A cosmic stream of atomic carbon gas connected to a massive radio galaxy at redshift 3.8
早期宇宙中星系的增长是由环星系和星系间气体的吸积驱动的。模拟预测，稳定的冷气体流穿透星系的暗物质晕，提供维持恒星形成所需的原材料。我们报告了一个延伸100千秒差距的气体流，连接到大质量射电星系4C 41.17。该流是使用原子碳的[CI]线的亚毫米观测来检测的，[CI]线是中性原子或分子氢气的示踪剂。银河系中央有一个天然气库，正在为一次剧烈的恒星暴增提供燃料。我们的研究结果表明，恒星形成的原材料可以存在于星系外的宇宙流中。
2023-03-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The spatial distribution of cold gas in hierarchical galaxy formation models
暗物质晕中冷气体的分布是由星系形成的关键过程驱动的：气体冷却、星系合并、恒星形成和超新星对气体的再加热。我们比较了四种不同的星系形成模型对冷气体空间分布的预测。我们发现，卫星星系作出贡献的丰度或集群强度的冷气体选择的样品，是远远低于他们的重要性，在光学选择的样品。对于现今的中心星系，其冷气体质量大于10^9 h^-1 Msun的晕占据分布函数在晕质量约为10^11 h^-1 Msun时达到峰值，这一尺度是由活动星系核对气体冷却的抑制所决定的。预测的关联函数的模型预测是在良好的协议与测量从HI帕克斯全天巡天。我们比较了可能的调查与平方公里阵列的有效体积与预期的红移调查在近红外。未来使用中性氢发射的红移测量将与计划中最雄心勃勃的近红外光谱测量竞争。
2010-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Impact of magnetic field on the gas mass fraction of galaxy clusters
在星系团中观测到磁场强度为$\sim μ$ G量级。磁场施加的非热压力也有助于星系团的总压力，并反过来影响气体质量分数的估计，$f_{gas}$。在本文中，我们考虑了一个中心磁场强度的$5μ$ G，由观测和模拟的星系团的动机。磁场的分布也取自模拟和观测结果。通过引入磁压力，利用流体静力平衡条件（HSE）推导气体密度分布，考虑了磁场的作用。我们发现，与没有磁场的情况相比，有磁场的情况下，生成的气体质量分数较小。然而，这种降低取决于磁场的强度和分布。我们还使用NFW配置文件确定了总质量，以检查$f_{gas}$估计值对总质量估计值的依赖性。从我们的分析中，我们得出结论，磁场强度，星系团似乎拥有，非热压力磁场的影响$\approx 1~\%$的气体质量分数的星系团。然而，随着平方公里阵列（SKA）等设施的即将建成，可以预期，通过对星系团，特别是内部区域的磁场强度和轮廓进行更精确的观测，这一技术将得到进一步改进。
2020-10-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The role of the cosmic web in the scatter of the galaxy stellar mass - gas metallicity relation
理解宇宙网和星系气体含量之间的关系是理解星系演化的关键一步。然而，宇宙网对星系和暗物质晕生长的影响还没有得到正确的理解。利用SDSS观测数据，研究了宇宙网对低红移恒星形成星系的恒星质量-气相金属丰度关系的影响。星系与节点的接近程度，与恒星质量和密度无关，会影响其气相金属丰度，靠近节点的星系比远离节点的星系显示出更高的化学富集度。我们发现一个类似的，但显着较弱的影响相对于灯丝。我们补充我们的观测分析与宇宙学流体动力学模拟的研究illustrisTNG（TNG 300），找到与我们的结果定性一致。使用IllustrisTNG，我们的研究结果可以解释为两个晕组件的偏见和气体供应结合在节点中的方式，显着调制的气体的金属丰度，有助于在星系演化的这种基本关系的分散。
2022-03-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Soft X-ray line emission from hot gas in intervening galaxy halos and diffuse gas in the cosmic web
Tsinghua University（清华大学）
本研究借助TNG100模拟评估介入热气体（星系晕束缚气体与宇宙网弥漫气体）的软X射线线发射，发现弥漫气体发射可媲美晕内气体，视线污染通量可达目标的20-200%。
2025-11-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Void Galaxy Survey: Galaxy Evolution and Gas Accretion in Voids
空洞是研究星系演化的独特环境，因为较低密度的环境预计会导致星系合并历史较短，演化较慢。这为检验星系形成和演化的理论提供了一个理想的机会。中性氢是驱动和调节恒星形成的核心，对中性氢的成像直接追踪了气体库，可以揭示冷气体吸积的相互作用和迹象。对于一个新的虚空星系调查（VGS），我们仔细选择了59个星系的样本，这些星系位于SDSS内距离约100 Mpc的几何识别空洞的最深处，并进行深紫外，光学，Halpha，IR和HI成像，以详细研究恒星和气体成分的形态和运动学。这个样本使我们不仅可以检查空星系的整体统计特性，而且还可以探索动力学特性的细节。我们提出了一个概述的VGS，并强调关键结果的HI内容和个别有趣的系统。在一般情况下，我们发现，空星系是气体丰富，低光度，蓝盘星系，光学和HI属性是不寻常的光度和形态。通过相互作用系统之间的气体动力学，我们看到了正在进行的组装的证据，以及在扩展的气体盘和运动学错位中看到的显著的气体吸积。VGS建立了一个本地参考样本，用于未来的HI调查（智利，DINGO，LADUMA），将直接观察宇宙时间内空星系的HI演化。
2014-10-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Do gas-poor galaxy clusters have different galaxy populations? The positive covariance of hot and cold baryons
星系团在一定质量下表现出多种团内介质性质，其中包括气体组分、X射线光度和X射线表面亮度。在这项工作中，我们调查是否尚未确定的原因产生集群的X射线低表面亮度也会影响星系的属性，即丰富，丰富的浓度，宽度和位置的红色序列，颜色，光度和优势的最亮的星系团。我们使用SDSS-DR 12光度测定法，我们的分析因素的质量依赖性，以得出在固定的集群质量的趋势。表面亮度低的星系团，尽管有类似星系团的光度，却有丰富的星系团。贫气体、低X射线表面亮度、X射线暗质量的星团，在$4.4σ$水平上显示出比质量低25%的丰度。因此，丰度和数量取决于气体，如气体分数，$M_{gas}$，和X射线表面亮度，是协变的固定晕质量。特别是，我们没有确认的暗示，在固定质量的热和冷重子的反关联提出的文献。在我们的数据和样本量允许的灵敏度范围内，所有剩余的光学性质在固定质量下没有显示出协方差。我们得出结论，X射线和光学性质是不相交的，光学性质不显示签名的那些过程涉及气体含量，除了丰富的质量标度关系。X射线表面亮度和丰富度之间的协方差对于低表面亮度集群的有效X射线跟踪是有用的，因为它允许我们使用调查质量的光学数据预先选择集群，并防止昂贵的X射线观测。
2021-12-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Toward the Formation of Realistic Galaxy Disks
在这篇评论中，我证明了一个现实的模型，星系盘的形成取决于一个适当的治疗星系中的气体。从历史上看，盘状星系形成的宇宙学模拟一直缺乏分辨率和物理激励的反馈处方。最近的计算进步已经允许前所未有的分辨率，这反过来又允许更现实的处理反馈。这些进展导致了一个新的检查气体吸积，演化和损失的星系盘的形成。在这里，我强调的作用，气体流入，气体的反馈调节，气体流出发挥在实现模拟盘星系，更好地匹配观测结果作为红移的函数。
2010-03-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The role of cold and hot gas flows in feeding early-type galaxy formation
我们研究了大规模模拟星系中气体成分的演化，并表明它们的早期形成是由冷的低熵气体流推动的。在z<3的较低红移下，模拟星系的质量足以支持稳定的维里冲击，导致从冷到热的气体吸积转变。早期型星系的气体吸积历史与其恒星成分的形成直接相关，在两个阶段的形成情景中，星系的中心部分通过原位恒星形成迅速聚集，而后期的聚集主要由次要的恒星合并所主导。
2014-10-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Effect of Gas Fraction on the Morphology and Time-scales of Disc Galaxy Mergers
富含气体的星系合并比气体较少的合并更容易通过它们的扰动形态来识别。由于星系合并的典型气体分数预计将增加红移，低气体分数合并的计数可能会偏离星系合并率的演变形态估计。为了了解这种偏差的大小，我们探索了气体分数对一系列模拟盘星系合并形态的影响。由此产生的g波段图像，我们确定如何识别主要和次要星系合并通过密切的投影对和定量形态（基尼系数G，最亮的20%的光M20的二阶矩，和不对称性A）的时间尺度取决于重子气体分数f（气体）。在所有质量比的高气体分数合并中，强不对称性持续的时间要长得多，时间尺度从f（气体）~ 20%的>= 3亿年到f（气体）~ 50%的>= 1亿年不等。因此，在部分非对称星系中观察到的强烈的红移演化可能反映了星系气体性质的演化，而不是整体星系合并率。另一方面，通过G-M20识别星系合并的时间尺度与气体分数（~ 2亿-4亿年）的依赖性很弱，这与G-M20合并观察到的弱演化一致。
2009-12-08 astro-ph.CO
The Relative Role of Galaxy Mergers and Cosmic Flows in Feeding Black Holes
利用一组放大的宇宙学模拟的高红移的大质量星系的祖先，我们隔离和跟踪的历史，是由中央超大质量黑洞吸积的气体。我们确定的吸积气体的起源，无论是在合并事件或顺利吸积进入星系。此外，我们指定是否顺利吸积气体通过冷流吸积或冲击进入晕。对于z ~ 4的中等质量（10^6 - 10^7 Msun）黑洞，与激波或合并起源的气体相比，更倾向于吸积冷流气体。然而，这一结果是整个星系具有更高比例的冷流气体的事实的结果。一般来说，每个黑洞都倾向于吸积与其宿主星系中所含的相同比例的平滑和合并吸积气体，这表明一旦气体进入晕，它就会变得混合良好，并且其起源被抹去。我们发现，气体的角动量晕入口时是一个更重要的因素;黑洞优先吸积气体，具有低的角动量时，它进入星系，无论它是吸积顺利或通过合并。
2013-12-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Signatures of Cool Gas Fueling a Star-Forming Galaxy at Redshift 2.3
银河系被认为是由星系际气体的持续吸积提供的，但直接的观测证据一直难以捉摸。预计这些吸积气体将围绕星系的光环运行，不仅为恒星形成提供燃料，还为星系提供角动量，从而产生独特的运动学特征。在这里，我们报告的观测显示，这些独特的签名附近的一个典型的遥远的恒星形成星系的气体检测使用的背景类星体通过26千秒差距的主机。我们的观察表明，气体吸积在星系生长中起着重要的作用，因为估计的吸积率是可比的恒星形成率。
2013-07-03 astro-ph.CO
Gas and dust in the BCD galaxy VII Zw 403 (UGC 6456)
基于早期的光谱观测的结果与6米BTA望远镜的SAO RAS我们完善的金属丰度估计的复合物的电离气体在第七Zw 403星系。斯皮策太空望远镜的红外观测被用来寻找一个可能的相关性的多环芳烃（PAH）的质量分数分布的电离和中性氢的分布，并与气体的金属丰度在HII地区的星系。
2011-07-14 astro-ph.CO
Probing Hot Gas in Galaxy Groups through the Sunyaev-Zeldovich Effect
我们探讨了利用Sunyaev-Zeldovich效应（SZE）来研究星系群中热气体性质的可能性。它表明，与即将到来的SZE调查，可以堆叠SZE地图周围的星系群相似的晕质量选择从大星系红移调查，研究热气体的星系团所代表的晕。我们使用各种模型的热晕气体研究如何预期的SZE信号的气体分数，状态方程，晕浓度和宇宙学的影响。将模型预测结果与SPT、ACT和普朗克巡天观测的灵敏度进行比较，结果表明，对于质量M ~> 10^{13} h^{-1}Msun的晕，类似SPT的巡天观测可以对热气性质提供严格的约束。我们还探讨了利用不同光度星系与热气体之间的互相关来探测暗物质晕中的热气体，而不需要确定代表暗晕的星系群的想法。我们的研究结果表明，在斯隆数字巡天这样大规模的星系巡天中，借助条件光度函数（CLF）模型，我们可以得到对质量低至10^{13} h^{-1}Msun的晕中热气体性质的严格约束。因此，即将到来的SZE调查应该提供一个非常有前途的途径来探测大多数L* 星系居住的相对低质量的晕中的热气。
2011-01-19 astro-ph.CO
The external origin of the polar gaseous disk of the S0 galaxy IC 5181
星系通过获取和合并事件从环境中吸积物质。我们研究了附近的S 0星系IC 5181，以解决电离气体成分的起源，在极地轨道上的星系轨道的IC 5181电离气体从宽带和窄带成像。我们测量的电离气体和恒星的运动学和线强度的舔指数的恒星组件沿长轴和短轴。年龄，金属丰度，和[α/Fe]增强的恒星星族的衍生使用单恒星星族模型与可变元素丰度比。电离气体的金属丰度是从发射线的等效宽度。IC 5181是一个形态上未受干扰的S 0星系，有一个由具有超太阳金属丰度和过剩的老恒星形成的经典凸起。在盘区，恒星年龄和金属丰度降低。该星系拥有一个几何学和运动学解耦的电离气体成分。它沿着星系短轴拉长，并相对于星系盘正交旋转。我们解释的运动学去耦暗示的气体成分，这是不相关的恒星和外部起源。它是由IC 5181在极地轨道上从周围环境中吸积的。
2013-09-23 astro-ph.CO
Predicting Merger-Induced Gas Motions in Lambda-CDM Galaxy Clusters
在分级结构形成模型中，星系团是通过一系列的合并和连续的质量吸积形成的，这产生了显着的随机气体运动，特别是在它们的外围，那里的物质正在积极地吸积。内部气体运动提供的非热压力影响了X射线发射的团内等离子体的热力学结构，并在X射线和Sunyaev-Zeldovich效应观测的物理解释中引入了偏差。然而，我们对星系团中气体运动的性质知之甚少。计划于2015年发射的ASTRO-H X射线飞行任务将配备一个热量计，能够测量星系团中速度低于100公里/秒的气体运动。在这项工作中，我们使用星系团形成的流体动力学模拟来预测Lambda-CDM模型中预期的合并引起的气体运动水平。我们发现，气体速度的色散是更大的质量集群，但表现出大的散射。我们发现，大的气体运动的系统形态上的干扰，而早期形成，放松的群体显示出较小的水平的气体运动。通过分析模拟的ASTRO-H观测的模拟集群，我们表明，这样的观测可以准确地测量气体速度分散到附近的放松星系团的郊区。另一方面，ASTRO-H对合并星系团的分析需要进行多成分光谱拟合，并通过测量个别子星系团内气体的特殊速度和速度分散，对星系团的子结构进行独特的研究。
2013-10-01 astro-ph.CO
Removal and mixing of the coronal gas from satellites in galaxy groups: cooling the intragoup gas
在星系团、星系群和大质量星系周围存在着一个扩展的热气日冕，这一点已被观测证据所证实，并被当前的星系形成理论所预言。当一个小星系与一个大星系碰撞时，它们的日冕首先相互作用，产生扰动，将气体从较小的系统中移除，并将其沉降到较大系统的日冕中。对于一个银河系大小的星系合并成一个低质量的群体，冲压压力剥离和开尔文-亥姆霍兹不稳定性是最相关的这些扰动。我们认为，由后者产生的湍流混合材料的两个日冕在轨道卫星的尾流中创建一个“暖相”的混合物与冷却时间的一个因素的几个短于周围的组内气体。我们得出这一结论，使用解析估计，以及绝热和耗散的高分辨率数值模拟的球形日冕的消融过程中的一个恒定的速度风均匀的密度和温度。虽然这是一个初步的分析，我们的研究结果是有希望的，我们推测，混合物可能会引发原位恒星形成和/或吸积到中央星系作为一个冷的气体流导致在星系群和星系团的恒星形成的新模式。
2012-08-23 astro-ph.CO
Two analytic relations connecting the hot gas astrophysics with the cold dark matter model for galaxy clusters
星系团是检验我们对宇宙学理解的好目标。除了数值模拟和引力透镜，X射线观测是分析星系团引力结构最常用和最传统的方法。因此，它是有价值的，有简单的分析关系，可以连接所观察到的热，X射线发射气体的分布，从模拟得出的集群中的暗物质的结构。在这篇文章中，我们应用了一个简单的框架，可以解析连接的宇宙学冷暗物质模型中的标准参数的热气体的经验参数。我们从理论上导出了两个重要的解析关系式$r_s \approx \sqrt{3}r_c$和$ρ_s \approx 9βkT/8 πGm_gr_c^2$，它们能很容易地把星系团中的暗物质性质与热气性质联系起来。这可以给出一个用热气体和冷暗物质模型描述星系团引力天体物理的一致图象。
2021-10-22 astro-ph.CO
A Simple Physical Model for the Gas Distribution in Galaxy Clusters
星系团的主要重子成分是热气体，其分布通常通过热韧致辐射产生的X射线辐射来探测。由此获得的密度分布传统上用β分布建模，β分布是仅具有三个参数的简单函数。然而，已知该模型不足以表征团簇气体分布的范围，并且试图纠正该缺点通常引入额外的参数以增加拟合灵活性。我们使用宇宙学和物理学的考虑，以获得一个家庭的配置文件的气体比β模型的参数少，但更好地占所观察到的气体分布在很宽的径向间隔。
2014-12-18 astro-ph.CO
Weighing Galaxy Clusters with Gas. II. On the Origin of Hydrostatic Mass Bias in LambdaCDM Galaxy Clusters
使用星系团作为宇宙学探测器取决于我们准确和高精度测量它们质量的能力。流体静力学质量是估算单个星系团质量的最常用方法之一，但由于偏离流体静力学平衡而存在偏差。使用一个大的，质量有限的样本的大规模的星系团从高分辨率流体动力学宇宙学模拟，在这项工作中，我们表明，除了湍流和散装气体速度，气体加速介绍了偏见的流体静力学质量估计的星系团。在非松弛集群中，加速偏置是由于合并引起的湍流和散装气体运动的非热压力的偏见。在松弛的团簇中，由于加速引起的平均质量偏差很小（<3%），但质量偏差的分散可以通过考虑气体加速来减少。此外，这种加速偏差在高红移星系团的外围更大，那里的合并更频繁，星系团的吸积更快。由于气体加速度不能直接观测到，它引入了一个不可约的偏差流体静力学质量的估计。这种加速偏差限制了我们从未来的X射线和微波观测中恢复星系团质量的能力。我们讨论了基于X射线、Sunyaev-Zeldovich效应和引力透镜观测的星系团质量估计及其对星系团宇宙学的影响。
2014-02-10 astro-ph.CO
Gas inflows, star formation and metallicity evolution in galaxy pairs
几十年来，人们已经知道星系间的相互作用可以引起恒星形成（以下简称SF）的增强，这种增强的驱动机制之一与气体流入星系中心区域有关，这是由恒星成分的不对称性引起的，如酒吧。近年来，越来越多的证据表明，相互作用对的中心气相金属丰度比场星系的中心气相金属丰度低，平均低{\sim} 0.2 - 0.3 dex。这些被稀释的ISM金属丰度被解释为贫金属气体从外盘流入星系中心区域的结果。出现了一些问题：这种稀释的时间和持续时间是什么？如何以及何时由气体流入引起的SF用再加工材料富集环核气体？稀释的时间和强度与SF的时间和强度之间是否存在任何相关性？通过Tree-SPH模拟星系主要相互作用，我们研究了气体流入对ISM稀释的影响，以及诱导SF的影响，随后，在重新丰富的核气体。在这方面的贡献，我们提出了这项研究的主要结果。
2011-02-10 astro-ph.CO
Galaxies probing galaxies: cool halo gas from a z = 0.47 post-starburst galaxy
利用Keck/LRIS光谱技术研究了z = 0.4729星系周围的冷气体，背景星系的亮度为B = 21.7，z = 0.6942，横向距离为16.5/h_70 kpc。背景星系的光谱在前景星系的红移处显示出强烈的Fe II、Mg II、Mg I和Ca II吸收，Mg II 2796的静止等效宽度为3.93 +/- 0.08埃，表明速度宽度超过400 km/s。由于背景星系很大（> 4/h_70 kpc），吸收气体的高覆盖率表明它出现在一个空间扩展的复杂的冷云中，具有很大的速度色散。大质量（log M_*/M_sun = 11.15 +/-0.08）主星系的光谱表明，它在大约1 Gyr前经历了一次恒星形成爆发，并拥有一个弱的活动星系核。我们讨论了冷气体在其晕中的可能来源，包括热晕气体的多相冷却，冷流入，潮汐相互作用和星系风。我们的结论是，吸收气体很可能是在过去的星暴事件中从宿主星系或其祖先星系的星际介质中喷出或潮汐剥离。采用后一种解释，这些结果对从遥远宇宙中的星系驱动或剥离的冷气体的径向范围施加了为数不多的限制。未来的研究与空间扩展的背景星系的积分场单位光谱将提供多个视线通过前景吸收器和允许分析的形态和运动学的气体周围的星系与一组不同的属性和环境。
2009-07-01 astro-ph.CO
UGC8802: A Massive Disk Galaxy in Formation
我们报告了通过GALEX Arecibo SDSS巡天GASS获得的星系UGC 8802的新观测结果，表明该星系处于显着的演化状态。UGC 8802（GASS 35981）是一个盘状星系，恒星质量M*=2x10^10 Msolar，似乎含有额外的2.1x10^10 Msolar HI气体。用IRAM 30米望远镜进行的新的毫米观测表明，分子气体的质量只有这个的十分之一。使用深长缝光谱，我们研究了空间分辨的恒星形成率和金属丰度的GASS 35981的历史线索。我们发现该星系的恒星形成面密度很低（Sigma_SFR=0.003 Msolar/yr/kpc ^2），而且恒星形成在整个星系中分布得非常均匀。在我们的三个IRAM点测量的低分子气体质量在很大程度上与相同孔径内测量的总恒星形成一致。我们的MMT长缝光谱揭示了GASS 35981外盘金属丰度的急剧下降。目前的恒星形成速率与外盘中现有恒星质量表面密度的比率非常高，这意味着所有的恒星都必须在过去的~1Gyr内形成。然而，以目前的恒星形成速率，GASS 35981将不会再消耗5-7 Gyr的HI储备。尽管GASS 35981的气体比例对于这样一个质量的星系来说非常大，但它有一个规则的旋转曲线，并且没有表现出最近相互作用或合并的迹象。我们推测GASS 35981可能直接从星系间介质中获得了气体，并且它和GASS调查中发现的其他类似星系可能…
2010-07-23 astro-ph.CO
A tight correlation between the enclosed gravitational mass and hot gas mass in galaxy clusters at intermediate radii
许多研究指出，星系中不同半径的暗物质和重子物质之间存在着紧密的关联。然而，类似的紧密相关性只能在大半径的星系团中找到。在这里，我们报告之间的引力质量$M_{\rm grav}$和热气质量$M_{\rm gas}$在星系团在热气体核心半径$r_c$和$2r_c$（即$M_{\rm grav}(r_c)$与$M_{\rm gas}(r_c)$和$M_{\rm grav}(2r_c)$与$M_{\rm gas}(2r_c)$）非常紧密的相关性。利用64个不同大小和质量的大星系团的X射线数据，我们发现，在很宽的热气体质量（$10^{11}M_{\odot}-10^{14}M_{\odot}$）范围内，这种关联可以用单一的关系式$\log(M_{\rm grav}/M_{\odot})=(0.74 \pm 0.02) \log(M_{\rm gas}/M_{\odot})+(4.47 \pm 0.23)$来描述。相应的相关系数和离散度分别为0.97和0.10 dex。这将是第一个在中等半径（$\sim 100-1000$ kpc）范围内的星系团的封闭引力质量和热气质量之间具有非常小的离散度的紧密关联，为支持暗物质和重子关联的普遍性提供了一种新的观测证据。
2020-01-24 astro-ph.CO
Galaxy gas ejection in radio galaxies: the case of 3C 35
我们报告的结果，从XMM牛顿和钱德拉观测附近（z = 0.067）巨大的射电星系3C 35。我们发现的X射线发射的气体带，正交和3C 35，我们解释为化石组气体驱动向外扩展的射电瓣叶之间的叶。我们还检测到微弱的发射，从第二个，更广泛的组型环境，以及逆康普顿X射线发射的射电瓣。射电瓣和气体带的形态结构表明它们是共同演化的。此外，射电源的能量足以将星系尺度的气体喷射到100千秒差距的距离之外，而且这两个特征的年龄相当（tsynch~ 1.4亿年，tbelt~ 8.0亿年）。3C 35大气层的破坏可能会提供化石系统如何调节的线索：射电星系需要具有与3C 35相当的能量来取代和调节化石群气体。我们讨论的气体带在3C 35活动星系核的燃料和反馈方面的影响。
2013-02-06 astro-ph.CO
Stars and ionized gas in S0 galaxy NGC 7743: an inclined large-scale gaseous disk
利用深长缝光谱和积分场光谱数据研究了透镜状棒星系NGC 7743中恒星和电离气体的运动学和恒星星族的性质。我们已经表明，电离气体的距离大于1.5千秒差距的核心解决在磁盘是显着倾斜的恒星盘的星系。对圆盘的几何形状做不同的假设，并将不同的发射线组纳入拟合，在薄平圆盘圆周旋转的假设下，我们得到圆盘之间的角度的全部可能范围为34+/-9或77+/-9度。倾斜盘最可能的起源是来自卫星的外部气体吸积，以相应的角动量方向围绕宿主星系旋转。NGC 7743周围的HI分布数据表明，该星系具有丰富的气体环境。的发射线比图意味着占主导地位的冲击波的电离状态的气体盘，而最近的恒星形成的光电离的贡献似乎可以忽略不计。在盘的某些部分中，检测到在禁止线和巴耳末线中发射的气体的速度之间的差异。这可能是因为倾斜的星盘主要由激波激发，而部分巴耳末线辐射是由NGC 7743主星盘中的年轻恒星激发的少量气体产生的。在环核区（R< 200 pc），发现了活动星系核喷流与周围星际介质相互作用的证据。
2011-06-27 astro-ph.CO
Connecting Transitions in Galaxy Properties to Refueling
我们涉及星系结构和气体含量的过渡到加油，这里定义为包括外部气体吸积和内部气体处理需要更新水库恒星形成。我们分析了两个z=0的数据集：一个高质量的~200星系样本（近场星系调查，数据发布在此）和一个体积有限的~3000星系样本与再处理的档案数据。这两个星系的重子质量都达到了~ 10^9 Msun，并跨越了从空洞到星系团的环境。两个依赖于质量的转变是明显的：（i）低于“气体丰富度阈值”尺度（V~ 125 km/s），气体主导的准无凸起Sd-Im星系成为数量上的优势，而（ii）高于“双峰”尺度（V~ 200 km/s），气体饥饿的E/S 0成为常态。尽管有这些转变，星系质量（或V作为其代理）是一个贫穷的预测气体-恒星质量比M_gas/M_*。相反，M_gas/M_* 与星系在最后一个Gyr中形成的恒星质量与其先前存在的恒星质量之比有很好的相关性，因此这两个比值在数值上是相似的。过去平均的恒星形成和目前的气体丰富度之间的惊人的对应关系意味着在Gyr时间尺度上恒星形成星系的例行加油。我们认为，这种加油的基础紧密的M_气体/M_* 与颜色的相关性，往往用来衡量“光度气体分数。“此外，阈值和双峰尺度转换反映了三种加油制度之间的质量依赖的人口变化-吸积占主导地位，加工占主导地位，淬火。在这张图片中，以气体为主的矮星不是由低效的恒星形成来解释的，而是由压倒性的气体吸积来解释的，气体吸积在<~1Gyr…
2013-08-15 astro-ph.CO
Non-parametric method for measuring gas inhomogeneities from X-ray observations of galaxy clusters
本文提出了一种非参数方法，利用星系团的X射线观测测量团内介质（ICM）的不均匀性。模拟钱德拉X射线观测的模拟集群分析，我们表明，我们的新方法能够准确恢复的三维气体密度和气体聚集因子的配置文件到大半径的星系团。然后，我们将这种方法应用到钱德拉X射线观测的阿贝尔1835和目前的第一个确定的气体聚团因子的X射线集群数据。我们发现Abell 1835中的气体聚集因子随半径的增加而增加，当r= R_{200}时，聚集因子达到~2-3。这与流体动力学模拟的预测非常一致，但它显着低于最近朱雀观测推断的值。我们进一步表明，径向增加的气体聚集因子导致平坦化的ICM导出的熵分布，并影响集群气体结构的物理解释，特别是在大集群中心半径。我们的新技术有助于利用钱德拉和XMM-牛顿X射线空间望远镜提供的丰富数据集，从而有助于提高我们对星系团结构的理解，并促进将星系团用作宇宙学探测器。
2013-09-16 astro-ph.CO
