COSMOS中的大质量星系：在过去的9个Gyrs中黑洞相对于膨胀质量而不是相对于恒星总质量的演化？

Lambda-CDM宇宙学中膨胀形成的另一面：局域宇宙中的无引力星系

The other side of Bulge Formation in a Lambda-CDM cosmology: Bulgeless Galaxies in the Local Universe

我们研究的物理性质，形成的历史，和环境的星系没有一个显着的“经典”的球状组成部分，预测的半解析模型的星系形成和演化。这项工作是对De Lucia等人的分析的补充，（2011），在那里我们专注于在Lambda-CDM宇宙学中负责凸起组装的各种物理机制的相对贡献。我们发现，无球星系的比例是恒星质量的一个强递减函数：它们在M* > 10^12 Msun的星系中所占比例可以忽略不计，但在M* < 10^10 Msun时占主导地位。我们发现一个明确的二分法，在这个星系的人口，低质量的暗物质晕，和卫星星系的大规模集团/集群的中心星系之间。我们发现，无球星系是相对年轻的系统，它们的大部分质量聚集在低红移，但它们也可以容纳非常古老的恒星星族。由于星系星系合并被认为会导致形成一个球状组成部分，在我们的模型中，这些星系形成优先在低质量的晕，主机的卫星星系的数量很少。我们表明，所采用的星系合并模型是确定无凸星系的实际数量的一个关键因素。我们的结果表明，这些星系在理论模型中并不罕见：在z~0处，没有经典凸起的星系（但通常包括具有等效伪凸起的星系）占10^11 < M*/Msun < 10^12的星系的14%。

LCDM宇宙学中的两阶段核团组装

A two-phase scenario for bulge assembly in LCDM cosmologies

我们分析和比较的膨胀的一个样本的L* 螺旋星系的流体动力学模拟在宇宙学的背景下，使用两种不同的代码，P-DEVA和GASOLINE。这些代码以非常不同的方式调节恒星形成，P-DEVA模拟在假设反馈发生在亚网格尺度上的情况下输入低恒星形成效率，而GASOLINE模拟则具有驱动大规模外流的反馈。在所有情况下，显着的膝盖形状的质量聚集轨道，对应于从早期阶段的快速大规模组装到后来的较慢的过渡，分离的模拟凸起内的两个人口的属性。分析的凸起显示了一个重要的早期恒星暴产生的类彗星快速阶段的大规模组装，其次是第二阶段与较低的恒星形成，驱动的各种过程，如磁盘不稳定性和/或合并。根据这两个阶段将z=0时的核球恒星粒子分为老的和年轻的两类，我们发现核球恒星子种群具有不同的运动学、形状、恒星年龄和金属含量。年轻的组分更扁圆，通常更小，更多的旋转支撑，具有更高的金属丰度和更少的α-元素比老的增强。这些结果与当前观测到的凸起状态是一致的，并为一些明显自相矛盾的观测结果提供了解释，例如观测到的凸起年轻化和金属含量梯度。我们的结果表明，L* 星系的凸起通常会有两个凸起种群，可以将其比作经典凸起和伪凸起，差异在于两者的相对比例，这可能会因星系质量和特定质量吸积和合并而变化历史。

BH-膨胀关系中选择效应的解释：没有宇宙学演化的证据

Accounting for selection effects in the BH-bulge relations: No evidence for cosmological evolution

黑洞-核球关系的红移演化是黑洞-星系协同演化模型的一个重要观测约束。除了这些研究的观察挑战外，选择效应的影响使结论变得复杂。我们表明，目前没有统计学上的显着证据宇宙演化的黑洞，球的关系，一旦这些选择效应被考虑在内，并纠正。本文提出了一种基于黑洞质量和星系性质的二元分布的拟合方法，该方法考虑了拟合中的选择函数，因此能够无偏地恢复固有的黑洞-球核关系。虽然先验知识被限制到最低限度，我们至少需要的知识，无论是样本选择函数和质量依赖的活性分数，或球体分布函数和内在的散射在黑洞的膨胀关系。我们采用我们的拟合例程，现有的研究黑洞的膨胀关系在z~1.5和z~6，使用我们目前最好的知识的分布函数。没有统计学显著证据表明MBH-M* 比向z~2外的正演变。在z~6的电流约束不太强，但我们证明，在z~6的本地黑洞-凸起关系的大观测表观偏移是完全一致的，没有内在的偏移。该方法为将来获得更可靠的黑洞-星系协同演化约束条件提供了一种工具。

过去11 Gyr恒星形成星系的结构和尺寸演化

The structural and size evolution of star-forming galaxies over the last 11 Gyrs

我们提出了新的结果，在过去的11个Gyrs的H $α$选择的恒星形成星系的休息帧蓝/紫外线的大小和Sersic指数的演变。我们研究了如何感知的进化可以受到一系列的偏见和系统学，如宇宙学调光和分辨率效应的影响。我们使用GALFIT和人工红移技术，其中包括H $α$ -选择星系的光度演化，以量化测量的结构参数与红移的变化。我们发现典型的大小为2至3千秒差距和Sersic指数的n~1.2，接近纯指数磁盘的所有方式从z=2.23到z=0.4。在z=0时，我们发现典型的尺寸为4-5 kpc。我们的研究结果表明，当使用GALFIT时，宇宙学变暗对<10 kpc星系的导出有效半径的影响可以忽略不计，但我们发现对中值Sersic指数的估计存在约20%的偏差，使星系更像盘。在过去的11个Gyrs中，恒星形成星系平均增长了2-3倍，其中有$r_e\propto(1+z)^{-0.75}$。通过探索恒星质量-尺寸关系的演化，我们发现了自z~2以来最大质量恒星形成星系的更强尺寸演化的证据，因为与较低恒星质量的对应物相比，它们向z~0生长得更快。当我们追踪蓝/紫外静止帧时，我们可能会看到星系中恒星形成正在进行的盘的增长，而它们的轮廓在同一时期保持接近指数盘，n<1.5。

z~1以来有和无经典核球盘星系的演化

The evolution of disc galaxies with and without classical bulges since z~1

建立内部和外部驱动机制的相对作用，负责盘和隆起的增长是必不可少的了解盘星系的演化。在这种情况下，我们研究了没有经典的鼓包的盘星系的物理性质相比，经典鼓包，因为z~0.9。利用哈勃太空望远镜和斯隆数字巡天的图像，我们计算了参数和非参数的措施，并研究了大小，浓度，恒星质量，有效恒星质量密度和不对称性的演变。我们发现在过去的~8 Gyrs中，有和没有经典凸起的盘星系都获得了超过50%的恒星质量。此外，发现椎间盘大小的增加是外周性的。虽然平均总（彼得罗相）半径从z~0.9到z~0几乎翻倍，但平均有效半径相比之下略有增加。此外，通过浓度和有效恒星质量密度的演变，内部区域的密度增加是明显的。我们发现，不对称指数下降，从高到低的红移，但这是更明显的无凸起盘样品。此外，不对称性与整体有效半径相关，浓度与整体Sersic指数相关，但只有在更高的红移下才更好。质量和大小的大幅增加表明，外部物质的吸积一直是星系增长的主要模式，其中环星系环境起着重要作用。

宇宙学模拟中的高红移星云盘和星云球

High-redshift clumpy discs and bulges in cosmological simulations

我们分析了第一个宇宙学模拟，恢复由冷流驱动的高红移星系盘的碎片。由于AMR分辨率优于70 pc，冷却温度低于10^4 K，碎片得以恢复。我们研究了三个典型的恒星形成星系的晕约。[5]在z=2.3时，当它们没有发生大的合并时，Msun为10^11。由冷气流提供的稳定气体导致了引力不稳定的湍流盘，这些盘在动力学时间尺度上分裂成巨大的团块和瞬态特征。盘状团块与暗物质晕无关。在一个边缘不稳定的状态下，cluteplasticdiscs是自我调节的重力。在轨道时间尺度上的团块迁移和角动量转移有助于中心隆起的生长，其质量与圆盘相当。连续的气体输入使球盘-球丘系统在几个Gyr内保持在一个接近“稳态”的状态。平均恒星形成率，其中大部分发生在团块，遵循气体吸积率约。45兆孙/年模拟的星系在许多方面类似于观测到的恒星形成星系在高红移。它们的性质与Dekel，Sari & Ceverino（2009）中提出的简单理论框架一致。特别是，一个两个组件的分析表明，模拟光盘确实是轻微的不稳定，和时间的演变证实了在宇宙学稳定状态的cluronium配置的鲁棒性。当z=1时，模拟的系统被一个占主导地位的恒星椭球体所稳定，证明了恒星形成的“形态淬火”过程（Martig et al. 2009）。我们证明，光盘碎片是不是一个数字的文物，一旦牛仔裤长度保持大于7个分辨率的元素，即超出标准的Truelove标准。

潮汐剥离效率对卫星星系和宿主星系形态的依赖性

The dependence of tidal stripping efficiency on the satellite and host galaxy morphology

本文研究了围绕大质量主星系运行的卫星星系的潮汐剥离过程，着重讨论了它对卫星星系和主星系形态的依赖性。为了这个目的，我们使用三种不同的形态的卫星：纯盘，纯凸起和混合凸起+光盘。两种形态用于宿主星系：鼓包+盘和纯鼓包。我们发现，虽然球状恒星组件经历了一个恒定的幂律一样的质量去除，光盘暴露于指数质量损失时，卫星的潮汐半径是相同的顺序的光盘尺度长度。这种剧烈的质量损失能够在1亿年的时间尺度上完全消除恒星成分。因此，在同一轨道上的两颗具有相同恒星质量和暗物质质量的卫星，在10个Gyrs后要么保留相当大一部分的恒星质量，要么被完全摧毁，这取决于它们最初的恒星形态。我们发现，有两个特征的时间尺度描述的开始和结束的光盘删除，其值与光盘的大小。这一结果可以很容易地纳入半解析模型。我们还发现，主机的形态和轨道参数也有影响的确定质量去除，但他们是次要的卫星形态。我们的结论是，卫星形态的恒星剥离的效率有很强的影响，应该考虑到在建模星系形成和演化。

哈勃序列在COSMOS场中的建立

The Build-Up of the Hubble Sequence in the COSMOS Field

我们使用~ 8，600个> 5e 10 Msol的COSMOS星系来研究大质量椭圆星系、膨胀主导盘、中间膨胀盘、无膨胀盘和不规则星系的形态混合从z=0.2到z=1是如何演化的。形态演化强烈依赖于质量。在M> 3e 11 Msol时，在形态混合中没有检测到演化：自z=1起椭圆星系占主导地位，哈勃序列在这个时期已经定量地稳定下来。在1 e11 Msol质量尺度，几乎没有发现演化，这完全可以用大合并来解释。从z=1到z=0.2的大部分形态演化发生在质量为5e 10 - 1 e11 Msol的地方，其中：（i）螺旋的比例大幅下降，早期类型的贡献增加。这种增加主要是由膨胀占主导地位的磁盘的增长产生的，其贡献从z=1时的约10%变化到z=0.2时的>30%（参见图1）。椭圆部分从~15%增长到~20%）。因此，在这些质量，从晚型到早型的转变导致无盘椭圆形态，统计频率仅为30% -40%。否则，负责转换的进程会保留或产生不可忽略的磁盘组件。(ii)在z=1时，无膨胀的盘状星系占中等质量星系总数的15%，在z=0.2时几乎消失。由于z=1，合并率太低，无法解释这些巨大的无凸起圆盘的消失，这些圆盘很可能通过长期演化而增长凸起。

近红外发光星系原子核结构：HST NICMOS对GOALS样品的成像

The Nuclear Structure in Nearby Luminous Infrared Galaxies: HST NICMOS Imaging of the GOALS Sample

我们目前的结果哈勃太空望远镜NICMOS H波段成像的73个最明亮的（即，log[L_IR/L_0]>11.4）大天文台全天红外线巡天（GOALS）中的红外线巡天（LIRGs）。该数据集结合了来自太空（Spitzer，HST，GALEX和Chandra）和地面望远镜的多波长成像和光谱数据。在本文中，我们使用高分辨率的近红外数据来恢复原子核结构，是在光学波长的尘埃掩盖，并测量这种结构的演变沿合并序列。在我们的样本中，所有星系中有很大一部分拥有双核（约63%）或显示出三核的证据（约6%）。由于尘埃遮蔽，这些双核中有一半在HST B波段图像中不可见。大多数相互作用的LIRGs的剩余合并时间尺度为0.3至1.3 Gyrs，基于预测的核分离和核的质量比。我们发现，隆起光度表面密度沿合并序列显着增加（主要是由于隆起半径的减小），而隆起光度显示出一个小的增加对合并后期阶段。没有发现明显增加的隆起Sersic指数。没有显示相互作用的LIRG的平均有一个显着更大的隆起光度，这表明非合并LIRG有更大的隆起质量比合并LIRG。这可能与样本的通量有限性质以及合并可以显着提高低光度星系的红外光度有关。我们发现，预计的核分离是显着小于ULIRG（中位数为1.2千秒差距）比LIRG（平均值为6.7千秒差距），这表明LIRG阶段出现在合并早于ULIRG阶段。

在宇宙学标准模型中盘状星系矮卫星星系的数目与其核球质量的关系

The number of dwarf satellites of disk galaxies versus their bulge mass in the standard model of cosmology

本星系群中的三个主要星系，即M31、银河系（MW）和M33的球核质量与它们的矮球状星系数量之间存在着相关性。在LG之外具有类似光度的旋涡星系中也有类似的相关性。这些相关性似乎在标准的等级星系形成中并不存在。在这方面的贡献，并为第一次，我们提出了一个定量调查的期望的标准模型的宇宙学这种可能的关系使用星系目录的基础上千禧-II模拟。我们的主要样本由位于晕中心的盘星系组成，其维里质量范围与M33，MW和M31相似。对于这个样本，我们发现一个平均趋势（虽然非常大的分散）类似于在LG中观察到的一个;盘星系在较重的晕平均主机较重的凸起和大量的卫星。此外，我们研究了具有非常相似的恒星或晕质量的盘星系的子样本（但在凸起质量上跨越了2-3个数量级的范围），并没有发现卫星数量与凸起质量的明显趋势。我们的结论是，虽然对于一个广泛的星系质量范围的关系出现（这似乎是一个表现的卫星数晕质量相关性），对于一个狭窄的卫星数和膨胀质量之间没有关系的标准模型。需要进一步的研究来更好地理解标准模型对这种可能关系的期望。

无凸起星系的分级形成：为什么流出物具有低angular momentum

Hierarchical formation of bulgeless galaxies: Why outflows have low angular momentum

使用高分辨率，完全宇宙学平滑粒子流体动力学模拟的矮星系在λ冷暗物质宇宙中，我们展示了重子如何达到最终的角动量分布，使纯盘星系的形成。通过超新星和恒星风吹出大量的气体，这在观测上得到了很好的支持，是形成无凸起圆盘的关键因素。我们概述了为什么星系外流优先删除低角动量的材料，并表明这是一个自然的结果时，结构形成在一个冷的暗物质宇宙学。驱动因素是：a）吸积物质的平均角动量随时间增加，b）早期较低的电势，c）存在一个扩展的高角动量气体储层，该储层不在恒星形成区域内，这意味着只有来自内部区域的气体（低角动量气体）被排出，以及d）流出物遵循垂直于盘的阻力最小的路径的趋势。我们还表明，外流增强合并过程中，从而驱逐了大部分的气体已经失去了角动量，在这些事件中，并防止形成“经典”，合并驱动的低质量系统的凸起。在这种合并之前形成的恒星形成了一个弥散的、扩展的恒星晕成分。

Intrinsic alignments of bulges and discs

Galaxies exhibit coherent alignments with local structure in the Universe. This effect, called Intrinsic Alignments (IA), is an important contributor to the systematic uncertainties for wide-field weak lensing surveys. On cosmological distance scales, intrinsic shape alignments have been observed in red galaxies, which are usually bulge-dominated; while blue galaxies, which are mostly disc-dominated, exhibit shape alignments consistent with a null detection. However, disc-dominated galaxies typically consist of two prominent structures: disc and bulge. Since the bulge component has similar pro…

流体动力学宇宙学模拟中的棒

Bars in hydrodynamical cosmological simulations

我们研究了在完全宇宙学流体动力学模拟银河系质量的星系形成的两个酒吧的属性。在一种情况下，酒吧形成在一个系统中的光盘，凸起和晕组件，是相对强大和长，可以预期的系统中的球体强烈影响的演变。第二个棒不太强，较短，形成于一个没有明显凸起成分的星系中。我们研究了棒的强度和长度，沿棒和跨棒的恒星密度分布以及棒区的速度场。我们将它们与动态（理想化）模拟和观测结果进行比较，并发现，一般来说，一个很好的协议，虽然我们也发现了一些重要的差异。我们的研究结果表明，或多或少的现实酒吧可以自然形成的$Λ$ CDM宇宙学，并开辟了可能性，研究酒吧的形成过程中，一个更一致的方式比以前做的，因为主机星系生长，吸积物质和显着演变过程中的酒吧和演变。

Auriga模拟中伪隆起的普遍性

The prevalence of pseudo-bulges in the Auriga simulations

我们研究了Auriga模拟中的星系凸起，Auriga模拟是一套使用移动网格代码AREPO对银河系大小的暗物质晕中的晚型星系进行的30个宇宙学磁流体动力学放大模拟。我们的目标是在这一大套高分辨率的星系模拟在一个完全宇宙学的背景下，突出的形成机制。御夫座星系的凸起在形状、大小和形成历史上表现出很大的变化。根据观测的分类标准，如Sersic指数和有序旋转度，大多数御夫座隆起可以被归类为伪隆起，而其中一些可以被视为具有经典分量的复合隆起;但是，没有一个可以被归类为经典隆起。御夫座隆起主要表现为原地起源，其中21%的隆起中有可忽略不计的增生部分（facc < 0.01）。一般来说，它们的原位成分是在中心形成的，其中75%的凸起在z=0的凸起区域内形成了大部分恒星。其就地质量增长的一部分是快速的，与合并的影响，而另一部分是更长期的起源。在御夫座星系中，90%的天体的吸积球都来自于四颗以下的卫星，我们研究了吸积星晕与御夫座星系模拟结果的关系。在观测中，总的核球质量与吸积的恒星晕质量没有相关性。然而，吸积质量的隆起往往与各自的吸积恒星晕质量。

模拟与观测到的标度关系相一致的盘状星系凸起

Simulating disc galaxy bulges that are consistent with observed scaling relations

我们提出了一个详细的光度特性的两个模拟星系和一个统一的样本观测星系的凸起之间的比较。这个分析表明，模拟的星系有凸起，其大小和大小具有真实的表面亮度。这两个场盘星系的旋转速度约为100公里/秒，并集成到一个红移为零，在一个完全宇宙学的拉姆达冷暗物质的背景下，作为高分辨率的平滑粒子流体动力学模拟的一部分。我们使用人工观测对星系进行了膨胀盘分解，以便与观测进行公平的比较。我们还对星系进行了动态分解，并将星系的恒星形成历史与整个星系的恒星形成历史进行了比较。这些恒星形成的历史表明，这些凸起主要是在z = 1之前和快速恒星形成期间形成的。这两个星系都有大量的早期恒星形成，这可能与它们测量到的相对较高的膨胀盘比有关。与几乎所有以前的宇宙学模拟不同，这些星系的真实集中的凸起不会导致非物理的高旋转速度，使它们自然地沿着观察到的塔利-费舍尔关系。

晚型旋涡星系的形成：来自恒星星族的气体返回调节盘的破坏和核球的生长

Formation of late-type spiral galaxies: gas return from stellar populations regulates disk destruction and bulge growth

旋涡星系的大部分恒星质量都在一个大的旋转盘中，只有一小部分在中心的球状凸起中。这对星系形成的宇宙学模型提出了重大挑战。星系团在暗物质晕的中心形成，是通过等级合并和沿着冷流的气体吸积的结合，并且应该通过合并和不稳定性快速增长它们的凸起。宇宙学模拟预测，星系的大部分质量都集中在中央隆起，因此角动量远低于观测水平，除了矮星系。我们认为，恒星星族在宇宙时间内不断返回新鲜气体可以解决这个问题。在一个特定时刻形成的恒星群体通常会在100亿年内以气体的形式返回其初始质量的一半，这个过程不是由快速的超新星爆炸主导的，而是由低质量和中等质量恒星的长期质量损失主导的。使用模拟的星系形成，我们表明，这种气体的再循环可以强烈地影响大质量星系的结构演化，潜在地解决了膨胀分数的问题：我们发现，一个大质量星系的膨胀盘比可以除以3的一个因素。通过恒星形成和恒星质量损失，重子的持续循环有助于盘的生长及其相互作用和合并的生存。标准的宇宙学模型可以成功地解释大质量的晚型、盘状主导的螺旋星系（Sb-Sc），而不是只形成早期类型的、球状主导的星系（S 0和椭圆星系）。

通过LCDM晕合并的星系膨胀的增长再讨论。II。形态混合进化

The growth of galactic bulges through mergers in LCDM haloes revisited. II. Morphological mix evolution

从宇宙学千禧年模拟I和II中选出的现今不同晕的质量聚集和合并历史，通过使用经验的恒星-晕和恒星-气体质量关系映射到中央星系的恒星质量聚集和星系合并历史。星系合并/相互作用驱动的膨胀的增长计算使用动力学处方。预测的红移z~0的膨胀人口统计与观测结果一致（Zavala+2012）。在这里，我们提出的演变的形态混合物（跟踪的膨胀总质量比，B/T）作为质量的函数z=3。这种混合在z~1之前保持定性相同：B/T<0.1的星系在低质量时占主导地位，0.1<B/T<0.45的星系在中等质量时占主导地位，而B/T>0.45的星系在大质量时占主导地位。当z>1时，盘控星系和无球星系的比例急剧增加，到z~2时，达到了纯盘星系的时代。膨胀主导的星系获得这样的形态，以及它们的大部分质量，遵循缩小的趋势。由于我们的结果是一致的，与最近的观测研究的形态混合在不同的红移，基于LCDM的方案合并驱动的隆起组装似乎并没有面临关键问题。然而，如果恒星与晕的质量关系随红移的变化太小，那么观测就会出现一些紧张。

通过LCDM晕合并的星系膨胀的增长再讨论。I.现今地产

The growth of galactic bulges through mergers in LCDM haloes revisited. I. Present-day properties

我们使用千禧年I和II宇宙学模拟重温合并的影响在LCDM方案中的中央星系的膨胀的增长。我们的种子星系内的CDM晕使用半经验关系分配恒星和气体的质量，和分析处理估计转移恒星质量的星系合并后的残留物的凸起。我们发现，这个模型大致再现了观测到的膨胀总质量比（B/T）和恒星质量之间的相关性，在今天的中央星系，以及他们的观察到的人口统计，虽然低质量B/T<0.1（无膨胀）星系可能是稀缺的相对于观测到的丰度。在我们的合并驱动的情况下，隆起有一个复合人口组成（i）恒星从坠落的卫星，（ii）恒星转移从主盘由于合并引起的扰动，和（iii）新形成的恒星在合并引发的星爆。我们发现，（i）和（ii）是质量组装的主要渠道，与第一个是占主导地位的大质量星系，创造不同的恒星星族的大隆起比那些内部盘，而第二个是占主导地位的中/低质量星系创造小隆起相似的恒星星族的内部盘。我们将第一（第二）通道的统治权与经典（伪）凸起相关联，并将预测分数与观测结果进行比较。我们注意到，我们的治疗不包括其他机制的隆起增长，如内在的长期光盘不稳定性或错位气体吸积。我们发现，卫星的恒星和气体的内容，因为它向中央星系的演变是一个关键因素，在设置的形态的残余物，和一个很好的匹配观察到的隆起人口发生时，这种演变的过程接近中央星系。

Lambda-CDM宇宙学中哈勃序列的起源

The Origin of the Hubble Sequence in Lambda-CDM Cosmology

Galform半解析星系形成模型被用来探索机制主要负责在本地宇宙中看到的三种类型的星系：凸起，凸起+磁盘和磁盘，确定与视觉形态类型E，S 0/a-Sbc，和Sc-Scd，分别。通过选择适当的参数，Galform模型可以精确地再现观测到的按视觉形态分裂的星系的局部K_s带光度函数（LF）。成功的一组模型参数被用来填充千年模拟与940万个星系和它们的暗物质晕。由此产生的目录，然后用来探索星系的演变，通过宇宙历史。该模型的预测与最近的观测结果，包括星系合并率，恒星形成率和椭圆星系的看似反层次的演变。然而，该模型还预测了椭圆星系LF的显着演化，但没有观察到。这种差异提出了一种可能性，即使用颜色和形态标准选择的z~1星系样本可能被实际上不是椭圆星系的星系所污染。

在宇宙学模拟中盘星系和球核的恒星金属丰度分布

The stellar metallicity distribution of disc galaxies and bulges in cosmological simulations

通过对类银河系盘星系的高分辨率宇宙流体动力学模拟，分析了与之相关的恒星金属丰度分布函数。在对每个模拟进行运动学分解成球体和圆盘子组件后，我们将预测的MDF与在太阳附近和银河系凸起中观察到的MDF进行比较。恒星形成密度阈值的影响在恒星形成历史中是可见的，这表明它们的行为受到阈值的驱动。导出的MDF显示的中值金属丰度低于0.2-0.3 dex比在盘和银河系凸起局部观察到的平均值。这种明显差异的可能原因包括使用低恒星产额和/或中心集中的恒星形成。色散大于观测到的色散;这可能是由于模拟的盘相对于银河系在运动学上更热。低金属丰度恒星的比例在很大程度上被高估了，从相对于观测样本的更负倾斜的角度可以看出。对于我们的基准银河系模拟，我们研究的金属丰度分布的恒星出生“原位”相对于那些通过吸积（从中断的卫星）形成的，并证明，这低金属丰度尾巴的恒星主要是由吸积星。增强超新星和恒星辐射能量反馈到周围的星际介质的这些预破坏的卫星被建议作为一个重要的调节器的brackskewness。

宇宙学假球形成

Cosmological pseudobulge formation

星系核可以分为经典星系核和伪星系核，前者被认为是星系合并的最终产物，后者是星系盘长期演化的产物。从观测上看，盘状星系的凸起大多是伪凸起，包括银河系。通过对星系形成的自洽宇宙学模拟，我们发现银河系大小的盘状星系的伪核球的形成在盘形成之前已经基本完成，因此伪核球形成的主要途径不是盘的长期演化。我们的赝球是在高红移处快速供气形成的，它们的祖先可以观察到高红移盘。

盘状星系形成宇宙学模拟中反馈过程的模拟

The Modelling of Feedback Processes in Cosmological Simulations of Disk Galaxy Formation

本文系统地研究了圆盘星系形成模拟中的恒星反馈过程。使用一个暗物质晕与银河系的恒星晕的属性相似，我们进行了不同的方法分配相关的反馈过程到周围的气体的能量的比较。一个最有前途的标准模型适用于晕跨越的质量范围内，以比较的结果盘星系标度关系。除了少数例外，我们发现我们的星系几乎没有角动量不足，并且与角动量-尺寸关系很好地吻合。我们的星系与重子Tully-Fisher关系符合得很好，并再现了光度Tully-Fisher关系的斜率。我们发现零点偏移量为0.7至1个量级，这取决于所采用的IMF。我们还研究了我们的标准反馈模型结合其他物理过程，如紫外背景，动力学反馈，延迟的能量沉积，预计Ia型超新星，质量返回和金属依赖冷却。只有综合各种效应才能通过减少星系的膨胀来真正改善星系的质量，而金属依赖性冷却则会再次增加星系的膨胀。我们发现，一般来说，我们的星系的恒星质量分数太高。在一个特别的实验中，我们表明，去除凸起可以调和这一点。然而，Tully-Fisher关系的拟合只能通过延迟恒星形成来改善，而不能完全抑制它。我们的模型似乎没有足够的效率来实现这两种效果。我们的结论是，磁盘的形成是一个复杂的，高度相互关联的问题，我们希望从一个小的影响相结合的解决方案。

用高红移的低angular-momentum宇宙气体供给致密凸起和超大质量黑洞

Feeding compact bulges and supermassive black holes with low angular-momentum cosmic gas at high redshift

我们使用宇宙流体动力学模拟表明，一个显着的一部分气体在高红移罕见的大质量晕几乎径向下降到他们的中心在极短的时间尺度。这一过程导致了非常致密的膨胀的形成，其特定的角动量是5-30 $smaller than the average angular momentum of the baryons in the whole halo. Such low angular momentum originates both from segregation and effective cancellation when the gas flows to the centre of the halo along well defined cold filamentary streams. These filaments penetrate deep inside the halo and connect to the bulge from multiple rapidly changing directions. Structures falling in along the filaments (satellite galaxies) or formed by gravitational instabilities triggered by the inflow (star clusters)…

黑洞质量、宿主星系分类和AGN活动

Black Hole Mass, Host galaxy classification and AGN activity

我们在一个276个大部分在X射线和红外选择的活动星系核附近（z<0.1）的异质样本中研究了宿主星系分类和黑洞质量的作用。在观测到的12 μ m与2- 10 keV的光度比范围内（1< R_{IR/X} <7），膨胀支配型主星系（无盘污染）中约90%的Seyfert 1活动星系核的活动星系核分布在一个很窄的范围内。这种狭窄的分散性包含了活动星系核中心引擎之间所有可能的变化，包括吸积机制和效率，圆盘张开角，视线方向，吸收材料的覆盖率，X射线日冕的斑块性和测量的可变性。因此，活动星系核中X射线和红外产生的所有模型都受到很强的约束。在Seyfert 1活动星系核中，X射线和红外线亮度的中值随着黑洞质量的增加而增加，置信度大于99%。利用主星系的环形态作为缺乏潮汐相互作用的代用指标，我们发现主星系中活动星系核的光度在70 Mpc以内与主星系相互作用对$\sim$陀螺的影响无关，这表明长期演化引起的活动星系核活动的时间尺度比潮汐相互作用引起的活动星系核活动的时间尺度要短得多.我们发现，LINER主机有较低的12微米的光度比正常的磁盘和膨胀为主的星系，这可能是过去时代的反馈，抑制恒星形成LINER主机星系的观测证据的中位数12微米的光度。我们建议，核ULXs可以解释没有平谱，紧凑的无线电核心的LINER 2s的X射线发射。我们证实了我们的结果在X射线的鲁棒性，通过比较它们与14- 195 keV…

过去10 Gyrs恒星形成星系中氧和氮丰度的宇宙演化

The cosmic evolution of oxygen and nitrogen abundances in star-forming galaxies over the past 10 Gyrs

尽管对恒星形成星系的光谱观测提供了越来越多的不同红移的数据，但星系在宇宙学时间尺度上的化学演化仍然是一个有争议的问题。涉及金属丰度的基本关系，如质量-金属丰度关系（MZR）或基本-金属丰度关系，给出了关于在给定恒星质量下星系化学成分演化现实的有争议的结果。在这项工作中，我们揭示了一些光在这个问题上使用zCOSMOS调查的20 K明亮的样品达到的完整性，并首次使用氮氧比（N/O）作为示踪剂的气相化学演化的星系，是独立的恒星形成率。利用SDSS和20 k zCOSMOS亮巡天中的发射线星系，研究了红移1.32以下的$MZR星系从局域宇宙的演化，以及红移0.42以下的N2 S2参数与恒星质量和氮氧比（MNOR）的关系。在全红移范围内，用自洽的方法计算了由恒星连续谱和气体发射线导出的所有物理性质，包括恒星质量、恒星形成率、金属丰度和N/O。我们证实了在一个年轻的宇宙中，在给定恒星质量的星系中发现较低金属丰度的趋势。甚至在考虑到可能的选择效应时也观察到了这种趋势，这是由于在高红移星系中观察到的更大的恒星形成率中值。我们还发现一个显着的演变MNOR高达z = 0.4。考虑到二次氮生产制度的O/H与N/O关系的斜率，所观察到的MNOR的演变与MZR及其等效关系的趋势一致，使用新的表达式来减少其对SFR的依赖。

How the Big Bang Ends up Inside a Black Hole

The standard model of cosmology assumes that our Universe began 14 Gyrs (billion years) ago from a singular Big Bang creation. This can explain a vast range of different astrophysical data from a handful of free cosmological parameters. However, we have no direct evidence or fundamental understanding of some key assumptions: Inflation, Dark Matter and Dark Energy. Here we review the idea that cosmic expansion originates instead from gravitational collapse and bounce. The collapse generates a Black Hole (BH) of mass $ M \simeq 5 \times 10^{22} M_{\odot}$ that formed 25~Gyrs ago. As there is no …

星系形成的宇宙学模拟中的赝球起源

The origin of pseudobulges in cosmological simulations of galaxy formation

超过一半的邻近盘状星系都有伪凸起，而不是经典的凸起，它们被认为是星系合并的最终产物。假隆起被认为是星系盘长期演化的结果。我们报告了星系形成的模拟，其中两个盘状星系与盘状pseudobulges已经形成。基于剖面分解，模拟星系的膨胀与总质量的比率为0.6的一个星系和0.3的其他。我们发现，在我们的模拟中，赝球的主要形成机制不是长期的光盘，但高红移恒星爆发的演变。通过快速供给低角动量气体，赝膨胀的前身形成了尺度长度小的高红移圆盘。到红移2时，在主盘形成之前，伪球的形成在质量上已经基本完成。长期演化，如酒吧的不稳定性约占30%的一个星系和其他星系的13%，但最终的形状和运动学性质的影响的假隆起的隆起质量。

用MOND解释凸起的形成

Explaining the formation of bulges with MOND

在冷暗物质（CDM）范式中，无论大小星系合并，或通过早期宇宙中的星团盘，在那里团块被动力学摩擦推向中心，都很容易形成凸起。此外，具有更圆盘状形态和运动学的伪凸起可以通过酒吧的长期演化形成得更慢，其中共振恒星被提升到平面外，呈花生/盒子形状。因此，在CDM宇宙学模拟中，很难找到一个无球星系，而它们在局部宇宙中却经常被观察到。另一种关于质量缺失问题的模型则呈现出不同的图景。在MOND（改进的牛顿动力学）中，星系合并的频率要低得多，因为没有暗物质晕减少了两个星系之间的动力学摩擦。此外，虽然星团星系导致CDM中快速的经典凸起形成，但在早期宇宙星系中与MOND的低效动力学摩擦阻止了团块在中心合并在一起形成球状体。这导致不太频繁和不太大的经典凸起。MOND中的条更频繁和更强，并且具有更恒定的模式速度，这显著地修改了伪凸起形态。假凸起的分数预计将占主导地位的MOND。

A massive stellar bulge in a regularly rotating galaxy 1.2 billion years after the Big Bang

Cosmological models predict that galaxies forming in the early Universe experience a chaotic phase of gas accretion and star formation, followed by gas ejection due to feedback processes. Galaxy bulges may assemble later via mergers or internal evolution. Here we present submillimeter observations (with spatial resolution of 700 parsecs) of ALESS 073.1, a starburst galaxy at redshift z~5, when the Universe was 1.2 billion years old. This galaxy's cold gas forms a regularly rotating disk with negligible noncircular motions. The galaxy rotation curve requires the presence of a central bulge in a…

无球星系II的分级形成：angular momentum通过星系喷泉的再分布

Hierarchical formation of bulgeless galaxies II: Redistribution of angular momentum via galactic fountains

在一个完整的宇宙流体动力学模拟中，我们形成了一个以140公里/秒的速度旋转的星系，其特征是两个松散的旋臂和一个酒吧，这表明哈勃SBc/d型星系。我们表明，我们模拟的星系没有经典的凸起，在z=1的纯盘配置文件，以及后的主要合并活动已经结束。随后形成长寿命的条，导致形成世俗形成的“伪”凸起，最终凸起与总光的比率B/T=0.21。我们发现，在合并时期，大部分失去角动量并落在星系中心区域的气体被吹回热晕，其中大部分后来返回，在盘中形成恒星。我们建议，这种机制的角动量通过银河喷泉重新分配时，再加上我们以前的研究结果表明，为什么气体流出偏置有低角动量，可以解决冷暗物质范例的角动量/无凸起盘问题。

形成中的星系团：用HST确定z~1处光学和X射线星系团中红序列的年龄

Galaxy Clusters in Formation: Determining the Age of the Red-Sequence in Optical and X-ray Clusters at z~1 with HST

利用哈勃空间望远镜的深两波段成像，我们测量了红序列星系团巡天（RCS）中9个光学选择星系团中E/S 0星系在0.9 < z < 1.23处的色-星等关系（CMR）。我们发现，在这组集群的观察框架中的CMR中的平均散射为0.049 +/- 0.008，相比之下，在类似的红移下，在类似成像和相同分析的X射线样品中的平均散射为0.031 +/- 0.007。CMR散射的单次爆发恒星星族模型表明，这些RCS星团中的E/S 0种群在z~1.6处截断了它们的恒星形成，比在z~2.1处截断的X射线E/S 0对应物晚了约0.9 Gyrs。这是两个星系团不同演化状态的一种表现，这一观点得到了两个样本中膨胀主导星系比例的比较的支持，这表明光学选择的星系团在其核心包含较小比例的E/S 0星系

潮汐矮卫星星系的数目与核球指数的关系

The number of tidal dwarf satellite galaxies in dependence of bulge index

我们发现，在SDSS的星系动物园2中具有相似光度的螺旋星系中，隆起指数（定义为较大的隆起/盘比）与Kaviraj等人（2012）目录中的潮汐矮星系数量之间存在显着的相关性（高达5 sigma）。在标准的冷或暖暗物质宇宙学模型中，卫星星系的数量与暗物质宿主晕的圆周速度相关。在没有冷或热暗物质的广义引力模型中，这种相关性不存在，因为由于缺乏暗物质引起的动力学摩擦，宿主星系无法捕获下落的矮星系。然而，在这样的模型中，膨胀质量和卫星星系的数量之间预计存在相关性，因为膨胀和潮汐矮卫星星系在宿主星系之间的相遇中形成。这并不是暗物质模型所预测的，在暗物质模型中，凸起质量和卫星的数量是先验不相关的，因为更高的凸起/盘比并不意味着更高的暗/亮比。因此，我们的相关性再现了没有暗物质的情况下的预测，而一个解释是不容易找到的先验预测的标准场景与暗物质。需要进一步的研究来探索标准理论的某些应用是否可以解释这种相关性。

髋关节盘和隆起形成

Clumpy Disc and Bulge Formation

我们提出了一套流体动力学/Nbody控制的模拟孤立的富含气体的星系，自洽包括SN反馈和详细的化学演化模型，都在宇宙学模拟测试。初始条件是由观测到的z ~ 2-3处的恒星形成星系激发的。我们发现，在我们的模型中的多相星际介质的存在下，促进磁盘不稳定性的增长，有利于形成团块，在一般情况下，不容易被打乱的时间尺度相比，迁移时间。我们发现，恒星团迁移到中心区域，并有助于形成一个经典的类凸起的Sersic指数，n > 2。我们的物理动机的超新星反馈对团块的生存和演化有轻微的影响，部分限制了团块的质量增长，因为每个超新星事件释放的能量增加，随之而来的是隆起轮廓的平坦化。即使是在最强的反馈测试中，这种调节也不会阻止经典的凸起。我们的超新星反馈模型能够建立一个自我调节的恒星形成，产生质量负载的外流和恒星年龄的传播与观测相当。我们发现，由团块形成的凸起可能与其他凸起组装的通道共存，如酒吧和合并。我们的研究结果表明，星系凸起可以被解释为复合系统的结构组件和恒星星族存储考古信息的动力学历史的星系。

标准宇宙学框架下银河系与M31星系的多种暗物质晕轮廓研究

Study of Various Dark Matter Halo Profiles in Milky Way and M31 Galaxies within the Standard Cosmology Framework

本研究在标准ΛCDM模型框架下，结合核球、盘成分与三种暗物质晕轮廓，用贝叶斯统计拟合银河系和M31的最新旋转曲线数据，发现NFW和Hernquist轮廓与观测相符，Einasto轮廓解释力较差。

无边界简单圆盘Galerkin的边透视

The Edge-On Perspective of Bulgeless, Simple Disk Galaxies

这篇评论主要集中在扁平和超薄星系。这些是边缘无球星系，由简单的恒星盘组成。这些简单盘的性质是在一个连续体的末端，该连续体从膨胀主导的盘星系平滑地延伸到纯盘。平均而言，简单盘是低质量星系，表面亮度低，蓝色，旋转速度慢。被广泛接受的星系形成和演化的宇宙学模型受到了相对较大比例的纯盘星系的挑战，只有最近的模型才能解释简单盘星系的存在。这使得简单盘成为研究分层宇宙中星系形成的最佳星系类型。它们使我们能够分析环境和内部对星系演化的影响，研究盘的稳定性，并解释星系中暗物质的性质和分布。本文综述了宇宙中边缘简单盘星系的研究现状。

高红移大质量星系团的形成：冷流、星系团和致密球

Formation of Massive Galaxies at High Redshift: Cold Streams, Clumpy Disks and Compact Spheroids

我们提出了一个简单的理论框架，在高红移，那里的主要组件和恒星形成发生的大规模星系，并报告的第一个宇宙学模拟，揭示了clujerk磁盘与我们的分析一致。这种演化是由光滑冷流和凝块冷流之间的相互作用、盘的不稳定性和隆起的形成所控制的。强烈的、相对平滑的气流维持着一个不稳定的致密的富含气体的盘。高度湍流和巨大团块的不稳定性，每一个都是盘质量的百分之几，是由盘内的引力相互作用自我调节的。团块在~10个动力学时间内迁移到凸起，或~0.5Gyr。宇宙流补充了正在流失的圆盘，并在稳定状态下将星系团阶段延长到几个千兆亿年，在圆盘半径内的圆盘，凸起和暗物质中具有可比的质量。这些团块以密集的子团块形式形成恒星，其整体吸积速率约为100 Msun/yr，每个团块在约0.5 Gyr内转化为恒星。当团块耗散地聚结成一个紧凑的凸起时，恒星形成盘被扩展，因为进入的气流保持外盘的密度，容易受到不稳定性的影响，并且因为角动量传输。被动球状体为主的星系形成时，流更clusively：外部团块合并成一个巨大的隆起和搅拌盘湍流，稳定磁盘和抑制原位团块和恒星的形成。我们用z~3预测了星系类型的双峰性，包括巨丛恒星形成盘和恒星形成被抑制的球状支配星系。在z~1之后，盘趋于由占主导地位的恒星盘和凸起稳定。大多数高z质量盘很可能最终成为今天的早期星系。

气体对合并中形态转变的影响：对隆起和圆盘人口统计的影响

The Effects of Gas on Morphological Transformation in Mergers: Implications for Bulge and Disk Demographics

通过合并将盘转变成球状体是星系形成模型中广为接受的元素。然而，最近的模拟表明，在越来越多的气体丰富的合并，凸起的形成被抑制。我们调查这些结果在宇宙学框架中的全球影响，使用独立的方法：经验晕占领模型（星系根据观测在晕中居住）和半解析模型。在这两种情况下，忽略气体在合并中的影响会导致球状体的过度产生：低质量和中等质量星系被预测为以膨胀为主（在<10^10 M_sun时B/T约为0.5），几乎没有无膨胀的系统），即使它们避免了大合并。将气体的不同物理行为纳入合并中，立即导致了一个戏剧性的变化：在低质量星系中，凸起的形成被抑制，观测到的是富含气体（在<10^10 M_sun时，B/T约为0.1，许多无凸起的星系与观测结果很好地吻合）。忽略气体相似性破坏行为的模拟和分析模型很难再现所观察到的强烈的形态质量关系。然而，所观察到的依赖性的气体分数的质量，再加上抑制鼓包形成的气体丰富的合并，自然会导致所观察到的趋势。观测和忽略气体作用的模型之间的差异随着红移的增加而增加;在适当处理气体的模型中，星系在高红移时被预测为不那么膨胀主导，与观测一致。我们讨论了全球隆起的质量密度和未来的观测测试的影响。

Lambda-CDM方案中星系的Angular momentum演化

Angular momentum evolution for galaxies in a Lambda-CDM scenario

星系形成在当前的宇宙学范式中是一个非常复杂的过程，其中流入，流出，相互作用和合并是常见的事件。这些过程可以重新分配重子的角动量含量。最近的观测结果表明，盘形成守恒角动量，而椭圆星系，虽然失去角动量，确定星系的特定角动量和恒星质量之间的相关性。这些观测结果提供了严格的限制，星系形成模型在一个层次聚类的情况下。我们的目的是分析特定的角动量含量的光盘和隆起组件作为维里质量，恒星质量和红移的函数。我们还估计了模拟星系的大小，并与观测结果进行了对比。我们使用宇宙流体动力学模拟，包括一个有效的，物理动机的超新星反馈，这是能够调节恒星形成的晕不同的质量。我们分析了宇宙学模拟中星系样本的形态和形成历史，通过对所分析的系统及其祖先进行膨胀盘分解。我们估计的角动量内容的恒星和气体盘，恒星的隆起和重子总数。与最近的观测结果相一致，我们模拟的星系有光盘和球状体组件的特定角动量内容确定与恒星和暗物质质量具有相同的斜率的相关性，虽然球状体组件偏移了一个固定的分数。节录。

pop-cosmos: COSMOS-Web中星系尺寸在结构和恒星形成分类中的演化

pop-cosmos: Galaxy size evolution across structural and star-formation classifications in COSMOS-Web

结合pop-cosmos和COSMOS-Web数据，研究星系尺寸-质量与尺寸-红移关系，发现恒星形成率/形态分类导致不同斜率、截距和本征弥散，本征弥散依赖结构形态而非恒星形成率，且宁静和盘主导星系尺寸-质量关系呈现双幂律拐点，拐点质量分别对应AGN光度峰值和重子再分布峰值。

孤立旋涡星系的祖先和历史的多样性

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。

CANDELS中1<z<3质量星系的膨胀盘分解演化

The Bulge-Disk Decomposed Evolution of Massive Galaxies at 1<z<3 in CANDELS

本文介绍了在COSMOS和UKIDSS UDS巡天范围内，利用CANDELS WFC 3/IR成像，对红移范围为1&lt;z 10^11 M太阳系的大质量星系的形态和光谱演化进行新的改进研究的结果<3. Our analysis is based on a bulge-disk decomposition of 396 galaxies with Mstar>。我们发现，通过模拟每个星系的H（160）图像，（Sersic指数n=4）和指数盘（n=1），我们可以锁定所有导出的凸起和盘成分的形态参数，并成功地再现较短波长的J（125），i（814），v（606）HST简单地通过浮动两个分量的幅度来成像。这就产生了细分的4波段HST测光的凸起和磁盘组件，没有额外的先验，以及描述的星系演化的分光光度模型。有了这些信息，我们就能够正确地确定星系的质量和星系的形成率，并发现：i）从z=3到z=1，星系从盘状星系为主向越来越突出的星系为主转变，但很少有星系在z=1时是纯粹的突出/椭圆星系; ii）虽然大多数被动星系是以膨胀为主，大多数恒星形成星系是以盘为主，但18+/-5%的被动星系是以盘为主，11+/-3%的恒星形成星系是以膨胀为主，这一结果需要用任何声称将恒星形成猝灭与形态转变联系起来的模型来解释; iii）存在一个小但重要的纯被动盘群体，它们通常比它们的恒星形成对应物更平坦轴比分布在b/a…

CANDELS中1<z<3质量星系团的分解膨胀和圆盘尺寸-质量关系

The Decomposed Bulge and Disk Size-Mass Relations of Massive Galaxies at 1<z<3 in CANDELS

我们在CANDELS UDS和COSMOS场中构造了一个质量选择的M星> 10^11M的1<z<3的太阳星系样本，并根据它们的H（160）带形态将这些系统分解为单独的球和盘成分。通过将这种分析扩展到多个波段，我们已经能够进行单独的凸起和盘成分的SED拟合，这为我们提供了单独的凸起和盘成分的恒星质量和恒星形成率估计。这些已经与尺寸测量相结合，以探索这些巨大的高红移星系的演化。通过利用新的分解恒星质量的估计，我们确认，凸起组件显示出更强的大小演化比磁盘。这可以从低于局部关系的凸起分量的分数和凸起分量的中值尺寸看出，其中凸起比1<z<2的类似质量的局部星系小2.93+/-0.32倍，2<z<3的小3.41+/-0.58倍;对于盘，相应的因子为1.65+/-0.14和1.99+/-0.25。此外，通过将我们的样本分成被动和恒星形成的凸起和盘子群体，并检查它们的大小作为其现今对应部分的一部分，我们发现恒星形成和被动凸起同样紧凑，恒星形成盘更大，而被动盘具有中间尺寸。这种趋势是不明显的分类星系形态的基础上，单Sersic适合和采用整体恒星形成率。最后，通过演化被动盘的恒星形成历史回到被动盘最后活跃时的红移，我们表明被动盘和恒星形成盘在相关时期具有一致的大小。任何试图解释星系形态演化的机制都需要重现这些趋势。

The evolution of the stellar mass-size relation of bulges and disks since $z = 1$

We explore the evolution of the stellar mass-size relation of galaxies of different morphological types and specifically bulge and disk components. We use a sample of $\sim35,000$ galaxies within a redshift range $0 < z < 1$, and stellar mass $\log_{10}(\mathrm{M}_*/\mathrm{M}_\odot) \geq 9.5$ volume-limited sample drawn from the combined DEVILS and HST-COSMOS region for which we presented a morphological classification into sub-classes of double-component (BD), pure-disk (pD), elliptical (E), and compact (C) in Paper-I and a structural decomposition into disk (D), diffuse bulge (dB), and comp…

模拟星系的观测者观点：盘对总的比率、条和（假）凸起

An observer's view of simulated galaxies: disc-to-total ratios, bars, and (pseudo-)bulges

我们使用银河系质量星系形成的宇宙学流体动力学模拟来研究主要恒星成分的相对重要性，即，在红移为零时，有圆盘、凸起和条形。这项工作的主要目的是了解这些组件的结构参数的估计确定的运动学（通常是在模拟）同意以及使用光度凸起/光盘/酒吧分解（如在观察中所做的）。为了进行这样的比较，我们已经产生了模拟输出的蒙特卡洛辐射转移代码日出的合成观测，并使用BUDDA代码，使二维光度分解的结果图像（在i和g波段）。我们发现，运动盘总比（D/T）的估计是系统的，显着低于光度的。虽然用前一种方法获得的最大D/T比为0.2的数量级，但是根据后一种方法，它们通常>0.4，并且可以高达0.7。光度分解表明，许多模拟的星系有酒吧，酒吧/T比在0.2-0.4的范围内，并在所有情况下，凸起有低Sersic指数，类似于观察到的伪凸起，而不是经典的。模拟的圆盘、凸起和条形通常具有相似的（g-i）颜色，其位于观察到的颜色分布的蓝色尾部。这不是由于年轻恒星的存在，而是由于模拟星系中的金属丰度低和气体含量少，这使得尘埃消光低。光度分解，因此匹配的组件比通常引用的螺旋星系比运动学分解，但移动是不够的，使模拟与观察到的晚型系统一致。

Predicted future fate of COSMOS galaxy protoclusters over 11 Gyr with constrained simulations

Cosmological simulations are crucial tools in studying the Universe, but they typically do not directly match real observed structures. Constrained cosmological simulations, on the other hand, are designed to match the observed distribution of galaxies. Here we present constrained simulations based on spectroscopic surveys at a redshift of z~2.3, corresponding to an epoch of nearly 11 Gyrs ago. This allows us to 'fast-forward' the simulation to our present-day and study the evolution of observed cosmic structures self-consistently. We confirm that several previously-reported protoclusters will…

The Emergence of Bulges and Disks in the Universe

This thesis makes use of the imaging data from the Advanced Camera for Surveys (ACS) of the Hubble Space Telescope (HST) in the Cosmic Evolution Survey (COSMOS) and the Deep Extragalactic VIsible Legacy Survey (DEVILS) field. We provide visual morphological classifications of 44,000 galaxies out to redshift $z = 1$ and above a stellar mass of $10^{9.5} M_\odot$ (D10/ACS sample). We perform a robust Bayesian bulge-disk decomposition analysis of the D10/ACS sample. This study forms one of the largest morphological classification and structural analyses catalogues in this field to date. Using the…

宇宙学模拟星系中z > 1时的多样结构演化

Diverse Structural Evolution at z > 1 in Cosmologically Simulated Galaxies

从模拟哈勃太空望远镜的图像，我们量化了星系形态的非参数统计，从而预测恒星质量，恒星形成和观察到的静止框架光学结构在1 < z < 3之间的关系的出现。我们在宇宙学模拟中测量了22个中心星系形成的星系形态的自动诊断，其中9.3 <log 10 M_*/M_sun < 10.7。这些高空间分辨率的放大计算使静止帧UV和光学形态的精确建模成为可能。即使星系数量很少，我们也发现结构演化既不是普遍的，也不是单调的：星系相互作用可以触发凸起或盘的形成，在这个质量下，光学凸起主导的星系可能不会永远保持这样。模拟的星系M_* > 10^10 M_sun比低质量的星系包含相对更多的盘主导光剖面，在1 < z < 2处的一些晕中反映出显著的盘增亮。到了这一时期，特定恒星形成速率低于10^-9.7年^-1的模拟星系比正常的恒星形成者更有可能具有更广泛的结构类型混合，特别是在M_* > 10^10 M_sun时。我们分析了z ~ 1.5的宇宙学大合并，发现新提出的MID形态诊断跟踪合并后的阶段，而G-M20跟踪早期的。MID也对形成星团的星盘敏感。在我们的模拟样本中，典型的MID增强事件的可观测时间小于1亿年。一个更大的宇宙学组装历史的样本可能需要校准这样的诊断，在面对他们的敏感性，视角，分割算法，和各种现象，如星团恒星的形成和小合并。

无冕矮星系的冷气含量

The Cold Gas Content of Bulgeless Dwarf Galaxies

我们提出了一个完全宇宙学流体动力学矮星系的中性氢（HI）的性质的分析，运行不同的模拟参数。根据Governato等人（2010）的报告，这个星系的高分辨率、高恒星形成密度阈值版本是第一个成功复制一个没有任何相关恒星凸起的（矮）螺旋星系的模拟。我们已经着手详细比较HI分布和运动学的模拟无凸盘与观察到的样品附近的矮星。为了做到这一点，我们提取了径向气体密度分布，速度分散（例如，速度椭球，湍流），以及来自模拟的冷星际介质内结构的功率谱。最高分辨率的矮星，当使用高密度恒星形成阈值时，相当于巨大分子云的密度，具有与自然界中观察到的一致的体积特征，尽管冷气体不像在附近的矮星中观察到的那样径向延伸，导致表面密度有点过大。视线速度色散径向剖面的值与观测到的矮星系非常一致，但由于只跟踪粒子的流动速度，因此包括热速度的校正可能会导致相当平坦的剖面。ISM功率谱的模拟似乎拥有更多的权力在较小的空间尺度比SMC。我们的结论是，不可避免的限制仍然是由于未解决的物理恒星形成和反馈内pc尺度的分子云。

大质量星系宇宙学合并中超大质量黑洞的快速合并

Swift coalescence of supermassive black holes in cosmological mergers of massive galaxies

超大质量黑洞（SMBH）在具有相当大质量的星系中无处不在。据推测，一对最初位于两个合并星系核中的SMBH将形成一个双星，并最终通过引力波的爆发而合并。到目前为止，理论模型和模拟已经无法直接预测的SMBH合并的时间尺度从头计算星系形成理论，只集中在有限的阶段的SMBH的轨道衰减的理想条件下的星系主机。预测的SMBH合并时间尺度很长，是Gyrs级的，这可能对未来的引力波搜索造成问题。在这里，我们提出了第一个多尺度的$Λ$ CDM宇宙学模拟，遵循轨道衰变的一对SMBH在合并的两个典型的大质量星系在$z\sim3$，所有的方式，以最终的合并驱动的引力波发射。质量为$\sim10^{8}$ M $_{\odot}$的两个SMBH迅速地沉降在合并残余物的核中。由于合并的耗散性质和高红移星系的内在致密性，残余物是三轴的，并且非常致密。这样的性质自然允许SMBH二进制的非常有效的硬化。SMBH合并发生在银河系核心合并后的$\sim10$百万年内，比哈勃时间小两个数量级。

Stellar angular momentum can be controlled from cosmological initial conditions

The angular momentum of galaxies controls the kinematics of their stars, which in turn drives observable quantities such as the apparent radius, the bulge fraction, and the alignment with other nearby structures. To show how angular momentum of galaxies is determined, we build high (${35}\,\mathrm{pc}$) resolution numerical experiments in which we increase or decrease the angular momentum of the Lagrangian patches in the early universe. We simulate three galaxies over their histories from $z=200$ to $z=2$, each with five different choices for the angular momentum (fifteen simulations in total)…

强引力透镜星系模型的比较

A Comparison of Cosmological Models Using Strong Gravitational Lensing Galaxies

强引力透镜类星体星系系统允许我们比较竞争的宇宙学，只要我们能够合理地确定介入透镜内的质量分布。在本文中，我们收集了69个这样的系统的目录，并进行了一对一的比较之间的标准模型，LCDM，和R_h=ct宇宙。我们发现，这两种模型都很好地解释了透镜观测，尽管这些测量的精度似乎不足以使一种模型优于另一种模型。部分原因是所谓的膨胀晕阴谋，平均而言，导致重子速度色散的光学有效半径的一小部分几乎相同的预期为整个发光-暗物质分布。考虑到使用当前样本进行精确宇宙学测试的局限性，我们还根据当前透镜测量值进行了蒙特卡罗模拟，以估计源目录必须有多大，以便在~99.7%的置信水平下排除任何一种模型。我们发现，如果真实宇宙学是LCDM，在这个精度水平上，一个~200个强引力透镜的样本就足以排除R_h=ct，而如果真实宇宙学是R_h=ct，则需要~300个强引力透镜才能排除LCDM。所需样本量的差异反映了可用于用LCDM拟合数据的自由参数数量更多。我们指出，如果R_h=ct宇宙最终成为正确的宇宙学，它缺乏任何自由参数，这将为透镜星系的质量结构提供一个非常有力的探索，并为更好地理解膨胀-晕阴谋的起源提供一种手段。