Dynamical difference between the cD galaxy and the stellar diffuse component in simulated galaxy clusters
如今，星系团中的成员星系可以在宇宙学和流体动力学模拟中使用基于识别自约束的方法来常规地识别，局部地在致密的子结构上。然而，在星团中区分中央星系和恒星弥散成分是非常困难的，在中央甚至不清楚是否存在两个不同的恒星星族。在这里，减去所有成员星系后，我们使用剩余恒星的速度分布，并在模拟的星系团中检测到两个动态的，截然不同的恒星成分。这些差异的动态可以被用来应用一个un-binding程序，导致空间分离的两个组件成一个CD和一个弥漫的恒星成分（DSC）。应用我们的新算法的宇宙学，流体动力学模拟，我们发现-与以前的研究-这两个组件有明确区分的空间和速度分布以及不同的恒星形成的历史。我们表明，DSC分数-这可以广泛地与观察到的集群内光-不依赖于的星系团的维里质量，是更敏感的集群的形成历史。我们的结论是分离的CD和DSC在模拟中，根据我们的动力学标准，是更多的物理动机比目前的方法，依赖于隐式假设的长度尺度与CD星系，因此代表了一个进步，在理解不同的恒星组成部分内的星系团。我们的研究结果还表明，分析DSC的动力学特性，以表征其性能和了解其起源的重要性。
2010-02-22 astro-ph.CO
Ecology of galaxy stellar populations from optical spectroscopic surveys
现今星系中恒星的年龄和化学成分为恒星的形成过程提供了重要的线索。最新一代的人口合成模型，使低红移星系的大样本的年龄和恒星金属丰度的估计。在回顾了关于年龄和金属丰度分布作为星系质量函数的主要结果之后，我将专注于最近的分析，旨在解开恒星星族属性对环境和星系恒星质量的依赖关系。最后，预测全光谱对[α/Fe]变化的响应的新模型将使我们能够获得元素丰度比的准确估计，并更深入地了解恒星形成停止的时间尺度。
2009-10-12 astro-ph.CO
Shaping the galaxy stellar mass function with supernova- and AGN-driven winds
在宇宙的代表性区域的星系形成的宇宙流体动力学模拟通常需要诉诸次分辨率模型遵循的一些反馈过程至关重要的星系形成。在这里，我们表明，一个能量驱动的外流模型，其中风速降低，风质量负载增加，在低质量星系，如观察所建议的，可以产生一个很好的匹配所观察到的星系恒星质量函数的低质量端。高质量端可以同时恢复，如果反馈的活动星系核（AGN）和扩散恒星光的修正可能错过的观测。同时，我们的模型与恒星质量函数在红移z=1和z=2，并与观测到的宇宙恒星形成率密度的红移演化是很好的协议。此外，它还精确地再现了观测到的气体与恒星质量的比率以及星系的特定恒星形成率作为恒星质量的函数。这一协议与一组不同的数据标志着重大进展的流体动力学模型的形成一个代表性的星系人口。它还表明，真正的星系风中的质量通量应该朝着低质量星系强烈增加。如果没有这个假设，在我们的模型中，在星系光度函数的暗端产生过多的星系似乎是不可避免的。
2012-05-11 astro-ph.CO
The stellar population and metallicity distribution of the Sombrero galaxy
哈勃太空望远镜对椭圆星系的恒星星族的解析研究表明，星系是由稳定的气体吸积形成的，气体一直在形成恒星，并在化学上演变成金属丰度分布，在已分析的最大质量物体中，金属丰度分布与太阳成分一样高，而在低质量椭圆星系中则要低得多。在本文中，我们首次研究了一个早期类型的旋涡星系，大质量盘星系，草帽星系，NGC4594的恒星含量。我们考虑是否金属丰度分布函数在观察到的领域匹配的一些光度的椭圆星系，以及这些数据意味着吸积和富集模型，可以拟合的金属丰度分布函数。NGC 4594的光度与椭圆星系NGC 5128相似。我们正在探测的区域是星系凸起和晕的结合。
2010-08-17 astro-ph.CO
The 6dF Galaxy Survey: Dependence of halo occupation on stellar mass
在本文中，我们研究的恒星质量依赖的星系团在6dF星系巡天。与其他星系调查中使用的光学波段相比，6dFGS的近红外选择允许更可靠的恒星质量估计。利用Halo Occupation Distribution（HOD）模型，通过测量投影关联函数$w_p(r_p)$，研究了暗物质晕质量和卫星质量分数随恒星质量的变化趋势。我们发现典型晕质量（$M_1$）和卫星幂律指数（$α$）随恒星质量的增加而增加。这表明，（1）具有较高恒星质量的星系位于更多质量的暗物质晕中，（2）与低恒星质量星系所占据的晕相比，这些质量更大的暗物质晕随着质量的增加而更快地积累卫星。此外，我们发现$M_1$和最小暗物质晕质量（$M_{\rm min}$）的$M_1 \approx 22\,M_{\rm min}$之间的关系，与SDSS星系类似的发现。6dFGS星系的卫星部分随着恒星质量的增加而下降，从$M_{\rm stellar} = 2.6\times10^{10}h^{-2}\,M_{\odot}$的21%下降到$M_{\rm stellar} = 5.4\times10^{10}h^{-2}\,M_{\odot}$的12%，表明高恒星质量星系更可能是中心星系。我们比较我们的结果来自千年模拟两个不同的半解析模型，发现一些分歧。我们的研究结果可用于放置新的约束条件的半解析模型在未来，特别是发光的红色卫星的行为。最后，我…
2012-12-14 astro-ph.CO
How the Galaxy Stellar Spins Acquire a Peculiar Tidal Connection?
我们探讨如何获得一个特殊的倾向，银河系恒星自旋与当地潮汐场的主主轴对齐，相反，他们的DM同行往往是垂直于他们，无论他们的质量。通过分析$z\le 1$的IllustrisTNG 300流体动力学模拟的晕和亚晕星表，我们确定了星系恒星和DM自旋之间的对准角$\cosα$的余弦。创建四个$\cosα$选定的样本的星系，然后控制它们共享相同的密度和质量分布，我们确定的平均强度之间的校准的星系恒星自旋和潮汐张量主轴超过每个样本。结果表明，在$z\le 0.5$处，星系恒星自旋方向偏离DM对应方向越严重，奇异潮汐排列越强。以星系系综平均的中心黑洞恒星质量比，特定的恒星形成率，形成时代，恒星总质量比，速度色散，平均金属丰度，和宇宙网各向异性的程度在每个样本，我们还发现，所有这些属性表现出强相关或反相关与$\cosα$。我们的结果表明，星系恒星自旋的潮汐排列可能是由某些重子过程的各向异性引起的，这些重子过程负责在$z<1$沿潮汐主方向从星系中释放恒星物质。
2022-01-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Galaxy Stellar Mass Function and Low Surface Brightness Galaxies from Core-Collapse Supernovae
我们介绍了一种方法，通过选择恒星形成的星系通过核心坍缩超新星（CCSNe）的位置，表面亮度和恒星质量的星系样本无偏。同时匹配$\sim$ 2400超新星从SDSS-II超新星巡天到他们的宿主星系使用IAC条纹82遗产coadded成像，我们发现$\sim$ 150以前未被识别的低表面亮度星系（LSBG）。使用一个子样本的$\sim$ 900 CCSNe，我们推断CCSN率和恒星形成率密度作为星系恒星质量的函数，以及恒星形成星系恒星质量函数。由此产生的恒星形成星系的数量密度的增加遵循幂律下降到我们的低质量极限$\sim10^{6.4}$ M $_{\odot}$由一个单一的Schechter函数与一个弱端斜率$α= -1.41$。数密度与调用$Λ$ -CDM宇宙学的EAGLE模拟结果一致。克服表面亮度和恒星质量的偏差是重要的子结构问题的评估。为了估计星系的恒星质量，一个新的代码计算星系光度红移，zMedIC，也被提出，并显示是特别有用的小样本的星系。
2019-01-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
A physical model for the 0 < z < 8 redshift evolution of the galaxy UV luminosity and stellar mass functions
我们提出了一个模型来理解的红移演化的紫外光度和恒星质量函数的莱曼Break星系。我们的方法是基于这样一个假设，即星系的光度和恒星质量与其暗物质晕组装和气体坍缩率有关。具体来说，星系经历了恒星形成的爆发在晕组装时间，其次是一个恒定的恒星形成率，代表一个长期的恒星形成活动的稳定的气体吸积。稳定的气体吸积形成的恒星是在所有红移的星系紫外光度的主要贡献。通过丰度匹配在$z=4$上建立星系光度与晕质量的关系，对模型进行了校准。经过光度校准后，模型自然地拟合了$z=4$恒星质量函数，并正确地预测了光度和恒星质量函数从$z=0$到$z=8$的演化。虽然恒星形成效率和反馈的细节隐藏在我们校准的光度与晕质量的关系中，但我们的研究强调，宇宙时间内星系演化的主要驱动力是暗物质晕的积累，而不需要调用红移依赖的气体转化为恒星的效率。
2013-05-02 astro-ph.CO
The stellar populations of the AGN/Starburst galaxy NGC7582
NGC 7582被定义为星暴/活动星系核星系，因为它的光学和X射线光谱显示了这两种特征。在这项工作中，我们展示了一个恒星星族建模与双子座南望远镜的数据立方体的结果。我们发现，视场中$\sim$ 90%的光是由年龄不到10亿年的恒星发出的。一次强烈的爆发发生在大约$\sim$ 600万年前，其金属丰度接近太阳。我们还发现了一个沃尔夫-拉叶星系团。
2010-01-28 astro-ph.CO
How well can we really estimate the stellar masses of galaxies from broadband photometry?
星系的估计恒星质量被广泛用于描述星系人口如何在宇宙时间内演化。如果恒星质量可以在一个强大的方式估计，没有任何偏见，全球诊断，如恒星质量函数可以用来约束物理的星系形成。我们探讨如何星系恒星质量，估计拟合宽带光谱能量分布（SED）与恒星星族模型，可以作为一个普遍采用的假设的结果，恒星形成和化学富集的历史，回收分数和尘埃衰减曲线的星系。我们应用观测技术的宽带SED拟合模型星系SED计算的理论星系形成模型GALFORM，隔离这些假设的影响。我们发现，平均在整个星系人口，指数下降的恒星形成历史的共同假设并没有不利影响恒星质量的估计。我们发现，固定的金属丰度在SED拟合或使用稀疏采样的金属丰度网格可以引入恒星质量估计的质量依赖的系统学。我们发现，一个统一的前景尘埃屏幕对应的星尘几何形状的共同假设可以导致尘埃模型星系的恒星质量被显着低估。最后，我们发现，通过应用SED拟合模型星系在高红移恢复恒星质量函数可以显着不同的形状和归一化的固有质量函数预测的给定模型。鉴于这些差异，我们的方法使用恒星质量估计模型星系SED提供了一个新的，自洽的方式来比较模型预测与观测。
2013-09-04 astro-ph.CO
The simplest model of galaxy formation I: A formation history model of galaxy stellar mass growth
我们引入一个简单的模型，自洽地连接星系的生长，其主机暗物质晕的形成历史。我们的模型由两个简单的函数定义：“重子生长函数”，它控制着新的重子物质可用于恒星形成的速率;“物理函数”，它控制着这种物质转化为恒星的效率。使用简单的，唯象动机的形式只依赖于一个单一的晕属性的功能，我们证明了该模型的能力，再现z = 0的红色和蓝色恒星质量的功能。此外，通过增加红移作为第二个输入变量的物理函数，我们表明，全球恒星质量函数的再现到z = 3的改善。最后，我们讨论了我们的新模型的一般效用，强调其有用性，创造模拟星系样本，有一些关键的优势，比其他技术产生的。
2013-09-04 astro-ph.CO
Characterizing simulated galaxy stellar mass histories
宇宙学的星系形成模拟现在可以产生丰富多样的星系历史集合。这些模拟的星系历史，加在一起，为“星系是如何形成的”这个问题提供了答案。“用于构建它们的模型。我们这样的星系历史合奏的特点，了解他们的属性，并确定一个给定的星系形成模型或不同的星系形成模型和模拟之间的历史比较点。我们主要集中在恒星质量历史的星系具有相同的最终恒星质量，为6个最终恒星质量值和三个不同的模拟星系形成模型（半解析模型建立在暗物质千年模拟和两个模型从流体动力学OverWhelmingly大模拟项目）。使用主成分分析（PCA）的平均恒星质量的历史，我们发现，一个波动占主导地位的所有集的历史，我们认为，虽然它的形状和贡献可以在样本之间变化。我们将PCA表征与几个$z=0$星系属性（与调查观测值连接），并将其与其他一些星系历史属性进行比较。然后，我们探索分离星系恒星质量的历史到类，使用最大的PCA贡献，k均值聚类，和简单的高斯混合模型。对于三组分模型，这些不同的方法往往给出相似的结果。这些历史分类方法提供了一个简洁和快速的方式来表征变化的全部合奏的历史模拟人口的物理假设是不同的，比较不同的模拟人口的历史彼此，并评估模拟历史的关系，固定时间的观察。
2014-11-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
The stellar mass function and efficiency of galaxy formation with a varying initial mass function
最近的几项观测研究得出结论，恒星的初始质量函数（IMF）随着星系的性质（如速度色散）而系统地变化。在本文中，我们调查的影响，连接星系的圆周速度，确定从基本平面和塔利-费舍尔关系，国际货币基金组织的斜率与参数化的指导下，这些研究。对于每一个经验关系，我们产生的恒星质量约600，000 SDSS星系在z ~ 0.1，通过拟合的光学光度学的大套房的合成恒星星族，采样的星系参数的全部范围。我们生成恒星质量函数，并使用子晕丰度匹配检查恒星晕质量关系。在质量端，恒星质量函数变成幂律，而不是熟悉的指数下降。因此，这些模型的一个普遍特征是，中央星系恒星与晕的质量关系在高质量时（斜率~ -0.3至-0.4）比在通用IMF的情况下（斜率~ -0.6）要平坦得多。我们发现，无论IMF是否在所有星系或只是早期类型的系统变化，仍然有一个明确的峰值在中央恒星晕质量比在晕质量~ 10 E12太阳质量。一般来说，如果假设对圆速度的依赖适用于所有星系，包括晚型星系，那么这里探索的IMF变化会导致显著更高的积分恒星密度;事实上，可以排除更极端的情况，因为它们意味着恒星分数超过普适重子分数的非物理情况。
2013-12-13 astro-ph.CO
Revealing velocity dispersion as the best indicator of a galaxy's color, compared to stellar mass, surface mass density or morphology
使用附近星系的数据从斯隆数字巡天，我们调查是否恒星质量，中心速度色散，表面质量密度，或Sersic n参数是最好的相关性与星系的静止坐标系的颜色。具体来说，我们确定如何平均颜色的星系变化时，另一个参数是固定的。当恒星质量固定时，我们看到，所有其他参数都保持着强趋势，而当表面质量密度、n或速度色散固定时，剩余趋势较弱。整体速度色散是星系典型颜色的最佳指标，当其他三个参数中的任何一个固定时，显示出最大的剩余颜色依赖性，恒星质量最差。其他研究表明，晕和黑洞的性质与速度色散的相关性比与恒星质量、表面质量密度或Sersic n的相关性更好。因此，我们的研究结果是一致的图片，其中一个星系的恒星形成历史和目前的恒星形成率在一定程度上由当前的属性和组装历史的暗物质晕和/或其中央超大质量黑洞的反馈。
2012-01-24 astro-ph.CO
Confronting predictions of the galaxy stellar mass function with observations at high-redshift
利用一对大宇宙流体动力学模拟{\em MassiveBlack}和{ \em MassiveBlack-II}研究了高红移星系恒星质量函数（$z\ge 5$）的演化.通过结合这些模拟，我们可以研究恒星质量大于$10^{8}\,{\rm M_{\odot}}\,h^{-1}$和（共同运动）数密度为$\log_{10}(ϕ\, [{\rm Mpc^{-3}\,dex^{-1}}\,h^{3}])>-8$的星系的性质。观测测定星系的恒星质量函数在非常高的红移通常假设之间的关系，观察到的紫外光度和恒星的质光比，适用于高红移样本，以估计恒星质量。这种关系也可以从模拟中测量。我们这样做，发现与通常的观测假设有两个显著的不同：它随着红移强烈地演化，并且具有不同的形状。利用这种关系，使星系恒星质量函数之间的一致比较，我们发现，在$z=6$和以上的模拟预测是在整个质量范围内的观测数据很好的协议。如果不使用正确的紫外线光度和恒星质光比，对于大星系$>10^{10}\,{\rm M_{\odot}}\,h^{-1}$，差异将达到两个数量级。然而，在$z=5$，低质量$<10^{9}\,{\rm M_{\odot}}\,h^{-1}$星系的恒星质量函数被高估了几个因素，与紫外光度函数的行为一致，也许是一个迹象，在模拟中的反馈是不够有效的，这些星系。
2013-01-12 astro-ph.CO
The Structures of Distant Galaxies V: The Evolution of Galaxy Structure in Stellar Mass at z < 1
星系结构和形态几乎总是使用来自恒星的光来研究，然而理想情况下，人们对使用恒星质量分布测量结构感兴趣。恒星质量不仅可以追踪物质的基本分布，还可以最大限度地减少恒星形成和尘埃对星系外观和结构的影响。本文研究了GOODS场中z<1的星系的质量分布和结构。我们使用逐像素K-校正来构造560个已知形态的星系的恒星质量和质光比图，星等为z_{850} <24。我们使用这些恒星质量图，以及ACS BViz波段成像测量结构和尺寸参数。这包括研究结构CAS-Gini- M_{20}参数和每个星系的半光半径。我们比较结构参数和半光半径的ACS z_{850}带和恒星质量图，发现没有系统的偏差引入测量星系大小的z_{850}。此外，我们还研究了ACS BViz带的结构参数与恒星质量图之间的关系，并将我们的结果与以前的形态学研究进行了比较。恒星质量中各种参数的组合通常揭示出早期和晚期形态之间的清晰分离，但不能轻易区分恒星形成和动态扰动系统。我们还发现，虽然椭圆和早期型的螺旋有相当恒定的CAS值在z<1，我们发现一种趋势，晚型螺旋和特殊的形态类型，有一个较高的A（M_{*}）在较高的红移。我们认为，这一点，以及在恒星质量图中出现螺旋状的大部分特殊物质，可能是在z<1的某些晚型盘中形成活跃的凸起或存在轻微合并事件的证据。
2012-06-17 astro-ph.CO
Feedback and the Formation of Dwarf Galaxy Stellar Halos
恒星星族研究表明，在所有环境中的低质量星系都表现出比星系主体更古老和更球形分布的恒星晕。在某些情况下，有一个显着的中间年龄的组成部分，延伸到年轻的磁盘。我们研究了一套光滑粒子流体动力学（SPH）模拟，发现提高早期恒星形成活动与超新星反馈相结合，可以产生一个扩展的恒星分布，类似于这些晕的模型星系范围从$v_{200}$ = 15公里秒$^{-1}$到35公里秒$^{-1}$，而不需要吸积的subhalos。
2009-02-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
New constraints on the evolution of the stellar-to-dark matter connection: a combined analysis of galaxy-galaxy lensing, clustering, and stellar mass functions from z=0.2 to z=1
利用COSMOS巡天的数据，我们首次对星系-星系弱透镜效应、星系空间聚类和星系数密度进行了联合分析。仔细考虑样本方差和恒星和晕质量之间的散射，我们同时使用一个新的和自洽的理论框架模型的所有三个观测。我们的结果提供了强有力的约束的形状和红移演化的恒星晕质量关系（SHMR）从z=0.2到z=1。在低恒星质量下，我们发现晕质量的标度为Mh M*^0.46，并且这种标度并不随红移到z=1而显著地演化。我们发现，暗物质与恒星的比率Mh/M* 从低质量到高质量都有变化，在M*= 4.5 × 10^10 Msun和Mh= 1.2 × 10^12 Msun时，Mh/M*~27达到最小值。这个最小值对于星系形成的模型很重要，因为它标志着中央星系累积的恒星生长最有效的质量。我们描述的SHMR在这个最小的“枢轴恒星质量”，M*piv，“枢轴晕质量”，Mhpiv，和“枢轴比”，（Mh/M*）piv。由于对单个数据集进行了同质分析，我们首次发现了Mhpiv和M*piv的大规模缩小趋势。主恒星的质量从z=0.88时的M*piv=5.75+-0.13x10^10 Msun减小到z=0.37时的M*piv=3.55+-0.17x10^10 Msun。然而，有趣的是，Mhpiv的相应演化使枢轴比保持不变，红移为（Mh/M*）piv~27。我们使用简单的参数来说明这一结果如何提高了恒星形成淬灭可能最终取决于Mh/M*…
2011-04-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The DEEP2 Galaxy Redshift Survey: Clustering Dependence on Galaxy Stellar Mass and Star Formation Rate at z~1
我们提出了在z~1的DEEP 2星系团的测量作为恒星质量，恒星形成率（SFR），和特定的SFR（sSFR）的函数。我们发现，在1-10 h^-1 Mpc尺度上，恒星质量与成团振幅之间存在很强的正相关关系，其中蓝色星系的成团振幅为9.5 < log（M_*/M_sun）< 11，而红色静止星系的成团振幅为10.5 < log（M_*/M_sun）< 11.5，两者之间不存在相关关系。使用最近重新校准的DEEP 2 SFR，我们发现在z~1的蓝色星系群中，成团幅度随着SFR的增加和sSFR的减小而强烈增加。对于红星系，成团幅度与SFR或sSFR之间没有显着的相关性。具有高SFR或低sSFR的蓝色星系与红色星系一样在大尺度上聚集。我们发现，与SFR观察到的成团趋势可以解释大部分，但不完全，恒星质量和成团幅度之间的相关性的蓝色星系。我们还表明，在恒星形成的“主序星”以上的星系比主序以下的星系聚集，在一个给定的恒星质量。这些结果是不一致的高sSFR人口占主导地位的主要合并。我们还测量了小尺度（< 0.3 h^-1 Mpc）下样本的成团幅度，发现对于高恒星质量的红星系、高SFR的蓝星系以及高sSFR的红蓝星系，相对于最佳拟合的大尺度幂律，成团信号增强。具有高sSFR的星系的小尺度聚集的增加可能与相互作用星系中触发的恒星形成有关。这些测量结果对星系演化和晕在z~1处的占据分布模型提供了强有力的约…
2013-02-25 astro-ph.CO
Dating the formation of the counter-rotating stellar disc in the spiral galaxy NGC 5719 by disentangling its stellar populations
我们提出的结果的VLT/VIMOS积分场光谱观测的内部28“x28”（3.1 kpc x 3.1 kpc）的相互作用的螺旋NGC 5719，这是已知的主机两个同空间反向旋转的恒星盘。在视场中的每个位置，观测到的星系光谱被分解为两个恒星和一个电离气体成分的光谱的贡献。我们测量的运动学和线强度的两个恒星反旋转组件的舔指数。我们用单个恒星星族模型对每个恒星组分的数据进行建模，该模型解释了α/Fe过剩。我们还推导出电离气体盘的分布和运动学，这是与年轻的，不太丰富的金属，更多的α增强，和发光恒星组件。它们都相对于银河系的主要恒星体反向旋转。这些发现证明了气体首先被NGC 5719吸积到逆行轨道上的情况，这是由于它与伴星NGC 5713相互作用的结果，并随后为反旋转恒星盘的原位形成提供了燃料。
2011-01-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
A quantitative demonstration that stellar feedback locally regulates galaxy growth
我们应用恒星星族合成到用MUSE摄谱仪观测的102个星系盘样本中的500 pc大小的区域。我们推导出恒星形成的历史，并具体分析了“最近”（$20\rm{Myr}$）和“过去”（$570\rm{Myr}$）的年龄箱。使用恒星形成自调节器模型，我们可以得到当地的质量加载因子，$η$的特定区域，并发现这个因素取决于当地的恒星质量表面密度，$Σ_*$，在协议的预测从流体动力学模拟，包括超新星反馈。我们整合本地$η$ - $Σ_*$关系使用恒星质量表面密度分布从斯皮策巡天恒星结构在银河系（S4 G）导出全球质量加载因子，$η_{\rm{G}}$，作为恒星质量的函数，$M_*$。发现的$η_{\rm{G}}$ - $M_*$关系与流体动力学宇宙学放大星系模拟非常吻合。这里开发的方法提供了一种强大的方法来测试恒星反馈的不同实现，以检查它们的预测有多现实。
2020-09-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Direct detection of galaxy stellar halos : NGC 3957 as a test case
我们提出了一个直接检测的S 0星系NGC 3957的边缘上的恒星晕，使用超深VLT/VIMOS V和R图像。这是通过基于红外技术的天空相减策略来实现的。这些观测使我们能够达到前所未有的高信噪比高达15千秒差距远离星系中心，使光子噪声可以忽略不计。1西格玛的检测限为R = 30.6 mag/arcsec^2，V = 31.4 mag/arcsec^2。我们进行了彻底的分析可能影响数据的系统误差的可能来源：平场，CCD响应的差异，天空背景的缩放，扩展光晕本身，和PSF机翼。我们得出的结论是，V-R色的NGC 3957晕，计算5和8千秒差距以上的盘平面的系统误差是适度的，是一致的老的，优先贫金属的正常恒星星族，就像在附近的星系晕，从他们的解决恒星内容的研究揭示。我们没有发现支持的极端红色的颜色在早期的研究中发现的扩散晕发射，我们认为这可能是由于残留的系统误差。
2010-02-03 astro-ph.CO
Constraining Satellite Galaxy Stellar Mass Loss and Predicting Intrahalo Light I: Framework and Results at Low Redshift
我们介绍了一种新的技术，使用星系团限制卫星星系如何失去恒星质量，并有助于扩散的“内晕光”（IHL）。我们实现了两个模型，将卫星星系恒星质量损失与晕下暗物质质量损失的详细知识联系起来。模型1假设星系的恒星质量损失分数与其次晕中暗物质质量损失分数成正比。模型2解释了恒星质量损失的时间延迟，因为星系位于深晕的势阱中，在星系受到影响之前可能会经历一段时间的暗物质质量损失。我们使用这些模型来预测人口的星系的恒星质量，并使用丰度匹配来预测从斯隆数字巡天的几个r-波段光度阈值样本的聚类。假设没有恒星质量损失的绝对匹配（类似于晕下坠落时的丰度匹配）高估了小尺度（<~ 1 Mpc）的关联函数，而允许太多的恒星质量损失会导致低估。因此，对于每个样本，我们能够限制所需的恒星质量损失量，以匹配观察到的聚类。我们发现，不太明亮的卫星星系经历更有效的恒星质量损失比发光的卫星。从这些模型中，我们可以推断出沉积在IHL中的恒星质量的数量。我们发现，我们的模型预测的平均量的国际人道主义法作为晕质量的函数是一致的，与目前的观测测量。然而，我们的两个模型预测了不同数量的分散在国际人道主义法从晕到晕，与模型2被青睐的观测。这表明，与国际人道主义法测量的比较提供了我们的恒星质量损失模型的独立验证。（节录）
2013-06-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing the galaxy-halo connection in UltraVISTA to $z\sim2$
我们利用UltraVISTA-DR 1近红外巡天中的100级精度测光红移来研究星系恒星质量和它们与$z\sim2$的暗物质晕之间的变化关系。我们实现这一点，通过测量的聚类特性和丰度的一系列体积有限的星系样本选择恒星质量和恒星形成活动。我们解释这些结果的框架中的现象学晕模型和数值模拟。我们的测量跨越了一个独特的大范围的恒星质量和红移，并达到以下的特征恒星质量$z\sim2$。我们的结果是：1.在一定的红移和标度下，成团幅度单调依赖于样本恒星的质量阈值; 2.在固定的角标度下，投影成团幅度随红移的增加而减小，但同动关联长度保持不变;特征晕质量和星系偏差随样本中位恒星质量的增加而增加;这些关系的斜率在低质量晕中被修改; 5.关于被动星系的人口，特征晕质量是一致的一个简单的不太丰富的版本的完整的星系样本，但在较低的红移被动人口的卫星星系的比例是非常不同的完整的星系样本; 6。最后，我们发现，在每个红移箱的特征晕质量和恒星质量的中位数之间的比例达到一个峰值在${\log(M_h/M_\odot)}\sim12.2$和这个峰值的位置保持恒定的$z\sim2$。充分和被动演变的星系样本的行为可以定性地理解，通过考虑我们的调查所探测的红移范围内的特征恒星质量的缓慢演变。
2014-11-18 astro-ph.CO
Dwarfs Gobbling Dwarfs: A Stellar Tidal Stream Around NGC 4449 and Hierarchical Galaxy Formation on Small Scales
Karachentsev等人先前在附近的矮星暴星系NGC 4449的晕中报告了一个候选扩散恒星子结构。我们使用来自黑鸟0.5米望远镜的深积分光图像和来自8米斯巴鲁望远镜的高分辨率宽视场图像的独特组合来绘制和分析这一特征，这些图像将星云体分解为一系列红巨星分支星，确认它与NGC 4449的物理联系这股流的性质意味着一个巨大的矮球状祖先，在完全破裂后将沉积大量的恒星质量，与主星系现有的恒星晕相当。两个星系之间的亮度或恒星质量之比约为1：50，而间接测量的动态质量比（包括暗物质）可能约为1：10-1：5。因此，这个系统可能代表了一个“隐形”的合并，其中一个卫星星系几乎无法通过常规手段检测到，但对它的宿主星系有很大的动力学影响。这一独特的发现也表明，卫星吸积可以在建立低质量星系的恒星晕方面发挥重要作用，并可能引发它们的恒星爆发。
2012-01-31 astro-ph.CO
Young Stellar Populations in the Collisional Ring Galaxy NGC 922
利用HST/WFPC 2光度学和星族合成模型研究了碰撞环星系NGC 922中的星团星族特性。我们发现，69%的检测到的集群是年轻的700万年前，他们中的大多数位于环或沿酒吧，与强大的H α发射一致。图像还显示了指向同伴的潮汐羽流。它的恒星年龄与先前存在的恒星一致，这些恒星可能在伴星通过时被剥离。我们比较了在NGC 922中观察到的恒星形成复合体与来自GOODS场的遥远环星系的恒星形成复合体。它们的质量和大小非常相似，说明它们的起源相似。最后，我们发现了模糊聚类的优秀候选祖先。
2009-09-30 astro-ph.CO
A new methodology to test galaxy formation models using the dependence of clustering on stellar mass
我们提出的两点关联函数的星系团作为恒星质量的函数，计算使用两个新版本的GALFORM半解析星系形成模型的预测。这些模型使用了WMAP7宇宙学中的高分辨率、大体积N体模拟。一个模型使用一个通用的恒星初始质量函数（IMF），而另一个模型则假设静止恒星形成和爆发的IMF不同。特别考虑到所需的假设来估计所观察到的星系的恒星质量（如IMF的选择，恒星星族合成模型和尘埃消光）如何影响感知依赖的星系团对恒星质量。宽带光谱能量分布拟合进行估计恒星质量的模型星系在相同的方式在观测研究。我们显示出清晰的聚类信号之间的差异使用真实的和估计的模型恒星质量。因此，我们强调了应用我们的方法来比较理论模型和观测结果的重要性。我们介绍了另一种方案的合并时间尺度的计算GALFORM卫星星系，它考虑到了暗物质subhalo信息的模拟。这降低了小规模集群的幅度。新的合并方案在红移范围0 < z < 0.7内提供了与观测聚类测量的改进或类似的一致性。我们发现合理的协议与集群测量从GAMA，但发现较大的差异，一些恒星的质量范围和分离尺度相对于测量从SDSS和VIPERS，根据所使用的GALFORM模型。
2015-06-10 astro-ph.CO
The importance of the local density in shaping the galaxy stellar mass functions
利用四个不同的调查-帕多瓦千年星系和集团目录（PM2 GC），宽场近星系团调查（WINGS），IMACS集群建设调查（ICBS）和ESO遥远的集群调查（EDisCS）的能力-我们分析了星系恒星质量分布作为质量有限样本中局部密度的函数，从低（z>0.04）到高（z<0.8）红移。我们发现，在所有的红移和在所有的环境中，局部密度在塑造质量分布的作用。在磁场中，它在质量极限以上的任何质量下调节质量函数的形状。在星系团中，它似乎只在低质量时才重要（WINGS中log M_ast/M_sun <10.1，EDisCS中log M_ast/M_sun < 10.4），否则它似乎不影响质量分布。将我们的结果与Calvi等人和Vulcani等人的结果放在一起，我们认为，至少在$z\leq 0.8$局部密度在确定星系恒星质量分布方面比全球环境更重要，这表明星系性质并不依赖于晕质量，但确实依赖于局部尺度过程。
2011-11-03 astro-ph.CO
Removing biases in resolved stellar mass-maps of galaxy disks through successive Bayesian marginalization
星系的恒星质量通常是通过将恒星星族合成模型拟合到星系光度学或光谱中来获得的。最先进的方法解析星系内的空间结构，以评估恒星的总质量含量。与未解决的研究相比，解决的方法平均产生更高比例的星系恒星质量。在这项工作中，我们改进了目前的方法，以减轻偏差有关的解决空间分布的质量。这种偏差表现在明显的惯性质量分布，以及质量结构和旋臂附近尘埃带之间的空间重合。改进的方法是基于迭代贝叶斯边缘化，通过一个新的算法，我们命名为贝叶斯连续先验（BSP）。我们已经将BSP应用于M 51和俄亥俄州立大学明亮螺旋星系巡天的90个螺旋星系的试点样本。通过定量比较两种方法，我们发现，未解决的研究错过的恒星质量的平均分数只有一半比以前认为的。与以前的方法相比，输出的BSP质量图与近红外图像有更好的相似性。
2016-12-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Relative distribution of dark matter and stellar mass in three massive galaxy clusters
这项工作的观测地址的相对分布的总的和光学发光的物质在星系团通过计算的径向轮廓的恒星总质量比。我们采用国家的最先进的精确的透镜质量的质量径向分布的假设，我们使用非常深的宽视场光学图像，以区分恒星质量的恒星形成，正确计算质量低的星系，红色序列以外的质量，并允许从星系的贡献低质量是集群中心依赖。我们特别关注通常被低估的问题和贡献，但这些问题和贡献是不确定性的主要来源，我们提出了一种方法，使我们能够解释所有这些问题和贡献。在这里，我们提出了三个非常大的集群在$z\sim0.45$，MACSJ 1206.2 -0847，MACSJ 0329.6 -0211，和RXJ 1347.5 -1145的结果。我们发现，恒星质量和总物质分布密切的尺度从约150千秒差距至2.5百万秒差距：恒星总质量比是径向常数。我们发现，特征质量保持不变的集群中心半径和集群，但质量较小的星系质量函数的一端是依赖于环境。
2015-01-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
The growth and assembly of a massive galaxy at z ~ 2
我们研究的蜘蛛网星系（MRC 1138-262），一个大规模的z = 2.2的射电星系的原星团和一个最明亮的星系团的可能祖先的恒星质量大会。通过拟合恒星星族模型来确定附近的原星系团星系，并确定它们的性质。我们发现，在150千秒差距的射电星系的恒星质量集中在射电星系，但大多数的尘埃未校正，瞬时恒星形成发生在周围的低质量卫星星系。我们预测，在射电星系150千秒差距内的大多数星系将在z = 0时与中央射电星系合并，使其恒星质量增加约2倍。然而，第一次合并需要几百万年才能发生，到那时，巨大的恒星形成率可能已经耗尽了卫星星系中的气体储备。卫星星系的潮汐半径很小，这表明恒星和气体被剥离并沉积在距离中央射电星系数十kpc的地方。这些被剥离的恒星可能会成为星团内的恒星，或者在射电星系周围形成一个扩展的恒星晕，就像在星团核心的cD星系周围观察到的那样。
2009-01-22 astro-ph.CO
The Vimos VLT Deep Survey: Stellar mass segregation and large-scale galaxy environment in the redshift range 0.2<z<1.4
星系形成的分级模型预测，暗物质晕的性质取决于晕周围的大尺度环境。由于这种相关性，我们预计大规模的晕是目前在更大的数量在过密的地区比在欠密的。假设星系的恒星质量与宿主暗物质晕质量之间存在相关性，那么暗物质晕质量的分离应该会导致星系人口中恒星质量分布的分离。在这项工作中，我们研究的星系恒星质量和静止坐标系的光学颜色的分布作为一个功能的大规模星系分布使用VLT VIMOS深调查样本，以验证存在的隔离的性质的星系人口。我们使用VVDS的红移测量和多波段测光数据来获得恒星质量，静止坐标系光学颜色和大尺度星系密度的估计，在大约8 Mpc的尺度上，对于5619个星系的样本，在红移范围0.2<z<1.4。我们观察到一个显着的质量和光学颜色分离在整个红移区间所涵盖的我们的样本，这样的质量分布的中值较大，其余帧的光学颜色是红色的高星系密度的地区。质量分离的幅度随红移的变化很小，至少在我们可以在0.2<z<1.4的红移区间内均匀采样的高恒星质量区域是如此。相反，对于z>0.7，颜色分离显著降低。然而，当我们只考虑在狭窄的恒星质量箱的星系，为了排除恒星质量分离对星系性质的影响，我们没有观察到任何更多的显着的颜色分离。
2009-03-02 astro-ph.CO
The Incomplete Conditional Stellar Mass Function: Unveiling the Stellar Mass Functions of Galaxies at 0.1 < Z < 0.8 from BOSS Observations
我们提出了一种新的方法来约束失踪的分数的星系星系使用星系聚类测量星系条件恒星质量函数（CSMF）的框架，这是适用于调查遭受显着的样本选择效应。星系团测量对星系的随机抽样（缺失分数）不敏感，被广泛用于约束星晕质量关系（SHMR）。通过在CSMF模型中引入一个缺失部分（不完全性）分量，我们利用不完全恒星质量函数和星系团同时约束缺失部分和SHMR.基于模拟星系表和几个典型的缺失部分模型的测试表明，该方法可以准确地恢复缺失部分和星系SHMR，从而为我们提供了可靠的星系恒星质量函数的测量。然后我们将它应用于红移范围为0.1<z<0.8的$M_*>10^{11}M_\odot$星系的重子振荡光谱巡天（BOSS）。我们发现，在z<0.6时，BOSS的样本完整性超过80%，但在较高的红移时下降到约30%。在考虑了这些完整性因素后，我们在这一最大的星系红移巡天中提供了红移范围为0.1<z<0.8的具有$10^{11}M_\odot<M_*<10^{12}M_\odot$的星系以及SHMR的恒星质量函数的精确测量。
2018-05-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar Populations in the Barred Spiral Galaxy NGC 4900
我们目前的OASIS观测在加拿大-法国-夏威夷望远镜的SB（RS）C星系NGC 4900。在4700-5500 AA和6270- 7000 AA波长范围内收集了大约800个光谱，空间分辨率为~50 pc。这个星系是研究星系中心区域恒星星族及其历史的样本的一部分。在本文中，我们提出了我们的迭代技术开发一致地描述不同的恒星成分看到通过发射和吸收线。在NGC 4900中，我们发现许多年轻的恒星形成爆发沿着星系大尺度棒分布在核的两侧。它们占视场中实际恒星质量的近40%。这些爆发的年龄范围从550万年到800万年，金属丰度接近和超过2 Zsun。消光图给出的E（B-V）值从最年轻爆发附近的0.19+/-0.01到垂直于大比例尺的尘埃内部棒中的0.62+/-0.06。Mg 2和Fe I吸收线表明背景恒星星族年龄在1亿年到3亿年之间，平均金属丰度在太阳以下。我们认为，所有这些恒星形成的情节是长期演化的结果。在这种情况下，银河系的大尺度酒吧起着重要的作用，相对于最近的爆发和尘埃核酒吧观察。迭代技术使我们改进了对恒星星族参数的测定，主要是得到了老组分的更老的年龄和更可靠的恒星星族质量，并揭示了星系核的复合/过渡型活动。
2010-03-22 astro-ph.CO
Stellar populations in superclusters of galaxies
利用一个星系超星系团星表来研究超星系团环境对星系种群的影响，考虑亮度大于M $_r<$-21 + 5 $\log$ h的星系。应用经验谱合成技术获得了超星系团星系的恒星星族性质，并将恒星星族参数的代表值归属于每个超星系团。我们发现，更丰富的超星系团呈现出更致密的环境和更古老的恒星星族。超星系团的星族分布在统计上是相似的，表明超星系团的形态对恒星星族没有显著的影响。超星系团内的星系团也进行了检查，以评估超星系团的环境对它们的星系属性的影响。我们的研究结果表明，环境影响星系的属性，但它的影响应该在集团和集群的规模，比超星系团的规模。
2012-10-01 astro-ph.CO
Relationship between 2D and 3D Galaxy Stellar Mass and Correlations with Halo Mass
本文利用模拟星系样本比较二维与三维外围恒星质量作为暗晕质量代理的性能，发现二者表现相近且二维选择无投影偏差，验证了外围恒星质量用于星系团识别的可靠性。
2025-02-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar kinematics using a third integral of motion: method and application on the Andromeda galaxy
我们探讨的可行性描述的结构的多组分轴对称星系的动力学模型的基础上的Jeans方程，同时考虑到第三个积分的运动。我们证明了利用G. Kuzmin，通过沿着某些特征曲线积分方程，可以从Jeans方程计算星系的恒星运动学。在运动的第三积分不能精确描述系统的情况下，导出的运动学只能近似描述星系。我们将我们的方法应用到仙女座星系，其中的质量分布是相对可靠的。我们能够很好地再现观测到的星系的恒星运动学。计算结果表明，M31的速度弥散比$σ_z^2/σ_R^2$随R的增大而减小。远离银道面，$σ_z^2/σ_R^2$保持不变。银道面上的速度色散$σ_θ^2$和$σ_R^2$大致相等。
2016-05-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Stripe 82 Massive Galaxy Project II: Stellar Mass Completeness of Spectroscopic Galaxy Samples from the Baryon Oscillation Spectroscopic Survey
重子振荡光谱巡天（BOSS）在$0.15<z<0.7$收集了超过100万个星系的光谱，体积为15.3 Gpc $^3$（9，376 deg $^2$）-为我们提供了一个研究最大质量星系种群的机会，样本方差为零。然而，BOSS样品是通过复杂的颜色切割选择的，这些颜色切割是为宇宙学研究而优化的，而不是星系科学。在本文中，我们补充BOSS样品的光度红移条纹82大质量星系目录和测量总星系恒星质量函数（SMF）在$z\sim0.3$和$z\sim0.55$。在总SMF的基础上，我们描述了BOSS样品的恒星质量完整性。高红移CMASS（“恒定质量”）样品受到质量不完整性的显著影响，并且仅在窄红移范围$z=[0.51,0.61]$中在$\log_{10}(M_*/M_{\odot}) >11.6$上完成80%。对于$z=[0.15,0.43]$，低红移LOWZ样品在$\log_{10}(M_*/M_{\odot}) >11.6$处完成80%。为了在较低的质量下构建质量完整的样品，光谱样品需要显著地补充光度红移。这项工作将使未来的研究能够更好地利用BOSS样本进行星系形成科学。
2015-07-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Model Independent Reconstruction of Galaxy Stellar Velocity Map
本文提出一种模型无关的星系旋转速度重建方法，在低信噪比下准确率达99%，并应用于MaNGA数据构建速度图，同时开发了计算效率提升25倍的三次平滑技术，为暗物质研究提供无需星系模型假设的工具。
2023-10-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing Galaxy Quenching Theories with Scatter in the Stellar to Halo Mass Relation
我们使用恒星晕质量关系中的散射来约束星系演化模型。如果吸积重子转化成恒星的效率随时间而变化，那么具有相同现今质量但不同形成历史的晕将具有不同的z=0星系恒星质量。这是固定晕质量时恒星质量散射的来源之一，$σ_{\log M\ast}$。对于在z~2处经历恒星形成快速猝灭的大质量晕，触发这种猝灭的不同机制产生不同的$σ_{\log M\ast}$值。我们使用这个框架来测试各种模型，其中淬火开始后，星系越过阈值在以下物理量：红移，晕质量，恒星质量，恒星晕质量比。我们的模型是高度理想化的，随着更多的物理学被包括在内，可能会出现其他散射源。因此，我们的测试是一个模型是否可以产生低于观测范围的散射，为其他来源留下空间。最近的测量发现10^11 Msol星系的$σ_{\log M\ast}=0.16$ dex。在阈值随时间恒定的假设下，如此低的$σ_{\log M\ast}$值排除了所有这些模型，除了由恒星质量阈值引起的猝灭。大多数物理量，如金属丰度，如果与晕形成历史无关，则会增加散射。因此，为了减少给定模型的分散性，星系的性质将与形成历史紧密相关，从而为它们的聚集创造可测试的预测。理解为什么$σ_{\log M\ast}$如此之小可能是理解星系形成物理学的关键。
2016-07-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The galaxy stellar mass function from CCSNe with improved photo-z techniques
在Sedgwick等人（2019）中，我们介绍并利用了一种方法来对抗星系样本选择中的表面亮度和质量偏差，使用核心坍缩超新星（CCSNe）作为指向其宿主星系的指针，以便：（i）搜索低表面亮度星系（LSBG）;（ii）评估给定质量的星系对恒星形成率密度（SFRD）的贡献;以及（iii）由此，使用特定恒星形成（SF）速率的估计来推断SF星系恒星质量函数（GSMF）的形式。一个CCSN选择的SF星系允许探测的形式SFRD和GSMF深入到矮星系质量制度。在目前的工作中，我们给我们的估计的SFRD和恒星形成GSMF的改进约束，在光的改进光度红移估计所需的星系恒星质量的估计。结果是一致的幂律增加SF星系数密度下降到我们的低恒星质量极限$\sim 10^{6.2}$ M $_{\odot}$。没有偏离高质量版本的表面亮度-质量关系被发现在矮质量制度。这些发现意味着星系形成过程至少在$\sim 10^{6.2}$ M $_{\odot}$以下没有截断。
2019-09-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mapping stellar content to dark matter halos - III.Environmental dependence and conformity of galaxy colours
最近的研究表明，星系的猝灭特性在几兆秒差距内是相关的。围绕中心星系的大规模“星系整合”现象被认为是“星系组装偏差”或“预热”的潜在特征，这两种现象都将整合解释为直接环境效应作用于星系形成的结果。基于Zu & Mandelbaum（2015，2016）开发的iHOD晕淬灭框架，我们发现我们的基准晕质量淬灭模型，没有任何星系组装偏差，可以成功地解释SDSS中星系颜色的整体环境依赖性和一致性，分别通过星系颜色的标记关联函数和孤立原色周围的红色星系分数来测量。我们的基准iHOD晕淬灭模拟也正确地预测了更多与更少的红色星系子样本之间的空间聚类和星系透镜信号的差异，在固定的恒星质量下被红色序列脊线分割。与此同时，将星系颜色全部或部分与晕组装偏差联系起来的模型很难同时匹配所有这些观测值。因此，我们证明，所观察到的星系颜色的环境依赖性可以自然地解释为1）晕淬灭和2）晕质量函数随环境的变化-由两个独立的物理过程介导的间接环境效应。
2017-04-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the origin of the stellar halo and multiple stellar populations in the globular cluster NGC 1851
我们认为，所观察到的球状星团（GC）NGC 1851周围的恒星晕是它在其已不复存在的宿主矮星系的中心区域形成的证据。我们数值研究了在强潮汐场作用下嵌入大质量暗物质晕中的有核矮星系的长期动力学演化。矮星系被认为有一个恒星核（或核星团），可能是NGC 1851的祖先。我们发现，虽然暗物质晕和恒星的外壳的主矮星NGC 1851可以几乎完全剥离在其轨道演化过程中围绕银河系，一小部分的恒星在矮星可以保持被困在引力场的核。被剥离的核心可以被观测为没有或几乎没有暗物质的NGC 1851，而核心周围的恒星可以被观测为NGC 1851周围的弥散恒星晕。模拟的恒星晕呈对称分布，密度斜率为~ -2，在距离NGC 1851 ~ 200 pc范围内没有潮汐尾。我们发现，两个GC可以相互合并，形成一个新的核GC嵌入场星由于低恒星速度色散的主机矮。这一结果没有假设的年龄和/或化学丰度的两个合并的GC。因此，观察到的恒星晕和NGC 1851中特有的多个恒星星族表明，NGC 1851最初可能形成于一个古老矮星系的中心区域。
2011-09-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Different regulation of stellar metallicities between star-forming and quiescent galaxies -- Insights into galaxy quenching
本文通过大样本星系分析发现恒星形成星系的金属丰度主要由恒星质量驱动，而宁静星系主要由速度弥散驱动，从而将黑洞反馈、气体饥饿与星系淬灭联系起来。
2024-08-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Host Galaxy Mass Combined with Local Stellar Age Improve Type Ia Supernovae Distances
Ia型超新星（SNe Ia）是一种可测量的蜡烛，但十多年来，人们一直在争论如何正确解释它们与宿主星系属性的相关性。使用贝叶斯分层模型UNITY，我们同时适合的SN Ia光变曲线和主机星系标准化参数的一组103斯隆数字巡天II SNe Ia。我们调查的主机恒星质量的影响，以及本地化（$r<3$ kpc）和主机集成的平均恒星年龄，来自恒星人口合成模型。我们发现，光变曲线形状（$α$）的标准化与主机星系标准化条款（$γ_i$）需要同时拟合。此外，我们发现，这些相关性本身是依赖于宿主星系恒星质量，其中包括在颜色项（$β$）的$0.8 \mathrm{mag}$，只有显着的$1.2σ$由于小样本的转变。我们发现在$3.7σ$水平上的线性宿主质量标准化项，其本身并不能显著提高单个SN Ia距离的精度。然而，一个标准化，使用恒星质量和平均当地恒星年龄被发现是显着的$>3σ$在二维后方空间。此外，标准化后Ia超新星绝对星等的无法解释的离散度从$0.122^{+0.019}_{-0.018}$减小到$0.109\pm0.017$ mag或$\sim10\%$。在使用全球年龄时，我们没有看到类似的改善。这种组合与影响Ia型超新星光度的金属丰度或视线尘埃一致。
2020-12-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Multi-frequency studies of galaxies and groups: I. Environmental effect on galaxy stellar mass and morphology
为了理解环境在星系形成、演化和现今性质中的作用，研究不同环境条件下不同星系群的多频行为是至关重要的。我们将SDSS DR 10星表与GAMA数据Release 2和WISE数据交叉匹配，构建了一个包含1651个星系团和11436个星系的星表，其中包含从紫外（0.152 μm）到中红外（22 μm）的15个不同波段的光度信息。我们使用MAGPHYS程序对星系进行光谱能量分布（SED）拟合，并估算了静止坐标系的光度和恒星质量。我们用1/Vmax方法估计了星系的恒星质量和光度函数，用星系的光度密度场来定义星系的大尺度环境。在低密度和高密度的大尺度环境中，星系群中的中心星系和卫星星系的恒星质量函数是不同的。高密度环境中的卫星星系与低密度环境相比，具有更陡峭的低质量端斜率，与星系形态无关。在低密度环境中的中央星系有一个陡峭的低质量端斜率，但固定的星系形态的差异消失。在高密度环境中，卫星星系的特征恒星质量较高，这种差异只存在于椭圆形星系中。在高密度的大尺度环境中，成组的星系形成更有效。在高密度环境中的星系群有更高丰度的卫星星系，无论卫星星系的形态。椭圆卫星星系通常在高密度环境中质量更大。旋涡卫星星系的恒星质量与大尺度环境无关。
2016-03-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Milky Way simulations: the Galaxy, its stellar halo and its satellites - insights from a hybrid cosmological approach
我们的“家星系”-银河系-是一个相当大的螺旋星系，是本地宇宙中最常见的形态类的原型。虽然它只是一个星系，但它是唯一一个可以被详细研究的星系：对于银河系和本星系群的一些成员，可以获得大量关于其恒星年龄和化学丰度的观测数据。在未来几年里，通过正在进行的和计划中的光谱和天体测量调查，预计将获得更多的信息，为星系形成的现代理论提供一个独特的基准。在这篇评论中，我将总结最近的结果，我们的银河系的形成，它的恒星晕，和它的卫星星系。我将特别关注在星系形成的混合模型框架中获得的结果，并参考本期中基于流体动力学模拟的研究的其他评论。
2012-04-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Merger Effects on the Spin and Shape Alignments of Galaxy Stellar, Cold and Hot Gas, and Dark Matter Components
我们提出了一个数值证据支持的情况下，特殊的校准的星系恒星自旋与本地潮汐张量的主轴线产生的静态演化期间，当星系没有经历最近的合并事件。通过分析IllustrisTNG项目的TNG 300 -1模拟的合并树，我们找到了星系的最新合并时期，$a(z_{m})$，并创建了四个$a(z_{m})$选择的样本，这些样本被控制为共享相同的质量和密度分布。对于每个样本，我们分别确定星系恒星，冷，热气体和暗物质成分的自旋和形状矢量，并计算它们与当地潮汐场的主方向对齐的平均强度以及它们的相互对齐趋势。结果发现，恒星（冷气体）的自旋轴的星系，其最近的合并事件发生在较早的时代更强烈地对齐（弱反对齐）的潮汐场的主要主轴。研究还表明，虽然星系DM自旋的质量相关跃迁与并合事件关系不大，但星系四分量的形态、自旋-形状和形状-剪切排列强度敏感地依赖于$a(z_{m})$ .注意到，恒星组件的星系经历长期的静态演化具有独特的扁圆形状和非常强大的自旋形状的路线，我们建议，本地潮汐场可能会跟踪使用的恒星形状的星系没有签名的合并作为代理的恒星自旋。
2022-08-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Joint galaxy-galaxy lensing and clustering constraints on galaxy formation
我们比较了Henriques等人（2015）慕尼黑星系形成半分析模型（SAM）和IllustrisTNG套件（主要是TNG 300）的公开版本对星系-星系透镜轮廓和聚类的预测，以及KiDS+GAMA和SDSS-DR 7使用四种不同透镜选择函数的观测结果（恒星质量，恒星质量和集团成员，恒星质量和隔离标准，恒星质量和颜色）。我们发现，这个版本的SAM不同意与当前的数据与$M_\ast > 10^{11}\,M_\odot$的恒星质量只透镜。通过减少卫星星系的合并时间以及减少SAM中的射电模式活动星系核吸积效率，我们获得了更好的协议，无论是透镜和集群，在高质量端。我们表明，新模型与Velliscig等人（2017）提出的中央星系信号一致。转到流体动力学模拟，TNG 300产生良好的透镜预测，无论是对恒星质量（$χ^2 = 1.81$相比，$χ^2 = 7.79$的SAM），和本地最亮的星系样本（$χ^2 = 3.80$相比，$χ^2 = 5.01$）。加上尘埃修正的颜色，它匹配的SDSS集群信号以及红色低质量星系。我们发现SAMs和TNG 300都预测了中等质量红星系在$r \approx 0.6\,h^{-1}\,\mathrm{Mpc}$处的$10.2 < \log_{10} M_\ast [ M_\odot ] < 11.2$的$\sim 50\,\%$过度透镜信号，这需要进一步的…
2020-12-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy formation with cold gas accretion and evolving stellar initial mass function
星系-恒星质量函数的演化对检验当前的星系形成模型特别有用。观测数据揭示了与$Λ{\rm CDM}$模型预测的一些不一致之处。例如，大多数大质量星系已经在非常高的红移下被观测到，并且从那时起它们只经历了温和的演化。与此相矛盾的是，星系形成的半解析模型预测高红移的大质量星系数量不足，并且在红移1和0之间快速演化。此外，对于恒星形成星系，恒星形成速率和恒星质量之间存在很强的相关性，这可以用模型粗略地再现，但在高红移下归一化太低。此外，从宇宙恒星形成历史的积分得到的恒星质量密度比测量值高2倍。在本文中，我们研究了这些问题，使用半解析模型，其中包括：1）冷气体吸积在大规模的晕在高红移; 2）恒星质量从卫星星系潮汐剥离;和3）不断变化的恒星初始质量函数（底光）与更高的气体再循环分数。结果表明，1）和2）的组合效应可以在高红移处预测足够大质量的星系，并在低红移处再现星系的温和演化;而1）和3）的组合效应可以在宽的红移范围内再现恒星形成星系的恒星形成速率与恒星质量之间的相关关系。底部轻/顶部重的恒星IMF可以部分解决恒星质量密度和宇宙恒星形成历史之间的矛盾。
2010-03-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Discovery of New Dwarf Galaxy near The Isolated Spiral Galaxy NGC 6503
我们报告了在斯巴鲁扩展紫外（XUV）盘调查期间发现的一个新的矮星系（NGC 6503-d1）。它可能是螺旋星系NGC 6503的伴星。B、V、R、i和H α的解析图像显示出不规则的外观，这是由于明亮的恒星具有潜在的、平滑的和未解析的恒星发射。它被归类为过渡类型（dIrr/dSph）。它的结构性质与本星系群中的矮星相似，V绝对星等~-10.5，半光半径~400 pc，中心表面亮度~25.2。尽管恒星表面的亮度很低，但还是探测到了一个HII区域，虽然它的H α光度很低，这表明在当前的时代没有任何明显的O-星。多个恒星星族的存在由约300颗明亮恒星的色-星等图和矮星的总颜色表示，其总恒星质量的大部分约为4 × 10^6 Msun，属于古老的恒星星族。
2015-04-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Physical Correlations of the Scatter between Galaxy Mass, Stellar Content, and Halo Mass
我们使用宇宙机器来分析中央星系质量，晕中的总恒星质量和暗物质晕质量之间的散射源。我们还提出了一个新的晕质量估计，cen+N质量：中央和N个最大质量的卫星的恒星质量的总和。我们表明，当真正的空间位置是完全已知的，cen+N质量分散的竞争与基于丰富度的估计。然而，在红移空间中，cen+N质量受到宇宙机器模型中投影效应的影响较小。因此，cen+N质量是一个可行的低散射晕质量估计，并应被视为一个重要的工具，以约束宇宙学与即将到来的光谱数据从DESI。我们分析了恒星质量的散射在固定的晕质量，并表明，在晕中的恒星总质量是不相关的次级晕属性，但中央恒星质量是晕质量和晕年龄的函数。这是因为在较老的晕中，中央星系有更多的时间通过吸积而成长。如果UniverseMachine模型是正确的，那么对大质量选定样本的准确星系晕建模除了质量之外还需要考虑晕的年龄。
2019-05-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
The stellar-to-halo mass relation over the past 12 Gyr
了解星系的性质是如何与它们所处的暗物质晕联系在一起的，以及它们是如何共同进化的，是约束与星系形成相关的过程的有力工具。恒星晕质量关系（SHMR）及其在宇宙历史上的演变提供了对星系形成模型的见解，并允许在N体暗物质模拟中将星系质量分配给晕。我们使用的统计方法来连接观测到的星系恒星质量函数的COSMOS领域的暗物质晕质量函数的DUSTGRAIN模拟和理论参数化从z=0到z=4。我们还提出了一个经验模型来描述恒星晕质量关系的演化作为红移的函数。我们计算了星系的恒星形成效率（SFE），并与以前的工作和半解析模型的结果进行了比较。
2020-01-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The stellar mass in and around isolated central galaxies: connections to the total mass distribution through galaxy-galaxy lensing in the Hyper Suprime-Cam survey
利用HSC巡天的光度星系，我们测量了卫星星系的恒星质量密度分布，它是从$z\sim0.1$的SDSS/DR 7分光星系中选出的孤立中心星系（ICG）到$r_p$的投影距离的函数。通过叠加HSC图像，我们还测量了ICG及其恒星晕的投影恒星质量密度分布。从HSC弱透镜信号进一步测量总质量分布。ICG在0.15倍晕维里半径（$0.15R_{200}$）的$\sim$内占主导地位。随着$r_p$的增加，恒星质量与总质量的比值逐渐减小，直到$\sim0.15R_{200}$，超过这个值，质量与总质量的比值都小于1%，而质量与总质量的比值几乎保持不变，这表明卫星跟踪暗物质的径向分布。卫星中的恒星总质量与主晕$M_{200}$的维里质量成正比，对于比$10^{10.5}M_\odot$质量更大的ICG，即，而ICG的$M_{\ast,\mathrm{sat}} \propto M_{200}$恒星晕的恒星质量与$M_{200}$的关系接近于$M_{\ast,\mathrm{ICG+diffuse}}\propto M_{200}^{1/2}$。低于$10^{10.5}M_\odot$，$M_{200}$的变化随着$M_{\ast,\mathrm{ICG+diffuse}}$的降低而慢得多。在固定的恒星质量下，红色ICG由更大质量的暗物质晕托管，并拥有更多的卫星。在$M_{200}\sim10^{…
2021-08-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
