Shell Galaxies: Dynamical Friction, Gradual Satellite Decay and Merger Dating
以完善壳星系的建模和使用壳探测合并的历史为目标，我们开发了一种新的方法，用于实现动态摩擦的径向未成年人合并的测试粒子模拟。摩擦与矮星系的逐渐衰变相结合。这两种效应的耦合可以显著地重新分配壳层的位置和光度;忽略它们会导致合并日期的重大错误。
2009-08-26 astro-ph.GA
THE NEXT GENERATION VIRGO CLUSTER SURVEY. XIV. Shell feature early-type dwarf galaxies in the Virgo cluster
下一代室女星系团巡天是一次深度（$2σ$探测极限$μ_g$ = 29 mag arcsec $^{-2}$，在$g-$波段）光学全色巡天，目标是从核心到维里半径的室女星系团，总面积覆盖104平方度。因此，该调查非常适合于研究星系团环境内动力学相互作用产生的星系外围，晕和低表面亮度特征。本文报道了在室女星系团VCC~1361、VCC~1447和VCC~1668中发现的极暗（$μ_g$ $>$ 25 mag arcsec $^{-2}$）壳层。其中VCC~1447的绝对星等M $_{g}$ = -11.71等，是{ \it是迄今为止发现的质量最小的壳层星系}。我们提出了一个详细的研究，这些低表面亮度的功能。我们在每个星系中探测到三到四个壳层。在不确定性中，我们没有发现星系主体和外壳特征之间存在颜色差异的证据。观察到的弧壳位于几个有效半径的星系。我们进一步探索这些低表面亮度功能的起源与理想化的数值模拟的帮助下。我们发现，一个接近相等的质量合并是最好的能够再现壳层的主要属性，包括他们的相当对称的外观和他们沿星系的主轴对齐。模拟提供了一个形成的情况下，最近的合并，两个几乎相等的质量，无气体的矮星系形成观察到的壳系统的支持。
2016-11-11 astro-ph.GA
A Catalog of Holes and Shells in the Interstellar Medium of the LITTLE THINGS Dwarf Galaxies
我们提出了一个目录中的中性原子氢（\HI）的41个富含气体的矮星系的小东西（本地不规则星跟踪亮度极值，\HI附近的星系调查）。作为小星系\HI中恒星形成与结构和运动学关系研究的一部分，我们分析了它们的性质。我们确认了306个在38秒差距（我们的分辨率极限）和2.3千秒差距之间的洞，膨胀速度高达30 \kms。由\Ha和FUV辐射测量的全球恒星形成率与从我们样本中创建编目空穴所需的能量估计的一致。虽然我们没有发现全球恒星形成率和我们的样品的\HI表面和体积孔隙率之间有明显的相关性，四个最低孔隙度的星系和两个最高孔隙度的星系没有最近的恒星形成的\Ha和FUV发射测量。
2020-06-02 astro-ph.GA
Simulations of shell galaxies with GADGET-2: Multi-generation shell systems
作为对现有壳层星系研究的补充，我们进行了一组自洽的N体模拟，模拟了在一个巨大的椭圆星系中形成恒星壳层系统的小合并。我们讨论了可能与星系合并模拟相关的现象的影响-多代壳层的存在。
2011-03-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
The molecular gas content of shell galaxies
壳层是一种精细的恒星结构，通过它们在星系周围的弧形形状来识别，目前被认为是星系相互作用和/或合并的遗迹。对它们的数量、几何形状、恒星星族和气体含量的研究有助于推导星系的相互作用/合并历史。数值模拟提出了一种在径向小合并过程中通过相包裹形成壳层的机制。或者，当粒子还没有进行任何径向振荡时，可能几乎没有空间包裹，但是被它们的径向膨胀所束缚，或者产生边缘增亮的特征。这些是可以区分的，因为它们被期望保持高的径向速度。虽然壳层首先是一种恒星现象，但HI和CO观测揭示了与壳层相关的中性气体。一些气体，最扩散和耗散，预计将被迅速驱动到中心，如果它是在近径向轨道上运行。分子气体，分布在密集的团块中，耗散较少，并且可能与壳层有关，并确定它们的速度，这很难从恒星中获得。本文介绍了用IRAM-30 m望远镜在九个壳层星系中寻找分子气体的情况。其中六个在星系中心被检测到，在三个星系中，我们清楚地检测到壳层中的分子气体。在壳层中，分子气体的导出量从1.5 × 10 $^8$到3.4 × 10 $^9$ M $_\odot$不等。其中两个星系（Arp 10和NGC 3656）的壳层是扁圆星系的特征。它们的速度几乎是系统性的，我们得出结论，这些壳层是相位包裹的。对于第三个（NGCB 3934），髋臼杯似乎参与了旋转，需要使用更高的空间分辨率进行随访才能得出结论。
2019-08-22 astro-ph.GA
Living the stream: Properties and progenitors of tidal shells and streams around galaxies from Magneticum
本文利用 Magneticum Pathfinder 宇宙学流体模拟研究星系周围潮汐壳层与星流的运动学和恒星族群性质，重建其前身星系，并识别出由原位恒星形成形成的星流。
2025-09-29 astro-ph.GA
Shell galaxies: kinematical signature of shells, satellite galaxy disruption and dynamical friction
在许多巨大的椭圆星系和透镜星系，以及一些螺旋星系和矮星系中观察到的恒星壳，可能是星系径向合并的结果。我们表明，视线的速度分布的炮弹有一个四峰形状。我们发现了简单的解析表达式，连接线轮廓的四个峰值的位置与星系的质量分布，即在给定的壳半径和壳的传播速度的圆速度。解析表达式被应用到径向小合并的测试粒子模拟，并成功地恢复了模拟的宿主星系的潜力。壳层运动学因此可以成为一个独立的工具，以确定的内容和分布的暗物质在壳星系到~100千秒差距的主机星系的中心。此外，我们调查的动态摩擦和逐步破坏的蚕食星系在壳层形成的模拟框架与测试粒子。这两种效应的耦合可以显著地重新分布壳层的位置和光度。忽视它们会导致在观测到的壳星系合并的日期上出现重大错误。
2022-07-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxies with Shells in the Illustris Simulation: Metallicity Signatures
星壳是低表面亮度弧的过密恒星区域，延伸到大银河系的距离。在一个同伴的研究中，我们确定了39个壳星系的样本中的220个大质量椭圆（$\mathrm{M}_{\mathrm{200crit}}>6\times10^{12}\,\mathrm{M}_\odot$）从插图宇宙学模拟。我们使用恒星历史目录来追踪壳层子结构内每个恒星粒子的历史，我们发现大质量星系中的壳层是通过与大质量卫星（恒星质量比$μ_{\mathrm{stars}}\gtrsim1:10$）合并形成的。利用同样的壳层星系样本，扩展了恒星历史星表，以研究大质量星系周围恒星壳层的金属丰度。我们的研究结果表明，在星系晕中，外壳的金属含量往往比周围的恒星物质高出数倍。对于一个星系有两个不同的卫星形成$z=0$壳，我们发现一个显着的差异，由每个祖先产生的壳的金属丰度。我们还发现，壳星系有更高的质量加权对数金属丰度（[Z/H]）在$2$ - $4\,\mathrm{R}_{\mathrm{eff}}$相比，没有壳的星系。我们的研究结果表明，观测比较恒星的金属丰度潮汐功能，如壳，在恒星晕的平均金属丰度可以提供有关星系的组装历史的信息。
2017-08-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tidal Features at 0.05<z<0.45 in the Hyper Suprime-Cam Subaru Strategic Program: Properties and Formation Channels
我们在$0.05<z<0.45$上展示了1,201个星系，这些星系具有潮汐特征，这些特征是从超级Suprime-Cam斯巴鲁战略计划（HSC-SSP）的第一个$^2$成像的$\sim\! 200$度探测到的。本样本中的所有星系都有来自斯隆数字巡天（SDSS）光谱活动的光谱观测，产生了21208个星系的样本。在这些星系中，我们确定了214个壳系统和987个流系统。对于其中的575个系统，我们还能够测量潮汐特征的$(g-i)$颜色。我们发现恒星形成的证据，在一个子集的流，除了流周围的大规模椭圆形，并发现流宿主星系跨越我们的样本中的恒星质量的全部范围。星系壳主要是红色和大质量的：我们发现，可观察到的壳形成更频繁地围绕椭圆比周围的盘星系相同的恒星质量。虽然我们样本中的大多数壳层都是由小合并形成的，但壳层宿主星系的$15\% \pm 4.4\%$的$(g-i)$颜色与它们的宿主星系一样红，与由大合并形成的一致。这些“红壳”还优先与宿主星系的主轴对齐，正如之前从模拟中预测的那样。我们认为，虽然大部分的可观察到的壳人口起源于相当小的合并，这优先形成壳，不与银河系的主轴对齐，主要合并产生大量的可观察到的壳。
2018-05-15 astro-ph.GA
A stream come true: Connecting tidal tails, shells, streams, and planes with galaxy kinematics and formation history
本研究利用Magneticum Pathfinder流体动力学模拟首次联合普查四类潮汐特征，发现其与星系运动学、形成历史的关联，揭示并合轨道角动量对星系演化的关键作用。
2024-06-18 astro-ph.GA
Is Dust Cloud around $λ$ Orionis a Ring or a Shell, or Both?
观测到猎户座$λ$周围的尘埃云呈圆形对称，角度范围很大（$\approx$ 8度）。然而，云的三维（3D）结构是壳状还是环状尚未完全解决。我们研究的3D结构，使用一种新的方法，结合了3D蒙特卡罗辐射转移模型的紫外（UV）散射光和逆阿贝尔变换，它给出了一个详细的3D径向密度分布从一个球对称云的二维柱密度图。通过比较球壳云和环状云的辐射转移模型，发现只有壳模型才能再现S2/68紫外观测所观测到的散射紫外光的径向廓线，表明尘埃的壳结构。然而，逆阿贝尔变换适用于列密度数据从泛星1尘埃红化地图的结果在一定半径范围内的密度分布的负值，表明存在额外的，非球形云附近的星云边界。额外的云成分被假定为环形的形状，我们从柱密度中减去，以获得一个积极的，径向密度分布使用逆阿贝尔变换。由此产生的密度结构，由一个环形的环和一个球壳，也被发现给一个很好的拟合的UV散射光分布。因此，我们得出结论，围绕$λ$ Ori的云是由环和壳结构。
2015-05-22 astro-ph.GA
Type I shell galaxies as a test of gravity models
壳星系被认为是由矮星系与椭圆星系碰撞形成的。壳结构和运动学被认为是测量壳星系引力势的独立工具。我们比较理论上的形成壳的I型壳星系在不同的重力理论在这项工作中，因为这是迄今为止失踪的文献。我们包括牛顿加暗晕引力，和两个非牛顿引力模型，MOG和MOND，在相同的初始系统。我们调查的动力学摩擦的影响，通过减慢暗晕模型中的矮星系限制壳半径的范围到低值。在相同的初始条件下，壳出现在一个较短的时间尺度和一个较小的范围内的距离比在相应的非牛顿引力模型中的暗物质的存在。如果星系嵌入在一个暗物质晕中，那么合并时间可能太快，因为大的动力学摩擦效应，不允许观测系统所需的多代壳层形成。从相同的初始状态出发，在暗晕模型中，小的亮壳层的观测应该伴随着大的暗壳层，而在MOG模型中，下一个壳层的产生模式具有特定的时间延迟。第一次壳层生成模式随壳层年龄和不同理论均表现出简并性，但壳层相对距离和壳层膨胀速度可以打破这种简并性。
2017-10-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Formation and Incidence of Shell Galaxies in the Illustris Simulation
壳层是表面亮度较低的潮汐碎片，以交错的焦散线形式出现，具有较大的张开角，通常位于星系中心的两侧。本文在宇宙学引力+流体动力学Illustris模拟中研究了壳层星系的入射和形成过程。我们确定壳在红移z=0使用恒星表面密度图，我们使用恒星的历史目录来跟踪每个单独的恒星粒子的诞生，轨迹和祖先的潮汐功能。在插图星系（$\mathrm{M}_{\mathrm{200crit}}>6\times10^{12}\,\mathrm{M}_{\odot}$）中的220个最大质量星系的样本中，$18\%\pm3\%$的星系展示了壳。这一比例随着质量削减的增加而增加：质量更高的星系更有可能拥有恒星壳。此外，随着红移的增加，大质量星系中出现壳层的比例也会减少。我们发现，在红移$z=0$观测到的壳层星系的形成优先通过相对主要的合并（$\gtrsim$ 1：10的恒星质量比）。在$\sim$ 4至8 Gyrs前的优选时间窗内，祖先在低角动量轨道上吸积。我们的研究表明，由于动力学摩擦，更大的卫星被允许探测更广泛的碰撞参量在吸积时间，而小的同伴需要几乎纯粹的径向下落轨迹，以产生壳。我们还发现了一些特殊的情况下，由于宇宙学设置所引入的额外的复杂性。这些包括具有多个形成壳层的祖先的星系，也形成壳层的卫星的卫星，或者由于快速连续发生的多个主要合并而无法产生壳层的卫星。
2018-08-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Comparing Various Approaches to Simulating the Formation of Shell Galaxies
Quinn（1984）提出的径向小合并模型成功地再现了壳星系中观测到的规则壳系统，是进行实验粒子模拟的理想模型。我们比较这样的模拟与自洽的。它们在第一代壳层的位置上非常一致，但潜在的重要影响--动力学摩擦和矮星系的逐渐衰变--在测试粒子模型中并不存在，因此我们寻找一种适当的方法来包括它们。
2011-03-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dynamics of Dusty Radiation Pressure Driven Shells and Clouds: Fast Outflows from Galaxies, Star Clusters, Massive Stars, and AGN
通常假设辐射压驱动的风被加速到渐近速度V ~ v_esc，其中v_esc是从中心源的逃逸速度。我们注意到，这不是尘埃壳和云的情况。相反，如果壳层或云最初对于来自光度L的源的UV发射是光学厚度的，那么在V中存在显著的提升，其反映了在其加速时吸收的动量的积分。对于达到广义Eddington极限的壳层，我们证明了在点质量势和等温球势下V ~（4R_UV L/M_shc）^1/2，其中R_UV是壳层对UV光子变得光学薄的半径，M_sh是壳层的质量。在典型参数下，渐近速度明显超过vesc，并可以解释在低气体密度的晕周围快速成星星系和活动星系核中观测到的~1000- 2000 km/s的外流。类似地，大质量恒星的快速外流可以在几个-10^3年的时间尺度上加速。这些结果也适用于那些只对着辐射源的一小部分立体角，并由于内部声速而膨胀的云。我们进一步考虑了壳层的动力学，扫了一个致密的拱星或环星系介质。我们计算的“动量比”Mdot v/（L/c）在壳的限制，并表明，它只能显着超过~2，如果壳的有效光学深度再辐射的FIR光子是远远大于1。我们讨论了简单的处方用于大规模宇宙学模拟银河系外流的属性。我们也简要地讨论了大质量恒星的尘埃喷射事件，巨大的分子云的破坏，和活动星系核的应用。
2015-02-05 astro-ph.GA
Quadruple-peaked Line-of-sight Velocity Distributions in Shell Galaxies
我们提出了一个改进的研究的预期形状的视线速度分布在壳星系。我们发现了一个简单的分析表达式连接突出的和原则上可观察到的特性的线轮廓和质量分布的星系。预测结果进行了比较，从一个径向合并的测试粒子模拟。
2011-03-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Effects of environment on sSFR profiles of late-type galaxies in the CALIFA survey
本文以CALIFA巡天中的275个晚型星系为样本，研究了晚型星系比恒星形成率（sSFR）的径向分布对环境和恒星质量的依赖关系，探讨了环境对晚型星系恒星形成的影响。我们考虑三种不同的离散环境：场星系，星系对，星系群，与恒星质量$9\le \log(M_{\star}/M_{\odot}) \le 12$，并比较他们的sSFR配置文件的环境。我们的结果表明，恒星质量是决定晚型星系sSFR分布的主要因素，活动星系核和酒吧的影响是次要的。我们发现，相对大小的隆起起着关键作用，在压抑恒星形成的晚型星系的中心。星系群的环境决定了星系sSFR剖面的明显差异。我们发现的证据外，在行动上的星系恒星质量$9\le \log(M_{\star}/M_{\odot}) \le 10$集团。我们发现，在大质量星系群的内部区域，恒星形成的抑制要强得多，这可能表明了不同的合并历史。
2018-11-21 astro-ph.GA
Gas-phase metallicity profiles of the Bluedisk galaxies: Is metallicity in a local star-formation regulated equilibrium?
作为Bluedisk调查的一部分，我们分析了径向气相金属丰度配置文件的50晚型星系，我们比较了金属丰度配置文件的HI丰富的星系对HI-“正常”星系的控制样本的样本。我们发现星系的金属丰度梯度与其HI质量分数（M（HI）/ Mstar）密切相关。我们注意到，一些星系在外盘中表现出比内盘更陡的金属丰度轮廓。这些星系在HI丰富的样品和对照样品中都有发现。这与先前的一个迹象相矛盾，即这些外部液滴是专属于HI丰富的星系。这些影响不是由酒吧，虽然我们确实发现了一些迹象表明，棒星系有平坦的金属丰度配置文件。通过应用一个简单的分析模型，我们能够解释的各种金属丰度的配置文件，这两个样品目前。这个模型的成功意味着这些孤立星系中的金属丰度可能处于局部平衡状态，受恒星形成的调节。这一观点可以解释所观察到的局部质量-金属丰度关系。
2015-05-11 astro-ph.GA
Quadruple-peaked spectral line profiles as a tool to constrain gravitational potential of shell galaxies
在许多巨大的椭圆星系和透镜星系以及一些螺旋星系和矮星系中观察到的恒星壳，可能是星系合并的结果。如果用足够高的信噪比测量，壳层的视线速度分布原则上可以构成限制宿主星系引力势的方法之一。Merrifield和Kuijken（1998）预测了一个由近径向小合并产生的固定壳层的双峰线轮廓。在本文中，我们的目的是扩展他们的分析，以更现实的情况下，扩大壳，固有的合并过程中，而我们假设相同类型的合并和相同的轨道几何形状。我们使用分析方法以及测试粒子模拟来预测整个壳体结构的视线速度分布。将模拟的谱线轮廓与光谱PSF进行卷积，以估计峰值可检测性。由于壳体的非零相速度，所得到的视线速度分布比以前预测的更复杂。原则上，Merrifield & Kuijken（1998）的每一个峰都分裂成两个，给出了一个四峰的线轮廓，这使得可以更精确地确定宿主星系的潜力，而且还包含了额外的信息。我们发现简单的解析表达式，连接的四个峰值的线轮廓和星系的质量分布，即在给定的壳半径和壳的传播速度的圆速度的位置。解析表达式被应用到径向小合并的测试粒子模拟和模拟的宿主星系的潜力被成功地恢复。壳层运动学因此可以成为一个独立的工具，以确定的内容和分布的暗物质在壳星系，到~100 kpc的主机星系的中心。
2012-07-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stacked star formation rate profiles of bursty galaxies exhibit 'coherent' star formation
在最近基于$z \sim 1$的3200个堆叠H $α$星系图的工作中，Nelson等人~找到“相干恒星形成”的证据：在“恒星形成主序”（MS）之上（之下）的星系的叠加SFR剖面在所有半径上都高于（低于）MS上的星系。有人可能会解释这个结果与高度爆发的恒星形成和星系沿着MS平滑演化而不是多次穿越它的证据不一致。我们分析了六个模拟星系在$z\sim1$从反馈在现实环境（FIRE）项目的方式类似的观察，以测试上述解释是否正确。堆叠SFR配置文件的趋势是定性与观察到的一致。然而，单个星系的SFR轮廓比堆叠轮廓复杂得多：前者可以是平坦的，甚至在大半径处达到峰值，因为模拟中恒星形成的高度聚集性。此外，在MS以上（以下）的个别星系的SFR配置文件是不系统的MS星系以上（以下）在所有半径。我们得出的结论是，时间平均相干恒星形成明显的堆栈观察星系是一致的高度爆发，clusified恒星形成的个别星系，并不是证据，星系演化顺利沿MS。
2017-09-28 astro-ph.GA
Using the EAGLE simulations to elucidate the origin of disc surface brightness profile breaks as a function of mass and environment
我们分析了盘状星系在EAGLE模拟中的表面亮度轮廓，以研究星系质量和环境对星系轮廓类型的影响。在观测工作之后，我们根据星系盘表面亮度分布将模拟星系分为单指数分布（I型）、截断分布（II型）和反截断分布（III型）。与以前的观测和理论工作相一致，我们发现II型盘是由截断的恒星形成盘引起的，它驱动了恒星星族中的径向梯度。相比之下，III型轮廓来自星系合并，扩展的恒星形成盘或后期形成的陡峭的内部盘。我们发现，EAGLE模拟定性地再现了观测到的趋势之间的配置文件类型的频率和星系的质量，形态和环境，如III型星系的比例增加与星系质量，和II型星系的比例增加与哈勃类型。我们调查了较低的发病率的II型星系的星系团，发现，在一个惊人的相似性观察到的星系，几乎没有S 0类星系的星系团有II型配置文件。类似地，II型配置文件的盘占主导地位的星系团的分数显着减少相对于场星系。场星系和团星系之间的这种差异是由恒星形成猝灭造成的。在进入星系团后停止恒星形成，II型星系的年轻恒星星族简单地消失，留下I型星系。
2021-10-08 astro-ph.GA
Shell-type Tidal Features Are More Frequently Detected in Slowly Rotating Early-type Galaxies than Stream- and Tail-type Features
本研究基于DESI Legacy Survey深场图像和MaNGA运动学数据，分类1244个低红移早型星系的潮汐特征，发现壳层型特征与更低的$λ_{R_e}$及慢旋转体显著相关，支持径向并合形成壳层。
2024-04-04 astro-ph.GA
Stellar Mass Profiles of Quiescent Galaxies in Different Environments at $z\sim0$
我们提出了147个孤立的静止星系在非常低密度的环境（即，空区域）在本地宇宙（$0.01<z<0.06$）从斯隆数字巡天。这些星系的恒星质量在$ 9.8\lesssim \log(M_{\ast}/M_{\odot})\lesssim11.2$之间，它们代表了整个星系人口的$\sim15\%$，在空洞区域下降到$M_{r} = -19$。我们没有发现任何孤立的静止星系与$\log(M_{\ast}/M_{\odot})\gtrsim11.2$。我们比较了这些孤立的静止星系的恒星质量配置文件与恒星质量匹配的样本的静止星系在组和集群环境中的配置文件。我们发现，在固定的质量，静止的星系中的空隙有类似的中心（$1$ kpc）的质量密度（$Σ_1$）和中心速度色散（$σ_1$）相比，他们的同行在集团和集群。我们发现，静止的星系中的空隙有最多$10-25\%$较小的半质量（和半光）的大小相比，静止的星系群和集群。我们的结论是，对于中等恒星质量范围内的$10^{10}-10^{11}M_{\odot}$在本地宇宙，环境机制有没有显着的额外影响的质量配置文件的静止星系。
2018-05-21 astro-ph.GA
Gaussian Random Field: Physical Origin of Sersic Profiles
虽然Sersic轮廓家庭提供了足够的适合观测星系的表面亮度轮廓，物理起源是未知的。我们表明，如果宇宙学密度场是随机高斯波动的种子，在标准的冷暗物质模型中，具有陡峭的中央轮廓的星系同时在外围扩展浅轮廓的包络，而具有浅中央轮廓的星系伴随着在外围的陡峭的密度轮廓。这些性质与Sersic轮廓族的性质一致。此外，具有陡峭中心轮廓的星系在较小的致密亚基中形成它们的中心区域，这些亚基随后可能合并，这自然会导致凸起的形成。相比之下，浅中心轮廓的星系形成其中心区域在一个连贯的方式没有显着的子结构，一个必要的条件，磁盘星系形成。因此，该方案是自相一致的观测星系形态和Sersic指数之间的相关性。我们进一步预测，星系团应该显示出类似的趋势，这应该是可验证的观测。
2014-06-05 astro-ph.GA
On Wave Dark Matter, Shells in Elliptical Galaxies, and the Axioms of General Relativity
本文是作者的论文题为“论暗物质，螺旋星系，和广义相对论的公理“[arXiv：1004.4016]，探讨了一个几何自然公理定义的暗物质模拟的标量场满足爱因斯坦-克莱因-戈登波动方程，经过大量的计算，被证明是一致的观察到的螺旋和棒旋图案在磁盘星系。我们给出了一个更新的东西站在这个“波暗物质“模型的暗物质（又名标量场暗物质和玻色子星），一个有趣的替代WIMP模型的暗物质，并讨论它如何有潜力帮助解释长期观察到的交错壳模式，也被称为波纹，在椭圆星系的图像。
2012-12-23 astro-ph.GA physics.gen-ph
The connection between radio-loudness and central surface brightness profiles in optically-selected low-luminosity active galaxies
最近的研究结果表明，活跃星系的核射电响度与其中心恒星表面亮度轮廓之间存在相关性，因为“核心”星系（内对数斜率γ<0.3）的射电响度明显高于“幂律”星系（γ>0.5）。这种联系表明射电响度和星系形成历史（例如通过黑洞旋转）之间可能存在联系，迄今为止只在射电选择的星系样本中得到证实。此外，它已被证明，努克法律，这是用来参数化的亮度分布在这些研究中，给出了一个贫穷的描述亮度分布。在这里，我们提出了一个哈勃T<3型活动星系的中心表面亮度轮廓的分析，这是通过光学选择帕洛马光谱调查附近的星系。我们适合的亮度配置文件使用Sersic，核心Sersic和，在必要的情况下，双Sersic模型，我们适合的半长轴亮度配置文件提取的高分辨率图像的星系从哈勃太空望远镜（HST）。我们使用这些适合分类的星系作为“核心”，“Sersic”或“双Sersic”和比较这种分类与活动星系核（AGN）的属性。我们发现，在核心星系的活动星系核通常比那些在Sersic星系主办的无线电响亮，虽然有一个很大的重叠两个子样本之间。射电响度和亮度轮廓之间的相关性可以部分地由射电响度和黑洞质量之间的相关性来解释。此外，有一个显着的（99%的置信度）之间的部分相关性无线电响度和核心/Sersic分类的主机星系，这有助于支持以前的结果的基础上无线电选择的样本。
2011-04-06 astro-ph.GA
StreamGen: Connecting Populations of Streams and Shells to Their Host Galaxies
本研究利用SatGen代码生成约1500个银河系质量系统，通过相空间混合模型分类瓦解卫星星系碎片，发现潮汐碎片数量在给定质量范围内一致，但其轨道能量受宿主星系盘性质影响，且存在显著的晕到晕方差，强调了近场宇宙学研究中考虑宿主性质变化的重要性。
2024-09-20 astro-ph.GA
The SAMI Galaxy Survey: Using Tidal Streams and Shells to Trace the Dynamical Evolution of Massive Galaxies
本研究利用SAMI巡天和Subaru深度成像，发现31%的大质量早型星系存在潮汐特征，并揭示年轻星系中壳层与低自转相关，支持并合驱动慢转星系形成的理论。
2024-02-05 astro-ph.GA
On the origin of Sérsic profiles of galaxies and Einasto profiles of dark-matter halos
星系I（R）的表面亮度分布和暗物质晕rho（r）的密度分布都可以用同一个解析函数来表示，该函数以Sérsic，I~exp[-（R/R*）^（1/m）]或Einasto，rho~[exp[-（r/r*）^alpha]命名，其中R* 和r* 是特征半径。具有高Sérsic指数m（或低Einasto指数α）的系统具有陡峭的中心剖面和浅的外部剖面，而具有低m（或高α）的系统具有浅的中心剖面和在外围的陡峭剖面。我们提出了理想化的数值实验的结果表明，这些配置文件的起源可以追溯到初始的密度波动场：高α（低m）系统通过几个合并在光滑的区域形成，而低α（高m）系统通过几个合并在clustrial区域形成。
2016-05-02 astro-ph.GA
Galaxy interactions: dark matter vs. Modified Newtonian dynamics (MOND)
（Michal Bilek的博士论文，完成于2015年6月19日）MOND是一个观测规则，用于从可见物质的分布预测恒星和星系的加速度。这可能源于一个新的物理定律。我列出了MOND的理论方面，它的成就和问题。到目前为止，MOND主要在盘星系中进行了测试。它在椭圆星系中的测试是罕见的，因为MOND效应对它们来说在常规方法可观察的部分很小。在这篇论文中，我解释了我在椭圆星系中用恒星壳层测试MOND的方法和想法。此外，壳使我们能够测试MOND的恒星在径向轨道上的第一次。壳层是星系相互作用的结果。我讨论了壳的形成机制，并总结了从壳的观察和模拟的结果。本论文包含的尚未发表的结果主要在：1）介绍第3节（在牛顿动力学与暗物质和MOND中壳形态的预期差异），和2）第2.4.1节（壳半径演化的模拟公式）。
2016-01-06 astro-ph.GA
Effects of environment on stellar metallicity profiles of late-type galaxies in the CALIFA survey
我们通过研究星系在两种离散环境（场和星系群）中的光和质量加权金属丰度的径向分布，探讨了环境在晚型星系演化中的作用。我们使用了167晚型星系的样本，恒星质量$9\le \log(M_{\star}/M_{\odot}) \le 12$，来自CALIFA调查。我们研究了这两种环境中星系的金属丰度，其中包括金属丰度作为半径的函数，在特征尺度上，以及作为恒星质量表面密度的函数的比较。我们发现组和场晚型星系之间的显着差异，在他们的金属丰度，在这个意义上说，组星系系统的金属比他们的领域同行。我们发现，场星系，在一般情况下，金属丰度的配置文件，显示在其内部区域的负梯度，并在较大的半径较浅的配置文件。这与星系群的金属丰度分布形成对比，星系群的金属丰度分布在内部区域趋于平坦，在外部区域具有负梯度。关于金属丰度的特征半径的光度分布，我们一贯发现，它是更高的星系团星系，而不论星系质量。在固定的恒星表面质量密度下，星系团的金属含量也更高，金属丰度对表面密度的依赖性对星系团来说也不那么重要。作为质量，空间尺度和局部恒星质量密度的函数，组和场星系的金属丰度存在明显差异的证据表明，组和场星系遵循的是不同的演化路径。我们讨论了所观察到的差异可能产生的影响。
2020-08-13 astro-ph.GA
Luminosity Models and Density Profiles for Nuclear Star Clusters for a Nearby Volume-Limited Sample of 29 Galaxies
核星团（Nuclear Star Cluster，NSC）是位于大多数星系中心的密集星团。在本文中，我们研究了29个星系的密度分布在10 Mpc的体积有限的调查，以表征他们的神经干细胞。这些星系跨越3 $\times$ 10 $^8$ - 8 $\times$ 10 $^{10}$ M $_\odot$和广泛的哈勃类型。我们使用高分辨率的哈勃空间望远镜的档案数据创建亮度模型的星系使用Sérsic配置文件参数化的NSC。我们还提供了使用颜色M/L关系的NSC和它们的宿主星系的光度质量的估计，并检查它们的相关性。我们使用多高斯展开（MGE）来推导NSC密度和它们的3-D质量密度分布。3-D的密度分布特征的NSC密度的尺度小到$\sim$ 1 pc，接近这些对象中的黑洞的可能的影响范围。我们发现，这些密度与星系质量，与星系大多数NSC密度比典型的球状星团。我们参数化的3-D NSC密度分布，其散射和斜率作为星系恒星质量的函数，使现实的核质量配置文件的建设。这些都是有用的预测率的潮汐破坏事件在星系。我们将在后续论文中验证本文的结果，该论文提出了同一样本神经干细胞的动态建模。
2019-12-23 astro-ph.GA
The JCMT Nearby Galaxies Legacy Survey -- XI. -- Environmental Variations in the Atomic and Molecular Gas Radial Profiles of Nearby Spiral Galaxies
我们提出了一个分析的径向配置文件的43个高通量选定的螺旋星系的样本从附近的Galerkin遗产调查（NGLS）解决詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜（JCMT）CO $J=3-2$和/或甚大阵（VLA）HI地图。比较室女座和非室女座的人口，我们确认，HI磁盘截断室女座样本，即使是这些相对HI丰富的星系。在另一方面，H $_{2}$分布增强室女座星系的中心附近，导致更高的H $_{2}$ HI比和陡峭的H $_{2}$和总气体径向轮廓。这可能是由于在集群环境中适度的冲压压力汽提的影响，这将优先去除外围的低密度气体，同时增强中心附近的高密度气体。结合H $α$恒星形成率数据，我们发现两个样本的恒星形成效率（SFR/H $_{2}$）随半径的变化相对恒定，但室女座星系的恒星形成效率比非室女座星系低$\sim40\%$。
2017-02-07 astro-ph.GA
Statistical Analysis of H I Profile Asymmetry and Shape for Nearby Galaxies
我们提出了一个统一的分析的29,958附近（$z < 0.06$）星系的H I发射线的集成配置文件提取的阿尔法21厘米的调查。我们应用曲线的增长技术，以获得一个数据库的光谱参数和强大的估计，其相关的不确定性。除了中心速度和总通量外，主星表还提供了线宽、轮廓不对称性和轮廓形状的新测量。对于一个子样本的13,511个星系的光学特性可从斯隆数字巡天，我们计算倾斜角校正的线宽，旋转速度经验校准的空间分辨观测，和动力学质量H I的大小估计H I质量的基础上。为了方便后续的科学应用的数据库，我们还编译了一些辅助的物理性质的星系，包括它们的光学形态，恒星质量，和各种诊断的恒星形成活动。我们使用的H I参数的均匀目录来检查轮廓不对称性和形状的统计特性。在涵盖广泛恒星质量和环境的完整样本中，在星系群的$\sim 20\%$中检测到统计上显着的H I轮廓不对称性。整体H I曲线为$35.2 \pm 0.3\%$单峰、$26.9 \pm 0.3\%$平顶和$37.9 \pm 0.3\%$双角。在一个给定的倾角，双角的配置文件优先与星系较高的恒星质量或光学浓度，而星系较低的质量或浓度往往有单峰的配置文件。
2022-03-25 astro-ph.GA
New Constraints on the Origin of Surface Brightness Profile Breaks of Disk Galaxies from MaNGA
为了探索在邻近盘星系中广泛观测到的表面亮度轮廓（SBP）突变的起源，我们对从MaNGA光谱巡天中选取的635个盘星系的恒星星族分布进行了比较研究。我们将我们的星系分为单指数（TI），下弯（TII）和上弯（TIII）SBP类型，并推导出它们的自旋参数和年龄/金属敏感的光谱特征的径向轮廓。大多数TII（TIII）星系有向下弯曲（向上弯曲）的恒星形成率（SFR）的径向配置文件，这意味着突然的径向变化的SFR强度有助于形成TII和TIII的休息。尽管如此，我们的星系和模拟之间的比较表明，恒星迁移在削弱向下弯曲$Σ_{\star}$剖面断裂中起着重要的作用。虽然TII星系的SBPs的断裂强度和年龄/金属敏感的光谱特征之间存在相关性，但TIII星系没有发现这种相关性，这表明恒星迁移可能不会在塑造TIII断裂中发挥重要作用，这一点可以通过$Σ_{\star}$的断裂强度和TIII星系的表面亮度分布之间的良好对应来证明。我们没有发现证据的星系自旋形成不同的SBP类型的相关参数，也没有发现显着差异的不对称性的星系与不同的SBP类型，这表明环境扰动或卫星吸积在最近的过去没有显着影响的突破形成。通过将我们的样本分为早期和晚期形态类型，我们发现具有不同SBP类型的星系遵循几乎相同的紧密恒星质量- $R_{25}$关系，这使得恒星迁移单独可以将SBP类型从TII转变为TI，然后转变为TIII的假设非常不可能…
2020-07-11 astro-ph.GA
The formation of shell galaxies similar to NGC 7600 in the cold dark matter cosmogony
我们提出了新的深度观测的“壳”结构的晕附近的椭圆星系NGC 7600，旁边的电影星系形成在一个寒冷的暗物质宇宙（可在http：//www.virgo.dur.ac.uk/shell-galaxies）。这部电影基于从头宇宙学模拟，展示了暗物质和恒星的连续吸积是如何创造出一条弥漫的环星系结构。在近径向轨道上的大质量团块的破裂产生了一个由瞬变同心壳层组成的复杂系统，它与NGC 7600的壳层惊人地相似。借助于模拟结果，我们解释了NGC 7600的背景下的CDM模型。
2011-11-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spatially resolved properties of galaxies from CANDELS+MUSE: Radial extinction profile and insights on quenching
在千秒差距尺度上研究单个星系的内部过程对于增强我们对星系形成和演化过程的理解至关重要。在这项工作中，我们调查的恒星形成率（SFR）的分布，具体的SFR（sSFR），和尘埃衰减在个别星系的样本中选择的32个星系的博物馆范围调查在0.1 $< \textit{z} <$ 0.42之间的$10^{7.7}$和$10^{10.3}$ M $_{\odot}$的恒星质量的动态范围。我们利用高空间分辨率的MUSE积分场摄谱仪和测量可靠的空间分辨H $α$和H $β$发射线个别星系的地图。我们还得到了解决恒星质量，SFR和尘埃地图使用像素的SED拟合高分辨率多波段HST/ACS和HST/WFC 3数据从CANDELS调查。通过结合这些，我们分析了这些星系的各种物理参数的径向分布。我们观察到恒星和星云的颜色过剩配置文件的径向依赖性峰值在星系的内部区域。我们还发现颜色过剩的配置文件，以最强烈的相关性与星系的综合sSFR。在我们的样本中的星系的中值sSFR $_{\mathrm{H}α}$径向轮廓显示从中心区域向外增加0.8 dex。与sSFR $_{\mathrm{SED}}$的几乎平坦的中位径向轮廓相比，这种增加有利于恒星形成的由内而外的淬火。我们从SFR-M $_{*}$和sSFR-M $_{*}$关系上星系不同子区域的轨迹进一步证明了这种淬灭的情况。
2019-11-06 astro-ph.GA
The Mass Profile and Shape of Bars in the Spitzer Survey of Stellar Structure in Galaxies (S4G): Search for an Age Indicator for Bars
利用二维3.6 $μm $图像分解方法，对斯皮策银河系恒星结构巡天（S4 G）中的144个正面棒星系的径向光剖面和棒的整体形状进行了测量。棒的表面亮度轮廓与恒星的质量和膨胀总（B/T）比的宿主星系。大质量星系和膨胀星系（B/T $>$ 0.2）中的条形图显示出平坦的轮廓，而质量较小的盘状星系（B/T $\sim$ 0）中的条形图显示出指数的盘状轮廓，径向轮廓的扩展比膨胀星系更宽。但是，条形图的全局二维形状是矩形/方形，与凸起或圆盘属性无关。我们推测，因为酒吧形成的磁盘，酒吧最初有一个指数（磁盘状）的配置文件，随着时间的推移，捕获更多的恒星到四方形的酒吧轨道。这导致酒吧变得更强，并有更平坦的轮廓。在更大质量的盘中，棒的径向轮廓的狭窄分布表明这些棒形成得更早（z $>$ 1），而在质量较小的系统中，盘状轮廓和径向轮廓的较大分布意味着更晚和更渐进的演化，与从观测研究中推断的棒的宇宙学演化一致。因此，我们期望，酒吧轮廓的平坦度可以被用来作为酒吧的动态年龄指标，以衡量经过的时间，因为酒吧的形成。我们认为，宇宙气体吸积是必需的，以解释我们的结果酒吧的轮廓和酒吧区域内的气体的存在。
2014-11-17 astro-ph.GA
Quenching, Mergers and Age Profiles for z=2 Galaxies in IllustrisTNG
利用IllustrisTNG宇宙学星系形成模拟，我们分析了恒星质量大于10^10.5太阳质量的z=2的年轻静止星系的物理性质。这个关键的人口提供了一个不变的探索星系从恒星形成到静止的演变，最近已成为几个观测研究的目标。在模拟中，年轻的静止星系并不显得异常紧凑，与观测的张力，但它们显示出独特的年龄梯度，与观测到的颜色梯度定性一致。特别是，超过一半的模拟年轻的静止星系显示积极的年龄分布，由于最近强烈的中央星爆，这是由重大合并触发。然而，有相当大的人口最近淬火星系没有显着的合并和平坦的年龄分布。我们的研究结果表明，合并在结构转变中发挥着重要作用，但不是唯一可用的途径淬火z=2星系。
2021-10-05 astro-ph.GA
Robust automatic photometry of local galaxies from SDSS Dissecting the color magnitude relation with color profiles
我们提出了一个自动的程序来执行可靠的光度测定的星系SDSS图像。我们选择了后发座和室女座超星系团中的5853个星系的样本。对于每个星系，我们得到彼得罗相g和i的星等，表面亮度剖面和颜色剖面。与SDSS管道，我们的程序是不受众所周知的粉碎问题，并有效地提取所有星系的彼得罗相星等。因此，我们得到的星等，即使从人口的星系错过了SDSS，代表25%的所有本地超星系团星系和~95%的星系g < 11等。校正后的g和i的星系和内部消光，蓝色和红色的序列在彩色星等图是很好的分离，具有相似的斜率。此外，我们还研究了不同星系区域的色-星等图，包括内部（r <= 1 kpc）、中间（0.2R{Pet} <=r<= 0.3R{Pet}）和外部盘主导（r>=0.35R{Pet}）区域，以及（ii）计算了模板色分布，讨论了模板色分布与星系质量和形态类型的关系。这两种分析一致地导致了这样一幅图像，即椭圆星系没有颜色梯度，而不管它们的质量如何。相反，随着质量的增加，螺旋在其颜色配置文件中显示更陡的渐变，与10^{10} Modot以上的凸起和/或条形组件的相关性不断增加一致。
2016-05-30 astro-ph.GA
Global HI Properties of Galaxies via Super-profile Analysis
本文提出了一种基于轮廓分解分析的星系HI超轮廓构造方法。具有最佳数量的高斯分量的HI数据立方体的分解的速度轮廓在相对于它们的质心速度在速度上对齐之后被共同添加。这是比较以前的方法，其中没有事先配置文件的分解被堆叠的速度配置文件。的S/N改进的超级配置文件是有用的星系的全球HI性能，如速度色散和质量的观测，不提供足够的表面亮度灵敏度的星系。作为一个实际的测试，我们将我们的新方法应用于64个高分辨率HI数据立方体的附近星系在本地宇宙中，这是从事物和小东西。此外，我们还分别利用由Hermite $h_3$多项式拟合确定质心速度的立方体的对称速度剖面和全速度剖面构造了两个额外的样本星系的HI超剖面。我们发现，使用新的方法构建的HI超轮廓具有更窄的核心和更广泛的翅膀的形状比其他两个超轮廓。这主要是由于不对称速度剖面的中心速度偏差或在以前的方法中去除不对称速度剖面对所得到的HI超剖面的影响。我们讨论了如何从双高斯拟合测量的新的HI超轮廓的形状（$σ_{\rm{n}}/σ_{\rm{b}}$，$A_{\rm{n}}/A_{\rm{b}}$，和$A_{\rm{n}}/A_{\rm{tot}}$）与样本星系的恒星形成率相关，并与其他两个超轮廓的形状进行了比较。
2022-11-04 astro-ph.GA
Reconstructing the velocity dispersion profiles from the line-of-sight kinematic data in disc galaxies
本文提出了一种改进的重建盘星系中恒星速度椭球的方法。我们的版本不需要任何参数化的速度色散的配置文件，只使用一个假设，即比率$σ_z/σ_R$保持恒定沿配置文件或沿几块的配置文件。该方法在其他作者的两个样本星系上进行了检验，并首次应用于透镜星系NGC~1167、NGC~3245和NGC~4150以及Sab星系NGC~338。我们发现，对于高倾角星系（$i >55-60^\circ$），提取SVE信息是困难的，甚至是不可能的，而对于中等倾角星系，提取过程是成功的。对于NGC~1167，只要$σ_z/σ_R$的值是分段常数，我们就能重建SVE。我们发现$σ_z/σ_R=0.7$的内部部分的光盘和$σ_z/σ_R=0.3$的外围。我们还得到了对大倾角星系径向速度色散$σ_R$值的严格限制，并利用非对称漂移方程检验了这一结果，前提是气体旋转曲线是可用的。
2017-02-24 astro-ph.GA
Systematically Asymmetric: A comparison of \hi\ profile asymmetries in real and simulated galaxies
我们研究不同的措施，星系HI速度剖面的不对称性。我们引入了通道的通道不对称性和速度的平等统计来量化配置文件的不对称性。使用模拟星系的样本，我们研究如何这些和标准的不平衡形态统计依赖于各种观测效果，包括视角和倾角。我们发现，我们新引入的通道通道的不对称性是不太敏感的视角和倾斜比其他形态的影响。将我们的统计数据应用于WHISP HI星系样本，我们还发现，通道的通道不对称性，是一个更好的指标，视觉分类的不对称配置文件。此外，我们发现等式空间的不对称速度可以用来识别具有深中心倾角的剖面，而无需目视检查。
2020-05-13 astro-ph.GA
Drivers of asymmetry in synthetic H I emission-line profiles of galaxies in the EAGLE simulation
我们研究的形状空间集成H I发射线轮廓的星系在EAGLE模拟使用三个单独的措施配置文件的不对称性。我们表明，EAGLE星系的气体分数和恒星质量的子集是一致的，在xGASS调查也有类似的H I线不对称性。具有对称H I线轮廓的中央星系通常对应于旋转支撑的H I和恒星盘，但具有不对称线轮廓的中央星系可能对应于或可能不对应于色散主导的系统。对称的氢发射线的星系，平均而言，更丰富的气体比那些不对称的线，也表现出系统的差异，在其特定的恒星形成率，这表明恒星或活动星系核反馈产生的湍流可能是一个因素，有助于氢线不对称。线的不对称性也与星系的主暗物质晕的动力学状态密切相关：较老、较松弛的晕比非松弛的晕更对称。在固定的晕质量，不对称的中心往往被包围的大量subhaloes比对称的同行，也经历了更高的气体吸积和流出率。在固定的恒星质量，中央星系，平均而言，更多的对称H I发射线比卫星;对于后者，冲压压力和潮汐剥离的不对称性的重要来源。
2021-12-29 astro-ph.GA
The mass discrepancy acceleration relation in early-type galaxies: extended mass profiles and the phantom menace to MOND
螺旋星系周围的暗物质（DM）晕似乎与它们的重子含量合谋：根据经验，只有在普遍特征加速度标度以下才能推断出大量的DM。此外，重子和动力学质量之间的差异，这通常被解释为DM的存在，遵循一个非常紧密的质量差异加速度（MDA）关系。它的普遍性，以及它在螺旋星系中的紧密性，对DM的解释提出了挑战，并被用来支持修正的牛顿动力学（MOND）。在这里，我们测试这是否适用于早期类型的星系。我们使用Cappellari等人基于ATLAS $^{3D}$和SLUGGS数据的快旋早型星系动力学模型，这是第一次对这类星系进行均匀研究，达到~4 $R_e$，其中DM开始占总质量预算的主导地位。我们发现早型星系遵循类似于螺旋星系的MDA关系，但系统地偏移。此外，虽然从星系动力学推断的质量密度剖面的斜率显示出与假设MOND的恒星含量预期的一致性，但个别星系的一些剖面显示出差异。
2016-06-30 astro-ph.GA
The fragmentation of expanding shells II: Thickness matters
本文用解析方法研究了有限厚度膨胀壳中引力不稳定性的发展。我们考虑三种模型的径向密度分布的壳：（i）一个解析的均匀密度模型，（ii）一个半解析模型，通过数值解的流体静力平衡方程，和（iii）一个三维流体动力学模拟。我们发现，所有三个配置文件是在密切的协议，这使我们能够使用第一个模型来描述碎片的径向方向的壳。然后，我们使用非线性方程描述的时间演化的一个统一的扁球体，以获得具有不同大小的壳碎片的增长率。这就产生了一个色散关系，它取决于壳体厚度，因此也取决于壳体的压力。我们比较这种色散关系与色散关系，使用标准的薄壳分析，并表明，如果围压低，只有大的碎片是不稳定的。另一方面，如果围压很高，碎片小于薄壳分析预测变得不稳定。最后，我们比较了新的色散关系与三维流体动力学模拟的结果，表明两者是很好的协议。
2010-05-24 astro-ph.GA
Breaks in surface brightness profiles and radial abundance gradients in the discs of spiral galaxies
我们研究的表面亮度剖面和径向丰度梯度的光学半径内的光盘的134个螺旋星系从CALIFA调查的中断之间的关系。每个星系的径向丰度分布（对数尺度）由简单和破碎的线性关系拟合。假设盘的纯指数和破碎指数，拟合表面亮度分布。我们发现，在一个光盘的丰度之间的最大绝对差异给出的破碎和纯线性关系是小于0.05德克斯在我们的大多数星系和超过分散的丰度为134个星系中的26考虑。在破坏的线性关系周围的丰度的分散是接近的（在几个百分点之内）周围的纯线性关系。表面亮度曲线中的中断更加突出。在一些星系中，破碎指数周围的散射比纯指数周围的散射低两倍或更多。在一个星系的光学半径范围内，丰度梯度和表面亮度分布的形状可能是不同的。一个纯指数表面亮度分布可能伴随着一个破碎的丰度梯度，反之亦然。丰度梯度的突变半径与地表亮度剖面之间没有相关性。因此，表面亮度分布的中断不需要伴随着丰度梯度的中断。
2017-09-02 astro-ph.GA
Forming disc galaxies in major mergers: III. The effect of angular momentum on the radial density profiles of disc galaxies
我们研究了盘星系的表面密度分布的角动量的影响，使用高分辨率模拟的主要合并，其残余物有向下弯曲的径向密度分布（II型）。正如本系列的前几篇论文中所描述的，在这种情况下，大部分的盘质量是在碰撞后通过热气体晕的吸积获得的。我们发现，内、外盘的标度半径以及破裂半径与初始合并系统的总角动量有关，并且在高角动量系统中较大。我们遵循我们模拟的星系中的角动量再分配，并发现，像质量，盘角动量获得通过吸积，即气体晕的损害。此外，高的角动量系统给予更多的角动量给他们的光盘，这直接影响他们的径向密度分布。在我们的样本中加入孤立星系的模拟，我们发现这些相关性对于孤立演化的盘星系也是有效的。我们表明，在模拟结束时，盘的外部主要是由内而外的恒星迁移，在具有较高角动量的星系中，恒星径向向外移动。然而，这并不意味着外盘星（在II型星盘中）大多数是在内盘中诞生的。事实上，一般来说，破裂半径会随着时间的推移而增加，如果不考虑这一点，就会高估内盘中诞生的恒星数量。
2017-03-02 astro-ph.GA
The Spitzer Survey of Stellar Structure in Galaxies (S4G): Stellar Masses, Sizes and Radial Profiles for 2352 Nearby Galaxies
斯皮策银河系恒星结构巡天（Spitzer Survey of Stellar Structure in Galvanian，S4 G）是一个对2352个邻近星系进行的体积、星等和大小有限的巡天，深度成像为3.6和4.5微米。在本文中，我们描述了我们的表面测光管道，并展示了相关的数据产品，我们已经发布给社会。我们还确定了物理机制，导致不同水平的中央恒星质量浓度的星系具有相同的总恒星质量。最后，我们导出了不同形态星系在3.6 μ m处的局域恒星质量-尺寸关系。我们的径向轮廓达到恒星质量表面密度低于1 Msun pc-2。考虑到尘埃的影响可以忽略不计，而且在这些波长下的质光比几乎是恒定的，这些剖面构成了附近星系恒星质量径向分布的准确清单。从这些配置文件中，我们还得到了全球性的性质，如渐近的大小（和相应的恒星质量），等照度线的大小和形状，和浓度指数。这些和其他来自我们各种管道的数据产品（科学准备镶嵌，对象掩模，2D图像分解和恒星质量图）可以在IRSA上公开访问（http：//irsa.ipac.caltech.edu/data/SPITZER/S4G/）。
2015-05-13 astro-ph.GA
Evolution of the anti-truncated stellar profiles of S0 galaxies since $z=0.6$ in the SHARDS survey: I - Sample and Methods
关于S 0-E/S 0星系结构起源的争论可能是由于难以比较不同深度的表面亮度剖面、光度校正和PSF效应（几乎总是被忽略）。我们的目标是量化在0.2<z<0.6的S 0星系样本中III型（反截断）盘的性质。在本文中，我们提出了样本选择和详细描述的方法来鲁棒地跟踪结构的边缘和校正PSF效应。我们选取了GOODS-N场中150个0.2<z<0.6的静止星系样本进行分类。我们对44个S 0-E/S 0星系进行了定量结构分析。我们校正了它们的表面亮度曲线的PSF失真，并分析了当不应用PSF校正时结构和光度参数的偏差。此外，我们还开发了Elbow，这是一种自动统计方法，用于确定可能的断裂是否显著-或不显著-及其类型，并将其公开提供。我们在0.2<z<0.6的范围内发现了14个反截短的S 0-E/S 0星系（约占最终样本的30%）。这个分数与当地宇宙中报道的相似。在我们的样本中，在PSF未校正的配置文件中观察到的III型断裂中约有25%是伪影，并且它们的配置文件在PSF校正后变成I型。PSF效应也软化了II型轮廓。我们发现我们样本的I型S 0和E/S 0星系的轮廓与III型星系的内部轮廓相一致，而与外部轮廓相反。我们已经获得了第一个强大的和可靠的样本的14个反截断的S 0-E/S 0星系超出本地宇宙，在范围0.2<z<0.6。即使在HST/ACS图像的窄PSF的情况下，PSF效应也会显着影响星系…
2017-05-16 astro-ph.GA
Radial Profiles of Binary Fraction in Elliptical Galaxies
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；International Centre of Supernovae, Yunnan Key Laboratory（超新星国际中心，云南省重点实验室）；Key Laboratory for the Structure and Evolution of Celestial Objects, Chinese Academy of Sciences（中国科学院天体结构与演化重点实验室）；State Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台射电天文与技术国家重点实验室）；Department of Astronomy, Tsinghua University（清华大学天文系）；Center for Astronomical Mega-Science, Chinese Academy of Sciences（中国科学院天文大科学研究中心）
研究通过分析513个椭圆星系的径向双星分数分布，发现考虑恒星人口影响后，双星分数在径向分布上趋于平坦，且非紫外上升星系与紫外上升星系在双星分数和恒星人口特性上相似，可能源于残留恒星形成。
2026-04-29 astro-ph.GA
Gravitational Fragmentation of Expanding Shells. I. Linear Analysis
我们进行线性摄动分析的HII区域的扩展驱动的扩展壳。假设环境气体是均匀的。作为一个未微扰状态，我们开发了一个半解析的方法来推导整个厚度的密度分布的时间演化。结果表明，密度剖面的时间演化可分为三个演化阶段，即减速主导阶段、中间阶段和自重主导阶段。随着壳体的膨胀，密度峰相对地从激波前缘向接触间断移动。我们进行了线性分析，考虑到不对称的密度分布得到的半解析方法，并施加边界条件的冲击波阵面和接触不连续性，而壳体的演化效应被忽略。结果表明，与以往基于薄壳近似的研究相比，该方法的生长速率得到了提高。这是由于接触不连续性和不对称密度分布的边界效应在以前的工作中没有考虑。
2011-05-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Kinematics of Simulated Galaxies II: Probing the Stellar Kinematics of Galaxies out to Large Radii
我们研究了从流体动力学宇宙学Magneticum Pathfinder模拟中提取的星系样本的恒星运动学到$5$半质量半径。我们构造差分径向恒星自旋配置文件量化的观测广泛使用的$λ_\mathrm{R}$和密切相关的$(V/σ)$参数。我们发现三个特征轮廓形状：轮廓表现出（i）峰值内$2.5$半质量半径和随后的减少（ii）连续增加，高原在较大的半径通常具有高振幅（iii）完全平坦的行为，通常具有低振幅，与观察一致。这表明恒星成分的运动学状态可以随半径的变化而显着变化，表明恒星的原位形成和非原位吸积之间存在明显的相互作用。随着时间的推移，我们的样本的演变，我们提供的证据表明，吸积历史的星系减少配置文件是由各向异性吸积的低质量卫星，得到破坏超过$ \sim 2.0$半质量半径，建立一个恒星晕无序运动，同时保持中心旋转已经存在于$z=2$。事实上，在$z=2$中，递减曲线是主要曲线类别。因此，我们可以预测一个独特的星系形成途径与减少的档案，并表明该中心类似于一个老嵌入盘。此外，我们表明，运动过渡的半径提供了一个很好的估计过渡半径从原位恒星在中心吸积恒星的晕。
2020-01-07 astro-ph.GA
Tidal debris morphology and the orbits of satellite galaxies
星系之间是如何相对运动的？虽然我们可以在模拟结构形成的过程中研究暗物质暗晕围绕其宿主的运动，但除了少数附近的情况外，从观测中确定卫星围绕其母星系的轨道是不可能的。在这项工作中，我们概述了一种新的方法来探测轨道分布的卫星星系的潮汐碎片结构的形态。人们早就知道，近径向轨道上的卫星的毁坏往往会导致形成碎片壳，而偏心轨道较小的卫星则会产生潮汐流。我们将对碎片轨道特性的尺度关系的理解与这些轨道如何随着时间的推移相混合的简单模型相结合，以产生一种“形态度量”，该度量更严格地量化了碎片结构中出现壳所需的条件，作为卫星质量和轨道以及相互作用时间的函数。使用这个度量，我们展示了轨道分布的差异如何改变星系周围观察到的壳和流结构的相对频率。这些实验表明，更详细的建模和仔细的比较与当前和未来的调查低表面亮度功能周围的附近星系应该能够实际约束轨道分布，并提供新的见解，我们的理解结构形成。
2015-09-21 astro-ph.GA
