Physical Conditions of the Gas in an ALMA [CII]-identified Submillimetre Galaxy at z = 4.44
我们目前的CO（2-1）的观测亚毫米星系ALESS 65.1与澳大利亚望远镜紧凑阵列在42.3 GHz的。先前的ALMA对扩展钱德拉深场南的亚毫米星系的研究检测到[CII]来自该星系的157.74微米发射，红移为z = 4.44。没有检测到CO（2-1）的排放，但我们得出了一个严格的上限，冷气质量在ALESS 65.1的M_气体< 1.7 × 10^10 M_odot。估计的气体耗尽时间尺度<5000万年，这与其他高红移的SMG相似，并且与z > 4的SMG是z > 2的大质量红死星系的可能祖先一致。[CII]、CO和远红外光度的比值意味着一个G_0 > 10^3的强远紫外场，就像在银河系恒星形成区或局部ULIRG中看到的那样。观测到的L_[CII]/L_FIR = 2.3 × 10^{-3}与当地ULIRGs相比是高的，结合L_[CII]/L_CO > 2700，它与ALESS 65.1相一致，要么具有扩展的（几kpc）[CII]发射区，要么低于太阳金属丰度。
2013-02-14 astro-ph.CO
Widespread Inflows Reveal Baryonic Cycling in Star-forming and Quiescent Galaxies
Chinese Academy of Sciences（中国科学院）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Indian Institute of Astrophysics (IIA)（印度天体物理研究所）；Fudan University（复旦大学）；Peking University（北京大学）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学科维理天文与天体物理研究所）；Department of Physics, Fudan University（复旦大学物理系）；Department of Astronomy, School of Physics, Peking University（北京大学物理学院天文学系）；International Centre for Radio Astronomy Research, University of Western Australia（西澳大利亚大学国际无线电天文研究中心）；University of Western Australia（西澳大利亚大学）
研究人员利用DESI光谱对约3万个星系开展观测，发现恒星形成星系以流出为主、宁静星系存在流入，揭示了星系中广泛的气体吸积与循环规律，建立了气体流动与星系演化的观测关联框架。
2026-09-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
COLD GASS, an IRAM Legacy Survey of Molecular Gas in Massive Galaxies: II. The non-universality of the Molecular Gas Depletion Timescale
利用IRAM 30 m望远镜的CO（1-0）谱线测量，研究了COLD GASS巡天中222个星系的有限体积样本中分子气体与恒星形成之间的关系。这些星系的红移为0.025<z<0.05，恒星质量在10.0<log（M*/Msun）<11.5的范围内。IRAM测量得到了深阿雷西博HI观测和均匀SDSS和GALEX测光的补充。一个参考样本，包括紫外和远红外数据被用来校准我们的估计恒星形成率从七个光学/紫外波段。我们样本中所有星系的平均分子气体耗尽时标tdep（H2）为1 Gyr，然而tdep（H2）增加了6倍，从恒星质量为10^10 Msun的星系的~0.5 Gyr增加到质量为10^11 Msun数倍的星系的~3 Gyr。相比之下，原子气体耗尽时间尺度保持恒定在约3 Gyr的值。这意味着在高质量星系中，分子和原子气体的消耗时间尺度是相当的，但在低质量星系中，分子气体的消耗速度比原子气体快得多。tdep（H2）最强的依赖性是星系的恒星质量（参数为log tdep（H2）=（0.36+/-0.07）（log M* - 10.70）+（9.03+/-0.99）），以及特定的恒星形成率。一个单一的tdep（H2）与sSFR的关系能够拟合我们的冷气体样本中的“正常”恒星形成星系，以及tdep（H2）< 10^8年的更极端的星暴星系（LIRG和ULIRG）。z=1-2的正常星系相对于tdep（H2）…
2011-03-31 astro-ph.CO
The dilution peak, metallicity evolution, and dating of galaxy interactions and mergers
在盘状星系的相互作用过程中，会引起从外盘到内千秒差距的强烈气体流入。这种相对低金属含量气体的流入稀释了环核气体的金属含量。我们已经研究了这个过程的几个方面，如稀释的时间和持续时间及其与诱导恒星形成的相关性。我们分析了主要的（1：1）富含气体的相互作用和合并，跨越一系列的初始轨道特征。我们的模型中包括了恒星形成和SNe的金属富集。我们的研究结果表明，最强的趋势是恒星形成率和核区域金属的稀释之间;即，恒星形成的中心爆发越强烈，气体就被稀释得越多。这种趋势来自于两个盘的外部区域相对金属贫乏的气体的强烈流入，这为激烈的恒星形成提供了燃料，并在一段时间内降低了整体金属丰度。强烈的流入发生在大约10^8年或更短的时间尺度上，最强烈的恒星形成和最低的气相金属丰度通常出现在第一次近心点通过之后。随着恒星形成的进行和合并的进展，稀释减少，富集成为主导-最终将环核气体的金属丰度提高到高于合并星系的初始金属丰度的水平。“飞越”--相互作用但不合并的配对--也会导致一些稀释。我们甚至在合并或“飞越”的早期看到一些稀释，因此在我们的模拟中没有观察到核金属丰度和分离之间的强烈趋势，直到合并进行得很好。我们还分析了O和Fe富集的ISM，并表明，α/Fe比的演变，以及稀释的中心气体金属丰度，可以用作时钟的“约会”的相互作用。
2010-07-01 astro-ph.CO
The Effects of radial inflow of gas and galactic fountains on the chemical evolution of M31
星系喷泉和径向气流是模拟星系盘化学演化的重要组成部分。我们的目标是研究星系喷泉和径向气流对M31盘化学演化的影响。我们采用弹道方法研究了星系喷泉对M31盘化学富集的影响。我们发现M31中喷泉的着陆坐标距离起始点不超过1kpc，因此对盘的化学演化的影响可以忽略不计。我们发现，在富集过程中，由于喷泉的延迟时间不超过1亿年，这个时标也产生可以忽略不计的影响的结果。然后，我们计算了M31盘的化学演化与径向气体流所产生的河外物质和喷泉的流入。我们发现，一个温和的内向外形成的磁盘加上径向流动的变速可以很好地再现所观察到的梯度。我们还讨论了其他参数的影响，如恒星形成的气体密度阈值和恒星形成的效率随银河系半径的变化。我们的结论是，在创建磁盘梯度的最重要的物理过程是由内而外的形成和径向气流。需要更多的本地和高红移丰度梯度数据来证实这一结论。
2013-01-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
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。
2010-12-17 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
Radiation Pressure Driven Galactic Winds from Self-Gravitating Discs
（摘要）我们研究大尺度风驱动的均匀明亮的自引力盘辐射附近的爱丁顿限制。我们表明，辐射压力的重力比增加与高度以上的光盘表面的最大值的两倍的比率在光盘表面。因此，在爱丁顿极限辐射的均匀明亮的自引力盘基本上不稳定，无法驱动大规模的风。这些结果与球对称的情况下，其中超级爱丁顿光度所需的风的形成。我们将这一理论应用于快速恒星形成星系的星系风，这些星系接近爱丁顿尘埃极限。对于流体动力学耦合的气体和尘埃，我们发现风的渐近速度为v_ \infty ~ 1.5 v_rot，v_ \infty SFR^{0.36}，其中v_rot为圆盘旋转速度，SFR为恒星形成率，两者都与观测结果相符合。然而，这些结果忽略了周围的暗物质晕和旧的被动恒星隆起或扩展盘的引力势，它们的作用是降低v_ \infty。一个更现实的处理表明，流动可以是未绑定的，或绑定，形成一个“喷泉流”的一个典型的转向时间尺度的t_turn ~ 0.1-1 Gyr。我们提供了定量的标准和尺度关系，以评估是否快速恒星形成的星系的给定属性可以通过本文所述的机制驱动未绑定的流量。重要的是，我们注意到，因为t_turn比我们的理论最适用的快速恒星形成星系和ULIRGs中的恒星形成时间尺度更长，如果快速恒星形成星系被选择为这样，它们可能会被观察到具有强烈的外流，即使它们的风最终在大尺度上被束缚。
2012-05-15 astro-ph.CO
Cosmological simulations of quasar fueling to sub-parsec scales using Lagrangian hyper-refinement
我们提出了一个类星体质量晕（$M_{\rm halo} \approx 10^{12.5}\,{\rm M}_{\odot}$在z=2）的宇宙学流体动力学模拟，第一次解决气体运输到内部0.1 pc周围的中央大质量黑洞。我们模拟了一个多相的星际介质，包括恒星反馈的超新星，恒星风和辐射，和超拉格朗日细化技术，增加动态接近黑洞的分辨率。我们不包括黑洞反馈。我们发现，在核气体密度峰值时期（z~2），亚pc的流入速率（1）在稳定状态下可以达到约6 M $_{\odot}$ yr $^{-1}$，足以为发光类星体提供动力，（2）在类星体前阶段是高度时变的，在Myr时间尺度上跨越0.001-10 M $_{\odot}$ yr $^{-1}$，（3）由于热中心空洞的形成，在较低的核气体密度和较晚的时间（z~1），活动期（0.01-0.1 M $_{\odot}$ yr $^{-1}$）较短（~ 200万年），随后是较长的不活动期。流入的气体主要是冷的，旋转支撑在湍流和热压中占主导地位，恒星形成可以消耗1 pc - 10 kpc的流入气体。来自多尺度恒星非轴对称的引力矩主导了气体自扭转和压力梯度的角动量输运，吸积弱依赖于黑洞质量。次pc流入率与核（但与全球）恒星形成相关，可以超过爱丁顿率x10。这个黑洞可以在大约100万年的时间里从星系中心移动大约10 pc。吸积气体形成pc尺度的、旋转支撑的、模…
2021-06-10 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Equilibrium model prediction for the scatter in the star-forming main sequence
分析“平衡模型”的星系演化使用的质量平衡方程是能够重现平均观测到的星系之间的恒星质量，晕质量，恒星形成率（SFR）和金属丰度在大多数宇宙的时间与少量的参数反馈的缩放关系。在这里，我们的目标是测试这个数据约束模型，以量化恒星质量和SFR之间的平均关系的偏差，即恒星形成星系的主序列（MS）。我们实现的波动晕吸积率参数化合并为基础的模拟，并量化的内在散射引入MS的假设下，在恒星形成的波动遵循重子流入波动。我们预测，在恒星质量范围10^8 Mo到10^11 Mo，红移范围0.5 < z < 3 for SFRs averaged over 100 Myr. The scatter increases modestly at z >3，以及在较短时间尺度上平均的情况下，1-sigma MS散射约为0.2 - 0.25 dex。合并引起的恒星形成的贡献通常很小，今天约为5%，在宇宙恒星形成的高峰时期为10 - 15%。这些结果与现有的观测结果基本一致，表明偏离MS主要反映了由于晕合并的流入率的随机性。
2016-10-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Star Formation in the Bullet Cluster I: The Infrared Luminosity Function and Star Formation Rate
子弹星系团是一个巨大的星系团，z=0.297，正在经历一次主要的超音速（3马赫）合并事件。利用斯皮策24微米图像，IRAC数据，光学成像和光谱学，我们提出了这个独特的集群的全球恒星形成率（SFR）。使用光谱学上90%完整的37个非活动星系核MIPS确认的星团成员样本，R<1.7 Mpc，Rieke等人（2009）将24 um通量转换为SFR，我们计算出综合遮蔽SFR为267 Msolar/yr，比恒星形成率为28 Msolar/yr/10^14 Msolar。子弹星系团的星系团质量归一化综合SFR是最高的样本中的其他八个集群和集群合并的文献。五个LIRG和一个ULIRG分别贡献了集群总SFR的30%和40%。为了研究升高的特定SFR的起源，我们比较了子弹星系团的红外光度函数（IR LF）与后发座（进化到z=0.297）和CL 1358 +62的红外光度函数。子弹状星团的红外低频比其他大质量星团的红外低频有更多的辐射源。子弹状星团IR LF的Schechter函数拟合得出L*=44.68+/-0.11 ergs/s，分别比演化后发座和CL 1358 +62的L* 亮约0.25和0.35 dex。子弹星系团的红外线低频相对于其他星系团的升高可以解释，如果我们把“多余”的恒星形成红外星系归因于与尚未转化为静止星系的坠落群相关的人口。在这种情况下，在星团环境中淬灭恒星形成所需的时间尺度必须…
2010-10-13 astro-ph.CO
A Multiwavelength Study of a Sample of 70 micron Selected Galaxies in the COSMOS Field II: The Role of Mergers in Galaxy Evolution
我们分析了COSMOS场中1503个70微米选定星系的大样本的形态特征，其红移范围为0.01<z< 3.5，中位数红移为0.5，红外光度范围为10^8<L_IR<10^14L_sun，中位数光度为10^11.4 L_sun。一般来说，这些星系都是大质量的，恒星质量范围为10^10-10^12 M_sun，并且发光，-25<M_K<-20。我们发现，主要合并的分数和L_IR之间有很强的相关性，在最高光度的分数高达50%。我们还发现，螺旋的分数急剧下降与L_IR。小合并可能发挥作用，在提高低光度源的红外光度。由于z>1的源很难分类，并且受到带通移动的影响，因此，在任何给定的L_IR仓中合并的精确比例随红移而变化，因此，这些数字只能被认为是下限。在z<1时，形态学分类最稳健，主要合并明显主导ULIRG群体（50-80%），并且对LIRG群体（25-40%）很重要。在z>1时，ULIRG的主要合并比例至少为30-40%。虽然一般形态的趋势同意已观察到的本地（U）LIRGs，主要合并的比例略低于本地看到的。这部分是由于在高红移时很难识别合并的特征。我们认为，考虑到观测到的主要富含气体的合并的数量，以及它们在（U）LIRG阶段观测到的相对较短的时间尺度，观测到的红色大质量椭圆星系序列（<10^12 M_sun）完全是由富含气体的主要合并形成的。
2010-06-25 astro-ph.CO
Dynamical Delays Between Starburst and AGN Activity in Galaxy Nuclei
对活动星系核的观测表明，在恒星形成的高峰（在某种程度上）和活动星系核活动之间可能存在延迟。来自快速恒星风的低效燃料（和/或反馈）被用来解释这一点，但我们认为这在主要吸积冷致密气体的明亮系统中是不可能的。我们表明，这样的延迟，甚至可以出现在明亮的类星体纯粹的动力学原因。如果某个大规模的过程产生了快速的流入，那么较小规模的过程将很快变成以气体为主。随着气体密度达到峰值，SFR也达到峰值。然而，在以气体为主的系统中，控制进一步流入的重力力矩相对低效;随着更多的气体转化为恒星，恒星提供了一个有效的角动量汇，允许更快速的流入。此外，在合并或强盘不稳定性中提供给中心区域的气体通常比为BH提供燃料所需的气体大约100倍;系统实际上处于“无限气体供应”极限。因此，当气体供应耗尽时，BH生长可以持续一段时间，直到它显著耗尽到BH最终“饥饿”的程度。“这两种效应以相当的幅度共同作用，并且意味着BH生长的峰值可以滞后于在给定尺度下测量的SFR中的峰值，滞后的时间尺度对应于该尺度上的气体耗尽时间（~ 10-100个局部动力学时间）。这预示着推断出的延迟将以特定的方式随着恒星形成率测量的半径而变化。我们讨论了活动星系核反馈在抑制恒星形成活动中的作用的可能影响。
2011-10-31 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Little Red Dot progenitors from Compact Starbursts: A Natural Path to Early AGN Formation
Sapienza Università di Roma（罗马第一大学）；United Arab Emirates University（阿联酋大学）
通过高分辨率宇宙学模拟，研究高恒星形成效率和受限反馈环境下的致密星系，发现气体流入、引力矩和恒星动力学摩擦能在短时间内积累大量质量，从而自然形成中心黑洞并产生活动星系核，表明小红点的恒星和AGN解释并非互斥。
2026-06-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
A sensitive APEX and ALMA CO(1-0), CO(2-1), CO(3-2), and [CI](1-0) spectral survey of 40 local (U)LIRGs
本研究利用APEX、ALMA等望远镜对40个近邻(U)LIRGs开展多谱线巡天，揭示其分子气体性质、谱线比值规律及AGN反馈对恒星形成的影响。
2023-02-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Unraveling Chemical Enrichment in Extreme Emission-Line Galaxies: A Multi-Element Bayesian View of Bursty Star Formation and Galaxy Evolution in DESI
The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；Swinburne University of Technology（斯威本科技大学）
研究通过多元素贝叶斯模型分析极端发射线星系的化学演化，揭示了爆发性恒星形成和星系演化中的气体循环过程，重点探讨了金属丰度与恒星形成效率的关系。
2026-04-21 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Abundant Heavy Black Hole Seeds from Moderate Lyman-Werner Radiation
University of Toledo（托莱多大学）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Georg-August-Universität Göttingen（哥廷根大学）
研究高红移类星体对应的重黑洞种子形成机制，通过65套宇宙学模拟提出估算第三星族星质量的方法，发现中等莱曼-沃纳背景下重黑洞种子形成环境更普遍。
2026-08-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gas Mass Fractions and Star Formation in Blue-Sequence E/S0 Galaxies
最近的工作已经确定了一个人口的低红移E/S 0星系，躺在蓝色序列的颜色与恒星质量参数空间，螺旋星系通常居住。虽然高质量的蓝色序列E/S 0通常类似于年轻的合并或相互作用残留物，可能会褪色到红色序列，但我们关注的是具有较低恒星质量（<几个10^10 M_sun）的蓝色序列E/S 0，其特征是相当规则的形态和低密度的场环境，其中新鲜气体可能流入。这个群体可能通过盘再生提供早期类型星系和螺旋星系之间的进化联系。专注于原子气藏，我们提出了新的GBT HI数据27 E/S 0 s的两个序列，以及一个完整的列表中的档案HI数据的其他星系在附近的场星系巡天。标准化到恒星质量，14个蓝色序列E/S 0中有12个的原子气体质量从0.1到>1.0不等。这些气体与恒星的质量比与螺旋星系和不规则星系的质量比相当，并且对恒星质量有类似的依赖性。假设HI是可访问的恒星形成，我们发现，我们的许多蓝色序列E/S 0的恒星质量可以增加10-60%，在3 Gyr在两个限制的情况下，指数下降的恒星形成和恒星形成恒定。在一个恒定的恒星形成场景中，大约一半的蓝色序列E/S 0需要新鲜气体在<3 Gyr的时间尺度上下降，以避免耗尽其原子气体库并演变为红色序列。我们提出的证据表明，在这些星系中的恒星形成是突发性的，可能涉及外部触发的气体流入。我们的分析表明，大多数蓝序E/S 0确实能够在相对较短的时间尺度上实现大量的恒星盘生长…
2009-11-11 astro-ph.CO
Star-Forming Galaxies at z~2: An Emerging Picture of Galaxy Dynamics and Assembly
在这些会议记录中，我们总结了最近的结果，从我们的“VLT”/SINFONI积分场调查，重点是52个检测到的UV/光学选择的恒星形成星系在z~2。我们对这些系统的H-α发射线成像和运动学数据表明，这些星系中有相当大的一部分（> 1/3）是大的旋转盘，这些盘是致密的，厚的，并迅速形成恒星。我们比较这些系统的本地磁盘缩放关系，发现这些关系的骨干已经在z~2。对我们样本中的大圆盘的详细分析提供了强有力的证据，证明这一种群不能由合并主导的形成历史产生，而是必须由气体沿细丝平稳但快速的流入组装而成。然后，这些系统将在短时间尺度上从团块主导的盘演变为膨胀主导的盘，这是我们在ESTA观测中观察到的现象，并且与数值模拟的预测一致。这些结果提供了新的和令人兴奋的见解形成的膨胀为主的星系在本地宇宙。
2009-02-09 astro-ph.CO
SDSS-IV MaNGA: Environmental dependence of gas metallicity gradients in local star-forming galaxies
在ΛCDM宇宙中的等级星系形成的标准模型中，星系的环境被认为在驱动星系形成和演化中起着关键作用。本文研究了气体金属丰度和恒星形成面密度是否以及如何依赖于星系环境。为此，我们分析了1162个本地的恒星形成星系的样本，从星系巡天映射附近的Galerkin在APO（MANGA）。一般来说，这两个参数对环境没有明显的依赖性。然而，与以前的研究一致，我们发现低质量卫星星系是这一规则的例外。这些天体的气体金属丰度随环境密度的增加而增加，而它们的CO2 SFR略有下降。目前的分析MANGA数据使我们能够扩展到空间分辨的属性。我们的研究表明，低质量卫星的气体金属丰度梯度变平，其CO2 SFR梯度随着环境密度的增加而变陡。通过广泛探索的化学演化模型，我们确定了两种情况下，能够解释这种模式：富含金属的气体吸积或原始气体流入不同的吸积时间尺度。后一种情况更好地匹配了观察到的CSSFR梯度，因此是我们的首选解决方案。在这个模型中，在较大的半径较短的气体吸积时标是必需的。这表明，“由外向内的淬火”控制着致密环境中低质量卫星星系的恒星形成过程。
2019-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The interplay between chemical and mechanical feedback from the first generation of stars
我们研究早期结构形成的宇宙学模拟，包括非平衡态分子化学，恒星演化的金属污染，从人口III（popIII）到人口II（popII）恒星形成的过渡，由给定的临界金属丰度调节，和反馈效应。我们研究了早期金属从不同恒星星族扩散的性质及其与原始分子气体的相互作用。我们发现，独立于有关popIII建模的细节，在恒星形成开始后，富集在临界水平以下的区域大多是在孤立的环境中发现的，而popII恒星形成区域则更加聚集。典型的恒星形成晕显示，在富集气体中，平均SN驱动的流出速率高达10^{-4} Msun/yr，最初使原始恒星形成区域几乎没有金属。这些被污染的物质，在10^7年的时间尺度上，通过引力作用被纳入过密环境中，大部分来自外部，附近的恒星形成地点（“引力富集”）。同时，原始气体流入速率在10^{-3} - 10^{-1} Msun/年之间。然而，来自SN的热反馈会产生湍流并破坏原始气体中的分子，只有通过重力浓缩合并的污染物质才能在足够短的时间尺度上通过原子金属精细结构跃迁继续冷却，从而在不到10^8年的时间内结束初始的popIII状态。
2011-02-04 astro-ph.CO
A New Empirical Method to Infer the Starburst History of the Universe from Local Galaxy Properties
膨胀的中心是在短时间内通过气体流入耗散形成的：恒星形成的“星爆”模式（SF）。最近的工作表明，详细的观测可以用来分离这些“爆发遗迹”成分的恒星质量分布在本地系统。再加上一些Kennicutt-Schmidt定律成立的假设，以及爆发确实是一个耗散气体丰富的事件，我们表明，所观察到的配置文件可以被倒置，以获得时间和空间相关的SF历史的每个突发。执行这一大样本的研究球状体，我们表明，隐含的爆发规模的大小，质量，峰值SFR，和空间范围与星系质量在简单的方式，并提供适合这些相关性。爆发质量约为球状体总质量的10%;时间尺度与质量无关，约为10^8年; SFR峰值约为M_burst/t_burst;它们以幂律方式衰减，约为t^-2.4。大小约为0.1 R_e（球状体），但随时间增长。结合这些系统的核恒星星族年龄（即爆发时间）的测量，有可能重建爆发对所有红移的SFR和IR光度函数分布的贡献。在z=0-2的最亮光度下，爆发LF与观测到的IR LF吻合得很好。在低L下，爆发总是不重要的;从z~0处的ULIRG光度到z~2处的HyLIRG光度，它们的重要性逐渐增加。在所有红移下，爆发只占总SFR密度的一小部分（约5-10%）。我们讨论了大质量系统中最大遗迹恒星质量密度之间的紧张关系可能产生的影响，以及最亮的亚毫米星系的估计数量。
2009-10-23 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Bulge growth through disk instabilities in high-redshift galaxies
在低红移的邻近宇宙中，人们长期以来一直在研究盘状星系内部区域的膨胀中，盘状不稳定性（如棒和旋臂）以及相关的共振的作用。在那里，人们长期以来一直在观察它，特别是通过花生状的凸起。在现代盘星系中，这种长期的膨胀是由弱的非轴对称不稳定性驱动的：它主要以缓慢的速度和长的恒星形成时间尺度产生伪膨胀。在中等质量到大质量星系（10^10到几个10^11兆太阳的恒星）中，高红移（z>1）时的盘不稳定性与现代旋涡星系中发现的盘不稳定性非常不同。高红移盘在全局上是不稳定的，会碎裂成巨大的团块，每个团块包含10^8-10^9兆太阳质量的气体和恒星，这导致了高度不规则星系的形态。与剧烈的不稳定性相关的团块和其他特征通过各种机制在短时间尺度上驱动盘的演化和凸起生长。巨大的团块可以向内迁移，并在几个10^8年内合并成隆起。在非常动荡的介质中的不稳定性驱动强烈的气体流入到隆起和核区域。由于剧烈的不稳定性，厚盘和超大质量黑洞可以同时生长。本章回顾了高红移盘不稳定性的性质，巨团块的演化和其他与不稳定性相关的特征，以及由此产生的膨胀和相关的次星系成分的增长。
2015-03-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tracing the merger-driven evolution of active galaxies using the CJF sample
在宇宙大结构演化的背景下，尚不清楚活跃星系是否是每个星系经历的一个阶段，以及它们中心的黑洞演化的重要性。双黑洞系统在我们理解上述问题中可能起着关键作用。我们调查了加州理工学院Jodrell银行平坦光谱（CJF）的证据，有利于合并驱动的演化计划的活动星系和搜索AGN演化的示踪剂系统和BBH候选人的可能迹象。我们讨论了这种迹象的有效性和模糊性，并制定了一套选择标准，用于检测这样的系统。我们进行了广泛的文献检索所有可用的多波长信息，集中在光学和红外政权，除了形态信息的CJF源。我们分析了这个样本的统计数据，根据这些属性。我们发现1 ULIRG（Mrk 231）包括在CJF，一个过渡系统的原型。在z<0.4的CJF源中，总共有28.6%是失真的或有伴源。考虑到这里使用的无偏样本，这为活动星系中合并现象的普遍存在提供了强有力的证据。我们发现高光度源的无线电和近红外光度之间的相关性，解释的背景下，恒星形成和活动星系核组件之间的相互作用。我们发现变异性和进化的过渡系统之间的联系，通过其近红外颜色选择。我们选择了28个源，跟踪不同的演化阶段的活动星系核，以及一些最有前途的BBH候选人。我们发现4个源几乎周期性的变化，在类似的时间尺度上的光学和无线电。
2010-09-14 astro-ph.CO
The dust content of galaxies from z = 0 to z = 9
我们研究了星系的尘埃含量从$z=0$到$z=9$的半解析模型的星系形成，其中包括新的配方，以跟踪生产和破坏的尘埃。我们包括恒星喷出物中尘埃的凝结，星际介质中尘埃的生长，超新星和热晕中尘埃的破坏，以及尘埃风和流入。ISM中尘埃增长的速度取决于分子云的金属丰度和密度。我们的基准模型再现了从$z=0$到$z=7$的尘埃质量与恒星质量之间的关系，尘埃质量小于$10^{8.3}\,\rm{M}_\odot$的星系数密度，以及$z=0$处尘埃的宇宙密度。该模型考虑了尘埃气体比（DTG）与本星系气相金属丰度之间的双幂律关系以及DTG与恒星质量之间的关系。尘埃形成的主导模式是ISM中的尘埃增长，除了具有$M_*<10^7\,\rm{M}_\odot$的星系，超新星喷出物中的尘埃凝结占主导地位。星系的尘埃-金属比取决于气相金属丰度，这与宇宙学模拟中通常假设的情况不同。模型的变体，包括更高的凝聚效率，一个固定的时间尺度的灰尘增长的ISM，或没有增长，在所有复制一些观察到的限制，但不能同时复制的形状的尘埃标度关系和尘埃质量的高红移星系。
2017-06-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
