Probing galaxy assembly bias with LRG weak lensing observations
在Montero-Dorta等人2017年的研究中，我们发现在$z\sim0.55$进行的SDSS-III重子振荡光谱巡天（BOSS）中的发光红色星系（LRG）可以根据它们的恒星形成历史分为两组。所谓快速成长的LRGs在$z\sim5$聚集成与恒星质量相同的$80\%$，而缓慢成长的LRGs在$z\sim1.5$达到相同的演化状态。我们进一步证明，这两个亚群呈现显着不同的聚类特性的尺度上的$\sim1 - 30 \mathrm{Mpc}$。在这里，我们使用星系-星系透镜技术测量每个子样本的平均晕质量，在LRG目录和CS 82和CFHTLenS剪切目录的$\sim190°^2$重叠。我们发现，快速和缓慢增长的LRG有类似的透镜配置文件，这意味着他们生活在类似的质量晕：$\log\left(M_{\rm halo}^{\rm fast}/h^{-1}\mathrm{M}_{\odot}\right) = 12.85^{+0.16}_{-0.26}$和$\log\left(M_{\rm halo}^{\rm slow}/h^{-1}\mathrm{M}_{\odot}\right) =12.92^{+0.16}_{-0.22}$。这一结果，结合聚类差异，表明星系组装偏差的存在，尽管这种影响太微妙，无法明确证明我们目前弱透镜测量的误差。我们表明，这可以很快实现与即将到来的调查，如DES。
2018-05-09 astro-ph.CO
Observational evidence of galaxy assembly bias
我们分析了SDSS-III重子振荡光谱巡天（BOSS）中30万个恒星质量为$M_* \gtrsim 10^{11} M_{\odot}$的发光红星系（LRG）的光谱。通过研究它们的恒星形成历史，我们发现两条主要的演化路径在$z\sim0.55$汇聚成同一个静止星系群。快速生长的LRG在很早的时候就聚集了恒星质量的$80\%$（$z\sim5$），而缓慢生长的LRG在$z\sim1.5$达到了相同的进化状态。进一步的研究表明，它们在$\sim$ 1-30 Mpc尺度上的聚类特性在高显著性水平上也是不同的。对于给定的恒星质量阈值，快速增长的LRG被发现更强烈地聚集在整体更密集的大尺度结构环境中，而不是缓慢增长的系统。我们的研究结果意味着一个依赖于集群的恒星质量组装的历史（自然连接到相应的晕的质量形成历史）的一个均匀的人口类似的质量和颜色，这构成了一个强有力的观测证据星系组装的偏见。
2017-04-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Multi-wavelength study of X-ray luminous clusters at z ~ 0.3 I. Star formation activity of cluster galaxies
目前宇宙形成和星系团演化的范式预见到，星系团的增长主要是通过合并。在不同的环境应力作用下，星系团的中心和陷落区的星系团都发生了变化。对于两个具有相反X射线形貌的红移z ~ 0.3的X射线发光星系团RXCJ 0014.3 -3022和RXCJ 2308.3 -0211，我们评估了星系种群作为星系团形貌函数的差异。团簇的大尺度结构和亚结构是由B、V和R波段的组合光度法和低分辨率的多目标光谱法确定的。光谱指数分析的基础上，[OII]和Hdelta功能，和D4000突破，可用于每个星系团超过100个成员星系。光谱指数和FUV光学颜色的组合提供了星系中恒星形成历史的图像。尽管潜在的存在一小部分的星系与模糊的恒星形成活动，平均恒星形成的历史的集群成员被发现依赖于集群中心的距离和子结构。在合并星系团RXCJ0014.3-3022的两个边界清晰的边界结构上，由亮（L ~ L*）星系和亚L * 星系产生的恒星形成活动在维里半径及更远的范围内急剧增加。相反，规则的冷核星系团RXCJ 2308.3 -0211大多数都是居住在红色序列或变得被动的星系。这些结果表明，在z ~ 0.3的大质量星系团的维里化区域内和周围的大尺度结构中，星系团的聚集态和恒星总体年龄之间存在着对应关系。（节录）
2009-02-09 astro-ph.CO
The Frequency of Tidal Features Associated with Nearby Luminous Elliptical Galaxies from a Statistically Complete Sample
本文对从Tully近星系表中选出的一个距离为15 Mpc - 50 Mpc的明亮椭圆星系（M_B<-20）的完整样本进行了深宽波段光学成像研究。在20'视场内，图像平坦度约为0.35%，V带深度达到27.7 mag arcsec^-2。我们推导出一个客观的潮汐相互作用参数的所有星系，发现其中73%的恒星体潮汐扰动签名。这是第一次对统计上完整的样本进行这样的分析，它证实了椭圆星系中的潮汐特征即使在本地宇宙中也很常见。从动态时间的样本星系在最里面的半径潮汐功能检测，我们估计附近的椭圆星系的质量组装率为dM/M 0.2每Gyr具有很大的不确定性。我们探讨了引力相互作用签名和星系环境之间的关系，发现星系团中的星系比群星系和场星系受到的干扰要小。我们还研究了这些相互作用如何影响椭圆星系的宽带颜色，并发现一个适度的相关性，这表明合并并不伴随着显着的恒星形成。最后，我们没有发现活动星系核活动之间的相关性，如测量的6厘米无线电发射，和大规模的潮汐扭曲。这意味着引力相互作用不是唯一的，也许不是最重要的，核活动的触发器。总之，我们发现，椭圆星系群和低密度环境中继续增长，在今天通过大多数“干”合并涉及很少的恒星形成。
2009-08-10 astro-ph.CO
Detection of H-alpha emission from z>3.5 submillimetre luminous galaxies with AKARI-FUHYU spectroscopy
我们提出了四个亚毫米探测星系在z>3.5的试探性H-α发射线探测：射电星系8 C1909 +722和4C60.07的信噪比（SNR）分别为3.1和2.5，第一个星系附近的两个亚毫米选择星系（SMG）的SNR分别为10.0和2.4，作为FUHYU任务计划的一部分。这是在这些星系中最高的红移H-α探测，这是由AKARI独特的近红外光谱能力所实现的。这两个射电星系有已知的红移和周围的结构，我们已经检测到广泛的H-α成分，表明尘埃笼罩的类星体的存在。我们的结论是，强大的活动星系核在z>3.5发生在恒星形成密度场的峰值，支持恒星质量积累和黑洞质量组装在这个红移之间的密切联系。我们还证明了4C60.07是一个双星活动星系核。两个SMG的H-α探测是这些源的第一次红移测定，证实了它们围绕其同伴射电星系的物理关联。SMG的H-α衍生的恒星形成率（SFR）比它们的远红外衍生的SFR低约10倍，这表明尘埃遮蔽的水平与研究中发现的相似，约1<z<2.7。
2013-08-26 astro-ph.CO
Optical-faint, Far-infrared-bright Herschel Sources in the CANDELS Fields: Ultra-Luminous Infrared Galaxies at z>1 and the Effect of Source Blending
赫歇尔甚宽视场巡天在多个远红外（FIR）波段绘制了数百平方度的图。虽然斯隆数字巡天（SDSS）是目前在如此广阔的区域进行光学对应识别的最佳资源，但它并没有检测到大量的赫歇尔FIR源，并使其性质无法确定。作为一个测试案例，我们研究了七个“SDSS不可见”，非常明亮的250微米源（S_{250} > 55毫焦耳）在宇宙组装近红外深河外遗留调查（CANDELS）领域，我们有一个丰富的多波长数据集。我们采取了一种新的方法来分解FIR源，直接使用近红外或光学图像作为位置先验。这是对先前分解工作的改进，其中先验来自仍然首先遭受源混合问题的中红外数据。我们发现，在大多数情况下，单一的赫歇尔源是由多个组件，不一定在相同的红移。我们的分解成功地识别和提取了它们的主要贡献者。结果表明，它们都是z ~ 1- 2的超红外类星体，其高的L_IR主要是由于尘埃遮蔽的恒星形成。它们中的大多数不会被选为亚毫米星系。它们都有复杂的形态，表明合并或剧烈的不稳定性，它们的恒星星族在恒星质量，年龄和形成历史方面是异质的。它们目前的ULIRG相位在它们的恒星质量组装中具有不同程度的重要性。我们的实践提供了一个很有前途的起点，开发一个自动程序，可靠地研究明亮的赫歇尔源。
2014-04-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The X-ray luminous galaxy cluster XMMU J1007.4+1237 at z=1.56 - The dawn of starburst activity in cluster cores
z>1.5的观测星系团研究探索了第一个M>10^14 Msun的大质量暗物质晕的形成，热ICM的早期热历史，以及淬灭早型星系的红序列人口的出现。我们提出了新发现的X射线发光星系团XMMU J1007.4+1237在z=1.555的第一个结果，检测和确认的XMM-牛顿遥远的星系团计划（XDCP）的调查。我们选择该系统作为XMM-牛顿存档数据中偶然发现的弱扩展X射线源，并对其进行了双波段近红外成像和深层光谱学研究。我们可以确定XMMU J1007.4+1237是一个光谱学证实的大质量、真实的星系团，其热X射线光度为Lx=（2.1+-0.4）\times 10^44 erg/s，是一个以X射线发射为中心的红色星系群，是一个中心射电最强的最亮星系团。然而，我们第一次看到证据表明，星系人口的大质量末端和星系团红色序列尚未完全到位。特别是，我们发现正在进行的星暴活动的第三排名星系接近中心和另一个稍微暗淡的对象。在9.4Gyr的回顾时间，星团星系人口似乎陷入了一个重要的演化阶段，在核心区域完全的恒星形成淬火和质量组装之前。X射线选择技术是识别和探测最遥远星系团的一种有效手段，而无需事先假设它们的星系内容。
2011-01-17 astro-ph.CO
Dark matter-rich early-type galaxies in the CASSOWARY 5 strong lensing system
我们研究了CASSOWARY巡天发现的5号强引力透镜系统。在这个系统中，一个红移为1.069的源被两个红移为0.388的早型星系透镜化为四个探测图像。所观察到的多个图像的位置被很好地再现了一个模型，在该模型中的偏转器的总质量分布描述在两个奇异的等温球轮廓。通过模拟透镜星系的光谱能量分布，我们测量透镜发光质量和恒星的质光比。这些值用于解开多个图像附近的发光和暗物质分量。我们估计，在以主透镜为中心的圆柱体内投影的黑暗与总质量之比为0.8 +/- 0.1，半径为12.6 kpc。我们将这些测量结果与孤立透镜星系中在相似距离（有效半径单位）处发现的典型值进行对比，结果表明，这些透镜星系中存在的暗物质的量几乎是具有可比发光质量的场透镜星系的四倍。因此，数据和模型与将该系统的透镜解释为星系群是一致的。我们推断，这些星系中的过密环境和暗物质浓度一定影响了透镜发光质量组分的组装。我们的结论是，进一步多诊断分析星系群的内部属性有可能为我们提供一个独特的洞察复杂的重子和暗物质物理学的相互作用，规则的宇宙结构的形成。
2011-08-02 astro-ph.CO
Understanding the nature of luminous red galaxies (LRGs): Connecting LRGs to central and satellite subhalos
我们开发了一种新的丰度匹配方法来构建一个模拟目录的发光红星系（LRGs）在SDSS，使用目录的晕和subhalos在N体模拟的LCDM模型。由于观测结果表明LRG是被动演化的大质量早期型星系，典型年龄>5Gyr，我们假设z=2（z2-halo）的模拟晕是今天观测到的LRG宿主subhalo的祖先，我们将每个祖先z2-halo中最紧密结合的粒子标记为LRG“恒星”。然后，我们按照z2-晕质量的降序排列，将包含这些恒星的暗晕确定为z=0.3（SDSS红移），直到匹配暗晕的共动数密度变得与SDSS LRG的测量数密度相当，n=10^{-4}（h/Mpc）^[3]。一旦确定了上面的规定，我们唯一的自由参数是在z=2处识别的晕的数密度，并且该参数被固定以匹配在z = 0.3处观察到的数密度。通过跟踪每个祖先z2-晕的后续合并和组装历史，我们可以直接计算，从模拟目录，中央和卫星LRG的分布和它们的内部运动在每个主机晕在z=0.3。虽然SDSS LRGs是从SDSS图像中通过星等和颜色切割选择的星系，并且不一定是恒星质量选择的样本，但我们的模拟目录再现了许多SDSS测量结果：中心和卫星LRGs的晕占据分布，LRGs的投影自关联函数，LRGs与背景星系形状的互相关（LRG星系弱透镜），和非线性红移空间畸变效应，上帝的手指效应，在角平均红移空间功率谱。
2013-06-06 astro-ph.CO
Luminous and High Stellar Mass Candidate Galaxies at z ~ 8 Discovered in CANDELS
哈勃太空望远镜宇宙组装近红外深河外遗产巡天的一个关键目标是追踪星系演化到z ~ 8。其“宽深”两级战略弥补了现有近红外调查的重大空白。在这里，我们报告的z ~ 8星系候选人被选为F105 W波段退出在其深场之一，其中包括50.1平方弧分至4ks深度的三个近红外波段在大天文台起源深巡天南部领域。我们的两个候选者的J<26.2等，并且比任何先前已知的F105 W-dropout都要亮1等。我们推导出星系在z ~ 8处的静止坐标系紫外光度函数亮端的约束条件，并表明这种非常明亮的天体的数量密度高于以前的Schechter光度函数估计在此红移处的预期。另外两个候选者在斯皮策红外阵列相机图像中被安全地检测到，这是在z ~ 8处的第一个这样的单独检测。它们导出的恒星质量为几× 10^9 M_sun的量级，由此我们获得了z ~ 8处星系恒星质量函数高质量端的首次测量结果。在z ~ 8处，非常明亮和非常巨大的星系的高数量密度，如果是真的，可能意味着恒星与晕的质量比很大，并且在如此早的时间内，重子向恒星的有效转换。
2012-11-28 astro-ph.CO
The Density Profiles of Massive, Relaxed Galaxy Clusters. II. Separating Luminous and Dark Matter in Cluster Cores
我们提出了恒星和暗物质（DM）的密度分布的样本7个大规模的，放松的星系团来自强和弱的引力透镜和解决恒星运动学观测内位于中心的最亮的星系团（BCGs）。在该系列的论文I中，我们证明了从这些半径跨越30年的数据中得出的总密度分布与半径>~ 5-10 kpc的仅DM数值模拟一致，尽管核心中的恒星物质做出了显着贡献。在这里，我们将这些星团的内部质量分布分解为恒星和暗成分。将DM密度分布参数化为小尺度上的幂律rho_DM ~ r^{-β}，我们发现平均斜率<β> = 0.50 +- 0.10（随机）+0.14-0.13（系统）。或者，取心Navarro-Frenk-White（NFW）剖面（<log r_core/kpc> = 1.14 +- 0.13（随机）+0.14-0.22（系统））也提供了同样良好的描述。这些密度分布在半径<~ 30 kpc处比典型的NFW模型要浅得多，与BCGs的有效半径相当。内DM配置文件与BCG中的恒星分布相关，表明内晕与中央星系中的恒星集合体之间存在联系。如果采用Salpeter初始质量函数，则由透镜效应和恒星动力学推导的恒星质光比与由恒星星族合成模型推导的结果一致。我们将这些结果与描述星系团核心中重子和DM之间相互作用的理论进行比较，包括绝热收缩模型和星系合并和活动星系核反馈的可能影响，并评估可能的替代DM候选人的签名。
2013-02-26 astro-ph.CO
Galaxy and Mass Assembly (GAMA): Projected Galaxy Clustering
我们测量了GAMA II巡天中180度$^2$赤道区星系的投影2点关联函数，对于z = 0.0和z=0.5之间的四个不同的红移切片。为了做到这一点，我们进一步发展了科尔（2011）的方法，产生合适的随机目录的计算关联函数。我们发现，更多的r波段发光，更大的质量和更红的星系更集群。我们还发现，在小于~3 $h^{-1}$ Mpc的尺度上，红星系具有较强的成团性。我们比较了两个不同版本的GALFORM星系形成模型，莱西等人（在准备）。和Gonzalez-Perez et al.（2014），并发现模型再现了更大质量星系的更强集群趋势。然而，模型预测的蓝色星系的集群，可以错误地预测的关联函数在小尺度上，并在我们的样本的星系与~3 $L_r$的集群预测。我们提出了可能的途径来探索，以提高这些聚类- ING预测。本文中提出的测量结果可以用于测试其他星系形成模型，我们在线提供测量结果以促进这一点。
2015-09-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
LoCuSS: Luminous infrared galaxies in the merging cluster Abell 1758 at z=0.28
我们提出了第一个星系演化的结果，从本地集群子结构调查（LoCuSS），多波长调查的100个X射线选择星系团在0.15<z<0.30。LoCuSS将远紫外线到远红外线对星系团的观测与引力透镜分析和X射线数据相结合，以研究星系团的分级组装和星系团演化之间的相互作用。在这里，我们提出了新的全景斯皮策/MIPS 24微米观测合并集群阿贝尔1758在z=0.279跨越6.5x6.5Mpc和达到90%的完整性限制为400 uJy。我们估计在距星系团中心3百万秒差距范围内，全球星系团的SFR为910 \pm 320 M_sun/yr，起源于42个L_IR > 5 × 10^10 L_sun的星系。因此，A1758中被遮蔽的活性与Cl 0024+1654中的活性相当，Cl 0024+1654是先前在24 μ m处研究的最活跃的簇。弱透镜质量图显示，被遮蔽的星系忠实地反映了星系团的势，包括许多位于R~2- 3 Mpc的质量峰，这些质量峰可能与星系团和星系结构有关。然而，A1758 N的核心（R<500 kpc）在红外线上的活跃度是A1758 S的2倍，可能反映了两个星团最近动力学历史的差异。因此，A1758的24微米结果表明，尘埃遮蔽的星系团星系在合并星系团中很常见，并表明星系团中的遮蔽活动是由星系团合并的细节和在较大半径范围内运行的过程（包括那些落入星系团的过程）触发的。我们正在进行的远紫外到远红…
2009-03-27 astro-ph.CO
The large area KX quasar catalogue: I. Analysis of the photometric redshift selection and the complete quasar catalogue
本文介绍了对发光类星体进行的大面积、~600 deg^2 K波段通量限制光谱测量的结果。该调查利用UKIRT红外深空调查（UKIDSS）大面积调查（LAS）在斯隆数字天空调查（SDSS）足迹内的天空区域。利用K-波段过剩（KX）的所有类星体相对于银河系的恒星结合光度红移/分类计划，以确定类星体的光谱后续观测的候选人。本研究中包含的数据将能够提供新的约束条件，即被E（B-V）≤ 0.5等尘埃变红的发光类星体所占比例。光谱样本是使用K波段14.0 ≤ K ≤ 16.6和SDSS i波段极限i=19.5、19.7和22.0来定义的，天空区域分别为287、150和196 deg^2。该调查包括来自SDSS的3200多个已知类星体和来自KX选择的250多个额外确认的类星体。一个定义明确的红移区间为1.0<=z<=3.5的类星体子样本包括来自SDSS的1152个天体和另外172个KX选择的类星体。对于已知的SDSS类星体，类星体的选择完成率> 95%，效率> 95%，在很大程度上与红移和i波段星等无关。新的KX选择类星体的性质证实了SDSS类星体选择的已知红移相关有效性，并提供了一个经历尘埃消光的中等水平的发光类星体样本。该目录是朝着组装定义明确的发光类星体样本迈出的重要一步，这些样本可用于调查类星体在其宿主星系内经历中等程度的尘埃消光或由于介入吸收线系统而经历中等程度的尘埃消光的性质。
2012-06-07 astro-ph.CO
Constraints on the assembly and dynamics of galaxies. II. Properties of kiloparsec-scale clumps in rest-frame optical emission of z ~ 2 star-forming galaxies
利用SINFONI VLT的近红外积分场光谱仪，研究了6个z~2恒星形成星系在1.6 μ m波段的高分辨率HST/NIC 2F 160 W深空成像中发现的发光恒星团的性质。单个团簇贡献了银河系整体静止框架~ 5000 A辐射的~0.5%-15%，中位数约为2%;团簇光的总贡献范围为10%-25%。内禀团簇大小和恒星质量的中值为~ 1 kpc和log（Mstar[Msun]）~9，在其他研究中通过静止紫外或线发射确定的团簇范围内。在磁盘的子集中的块的大小和质量大致上是一致的，通过在富含气体的，湍流磁盘的引力不稳定性的集群形成的期望，给定的主机星系的全球性的属性。通过将NIC 2数据与ACS/F814 W成像（一个来源）和AO辅助的SINFONI Halpha数据（另一个来源）相结合，我们推断出每个星系内的适度颜色，M/L和恒星年龄变化。在这两个物体中，在不同波长下识别的团块集合并不完全重叠; NIC 2识别的团块往往比ACS或Halpha识别的团块更红/更老，而没有静止帧光学对应物。有证据表明，在较小的galactocentric半径之间的集群，与向内迁移的集群运输材料向中心地区的情况下，老年人的系统趋势。从半径<1- 3 kpc的类膨胀成分的约束来看，我们样本中的五个盘中没有一个包含致密的大质量恒星核，我们没有发现星系膨胀恒星质量分数随恒星年龄的变化趋势。需要进一步的观察来探索恒星…
2011-07-08 astro-ph.CO
The Rest-Frame Optical Luminosity Function of Cluster Galaxies at z<0.8 and the Assembly of the Cluster Red Sequence
本文给出了ESO遥远星系团巡天（EDisCS）中16个0.4<z<0.8的红序星系的静止标架光学光度函数（LF）。我们将我们的集群与斯隆数字巡天（SDSS）的类似样本进行比较，并将EDisCS集群与其最有可能的后代进行匹配。我们将所有LF测量到M M* +（2.5 - 3.5）。在z<0.8时，LF的亮端与被动演化一致，但红色序列的暗端向较低的红移显著增加。有一个弱的依赖性的LF对集群速度色散EDisCS，但没有这样的依赖性的SDSS集群。我们发现初步的证据表明，红序列星系亮度超过阈值的星等已经到位，这个阈值演变到微弱的幅度向较低的红移。我们比较了EDisCS的LF和同时代红序列星系的LF，发现亮端的LF是一致的。然而，相对于明亮的红色星系的数量，在0.6<z<0.8的区域中，暗红色星系比星系团多，但在0.4<z<0.6的区域中，暗红色星系比星系团少，这意味着差异演化。我们将EDisCS簇红色序列中的总光与我们的SDSS簇样本中的总红色序列光进行比较。0.4<z<0.8的星系团在红色序列上的光度（以及红色星系中的恒星质量）必须在z=0时增加1-3倍。必要的过程，增加质量的红色序列在集群预测本地集群是过度发光相比，在SDSS中观察到的。预测的集群光度可以调和与观察到的本地集群光度相结合的多个先前已知的效果。
2009-05-27 astro-ph.CO
Clustering properties of galaxies selected in stellar mass: Breaking down the link between luminous and dark matter in massive galaxies from z=0 to z=2
我们研究了从帕洛玛天文台宽视场红外巡天中选取的恒星质量M*> 10^10 M（太阳）的18,482个星系在红移0.4<z<2.0时的成团情况。我们研究这些恒星质量选择的样本作为红移和恒星质量的函数的聚类特性，并讨论了测量的聚类强度的影响，他们可能的晕质量。我们发现，具有高恒星质量的星系有一个逐步更高的集群强度，和振幅，比星系较低的恒星质量。我们还发现，在一个固定的恒星质量范围内的星系有一个较高的集群强度在较高的红移。我们进一步使用我们测量的聚集强度，结合Mo & White（2002）的模型，来确定这些星系的暗物质晕的平均总质量。我们的结论是，在我们的样本中的所有星系的恒星质量总质量比总是低于普遍重子质量分数。使用我们的研究结果，并从文献汇编，我们还表明，有一个很强的相关性之间的恒星质量总质量比和派生晕质量的中心星系，这样，更大的质量晕包含一个较低的分数，其质量的形式在我们的整个红移范围内的恒星。对于质量M（晕）> 10^13 M（太阳）的晕中的中心星系，我们发现这个比值<0.02，比普遍的重子质量分数低得多。我们表明，剩余的重子质量部分包括在这些晕中的卫星星系内的恒星，并作为弥漫的热和温暖的气体。我们还发现，在一个固定的恒星质量，恒星的总质量比增加在较低的红移。这表明，恒星质量固定的星系形成较晚的低质量暗物质晕，而较早的大质量晕。我们将其解释为“晕圈缩小”效应，然而，这种演变的一…
2010-03-14 astro-ph.CO
The DESI One-Percent Survey: Exploring the Halo Occupation Distribution of Luminous Red Galaxies and Quasi-Stellar Objects with AbacusSummit
本研究首次对DESI百分之一巡天的LRG和QSO样本开展全面HOD分析，结合AbacusSummit模拟与AbacusHOD正向建模得到拟合参数，生成高保真星系模拟，并揭示了LRG相关性质的红移演化趋势。
2023-06-13 astro-ph.CO
CO interferometry of gas-rich spiral galaxies in the outskirts of an intermediate redshift cluster
利用IRAM Plateau de Bure干涉仪3 mm观测了富星系团C10024 +16（z=0.395）外围（2-3xR_virial）的两个24 μ m星暴星系的CO（1-0）辐射。星系的远红外光度将它们归入亮红外星系类（LIRGs，L_FIR>10^11 L_Sun），恒星形成率约为60 M_Sun/yr。在这两个星系中都检测到了强的CO（1-0）发射，我们用CO线的光度来估计冷分子气体M（H_2）的质量。假设M（H_2）/L '_CO = 0.8 M_Sun/（K km^-1 pc^2），我们估计两个星系的M（H_2）=（5.4-9.1）× 10^9 M_Sun。我们根据CO谱线宽度估算了星系的动力学质量，M_dyn~1-3x10^10 M_Sun，这意味着星系中心区域有大量的冷气体。以目前的速度，它们将在大约1.5亿年内完成M恒星~10^10 M太阳的组装，并使它们的恒星质量增加一倍。如果这些星系注定要演化成S 0，那么恒星质量组装的短时间尺度意味着它们的主要膨胀增长发生在它们仍然处于星系团外围的时候，远在它们到达核心区域之前。随后，在气体库耗尽后，相对于恒星隆起的圆盘部分的衰落可以完成螺旋到S 0的转变。
2009-02-16 astro-ph.CO
No Assembly Required: Mergers are Mostly Irrelevant for the Growth of Low-mass Dwarf Galaxies
我们调查的合并历史的孤立矮星系的一套15个高分辨率的宇宙学放大模拟的基础上，所有的质量$M_{\rm halo} \approx 10^{10}\,{\rm M}_{\odot}$（和M $_\star\sim10^5-10^7\,{\rm M}_{\odot}$）在$z=0$，从现实环境反馈（FIRE）项目。这些位于$z=0$的矮星系的恒星星族基本上完全是“原地”形成的：除了两个星系外，所有的星系都有超过90 $\%$的恒星质量是在主祖星系中形成的，所有15个星系都有超过70 $\%$的恒星质量是在原地形成的。几乎所有的星系合并都发生在$z\sim3$之前，这意味着吸积的恒星星族是古老的。平均而言，我们模拟的矮星在其一生中经历了5次星系合并，典型的合并前星系质量比小于1：10。这种合并的频率一般是可比的，在无耗散模拟时，再加上丰度匹配。其中两个模拟的矮星有一个明亮的卫星伴星$z=0$。这些超微弱的矮星位于或低于目前的可探测性阈值，但对下一代设施来说是有趣的目标。吸积星的贡献很小，这使得无论是用光度测量还是用解析恒星色星等图（CMD）都很难分辨出绝大多数矮星合并的影响。近场宇宙学的重要意义是，恒星形成的历史，来自解决CMD的大质量星系应跟踪建立在一个主要系统的恒星质量在整个宇宙时间，而不是反映了许多个人的恒星形成历史的合并矮星的贡献。
2018-01-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy formation in modified gravity -- II. galaxy halo connection and assembly bias
Durham University（杜伦大学）
利用f(R)引力流体模拟生成的ELG和LRG星表，研究修正引力对星系-晕连接和组装偏倚的影响，发现仅依赖晕质量的HOD模型低估了星系成团性，而引入环境密度作为第二变量可将组装偏倚效应降至2-3%。
2026-08-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the assembly of the Milky Way dwarf satellites and their common mass scale
我们使用粒子标记技术动态填充N体通过Lactea II高分辨率模拟与恒星。该方法使用观测到的银河系卫星的光度函数和它们的恒星星族的浓度进行校准，并且自洽地遵循祖矮星的吸积和破裂以及在宇宙学“活宿主”中恒星晕的建立。将恒星星族分配给无碰撞粒子的简单处方能够再现所观察到的银河系晕及其幸存的矮卫星的许多特性，如速度分散，大小，亮度轮廓，金属丰度和空间分布。我们的模型预测存在大约1，850个暗晕，其中包含超过斯隆数字巡天探测阈值的“极暗”卫星（质光比> 5，000）。其中，约有20个是“第一星系”，即在红移9之前形成恒星质量超过10 Msun的卫星星系。模拟中最亮的10颗卫星（L> 1 e6 Lsun）都是由暗晕所承载的，它们的峰值圆速度在V_max=10-40 km/s之间，在红移为1.7< z <4.6时被吸积后，它们的暗质量减少了80%到99%。卫星最大圆速度与恒星视线速度色散的关系为V_max=2.2 sigma_los。我们应用一个标准的质量估计算法的基础上的Jeans建模的视线速度色散分布的模拟矮椭球体，并测试这种技术的准确性。在我们的模型中，目前可探测卫星的内部（300 pc以内）质光关系几乎是平的，与银河系矮星中发现的“共同质量尺度”定性一致。然而，我们确实预测了这些天体的微弱但显著的正相关：M_300 ~L^{0.088 \pm 0.024}。
2011-11-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic evolution of submillimeter galaxies and their contribution to stellar mass assembly
在亚毫米波长（SMG，S_850 > 3 mJy）选择的星系的性质，一些在高红移测辐射热最明亮的物体，仍然是难以捉摸的。特别是它们的恒星形成历史和发射源没有精确的限制。在本文中，我们介绍了一种新的方法来分析SMG数据。也就是说，我们提出了第一个自洽的紫外到无线电光谱能量分布拟合的76 SMG光谱红移使用所有光度数据点，同时从紫外到无线电。我们发现它们的恒星形成率很高（z>0.5时，SMG的恒星形成率中值为713 MSun yr^-1），中等程度的尘埃遮蔽（A_V中值约为2等），拥有大量的恒星星族（恒星质量中值为3.7 × 10^11 MSun），其中只有一小部分是在正在进行的星暴事件中形成的。这意味着在过去，SMG要么经历了另一次星爆事件，要么与几个星系合并。SMG的性质表明它们是现今椭圆星系的祖先。我们发现，这些明亮的SMG显着贡献宇宙恒星形成率密度（~20%）和恒星质量密度（~30-50%）在红移2-4。使用在低流量的数量计数，我们发现，在这些红移的宇宙恒星形成的80%发生在SMG亮于0.1毫焦耳。我们发现的证据表明，一个线性的红外无线电相关性保持SMG在一个不变的形式，红移3.6，虽然它的归一化是从本地的关系由一个因素的偏移~2.1对更高的无线电光度。我们提出了一个汇编的测光数据的SMG和宇宙SFR和恒星质量密度的测定。
2010-02-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
HOD-Dependent Systematics for Luminous Red Galaxies in the DESI 2024 BAO Analysis
本文针对DESI 2024 BAO分析中的亮红星系，利用AbacusSummit模拟和多种HOD模型估计HOD建模对BAO距离参数的系统误差，并在部分情形中给出显著性或保守上限。
2025-01-09 astro-ph.CO
The MillenniumTNG Project: An improved two-halo model for the galaxy-halo connection of red and blue galaxies
本研究基于MillenniumTNG模拟，针对亮红星系和发射线星系的双晕区域成团偏置问题，通过引入晕外部属性（尤其是剪切）改进晕占据模型，弥合了标准模型10%-15%的差异，还发现低质量晕中心星系主导成团偏置，高阶统计可打破参数简并。
2022-10-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Evolutionary History of Lyman Break Galaxies Between Redshift 4 and 6: Observing Successive Generations of Massive Galaxies in Formation
我们提出了新的测量的演化莱曼break星系（LBG）人口之间的z~4和z~6。通过利用广泛的多波长数据集在GOODS领域，我们确定2443 B，506 V，和137 i '带辍学星系可能是在z~4，5和6。为了了解z>4时星系中典型恒星形成事件的持续时间，我们研究了恒星质量和年龄的分布作为宇宙时间的函数。我们发现，在一个固定的静止紫外光度，星系的平均恒星质量和年龄并没有显着增加之间的z~6和4。为了保持这种近平衡的平均性能的高红移LBG，我们认为，必须有一个稳定的流量的年轻，新的发光物体在每个连续的红移。当考虑到从集群测量推断的短占空比时，这些结果可能表明星系正在经历恒星形成事件，持续时间只有数亿年。与恒星平均质量和静止紫外光度之间的不变关系相反，我们发现大质量星系的数密度在4<z<6的范围内随时间显著增加。考虑到紫外光大质量星系的快速增加，我们探讨了一个可能性，即在早期，大质量（M*> 1 e11 Msun）z~2-3远距离红星系（DRG）中有相当一部分是在LBG阶段组装的。对4<z<6到z~2范围内活跃形成的LBG的恒星质量函数的增长进行积分，我们发现z>3的LBG可能对静止的DRG种群有很大的贡献，这表明目前亚毫米波观测所探测到的强烈的恒星形成系统并不是z~2处DRG组装的唯一途径。
2009-02-17 astro-ph.CO
A semi-analytical perspective on massive galaxies at $z\sim0.55$
宇宙中质量最大、最明亮的星系是研究结构形成、质量聚集和宇宙学的强大探测器。然而，它们的详细形成和演变仍然几乎不为人所知。在这里，我们提取了一个大规模的模拟星系的半解析模型的星系形成（SAM）GALACTICUS从MultiDark Galvanian，复制CMASS光度选择从SDSS-III重子振荡光谱巡天（BOSS）。GALACTICUS CMASS模拟与BOSS-CMASS数据的比较使我们能够探索$0.5<z<0.6$大质量星系群的不同方面，包括星系晕连接和星系团。我们发现我们的模拟星系和观测之间的星系晕连接良好的协议，但我们的CMASS模拟高估了2点关联函数的聚类幅度，由于一个较小的数密度相比，BOSS，缺乏蓝色的对象，和一个小的内在散射恒星质量在固定的晕质量$<0.1$ dex。为了缓解这个问题，我们构建了一个替代的模拟目录模仿CMASS的颜色星等分布随机下采样的SAM目录。这CMASS模拟再现集群的CMASS星系内1 $σ$，并显示了一些环境依赖性的恒星形成的性质，可以连接到淬火的恒星形成和组装的偏见。
2019-02-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cluster galaxies in XMMU J2235-2557: galaxy population properties in most massive environments at z~1.4
我们提出了一个多波长的研究星系人口的大规模，X射线发光集群XMMU J2235在z=1.39的核心，基于VLT和HST光学和近红外测光。z、H和Ks波段的光度函数显示出与平坦一致的暗端斜率，特征星等M* 接近局部大质量星团被动演化预测的M*，形成红移z>2。色星等图和色质量图显示了一个紧密的红色大质量星系序列的证据，整体的老恒星星族，通常是早期型的形态，典型的早期型光谱特征和静止帧远紫外辐射与非常低的恒星形成率（SFR<0.2 Msun/yr）相一致。恒星形成的光谱成员，其SFR高达~ 100 Msun/yr，都位于星团中心距离>~ 250 kpc，星团中心区域已经出现有效的猝灭。这个星系团核心的大质量星系似乎在恒星形成和质量组装方面都处于高级演化阶段。星系恒星质量函数的高质量端基本上已经存在，并且在r500（~ 1%，Kroupa IMF）内估计的恒星质量分数已经与本地大质量星团相似。另一方面，对大质量红色序列星系的形态分析表明，它们比同样大质量的本地早期类型星系要小。虽然可能受到系统学和偏见的影响，这一结果可能意味着，尽管这些来源的整体早期组装，它们的演化并不完整，并且像小（可能是干）合并这样的过程仍然可能塑造它们的结构特性，以类似于它们的本地同行，而不会实质上影响它们的恒星质量或宿主恒星星族。[删节]
2010-09-07 astro-ph.CO
Some Like It Hot: Linking Diffuse X-ray Luminosity, Baryonic Mass, and Star Formation Rate in Compact Groups of Galaxies
本文分析了用Chandra观测到的19个致密星系群的弥散X射线辐射。在$L_X-T$和$L_X-σ$中，最热、最亮的X射线CG与星系团的X射线标度关系吻合得很好，即使在热气体只与最亮星系有关的CG中也是如此。使用斯皮策测光，我们计算恒星质量和分类HCGs 19，22，40和42和RSCGs 32，44和86作为化石组使用化石系统的新定义，包括更广泛的质量范围。我们发现，与总恒星和HI质量$\gtrsim10^{11.3}$ M $_\odot$的CG往往是X射线发光，而较低质量的CG只有有时表现出微弱的，局部的X射线发射。此外，我们比较了漫射X射线光度对总紫外线和24 $μ$ m恒星形成率的每个CG和光学颜色的最大质量的星系在每个CG。最明亮的X射线CG有最低的恒星形成率，可能是因为没有冷气体可用于恒星形成，要么是因为这些CG中的大多数重子都在恒星或X射线晕中，要么是由于气体从具有热晕的CG中的星系剥离。最后，光学颜色，跟踪最近的恒星形成历史的最大的星系群不相关的X射线光度的CG，这表明，也许目前的状态的X射线晕是独立的最近的历史中的恒星质量组装在最大的星系。
2014-05-26 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
New observational Constraints on the Growth of the First Supermassive Black Holes
我们限制总吸积质量密度在z>6的超大质量黑洞，推断通过从光度选择的星系候选者的样本的集成X射线发射的上限。研究从最深的哈勃太空望远镜图像中获得的星系，结合钱德拉深场南的钱德拉4兆秒观测，我们获得了早期宇宙中总黑洞生长的最严格限制。我们估计在z~6处的吸积质量密度<1000 Mo Mpc^-3，明显低于先前根据早期黑洞增长的一些现有模型和早期观测所作的预测。这些结果对早期黑洞的增长和通过吸积的质量聚集提出了有趣的限制，并暗示了以下一个或多个问题：（1）在这个时期，只有一小部分明亮的星系含有活跃的黑洞;（2）早期大多数黑洞的增长发生在尘埃和/或质量较小的--尚未被探测到的--宿主星系中;（3）在星系样本中有相当大比例的低z闯入者;（4）早期黑洞的增长是辐射效率低的，严重模糊和/或由于黑洞合并而不是吸积;或（5）大部分黑洞增长发生在晚期。所有这些可能性对我们理解高红移种子形成模型具有重要意义。
2013-10-08 astro-ph.CO
What is the (Dark) Matter with Dwarf Galaxies?
我们目前的宇宙学流体动力学模拟的形成矮星系中的一个代表性的样本从千禧年-II模拟提取的晕。我们的六个晕的z = 0质量约为10^10太阳质量，并显示出不同的质量组装历史，这反映在不同的恒星形成历史中。我们发现恒星的最终质量在5 x 10^7 - 10^8太阳质量之间，这与其他发表的类似质量晕中星系形成的模拟结果一致。我们最后的天体具有与矮椭圆星系和矮不规则星系一致的结构和恒星星族。然而，在一个Lambda CDM宇宙中，10^10太阳质量晕通常必须包含恒星质量比我们模拟对象低得多的星系，如果它们要与观测到的星系丰度相匹配的话。在我们自己的和所有其他目前的流体动力学模拟中形成的矮星系比这种质量的晕预期的要亮一个数量级以上。我们讨论了这一结果的意义和可能的影响。
2010-12-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Role of Dwarf Galaxies in Building Large Stellar Halos
星系形成的层次理论基于这样一种观点，即较小的星系结构合并形成了我们今天看到的星系。过去的十年为这种情况提供了显着的观测支持，部分原因是光谱仪器的进步。多目标光谱学使人们能够发现银河系和M31周围的运动学冷子结构，这些结构可能是破坏卫星的碎片。高分辨率光谱学的改进提供了关键证据，表明银河系晕及其矮卫星的丰度模式可以用基于分层组装的银河系化学演化模型来解释。这些突破几乎完全依赖于对银河系中邻近恒星和M31中发光红巨星以及本星系群矮卫星的观测。在接下来的十年里，超大型望远镜将允许观测已知矮星系中的光度函数，并且它们将使观测远离星系晕的单个恒星成为可能。现在可以对银河系进行化学丰度普查，这将使我们最近的邻居M31成为可能。现在可以在M31中进行速度色散测量，这将可能用于本星系群以外的系统，如玉夫座星系和M81星系群。对更多螺旋星系及其卫星中更多单个恒星的详细研究将以新的方式测试等级组合，因为动力学和化学演化模型预测了不同环境中不同质量的晕的不同结果。
2009-02-17 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Further evidence for large central mass-to-light ratios in massive early-type galaxies
我们研究了后发座星系团和Abell 262星系团中25个早型星系的恒星星族、暗物质分布和动力学结构。我们从基于轨道的动力学模型中推导出动态质光比和暗物质密度，并从单个恒星星族模型中补充了星系的年龄、金属丰度和α元素丰度。大多数星系都有明显的暗物质探测，它们的晕圈比相同恒星质量的螺旋星系的密度高出10倍。校准暗物质密度的宇宙学模拟，我们发现组装红移z_{DM} \approx 1-3。在Kroupa恒星初始质量函数中，随光运动的动力学质量比预期的要大，特别是在有效半径r_{eff}内具有高速色散σ_{eff}的星系中。我们现在有25个星系中的5个质量跟随光到1-3 r_{eff}，所有跟随光的质量的动态质光比都很大（在Kron-Bronins R波段\approx 8-10），暗物质部分可以忽略不计，为1-3 r_{eff}。这可能表明在大质量早期型星系中有一个“大质量”的初始质量函数。或者，大质量星系中的一些暗物质可以非常紧密地跟随光，这表明亮物质和暗物质之间存在显著的简并。
2012-11-05 astro-ph.CO
The inner structure of very massive elliptical galaxies: implications for the inside-out formation mechanism of z~2 galaxies
我们分析了23个超大质量椭圆星系（中心速度色散大于330公里s-1），从SDSS绘制的样本。对于每个对象，我们估计的动力学质量的光剖面和中心速度色散，并比较它与恒星质量来自恒星星族模型。我们发现，这些星系的速度色散测量半径内的发光物质占主导地位。我们发现，大小和恒星质量与Re ~ M*^{1.1}$密切相关，使得在德沃库勒半径内的平均密度是M* 的一个急剧下降的函数：rho_e ~ M*^{-2.2}。这些标度很容易从维里定理推导出来，如果我们回想一下这个样本基本上是固定的（但很大）sigma_0。与此相反，在1 kpc内的平均密度几乎与M* 无关，其值与最近对z ~ 2星系的研究非常一致。1千秒差距内的质量保持大致不变的事实表明，组装的历史主要是由小合并-但我们讨论为什么这不是唯一的方式来实现这一点。此外，在我们的样本中的物体的总恒星质量通常比高红移（z ~ 2）样本大5倍，这个数量似乎很难达到。如果我们的星系是最近高红移研究的演化对象，那么我们认为，在z > 1.5时需要进行大合并，而在z < 1.5时，小合并成为大质量星系的主要生长机制。
2010-09-27 astro-ph.CO
How do uncertainties in galaxy formation physics impact field-level galaxy bias?
本研究通过对比UniverseMachine和IllustrisTNG模型，量化星系形成不确定性对场级星系偏置的影响，发现不同模型导致的偏置参数范围较小，并估计了用于宇宙学约束的先验。
2025-10-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Two-Phase Galaxy Formation
我们提出并测试了一个方案的装配和星系中的发光物质的演化，这与其他半解析模型所采用的有很大不同。至于暗物质（DM），我们遵循规范的LCDM宇宙学中使用标准的蒙特卡洛方法的晕的详细演变。然而，当叠加重子演化的处方，我们考虑到在过去几年中指出的一些研究主要是基于密集的N体模拟，即典型的晕增长发生在两个阶段：早期，快速崩溃阶段，具有几个主要的合并事件，其次是后期，静止吸积到晕的郊区。我们提出，这两种模式的晕增长驱动两种不同的模式的重子物质的演化，有利于发展的球状和盘组件的星系，分别。我们测试这个想法使用半解析技术。我们的星系形成模型设想了球状体和中央超大质量黑洞的早期共同演化，在我们以前的工作中已经测试过，其次是相对静止的增长盘周围的预制球状体。在这项探索性的研究中，我们将我们的模型与分光光度计程序GRASIL相结合，并将我们的结果与观测结果进行了比较，发现了令人鼓舞的一致性。
2009-04-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Further evidence for large central mass-to-light ratios in early-type galaxies: the case of ellipticals and lenticulars in the Abell~262 cluster
本文给出了Abell~262中8个早型星系的径向分辨光谱，测量了它们的自转、速度色散、三个轴上的$H_3$和$H_4$系数，以及Mg、Fe和H $β$的线强度指数分布。电离气体的速度和速度色散包括6个星系。我们从基于轨道的动力学模型中推导出动态质光比和暗物质密度，并辅以星系的年龄、金属丰度和$α$元素丰度。有四个星系有显著的暗物质，其晕的密度大约是相同恒星质量的螺旋星系的10倍。使用暗物质密度和宇宙学模拟，组装红移$\zdm\approx 1-3$，这是我们早先发现的昏迷。动力学质量的光是大于预期的Kroupa恒星IMF，特别是在星系的高速色散$\sigeff$内的有效半径$\reff$。这可能表明在大质量星系中存在一个“大质量”IMF。或者，大质量星系中的一些暗物质可以紧紧地跟随光。结合我们的后发座早期类型的比较样本，我们现在有24个星系中的5个，其中（1）质量跟随光到$1-3\,\reff$，（2）所有跟随光的质量的动态质光比很大（$\approx\,8-10$在克朗-朗费斯$R$带中），（3）暗物质部分可以忽略不计到$1-3\,\reff$。除非这些星系中的IMF特别“巨大”，并且以某种方式与暗物质含量相耦合，否则在一些早期类型的星系中，亮物质和暗物质之间似乎存在显着的简并。暴力放松的作用进行了简要讨论。
2012-06-25 astro-ph.CO
The massive end of the luminosity and stellar mass functions: Dependence on the fit to the light profile
除了由恒星质光比的假设所引起的大的系统差异之外，恒星质量函数的质量端对如何拟合最明亮星系的光剖面相当敏感。我们通过比较SDSS cmodel幅度的光度和恒星质量函数来量化这一点，PyMorph单Sersic和Sersic指数拟合SDSS中星系的表面亮度分布。PyMorph拟合返回更多的光，因此预测的质量比使用cmodel幅值时更大。因此，z~0.1处的恒星总质量密度比我们之前对SDSS的分析大了约1.2倍。这种差异在大质量的一端最为明显，在那里，测量到的M* > 6 x 10^{11} Msun的天体的数密度大约大5倍。或者，在数密度为10^{-6} Mpc^{-3}时，极限恒星质量是2倍。与其他作者的拟合相比，这些差异更加显著，这些作者通常是基于类似彼得罗相的星等，尽管其中一些差异是由于天空相减的问题，有时会被假设的$M_*/L$的巨大差异所掩盖（即使在缩放到相同的IMF之后）。我们的研究结果影响星系中恒星质量的增长和组装的研究，以及恒星和晕质量之间的关系，所以我们提供了简单的分析适合这些新的光度和恒星质量函数，并量化它们如何依赖于形态，以及电子格式的装箱计数。
2013-09-09 astro-ph.CO
Reinterpreting the puzzling properties of z>6 galaxies within a variable IMF framework
INAF - Astronomical Observatory of Trieste（意大利国家天体物理研究所的里雅斯特天文台）；IFPU - Institute for Fundamental Physics of the Universe（宇宙基础物理研究所）；Tianjin Normal University（天津师范大学）；INAF–Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；INAF – Astronomical Observatory of Capodimonte（意大利国家天体物理研究所卡波迪蒙特天文台）；University of Trieste（的里雅斯特大学）；Institute for Physics, Laboratory for Galaxy Evolution, Observatoire de Sauverny（索佛尼天文台星系演化实验室物理研究所）；Sorbonne Université, CNRS, UMR 7095, Institut d’Astrophysique de Paris（巴黎天体物理研究所（索邦大学、法国国家科学研究中心联合研究单位））；Instituto de Radioastronomía y Astrofísica, UN（墨西哥国立自治大学射电天文学与天体物理研究所）
本文通过变量IMF框架解释z>6星系的异常性质，展示该模型能再现其紫外光度函数和恒星质量函数的演化，强调变量IMF对恒星质量估计误差预算的重要性。
2026-03-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Herschel-ATLAS/GAMA: a difference between star-formation rates in strong-line and weak-line radio galaxies
我们已经构建了一个样本的无线电响亮的对象与光学光谱从星系和质量大会（GAMA）项目在赫歇尔-ATLAS第1阶段领域。根据光谱对射电源进行分类，我们发现强发射线源（“高激发射电星系”）的250微米赫歇尔光度平均比弱线（“低激发”）射电星系高4倍，并且在相同的红移下比星等匹配的射电安静星系更亮。使用所有五个H-ATLAS波段，我们表明，这种发光度之间的差异主要来自于平均尘埃温度的差异;强发射线源往往有可比的尘埃质量，但更高的尘埃温度比，弱发射线的射电星系。我们解释这表明，具有强核发射线的射电星系更有可能与其宿主星系中的恒星形成有关，尽管恒星形成和强线活动星系核活动之间肯定不是一对一的关系。据估计，强线源的恒星形成率至少比弱线天体高3-4倍。我们的结论与早期的工作是一致的，通常使用小得多的样本进行，并加强了高激发射电星系的一般图片位于较低的质量，较少进化的宿主星系比他们的低激发同行。
2012-11-27 astro-ph.CO
The bias of the submillimetre galaxy population: SMGs are poor tracers of the most massive structures in the z ~ 2 Universe
人们经常声称，超密度的（甚至个别明亮的）亚毫米选择星系（SMG）追踪宇宙中最大质量的暗物质结构的组装。我们通过对莫斯科大剧院宇宙学模拟的模拟SMG目录进行细胞计数分析来测试这一说法，以研究SMG协会如何追踪底层暗物质结构。我们发现，SMG表现出相对复杂的偏见：一些地区的高SMG超密度不足的暗物质质量，和一些地区的高暗物质过密度不包含SMG。由于它们的稀有性，泊松噪声在固定的暗物质过密度下导致SMG过密度的散射。因此，亮度较低、数量较多的星系（即莱曼破裂星系类似物）组成的丰富星系团比SMG更好地追踪最高的暗物质过密度。即使平均而言，SMG星协也是最显著的暗物质过密度的相对较差的示踪剂，因为“缩小”：在z < ~2.5时，居住在最高暗物质过密度中的最大质量星系已经停止了它们的恒星形成，因此不再是SMG。在给定的红移下，在10%最大质量的超密度中，只有约25%包含至少一个SMG，并且不到百分之几包含一个以上的SMG。
2015-07-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
The star formation history and metal content of the "Green Peas". New detailed GTC-OSIRIS spectrophotometry of three galaxies
我们提出了深宽波段成像和长缝光谱的三个紧凑，低质量的星暴星系在红移z \sim 0.2-0.3，也被称为绿豆（GP）。我们测量电离气体的物理性质，并获得高精度的几个物种的丰度。我们发现，这三个GP显示相对较低的消光，低的氧丰度，和显着高的N/O比，我们还报告在这些星系中的沃尔夫-拉叶星（WR）的检测清晰的签名。我们进行了试点光谱合成研究，使用人口和进化合成模型的组合。他们的输出是在定性协议，强烈建议的形成历史占主导地位的恒星爆发。与WR星的存在一致，这些模型表明，这些GP目前正在经历一次主要的星暴，产生约4%至约20%的恒星质量。然而，正如模型所暗示的那样，它们是古老的星系，在几个Gyr之前形成了大部分恒星质量。通过对其中一个星系的Mg I 5167、5173吸收线的探测，用光谱学方法证实了老星的存在。此外，我们进行了表面测光的基础上HST数据的研究，这表明，这三个星系的低表面亮度包络指数。如果由于恒星的排放，后者是结构上兼容的发光BCD/HII星系的演化主机，这表明GPS是可识别的本地BCD的组装历史中的主要情节。这些结论突出了这些天体作为研究宇宙晚期星系演化实验室的重要性。
2012-02-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
AGN feedback at z~2 and the mutual evolution of active and inactive galaxies
利用星系质量组合超深巡天（GMASS）的样本和GOODS-South场的公开资料，研究了中等恒星质量星系与中等光度活动星系核（AGN）在1<z<3处的关系。利用X射线数据，隐藏的活动星系核在未被怀疑的恒星形成星系中被发现，没有明显的非恒星活动迹象。在色质平面上，在~2 Gyr期间，平均红移z~2.2和z~1.3之间出现了两个平行的趋势：当红色序列中椭圆星系的数量明显增加时，大多数L（2-10 keV）>10^42.3 erg s^-1的活动星系核从蓝云/绿谷中消失，在那里它们主要由具有盘状和不规则形态的恒星形成系统所承载。当静止帧的颜色被校正为灰尘变红时，这些结果甚至更清楚。在z~2.2处，活动星系（包括两个1型活动星系核）的紫外光谱显示，可能存在速度高达-500 km/s的气体外流，这在相同红移或较低红移的非活动星系中都没有观测到。这样的外流表明存在着比活动星系的逃逸速度更快的气体。这些结果表明，来自中等亮度活动星系核（logL_X<44.5 erg s^-1）的反馈在z>~2时起到了关键作用，它促成了能够喷射部分星际介质的外流，并导致恒星质量为10<logM<11 M_Sun的宿主星系中恒星形成的快速减少。
2013-11-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The galaxy-halo connection of emission-line galaxies in IllustrisTNG
利用流体动力学模拟程序IllustrisTNG-300-1，在$z \sim 1$上研究了发光成星发射线星系的晕占据分布（HOD）和环境依赖性.这样的星系是当前和即将到来的宇宙学调查的关键目标。我们选择模型星系通过削减在颜色颜色空间允许直接比较与扩展重子振荡光谱调查和暗能量光谱仪（DESI）的调查，然后比较它们与星系选择的基础上特定的恒星形成率（sSFR）和恒星质量。我们证明，ELG人口是两倍更有可能居住在低密度区域（片）相比，质量选择的人口和两倍不太可能占据的dennial区域的宇宙网络（结）。我们还表明，颜色选择和sSFR选择ELG表现出非常相似的职业和聚类统计，发现协议是最好的较低的红移。与质量选择样品相比，中心ELG在$\sim$ 20\%处占据晕。我们进一步探讨了HOD和自相关对环境的依赖性，注意到在固定的晕质量下，高密度区域的星系团比低密度区域的星系团强约10倍。这一结果表明，我们应该仔细地对星系-晕关系进行建模，并将装配偏差效应应用到我们的模型中（在$\sim$上估计为$z = 0.8$上DESI颜色选择样本的聚集的4\%）。最后，我们应用一个简单的模拟配方恢复聚类的大规模（$r \gtrsim 1 \ {\rm Mpc}/h$）内的1\%，通过增加HOD模型与环境的依赖性，展示了采用灵活的人口模型的力量。
2021-01-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
How Do Galaxies trace a large scale structure?: A case study around a massive protocluster at $z=3.13$
在星系形成的层次理论中，星系过密是大质量宇宙结构的标志。然而，人们对不同类型的星系如何追踪底层的大尺度结构还不太了解。出于发现一个z=3.13的原星系团，我们研究如何相同的结构是由Ly $α$发射星系（LAEs）的人口。为此，我们已经进行了深窄带成像调查采样在此红移的LY $α$发射。在36'x36'~（70 x70 ~ Mpc ^2）视场内的93个LAE候选星系中，有21个星系形成了显著的表面超密度（delta_g=3.3+/-0.9），它在空间上与莱曼破裂星系（LBG）的超密度分离。一种可能的解释是，它们追踪了两个质量相当（~ 10^{15}M_sun）的独立结构，后者由更早时间组装的晕所承载。我们推测，LAEs的缺乏在LBG的过密度区域可能信号的作用晕组装偏置星系形成，这将表明，不同的搜索技术可能会有偏见，相应的形成年龄或动力学状态的主机晕。原星系团LAEs的Ly $α$ -和UV光度的中值比实际高30- 70%。这种差异不能单独用星系密度过高来解释，可能需要一个头重脚轻的质量函数，原星团晕更高的恒星形成效率，或者低质量晕中星系形成的抑制。在这个区域发现的一个发光的Ly $α$团块和一个超大质量星系描绘了一幅与星系团中星系早期生长的预期一致的画面。
2019-05-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Growing massive black holes through super-critical accretion of stellar-mass seeds
在$z \sim 6-7$观测到的发光类星体中，大质量黑洞的快速聚集仍然是一个谜。各种直接坍缩模型已经被提出来，从质量为$\sim 10^5\,\rm M_\odot$的初始种子开始黑洞的生长，然后可以达到10亿太阳质量，同时在爱丁顿极限吸积。在这里，我们提出了一个替代方案的基础上，辐射效率低的超临界吸积的恒星质量的孔嵌入在气体环核盘（CND）预计存在于高红移星系的核心。我们的次pc分辨率流体动力学模拟表明，恒星质量的孔内的中央100 pc的CND绑定到非常高密度的气体团，产生的周围气体的碎片。由于有大量的致密冷气体，一个恒星质量的黑洞可以按照“薄盘”解以超爱丁顿速率增长，在几百万年内其质量可以增加3个数量级。这些研究结果支持模拟运行两个不同的水电代码，RAMSES的基础上的自适应网格细化技术和GIZMO的基础上一个新的拉格朗日Godunov型方法，并与类似的，但不相同，子网格食谱恒星形成，超新星反馈，黑洞吸积和反馈。超临界吸积流的低辐射效率有助于我们的黑洞的快速质量增长，因为它们意味着周围核环境的适度辐射加热。
2015-12-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Comparing PyMorph and SDSS photometry. II. The differences are more than semantics and are not dominated by intracluster light
斯隆数字巡天管道测光低估了最明亮星系的亮度。这主要是因为（i）SDSS高估了天空背景，（ii）基于单分量或双分量Sersic的模型比SDSS管道使用的de Vaucouleurs模型更适合星系的表面亮度分布，特别是在高光度下。我们使用PyMorph光度减少隔离效果（ii），并表明它是相同的，在整个样本中的小团体环境中，以及最大规模的集群中的卫星。预计这些都不会受到集群内光（ICL）的显著影响。我们只看到在最大质量的晕中中心的额外效应，但我们认为即使是这样也不是由ICL主导的。因此，对于绝大多数星系来说，PyMorph和SDSS管道测光之间的差异不能归因于在描述大质量星系的恒星质量时是否包括ICL的语义。相反，它们可能反映了恒星形成或聚集历史的差异。由于没有考虑到SDSS的低估，以前对SDSS光度和恒星质量函数的估计都有很大的偏差，因此Halo模型对晕质量和中心星系质量之间z ~ 0.1关系的估计也有偏差。我们还表明，当一个研究的相关性，在固定的群体质量，与数量，这不是用来定义的群体，然后出现选择效应。我们说明了为什么会出现这种效应，并且不应该被误认为是物理效应。
2017-03-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
