Observations of dark and luminous matter: the radial distribution of satellite galaxies around massive red galaxies
我们研究了在0.28<z<0.40时28，000多个发光红星系（LRG）周围卫星星系的投影径向分布，并在15<r/kpc<700的范围内追踪LRG群的引力势。结果表明，在大半径下，卫星星系数密度分布与投影NFW分布（r_s~270 kpc）吻合较好，而在小半径下，该模型低估了卫星星系数。利用以前测量的恒星光分布的LRGs从深成像堆栈，我们证明，这种小规模的过剩是一致的，一个不可忽略的重子质量的贡献，大质量的集团和集群的引力势。结合NFW+缩放的恒星轮廓提供了一个很好的适合的卫星数密度轮廓从15 kpc到700 kpc。暗物质在r>25 kpc的LRG晕的总质量分布中占主导地位，而重子在较小半径处占质量的50%以上。我们计算了总的暗重子质量比，并表明它是一致的测量从弱透镜的大规模早期型星系为主的环境。最后，我们将样本中的卫星星系分为三个光度箱，并表明所有亮度水平的卫星光剖面在大约25 kpc之外是一致的。在较小的半径，我们发现一个温和的质量分离的证据，越来越多的明亮的卫星接近中央LRG。
2012-04-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Sub-kpc radio jets in the brightest central galaxy of the cool-core galaxy cluster RXJ1720.1+2638
冷核星系团RXJ 1720.1 +2638在星系团核心附近拥有扩展的无线电发射，称为迷你晕。这种发射的起源仍然存在争议，其中一个难题是最明亮的中央星系中的超大质量黑洞是否正在积极地为喷流提供动力。在这里，我们提出了高分辨率的e-MERLIN观测清楚地表明存在的sub-kpc喷气机，这可能有影响的拟议起源的minihalo发射，提供一个持续的相对论电子源，而不是一个单一的爆发在过去的某个时候，如以前假设的模拟试图重现观测特性的minihalo-hosting系统。
2022-12-17 astro-ph.GA
Andromeda XXVIII: A Dwarf Galaxy More Than 350 kpc from Andromeda
我们报告发现一个新的矮星系，仙女座XXVIII，使用最近发布的SDSS DR8的数据。该星系很可能是仙女座的卫星，距离为$365^{+17}_{-1}$ kpc，是仙女座最远的卫星之一。它的日心距离为$650^{+150}_{-80}$ kpc，结构和光度分析显示它的绝对星等为$M_V = -8.5^{+0.4}_{-1.0}$，半光半径为$r_h = 210^{+60}_{-50}$ pc，类似于许多其他暗淡的本群矮星。根据现有的成像，我们无法确定是否有正在进行或最近的恒星形成，这使我们无法将其归类为矮球状体或矮不规则体。
2011-10-26 astro-ph.GA
A Chandra study of Abell 795 -- a sloshing cluster with a FR0 radio galaxy at its center
我们提出了第一个X射线专门研究的星系团A795和Fanaroff-Riley型0托管在其最明亮的星系团星系。利用存档的30 ks \textit{Chandra}观测资料，我们研究了星系团内介质的动力学状态和冷却特性，并研究了周围环境是否阻止了射电星系的生长。我们发现，A795是一个弱冷的核心集群，与观察到的质量沉积速率$\lessapprox 14\,$ M $_{\odot}$年$^{-1}$在冷却区（中央$\sim$ 66千秒差距）。在内部$\sim$ 30 kpc，我们确定了两个假定的X射线腔，我们揭示了两个突出的冷锋的存在，在$\sim$ 60 kpc和$\sim$ 178 kpc的中心，位于沿冷ICM螺旋功能。中心星系距离X射线峰值17.7千秒差距，被平均密度为$n_{\text{e}} = 2.14 \times 10^{-2}$ cm $^{-3}$的多温气体包围。我们发现在74-227兆赫的扩展无线电发射集中在集群，超过了预期的流量从无线电星系外推在低频。我们建议，晃动是负责的螺旋形态的气体和冷锋的形成，环境本身不能解释的射电星系的紧凑性。我们认为，两个空腔的功率和晃动的动能可以减少和抵消冷却。考虑到扩展射电辐射的光谱和形态特征，我们将其归类为一个候选的射电小晕。
2021-03-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Sphere of Influence of the Bright Central Galaxies in the Diffuse Light of SDSS Clusters
明亮的中央星系（BCGs）占据了弥散的星系团光的内部，但仍不清楚团内光（ICL）在哪里。为了研究BCG-ICL转换，我们在SDSS $gri$带中的$0.2{<}z{<}0.3$之间堆叠${\sim}3000$星团的图像，并在$R{\simeq}1\,\mathrm{Mpc}$处测量它们的BCG+ICL恒星表面质量分布$Σ_{*}^{\texttt{B+I}}$到$3{\times}10^4\,M_{\odot}/\mathrm{kpc}^{2}$（$r$ -带中的${\sim}32$ mag/arcsec $^2$）。我们开发了一个物理动机的方法来分解$Σ_{*}^{\texttt{B+I}}$成三个组件，包括一个内部的de Vaucouleurs的配置文件，外部ICL，下面的暗物质分布测量弱透镜，和一个有趣的过渡组件之间的70和200千秒差距。为了研究这种转变的起源，我们根据它们的BCG恒星质量$M_*^{\mathrm{BCG}}$（质量大约在50 kpc以内）将星团分为两个子样本，同时确保它们具有相同的卫星丰度分布。两个子样本的$Σ_{*}^{\texttt{B+I}}$剖面在$R{<}50\,\mathrm{kpc}$处相差超过2倍，这与它们在$M_*^{\mathrm{BCG}}$中的0.34 dex差异一致，而在超过400 kpc的尺度上，两个剖面收敛到相同的振幅，表…
2022-05-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mapping kiloparsec-scale structures in the extended HI disc of the galaxy UGC 00439 by HI 21-cm absorption
利用扩展背景射电源J 0041 $-$ 0043（z = 1.679）的HI 21-cm吸收，研究了旋涡星系UGC 00439（z = 0.01769）外区（~2r_25）HI气体的性质.射电源具有与光学类星体一致的致密核心和两个相距约7 kpc的瓣，所有的碰撞参量约为25 kpc。我们发现，在南瓣方向探测到的HI 21 cm吸收的范围约为2 kpc ^[2]。吸收气体显示出亚kpc尺度的结构与视线速度占主导地位的湍流运动。更大的光学深度变化超过4-7千帕秒差距尺度揭示了非检测HI 21厘米吸收朝向无线电核心和北瓣，和检测NaI和CaII吸收朝向类星体。这可能反映了冷气体在扩展的HI盘中的斑片状分布。我们还检测到HI 21厘米发射UGC 00439和其他两个星系在~150千秒差距，它可能形成一个相互作用的集团。然而，没有检测到来自吸收气体的HI 21-cm发射。假设线性范围为~ 4kpc，需要覆盖核心和南瓣，我们限制吸收气体的自旋温度<~300 K。气体的运动学和缺乏任何正在进行的原位恒星形成的签名是一致的吸收气体在运动学短轴和与星系共转。更深的HI 21厘米观测将有助于更详细地绘制与UGC 00439相关的HI气体中的大尺度和小尺度结构。
2016-01-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The compact, ~1 kpc host galaxy of a quasar at z=7.1
我们提出了ALMA观测的[CII]精细结构线和基础的远红外（FIR）尘埃连续辐射在J1120+0641，目前已知的最遥远的类星体（z=7.1）。我们还提出了针对CO（2-1），CO（7-6）和[CI] 369微米线在VLA和PdBI获得相同的源的观测。我们发现[CII]线通量F_[CII]=1.11+/-0.10Jykm/s，连续通量密度S_（227）GHz =0.53+/-0.04mJy/束，与以前未解决的测量结果一致。在ALMA（~25”）覆盖的区域内，未检测到连续谱或[CII]发射的其他源。在我们的ALMA观测的分辨率（0.23”，或1.2 kpc，与以前的测量相比，光束面积小了70倍），我们发现大部分的发射是非常紧凑的：总线和连续通量的高比例（约80%）与直径为1-1.5 kpc的区域相关。其余约20%的辐射分布在半径小于4千秒差距的较大区域。[CII]发射在kpc尺度上不表现出有序运动：应用维里定理得出宿主星系动力学质量的上限为（4.3+/-0.9）x10^10 M_sun，仅比中心黑洞高约20倍。其他目标谱线（CO（2-1），CO（7-6）和[CI]）没有被探测到，但是谱线与[CII]辐射的比值的限制意味着类星体宿主的加热主要是由恒星形成，而不是由吸积的黑洞。远红外连续谱所暗示的恒星形成速率为105-340 M_sun/yr，由此得到的恒星形成速率面密度约为100-35…
2017-02-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ghosts in the Attic: Mapping the Stellar Content of the S0 Galaxy NGC 5102
利用加拿大-法国-夏威夷望远镜的WIRCam和MegaCam获得的图像研究了邻近S 0星系NGC 5102中恒星的空间分布。除了探测器元件之间的间隙外，整个星系都是在r'和i'测量的，而J和Ks的数据则延伸到6 kpc（7个磁盘尺度长度）。星盘上有一小部分M_V < -3.5的7000万年前的主序星，其中大部分位于星系的南半部。C星与明亮的M巨星的比例与过去1 Gyr内恒星形成率的总体增加一致。在0.1 - 2 Gyr期间的恒星形成活动比过去的1亿年更加集中。盘的结构在5 kpc（5.5盘尺度长度）附近发生变化。RSG和明亮的AGB星沿着长轴的南部被追踪到14 kpc（15.6标度长度）的半径，而在东南短轴的16 kpc投影距离处也有明亮的AGB星。在星系中心的西边，有一大片AGB星，对着一个弧分。有人认为，这是一个伴星星系的残余物，引发了过去的恒星形成活动。
2010-01-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
A 10 kpc Scale Seyfert Galaxy Outflow: HST/COS Observations of IRAS F22456-5125
我们目前的低z活动星系核IRAS-F22456-5125的紫外光谱的哈勃太空望远镜上的宇宙起源摄谱仪获得的分析。频谱揭示了六个主要的运动组成部分，跨越的速度范围高达800公里s-1，这是第一次观察到槽与CII，CIV，NV，SiII，SiIII，SiIV和SIV。我们还获得的OVI槽的数据，我们比较那些可从较早的FUSE时代。从这些离子测得的柱密度，使我们能够得到一个良好的约束光电离解决方案，为每个流出组件。这些运动学分量中的两个示出了与从SiII\和CII的激发态的转变相关联的波谷。从这些槽推断出的数密度，结合推导出的电离参数，使我们能够确定从中央源到这些流出分量的距离。我们发现这些成分的距离约为10 kpc。得出的距离和数量密度与流出是银河风的一部分是一致的。
2012-05-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence of radial-migration driven Galactic disc expansion with the U-shape stellar age profile
South-Western Institute for Astronomy Research, Yunnan University（西南天文研究所，云南大学）；Yunnan Key Laboratory of Survey Science, Yunnan University（云南省测绘科学重点实验室，云南大学）
利用银河系U形年龄分布，通过年龄和化学丰度分析排除外部形成模型，证实径向迁移是外盘正年龄梯度和年龄平台的主要驱动因素。
2026-05-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Outside-in stellar formation in the spiral galaxy M33?
我们提出并讨论了M33的化学演化模型的结果。在我们的模型中，我们采用了一个由内而外的星系结构。建立的模型再现三个观测约束的M33盘：径向分布的重子总质量，气体质量和O/H丰度。观测结果表明，M33中的重子总质量分布具有双指数行为，当r<= 6 kpc时，由于气体质量面密度的增加，重子总质量分布呈指数下降;当r > 6 kpc时，由于气体质量面密度的增加，重子总质量分布略有增加。为了采用一组一致的恒星和H II区域O/H值，我们必须校正后者的温度变化和O尘埃耗尽的影响。我们的最佳模型与观测到的SFR、恒星质量、C/H、N/H、Ne/H、Mg/H、Si/H、P/H、S/H、Ar/H、Fe/H和Z的径向分布吻合得很好。根据我们的模型，当r <= 6 kpc时，恒星形成效率在时间和空间上是恒定的，而当r > 6 kpc时，SFR效率随时间和银河系距离的增加而减小。SFR效率的降低在较高的r下发生得更早。虽然星系在所有r下都遵循由内向外的形成方式，但恒星只在r = 6 kpc时遵循由内向外的形成方式，但当r > 6 kpc时，恒星遵循由外向内的形成方式。对每个r的恒星形成历史的推断意味着，当r > 6时，恒星的平均年龄随r的增加而增加。
2012-11-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Suppression of Star Formation in Galaxy Pairs
基于SDSS星系对样本，研究发现晚型星系在宽距（200-350kpc）和紧密（<100kpc）星系对中恒星形成受抑，分别归因于星系一致性和伴星系热环星系介质影响。
2024-03-15 astro-ph.GA
Spatial Distribution of Abundance Patterns in the Starburst Galaxy NGC 3079 Revealed with Chandra and Suzaku
我们进行了同步光谱分析的26.6千秒的钱德拉和102.3千秒的朱雀星暴星系NGC 3079的X射线数据。这些光谱是从四个区域提取的：0.5'（2.25 kpc）圆，来自Chandra的0.5'-1 '（2.25- 4.5 kpc）内环和外1'-2 '（4.5- 9 kpc）环，以及来自Suzaku的4'（18 kpc）圆，所有这些都以核为中心。用热等离子体模型拟合，得到三个区域的星际介质（ISM）温度分别为0.65 ± 0.05-0.04、0.45 ± 0.07-0.06和0.24 ± 0.03-0.02 keV。钱德拉的高角分辨率和朱雀的良好的光谱灵敏度相结合，使我们能够在空间上解决和测量的金属O，Ne，Mg和Fe的丰度热ISM。特别是，O/Fe，Ne/Fe，Mg/Fe和Si/Fe在中心区域（<4.5 kpc）的丰度模式与超新星（SN）II合成的预期一致。另一方面，在4.5kpc以上的区域，模式更接近太阳。中心区域也是已知发生与最近的星爆活动有关的丰富的多环芳烃红外辐射的地方。这表明，我们正在看到与星暴相关的SN II金属富集在热X射线发射核ISM中。类SN II丰度模式的空间范围与NGC 3079处于相对早期的星暴活动阶段相一致。
2012-05-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Relationship Between Intergalactic HI/OVI and Nearby (z<0.017) Galaxies
我们分析了76个活动星系核的HST和FUSE谱中v<5000 km/s的星系际HI和OVI吸收体。由HI/OVI吸收追踪的重子明显地与星系周围的扩展环境有关;对于碰撞参量<400 kpc的重子，它们的数量是星系内部重子数量的5倍。这个巨大的物质库可能在星系演化中起着重要作用。我们列出了在给定的碰撞参量（rho）和速度差（Dv）内具有给定光度的星系的吸收体的比例，以及具有比给定的rho和Dv更接近的吸收体的星系的比例。我们确定了可能的“空洞吸收体”（rho>3 Mpc到最近的L* 星系），虽然在v<2500 km/s的所有吸收体都在1.5 Mpc的L>0.1 L* 星系。吸收体的性质依赖于ρ，但关系不是简单的相关性。对于一个已知旋转方向的边缘星系的四个rho=50-350 kpc的吸收体，我们没有发现吸收体速度和下面星系的旋转曲线之间有明确的关系。当rho<350 kpc时，L>0.1 L* 星系的Ly-alpha（OVI）覆盖因子对于场星系是100%，对于群星系是65%; 50%的星系群有Ly-alpha相伴。所有OVI吸收体都出现在L>0.25 L* 星系的550 kpc范围内。14种OVI吸收剂中有3种的性质与光电离一致，有5种证据表明是碰撞电离，其他的则不明确。宽的Ly-alpha线的分数从z=3到z=0增加，并且随着碰撞参量的减小，这与星系中~500 kpc的气体正在升温的…
2009-03-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
The faint stellar halos of massive red galaxies from stacks of more than 42000 SDSS LRG images
通过叠加斯隆数字巡天的42000多幅亮红星系图像，研究了平均红移z~0.34的大质量星系的性质。这是有史以来用于此类分析的最大数据集，它使我们能够以前所未有的物理尺度探索大规模红色星系的外围。我们的图像堆栈延伸到400千秒差距以上，其中r波段轮廓表面亮度达到30 mag arcsec-2。这一分析证实，发光的红色星系的恒星体遵循一个简单的Sersic轮廓到100千秒差距。在更大的半径下，轮廓偏离最佳拟合Sersic模型，并在g，r，i和z波段堆叠中表现出额外的光。这种多余的光可能是由于未解析的组内或簇内光或光分布本身的变化。我们进一步表明，SDSS深度图像的标准分析通常错过了20%的总恒星光，并低估了10%的LRGs的大小相比，我们最适合的r-波段Sersic模型的n=5.5和r_e=13.1千秒差距。如果把r>100 kpc的多余光看作是星系的一部分，则r波段Sersic参数的最佳拟合值为n=5.8和r_e=13.6 kpc。此外，我们还研究了径向依赖的堆栈椭圆率，发现随着半径的增加，从r=10 kpc时的e=0.25增加到r=100 kpc时的e=0.3。这提供了支持，我们追踪到至少100 kpc的恒星光与星系本身有物理联系，并可能证实单个LRG的晕比它们的中心部分具有更高的椭圆率。最后，我们表明，宽带颜色梯度的堆叠图像是平坦的超过约40千秒差距，这表明恒星星族不随半径的大规模…
2011-02-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The dynamically hot stellar halo around NGC 3311: a small cluster-dominated central galaxy
在星系团中，团内光与中央星系晕的关系是一个重要的悬而未决的问题。在这里，我们报告的结果，从一个正在进行的项目，目的是在NGC 3311周围的长蛇座I（阿贝尔1060）集群的核心动力学状态的特征。方法：我们分析了NGC 3311晕中达到~25 kpc的深长缝吸收线光谱。结果：在R ~ 12 kpc处，速度弥散分布从中心σ 0 =150 km/s急剧增加到σ out ~450 km/s。更远的地方，到25 kpc，sigma似乎是恒定的，这是Hydra I星系速度色散的60%。NGC 3311的热晕动力学不同于其他正常的早型星系。结论：这些结果和从NGC 3311周围的X射线推断出的大量暗物质表明，该星系的恒星晕主要由星团的中央星团内恒星控制，并且从主要的星系束缚星到星团恒星的转变发生在距离NGC 3311中心4到12 kpc的径向范围内。我们评论的晕运动学观察到的星系团中央星系的范围很广，这取决于其主机集群的演化状态。
2010-09-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
A tidally distorted dwarf galaxy near NGC 4449
NGC 4449是一个邻近麦哲伦星系的不规则星暴星系，B波段绝对星等为-18，有一个突出的、巨大的、中等年龄的核心，距离地球3.8百万秒差距。它被一个非凡的中性氢（H I）复合体所包围，该复合体包括环，壳和一个反向旋转的核心，跨越90千秒差距。NGC 4449是相对孤立的，虽然与它最近的已知同伴-DDO 125星系，大约40 kpc以南-的相互作用被认为是其HI结构复杂的原因。在这里，我们报告了NGC 4449的一个矮星系伴星，即NGC 4449 B的存在。这颗伴星在V波段的绝对星等为-13.4，半光半径为2.7 kpc，全长约为8 kpc。它正处于潮汐分裂的短暂阶段，类似于银河系附近的人马座矮星。NGC 4449 B呈现出惊人的S形形态，被预测为分裂星系，但迄今为止只在溶解的球状星团中看到过。我们还检测到一个额外的弧或盘波纹嵌入在一个两个组件的恒星晕，包括一个组件延伸两倍，以前已知的，从星系的中心约20千秒差距。
2012-02-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Global Properties of M31's Stellar Halo from the SPLASH Survey. I. Surface Brightness Profile
我们目前的表面亮度轮廓M31的恒星晕的投影半径为175千秒差距。表面亮度的估计是基于来自凯克/DEIMOS光谱观测的M31红巨星分支恒星的确认样本。一组经验的光谱和光度M31成员诊断用于识别和拒绝前景和背景污染物。这使我们能够追踪M31的恒星晕，比以前的测光研究更大的投影距离和更暗的表面亮度。M31晕的表面亮度分布遵循指数为-2.2 +/-0.2的幂律，并延伸到至少约175 kpc的投影距离（约为M31维里半径的2/3），没有证据表明在大半径处有向下的破裂。最佳拟合的椭圆形等照度线的b/a=0.94，晕的长轴与M31的盘的短轴对齐，这与长晕一致，尽管数据也与M31的球对称晕一致。事实上，潮汐碎片的功能是运动学冷的是用来确定子结构的光谱领域的投影半径为90千秒差距，并调查这种子结构的表面亮度剖面上的效果。表面亮度分布的散射减少时，运动学确定的潮汐碎片功能在M31的统计减去，其余的配置文件表明一个比较扩散的恒星组成部分M31的恒星晕存在很大的距离。超过90千秒差距，运动学上的冷潮汐碎片特征由于数量统计不多而无法确定;然而，超过90千秒差距的表面亮度的显着场与场之间的变化表明，M31晕的最外层区域也包括从吸积物体剥离的恒星。
2012-11-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Distinct core and halo stellar populations and the formation history of the bright Coma cluster early-type galaxy NGC 4889
本文利用斯巴鲁8.2米望远镜FOCAS深中分辨率光谱仪对后发座星系团中最亮的两个星系之一NGC 4889的晕内的恒星星族进行了研究。我们拟合单恒星星族模型的测量线强度（Lick）指数（H β，Mgb，[MgFe]'和<Fe>）。结合文献资料，建立了NGC 4889从中心向外~60 kpc（~ 4 Re）的金属丰度、[α/Fe]元素丰度比和年龄的径向剖面。我们发现的证据不同的化学和恒星形成历史的恒星内部和外部1.2Re = 18千秒差距半径。内部区域的特征是在~2.5倍太阳值处具有陡峭的[Z/H]梯度和高[α/Fe]。在18至60 kpc之间的晕中，[Z/H]接近太阳，具有浅梯度，而[alpha/Fe]显示出强烈的负梯度，在约60 kpc处达到太阳值。我们解释这些数据在不同的形成历史的两个组件。内星系的数据是一致的快速，准单片，耗散合并起源在早期红移，其次是一个或最多几个干合并。那些支持光环的人认为，恒星是从具有更长恒星形成历史的旧系统中吸积而来的。仅内部部分的半光半径估计为~6 kpc，表明该星系过去的尺寸明显较小。这可能是从高红移观测中发现的早型星系尺寸演化的局部恒星星族特征。
2010-06-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Herschel Exploitation of Local Galaxy Andromeda (HELGA): IV. Dust scaling relations at sub-kpc resolution
尘埃-星光相互作用的印记在恒星特征、恒星形成参数和尘埃性质之间的标度关系中是可见的。我们的目标是检查尘埃标度关系的一个子kpc分辨率在仙女座星系（M31）通过比较本地和全球尺度上的其他星系的本地宇宙的属性。新的Herschel观测与GALEX，SDSS，WISE和Spitzer的可用数据相结合，构建了一个涵盖UV到亚毫米波长的数据集。我们的工作在SPIRE $500\; μ$ m光束的分辨率下，像素对应于星系盘中137 x 608 pc的物理区域。全色光谱能量分布为每个像素和几个灰尘缩放关系进行了研究。我们发现，在一个sub-kpc尺度，强相关性之间的$M_d/M_\star$和NUV-r，和之间的$M_d/M_\star$和$μ_\star$（恒星质量表面密度）。我们将M31分解为四个宏观区域，分别是球核、内盘、恒星形成环和外盘。所有区域都密切遵循星系尺度的平均趋势。特定的恒星形成的特点，我们得到这些宏观区域给了强烈的暗示，由内而外形成的膨胀盘的几何形状，以及内部缩小的过程。此外，我们还证实了M31核球中的尘埃只被古老的恒星星族加热。一般来说，局部尘埃比例关系表明，M31中的尘埃含量是由过去和现在恒星形成的微妙相互作用维持的。与基于星系的关系的相似性强烈表明，它们是在原地的相关性，与潜在的过程，必须是本地的性质。（删节）
2014-08-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The radial dependence of dark matter distribution in M33
利用附近星系M33的恒星和气体质量分布以及扩展的自转曲线，导出了晕中暗物质密度的径向分布，并检验了星系形成和演化的宇宙学模型。研究了两种方法来约束暗质量密度分布。第一种方法直接处理拟合的旋转曲线数据的范围内的银河系的距离$0.24\,\text{kpc}\leq r\leq22.72\,\text{kpc}.$如发现在以前的论文\citet{Corbelli:2014lga}，并使用碰撞$Λ-$冷暗物质数值模拟的结果，我们确认，Navarro-Frenkel-White（以下简称NFW）暗物质配置文件提供了一个更好的拟合旋转曲线数据比核心Burkert配置文件（以下简称BRK）的配置文件。第二种方法依赖于离心平衡的局部方程和旋转曲线斜率。在上述距离范围内，我们使用一个与半径有合理关系的函数来拟合观测到的速度分布，并推导出旋转曲线的斜率。在\citet{Salucci:2010qr}之后，我们推断有效物质密度。在$9.53\,\text{kpc}\leq r\leq22.72\,\text{kpc}$的径向范围内，由发光物质（恒星和气体）引起的不确定性变得可以忽略不计，因为暗物质密度占主导地位，我们可以确定局部的暗物质的径向分布。使用第二种方法，我们测试了NFW和BRK暗物质的剖面，并确认这两个剖面与数据是相容的，即使在这种情况下，核心BRK密度剖面提供了一个更合理的重子-暗物质比。
2017-02-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The cluster-central compact steep-spectrum radio galaxy 1321+045
射电星系1321+045是位于z=0.263的星系团中心的年轻、紧凑的陡谱源的一个罕见例子。结合钱德拉，VLBA，VLA，MERLIN和IRAM 30米的观测，我们调查的条件，触发了这次爆发。我们发现，以前确定的5千秒差距规模的射电瓣可能不再由活动星系核，这似乎已经推出了一个新的约20秒差距喷气机在不同的轴，可能在过去的几百年。我们估计叶瓣的焓为8.48 [+6.04，-3.56] x10^57 erg，仅足以平衡周围16 kpc的冷却约900万年。星系团ICM的性质与快速冷却的邻近星系团相似，具有较低的中心熵（在8 kpc内为8.6 [+2.2，-1.4] kev cm ^2），较短的中心冷却时间（390 [+170，-150] Myr），以及t_cool/t_ff和t_cool/t_eddy比值，表明热不稳定性达到~45 kpc。尽管之前从BCG检测到了Halpha发射，但我们的IRAM 30 m观测在（1-0）或（3-2）跃迁中都没有检测到CO发射。我们对这两条谱线的分子气体质量分别设定了3 σ极限，即M_mol ≤ 7.7x10^9 Msol和M_mol ≤ 5.6x10^9 Msol。我们发现的迹象表明，最近的一个小集群合并留下了约200千秒差距的尾部剥离气体的ICM，并可能引起晃动运动。
2021-05-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
CHANG-ES. XXX. 10 kpc Radio Lobes in The Sombrero Galaxy
利用CHANG-ES项目数据，发现墨西哥草帽星系中尺度达10 kpc的射电瓣，证实瓣内磁压与周围热压在1-10 kpc范围内平衡，并指出AGN喷流反馈可能解释该星系异常高的X射线光度。
2024-03-25 astro-ph.GA
Galaxy interactions in filaments and sheets: insights from EAGLE simulations
本研究利用EAGLE模拟发现丝状结构中近距离星系对更蓝且恒星形成率更高，远距离则相反，并归因于星系对的排列，验证了观测结果，展示了流体动力学模拟在宇宙网星系研究中的价值。
2023-09-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The radial profile and flattening of the Milky Way's stellar halo to $\rm 80~$kpc from the SEGUE K-giant Survey
基于SDSS/SEGUE-2的1757颗光谱确认的巨星的大样本，我们计算了银河系恒星晕的径向密度，金属丰度和扁平轮廓，在切除算法上归因于表观晕子结构（包括人马座流）的恒星后。与BHB星或天琴座RR星相比，巨星更容易被理解为整个晕星群的示踪星，在年龄或金属丰度方面的偏差较小。样本的良好表征的选择功能，使这些数据的正向建模，椭球恒星密度模型，$ν_* (R,z)$，与Einasto配置文件和（打破）的权力法律，其径向依赖性，结合模型的金属丰度梯度和扁平的配置文件。在具有恒定平坦化的模型中，这些数据通过具有有效半径$\rm r_{eff} = 15\pm2~$ kpc的$n=3.1\pm 0.5$的Einasto轮廓和$q=0.7\pm 0.02$的平坦化而合理地拟合;或者通过具有$α_{in}=2.1\pm 0.3$和$α_{out}=3.8\pm 0.1$的径向斜率、具有$r_{break}=18\pm1$ ~kpc的断裂半径的同样平坦化的破幂律而合理地拟合;这在很大程度上与早期的工作一致。我们发现一个温和的，但显着的金属丰度梯度内的“外”恒星晕，PDMATHAMT减少向外。如果我们允许可变的扁平$q = f(r_{GC} )$，我们发现晕巨星的分布在小半径处，$q({\rm 10~kpc})\sim 0.57$比$q(>30{\rm kpc})\sim 0.8$要扁平得多。值得注意…
2015-08-20 astro-ph.GA
Rare finding of a 100 kpc large double-lobed radio galaxy hosted in the Narrow Line Seyfert 1 galaxy SDSS J103024.95+551622.7
在众多已知的活动星系核中，窄线塞弗特1（NLSy1）星系是一个令人困惑的类别，特别是在费米伽马射线太空望远镜发现其中少数星系发射$γ$射线之后。在这里，我们报告发现了一个罕见的大型双叶射电源，其无线电核心与NLSy1星系SDSS J103024.95+551622.7在z = 0.435。波瓣间距为116 kpc，是NLSy1射电源中已知的第二大投影尺寸。这一发现是基于对20厘米射电天空微弱图像（FIRST）档案中1.4 GHz数据的分析。随着核心和边缘增亮的叶，我们检测到显着（30%）的清晰的弥漫性发射显示典型的回流FR II射电星系叶的分数。对于该源，我们估计了$3 \times 10^{44}$ erg s $^{-1}$的喷流功率，这表明它的喷流功率与经典射电星系的喷流功率相似。从源的发射也被发现是在光学和中红外波段不变。对更多这样的源的识别可能有助于揭示活动星系核的新模式，并了解它们在黑洞星系演化中的作用。
2018-11-06 astro-ph.GA
Chemical enrichment of ICM within the Centaurus cluster I: radial profiles
基于XMM-Newton观测，研究半人马星系团ICM的径向金属分布，发现温度与丰度在特定半径处不连续，金属丰度呈负梯度，且SNIa贡献均匀，支持ICM早期增丰。
2023-09-05 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Touching The Void: A Striking Drop in Stellar Halo Density Beyond 50 kpc
利用Sloan数字巡天第9版测光数据中的A型恒星，测量了50 kpc以上的银河系恒星晕密度轮廓的外斜率。一个基于似然性的分析模型的UGR光度分布的蓝色水平分支（BHB）和蓝色离散（BS）的明星。在18.5 < g < 20.5的星等范围内，这些恒星星族的日心距离范围为：10 kpc < D_BS < 75 kpc，40 kpc < D_BHB < 100 kpc。污染物的贡献，如类星体，和光度的不确定性的影响，也包括在我们的建模过程。我们发现了一个非常陡峭的外晕轮廓的证据，与幂律指数α ~ 6超过银心半径r=50 kpc，甚至更陡的斜率有利于（α ~ 6-10）在更大的半径。这个结果适用于已知高密度的恒星，如人马座流，包括或排除。我们表明，通过比较数值模拟，恒星晕在大距离较浅的斜坡往往有更近的吸积活动。因此，在过去的几个Gyr中，银河系可能经历了一个相对平静的吸积历史。我们的测量外恒星晕配置文件可能有重要的影响，动态质量模型的银河系，示踪剂密度分布是强烈退化的总质量估计。
2014-04-24 astro-ph.GA
Astrometry of Star Forming Region IRAS 05137+3919 in the far outer Galaxy
本文介绍了用VERA对IRAS 05137+3919中的H2O脉泽源进行的天体测量观测结果。我们导出了视差π= 0.086 +/- 0.027 mas，对应于源距D=11.6+5.3-2.8 kpc。虽然视差测量只有3-sigma水平，因此距离的不确定性相当大，但我们可以强烈地限制到这个源的最小距离，在90%的置信水平下，将源定位在距离太阳大于8.3 kpc（或距离银河系中心16.7 kpc）的位置。我们的研究结果提供了一个天体测量确认，这个源位于遥远的外星系超过15千秒差距的银河系中心，表明IRAS 05137+3919是最遥远的恒星形成区域之一，从银河系中心。
2011-01-07 astro-ph.GA
A Kpc Scale Molecular Wave in the Inner Galaxy: Feather of the Milky Way?
我们报告发现的速度相干，kpc尺度的分子结构朝向银河系中心区域的角度范围为30度和纵横比为60：1。CO结构的运动学距离在4.4到6.5 kpc之间。对速度数据的分析和与现有旋臂模型的比较支持这种结构的主要部分要么是诺玛臂的子分支，要么是臂间巨大的分子细丝，可能是银河系的kpc级羽毛（或马刺），类似于在附近的螺旋星系中观察到的。考虑到运动学距离的不确定性，对流云的范围至少为2.0 kpc，可能长达4 kpc。这种高度拉长的结构的垂直分布揭示了类似于正弦波的图案。这种kpc尺度的丝状体及其波状形态的起源的确切机制尚不清楚。独特的波浪状形状和其独特的方向使这个云，被命名为Gangotri波，是银河系中最大和最有趣的结构之一。
2021-10-26 astro-ph.GA
Discovery of 100 kpc narrow curved twin jet in S-shaped giant radio galaxy: J0644+1043
本文报道了S形巨射电星系J0644+1043的发现，其具有约100千秒差距的窄弯曲双喷流，总尺度超0.7百万秒差距，由约4×10^8太阳质量黑洞驱动，年龄小于5千万年，形态不符合传统FR分类。
2024-05-23 astro-ph.GA
AGN feedback in a galaxy merger: Multi-phase, galaxy-scale outflows including a fast molecular gas blob ~6 kpc away from IRAS F08572+3915
为了理解活动星系核反馈在星系演化中所起的作用，我们需要深入研究星系范围外流的多相结构和能量学。在这项工作中，我们提出了新的，深（$\sim$ 50小时）NOEMA CO（1-0）线观测的分子气体在强大的外流驱动的活动星系在超亮红外星系IRAS F08572+3915。我们在空间上解决外流，发现它最有可能的配置是一个广角双锥对齐的旋转盘的运动主轴。风中的分子气体达到的速度高达约$\pm$ 1200 km s $^{-1}$，并在系统中传输近20%的分子气体质量。我们检测到第二个外流组件位于$\sim$ 6千秒差距的西北移动距离在$\sim$ 900公里秒$^{-1}$，这可能是由于活动星系核活动的前一集。流出物的总质量和能量，其中包括来自电离的，中性的，温暖的和冷的分子气体相的贡献是强烈的冷分子气体占主导地位。事实上，分子质量外流速率要高于恒星形成速率，即使我们只考虑外流中速度快到足以逃离星系的气体，其约占外流总质量的$\sim$ 40%。这导致在中心$\sim$ 1.5 kpc区域中分子气体的流出耗尽时间仅为$\sim3$ Myr，比恒星形成活动的耗尽时间短$\sim2$倍。
2019-11-14 astro-ph.GA
APOGEE [C/N] Abundances Across the Galaxy: Migration and Infall from Red Giant Ages
我们目前的[C/N]-[Fe/H]丰度的趋势，从SDSS-IV阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE）调查，数据发布14（DR 14），红巨星分支恒星整个银河系（MW，3千秒差距$<$ R $<$ 15千秒差距）。碳氮比（通常表示为[C/N]）可以指示红巨星的质量，从中可以推断年龄。使用Martig等人推导出的质量和年龄，我们证明，我们能够解释DR 14 [C/N]-[Fe/H]丰度分布作为年龄-[Fe/H]空间的趋势。我们的研究结果表明，年龄和金属丰度之间的反相关性，这是由简单的化学演化模型预测，是不存在于任何银河系区域。远离平面的恒星（$|$ Z $|$ $>$ 1 kpc）在[C/N]（$\sim$ $-$ 0.04 dex/kpc）上呈现径向梯度。[C/N]色散朝着平面增加（在$|$ Z $|$ $>$ 1 kpc时，$σ_{[C/N]}$ = 0.13，在$|$ Z $|$ $<$ 0.5 kpc时，$σ_{[C/N]}$ = 0.18 dex）。我们测量的磁盘金属丰度梯度为最年轻的恒星（年龄$<$ 2.5 Gyr）的$-$ 0.060 dex/kpc从6 kpc到12 kpc，这是在使用年轻的CoRoGEE恒星安德斯等人发现的梯度一致。老恒星表现出较平坦的梯度（$-$ 0.016 dex/kpc），这是预测模拟中，恒星从它们的出生半径迁移。我们还发现，径向迁移是一个合…
2018-12-12 astro-ph.GA
Critical Stellar Central Densities Drive Galaxy Quenching in the Nearby Universe
我们研究了恒星形成的结构和环境对恒星质量与中心核密度（$Σ_{\rm 1\ kpc}$）的关系。我们研究了中心星系在稀疏的环境中，发现一个特征的人口平均$\rm Σ_{1\ kpc} \sim 10^9-10^{9.2}\ M_{\odot}\ kpc^{-2}$，以上淬火操作。这个$\rm Σ^{crit}_{1\ kpc}$仅仅微弱地依赖于恒星质量，这表明中央星系的质量淬灭与中央区域的过程比与整个星系的过程更密切相关。对于卫星，在一个给定的恒星质量，环境淬火似乎以类似的方式运作的质量淬火在中心，也开始从星系与高$\rm Σ_{1\ kpc}$低$\rm Σ_{1\ kpc}$，和$\rm Σ^{crit}_{1\ kpc}$成为强烈的质量依赖，特别是在密集的地区。这是因为：（1）在密度较大的区域，更多的低质量卫星被环境效应淬灭;（2）在恒星质量和环境固定的情况下，环境淬灭卫星平均具有较大的$Σ_{\rm 1\ kpc}$、$\rm M_{1\ kpc}/M_{\star}$和Sersic指数$n$，以及较小的尺寸。这些结果表明，在猝灭过程中，一些动力学过程改变了卫星的结构，或者具有较高$Σ_{\rm 1\ kpc}$的卫星更容易受到环境效应的影响。
2021-12-19 astro-ph.GA
A Distant Echo of Milky Way Central Activity closes the Galaxy's Baryon Census
我们报告在银河系的星际和环银河系介质中存在大量的百万度气体。这种气体（1）渗透在银道面和晕中，（2）延伸到距离中心大于60-200 kpc的地方，（3）它的质量足以结束银河系的重子普查。此外，我们发现，一个巨大的，$\sim 6$千秒差距半径，球对称的中心区域的银河系以上和以下的0.16千秒差距厚的平面，已被清空的热气体或这种气体的密度在空腔内有一个特殊的配置文件，从中心增加到半径的$\sim 6$千秒差距，然后减少一个典型的晕密度配置文件。这一点，以及其他几个会聚的证据，表明目前距离银河系中心6千秒差距的空洞表面，追踪了我们超大质量黑洞强烈核活动时期的遥远回声，发生在大约6百万年前。
2016-07-14 astro-ph.GA
Spatially Resolved Ionized Outflows Extending to $\sim$2 kpc in Seyfert 1 Galaxy NGC 7469 Revealed by VLT/MUSE
塞弗特1星系NGC 7469拥有一个突出的核星暴环和一个明亮的活动星系核（AGN）。在以前的工作中，已经发现了在最里面的核区域流出的证据。利用VLT/MUSE和{ \em Chandra}观测资料，我们在银河系更大尺度上探测到电离气体外流。使用两个高斯分量的光发射线建模，和一个非参数的方法被施加到测量的运动学[O III]和$\rm Hα$发射气体。线比诊断和空间分辨地图推导出检查流出的起源。kpc尺度的运动学[O III]是由一个蓝移的分量占主导地位，而速度图的$\rm Hα$显示了一个旋转盘与复杂的非旋转子结构。证实了环核环周围的星暴风，我们发现活动星系核驱动的外流延伸到径向距离$\rm \sim2$ kpc的核，与一个几乎面对电离锥的形态一致的证据。先前报道的环核外流类似于明亮基底的一部分。我们得到的质量和能量外流率的星暴风和活动星系核驱动的外流。kpc尺度活动星系核外流的动力学耦合效率估计为$\dot{E}_{\rm out}/L_{\rm bol}\sim 0.1\%$，低于"两阶段“理论模型预测的有效反馈阈值。我们的研究结果加强了空间分辨研究的重要性，以解开AGN和星爆共存的反馈，这可能是常见的宇宙中午的黑洞和星系的生长。
2022-06-20 astro-ph.GA
Galaxy mergers up to z<2.5 I : The star formation properties of merging galaxies at separations 3-15 kpc
本文研究了0.3<z<2.5时星系合并对恒星形成的影响。主要的合并选择从CANDELS/3D-HST目录使用峰值查找算法。合并预测星系核的成员之间的3-15千秒差距。我们比较了合并和非合并星系的恒星形成活动，没有发现显着差异。我们发现，只有12%的星系在主要合并（其中两个星系的log（M/Msun）>10）是恒星爆发（即，SFR高于恒星形成星系的主序列>0.5 dex）。合并的星系包括质量较低的星系，显示出更高比例的恒星爆发星系（20%）。在这个样本中，恒星爆发合并星系的比例很低，这表明在星系核分离3-15 kpc的合并星系仍处于早期阶段，尚未达到恒星形成活动的最高水平。此外，恒星形成增强的水平和持续时间可以说是减少本地合并相比，高z合并的模拟显示，也可能取决于合并星系的物理性质（如恒星质量和气体分数）。最后，我们比较了合并星系之间的特定SFR。我们的研究结果表明，随着合并星系质量的增加，合并中质量较小的成员中的恒星形成活动比其同伴星系受到更大的影响。
2018-10-12 astro-ph.GA
ALMA Observations of the Sub-kpc Structure of the Host Galaxy of a z= 6.5 Lensed Quasar: A Rotationally-Supported Hyper-Starburst System at the Epoch of Reionization
本文报道了位于$z=6.5$的引力透镜类星体J 0439 +1634的主星系的尘埃连续体和{ \cii }辐射的ALMA观测结果。引力透镜将源平面分辨率提高到$\sim0\farcs15$ $(\sim0.8\text{ kpc})$。从ALMA数据导出的透镜模型与基于{ \it HST}成像的\citet{fan19}中的基准模型一致。J 0439 +1634的宿主星系可以很好地拟合一个与指数盘一致的Sérsic轮廓，无论是在远红外（FIR）连续谱和{ \cii }发射。连续谱的总放大倍数为$4.53\pm0.05$，{ \cii }谱线的总放大倍数为$3.44\pm0.05$。J 0439 +1634的宿主星系是一个紧凑的超亮红外星系，经过透镜校正后的总恒星形成率（SFR）为$1.56\times10^{3}M_\odot/\text{year}$，有效半径为$0.74$ kpc。J 0439 +1634中的分辨区域遵循“{ \cii }缺陷”，其中{ \cii }与FIR的比率随着FIR表面亮度而降低。重建的J 0439 +1634的速度场呈类旋转。在2千秒差距半径处的最大视线旋转速度为130公里/秒。然而，我们的数据不能适合轴对称薄旋转盘，旋转轴的倾斜，$i$，仍然不受约束。我们估计宿主星系的动力学质量为$7.9\sin^{-2}(i)\times10^{9}M_\odot…
2021-06-15 astro-ph.GA
A 85 kpc Halpha tail behind 2MASX J11443212+2006238 in A1367
我们报告检测到的Halalpha尾迹的85千秒差距的投影长度背后的星系2MASX J11443212+2006238在附近的星系团Abell 1367。这个星系是在早期用斯巴鲁望远镜进行的更深的H $α$观测中发现的。然而，位于斯巴鲁领域的边界，延长的Halalpha尾部被切断，阻止了其全部范围的确定。我们在这里完整地绘制了这一范围，尽管暴露较浅。
2017-09-06 astro-ph.GA
Bivariate Luminosity Function of Galaxy Pairs
我们测量了星系对的二元光度函数（BLF），并用它来探测和表征星系对成员之间的星系-星系相互作用。星系对样本选自斯隆数字巡天的主要星系样本，并提供了大量的红移从LAMOST光谱和GAMA调查。我们发现BLF依赖于对成员之间的投影距离$d_{\text{p}}$。在大的分离$d_{\text{p}} > 150 h^{-1}\ \text{kpc}$，BLF退化成单个星系的光度函数（LF），表明对成员之间的相互作用很少。在$100 h^{-1}\ \text{kpc} \leq d_{\text{p}} \leq 150 h^{-1}\ \text{kpc}$，BLF开始显示成对成员之间的相关性，在这个意义上，一个成员星系的条件光度函数（CLF）的形状开始依赖于另一个成员星系的光度。具体来说，有较亮伴星的CLF有较陡的暗端斜率，在$50 h^{-1}\ \text{kpc} \leq d_{\text{p}} \leq 100 h^{-1}\ \text{kpc}$处变得更加显著。这种行为与情景\textit{and also is the observational evidence}一致，即动态摩擦促使大量主要合并对更快地合并。在近距离$d_{\text{p}} \leq 50 h^{-1}\ \text{kpc}$，除了合并时标效应外，BLF还显示出$ΔM_r \geq 0.04…
2019-05-17 astro-ph.GA
Gas depletion in Local Group dwarfs on ~250 kpc scales: Ram pressure stripping assisted by internal heating at early times
最近对银河系和M31的调查显示，超过90%的矮星系在其宿主星系的270 kpc范围内缺乏HI气体。在这样一个极端的半径，日冕晕气体是一个数量级太低，以消除HI气体通过冲压压力剥离任何合理的轨道分布。然而，所有的矮星都有一个古老的恒星星族（\geq 10 Gyr），来自于早期的恒星形成时期，通过加热HI，可以让热晕带走这些气体。我们的模型分析了这些矮星系的演化，因为主星系暗物质晕和日冕晕气体在宇宙时间内积累。矮星系--被视为球对称的、暗物质和气体的平滑分布--经历了早期的恒星形成，这充分加热了气体，使其能够通过主星系的潮汐剥离或稀薄的热晕（50 kpc时n_H = 3 x 10 ^{-4} cm^{-3}）的冲压压力剥离而轻易地被移除。这个演化模型能够解释在高红移（z~3-10）时观测到的银河系和M31周围贫气和富气矮星的径向分布。
2011-02-23 astro-ph.GA
LOFAR discovery of a 700-kpc remnant radio galaxy at low redshift
残留的射电星系代表了射电星系演化的最后垂死阶段，其中喷流不再活跃。由于它们在通量有限的样品中的罕见性和识别的困难，这个垂死阶段仍然知之甚少，光度演化在很大程度上不受约束。在这里，我们提出了一个大的（700千秒差距）残余射电星系的发现和详细的分析，具有低表面亮度，已确定在LOFAR图像在150 MHz。通过将LOFAR数据与新的后续Westerbork观测和更高频率的档案数据相结合，我们研究了116至4850 MHz的源形态和光谱特性。通过模拟无线电频谱，我们探测了无线电活动的特征时间尺度。源有一个相对平滑，弥漫，无定形的外观，连同一个非常弱的中央紧凑的核心，这是与位于z=0.051的宿主星系。根据我们的老化和形态分析，很明显，核发动机目前处于关闭状态，或者最多在非常低的功率状态下工作。宿主星系目前正在与另一个星系相互作用，该星系位于15 kpc的投影距离和300 km/s的径向速度偏移处。这种相互作用可能在无线电喷射的触发和/或关闭中发挥了作用。这个残余射电星系的光谱形状与大多数先前确定的残余源不同，这些残余源在低到中频显示陡峭或弯曲的光谱。鉴于这一发现，并在新一代深低频调查的准备，我们讨论了选择标准，用于选择这些来源的代表性样本。
2015-11-05 astro-ph.GA
On The Effect of Environment on Line Emission from the Circumgalactic Medium
我们测量的差异，从环星系介质，CGM，在不同的环境中的星系的发射线通量。这种差异可能是解释一系列取决于环境的星系特性的关键线索。使用大样本的堆叠档案光谱从斯隆数字巡天，我们发现，H $α$ + [N { \small II}]发射线通量从CGM在50千秒差距的$\sim$ L $^*$星系是较低的两个星系，位于$\sim$ 500千秒差距的投影距离从一个大规模的（$M_*>10^{11} M_\odot$）星系和星系在更丰富/更密集的环境。即使我们控制了星系的质量和形态，环境差异在统计上也是显著的。我们将这些观察结果解释为环境引起的扼杀的直接签名。我们提出了一个简单的，启发式的大质量的母星系的影响模型。在这个模型中，对于距离大质量星系700 kpc以内的星系，50 kpc以内的CGM冷气体分数显著降低，即使星系距离其大质量母星系500 kpc，也会有大约80%的冷气体被移除。然而，我们讨论了所观察到的行为的替代物理原因，并讨论了解决未决问题的方法。
2019-06-04 astro-ph.GA
Kinematics of the stellar halo and the mass distribution of the Milky Way using BHB stars
在这里，我们提出了一个运动学研究的银河系晕的$\sim$ 60千秒差距的半径，使用4664蓝色水平分支（BHB）恒星从SDSS/SEGUE调查，以确定关键的动力学特性。使用最大似然分析，我们确定在球坐标（$σ_{r}$，$σ_θ$，$σ_ϕ$）和各向异性配置文件（$β$）的速度色散配置文件。径向速度弥散分布（$σ_{r}$）测量到$r \sim 60$ kpc的银河中心半径，但由于缺乏适当的运动信息，$σ_θ$，$σ_ϕ$和$β$只能直接导出到$r \sim25$ kpc。从内部的$β\approx 0.5$的起始值（$9<r/\kpc<12$）开始，轮廓在$r \approx 13-18$ kpc范围内急剧下降，在$r=17$ kpc处具有$β=-1.2$的最小值，在较大半径处急剧上升。在外部，在$25<r/\kpc<56$范围内，我们预测轮廓大致恒定，值为$β\approx 0.5$。新发现的运动学异常并不是由晕子结构引起的。我们还研究了模拟恒星晕纯粹由吸积形成的各向异性配置文件，发现它们不能再现数据中看到的急剧下降。从金斯方程，我们计算出的恒星旋转曲线（$v_{\rm circ}$）的银河系$r \sim 25$ kpc。银河系在$r \lesssim 25$ kpc内的质量被确定为$2.1 \times 10^{11}$ $M_{\sun}$，并且通过对$v_{\rm ci…
2012-10-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mapping the Milky Way with Gaia Bp/Rp spectra-IV: the broken and asymmetric density profile of the stellar disk traced by a large sample of red clumps
Institute of Astronomy and Physics, Inner Mongolia University（内蒙古大学天文与物理学院）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉各纳大学）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Survey Science of Yunnan Province, Yunnan University（云南省测绘科学重点实验室）
基于840万颗红团星，研究银河系恒星盘的径向和方位密度分布，发现盘结构的断裂和非对称特征，揭示了不同区域的密度变化及可能的银河系棒状结构影响。
2026-04-27 astro-ph.GA
X-ray cavities in the hot corona of the lenticular galaxy NGC~4477
NGC 4477是一个位于室女星系团的低质量透镜状星系，位于M87以北100，kpc处。利用116 kS的{ \sl Chandra}观测数据，研究了它的热（$\sim$ 0.3keV）气体晕与中心超大质量黑洞的相互作用.一个可能的冷核是由星系中心气体的短冷却时间所指示的。在星系中心东南1.1，kpc和西北0.9，kpc处发现了一对对称空洞，其直径分别为1.3，kpc和0.9，kpc.我们估计这些空洞是新形成的，年龄为$\sim$ 4百万年。利用现有的VLA数据，在空腔的位置处没有检测到无线电发射。产生两个腔体所需的总能量为$\sim$ $10^{54}$ | erg，至少比典型的X射线腔体小两个数量级。NGC 4477可以说是迄今为止最小的系统，也是唯一一个发现活动星系核X射线腔的透镜星系，它依赖于腔功率和活动星系核射电光度之间的标度关系，并对星系群和星系团进行了标定。我们的研究结果表明，活动星系核的反馈是普遍的所有冷核心系统。最后，我们注意到在NGC~4477中存在的分子气体的形状与有序旋转的规则盘，这可能与反馈环无关。
2019-04-21 astro-ph.GA
Resolved galaxy scaling relations in the EAGLE simulation: star formation, metallicity and stellar mass on kpc scales
我们探索的尺度关系的空间分辨区域内的星系中出现的演化和组装的Galeries及其环境（EAGLE）流体动力学，宇宙学模拟的物理特性。利用1 kpc尺度的Spaxels，我们计算了恒星形成速率与恒星质量表面密度之间的关系，即空间分辨的恒星形成主序（rSFMS），以及气体金属丰度与恒星质量表面密度之间的关系，即空间分辨的质量-金属丰度关系（rMZR）。我们比较观察到的关系来自积分场单位调查和星系成像。EAGLE很好地再现了局部（$z\approx0.1$）rSFMS的斜率，但具有$\approx-0.15$ dex偏移，接近于星系整合关系的发现。rMZR的形状与观测结果相当吻合，复制了高表面密度下的特征营业额，我们表明这是由于活动星系核的反馈。在低（高）表面密度下，rSFMS和rMZR的残差呈负（正）相关。随着模拟从$z=2$发展到0.1，rSFMS变得更浅，这是由内而外的星系形成的表现。rMZR的形状也表现出戏剧性的演变，从$z=2$的凸轮廓到$z=0.1$的凹轮廓，这样在高恒星密度区域的气体在更高的红移处更富集。在1 kpc尺度上，EAGLE星系中星系范围内的气体分数和金属丰度之间的关系的红移独立性不被保留，这意味着化学演化是非本地的，由于星系内的气体和金属的运输。
2018-12-17 astro-ph.GA
Revealing HI gas in emission and absorption on pc to kpc scales in a galaxy at z ~ 0.017
我们对类星体星系对J1243+4043 -UGC 07904进行了详细的研究。背景类星体（$z_q$ = 1.5266）的视线穿过银河系的一个区域（$z_g$ =0.0169），撞击参数为6.9 kpc，金属丰度高（0.5 Z $_\odot$），尘埃消光可以忽略不计。我们检测HI 21厘米吸收从前景星系在弧秒和毫弧秒尺度。对于银河系中典型的冷中性介质（CNM）温度，这种21厘米的吸收体可以归类为阻尼的Ly $α$吸收体（DLA）。我们推断气体的调和平均自旋温度为$\sim$ 400 K，对于简单的两相介质，我们估计CNM分数为$f_{\rm CNM}$ = 0.27。这与银河系中观察到的CNM分数非常一致，并且低于高红移DLAs。类星体表现出毫角秒尺度的核心喷流形态，对应于$z_g$的$\sim$ 9 pc的整体范围。我们发现，与前景星系相关的CNM吸收云的大小为$>$ 5 pc，它们可能是延伸到$\sim$ 35 pc以外的冷气结构的一部分。有趣的是，类星体J1243+4043的旋转测量值比其他任何具有高$z$ DLA的类星体样本都要高。然而，我们没有发现在有或没有高- $z$（$z\ge2$）DLA或低- $z$（$z\le0.3$）21-cm吸收体的情况下，视线的RM和偏振分数的任何可检测的差异。最后，前景星系UGC 07904也是星系群的一部分。我们偶然发现HI 21厘米…
2017-12-10 astro-ph.GA
Velocity Dispersion Profile of the Milky Way Halo
我们提出了一个光谱样本的910个遥远的晕星的超高速星调查，我们从中获得的速度色散分布的银河系晕。样本是74%的水平分支恒星和26%的蓝离散星的混合体。我们利用观测到的颜色、金属丰度和恒星演化轨迹来估计到恒星的距离。我们的样本包含的R>50 kpc的天体数量是以前调查的两倍。我们计算的速度色散分布在两种方式：与参数的方法的基础上的银河系的潜力模型，并与非参数的方法的基础上的焦散技术最初开发的测量星系团质量配置文件。由此得到的速度色散分布与基于其他恒星星族的两次独立调查发现的结果非常一致：在15<R<75 kpc的范围内，银河系晕的径向速度色散平均下降为-0.38+-0.12 km/s/kpc。这一测量结果为计算银河系晕的总质量和质量分布提供了有用的依据。
2009-10-12 astro-ph.GA
Molecular Gas Dominated 50 kpc Ram Pressure Stripped Tail of the Coma Galaxy D100
我们已经发现了大量的分子气体，跟踪CO排放，在冲压压力剥离气体尾后发座星系D100（GMP 2910），到大的距离约50千秒差距。D100有一个60千秒差距长，非常窄的尾巴，在X射线和Hα中是明亮的。我们用IRAM 30米望远镜的观测结果显示，在沿着尾巴的几个区域中，H_2（假设标准的CO到H_2的转换）的总量约为10^9兆太阳质量，这表明分子气体可能在其质量中占主导地位。沿着尾部，我们测量到CO排放的径向速度的平滑梯度，该梯度从更扩散的Hα气体速度偏移到较低值。相的这种动态分离可能是由于它们通过冲压压力的不同加速。D100很可能在大于2200 km/s的高轨道速度下被（接近）峰值冲压压力剥离。ICM粘度和磁场的组合效应对于剥离ISM的演化可能是重要的。我们建议D100已经达到了一个连续的剥离致密气体留在其核区域的模式。D100是第二个已知的大量分子剥离气体尾部的例子，这表明星系团中心的ICM中的条件可能有利于分子化。通过与其它星系的比较，我们发现在冲压压力剥离的气体尾中，CO通量与Hα表面亮度之间有很好的相关性，相关系数约为2 dex.
2017-04-03 astro-ph.GA
Gas rotation, shocks and outflow within the inner 3 kpc of the radio galaxy 3C 33
我们提出了光学积分场光谱$-$获得的双子座多目标摄谱仪$-$的内部$4.0 \times 5.8$千秒差距$^2$的窄线射电星系3C 33的空间分辨率为0.58千秒差距。气体发射显示出三个最亮的结构：一个强的核发射结和另外两个结在$\approx 1.4$ kpc的西南和东北的核沿电离轴。我们检测到两个运动学分量的发射线配置文件中，与"更广泛的组件"（与速度色散$σ> 150$公里秒$^{-1}$）占主导地位的$\sim$ 1千秒差距宽的带（"核带"）从东南到西北，垂直于无线电喷流，和较窄的组件（$σ< 100$公里秒$^{-1}$）占主导地位的其他地方。质心速度图显示了一个旋转模式，在窄分量占主导地位的区域，速度振幅达到$\sim \pm 350$ km s $^{-1}$，而在核带中观察到相对于旋转的残余蓝移和红移，我们还观察到[N II]/H α，[S II]/H α和[O I]/H α线比值的最高值，以及气体温度的增加（$\sim 18000$ K）、速度色散和电子密度（$\sim 500$ cm $^{-3}$）。我们解释这些残差和增加线比，由于在核地带的周围气体的横向膨胀，由于无线电射流的通道产生的冲击。这种膨胀在周围介质中的影响非常小，因为它的估计动能只代表活动星系核辐射光度的$2.6 - 3.0 \times 10^{-5}$。[O I]/H α比值的增加和从核东北…
2017-04-20 astro-ph.GA
A double molecular disc in the triple-barred starburst galaxy NGC 6946: structure and stability
晚型螺旋星系NGC 6946是由“棒中棒”驱动的分子气体动力学的主要例子。在这里，我们使用BIMA SONG和HERACLES调查的数据来分析其分子盘的结构和稳定性。我们的径向轮廓表现出一个明显的过渡距离R ~ 1千秒差距的星系中心。表面密度分布在R ~ 0.8kpc处发生突变，符合双指数分布，尺度长度分别为R_1 ~ 200 pc和R_2 ~ 3 kpc，而一维速度弥散σ在中心kpc处急剧减小，在较大半径处近似为常数。事实上，我们推导和使用全径向分布的西格玛，而不是一个恒定的值，也许是我们的稳定性分析的最新颖的功能。我们发现，由CO排放跟踪的Q稳定性参数的配置文件是非常平坦的，远高于统一，而特征不稳定波长表现出明确的签名的核星暴和内酒吧。我们还表明，CO暗分子气体，恒星和其他因素可以发挥重要作用的稳定性方案的NGC 6946。我们的研究结果提供了强有力的证据，引力不稳定性，径向流入和盘加热驱动的内部结构和分子气体的动力学在中央kpc的形成。
2015-05-29 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.flu-dyn
Chemical enrichment of the ICM within the Virgo cluster I: radial profiles
本文利用{ \it XMM-Newton}观测资料对室女星系团的元素丰度分布进行了详细的分析。我们在分析中包括一个新的EPIC-pn能量标度校准，使我们能够测量速度的不确定性下降到$Δv \sim 150$公里/秒。研究了O、Ne、Mg、Si、Ar、S、Ca、Ni和Fe的径向分布。我们发现，最佳拟合模型是接近一个单一的温度组件的距离$>80$ ~kpc和较冷的气体更富含金属。在$\sim30$ ~kpc和$\sim90$ ~kpc附近发现了温度的不连续性，这两个区域对应于冷锋的半径。我们模拟元素X/Fe比曲线与SNIa和SNCC模型的线性组合。我们发现了一个平坦的径向分布的SNIa比率超过总群集富集，这支持早期ICM富集的情况下，与大多数的金属目前正在生产的集群之前。
2023-02-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Enigmatic emission structure around Mrk 783: cross-ionization of a companion in 100 kpc away
本文通过深度[OIII]成像和长狭缝光谱数据，揭示了窄线塞弗特1型星系Mrk 783周围14 kpc的双侧射电发射、41 kpc的潮汐特征电离及99 kpc外伴星盘面落入AGN电离锥的交叉电离现象，提出其可能是Hanny's Voorwerp precursor。
2023-11-20 astro-ph.GA
