Tracing the dynamical states and mass accretion histories of galaxy clusters in IllustrisTNG
University of Waterloo（滑铁卢大学）；Independent University, Bangladesh（孟加拉独立大学）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）
利用IllustrisTNG模拟，研究星系团结构参数与吸积历史的关联，发现可观测量如最亮星系间星等差和恒星质量分布不对称性可有效选择近期吸积样本。
2026-05-28 astro-ph.CO
Times, environments and channels of bulge formation in a LambdaCDM cosmology
我们分析了两个独立开发的星系形成模型的预测，研究的机制，环境和特征时间的隆起形成的Lambda CDM宇宙演化。对于每个模型，我们测试了不同的凸起形成处方，以量化不同渠道的相对重要性。结果表明，星系质量与晕质量之间的强相关性，以及大质量星系更丰富的合并历史，自然会导致星系质量与形态之间以及晕质量与中央星系形态类型之间的强相关性。大部分的核球质量是通过大小合并获得的，但盘的不稳定性起着重要的作用，特别是对于中等质量的星系。我们发现，磁盘不稳定事件的建模，以及星系合并的时间，可以显着影响的时间膨胀形成，不同的渠道的相对重要性。膨胀主导的星系通过主要的合并获得它们的形态，但这可以通过冷却周围热晕的气体来改变。我们发现，光盘再生是一个不可忽视的组成部分的鼓包占主导地位的星系的演化，特别是低到中等质量，在高红移。
2011-02-15 astro-ph.CO
Supermassive Black Holes and Their Host Galaxies - I. Bulge luminosities from dedicated near-infrared data
为了保证、完善和补充中心超大质量黑洞质量（Mbh）与其宿主星系的核球光度（Lbul）之间的关系，我们利用加拿大-法国-夏威夷望远镜（CFHT）的宽视场WIRCam成像仪，获得了35个具有可靠测量的Mbh的邻近星系的深、高空间分辨率K波段图像。采用专用的数据缩减和天空相减策略来估计天空的亮度和结构，这是在近红外中跟踪扩展物体的光分布时的关键步骤。从最终的图像产品中，通过二维轮廓拟合提取凸起和总幅度。作为一级近似，所有星系的模型使用一个简单的Sersic-bulge + exponential-disk分解。然而，我们发现，这样的模型并没有充分描述的结构，我们观察到在我们的样本星系的大部分，其中通常包括核心，酒吧，核，内盘，旋臂，环和信封。在这种情况下，我们采用了轮廓修改和/或带有额外组件的更复杂的模型。导出的膨胀幅度是非常敏感的细节和模型中使用的组件的数量，虽然总的幅度几乎保持不受影响。通常，但并不总是，当采用简单的凸起+盘分解代替更复杂的模型时，凸起的光度和大小被高估。此外，我们还发现，当Sersic模型的椭圆率保持不变时，有些椭球体并不很好地拟合。本文介绍了图像处理和分析的细节，而在配套文件中，我们讨论了如何模型引起的偏见和系统的隆起幅度影响的Mbh-Lbul关系。
2013-11-06 astro-ph.CO
Tracing the merger history of MACS clusters using the GMRT
星系团合并激波通过扩散激波加速有效地加速周围的电子，并通过压缩团间介质来放大磁场。因此，这类天体会产生大量的同步辐射。射电晕和Mpc尺度的外围射电遗迹有助于我们追溯团簇形成的历史。为了研究星系团的动力学状态及其与合并情景的关系，作为试点项目，我们从MACS（大规模星系团巡天）星系团样本中观察到了四个合适的候选者。观测同时进行了610和235兆赫的GMRT。我们观察到一个罕见的现象，在集群MACSJ0014.3-3022，它的主机既外围壮观的无线电遗迹和一个异常平坦的频谱中央巨射电晕的尺寸超过1.5兆秒差距。我们还报告说，另一个星团MACSJ0152.5-2852可能显示出最早和年轻的合并系统之一的迹象，我们在星团外围看到了一个微弱的0.5Mpc射电遗迹。
2014-11-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The first gigayear of bulge star formation in Virgo ellipticals: constraints from their globular cluster systems
利用“高级巡天照相机”室女星系团巡天的数据产品来了解红移z > 2的早期型星系的核球恒星形成历史。一种新的技术，利用观测到的高红移年龄金属丰度的关系来限制典型的形成时代的富金属或“隆起”的球状星团。这一分析支持了一个模型，即大质量室女座星系在z ~ 3.5经历了一个非常强烈的膨胀球状星团形成模式，随后是一个显着的膨胀增长和小球状星团生产的时代。中等质量的星系在z ~ 2.5处显示出一个不太强烈的球状星团形成时期，这与大部分核球恒星的生长是同步的。大质量和中等质量星系恒星形成模式之间的转变发生在星系恒星质量为M_stellar ~ 3 x 10^10 M_sun时，在这个质量下，许多其他星系的性质都发生了变化。室女座的矮早型星系可能没有经历过明显的球状球状星团形成时期，因此在红移z < 4时，与球状星团形成相关的强烈恒星爆发可能很难直接观测到。虽然上述结论是初步的，因为它们是基于年龄和金属丰度之间的不确定关系，但随着高红移星系观测和理论模型的改进，所采用的技术将产生更严格的限制。
2010-03-25 astro-ph.CO
The multi-zone chemical evolution of the Galactic bulge: predicting abundances for different radial zones
由于它的接近，银河核球（GB）的恒星星族可以被解析，并可以进行详细的研究。这使得我们可以追踪不同的空间区域内的隆起金属丰度分布函数（EMT），这可能会给我们的线索，隆起的形成和演变的情况。在这项工作中，我们开发了一个化学演化模型（CEM），考虑到在凸起和光盘的质量分布，推导出在银河系中的径向依赖的时间尺度。由于下沉率取决于CEM中的时间尺度，因此模型的结果用于测试由内而外形成凸起的情况。所获得的结果的$[α/\mbox{Fe}]$与[Fe/H]的关系，在凸起的径向梯度和[Fe/H]已在文献中的可用数据进行了比较。该模型能够再现大部分观测数据：$[α/\mbox{Fe}]$与[Fe/H]关系的扩展，不同区域的凸起形状，凸起内部的[Fe/H]径向梯度和年龄-金属丰度关系，以及[ $α$ /Fe]随年龄的演化。模型的结果指向一个场景，其中大部分的凸起星预先存在的四四方方/花生X形酒吧的形成。因此，不排除GB的经典起源，这种情况可能被用来解释银河系隆起的化学性质。
2023-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar Population and Kinematic Profiles in Spiral Bulges & Disks: Population Synthesis of Integrated Spectra
利用深源Gemini/GMOS观测数据，详细研究了8个邻近旋涡星系（Sa-Sd）的核球区和内盘区的恒星星族（SP）和运动学特征.长缝谱扩展到1-2个盘尺度长度，S/N/Ang>=50。几种不同的模型拟合技术，包括吸收线指数和全光谱拟合进行了探索，发现加权年龄，金属丰度，丰度比不同。螺旋星系的SP不能很好地匹配的单一事件的恒星形成，代表性的SP必须涉及平均SP值集成的恒星形成历史（SFH）的星系。我们的“全种群合成”方法是将模型模板与全光谱进行优化的线性组合，并对模型代表性较差的区域进行掩蔽。我们的螺旋凸起遵循相同的相关性增加轻重量的年龄和金属丰度与中心速度色散的椭圆星系和早期型的凸起在其他研究中发现，但当SFHS更复杂和现实的比一个单一的爆发调用，随着年龄的趋势是浅和分散大大减少。在质量加权的情况下，所有的凸起主要由旧的和富含金属的SP组成。隆起的形成似乎是由所有球状体所共有的早期过程所主导的，无论它们目前是否居住在盘中。虽然在某些情况下不能排除整体塌陷，但必须调用合并来解释大多数凸起中的SP梯度。通过长期过程或“恢复活力”的恒星形成进一步的膨胀增长通常对恒星质量预算的贡献最小。（节录）
2009-01-27 astro-ph.CO
Tracing the formation history of galaxy clusters into the epoch of reionization
z~2-7处的大尺度超密度星系被称为原星系团，被认为是团簇形成的场所，而大口径综合巡天望远镜（LSST）和宽视场红外巡天望远镜（WFIRST）等深空巡天项目将提供大量这些有趣的结构。然而，对这些目标的光谱确认和解释仍然具有挑战性，需要在光学和近红外线的>20米级望远镜上进行宽视场多路光谱分析。在未来的十年里，对原星系团的详细研究将使我们能够第一次系统地将早期宇宙中的这些星系团祖先与它们在较低红移处的维里化对应物联系起来。这将使我们能够在观测上解决最明亮的星系团和其他星系团星系群的形成，星系团内光的积累，星系团内介质的化学富集历史，以及在稠密环境中形成和触发超大质量黑洞，所有这些都是目前几乎完全通过星系团中的化石记录或通过数值模拟来接近的。此外，在最高的红移（z~5-10），这些恒星形成星系的大扩展超密度被认为在宇宙的再电离中发挥了重要作用，这需要通过即将进行的实验来验证。理论和最近的模拟也表明这些超密度和超大质量黑洞的形成之间存在重要联系，但仍然缺乏观测证据。在本白皮书中，我们回顾了我们目前对星系团历史这一重要阶段的理解，下一代大口径地面望远镜GMT和TMT将对其进行探索。
2019-03-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Uncovering Drivers of Disk Assembly: Bulgeless Galaxies and the Stellar Mass Tully-Fisher Relation
为了确定什么过程管理的装配历史的星系旋转盘，我们研究了恒星质量塔利-费舍尔关系在很宽的范围内的红移分区根据星系是否包含一个突出的隆起。使用我们早期的Keck光谱样本，从HST图像的分析中可以获得凸起/总参数，我们发现z > 0.8的无凸起盘星系与局部Tully-Fisher关系存在显著的偏移，而在所有探测的红移中，那些有显著凸起的星系沿着局部关系下降。我们的研究结果支持的建议，隆起的增长可能会以某种方式加快成熟的盘星系到塔利-费舍尔关系。我们讨论了各种物理假设，可以解释这一结果的背景下，恒星形成星系的红移z = 0和z > 2的运动学观测。
2012-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The potential of tracing the star formation history with HI 21-cm in intervening absorption systems
与中性气体密度在0 < z < 5的红移范围内基本保持不变不同，恒星形成密度表现出强烈的红移依赖性，从现在开始增加，然后在z ~ 2.5的红移处达到峰值。因此，有一个鲜明的对比之间的恒星形成率和丰富的原材料可供燃料。然而，使用的HI 21厘米吸收的强度的总中性气体柱密度的比率来量化的气体的自旋温度，它最近被证明，其倒数可以跟踪恒星形成密度。这是可以预期的，因为气体云必须足够冷，才能在自身重力下坍缩。然而，这依赖于非常有限的数据，因此在这里，我们探索了将上述方法应用于无法获得单个柱密度的吸收器（主要是MgII吸收系统）的潜力。通过使用平均值作为在给定红移下气体柱密度的替代，我们再次发现1/T（随光子-发射体尺寸比简并）跟踪SF密度。如果得到更高红移数据的证实，这将为未来使用平方公里阵列在整个宇宙中调查冷气体提供一个强大的工具。
2017-08-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tracing the environmental history of observed galaxies via extended fast action minimization method
我们提出了一种新的应用程序的扩展快速行动最小化方法（eFAM），旨在评估塑造星系演化的环境中的作用。我们验证我们的方法通过测试eFAM预测对Magneticum流体动力学模拟。我们把模拟的z~0快照作为我们观测到的星表，并利用重建的星系轨道来模拟宇宙结构的演化。在统计水平上，在重建的目录中的空隙，片，丝，和集群占用的体积分数（VFF）同意在$1σ$与VFF估计从高红移快照的模拟。eFAM结构的局部精度通过计算它们相对于在规则网格的单元处的模拟目录P的纯度来评估。直到z=1.2，簇具有0.58<P<0.93，细丝以0.90<P<0.99变化，片显示0.78<P<0.92，并且空隙以0.90<P<0.92最佳识别。随着红移的增加，比较重建的示踪剂和模拟星系变得更加困难，因为它们的偏差和数密度不同，纯度降低到P~0.6。我们检索个别星系的环境历史，通过宇宙网跟踪它们的轨迹，并与它们观察到的气体分数，$f_\mathrm{gas}$，在不同的结构内所花费的时间。对于星系团和细丝，eFAM再现的变化$f_\mathrm{gas}$的吸积/陷的红移的函数跟踪模拟与1.5 $σ$统计协议（减少到2.5 $σ$统计协议的低质量星系的细丝）。这些结果支持应用eFAM的观测数据，研究观测到的星系属性的环境依赖性，提供了一个补充的方法，基于光锥观测。
2022-07-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Host Galaxies of Low-mass Black Holes
利用HST对147个低质量黑洞（BH）宿主星系的观测，系统地研究了这些活动星系的结构和标度关系。我们选择的样本具有维里质量约为10^5-10^6太阳质量的中心黑洞。宿主星系的I带总星等为-23.2<M_I<-18.8等，而星系的凸起星等为-22.9<M_I<-16.1等。用GALFIT对凸起-盘-棒的详细分解表明，在我们观测的极限范围内，93%的星系有扩展盘，39%有棒，5%没有凸起。基于Sersic指数和膨胀比，我们得出结论，大多数的星系盘可能包含pseudobulges和这些低质量的黑洞很少生活在经典的凸起。我们的样品的基本平面是从经典的凸起和椭圆的方式，是一致的pseudobulges的标度关系偏移。在Faber-Jackson平面内，与经典的星系团和椭圆星系相比，该样品在固定光度下具有较小的速度色散。根据它们在基本平面上的位置，特别是Faber-Jackson投影，没有盘的星系在结构上更类似于球状体而不是经典的凸起。总的来说，我们认为质量小于10^6太阳质量的黑洞生活在星系中，这些星系在其历史的大部分时间里都是长期演化的。一个经典的核球并不是黑洞存在的先决条件。
2011-07-22 astro-ph.CO
N-body simulation insights into the X-shaped bulge of the Milky Way: Kinematics and distance to the Galactic Centre
使用模拟盒/花生（B/P）形凸起，我们探索银河系的凸起的X形的性质。X形可以与由条形驱动的B/P形凸出相关联。通过比较详细的模拟和观察，我们表明，主要的运动学印记的X形是一个最小的近，远侧的平均视线速度沿短轴之间的差异。该最小值出现在大约|b| = 4°处，这接近于可以检测到X形的下限。在银河系中心的方位角速度、垂直速度或任何色散中，都找不到X形的相干特征。在缩放我们的模拟之后，我们发现与BRAVA数据的最佳拟合导致15°的杆角。我们还探讨了一个纯粹的几何方法来确定银河系中心的距离跟踪臂的X形。我们发现，我们能够确定这一鲜为人知的距离，约5%的准确度与足够准确的距离测量的红团星的武器。
2014-01-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Luminosity dependent star-formation history of S0 galaxies: evidence from GALEX-SDSS-2MASS-WISE colours
我们结合UV/光学/近红外/中红外数据的样本~240 S 0星系，研究各种恒星形成相关的过程中。我们根据K带光度将样本分为明亮和暗淡的S 0星系。将FUV-NUV与NUV-K的色图与简单恒星星族（SSP）模型进行比较，发现椭圆星系和明亮的S 0星系主要由年龄大于10^9年的恒星星族组成，而暗淡的S 0星系可能包含年龄为10^8年的恒星，这为相对较新的恒星形成活动提供了证据。在较亮的S 0星系中，4000 A的强度也系统性地较高，再次表明存在古老的恒星星族。它们的中红外颜色表明，明亮的S 0颜色像椭圆，而暗淡的S 0颜色更像螺旋。所有这些观测结果都与低光度S 0星系可能是由晚型螺旋星系盘中的气体剥离形成的情景相一致，这反过来又通过长期演化过程形成了它们的伪凸起，可能涉及多个恒星形成事件。另一方面，更明亮的S 0星系可能在早期形成其大部分恒星，类似于椭圆星系中的恒星形成，并且具有古老的同时代恒星星族和经典的球
2013-03-17 astro-ph.CO
Tracing the accretion history of supermassive Black Holes through X-ray variability: results from the Chandra Deep Field-South
我们研究的X射线的变化特性的遥远的活动星系核在钱德拉深场南部地区超过17年，直到$z\sim 4$，并将它们与模型预测的本地样本的基础上。我们使用蒙特卡罗模拟的结果来解释不连续采样和低计数制度所引入的偏差。我们确认，可变性是一个普遍存在的属性活动星系核，没有明确的依赖于环境的密度。高z活动星系核在不同的时间尺度上的变化特性与附近活动星系核的功率谱密度（PSD）相似，都是由一个破碎（或弯曲）的幂律描述的。我们确认存在的亮度和变异性之间的反相关性，导致从BH质量和吸积率的依赖性的变异性。我们探索不同的模型，发现我们可以接受的解决方案预测BH质量影响PSD的断裂频率的值，而爱丁顿比$λ_{Edd}$影响PSD的断裂频率，并可能，PSD的幅度以及。我们推导出的平均$λ_{Edd}$的红移函数的演变，发现结果与测量的基础上不同的估计。大的统计不确定性，使我们的结果与一个恒定的爱丁顿比一致，虽然我们的模型之一，提出了一个可能的增加$λ_{Edd}$与回看时间高达$z\sim 2-3$。我们的结论是，可变性是一个可行的手段来跟踪超大质量黑洞的吸积历史，其有用性将增加与未来，宽场/大有效面积X射线任务。
2017-08-01 astro-ph.CO astro-ph.HE
Galactic Archaeology: Tracing the Milky Way's Formation and Evolution through Stellar Populations
本文阐述银河系考古学如何利用恒星的分布、运动学、化学与年龄信息，结合光谱和测光数据识别恒星族群，以揭示银河系各结构的形成演化历史。
2023-08-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tracing the Quenching History in Galaxy Clusters in the EAGLE Simulation
我们使用EAGLE流体动力学模拟追踪其10个最大质量的星系团的淬火历史。我们使用两个标准来识别星系在其恒星形成活动中发生显着变化的时刻：{ \it i）}瞬时恒星形成率（SFR）最强下降，$Γ_{\rm SFR}^{\rm SD}$，和{ \it ii）}基于$\lesssim$ 10 $^{-11}\rm yr^{-1}$特定SFR的最小阈值的“淬火”标准。我们发现，很大一部分星系（$\gtrsim 60\%$）遭受的$Γ_{\rm SFR}^{\rm SD}$以外的集群的R $_{200}$。这个"预处理”的群体主要是由低质量和中心或居住在低质量宿主（$10^{10.5}$ M $_{\odot} \lesssim$ M $_{\rm host} \lesssim 10^{11.0}$ M $_{\odot}$）的星系所主导。宿主质量分布是双峰的，在大质量宿主（$10^{13.5}\rm M_{\odot} \lesssim M_{host} \lesssim 10^{14.0}M_{\odot}$）中遭受$Γ_{\rm SFR}^{\rm SD}$的星系主要在星系团中进行处理。预处理主要限制星系到达星团时的总恒星质量。关于淬灭，星系优先在高质量晕（$10^{13.5}\rm M_{\odot} \lesssim M_{host} \lesssim 10^{14.5}M_{\o…
2019-06-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The growth of disks and bulges during hierarchical galaxy formation. I: fast evolution vs secular processes
我们提出了一个理论模型的质量，角动量和星系盘和隆起的大小的演变，我们将其实施到半解析星系形成代码SAGE。该模型遵循长期和暴力的演化通道，包括平滑吸积，磁盘不稳定性，小和大合并。我们发现，我们的配方与层次聚类相结合，产生两个不同的人口的凸起：合并驱动的凸起，类似于经典的凸起和椭圆，和不稳定性驱动的凸起，类似于世俗（或伪）凸起。该模型主要再现了气体盘和恒星盘的质量-尺寸关系、椭圆星系质量-尺寸关系的演化、Faber-Jackson关系以及经典和长期膨胀的星等-色图。该模型预测只有一个小的重叠合并驱动和不稳定性驱动的组件在同一个星系，并预测不同的凸起类型作为星系质量和磁盘分数的函数。在给定的光度下，膨胀类型也会影响恒星的形成速率和颜色。该模型预测人口合并驱动的红色椭圆星系，占主导地位的低质量和高质量的两端的星系人口，并跨越所有的动力学年龄;合并驱动的鼓包在磁盘星系的动力学年龄，并不干扰后续的恒星形成组件的演变。不稳定性驱动的膨胀在中等星系质量的人口中占主导地位，特别是在巨大的磁盘中。模型绿谷是专门由不稳定驱动的凸出主机。通过本实施的质量吸积的历史是可感知的星系结构，形态和颜色。
2016-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
A-SLOTH: Ancient Stars and Local Observables by Tracing Halos
星系被认为存在于暗物质的大型引力束缚结构中，即所谓的晕。虽然这些晕中最小的没有恒星或只有几颗恒星，但最大的却拥有整个星系团。在宇宙的历史中，光环经常碰撞和合并，形成越来越大的结构。合并树，即，不断演化的晕的目录，以及它们在生长和合并时的联系，已经成为描述和理解宇宙学物体（如我们的银河系）历史的重要工具。建立在这种合并树之上的半解析模型是宇宙学理论研究的常用方法。当需要考虑的空间和时间尺度的动态范围对于数值模拟来说变得太大时，这种模型的半分析性质特别有益。通过追踪晕的古代恒星和局部可观测物（A-SLOTH）就是这样一个半分析模型，它旨在以快速和可访问的方式模拟早期宇宙中的恒星形成。它使用合并树，无论是从数值模拟或统计算法产生的描述星系的历史。用近似和统计模型描述重子物理过程，特别是气体冷却、恒星形成和恒星反馈。该模型的应用范围很广，因此我们将其提供给科学界。
2022-09-12 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Chemodynamical analysis of bulge stars for simulated disc galaxies
我们使用我们的化学动力学星系演化代码GCD+分析了两个模拟盘星系的球星的运动学和化学。首先，我们比较了在星系内部出生的恒星和在星系外部出生并被吸积到星系中心的恒星。起源于核球外部的恒星在核球形成的早期在3 Gyrs内被吸积到核球中，因此这些恒星具有高的[alpha/Fe]以及高的总能量，反映了它们对星系中心的吸积。因此，更高的总能量是寻找吸积星的一个很好的指标。模拟星系的凸起是通过多次合并形成的，每次合并间隔约为一个陀螺。由于[alpha/Fe]对恒星形成历史的前几个Gyrs很敏感，在不同时期合并形成的恒星显示出不同的[alpha/Fe]。我们表明，[Mg/Fe]对恒星形成时间的关系可以是非常有用的，以确定一个多合并隆起形成的情况下，提供了足够好的年龄信息。我们的模拟还表明，在合并事件之一形成的恒星在最后时刻保持系统的旋转。这表明，帮助形成凸起的古代合并轨道仍然可以保留在凸起恒星的运动学中。
2009-09-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tracing dark energy history with gamma ray bursts
观测到$z\sim 9$的伽马射线暴最适合研究宇宙状态方程在中等红移时的可能演化。我们将组合关系应用到174个伽马射线暴的样本中，以研究演化暗能量参数$w(z)$的可能证据。我们首先建立一个伽玛射线暴的哈勃图，然后我们估计的集合（$Ω_m$，$Ω_Λ$）的框架下，平坦和非平坦的$Λ$ CDM范式。然后我们得到了$w$ CDM模型的边界，其中$w$被认为是随着红移而演化的，采用了两个先验，即$H_0=(67.4\pm0.5)$ km/s/Mpc和$H_0=(74.03\pm1.42)$ km/s/Mpc。我们表明，我们的新样本提供了更严格的约束$Ω_m$，因为在$z\leq1.2$，我们看到，$w(z)$同意在1 $σ$与标准值$w=-1$。在较大的$z$中情况相反，其中伽马射线暴更好地固定似乎在$2$ - $σ$和$4$ - $σ$水平上偏离$w=-1$的$w(z)$，这取决于红移箱。特别是，我们调查的$w(z)$的演变，通过分段制定超过7个红移的间隔。从我们的拟合过程中，我们表明，在$z\geq 1.2$的情况下$w<-1$不能完全排除，这表明暗能量的影响是不可忽略的较大的$z$。我们证实了Combo关系是研究暗能量宇宙演化的有力工具。未来的太空任务将大大丰富伽马射线暴数据库，即使在较小的红移，改善事实上的结果在本文中讨论。
2020-12-06 astro-ph.CO astro-ph.HE
Clumpy Disc and Bulge Formation
我们提出了一套流体动力学/Nbody控制的模拟孤立的富含气体的星系，自洽包括SN反馈和详细的化学演化模型，都在宇宙学模拟测试。初始条件是由观测到的z ~ 2-3处的恒星形成星系激发的。我们发现，在我们的模型中的多相星际介质的存在下，促进磁盘不稳定性的增长，有利于形成团块，在一般情况下，不容易被打乱的时间尺度相比，迁移时间。我们发现，恒星团迁移到中心区域，并有助于形成一个经典的类凸起的Sersic指数，n > 2。我们的物理动机的超新星反馈对团块的生存和演化有轻微的影响，部分限制了团块的质量增长，因为每个超新星事件释放的能量增加，随之而来的是隆起轮廓的平坦化。即使是在最强的反馈测试中，这种调节也不会阻止经典的凸起。我们的超新星反馈模型能够建立一个自我调节的恒星形成，产生质量负载的外流和恒星年龄的传播与观测相当。我们发现，由团块形成的凸起可能与其他凸起组装的通道共存，如酒吧和合并。我们的研究结果表明，星系凸起可以被解释为复合系统的结构组件和恒星星族存储考古信息的动力学历史的星系。
2013-08-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Quenching in the Right Place at the Right Time: Tracing the Shared History of Starbursts, AGNs, and Post-starburst Galaxies Using Their Structures and Multiscale Environments
这项工作使用多尺度环境和结构的星系在斯隆数字巡天的一致性检查的演变，从星爆到平静的红移$z < 0.2$。环境指标包括固定孔径质量超密度（$δ_{x\mathrm{Mpc}}$、$x \in \{0.5, 1, 2, 4, 8\}\,h^{-1}$ Mpc）、$k$ -最近邻距离、潮汐参数、晕质量（$M_h$）和卫星/中心分类。特定恒星形成率的残差（$Δ\,\mathrm{SSFR}$）用于选择恒星爆发（$Δ\,\mathrm{SSFR} > 0.6\,$ dex，$N \approx 8,\,600$）。猝灭后星爆（QPSB）是利用H $α< 3\,$埃的发射和H $δ_A > 4\,$埃的吸收（$N \approx 750$）来选择的。比较了星暴和准同步带与活动星系核和不活动星系的环境，并分析了不同$Δ\,\mathrm{SSFR}$的星系。星暴、活动星系核和QPSB的环境不同于大多数静止星系（QG）的环境。关于$70\%-90\%$，具有H $δ_A > 4$的AGN和QPSB是中心，$\sim 80\%-90\%$具有$M_h < 10^{13}\,M_\odot$，只有$\sim 2\%-4\%$具有$M_h > 10^{14}\,M_\odot$或生活在星团中.它们的$M_h$和卫星分数也不同于QG。所有的QPSB都匹配到一些SFG，星爆，活动星系核和类似$M_\sta…
2022-07-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
