Simulating the COSMOS: The fraction of merging galaxies at high redshift
对附近（0.015 < z < 0.025）SDSS星系的模拟已经被用来尽可能准确地再现它们在z ~ 0.7和z ~ 1.2观测时在COSMOS ACS图像上的外观。通过将SDSS星系添加到COSMOS图像中的随机位置，我们模拟了高红移星系与不相关的前景或背景物体的机会叠加效应。我们已经使用这些模拟图像，连同那些真正的COSMOS星系在这些相同的红移，进行“盲”的星系形态分类，以确定那些似乎正在进行合并，从而估计合并分数的变化与红移。我们发现，真正的合并是很难认识到在高红移，也是不相关的星系的机会叠加往往产生合并的外观，在现实中根本不存在。特别是，我们估计，1.5 - 2.0%的对象随机添加到ACS图像被误分类为合并，由于投影与不相关的对象，因此，40%的明显合并在COSMOS在z=0.7可能是虚假的。我们发现，经历合并的星系比例随着（1+z）^3.8+/-1.2到z ~ 0.7而增加，并且这种趋势似乎继续到z = 1.2。z ~ 0.7处的合并候选者比母种群更蓝，尤其是在考虑到机会预测的统计效应时。合并的候选人是更不对称的人口作为一个整体，往往与不规则的形态。尽管如此，大多数（约60%）的合并候选者似乎与螺旋星系有关，尽管在这种情况下，我们无法校正偶然投影的影响。
2006-11-06 astro-ph
Massive clusters in Hubble sequence galaxies: Ellipticals
本文简要介绍了早型星系中大质量星团的性质。所有的椭圆星系（只有一个已知的例外）都拥有球状星团形式的大质量星团，这表明它们的形成非常普遍。每单位星系质量的星系团数量似乎非常恒定，表明在大尺度上类似的形成过程。此外，球状星团系统的光度/质量函数在星系与星系之间似乎非常相似，在小尺度上指向类似的形成过程。最近最重要的发现可能是在许多（如果不是全部的话）早期星系中存在星团子种群。后者似乎与星系形成和演化密切相关，似乎支持等级聚类模型，但早期的球体形成。
1999-12-13 astro-ph
Strong lensing constraints on the properties of cluster galaxies
最近在一个$z=0.68$星系团的核心发现了一个四倍像的类星体SDSS J1004+4112（Inada et al. 2003; Oguri et al. 2004），它具有前所未有的~ 13“的像距。这个透镜给了我们一个独特的机会来研究这个星团中心区域的详细质量分布。我们目前的自由形式重建的镜头使用最近开发的方法。100 kpc内的投影质量被很好地约束为5+/-1 x 10^{13} M_solar，与以前的简单模型一致。然而，与以前的工作不同的是，我们能够探测到与星系团相关的透镜结构。我们估计与这些星系的质量，并表明，它们的贡献不超过10%的总集群质量在100千秒差距。典型的星系质量，结合典型的光度，可以粗略估计它们的质光比，大约<10，这意味着这些星系主要由恒星组成，只有很少的暗物质。
2004-12-16 astro-ph
Gas Rich Galaxies and the HI Mass Function
我们已经开发了一种自动互相关技术来检测从HI帕克斯全天巡天获得的样品光谱中的21厘米发射。最初的样本选择是Morshidi-Esslinger et al.（1999）星表中2435个低表面亮度星系最近的光谱。最初选择的星系具有类似于天炉座星系团dE星系的性质。由于dE星系通常是气体贫乏的，所以只有26个安全的探测器并不奇怪。所有探测到的星系都有很高的$(M_{H}/L_{B})_{\odot}$值。因此，HI选择微弱的光源导致检测主要是气体丰富的星系。富含气体的星系倾向于位于光学选择星系所描绘的大尺度结构的外围，但它们似乎确实与之相关。这些天体似乎与光学选择星系具有相似的相对暗物质含量。HI柱密度低于可持续恒星形成所需的“临界密度”，相对而言，它们与伴星系相当孤立。这两个因素可以解释其相对高的气体含量。我们已经考虑了HI质量函数，通过观察天空中随机光谱中HI探测到的速度分布。推断的HI质量函数是陡峭的，虽然确认这一结果等待一个详细的研究HI调查的噪声特性。
2001-09-06 astro-ph
The Morphological Evolution of Galaxies
许多星系似乎是最近才呈现出它们熟悉的样子。在遥远的宇宙中，星系的形态开始明显（和系统地）偏离附近星系的红移z，低至z = 0.3。这相当于过去的3.5 Gyr，这只是宇宙现在年龄的25%。超过z = 0.5（过去是5 Gyr），旋臂就不那么发达，也更加混乱，棒旋星系可能会变得更加稀少。到z = 1时，大约30%的星系人口是足够独特的，哈勃传统音叉系统的分类是毫无意义的。另一方面，星系的一些特征似乎并没有随着时间的推移而发生很大的变化。自z = 1以来，发光盘星系的共同运动空间密度没有显著变化，这表明虽然这些物体的总体外观随着宇宙时代的变化而不断变化，但它们的总体数量一直保持不变。试图用星系形成的层次模型来解释这些结果，结果好坏参半。
2001-09-20 astro-ph
Morphologies and Color Gradients of Luminous Evolved Galaxies at z~1.5
利用高分辨率的HST NICMOS和ACS成像数据详细研究了7个z~1.5被动演化的亮红星系的形态。几乎所有这些星系似乎都是松弛的系统，在静止坐标系的紫外和可见光波段都具有平滑的形态。以前的结果，从光谱合成模型有利于一个单一的恒星形成的爆发超过1 Gyr之前观察到的时代。然而，古老的恒星星族的流行并不像在局部宇宙中那样只与早期类型的形态相关;这些星系中的一些星系的光剖面似乎由大质量指数盘主导。这一证据表明，巨大的古老圆盘，以及整个圆盘上恒星年龄的明显均匀性，表明形成机制更好地描述为整体坍缩的形式，而不是分层合并。这些星系不可能经历过一次主要的合并事件，因为它们的大部分恒星都是在1 Gyr之前形成的。然而，至少有一种情况似乎正在经历“干合并”，这可能是将这些不寻常的星系转变为熟悉的球状体的过程的一个例子，这些球状体在当前时代占主导地位，包括古老的恒星星族。
2008-04-23 astro-ph
The formation of bars and disks in Markarian starburst galaxies
我们在一篇配套论文（Considere et al. 2000）中提出，最近在大质量星暴核星系中出现了棒。我们现在测试这个假设的扩展样本的酒吧和unbarred马卡良星暴星系，使用几个正常星系的样本作为控制样本。为了支持这一假设，我们表明，棒星系的比例是低得多的Markarian星暴星系比正常星系。除了这种酒吧的不足，我们发现，马卡良星暴星系有较小的磁盘比正常的星系，和磁盘的无棒星暴星系是较小的，平均而言，比棒的。最后，我们表明，Markarian星暴星系似乎并不遵循当地的塔利-费舍尔关系。不同的替代品进行检查，以解释缺乏酒吧和小磁盘尺寸Markarian星暴星系。一种可能性与年轻棒假说相一致，即盘的形成发生在凸起形成之后，而棒只在盘中吸积了足够的气体之后才出现。
2000-01-16 astro-ph
Molecular Gas and Star Formation in the SAURON Early-type Galaxies
本文介绍了用SAURON积分场摄谱仪对48个代表性E/S 0星系中的43个进行光学观测的CO辐射的测量结果。CO检出率为12/43或28%。这低于以前的早期类型的研究，但可能是由于不同的样本选择标准。正如预期的那样，早期类型，更明亮和质量更大的星系具有相对较低的分子气体含量。我们发现富CO星系比贫CO星系具有更高的Hβ，而更低的Fe 5015和Mgb吸收指数。这些趋势似乎主要是由恒星的年龄驱动的，这一假设得到了这样一个事实的支持，即具有最强恒星形成证据的星系也是最富含CO的星系。事实上，来自当前样本的早型星系似乎扩展了其他星系类型的FIR光度，尘埃质量和分子质量之间的众所周知的相关性。恒星形成的解释也与SAURON星系的射电连续谱和FIR通量比一致，并且它们的恒星形成效率与螺旋星系相似。因此，我们似乎已经确定了早期星系中恒星形成的燃料（残余）物质，并证明了它正在积极转变。然而，CO含量和大多数恒星参数之间缺乏强相关性，这与以下观点是一致的：在相当数量的样本星系中，分子气体是从外部吸积而来的，并且具有与旧的、预先存在的恒星成分相当独立的性质。
2007-03-21 astro-ph
The gas content of peculiar galaxies: strongly interacting systems
本文主要从Arp、Arp和Madore、Vorontsov-Velyaminov星表和一些已发表的文献中选出1038个相互作用星系，对它们的气体含量进行了研究。有关星际介质的数据是从文献中的一些来源中提取的，并与1916个正常星系的样本进行了比较。通过生存分析技术估计了每种不同ISM示踪剂（FIR、21 cm、CO线、X射线）的平均值，以考虑上限的存在。从数据来看，相互作用的星系似乎比正常星系有更高的气体含量。被归类为椭圆星系的银河星系的尘埃和气体含量都比正常高出一个数量级。螺旋的大部分都有正常的尘埃和HI含量，但有更高的分子气体质量。X射线光度也高于正常星系的相同形态类型，包括或不包括活动星系核。我们考虑了另一种可能性，即分子气体过剩可能来自潮汐力矩的存在，产生气体从周围地区或从不同的金属性，影响X之间的转换因子观测CO线光度和H $_2$计算质量。根据我们的测试，似乎相互作用的星系拥有比正常星系更高的分子质量，但具有相似的恒星形成效率。
2004-05-06 astro-ph
Isolated galaxies: residual of primordial building blocks?
人们相信，质量集合是早期星系形成的主要过程。这种星系形成的机制可以通过与其他系统的反复合并，或者通过周围区域的物质吸积来进行。在本文中，我们比较了孤立的本地盘星系的属性，即在cz<= 5000 km/s的体积内的最后几个Gyr期间不受其他星系的潮汐影响，这些星系的z值从0.25到5。方法：收集了203个孤立星系和来自RC 3的1645个星系的有效半径，并对两个样本进行了统计分析。一个类似的比较已与半光半径研究在高z从文献。结果：我们发现孤立星系一般比其他来自RC 3的现代星系要小。我们注意到其中缺少大于7 kpc的系统。它们的大小分布似乎与1.4 <= z <= 2的星系相似。合并历史的模型还表明，孤立星系确实在大约那个红移处停止了合并过程，从那时起被动地演化。星系密度似乎自那个时代以来一直保持不变。结论：孤立的星系似乎是合并过程的最终产物，正如在z=1.4左右的分级吸积方案中所提出的那样。对于这类星系来说，这是它们生命中最后一次重要的合并事件，从那时起就一直在被动地进化。这是证实了合并分数与z的分析估计和与遥远星系的大小比较。
2006-05-05 astro-ph
Does There Really Exist the Problem of the Dark Matter in Spiral Galaxies?
一个简单的模型，尘埃介质描述系统的螺旋星系的演变。在以前的考虑相反，我们表明，初始密度折叠应该是准一维（酒吧样），而不是盘状。星系的盘状成分只在演化过程中出现。该模型自然地再现了星系的一些基本特征。特别是，它再现了所有观察到的典型形式的旋转曲线的螺旋星系的特征最低和高原。看起来，高原对应于逃逸的物质（外部旋臂，由于初始条件，有太大的速度，由星系的引力场限制）。这样的星系演化的场景导致的结论是，暗物质的假设是不必要的（至少，对于螺旋星系）。
1995-11-04 astro-ph
The Metallicity of 0.5<z<1 Field Galaxies
我们测量了34个红移在0.5 < z < 1.0之间的CFRS成星星系的发射线比，并利用Pagel等（1979）提出的R_23金属丰度估算器计算了它们的金属丰度。目前的分析集中在15个L_H β> 1.2 × 10^41 erg s-1的星系。虽然我们的结果只能被认为是初步的，直到近红外光谱的Halpha和[NII]6583是可用的，这些星系的金属丰度似乎是非常相似的本地星系选择以同样的方式，似乎有很小的变化之间的关系，金属丰度和线和连续光度从z~1到今天。在这一阶段，我们的结果不支持这样的想法，即这些星系，已知一般是小的，晚型的形态，是矮星系亮的大爆发的恒星形成，从以前的研究已经提出。相反，我们的发现与这些系统是今天大量富含金属的星系的祖先的图片更加一致。
2000-11-19 astro-ph
The dichotomy of early-type galaxies from their globular cluster systems
越来越多的证据表明存在两类椭圆星系，这就要求比较它们的球状星团系统的性质。我收集了50多个球状星团系统的暗和亮早型星系的性质信息，并根据母星系的性质对它们进行了研究。球状星团系统的性质似乎分为两类，而不是遵循连续的关系，其主机星系的性质。球状星团系统在暗淡的，盘状的早期类型的星系与未解决的核心似乎基本上未受扰动，并没有显示出明确的迹象合并过去，而系统在明亮的，四四方方的椭圆形与解决的核心显示出所有的迹象后，合并事件预期。因此，球状星团系统与主要的合并事件可能是早期星系二分法的原因的想法是一致的。
1996-10-03 astro-ph
Star-Formation Knots in IRAS Galaxies
IRAS星系的图像与一系列的红外特性检查明亮的结，在星系内外。它们几乎只存在于红外光谱陡峭的星系中，但在很宽的红外光度范围内，通常没有强烈的核活动。在大多数情况下，这些结可能是由潮汐相互作用引起的恒星形成，并且在这种相互作用的早期阶段就可以看到。详细介绍了六个代表性星系中的星系节的测光情况。这些结似乎有着广泛的颜色和亮度，但有人认为许多都是严重的红色。在母星系外形成的纽结可能是后来成为球状星团的新一代，但它们似乎有着广泛的光度范围。
1995-11-08 astro-ph
The Origin and Distribution of Angular Momemtum in Galaxies
具有大宇宙学常数（LambdaCDM）的冷暗物质似乎很适合大尺度结构观测。在可能存在的小尺度问题中，中心尖点和太多卫星问题现在看来至少部分得到了解决，因此角动量问题已经成为最严重的CDM问题。实际上至少有两个不同的角动量问题：A。太多的角动量转移到暗晕上，形成大的圆盘，B。如果重子物质的角动量分布与暗物质的角动量分布相同，则会产生螺旋星系。暗物质晕的角动量，以及据推测它们所在星系的角动量，似乎很大程度上来自于它们所吸积的卫星的轨道角动量。由于暗物质和重子物质在这种吸积事件中的行为非常不同，因此重子的角动量分布可能与暗物质的角动量分布不同，这是形成所观察到的那种星系盘所必需的。最新的流体动力学模拟在这一点上给了一些希望，但需要更高分辨率的模拟。
2003-12-19 astro-ph
Quasars Lensed by Globular Clusters of Spiral and Elliptical Galaxies
基于SDSS星表，我们发现了新的类星体-星系对。投射到较近星系晕上的类星体，在离我们不同距离的众多类星体中也会遇到。其中有类星体，不仅在角距上，而且在红移上都接近星系。这样的类星体星系对被称为近距离星系对。我们进一步发展了这样的假设，即这种对的出现是因为更远星系核上的通量穿过更近星系的晕球状星团，导致我们解释为类星体的源的图像放大和分裂。为了证实这一假设，我们分析了类星体在这些星系晕平面上的分布。在椭圆星系和旋涡星系的晕中，发现密偶类星体的密度分布遵循球状星团的密度分布，椭圆星系和旋涡星系的密度分布的斜率分别为-1.5和-2.4。这表明类星体并非偶然出现在星系附近，而是通过晕状球状星团与星系联系在一起。
2007-05-03 astro-ph
The matallicities of star-forming galaxies at intermediate redshifts 0.47 < z < 0.92
本文根据亮发射线的通量比，估算了66个CFRS星系中0.47 < z < 0.92的成星气体的[O/H]金属丰度。大多数星系（> 75%）的[O/H] ~ 8.9的金属丰度在类似光度的星系中可见。然而，少数（< 25%）似乎具有显著较低的金属度[O/H] < 8.6，如Pagel R23参数的高值所示。大多数星系的高金属丰度表明，它们今天并没有衰落为低金属丰度的矮星系。在这66个星系中，只有一个星系的光发射线光谱与最近在z ~ 3观测到的少数莱曼破裂星系相似，这强调了与该群体的差异。推断的发射线气体[O/H]金属丰度广泛相关的亮度在其余的B-和J-波段，但相当大的散射介绍。金属丰度似乎与星系大小、H-β强度或运动学（可用数据非常有限）没有很好的相关性。金属丰度确实与连续光红外颜色有很好的相关性，可以解释为多种效应的组合，其中任何一种都不会产生M/L比值的大变化。这些结果支持了星系演化的“缩小”图像，而不是“褪色的矮”图像，即高红移的发光活动星系是高度明亮的矮星系。在宇宙年龄的后半部分，恒星形成星系的金属丰度的总体变化似乎是适度的，Delta[O/H] = 0.08 +/- 0.06。这与银河系盘中的年龄-金属丰度关系是一致的，并且与宇宙化学演化的模型，特别是那些考虑不同环境的模型基本一致。
2003-07-15 astro-ph
Caltech Faint Galaxy Redshift Survey VIII: Analysis for the Field J0053+1234
本文报道了在J005325 + 1234处2 × 7.3弧分视场中对具有$K_s<20$等的完整天体样品的光谱研究结果。在样本中的195个天体中，有163个成功地获得了红移;这些红移位于[0.173，1.44]范围内，中位数为0.58（不包括24颗银河系恒星）。我们认为对$z < 0.8$的红移鉴定几乎是完全的。大约有一半的星系位于五个窄的红移功能与本地速度色散的$ \sim 300 km/s$。这些狭窄的红移“峰”主要由吸收线星系和样本中最明亮的星系构成，尽管发光星系中发射线的发生率随着红移而增加。这些红移峰值的估计动力学质量，以及其中星系的天空分布，似乎类似于本地宇宙中处于维里化不同阶段的星系群或贫穷星系团。因此，有些星系群形成于$z > 1.5$纪元，而这些星系群中的星系似乎是同时代的，几乎没有恒星形成的迹象。在红移峰值之外的星系也聚集在一起，尽管更弱，亮度更低，更经常地表现出强发射线。因此，这些“孤立的”星系平均来说似乎比强聚集星系形成恒星的时间晚。由我们的$UBVRIK$测光得到的星系SEDs也与星系的光谱类型和光度密切相关。这些结果对中等红移的红移巡天分析具有重要意义。
1998-09-05 astro-ph
Star formation and the interstellar medium in low surface brightness galaxies. I. Oxygen abundances and abundance gradients in low surface brightness disk galaxies
本文测量了12个LSB星系中64个HII区的氧丰度。我们发现氧气含量很低。没有发现有太阳丰度的区域，大多数区域的氧丰度为$\sim 0.5$到0.1太阳。氧丰度似乎是恒定的半径的函数，支持静态和零星演变的LSB星系的图片。
1998-03-27 astro-ph
Giant Molecular Clouds in Local Group Galaxies
我们提出了第一个比较研究的河外GMCs使用完整的数据集，整个星系和一套统一的减少和分析技术。我们目前的结果的基础上CO观测的LMC，SMC，M33，M31，IC 10和核的M64，并与档案银河系观测进行比较。我们的样本包括大螺旋和矮不规则星，其金属丰度变化了一个数量级。HI丰富的星系中的GMC被认为是与弥漫在星系盘中的HI细丝很好地相关，这表明它们是从预先存在的HI结构形成的。对CO谱线强度与H2柱密度之比XCO的维里估计表明，如果对GMC进行维里化处理，则4 x 10^20 cm^-2（K km/s）^-1是适用于大多数星系（SMC除外）的一个较好值。然而，如果云只有轻微的自引力，就像从它们的外观判断的那样，一半的维里值可能更合适。XCO与金属丰度之间没有明显的变化趋势。一个星系内的云被证明具有大约相同的H2表面密度，星系之间的差异似乎不超过2倍。我们表明，流体静压力似乎是决定原子气体转化为分子的主要因素。在银河系中心经常发现的高压区，GMC的观测性质似乎与本星系群中的不同。从大麦哲伦星系中的GMC与恒星形成示踪物的关联中，我们发现约1/4的GMC没有恒星形成的证据，并估计这些星系中典型的GMC的寿命为2000 - 3000万年。
2006-02-27 astro-ph
Star formation history and evolution of gas-rich dwarf galaxies in the Centaurus A group
我们分析了HIPASS巡天发现的半人马座A星系群中三个不寻常的矮星系的性质。从它们的光学形态来看，它们似乎是低表面亮度的矮椭球体，但它们富含气体（M_{HI} / L_{B} > 1），气体质量与恒星光的比率大于典型的矮不规则星系。因此，这些系统看起来不同于本星系群的任何矮星。它们应该是星暴的有利宿主，而我们只在一个天体上发现了一个暗淡的恒星形成区。我们已经获得了21厘米的数据和哈勃空间望远镜测光在V和I波段，并构建了色星等图（CMD），以调查他们的恒星星族，并设置一个约束他们的年龄。从观测到的和模型CMD的比较中，我们推断这三个星系的年龄至少超过2 Gyr（甚至可能达到10 Gyr），并且仍然富含气体，因为它们的恒星形成率（SFR）一直很低（< 10^{-3} M_{sun} /yr）。在这样的系统中，恒星形成（SF）似乎是零星的和局部的，尽管有一个天体（HIPASS J1321- 31）在其CMD中有一个特殊的红色羽状物，这表明它的许多恒星是在3亿至5亿年前的“小爆发”中形成的。为什么在本星系群中没有类似的矮星系的问题仍然悬而未决。
2006-11-03 astro-ph
Massive star formation in Luminous Infrared Galaxies
我们提出了HST/NICMOS的LIRG样品的观测。我们发现，活跃的恒星形成似乎不仅发生在这些星系的明亮的核心，但也在发光的超级星团和巨大的HII地区的年龄高达20- 4000万年。这种明亮的星团和HII区域的人口在正常星系中是前所未有的，并强调了LIRGs中极端恒星形成的影响。
2002-11-21 astro-ph
X-ray bright groups and their galaxies
结合来自ROSAT PSPC的X射线数据和来自文献的光学数据，我们详细研究了X射线亮星系群的X射线和光学性质之间的关系。我们发现光学光度和X射线温度之间的关系与星系系统自相似标度L_B \propto T ^{1.6 +/-0.2}的预期一致。L_B：T关系的自相似形式和从团到群的连续性以及在这种关系中看到的有限分散性意味着所有这些系统的恒星形成效率是相当相似的。我们发现，明亮的扩展X射线组件与许多中央星系群似乎更密切相关的集团比星系本身，我们认为，这些是集团冷却流，而不是星系晕。此外，我们发现，在这些群体中的可见光似乎是更集中的光在集群。我们还利用光学和X射线数据来调查是否早期或晚型星系是主要负责集团预热。使用三种不同的方法，我们得出结论，螺旋星系似乎发挥了类似的作用，早期类型的预热的群内介质。这倾向于支持预热主要来自星系风而不是活动星系核的模型，并意味着螺旋在群内介质的金属富集中发挥了重要作用。
2002-12-02 astro-ph
Nuclear vs. Circumnuclear Activity
我们分析了一个具有环核星系和螺旋星系（CNR）的样本的核活动的频率和性质。将该样本与具有非常相似的整体性质但没有环核环的星系对照样本进行比较。我们讨论了这些结果与活动星系核馈送过程的相关性，并得出以下结论：（i）明亮的伴星系对CNR的出现似乎并不重要，CNR的出现似乎更多地与宿主星系的内禀性质或较小的合并过程有关;（ii）在具有活动星系核和CNR的星系中，强棒的比例比Ho等人的结果所预期的强棒活动星系核的比例稍高;（iii）与CNRs同时期的Seyfert活动的发生率明显大于从宿主星系的形态分布所预期的发生率;（iv）具有CNRs的Sy 2到Sy 1型星系的比率比不具有CNRs的星系的比率大3倍，与经典AGN统一模型的几何范式所预测的结果相反，尽管它确实支持了Sy 2活动与环核恒星形成有关的假设。
2004-09-04 astro-ph
How Do Galaxies Form?
目前认为，星系是通过大质量冷暗物质晕之间混乱的等级合并而组装起来的，其中嵌入了重子恒星形成物质。因此，人们会期望单个星系的属性由许多独立的因素决定，如恒星形成历史，合并历史，质量，角动量，大小和环境。因此，令人惊讶地发现，星系实际上似乎形成了一个（几乎）一个参数的家庭，其中星系质量是主导因素。
2008-10-20 astro-ph
The masses of AGN host galaxies & the origin of radio loudness
我们强调了我们最近的哈勃太空望远镜研究类星体和射电星系的一些主要结果。这些强大的活动星系核的宿主是正常的大质量椭圆星系，它们位于基本面的区域，主要由具有盒状等照度线和不同核心的大质量椭圆星系组成。射电强源的宿主平均亮度是射电安静源的1.5倍，并且似乎位于4 x 10^11太阳质量的质量阈值之上。这表明，需要质量大于5 × 10^8太阳质量的黑洞才能产生强大的射电源。然而，我们发现这个明显的阈值似乎是射电输出上限的结果，它是黑洞质量的强函数，L_5GHz正比于M_bh ^[2.5]。这种陡峭的质量依赖性可以解释为什么最强大的射电源的宿主是良好的标准烛光。这样的天体肯定在z = 1时就已经完全组装好了，而且似乎在z = 3之前就已经形成了它们的大部分恒星。
2002-03-12 astro-ph
Simulations of Dust in Interacting Galaxies I: Dust Attenuation
一个新的蒙特卡罗辐射传输代码，日出，是用来与流体动力学模拟的主要星系合并计算在这样的系统中的尘埃的影响。模拟结果与星爆星系中尘埃吸收的观测结果非常一致，尘埃对它们的外观有着深远的影响。尘埃的衰减随光度的增加而增加，在峰值光度时，约90%的辐射热光度被尘埃吸收。一般来说，合并事件的详细外观取决于合并的阶段和相遇的几何形状。然而，被尘埃吸收的辐射热能量的比例是一个强大的量，可以从系统的辐射热光度，重子质量，恒星形成率和金属丰度的内在属性来预测。本文提出的拟合公式，有效的范围很广的质量和金属丰度，从它的吸收部分的光度（从而也红外尘埃光度）可以预测。也可以预测在特定波长处的光度衰减，尽管由于视角的变化而具有较大的散射。这些尘埃衰减的公式似乎是有效的孤立和相互作用的星系，是与早期的研究一致，并将适合列入理论模型，如半解析模型的星系形成。
2005-03-07 astro-ph
The evolving disk galaxy population
在这篇文章中，我提出了一个简化的概述的磁盘星系人口的演变，因为z=1，并简要讨论了一些开放的问题。星系演化巡天发现，盘状星系群在中等红移处形成恒星的强度很大。特别是，它们在z<1时主导了宇宙恒星形成率--在最后8 Gyr中，宇宙平均共动恒星形成率下降了10倍，这主要是由盘物理学驱动的，而不是由主要合并率的下降。尽管有如此强烈的恒星形成，但自z=1以来，盘状星系中的恒星质量密度几乎没有变化;大量的盘状星系正在通过星系相互作用，AGN反馈，环境效应和其他物理过程转变为非恒星形成的球状体主导的星系。最后，尽管有这种强烈的活动，盘星系的标度关系似乎演变不大。特别是，随着单个星系通过恒星的形成而增加质量，它们似乎在半径上增长（平均而言，人口从内到外增长），并且它们似乎朝着更高的旋转速度进化（即，在这种由内向外的生长过程中，在小半径和大半径处都增加了质量）。
2008-01-03 astro-ph
Galaxy Clusters Associated with Short GRBs. II. Predictions for the Rate of Short GRBs in Field and Cluster Early-Type Galaxies
我们确定了星系团和场早型星系中短伽玛暴的相对发生率与其前身星系年龄概率分布P（τ）\propto τ^n的函数关系。这种分析利用了恒星质量的增长在集群和在外地，这是由星系恒星质量函数，早期型分数，以及恒星形成历史的质量和环境的依赖性的综合影响而产生的差异。这种方法补充了早型与晚型宿主星系比率的使用，其额外的好处是早型星系的恒星形成历史比晚型星系简单，并且早型和晚型星系中的祖先之间的任何系统差异都被删除。我们发现，R（团）/R（场）的比值从~ 0.5（n = -2）变化到~ 3（n = 2）。目前的观测表明，比率约为2，对应于n ~ 0 - 1。这与由早型和晚型宿主中短伽玛暴的比值推断出的值相似，但与银河系中NS双星的n ~ -1值不同。我们强调，这种一般的方法可以很容易地修改与改进知识的环境和质量的影响，对恒星质量的积累，以及球状星团的影响上的短伽玛暴率。它也可以用来评估Ia型超新星祖先的年龄分布。
2007-02-15 astro-ph
Formation of Globular Clusters in Merging Galaxies
富含气体的星系的碰撞和合并引发了恒星和团簇形成的爆发。在一次大的合并过程中通常会形成数千个星团，只有最大和最紧凑的巨型星团作为球状星团（GC）幸存下来。在<1 Gyr的合并残留物中，这些“第二代”GC以数百个大约太阳金属量的年轻晕团出现。它们可能的后代，富含金属的中等年龄（2 - 5 Gyr）的GC，最近在大约10个椭圆星系中被发现，在那里它们看起来像是稍微过亮的红色GC，光度函数仍然是幂律的。它们的颜色和径向分布表明，它们演化成在古老的椭圆星系中观察到的红色富金属GC。有很好的证据表明，第二代GC是由合并引起的星爆中压力迅速增加而形成的巨大分子云。这个机制支持了宇宙再电离过程中宇宙压力的增加可能触发了在所有类型星系中观察到的贫金属球状体的形成。
2002-12-10 astro-ph
The H alpha Galaxy Survey VI. Star-forming companions of nearby field galaxies
我们提出了一个搜索恒星形成的卫星星系，足够接近他们的母星系被认为是类似的麦哲伦云。我们的搜索技术依赖于在中央星系的连续减影窄带H α成像中检测卫星，该成像去除了大部分背景和前景视线伴侣，从而使我们检测到真正卫星的概率很高。搜索了119个中心星系，距离在20到40 Mpc之间，尽管空间不完整意味着我们已经有效地搜索了53个完整的卫星。我们只发现了9个可能的恒星形成卫星，围绕着9个不同的中央星系，还有2个可能的卫星。经过不完全修正后，这相当于每个中央星系有0.17/0.21颗卫星。小麦哲伦星云的恒星形成率和R波段光度值的中间值之下。然而，大麦云云的R波段光度比这9个星云中的任何一个都要高，而且只有一颗卫星的恒星形成率超过了它，这颗卫星似乎正在经历潮汐引起的恒星暴增。因此，银河系看起来是相当不寻常的，无论是在有两个恒星形成的卫星星系和高亮度的大麦云云。
2008-05-19 astro-ph
Molecular Gas in the Powerful Radio Galaxies 3C~31 and 3C~264: Major or Minor Mergers?
本文报道了在两个强射电星系3C~31和3C~264的中心区（$\lesssim 5$ -$10 {\rm kpc}$）探测到的$^{12}$ CO ~（$1 \to 0$）和$^{12}$ CO~（$2 \to 1$）辐射。他们的个人CO排放表现出双角线轮廓，这是一个倾斜的旋转盘的特点，在其旋转曲线的上升部分的中心凹陷。推断的磁盘或环分布的分子气体是一致的，观察到的尘埃盘或环检测光学在两个星系的核心。对于与银河系相似的CO到H的$_2$转换因子，3C~31中相应的分子氢总质量为$(1.3 \pm 0.2) \times 10^9 {\rm M_{\odot}}$，3C~264中为$(0.31 \pm 0.06) \times 10^9 {\rm M_{\odot}}$。尽管3C~31和3C~264都有相对较大的分子气体质量和其他特性，但它们以及（修订的）3C星表中的许多其他强大射电星系都位于正常椭圆星系的基本平面内。我们推断，如果它们的气体来源于两个富含气体的盘状星系的合并，就像已经被用来解释其他射电星系中的分子气体一样，那么3C~31和3C~264一定在很长一段时间（几十亿年或更久）之前就已经合并了，但它们的残余椭圆星系只是最近（几千万年或更短）才开始活跃于射电。相反，我们认为，丰富的气体星系的同类相食提供了一个更简单的解释的起源，在椭圆主机的射电星系的分子气体。由于观测到的扰动…
2000-11-28 astro-ph
Star Formation and X-ray Emission in Distant Star Forming Galaxies
在HDF-N的2毫秒钱德拉曝光中检测到的点源中，约有45%可以与加州理工学院暗星系红移巡天研究的z <1.4的中等亮度星系相匹配。虽然这些星系的光谱看起来正常，但基于它们的X射线特性，其中约20%似乎包含弱活动星系核。钱德拉探测到的来自红移范围为0.4 <z <1.1的星系的X射线光子中，超过90%是由大质量黑洞的吸积提供动力的。对于共同的星系样本，我们利用它们在[OII] 3727 A线上的发光光度来估计它们的恒星形成率（SFR）。发射X射线的星系并不是在这条发射线上具有最高静止框架等效宽度的星系，而是具有最高静止框架等效宽度的星系。与SFR校正倾斜的影响，遥远的星系显示L（X）-SFR的关系，是可比的本地星系。HDF样本有一个显着更高的中位数SFR和中位数SFR/星系恒星质量比本地恒星形成星系的样本。我们证明了在HDF样本中z~1处观测到的大多数星系的SFR，如果在它们的年龄上保持恒定，就足以产生在这些星系中观测到的恒星质量。不需要在更早的时间增加SFR。我们提供了进一步的证据来支持这样的结论，即一旦活动星系核被消除，在这些遥远的恒星形成星系的X射线发射是通过相同的物理机制，当地盛行的SFR。
2003-07-30 astro-ph
Variations in 24 micron morphologies among galaxies in the Spitzer Infrared Nearby Galaxies Survey: New insights into the Hubble sequence
为了研究邻近星系的恒星形成和尘埃排放的分布，我们测量了斯皮策红外邻近星系巡天（SINGS）中的65个星系和SINGS偶然观测到的8个星系在3.6和24微米波段的5个形态参数。的形态参数表现出强烈的变化沿哈勃序列，包括统计上显着的差异S 0/a-Sab和Sc-Sd星系。早型星系通常被发现是紧凑的，集中的，对称的源在24微米波段，而晚型星系通常被发现是扩展的，不对称的源。这些结果表明，增加星系凸起的实际或表观尺寸的过程也导致了更集中的24微米尘埃排放。有几种现象，如强核恒星形成，塞弗特活动，或外环结构，可能会导致星系偏离24微米观察到的一般形态趋势。我们还注意到，24微米的Sdm-Im星系的形态是相当不同的，一些对象出现非常紧凑和对称，而其他人出现弥漫和不对称。这些变化反映了在其他波长观测到的不规则星系中恒星形成的广泛变化。哈勃序列中24微米形态参数的变化反映了ISM其他示踪剂和恒星发射中的许多形态趋势。然而，该样本中星系的24微米形态参数与恒星波段测量的形态参数不匹配。这意味着尘埃辐射的分布与恒星辐射的分布有关，但并不等价。
2007-07-09 astro-ph
Gemini Spectroscopic Survey of Young Star Clusters in Merging/Interacting Galaxies. I. NGC 3256 Tidal-Tail Clusters
本文给出了NGC 3256西潮尾三个年轻星团的双子座光谱。潮汐尾中的致密星团（相对于矮星系候选者）是罕见的，这三个星团是第一个获得详细定量光谱的星团。我们发现，其中两个星团似乎是同时代的，而第三个星团的年龄大约是2亿年前的两倍，而第三个星团的年龄大约是2亿年前的两倍。8千万年）。这三个星团的质量都很大（1-3 x 10^5 msun），看起来与太阳的金属丰度差不多。此外，这三个星系团看起来相对较大（R_eff = 10-20 pc），可能反映了形成时的弱压缩和/或星系潮汐场的弱影响。所有三个集群的速度一致的HI速度在潮汐尾的一般趋势。我们的结论是，如果NGC 3256的松散结合的尾部物质在该星系群内未来的相互作用中被剥离，这三个星系团可能成为群内介质的一部分。
2006-12-05 astro-ph
Detection of Lyman-alpha Emitting Galaxies at Redshift z=4.55
对星系形成和早期历史的研究一直受到在高红移下探测微弱星系群所固有的困难的阻碍。因此，在最高红移（3.5 < z < 5）的观测被限制在本质上明亮的物体上。这些包括类星体、射电星系和一些非常接近类星体（在~10 kpc内）的Ly α发射天体，并且似乎与类星体有物理联系。但是，使这些物体易于检测的极高能量过程也使它们不能代表正常（场）星系。在这里，我们报告的发现使用凯克光谱观测的两个Ly α发射星系的红移z = 4.55，这是足够远离最近的类星体（~700千秒差距），从类星体的辐射是不太可能提供激发源的Ly α发射。相反，这些星系似乎正在经历它们的第一次恒星形成爆发，当时宇宙的年龄还不到10亿年。
1996-06-21 astro-ph
Evidence for merging or disruption of red galaxies from the evolution of their clustering
大质量红星系的形成和演化是对基于等级组装的星系形成理论的一个重要检验。在这封信中，我们使用从Bootes场和N体模拟的明亮的红色星系的集群的观察，认为大约1/3的最明亮的卫星星系似乎经历合并或分裂的质量晕之间的z~0.9和z~0.5。
2006-12-20 astro-ph
The Evolution of the Optical Galaxy Luminosity Function -
光学光度函数是描述星系总体的基本特征。早期的红移测量与两个新的测量相结合，允许第一次准确地确定光度函数随红移的演化，并揭示了暗端斜率的显着变陡。这种效应对于恒星形成星系来说更为深远--z~0.5处的恒星形成星系数量是当地的5-10倍。这些结果，加上高分辨率成像和线宽速度测量，支持这样的观点，即过量的恒星形成星系在中等红移代表了正常星系的恒星形成率的普遍增加，而不是一个独特的新的人口。这种恒星形成的增加出现在红移较低的低L星系中，并且只出现在z>0.5的L* 星系中。影像学研究提供了间接证据，表明相互作用是这种活动增加的大部分原因。
1994-09-22 astro-ph
Model Predictions for Clustering and Morphologies at HDF depths
综述了星系形成的数值模拟研究现状。通过Tully-Fisher关系、高红移星系的出现和阻尼Lya系统的运动学等例子，说明了在高红移和低红移星系建模的成功和失败。强调了高z星系的成团特性与当代星系之间的关系。
1998-01-05 astro-ph
Simulating the ISM in Global Disk Galaxies
直到最近，对整个星系进行模拟的模拟还局限于等温或固定的两相或三相星际介质（ISM）。这掩盖了ISM在塑造观测到的银河系尺度恒星形成关系中的全部作用。特别是肯尼柯特关系表明，恒星的形成速率以一种简单的方式依赖于全球星系的数量，如平均气体质量表面密度和动力学时间。与此相反，对附近恒星形成区域的观测，包括斯皮策望远镜的图像，表明一直到"局部尺度“（$\sim$秒差距）的恒星形成是一个高度聚集的过程，气体以广泛的密度和多相存在，似乎与大尺度星系脱钩。许多不同的物理过程似乎都在影响恒星的形成速率，包括气体的加热和冷却、外流的“惰性”能量注入、风和超新星爆炸波、电离和磁场支持。在这里，我们提出的结果，从全球模拟盘星系恒星形成，包括一个完全多相ISM和比较简单的等温模型。我们还研究了背景加热的影响。我们讨论了巨大的分子云形成的过程中的一个可能的联系银河系和地方尺度的恒星形成。
2008-02-27 astro-ph
Galaxy Form and Spectral-Type: A Physical Framework for Measuring Evolution
我概述了一个定量的方法来表征星系光度的“形式”和指数的光谱型，适用于附近和遥远的星系。这样的特征提供了对星系演化的洞察，因为星系的恒星星族和它们的光分布之间存在物理联系。“正常”星系的形状参数（表面亮度、图像浓度和不对称性）与光谱指数（颜色）有很好的相关性，而光谱指数又与尺度（大小或光度）只有很弱的相关性。偏离这些正常关系也为星系形成和演化的物理模式提供了线索。作为一个例子，我对比了一个令人困惑的，遥远的人口紧凑，但发光，蓝色，恒星形成星系附近的样本。这些遥远的光源似乎与z<1以来的大部分光度增加有关。它们的结构特性与低红移的星系相当，光度特性也在附近活跃的恒星形成星系的标准范围内。然而，当结合在一起时，它们的光度和结构特性似乎非常不寻常。
1999-10-03 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 K20 survey. VI. The Distribution of the Stellar Masses in Galaxies up to z~2
我们提出了一个详细的分析星系的恒星质量含量z=2.5的K20星系样本中，有一个92%的光谱完整性和完整的$UBVRIzJK_s$覆盖率。我们发现M/L比随红移而减小：特别是早期型星系的平均M/L比随$z$而减小，其分散性表明了恒星形成时间尺度和形成红移的范围。更重要的是，大质量早型星系的典型M/L比小质量早型星系的大，这表明它们的恒星星族形成于较高的z。最后一个K20星系样本的恒星质量范围从M*= 10^9 Msun到M*= 10^12 Msun，在z~2处检测到大质量星系（$M*> 10^11 Msun）。我们计算了星系恒星质量函数在不同的z，其中我们只观察到一个温和的演变（即20-30%）到z~1。在z>1时，GSMF的演化似乎要快得多：在z~2时，M*~ 10^11 Msun的天体中约有35%的现今恒星质量似乎已经聚集起来。我们还探测到大质量星系的物理性质发生了变化，因为在z>1时，大量的恒星形成星系逐渐出现。最后，我们分析了我们的结果在Lambda CDM层次模型的框架。首先，我们表明，大量的大质量星系在高z检测到不违反任何基本的Lambda CDM约束的基础上大量DM晕的数量。然后，我们将我们的结果与半解析模型和流体动力学模型的预测结果进行比较，这些预测结果的范围从严重低估到轻微高估z<~2时观测到的质量密度。我们讨论了这些模型之间的差异是由于主要物理过程的不同实现。（节…
2004-05-04 astro-ph
Lyman alpha Resonant Scattering in Young Galaxies - Predictions from Cosmological Simulations
我们目前获得的结果与三维，Ly α辐射转移代码，适用于一个完全宇宙学的星系形成模拟。所开发的蒙特卡罗程序能够处理任意分布的源Ly α发射，中性氢密度，温度和特殊速度的星际介质。我们将该程序应用于一个红移z = 3.6、恒星形成速率为22 M_sun/yr、Ly α总光度为2.0 × 10^43 erg/s的模拟“Lyman Break星系”，研究了共振散射对年轻星系外观和性质的影响。发现Ly α辐射的共振散射可以解释年轻星系经常被观测到在天空中Ly α比在光学上更延伸。此外，它示出，对于所研究的系统，由于光子的各向异性逃逸，表观的最大表面亮度可以相差约15倍，和总导出的光度的约4倍，这取决于系统相对于观察者的取向。
2009-07-18 astro-ph
Luminosity-Diameter Relations for Globular Clusters and Dwarf Spheroidal Galaxies
结果表明，银河系的球状星团和矮球状星团具有不同的扁平值分布，它们似乎占据了M_v与log R_h平面的相邻区域，这些区域可以被称为Shapley线的东西分开。令人惊讶的是，银河系的典型矮球状星团比一般的银河系球状星团要暗。
2008-07-17 astro-ph
Selection and photometric properties of K+A galaxies
两种不同时间尺度的星系恒星形成率的简单测量结果在$156,395$纤维光谱上进行了经验比较，$r<17.77$ mag来自斯隆数字巡天在红移范围内的$0.05<z<0.20$：一个比率$\Aamp / \Kamp$，通过拟合一个平均古老恒星人口谱的线性和而得到（\Kamp）和平均A星光谱（\Aamp）与星系光谱的关系，以及$\Halpha$发射线的等效宽度（EW）。这两种测量值强相关，但有一小部分离群值与中位相关性明显分离，显示$\Aamp /\Kamp$相对于\Halpha EW过量。这些"K+ A“（或”E+ A“）星系在最后一个$\sim 1$ Gyr中的恒星形成率肯定大大降低了。K+A的光度分布与星系总人口的光度分布非常相似。K+A星系群似乎是以凸出为主的，但比正常的凸出为主的星系更蓝，表面亮度更高; K+A星系似乎会随着时间的推移而褪色，变成正常的凸出为主的星系。在红移$z\sim 0.1$处，K+A星系形成的速率密度为$\sim 10^{-4} h^3 Mpc^{-3} Gyr^{-1}$。这些事件发生在野外; K+A星系主要不存在于高密度环境或膨胀主导群体的典型星系团中。
2003-07-03 astro-ph
Voids in the Local Volume: a limit on appearance of a galaxy in a DM halo
目前对本星系群（LG）中过量暗物质晕的解释表明，可能存在一个能够容纳星系的晕的质量限制。这个想法可以用星系分布中的空洞来检验：在某种程度上，小空洞不应该包含任何（甚至是矮）星系。我们用距离小于8Mpc的M_B =-12的观测样本构造空函数（VF）：空星系的空星系的大小分布。大约有30个空洞，大小从1到5 Mpc不等。然后，我们研究的暗物质晕的分布在非常高分辨率的LCDM模型模拟。只有当我们使用圆速度大于45 +/-10 km/s的晕时，理论VF才能与观测结果非常好地匹配。这与当地团体的预测一致。在空洞中有较小的光晕，但它们不应该产生任何发光的物质。小空洞看起来与它们的巨型表亲非常相似：密度在空洞的中心有一个最小值，并且随着我们靠近边界而增加。空洞中的小的不发光的光晕形成了一个由细丝组成的网络。因此，本星系群的数据和附近的空洞都表明，速度低于45 +/-10 km/s的孤立晕不可能是星系的宿主，而小的空洞（很少有Mpc）是真正的黑暗。
2007-07-24 astro-ph
The Effect of Star Formation on Molecular Clouds in Dwarf Irregular Galaxies: IC 10 and NGC 6822
我们用麦克斯韦望远镜在矮不规则星系IC 10和NGC 6822的几个位置观测到了~（13）CO J = 2-1，~（12）CO J=2-1和~（12）CO J=3-2谱线。此外，我们报告的13 CO J=3-2跃迁的本星系群星系的第一次检测。这些低金属含量的环境似乎是多孔的紫外线辐射，并允许更有效地加热分子气体附近的HII区域。NGC 6822的12 CO J=3-2/J=2-1比值很高，这表明12 CO的发射在这个区域是光学薄的。这种高的线比率可能是由于它位于一个大的HII区域内，金属含量低，气体含量低。在IC 10中，我们观察到各种大小尺度的结构，它们似乎都是引力束缚的。这种效应可能有助于解释IC 10中相当高的恒星形成率。
1997-10-21 astro-ph
