The origin of the atomic and molecular gas contents of early-type galaxies. I. A new test of galaxy formation physics
利用星系形成的GALFORM模型研究了早型星系（ETG）的原子氢（HI）和分子氢（H2）含量及其气体来源。该模型使用了恒星形成率（SFR）的自洽计算，这取决于星系的H2含量。我们首先提出了一个新的分析HIPASS和ATLAS 3D调查，特别强调ETG。该模型预测HI和H2的ETG内容与这些调查的意见一致，只有当部分冲压压力剥离的热气体包括在内，表明中性气体的观测在“淬火”星系的地方严格限制卫星的热气体的治疗。我们发现，约90%的ETG在z=0的中性气体含量提供的辐射冷却从他们的热晕，8%的气体吸积发生在过去的1Gyr的小合并，而2%的质量损失提供的老恒星。该模型预测中性气体的分数强烈减少，增加膨胀分数。这是由于ETG中的盘再生受阻，这是由于活动星系核反馈和环境淬火的部分冲压压力剥离的热气体。
2014-06-24 astro-ph.GA
Baryon content and dynamic state of galaxy clusters: XMM-Newton observations of A1095 and A1926
我们已经启动了一项研究星系团的重子含量和动力学状态的计划。在这里，我们主要从两个光学选择的星系团，A1095（$z \simeq 0.210$）和A1926（$z \simeq 0.136$）的XMM-牛顿观测结果。我们发现它们实际上是红移相近的团簇对。我们通过X射线光谱拟合来表征这些单个星系团的温度，然后估计它们的引力质量。我们展示了一组丰富的子结构，包括扩散X射线质心和星系团中最亮的星系之间的大位置偏移，这表明它们是动态年轻的。对于A1095和A1926，我们发现星系团对结合所需的质量小于总的引力质量。因此，这两个集群对似乎是正在进行的主要合并。通过对SDSS和NVSS/FIRST数据的分析，我们进一步研究了星系团的大尺度结构环境和射电辐射，从而探索了它们的起源，并在A1926区域发现了另外两个X射线辐射星系团（$z \simeq 0.097$和$z \simeq 0.147$）。我们估计了每个星团的热气和恒星质量，与预期的宇宙学重子质量分数相比，为温暖的气体留下了足够的空间。
2016-03-11 astro-ph.GA
Dust Deficiency in the Interacting Galaxy NGC 3077
本文利用Herschel空间望远镜PACS装置的70 $μ$ m观测资料，对邻近相互作用的旋涡星系NGC 3077的尘埃含量与孤立星系NGC 2841、NGC 3184和NGC 3351的尘埃含量进行了比较。尘埃含量使我们能够推导出我们样本中四个螺旋星系的尘埃与气体的比率。我们发现NGC 2841、NGC 3184和NGC 3351的尘埃质量为6.5-9.1 $\times$ 10 $^7$ M $\odot$，比NGC 3077高出$\sim$ 10倍。这个结果显示NGC 3077是一个缺乏尘埃的星系，正如预期的那样，因为这个星系受到与邻近星系M81和M82的潮汐相互作用的影响。NGC 3077的尘气比为17.5%，远高于孤立星系的平均值1.8%，证明NGC 3077也缺乏H $_2$ +HI气体。因此，在这个星系中，气体似乎比尘埃更有效地被剥离。
2017-09-15 astro-ph.GA
Towards a deeper understanding of the physics driving galaxy quenching -- inferring trends in the gas content via extinction
为了研究不同的淬火机制的重要性，我们使用间接的方法来估计约62，000 SDSS DR 7星系的气体质量。我们推断气体表面密度的尘埃柱密度的纤维内的消光跟踪，应用金属量校正，以考虑不同的尘埃与气体的比例。我们发现，无论是气体分数和恒星形成效率（SFE）减少移动远离恒星形成的主序列（MS）走向平静的所有星系质量。我们进一步表明，这两个数量相关性同样强烈的偏离MS，这意味着需要任何物理模型的淬火调用$\textit{both}$气体馏分和超临界流体的变化。我们的研究结果要求更好地理解驱动恒星形成效率降低的物理过程，到目前为止，这在淬火理论中受到的关注相对较少。
2019-11-22 astro-ph.GA
The evolution of the galaxy content of dark matter haloes
我们使用晕占据分布（HOD）框架来验证两个独立的星系形成模型对星系中暗物质晕含量及其随红移的演化的预测。我们的星系样本对应于由恒星质量和跨度$0 \le z \le 3$定义的固定数量密度范围。我们发现模型预测之间存在显著的相似性。差异出现在低星系数密度是敏感的热晕加热的活动星系核的治疗。HOD形式的演变可以用一种相对简单的方式来描述，我们使用其在$z=0$的值和一个附加的演变参数来模拟每个HOD参数。特别是，我们发现，之间的比率的特征晕质量托管中心和卫星星系可以作为一个敏感的诊断星系演化模型。我们的研究结果可以用来测试和发展星系演化的经验研究，并可以促进未来调查的模拟星系目录的建设。
2016-12-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy Ecosystems: gas contents, inflows and outflows
我们使用一组星系冷气质量分数和气相金属丰度的观测数据来约束质量在$10^{11} M_{\odot}$到$10^{12} M_{\odot}$之间的晕所承载的中央星系中气体的含量、流入和流出。高红移星系中的气体含量是通过结合Lu et al.（2014）的经验恒星形成历史和恒星形成模型得到的，该模型将恒星形成速率与星系中的冷气体质量联系起来。我们发现，自$z = 2$以来，无论采用哪种恒星形成模型，低质量星系中的重子总质量都远小于普适重子质量分数。气相金属丰度的演变数据要求在$z\lesssim 2$下的净金属流出，并且金属负载因子被约束为约$0.01$，或约金属产率的$60\%$。基于银河外流比星际介质和早期喷出的物质更富含金属的假设，我们能够对净吸积率和净质量外流率的上限提出严格的限制。上限强烈表明，在$z < 2$的低质量星系的气相金属丰度和气体质量分数的演变是不兼容的强流出。我们推测，低质量星系的低恒星形成效率是由于一些预防性的过程，防止气体吸积到星系摆在首位。
2015-03-31 astro-ph.GA
Probing the dynamical state, baryon content, and multiphase nature of galaxy clusters with bright background QSOs
我们已开始执行一项方案，利用背景类星体的X射线成像和紫外线吸收谱线光谱学研究星系团中气体的物理/动力学状态以及星系团环境对个别星系气体晕的影响。在这里，我们报告的结果，从分析钱德拉和XMM-牛顿档案数据的五个星系团这样的类星体，其中一个有档案紫外光谱。我们描述了这些星系团的引力质量和动力学状态，以及热的团内介质（ICM）的性质。根据X射线形态参数、X射线温度分布、X射线峰值与最亮星系团（BCG）之间的大偏移，大多数星系团是动态扰动星系团。在$r_{500}$内的热ICM和这些星团的恒星中的重子含量低于根据标准宇宙学从引力质量预期的值。我们还估计列密度的热ICM沿视线对背景类星体，以及放置在一个视线与现有的紫外线观测的暖热阶段的上限。这些柱密度，与用紫外吸收线光谱测量的温暖和温暖-热ICM的柱密度相比，将使我们能够探测各种气相之间的关系以及它们与团簇的加热/冷却和动力学过程的联系。此外，我们的档案类星体光谱探测一个集群的分析强调需要高质量，有针对性的紫外观测，以强大的约束10 $^{5-6}$ K气相。
2018-10-09 astro-ph.GA
Extremely Low Molecular Gas Content in a Compact, Quiescent Galaxy at z=1.522
大质量星系形成理论模型的最大挑战之一是早期恒星形成的规则。分子气体的排出，耗尽和稳定的相对作用是不确定的直接观测约束的气体水库在淬火或淬火星系在高红移是很少的。本文介绍了在$z=1.522$的一个大质量（$\log M_{\star}/M_{\odot}=11.2$）、最近淬灭的星系中CO（2-1）的ALMA观测结果。这个天体的光谱显示出强烈的巴耳末吸收线，这意味着恒星的形成在$\sim$ 0.8 Gyr前就停止了。我们没有检测到CO（2-1）谱线发射，因此$\mathrm{H_2}$分子气体质量的上限为1.1 $\times10^{10}\,M_{\odot}$。隐含的气体分数是$f_{\rm{H_2}}{\equiv M_{H_2}/M_{\star}}<7\%$，$\sim10\times$低于典型的恒星形成星系在类似的恒星质量在这个红移，在最低的气体分数在这个特定的恒星形成率在任何时代，和最严格的约束气体含量的$z>1$被动星系的日期。我们的观察表明，$\mathrm{H_2}$从淬灭天体的星际介质中的耗尽可以是有效的和相当完整的，与最近声称的在最近淬灭的星系中有大量冷气体相反。我们探讨了在高$z$星系中观测到的气体分数的变化，并表明具有高恒星表面密度的星系具有低的$f_{\rm{H_2}}$，类似于最近的特定恒星形成率和恒星表面密度之间的相关性。
2019-02-25 astro-ph.GA
Discovery of a tidal dwarf galaxy in the Leo Triplet
我们报告在狮子座三重星系中发现了一个矮星系。中性氢分布的分析表明，它的旋转独立于NGC 3628的潮汐尾，在大约13 kpc的径向速度梯度为35-40 km s $^{-1}$。该星系有非常高的中性气体含量，解释了其总动力学质量的大部分-这表明暗物质含量很小。由于它位于气体尾部的尖端，这强烈地暗示了它的潮汐起源。如果是这样的话，它将是对潮汐矮星系最有信心和最接近（银河系）的探测之一，同时也是与其母星系（$\approx$ 140 kpc）最分离的这类天体。
2014-04-07 astro-ph.GA
The aluminium-26 distribution in a cosmological simulation of a Milky Way-type Galaxy
通过宇宙学化学动力学模拟，研究铝-26在银河系类型星系中的分布，发现高铝-26含量气体具有高视线速度，与观测一致，但模拟旋转速度偏高。
2025-04-24 astro-ph.GA
On the HI Content of MaNGA Major Merger Pairs
HI含量在星系相互作用中的作用仍在争论中。为了研究不同合并阶段星系对的HI含量，我们从SDSS-IV MaNGA IFU调查中收集了66个主要合并星系对和433个对照星系的样本。在这项研究中，我们采用运动学不对称性作为一个新的有效指标来描述星系对的合并阶段。利用HI-MaNGA巡天的存档数据和500米口径球面射电望远镜（FAST）的新观测数据，我们研究了这对样本和对照样本之间HI气体分数（$f_{\text{HI}}$）、恒星形成率（SFR）和HI恒星形成效率（$\rm SFE_{\text{HI}}$）的差异。我们的研究结果表明，平均而言，主要合并对的HI气体分数略有减少$\sim 15\%$相对孤立的星系，这意味着温和的HI耗尽星系相互作用。与孤立星系相比，通过前的成对星系具有相似的$f_{\text{HI}}$、SFR和$\rm SFE_{\text{HI}}$，而在近着丝点通过期间，成对星系的$f_{\text{HI}}$（$-0.10\pm0.05$ dex）弱降低，SFR（$0.42\pm0.11$ dex）和$\rm SFE_{\text{HI}}$（$0.48\pm0.12$ dex）显著增强。当接近远心点时，配对星系的$f_{\text{HI}}$（$-0.05\pm0.04$ dex）略有下降，SFR（$0.04\pm0.06$ dex）和$\rm SFE_{\…
2022-06-13 astro-ph.GA
Extremely Low Molecular Gas Content in the Vicinity of a Red Nugget Galaxy at $z=1.91$
我们提出了阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）波段5观测的星系在$z=1.91$，GDS 24569，在寻找分子气体在其附近通过[C I] $^3$ P $_1$ - $^3$ P $_0$线。GDS 24569是一个大质量（$\log M_*/M_\odot=11$）被动演化星系，其特征是结构紧凑，有效半径为$\sim0.5$ kpc。我们应用两种盲检测算法的光谱数据立方体，并发现没有有希望的检测GDS 24569或周围的投影距离为$\sim320$ kpc，而一个狭窄的试探线（$4.1 σ$）被确定在$+1200$公里/秒的算法之一。由于未探测到[C I]，我们对氢分子质量设定了$3σ$上限，即$\sim 7.1 \times 10^9 M_\odot$，它转化为极低的气体-恒星质量分数$< 5 \%$。我们进行了光谱能量分布模拟，包括光学到远红外数据，并发现一个相当高的（$\sim0.1\%$）尘埃-恒星质量比，$\sim10$ - $100\times$高于当地的早型星系。结合先前的结果，周围的卫星星系数量不足，这表明GDS 24569不太可能通过卫星合并经历显着的大小演变。我们讨论了淬灭GDS 24569的可能物理机制。
2021-01-30 astro-ph.GA
A Malin 1 'cousin' with counter-rotation: internal dynamics and stellar content of the giant low surface brightness galaxy UGC 1922
巨大的低表面亮度（gLSB）星系的形成方案与光盘大到100千秒差距仍然不清楚。这些恒星系统非常罕见，很难观察到，因此对每一个额外物体的详细了解有助于了解它们的性质。在这里，我们提出了一个详细的观测研究的gLSB UGC 1922使用深光学成像和光谱观测结合档案紫外数据。我们推导了恒星和电离气体运动学的空间分辨性质以及恒星星族和星际介质的特性。我们揭示了存在一个运动学解耦的中央组件，它相对于UGC 1922的主盘反向旋转。电离气体的径向金属丰度梯度与中等大小的LSB星系一致。与此同时，银河系的一个缓慢旋转和动态热的中心区域拥有大量古老的富含金属的恒星，这创造了一个巨大的椭圆星系的外观，形成了一个巨大的恒星形成盘。我们再现了大部分的观察到的功能UGC 1922在N体/流体动力学模拟的巨大的Sa和Sd星系的平面合并。我们还讨论了这种不寻常的系统的替代形成方案。
2018-09-12 astro-ph.GA
The Spitzer Data Fusion: Contents, Construction and Applications to Galaxy Evolution Studies
我们提出的斯皮策数据融合，数据库将远紫外线远红外线通量测量，以及光度和光谱红移440万IRAC选定的源检测到超过8个河外领域，覆盖65度$^2$斯皮策在所有IRAC和MIPS波段在其低温任务期间观察。作为SERVS项目的一部分，斯皮策在其温暖任务期间对5个子场进行了更深的观测，并以类似的方式进行了分析，探测了18度$^2$上的280万个IRAC选择的源，并将其与SERVS数据融合中的多波长目录合并。当与Herschel SPIRE巡天和相同领域的射电连续观测相结合时，斯皮策数据融合和SERVS数据融合为红外/毫米/射电波长的多波长星系形成和演化研究提供了宝贵的资源。目录及其未来的更新将在http://www.mattiavaccari.net/df/和CDS/VizieR上发布。
2016-06-21 astro-ph.GA
Mapping stellar content to dark matter halos - III.Environmental dependence and conformity of galaxy colours
最近的研究表明，星系的猝灭特性在几兆秒差距内是相关的。围绕中心星系的大规模“星系整合”现象被认为是“星系组装偏差”或“预热”的潜在特征，这两种现象都将整合解释为直接环境效应作用于星系形成的结果。基于Zu & Mandelbaum（2015，2016）开发的iHOD晕淬灭框架，我们发现我们的基准晕质量淬灭模型，没有任何星系组装偏差，可以成功地解释SDSS中星系颜色的整体环境依赖性和一致性，分别通过星系颜色的标记关联函数和孤立原色周围的红色星系分数来测量。我们的基准iHOD晕淬灭模拟也正确地预测了更多与更少的红色星系子样本之间的空间聚类和星系透镜信号的差异，在固定的恒星质量下被红色序列脊线分割。与此同时，将星系颜色全部或部分与晕组装偏差联系起来的模型很难同时匹配所有这些观测值。因此，我们证明，所观察到的星系颜色的环境依赖性可以自然地解释为1）晕淬灭和2）晕质量函数随环境的变化-由两个独立的物理过程介导的间接环境效应。
2017-04-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
A correlation between the dark content of elliptical galaxies and their ellipticity
观测表明，星系的重子物质被巨大的暗物质晕所包围，其性质仍然未知。本文件详细分析了MNRAS 438，2，1535（2014）中发表的结果，报告了椭圆星系的椭圆率与其暗物质含量之间的经验相关性。大而均匀的椭圆星系的样本，其暗物质含量推断是使用不同的方法选择。采用多种方法减轻了暗物质提取中可能存在的方法学偏倚。来自星系特性的影响通过均匀性要求被最小化，并在统计上被进一步抑制。在形成均匀的样本（排斥星系的相互作用或依赖于其环境的迹象，奇特的椭圆星系和S 0型星系）一个明确的相关性出现。这种相关性要么是虚假的-在这种情况下，它标志着椭圆星系观测或分析中普遍存在的系统偏差-或者是真实的-在这种情况下，它特别意味着在相同的光度下，扁平的中等大小的椭圆星系平均比圆形星系重5倍，并且中等大小的圆形星系的非重子物质含量很小。它还将为暗物质和星系形成的模型提供一个新的试验场。
2020-10-13 astro-ph.GA
A direct constraint on the gas content of a massive, passively evolving elliptical galaxy at z = 1.43
气体和尘埃在恒星形成的星系在星系组装的高峰时期的主题是目前激烈的研究，但鲜为人知的是遥远的，被动演化的星系的星际介质（ISM）。本文报道了用IRAM/PdBI对z=1.4277的大质量（$M_{\star}{\sim}6{\times}10^{11}M_{\odot}$）椭圆星系中的分子（H $_2$）气体进行的3 mm波段深探测，这是首次尝试进行这种观测。我们把3 $σ$上限为0.32 Jy km/s的CO（$J$ =2 $\rightarrow$ 1）线或$L'_{\rm CO}$ $<$ 8.8 $\times$ 10 $^{9}$ K km/s pc $^2$的流量，假设一个盘状的CO形态和恒星速度色散的圆速度标度在本地早型星系（ETGs）。这转化为H $_2$质量为$<$ 3.9 $\times$ 10 $^{10}$（$α_{\rm CO}$ /4.4）$M_{\odot}$或气体分数为$\lesssim$ 6%，假设初始质量函数（IMF）和ISM由H $_2$主导，正如在许多局部高质量椭圆星系中观察到的那样。这个低的值接近本地ETG，这表明在大质量，高Z被动星系中的低恒星形成活动反映了真正的缺乏气体和抑制机制，如形态淬火的作用较小。
2015-05-29 astro-ph.GA
Globular clusters as tracers of the dark matter content of dwarfs in galaxy clusters
球状星团（GCs）经常被用来估计星系，特别是矮星的暗物质含量，在那里缺乏其他运动学示踪剂。这些估计通常假设球对称和动力学平衡，假设可能不成立的稀疏GC人口的矮星在星系团。我们使用一个目录的GC标记到Illustris模拟研究的准确性GC为基础的质量估计。我们专注于在恒星质量范围内的星系10 $^{8} - 10^{11.8}$ M $_{\odot}$在$9$模拟室女座星系团确定。我们的研究结果表明，质量估计是，平均而言，相当准确的系统与GC编号$N_{\rm GC} \geq 10$和个人GC视线速度的不确定性小于推断的速度分散，$σ_{\rm GC}$。然而，在$N_{\rm GC} \leq 10$的情况下，可能会产生偏差，这取决于如何计算$σ_{\rm GC}$。我们提供的校准，可能有助于减轻这些偏见的方法中广泛使用的文献。作为一个应用，我们发现了一些具有$M_{*} \sim 10^{8.5}\, M_{\odot}$的矮星（与超漫射星系DF 2相当，其$10$ GC的低$σ_{GC}$值得注意）具有$σ_{\rm GC} \sim 7$ - $15\; \rm km \rm s^{-1}$。这些DF 2类似物对应于在它们的下落时间（$3 \times 10^{11}$）的相对大质量的系统，其仅保留了$3$-$17$ GC，并且已经被剥离了超过95个$\%$的暗物质。我们…
2021-02-11 astro-ph.GA
The Effect of Halo Mass on the HI Content of Galaxies in Groups and Clusters
本文结合Sloan数字巡天（SDSS）和Arecibo Legacy Fast ALFA巡天（ALFFA）的观测数据，研究了局部宇宙星系团和星系团中冷原子气体的含量。通过对SDSS、ALMANFA和SDSS星表中的星系进行仔细的交叉匹配，得到了恒星质量为$10^{8.4} M_{\odot} \le M_{*} \le 10^{10.6} M_{\odot}$、星系团晕质量为$10^{12.5} h^{-1} M_{\odot} \le M_h \le 10^{15.0} h^{-1} M_{\odot}$的星系团样本。控制我们的样本中的恒星质量和红移，我们发现没有显着的径向变化的星系\hi \气体-恒星质量比的晕质量范围在我们的样本。然而，在ALCAFA中检测到的星系的比例稳步下降，朝着集团的中心，其效果在最大质量的晕中最为突出。在大质量晕的外围，低质量星系的探测分数降低的暗示表明，在这些星系落入大质量星系团之前，预处理降低了\hi \。我们解释的背景下，一个阈值晕质量的冲压压力剥离给定的星系恒星质量的ALCARFA检测星系的下降。星系\hi \气体-恒星质量比没有随着星系在星系群和星系团中的位置而明显降低，这突出了在浅层\hi \调查中检测环境对星系\hi \含量的影响的难度。
2015-09-01 astro-ph.GA
Time-domain Studies of M31
M31是我们最近的星系，是研究恒星演化、恒星形成、星系演化和宇宙学的垫脚石。然而，由于在如此拥挤的区域进行测光的困难，以及缺乏覆盖整个星系的宽相机，还没有对M31的恒星内容进行完整的普查。宽视场相机的出现为我们提供了一个独特的机会，可以完整地观察我们的邻近星系，从而能够对其可变内容进行盘点。本文综述了近年来对M31进行的宽场、高节奏观测的进展，包括不同的变量和瞬变。我们还概述了未来的研究，使正在进行和即将到来的设施。
2017-01-10 astro-ph.GA
Dissipational versus Dissipationless Galaxy Formation and the Dark Matter Content of Galaxies
我们研究两个极端的模型建立的恒星组成部分的发光椭圆星系。在一种情况下，我们假设恒星的形成是耗散的，中心吸积的气体辐射出其轨道和热能;暗物质晕将经历绝热收缩，中心暗物质密度分布将变陡。对于第二个模型，我们假设中央星系是由一系列远离新生星系的恒星团无耗散合并而成的。为了被吸积，这些团块通过动力学摩擦将轨道能量输给暗物质晕，从而加热中心的暗物质并平滑暗物质密度尖点。这些模型的中心暗物质密度分布有很大的不同。对于孤立的椭圆星系NGC 4494，中心暗物质密度分别在耗散和无耗散模型下遵循幂律r^（-0.2）和r^（-1.7）。通过匹配的dissipationsanddissipationless模型的观测椭圆星系的恒星组成部分，我们研究dissipationsanddissipationless合并椭圆星系的形成的相对贡献，并寻找观测测试，将区分这些模型。与强透镜最亮的星系团相比，在z=0.39时，耗散和无耗散模型的M*/L_B比值中值分别为2.1+/-0.8和5.2+/-1.7。对于NGC 4494，最佳拟合的有耗散和无耗散模型的M*/L_B分别为2.97和3.96。与被动演化和人口合成的预期恒星质光比的比较似乎排除了巨型椭圆星系中央恒星区域的纯粹耗散形成机制。
2010-02-02 astro-ph.GA
Galaxy rotation curves with log-normal density distribution
对数正态分布表示在具有高熵的微正则系综中找到随机分布粒子的概率。在第一近似下，这种分布的修正形式与截断终止可能代表一个孤立的星系盘，因此，这个盘密度分布模型运行，以提供最佳拟合的观测旋转曲线的37个代表性的星系。结果曲线与观测数据非常吻合，包括大范围的速度剖面和星系类型，其上升、平坦或下降曲线与Verheijen的“R”、“F”和“D”型曲线分类一致，相应的理论盘总质量可以拟合到重子Tully Fisher关系（bTFR）。其中9个星系与先前公布的质量相匹配，表明平均动态盘质量超过重子质量dex0.61+/-0.26。虽然对盘星系引力势的形状的其他测量方法存在疑问，但这个模型可以适应这样一种情况，即通过旋转曲线测量的引力质量分布被限制在一个薄平面内，而不需要暗物质晕或使用MOND。
2015-02-10 astro-ph.GA
Neutral Hydrogen in the Shapley Supercluster Core I: Environmental Effects on Gas Content and Galaxy Evolution
Rhodes University（罗德斯大学）；INAF–Istituto di Radioastronomia（意大利国家天体物理研究所射电天文研究所）；INAF–Osservatorio Astronomico di Capodimonte（意大利国家天体物理研究所卡波迪蒙特天文台）；South African Radio Astronomy Observatory（南非射电天文观测台）
研究Shapley超团核心中星系的中性氢含量，揭示环境因素对气体含量和星系演化的不同影响，发现星系在不同演化阶段的氢气亏损特征及环境淬灭机制。
2026-04-09 astro-ph.GA
The Impact of Assembly Bias on the Galaxy Content of Dark Matter Halos
我们研究的暗物质晕的星系内容的依赖大尺度环境和晕形成时间使用半解析星系模型应用到千年模拟。我们分析子样本的晕在这些分布的极端和测量的占领功能，他们的主机星系。我们发现这些职业功能的明显差异。对环境的主要影响是，在密度较高的区域中，中心星系（在一个模型中也包括卫星星系）开始形成质量较低的晕。一个类似的，但明显更强的趋势存在与晕年龄，早期形成的晕更有可能主机在较低的晕质量的中央星系。我们讨论了这些趋势的起源和恒星质量晕质量关系的连接。我们发现，在固定的晕质量，较老的晕，并在一定程度上也晕在稠密的环境中往往主机更大的星系。此外，我们看到了卫星星系占据的相反趋势，早期形成的晕有较少的卫星，可能是因为它们有更多的时间与中央星系合并。我们描述这些占用的变化也在占用函数参数的变化，这可以帮助构建现实的模拟星系目录。最后，我们研究了不同样本对应的星系自相关函数和交叉关联函数，并阐明了星系组装偏差对星系成团的影响。我们的研究结果可以为组装偏差的理论模型提供信息，并试图在真实宇宙中检测它。
2017-06-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The galaxy's gas content regulated by the dark matter halo mass results in a super-linear M$_{\rm BH}$-M$_{\star}$ relation
超大质量黑洞（SMBH）与它们的宿主密切相关，但这种联系的起源仍然难以捉摸。为了探索宇宙的这种比例关系的建立，我们提出了一个基于几何动机的模型，跟踪星系和SMBH的增长到z=0。从一个随机的质量种子分布在z=10，我们假设每个星系演化的恒星形成的“主序星”（MS）和每个BH遵循最近推导的恒星质量（M $_{\star}$）之间的BH吸积率和恒星形成率的依赖比例，去BHAR/SFR $\propto$ M $_{\star}^{0.73[+0.22,-0.29]}$。我们简单的配方自然地描述了BH星系的两个阶段的建立。起初，SMBH滞后于沿着MS演化的宿主。后来，随着星系在M $_{\star}$中生长，我们的M $_{\star}$依赖的BHAR/SFR诱导超线性BH生长，如M $_{\rm BH}$ $\propto$ M $_{\star}^{1.7}$。根据这种形式主义，在固定的M $_{\star}$下，较小的BH种子比较大的BH种子更快和更早地增加它们的相对质量，从而沿着逐渐紧密的M $_{\rm BH}$ -M $_{\star}$基因座朝向更高的M $_{\star}$设置。假设合理的值的辐射效率$ε\sim$ 0.1，我们的经验趋势同意高红移模型的预测和本地BH的内在M $_{\rm BH}$ -M $_{\star}$关系。我们推测，所观察到的非线性BH星系的建立…
2019-10-17 astro-ph.GA
Star Formation at z=2.481 in the Lensed Galaxy SDSS J1110+6459, II: What is missed at the normal resolution of the Hubble Space Telescope?
对于红移z=2.481的透镜星系SGAS J111020.0+645950.8，放大了28 +- 8倍，我们分析了恒星形成的形态，如由静止帧紫外线辐射所追踪的，在高度放大的源平面中，以及在没有透镜放大的情况下该星系将如何出现的模拟中。如果这个星系没有透镜，而是从HST深场中提取出来，我们可以得出结论，几乎所有的恒星形成都来自指数盘（Sérsic指数为1.0 ± 0.4），有效半径r_e = 2.7 ± 0.3 kpc，使用Galfit对F606 W进行二维拟合，r_e=1.9 ± 0.1kpc。在深场的正常空间分辨率下，SGAS J111020.0+645950.8内没有星团形成的迹象。然而，由引力透镜增强的空间分辨率讲述了一个完全不同的故事：大部分恒星形成在24个大小为r=30- 50 pc的团块中，分布在7 kpc的星系长度上。漫反射分量的颜色和空间分布表明还有更小的团块未被解析。尽管有这种杂乱的、杂乱的形态，但径向轮廓仍然具有指数轮廓的良好特征。在这个透镜星系中，恒星正在形成大小远低于100 pc的复合体;这样的大小完全没有被1<z<3的星系演化调查所探索。
2017-07-03 astro-ph.GA
SDSS J1451+2709 a normal blue quasar but mis-classified as a HII galaxy in the BPT diagram by flux ratios of narrow emission lines
在这篇论文中，我们讨论了SDSS J1451+2709的性质，它是一个正常的蓝色类星体，但在BPT图中被错误分类为HII星系（称为错误分类类星体）。H $α$和H $β$周围的发射线在2007年的SDSS光谱和1990年的KPNO光谱中通过不同的模型函数得到很好的测量，其中宽巴耳末线由高斯或洛伦兹函数描述。在考虑宽发射线的变化后，不同的模型函数导致不同的窄发射线通量，但不同的窄发射线通量比导致SDSS J1451+2709在BPT图中被归类为HII星系。为了解释类星体SDSS J1451+2709在BPT图中的独特性质，提出了两种解释方法，即星形成贡献和具有高电子密度的压缩NLR（接近禁戒发射线的临界密度）.不幸的是，这两种方法在SDSS J1451+2709中并不优选，需要进一步的努力来找到错误分类的类星体SDSS J1451+2709在BPT图中独特性质的物理起源。同时，SDSS J1451+2709的长时变与正常类星体的长时变没有太大的不同。错误分类的类星体SDSS J1451+2709是正常类星体中的一个非常独特的例子或特例，它可以为BPT图在正常宽线活动星系核和窄发射线天体上的应用提供进一步的线索，表明部分窄发射线HII星系实际上是活动星系核的中心。
2021-11-15 astro-ph.GA
Detailed dust modelling in the L-Galaxies semi-analytic model of galaxy formation
我们实现了一个详细的尘埃模型到L-Galerkin半分析模型，其中包括：II型和Ia型超新星（SNe）和AGB星的尘埃注入;在分子云中的晶粒生长;和破坏由于超新星引起的冲击，恒星形成，和再加热。我们的颗粒生长模型分别遵循分子云和云间介质中的尘埃含量，并且只允许在预先存在的尘埃颗粒上生长。在早期，这可能会对灰尘的增长速度产生显着影响。在$z\sim8$之上，II型超新星是尘埃的主要来源，而在$z\sim8$之下，分子云中的颗粒生长占主导地位，总尘埃含量在$z\sim6$之下由后者主导。然而，星系形成的详细历史对于确定任何单个星系的尘埃含量都很重要。我们引入了一个适合的尘埃金属（DTM）比作为金属丰度和年龄的函数，它可以用来推断在任何红移星系的DTM比。在$z\lesssim3$，我们发现金属丰度和DTM之间的平均关系相当平坦，金属丰度和尘气（DTG）比之间呈正相关，与观察到的关系的形状和归一化很好地吻合。我们还匹配观测到的恒星质量-尘埃质量关系的红移范围内的$0-4$，并在$z=0$的尘埃质量函数的归一化。我们的研究结果是重要的，在解释观测的尘埃含量的星系在整个宇宙的时间，特别是在高红移。
2019-07-05 astro-ph.GA
Effects of galactic environment on size and dark matter content in low-mass galaxies
本研究利用FIREbox模拟分析约1,200个低质量星系，发现星系环境不仅直接影响星系尺寸和暗物质含量，还通过halo质量产生间接影响，证实环境是星系演化的基本驱动力。
2025-03-05 astro-ph.GA
The End of Galaxy Surveys
近一个世纪以来，对星系的成像和光谱调查为我们提供了有关宇宙内容的信息。我们试图定义这样的调查的逻辑终点，通过定义不是下一个星系调查，但在近红外波长的最后星系调查，这将是星系调查，用尽的信息内容有用的解决现存的问题。这样的调查将需要在许多技术上取得令人难以置信的进步，调查的细节将取决于最早的星系尚未受到严格限制的性质。使用曝光时间计算器，我们定义名义调查提取有用的信息，为三个科学案例：暗能量宇宙学，星系演化和超新星。我们定义的比例关系，权衡天空背景，望远镜孔径，焦平面尺寸，以允许在给定区域的给定深度的调查。对于乐观的假设，一个280米的望远镜与边缘解析焦平面20度$^2$在L2操作可能耗尽星系的宇宙学信息内容在10年的调查。对于星系演化（利用引力透镜放大最早的星系）和SN，同一台望远镜就足够了。我们讨论了完成最后一次星系巡天所需的技术进步。虽然最终的星系调查仍然远远超出了我们今天的技术范围，但我们提出了尺度关系，表明我们如何朝着耗尽编码在星系形状，位置和颜色中的信息内容的目标前进。
2020-10-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evolution of the atomic and molecular gas content of galaxies in dark matter haloes
我们提出了一个半经验模型来推断星系的原子和分子氢含量作为晕质量和时间的函数。我们的模型结合了SFR晕质量红移关系（由星系丰度约束）与倒SFR表面密度关系来推断星系H I和H2的质量。我们目前的气体标度关系，气体分数，质量函数从z = 0到z = 3和星系的气体性质作为其主机晕质量的函数。结果表明：（1）自z = 1.5起，星系的H_1质量随恒星质量的变化约为0.2dex，而星系的H_2质量随恒星质量的变化约为1dex。2)星系冷气体和H2的比例随着恒星质量和时间的增加而减少。M* > 10^10 Msun的星系在z < 1时主要是由它们的恒星含量决定的，而质量较小的星系只有在z = 0时才能达到这些气体含量。我们发现在z < 1.5时相对气体含量的最强演化。3)SFR与气体质量比从z = 3到z = 0减小一个数量级。这与较低的H2分数相一致;这些较低的分数与较小的气体储层相结合，对应于当今星系SFR的减少。4)基于H2的恒星形成关系可以同时为宇宙恒星形成的演化提供燃料，并再现宇宙HI密度中观察到的弱演化。5)质量接近10^12 Msun的星系在所有红移下都能最有效地获得大的气体库和形成H2。这两种效应是相同质量晕中恒星形成效率高的原因。
2015-02-19 astro-ph.GA
Extended ionised and clumpy gas in a normal galaxy at z=7.1 revealed by ALMA
我们提出了新的ALMA观测的[OIII]88 $μ$ m线和高角分辨率观测的[CII]158 $μ$ m线在一个正常的恒星形成星系在z $=$ 7.1。先前对这个星系的[CII]观测已经检测到[CII]发射与Ly $α$红移一致，但相对于光学（UV静止帧）发射在空间上略有偏移。新的[CII]观测结果表明，[CII]发射在大于1 kpc的尺度上部分是聚集的，部分是弥散的。[OIII]发射也以高显著性被检测到，相对于光学对应物在与[CII]团块相同的方向上偏移，但大多不与[CII]发射的主体重叠。不同的发射成分（光学/紫外和不同的远红外示踪剂）之间的偏移量类似于在高红移下更强大的恒星爆发中观察到的情况。我们发现，[OIII]发射团不能解释的扩散气体激发的紫外线辐射发射的光学星系，但它需要激发原位（轻微的尘埃遮蔽）恒星形成，在约7 M $_{\odot}$ /年的速度。在距离光学星系20千秒差距的范围内，ALMA的数据揭示了另外两个[OIII]发射系统，它们必须是恒星形成的同伴。我们讨论了ALMA在z $\sim$ 7.1星系中揭示的复杂性质与最近的模型和宇宙学模拟的预期是一致的，其中差异尘埃消光，差异激发和不同的金属富集水平，与不同的子系统组装一个星系，负责不同的外观时，观察到不同的示踪剂的系统。
2017-05-05 astro-ph.GA
GASP. XXII The molecular gas content of the JW100 jellyfish galaxy at z~0.05: does ram pressure promote molecular gas formation?
在GASP巡天中，我们分析了水母星系JW 100的ALMA观测结果，旨在研究星系团中冲压压力剥离对恒星形成猝灭的影响。我们发现了一个意想不到的大量的分子气体（$\sim 2.5 \times 10^{10} M_{\odot}$），其中30%位于剥离的气体尾部到$\sim$ 35千秒差距的星系中心。分子气体的整体运动学类似于电离气体所示的运动学，但对于沿剥离方向的双组分的清晰特征，仅在距圆盘2 kpc处检测到。线比$r_{21}$具有聚集分布，并且在尾部可以达到大的值（$\geq 1$），而其平均值较低（0.58，0.15分散度）。所有这些证据都有力地表明，在尾部的分子气体是新诞生的剥离HI气体或新凝聚的剥离扩散分子气体。在不同尺度上的干涉数据的分析表明，一个显着的分数（$\sim 40\%$）的分子气体的大尺度（$\geq 8$ kpc）在磁盘上扩展，这部分成为主要的尾部（$\sim 70\%$）。通过比较分子气体的表面密度与恒星形成率的表面密度来自从MUSE数据的\Ha发射，我们发现，在1千秒差距规模的耗尽时间是特别大的（$5-10$陀螺仪）无论是在冲压压力扰动区的恒星盘，并在复合物沿尾巴。
2019-12-13 astro-ph.GA
Compact groups from semi-analytical models of galaxy formation -- IV: effect of group assembly on the evolution of their galaxies
基于3000多个SAM模拟CG，本文发现星系性质演化依赖恒星质量及CG组装时间，早期组装群气体损失、黑洞增长和恒星形成抑制更显著。
2023-09-28 astro-ph.GA
Galaxy Cold Gas Contents in Modern Cosmological Hydrodynamic Simulations
我们提出了一个比较星系的原子和分子气体的性质在最近的三个宇宙学流体动力学模拟，辛巴，鹰，和插图TNG，与观测$z\sim 0-2$。这些模拟都依赖于类似的次分辨率处方，以模拟冷星际气体，他们不能直接表示，并定性地再现所观察到的$z\approx 0$ HI和H $_2$质量函数（HIMF，H2 MF），CO（1-0）光度函数（COLF），气体标度关系与恒星质量，比恒星形成率，恒星表面密度$μ_*$，与一些定量的差异。为了比较COLF，我们应用H $_2$ -CO转换因子的模拟星系的平均分子表面密度和金属丰度的基础上，产生大量的变化$α_{\rm CO}$和模型之间的显着差异。使用此，预测的$z=0$ COLF比预测的H2 MF更好地与数据一致。到了$z\sim 2$，EAGLE和Simba的HIMF和COLF强烈增加，而TNG的HIMF下降，COLF演变缓慢。EAGLE和Simba在$z\sim 1-2$重现了高$L_{\rm CO1-0}$星系，部分原因是中值$α_{\rm CO}(z=2)\sim 1$与$α_{\rm CO}(z=0)\sim 3$。检查\HI，H $_2$和CO标度关系，它们与$M_*$的趋势在所有模型中广泛再现，但EAGLE在绿谷星系中产生的HI太少，TNG和辛巴在大质量星系中产生过多的冷气体，辛巴在小系统中产生过多的分子气体。使用辛巴的变体，排除个别活动…
2020-06-26 astro-ph.GA
A Galactic Scale Magnetized Wind Around a Normal Star-Forming Galaxy
通过MeerKAT观测邻近侧向旋涡星系NGC 1532，发现延伸约10 kpc且缺少重合气体尘埃的磁化射电环，支持宇宙线压力驱动星系风。
2024-12-05 astro-ph.GA
On the massive star content of the nearby dwarf irregular Wolf-Rayet galaxy IC 4662
目的：我们调查了附近的矮不规则Wolf-Rayet星系IC 4662的大质量恒星含量，并考虑了其他贫金属星系，SMC，IC 10和NGC 1569的背景下，它的全球恒星形成特性。研究方法：甚大望远镜/FORS 2成像和光谱学加上存档的哈勃太空望远镜/ACS成像数据集使我们能够在空间上识别该星系内沃尔夫-拉叶星的位置，数量和可能的亚型。我们还调查了两个巨大的HII区域A1和A2的电离光子的一个显着的部分深深地嵌入在这些区域内的建议。结果如下：沃尔夫-拉叶星与IC 4662-A1和A2内的一些源以及A1西北方的第三个致密HII区（A1-NW）有关。一些源似乎是孤立的、单个（或双星）发光的氮序WR星，而扩展源则是质量超过猎户座星云团至多两倍的星团。IC 4662缺乏光学可见的年轻大质量致密星系团，而这些星系团在附近的其他矮不规则星系中很常见。A1和A2的射电和Halalpha电离通量之间的比较表明，它们的总莱曼连续通量的30-50%深深地嵌入在这些区域内。结论：IC 4662的恒星形成面密度不足以让这个星系符合星暴星系的资格，根据它的光度半径R_25。相反，如果我们采用亨特和埃尔默格林的V波段标度长度R_D，IC 4662将完全符合星暴星系的条件，因为它的恒星形成强度将超过0.1 M_sun/yr/kpc ^[2]。
2009-03-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Explaining the enhanced star formation rate of Jellyfish galaxies in galaxy clusters
我们研究了最近观测到的水母星系（JFG），发现它们的气体含量在星系团中被冲压压力剥离。这些星系被观察到有一个增强的恒星形成率约0.2德克斯相比，在其磁盘相同的恒星质量的控制样本。我们的模型中的恒星形成效率的增加作为一个函数的interaclustmedium压力和参数化的星系的冷气体含量作为一个函数的集群中心距离。我们表明，外部压力作为一个正反馈的结果与观察到的分布增强恒星形成的JFG如果云被屏蔽蒸发的磁场。我们的研究结果预测，卫星晕质量$< 10^{11}M_{\odot}$移动马赫数$\mathcal{M}\approx2$，倾角小于60度，更有可能被检测为JFG。
2019-04-11 astro-ph.GA
Ghosts in the Attic: Mapping the Stellar Content of the S0 Galaxy NGC 5102
利用加拿大-法国-夏威夷望远镜的WIRCam和MegaCam获得的图像研究了邻近S 0星系NGC 5102中恒星的空间分布。除了探测器元件之间的间隙外，整个星系都是在r'和i'测量的，而J和Ks的数据则延伸到6 kpc（7个磁盘尺度长度）。星盘上有一小部分M_V < -3.5的7000万年前的主序星，其中大部分位于星系的南半部。C星与明亮的M巨星的比例与过去1 Gyr内恒星形成率的总体增加一致。在0.1 - 2 Gyr期间的恒星形成活动比过去的1亿年更加集中。盘的结构在5 kpc（5.5盘尺度长度）附近发生变化。RSG和明亮的AGB星沿着长轴的南部被追踪到14 kpc（15.6标度长度）的半径，而在东南短轴的16 kpc投影距离处也有明亮的AGB星。在星系中心的西边，有一大片AGB星，对着一个弧分。有人认为，这是一个伴星星系的残余物，引发了过去的恒星形成活动。
2010-01-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
AKARI near-infrared background fluctuations arise from normal galaxy populations
我们表明，从AKARI卫星的近红外背景（NIRB）的波动的测量可以解释在低红移微弱的星系种群。我们证明了这一点，使用重建图像从深星系目录（HUGS/S-CANDELS）和两个独立的星系人口模型。在所有情况下，我们发现AKARI测量的NIRB波动与暗星系一致，并且不需要未知群体的贡献。我们发现没有证据表明陡峭的瑞利-金斯光谱的基础来源，如以前报道的。大角度尺度下的瑞利-金斯光谱很可能是星系在较长波长通道中被系统地移到更深层次的结果。
2016-10-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy Pairs in the Sloan Digital Sky Survey - X: Does gas content alter star formation rate enhancement in galaxy interactions?
本文介绍了利用Jansky甚大星系阵（VLA）对17个密近星系对中的34个星系进行的新的谱线观测。星系对的样本被选择为包含紧密的，主要相互作用的星系（即，投影分离$<$ 30 kpc/h，质量比小于4：1），同时仍然具有足够大的角分离，VLA可以在空间上分辨这对星系中的两个星系。在34个星系中，有17个在$> 3σ$被探测到。我们比较了HI气体部分的星系与触发恒星形成存在于该星系。当与质量、红移和局域环境匹配的非对星系的恒星形成率（SFR）比较时，我们发现恒星形成增强与HI气体分数呈弱正相关（$\sim 2.5σ$）。为了帮助理解驱动这种弱相关性的物理机制，我们还提出了一个小套件的二元星系合并模拟不同的气体分数的结果。模拟的星系表明，较大的初始气体分数与较低水平的相互作用触发的恒星形成（相对于一个相同的星系孤立），但也表明，高气体分数的星系有较高的绝对SFR之前的相互作用。我们表明，当相互作用驱动的SFR增强计算相对于一个星系的平均气体分数为恒星质量，SFR和初始气体分数之间的关系占主导地位的SFR增强驱动的相互作用。模拟的星系相互作用，匹配的恒星质量，但不是在气体分数，像我们的VLA样本，产生相同的一般SFR增强和气体分数之间的正相关性，我们观察到。
2015-03-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The amazing diversity in the hot gas content of an X-ray unbiased massive galaxy clusters sample
我们的目标是确定的内在品种，在一个给定的质量，在星系团的星系团内介质的属性。这就需要选择一个独立于团簇内介质含量的团簇样品，以便获得可靠的质量和随后的X射线数据。我们提出了一个这样的样本，由34个星系团独立选择的X射线属性在附近的（$0.050<z<0.135$）宇宙和大部分与$14<\log M_{500}/M_\odot \lesssim 14.5$，质量动态估计。我们从档案中收集了可用的X射线观测数据，然后用低背景的斯威夫特X射线望远镜观测了剩余的星团，这对于采样预计具有低表面亮度的星团种群非常有用。我们发现，无论中央发射（$r<0.15 r_{500}$）是否被切除，在给定的质量下，星团在$r_{500}$内的X射线光度显示出很大的范围（高达50倍），揭示了比Sunayev-Zeldovich调查中看到的或从X射线调查中看到的人口推断出的更广泛的星团人口。测量的分散度为给定质量下$L_X$中的$0.5$ dex。
2015-11-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The SLUGGS Survey: globular clusters and the dark matter content of early-type galaxies
球状星团（GC）系统的总质量与宿主星系的维里晕质量之间存在很强的相关性。然而，在这种相关性中，总晕质量是在空间尺度上进行的统计测量，是典型GC系统的十倍左右。在这里，我们调查GC系统和星系的暗物质在可比的空间尺度之间的联系，使用动态质量测量的星系的基础上。我们的样本包括17个充分研究的大质量（恒星质量$\sim$ 10 $^{11}$ M $_{\odot}$）早期型星系从SLUGGS调查。我们发现，最强的相关性是蓝色（贫金属）GC亚群和暗物质含量。这种相关性意味着星系的暗物质质量可以通过对GC系统的仔细成像来估计，误差在2倍之内。GC系统的质量与封闭的暗物质的质量之比几乎是恒定的。我们还发现，蓝色GC的分数和封闭的暗物质的分数之间有很强的相关性，因此，一个典型的星系与蓝色GC的分数为60%有一个暗物质的分数为86%，在类似的空间尺度。晕的增长和去除（通过潮汐剥离）可能在形成这种趋势中发挥一定作用。在星系形成的两相模型的背景下，我们发现星系的吸积恒星的比例最高，有较高的暗物质分数为一个给定的分数的蓝色GC。
2016-02-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mining the information content of member galaxies in the halo mass modelling
基于以前的研究结果，即某些卫星星系和中央星系之间的星等差距可以用来提高晕质量的估计，我们进行了系统的研究，不同的成员星系的信息内容的主机晕质量的建模使用机器学习的方法。我们采用流体动力学模拟的数据IllustrisTNG和训练的随机森林（RF）算法来预测晕质量从恒星质量的成员星系。采用穷举特征选择方法对不同星系成员的重要性进行区分。我们证实，一个额外的卫星改善晕质量估计相比，估计由中央单独。然而，使用不同的卫星星系，这种改善的幅度并没有显着差异。当三个星系用于晕质量预测时，最佳组合总是中心星系与最大质量卫星和最小卫星的组合。此外，在前7个星系中，一个中心星系和两个或三个卫星星系的组合给出了一个接近最佳的估计晕质量，并进一步增加星系不会提高预测的精度。我们证明，这些依赖性可以理解的条件卫星分布的形状变化，不同的成员星系占不同的晕依赖功能的累积恒星质量函数的不同部分。
2022-03-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Physical Correlations of the Scatter between Galaxy Mass, Stellar Content, and Halo Mass
我们使用宇宙机器来分析中央星系质量，晕中的总恒星质量和暗物质晕质量之间的散射源。我们还提出了一个新的晕质量估计，cen+N质量：中央和N个最大质量的卫星的恒星质量的总和。我们表明，当真正的空间位置是完全已知的，cen+N质量分散的竞争与基于丰富度的估计。然而，在红移空间中，cen+N质量受到宇宙机器模型中投影效应的影响较小。因此，cen+N质量是一个可行的低散射晕质量估计，并应被视为一个重要的工具，以约束宇宙学与即将到来的光谱数据从DESI。我们分析了恒星质量的散射在固定的晕质量，并表明，在晕中的恒星总质量是不相关的次级晕属性，但中央恒星质量是晕质量和晕年龄的函数。这是因为在较老的晕中，中央星系有更多的时间通过吸积而成长。如果UniverseMachine模型是正确的，那么对大质量选定样本的准确星系晕建模除了质量之外还需要考虑晕的年龄。
2019-05-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining the galaxy mass content in the core of A383 using velocity dispersion measurements for individual cluster members
我们使用的速度色散测量的21个单独的集群成员在核心的阿贝尔383，获得MMT Hectospec，分离的星系和光滑的暗晕（DH）透镜的贡献。虽然透镜效应通常会限制整体的投影质量密度，但创新性地使用速度色散测量作为单个星系团成员质量的代理，打破了固有的简并性，并使我们能够（a）改进对单个星系质量和星系质量与光的比例关系的约束，因此，（b）改进对仅DM地图的约束，这是透镜建模的高端目标。集群成员的速度分散的知识，提高了17%的图像再现$χ^2$，或20%的均方根方面的拟合。对DH的质量参数的约束提高了~10%，而对于星系分量，它们相应地改进了~ 50%，包括星系晕截断半径。以M =-20.96的L型$^*_B$星系为例，得到了最佳拟合截断半径r $^*_{tr}=20.5^{+9.6}_{-6.7}$ kpc和速度色散$σ^*=324\pm17 km/s$ .此外，通过执行南方巨弧的表面亮度重建，我们提高了对r $_{tr}$的两个附近的集群成员，其中有测量速度色散的约束，超过30%。我们估计了这两个星系的剥离质量，得到的结果与数值模拟一致。在未来，我们计划将这种分析应用到其他星系团的成员星系的速度分散。
2014-11-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
White dwarfs with hydrogen-deficient atmospheres and the dark matter content of the Galaxy
天文学家观测到的几个微透镜事件的性质对大麦云云（LMC）仍然是一个有争议的话题。质量大于~ M_{sun}的低质量亚恒星天体和恒星已经被排除为大质量天体物理致密晕天体（MSO）星系晕的主要组成部分，而半个太阳质量的恒星似乎是可行的候选者。主序星已经被抛弃，而具有以氢为主的大气层的白矮星所扮演的角色也受到严格的限制。在本文中，我们评估的贡献，银河系的暗物质含量的白矮星与氢缺乏的气氛。为此，我们使用的Monte Carlo模拟器，它采用了最新的进化序列的白矮星与富氢和缺氢的气氛。我们还考虑到我们的银河系的厚盘和晕的详细描述，以及一个可靠的模型的LMC。我们发现，与只考虑富氢白矮星时获得的值相比，贫氢大气的白矮星的贡献适度增加了光学深度的理论估计。我们还发现，白矮星的厚盘人口的贡献是可比的晕的贡献。然而，光环和厚盘白矮星种群的贡献仍然不足以解释CSO团队观察到的事件数量。最后，我们发现，在95%置信度水平下，所研究的整个种群对晕暗物质的贡献小于10%。
2010-01-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
A new method to probe the thermal electron content of the Galaxy through spectral analysis of background sources
本文提出了一种新的探测银河系热电子含量的方法，即在辐射转移方程的吸收极限下，通过对背景点源的光谱分析。在这个极限下，用自然对数计算这些辐射源的光谱指数$α$，得到一个加性因子，我们用$α_\mathrm{EM}$表示，它是由于银河系热电子数对辐射的吸收而产生的。我们发现，这种效果是很重要的，在非常低的频率（$ν\lesssim200$ MHz），频率间隔是至关重要的。我们通过计算整个天空的排放量来模拟这种效应。银河系的（光滑）热电子模型不符合观测到的发射测量分布，但一个简单的，基于云的模型来代表温暖的星际介质的clusimonary性质。该模型在统计上再现了独立于$H_α$数据的银河系发射测量分布。我们发现，在最低频率（$\sim10-50$ MHz）下，银河系纬度$\lesssim15^\circ$以下的大部分星系的观测光谱指数可能会发生显着变化（即，$α_\mathrm{EM}\gtrsim0.1$）。因此，这种方法提供了对河外源低频光谱指数测量的校正，并提供了使用当前和下一代低频射电望远镜对银河系热电子分布的灵敏探测。我们表明，这种效果应该是鲁棒的检测单独在最强的源，并在源样本的$α_\mathrm{EM}\gtrsim0.18,0.06$的水平，和0.02的源密度为10，100和1,000源每平方度的统计。
2016-05-19 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
Simulating the H2 content of high-redshift galaxies
在星系形成的宇宙学模拟中，我们引入了一个亚网格模型来描述分子氢的非平衡丰度。我们改进了以前的工作，占分子云的未解决的结构，在一个唯象的方式结合了观测和数值结果的湍流星际介质的属性。我们将该模型应用于银河系大小的星系在z=2时形成的宇宙学模拟，并将结果与使用其他流行的计算H2平衡丰度的处方所获得的结果进行比较。在这些运行中，我们引入了恒星形成和当地H2丰度之间的明确联系，并进行了额外的模拟，其中恒星形成直接与冷气体的密度有关。在更好的协议与观察，我们发现，模拟星系产生较少的恒星和窝藏一个更大的气体库时，恒星的形成是由分子氢调节。在这种情况下，银河系是由一个年轻的恒星星族组成的，因为早期的恒星形成被抑制在小的，金属贫乏的暗物质晕中，不能有效地产生H2。在H2调节恒星形成的模型中，在z=2的星系维里半径内轨道运行的发光卫星数量减少了10%-30%。
2014-12-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Finding galaxies with unusual HI content
观测表明，星系团中的星系受到其环境的强烈影响。越来越多的证据表明，星系群中的一些星系显示出与星系团中的星系相似的性质，例如更红的颜色和气体缺乏，这突出表明环境过程在星系群尺度上也是有效的。问题是，在低密度环境中，哪些机制是重要的？为了回答这个问题，我们确定气体缺乏星系调查最近或正在进行的环境过程，如气体剥离。我们正在使用的中性氢（HI）的含量和星系的光学性质之间的标度关系，以确定显着低于HI比平均星系的同一类型的星系。我们推导出新的，多波长HI光学缩放关系使用HI帕克斯全天巡天（HIPASS）与光学和近红外数据集。我们还显示了我们的初步结果，从6个HI缺乏星系，我们确定在低密度环境中的样本的观测。
2013-12-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
New evidence and analysis of cosmological-scale asymmetry in galaxy spin directions
在过去的几十年里，基于宇宙有一个长轴的论点提出了多种宇宙学理论。这样的理论可以基于宇宙的几何学，或多元宇宙理论，如黑洞宇宙学。宇宙尺度轴的争论得到了某些证据的支持，例如由CMB分布形成的偶极轴。在这里，我研究另一种形式的宇宙尺度轴，基于螺旋星系的自旋方向分布。从四个不同的望远镜的数据进行了分析，显示出几乎相同的轴配置文件时，星系的红移分布是相似的。
2022-01-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mapping stellar content to dark matter halos. II. Halo mass is the main driver of galaxy quenching
我们开发了一种简单而全面的方法来区分星系淬火的潜在驱动因素，使用SDSS中红色和蓝色星系的聚类和星系-星系透镜。基于Zu & Mandelbaum（2015 a）开发的iHOD框架，我们考虑了两种猝灭情景：1）“晕”猝灭模型，其中晕质量是关闭中心和卫星恒星形成的唯一驱动因素; 2）“混合”猝灭模型，其中星系的猝灭分数取决于它们的恒星质量，而卫星猝灭对晕质量有额外的依赖性。这两个最佳拟合模型同样很好地描述了红色星系的聚集和透镜效应，但晕淬灭提供了更好的拟合$10^{11} M_\odot/h^2$以上的蓝色星系。晕淬灭模型也正确地预测了红色和蓝色中心的平均晕质量，与当地最亮星系的直接弱透镜测量结果非常吻合。猝灭与晕质量无关的模型，包括星系颜色取决于固定$M_*$的晕年龄的年龄匹配模型，都无法重现观测到的大质量蓝色中心的晕质量。我们发现类似的临界晕质量负责中心和卫星（~ $1.5\times10^{12} M\odot/h^2$）的淬火，暗示在一个统一的淬火机制，例如，下落气体的维里冲击加热iHOD晕淬灭模型的成功提供了强有力的证据，证明星系中恒星形成淬灭的物理机制主要与其暗物质晕的质量有关，而不是与其恒星成分的性质有关。
2015-09-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Particle content, radio-galaxy morphology and jet power: all radio-loud AGN are not equal
正在进行的和未来的无线电调查的目标是跟踪整个宇宙时间的黑洞生长和活动星系核（AGN）的反馈的演变，但是，在翻译无线电光度函数到一个可靠的评估作为星系和/或暗物质晕质量的函数的能量输入仍然存在重大的不确定性。追踪活动星系核喷流活动的射电瓣等离子体的组成是一个关键而长期存在的问题。在本文中，我们进行了一个系统的比较Fanaroff和Riley I类和II类射电星系的等离子体条件，最终证明，它们的内部组成是系统不同的。这种差异是最好的解释存在的一个积极占主导地位的质子人口的FRI，但不是FRII射电星系。我们表明，正如预期的这种系统的粒子含量的差异，无线电形态也会影响喷流功率/射电光度的关系，与FRII射电星系有一个显着较低的喷流功率比射电光度比FRI集群无线电源用于通过X射线腔测量得出喷流功率标度关系。最后，我们还结论性地证明了波瓣组成与吸积模式（光学激发类）无关：低激发和高激发FRII射电波瓣的内部条件是难以区分的。我们的结论是，人口范围的活动星系核的影响的推论需要仔细评估的贡献，不同的喷流子类，特别是考虑到喷流的演变状态的多样性增加，预计将出现在深，低频无线电调查，如LOFAR两米巡天。
2018-01-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Determining the HI content of galaxies via intensity mapping cross-correlations
我们提出了一种创新的方法来测量中性氢（HI）含量的光学选择光谱样品的星系通过互相关HI强度映射测量。我们发现，HI-星系交叉功率谱包含一个附加的散粒噪声项，它与光学选定的星系的平均HI亮度温度成比例，允许限制放置在每个星系的平均HI质量。这种方法可以估计的HI含量的人口太微弱，直接观察到通过他们的21厘米发射在很宽的红移范围。这种互相关，作为光学光度或颜色的函数，可以用来导出HI缩放关系。我们证明，这个信号将是可检测的交叉相关即将到来的澳大利亚SKA探路者（ASKAP）的意见与现有的光学选择的样本。我们还使用半解析模拟来验证HI质量可以通过我们的技术在M_HI > 10^8 M_solar的范围内以独立于基础功率谱形状的方式成功地恢复。我们的结论是，这种方法是一个强大的工具来研究星系演化，它只需要一个单一的强度映射数据集来推断互补HI气体信息从现有的光学和红外观测。
2017-03-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
