The zCOSMOS-SINFONI Project I: Sample Selection and Natural-Seeing Observations
zCOSMOS SINFONI项目的目的是通过SINFONI近红外积分场光谱学，结合zCOSMOS巡天的多波长信息，研究z~1.4-2.5的大质量恒星形成星系样本的物理和运动学特性。该项目的基础是对每个目标进行1小时的自然观测，并对样本的主要部分进行自适应光学跟踪，其中包括从zCOSMOS/VIMOS光谱调查中选出的30个星系。本文首先介绍了样品的选择，以及利用射电光度学对目标星系进行的整体物理表征，即，恒星形成率（SFR），恒星质量，年龄等的Halpha综合性质，如流量，速度色散和大小，来自自然观测，而后续AO观测将在本系列的下一篇文章中介绍。我们的样本似乎是很好的代表恒星形成星系在z~2，涵盖了广泛的质量和SFR。在相同的红移下，25个Halpha探测星系的Halpha积分性质与其他IFS样品的Halpha积分性质相似。从Halpha光度和其他诊断方法得到的SFR之间存在很好的一致性，前提是影响Halpha光度的消光约为影响连续光谱的两倍。初步的运动学分析，根据观测到的最大速度差的来源，并在综合速度色散，表明样品分裂近50-50旋转为主和速度色散为主的星系，在良好的协议与以前的调查。
2011-09-27 astro-ph.CO
The 10k zCOSMOS: morphological transformation of galaxies in the group environment since z~1
我们研究星系的演化内部和外部的组环境，因为z=1使用一个大的定义良好的组和星系的zCOSMOS明亮的红移调查在COSMOS领域。具有早型形态的星系所占比例随M_B光度、恒星质量和宇宙纪元的增加而单调增加。这是在组高于其他地方，特别是在较晚的时代。在z~0.5和log（M*/Msol）~10.2时，星系群环境的“效应”仅相当于0.2 dex（恒星质量）或2 Gyr（时间）。星系群中星系的质量函数在大质量星系中是丰富的。我们直接确定从晚期到早期形态的转化率，以及涉及颜色和恒星形成指标的转化率。系统的转化率在群体中大约是外部的两倍，或者高达3-4倍，校正了新群体的出现。对于交叉质量10^10.5 Msol周围的质量，组内的转化率达到（0.3-0.7）/Gyr，意味着转化时间尺度为1.4-3 Gyr，而组外的转化率低于0.2/Gyr，即时间尺度>5 Gyr。这三种转化率在恒星质量较高时都降低，在质量低于10^10 Msol时也必然降低，因为我们无法很好地探测到。涉及颜色和恒星形成的比率始终高于形态的比率，约为50%。我们的结论是，自z~1以来，驱动整个星系种群演化的转变在星系群中的发生率必须比星系群外的发生率高2-4倍。
2009-09-11 astro-ph.CO
The Dependence of Star Formation Activity on Stellar Mass Surface Density and Sersic Index in zCOSMOS Galaxies at 0.5<z<0.9 Compared with SDSS Galaxies at 0.04<z<0.08
星系演化研究中一个尚未回答的关键问题是，星系内部的物理过程驱动了单个星系中SFR的变化，这些变化共同导致了自z~2以来全球恒星形成率密度（SFRD）对红移的大幅下降。许多研究的SFR在中等红移已作为一个功能的综合恒星质量的星系，但这些没有使用的信息的内部结构特性的星系。本文利用zCOSMOS和SDSS巡天资料，比较研究了不同形态类型星系在z~1范围内SFR对平均表面质量密度（SigmaM）的依赖关系。关于这些相对大质量星系演化的主要发现是：1）有证据表明，对于SDSS和zCOSMOS星系，（无论是盘主导还是凸起主导）与SigmaM无关; 2）在所有研究的红移中，观测到的SSFR - SigmaM阶跃函数关系是由于，随着表面密度的增加，以及盘状星系和凸起星系之间平均SSFR的巨大差异，盘状星系和凸起星系的混合比例不断变化。3）中位SSFR - SigmaM关系的形状是相似的，但在整个SigmaM范围内，无论是球状星系还是盘状星系，zCOSMOS星系的中位SSFR值都比SDSS高5-6倍。这种增加与整个宇宙的全球SFRD相匹配，强调所有类型的星系都在按比例贡献宇宙中SFRD的全球增加，回到这些红移（删节）。
2009-06-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The zCOSMOS Survey. The dependence of clustering on luminosity and stellar mass at z=0.2-1
利用第一个zCOSMOS 10 K样本研究了红移z ~ [0.2-1]处星系成团与光度和恒星质量的关系。我们测量了覆盖不同亮度、质量和红移范围的子样本的红移空间关联函数xi（rp，pi）及其投影wp（rp）。我们详细量化的观测选择偏差，我们检查我们的协方差和误差估计技术使用合奏的半分析模拟目录。最后，我们将我们的测量结果与模拟调查的宇宙学模型预测进行了比较。在与其他测量不一致，我们发现一个微弱的依赖星系团的光度在所有的红移箱探索。相反，观察到对恒星质量的轻微依赖。在z~0.7处，wp（rp）在大尺度上显示出强的过剩功率。我们将其解释为大尺度结构主导了调查体积并优先在垂直于视线的方向上延伸。我们没有看到任何显着的演化与红移的集群的振幅明亮和/或大质量的星系。在log（M/M_ \odot）>=10的星系中，zCOSMOS数据在0.5<z<1处测得的成团与模拟巡天的预测仅在一定程度上一致。在大于~2 h^-1 Mpc的尺度上，观测到的聚类幅度仅与~1%的模拟结果一致。因此，如果物质的功率谱是标准归一化的LCDM，并且偏差没有反常的标度依赖性，那么这个结果就表明COSMOS在约10^6 h^-1 Mpc ^3的体积中探测到了一个特别罕见的约2-3 σ的正涨落。这些发现强调了需要对z~1宇宙进行更大规模的调查，以适当地描述这个时代的结构水平。
2009-06-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
zCOSMOS 20k: Satellite galaxies are the main drivers of environmental effects in the galaxy population at least to z~0.7
我们使用最终的zCOSMOS亮数据集探索了环境在0.1<z<0.7以上星系演化中的作用。使用的红色部分的星系作为一个代理的淬火人口，我们发现，红色星系的比例增加与环境的超密度和恒星质量，与以前的工作一致。在较低的红移，红色部分似乎是可分离的质量和环境，这表明两个过程的行动：质量和环境淬火。描述这些的参数似乎在z~0.7处与局部基本相同。我们探索红色分数，质量和环境之间的关系，也分别为中央和卫星星系，密切关注杂质的影响，在中央卫星分类和使用精心构造的样本匹配的恒星质量。几乎没有证据表明中心的红色部分对过密度有依赖性。卫星在所有的超密度下都是一致的更红，并且在0.1<z<0.4的超密度下，卫星猝灭效率随着超密度的增加而增加。这在较高的红移下不太明显，但两者都与等效的局部测量一致。在给定的恒星质量下，卫星星系的比例也随着密度的增加而增加。在一个给定的密度和质量，所获得的环境淬火和卫星分数之间的关系与卫星淬火效率一致，表明在整个人口的环境淬火是一致的，完全通过卫星淬火过程中至少达到z=0.7。然而，尽管我们的高红移样本规模空前，相关的统计不确定性仍然很大，我们的陈述应该被理解为对物理现实的近似，而不是物理上精确的公式。
2013-07-16 astro-ph.CO
A journey from the outskirts to the cores of groups I: Color- and mass-segregation in 20K-zCOSMOS groups
使用从zCOSMOS光谱数据和互补的测光数据从COSMOS调查获得的组目录，我们探讨分离效应发生在星系群中/高红移。我们在中等红移（0.2 <= z <= 0.45）和高红移（0.45 < z <= 0.8）处建立了两个复合星系群，并根据它们与星系群中心的距离将相应的复合星系群分为三个样本。我们探索了星系恒星质量和颜色-在恒星质量的狭窄箱中工作-作为星系距离组中心的函数而变化。我们发现，在我们的样本中最大的星系（Log（M_gal/M_sun）>= 10.6）不显示任何强烈的集团中心依赖的红/蓝物体的分数。对于较低质量的星系（9.8 <= Log（M_gal/M_sun）<= 10.6），红、蓝星系的混合变化具有径向依赖性。这种依赖性在贫穷群体中最为明显，而较富裕的群体则没有显示出任何明显的蓝色分数趋势。有趣的是，质量分离表现出相反的行为：它只在富裕的群体中可见，而贫穷的群体具有恒定的星系恒星质量混合作为半径的函数。我们提出了一个简单的情况下，颜色和质量分离起源于不同的物理过程。虽然动力学摩擦是建立质量分离的明显原因，但饥饿和星系-星系碰撞都是以比野外更快的速度淬灭恒星形成的合理机制。在较贫穷的群体中，环境的影响与星系的长期演化叠加在一起。它们的成员星系在从星系群中心向更外部的区域移动时显示出越来越多的蓝色部分，这可能反映了这些星系群最近的吸积历史。
2012-01-09 astro-ph.CO
Obscured AGN at z~1 from the zCOSMOS-Bright Survey I. Selection and Optical Properties of a [Ne v]-selected sample
通过对高电离态[NeV]3426谱线的探测，从20 k亮的zCOSMOS星系样品中选出了94个0.65<z<1.20的窄线活动星系核。利用COSMOS领域的大量数据，[NeV]选择的Type-2活动星系核的性质进行了研究，重点是它们的宿主星系，X射线发射和光学线通量比。最后，Gilli等人（2010）基于X射线与[NeV]光度比开发的诊断方法已被用于寻找更严重遮蔽的活动星系核。我们发现，[Ne v]选择的窄线活动星系核有类似Seyfert 2的光谱，虽然与恒星形成的组件稀释的发射线比。ACS形态和光谱中的恒星成分表明，我们的2型活动星系核倾向于存在于恒星质量大于10^（9.5-10）Msun的早期旋涡中，平均高于星系母样本。拥有[NeV]选择性遮蔽活动星系核的星系比例随着恒星质量的增加而增加，在2 × 10^11 M太阳时达到最大值，约为3%。与其它选择技术在z~1处的比较表明，[Ne v]线的检测是在光学波段选择活动星系核的有效方法，特别是在最严重遮蔽的波段，但它本身不能提供活动星系核2的完整普查。最后，在中深钱德拉观测中没有检测到的[NeV]选择的2型活动星系核的高比例（67%）表明我们的样本中包含康普顿厚的源。X射线与[NeV]的比值证实了活动星系核中存在大量的被严重遮蔽的活动星系核;我们通过X射线叠加技术和模拟估计，在我们的2型活动星系核样本中，康普顿厚度的部分为43 ± …
2013-05-27 astro-ph.CO
X-ray Groups of Galaxies at 0.5<z<1 in zCOSMOS: Increased AGN Activities in High Redshift Groups
我们提出了一个光度和光谱的星系在0.5<z<1作为环境的函数的基础上从zCOSMOS调查的数据研究。有相当数量的证据表明，星系的性质取决于星系群和星系团的质量，在这个意义上，静止的星系更喜欢更大质量的系统。我们基于我们的分析质量选择的环境中使用X射线组的星系和定义的组成员资格使用大量的光谱红移zCOSMOS。我们发现，在我们的研究中探测的所有红移中，红星系的比例在组中高于在场中。有趣的是，[OII]发射体在红色序列上的分数在组中的红移较高时增加，而该分数在场中并不强烈演化。这是由于增加的尘埃恒星形成活动和/或增加的活动星系核（AGN）在高红移集团的活动。我们使用30波段测光和X射线数据研究这些可能性。我们发现，集团中的红色[OII]发射体的恒星星族是古老的，在这些星系中没有明确的尘埃恒星形成活动的迹象。观察到的红色[OII]发射体的增加可能是由于活动星系核活动的增加。然而，我们的总体统计数据很差，任何确定的结论都需要从z~1组的更大统计样本中得出。
2011-10-05 astro-ph.CO
zCOSMOS - 10k-bright spectroscopic sample. The bimodality in the Galaxy Stellar Mass Function: exploring its evolution with redshift
我们从zCOSMOS明亮的10 k光谱样本中给出了z~1范围内的星系恒星质量函数（MF）。我们调查的总MF和ETGs和LTGs的贡献，定义不同的标准（SED，形态或恒星形成）。我们揭示了一个星系双峰的全球MF，更好地表示由ETGs和LTGs，分别占主导地位的2 Schechter函数。对于全球人口，我们确认，低质量星系数密度增加晚，快于大质量星系。我们发现，在中低M星（logM<10.6）的MF演化主要是由平稳减少的恒星形成活动驱动的恒星质量增长来解释的。低残留演化与每个星系每个Gyr约0.16合并一致（其中小于0.1是主要的）。我们发现，ETGs的数量密度增加宇宙时间更快地减少Mstar，与中位数“建筑红移”增加质量，与层次模型。对于LTG，我们发现蓝星系或旋涡星系的数密度从z~1开始几乎保持不变。相反，最极端的活跃恒星形成星系的数量密度正在迅速下降。我们认为，从蓝色的中间质量的主动螺旋转化为蓝色的静态和连续（1-2 Gyr后）到红色被动型。完整的形态转变成红色球体，需要更长的时间尺度或遵循后1-2 Gyr。蓝色星系的不断替换预计是由低质量的活跃螺旋在恒星质量的增长。我们估计，当logM<11时，平均每Gyr约有25%的蓝色星系转化为红色星系。我们的结论是，星系和ETG的建立遵循相同的缩小趋势与质量形成的恒星，目前SAM预测的趋势相反。我们预计全球星系重子MF的演变可以忽略不计。
2010-06-14 astro-ph.CO astro-ph.HE
Extreme emission-line galaxies out to z$\sim$1 in zCOSMOS. I. Sample and characterization of global properties
我们从20 k zCOSMOS明亮巡天中选取了183个红移为0.11 < z < 0.93的极端发射线星系（EELG），因为它们具有异常大的发射线等效宽度。我们使用多波长COSMOS测光，HST-ACS I波段成像和光学zCOSMOS光谱，从“直接”和“强线”方法导出EELG的主要全球性质，如大小，质量，SFR，可靠的金属丰度。EELG是紧凑的（R_50 ~ 1.3 kpc）、低质量（log（M*/Msol）~7-10）星系，与具有相同恒星质量和红移的主序星星系相比，其恒星形成的比SFR（log（sSFR/yr）高达~ -7）异常高。在UV波长下，EELG是发光的，并且显示出高表面亮度，并且包括强的Ly $α$发射体，如GALEX光谱所揭示的。我们发现，zCOSMOS EELG是高电离，低金属量的系统，中位数为12+log（O/H）=8.16，包括少数极端缺乏金属的星系（<10%太阳）。虽然约80%的EELG显示非轴对称的形态，包括cluerical和蝌蚪星系，我们发现其中约29%显示额外的低表面亮度特征，这强烈表明最近或正在进行的相互作用。作为本地宇宙中的恒星形成矮星，EELG通常相对孤立。虽然只有很少的EELG属于紧凑的群体，但几乎三分之一的EELG是在光谱上确认的松散对或三联体中发现的。我们的结论是，EELG是在一个短暂的，可能是早期的演变，在那里他们正在有效地建立一个显着的…
2015-03-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Proto-groups at 1.8<z<3 in the zCOSMOS-deep sample
在zCOSMOS深红移巡天中，我们从3502个光谱红移在1.8<z<3.0之间的星系样本中识别出42个候选星系群。这些星系包含三到五个光谱星系，它们的投影距离（在物理空间中）在500 kpc以内，速度在700 km/s以内。基于对千禧年模拟产生的模拟目录的广泛分析，我们研究了这些系统在观测时的可能性质，以及它们将演变成现在的时代。虽然在我们观测到它们的时候，很少有“成员”星系可能会处于同一个晕中，但50%的系统最终会将它们全部带入同一个晕中，并且几乎所有（93%）的系统到了现在都会至少有一部分成员星系处于同一个晕中。因此，大多数候选群体可以被描述为“原型群体”。对超密度的估计也与这些系统在组装过程开始时就被看到的想法一致。我们还研究了现今的光环，并询问它们的祖先是否会出现在我们的候选群体中。对于目前的10^14- 10^15兆太阳/小时之间的晕，35%应该出现在我们的候选群体中，如果我们的调查是完全抽样的，这将上升到70%，所以我们可以得出结论，我们的样本可以代表大部分这样的系统。在一个大型独立的COSMOS photo-z样本中，在候选星系群的位置周围有明显过量的大于10^10 Msun的大质量星系，但是我们在后面的数据中没有看到任何关于场的颜色差异的证据。然而，这与这样的观点是一致的，即这种分化出现在卫星星系中，如z<1所示，如果候选星系群确实只是开始组装。
2013-10-14 astro-ph.CO
On the cosmic evolution of the scaling relations between black holes and their host galaxies: Broad Line AGN in the zCOSMOS survey
本文报道了在红移范围1<z<2.2的zCOSMOS巡天中探测到的89个宽线活动星系核的静止坐标系K波段光度和恒星总质量的测量结果。前所未有的多波长覆盖的调查领域，使我们能够解开从核黑洞的光谱能量分布的主机星系的排放。我们通过分析在中分辨率光谱中观察到的广泛的Mg II发射线与VIMOS/VLT作为zCOSMOS项目的一部分，得出黑洞质量的估计。我们发现，与局部值相比，黑洞与宿主星系的平均质量比似乎随着红移的增加而正向演化，最佳拟合演化形式为（1+z）^{0.68 \pm 0.12 +0.6 -0.3}，其中较大的非对称系统误差源于IMF选择的不确定性，在维里关系的校准用于估计BH质量和在平均类星体SED通过。对标度关系中由内禀散射引起的观测偏差的彻底分析加强了这样一个结论，即对于早期活跃生长的黑洞，MBH-M* 关系必然随之演变：它的总体归一化或其内禀散射（或两者）似乎随着红移而增加。这可以被解释为要么是一个更快速的增长超大质量黑洞在高红移，在早期的活动星系核主机的结构特性的变化，或显着的不匹配之间的典型的增长时间的核黑洞和主机星系的签名。
2009-10-26 astro-ph.CO
The impact of galaxy interactions on AGN activity in zCOSMOS
正如数值模拟所预测的那样，星系之间的近距离相遇有望成为一种可行的机制，通过这种机制，可以启动对超大质量黑洞的吸积。为了验证这一假设，我们构建了一个由562个星系（M*>2.5x10^10 M_sun）组成的样本，这些星系在红移范围0.25 < z < 1.05的运动学配对中更有可能发生相互作用，而另一个由2726个未被识别为配对的星系组成的对照样本则更有可能发生相互作用，这两个样本都来自zCOSMOS 20 k光谱目录。拥有活动星系核（AGN）的星系核是根据钱德拉探测到的X射线辐射（L_x> 2 × 10^42 erg s^-1）来确定的。我们发现一个更高的分数AGN在星系对相对于孤立的星系类似的恒星质量。我们的结果主要是由于活动星系核活动的增强，对于投影间距小于75 kpc、视线速度偏移小于500 km·s^-1的星系对，活动星系核活动增强了1.9倍（观测值）和2.6倍（内禀值）。这项研究表明，密切的运动学对有利于黑洞增长的环境，无论是指示因果物理连接或内在的关系，如，以增强恒星的形成。在附录中，我们描述了一种方法来估计的固有分数的星系（无论是在对或字段）托管活动星系核的置信区间，和多余的分数对。我们估计所有中等光度活动星系核活动的17.8 - 7.4 ^{+8.4}%发生在经历早期相互作用阶段的星系内，这就留下了一个问题，即是什么物理过程导致了剩余的约80%的活动星系核活动，其…
2011-09-06 astro-ph.CO
The mass-metallicity and fundamental metallicity relations at z>2 using VLT and Subaru near-infrared spectroscopy of zCOSMOS galaxies
在局域宇宙中，有很好的证据表明，在一个给定的恒星质量M，气相金属丰度Z是反相关的恒星形成率（SFR）的星系。也有人声称，由此产生的Z（M，SFR）关系是不变的红移-所谓的基本金属丰度关系（FMR）。由于在确定金属丰度时存在许多困难，特别是在较高的红移时，Z（M，SFR）关系的形式以及它是否真的与红移无关仍然存在很大的争议。为了探索z>2时的这个问题，我们使用VLT-SINFONI和Subaru-MOIRCS对20个zCOSMOS深星系在2.1<z<2.5时的近红外光谱进行了测量，以测量多达五条发射线的强度：[OII]，Hbeta，[OIII]，Halpha和[NII]。这种近红外光谱使我们能够获得O/H金属丰度，也从消光校正的Halpha测量SFR。我们发现，这些恒星形成星系在z~2.3处的质量-金属丰度关系（MZR）比本地SDSS MZR低3到5倍，比Erb等人（2006）使用[NII]/Halpha堆叠光谱的金属丰度发现的变化更大。我们讨论了如何不同的选择的样品和金属丰度校准可能是负责这种差异。星系显示直接的证据表明，SFR仍然是在这些红移的质量金属丰度关系的第二个参数。然而，确定Z（M，SFR）关系是否随历元不变取决于从局部样本使用的外推法的选择，因为给定质量的z>2星系比局部SDSS星系具有更高的SFR。我们发现，如果我们使用Lilly等人（2003）的Z（M，SFR）关系…
2014-06-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
K+a galaxies in the zCOSMOS Survey: Physical properties of systems in their post-starburst phase
触发和熄灭星系中恒星形成的主要过程的身份仍然不清楚。然而，演化的一个关键阶段似乎是由后星暴星系代表的。为了研究它们对星系演化的影响，我们在COSMOS领域对具有k+a光谱特征的星系进行了多波长研究。我们研究了质量选择的样品的k+a星系在z=0.48-1.2使用光谱zCOSMOS样品。K+a星系占据了光度分布中最亮的尾部。它们的质量与静止的星系一样大，在颜色与光度（或恒星质量）的分布中占据着绿色的山谷。这些星系中有一小部分（<8%）具有射电和/或X射线对应物（意味着SFR的上限为~ 8 Msun/yr）。在探索的整个红移范围内，k+a类星系在形态上是一个异质的人口与类似的发病率膨胀为主的星系和盘状星系。这种分布并不随Hdelta吸收线的强度而变化，而是以一种让人想起众所周知的质量形态关系的方式随恒星质量而变化。虽然k+a星系也存在于低密度区域，但它们似乎典型地居住在类似于静态星系的丰富环境中，物理尺度为2- 8 Mpc，并且在群体中，它们表现出与静态星系类相似的形态学早晚型比例。与目前的数据集，我们没有发现统计显着的进化的证据，无论是在中间红移的k+a星系的数量/质量密度相对于本地值，或光谱特性。这些星系受到恒星形成活动突然熄灭的影响，可能会使红色序列的恒星质量增加约10%。
2010-01-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The zCOSMOS redshift survey : Influence of luminosity, mass and environment on the galaxy merger rate
沿着宇宙时间的主要合并对星系质量组装的贡献是星系演化情景的重要组成部分。我们的目标是测量两个亮度/质量选择星系样本的合并率的演变，并调查其依赖于当地的环境。我们使用一个样本的10644光谱观测星系的zCOSMOS红移调查，以确定对注定要合并的星系，只使用对的速度差和预测分离的两个组件与确认光谱红移表明合并的概率很高。我们已经确认了263个光谱学确认的对，r_p^{max} = 100 h^{-1} kpc。我们发现，合并的密度取决于光度/质量，更高的微弱/质量较小的星系，而合并的星系将经历的数量并不显着取决于其内在的光度，而是它的恒星质量。我们发现，对分数和合并率的增加与当地的星系密度，观测到的红移z=1的属性。我们发现，当红移z=1时，星系的合并速率对星系的光度或质量的依赖性已经存在，并且明亮（大质量）星系的体积合并速率的演化相对平坦，红移的平均值分别为3*10^{-4}（8*10^{-5}）合并h^3 Mpc^{-3} Gyr^{-1}。合并率与环境的依赖关系表明，密集的环境有利于重大的合并事件，可以预期从分层的情况。因此，环境对质量函数的形成有直接影响，其演化对星系质量随宇宙时间的增长起着重要作用。
2011-04-28 astro-ph.CO
Environmental effects in the interaction and merging of galaxies in zCOSMOS
我们分析了在zCOSMOS明亮的10 k星系光谱样本中确定的红移范围为0.2 < z < 1的153个密切运动学对的环境和星系性质（形态和恒星形成历史）。修正投影效应后，在最高密度四分位数中，近距离运动学对的比例是最低密度四分位数的三倍。这意味着合并率要高出三倍，因为根据千年模拟的模拟目录显示，一旦对预测进行同样的修正，合并的时间尺度基本上与环境无关。然后，我们检查的形态和恒星星族的星系对，比较它们的控制样品，仔细匹配的环境，以消除尽可能多的知名影响的环境对星系的母体人口的属性。一旦以这种方式适当地考虑了环境，我们发现早期和晚期的形态混合与母体相同，但是由于盘星系的扰动，不规则星系的比例增加了50- 75%，不规则-不规则对的数量不成比例地增加（4-8倍）。未来的干合并，涉及椭圆星系包括不到5%的所有密切运动对。在最近的双星系统中，恒星形成星系的特定恒星形成率提高了2-4倍，并且还有证据表明恒星爆发后星系的发生率增加。虽然对所涉及的星系来说意义重大，但与配对相关的“过量”恒星形成仅占母样本中综合恒星形成活动的5%左右。虽然大多数成对星系都处于稠密的环境中，但相互作用的影响似乎在低密度环境中最大。
2011-12-20 astro-ph.CO
How does galaxy environment matter? The relationship between galaxy environments, colour and stellar mass at 0.4 < z < 1 in the Palomar/DEEP2 survey
本文根据POWIR近红外成像和DEEP 2光谱红移巡天的数据，对红移范围为0.4 < z < 1的星系的环境进行了研究，直到恒星质量为log M* = 10.25 M_sun。银河系环境测量的最近邻密度以及固定的孔径密度和运动学和动力学参数的邻近星系在半径为1百万秒差距。我们解开星系恒星质量，星系颜色和星系环境之间的相关性，不仅使用星系数密度，但也有其他环境特征，如速度色散，平均谐波半径，和交叉时间。我们发现，星系的颜色和蓝色星系的比例在0.4 < z < 1时非常强烈地依赖于恒星质量，而在较低的红移（0.4 < z < 0.7）时，对局域数密度的依赖性很弱。这种环境影响在中等质量星系的颜色中最为明显（10.5 < log M* < 11），而较低和较高质量星系的颜色在红移和环境中基本保持不变。在恒星质量固定的情况下，颜色-密度关系几乎消失，而颜色-恒星质量关系在所有局域密度下都存在。我们发现在中等红移的恒星质量和环境之间的弱相关性，这有助于整体的颜色密度关系。此外，我们没有发现星系颜色和维里质量之间的显着相关性，即，母暗物质晕质量。因此，星系的恒星质量似乎是决定星系内在性质的关键参数，如正在进行的恒星形成和颜色。
2010-09-16 astro-ph.CO
Colour and stellar population gradients in galaxies
我们讨论的颜色，年龄和金属丰度梯度在广泛的本地SDSS早期和晚期型星系的样本。通过对恒星星族模型的拟合，我们发现金属丰度是颜色梯度的主要驱动因素，而中心区域的年龄是决定金属丰度和年龄梯度分布的主要参数。我们发现独立的观察和一组模拟的一致性。从模拟和理论考虑的比较，我们能够描绘一个形成的情况下的一般图片。
2010-10-07 astro-ph.CO
Mass and environment as drivers of galaxy evolution in SDSS and zCOSMOS and the origin of the Schechter function
我们探讨了SDSS，zCOSMOS和其他调查中的质量，恒星形成率和环境之间的相互关系。质量和环境的差异效应在z ~ 1上是完全可分离的，这表明两个不同的过程在起作用，“质量猝灭”和“环境猝灭”。在固定的过密度下，环境淬灭显然不会随着历元的变化而变化到z ~ 1，这表明它发生在宇宙中大尺度结构的发展过程中。恒星形成星系的质量函数形状的观测恒定性，要求M* 周围和以上星系的质量猝灭必须与它们在z < 2时的恒星形成速率成正比。我们假设，这个简单的质量猝灭定律也适用于更广泛的恒星质量和时代的范围。这两个简单的猝灭过程，加上一些由于合并而产生的额外猝灭，然后自然产生（a）恒星形成星系的准静态Schechter质量函数，其值M* 由恒星形成和质量猝灭速率之间的比例确定，（b）被动星系的双Schechter函数有两个分量：占主导地位的一个是由质量淬灭产生的，与恒星形成星系具有完全相同的M*，但α值较浅+1，而另一个是由环境效应产生的，与恒星形成星系具有相同的M* 和α值，并且在高密度环境中更大。随后淬灭星系的合并在密度更大的环境中稍微修改了这些预测，稍微增加了M*，使α更负。所有这些详细的Schechter参数之间的定量关系确实可以在SDSS中看到，为我们简单的基于几何的模型提供了强有力的支持。该模型自然产生的被动星系的“反层次”运行的平均年龄和α元素丰度与质量。
2010-09-27 astro-ph.CO
The radial and azimuthal profiles of Mg II absorption around 0.5 < z < 0.9 zCOSMOS galaxies of different colors, masses and environments
我们映射的径向和方位角分布的Mg II气体在200千秒差距（物理）的4000星系在红移0.5 < z < 0.9 using co-added spectra of more than 5000 background galaxies at z >1。我们调查的Mg II静止框架等效宽度的径向碰撞参量的功能的不同子集的前景星系选择在其静止框架的颜色和质量的变化。蓝色星系有一个显着更高的平均镁II等效宽度在接近银河中心半径相比，红色星系。在蓝色星系中，Mg II等效宽度和宿主星系的星系恒星质量之间存在相关性。我们还发现，Mg II吸收周围的群星系的分布是更广泛的非群星系，作为一个整体的群体有更多的扩展比个别星系的径向配置文件。有趣的是，这些影响可以令人满意地模拟一个简单的叠加的吸收个人成员星系，假设这些是相同的非组星系，这表明集团环境可能不会显着增强或减少个别星系的Mg II吸收。我们发现，有一个很强的方位角依赖性的Mg II吸收在50千秒差距的倾斜盘为主的星系，表明存在一个强烈的双极流出沿磁盘旋转轴对齐。Mg II的吸收对盘状星系的视倾角没有明显的依赖性。
2011-08-25 astro-ph.CO
The stellar evolution of Luminous Red Galaxies, and its dependence on colour, redshift, luminosity and modelling
我们提出了一系列的颜色演化模型的发光红星系（LRGs）在斯隆数字巡天（SDSS）的第7次光谱数据发布，使用全光谱拟合代码VESPA高信噪比叠加光谱计算。的颜色演化模型计算作为一个函数的颜色，光度和红移，我们不先验假设LRGs构成一个均匀的人口星系的恒星演化。通过从化石记录中计算恒星形成历史，测量的星系恒星演化与巡天的选择函数脱钩，后者也随红移而演化。我们提出了这些进化模型计算使用三套不同的恒星星族合成（SPS）代码。我们表明，传统的基准模型的纯被动恒星演化的LRGs是广泛正确的，但它不足以解释完整的光谱签名。我们还发现，高阶修正这个模型是依赖于SPS使用，特别是在计算最近的恒星形成的数量。年轻恒星的数量在某些情况下是不可忽略的，并且对于解释选择框中LRG的数量密度作为红移的函数具有重要意义。尘埃消光，然而，是更强大的SPS建模：消光增加光度降低，增加红移，增加的r-i颜色。我们正在http://www.icg.port.ac.uk/~tojeiror/lrg_evolution/上公开提供颜色演变轨迹。
2010-11-10 astro-ph.CO
Tracers of stellar mass-loss. I. Optical and near-IR colours and surface brightness fluctuations
我们提出了光学和红外综合颜色和SBF的大小，计算从恒星星族的合成模型，包括从周围的TP-AGB恒星进行质量损失的尘埃信封的排放。我们探讨了由一个数量级的基准值周围的质量损失率的变化的影响，相应地修改恒星参数和输出光谱的TP-AGB恒星加上他们的尘埃信封。这些模型是单次爆发，年龄范围从几百万年到14亿年，金属丰度介于$Z$ = 0.0001和$Z$ = 0.07之间;它们结合了TP-AGB阶段恒星演化的新计算，以及用辐射转移代码DUSTY产生的恒星加包络SED。我们比较这些模型的光学和近红外数据的单个AGB星和麦哲伦星团。这种比较验证了目前的理解的质量损失的作用，在确定恒星参数和光谱的TP-AGB。然而，无论是在光学或近红外波段的宽带颜色或SBF测量可以辨别全球的恒星星族的质量损失率的变化。我们预测中红外SBF测量可以发现这种变化，并实际解决金属丰度和质量损失之间是否存在关系。
2009-12-11 astro-ph.CO
Single Colour Diagnostics of the Mass-to-light Ratio: Predictions from Galaxy Formation Models
准确的星系恒星质量对于更好地理解推动星系形成过程的物理机制至关重要。我们使用合成的恒星形成和金属富集的历史预测的{ \sc galform}星系形成模型调查的精度与各种颜色的$(m_{a}-m_{b})$可以单独用作诊断的恒星质光比。作为一个例子，我们发现，在$z=0$，{ \em intrinsic}（B $_{f435w}-$ V $_{f606w}$）色可以用来确定固有静止框架$V$带恒星质光比（$\log_{10}Γ_{V}=\log_{10}[(M/M_{\odot})/(L_{V}/L_{V\odot})]$），当初始质量函数和红移是已知的时候，其精度为$σ_{lgΓ}\simeq 0.06$.虽然尘埃的存在，假设一个普遍的衰减曲线，可以有一个系统的影响，推断的质量-光比使用单色关系，这是典型的小，因为它往往是可能的，选择一种颜色的尘埃红化矢量近似对齐的$(m_{a}-m_{b})-\log_{10}Γ_{V}$关系。的精度，可以恢复使用单一的颜色诊断竞争对手的实现SED拟合使用更多的信息，但其中简单的参数化的恒星形成和金属富集的历史是假设的恒星质光比。为了便于广泛使用这些关系，我们提供了最佳的观察者帧的颜色来估计恒星的质光比，以及相关的参数，作为一个函数的红移（$0<z<1.5$）的两套常用的过滤器。
2013-04-16 astro-ph.CO
Satellite abundances around bright isolated galaxies
我们研究卫星星系丰度SDSS计数光度星系周围孤立的明亮的原色。我们目前的结果作为一个功能的光度，恒星质量和颜色的卫星，恒星质量和颜色的原色。对于大质量的主星系，卫星星系的光度和恒星质量函数在形状上与场星系相似，但对于较低质量的主星系，它们明显更陡。恒星质量函数的陡化特别明显。卫星丰度随主恒星质量的增加而增加，与预期的暗晕质量近似成比例。在相同的恒星质量下，巨大的红色主星比蓝色主星多出2倍的卫星。卫星星系系统地比相同恒星质量的场星系更红。土星在更大的主恒星周围也系统地变红。在固定的原色质量下，它们在红色原色周围更红。我们选择类似的孤立星系模拟目录的基础上，郭等。（2011），并与SDSS数据并行分析。模拟再现了所有上述趋势定性，除了陡峭的卫星光度和恒星质量函数。然而，模型卫星系统地比SDSS中的更红，特别是在低质量和低质量初级星周围。给定质量的模拟晕具有独立于中央星系颜色的卫星丰度，但红色中心往往具有较低的恒星质量，反映了反馈导致的恒星形成的早期淬火。这解释了卫星丰度和模拟中原色之间的相关性。卫星颜色和原色之间的相关性之所以出现，是因为红色中心体生活在更大、更古老、更富含气体的晕中，因此卫星猝灭更有效。
2012-07-31 astro-ph.CO
The Formation and Evolution of Virgo Cluster Galaxies - I. Broadband Optical & Infrared Colours
我们使用深光学（gri）和近红外（H）测光的组合来研究300个室女星系团星系的广泛样本的径向分辨颜色。对于大多数星系类型，我们发现中值g-H颜色梯度要么是平的（贫气体巨星和富气体矮星），要么是负的（即，颜色随着半径的增加而变蓝;贫气矮星、螺旋星和贫气异星）。晚型星系通常比早型星系表现出更多的负梯度。由于室女座螺旋星系的中心颜色和轴比之间缺乏相关性，我们认为尘埃可能在设置这些颜色梯度方面发挥很小的作用。我们寻找星系颜色与光度结构或环境之间可能存在的相关性，发现室女座星系的颜色随着浓度、光度和表面亮度的增加而变红，而与星团中心半径或局部星系密度无关（分别在~2 Mpc和~3-16 Mpc^-2的范围内）。然而，富含气体的室女座星系的颜色确实与中性气体缺乏有关，因此这些星系变得更红。与恒星星族模型的比较表明，这些颜色梯度主要来自这些星系内恒星金属丰度的变化，而年龄的变化只对室女座不规则星的颜色梯度有重要贡献。Roediger et al（2011 b; arXiv：1011.3511）给出了基于这种物质的详细恒星星族分析。
2011-04-29 astro-ph.CO
The cosmic evolution of oxygen and nitrogen abundances in star-forming galaxies over the past 10 Gyrs
尽管对恒星形成星系的光谱观测提供了越来越多的不同红移的数据，但星系在宇宙学时间尺度上的化学演化仍然是一个有争议的问题。涉及金属丰度的基本关系，如质量-金属丰度关系（MZR）或基本-金属丰度关系，给出了关于在给定恒星质量下星系化学成分演化现实的有争议的结果。在这项工作中，我们揭示了一些光在这个问题上使用zCOSMOS调查的20 K明亮的样品达到的完整性，并首次使用氮氧比（N/O）作为示踪剂的气相化学演化的星系，是独立的恒星形成率。利用SDSS和20 k zCOSMOS亮巡天中的发射线星系，研究了红移1.32以下的$MZR星系从局域宇宙的演化，以及红移0.42以下的N2 S2参数与恒星质量和氮氧比（MNOR）的关系。在全红移范围内，用自洽的方法计算了由恒星连续谱和气体发射线导出的所有物理性质，包括恒星质量、恒星形成率、金属丰度和N/O。我们证实了在一个年轻的宇宙中，在给定恒星质量的星系中发现较低金属丰度的趋势。甚至在考虑到可能的选择效应时也观察到了这种趋势，这是由于在高红移星系中观察到的更大的恒星形成率中值。我们还发现一个显着的演变MNOR高达z = 0.4。考虑到二次氮生产制度的O/H与N/O关系的斜率，所观察到的MNOR的演变与MZR及其等效关系的趋势一致，使用新的表达式来减少其对SFR的依赖。
2012-12-05 astro-ph.CO
Colour gradients in normal and compact early-type galaxies at 1<z<2
我们从GOODS-South场选取了20个1 < z_spec < 2的早型星系（ETG），计算了它们的色梯度。该样品包括具有与局部ETG的平均半径相当的有效半径的正常ETG（13）和具有小2至6倍的有效半径的紧凑ETG（7）。利用超深的HST-ACS观测数据，在F606 W-F850 LP波段（UV-U静止坐标系）得到了色梯度，并在星系红移处提供了约0.8kpc的空间分辨率。尽管覆盖的波长基线很窄（1000埃），但我们对相同恒星星族占主导地位的发射进行了近似采样，在50%的样本中检测到了显著的径向颜色变化。特别是，我们发现五个ETG具有正的颜色梯度（核心比外部区域更蓝），五个星系具有负的颜色梯度（核心比外部区域更红），正如在本地宇宙中通常观察到的那样。这些结果表明，在1 < z < 2时，当宇宙年龄只有3-4 Gyr时，ETG构成了一个星系的复合种群，其不同的聚集历史产生了不同的恒星分布，最蓝的恒星星族要么在中心，要么在外围，以及整个星系。此外，我们还发现致密星系在向正常星系移动时似乎更倾向于呈现蓝色的核心，中心的恒星星族逐渐变红。尽管如此，覆盖的窄基线和低统计数据仍然阻止我们对颜色梯度和高z ETG的紧凑程度之间可能的物理联系做出结论。
2010-11-10 astro-ph.CO
Using colours to determine the stellar ages and metallicities of distant galaxies
星系中恒星星族的测定对于研究星系的形成和演化具有重要意义，因为所有星系都含有许多恒星，它们与星系一起演化。光谱数据通常用于确定附近星系的恒星星族，因为它们有能力解开恒星年龄和金属丰度之间的简并度。然而，很难将类似的研究给予遥远的（例如，$z >$ 0.3）星系，因为缺乏可靠的光谱数据。这实际上受到现有观测设备和方法的限制。事实上，遥远星系的年龄和金属丰度信息对于解决星系形成和演化问题至关重要。颜色可以给我们一些遥远星系的恒星星族的信息。本文介绍了我们利用颜色估计星系中恒星星族年龄和金属丰度的工作。一些潜在的颜色研究恒星人口参数（年龄和金属丰度）和他们的敏感性恒星人口参数进行了审查。本文还介绍了一个新的既包括单星又包括双星的复合恒星星族模型。
2013-02-01 astro-ph.CO astro-ph.SR
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
The red halos of SDSS low surface brightness disk galaxies
星系微弱的恒星晕包含了关于最古老恒星和星系形成过程的关键信息。先前对盘状星系堆叠SDSS图像的研究揭示了一个具有异常红色r-i颜色的晕，似乎与我们目前对恒星晕的理解不一致。在这里，我们调查了低表面亮度盘星系的微弱信封的统计特性，以寻找进一步的支持红色过剩。从SDSS数据Release 5中选择了1510个边缘低表面亮度星系，重新缩放到相同的表观大小，对齐并堆叠。这一过程使我们能够达到mu_g ~ 31 mag arcsec^-2的表面亮度。在仔细评估仪器光散射效应后，我们得出了g，r和i的中值和平均径向表面亮度和颜色分布。然后根据g-r颜色将样本分为3个子样本。所有三个样品在厚盘/晕区域中表现出r-i的红色过量。整个样品的晕色g-r = 0.60+-0.15和r-i = 0.80+-0.15，与任何正常类型的恒星星族的颜色都不相容。事实上，没有类似的颜色异常是看到在可比的表面亮度水平沿磁盘排除了天空减法残差作为极端颜色的来源。一些可能的解释，这些异常的红色晕进行了讨论。我们发现，两种不同的情况-尘埃灭绝的河外背景光和一个恒星星族与一个非常底部重的初始质量函数-似乎是大致符合我们的观察和类似的红色过剩的其他类型的星系晕报告。
2010-03-10 astro-ph.CO
Theoretical predictions for the effect of nebular emission on the broad band photometry of high-redshift galaxies
通过将哈勃太空望远镜的光学和近红外观测与斯皮策太空望远镜的近红外测光相结合，可以测量z=4-8的星系的静止框架紫外光学颜色。恒星形成主导星系的紫外光谱能量分布是几种不同因素的结果。这些包括恒星质量、年龄和金属丰度的联合分布，以及随后在ISM中由尘埃和气体进行的再加工。利用一个大的宇宙流体动力学模拟，我们调查的预测光谱能量分布的星系在高红移，特别强调评估星云发射的潜在贡献。我们发现，平均纯恒星的紫外光学颜色与光度和红移，使星系在较低的红移和较高的光度通常是红色的。假设电离光子的逃逸分数接近于零，星云发射的效果是使紫外光学1500-V_w颜色变红，平均从z=8时的0.4等下降到z=4时的0.25等。年轻和低金属量的恒星星族，通常具有更蓝的纯恒星紫外光学颜色，产生更大的电离光度，因此更强烈地受到星云发射的红化效应的影响。这使得1500-V_w色的分布变窄，亮度和红移的趋势减弱。星云发射的强烈效应使得双标架的颜色对源红移非常敏感。例如，将红移增加0.1可以导致观察到的帧颜色变化高达~0.6。这些预测加强了需要包括星云发射时，在高红移星系的光谱能量分布建模，也突出了难以解释所观察到的颜色的个别星系没有精确的红移。
2013-08-28 astro-ph.CO
The SAURON project-XXI. The spatially-resolved UV-line strength relations of early-type galaxies
早型星系在紫外线（UV）波长下降时意外上升的通量是一个长期存在的谜团。一个重要的观测约束是Burstein等人（1988）发现的紫外光学颜色和Mg 2线强度之间的相关性。对这种现象最简单的解释是UV强度与Mg线强度有关。在这种假设下，我们预计具有较大Mg梯度的星系具有较大的UV颜色梯度。结合GALEX的紫外成像、MDM的光学成像和SAURON积分场光谱，我们研究了SAURON巡天样本中34个早型星系的紫外颜色和恒星星族性质之间的空间分辨关系。我们发现，具有古老恒星星族的星系，其FUV色（FUV-V和FUV-NUV）与Mgb指数、Hβ指数和金属丰度[Z/H]有密切的相关性。Fe 5015指数、α-增强[α/Fe]和年龄存在等效相关性，但较弱。我们还推导出对数内部径向颜色，测得的线强度和推导出每个星系的恒星种群梯度，并再次发现一个强烈的依赖性的FUV-V和FUV-NUV的颜色梯度上的Mg b线强度和金属丰度梯度的星系与老恒星星族。特别是，全球梯度镁b和[Z/H]相对于整个星系的紫外线的颜色是一致的，它们的本地梯度内的星系，这表明全球相关性也持有本地。从一个简单的模型的基础上多波段的颜色适合的紫外线上翘和紫外线弱星系，我们已经确定了一个合理的范围内的参数，再现所观察到的径向颜色配置文件。在这些模型中，椭圆星系中心的紫外线通量很强，与紫外线弱的区域相比，金属中的紫外线通量大约增强了60%。
2012-04-11 astro-ph.CO
Estimation of absorption line indices of early-type galaxies using colours
上下文吸收线指数被广泛用于确定星系的年龄和金属丰度等恒星星族参数，但对于一些有颜色的遥远星系，要获得吸收线指数并不容易。目标。本文研究了吸收线指数与颜色的相关性。方法.主要采用了几种统计拟合方法，分别利用Sloan数字巡天的观测数据和广泛应用的理论恒星星族模型。结果从早型星系的观测数据和一个简单的恒星星族理论模型中，发现了广泛使用的吸收线指数和ugriz色之间的某些相关性。特别是，良好的颜色之间的相关性和广泛使用的吸收线指数，如Dn（4000），HgammaA，HgammaF，HdeltaA，Mg 1，Mg 2，和Mgb，本文显示。结论.利用吸收线指数与颜色之间的相关性，可以从早型星系的颜色中估算出一些重要的吸收线指数。例如，对年龄敏感的吸收线指数可以从（u-r）或（g-r）颜色估计，而对金属度敏感的吸收线指数可以从（u-z）或（g-z）估计。这对于研究遥远星系的恒星星族是有用的，特别是对于统计调查。
2010-12-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy properties in different environments up to z ~ 3 in the GOODS NICMOS Survey
本文利用GOODS NICMOS巡天（GNS）的深近红外成像巡天研究了星系颜色、恒星质量和局部星系密度之间的关系。GNS是一个深近红外哈勃太空望远镜巡天成像的GOODS领域的45平方角分，达到了一个恒星质量的完整性极限log M* = 9.5 M_sun在z=3。使用这些数据，我们测量星系的局部密度的基础上，在一个固定的光圈内的星系计数，以及距离第3，第5和第7最近的邻居。我们比较了不同局域密度和不同恒星质量的蓝星系的平均静止坐标系（U-B）颜色和分数。我们发现，在所有的红移到z~3的颜色和恒星质量之间的强相关性。大质量的红色星系已经在z~3的位置上，在颜色星等图中红色序列的预期位置上，尽管它们正在形成恒星。我们没有发现颜色和局部密度之间有很强的相关性，但是，可能有证据表明，最高的过密度区域比平均或欠密度区域的蓝色星系比例更高。这可能表明，在高红移的颜色-密度关系相对于较低的红移（z<1）是相反的，其中发现较高的密度具有较低的蓝色分数。我们的数据表明，在极端过密度下可能更高的蓝色部分可能是由于在最高局部密度下缺乏大质量的红色星系。
2010-11-22 astro-ph.CO
The globular clusters-stellar haloes connection in early type galaxies
本文探讨了早期型星系的恒星星族是否以及在多大程度上可以通过其球状星团系统的颜色分布来追踪。基于室女座ACS数据的星系样本的分析，是先前在巨型椭圆星系NGC 1399和NGC 4486的情况下取得成功的方法的扩展，并假设两个占主导地位的GC种群沿着扩散的恒星星族形成，共享集群化学丰度和空间分布。结果表明：（a）综合星系颜色可以在光度不确定度范围内匹配，并且与一个狭窄的年龄范围相一致;（b）推断的质量光度比和恒星质量在文献中可获得的数值范围内; c）大多数球状星团系统在由团簇形成效率定义的体积空间中占据厚平面，恒星总质量和投影表面质量密度。红色星团的形成效率参数显示出与投影恒星质量密度的依赖关系，而蓝色球状星团则没有。反过来，最亮的星系似乎明显脱离该平面，作为过去主要合并的可能结果; d）恒星质量-金属丰度关系相对较浅，但在$M_*\approx 10^{10} M_\odot$处显示出斜率变化。恒星质量较小的星系团主要表现为单峰球状星团颜色分布。这一结果可能表明，质量较小的星系无法保留化学富集的星际物质。
2009-05-04 astro-ph.CO
The bright end of the colour-magnitude relation of cluster galaxies
利用星系形成的半解析模型研究了团星系红序的发展。结果表明，在早型星系中，模拟的RS的总趋势与观测的关系之间有很好的一致性。然而，最明亮的星系（$M_V \lesssim -20$）偏离了观测数据的线性拟合，显示出几乎恒定的颜色。我们分析了不同过程（即，静止恒星形成、盘不稳定性和合并），发现自$z\approx 2$以来，亮端的演化主要由次要和主要干合并驱动。由于最明亮的星系年龄分布很窄（$1.0\times 10^{10}$ yr $<t<1.2\times 10^{10}$ yr），它们的金属丰度是影响它们颜色的主要因素。由于星系内恒星形成和合并卫星吸积所提供的恒星和金属质量的竞争，亮端的Galerkin达到金属丰度的上限。大质量星系（M_ \star \gtrsim 10^{10} M_{\odot} $) contribute with stellar components of high metallicity, but this fraction of stellar mass is negligible. Mergers contribute with a larger fraction of stellar mass ($ \approx 10-20 $ per cent), but the metallicity of the accreted satellites…
2011-07-04 astro-ph.CO
Colour-magnitude diagrams, probabilistic synthesis models and the upper mass limit of the initial mass function
本文利用恒星光度分布函数，给出了色星等图（CMD）与综合模型之间的内在联系。CMD研究直接使用恒星光度分布函数，而一般来说，合成模型只使用其平均值，即使高阶矩也可以获得。在概率综合模型的形式下，我们证明了恒星系综的平均、高阶矩和积分光度分布函数与恒星光度分布函数有关。更多的细节已经在Cervin ~ o和Luridiana（2006）以及其中的参考文献中提出。作为这种形式主义的直接应用，我们讨论两个关键问题。第一，初始质量函数的质量上限是团簇总质量的函数。第二，我们应用极值理论表明，从归一化的IMF之间的最大和最大值的集群质量不提供集群质量的情况下，只有一个明星在这个质量范围内是本，在IGIMF理论假设。相反，它提供了一个60%的概率有一个质量大于mmax的恒星的集群质量，我们认为，根据这一结果的基本公式的IGIMF理论必须修改。
2010-10-14 astro-ph.CO
Resolved optical-infrared SEDs of galaxies: universal relations and their break-down on local scales
大量的证据表明，星系的整体静止框架光学和红外颜色彼此之间以及与其他星系性质（如表面亮度和形态）之间存在很好的相关性。然而，导致所观察到的相关性的过程是相反的;有助于光学的恒星光很容易被在IR中发射的尘埃吸收。因此，在小尺度上，我们预计这些相关性会被打破。我们研究了7个附近的星系，从早期到晚期的类型，在一个像素的基础上，我们证明了，有断开之间的光学和红外归一化时，近红外（H波段）。我们可以通过对像素的H波段归一化SED的主成分分析将这种断开分解为两个不同的分量：一个主要与IR的变化相关，另一个与光学的变化相关。通过映射这两个分量，很明显它们来自不同的空间区域。红外主导的成分与特定的恒星形成率密切相关，而光学主导的成分与恒星质量密度广泛相关。然而，当比较所有星系的像素时，众所周知的光学-红外颜色相关性返回，表明星系内观察到的方差在遵循众所周知的趋势的平均值附近。我们还研究了IRAC-NIR颜色之间极强的相关性，并证明它们足够紧密，可以使用单个IRAC-NIR颜色（即8 mum-H）来确定其他IRAC波段的通量。这些相关性产生于恒星光和尘埃对IRAC波段的不同贡献，使我们能够确定这些波段的纯恒星颜色，但仍然表明在这些波段中作为恒星（尘埃）示踪剂时需要对尘埃（或恒星）进行校正。
2011-06-10 astro-ph.CO
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
The Effect of Stellar Rotation on Colour-Magnitude Diagrams: On the apparent presence of multiple populations in intermediate age stellar clusters
麦哲伦星云中相当数量的中间年龄星团（1-2 Gyr）内似乎有多个恒星星族，它们来自双峰或扩展的主序星序关闭。如果这被解释为年龄分布，那么多个星族之间的距离就有几百万年，这就对长期以来认为星团是简单的恒星星族的观点提出了质疑。在这里，我们表明，恒星旋转的恒星质量之间的1.2-1.7 Msun可以模仿的效果，一个双或多个人口，而在现实中只有一个单一的人口存在。在关闭附近的扩散的两个主要原因是恒星旋转对恒星结构的影响和恒星相对于观测者的倾角。这两种效应都会改变观测到的有效温度，从而改变恒星的颜色和通量。为了与观测结果相匹配，所需的旋转速率是临界旋转的20-50%，这与银河系中类似质量恒星的观测旋转速率一致。我们提供的缩放关系，可以应用到非旋转等时线，以模仿旋转的影响。最后，我们注意到旋转不太可能是在老的球状星团中观察到的多个恒星星族的原因，因为低质量恒星（<1 Msun）不可能是快速旋转的恒星。
2009-06-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
MIUSCAT: extended MILES spectral coverage. II. Constraints from optical photometry
在目前的工作中，我们展示了我们的新的恒星星族综合MIUSCAT模型与光度数据的球状星团和早期型星系的全面比较。在光学范围内，这些模型与银河系球状星团的颜色相当好。同样地，M31球状星团的颜色也可以用模型来解释，假设它们的年龄比银河系中的同类更小。与静止星系相比，我们再现了中等红移的颜色演化。另一方面，我们发现，附近的早型星系的颜色关系仍然是一个挑战，目前的恒星星族合成模型。我们研究了一些可能的解释，并建立了α增强模型的重要性，以降低与观察的差异。
2012-05-24 astro-ph.CO
Optical and near infra-red colours as a discriminant of the age and metallicity of stellar populations
我们提出了一个全面的分析能力，目前的恒星星族模型再现的光学（ugriz）和近红外（JHK）颜色的一个小样本的研究附近的椭圆和S 0星系。我们发现广泛的年龄和金属丰度之间的协议，使用不同的人口模型，虽然不同的模型显示不同的系统偏差测量的宽带通量。虽然可以将简单的恒星星族模型限制在年龄-金属丰度空间中的一个明确定义的区域，但即使使用如此全范围的精确颜色，这些参数之间也存在明显的简并性。仅使用具有实际误差的宽波段光度法，年龄和金属丰度可以独立确定的精度为Delta{[Fe/H]} ~ 0.18和Delta{log（Age）} ~ 0.25。为了进一步限制星族和恒星形成的历史，有必要将宽带光学红外测光与谱线指数结合起来，或者在这个范围之外的波长处进行测光。
2009-05-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
New Colour-Mass to Light Relations: the role of the Asymptotic Giant Branch phase and of interstellar dust
色-M/L（质量-光）关系是一种推导外星系恒星质量的常用方法。恒星质量的估计通常依赖于近红外测光，这被认为是最佳的示踪剂，因为它几乎不受尘埃和最近恒星形成事件的“结霜”效应的影响。然而，最近的文献强调，近红外M/L比的理论估计值强烈依赖于渐近巨分支（AGB）阶段的建模。我们使用最新的帕多瓦等时线，详细建模的热脉冲AGB阶段，更新理论的颜色M/L的关系，在光学和近红外光谱，并讨论的后果估计恒星质量在外部星系。我们还讨论了在大星系样本的统计情况下，星际尘埃的衰减对色M/L关系的影响。
2013-01-10 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Concerning Colour: The Effect of Environment on Type Ia Supernova Colour in the Dark Energy Survey
最近的分析发现了Ia型超新星（SNe Ia）的颜色（$c$）和它们的“质量阶跃”大小之间有趣的相关性，以及Ia型超新星宿主星系恒星质量（$M_\mathrm{stellar}$）和Ia型超新星哈勃残差之间的关系，并表明这种关系的原因是尘埃。使用675光度分类SNe Ia从暗能量调查5年的样本，我们研究了哈勃残差的各种全球宿主星系和当地的环境属性的SNIa子样本分裂的颜色的差异。当比较蓝色（$c<0$）和红色（$c>0$）SNe时，我们发现质量步长中的$3σ$差异。我们观察到最低的有效值在低质量/蓝色环境中，蓝色SNe的哈勃残差中的散射（$\sim0.14$ mag），表明这是宇宙学分析中最均匀的样本。通过拟合$c$依赖的哈勃残差和$M_\mathrm{stellar}$之间的关系，近似现有的尘埃模型，我们从数据中删除的质量步骤，并找到试探性的$\sim 2σ$剩余步骤在休息帧星系$U-R$颜色。这表明，基于$M_\mathrm{stellar}$的尘埃模型可能无法完全解释Ia超新星光度的剩余分散。相反，考虑到哈勃残差和全局$U-R$之间的$c$依赖关系，在$M_\mathrm{stellar}$和局部$U-R$中产生了$\leq1σ$残差阶跃，这表明$U-R$提供了与$M_\mathrm{stellar}$不同的关于Ia超新星环境的信息，并促使在Ia超新星距离偏差校正中包含星系$U…
2023-02-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
What drives the ultra-violet colours of passive galaxies?
我们提出和分析被动和光学红色后发座星系团，我们有光谱年龄和元素丰度估计的光学和紫外线的颜色。我们的150个天体样本涵盖了广泛的质量范围，从巨大的椭圆星系到矮星系制度的明亮端。我们关注颜色FUV-i、NUV-i、FUV-NUV、u *-g和g-i。我们发现，所有这些颜色都与光度和速度色散在> 5西格玛的水平，与FUV-i和FUV-NUV变得更蓝的增加“质量”，而其他颜色变得更红。我们进行了实证分析，以评估在每种颜色的变化的比例可以占平均恒星星族的变化，跟踪的光谱。对于u *-g和g-i，大部分观测到的散射（在考虑测量误差和u *-g的系统误差后约为80%）可归因于恒星星族的变化，随着年龄和金属丰度（Mg/H）的增加，颜色变得更红。FUV-i的颜色随着年龄的增加和Mg/H的增加而变得更蓝，有利于紫外线上升的"富含金属的单星"起源。然而，与光学占主导地位的恒星星族的相关性仅占观测到的大散射的一半左右。我们建议，在FUV-I的过度散射可能是由于不同比例的古老的恒星在星系中的年轻的平均年龄。NUV-i的颜色对年龄和Mg/H敏感，但表现出过度的散射，这可归因于FUV上升的"泄漏"。应用基于FUV-i颜色的校正，我们占NUV-i中的方差的约80%，如对于光学颜色。FUV-NUV颜色与年龄和Mg/H有很强的相关性，并且几乎没有剩余散射。然而，解释这种颜色是复杂的，因为它混合了主序列关闭的影响和热演…
2012-01-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Atomic Hydrogen Shows its True Colours: Correlations between HI and Galaxy Colour in Simulations
本研究在 IllustrisTNG 模拟中探讨了 $z \leq 1$ 时中性原子氢（HI）聚集与星系颜色、质量的关系，发现 HI 与红蓝星系交叉功率谱存在显著差异且随时间递减，突显了重子效应对解释大尺度聚集的重要性。
2024-04-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Resolved maps of stellar mass and SED of galaxies from optical/NIR imaging and SPS models
我们报告了Zibetti，Charlot和Rix（2009）开发的方法，通过光学和近红外成像构建星系的恒星质量图。精确的逐像素颜色信息（特别是g-i和i-H）被转换成恒星质光比，典型的准确度为30%，基于从50，000个恒星星族合成模型（包括尘埃和更新的TP-AGB相位处方）的蒙特卡罗库中得出的中值似然。因此，计算表面质量密度。在一项试点研究中，我们分析了9个星系跨越广泛的形态。在主要结果中，我们发现：i）星系在恒星质量图上比在任何光学或近红外波长下都要平滑得多; ii）由于尘埃遮蔽区域在全局颜色中的代表性不足，基于未分辨光度学的恒星总质量估计值相对于已分辨恒星质量图的积分值有高达40%的偏差; iii）在星系内，在局部尺度上，颜色与表面恒星质量密度相关; iv）这种相关性的斜率和紧密度反映/取决于星系的形态。
2009-10-26 astro-ph.CO astro-ph.IM
Deconstructing the Galaxy Stellar Mass Function with UKIDSS and CANDELS: the Impact of Colour, Structure and Environment
我们结合测光从UDS，和坎德尔UDS和坎德尔GOODS-S调查构建星系恒星质量函数探测低和高质量端准确的红移范围0.3<z<3。使用这些数据集的同质连接的优点包括UDS中有意义的环境测量，因为它的面积很大（0.88 deg^2），CANDELS中的高分辨率深度成像（H_160 > 26.0），为我们提供了结构参数的可靠测量。我们为整个样本构建了由谢克特函数参数化的恒星质量函数，发现随着红移的增加，φ和α的值会下降，并且M* 在z~3之前几乎恒定。我们划分的颜色，结构和环境的星系恒星质量函数，并探讨环境过密，形态和恒星形成的淬火之间的联系。我们发现双Schechter函数描述了具有高Sersic指数（n>2.5）的星系，类似于红色或被动星系。在n>2.5的恒星质量函数中，低质量端主要是蓝色星系，而高质量端主要是红色星系。这暗示了形态演化和恒星形成淬灭之间可能的联系只存在于大质量星系中。这又表明存在强烈的质量依赖性猝灭机制。此外，我们发现，高质量系统的数密度是在密集的环境中升高，这表明一个环境的过程是建立大质量的星系更快地在过密度比低密度。
2014-11-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Recent Star Formation in Low Metallicities. The Star-Forming Region NGC 346/N66 in the Small Magellanic Cloud from Near-Infrared VLT/ISAAC Observations
我们对深层的，利用NGC 346/N66和SMC附近控制场的可见光限制近红外VLT图像，通过识别作为候选恒星源的近红外明亮天体来定位活跃的高质量和中等质量恒星形成中心。我们使用NGC 346/N66 VLT高分辨率相机ISAAC获得的存档图像数据，N66的近红外色星等（CMD）和色色图（C-CD）。我们调查的性质，所有的恒星星族在所观察到的CMD，我们确定所有的恒星源，表现出显着的近红外过量发射在所观察到的C-CD。因此，我们选择了最佳的年轻恒星源。根据它们的近红外颜色，我们选择了263个候选的年轻恒星源。这个样本包括各种各样的物体，如中等质量的PMS和Herbig Ae/Be星，可能还有大质量的YSO，为它们提供了原始的近红外颜色。选定的候选源的空间分布表明，它们位于沿尘埃的N66的尘埃沉积结构中看到的中红外和远红外尘埃排放和同意非常好，与以前检测到的候选YSO和PMS星。我们的研究提供了一个原始的准确的近红外颜色的候选年轻恒星源。虽然这增加了NGC 346/N66恒星形成过程的重要信息，但仍然有必要揭示这些物体的确切性质，这一过程需要多波长数据的组合，以便为各个来源构建完整的光谱能量分布。这将是一个相当重要的后续研究，在这里介绍。
2010-06-09 astro-ph.CO astro-ph.SR
Star formation histories of dwarf galaxies from the Colour-Magnitude diagrams of their resolved stellar populations
在本教程中，我们总结了如何恒星形成（SF）的历史，银河系区域可以从颜色星等图（CMD）的解决恒星。建立合成CMD和利用它们来推导SF历史（SFH）的程序进行了描述，以及相应的不确定性。的SFH解析矮星系的所有形态类型，从应用程序中获得的合成CMD方法，进行了审查和讨论。简而言之：（1）只有早型星系的SF活动有长时间中断的迹象，晚型矮星的SF活动呈现出相当连续的或喘息的SF状态;（2）少数早型矮星只经历过一次集中在最早期的SF活动，而其他许多矮星则表现出延长的或周期性的SF活动;（4）没有发现强SF爆发的频繁证据;（5）矮不规则星和蓝致密矮星的SFH除了当前的SF率外没有显著差异。简要讨论了这些结果对星系形成的影响。
2009-09-23 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Dwarf galaxies in the nearby Lynx-Cancer void: photometry, colours and ages
附近的Lynx-Cancer空洞是一个很好的实验室，可以研究非常稀薄的环境对最小质量矮星系演化的影响。最近收集的这个空洞星系的样本包括大约100个M_B在-12到-18等范围内的天体。SDSS数据库中有大约80%的样本有高质量的图像。他们的u，g，r，i，z测光允许一个推导星系恒星质量（并结合HI数据，气体质量分数）和可见恒星星族的年龄，因此，他们的形成时代（第一SF插曲）。我们目前正在进行的Lynx癌症空隙研究的第一个光度结果。
2010-11-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
CFHTLenS: Galaxy bias as function of scale, stellar mass, and colour. Conflicts with predictions by semi-analytic models
星系模型预测星系团和暗物质在宇宙学尺度上有紧密的关系，但预测在细节上有明显的不同。我们利用这个机会，并测试了两个半分析模型的慕尼黑和达勒姆集团的数据从加拿大-法国-夏威夷望远镜透镜巡天（CFHTLenS）。对于测试，我们测量的尺度依赖的星系偏置因子$b(k)$和相关因子$r(k)$从线性到非线性尺度的$k\approx10\,h\,\rm Mpc^{-1}$在两个红移$\bar{z}=0.35,0.51$的星系与恒星质量之间的$5\times10^9$和$3\times10^{11}\,h_{\rm 70}^{-2}\,{\rm M}_\odot$。我们改进的引力透镜技术占的源和透镜星系的放大率更好的约束星系物质相关$r(k)$的内在对齐。CFHTLenS中的星系偏差随着$k$和恒星质量的增加而增加，它是颜色依赖的，揭示了星系类型的个体足迹。尽管一个合理的模型协议的规模和星系属性的相对变化，有一个明显的冲突$b(k)$没有模型的偏好：模型星系太弱的集群。这可能标志着在$z\gtrsim0.3$的所有恒星质量的模型问题。然而，与模型中一样，所有尺度上的物质和星系密度之间都存在高度相关性$r(k)$，并且星系偏差通常与线性尺度上的确定性偏差一致。只有我们的蓝色和低质量的星系约$7\times10^9\,h_{\rm 70}^{-2}\,{\rm M}_\odot$在$\bar{z}=0…
2020-12-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy formation in the Planck Cosmology - I. Matching the observed evolution of star formation rates, colours and stellar masses
我们已经更新了慕尼黑星系形成模型的普朗克第一年宇宙学，同时修改重子过程的治疗再现最近的数据的丰度和被动分数的星系从z= 3到z=0。为了与这些更广泛、更精确的观测结果相匹配，我们需要推迟风喷出物的重新合并，降低冷气体转变成恒星的表面密度阈值，消除质量小于~10^14 M太阳的晕中的冲压压力剥离，并修改我们的模型以适应射电模式反馈。这些变化弥补了我们以前模型中最明显的缺陷，即低质量星系过早形成，以及其中太大一部分在后期处于被动状态。新的模型进行校准，以再现所观察到的恒星质量函数和恒星形成率在每个恒星质量的分布的演变。大质量星系（M>10^11 [Msun]）在z=1之前聚集了大部分的质量，在z=0时主要是古老和被动的，而低质量星系聚集得较晚，对于M<10^9.5（Msun），仍然主要是蓝色的，在z=0时形成恒星。这种现象学但基于物理的模型允许观测被解释为控制星系形成和演化的各种过程的效率，这些过程是星系质量、气体含量、环境和时间的函数。
2015-11-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
