Spheroidal Resampling Analysis of High-Redshift Gamma-Ray Burst Spatial Densities
University of Public Service（公共服务大学）；Konkoly Observatory, Research center for Astronomy and Earth Sciences（孔科利天文台，地球与天文学研究中心）；The University of Alabama in Huntsville（阿拉巴马大学亨茨维尔分校）；Center for Space Plasma and Aeronomic Research, University of Alabama in Huntsville（阿拉巴马大学亨茨维尔分校空间等离子体与高空大气研究科学中心）；Faculty of Science and Technology, University of Debrecen（德布勒森大学理学院）
本研究用椭球重采样法分析542个高红移GRBs的三维分布，验证武仙-北冕座长城信号稳定，发现南银半球无相当显著性结构，表明该方法可有效检验GRB过密区搜索。
2026-09-01 astro-ph.CO astro-ph.HE
Discriminating Between the Physical Processes that Drive Spheroid Size Evolution
高z的大质量星系的有效半径比今天的小，但中心密度相似。因此，它们的大小增长主要与低密度物质不断丰富有关。已经提出了各种模型来解释这种演化，这对星系，恒星和BH的形成有不同的影响。我们编译观测的椭球体的性质作为红移的函数，并使用它们来测试提出的模型。在高祖气体丰富与红移的演变引起的初始形成的小球体在高Z。这些系统可以通过以下几个渠道在表观或物理尺寸上演化：（1）等密度的“干”合并，（2）后来与密度较低的星系的主要或次要的“干”合并，（3）绝热膨胀，（4）恒星星族和质光比梯度的演化，（5）恒星质量估计中与年龄相关的偏差，（6）观测拟合/选择效应。如果其中任何一个被调整来解释观测到的大小演化，它们对其他星系性质的演化做出了不同的预测。只有模型（2）作为显性效应与观察结果一致。这是唯一一个允许M_BH/M_bulge随红移增加的模型。尽管如此，所需的合并量仍然比观察到的或预测的要大。因此，我们比较宇宙学动机的模拟，其中所有这些影响发生，并表明它们与所有观测约束是一致的。效应（2）建立了一个扩展的低密度包络，并主导了演变，但效应1，3，4和6每个贡献约20%的大小演变（净因子~2）。这自然也预测了类似于所观察到的M_BH-σ的演化。
2009-10-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Hydrodynamics of high-redshift galaxy collisions: From gas-rich disks to dispersion-dominated mergers and compact spheroids
高红移（z~2）的盘星系具有高比例的冷气体、强湍流和巨大的恒星形成团块的特征。在高红移的盘状星系的主要合并，通常应该涉及这种动荡的clueroskeleton盘。然而，合并模拟将ISM建模为稳定、均匀和热压介质。我们提出了第一个合并模拟与高分数的冷，湍流，cluerous气体。我们讨论了这些模型的主要新功能相比，人工稳定和温暖的气体模型。在高红移圆盘中已经很强的气体湍流，在合并中进一步增强。有些阶段是分散占主导地位的，与大多数的气体动能的形式的速度分散和非常混乱的速度场，不像合并模型使用热稳定的气体。这些合并可以达到非常高的恒星形成率，并具有与亚毫米波星系一致的多组分气体光谱。具有高比例冷湍流气体的主要合并的特征还在于高度耗散的气体坍缩到质心，恒星成分随后发生全局收缩。最后的星系是早期型的，半径相对较小，Sersic指数较高，像高红移的致密球体。与具有稳定气体的模型相比，合并后幸存或重新形成的盘组件中的质量分数严重降低，并且大质量盘组件的形成需要随后外部重子的显着吸积。因此，合并似乎破坏了扩展盘，即使气体分数很高，这进一步支持平滑的下降作为大质量盘星系的主要形成机制。
2011-01-13 astro-ph.CO
Mild Velocity Dispersion Evolution of Spheroid-like Massive Galaxies since z~2
利用Cimatti et al（2008）的公开光谱，我们首次测量了类球状大质量星系（M_star ~ 10^11 M_sun）在z ~ 1.6处的速度色散。通过与类似的恒星质量的星系在较低的红移进行比较，我们发现了一个温和的演化的速度色散的证据，从~240公里/秒在z ~ 1.6下降到~180公里/秒在z ~ 0。这种温和的演化与在同一宇宙时间内发现的这些类型的天体的大小的强烈变化（约为4倍）形成对比，并且它与在较低的红移下，暗物质晕在设置这些星系的速度色散方面的逐渐增大的作用是一致的。我们讨论了我们的研究结果的背景下提出的这些大规模物体的演变不同的场景的影响。
2009-03-25 astro-ph.CO
Newborn spheroids at high redshift: when and how did the dominant, old stars in today's massive galaxies form?
我们研究了大约330个大质量（M* > 10^9.5 MSun）的新生球状星系（SG）在恒星形成高峰时期（1<z<3），以探索SG的高红移起源，并深入了解主导今天宇宙的古老恒星星族是何时以及如何形成的。该样本来自HST/WFC 3早期释放科学计划，该计划提供了超过三分之一的GOODS-South领域的深度10过滤器（0.2 - 1.7微米）HST成像。我们发现，形成SG的恒星形成事件可能在红移范围2<z<5（中值为z~3）内达到峰值，并且衰变时标短于~1.5 Gyr。星暴的时间尺度和年龄在10^9.5 < M* < 10^10.5 MSun的恒星质量范围内没有显示出任何趋势。然而，当M* > 10^10.5 MSun时，时间尺度显示出向较低值（<0.3 Gyr）的分散性增加，并且在这种质量状态下，年龄趋势变得明显：M* > 10^11.5 MSun的SG比M* < 10^10.5 MSun的SG老约2 Gyr。然而，没有观察到一个平滑的缩小星系质量的趋势，大的星爆年龄的分散表明，SG不是一个特别的同时代人口。大约一半的蓝色SG似乎没有通过主要的合并来驱动它们的恒星形成，而那些经历了最近的主要合并的恒星形成率只有适度的提高（约40%）。我们的经验研究表明，除了主要合并（例如，由冷流和/或次要合并驱动的剧烈磁盘不稳定性）之外，其他过程可能在构建SG中发挥主导作用，并创造了主导当今宇宙的…
2012-09-27 astro-ph.CO
Cosmic Evolution of Black Holes and Spheroids. IV. The BH Mass - Spheroid Luminosity Relation
从高分辨率图像的23个Seyfert-1星系在z=0.36和z=0.57获得的近红外相机和多目标光谱仪在船上的哈勃太空望远镜（HST），我们确定主星系的形态，核光度，总的主星系光度和球状体光度。利用Keck谱估计了黑洞质量（M_BH）。本文研究了M_BH-椭球光度（L_sph）关系的宇宙演化。结合我们以前的工作，总共40个Seyfert-1星系，BH质量的覆盖范围大大增加，使我们能够确定第一次内在的散射和正确的进化趋势的选择效果。我们重新分析档案HST图像的19个本地混响映射的活动星系，以配合在中等红移所采用的程序。修正了被动光度演化的球状体光度，并考虑到选择效应，我们确定在固定的现今V波段球状体光度下，M_BH/L_sph \propto（1+z）^（2.8+/-1.2）。当包括44个取自文献的z=4.5的类星体样本时，将光度和BH质量校正到自洽校准，我们将BH质量范围扩展到两个数量级以上，得到M_BH/L_sph \propto（1+z）^（1.4+/-0.2）。假设红移不变，该关系的内在散射为0.3+/-0.1 dex（在95%CL时<0.6 dex）。进化趋势表明BH生长先于球状体组装。有趣的是，M_BH-总主星系光度关系显然是不演化的。它暗示了一个更基本的关系，或者说球状体是通过恒星的重新分布而增长的。然而，高z样本不遵循这种关系，表明主要合并可能发挥主导作用，在增长的球…
2009-11-20 astro-ph.CO
In-Situ Spheroid Formation in Distant Submillimeter-Bright Galaxies
本研究利用ALMA观测发现遥远高光度星暴星系核心的恒星形成可直接生成球状体，揭示了一条由星系相互作用和非共面气体吸积触发的原位球状体形成途径。
2024-10-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Keck Spectroscopy of z>1 Field Spheroidals: Dynamical Constraints on the Growth Rate of Red "Nuggets"
我们对红移范围为1.05<z<1.60的17个场球状体进行了深凯克光谱测量，以研究z~2处的大质量致密红星系（“金块”）和z~1以下的大质量球状体星系的物理性质之间的连续性。通过将基于HST的恒星速度色散与基于HST的尺寸相结合，我们发现最大质量的系统（Mdyn > 10^11 Msol）在0<z<1.6的范围内尺寸增长为（1+z）^（-0.75 +-0.10）（即，x2，因为z=1.5），而中等质量系统（10^11 Msol > Mdyn > 10^10 Msol）没有显著增长。这些趋势是一致的图片中，更多的大规模球状体形成在较高的红移通过“湿”合并涉及更大的耗散。为了检验在“干”合并假设下的增长，我们还检验了在固定速度分散下的规模增长。这个测试，唯一可能与我们的动态数据，使我们能够考虑的影响，“祖偏见。“在我们的完整性极限之上（sigma > 200 km/s），我们发现大小增长与质量选择样本的推断一致，从而排除了强烈的祖先偏见。为了保持大质量星系在过去10 Gyr的连续增长，我们的新结果意味着，如果z>2的红色源确实是大质量和紧凑的，那么在1.3<z<2.3，即1.9 Gyr的周期内的大小演化必须比迄今为止所声称的更加戏剧性。
2010-06-03 astro-ph.CO
The two regimes of the cosmic sSFR evolution are due to spheroids and discs
本文旨在解释观测到的比恒星形成率（sSFR）的两个阶段，即z>2时的高（>3/Gyr）值和z=2后的平稳下降。为了做到这一点，我们比较观察到的特定恒星形成率演化预测的化学演化模型校准椭圆和螺旋星系，使用这些星系的平均恒星年龄的额外限制（在一个给定的质量）。我们可以得出结论，sSFR跨越宇宙时间演化的两个阶段是由于不同的星系种群。在z>2时，贡献来自球状体：现今大质量椭圆星系的祖先（具有最高的sSFR）以及螺旋星系中的晕和凸起（贡献平均和低于平均的sSFR）。在每个星系中，sSFR迅速下降，恒星形成在<1 Gyr时停止。然而，不同世代的椭圆星系的组合可能会导致在高红移时sSFR（在总体上平均）明显缺乏强演化。z<2的减小是由于圆盘中气体分数的缓慢演化，由气体吸积历史调制并由施密特定律调节。银河系也不例外。
2013-04-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
A near-infrared morphological comparison of high-redshift submm and radio galaxies: massive star-forming discs vs relaxed spheroids
我们提出了深，高质量的K波段图像的完整子样本的强大的无线电和亚毫米星系在z=2。这些数据是在UKIRT和北双子座获得的最佳观测结果，积分时间按比例调整，以确保所有星系都达到可比的静止框架表面亮度水平。我们拟合了二维轴对称星系模型，以确定在静止坐标系光学波长> 4000埃，不同的光度，轴比，半光半径和Sersic指数的星系形态。我们发现，虽然一些图像显示了星系相互作用的证据，但所有星系中>95%的静止框架光学光都可以通过这些简单的模型得到很好的描述。我们还发现这两类星系在形态上有明显的差异;对单个图像和图像堆栈的拟合显示，射电星系中等大小（<r{1/2}>=8.4+-1.1kpc;中值r{1/2}=7.8），德沃库勒斯球状体（<n>= 4.07+-0.27;中位数n=3.87），而亚毫米星系似乎是中等致密的（<r{1/2}>=3.4 ± 0.3kpc;中位数r{1/2}=3.1kpc）指数盘（<n>=1.44 ± 0.16;中位数n=1.08）。我们发现，z=2的射电星系显示出一个定义良好的Kormendy关系，但，虽然比其他最近研究的高z大质量星系的人口，他们仍然是1.5倍小于当地的同行。亚毫米星系中星光的标度分布与分子气体的标度分布相当。它们的大小也与z>1.5的大质量静止星系相似。在恒星质量表面密度方面，大多数射电星系位于由局部椭圆星系定义的轨迹内…
2013-05-06 astro-ph.CO
Size Evolution of Spheroids in a Hierarchical Universe
我们提出了慕尼黑半解析层次星系形成模型的更新版本的基本预测，通过合并和磁盘的不稳定性增长膨胀。总的来说，我们发现，低于Ms ~ 10^11 Msun的球状体通过盘不稳定性和合并的混合作用来增大它们的尺寸，而高于Ms ~ 10^11 Msun的星系主要通过合并来演化。在主要合并中包括气体耗散，有效地缩小了星系，特别是那些最终质量Ms < 10^11 Msun的最富气体的星系，改善了与不同观测值的匹配。我们发现，在固定恒星质量下，预测的散射尺寸仍然比观测到的大40%以下。平均而言，在固定恒星质量的情况下，更高红移的球状体更紧凑，而在固定红移和恒星质量的情况下，更大的星系往往更容易形成恒星。更具体地说，虽然对于膨胀主导的星系，该模型设想了一个几乎与质量无关的尺寸减小，但预测的中等质量星系的尺寸演化更为复杂。z=2的大质量星系的祖先，质量在Ms附近，在z=0时B/T>0.7，被发现大多是盘状主导星系，中值B/T约为0.3，只有约20%的星系仍然是膨胀主导的。该模型还预测，生活在更大质量晕中的中心球状体在固定恒星质量下往往具有更大的尺寸。包括主机晕质量依赖计算速度色散，允许模型正确地再现与恒星质量的相关性。我们还讨论了基本面，与星系年龄的相关性，伪凸起的结构特性，以及与中心黑洞的相关性。
2012-09-15 astro-ph.CO
Jeans Analysis for Dwarf Spheroidal Galaxies in Wave Dark Matter
虽然仍在争论中，但观测普遍认为矮球状（dSph）星系在中心表现出大的恒定密度核心，这很难用没有重子反馈的无耗散冷暗物质模拟来解释。波暗物质（${ψ{\rm DM}}$），其特征在于一个单一的参数，暗物质粒子质量$m_ψ$，预测在每个星系中产生的量子压力对重力的中心孤子核心。本文采用Jeans分析方法对8个经典dSphs的运动学数据进行了孤子核轮廓的假设，从而对$m_ψ$进行了约束，并分别利用Walker et al.（2007）和Walker et al.（2009 b）的观测数据得到了$m_ψ=1.18_{-0.24}^{+0.28}\times10^{-22}{\,\rm eV}$和$m_ψ=1.79_{-0.33}^{+0.35}\times10^{-22}{\,\rm eV}~(2σ)$。我们表明，估计的$m_ψ$是敏感的dSphs的运动学数据集，是强大的各种模型的恒星密度分布。我们还考虑了多个恒星子群dSphs，并找到一致的结果。$m_ψ$的质量范围与其他独立的估计，如高红移光度函数，再电离历史，和汤姆逊光学深度的宇宙微波背景是在很好的协议。
2016-12-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy clusters in the SDSS Stripe 82 based on galaxy photometric redshifts
根据最近的测光红移星系表，我们用阿达米和马祖尔星系团发现仪（AMACFI）在斯隆数字巡天的条纹~82区寻找了星系团。进行了广泛的测试，以微调AMACFI参数，使聚类检测尽可能可靠。同样的方法被应用到千禧年模拟，以估计我们的检测效率和检测到的集群的近似质量。考虑到所有的星系团星系（即在1 Mpc半径的集群，它们属于和photoz从集群的差异小于0.05），我们堆叠在不同的红移箱的集群，以获得颜色星等图和星系光度函数（GLF）。对于每个在r波段绝对星等亮于-19.0的星系，我们通过应用SExtractor计算了盘和球状体的分量，并通过堆叠星系团，我们确定了盘与球状体的流量比如何随星系团的红移和质量而变化。我们探测到了3663个红移范围为0.15<z<0.70的星团，估计平均质量在10 ^13到几个10^{14太阳质量之间。通过将星系团堆叠在不同的红移仓中，我们在（g '-r'）与r'色星等图中发现了一个清晰的红色序列，GLF是典型的星系团，尽管可能受到场星系的污染。星系团的形态分析表明，晚型星系到早型星系的比例随红移的增加而增加（特别是在高质量星系团中），随探测水平（即星系团质量）的增加而减少。从星系团的性质来看，这里探测到的候选星系团大多数是具有典型星系团性质的真实星系团。
2015-04-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Two Moderate-Redshift Analogs to Compact Massive Early-Type Galaxies at High Redshifts
从搜索的SDSS和UKIDSS数据库覆盖的天空的一部分，我们已经找到了2个星系在z~0.5，具有类似的发光被动致密星系在z~2.5的属性。从凯克中等分辨率光谱学和激光引导的自适应光学成像这些星系，我们可以开始把一个更详细的图片，他们的高红移同行可能是什么样子。光谱合成模型，适合u到K测光似乎也给很好的适合的光谱特征。根据这些模型，我们估计这两个星系的质量在3-4 × 10^11太阳质量的范围内。在假设这些是球状星系的情况下，我们的速度色散估计出的质量大约小3倍。然而，我们的高分辨率成像数据表明，这些星系不是正常的球体，和运动学数据的解释严重依赖于实际的形态和恒星轨道的性质。虽然最近的建议，高红移致密星系的人口是本地存在的内部区域的本地大质量椭圆星系是相当合理的，峰值质量表面密度的两个星系，我们在这里讨论的似乎是高达10倍的最高密度的本地椭圆，假设我们的测光质量是大致正确的。因此，在这种情况下，似乎仍然需要高红移星系的一些动力学“膨胀”。
2009-12-16 astro-ph.CO
The Dark Halo - Spheroid Conspiracy and the Origin of Elliptical Galaxies
动力学模拟和强透镜数据表明，早型星系的总密度分布接近等温，即，rho_tot ~ r^gamma，其中gamma约为-2。为了了解这个普遍的斜坡的起源，我们研究了一组模拟的球状体形成孤立的二进制合并以及宇宙学框架内的形成。总的恒星加上暗物质的密度分布总是可以用幂律来描述，指数γ约为-2.1，对于更紧凑、质量更低的椭圆星系，斜率倾向于更陡。在二元并合中，气体的量决定了斜率的精确陡度。这与宇宙学模拟的结果一致，在宇宙学模拟中，斜率更陡的椭圆星系有更高比例的恒星在原地形成。每个贫气体合并事件使斜率向γ ~-2演化，一旦达到该斜率，进一步的合并事件不再改变它。我们所有的椭圆星系都有平坦的恒星和暗物质速度色散曲线。我们得出结论：恒星和暗物质组合系统的平坦速度色散剖面和总密度分布的斜率为γ ~ -2，这是一个自然吸引子。各种复杂的形成历史，目前在宇宙学模拟，包括主要以及次要的合并事件，是必不可少的，以产生全方位的观察到的密度斜率，今天的椭圆星系。
2013-03-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Recovering Stellar Population Properties and Redshifts from Broad-Band Photometry of Simulated Galaxies: Lessons for SED Modeling
我们提出了一个详细的分析，我们的能力，以确定恒星的质量，年龄，红化和消光值，和恒星形成率的高红移星系的建模宽带SED与恒星星族合成。为了做到这一点，我们计算了来自流体动力学合并模拟的模型星系在红移1.5 < z < 3时的合成光学到近红外SED。从不同的角度和不同的演化阶段来看，模拟代表了各种各样的星系类型（盘，合并，球状体）。我们表明，模拟星系跨越了广泛的SED和颜色，这些观测到的星系。在所有的恒星形成阶段，尘埃衰减对颜色，SED和通量有很大的影响。然后将宽带SED送入标准SED建模程序，并将得到的恒星星族参数与其真实值进行比较。盘星系的真实质量和年龄与估计质量和年龄之间通常显示出相当好的中值对应，但存在很大的不确定性。在合并过程中，我们发现较大的抵消（例如，log M_recovered - log M_true =-0.13 ^{+0.10}_{-0.14}）。E（B-V）值通常恢复良好，但估计的总视觉吸收Av始终太低，对于较大的光学深度越来越低。由于最大的光学深度发生在最激烈的恒星形成阶段，它是最高的SFR，我们发现最大的低估。质量，年龄，E（B-V），Av和合并残留物（球状体）的SFR是非常好的复制。我们讨论了真实恒星形成历史与模板恒星形成历史、尘埃分布、金属丰度变化和活动星系核贡献之间的不匹配所导致的SED模拟结果中可能存在的偏差。
2009-01-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic Reionization On Computers: Reionization Histories of Present-day Galaxies
我们研究的再电离历史的现代星系明确跟踪的建筑模块的晕在计算机上的宇宙再电离项目。我们跟踪暗物质粒子属于$z=0$晕跟踪中性馏分在相应的位置在快速全球再电离。由此产生的粒子再电离的历史，使我们能够探索不同的定义晕的再电离红移和占中性内容的星际介质。与以前的工作一致，我们发现了一个系统的趋势，再电离红移与质量-目前的晕具有较高的质量有较早的再电离时间。最后，我们量化了每个晕内的再电离时间的传播，这也具有质量依赖性。
2019-11-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Formation of elongated galaxies with low masses at high redshift
我们报告了在$z\simeq2$的宇宙学模拟中细长（三轴或长轴）星系的识别。这些都是低质量星系（$M_s \le 10^{9.5} \ M_\odot$），居住在暗物质（DM）晕与强烈拉长的内部部分，一个共同的特点，高红移DM晕在$Λ$ CDM宇宙学。反馈减缓了这些晕中心恒星的形成，因此，一个占主导地位的和扁长的DM分布产生了沿DM主轴拉长的星系。随着星系的恒星质量增长，恒星在星系半质量半径内占主导地位，使恒星和DM更圆，更扁。一个大的人口拉长星系产生一个非常不对称的分布投影轴比，在高z星系的调查观察。这表明大多数高红移的星系不是圆盘或球状体，而是具有拉长形态的星系。
2015-09-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
How to make an ultra-faint dwarf spheroidal galaxy: tidal stirring of disky dwarfs with shallow dark matter density profiles
近年来，斯隆数字巡天计划在银河系（MW）附近发现了一个新的超微弱矮星系（UFD）群体，其起源仍然是一个谜。使用一套无碰撞N体模拟，我们调查的背景下的潮汐搅拌模型的矮球状星系的形成在本地集团（LG）的UFD的形成。我们的模拟旨在再现MW大小的宿主星系和嵌入在10^9 M太阳暗物质（DM）晕中的旋转支撑矮星之间的潮汐相互作用。我们探索了矮DM晕的各种内部密度斜率ρ \propto r^{-α}，从核状（α= 0.2）到尖状（α= 1），以及不同的矮轨道构型。我们的实验表明，UFD可以通过相对紧密的轨道上的盘状矮星的潮汐搅拌产生，与z \sim 1的宿主星系吸积的红移一致，并且具有中间值的晕内密度斜率（ρ \propto r^{-0.6}）。推断的斜率与矮星系的旋转曲线的建模和最近的矮星系形成的宇宙学模拟结果非常一致。比较观测到的UFD的性质与他们的模拟同行，我们发现显着的相似之处的基本观测参数。我们的结论是潮汐搅拌的旋转支持的矮星是一个可行的机制，在LG环境中形成的UFD。
2012-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Origin of Disks and Spheroids in Simulated Galaxies
在最简单的情况下，盘状星系主要形成在具有高角动量和安静的近期组装历史的晕中，而球状体是重复合并事件的缓慢旋转残余物。我们探索这些假设使用100个系统的晕质量类似的银河系，在一系列的宇宙学气体动力学模拟GIMIC。在z=0时，模拟的星系表现出各种各样的形态，从弥散主导的球状体到纯盘星系。令人惊讶的是，这些形态特征与它们的晕属性的相关性非常差：盘形成晕具有高和低的净自旋，合并在球状体恒星的形成中起着可以忽略不计的作用，其中大部分是原位形成的。对形态学更重要的是重子角动量的相干排列，这些重子随着时间的推移而增生形成星系。当新吸积气体的自旋与现存星系的自旋不一致时，球状体倾向于形成，导致具有不同运动学的恒星的阶段性形成，抵消了系统的净旋转。另一方面，中子是由气体形成的，这些气体的角动量与早期吸积物质的角动量相似。因此，来自热日冕的气体吸积有利于盘的形成，而“冷”流动的气体，通常沿着分离的，不对齐的细丝，有利于球状体的形成。在这种情况下，大多数球状体由具有不同运动学、年龄和金属丰度的恒星组成的叠加体组成，这种排列可能会在缺乏重大合并的情况下保留到今天。由于角动量主要是在转向时获得的，因此潮汐场和注定形成星系的物质形状的相互作用很早就打上了形态的烙印。
2012-08-10 astro-ph.CO
A low-luminosity type-1 QSO sample: I. Overluminous host spheroidals or undermassive black holes?
认识类星体（QSO）的宿主星系的性质对于理解中心超大质量黑洞（BH）及其宿主星系的共同演化是至关重要的。我们选择了汉堡/ESO调查明亮的紫外线过量类星体的子样本，只包含99个最近的类星体，红移z<=0.06，这些类星体足够接近，可以进行详细的结构分析。我们利用BUDDA对20个星系进行了近红外J、H、K波段的孔径测光和球盘棒活动星系核分解。从这20个天体的光度分解和对另外26个天体图像的目视检查中，我们发现约50%的宿主是盘星系，其中大多数（86%）是棒星系。恒星的质量，根据不活跃星系的颜色，从参数模型计算，范围从2x10^9 M_sun到2x10^11 M_sun。单历元光谱测量的黑洞质量范围从1 × 10^6 M_sun到5 × 10^8 M_sun。与光度较高的类星体样本相比，低亮度类星体的恒星质量和BH质量往往较低。此外，在有效半径与基本平面的平均表面亮度投影，它们位于明亮的类星体和“正常”星系之间的过渡区。这可以被看作是进一步的证据，他们可以被描绘成一个“桥梁”之间的本地塞弗特人口和发光类星体在更高的红移。11个低光度类星体，我们有可靠的形态分解和BH质量估计低于公布的BH质量与不活跃星系的隆起光度关系。这可以部分地解释为活动星系的凸起比不活动星系的凸起包含更年轻的恒星星族。此外，人们可能会怀疑它们的黑洞质量不足。这可能暗示宿主球状体的生长先于BH的生长。
2013-12-17 astro-ph.CO
Minor mergers and the size evolution of elliptical galaxies
使用高分辨率流体动力学宇宙学模拟的大质量球状星系的形成，我们表明，椭圆星系可以是非常紧凑和大规模的高红移与最近的观察。吸积剥离的恒星物质随着时间的推移而增加系统的大小，而幸存的恒星核心的动力学摩擦则降低了中心浓度。在一个特定的情况下，一个球状星系的最终恒星质量为$1.5 \times 10^{11} M_{\odot}$，我们发现，有效半径$r_e$增加，从$0.7 \pm 0.2 \rm kpc$在z = 3到$r_e = 2.4 \pm 0.4 \rm kpc$在z = 0，伴随着一个数量级的有效密度减少和减少的中心速度色散约20%，在这个时间间隔。一个基于维里定理的简单论证表明，在弱束缚物质（次要合并）的吸积过程中，半径可以随着质量的平方而增加，而不是通常的主要合并的线性增加率。通过较小的合并，紧凑的高红移球状体可以演变成今天的系统，其大小和浓度与观测到的局部椭圆星系相似。这表明，小合并可能是早期类型星系的大小和密度的晚期演化的主要驱动力。
2009-06-16 astro-ph.CO
The Redshift and Mass Dependence on the Formation of The Hubble Sequence at z>1 from CANDELS/UDS
本文详细研究了宇宙集合体近红外深河外遗留巡天（CANDELS）超深巡天（UDS）区域内红移z=1-3的1188个M星> 10^10 M太阳的大质量星系的结构和形态。使用这个样本，我们确定星系的结构和形态如何随时间演变。我们直观地将我们的样本分为磁盘，椭圆和奇特的系统，并通过模拟对我们的分类红移效应进行校正。我们发现在一个给定的视觉分类的星系的分数作为一个函数的红移的演变。在z>2时，特殊粒子数占主导地位，具有大量的球状粒子数和可忽略的盘状粒子数。我们计算了跃迁红移，ztranss，其中球状体和盘的组合分数等于特殊星系的分数，对于我们恒星质量范围内的星系，ztranss =1.86+/-0.62。我们发现，这种变化是恒星质量的函数，哈勃型系统在较高质量星系的较高红移（ztranss =2.22+/-0.82）处比在较低质量星系（ztranss =1.73+/-0.57）处占主导地位。质量较高的星系在形态上比质量较低的星系先稳定下来，这是一种形态缩小的形式。我们还比较了我们的视觉分类与Sersic指数，浓度，不对称和块状（CAS）参数，恒星形成率和休息帧U-B颜色。我们发现星系的颜色、恒星形成率和它的延伸或奇特程度之间存在联系。最后，我们讨论了基于视觉形态的可忽略的z>2盘分数，并推测这是通过诸如剧烈的盘不稳定性或合并等过程形成盘的效果。我们的结论是，正确定义高红移形态一个新的和更准确…
2013-05-24 astro-ph.CO
The Evolution of Luminous Compact Blue Galaxies: Disks or Spheroids?
亮致密蓝星系（LCBG）是一个以高光度、蓝色和高表面亮度为特征的不同类型的星系，位于星系从蓝色向红色演化的关键时刻。作为我们的本地LCBG的多波长调查的一部分，我们一直在研究这些星系的HI内容使用单碟望远镜和干涉仪。我们的目标是确定是否单盘HI观测代表LCBG的动力学质量的真实测量，并寻找可能触发LCBG中恒星形成的最近相互作用的签名。我们的数据表明，虽然一些LCBG正在发生相互作用，但许多LCBG似乎是孤立的。虽然所有的LCBG包含HI和旋转的签名，人口不在于塔利-费舍尔关系，也不能演变到it. Further，HI地图的许多LCBG动态热组件的签名，这表明我们看到了一个厚盘或球体的形成，至少在一些LCBG。有很好的协议之间的HI和H-alpha运动LCBGs，都是类似的外观，高红移恒星形成星系的H-alpha运动。我们的综合数据表明，在LCBG的恒星形成主要是淬火维里加热，与模型预测一致。
2011-01-17 astro-ph.CO
Unstable disks at high redshift: Evidence for smooth accretion in galaxy formation
红移大于1的星系可能是非常杂散的，其不规则的形态主要是由大到2 kpc的恒星复合体和几个10^8或10^9 Mo的质量。它们共同运动的密度和快速的进化表明，大多数现今的螺旋可能是通过一个星团阶段形成的。这些团块可能是由富含气体的湍流盘中的引力不稳定性形成的;它们似乎不是合并在一起的独立星系。我们在这里表明，所观察到的团块的形成需要气体和恒星的初始磁盘几乎没有稳定的隆起或恒星晕。这在盘状星系通过合并成长的模型中是无法实现的。合并倾向于形成恒星球状体，即使气体含量很高，然后盘太稳定而不能形成巨大的团块。高红移星系的形态因此表明，内盘主要是通过平滑的气体吸积来组装的，无论是来自宇宙流还是来自外盘的掠射相互作用。
2009-02-18 astro-ph.CO
