From Starburst to Quiescence: Testing AGN feedback in Rapidly Quenching Post-Starburst Galaxies
后星爆是指星系从蓝色星云过渡到红色星云。虽然它们在今天很罕见，但随着时间的推移，它们可能是通往红色序列的重要途径。这项工作使用SDSS，GALEX，和WISE的观测，以确定从星爆的演化序列，完全淬火后的星爆在狭窄的质量范围$\log M(M_\odot) = 10.3-10.7$，并确定“过境”后的星爆这两个群体之间的中间。在这个质量范围内，星系的$\sim 0.3\%$是星爆，$\sim 0.1\%$是熄灭后的星爆，而$\sim 0.5\%$是介于两者之间的过渡类型。凌日后的星暴有恒星的性质，预测快速淬火的星暴和形态特征，已经是典型的早期类型的星系。活动星系核的部分，估计从光学线比，这些后星暴是约3倍高（$\gtrsim 36 \pm 8 \%$）比正常的恒星形成的星系相同的质量，但有一个显着的延迟之间的星暴阶段和核光学活动星系核活动的峰值（中位数年龄差$\gtrsim 200 \pm 100$百万年），与以前的研究。通过比较宽波段近紫外-可见光光度学和星族合成模型，推断了时间延迟。我们还发现，在相同的质量范围内，星暴和后星暴比正常的恒星形成星系更明显地被尘埃遮蔽。关于星暴阶段的$20\%$和星暴后凌日阶段的$15\%$都可以被归类为“尘埃遮蔽星系”（DOG），而正常星系中只有$0.8\%$是DOG.星暴阶段和活动星系核活动之间的时间延迟表明活动星系核在星暴的初始猝灭中并不起主要…
2014-07-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stochastic Evolution of Galactic Star Formation with Halo Coupling, AGN Quenching and Hopf Bifurcation Dynamics
Govt. PG College, Dhaliara（政府PG学院，达利亚拉）；Lovely Professional University（美丽专业大学）
本文提出基于随机非线性振荡器的银河演化模型，通过霍普夫分岔和噪声诱导机制解释恒星形成与AGN淬灭的动态过程。
2026-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy formation in the Planck cosmology - IV. Mass and environmental quenching, conformity and clustering
我们在Henriques et al.（2015）的星系形成模拟中研究了恒星形成的猝灭随红移、环境和恒星质量的变化，该模拟在两个千禧年模拟中实现了慕尼黑半解析模型（L-GALAXIES）的更新版本，并将其扩展到普朗克宇宙学。在这个模型中，大质量星系被活动星系核的反馈淬灭，这取决于黑洞和热气体的质量，因此间接地取决于恒星的质量。此外，任何质量的卫星星系都可以通过气体的冲压压力或潮汐剥离以及通过抑制气体流入而熄灭。这种组合的过程产生淬火效率，这取决于恒星质量，主机晕质量，环境密度，距离组中心和组中心星系性质的方式同意定性与观察。一些差异仍然存在于密集的区域和靠近群体中心的地方，那里的淬火似乎仍然太有效。此外，虽然大质量星系的平均恒星年龄与观测结果一致，但假设的活动星系核反馈模型允许在后期有太多的恒星形成。活动星系核的反馈和环境效应在密度较高的环境中更强，这一事实导致了中心星系和卫星星系的淬灭之间的相关性，这大致再现了晕内观察到的一致性趋势。
2016-11-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Triggering and quenching in the shadow of AGN: How does AGN proximity affect star formation in the EAGLE simulation?
Harish-Chandra Research Institute, HBNI（哈立什-昌德拉研究所）；Department of Physics, Visva-Bharati University（维斯瓦·巴拉蒂大学物理系）
本研究通过EAGLE模拟发现，AGN邻近度会非均匀调制邻近星系的恒星形成，富气星系多出现恒星形成增强，贫气星系则多受抑制，AGN是调控星系演化的非局域因子。
2026-08-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Onset of Feedback in Abell 1885: Evidence for Large-Scale Quenching Despite a Young Central AGN
本文利用 Chandra 及多波段数据研究 Abell 1885，发现其虽拥有处于早期快速吸积阶段的年轻中央活动星系核，但大尺度冷却已被强烈抑制，据此提出星系团中活动星系核反馈存在小尺度供给与大尺度能量耗散两个分离的时间尺度，支持湍流混合而非激波耗散模型。
2025-06-03 astro-ph.CO
Quenching in the Right Place at the Right Time: Tracing the Shared History of Starbursts, AGNs, and Post-starburst Galaxies Using Their Structures and Multiscale Environments
这项工作使用多尺度环境和结构的星系在斯隆数字巡天的一致性检查的演变，从星爆到平静的红移$z < 0.2$。环境指标包括固定孔径质量超密度（$δ_{x\mathrm{Mpc}}$、$x \in \{0.5, 1, 2, 4, 8\}\,h^{-1}$ Mpc）、$k$ -最近邻距离、潮汐参数、晕质量（$M_h$）和卫星/中心分类。特定恒星形成率的残差（$Δ\,\mathrm{SSFR}$）用于选择恒星爆发（$Δ\,\mathrm{SSFR} > 0.6\,$ dex，$N \approx 8,\,600$）。猝灭后星爆（QPSB）是利用H $α< 3\,$埃的发射和H $δ_A > 4\,$埃的吸收（$N \approx 750$）来选择的。比较了星暴和准同步带与活动星系核和不活动星系的环境，并分析了不同$Δ\,\mathrm{SSFR}$的星系。星暴、活动星系核和QPSB的环境不同于大多数静止星系（QG）的环境。关于$70\%-90\%$，具有H $δ_A > 4$的AGN和QPSB是中心，$\sim 80\%-90\%$具有$M_h < 10^{13}\,M_\odot$，只有$\sim 2\%-4\%$具有$M_h > 10^{14}\,M_\odot$或生活在星团中.它们的$M_h$和卫星分数也不同于QG。所有的QPSB都匹配到一些SFG，星爆，活动星系核和类似$M_\sta…
2022-07-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
What drives galaxy quenching? A deep connection between galaxy kinematics and quenching in the local Universe
我们开发了一个2D倾斜旋转盘模型，我们适用于从MANGA调查（SDSS公共数据发布15）1862星系的恒星速度图。我们使用一个随机森林分类器，以确定最连接到星系淬火的运动学参数。我们发现，运动学参数，主要涉及到光盘（如平均旋转速度）和参数，判断是否一个星系是旋转或色散为主（如旋转速度的比率速度色散）是没有根本联系到恒星形成的淬火。相反，我们压倒性地发现，这是绝对水平的速度色散（一个属性，主要涉及到星系的凸起/球状组成部分），是最重要的分离恒星形成和淬火星系。此外，偏相关分析表明，许多通常讨论的星系性质和淬火之间的相关性是虚假的，和淬火和速度色散之间的基本相关性。特别是，我们发现，在固定的速度色散，只有一个非常弱的依赖淬火盘属性，从而更多的盘状星系更有可能形成恒星。通过调用黑洞质量和速度色散之间的紧密关系，并注意到，黑洞质量的痕迹AGN释放的总能量，我们认为，这些数据支持淬火发生预防性反馈AGN的情况。这项工作的运动学测量是公开的。
2022-01-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Star formation quenching stages of active and non-active galaxies
使星系强烈减少其恒星形成活动（恒星形成淬火）的机制仍然知之甚少。为了更好地研究星系的演化，我们提出了一个分类的基础上的地图的电离氢分布，跟踪由kpc分辨，等效宽度的H $α$地图，和核活动的星系使用的信息从BPT诊断图。利用这些工具，我们将来自CALIFA调查的238个星系的样本分为六个猝灭阶段（QS）：最近恒星形成占主导地位的物体;在其中心呈现静止核环结构的系统;中心静止的星系;在其电离气体分布中没有明确模式的星系-混合;只有几个恒星形成区的系统--接近退休，或者完全静止的星系--完全退休。关于它们的核活动，我们进一步将星系分为两组-在其中心拥有弱或强AGN的活动系统和非活动物体。在恒星形成速率与恒星质量关系图上，被归类为淬火阶段的星系占据了特定的位置。“蓝云”由恒星形成和静止的核环星系组成，“绿谷”由中心静止和混合系统组成，“红序列”由接近和完全退休的天体组成。一般来说，拥有弱或强活动星系核的星系在相同的淬灭阶段表现出与非活动星系核相当的性质，除了活动星系核的恒星形成系统。从恒星形成到完全退休，恒星形成淬灭的程度沿着目前的发射线图案序列增加。建议的发射线类加强了“由内而外”的淬火方案，该方案预见到恒星形成的抑制开始于星系的中心区域。
2021-01-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Radio-AGN in the AKARI-NEP field and their role in the evolution of galaxies
射电强活动星系被发现与星系合并和宿主星系恒星形成猝灭有密切联系。我们目前的光学光谱调查的AKARI NEP领域的初步结果。我们专注于人口的射电响亮AGN和使用光度和光谱信息来研究他们的恒星形成和核活动组件。初步结果表明，射电活动星系核与早期类型的大质量星系和相对古老的恒星星族有关。
2013-01-30 astro-ph.CO
Towards a physical picture of star-formation quenching: the photometric properties of recently-quenched galaxies in the Sloan Digital Sky Survey
我们从斯隆数字巡天数据发布7中选择了一个年轻的被动星系样本，以研究在本地宇宙中淬火恒星形成的过程。淬熄星系是根据A型恒星对观测到的（中心）光谱的贡献以及相对缺乏恒星形成来识别的;我们发现，这类系统约占log M_sun >= 9.5的所有星系的2.5%，空间密度约为2.2 × 10 ^-4 Mpc^-3。我们发现，淬火星系跨越一系列的形态，但视觉分类表明，他们主要是早期类型的系统。他们的视觉早期类型分类得到了定量结构测量Sersic指数的支持，这些指数显示出明显缺乏盘主导的星系，这表明与星系从恒星形成到被动过渡相关的任何形态转变-例如恒星隆起的形成-都与其恒星形成活动的下降同时发生。我们发现，有没有明显的过剩的光学活动星系核淬火星系，这表明：i）活动星系核反馈是不相关的大多数淬火系统或ii）淬火星系的可观测性是这样的淬火阶段一般超过任何相关的核活动。与经典的后星暴星系的比较表明，这两个人口显示出类似的签名的凸起增长，我们认为，后星暴星系的定义特征是他们的凸起增长的效率，而不是一个特定的形成机制。
2012-11-26 astro-ph.CO
Feedback-driven anisotropy in the circumgalactic medium for quenching galaxies in the SIMBA simulations
基于SIMBA模拟，研究双极AGN喷流反馈在$(1-5)\times10^{10}M_\odot$质量范围内对环星系气体各向异性的影响，发现喷流沿短轴降低密度、升高温度并驱动大尺度外流，通过气体饥饿导致星系猝灭。
2023-10-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Quenching pathways in the green valley at low redshift: confronting SDSS AGN hosts with IllustrisTNG and EAGLE
Department of Physics, St. Xavier’s College（圣泽维尔学院物理系）
研究比较了SDSS与TNG、EAGLE模拟中低红移绿色谷AGN宿主的淬灭路径，发现TNG的恒星形成快速关闭而EAGLE则较慢，揭示了不同模拟对星系演化机制的不同模拟效果。
2025-12-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Violent quenching: molecular gas blown to 1000 km/s during a major merger
我们利用阿塔卡马大型毫米/亚毫米波射电阵列观测了一个z=0.66的大质量（M_stars~10^11 M_Sun）致密（r_e，UV~100 pc）合并残留物，该残留物驱动着1000 km/s的冷气体外流，没有观测到活动星系核（AGN）的踪迹。我们在大约1-2 kpc的尺度上解析分子气体，我们的主要发现是发现了相对于恒星的蓝移CO（2-1）发射的翼，其速度为-1000 km/s。我们认为，这是一个多相外流的分子组成部分，从中央星爆在过去的5百万年通过恒星反馈，虽然我们不能排除以前的活动星系核活动作为一个发射机制。如果后者是真的，那么这是一个遗迹多相活动星系核外流的例子。我们估计的分子质量流出率约为300 M_Sun/yr，或约三分之一的10万年平均恒星形成率。这个系统集中体现了多阶段的“井喷”插曲后，耗散的主要合并-一个过程，猛烈淬火中心恒星的形成和超大质量黑洞的增长。
2018-10-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The response of dark matter haloes to elliptical galaxy formation: a new test for quenching scenarios
我们使用SPH程序对四个质量为M_{200} \sim 10^{13} \Msun的晕进行了宇宙学流体动力学放大模拟，研究了暗物质对椭圆星系形成的响应。我们的模拟包括金属丰度依赖的气体冷却，恒星形成，和反馈的大质量恒星和超新星，但不活动星系核（AGN）。在z=2的祖先星系的恒星晕质量比符合晕丰度匹配，假设萨尔彼得初始质量函数。然而，当z=0时，标准运行会受到众所周知的过冷问题的影响，将恒星质量高估了4倍以上。为了模拟抑制性晕淬灭的场景，在我们的强制淬灭（FQ）模拟中，冷却和恒星形成在z=2时关闭。由此产生的z=0星系的恒星质量，大小和圆周速度接近观察到的。相对于控制模拟，FQ模拟中的暗物质晕已经收缩，中心暗物质密度斜率d \log ρ/d \log r \sim-1.5，表明单独的干合并不能完全逆转z>2时发生的收缩。然而，在文献中的模拟活动星系核反馈，发现膨胀或没有净变化的暗物质晕。因此，暗物质晕对星系形成的反应可能提供一个新的测试，以区分喷射和抑制淬火机制。
2015-07-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Anisotropy of Satellite Galaxies-II: Spatial Segregation as the Origin of Anisotropic Satellite Quenching in Haloes and Beyond
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；College of Astronomy and Space Sciences, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学）；Centro de Investigación Avanzada en Física Fundamental (CIAFF), Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学基础物理前沿研究中心）；Institute for Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学天体物理研究所）；Department of Physics and Astronomy, University of the Western Cape（西开普大学物理与天文学系）
本研究通过多种宇宙学模拟揭示，卫星星系各向异性熄灭主要源于已熄灭与未熄灭星系的空间分离，而非反馈作用，并提供了跨晕内外的统一几何解释。
2026-11-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Quenching of Star Formation in Molecular Outflow Host NGC 1266
我们详细介绍了NGC 1266丰富的分子故事，它在ATLAS 3D调查中的偶然发现（Cappellari et al. 2011），以及它如何成为活动星系核驱动的分子外流的宿主，可能在未来1亿年内淬灭其所有的恒星形成（SF）。虽然主要的合并似乎在煽动其他系统的外流中发挥了作用，但NGC 1266的深度成像以及SAURON的恒星运动学观测未能提供NGC 1266最近参与重大相互作用的证据。分子气体和瞬时SF示踪剂表明，目前恒星形成的地点位于距核200 pc以内的超致密盘中（图1; SF率约为2 Msuns/yr）。另一方面，最近恒星形成的示踪物，如SAURON的Hβ吸收图和恒星星族分析表明，年轻恒星分布在星系中比当前恒星形成更大的区域。随着NGC 1266中心的活动星系核继续将冷气体赶出星系，我们预计恒星形成率会随着恒星形成的最终熄灭而下降。因此，NGC 1266正处于其演化的关键部分，对这个独特星系的持续研究可能有助于提高我们对星系如何从蓝色序列过渡到红色序列的理解（Alatalo et al. 2011）。
2012-11-14 astro-ph.CO
Wet Disc Contraction to Galactic Blue Nuggets and Quenching to Red Nuggets
我们研究的起源高红移，紧凑，淬火球状体（红块）通过耗散收缩的气体盘到紧凑的恒星形成系统（蓝块）。由冷气流供给的圆盘经历了剧烈的圆盘不稳定性（disc instability，缩写为DSI），将气体驱动到中心（伴随合并）。当流入的时间尺度小于恒星形成的时间尺度时，它是耗散的。这意味着在盘半径内冷质量与总质量比的阈值为0.28。对于z=2的典型气体分数0.5，这个阈值可以追溯到最大自旋参数0.05，这意味着一半的恒星形成星系收缩为蓝色块，而其余的则形成扩展的恒星盘。因此，蓝星系的表面密度预计为双峰型，约为10^9 Msun/kpc ^2，随质量的增加而略有增加。当气体分数低时，蓝块料预计在低z下是罕见的。蓝块通过内外互补机制淬灭为红块。内部淬火紧凑的凸起，作为一个快速模式，特别是在高z，可能涉及恒星爆发，恒星和AGN反馈，或Q-淬火。10^{12} Msun以上的热介质晕导致的猝灭提供了低红移的维持和较慢的模式。这些预测在模拟中得到了证实，并且与z=0-3时的观测结果一致。
2013-11-26 astro-ph.CO
Discrepancies Between JWST Observations and Simulations of Quenched Massive Galaxies at $z > 3$: A Comparative Study With IllustrisTNG and ASTRID
本研究利用 IllustrisTNG 和 ASTRID 模拟发现，两者均显著低估了 $z>3$ 猝灭大质量星系的数量，且 AGN 反馈是早期星系猝灭的关键，指出当前模拟需改进 AGN 反馈物理模型。
2025-01-30 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The role of environment and AGN feedback in quenching local galaxies: Comparing cosmological hydrodynamical simulations to the SDSS
本研究利用随机森林分类比较EAGLE、Illustris、IllustrisTNG与SDSS，揭示中央和大质量卫星星系熄灭主要由黑洞质量驱动，小质量卫星星系则由环境驱动。
2024-01-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Star-formation quenching of cluster galaxies as traced by metallicity, presence of active galactic nuclei, and galactic conformity
我们在z~0.2处探索了来自LoCuSS的18个团簇，其中在质量完全样品中具有R<R200处的~1800个团簇成员的ACReS光谱。发现R<R200的SF星系团的金属丰度相对于同时代场SF星系的MZR有所增强。这种金属丰度增强仅限于9个星团中具有被动BCG的低质量卫星。许多具有增强金属丰度的SF星系被发现在相空间图的核心区域，预计为维里化人口。我们发现一个更高的分数更高的质量SF星系在R<R500的集群与积极的BCGs相比，集群与被动的BCGs，一个信号的星系整合。相比之下，在具有被动BCGs的星系团中，活动星系核，特别是R<R500的最近淬灭星系（RQGs）的比例要高得多。我们推断，扼杀开始在集群与被动BCGS SF卫星星系通过R200时，通过停止原始气体流入，否则会稀释ISM，并将其金属丰度保持在类似的值，在类似的红移场星系。对于具有较高质量的星系，当它们在具有被动BCGs的星系团中旅行到R<R500时幸存下来成为SF，我们假设它们遭受恒星形成的快速淬灭，可能是由于向星系团中心增加的RPS触发的AGN，它可以压缩气体和燃料AGN;这些AGN可以快速淬灭并维持淬灭的卫星星系。另一方面，我们发现，当它们进入R<R500时，活动BCG周围幸存的SF大质量卫星星系受环境的影响较小，因为我们观察到R<R500的SF星系具有更高的质量和典型的同时代场星系的金属丰度。这个观测到的银河系一致性…
2021-11-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Morphological quenching of star formation: making early-type galaxies red
指出了早型星系中恒星形成猝灭的一种自然机制。它自动将星系的颜色与其形态联系起来，并且不需要消耗气体，移除或终止气体供应。由于恒星的形成发生在引力不稳定的气体盘中，当气体盘变得稳定而不会碎裂成束缚的团块时，恒星的形成就会被淬灭。这可能是由于恒星球体的生长，例如合并。我们提出的概念，形态淬火（MQ）使用标准磁盘不稳定性分析，并证明其自然发生在宇宙学模拟使用一个有效的放大技术。我们表明，从恒星盘过渡到椭球体可以足以稳定气体盘，淬火恒星形成，并把早期类型的星系红色和死亡，而气体吸积继续。在没有恒星形成团块的情况下，盘内的剪切扰动可以激起盘稳定所必需的湍流。虽然气体剥离过程仅限于致密的星系团和星系团，而其他淬灭机制，如活动星系核反馈、维里激波加热和引力加热，仅限于质量大于10^12 Mo的晕，但MQ可以解释红色椭圆星系的出现，即使是在质量较小的晕和野外。在今天的一些红色椭圆星系中观察到的致密气体盘可能是这种机制的遗迹，而具有淬灭气体盘的红色星系预计在高红移时会更频繁。
2009-11-13 astro-ph.CO
A Link Between Star Formation Quenching and Inner Stellar Mass Density in SDSS Central Galaxies
本文以恒星质量为9.75< log M */Msun <11.25，红移z<0.075的SDSS中心星系为样本，研究了星系结构与恒星形成猝灭的相关性。GALEX的紫外线数据被用来干净地划分成恒星形成和淬火星系的样本，并确定在过渡（绿谷）的星系。尽管蓝色和红色星系在视觉上有着明显的差异，但它们的平均径向恒星质量密度分布在固定质量下非常相似（特别是在外部区域）。半径为1 kpc的内部恒星质量表面密度，α_1，被用来量化星系演化过程中凸起的增长。当星系被划分成狭窄的质量仓时，它们在色面中的分布在固定质量下形成了可信的演化轨迹。当星系穿过蓝色星云时，λ_1似乎会增长，一旦它超过一个阈值，星系就会在固定的λ_1处熄灭。猝灭的阈值随恒星质量的增加而增大，即Δ_1 ~ M_*^{0.64}。然而，一些恒星形成星系的存在超过阈值10_1意味着一个致密的隆起是必要的，但不足以完全淬灭星系。这与两步淬火过程是一致的，在这个过程中，星系内的气体通过膨胀驱动的过程（如星暴、活动星系核反馈或形态学淬火）被去除或稳定下来，而外部气体吸积则被单独的晕驱动过程（如晕气激波加热）抑制。因此，淬灭取决于星系内部结构与周围暗物质晕之间的相互作用，两者之间缺乏完美的同步可能会产生所观察到的颜色与暗物质的散射。（节录）
2013-08-23 astro-ph.CO
Is the cluster environment quenching the Seyfert activity in elliptical and spiral galaxies?
我们开发了一个层次贝叶斯模型（HBM），调查如何存在的塞弗特活动与他们的环境，在这里表示的星系团质量，$M_{200}$，和归一化的集群中心距离，$r/r_{200}$。我们通过构建斯隆数字巡天的星系无偏样本来实现这一目标，星系动物园项目提供了形态分类。一个倾向得分匹配的方法引入控制的影响，混淆变量：恒星质量，星系的颜色，和恒星形成率。在HBM框架内使用所谓的逻辑回归技术对去偏样本中的塞弗特活动和环境属性之间的联系进行建模，适用于二进制数据的分析（例如，一个星系是否有活动星系核）。与标准的普通最小二乘拟合方法不同，我们的方法自然允许模拟塞弗特活动星系核活动的概率在其自然尺度上，即作为一个二元变量。此外，我们演示了如何HBM可以将每个特定的星系形态类型的信息在一个统一的框架。在椭圆星系中，我们的分析表明，西弗活动星系核活动与$r/r_{200}$有很强的相关性，与宿主质量的相关性较弱。在螺旋星系中，这些趋势并没有出现，这表明塞弗特活动和螺旋星系性质之间的联系与环境无关。
2016-07-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Green valley galaxies in the cosmic web: internal versus environmental quenching
我们分析的SDSS数据进行分类的星系的颜色的基础上，使用模糊集理论的方法和量化的环境，使用本地尺寸。我们发现，绿色星系的分数不依赖于环境和$10\%-20\%$的星系在每个环境中的绿色谷取决于恒星质量范围的选择。在每个环境中，大约有$10\%$的绿色星系拥有活动星系核。结合银河动物园的数据，我们发现，$\sim 95\%$的绿色星系是螺旋和$\sim 5\%$是椭圆在每个环境。绿色星系中只有$\sim 8\%$表现出相互作用和合并的迹象，$\sim 1\%$具有主要的凸起，而$\sim 6\%$则拥有一个棒。我们发现，恒星的质量分布的红色和绿色星系是非常相似的，在每一个环境。我们的分析表明，大多数绿色星系必须使用物理机制来减少它们的恒星形成，而不是相互作用，合并，以及由凸起，酒吧和活动星系核活动驱动的机制。我们推测，这些是大质量的星系，只有通过平滑的吸积和抑制恒星形成主要是通过质量驱动淬火。使用Kolmogorov-Smirnov检验，我们没有发现不同环境中绿色星系的属性之间存在任何统计学显著差异。我们的结论是，环境因素发挥次要作用和内部过程中发挥主导作用，在淬火的绿色山谷星系的恒星形成。
2021-06-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The origin of the mass scales for maximal star formation efficiency and quenching: the critical role of Supernovae
我们使用Henriques et al.（2015）版本的慕尼黑星系形成模型（L-GALAXIES）来研究为什么晕和恒星质量尺度在星系淬灭时随红移而恒定，并且与重子最有效地转化为恒星的尺度相一致。这个模型假设当热的晕气体吸积到一个超大质量黑洞上时，活动星系核的反馈会使中心星系熄灭。然而，我们发现超新星（SN）反馈设置两个质量尺度。当晕增长到阈值质量以上时，SNe不再能喷射物质，因此它们的热气含量增加，从而提高了中央星系的冷却速度，其冷气含量，恒星形成速度和中央黑洞的增长速度。强烈的活动星系核反馈通过抑制恒星形成的燃料供应来终止这个短暂的阶段。尽管强烈的演化的晕质量-温度关系，淬火发生在一个红移无关的晕和恒星的质量，这与重子已转换成恒星的质量与最大的效率相一致。这些巧合和巧合是由MCMC调整模型选择的特定参数的结果，以拟合在红移范围0<z<3内观测到的星系丰度和被动分数。因此，它们是观测到的星系群演化所必需的，至少在这类模型的背景下是如此。
2018-09-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy quenching across the Cosmic Web: disentangling mass and environment with SDSS DR18
Visva-Bharati University（维斯瓦·巴拉蒂大学）
研究利用SDSS DR18数据，探讨宇宙网环境对星系淬火的影响，发现淬火分数随质量增加而上升，环境密度越高淬火效率越高，高质量星系在不同环境中表现出不同的演化路径。
2026-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence for anisotropic quenching in massive galaxy clusters at $z\approx0.5$
最近的观测结果发现，在$z=0.08$的卫星群淬火有一个相对于中央星系的半长轴的角度依赖。这种观察被描述为“各向异性淬火”或“角度一致性”。在本文中，我研究的质量有限的样本的卫星星系的颜色的变化相对于他们的角度从Brilliant星系团星系的长轴的CLASH集团到$z\sim0.5$，4 Gyr进一步在回望时间。发现了相同的结果：靠近长轴的星系比沿着短轴的星系更猝灭。我还发现恒星形成星系倾向于避开与主轴成+/-45度的区域。这种猝灭信号被认为是由活动星系核沿短轴的外流驱动的，它降低了星系际介质的密度，从而降低了冲压压力的强度。在这里，我将讨论潜在的替代机制。最后，我注意到，时空遗产巡天（LSST）和欧几里得巡天的出现将允许对这一现象及其演变进行更详细的研究。
2022-04-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Quenched fractions in the IllustrisTNG simulations: the roles of AGN feedback, environment, and pre-processing
我们使用的IllustrisTNG模拟显示淬火星系的分数如何在不同的环境和宇宙时间变化，并量化AGN反馈和预处理在淬火集团和集群卫星中发挥的作用。在$z=0$，我们选择的星系与$M_* = 10^{9-12} M_{\odot}$居住在（$\leq R_{200c}$）集团和集群的总主机质量$M_{200c}=10^{13-15.2} M_{\odot}$。TNG预测的淬火分数$\sim70-90\%$（平均）的中心和卫星$\gtrsim 10^{10.5} M_{\odot}$，无论主机质量，宇宙时间（$0\leq z\leq0.5$），集群中心的距离和时间，因为在$z=0$主机。相反，低质量中心体（$\lesssim 10^{10} M_{\odot}$）很少被淬灭，除非它们成为基团（$10^{13-14} M_{\odot}$）或簇（$\geq10^{14} M_{\odot}$）的成员，其中淬灭部分上升到$\sim80\%$。低质量被动星系的比例更高，更接近主机中心和更大质量的主机。4-6 Gyr前在大质量宿主中吸积$\gtrsim$的低质量卫星群几乎完全是被动的，因此表明环境淬灭发生所需时间的上限。事实上，在$z=0$中熄灭的$\sim30\%$组和簇卫星在落入它们当前的宿主之前已经熄灭，并且它们中的大部分早在40亿到100亿年前就熄灭了。对于低质量星系（$\lesssi…
2020-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Argo Simulation: I. Quenching of Massive Galaxies at High Redshift as a Result of Cosmological Starvation
观测结果显示，高红移星系普遍存在，它们具有大的恒星质量和主要的被动恒星星族。已经提出了各种各样的过程，可以减少这样的星系中的恒星形成的观测水平，包括类星体模式反馈，维里冲击加热，或由恒星反馈驱动的星系风。然而，主要的淬火机制尚未确定。在这里，我们研究的起源恒星形成淬火使用Argo，宇宙学的，流体动力学放大模拟，以下的大质量星系在$z\geq{}2$的演变。该模拟采用了与厄里斯模拟相同的亚网格配方，这些配方已被证明可以形成真实的盘状星系，并且在一个版本中，还采用了与厄里斯相同的质量和空间分辨率。由此产生的星系的性质与观测到的大质量（M_* ~ 1 e11 M_sun）星系在z~2处的性质一致，并与丰度预测相匹配。我们的模型不包括活动星系核的反馈，这表明超大质量黑洞在确定高z质量星系的质量和大小方面可能起着次要的作用。模拟星系的比星形成率（sSFR）与观测到的M * - sSFR关系在早期是一致的。这一平稳的恒星质量增长时期在z=3.5时突然停止，此时sSFR在几百万年内下降了几乎一个数量级。这种抑制是由一个平稳和随后的减少冷气体吸积率到星系，而不是反馈过程。这种“宇宙饥饿”发生在母暗物质晕从快速坍缩模式切换到缓慢吸积模式时。额外的机制，例如可能来自活动星系核的射电模式反馈，需要熄灭星系中任何剩余的恒星形成，并保持低sSFR直到现在。
2014-10-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Star Formation and AGN Activity in Galaxy Clusters from $z=1-2$: a Multi-wavelength Analysis Featuring $Herschel$/PACS
我们在$1<z<1.75$对11个近红外（IR）选定的、光谱证实的大质量（$\gtrsim10^{14}\,\rm{M_{\odot}}$）星系团中的恒星形成（SF）和活动星系核活动进行了详细的多波长研究。使用新的，深$Herschel$ /PACS成像，我们表征的光学远红外光谱能量分布（SED）的红外发光星系团，发现他们可以，平均而言，很好地描述了场星系模板。通过SED拟合的活动星系核的识别和分解使我们能够包括活动星系核宿主星系对星系团SF的贡献。我们量化的恒星形成的分数，尘埃遮蔽SF率（SFR），和特定的SFR的星系团星系作为一个功能的集群中心半径和红移。在与以前的研究很好的协议，我们发现，SF在星系团星系在$z\gtrsim1.4$在很大程度上是一致的场星系在类似的时代，表明一个时代之前，显着淬火的集群核心（$r<0.5\,$ Mpc）。这是其次是一个过渡到较低的SF活动的环境淬灭占主导地位的$z\sim1$。在低质量（$10.1< \log \rm{M_{\star}}/\rm{M_{\odot}}<10.8$）星系团中发现了增强的SFR。我们发现SF的显着变化，从集群到集群在我们统一选择的样本，这表明在评估单个集群时应谨慎。我们研究了$z=0.5-2$星系团中的活动星系核，发现在$z\gtrsim1$有一个多余的活动星系核部分，这表明在这个时期活动星系核的环境触发。我们认…
2016-04-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Star Formation Isochrone Surfaces: Clues on Star Formation Quenching in Dense Environments
星系的恒星形成历史是一个复杂的过程，通常被认为是随机的，我们只能给出平均的描述，如颜色-密度关系。在这项工作中，我们遵循恒星形成的气体粒子在流体动力学N体模拟回到时间，以研究它们的初始空间配置。通过记录气体粒子开始形成恒星的时间，我们可以产生气体-恒星等时线表面，描绘出在不同时间开始产生恒星的吸积气体表面。这些吸积表面在致密区域内紧密堆积，相互交叉，因此原星系团内的星系很早就停止吸积气体，自然解释了颜色对密度的依赖性。这里描述的过程有一个纯粹的引力/几何起源，可以说比活动星系核和超新星等复杂的过程更基本，并为色密度关系提供了一个概念上的起源。
2014-12-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Quenching by gas compression and consumption: A case study of a massive radio galaxy at z = 2.57
本工作的目的是研究活动星系核（AGN）如何影响宿主星系中的恒星形成。利用VLT/X-SHOOTER和ALMA观测资料，详细研究了$z=2.57$大质量射电星系的恒星形成历史和条件。深静止帧紫外光谱包含光球吸收线和风特征，表明存在OB型恒星。最显着检测到的光球功能被用来表征最近的恒星形成：无论是瞬时或连续的恒星形成的历史是一致的Si II $λ$ 1485和SV $λ$ 1502吸收的相对强度。相反，最近至少发生了两次恒星形成的爆发，分别发生在$6^{+1}_{-2}$ Myr和$\gtrsim20$ Myr之前。根据ALMA对[C I] $^3$ P $_{2}$ - $^3$ P $_{1}$发射的观测，我们推导出分子H $_{2}$气体质量为$(3.9\pm1.0)\times10^{10}$ M $_{\odot}$.分子气体质量仅为恒星质量的13%。结合（$1020^{+190}_{-170}$）Myr的高恒星形成率，这意味着$(26\pm8$）Gyr $^{-1}$的高恒星形成效率和$(38\pm12)$ Myr的短耗尽时间。我们把有效的恒星形成归因于压缩气体运动，以解释光球线和[C I]追踪的恒星形成气体的适度速度色散（$\leqslant$ 55 km s $^{-1}$）。由于射电源的年龄可能非常年轻，我们的研究结果表明，旺盛的恒星形成消耗了大量的气体，并与AGN协…
2019-02-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Do minor interactions trigger star formation in galaxy pairs?
本研究通过SDSS样本分析弱相互作用星系对，发现相互作用会引发恒星形成淬灭，排除环境、核球等因素的主导作用，提出小质量伴星系淬灭源于剥离和饥饿效应。
2023-08-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The migration of nearby spirals from the blue to red sequence: AGN feedback or environmental effects?
我们结合紫外到近红外测光和HI 21 cm线观测，对不同环境中的邻近星系（从孤立星系到室女星系团成员）的完整体积有限样本进行了研究，以研究螺旋从蓝色到红色序列的迁移。虽然我们的分析证实，在两个序列之间的过渡区，一个高比例的螺旋主机活动星系核（AGN），它清楚地表明，淬火恒星形成的晚型主要是HI缺乏星系优先发现的室女星系团。这不仅表明环境效应可能在驱动本地星系从蓝色序列迁移中发挥重要作用，而且还意味着活动星系核反馈和猝灭之间的物理联系可能无法从核活动和颜色之间的相关性中假设。
2009-03-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The bright end of the galaxy luminosity function at z ~ 7: before the onset of mass quenching?
我们提出了在UltraVISTA DR 2和UKIDSS UDS DR 10数据中对z ~ 7处的明亮恒星形成星系进行新搜索的结果，这些数据共同提供了1.65平方度的近红外成像，并具有重叠的光学和斯皮策数据。使用完整的photo-z分析来识别高z星系并排除污染物，我们选择了34个发光（-22.7 < M_UV < -21.2）星系的样本，其中6.5 < z < 7.5。至关重要的是，UltraVISTA DR 2提供的更深层次的成像证实了Bowler等人（2012）之前发现的所有稳健对象，验证了我们的选择技术。我们的样本包括已知z ~ 7的最大质量星系，M_* ~ 10^{10} M_sun，并且大多数都得到了分辨，与较小质量星系显示的更大尺寸（r_{1/2} ~ 1 - 1.5 kpc）一致。从我们的最后一个样本，我们确定的形式的休息帧UV星系光度函数（LF）在z ~ 7，提供了强有力的证据，亮端的z = 7 LF不急剧下降的预测由Schechter函数拟合较暗的数据。我们仔细考虑，并排除这种可能性，这是由于引力透镜，或我们的星系样本的活动星系核的显着污染。相反，我们的研究结果有利于一个双幂律形式的星系LF在高z，或者，更有趣的是，一个LF，它只是遵循形式的暗物质晕质量函数在明亮的幅度。这表明在大质量星系中抑制恒星形成活动的物理机制（即活动星系核反馈或其他形式的“质量淬灭”）尚未…
2014-03-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
How do central and satellite galaxies quench? -- Insights from spatially resolved spectroscopy in the MaNGA survey
我们调查如何恒星形成淬火进行中央和卫星星系使用空间分辨光谱从SDSS-IV的MANGA DR 15。我们采用了Bluck等人（2020）推导的恒星形成率表面密度（$Σ_{\rm SFR}$）的完整样本，以计算每个Spectrometer与已解析的恒星形成主序（$Σ_{\rm SFR} - Σ_*$关系）的距离：$ΔΣ_{\rm SFR}$。我们研究星系径向配置文件中的$ΔΣ_{\rm SFR}$，光度加权恒星年龄（${\rm Age_L}$），分裂的各种内在和环境参数。通过几个统计分析，我们建立了淬火的中央星系是由内禀参数，与中央速度色散（$σ_c$）是最重要的单一参数。大质量卫星的失超方式与中心星非常相似。相反，低质量的卫星淬火主要是由环境参数，与本地星系过密度（$δ_5$）是最重要的单一参数。利用经验的$M_{BH}$ - $σ_c$关系，我们估计，淬火通过活动星系核反馈必须发生在$M_{BH} \geq 10^{6.5-7.5} M_{\odot}$，并标记为陡峭上升的$ΔΣ_{\rm SFR}$径向配置文件中的绿色山谷，表明“由内而外”淬火。另一方面，环境淬灭发生在10 - 30倍的平均星系密度在z $\sim$ 0.1的过密度，并以急剧下降的$ΔΣ_{\rm SFR}$配置文件，表明“外-内”淬灭。最后，通过对恒星金属丰度的分析，我们得出结论，无论是内在的和环境的淬火必须…
2020-09-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Are galactic star formation and quenching governed by local, global or environmental phenomena?
我们利用来自$\sim$ 3500个本地星系的超过500万个spaxels，对SDSS-IV MANGA-DR 15中的恒星形成和淬灭进行了分析。我们估计恒星形成率表面密度（$Σ_{\rm SFR}$）通过尘埃校正的$Hα$流量在可能的情况下，并通过比恒星形成率（sSFR）和4000埃的休息（D4000）的强度之间的经验关系在所有其他情况下。我们训练一个多层人工神经网络（ANN）和随机森林（RF）的分类spaxels到“星形成”和“淬火”类给定各种个人（和组）参数。我们发现，全球参数（涉及整个星系）共同执行最好的预测时spaxels将被淬火，并大大优于本地/空间分辨率和环境参数。中心速度色散是预测中心星系猝灭的最佳参数。我们解释这一观测事实作为一个可能的后果的总积分能量从活动星系核反馈跟踪的质量的黑洞，这是众所周知的强烈相关的中心速度色散。此外，我们训练人工神经网络和RF估计$Σ_{\rm SFR}$值直接通过回归在恒星形成区域。在这些分析中，局部/空间分辨参数在估计$Σ_{\rm SFR}$时是最具预测性的，而在空间位置的恒星质量表面密度（$Σ_*$）是迄今为止最好的单一参数。因此，淬火基本上是一个全球性的过程，但恒星的形成是由每个天体内部的过程局部控制的。
2019-11-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The abundance and nature of high-redshift quiescent galaxies from JADES spectroscopy and the FLAMINGO simulations
本研究结合JADES光谱观测与FLAMINGO模拟，发现高红移大质量静止星系数密度远超模型预测，证实其恒星多原位形成、主要并合非主要熄灭途径，且年老星系中AGN占空比较高。
2025-03-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Dependence of Quenching upon the Inner Structure of Galaxies at 0.5<z< 0.8 in the DEEP2/AEGIS Survey
星系中恒星形成的停止通常被称为“猝灭”。尽管淬灭可以通过各种过程发生，但实际上负责淬灭的确切机制仍存在疑问。本文讨论淬火通过寻找可能的淬火过程的痕迹，通过它们对星系结构参数，如表面恒星质量密度和Sersic指数（n）的影响。我们使用来自DEEP 2/AEGIS巡天的红移范围为0.5< z<0.8的星系样本分析了静止坐标系U-B色相关与这些结构参数的关系。我们发现Sersic指数（n）在所有测试参数中具有最小的重叠区域，并且类似于阈值为n=2.3的阶跃函数。然而，存在大量蓝色但高n值的离群值，这似乎与这种行为相矛盾。我们假设，他们的Sersic值可能会被扭曲的恒星形成，活动星系核，和/或不佳的拟合，导致我们考虑中央表面恒星质量密度作为一种替代Sersic指数。它不仅纠正了异常值，还与颜色形成了紧密的关系，这表明星系最内部的结构与淬火最有物理联系。此外，在z~0.65时，大多数蓝云星系不能简单地消失在红序星系上，因为它们的GIM 2D球质量平均只有类似红序星系球质量的一半，这表明当它们熄灭时，星系中心的恒星质量绝对会增加。我们讨论了一个两阶段的模型淬火，其中星系恒星的形成率控制其黑暗的晕，而他们仍然在蓝色的云和第二次淬火过程设置在稍后，与中央恒星质量积累。
2012-11-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Environment from cross-correlations: connecting hot gas and the quenching of galaxies
星系的可观测性质取决于内部过程和外部环境。在环境作用方面，我们仍然没有一个清晰的画面驱动星系的转变过程。环境代理的使用（例如，宿主晕质量、到第N个最近邻的距离等），与真实的物理条件（例如，热气体密度）可能对此负有一定责任。在这里，我们提出了一种新的方法，直接连接星系到他们的本地环境，通过使用星系目录的空间互相关与地图从大尺度结构调查（例如，热Sunyaev-Zel'dovich [tSZ]效应，漫射X射线发射，星系或CMB的弱透镜）。在这里，我们专注于淬火的星系和它的联系，本地热气体的性质。星系过密度和淬灭分数过剩的地图构造的体积有限的SDSS目录，这是交叉相关的tSZ效应和X射线图从普朗克和ROSAT，分别。强信号的Mpc尺度检测到最交叉相关，并进行比较，从鹰和BAHAMAS宇宙流体动力学模拟的预测。模拟成功地再现了许多，但不是全部，所观察到的功率谱，表明环境淬火可能是太有效的模拟。我们证明了互相关对内部（例如，AGN和恒星反馈）和外部过程（例如，冲压压力剥离，骚扰，扼杀等）负责淬火。本文中概述的方法可以适用于其他观测数据，并与即将到来的调查，将提供一个严格的测试物理模型的环境改造。
2020-06-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy quenching at the high redshift frontier: A fundamental test of cosmological models in the early universe with JWST-CEERS
本研究利用JWST-CEERS数据结合多种统计方法，验证了宇宙学模拟的预测，发现恒星势是高红移大质量星系熄灭的最优预测因子，证实了与中心引力势相关的稳定熄灭机制贯穿宇宙历史。
2023-11-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Jet-induced star formation in gas-rich galaxies
来自活动星系核（AGN）的反馈已经成为模拟星系演化的一个重要组成部分，特别是对于大质量星系。活动星系核喷流已被证明能提供大量的能量，并能淬灭冷却流。然而，它们对宿主星系的影响仍然不清楚。到目前为止，在星系演化背景下AGN活动的亚网格模型主要集中在恒星形成的淬灭上。为了更清楚地了解活动星系核活动的“射电模”部分的实际物理，我们模拟了一个强大的活动星系核喷流与一个高红移星系的大质量气体盘（10^11太阳质量）的相互作用。我们在空间上解决了喷流和clusified，多相星际介质（ISM），并包括一个明确的恒星形成模型的模拟。在超过10^7年的系统跟踪中，我们发现喷流活动挖掘了中心区域，但总体上导致密度概率分布函数的形状发生了显着变化，因此由于ISM中形成了强烈压缩和冷却的冲击波，恒星形成率也发生了显着变化。这导致了年轻恒星的环形或圆盘形人口。在稍后的时间，恒星形成率的增加也发生在更远的圆盘区域，因为喷流茧对ISM加压。额外形成的恒星的总质量在一个占空比中可能高达10^10太阳质量。我们讨论了这种喷气式诱导恒星形成的细节（正反馈）及其对星系演化和可观察到的签名的潜在后果。
2012-06-08 astro-ph.CO astro-ph.HE
The impact of galactic properties and environment on the quenching of central and satellite galaxies: A comparison between SDSS, Illustris and L-Galaxies
我们量化的影响，各种银河系和环境的属性淬火的恒星形成。我们整理了斯隆数字巡天数据第7版（SDSS DR 7）中的$\sim$ 40万个中央星系和$\sim$ 10万个卫星星系的样本。具体地说，我们考虑了中心速度色散（$σ_{c}$），恒星，晕，球和盘质量，局部密度，球对总的比率，集团中心距离和星系晕质量比。我们开发和应用一种新的统计技术来量化的淬火分数（$f_{\rm Quench}$）的变化的一个参数的影响，而保持其余的参数固定。对于中心，我们发现，$f_{\rm Quench} - σ_{c}$的关系是紧密和陡峭的比任何其他变量考虑。我们比较的Illustris流体动力学模拟和慕尼黑半解析模型（L-Galerkin），发现我们的结果中心是定性一致的淬火通过无线电模式活动星系核反馈的预测，暗示在这个过程中的可行性，解释我们的观测趋势。然而，我们也发现的证据表明，淬火在L-半乳糖苷是太有效，淬火在插图不够有效，相比观察。对于卫星，我们发现强有力的证据表明，环境影响其淬火分数在固定的中心速度分散，特别是在较低的质量。在更高的质量，卫星的行为完全相同的中心，在他们的淬火。在考虑的环境参数中，在固定的中心速度色散下，局部密度对卫星猝灭分数的影响最大。
2016-07-12 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
