度之间的关系是相反的局部关系。这种观测到的SFR-密度关系的演化部分是由z ~ 1处稠密环境中的明亮蓝色星系群驱动的。这个在z ~ 0处缺少对应物的种群被认为是从z ~ 1到z ~ 0演化成红色序列的成员。最后，我们得出结论，在z < 1的宇宙恒星形成历史中，环境并不起主导作用：在恒定红移下，平均星系SFR对局部星系密度的依赖性与过去7 Gyr的全球SFR空间密度的下降相比很小。
2007-06-27 astro-ph
Revisiting the formation History of the minor-axis dust lane galaxy NGC1947
本文详细研究了一个奇特的早型星系NGC1947。本文的主要目的是通过比较观测到的性质和不同星系形成情景下的预测，来约束NGC1947的动力学状态和形成历史。为此，我们推导了NGC1947的光度学和运动学性质。由于存在一个扩展的尘埃带，它沿着光度短轴穿过星系中心，我们使用近红外图像（J和K波段）来获得恒星光分布的准确分析。光学图像（在V和R波段）被用来获得颜色配置文件和彩色地图，研究尘埃带的结构。观测到的运动学证实了存在两个分量与解耦角动量：气体和尘埃沿短轴旋转，而恒星的旋转速度沿长轴观察。在NGC1947中观察到的复杂结构支持了在该天体的演化过程中发生了某种相互作用的假设。我们分析了两种可能性：合并过程和吸积事件。我们讨论了所观察到的性质如何强烈地表明，去耦的气体和尘埃环已经从外部吸积。
2008-11-11 astro-ph
Origin of the galaxy morphology
在目前最合理的冷暗物质（CDM）宇宙学中，较大的团块通过较小团块的逐渐合并来增加它们的质量。在演变过程中，发生了几次合并事件，例如，许多小的和一些主要的合并事件，强烈影响星系的形态，在半解析模型假设。我们的物理上最详细的高分辨率SPH模型，我们试图解决星系形态的起源。我们计算了SCDM宇宙学中50个过密度峰的演化，并分析了模型的性质。我们已经获得了许多不同类型的恒星形成历史。作为初步结果，我们发现了模型星系的形态与其恒星形成历史之间的关系。我们还给出了全球恒星形成历史和金属富集历史随红移的变化，这些都是通过对所有结果的求和得到的。
2001-10-26 astro-ph
Stellar Content and Recent Star Formation History of the Local Group Dwarf Irregular Galaxy IC1613
本文介绍了用2.5米艾萨克·牛顿望远镜的宽视场照相机获得的本星系群矮不规则星系IC 1613的I~23.5分辨星VI测光。对恒星密度分布的拟合显示出标度长度为2.9' +/- 0.1的指数分布，并给出中心表面亮度μ_V，0 = 22.7 +/- 0.6。在我们的图像外部出现的大量红巨星分支（RGB）恒星（r > 16.5 '）表明该星系实际上比以前估计的更长。的颜色星等图（CMD）作为银河系距离的函数的比较显示出一个明显的梯度，其人口的年龄，规模的长度随年龄的增长，而我们没有发现证据的金属丰度梯度的宽度的RGB。我们目前的定量结果，最近的恒星形成历史的合成CMD分析使用IAC-STAR。我们发现，在过去的3亿年里，在r < 2.5'的中心区域，平均恒星形成率为（1.6 +/- 0.8）x 10^{-3} Mo/yr/kpc ^2。
2007-06-13 astro-ph
On the Origin of Exponential Galaxy Disks
我们使用一个盘状星系演化模型来研究具有指数表面亮度轮廓的星系是否可以在一个宇宙学上激发的盘状星系形成框架中产生。我们的模型遵循的是在不断增长的暗物质晕中，重子质量的吸积、冷却和喷射随半径的变化。盘的表面密度分布由详细的角动量守恒决定，从宇宙学模拟中发现的特定角动量的分布开始。指数和准指数磁盘可以通过我们的模型，通过超新星驱动的星系外流（优先删除低角动量的材料），在晕气体的角动量分布的内在变化，以及在大半径的恒星形成的效率低下的组合。我们使用SDSS NYU-VAGC的观测结果表明，蓝色星系的中值Sersic指数是恒星质量的强函数。对于蓝色星系，低质量星系的中值n=1.3，而高质量星系的中值n=4。我们的模型与能量驱动的外流正确地再现了这一趋势，而我们的模型与动量驱动的外流和没有外流预测低质量星系的Sersic指数。我们发现，所观察到的分数的“膨胀少”指数星系是一个强大的函数的恒星质量。对于Milky-Way质量的星系，只有不到0.1%的蓝色星系是无球星系，而对于M33质量的星系，无球星系和准无球星系是典型的。这些结果表明，等级形成模型难以产生无膨胀的银河质量星系实际上不是一个问题。然而，产生类似M33星系的问题仍然存在，这将为分层星系形成模型提供关键的测试。[删节]
2009-05-04 astro-ph
Modeling the star formation history in the ring galaxy Arp 10 with the help of spectral indices
我们使用6米望远镜BTA（俄罗斯科学院）获得的长缝光谱，调查奇特的环形星系Arp 10的恒星形成历史。准Lick谱指数的径向分布计算从观测到的光谱，并与模型谱进行比较，后者是使用Starburst 99人口合成代码生成的。我们的模型包括一个向外传播的密度波，它触发了气体盘中的恒星形成，以及一个古老的恒星盘。老的和年轻的恒星星族的金属丰度都是半径的函数。我们表明，年轻和老年人口的混合需要解释的光谱指数的径向分布。密度波以中等速度向外传播（约40 km/s），年轻和年老种群的金属丰度随半径减小。与Fe峰元素相比，对应于α-元素的模型指数需要稍高的金属丰度。我们感谢RFBR 04-02-16518赠款的部分支持。
2006-02-09 astro-ph
Halo Wide Binaries and Moving Clusters as probes of the Dynamical and Merger History of our Galaxy
宽对或脆对是探测银河系势的灵敏探针，它们被用来提供有关银河系潮汐场、GMC密度以及盘和晕中存在的暗物质扰动质量的信息。晕宽的双星和移动的星系团，因为它们很可能是过去合并或解散的星系团的残骸，可以提供我们银河系动力学和合并历史的信息。这些残留物应继续显示出类似的运动，随着时间的推移，其年龄的顺序。我们已经在Schuster et al.（2006）的低金属量恒星中寻找相空间分组，并确定了一些候选的移动星团。在几个移动的星团中，我们发现了一个宽的CPM双星，它已经在我们的高速贫金属星宽双星目录中被发现（Allen et al 2000 a）。对这些恒星的光谱跟踪研究将证实这些恒星群的物理真实性，并使我们能够区分它们的祖先是溶解的星系团还是吸积的河外系统
2006-11-26 astro-ph
Chemical Evolution of the Galaxy Based on the Oscillatory Star Formation History
我们结合一个陷落模型和一个星际介质的极限环模型来模拟恒星的形成历史（SFH）和银河系盘的化学演化。最近的观测表明，银河系盘的SFH剧烈变化或振荡。我们模拟的基础上的ISM的三个组件的分数质量的极限环行为的振荡SFH。在自然参数范围内再现了观察到的振荡周期（$\sim 1$ Gyr）。这意味着我们可以将振荡的SFH解释为ISM的极限环行为。然后，我们测试的极限环模型的框架内的恒星和气体的化学演化，因为SFH的振荡行为可能会导致金属丰度的振荡演化。然而，我们发现，金属丰度的振荡行为并不突出，因为金属丰度反映了过去的综合SFH。这表明，金属丰度不能用来区分一个振荡的SFH从一个没有振荡。
2001-01-30 astro-ph
Globular clusters in the blue compact galaxy ESO~338-IG04 (Tol~1924-416), as tracers of the star formation history. Results from HST/WFPC2 observations
利用WFPC 2/HST获得了一个恒星暴贫金属蓝色致密星系ESO 338-IG 04的多色图像。在这些图像中，我们发现许多点状源集中在星系的主体，我们确定为球状星团的候选者。我们表明，这些对象是物理上与星系，他们在空间上扩展。由于它们的高固有光度，这些物体不可能是单独的恒星。利用光度演化模型，我们发现这些天体构成了大量的大质量星团，年龄从几百万年到10千兆年不等，质量从10^4到10^7太阳质量不等。我们发现这些天体很可能是不同年龄的球状星团。星团的年龄分布有峰值：<3000万年、~ 10000万年、~ 60000万年、2.5- 5Gyr和~10 Gyr。最年轻的天体位于拥挤的星暴区。该星系目前似乎正在合并，这可能是目前球状星团形成的原因。许多中间年龄（2.5至5 Gyr）的球状星团的存在，表明以前的合并可能已经发生。随着星暴的消退，这个星系将变得非常丰富的球状星团。将所有天体的年龄转换到与银河系球状星团相当的年龄，揭示了一个类似于银河系的光度函数。我们认为，这个星系是一个矮椭圆星系和一个富含气体的矮星系合并的结果。确定球状星团的年代的可能性为研究这个星系和类似星系中剧烈恒星形成的历史提供了一种有效的方法。
1998-04-07 astro-ph
Bulge and Halo Kinematics Across the Hubble Sequence
盘的最大旋转速度（v_m）和核球的中心恒星速度色散（sigma）之间的相关性提供了对晕和核球之间关系的见解。我们收集了792个星系的积分H I谱线宽度和中心恒星速度色散，研究了它们之间的v_m-sigma关系。与早期基于小得多的样本的研究相反，我们发现v_m-sigma关系表现出显着的内禀散射，其零点随星系形态，膨胀盘比和光浓度而系统地变化，正如从基本动力学考虑所预期的。有核但无球的晚型旋涡星系明显偏离v_m-sigma关系。虽然这些结果使任何试图用晕取代隆起作为星系中心黑洞质量的基本决定因素的尝试都受到质疑，但观测到的v_m/sigma分布（它取决于星系的密度分布和运动学结构）为星系形成模型提供了一个有用的约束。借助于近红外Tully-Fisher关系，我们确定了一组其他方面正常的明亮星系，它们具有异常低的v_m/sigma值。我们认为，在这些运动学异常的对象中的H I气体的一个显着的部分是动态unrelaxed，已获得外部通过捕获潮汐相互作用或通过冷吸积从星系际介质。
2007-06-29 astro-ph
The Star Formation History of Late Type Galaxies
在过去的几年里，巨大的星系光谱数据库和进化合成模型的进展相结合，重新引起了人们对一个老问题的兴趣：如何从星系的综合光谱中估计星系的恒星形成历史？对这个经典问题的新方法使人们有可能从两个世界中提取最好的东西，用最先进的恒星星族模型制作精美的逐像素拟合星系光谱，同时探索大型调查的神话般的统计数据，以前所未有的详细程度推导出不同类型星系的恒星形成和化学富集历史。这篇评论涵盖了其中的一些最新进展，重点是晚型恒星形成星系的结果，并概述了一些问题，这将使我们在未来几年里忙碌。
2007-01-31 astro-ph
Star Formation and Metallicity History of the SDSS galaxy survey: unlocking the fossil record
使用MOPED，我们确定非参数化的恒星形成和金属丰度的历史超过37,000个高质量的星系光谱从斯隆数字巡天（SDSS）的早期数据发布。我们使用整个光谱范围，而不是集中在特定的功能，我们估计完整的恒星形成的历史没有事先假设其形式（通过构建所谓的“人口盒”）。这项初步研究的主要结果是，SDSS星系中的恒星形成率在~6 Gyr内一直在下降;恒星形成气体的金属丰度分布在~3 Gyr前达到峰值，大约在太阳金属丰度，与闭盒模型不一致，但与下落模型一致。我们还确定了在SDSS的气体的入流率，并表明，它已显着的最后3陀螺仪。我们调查的错误，使用蒙特卡洛马尔可夫链算法。此外，我们证明，恢复这样一个大样本的恒星形成和金属丰度的历史变得棘手的数据压缩方法，特别是探索的可能性表面。通过探索整个似然曲面，我们表明，年龄金属丰度简并不像只使用几个光谱特征那样严重。我们发现，65%的星系包含一个显着的老人口（年龄至少为8 Gyr），包括最近的星暴星系，并超过97%的一些恒星年龄超过2 Gyr。这是第一次，过去的恒星形成历史已确定从化石记录的今天光谱的星系。
2003-08-12 astro-ph
Galactic History: Formation and Evolution
我们探索背后的动机在银河系天文学大型恒星调查，特别是测量光度，相空间和丰富的数千或数百万颗恒星的属性调查。这些观测对于解开星系形成和演化所涉及的事件序列至关重要，尽管从复杂性中解开关键特征仍然非常具有挑战性。新的数据将需要我们在恒星大气、恒星化学、银河系和本星系群的动力学方面取得重大进展。
2006-10-23 astro-ph
The star formation history of the Local Group dwarf elliptical galaxy NGC 185: II. Gradients in the stellar population
利用新的地面$H_α$和$BVI$测光以及合成色星等图（CMD）研究了dE NGC 185的恒星形成历史及其空间变化。我们发现，大部分的恒星形成于NGC 185在其演化的早期。在那之后，恒星的形成速度一直很低，直到最近，在银河系中检测到的最近的恒星形成活动痕迹的年龄约为1亿年。恒星形成率，$ψ(t)$为老和中间年龄显示了一个梯度，在这个意义上采取较小的值较高的银河系中心半径。此外，仅在中心$150 \times 90$ pc $^2$中发现了最近的恒星形成，在那里发现了最年轻的1亿年前的星群.利用$B$中的新CCD图像和Baade的原始照相底片，讨论了Baade（1951）在NGC 185中心发现的明亮的蓝色{ \it星}，得出了它们大多数实际上是星团的结论.一个一致的图像出现在NGC 185的中心区域观察到的气体将有一个内部起源。演化的恒星将气体返回到ISM的速率足以在星系中心观察到最近的恒星形成，SN速率可能足够低，以允许星系保留新恒星世代中未使用的气体。
1999-07-05 astro-ph
Cosmic Star Formation History from Local Observations and an Outline for Galaxy Formation and Evolution
这项研究的目标是从局部观测中重建宇宙恒星形成率密度的历史，并在此过程中深入了解星系是如何形成和演化的。描述了一个新的化学演化模型，它解释了球状星团以及伴随的场星的形成。当这个模型被用来与所观察到的年龄金属丰度关系的集群和输入，这使得几乎普遍观察到的双峰分布的球状星团的形成，恒星形成率。通过将注意力限制在局部宇宙的代表性体积上，这些速率允许成功地重建马道图，而互补的结果类似地满足许多局部宇宙学约束。星系形成的物理框架，其中包括从这个化学演化模型的结果，并假定各向异性崩溃。除了提供“经典的”晕，隆起和磁盘组件，该模型还预测了一个新的恒星晕组件峰值[Fe/H] ~ -0.8和盘状角动量，并允许形成厚盘所概述的金属丰富的球状星团。银河系对应的后两个组件被确定。
2003-11-14 astro-ph
The history of mass assembly of faint red galaxies in 28 galaxy clusters since z=1.3
我们测量了28个星系团中明亮和微弱（微弱到0.05 L*）红色星系数量的相对演化，其中16个星系团的z值为0.50<=1.27，所有星系团都是通过一对包含4000埃休息框架的过滤器观测到的。相对于明亮星系，红色星系的丰度在所有研究的红移范围内都是恒定的，0<z<1.3，并且排除了明亮和暗淡红色星系之间的差异演化，就像过去的一些工作中所声称的那样大。微弱的红色星系大部分聚集在z=1.3的地方，它们的赤字不依赖于星系团的质量，由速度色散或X射线光度参数化。我们的分析，相对于前一个，采样更广泛的红移范围，最大限度地减少系统分类，并把更多的注意力放在统计问题上，同时保持大量的集群。
2008-05-09 astro-ph
On the recent history of star formation in the BCD galaxy VII Zw403
BCD星系VII Zw403的恒星形成的最近的历史进行了分析，与帐户的残余物产生的动力学无论是由一个瞬间爆发或连续的恒星形成事件。我们已经重新观察到VII Zw 403，其具有对应于阈值H $_α$通量$8.15 \times 10^{-17}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$的更好的灵敏度。从我们的数据得出的总H $_α$光度比以前报道的要大得多，并提出了各种电离的细丝和不完整的壳层叠加在扩散H $_α$发射。这一结果对星爆形成的超级气泡的预测性质有着深远的影响。数值计算的基础上，以前的H $_α$数据，预测两种不同的情况下，恒星形成能够同时匹配所有观测参数。这是一个总质量为$5 \times 10^5$ M $_{\odot}$的恒星形成瞬间爆发和一个持续3500万年的恒星形成事件，其SFR为常数= $4 \times 10^{-3}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$。根据我们观测到的能量输入率进行的数值计算预测了一个持续时间小于1000万年的恒星形成的短插曲，星团总质量为$\sim (1 - 3) \times 10^6$ M $_{\odot}$。
2002-01-29 astro-ph
Chemical enrichment and star formation in the Milky Way disk; II. Star formation history
通过对552颗晚型矮星的色球年龄分布进行标度高度修正、恒星演化修正和体积修正，将其转化为恒星的形成历史。我们表明，我们的银河系的磁盘经历了增强情节的恒星形成在0-1 Gyr，2-5 Gyr和7-9 Gyr前，虽然后者爆发的现实仍然是不确定的。由于轨道扩散，恒星样本的诞生点分布在很大的距离范围内，因此可以估计出全球的恒星形成率。这些结果进行比较的金属富集率，给出的年龄-金属丰度的关系，与预期的时代，我们的银河系和麦哲伦云之间的密切接触，并与以前的恒星形成历史的测定。模拟被用来检查的恒星形成的历史，由于年龄的不确定性，和扩大的恢复功能，以及测量的概率水平，历史推导出由一个恒定的恒星形成的历史的统计波动产生的年龄相关的涂抹。我们以超过98%的置信度表明，我们银河系的恒星形成不是恒定的。
2000-08-03 astro-ph
Ultraviolet Imaging of the Irregular Galaxy NGC 4449 with UIT: Photometry and Recent Star-Formation History
明亮的麦哲伦不规则星系NGC 4449是在Astro-2号航天飞机任务期间由紫外成像望远镜观测到的，它在两个宽的远紫外波段获得了以星系为中心的~40弧分的图像，中心在1520和1620埃，空间分辨率为3弧秒至5弧秒。结合来自地面Fabry-Perot图像的H-α和H-β通量，对这些数据进行了分析，以探索NGC 4449最近的恒星形成历史。地图的通量比H-α/FUV和FUV/蓝色连续使用进化合成模型和解释。光度计都提出了22个孔径包含大OB复杂的和57个小孔径包含紧凑的FUV发射结。沿可见光系统北部边缘的OB复合体具有高的H-α/FUV比率，因此似乎比银河系的其他部分更受当前一代恒星的支配。然而，年轻的来源确实存在于其他地方，特别是沿着酒吧显眼。小孔径分析显示了三个连续恒星形成的候选区域。在FUV和光学连续谱中，表面亮度分布与指数盘一致。
1998-08-06 astro-ph
The Evolutionary History of the Elliptical Galaxy NGC 1052
我们获得了与椭圆星系NGC 1052合并残留物有关的16个球状星团的Keck谱，以及该星系的长缝谱。我们从简单的恒星星族模型中利用Proctor & Sansom（2002）的方法推导出年龄、金属丰度和丰度比，该方法首次应用于河外GC。根据简单的恒星星族，我们发现所有的GC都是~13 Gyr年龄，具有大范围的金属丰度。从星系光谱中我们发现NGC 1052的中心年龄为~ 2Gyr，金属丰度为[Fe/H]~+0.6。没有强烈的梯度，无论是年龄或金属量被发现的最大半径测量（~1千秒差距）。然而，我们确实发现了α元素丰度的强烈径向梯度，其达到了非常高的中心值。年轻的中心星暴年龄与由HI潮汐尾和1 Gyr的下沉气体推断的年龄一致。因此，虽然NGC 1052显示了最近合并和相关星暴的大量证据，但合并似乎并没有导致新GC的形成，这可能表明最近很少有恒星形成。这种解释与早期星系形成的“结霜”模型是一致的。（节录）
2005-02-13 astro-ph
The Assembly and Merging History of Supermassive Black Holes in Hierarchical Models of Galaxy Formation
我们评估模型的组装超大质量黑洞（SMBHs）在星系的中心，跟踪其层次建设远在黑暗的晕“合并树”。我们假设，第一个“种子”黑洞（BH）形成的（迷你）晕崩溃在z=20从高西格玛密度波动。当这些星系前黑洞通过一系列的合并合并成越来越大的晕时，它们由于动力学摩擦而下沉到中心，在合并残余物中吸积一小部分气体成为超大质量，形成一个双星系统，并最终合并。合并历史的暗物质晕和相关的黑洞其次是宇宙学蒙特卡罗实现的合并层次。一个简单的模型，其中类星体活动是由主要的合并和SMBH在爱丁顿速率吸积的质量与速度色散的五次方的比例，被证明重现的光学LF类星体的红移范围1<z<4。在我们的合并树中遵循二元和三元BH相互作用。基于我们的假设，我们预测在目前的时代，大质量黑洞的人口在星系晕和星系际介质中游荡，并对总黑洞质量密度的贡献<10%。在所有的历元中，星系核中的双星SMBH的比例都在10%的数量级，而双星类星体的比例小于0.3%
2002-09-10 astro-ph
The Star Formation History of NGC 1705: a Post-Starburst Galaxy on the Verge of Activity
通过比较合成色星等图与HST光学和近红外测光结果，我们推断了蓝致密矮星NGC 1705不同区域的恒星形成历史。我们发现NGC 1705不是一个年轻的星系，因为它的恒星形成至少在5 Gyr前开始。另一方面，我们证实了最近爆发的恒星形成15和10万年前之间的存在。我们还发现了新的强烈活动的证据，这些活动始于300万年前，目前仍在继续。年老的星族分布在整个星系，而年轻和中等的恒星则集中在中心区域。我们得到了一个几乎连续的恒星形成与可变的速度，并排除了长的静止阶段之间的插曲在最后~1 Gyr的存在。在1500万年到1000万年前，中心区域经历了一个恒星形成的插曲，其恒星形成速率为0.07 Msun/年（对于Salpeter初始质量函数[IMF]）。这与中央超级星团的强烈活动相吻合。我们发现，最年轻的持续爆发的速率约为0.3兆太阳/年，开始于约300万年前。这比其他矮星要高，与NGC 1569的比率相当。早期的恒星形成率并不特别高，在10^{-3}-10 ^{-1} Msun/yr之间。IMF接近Salpeter值或稍陡。
2003-09-09 astro-ph
The Star Formation History of the Pegasus Dwarf Irregular Galaxy
研究了距离银河系0.95 Mpc的可能的本星系群成员飞马座dIr的恒星形成历史。我们用两个基本函数来描述SFH：恒星形成率psi（t）和化学富集定律Z（t）。它是通过比较飞马座中分辨恒星的色星等图而得出的，共有189个模型图是由不同的psi（t）和Z（t）定律产生的。飞马座的恒星形成开始于大约15 Gyr前，平均来说，在银河系生命的前半段比后半段更大。在最近的时期，恒星形成似乎是以爆发模式产生的。对于化学富集定律，解释星系金属丰度（Zf=0.002（+0.002/-0.001））的最好方法是它经历了一个快速的初始化学富集。如果说星系的坍缩是重要的，并指向一幅星系在坍缩的早期阶段开始形成恒星并丰富其星际介质的图像，那么情况就是这样。飞马座和NGC 6822是唯一的dIr，这类分析在这里已经完成。事实上，这两个星系都显示出一个重要的老年到中等年龄的恒星星族，这表明在大多数dIr中观察到的Baade片实际上可能是一个重要的老年恒星群体的签名，并表明dIr实际上是由大量老年恒星组成的老年天体。飞马座中的暗物质占92%。
1997-04-16 astro-ph
Cosmic Star Formation History and its Dependence on Galaxy Stellar Mass
利用双子座深空巡天（GDDS）的观测数据，我们研究了宇宙恒星形成率（SFR）及其对红移范围0.8 < z < 2的星系恒星质量的依赖性。最大质量的星系（M > 10^{10.8} M_sun）在z = 2时的SFR比现在高6倍。它从z = 2开始急剧下降，在z ~ 1时达到当前值。相比之下，中等质量星系（10^{10.2} < M < 10^{10.8} M_sun）的SFR密度下降得更慢，并且可能在z ~ 1.5处达到峰值或平台。我们使用特征增长时间t_SFR = rho_M / rho_SFR来提供大质量星系在z ~ 2处从爆发到静止恒星形成模式的相关转变的证据。中等质量的系统在z ~ 1处从爆发过渡到静止模式，而最低质量的物体在整个红移范围内经历爆发。我们的结果清楚地表明，星系的形成时代延长，并从高到低质量系统进行。最大质量的星系在宇宙历史的第一个~3 Gyr形成了它们的大部分恒星。中等质量的天体继续形成其主导恒星质量的额外的~2 Gyr，而最低质量的系统已经形成了整个宇宙时代的GDDS。这种星系形成的观点清楚地支持SFR中的“缩小”，即最大质量的星系首先形成，星系形成从较大的质量尺度到较小的质量尺度。
2004-11-29 astro-ph
