不同形态类型星系的质量-金属丰度关系

矮牵牛的形态突变

Morphological Mutations of Dwarf Galaxies

矮星系是河外天体物理学中极具挑战性的天体。它们被认为是冷暗物质宇宙学的第一个单位。它们是对环境影响最敏感的星系类型，它们分为具有各种属性的多种类型，这引起了它们形态变化的图像。详细的观察揭示了允许推断进化路径并见证环境如何影响进化的特征。在这里，我们回顾一般形态DG类型的特点，并指的过程，可以耗尽气体丰富的不规则DG导致矮椭圆，而气体补充意味着一个进化的循环。最后，我们还讨论了银河系卫星矮椭球星系这一较少被了解的DG类型。

长GRB宿主星系的金属丰度和低质量星系的基本金属丰度关系

The metallicity of the long GRB hosts and the Fundamental Metallicity Relation of low-mass galaxies

根据最近在恒星质量大于10^9.2 Msun的SDSS星系中发现的基本金属丰度关系（FMR）、金属丰度与质量的紧密关系以及SFR，研究了长伽马射线暴（GRB）宿主星系的金属丰度性质.由于大多数伽玛暴宿主的质量都低于这个极限，因此FMR只能在向更低质量扩展后使用。为此，我们研究了质量低至~10^8.3 Msun的星系的FMR，发现FMR在较低质量时确实平滑地扩展，尽管散射要大得多。然后，我们比较所得到的FMR与18个宿主星系的长GRB的金属丰度特性。虽然伽玛射线暴的主机显示出系统的偏移相对于质量金属丰度的关系，他们是完全符合FMR。这表明，质量-金属丰度关系的差异是由于高于平均的SFR，并且具有光学余辉的GRB不会优先选择恒星形成星系中的低金属丰度宿主。因此，明显的低金属丰度是在低质量、活跃的恒星形成星系中发生长GRB的结果，已知这些星系在当前的宇宙SFR中占主导地位。

矮星系的形态起源

The Morphological Origin of Dwarf Galaxies

矮星系是河外天体物理学中极具挑战性的天体。它们的起源有望被设定为CDM宇宙学的第一个单位。然而，它们是对环境影响最敏感的星系类型，它们分为具有不同属性的多种类型，这引发了它们不同形态转变的图像。详细的观察揭示了允许推断进化路径并见证环境如何影响进化的特征。在这里，我们指的是一般形态DG类型和审查一些一般的过程，其中大部分耗尽富含气体的不规则DG。此外，本文还简要介绍了各种特性，但由于篇幅有限，无法全面分析。

剖析局域宇宙中星系的形态学和光谱学性质：I。椭圆星系

Dissecting the morphological and spectroscopic properties of galaxies in the local Universe: I. Elliptical galaxies

我们重新审视的缩放关系和恒星形成的历史，本地椭圆星系使用一种新的选择方法适用于斯隆数字巡天DR 7。我们结合两个概率为基础的自动光谱和形态分类约60万星系z<0.25隔离真正的椭圆星系。我们的样本选择方法并没有引入人工削减描述星系的参数，而是将每个对象与一个权重相关联，该权重测量在给定光谱形态类中的概率。因此，样本使选择偏差最小化。我们发现，形态定义的椭圆星系基本上分布在3个光谱类，占主导地位，在不同的恒星质量。大部分的人口（约50%）是由一个明确定义的星系类与旧的恒星星族，形成他们的恒星在非常早期的时期，在一个短暂的恒星形成插曲。他们主导的椭圆星系的标度关系已知从以前的作品，并代表典型的椭圆类。在低质量的一端，我们发现人口稍大的椭圆，在固定的恒星质量，这似乎经历了一个更近的插曲恒星形成可能引发的气体丰富的未成年人合并的速度色散较小。高质量端往往由第三光谱类主导，比参考类稍微更富含金属，恒星形成效率更高。这第三类有助于曲率的质量-尺寸关系在高质量在以前的作品中报道。因此，我们的方法是能够隔离的椭圆星系的典型光谱遵循不同的演化路径。

环境在9个中等红移星系团星系形态转变中的作用

The role of environment in the morphological transformation of galaxies in 9 intermediate redshift clusters

我们分析了MegaCam在4个光度带（g，r，i，z）中观测到的9个0.4<z<0.6的大质量星系团的样本，从核心到半径为5 Mpc（~4000个星系）。星系团候选者是使用HyperZ计算的光度红移选择的。形态估计galSVM在两个广泛的形态类型（早期型和晚期型）。我们检查了红色序列和蓝云的形态组成，并通过质量有限样本（log（M/Msol）>9.5）中的形态-密度关系（T-Sigma）和形态-半径关系（T-R）来研究星系与其环境之间的关系。我们发现红色序列在z~0.5时已经存在，并且主要由质量非常大（log（M/Msol）>11.3）的早型星系组成。这些大质量星系似乎在进入星系团时就已经形成了，很可能是在下降的星系群中，因为这一比例与星系团半径保持不变。它们在集群中心的存在可以用反映早期组装历史的隔离效应来解释。因此，在星系团群体中发生的任何演化都发生在较低的质量（10.3<log（M/Msol）<11.3）。对于这些星系，演化，主要是由星系-星系相互作用的外围所揭示的T-Sigma关系。最后，大多数质量较小的星系（9.5<log（M/Msol）<10.3）在所有位置都是晚型星系，这表明它们还没有开始形态转变，即使这个低质量的仓可能受到不完整性的影响。

SDSS中心星系和卫星星系的气相金属丰度

The Gas-Phase Metallicity of Central and Satellite Galaxies in the SDSS

本文利用Yang等人的SDSS星系群星表研究了成星星系的气相金属丰度与环境的关系。我们发现卫星星系和中央星系遵循一个定性相似的恒星质量（M_*）-气相金属丰度关系。然而，相对于同样质量的中心星，土星的气相金属丰度更高，并且这种差异随着M_* 的减小而增大。我们还发现，气相金属丰度的卫星增加晕质量在固定的恒星质量。对于质量较小的星系，这种增量更为明显。我们还表明，低质量的卫星星系有更高的气相金属丰度比相同的恒星金属丰度的中心星系。对于金属丰度与太阳相近的大质量星系来说，这种差异可以忽略不计。我们证明，在固定M * 时，所观测到的星系核和卫星星系气相金属丰度的差异，既不是Pasquali等人为了解释类似的差异而提出的恒星质量剥离（stellar mass stripping）的结果，也不是由表面质量密度或气体质量分数所量化的这些星系过去的恒星形成历史的结果。相反，我们认为这些趋势可能源于三种环境影响的组合：（i）绞窄作用，防止卫星星系吸积新的、低金属含量的气体，否则这些气体会稀释它们的ISM，（ii）外部气体盘的冲压压力剥离，从而抑制低金属含量气体的径向流入，以及（iii）由主晕的热气体提供的外部压力，其防止富含金属的流出物逃离星系。[删节]

听星系在z ~ 2.5 - 3.0调谐：哈勃叉子的第一次撞击

Listening to galaxies tuning at z ~ 2.5 - 3.0: The first strikes of the Hubble fork

我们调查的494个星系从GMASS调查中选择在z>1，主要是在其光学静止框架，使用HST图像，从CANDELS调查的形态学特性。我们认为哈勃序列的星系形态在红移2.5&lt;z 1时形成<3. The fractions of both ellipticals and disks decrease with increasing lookback time at z>，因此在红移z=2.5-2.7及以上时，哈勃类型无法识别，大多数星系被归类为不规则星系。定量形态学分析表明，在1&lt;z&lt;3时，形态学参数在区分不同形态的哈勃类型时不如在低红移时有效。没有显着的形态k-校正被发现需要哈勃类型的分类，有一些例外。一般来说，不同的形态类型占据了星系的静止坐标系（U-B）色双峰的两个峰：大多数不规则星系占据蓝峰，而椭圆星系主要位于红峰，尽管有一定程度的污染。椭圆星系比不规则星系和椭圆星系分布更均匀。我们发现，在UVJ图中的星系的位置是有关其形态类型：“静止”的绘图区域主要是由椭圆形，并在较小程度上，由磁盘。我们发现，在我们的样本中，只有~33%的所有形态椭圆星系是红色和被动演化的星系。形态上被归类为椭圆星系的蓝色星系与红色星系有着显著的结构相似性。几乎所有的不规则星系都有一个恒星形成的星系光谱。此外，大多数盘在其光谱中显示出恒星形成活动的迹象，尽管在某些情况下，它们的红色连续谱表明了…

近、远星系金属丰度

Galaxy metallicity near and far

金属丰度是研究星系形成和演化的重要工具之一。近年来，我们发现星系的金属丰度不仅与恒星质量密切相关，而且与恒星形成率（SFR）密切相关。在低恒星质量下，金属丰度随SFR的增加而急剧下降，而在高恒星质量下，金属丰度不依赖于SFR。在这个基本金属丰度关系（FMR）上的剩余金属丰度离散度非常小，约为0.05dex。高红移星系，z~2.5，被发现遵循相同的FMR定义的本地SDSS星系，没有演化的迹象。在z>2.5时，观测到FMR的演化约为0.6dex，高红移星系显示出较低的金属丰度。这一结果可以与我们最近在三个高红移星系中发现的金属丰度梯度相结合。在这些星系中，具有较高SFR的区域也显示出较低的金属丰度。这两个证据都可以解释为气体平稳地流入先前富集的星系，并由气体流入引发恒星形成活动。

WINGS星系团中星系的形态

Morphology of galaxies in the WINGS clusters

我们提出了WINGS巡天（Fasano et al. 2006）中邻近星系团的星系形态目录。该目录包含了39923个星系的总数，我们提供了自动估计的形态类型应用专门设计的工具MORPHOT的V波段WINGS成像。对于约3000个星系，我们还提供了形态类型的视觉估计。本文的一个重要部分是专门描述的MORPHOT工具，其应用是有限的，至少在目前，WINGS成像。该工具实现形态分类自动化的方法是一种非参数的、完全经验的方法。特别是，MORPHOT利用21形态诊断，直接和容易计算的星系图像，提供两个独立的分类：一个基于极大似然（ML），半分析技术，另一个神经网络（NN）机。一个适当选择的样本约1000视觉分类的WINGS星系用于校准ML估计的诊断，并作为NN机的训练集。最后的形态估计结合了这两种技术，并证明是有效的，当应用到一个额外的测试样本~1000视觉分类的WINGS星系，并与小样本的SDSS星系视觉分类的Fukugita等人（2007）和Nair等人（2010）。最后，除了WINGS星系团中的星系形态分布（校正了场污染），我们还给出了不同形态类型的椭圆率（ε），颜色（B-V）和Sersic指数（n）分布，以及形态分数作为星系团中心距离（单位为R200）的函数。

共转对螺旋Gallium金属度径向梯度的影响

The Effect of Corotation on the Radial Gradient of Metallicity of Spiral Galaxies

螺旋星系的共转半径是螺旋图案速度与旋转曲线速度相同的半径。通过对20个旋涡星系的文献结果进行汇编，我们证实了金属丰度分布的极小值或拐点半径与共转半径之间存在很强的相关性。

低红移下不同环境中星系形态类型的分布及形态-质量关系

The distribution of galaxy morphological types and the morphology-mass relation in different environments at low redshift

我们使用\sim 2000星系属于不同的环境，以显示如何不同的星系形态类型的分数与全球环境的变化，并作为函数的星系恒星质量在低红移。考虑log 10 M \star /M \bigodot >= 10.25的质量有限的星系样本，我们发现Es-S 0 s/晚型星系的比例从单星系到双星再到星系群是平稳的增加/减少。考虑到所有的环境，分数变化是更明显的S 0 s和晚型比椭圆形，仅仅由于一个急剧增强/缺乏的S 0 s/晚型的集群相比，其他环境。质量范围为10.25 <log 10 M \star /M \bigodot < 11的星系的形态分布除星团外，与星系恒星质量和全球环境无关。质量大于log 10 M \star /M \bigodot = 11的星系的形态是星系质量和全球环境的函数。因此，星系的形态-质量关系随着全球环境的变化而变化，这表明星系的恒星质量不是驱动星系形态分布的唯一参数。星系团中S 0和晚型星系的形态-质量关系与其他环境相比是特殊的，这强烈表明星系团特有的效应作用于这两种类型的星系，并且星系团中相当数量的S 0与其他环境中的S 0具有不同的起源。

冷气体和环境对邻近星系恒星质量-金属丰度关系的作用

The role of cold gas and environment on the stellar mass - metallicity relation of nearby galaxies

我们研究了恒星质量、金属丰度和气体含量之间的关系，从孤立星系到室女星系团成员，选取了260个不同环境中的邻近晚型星系作为样本。我们使用新的集成，漂移扫描光谱和Kewley & Ellison（2008）的基本金属丰度校准来获得氧丰度估计。结合紫外-近红外测光和HI 21 cm谱线观测，我们研究了恒星质量、金属丰度、气体质量分数和恒星形成率之间的关系。我们发现，在固定的恒星质量，具有较低气体分数的星系通常也具有较高的氧丰度。我们还观察到气体分数和金属含量之间的关系，从而气体贫乏的星系通常更富含金属，并表明，从螺旋的外围气体的去除增加了约0.1德克斯所观察到的平均金属丰度。虽然有些星系团是缺乏气体的天体，但从统计上看，恒星质量的金属丰度关系对环境几乎是不变的，这与最近的研究一致。这些结果表明，内部的演化过程，而不是环境的影响，在塑造恒星质量金属丰度关系中发挥了关键作用。此外，我们提出的金属丰度估计的基础上观测附近的478个星系。

邻近星系恒星金属丰度分布的经验预测

An empirical prediction for stellar metallicity distributions in nearby galaxies

我们将高红移星系的恒星形成历史与气相金属丰度、恒星质量和恒星形成率之间的z~0关系的测量相结合，在近场和远场星系观测之间建立了一个明确的、完全经验的联系。我们的方法依赖于两个基本假设：1）星系在恒星质量与恒星形成率空间中的平均时间路径由一系列由星系最终恒星质量决定的光滑函数表示，2）星系生长并富含重元素，因此它们总是沿着质量-金属丰度-恒星形成率关系演化。通过对这些路径进行积分，我们可以以独立于模型的方式跟踪星系中恒星的化学演化，而不需要对气体流入，流出或恒星形成效率进行明确的假设。使用这种方法，我们提出了恒星金属丰度的预测（即，O/H）分布函数以及z~1以来α元素恒星金属度-质量关系的演化。金属丰度分布函数被很好地描述为高斯分布，在高金属丰度处截断，在低金属丰度处具有幂律尾部。我们发现，银河系质量星系的恒星金属丰度分布与我们银河系的观测结果是合理的一致，并且在z=0时预测的恒星质量与平均恒星金属丰度关系与星系巡天的结果相当吻合。这验证了我们简单方法中隐含的假设。接下来的观测将通过测量z~1范围内的平均恒星质量与金属丰度的关系，以及测量一系列星系质量范围内的恒星金属丰度分布，进一步检验这些假设及其有效性范围。

从红移0到3的造星星系的金属度演化：结合限星等巡天和引力透镜

The Metallicity Evolution of Star-Forming Galaxies from Redshift 0 to 3: Combining Magnitude Limited Survey with Gravitational Lensing

本文对恒星形成星系中z ~ 0 -> 3的气相金属丰度进行了综合观测研究。我们将引力透镜星系的新样本与现有的透镜和非透镜样本相结合，对z > 1时的质量-金属丰度（MZ）关系进行了大规模的调查。我们应用一个自洽的金属丰度校准方案来研究恒星形成星系的金属丰度演化随红移的变化。透镜放大率确保我们的样本跨越了前所未有的恒星质量范围（3*10^{7}-6 10 ^{10} M_sun）。我们发现，在中位红移z=2.07处，透镜样品的中位金属丰度比本地SDSS成星星系低0.35 dex，比z ~ 0.8的DEEP 2星系低0.18 dex。我们还用19个透镜星系给出了z ~ 2 MZ关系。对于高质量星系（10^{9.5-11} M_sun），在z ~ 1->3之间的演化比z ~ 0 -> 1之间的演化更快，z ~ 1 -> 3之间的富集度几乎是z ~ 1 -> 0之间的两倍。我们比较这种演变与最近的宇宙动力学模拟动量驱动的风。我们发现，模型的金属丰度与观测金属丰度的观测误差内的低质量箱是一致的。然而，对于更高的质量，该模型在所有红移处过度预测了金属丰度。在10^{10-11} M_sun的最高质量仓中，过度预测最显著。

zCOSMOS星系在0.2<z<0.8时的金属丰度性质

The metallicity properties of zCOSMOS galaxies at 0.2<z<0.8

我们研究了zCOSMOS样品中0.2<z<0.8之间星系的金属丰度特性。在z<0.46时，当检测到Ha和[NII]时，我们发现金属丰度对恒星质量和恒星形成率（SFR）的依赖性相同，这是Mannucci等人（2010）在SDSS星系中发现的基本金属丰度关系。我们将这种关系扩展到更高的红移，0.49<z<0.8，其中R23金属丰度指数可以在我们的数据中测量，没有发现进化的证据，并且金属丰度分散在大约0.16 dex的关系附近。这一结果证实了，与以前的工作相比，更高层次的意义，在宇宙历史的后半部分，FMR的进化是不存在的。

超微弱矮星系作为早期富集和金属度依赖的恒星形成的试验

Ultra-faint dwarf galaxies as a test of early enrichment and metallicity-dependent star formation

恒星的形成与分子气体的紧密关系，由观测结果表明，并在最近的模型中假设，意味着星系将其气体转化为恒星的效率取决于气体金属丰度。这是因为氢分子的丰度对尘埃的丰度很敏感，尘埃催化了H_2的形成，并有助于屏蔽电离辐射。在本研究中，我们指出，在没有由零金属丰度气体形成的星族III星的显著预富集的情况下，这种H_2基恒星的形成将在矮星系的金属丰度分布和单个星系内恒星的金属丰度分布中留下双峰形式的印记。双模态的出现是因为当气体金属丰度（和尘埃丰度）低时，分子气体的形成效率低，气体消耗时间尺度长，恒星形成和金属富集进展缓慢。当金属丰度达到一个临界值时，恒星形成和富集加速，导致恒星质量和星系金属丰度迅速增加。我们证明了这一过程都使用一个简单的分析模型和完整的宇宙学模拟。相比之下，观测到的矮星系或其中的恒星的金属丰度分布不是双峰的。我们认为，这种差异点大量的早期随机预富集人口III星的水平Z ~ 0.01 Z太阳在密集的，早期星系的恒星形成区。

恒星形成星系在z ~ 3处的恒星金属丰度

Stellar metallicity of star-forming galaxies at z ~ 3

恒星金属丰度是衡量星系中金属含量的直接指标，因为大部分金属存在于恒星中。在本文中，我们研究新的恒星金属丰度指标适用于高z星系研究恒星光球吸收线在休息帧紫外线，因此采样主要是年轻的热恒星。我们定义了这些新的指标的基础上选择的功能，使用理论光谱与进化人口合成代码Starburts 99的等效宽度（EW）。我们用它们计算了来自AMAZE巡天的一个z > 3的紫外选择星系样本的恒星金属丰度，该巡天使用了非常深的（每个物体37小时）VLT/FORS光谱。此外，我们将新的金属丰度指标应用于文献中发现的另外8个高红移星系。然后，我们比较了所有这些星系的发射线测量的恒星和气相金属丰度，发现在误差范围内，这两个估计值非常一致，可能倾向于恒星金属丰度低于气相。这是我们第一次能够研究z > 3的恒星质量-金属丰度关系。我们发现，年轻的，热的恒星在z \sim 3星系的金属丰度有类似的本地SDSS星系中的老年恒星的值，相反，所观察到的气相金属丰度。

活动星系核驱动的恒星形成猝灭：对早型星系的形态学和动力学意义

AGN-driven quenching of star formation: morphological and dynamical implications for early-type galaxies

为了理解大质量早型星系形成过程中的物理机制，我们使用自适应网格细化程序RAMSES对质量范围为4.3 10^12 < M_vir < 8.0 10^13 M_sun的晕进行了6次放大的流体动力学宇宙学模拟。这些模拟探讨了活动星系核（AGN）的作用，通过吸积提供动力的喷流喷到超大质量黑洞上，对大质量椭圆星系的形成。在没有活动星系核反馈的情况下，大量的恒星聚集在中央星系中，形成质量过大、蓝色、紧凑和旋转主导的星系。强大的活动星系核喷流将中央星系转变为红色的扩展和弥散主导的星系。盘星系到椭圆星系的这种形态转变是由活动星系核反馈导致的原位恒星形成的有效淬火驱动的，活动星系核反馈将这些星系转变为由吸积建立的系统。对于主要由吸积形成的星系，远离中心的恒星沉积比例增加，星系有更大的尺寸。吸积也直接导致了恒星轨道的随机化，增加了作为时间函数的恒星旋转的色散量。最后，我们发现我们的星系与AGN反馈模拟更好地匹配所观察到的标度律，如大小质量，速度色散质量，基本平面关系，和斜率的总密度轮廓在z~0，从动力学和强透镜约束。

发射线SDSS星系的金属丰度-红移关系：对恒星形成率依赖性的检验

The metallicity - redshift relations for emission-line SDSS galaxies: examination of the dependence on the star formation rate

分析了不同质量的SDSS星系中氧丰度和比恒星形成率随红移的变化。我们发现sSFR的最大值sSFRmax随星系质量Ms的增大而减小，随星系红移的减小而减小。对于大质量星系，sSFRmax可以超过时间平均的sSFR大约一个数量级。对于sSFR = sSFRmax和sSFR = 0.1sSFRmax的星系子样本，金属丰度-红移关系在大质量（log（Ms/Mo）> 10.5，恒星质量Ms为太阳单位）星系中一致，而在低质量星系中不同。这表明在大质量星系中氧丰度和sSFR之间没有相关性，而在低质量星系中氧丰度与sSFR相关。我们发现的证据表明，不规则星系显示，平均而言，较高的sSFR和较低的氧丰度比类似质量的螺旋星系和螺旋星系的质量-金属丰度关系略有不同，从不规则星系。事实上，我们的低质量星系样本是螺旋星系和不规则星系的混合物，这可能是金属丰度-红移关系对低质量SDSS星系观察到的sSFR的依赖性的原因。对不规则SDSS星系所得到的质量-金属丰度和光度-金属丰度关系与附近不规则星系直接测定的相应关系是一致的。我们发现孔径效应对SDSS星系氧丰度的红移变化没有显著的贡献。

早型镓氧的光发射谱线测定

Oxygen Metallicity Determinations from Optical Emission Lines in Early-type Galaxies

利用长缝观测方法测量了7个早型星系中暖相（T $\sim 10^{4}K$）气体的氧丰度。一个模板光谱是从没有暖气体的星系中构造出来的，并从发射线星系中减去，从而可以清晰地测量星云线。的发射线的比率是一致的光电离，这可能是源于后不对称巨星分支（PAGB）的恒星的紫外线通量。我们采用H Ⅱ区光电离模型，以确定一个平均氧金属丰度的$1.01\pm0.50$太阳的温暖的星际介质（ISM）在这个样本。这温暖的ISM 0.5至1.5太阳金属丰度是一致的热（T $\sim 10^{6}-10^{7}K$）ISM的金属丰度的现代测定，这温暖的ISM金属丰度的上限是一致的恒星星族金属丰度测定。温暖的ISM的太阳金属丰度有利于温暖的ISM的内部起源，如星系内的AGB质量损失。

半导体超团簇的形态学性质

Morphological Properties of Superclusters of Galaxies

我们研究了超星系团的体积有限的样本中提取的斯隆数字巡天数据发布7（SDSS/DR 7）和模拟目录的基础上半分析模型的星系演化的千禧年模拟。密度场方法被应用到一个样本的星系比$M_r= -21+5 \log h_{100}$亮，以确定超星系团，考虑到选择和边界效应。为了评估阈值密度的影响，我们选择了两个阈值：第一个阈值最大化的对象的数量（D1），第二个限制的最大超集群的大小为$\sim$ 120~h $^{-1}$ Mpc（D2）。我们已经进行了形态分析，使用闵可夫斯基泛函，基于从细丝到煎饼单调增加的参数。超星系团丰富度（和总光度或大小）和形态参数之间存在反相关，表明在观测和模拟星表中，星系团结构往往比煎饼更丰富，更大，更明亮。我们还使用了模拟样本比较超星系团的形态确定的位置和速度空间，得出的结论是，我们的形态分类是不偏的奇特的速度。蒙特卡罗模拟的设计，以调查我们的结果的可靠性与随机波动表明，这些结果是强大的。我们的分析表明，细丝和煎饼呈现不同的亮度和尺寸分布。

什么恒星星族可以告诉我们关于SDSS星系中质量-金属丰度关系的演化

What stellar populations can tell us about the evolution of the mass-metallicity relation in SDSS galaxies

在过去的30年里，许多论文报道了所有类型星系的光度-金属丰度或质量-金属丰度（M-Z）关系：质量越大的星系，其星际介质也越丰富。利用光谱合成程序STARLIGHT估算的恒星金属丰度，得到了斯隆数字巡天（SDSS）中同一组星系在不同回视时间的质量-金属丰度关系。使用恒星金属丰度有几个优点：我们没有影响星云金属丰度校准的偏差;我们可以在我们的研究对象中包括无法测量的星云金属丰度，例如AGN主机和被动星系;我们可以探测星系演化的不同时期的金属丰度。我们发现，在更高的红移SDSS星系的M-Z关系陡峭和跨越更广泛的范围内的质量和金属丰度。我们还模拟了恒星金属丰度的时间演化与一个封闭的盒子化学演化模型，为不同类型和质量的星系。我们的结果表明，对于现今恒星质量小于10^10太阳质量的星系，M-Z关系主要是由恒星形成历史驱动的，而不是由流入或流出驱动的。

大样本低金属度发射线星系光度-金属度关系的研究

An investigation of the luminosity-metallicity relation for a large sample of low-metallicity emission-line galaxies

本文给出了16个发射线星系28个HII区的8.2mVLT光谱观测和28个发射线星系38个HII区的3.6mESO望远镜光谱观测。这些发射线星系主要是从斯隆数字巡天（SDSS）的数据发布6（DR 6）中选出的，作为缺金属星系的候选者。我们收集光度和高质量的光谱数据，包括新的观测恒星形成星系的大型统一样本。我们的目的是研究邻近星系的光度-金属丰度（L-Z）关系，特别是在其低金属丰度端，并与高红移星系的光度-金属丰度（L-Z）关系进行比较。从我们的新观测中，我们发现在我们样品的66个HII区域中的61个中的氧丰度范围从12+logO/H=7.05到8.22。我们的样本包括27个12+logO/H<7.6的新星系，它们符合极贫金属恒星形成星系（XBCD）的条件。其中有10个HII区，12+logO/H<7.3。新的样本与另外93个低金属量星系相结合，这些星系具有我们以前研究中精确的氧丰度测定，总共产生了154个HII区域的高质量光谱数据集。主要基于Te方法，从SDSS中编译了9000多个具有氧丰度的星系。我们的数据集跨越了8等的范围，相对于它的绝对星等SDSS g（-12>Mg>-20）和近2倍的氧丰度（7.0<12+logO/H<8.8），使我们能够探测附近宇宙的L-Z关系，直到目前研究的最低金属丰度水平。在本样品的基础上建立的L-Z关系与以前获得的发射线星系是一致的。

SWIRE场中的形态学识别的归并半导体

Morphologically-Identified Merging Galaxies in the SWIRE Fields

我们研究了演化和环境对400多个合并星系的恒星形成效率的影响。~400合并系统，光度红移小于0.7，从一个目录中的~15000形态识别合并星系来自加拿大-法国-夏威夷望远镜的观测。我们还获得了斯皮策广域红外河外巡天（SWIRE）的合并星系的红外数据。这些合并对的成员星系之间的红移差Δz显示出大的分布，0 < Δz < 0.4。我们将合并对分为两个子样本，Δz < 0.05 and >0.05，以进行进一步分析。我们发现一个统计上显着的反相关性之间的特定的恒星形成率（SSFR）和合并星系的分离两个子样本。我们的分析还表明，尽管大多数合并系统确实具有增强的恒星形成活动，但只有非常罕见的系统显示出极高的SFR。此外，当两个成员星系之间的星等差变大时，合并星系的SSFR也会减小。然而，我们发现，对于合并对与大光度对比，较暗的组件显示较高的SSFR比明亮的。最后，在星系团中，贫气体并合的比例较高，而富气体并合的SSFR在星系团环境中降低。

模拟长伽玛暴宿主星系的金属丰度特性和基本金属丰度关系

The metallicity properties of simulated long-GRB galaxy hosts and the Fundamental Metallicity Relation

结合高分辨率N体模拟和星系形成的半解析模型，研究了长伽马射线暴（LGRB）的Eksar模型对宿主星系金属丰度性质的影响.我们使用的宇宙学模型再现了最近发现的SDSS星系的基本金属丰度关系，即金属丰度随着给定恒星质量的星系的恒星形成率的增加而降低。我们选择的主机星系住房口袋的气体粒子，年轻的和不同的金属丰度的阈值，可以网站的LRGB事件，根据Bracksar模型。模拟的样品进行了比较，与18个观测到的LGRB主机的目的是在判别金属丰度是否是一个主要参数。我们发现，在模型星系内的LGRB祖先的金属丰度的阈值，是没有必要的，以再现所观察到的主机金属丰度分布。观测到的LGRB宿主的低金属丰度是高恒星形成环境的结果。恒星形成率似乎是产生爆发事件的主要参数。最后，我们表明，只有少数的LGRB被观察到在大规模的，高度膨胀的星系，而这些星系预计将产生许多这样的事件。我们确定这些失踪的事件与暗LGRB的分数。

z=0时完全宇宙学的虚大质量星系：运动学、形态学和恒星星族特性

Fully cosmological virtual massive galaxies at z=0: kinematical, morphological, and stellar population characterisation

我们提出了一个数值自适应网格细化流体动力学和N体模拟的结果在$ΛCDM$宇宙学。我们着重分析了大质量星系（$M_* > 10^{11}\,M_{\odot}$）在$z=0$的主要性质。对于所有的大质量虚星系，我们进行了仔细的研究，它们的一维密度，光度，速度色散和恒星星族的轮廓。为了更好地与观测数据进行比较，估计速度色散的方法通过使用类似于在观测中执行的方法进行校准，基于模拟星系的恒星星族。在此基础上，我们根据星系的形态类型、吸积历史和动力学性质讨论了样本中大质量星系的不同性质。我们发现，星系合并的历史是塑造我们现在看到的大质量星系的主要演员。事实上，经历过动荡生活的星系是样本中质量最大的，并显示出最陡峭的金属丰度梯度。除了合并的重要性，只有一小部分最终恒星质量是在异地形成的（10-50%），而大多数恒星是在星系内形成的。这些吸积的恒星比原位形成的恒星要老得多，金属含量也少得多，而且往往占据星系的最外部区域。

本星系和高红移星系中质量、SFR和金属丰度之间的基本关系

A fundamental relation between mass, SFR and metallicity in local and high redshift galaxies

我们发现，在本地宇宙中观察到的质量金属丰度关系是由于恒星质量M*，气相金属丰度和SFR之间的更一般的关系。在这个三维空间中，本星系定义了一个紧密的表面，即基本金属丰度关系（FMR），金属丰度的剩余离散度约为0.05 dex，即约12%。在低恒星质量下，金属丰度随SFR的增加而急剧下降，而在高恒星质量下，金属丰度不依赖于SFR。高红移星系，z~2.5被发现遵循相同的FMR定义的本地SDSS星系，没有演化的迹象。在z=2.5时观测到的质量-金属丰度关系的演变是由于这样一个事实，即具有逐渐升高的SFR的星系，因此较低的金属丰度，在增加的红移时被选择，采样相同的FMR的不同部分。通过引入新的量μ_alpha=log（M*）-alpha log（SFR），其中alpha=0.32，我们定义了一个FMR的投影，使局部星系的金属丰度散射最小化。同样的量也抵消了z~2.5的任何红移演化，即所有星系都有相同的μ_0.32值范围。在z>2.5时，观测到FMR的约0.6 dex的演化，高红移星系显示出较低的金属丰度。FMR的存在可以用原始气体的流入和富集物质的流出的相互作用来解释。前一种效应导致了金属丰度与SFR的依赖关系，在高红移处占主导地位;后一种效应导致了金属丰度与恒星质量的依赖关系，在低红移处占主导地位。这两种效应的结合，再加上施密特-肯尼库特定律，解释了FMR的形状和mu_0.32的作用。FM…

低金属丰度发射线星系的VLT光谱学：丰度图和丰度差异

VLT spectroscopy of low-metallicity emission-line galaxies: abundance patterns and abundance discrepancies

我们提出了一个大样本的低金属丰度发射线星系的深光谱。这项研究的主要目标是在这些低金属量星系的元素丰度。本文分析了46个低金属丰度发射线星系中HII区的121个VLT谱。这些光谱中的83个是档案VLT/FORS 1 +UVES光谱的HII区的31个低金属丰度的发射线星系，研究了第一次与标准的直接方法，以确定电子温度，电子数密度，和化学丰度。样品的氧丰度在12 + log O/H = 7.2-8.4的范围内。Ne/O比随着氧丰度的增加而增加。铁/氧比从最低金属丰度时的太阳能值下降到太阳能值的十分之一，表明铁在尘埃颗粒中的消耗程度取决于金属丰度。在12+logO/H<7.5的极低金属量星系中，N/O比随着氧丰度的降低而略有增加。本文首次给出了低金属丰度星系中电子温度的经验关系式，即由[SIII]6312/9069或[NII]5755/6583导出的电子温度与由[OIII]4363/（4959+5007）导出的电子温度之间的经验关系。在许多天体中，C^++和O^++的丰度可以从重组谱线中推导出来。我们的研究证实了从复合线（RL）和碰撞激发线（CEL）发现的丰度之间的差异，以及C/O随O/H增加。

The morphological transformation and the quenching of galaxies

We study the morphological transformation from late types to early types and the quenching of galaxies with the seventh Data Release (DR7) of the Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Both early type galaxies and late type galaxies are found to have bimodal distributions on the star formation rate versus stellar mass diagram ($\lg SFR - \lg M_*$). We therefore classify them into four types: the star-forming early types (sEs), the quenched early types (qEs), the star-forming late types (sLs) and the quenched late types (qLs). We checked many parameters on various environmental scales for their poten…

红移0.35以下星系的质量-金属丰度关系

The mass-metallicity relation of galaxies up to redshift 0.35

介绍了我们对星系年龄-金属丰度和质量-金属丰度关系的研究，并与该领域的最新研究进行了比较。我们已经能够使用直接方法测量质量跨越四个数量级的物体的氧丰度，并探测星系演化的最后4个Gyr。我们已经发现了初步的证据，金属丰度的演变是一致的预期的基础上获得的低分辨率恒星光谱的解决本星系群星系的年龄-金属丰度的关系。

星系动物园1：近90万个星系形态分类数据发布

Galaxy Zoo 1 : Data Release of Morphological Classifications for nearly 900,000 galaxies

形态学是一个星系的动力学和合并历史的有力指标。它与许多物理参数密切相关，包括质量，恒星形成历史和质量分布。银河动物园项目收集了来自斯隆数字巡天的近90万个星系的简单形态分类，这些星系由数十万志愿者贡献。大量的分类使我们能够排除分类器错误，并测量形态学分类中固有的细微偏差的影响。本文介绍了该项目收集的数据，以及分类准确性和偏差的措施。这些数据现已公开，完整的电子版目录可从http://data.galaxyzoo.org下载。

远星系团XMMU J1229 +0151中红序星系团的形态转换

The Morphological Transformation of Red-Sequence Galaxies in the Distant Cluster XMMU J1229+0151

本文详细分析了XMMU J1229+0151中红色序列的星系性质，该星系团是由HAWK-I星系团巡天（HCS）在$z=0.98$观测到的X射线选择星系团。利用广泛的光度覆盖范围和可用性的77光谱在集群领域，我们适合合成光谱能量分布，估计恒星质量和光度红移，我们用来确定集群成员。我们调查的红色序列星系的形态和结构特性，并发现椭圆星系填充的亮端，而S 0星系代表的主要人口在中间的光度，与他们的分数在较暗的幅度下降。与WINGS星系团巡天的低红移样本比较显示，在$z\sim1$，XMMU J1229+0151红色序列的亮端更富含S 0星系。XMMUJ 1229 +0151红色序列的暗端似乎富含盘控星系，这在相同光度的低红移比较样本中更为罕见。尽管XMMUJ 1229 +0151和低红移样本中红色序列的形态组成之间存在这些差异，但我们发现，在不确定性范围内，沿着红色序列的发光星系与暗淡星系的比例不存在这种差异。

相互作用星系的自动定量形态分析

Automatic quantitative morphological analysis of interacting galaxies

数字巡天拍摄到的大量星系加强了对分析星系形态的计算方法的需求。虽然大多数星系的形态可以与哈勃序列的一个阶段相关联，但星系合并的形态要复杂得多，这是由于两个或多个具有不同形态的星系的组合以及它们之间的相互作用。在这里，我们提出了一种基于无监督机器学习的计算方法，可以定量分析星系合并的形态，并通过它们的形态关联星系。该方法首先为每个星系合并生成多个合成星系模型，然后为每个星系模型提取大量的数字图像内容描述符。这些数字使用Fisher判别分数进行加权，然后使用加权最近邻分析的变体推导星系合并之间的相似性，从而使用Fisher分数作为权重。星系合并之间的相似性是可视化的，使用mergenies提供一个图形，反映了不同的星系合并之间的形态相似性，从而定量配置文件的星系合并的形态。

高级形态学星系分类：真实星系与模拟星系的比较

Advanced Morphological Galaxy Classification: A Comparison of Real and Simulated Galaxies

在星系的形态结构中编码的是与它们的形成和演化历史有关的线索。星系形态统计学的最新进展包括密集度（C）、不对称度（A）和团块度（S）的复杂测量。在这项研究中，这三个参数（CAS）已被应用到一套模拟星系，并与从附近星系的样本推断的观测结果进行比较。模拟涵盖了一系列晚型系统，质量在~ 1 e10 Msun ~ 1 e12 Msun之间，恒星形成密度阈值在0.1 cm^-3 ~ 100 cm^-3之间。我们发现，模拟的星系具有可比的浓度，以他们的真实同行。然而，CAS分析的结果显示，模拟的星系通常更不对称，并且团块值的范围超出了观察到的范围。三个CAS参数和颜色（B-V）之间获得了很强的相关性，与观测到的星系一致。此外，模拟星系的CAS参数和哈勃类型之间有很强的联系，大部分与它们的真实对应物一致。

相互作用镓的金属丰度演化

The Metallicity Evolution of Interacting Galaxies

由星系相互作用引发的贫金属星际气体的核流入可以解释在局部相互作用星系中观察到的系统性较低的中心氧丰度。在这里，我们调查的金属丰度演化的碰撞星系的一个大型的模拟集。我们的模型包括冷却，恒星形成，反馈，和一个新的随机方法跟踪质量回收回星际介质从恒星风和超新星。我们研究合并引起的流入，富集，气体消耗和银河风在确定核金属丰度的影响。中心金属丰度主要是低金属丰度气体流入和恒星形成富集之间的竞争。平均抑郁症的核金属丰度~0.07被发现的气体贫乏盘-盘相互作用。另一方面，富含气体的盘-盘相互作用通常会增强中心金属丰度，这与气体含量呈正相关。与观测到的质量-金属丰度和分离-金属丰度关系相比，模拟结果相当不错，但需要进一步研究。

为什么高红移星系表现出不同的气相金属丰度梯度？

Why do high-redshift galaxies show diverse gas-phase metallicity gradients?

最近对z=0.6-3的星系的空间分辨观测表明，高红移星系具有复杂的运动学和广泛的气相金属丰度梯度分布。为了理解这些结果，我们使用了一套来自真实环境反馈（FIRE）项目的高分辨率宇宙学放大模拟，其中包括多相ISM，恒星形成和恒星反馈的物理模型。我们的模拟再现了所观察到的运动学性质和金属丰度梯度的多样性，与z=0-3时的观测结果基本一致。强的负金属丰度梯度只出现在具有旋转盘的星系中，但不是所有旋转支撑的星系都有显著的梯度。几乎没有旋转的强扰动星系总是有平坦的梯度。高红移星系的运动学性质和金属丰度梯度在短时间尺度上会发生显著变化，这与星暴事件有关。来自恒星暴的反馈可以破坏气体盘，驱动强烈的外流，并使预先存在的负金属丰度梯度变平。单个星系的时间变异性在统计上与整个模拟样本相似，这表明在高红移星系中观测到的金属丰度梯度反映了星系的瞬时状态，而不是宇宙学时间尺度上的吸积和生长历史。我们发现金属丰度梯度对恒星质量和比恒星形成率（sSFR）的依赖性很弱。低质量星系和具有高sSFR的星系倾向于具有平坦的梯度，可能是由于反馈在这些星系中更有效。我们认为，重要的是要解决小尺度上的反馈，以产生不同的金属丰度梯度观察。

作为最近贫金属气体吸积迹象的局部恒星形成星系中金属丰度不均匀性

Metallicity inhomogeneities in local star-forming galaxies as sign of recent metal-poor gas accretion

我们测量了七个矮恒星形成星系的长轴电离气体的氧金属丰度。其中的两个，SDSSJ 1647 +21和SDSSJ 2238 +14，显示出0.5 dex的金属丰度下降，在内部区域的恒星形成活动增强。这种行为类似于Sanchez Almeida等人（2013）在一些本地蝌蚪星系中观察到的金属丰度下降，并被解释为显示盘星系中组装的早期阶段，恒星形成由外部贫金属气体吸积维持。与蝌蚪的一致性有几个含义：（1）它证明了除了本地蝌蚪之外的星系也呈现出同样不寻常的金属丰度模式。(2)我们的金属丰度不均匀性推断使用直接的方法，从而丢弃系统误差通常归因于其他方法。(3)结合蝌蚪的数据，我们的发现表明，金属丰度下降的阈值大约是太阳值的十分之一。虽然具有明显金属丰度下降的星系很罕见，但其物理机制可能维持了局部宇宙中恒星形成活动的重要部分。我们认为，恒星形成的质量金属丰度关系的依赖，以及其他一般属性其次是大多数本地盘星系，自然被解释为原始气体的副作用。贫金属气体吸积的替代方案也进行了研究。

密度波引起的Galerkin沿Hubble序列的形态变化

Density-Wave Induced Morphological Transformation of Galaxies along the Hubble Sequence

在过去的二十年里，长期演化已经成为哈勃星系序列形成和演化的一个重要的新范式。一个新的动力学机制被确定，通过该机制，星系中的密度波，在非线性和全球螺旋和酒吧模式的形式，诱导重要的集体耗散效应以前未知的传统研究。这些影响导致星系盘的基本状态的演变，与典型星系的形态类型从晚期到早期哈勃类型的逐渐转变相一致。在本文中，我们回顾的理论框架，并强调我们最近的结果表明，有显着的定性和定量的差异长期演化速率预测的新理论相比，经典的方法Lynden-Bell和Kalnajs的预测。这些差异是在盘星系托管准静态，极非线性密度波模式的无碰撞冲击所发挥的主导作用的外在表现。

矮星系的恒星质量-金属丰度关系

The Universal Stellar Mass-Stellar Metallicity Relation for Dwarf Galaxies

本文给出了7个富气矮不规则星系（dIrrs）中恒星的光谱金属丰度，并证明了dIrrs与银河系和M31的矮球状体（dSph）的质量-金属丰度关系相同：Z_* ~ M_*^（0.30 +/-0.02）。这种关系的一致性与以前基于光度学的金属丰度估计相矛盾。对于质量为M_* = 10^12 M_sun的星系，这种关系与恒星质量-恒星金属丰度关系大致是连续的。虽然矮星系的平均金属丰度仅取决于恒星质量，但其金属丰度分布的形状取决于星系类型。dIrrs的金属丰度分布类似于简单的漏盒化学演化模型，而dSphs需要一个额外的参数，如气体吸积，来解释其金属丰度分布的形状。此外，更明亮的dSphs的金属丰度分布具有尖锐的，富含金属的截止值，这与由于冲压压力剥离导致的恒星形成的突然截断一致。

Morphological signatures of mergers in the TNG50 simulation and the Kilo-Degree Survey: the merger fraction from dwarfs to Milky Way-like galaxies

Using the TNG50 cosmological simulation and observations from the Kilo-Degree Survey (KiDS), we investigate the connection between galaxy mergers and optical morphology in the local Universe over a wide range of galaxy stellar masses ($8.5\leqslant\log(M_\ast/\text{M}_\odot)\leqslant11$). To this end, we have generated over 16,000 synthetic images of TNG50 galaxies designed to match KiDS observations, including the effects of dust attenuation and scattering, and used the $\mathrm{\mathtt{statmorph}}$ code to measure various image-based morphological diagnostics in the $r$-band for both data se…

星系形态分类的一个工具：集中指数

A tool for the morphological classification of galaxies: the concentration index

使用斯隆数字巡天数据发布8（SDSS DR 8）的星系数据，我探讨了浓度指数是否是一个很好的形态分类工具，并发现一个合理的纯晚型星系样本可以构建与R-波段浓度指数CI=2.85的选择。然而，相反的情况并不正确，这是由于晚型星系对早型样本的污染相当严重。在这样的分析中，选择效应的影响不太重要。为了解开形态和浓度指数与恒星质量、恒星形成率（SFR）、比恒星形成率（SSFR）和活动星系核（AGN）活动的关系，本文研究了在一定形态下浓度指数与这些性质的关系以及在一定浓度指数下形态与这些性质的关系。结果发现，在一定的形态条件下，高浓度星系比低浓度星系质量大，SFR和SSFR低;而在一定的浓度指数条件下，椭圆星系比旋涡星系质量大，SFR和SSFR低.这一结果表明，星系的恒星质量、SFR和SSFR与星系的聚集指数以及星系的形态有关。此外，我注意到活动星系核只在旋涡星系样本中更集中地被发现。

具有合并事件迹象的高恒星质量星系的金属丰度

Metallicity of high stellar mass galaxies with signs of merger events

我们专注于分析高恒星质量和低金属量的星系。我们交叉相关的千禧年星系目录（MGC）和斯隆数字巡天（SDSS）星系目录，以提供一个样本的MGC对象与高分辨率成像和光谱和光度信息可在SDSS数据库。对于我们样本中的每个星系，我们通过使用它们的光度轮廓对MGC图像进行目视检查进行了系统的形态分析。星系被分为扰动或未扰动物体。我们将样品分为三个金属丰度区域，在此范围内，我们比较了扰动和未扰动物体的性质。我们发现，被强烈干扰的星系的比例，合并残留物的指示，被认为是较低的金属丰度对象时，是较高的。分析的三个箱包括大约15%，20%和50%的干扰星系（分别为高，中，低金属丰度）。此外，在低金属丰度区间，种群年龄指标Dn（4000）的扰动与未扰动相对分布的比率表明，扰动天体的恒星星族比未扰动天体的年龄要小得多。此外，我们发现，颜色分布的分析提供了类似的结果，表明低金属丰度星系与扰动形态比那些不受干扰的蓝。较蓝的颜色和较年轻的人口低金属，形态干扰的对象表明，他们经历了最近的合并与相关的增强恒星形成率。[删节]

The physics of gas phase metallicity gradients in galaxies

We present a new model for the evolution of gas phase metallicity gradients in galaxies from first principles. We show that metallicity gradients depend on four ratios that collectively describe the metal equilibration timescale, production, transport, consumption, and loss. Our model finds that most galaxy metallicity gradients are in equilibrium at all redshifts. When normalized by metal diffusion, metallicity gradients are governed by the competition between radial advection, metal production, and accretion of metal-poor gas from the cosmic web. The model naturally explains the varying grad…

长GRB是恒星形成的金属性偏置示踪剂：来自宿主星系和红移分布的证据

Long GRBs are metallicity-biased tracers of star formation: evidence from host galaxies and redshift distribution

考虑到长伽玛暴发生在低金属丰度环境中，我们研究了长伽玛暴宿主星系的质量分布和红移分布。利用星系的质量-金属丰度（M-Z）关系，计算了能产生长伽玛暴的星系的恒星质量上限。通过与观测到的GRB宿主星系质量的比较，发现当GRB发生在低金属丰度的$12+\log\rm(O/H)_{\rm KK04}<8.7$时，观测到的GRB宿主星系质量与预测的质量能够很好地拟合。与斯隆数字巡天第七次数据发布的星系相比，GRB宿主星系具有低金属丰度，低质量和高恒星形成率。通过加入暗伽玛暴和TOUGH巡天的10个新发现的长伽玛暴，我们还研究了最新的\emph{Swift}长伽玛暴的累积红移分布。通过考虑伽玛暴倾向于发生在具有$12+\log\rm(O/H)_{\rm KK04}<8.7$的低金属丰度星系中，可以调和观测到的伽玛暴速率和恒星形成历史之间的差异。从主物质的质量分布和红移分布可以得出产生长伽玛暴的金属丰度截止值约为$12+\log\rm(O/H)_{\rm KK04}<8.7$。