Scatter in Sunyaev--Zel'dovich effect scaling relations explained by inter-cluster variance in mass accretion histories
X射线和微波星系团标度关系对于宇宙学分析是非常有价值的。然而，它们的力量受到天体物理系统学的限制，这些系统学会使质量估计产生偏差并引入额外的散射。湍流注入到集群内的介质通过质量大会大大有助于集群非热压力的支持，这种不确定性的一个重要来源。我们使用一个分析模型来计算组装驱动的非热压力分布的晕的基础上蒙特卡洛产生的吸积历史。我们引入了一个拟合函数的平均非热的压力分数的轮廓，表现出最小的红移在固定的峰高的依赖。使用该模型，我们预测偏离自相似性和内在的散射的Sunyaev-Zel'dovich效应观测质量标度关系（$Y_\mathrm{SZ}-M$），由于仅仅是集群间的质量吸积历史的变化。我们研究了$Y_\mathrm{SZ}-M$对孔径半径、宇宙学、红移和质量极限的依赖性。该模型预测$Y_\mathrm{SZ}-M$中的$5-9\%$散射在$z=0$处，随着用于计算$Y_\mathrm{SZ}$的孔径从$R_\mathrm{500c}$增加到$5R_\mathrm{500c}$而增加。预测的散射略低于基于非辐射流体模拟的研究，说明组装历史差异可能是$Y_\mathrm{SZ}-M$中散射的主要原因。这应该被视为一个下限，这将可能增加使用更新的气体密度模型，包括一个更现实的反应晕组装。随着红移的增加，$Y_\mathrm{SZ}-M$偏离自相似性更大，散射增加。我们表明，$Y_\mathr…
2020-06-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining Star Formation Histories of Blue Galaxies using the Scatter between Stellar Mass and Halo Mass
我们提出的恒星形成的变化和恒星形成（SF）的中央星系的恒星形成和主机晕吸积历史的恒星-晕质量关系（SHMR）的分散的时间尺度上的约束。SF星系的恒星形成率和恒星质量之间存在着密切的关系，即所谓的“恒星形成序列”（SFS），它表征了它们的SF历史和$M_*$生长。同时，观察到的SHMR约束连接$M_*$增长晕吸积的历史。结合这些观察到的趋势与宇宙学的$N$体模拟，我们提出了灵活的模型，跟踪SF，$M_*$，和晕吸积历史的SF中央星系在$z<1$，同时再现所观察到的恒星质量函数和SFS在SDSS DR 7。我们发现，在$M_h=10^{12}M_\odot$，$σ_{M_*|M_h=10^{12}M_\odot}$，在SHMR的分散，是敏感的恒星形成的变化，$t_{\rm duty}$的时间尺度，和相关系数，$r$，SF和晕吸积历史之间：较短的$t_{\rm duty}$和较高的$r$都导致更紧密的$σ_{M_*|M_h=10^{12}M_\odot}$。为了在$z=1-0$上再现恒定的0.2 dex散射，我们的模型需要$t_{\rm duty}\leq1.5$ Gyr用于$r=0.99$或$r>0.6$用于$t_{\rm duty}=0.1$ Gyr。对于$r\sim0.6$，如文献所示，$t_{\rm duty}<0.2$ Gyr是必要的。同时，为了在流体动力学模拟中再现$σ_{M…
2019-10-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Assembly Histories of Quiescent Galaxies Since z=0.7 from Absorption Line Spectroscopy
我们提出了从斯隆数字巡天（SDSS）和AGN和星系演化巡天（AGES）的0.1 < z < 0.7之间的静止星系的大样本的光学光谱建模的结果。我们研究了星系的恒星年龄和丰度模式是如何随时间演化的，作为恒星质量的函数，从10^{9.6}-10 ^<$11.8} Msun。星系光谱被堆叠在质量和红移的箱中，并在4000 A到5500 A的波长范围内建模。全光谱恒星星族合成模型提供了元素Fe、Mg、C、N和Ca的年龄和丰度的估计。我们发现，在固定恒星质量在大约7 Gyr的宇宙时间的元素丰度可以忽略不计的演变。此外，大质量星系的恒星年龄随时间的增加与z = 0.7以来的被动演化一致。总而言之，这些结果支持这样一种情况：大质量静止星系的内部~ 0.3-3 R_e在宇宙时间的后半部分一直被动地演化。有趣的是，在所有的历元中，恒星年龄都比宇宙年龄年轻得多，与z 1的等效单次爆发恒星形成历元< 1.5. These young stellar population ages coupled with the existence of massive quiescent galaxies at z >一致，表明z < 0.7的静止星群的不均匀性。这些数据还允许在z < 0.7时，质量低于~10^{10.5} Msun的新淬灭星系的加入。此外，我们分析了非常深的凯克DEIMOS光谱的两个最…
2014-08-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
A diversity of progenitors and histories for isolated spiral galaxies
我们分析了一套33银河系质量的星系在低密度环境中的演化宇宙学模拟。我们的样本涵盖了z=0时哈勃类型的广泛范围，从几乎没有凸起的圆盘到凸起主导的星系。尽管事实上大部分的凸起通常在z=1时就位，但我们发现在z=1和z=0时的形态之间没有显著的相关性。z=1的盘状星系的祖先跨越了一系列的形态，包括光滑盘，不稳定盘，相互作用星系和膨胀主导系统。到z=0.5时，螺旋臂和螺旋条大部分就位，并且祖细胞形态与最终形态相关。接下来我们重点关注z=0时膨胀与总膨胀比B/T<0.3的晚期星系。这些数据显示了z=0时的B/T与z<2时最大合并的质量比以及z>1时的气体吸积率之间的相关性。我们发现，具有最低B/T的星系往往有一个安静的重子输入历史，在z<2处没有重大的合并，并且具有低而恒定的气体吸积率，保持稳定的角动量方向。更剧烈的合并或气体吸积历史导致星系有更突出的凸起。大多数盘状星系的球塞西克指数n<2。具有最高凸起Sersic指数的星系倾向于具有强烈的气体吸积和盘不稳定性的历史，而不是活跃的合并。
2012-07-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Energy Injection And Absorption In The Cosmic Dark Ages
暗物质湮灭或去激发、亚稳态物质的衰变或其他新的物理学可以在复合期间和复合之后将高能电子和光子注入光子-重子流体。当这些粒子冷却时，它们将能量分成大量有效电离的电子和光子，这反过来又改变了电离历史。最近的工作提供了一个简单的方法来约束任意的能量沉积的历史，使用宇宙微波背景（CMB），在这份说明中，我们目前的结果描述的能量沉积的历史，光子和电子作为初始能量和注入红移的函数。利用这些结果，可以立即计算出任何注入任意谱的电子、正电子和/或光子的过程的CMB边界，这些谱具有任意的红移依赖性。
2012-11-01 astro-ph.CO hep-ph
Young ages and other intriguing properties of massive compact galaxies in the Local Universe
我们描述了附近宇宙中一个大质量致密星系样本的运动学、形态学、恒星星族和恒星形成历史，这可能会提供对它们高红移（z> 1.0）大质量对应物性质的更近距离的观察。我们发现，附近的紧凑的大质量的对象显示细长的形态和快速旋转。新的高质量长缝光谱表明，它们的平均光度加权年龄（<2Gyr）和太阳金属丰度（[Z/H]> 0.0）都很年轻。没有发现明显的恒星星族梯度。对它们的恒星形成历史的分析表明，这些天体最近经历了巨大的爆发，在某些情况下，这些爆发代表了它们总恒星质量的前所未有的大部分。这些星系似乎是真正独特的，因为它们不遵循现代大质量椭圆星系，螺旋星系甚至矮星的特征运动学和恒星星族模式。
2012-03-12 astro-ph.CO
Parametrising Star Formation Histories
我们研究平滑粒子流体动力学（SPH）模拟的星系的恒星形成历史（SFHS），比较它们的参数模型，通常用于拟合观测到的星系光谱能量分布，并检查这些参数模型的有效性作为实用工具，用于恢复星系的物理参数。通常使用的τ模型，SFR ~ exp（-t/τ），提供了一个穷人的匹配，我们的SPH星系的SFH，与早期和晚期恒星形成之间的不匹配，导致系统误差在预测颜色和恒星质光比。一个单参数的lin-exp模型，SFR ~ t*exp（-t/tau），平均来说是更成功的，但它不能匹配最蓝的，最活跃的恒星形成星系和被动的，“红色和死亡”的星系的后期行为。我们引入了一个4参数模型，该模型在过渡时间后从lin-exp过渡到线性斜坡，这很好地描述了我们模拟的星系。我们测试了这些参数化模型恢复（在z=0，0.5和1）恒星质光比，特定的恒星形成率，和恒星星族年龄从星系的颜色，计算从完整的SPH恒星形成历史使用FSPS代码的Conroy et al.（2009）。符合tau模型系统高估M/L约0.2 dex，高估人口年龄约1-2 Gyr，低估sSFR约0.05 dex。与lin-exp的拟合平均偏差较小，但4参数模型对整个星系范围产生了最好的结果。边缘化4参数模型的自由参数会导致比1参数拟合稍大的统计误差，但基本上消除了所有的系统偏差，所以这是我们推荐的拟合真实星系的过程。
2014-04-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
BAQARO: Tracing Stochastic Black Hole Growth Histories and Quasar Lightcurves in a Cosmological Context
Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（天体物理中心 | 哈佛与史密森尼学会）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿天文台，莱顿大学）；Department of Physics, University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校物理系）
BAQARO是一个半经验黑洞增长框架，利用FLAMINGO-10k模拟的亚晕合并树，通过六个参数再现观测约束，揭示黑洞通过随机超爱丁顿吸积快速增长，并合通道在低红移时变得重要。
2026-09-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mid-IR luminosity functions: inferred dusty cosmic star-formation and black hole accretion histories from the JWST SMILES
National Tsing Hua University（国立清华大学）；National Chung Hsing University（国立中兴大学）
利用JWST SMILES项目数据，研究近红外亮度函数以推断尘埃宇宙中恒星形成和黑洞吸积历史。
2025-12-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
The ages, masses and star-formation rates of spectroscopically confirmed z~6 galaxies in CANDELS
我们报告了一项研究的结果，探索13个发光（L>L*），光谱证实，星系的红移间隔5.5<z<6.5，所有与WFC 3/IR和IRAC图像从HST/CANDELS和斯皮策/SEDS调查的恒星星族。通过对观测到的测光结果与覆盖了广泛的不同恒星形成历史的SED模板进行拟合，并对莱曼α辐射进行自洽处理，我们发现所推导出的恒星质量在10^9 Msun < M*< 10^10 Msun的范围内，并且在2倍的范围内是稳健的。与此相反，我们证实了以前的报告，年龄的恒星星族的约束很差。虽然三个天体的最佳拟合模型的年龄>= 3亿年，但尘埃消光引入的简并意味着只有两个天体实际上需要> 3亿年的恒星星族才能重现观测到的测光。此外，当只考虑平滑变化的恒星形成历史时，我们观察到数据和模型之间存在明显的张力，因此通常选择具有老年的星系SED模板，以便尝试和拟合具有蓝色UV斜率但具有红色UV-光学颜色的物体。为了打破这种紧张局势，我们探索SED拟合与两个组件的模型（爆发加上正在进行的恒星形成），并允许星云发射。平均而言，包含星云发射导致较低的恒星质量估计（中位数偏移0.18 dex），适度较高的特定恒星形成率，并允许更广泛的合理恒星年龄。然而，根据我们的SED模型，我们在样本中没有发现非常年轻的证据（<5000万）。最后，考虑到所有不同的恒星形成历史的探索，我们发现，中位数最适合的年龄是2亿至3亿年的顺序，并与最严…
2012-07-23 astro-ph.CO
Spatially Resolved Spectroscopic Star Formation Histories of Nearby Disks: Hints of Stellar Migration
我们使用米切尔摄谱仪（以前的VIRUS-P）观察12个附近的盘星系。我们成功地测量了六个系统的外盘年龄。在三种情况下（NGC 2684，NGC 6155，和NGC 7437），我们发现，在磁盘表面亮度轮廓的向下突破对应的变化，在占主导地位的恒星人口与内部被占主导地位的活跃的恒星形成和外部的老恒星星族是最适合的恒星形成历史，随着时间的推移下降。观测到的平均恒星年龄超过轮廓突变的增加与理论模型相似，理论模型预测表面亮度突变是由恒星迁移引起的，外盘由分散的旧内部恒星构成。在另外三个例子中（IC 1132、NGC 4904和NGC 6691），我们发现当穿过破裂半径时，恒星星族没有显著的变化。在这些星系中，内外盘都由活跃的恒星形成和年轻的恒星星族所主导。虽然径向迁移可能有助于突破后的恒星星族，但似乎需要不止一种机制来解释我们观察到的所有恒星轮廓突破。
2012-03-30 astro-ph.CO
Mass Accretion Rates and Histories of Dark Matter Haloes
我们使用的广泛目录的暗物质晕从千禧年模拟调查的质量吸积历史（MAH）和吸积率约500,000晕从红移z=0到6的统计。我们发现只有约25%的晕有MAH，很好地描述了一个1参数的指数形式。对于其余的晕，在20%（Milky-Way质量）到50%（集群质量）之间经历了比指数更陡峭的后期增长，而其余的晕显示出比指数更浅的平台后期增长。具有较慢的后期增长的晕倾向于居住在密度更大的环境中，这表明潮汐剥离或“更热”的动力学抑制了暗物质在这些晕上的吸积速率。通过引入第二个参数：M（z）\propto（1+z）^beta exp（-gamma z），可以很好地拟合这些与指数增长的偏差。提供了作为晕质量函数的β和γ的完整分布。从M（z）的解析形式出发，我们得到了暗物质平均吸积率dM/dt作为红移和质量的函数的简单公式。在z=0时，1 e12 Msun晕的吸积速率为42 Msun/yr，相当于平均的重子吸积速率为dMbaryon/dt=7 Msun/yr。这个平均速率在低z时大约增加（1+z）^1.5，在高z时大约增加（1+z）^2.5，在z=1、2和3时分别达到dM重子/dt = 27、69和140 Msun/yr。比速率对晕质量的依赖性很弱：dlogM/dt \propto M ^= 0.127。结果的平均率的广泛分布进行了讨论。
2009-08-12 astro-ph.CO
The Formation History of Subhalos and the Evolution of Satellite Galaxies
土星构成了整个星系人口的一个重要部分，并被认为是在暗物质subhalos形成。在这里，我们使用宇宙学流体动力学模拟TNG 100调查如何形成的历史的subhalos影响其宿主星系的属性和演化。我们使用一个缩放的形成时间（$a_{\rm nf}$）来表征的质量组装的subhalos的历史之前，他们被大量的主机晕吸积。我们发现，卫星星系在年轻的subhalos（低$a_{\rm nf}$）是质量较低，更丰富的气体，并有更强的恒星形成和更高的分数的异地恒星质量比卫星在老subhalos（高$a_{\rm nf}$）。此外，这些低$a_{\rm nf}$卫星需要比高$a_{\rm nf}$对应物更长的时间尺度来作为群体猝灭。我们发现在快速吸积（FA，$a_{\rm nf}<1.3$）和缓慢吸积（SA，$a_{\rm nf}>1.3$）subhalos卫星之间的合并历史非常不同。对于FA卫星，星系合并的频率显着增加后吸积，这增强了恒星形成吸积。而对于SA卫星，在整个吸积过程中，合并过程是平滑而连续的。此外，与FA卫星的合并主要发生在吸积之后，而SA卫星则相反。我们的研究结果提供了深入了解卫星人口的演变和恒星形成淬火。
2020-03-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Improving the Estimation of Star formation Rates and Stellar Population Ages of High-redshift Galaxies from Broadband Photometry
我们探索了改进高红移恒星形成星系宽带光度测量的恒星形成率和平均恒星星族年龄的方法。我们使用合成光谱模板与各种简单的参数恒星形成的历史，以适应宽带光谱能量分布。这些参数模型被用来推断年龄，恒星形成率和恒星质量的模拟数据集来自星系演化的层次半解析模型。传统的参数模型通常假设恒星形成的速率在初始瞬时上升之后呈指数下降。我们的研究结果表明，恒星形成的历史与恒星形成率的逐渐上升可能是更好的模板，并可能给更好的整体估计的年龄分布和恒星形成率分布的莱曼break星系。对于B-和V-辍学，我们发现最好的简单参数模型是一个恒星形成率随时间线性增加。平均而言，指数下降模型对B-和V-辍学者的年龄预测过高100%和120%，而对于线性增加模型，年龄预测分别过高9%和16%。同样，指数模型分别低估了56%和60%的恒星形成率，而线性增长模型分别低估了15%和22%。对于U型退出者，恒星形成率有峰值（接近z ~ 3）的模型提供了与年龄的最佳匹配--过度预测从110%降低到26%--恒星形成率--预测不足从58%降低到22%。我们分类不同类型的恒星形成历史的半解析模型，并显示如何为不同的类的偏差行为。我们还提供了恒星质量和恒星形成率估计的双波段校准公式。
2010-12-07 astro-ph.CO
Setting firmer constraints on the evolution of the most massive, central galaxies from their local abundances and ages
关于局部宇宙中最大质量的中央星系如何聚集它们的恒星质量，特别是原位增长与后来通过合并吸积的相对作用，仍然有很多争论。在本文中，我们设置更严格的限制，最大质量的中央星系的演化路径，利用它们的丰度和恒星年龄的经验估计。最新的丰度匹配和直接测量强烈支持，相当一部分M星大于3 × 10^11 Msun的大质量星系位于质量M晕大于3 × 10^13 Msun的星系团中心。光谱分析支持年龄>10 Gyrs，对应于地层红移z_form >2。我们结合这两件基于观测的证据与质量吸积历史的主机暗物质晕。我们发现，在这些大质量晕中，锁定在中央星系中的恒星质量与z_form的重子总质量相当，如果不是更大的话。这些发现表明，要么只有一个相对较小的部分，他们现在的恒星质量形成在原位z_form，或这些大规模的，中央星系形成的极端情况下，几乎所有的重子在祖晕转换成恒星。有趣的是，后一种情况不会允许任何实质性的大小增长，因为星系的形成时代，无论是通过合并或扩张。我们表明，我们的结果保持不受恒星质量，丰度，星系合并率，恒星初始质量函数，恒星形成率和暗物质吸积历史的系统不确定性。
2016-07-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tracing the dynamical states and mass accretion histories of galaxy clusters in IllustrisTNG
University of Waterloo（滑铁卢大学）；Independent University, Bangladesh（孟加拉独立大学）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）
利用IllustrisTNG模拟，研究星系团结构参数与吸积历史的关联，发现可观测量如最亮星系间星等差和恒星质量分布不对称性可有效选择近期吸积样本。
2026-05-28 astro-ph.CO
Memoirs of mass accretion: probing the edges of intracluster light in simulated galaxy clusters
Department of Physics, Stanford University（斯坦福大学物理系）；SLAC National Accelerator Laboratory（SLAC国家加速器实验室）
通过分析际群光边缘特征，研究其在探测星系团质量累积历史和合并事件中的潜力。
2025-12-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark-ages Reionization and Galaxy Formation Simulation - XIV. Gas accretion, cooling and star formation in dwarf galaxies at high redshift
利用一套高分辨率的宇宙学流体动力学模拟和半解析模型（SAM）研究了高红移（$z\ge5$）下矮星系形成。我们专注于气体吸积，冷却和恒星形成在这项工作中隔离相关过程的再电离和超新星反馈，这将在配套文件中进一步讨论。我们应用SAM晕合并树构建从无碰撞N体模拟共享相同的初始条件的流体动力学套件，并校准自由参数对恒星质量函数预测的流体动力学模拟在z = 5。通过比较两种模拟技术计算的恒星形成历史和气体成分，发现在早期流体动力学模拟中，低红移星系形成文献中普遍采用的半解析公式不能准确反映矮星系的性质.我们提出了3个修改SAM，将提供更准确的高红移模拟。其中包括：1）晕质量和重子分数被无碰撞N体模拟高估; 2）恒星形成效率遵循与流体动力学模拟不同的宇宙演化路径; 3）冷却速率在高红移矮星系中没有很好的定义。通过详细的流体动力学模型，对矮星系形成进行精确的半分析模型，将有助于对再电离研究所需的大量数据进行可靠的半分析预测。
2018-08-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
What Do Dark Matter Properties Tell Us About Their Mass Assembly Histories?
在宇宙学模拟中，单个的暗物质晕在其详细的结构特性上有很大的差异，如形状、旋转、子结构和内部弛豫程度。最近的非参数（主成分）分析表明，一些主成分解释了很大一部分的晕属性的分散。主要的主成分与浓度密切相关，而浓度又与晕的质量吸积历史有关。在这里，我们检查更一般的质量吸积的历史和结构参数之间的联系。质量吸积历史的空间有它自己的主成分。我们发现，最强的两个可以解释为光环的整体年龄和后期增长的加速或减速。这两个组件只占$\sim70$ %\的质量吸积的历史中的分散，然而，由于随机效应的主要合并。有关的结构参数的形成历史，我们发现，浓度强烈相关的早期历史的晕，而弛豫相关的晚期历史。我们研究的推论形成的历史，可以通过分裂成子样本的晕，根据可观察到的属性，如浓度和形状在一些最终的时间。这种方法提出了一些有趣的可能性，例如以严格的定量方式定义星系团的年轻和年老样本的可能性，或者凭经验测试星系形成模型的动力学假设。
2011-12-19 astro-ph.CO
The star cluster - field star connection in nearby spiral galaxies. II. Field star and cluster formation histories and their relation
最近的研究开始对大多数恒星形成于星团的假设提出质疑。对附近星系中的场星和星团系统的观测研究可以更好地限制星团中形成的恒星的比例。我们的目标是通过对场星和星团的同质性研究，限制四个星系中长寿命星团中恒星形成的数量。利用星系NGC 45、NGC 1313、NGC 5236和NGC 7793的HST/ACS-WFPC 2图像，用综合CMD方法估算了恒星形成历史。利用简单的恒星星族模型拟合，估算了星团的质量和年龄。比较观测到的和模拟的光度函数，我们估计团簇形成率。通过随机抽样的恒星IMF，我们构建人工星团和量化的随机效应如何影响集群检测，综合颜色和年龄估计。在过去的10-100万年里，恒星形成率似乎是恒定的。每个星系所识别的星团数量各不相同，只有少数大质量（> 10^5 Msun）和少数古老（> 1 Gyr）的星团。星系NGC 5236和NGC 1313的恒星和团簇形成速率比NGC 7793和NGC 45高。SIMF的随机抽样对质量小于10^4Msun的星系团的年龄、颜色和完整性的估计有很大的影响，而对于高质量的星系团，这种影响不太明显。随机性也使得在年轻的时候测量大小非常不确定，使得很难根据大小区分星团和恒星。星系团中恒星形成与全球恒星形成（$Γ$）的比率似乎因星系而异。我们发现在探测的范围内，$Γ$和恒星形成率密度之间没有明显的关系。然而，$Γ$值似乎与特定的U带光度（T_L（U））相…
2011-03-14 astro-ph.CO
The Rising Star-Formation Histories of Distant Galaxies and Implications for Gas Accretion with Time
遥远星系的恒星形成速率（SFR）和恒星质量之间存在相关性，这意味着它们的恒星形成历史（SFHS）非常相似。此外，观测表明，紫外光度和恒星质量从z=8到3增长，这意味着SFR随时间增加。我们比较了3 < z < 8的星系在恒定共动数密度（n = 2 x 10^-4 Mpc^-3）下的宇宙学平均演化。这使我们能够研究恒星质量的演变和恒星形成的星系的前身和后代的方式不可能使用星系选择在恒定的恒星质量或SFR，数量演变强烈的时间。我们发现这些星系的平均SFH随着SFR ~ t^alpha（α = 1.7 +/-0.2）从z=8平滑地增加到3。这与SFR是恒定的或随时间呈指数下降的假设相冲突。我们发现，在这些星系中的恒星质量增长是一致的，这个派生的SFH。这提供了证据表明，除非恒星形成的占空比远小于1，否则IMF的高质量端的斜率近似为Salpeter。我们认为，这些关系遵循气体吸积（无论是通过吸积或交付的合并），再加上星系盘生长的假设下，SFR取决于当地的气体表面密度。这就预言了，对于具有这个数密度的星系，气体分数从z=8降低到3，平均为f_gas ~（1+z）^0.9。在z > 4时，星系气体吸积速率与SFR一样快，甚至可能超过SFR：这是“气体吸积时代”。在z < 4时，SFR超过了隐含的气体吸积速率，表明星系消耗气体的速度比获得气体的速度快。在z < 3时，具有这个数量密度的星系偏离了…
2010-11-03 astro-ph.CO
Galactic star formation and accretion histories from matching galaxies to dark matter haloes
本文提出了一种新的统计方法来确定从z~4到现在的整个宇宙历史中星系的恒星质量与其宿主暗物质晕质量之间的关系。这种多历元丰度匹配（MEAM）模型自洽地考虑到卫星星系在比它们被观测到的时间更早的时候首先成为卫星。我们采用红移依赖的恒星晕质量关系的参数化填充晕和subhaloes在千年模拟与星系，需要同时再现观测到的恒星质量函数在几个红移。使用合并树提取的暗物质模拟结合MEAM，我们预测的平均组装历史的星系，分离成恒星形成的星系内（原位）和吸积的恒星（非原位）。随着红移的增加，恒星形成效率的峰值从z=0时的23%下降到z=4时的9%，而相应的晕质量从10^11.8 M \odot增加到10^12.5 M \odot。中心星系的恒星形成率在红移处达到峰值，这取决于晕的质量;对于大质量的晕，这个峰值出现在宇宙早期，而对于低质量的星系，这个峰值还没有达到。在类似于银河的晕中，大约一半的中心恒星质量在z=0.7之后聚集。在低质量晕中，卫星星系的吸积对中心星系的聚集贡献很小，而在大质量晕中，超过一半的中心恒星质量是在z<2的地方形成的，卫星星系的吸积很大。我们发现，我们的方法意味着一个宇宙恒星形成的历史和特定的恒星形成率的演变是一致的直接推断。我们提出了方便的拟合函数恒星质量，恒星形成率，吸积率作为晕质量和红移的函数。
2012-05-25 astro-ph.CO
Self-Similar Mass Accretion History in Scale-Free Simulations
该研究借助 ABACUS 无标度 N体模拟，比较 ROCKSTAR 与 COMPASO 所测晕质量吸积历史的自相似收敛性，量化了粒子数、演化阶段与收敛精度之间的关系。
2024-05-08 astro-ph.CO
Observational Evidence for Young Radio Galaxies are Triggered by Accretion Disk Instability
用各种方法估算了一个已知年龄的年轻射电星系的辐射光度和黑洞质量。我们发现，这些年轻射电星系的年龄与辐射光度呈正相关，这与Czerny等人基于吸积盘辐射压不稳定性的理论预言相一致，同时发现年轻射电星系的年龄与BH质量和吸积率爆发的理论持续时间相一致（在埃丁顿单位中）平面，其中假设爆发是由辐射压力不稳定性触发的。我们的研究结果提供了观测证据的辐射压力不稳定性，这导致极限环行为，作为一种物理机制，可能是负责这些短命的年轻射电星系。
2009-07-13 astro-ph.CO astro-ph.HE
Ages of Type Ia Supernovae Over Cosmic Time
我们推导出经验模型的星系质量大会的历史，并卷积这些理论延迟时间分布（DTD）模型Ia型超新星（SNe Ia），推导出所有SNe Ia发生在一个给定的时代的宇宙时间的祖先年龄的分布。在活跃的恒星形成星系中，恒星形成速率的进展比$t^{-1}$ SN Ia的DTD要浅，所以在宇宙历史的所有时期，所有恒星形成星系的平均SN Ia年龄都在DTD峰值处达到峰值。在被动星系已经停止了恒星形成通过一些淬火过程，超新星Ia年龄分布的峰值在淬火时代，这在被动星系的红移演变跟踪过去的时代的主要恒星形成。我们的模型再现了超新星Ia速率的红移演化，超新星Ia拉伸和主机质量之间的关系，以及超新星Ia主机质量的分布在定性上与观测一致。我们的模型自然地预测，低质量星系往往是积极的恒星形成，而大质量星系一般是被动的，与星系“缩小”的观察一致。因此，超新星Ia的平均年龄经历了一个急剧的过渡，从年轻的年龄在低主机质量的老年龄在高主机质量，定性类似于平均超新星Ia哈勃残差与主机质量的过渡。年龄的差异随着红移的变化而变化，这种变化目前还没有在超新星Ia宇宙学分析中得到解释。因此，我们认为，SNe Ia只选择从积极的恒星形成星系将产生宇宙学上最均匀的样品，由于年轻的SNe Ia祖年龄在所有宇宙学时代的同质性。
2014-09-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Warm Dark Haloes Accretion Histories and their Gravitational Signatures
我们研究团簇在温暖的暗物质（WDM）模型的热产生的暗物质粒子$0.5$千电子伏的质量。我们发现，尽管集群在WDM宇宙学具有类似的密度分布，其冷暗物质（CDM）的同行，内部属性，如数量的子结构，显示出显着的差异。该结果是令人惊讶的，因为簇的质量尺度比结构形成被抑制的质量尺度大{ \em一千倍}。WDM集群通过平滑吸积获得更多的质量，并且包含比CDM兄弟更少的子结构。更高的平滑质量吸积导致物理上更扩展和更低密度的次晕。这些细微的差异可以通过强引力透镜来探测。我们发现，出乎意料的是，WDM集群有{ \em更高}的透镜效率比那些在CDM宇宙学，相反的天真的期望，WDM集群应该是效率较低，由于它们包含的子结构少。尽管密度较低，但较大的WDM子晕更有可能比CDM子晕具有更大的透镜截面。此外，WDM子晕通常位于更大的距离，这径向拉伸了与强引力透镜相关的临界线，导致在$\sim2σ$水平上具有大径向横截面的集群数量过多。尽管单个簇的透镜轮廓随视线而显著变化，但基于$\gtrsim100$簇的样本的径向弧分布可能被证明是WDM存在的关键测试。
2014-06-13 astro-ph.CO
The Impact of Star Formation Histories on Stellar Mass Estimation: Implications from the Local Group Dwarf Galaxies
本星系群具有相对精确的SFH和来自解析CMD模型的金属丰度演化，因此提供了一个独特的机会来探索基于积分恒星光度估算真实星系的恒星质量M $_{\star}$的有效性。基于40个LG矮星系的SFH和金属丰度演化，我们全面研究了SFH、金属丰度演化和尘埃消光对本宇宙星系UV-NIR色- $M/L$（color-log $Υ_{\star}$（$λ$））关系和M $_{\star}$估计的影响.我们发现：LG星系遵循颜色对数$Υ_{\star}$（$λ$）介于先前研究校准的关系之间的关系;光学颜色对数$Υ_{\star}$在较高的金属丰度（[M/H]）下，（$λ$）关系通常更宽和更陡; SFH“浓度”对颜色对数$Υ_{\star}$没有显著影响。（$λ$）关系;轻加权年龄和[M/H]共同约束log $Υ_{\star}$（$λ$），不确定度范围从近红外的$\lesssim$ 0.1 dex到光学通带的0.2 dex;金属丰度的变化对光学光谱而非近红外光谱$Υ_{\star}$产生显著的不确定性（$λ$）在给定的轻体重年龄和[M/H]; $V$带是用于估计$Υ_{\star}$的理想亮度通带（$λ$）从单一颜色，因为组合的$Υ_{\star}$（$V$）和光学色如$B-V$和$g-r$对SFH、[M/H]和尘埃消光的系统依赖性最弱;在没有任何关于SFH的先验假设的情况下，通过光学到NIR …
2017-10-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
New insights into the star formation histories of candidate intermediate-age early-type galaxies from K'-band imaging of globular clusters
利用新的Gemini/NIRI K '波段成像和现有的光学V，I测光资料，研究了候选中龄早型星系NGC 3610，NGC 584和NGC 3377中亮球状星团（GC）的年龄和金属丰度分布。发现V-I vs I-K'色-色图打破了光学颜色中存在的年龄-金属丰度简并，因为I-K'主要测量种群的金属丰度，并且与光谱学不同，对已知存在于大质量古老GC中的热水平分支（HB）星的影响相对不敏感。我们推导出GC的光度年龄、Z和质量。一般来说，贫金属（[Z/H]<-0.7dex）GC比富金属GC更老。对于NGC 3610中质量最大的GC（M>6x10^5 M_sol），根据现有的光谱数据，光度年龄要老约2 Gyr，并且这种差异对于贫金属GC更为明显。然而，光度和光谱金属丰度是在良好的协议。我们认为，这表明存在一个热HB在这些大规模的集群，这使得光谱年龄从巴耳末线强度被低估。为了支持这一观点，我们指出，除了47 Tuc外，所有M>6x10^5 M_sol的银河系GC都有热的HB。利用最大质量的GC质量和星系的SFR之间的关系，我们发现星系的峰值SFR是在最古老的（贫金属）GC形成的时期达到的。富金属GC的年龄和[Z/H]分布很宽，表明星系恒星形成历史较长。GC年龄和[Z/H]分布的峰值与宿主星系积分年龄和[Z/H]相关，表明GC确实可以作为星系恒星形成历史的相关代理。（节录）
2011-11-24 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraining the unexplored period between reionization and the dark ages with observations of the global 21 cm signal
用单偶极实验观测红移21厘米中性氢谱线的全球亮温的频率依赖性是可能的。在本文中，我们开发了一个Fisher矩阵形式主义计算的灵敏度，这些仪器的21厘米信号的再电离和黑暗时代。我们表明，只要局部前景可以用低阶多项式很好地建模，持续时间delta z< 2的快速再电离历史就可以受到约束。然后，它表明，在范围内的观测nu = 50 - 100 MHz可以可行地限制莱曼α和X射线发射率的第一批恒星形成在z = 15 - 25，只要系统的温度残差可以控制到小于1 mK。最后，我们证明了从恒星形成前的黑暗时代检测21厘米信号的困难。
2010-05-21 astro-ph.CO
Early-Type galaxies at z ~ 1.3. III. On the dependence of Formation Epochs and Star Formation Histories on Stellar Mass and Environment
我们研究了z ~ 1.3处恒星星族性质的环境依赖性。我们推导出星系的性质在两个高红移星系团RXJ 0849 +4452和RXJ 0848 +4453中的大质量、红色、被动早型星系样本的恒星质量、年龄和恒星形成历史（红移分别为z = 1.26和1.27），并将它们与z=1.24时RDCS1252.9-2927集群的测量值以及从GOODS-South Field抽取的现场同时代的类似质量选择样本的测量值进行比较。上述参数的稳健估计已经通过比较大网格的复合恒星星族模型与广泛的8-10波段光度覆盖，从静止帧远紫外到红外。我们没有发现在不同的星系团早型星系样本中总体恒星星族性质的变化。然而，当比较星系团与星系场的恒星星族特性时，我们发现，即使（恒星形成加权）年龄相似并且只取决于星系质量，但星系场中的恒星确实使用更长的时间尺度来组装它们的最终质量。我们发现，在恒星形成开始后大约1 Gyr，大多数（75%）的星系团星系已经聚集了它们最终质量的大部分（> 80%），而在同一时间，只有很少（35%）的场ETG已经聚集了。因此，我们的结论是，虽然星系质量调节星系形成的时间，环境调节恒星形成历史的时间尺度。
2011-03-01 astro-ph.CO
Characterizing the assembly of dark matter halos with protohalo size histories: I. Redshift evolution, relation to descendant halos, and halo assembly bias
Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学科维理天文与天体物理研究所）；University of Massachusetts Amherst（马萨诸塞大学阿默斯特分校）；University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）；Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）
本研究提出用原初晕大小历史量化暗物质晕组装的新方法，发现其可用双幂律描述，与后代晕中心-总恒星质量比强相关，能捕捉质量吸积历史丢失的信息，为关联原星系团与后代星系团提供新工具。
2024-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Hierarchical assembly impedes the inference of stellar mass growth histories for individual galaxies
该研究指出此前星系恒星质量增长历史推断隐含原地组装假设存在偏差，利用TNG100模拟量化了不同条件下的偏差程度，并推导了校正方法以提升高红移相关比较的可靠性。
2025-09-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Starburst radio galaxies: general properties, evolutionary histories and triggering
在本文中，我们讨论的光谱合成模拟的一个样本的星爆射电星系的背景下，触发的活动和宿主星系的演化方案的结果。星暴射电星系--占所有强大的河外射电源的15 - 25%--经常在光波长处显示出扰动的形态，以及不寻常的射电结构，尽管它们的恒星质量是射电星系的典型类别。根据年轻恒星星族（YSP）的特征年龄，这些天体可以分为两组：年龄t_ysp <0.1 Gyr的天体，其射电源几乎与主星暴事件同时被触发;年龄较老的天体，其射电源在星暴事件之后相当长的一段时间内被触发或再次触发。结合YSP的信息与宿主星系的光学形态，我们推断，大多数的星暴射电星系已被触发的星系合并中，至少有一个星系是气体丰富的。然而，无线电喷流的触发（或重新触发）可以发生在合并核的最终合并之前，周围或之后的一个重要时期，反映了合并事件的复杂气体注入历史。总的来说，我们的研究结果提供了进一步的证据，表明强大的无线电喷流活动可以通过各种机制触发，包括主要星系合并的不同演化阶段;显然，无线电响亮的AGN活动不仅仅与独特类型的气体吸积事件的特定阶段有关。
2010-11-09 astro-ph.CO
The XXL survey. XLIX. Linking the members star formation histories to the cluster mass assembly in the z=1.98 galaxy cluster XLSSC 122
质量最大的原星系团在$z\sim 2$处形成星系团，这也是其成员星系演化的关键时期。XLSSC 122是一个$z=1.98$星系团，有37个光谱确认的成员。我们的目标是描述他们的恒星形成的历史，并把它们的背景下，集群吸积的历史。我们在12个波段测量它们的光度，并创建一个PSF匹配的集群成员目录。我们采用BAGPIPES来拟合恒星形成的历史，其特征在于恒星形成率呈指数下降。恒星质量、金属和尘埃含量也被视为自由参数。红序星系中最古老的恒星年龄范围从0.5 Gyr到超过$\sim$ 3 Gyr。特征时间在$\sim$ 0.1和$\sim$ 0.3 Gyr之间，并且最老的成员呈现最长的时间。使用MultiDark Planck 2暗物质模拟，我们计算了XLSSC 122样晕的组装，由最古老成员的年龄后验加权。我们发现，74%的这些晕在恒星形成开始时聚集的比例不到10%，当这些星系形成了50%的z=1.98恒星质量时，晕的比例下降到67%。当90%的恒星质量形成时，75%的晕的组装率低于30%。红序列星系的恒星形成历史似乎与特征时间短的恒星形成事件相一致。在最古老的星系中，恒星形成的开始和停止都可能先于XLSSC 122的维里化。
2022-06-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Star Formation History In Merging Galaxies
众所周知，星系间的相互作用会引发恒星暴增。年轻的大质量星团形成于相互作用的星系和合并可能成为年轻的球状星团。这些星系团的年龄可以提供有关相互作用触发事件发生时间的线索，从而为重建合并星系的恒星形成历史提供重要途径。星系合并的数值模拟可以实现不同的恒星形成规则。例如，取决于气体密度或由冲击触发的恒星形成预测了显着不同的恒星形成历史。为了检验这些模型的有效性，多天体光谱被用来绘制一系列星系合并不同阶段（Arp 256，NGC 7469，NGC 4676，Arp 299，IC 883和NGC 2623）的主体和尾部的年轻星团的年龄。我们发现，随着合并阶段的推进，年龄的累积分布变浅。这一结果表明，集群年龄的趋势作为合并阶段的功能。在NGC 4676中，我们发现两个星团的年龄约为1.7亿年，这表明它们可能是在第一次通过时形成的。它们在潮汐尾中的位置与激波诱导模型预测的恒星形成的空间分布一致。当比较NGC 7252中星团的年龄和空间分布与我们的模型时，我们发现一些星团可能在第一次通过时的瞬发星爆期间形成，正如激波诱导恒星形成的模拟所预测的那样。模拟结果表明，激波诱导机制是恒星形成的重要触发机制，利用星爆形成的星团年龄可以有效地确定合并星系的恒星形成历史。
2009-08-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Illuminating the dark ages: Cosmic backgrounds from accretion onto primordial black hole dark matter
冷暗物质作为不同质量的原始黑洞（PBH）的总和，可以解释许多未解的天体物理之谜。在这里，我假设一个广泛的PBH质量分布提供了大部分的暗物质，符合所有的限制和估计的重子吸积到PBH有助于宇宙背景辐射，主要是宇宙X射线和宇宙红外背景波动之间的相关信号深钱德拉和斯皮策调查。我假设Bondi捕获和平流占主导地位的磁盘吸积与合理的重子密度和有效的相对速度之间的重子和PBH，以及适当的吸积和辐射效率，并整合在PBH质谱和宇宙时间。X射线贡献确实与残余X射线背景信号和X射线/红外波动一致。通量峰值在z~17-30处，与要求信号来自高红移的约束一致。PBH对红外背景涨落的贡献仅为1%左右。磁场是邦迪捕获过程中的一个基本要素，而PBH可以在放大早期种子场并维持它们直到银河发电机过程开始的过程中发挥作用。假定的PBH粒子数对宇宙再电离历史的贡献与普朗克电离极限并不冲突。来自PBH的X射线加热可以对星系群的熵底做出贡献。EDGES红移的21厘米吸收线特征可以与宇宙背景辐射的无线电贡献联系起来。最后，中等质量黑洞的数量和银河系中心弥漫的X射线辐射与假设的PBH暗物质是一致的。在钱德拉对银河脊最深处的观测中，一些离散源确实可能是吸积的PBH。
2020-05-12 astro-ph.CO
The Average Physical Properties and Star Formation Histories of the UV-Brightest Star-Forming Galaxies at z~3.7
[摘要]我们研究了z~3.7时最紫外发光的恒星形成星系的平均物理性质和恒星形成历史。我们的研究结果来自于对平均光谱能量分布（SED）的分析，这些平均光谱能量分布是由堆叠的光学到红外测光法构建的，来自于NOAO深宽视场巡天5.3平方度中发现的1，902个最紫外发光的恒星形成星系的样本。我们根据UV光度对样品进行分组，并且发现在静止帧光学和红外中的平均SED的形状与UV光度相当恒定：即，平均而言，紫外线越亮的星系，在较长的波长下也越亮。然而，在其余的UV中，光谱斜率（在0.13-0.28 μ m处测量）随着UV亮度的中值从L L* 处的-1.8急剧上升到最亮仓（L~4-5L*）中的-1.2。我们利用星族综合分析方法得到了这些星系的平均物理性质，发现：（1）LUV和恒星形成率（SFR）与恒星质量密切相关，紫外光越强的星系质量也越大;（2）中位年龄表明恒星星族相对年轻（200-400百万年），与紫外光光度的相关性很小;（3）紫外线亮度高的星系比亮度低的星系尘埃多，使得L~4-5L* 星系的亮度达到A（1600）=2等，而L* 星系的亮度为A（1600）=0.7-1.5等。我们认为，紫外发光星系的平均恒星形成历史更好地描述了模型，其中SFR随时间增加，以同时再现观测到的SFR和恒星质量之间的紧密相关性，以及这些星系普遍年轻的年龄。我们证明了在多个红移的SFR-M* 关系的测量的潜力，以区分简…
2011-03-24 astro-ph.CO
An Accounting of the Dust-Obscured Star Formation and Accretion Histories Over the Last ~11~Billion Years
（摘要）我们报告的会计恒星形成和吸积驱动的能量的24微米检测源在北货物。对于红外（IR; 8- 1000 um）亮度>3x10^12 L_sun的光源，当仅通过将局部SED拟合到24 um光度测量时，我们发现这些IR亮度估计值比当SED拟合包括额外的16和70 um数据（在某些情况下，中红外光谱和850 um数据）时估计的值大约4倍。这种差异是由于z>>0的高光度源似乎具有远红外和中红外的比率，以及芳香特征等效宽度，这是本地宇宙中低光度星系的典型特征。使用我们改进的估计红外光度和活动星系核的贡献，我们调查的红外光度密度与红移所产生的恒星形成和活动星系核过程单独的演变。我们发现，在不确定性范围内，恒星形成驱动的总红外光度密度在1.15 < z < 2.35之间是恒定的，尽管我们的结果表明在z>2时有一个稍大的值。活动星系核似乎占0< z < 2.35之间积分的总红外光度密度的<18%，在每个历元贡献<25%。在0.6 <z2之间，LIRG和正常的恒星形成星系（LIR <10^11Lsun）在恒星形成率（SFR）密度中占主导< 1.15. Once beyond z >地位，超亮红外星系ULIRGs的贡献与LIRG相当。使用我们改进的IR光度估计，我们发现现有的校准UV消光校正的基础上测量的UV光谱斜率通常overcorrect UV光度的一个因素~2，平均而言，为我们的样…
2011-02-18 astro-ph.CO
Assembly Histories and Observational Properties of Simulated Early-type Galaxies
我们表明，大规模的模拟星系组装在两个阶段，与最初的增长占主导地位的紧凑的原位恒星形成，而后期的增长主要是由吸积的老恒星形成的亚基以外的主星系。我们还表明：1）引力反馈强烈抑制了大质量星系中的晚期恒星形成，这有助于观察到的星系颜色双峰性; 2）观察到的星系缩小可以在两相模型中自然地解释; 3）大质量星系的组装历史的细节与它们观察到的运动学性质直接相关。
2012-10-24 astro-ph.CO
Mass assembly of galaxies: Smooth accretion versus mergers
星系通过从宇宙网中平滑的吸积和较小实体的合并来吸积它们的质量。我们希望量化这两种吸积模式各自的作用，这可能会决定今天观察到的星系的形态类型。多变焦宇宙学模拟被用来估计作为时间的函数的质量在束缚系统中的演化，暗物质以及重子。研究了暗物质晕的重子含量。合并的历史是遵循外部密度的函数，并以不同的方式在星系中组装质量和恒星成分积累量化。我们发现，大多数星系通过平滑的吸积来聚集它们的质量，只有最大质量的星系也通过合并显着增长。由吸积聚集的平均质量分数为77%，由合并聚集的平均质量分数为23%。我们介绍了数百个星系的典型吸积历史：最大质量星系的质量随时间单调增加，主要是通过吸积，许多中等质量的物体也经历了质量损失事件，如潮汐剥离和蒸发。然而，我们的模拟遭受的大质量星系的过冷所造成的忽视活动星系核（AGN）的反馈。半个galay质量聚集的时间，无论是在暗物质还是重子中，都是质量的递减函数，这与所谓的缩小的观测结果是一致的。在宇宙中的每一个时期，都有低质量的星系活跃地形成恒星，而更大质量的星系在宇宙年龄的一半内在更短的时间内形成恒星。
2012-06-22 astro-ph.CO
Active Galactic Nucleus Pairs from the Sloan Digital Sky Survey. II. Evidence for Tidally Enhanced Star Formation and Black Hole Accretion
活动星系核（AGN）偶尔会成对出现，这表明潮汐相遇是两个中心超大质量黑洞（BH）吸积物质的原因。在本系列的第一篇论文中，我们从SDSS DR 7中选取了一个活动星系核对样本，它们的投影间隔r_p < 100 kpc，速度偏移< 600 km/s，并对它们的频率进行了量化。在本文中，我们解决BH吸积和最近的恒星形成在其宿主星系的性质。活动星系核对经历更强的BH吸积，测量他们的[O III]5007光度（从恒星形成的贡献校正）和爱丁顿比，比控制样品的单个活动星系核匹配的红移和主机恒星质量。它们的宿主星系有较强的星暴后活动和较年轻的平均恒星年龄，这可以通过它们光谱中较强的H-δ吸收和较小的4000 A突变来表示。当r_p < 10-30 kpc时，黑洞吸积和宿主星系中的新恒星形成都随着活动星系核对投影距离的减小而增加。BH吸积的强度、星暴后的强度和恒星的平均年龄在成对的两个活动星系核之间是相关的。活动星系核对的光度和爱丁顿比与其宿主星系中最近的恒星形成有关，与在单个活动星系核中观察到的尺度关系一致。我们的研究结果表明，星系潮汐相互作用增强BH吸积和恒星形成的活动星系核对，即使大多数的低红移活动星系核是不符合正在进行的相互作用。
2011-10-30 astro-ph.CO
The Average Star Formation Histories of Galaxies in Dark Matter Halos from z=0-8
我们提出了一个强大的方法来约束平均星系恒星形成率，恒星形成的历史，以及作为晕质量的函数的集群内光。我们的研究结果与观测到的星系恒星质量函数，特定的恒星形成率，宇宙恒星形成率从z=0到z=8是一致的。我们考虑了广泛的不确定性对我们的结果的影响，包括那些影响恒星质量，恒星形成率，以及我们分析的核心晕质量函数。由于它们与我们的方法有关，我们还提出了新的校准的暗物质晕质量函数，晕质量吸积的历史，和晕subhalo合并率到z=8。我们还提供了新的宇宙和特定的恒星形成率的汇编;最近的测量结果现在与所有红移的宇宙恒星质量密度的积累一致。我们工作的影响包括：在所有红移中，10^12 Msun附近的晕是最有效的恒星形成源，大质量晕的重子转换效率在z ~ 2.5之后显著下降（与冷模吸积理论一致），预计大质量星系的ICL至少在z ~ 1-1.5范围内是显著的，在低红移的矮星系中，恒星质量与晕质量的比值比以前的预期要高，形成的时间也比大多数理论模型要晚。最后，我们提供了新的拟合公式的恒星形成的历史，比标准的下降τ模型更准确。我们的方法将各种各样的观测有关的星系的恒星形成历史到一个自洽的框架的基础上的现代理解的结构形成LCDM。关于恒星质量-晕质量关系和恒星形成速率的限制可在http://www.peterbehroozi.com/data.html下载。
2013-05-29 astro-ph.CO
Formation and Evolution of Dwarf Elliptical Galaxies - II. Spatially resolved star-formation histories
我们目前的光学VLT光谱的16矮椭圆星系（或dEs）的质量相当于NGC 205，属于天炉座星系团和附近的星系群。使用ULySS和STECKMAP，我们得到的SSP等效年龄，金属丰度和恒星形成历史的径向配置文件。旧的恒星星族的dE，占主导地位的质量，可能是同时代的大质量椭圆或隆起，但恒星形成效率较低。重要的中间年龄（1-5 Gyr）人口，并经常尾巴的恒星形成，直到最近的时间被检测到。这些历史让人想起它们的低质量dSph对应的本地组。大多数星系（10/16）显示出明显的金属丰度梯度，平均在半光半径内金属丰度下降0.5 dex。这些梯度在老年人群中已经存在。扁平（或盘状）旋转物体（6/16）具有平坦的金属丰度轮廓。这可能与这些星系的不同起源相一致，也可能是由于它们的几何形状。中心SSP等效年龄在1至6 Gyr之间，绝大多数天体的年龄随半径缓慢增加。星系团和星系团有相似的径向梯度和恒星形成历史。强烈和古老的金属丰度梯度对dEs的可能形成情景产生重要的约束。球形低质量星系形成的数值模拟重现了这些梯度，但它们需要更长的时间才能建立起来。气体的温和消耗，通过冲压压力剥离或饥饿，可以驱动富含气体的恒星形成祖先到现在的dEs。
2009-03-25 astro-ph.CO
The Stellar Population and Star Formation Properties of Blue Compact Dwarf Galaxies
利用Gil de Paz等人（2003）的样本与Sloan数字巡天数据第6版（SDSS DR 6）进行交叉相关，选取了一个蓝色致密矮星系（BCD）样本，研究了该样本的恒星星族、恒星形成历史和恒星形成特性。该样本包括31个BCD，它们跨越了银河系参数的大范围。利用恒星布居综合方法，我们导出了这些BCD的恒星星族，并重建了它们的恒星形成历史。我们的研究证实，BCDs不是经历第一次恒星形成的年轻系统，而是经历恒星爆发活动的老系统。大多数星系的恒星质量加权年龄可以达到10 Gyr，而光度加权年龄可能达到$\sim 3$年轻几个数量级（$\sim 10$ Myr）。基于多波长数据，我们还研究了恒星形成的综合性质。我们的样本星系的SFR跨越近3个数量级，从几个$10^{-3}$到$\sim1\,M_\odot$ yr $^{-1}$，中值为$\sim 0.1\, M_\odot$ yr $^{-1}$。我们发现，约90%的BCD在我们的样本有他们的出生率参数（当前SFR的平均过去SFR的比值）$b>2-3$。我们进一步讨论了当前SFR与星系恒星质量的相关性，并探讨了SFR与金属丰度之间的联系。
2010-12-06 astro-ph.CO
Evidence of different star formation histories for high- and low-luminosity radio galaxies
我们提出了我们的调查结果到恒星星族的24个射电星系在z~0.5绘制从四个完整的，低频选择无线电调查。我们使用的强度4000 A的休息作为一个指标，最近的恒星形成，并比较这与射电光度，光谱分类和形态分类。我们发现不同的恒星形成历史的证据，高，低光度的射电源，我们的低射电光度源（通常是FRI型源）有系统的老恒星星族比更高的射电光度组。我们的样品也被光谱分类划分得相当好。我们发现，被归类为具有低激发光谱（LEGs）的星系拥有较老的恒星星族比高激发线对象（HEGs），与HEGs显示最近的恒星形成的证据。我们还研究了Owen & Laing（1989）所用的射电形态与恒星星族之间的联系。我们发现，有一个偏好的“胖双”源有老的恒星星族比“经典双”源，虽然这也与这些来源主要是在LEG和HEG类别分别。这些结果是一致的假设，高能气体是由吸积的冷气，这可能是提供，例如，最近的合并，长期不稳定性，或对流冷流。这些过程也可能触发宿主星系中的恒星形成。LEG的宿主星系没有显示出最近恒星形成和冷气体流入的证据，并且与由星际介质的热相吸积提供动力相一致。
2010-04-07 astro-ph.CO
The star cluster - field star connection in nearby spiral galaxies I. Data analysis techniques and application to NGC 4395
一般认为，大部分恒星最初是在星团中诞生的。然而，这些恒星中的很大一部分在短时间尺度上发生了破坏，恒星最终属于该领域。如果我们希望用星团来限制外部星系的恒星形成历史，了解这个过程是至关重要的。我们试图了解场星和星团之间的关系，同时研究在一些附近的星系。作为一个试点研究，我们目前的结果，晚型螺旋NGC 4395使用HST/ACS和HST/WFPC 2图像。不同的检测标准被用来区分点源（恒星候选者）和扩展对象（星团候选者）。使用合成CMD方法，我们估计了恒星形成的历史。利用简单的星族模型拟合，我们计算了候选星团的质量和年龄。在我们的数据所涵盖的区域内，对于年龄小于$\sim$ 3亿年的恒星，恒星形成率似乎大致保持不变，或者可能增加了大约2倍。我们的数据不允许我们限制恒星形成的历史在较老的年龄。我们在这两个领域都发现了少量的集群。在银河系中既没有发现大质量（$>10^5$ M $_\odot$）星团，也没有发现年龄为$\geq1$ Gyr的星团，我们发现的年龄超过1亿年的星团很少。基于我们对NGC 4395中的场星和星团的直接比较，我们估计了存活了$10^7$到$10^8$年的星团中的恒星形成率与总恒星形成率之比为$Γ\sim0.03$。我们认为，这个相对较低的$Γ$值是由NGC 4395的低恒星形成率造成的。
2010-03-24 astro-ph.CO
The Star Formation Histories of Red-Sequence Galaxies, Mass-to-Light Ratios and the Fundamental Plane
本文讨论的挑战，了解红序列星系的典型恒星形成的历史，使用linestrength指数和质光比作为补充约束其恒星年龄分布。我们构建简单的参数模型的恒星形成的历史，括号的一系列的情况下，并适合这些模型的线强度指数的低红移星系团红序列星系。对于巨大的星系，我们证实了缩小的趋势。然而，我们发现，当sigma < 70 km/s时，这种趋势是相反的。然后，我们比较预测的恒星质光比与来自基本面（FP）的动态质光比，或由SAURON组。对于sigma ~ 70 km/s的星系，具有年轻恒星“结霜”的模型和具有指数恒星形成历史的模型的恒星质光比分别比观测到的动态质光比大1.7和1.4倍，因此被拒绝。SSP模型与FP模型一致，并且需要适量的暗物质（20-30%）来解释恒星和动力学质光比之间的差异。一个恒星形成在中间年龄被“淬灭”的模型也与观测结果一致。我们发现，恒星星族的贡献的“倾斜”的FP是高度依赖于假设的恒星形成的历史：SSP模型，倾斜的FP主要是由恒星人口的影响。对于猝灭模型，三分之二的倾斜是由于恒星星族造成的，只有三分之一是由于暗物质或非同调造成的。
2009-06-17 astro-ph.CO
Non-thermal Histories and Implications for Structure Formation
我们研究了在BBN之前的一个非热的后暴胀历史中的宇宙学扰动的演化。这样的宇宙学可以在超对称性（SUSY）背景下的动机良好的模量场景中自然出现-特别是在分裂-SUSY模型中。在再加热之前的物质主导阶段，亚视界暗物质扰动线性增长，并且即使在存在暗物质湮灭的情况下，也可以导致小尺度上的子结构增长的增强。这表明，一个新的尺度（再加热时的视界大小）对于确定原始物质的功率谱可能很重要。然而，我们发现，在许多非热模型的自由流效应或动力学解耦后，再加热可以完全消除增强导致小尺度结构。特别是，在wino或higgsino暗物质的模量方案中，我们发现从模量衰变产生的暗物质粒子将与辐射热化，并在再加热温度以下动力学解耦。因此，暗物质扰动的增长并不持久，对物质功率谱的预测与标准的热历史相似。我们对可能的例外情况进行了评论，但这些例外情况似乎很难在标准模数方案中实现。我们的结论是，虽然增强的结构并没有提供一个新的探针，在这些模型中的宇宙黑暗时代的调查，它确实表明，非热历史提供了一个强大的替代严格的热后暴胀的历史。
2014-06-17 astro-ph.CO hep-ph hep-th
