蓝色E/S0星系：合并残留物或磁盘重建星系？
Blue E/S0 galaxies: merger remnants or disk rebuilding galaxies?
摘要：
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英文摘要：
This paper has been withdrawn A new version is in preparation and will be soon available.
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蓝色E/S0星系从z~1的演化：合并残余还是盘重建星系？
Evolution of blue E/S0 galaxies from z~1: merger remnants or disk rebuilding galaxies?
研究色质量空间中星系双峰分布的异常值，例如位于蓝色云中的形态早期型星系，可以帮助更好地理解导致星系在该空间迁移的物理机制。在本文中，我们研究了210 M*/Msol>10^10蓝色E/S 0 s在z~1.4和z~0.2之间的性质在COSMOS场中的演化，并证实了来自zCOSMOS 10 k释放的光谱红移。我们首先观察到，阈值质量，在以前的研究中定义为在z=0的质量以下，蓝色早型星系的人口开始相对于被动E/S 0丰富，从log（M*/Msol）~10.1在z~0.3到log（M*/Msol）~10.9在z~1。第二，在蓝色E/S 0星系的性质中似乎存在一个翻转质量。log（M*/Msol）~10.8以上的蓝色E/S 0类似于可能在~3 Gyr时间尺度内迁移到红色序列的合并残留。在这个质量以下，它们似乎更接近正常的晚型星系，就好像它们是轻微合并的结果，这些合并触发了中心恒星的形成，并建立了一个中心凸起部分，或者从周围的气体中（重新）建立了一个圆盘，这表明它们正在向后移动或留在蓝色云中。与阈值质量相比，该转换质量似乎没有从z~1显著地演变，因此似乎与蓝色E/S 0的相对丰度无关。
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旋涡星系的精细化：用IMAGES对其祖先星系的形态运动学分析
The elaboration of spiral galaxies: morpho-kinematics analyses of their progenitors with IMAGES
IXFS项目的目标是测量在CDFS、CFRS和HDFS领域中选择的z=0.4-0.75的100个大质量星系的代表性样本的速度场。它采用了世界上独一无二的FLAMES/ GIRAFFE在VLT的多个积分场单元模式。解析的运动学数据使我们能够对每个星系的大尺度运动进行采样。它们已经与最深的HST/ACS，Spitzer（MIPS和IRAC）和VLT/FORS 2相结合。大多数中等红移的星系都显示出异常的速度场：6 Gyrs以前，现在的螺旋星系中有一半是不平衡的，并且具有特殊的形态。这些领域丰富的数据使我们能够模拟每个星系中的物理过程，其准确性几乎与本地宇宙中所做的相似。这些详细的分析揭示了合并进程的重要性，包括其剩余阶段。再加上螺旋性质的巨大演变，这指出了磁盘生存的重要性，并加强了磁盘重建的情况。这表明分层方案可能适用于盘星系的详细描述，就像它适用于椭圆星系一样。
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z=0时蓝色恒星质量序列上的E/S0 Galerkin：衰落的合并还是未来的螺旋？
E/S0 Galaxies on the Blue Color-Stellar Mass Sequence at z=0: Fading Mergers or Future Spirals?
我们确定了人口的形态定义的E/S 0星系躺在蓝色序列在本时代。我们使用三个样本分析了恒星质量大于10^8 Msun的蓝色序列E/S 0，认为单个天体可能向上朝着红色序列演化，也可能向下朝着蓝色序列演化。蓝色序列E/S 0星系随着恒星质量的减小而变得更加常见，在“关闭质量”M_s ~ 1-2 x 10^11 Msun附近，E/S 0的含量小于2%，在“双峰质量”M_b ~ 3 x 10^10 Msun附近，E/S 0的含量增加到>5%，在“阈值质量”M_t ~ 4-6 x 10^9 Msun以下，E/S 0的含量急剧增加到>20-30%。蓝序E/S 0 s在M_t以下的强烈出现与先前报道的两个序列上所有类型星系在M_t以下的平均原子气体分数的全球增加相吻合，这表明冷气体的可用性可能是蓝序E/S 0 s存在的基础。环境分析表明，许多亚M_b蓝序列E/S 0存在于低至中等密度环境中。在质量-半径和质量-西格玛标度关系中，蓝序E/S 0与红序E/S 0比晚型星系更相似，但它们代表了一个过渡类。虽然其中一些，特别是在M_b到M_s的高质量范围内，类似于可能会消失在红色序列上的主要合并残留物，但大多数低于M_b的蓝色序列E/S 0显示出盘和/或假隆起形成的迹象，这可能会被同伴相互作用增强。我们认为，亚M_b蓝序E/S 0在恒星质量和浓度上占据了一个“最佳点”，既有丰富的气体，又有最佳的恒星形成…
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蓝色序列E/S0星系的气体质量分数与恒星形成
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…
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扰动形态与蓝色UV颜色的一致：z~0.6早型星系中小合并驱动的恒星形成
A coincidence of disturbed morphology and blue UV colour: minor-merger driven star formation in early-type galaxies at z~0.6
我们利用多波长测光的早期型星系（ETG）的COSMOS调查证明，低级别的恒星形成活动的ETG人口在中等红移可能是由轻微的合并。分裂的ETG成星系，显示干扰的形态指示最近的合并和那些出现放松，我们发现，约32%的ETG人口出现形态干扰。虽然放松的对象几乎完全包含在紫外线红色序列中，但它们的形态干扰对应物主导了对蓝色紫外线颜色的散射，无论亮度如何。经验和理论上确定的红移范围z<1的主要合并率低了好几倍，无法解释我们样本中受干扰ETG的比例，这表明次要合并代表了驱动我们样本中观察到的恒星形成活动的主要机制。在这些事件中形成的年轻恒星成分的年龄在0.03到0.3百万年之间，通常贡献不到10%的残余恒星质量。最近的工作表明，附近的ETG的结构演化与一个或多个小合并是一致的，我们的研究结果表明，大规模ETG的整体演化可能会受到后期小合并的严重影响，并强调需要在未来的观测调查中系统地研究这一过程。
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低质量E/S0星系中分子气体与恒星形成的关系
The Relationship Between Molecular Gas and Star Formation in Low-Mass E/S0 Galaxies
我们考虑了19个恒星质量<~ 4x10^10 M_sun的形态学定义的E/S 0中分子气体和恒星形成表面密度之间的关系，特别注意在颜色与恒星质量参数空间中的蓝色序列中发现的那些，螺旋星系通常居住在那里。虽然一些蓝色序E/S 0必须是年轻的主要合并残留物，但许多低质量的蓝色序E/S 0似乎受到的干扰要少得多，并且可能正在经历与螺旋（重新）生长时的内部磁盘建设相关的温和的恒星爆发。对于8个E/S 0（4个蓝色序列，2个中间序列和2个红色序列）的样本，其CARMA CO（1-0），Spitzer MIPS 24 μ m和GALEX FV发射分布在750 pc尺度上进行空间分辨，我们发现所有星系内分子气体和恒星形成表面密度之间大致呈线性关系，幂律指数N = 0.6-1.9（中位数1.2）。再加上11个CO（1-0）发射没有得到很好分辨的蓝色序列E/S 0，我们发现大多数E/S 0的全球孔径平均分子气体表面密度为1-8 kpc，与螺旋星系的盘和中心所覆盖的范围重叠。虽然我们的许多E/S 0与局部螺旋一样落在相同的施密特-肯尼库特关系上，但约80%（主要是在蓝色序列上）偏向于明显更高的分子气体恒星形成效率（即，较短的分子气体耗尽时间）。可能的解释包括类似于本地矮星系的爆发性恒星形成，高级恒星爆发中的H2耗尽，或者仅仅是CO（1-0）发射无法追踪所有的分子气体。
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E/S0星系中的扩展光及其对盘再生的意义
Extended Light in E/S0 Galaxies and Implications for Disk Rebirth
最近在大部分晚型星系周围发现了扩展紫外（XUV）盘，这为近年来出乎意料的大规模盘建造提供了证据。结合GALEX紫外观测与深光学和斯皮策红外成像，我们寻找XUV磁盘附近的低到中等质量的E/S 0星系的样本，探索合并后的磁盘重建的证据。初步的视觉分类从30个完整的样本中产生了10个XUV盘候选者，有趣的是，与晚型星系的30%频率相似。这些XUV候选者出现在广泛的质量范围内，并且在颜色与恒星质量的红色和蓝色序列上，表明可能与气体吸积和/或星系相互作用等过程有关，这些过程将广泛影响星系人口。我们继续将定量的1型和2型XUV盘定义应用于详细分析的九个星系子样本。对于这个子样本，9个中的6个是1型XUV，即，紫外线结构超出预期的恒星形成阈值的星系。其他三个接近满足类型2的定义，但该定义被证明是有问题的，适用于这个样本：NUV衍生的恒星形成阈值半径为我们的E/S 0经常位于80%的KS波段光（K80）半径内，违反了类型2定义的隐含假设，或位于外面，但没有定义要求的那么远。尽管如此，与样本中的1型XUV相比，这三个类似2型的星系（“修改后的2型XUV”）具有更高的恒星形成率和更蓝的FUV-NUV颜色。我们认为，1型XUV可能反映了恒星形成的早期或低效阶段，而修改后的2型XUV可能反映了由内而外的磁盘再生。
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0.20 < z < 0.35时形态扰动蓝致密星系中氮的增强：探测星系合并特征
Enhanced Nitrogen in Morphologically Disturbed Blue Compact Galaxies at 0.20 < z < 0.35: Probing Galaxy Merging Features
利用Sloan数字巡天（SDSS）DR 7资料，研究了91个z=0.20-0.35的蓝色致密星系（BCGs）的元素丰度与星系形态之间的相关性.通过对SDSS图像的目视检查，并利用基尼系数和M_20，我们将星系的形态分为“扰动”和“未扰动”两类。我们用T_e法求出了氧和氮的丰度。我们发现，相当一部分的BCGs与扰动形态，合并残留物的指示，显示相对较高的N/O和低O/H丰度比。大多数的扰动BCGs表现出较高的N/O值在一个给定的O/H值相比，形态未受干扰的星系，这意味着更有效的氮富集在扰动BCGs。我们检测到沃尔夫-拉叶（WR）的功能，只有少数的干扰BCGs，这似乎是矛盾的想法，WR星负责高氮丰度。结合这些结果与星系演化探测器（GALEX）GR 6紫外（UV）数据，我们发现，大多数的扰动BCGs显示系统较低的H α近紫外恒星形成率比的值。H β发射线的等效宽度在受干扰的BCGs中也系统地较低。基于这些结果，我们推断，受干扰的BCGs经历了相对较长的时间尺度上的恒星形成，导致更连续的氮富集。我们认为，这种BCGs的形态和化学丰度之间的相关性是由于他们最近的恒星形成历史的差异。
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燃料图：将星系分子与原子气体比率与相互作用和吸积联系起来
The Fueling Diagram: Linking Galaxy Molecular-to-Atomic Gas Ratios to Interactions and Accretion
为了评估外部因素如局部相互作用和新鲜气体吸积如何影响星系的整体ISM，我们分析了最近增强的中心恒星形成和总的分子原子（H2/HI）气体比之间的关系，使用了广泛的场星系样本，包括早期到晚期的形态，恒星质量为10^（7.2-11.2）Msun，以及不同的演化阶段。我们发现，星系占据了几个位点的“加油图”，绘制H2/HI与质量校正的蓝心，一个度量跟踪的程度，星系有蓝中心比平均星系在其恒星质量。旋涡星系的H2/HI和质量校正的蓝心之间存在正相关。当结合先前的结果，将质量校正的蓝心与外部扰动联系起来时，这种相关性表明了局部星系相互作用与分子气体流入/补充之间的联系。有趣的是，E/S 0星系显示了一个更复杂的图像：一些遵循相同的相关性，一些被淬灭，一个独特的蓝色序列E/S 0星系（质量低于气体丰度的关键转变）在燃料图中定义了一个单独的循环。这个群体似乎是由低质量的合并残余物组成，目前处于恒星爆发后期或后的状态，在这种状态下，爆发首先消耗H2，而星系中心不断变得更蓝，然后耗尽H2，此时爆发群体随着年龄的增长而变红。多条证据表明，在燃料图中有相互关联的进化序列。特别是，在图中追踪总的气体与恒星的质量比，提供了新鲜气体吸积到从中心恒星暴增中出现的低质量E/S 0上的证据。通过全面的文献检索，我们认为几乎所有的星系都遵循我们广泛样本中发现的相同演化模式。
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超大质量暗星及其残余物作为解决三个近期宇宙黎明之谜的可能解决方案
Supermassive Dark Stars and their remnants as a possible solution to three recent cosmic dawn puzzles
本文提出超大质量暗星及其残余物可能解决三个近期宇宙黎明谜题，包括蓝怪物、小红点及远距离类星体原初黑洞起源问题。
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局域宇宙中的球状后合并
Spheroidal post-mergers in the local Universe
星系合并是标准等级星系形成范例的一个基本方面。最近，银河动物园项目通过对整个SDSS光谱样本的直接目视检查，编制了一个包含3373个合并的大型同质目录。我们探讨了一个子集的星系从这个目录是球状的“合并后”（SPM）-其中一个单一的残余物是在合并后的最后阶段的放松，并显示出证据占主导地位的隆起，使他们似是而非的早期类型的星系的祖先。我们的研究结果表明，SPM有蓝色的颜色比一般的早期型星系人口可能是由于合并引起的恒星形成。使用光发射线比的分析表明，我们的SPM中有20个表现出LINER或Seyfert样的活动（68%），而其余10个星系被归类为恒星形成（16%）或静止（16%）。与Darg等人在正在进行的合并中的发射线活动的比较表明，活动星系核的分数在合并后上升，这表明活动星系核相可能只在合并过程的最后阶段才占主导地位。SPM的光学颜色和它们的祖先的合理质量比表明，虽然少数与两个早期星系之间的主要合并一致，但绝大多数是主要合并的残余物，其中至少有一个祖先是晚期星系。
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矮-矮合并形成的蓝色致密矮星系VCC848
The Blue Compact Dwarf Galaxy VCC848 Formed by Dwarf-Dwarf Merging
长期以来，人们一直推测许多星暴或致密矮星系是矮-矮星系合并的结果，但这种可能性的明确证据在文献中很少报道。我们提出了第一个研究的深光学宽带图像的气体占主导地位的蓝色致密矮星系（BCD）VCC848（Mstar = 2e8Msun）主机扩展的恒星壳，从而被证实是一个矮-矮合并。VCC 848位于室女星系团的外围。通过分析恒星的光分布，我们发现VCC 848是两个矮星系合并的结果，恒星成分的主次质量比<~5，推测的暗物质晕<~2。第二祖星系几乎完全被破坏了。在VCC848中，通过光度测量选择的星团候选者的年龄-质量分布表明，在过去的1 Gyr期间，团簇形成速率（CFR，与恒星形成速率成比例）提高了约7 - 10倍。合并引起的CFR增强在几百万年前在银河系中心附近达到峰值，并在过去的几十万年开始下降。根据最年轻的星团所追踪到的信息，目前的恒星形成活动主要发生在大的银河系中心距离（>~1kpc）。事实上，VCC 848仍然是（原子）气体占主导地位的时期后，最激烈的碰撞表明，富含气体的矮星系合并可能会导致BCD状的残余物与扩展的原子气体分布周围的蓝色紧凑的中心，在一般协议与以前的数值模拟。
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邻近早型星系中AGN反馈的一个简单模型
A simple model for AGN feedback in nearby early-type galaxies
最近的研究表明，位于蓝色星云中的恒星形成早期型星系（ETG）在一个陀螺周围迅速迁移到红色序列，在这个过程中经历了几个活动星系核活动越来越强的阶段（Schawinski et al. 2007，MNRAS，382，1415;下文为S 07）。我们表明，天然气储量通过恒星形成（即在没有任何反馈的活动星系核）的自然枯竭引起的蓝色到红色的变红率是几个因素低于在S 07中观察到的。这是因为恒星形成导致的气体消耗速度太慢，这意味着需要调用另一个过程来从系统中移除气体并加速红化速度。我们开发了一个简单的唯象模型，在该模型中，AGN的光度的一小部分耦合到一定的“反馈时间尺度”的气体储层，并删除部分气体质量从星系，而剩余的气体继续有助于恒星的形成。我们使用该模型来研究产生与S 07的结果一致的迁移时间的场景。我们发现，可接受的模型具有反馈时标<0.2 Gyrs。残余物中年轻恒星的质量分数<5%，残余气体的质量分数小于0.6%，与最近的文献结果一致。当星系从蓝色星云演化为红色星云时，至少有一半的初始气体储存被移除。如果我们把反馈时间尺度限制在与局部活动星系核的典型占空比（几百万年）相似的范围内，那么早期型塞弗特星系（10^11 LSun）的光度的百分之零点几必须耦合到气藏中，才能产生与观测结果一致的迁移时间。
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合并残余物NGC 1316中星团的大小、半质量密度和质量函数：第二代球状星团命运的线索
Sizes, Half-Mass Densities, and Mass Functions of Star Clusters in the Merger Remnant NGC 1316: Clues to the Fate of Second-Generation Globular Clusters
我们研究了早型合并残留星系NGC 1316的HST/ACS图像中的球状星团的质量函数。NGC 1316拥有大量的中等年龄（~3 Gyr）的富金属球状星团。对于旧的贫金属（“蓝色”）星系团，质量函数M_p的峰值质量随着内部半质量密度rho_h的增加而增加（M_p与rho_h成正比^[0.44]），而它几乎保持不变，与银河系中心距离R_gal成正比。这些集群的质量函数是一致的，在一个简单的情况下，他们形成了Schechter初始质量函数和内部两体松弛随后演变。对于中等年龄的富金属（“红色”）星团，先前报道的R_gal > 9 kpc的幂律光度函数的暗端是由于许多这些星团的半径大于NGC 1316在其R_gal处的潮汐场所施加的理论最大值。这使得两体松弛的破坏无效。在NGC 1316的内部区域只发现了几个这样的弥散星团。完整性测试表明，这是一种物理效应。通过与其他星系中星团的比较以及利用已发表的模型进行的星团破裂计算，我们假设NGC 1316内部低rho_h尾的红色星团大多数已经被潮汐冲击破坏，剩下的几个低rho_h星团将动态演化为类似于透镜星系中的“微弱模糊”。最后，我们讨论了早型星系中弥散红团的性质。
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具有合并事件迹象的高恒星质量星系的金属丰度
Metallicity of high stellar mass galaxies with signs of merger events
我们专注于分析高恒星质量和低金属量的星系。我们交叉相关的千禧年星系目录（MGC）和斯隆数字巡天（SDSS）星系目录，以提供一个样本的MGC对象与高分辨率成像和光谱和光度信息可在SDSS数据库。对于我们样本中的每个星系，我们通过使用它们的光度轮廓对MGC图像进行目视检查进行了系统的形态分析。星系被分为扰动或未扰动物体。我们将样品分为三个金属丰度区域，在此范围内，我们比较了扰动和未扰动物体的性质。我们发现，被强烈干扰的星系的比例，合并残留物的指示，被认为是较低的金属丰度对象时，是较高的。分析的三个箱包括大约15%，20%和50%的干扰星系（分别为高，中，低金属丰度）。此外，在低金属丰度区间，种群年龄指标Dn（4000）的扰动与未扰动相对分布的比率表明，扰动天体的恒星星族比未扰动天体的年龄要小得多。此外，我们发现，颜色分布的分析提供了类似的结果，表明低金属丰度星系与扰动形态比那些不受干扰的蓝。较蓝的颜色和较年轻的人口低金属，形态干扰的对象表明，他们经历了最近的合并与相关的增强恒星形成率。[删节]
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