On the dark matter haloes inner structure and galaxy morphology
在本文中，我们扩展了Del Popolo（2010）的研究，以确定具有不同形态的星系晕的内部密度轮廓的斜率。我们研究了星系形态如何改变星系晕密度剖面的内斜率$α$与恒星质量$M_{*}$或自转速度$V_{\rm rot}$之间的关系。为此，我们使用Del Popolo（2009）的模型，结合来自Romanowsky\& Fall（2012）椭圆星系和螺旋星系样本的观测数据，McConnachie（2012）编制的本星系群样本，以及Cloet-Osselaer等人的模拟结果。我们发现$α$的斜率单调地从$V_{\rm rot} \simeq 250$ km/s的$α\simeq -1 $到$α\simeq 0 $。在$V_{\rm rot}\simeq 25$ km/s之后，斜率开始变陡。陡峭化发生在由非旋转支撑的星系主导的质量范围内（例如，dSphs），并取决于旋转和非旋转主导星系的角动量的偏移水平。这种变陡是球状矮星系中重子含量和角动量减少的结果。最后，我们将我们的结果与Di Cintio的SPH模拟进行了比较。我们的结果与他们的模拟结果在定性上是一致的，主要区别是小质量下的内斜率$α$（$M_* \lesssim10^{8} M_{\odot}$）比他们的模拟结果更平坦.因此，在质量略小于$\simeq 10^6 M_{\odot}$的矮星系中找到一个核心（如Di Cintio…
2016-07-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Turbulence in the Harassed Galaxy NGC 4254
星系骚扰是星系团中星系形态演化的重要机制。室女星系团中的螺旋星系NGC 4254被认为是一个受骚扰的星系。我们分析了NGC 4254的HI发射波动的功率谱，以研究它是否带有任何星系骚扰的印记。的功率谱，确定使用16个中央通道，其中包含大部分的HI发射，被发现是很好地拟合的功率定律$P(U)=AU^α$与$α =-\ 1.7\pm 0.2$在长度尺度$1.7 \, {\rm k pc}$到$ 8.4 \, {\rm kpc}$。这与其他正常的螺旋星系相似，它们的斜率为$\sim -1.5$，被解释为是由长度尺度大于星系尺度高度的二维湍流引起的。因此，NGC 4254是另一个螺旋星系的例子，它表现出尺度不变的密度波动，其长度尺度与HI盘的直径相当。虽然已经提出了许多可能的能量来源，如原恒星风、超新星、冲击等，以产生湍流，但这些能量是否在与整个HI盘的长度尺度相当的长度尺度上有效还有待观察。通过对NGC4254不同部分的HI谱进行分析，发现星系外部的HI谱（$ α= -2.0\pm0.3$）与星系中心的HI谱（$α= -1.5\pm0.2$）有不同的斜率。这种斜率的变化在其他未受干扰的星系中是看不到的。我们认为，除了改变整体形态，星系骚扰也影响ISM的精细尺度结构，导致功率谱在外部有一个陡峭的斜率。
2010-04-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Microlensing of lensed supernovae Zwicky & iPTF16geu: constraints on the lens galaxy mass slope and dark compact object fraction
Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；University of Portsmouth（朴茨茅斯大学）；University of Cambridge（剑桥大学）；University of Birmingham（伯明翰大学）
本文结合 iPTF16geu 和 SN Zwicky 的观测与微透镜模拟，利用 Ia 型超新星标准烛光特性限制透镜星系质量斜率及暗致密天体比例，发现无暗致密天体证据并给出上限。
2025-11-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Impact of Environment on Late Time Evolution of the Stellar Mass - Halo Mass Relation
在一个固定的晕质量，具有更高的星等间隙的星系团具有更大的最亮的中央星系（BCG）恒星质量。最近的研究表明，通过在恒星质量-晕质量（SMHM）关系中引入星等间隙（$\rm m_{gap}$）作为一个潜在参数，我们可以对振幅、斜率和内禀散射进行更精确的测量。利用斯隆数字巡天的星系团，我们测量了SMHM- $\rm m_{gap}$关系及其向$z=0.3$的演化。使用一个固定的100千秒差距的同动孔径来定义中央星系的恒星质量，我们报告统计上显着的负演化的斜率的SMHM关系到$z = 0.3$（$> 3.5σ$）。在过去的3.5 Gyrs的斜率变陡，可以解释为在星系团的核心的后期合并活动。我们还发现，推断的斜率取决于用于定义中央星系的径向范围的光圈。在小半径（20 kpc）处，SMHM关系的斜率较浅，表明中央星系的核心与其下的宿主晕的生长关系较小。通过将所有中央星系的光都包含在100千秒差距内，斜率达到了一个渐近线，其值与最近的高分辨率流体动力学宇宙学模拟一致。
2019-01-09 astro-ph.GA
The Connection Between Galaxy Environment and the Luminosity Function Slopes of Star-Forming Regions
我们提出了第一个研究的GALEX远紫外（FUV）光度函数的单个恒星形成区域内的样本258附近的星系跨越大范围的总恒星质量和恒星形成属性。我们确定了约65，000个恒星形成区域（即，FUV源），测量每个星系的光度函数，并描述光度函数斜率（α）和几个全球星系属性之间的关系。最后的样本82个星系与可靠的光度函数被用来定义这些关系，并代表最大的样本的星系与最大范围的星系属性用于研究光度函数属性和星系环境之间的连接。我们发现，α与全球恒星形成的属性，其中具有较高的恒星形成率和恒星形成率密度（Sigma_SFR）的星系往往有平坦的光度函数斜率。此外，我们发现，无论是随机抽样的光度函数的星系与低数量的统计，也没有混合的影响，由于距离可以完全解释这些趋势。我们假设，在高Sigma_SFR星系的平坦的斜率是由于更高的气体密度和更高的恒星形成效率，从而导致成比例地更多的明亮的恒星形成区域。最后，我们创建了一个复合光度函数组成的恒星形成区域从许多星系，并找到一个突破的光度函数在较亮的光度。然而，我们发现，这种突破是一个人工制品的不同检测限的星系在不同的距离。
2016-07-29 astro-ph.GA
A New Estimate of Galaxy Mass-to-Light Ratios from Flexion Lensing Statistics
我们执行的前两个哈勃前沿场集群的弯曲为基础的弱引力分析：阿贝尔2744和MACS 0416。详细描述了一种使用投影屈曲信号作为集群成员质量探针的参数化方法。使用所测量的屈曲信号来确定每个聚类中的$L-θ_E$（作为$L-σ$的代理）缩放关系的归一化和斜率。一个平行的现场分析同时进行，以提供一个基线措施的方法的有效性。我们发现一个协议的费伯-杰克逊斜率$\ell$与星系年龄和形态的两个集群，以及理论上的区别，集群归一化质量。
2022-07-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
A doubled double hotspot in J0816+5003 and the logarithmic slope of the lensing potential
本文分析了MERLIN、MDM、WIYN、WHT、UKIRT和VLA对巨射电星系J0816+5003中双透镜双热点的观测结果。在小于500 pc的碰撞参量下，两个热点的图像在透镜星系一侧的半径上跨越了两个因子。因此，我们测量的斜率的透镜电位在一个大范围内的半径，使无线电和光学帧和更高分辨率的成像数据比以前可用的注册的准确性显着提高。我们还推断透镜和源的红移分别为0.332和> 1。在透镜模型的基础上，并独立于恒星速度色散测量，我们发现的潜力是非常接近等温。
2010-08-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Connecting Faint End Slopes of the Lyman-$α$ emitter and Lyman-break Galaxy Luminosity Functions
我们使用Dijkstra & Wyithe（2012）的唯象模型预测了位于$z=3-6$的Ly $α$选择星系（Ly $α$发射体或LAEs）的Lyman- $α$（Ly $α$）光度函数（LF）。该模型结合观测到的Lyman break星系（LBG，或脱落星系）的UV-LF，限制其分布的Ly $α$线强度作为一个功能的UV光度和红移。我们的分析表明，虽然Ly $α$ LF的LAES一般不是Schechter函数，这些提供了一个很好的描述超过亮度范围的$\log_{10}( L_α/{\rm erg}\,{\rm s}^{-1})=41-44$。受此结果的启发，我们预测Schechter函数参数在$z=3-6$。我们的分析进一步表明：（i）Ly $α$ LF的暗端斜率比Lyman-break星系的UV-LF的暗端斜率更陡（在$z\gtrsim 4$处有一个中值$α_{Lyα} < -2.0$），（ii）在Ly $α$光度下LAEs的Ly $α$ LF的翻转$10^{40}$ erg s $^{-1}<L_α\lesssim 10^{41}$ erg s $^{-1}$可能标志着在$-12>M_{\rm UV}>-14$处Lyman-break星系的UV-LF变平。我们讨论了这些结果的影响-这可以直接测试与即将到来的调查-为时代的再电离。
2015-01-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
An Extremely Deep Wide-Field Near-Infrared Survey: Bright Galaxy Counts and Local Large Scale Structure
我们在银河系高纬度的五个相距甚远的区域进行了一次深宽视场近红外（NIR）巡天，覆盖范围为J、H和Ks的3度^[2]。数据的最深区域（~ 0.25 deg^2）延伸到AB星等系统中JHKs > 24的5 sigma极限星等。虽然深度和面积因场而异，但该数据集的整体深度和大面积使其成为迄今为止最深的宽场近红外成像调查之一。本文讨论了这些领域的观测，数据处理，和明亮的星系计数。我们将亮星系计数的斜率与2微米全天巡天（2 MASS）和文献中的其他计数进行了比较，并探讨了斜率与超星系纬度之间的关系。超星系赤道附近的斜率平均来说是亚欧几里德的，这表明在~ 250-350 Mpc的尺度上，星系的平均空间密度可能会降低~ 10-15%。相反，在超银河系高纬度地区的斜率平均而言是强烈的超欧几里德，这表明当从超银河系平面上方和下方的空洞向外移动到~ 250-350 Mpc的距离时，星系的空间密度会增加。这些结果表明，当地的大尺度结构可能是负责在不同的研究之间的测量斜率在过去的巨大差异。此外，相对于几百兆秒差距的空间密度，远离超星系面的局部宇宙似乎密度不足约25-100%。宇宙学：宇宙的观测和大尺度结构-星系：基本参数（计数）-红外：星系
2009-12-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
A mass-dependent slope of the galaxy size-mass relation out to z~3: further evidence for a direct relation between median galaxy size and median halo mass
我们使用一个新的大小定义和来自3D-HST、CANDELS和COSMOS-DASH巡天的> 29，000个星系的样本，重新评估了z~3的星系大小-质量关系。我们使用包含80%恒星光的半径r_80代替半光半径r_50。我们发现，r_80 - M_star关系具有破缺的幂律形式，在枢轴质量M_p处斜率有明显的变化。在枢轴质量以下，关系较浅（r_80 \propto M_star ^0.15），在枢轴质量以上，关系较陡（r_80 \propto M_star ^0.6）。枢轴质量随红移增加，从z=0.4时的log（M_p/M_sun）~ 10.2增加到z=1.7-3时的log（M_p/M_sun）~ 10.9。我们比较这些r_80-M_星的关系的M_halo-M_星的关系来自星系-星系透镜，聚类分析，和丰度匹配技术。值得注意的是，这两种关系式中的枢轴恒星质量在所有红移处都是一致的，并且当假设M_halo \propto r_80 ^[3]时，枢轴上方和下方的斜率都非常相似。星系大小与晕大小之间的比例因子r_（80）/ R_（vir）= 0.047，与恒星质量和红移无关，在红移0 ~ 1.5的范围内，枢轴质量与恒星形成星系比例为50%的星系质量相一致，表明枢轴质量反映了星系从有耗散到无耗散的转变。最后，我们的结果意味着，对于大质量晕，恒星与晕质量比的离散相对较小（对于M_halo>10^1…
2019-09-30 astro-ph.GA
Cluster density slopes from Dark Matter-Baryons Energy Transfer
在本文中，我们推广了前人关于暗物质密度剖面中质量与内斜率关系的工作。我们计算了从矮星系到星系团的质量范围内的关系。这要归功于通过SN和AGN反馈的能量转移模型，以及通过重子团的动力学摩擦。我们表明，在星系质量以上的质量范围内（星系群和星系团），内部斜率-质量关系改变了其趋势。它在对应于星系群的质量周围变陡（朝向不太尖的轮廓），在大质量的星系团中再次变陡。这种扁平化是由活动星系核的外流（活动星系核反馈）产生的。$α$上的单$ σ$散射在所有质量范围内（$Δα\simeq 0.3$）近似恒定。这是第一篇论文扩展的内部密度轮廓斜率质量关系的星系团，占重子的作用。结果可以用来获得一个完整的密度分布，也考虑到重子。这种密度分布以前只适用于星系。
2021-08-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing Modified Newtonian dynamics through statistics of velocity dispersion profiles in the inner regions of elliptical galaxies
修正牛顿动力学（MOND）提供了一个替代暗物质的范例，它成功地拟合和预测了旋转盘星系的丰富现象。也有人试图在色散支持的早型星系中测试MOND，但目前还不清楚MOND是否能符合早型星系的各种经验性质。作为在椭圆星系中严格检验MOND的一种方法，我们在各种VD各向异性假设下，计算了MOND预测的$\sim 2000$近圆SDSS椭圆星系内部区域的速度色散分布（VDP），然后将预测的VDP斜率分布与用基本相同的标准选取的11个ATLAS 3d星系的观测分布进行了比较。我们发现，MOND模型参数化的插值函数，以及旋转星系也可以重现所观察到的分布的VDP斜率仅基于所观察到的恒星质量分布没有DM或任何其他星系到星系的变化因素。这是显着的，因为牛顿动力学与DM需要一个特定的量和/或配置文件的DM为每个星系，以重现所观察到的分布的VDP斜率。当我们使用基于MOND的球形Jeans方程分析非圆形星系样本时，与近圆形样本相比，我们没有发现VDP斜率分布的平均属性有任何系统性差异。然而，与以前的研究MOND通过个别分析的椭圆星系，不同的MOND插值函数或VD各向异性可能会导致系统的变化，在VDP斜率分布，表明VDPs的统计分析可以用来约束特定的MOND模型与VDP斜率的准确测量或VD各向异性的先验约束。
2015-05-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
The flat density profiles of massive, and relaxed galaxy clusters
本文利用Del Popolo（2009）提出的SIM方法，研究了Newman等人（2012 a，b）观测到的7个大质量弛豫星系团MS 2137，A963，A383，A611，A2537，A2667，A2390的总密度和DM密度分布，以及不同数量之间的相关性。与Newman等人（2012 a，b）相似，在半径范围为0.003 - 0.03 $r_{200}$的总密度分布具有与无耗散模拟一致的平均总密度分布。所有聚类的DM曲线的斜率均小于-1。斜率$α$在A2390的情况下具有最大值（包括误差）$α=-0.88$，并且在A2537的情况下具有最小值$α=-0.14$。在半径$< 5-10$ kpc处，重子分量占主导地位，而外部分布则以暗物质为主。我们发现斜率$α$、有效半径、$R_e$和BCG质量之间存在反相关性，核心半径$r_{core}$和$R_e$之间存在相关性。此外，100 kpc（主要是暗物质）的质量与5 kpc（主要是重子）的质量相关。总质量密度分布、DM密度分布和引用的相关性的行为可以在双相情景中理解。在第一个耗散阶段，原BCG的形式，并在第二个无耗散阶段，重子块（坍缩到中心）和DM晕之间的动力学摩擦的密度轮廓的内斜率。简而言之，在簇与簇之间的内部斜率中的大的分散以及斜率、$α$和$R_e$之间的反相关性是由于以下事实：为了具有NFW样的总质量密度分布，在其中心具有更大质…
2014-07-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
xGASS: characterizing the slope and scatter of the stellar mass - angular momentum relation for nearby galaxies
我们提出了一个详细的研究恒星质量与特定的角动量（AM）的关系（瀑布关系）的代表性样本的564个附近的星系在扩展GALEX阿雷西博SDSS调查（xGASS）。我们专注于依赖的瀑布关系的斜率对星系类型和星系的属性调节其散射。恒星特定AM是通过结合单碟H{ \sc i}速度宽度和xGASS样本中所有H{ \sc i}探测的恒星质量分布来确定的。在固定的形态（或膨胀与总的比率），我们发现，幂律斜率的下降关系是一致的2/3。然而，当所有类型的星系结合起来，我们恢复了一个更小的斜率$\sim$ 0.47。我们表明，这是一个后果的星系形态的变化作为质量的函数，强调应谨慎使用时，没有考虑样本选择的瀑布关系的斜率约束星系形成模型。我们量化的Fall关系散射，并表明，H{ \sc i}气体分数是最强的相关参数低恒星质量（斯皮尔曼相关：$ρ_{s} = 0.61$），而膨胀总比变得稍微更占主导地位，在较高的质量（$ρ_{s} = -0.29$）。有趣的是，当只考虑星系的盘成分时，H{ \sc i}气体分数仍然是最强的相关参数与关系的散射（无论盘恒星质量）。我们的工作提供了一个最好的表征的秋天关系的代表性样本的星系在本地宇宙。
2021-11-30 astro-ph.GA
Galaxy-lens determination of $H_0$: constraining density slope in the context of the mass sheet degeneracy
引力透镜提供了一种有竞争力的方法来测量$H_0$，目标精度为1%。一个主要的障碍是透镜简并的形式，如质量片简并（MSD），这使得一个家庭的密度分布，以再现相同的透镜观测，但返回不同的值$H_0$。建模过程会从该系列中人为选择一个选项，可能会使$H_0$产生偏差。当给定镜片的轮廓没有被镜片模型完美地描述时，这种效果更加明显，在某种程度上总是这种情况。为了探索这一点，我们量化的偏差和传播$H_0$通过创建四边形从两个组件的质量模型和拟合他们与幂律椭圆+剪切模型。我们发现，偏差不对应于估计一个将计算转换成幂律附近的图像半径的配置文件。我们还模拟了包括恒星运动学的效果，通过执行拟合，其中斜率被约束到真实值。使用图像半径附近的真实值进行拟合可能会引入大量偏差（0-23%，取决于模型）。我们确认使用牛仔裤的参数，运动学约束可能会导致在一个有偏见的值$H_0$，虽然偏差的程度取决于区域运动学建模探头在特定的镜头。我们的结论是，透镜退化表现通过常见的建模方法在一个更复杂的方式比文献中假设的。如果恒星运动学不正确地打破了MSD，它们的加入可能会比它们的省略引入更多的偏差。
2020-11-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The galaxy UV luminosity function at z ~ 2 - 4; new results on faint-end slope and the evolution of luminosity density
我们提出了一个新的，强大的测量不断发展的休息帧紫外星系光度函数（LF）的关键红移范围z = 2 - 4。我们的结果是基于高动态范围结合HUDF，CANDELS/GOODS-South，和UltraVISTA/COSMOS调查。我们利用无与伦比的多频测光可在本次调查的“婚礼蛋糕”编译完整的星系样本在z ~ 2，3，4通过光度红移（校准对最新的光谱学），而不是颜色的选择，并确定准确的静止帧UV绝对幅度从SED拟合。我们对紫外LF的新测定在z ~ 2、3和4处分别从M_{1500} ~ -22下降到M_{1500} =-14.5、-15.5和-16（因此在z ~ 2 - 3处达到比以前的空白场研究暗约3 - 4个量级）。在z ~ 2 - 3处，我们发现比Reddy & Steidel（2009）或Alavi等人（2014）报告的陡峭值（α ~ -1.7）更浅的模糊端斜率（α = -1.32 +- 0.03），并表明这种新的测量是稳健的。到z ~ 4时，暗端斜率略微变陡，达到α = -1.43 +-0.04，我们表明这些测量结果与从z = 0到z = 8的总体进化趋势一致。最后，我们发现当特征数密度（phi*）从z ~ 2下降到z ~ 4时，特征光度（M*）在这个红移范围内增亮~ 1等。这一点，再加上新的更平坦的暗端斜率，导致紫外线光度密度（以及因此未被遮蔽的恒星形成密度）在z ~ 2.5…
2016-03-06 astro-ph.GA
The Impact of Local Stellar Radiation on Dwarf Galaxy Formation Around Milky Way Analogues Across Cosmic Reionization
本研究利用Auriga项目的模拟，探究局部恒星辐射对银河系类似星系周围矮星系形成的影响，发现其在再电离前抑制低质量暗物质晕中矮星系形成，红移z=4后影响近乎消失，最暗弱卫星星系的减少量无统计显著性。
2025-08-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Diversity of Galaxy Dust Attenuation Curves Drives the Scatter in the IRX-beta Relation
我们使用GALEX-SDSS-WISE Legacy Catalog 2（GSWLC-2）中的23，000个低红移星系研究了IRX-β关系中散射的驱动因素。对于每个星系，我们得出，使用CIGALE和SED+LIR拟合技术，尘埃衰减曲线的斜率和紫外线的强度，加上许多其他星系参数。我们发现，IRX-beta散射完全是由广泛的衰减曲线驱动的-主要是它们的斜率。一旦斜率和UV凹凸固定，IRX-beta中的散射就会消失。IRX-beta散射的问题是尘埃衰减曲线多样性这一更基本问题的直接表现。衰减曲线的主要作用是恒星形成星系的固有紫外线斜率范围很窄的结果。具有不同特定SFR或人口年龄的Galerkin在IRX-β图中没有显示出强烈的趋势，因为它们的衰减曲线平均而言是相似的。同样地，在IRX-beta轨迹中，恒星暴和正常恒星形成星系之间没有移动，这两种类型平均都有陡峭的衰减曲线。光学不透明度被认为是衰减曲线斜率的最强决定因素，因此也是IRX-β多样性的最强决定因素。尽管分散，使用平均IRX-beta关系来校正SFR是合理的，增加了<~0.15 dex的随机误差。在高红移下，只要内在紫外线斜率的演化保持在十分之几以内，IRX-beta和衰减曲线之间的局部对应形式就保持不变。
2018-12-13 astro-ph.GA
Shallowed cusp slope of dark matter in disc galaxy formation through clump clusters
尖核问题是银河系暗物质晕中一个有争议的问题。宇宙学的N体模拟已经证明银河系的暗物质晕在中心有一个尖形的密度分布。然而，重子物理学可能会影响暗物质的密度分布。例如，有人认为重子气体的绝热收缩使暗物质尖点更陡。然而，这仍然是一个悬而未决的问题，如果气体落入银河系中心的平滑绝热方式。最近的数值研究表明盘星系在盘形成的早期可能经历团簇阶段，这也可以解释在高红移宇宙中观测到的团簇和链星系。本文利用孤立模型的数值模拟，研究了盘状星系形成过程中，暗物质晕是如何通过团簇阶段对重子成分的团簇性质作出响应的。我们的模拟结果表明，这样的团块相导致一个较浅的密度轮廓的暗物质晕在中心区域，而团块落入中心，由于动力学摩擦。这种机制有助于使维里质量大到5.0*10^11太阳质量的星系的中心暗物质密度轮廓变浅。这种现象是由恒星团与暗物质晕之间的动力学摩擦反应引起的。光环将团块吸引到银河系中心，同时被团块运动学加热。我们还运行了一个暗物质模拟，不包括重子分量，并确认由此产生的较浅的密度分布不是由于模拟中的数值伪影，如两体弛豫。
2011-08-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Systematic variations of central mass density slopes in early-type galaxies
利用SPIDER和$\rm ATLAS^{3D}$的观测数据，研究了早型星系（ETGs）中心区（~ 1有效半径，$R_e$）的总密度分布。我们的分析扩展了引力透镜探测星系恒星质量（$M_{\star}$）的范围，下降到~ $10^{10}\, \rm M_{\odot}$。我们每个星系的模型有两个组件（暗物质晕+恒星），探索不同的假设暗物质（DM）晕配置文件（即NFW，NFW收缩，和Burkert配置文件），并留下恒星的质量与光（$M_{\star}/L$）的比率作为自由拟合参数的数据。对于所有合理的晕模型，最佳拟合的$M_{\star}/L$，归一化为夏布里耶IMF，系统地增加星系的大小和质量。对于NFW曲线，总质量曲线的斜率是非通用的，独立于建模中的几种成分（例如，ETG中的晕收缩、各向异性和旋转速度）。对于质量最大的（$M_{\star}$ ~ $10^{11.5} \, M_{\odot}$）或最大的（$R_{\rm e}$ ~ $15 \, \rm kpc$）ETG，其分布在中心区域（~ $R_{\rm e}/2$）是等温的，而对于质量较低的（$M_{\star}$ ~ $10^{10.2} \, M_\odot$）或质量最小的（$R_{\rm e}$ ~ $0.5 \, \rm kpc$）系统，其分布比等温的更陡，其斜率类似于恒定- $M/L$分布的斜率。对于一个陡峭的…
2014-09-01 astro-ph.GA
21 Balmer Jump Street: The Nebular Continuum at High Redshift and Implications for the Bright Galaxy Problem, UV Continuum Slopes, and Early Stellar Populations
本文结合理论模型与JWST/NIRSpec的58个星系样本，研究高红移强星云连续谱对UV光度、斜率、ξ_ion及光谱特征的影响，并解释亮星系异常与早期恒星及电离源性质。
2025-07-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The dichotomy of dark matter fraction and total mass density slope of galaxies over five dex in mass
我们分析的质量密度分布在星系中心的质量范围内的五个数量级。利用高质量的旋涡星系自转曲线和红外测光，我们进行了系统的研究，其中心暗物质分数（$f_{\rm DM}$）和质量密度斜率（$α$），在其有效半径。我们发现，较低质量的螺旋星系更多的暗物质为主，有更浅的质量密度斜率相比，更大质量的星系，其密度分布更接近等温。低质量（$M_{\star} \lesssim 10^{10}\, \rm M_{\odot}$）富气螺旋的\fdm \值范围很广，但系统地低于类似质量的贫气系统。随着星系质量的增加，\fdm值减小，密度分布变陡.在质量最大的晚型贫气体星系中，观察到这些趋势可能变平。当将这些结果与来自SPIDER的大质量（$M_{\star} \gtrsim 10^{10}M_{\odot}$）椭圆星系和来自SMACKED的矮椭圆星系进行比较时，这些趋势被颠倒了。因此，作为$M_{\star}$的函数，$f_{\rm DM}$和$α$的值都呈现U形趋势。在恒星质量固定的情况下，矮椭圆星系的质量密度剖面比螺旋星系的陡。这些趋势可以理解的恒星反馈从一个更长的恒星形成期的螺旋，导致转变的初始陡峭的密度尖更浅的配置文件通过差分反馈效率的超新星，星系合并或AGN反馈在更高质量的星系。
2019-09-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of ionizing radiation on the formation of a supermassive star in the early Universe
在一个恒星形成强烈的星系附近，一个巨大的原始晕可能坍缩成一颗超大质量恒星（SMS），并留下一个大约$10^5~M_{\odot}$的大质量黑洞种子。为了研究电离辐射对附近星系SMS形成的影响，我们选择了一对在$z >10$形成的大质量暗物质晕，进行了三维辐射流体动力学模拟。我们发现，丰富的结构，如团块和细丝周围的源星系屏蔽电离辐射的云。事实上，在某些情况下，电离辐射会加速云的坍缩。这一事实表明，云周围的电离有助于它的崩溃。只有在结构形成初期的强辐射才能阻止云的坍缩，但这比观测允许的值要强得多。我们还探讨了电离辐射对68晕样本的影响，通过采用分析模型，发现增加的平均密度的气体之间的SMS形成云和源星系保护电离辐射的气体云，因为它们彼此接近。因此，我们得出结论，电离辐射并不能阻止在大多数情况下形成的SMS。
2017-07-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Mass Profile of the Galaxy to 80 kpc
超高速星巡天提供了目前最大的晕星径向速度测量样本，达到80 kpc。我们应用球形牛仔裤建模这些数据，以获得银河系的质量分布。我们的分析限制在距离银河系中心大于25千秒差距，其中晕星的密度分布很好地近似于一个单一的幂律，对数斜率在-3.5和-4.5之间。有了这个限制，我们也避免了建模一个扁平的银河系盘的复杂性。在25 < r < 80 kpc的范围内，径向速度弥散的下降非常小;其对数斜率的稳健测量值在-0.05和-0.1之间。圆速度分布也随半径的减小而显著减小。V_c（80 kpc）的允许范围在175 ~ 231 km/s之间，最大可能值为193 km/s。与太阳位置的值相比，银河系的圆速度在半径的一个数量级上下降不到20%。这样一个平坦的轮廓需要一个巨大的和扩展的暗物质晕。80 kpc内的质量为6.9（+3.0-1.2）10^11 Msun。我们的径向速度样本足够大，质量中最大的不确定性不是统计性的，而是系统性的，主要由示踪剂种群的密度斜率和各向异性决定。进一步的进展需要在星系形成的真实模拟中对观测数据集进行建模。
2010-07-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Kennicutt-Schmidt relation variety and star-forming cloud fraction
观测得出的Kennicutt-Schmidt（KS）关系的斜率不同的研究，从次线性到超线性。本文利用三个邻近旋涡星系（NGC 3627，NGC 5055和M83）的空间分辨CO（J = 1 - 0），CO（J = 3 - 2），HI，Ha和24 μ m数据，研究了KS关系随积分强度比R31=CO（J = 3 -2）/CO（J=1-0）的变化。我们发现：（1）R31固定的每个子样本的斜率较浅，但所有数据集组合的斜率变陡，（2）高R31子样本的归一化倾向于高，（3）R31与恒星形成效率相关，因此KS关系取决于样本在R31-Sigma_gas空间中的分布：（4）R31-Sigma_gas的分布在星系间和星系内是不同的：具有突出星系结构的星系倾向于具有大的R31和Sigma气体。我们的结果表明，恒星形成的分子气体云的形成效率是不同的星系之间，以及在一个星系内，是导致星系KS关系的变化的关键因素之一。
2017-02-16 astro-ph.GA
Galaxy Structure as a Driver of the Star Formation Sequence Slope and Scatter
研究表明：（1）恒星形成速率（SFR）与恒星质量（M $_{\star}$）之间存在一个关系，即"恒星形成序列";（2）恒星形成速率与星系的结构有关，在固定质量下，恒星形成速率低于静止星系。在这里，我们考虑是否散射和斜率的恒星形成序列与系统变化的Sersic指数，$n$，整个SFR-M $_{\star}$平面的星系。我们使用的是从3D-HST光度星表中选出的23，848个星系的质量完整样本，位于$0.5<z<2.5$。由$n$参数化的星系光剖面是基于哈勃空间望远镜的坎德尔近红外成像。我们使用一个单一的SFR指示器，从斯皮策/MIPS 24 $μ$ m成像堆栈中校准，添加未遮蔽和遮蔽的恒星形成。我们发现，恒星形成序列的散射部分与星系结构有关，由于$n$的变化在固定质量的恒星形成星系的散射范围从0.14 $\pm$ 0.02 dex在$z\sim2$到0.30 $\pm$ 0.04 dex在$z<1$。虽然log（SFR）-log（M $_{\star}$）关系的斜率对于盘状星系来说是统一的，但具有$n>2$的星系（意味着更多的主导凸起）的SFR/M $_{\star}$比恒星形成序列的主脊线要低得多。这些结果表明，大质量$z\sim2$星系中的凸起正在积极地形成，中心集中的恒星相对年轻。在$z<1$中，恒星形成星系中较老的凸起的存在降低了全球SFR/M $_{\star}$，降低了…
2015-08-19 astro-ph.GA
Measurement of the scaling slope of compressible magnetohydrodynamic turbulence by synchrotron radiation statistics
本文提出新的Q-U交叉强度和交叉相关强度统计量，结合传统同步辐射强度与偏振强度统计，从合成同步辐射观测中更可靠地测量可压缩MHD湍流的标度斜率，并揭示不同等离子体模式的谱性质。
2023-06-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Dominant dark matter and a counter rotating disc: MUSE view of the low luminosity S0 galaxy NGC 5102
利用多单元光谱探测器（MUSE）的积分场谱研究了低质量近邻S 0星系NGC 5102的运动学和恒星星族。运动学图首次揭示了NGC 5102具有特征2 sigma峰，表明星系具有反向旋转盘。通过将两个运动学分量拟合到观测到的光谱，定量地证实了这种解释。通过恒星星族分析，我们确认了已知的年轻恒星星族在中心，并发现陡峭的年龄和金属丰度梯度。我们构造了恒星动力学的轴对称Jeans各向异性模型，研究了星系的初始质量函数（IMF）和暗物质晕。模型显示，这个星系与以前用类似方法研究的所有星系都有很大不同：即使在半光半径内，它也不能用自洽的质量跟随光假设来近似。考虑到NFW暗物质晕，我们需要一个重IMF和一个有效半径的球体内的暗物质分数为0.37 ± 0.04来描述恒星运动学。具有自由斜率的暗物质晕的更一般的模型显示斜率和IMF是退化的，但是表明具有更陡（收缩）晕的轻质IMF（Chabrier样）和更高的暗物质分数更好地拟合数据。不管关于晕轮廓的假设如何，我们测量总质量密度的斜率为-1.75+-0.04。这比等温晕的-2斜率要浅，也比已发表的大质量早期星系的斜率要浅。
2016-10-14 astro-ph.GA
The trace of a substantial assembly of massive E-S0 galaxies at 0.8<z<1.5 in galaxy number counts
K波段星系数计数（GNC）在K~17.5等处呈现出光学波段所不存在的斜率变化。为了揭示这一特征的本质，我们推导了不同星系类型对0.3 <z <1.5的K波段GNC的贡献，并将结果与几个星系演化模型的预期进行了比较。我们表明，斜率的变化是由星系人口的突然交换造成的，在数字上占主导地位的总GNC（从K <17.5等的静止E-S0到较暗等的蓝色恒星形成盘），它与0.6 <z <1的E-S0对总GNC的贡献的平坦化有关。我们证实了以前的研究表明，模型中的大部分大规模E-S0的被动演变，因为z> 2不能预测斜率的变化，而那些强加一个相对较晚的组装对他们K波段GNC的红移箱和形态类型表明，在0.8 <z <1.5时，这个星系群的50%逐渐确定地积累起来，这只能通过观察报告的主要合并来解释。我们的结论是，总的K波段GNC的斜率变化是一个遗迹的最终组装的相当大一部分，目前的大规模E-S0的在0.8 <z <1.5。
2015-05-05 astro-ph.GA
The SLUGGS Survey: The Inner Dark Matter Density Slope of the Massive Elliptical Galaxy NGC 1407
通过构建大质量椭圆星系NGC 1407的场星和球状星团系统的球对称Jeans模型，研究了该星系的暗物质密度分布。这种模型中的两个主要挑战是恒星质量和暗物质晕轮廓之间的简并性，以及示踪剂种群的轨道各向异性和导致观测到的运动的总质量之间的简并性。我们解决的第一个问题，通过使用新的测量的质光比配置文件从恒星星族的约束，包括径向变化的初始质量函数。为了处理质量各向异性简并，我们利用多个运动示踪剂，包括两个子群的球状星团，除了星系的场星。我们创建了一个分层贝叶斯模型，解决了几个经常被忽视的系统不确定性，如各种数据集的统计权重和采用的距离。在用马尔可夫链蒙特卡罗方法对后验概率分布进行采样后，我们发现了一个中心尖点的证据，其对数斜率为$γ= 1.0^{+0.3}_{-0.4}$。这低于预期的暗物质晕已经经历了绝热收缩，支持推论从引力透镜，一些过程抑制了陡峭的晕在大质量星系。我们还确认了径向偏置轨道的富金属球状星团和切向偏置轨道的金属贫乏的球状星团，这仍然是一个令人费解的发现吸积为主的晕。
2017-12-04 astro-ph.GA
How to make an ultra-faint dwarf spheroidal galaxy: tidal stirring of disky dwarfs with shallow dark matter density profiles
近年来，斯隆数字巡天计划在银河系（MW）附近发现了一个新的超微弱矮星系（UFD）群体，其起源仍然是一个谜。使用一套无碰撞N体模拟，我们调查的背景下的潮汐搅拌模型的矮球状星系的形成在本地集团（LG）的UFD的形成。我们的模拟旨在再现MW大小的宿主星系和嵌入在10^9 M太阳暗物质（DM）晕中的旋转支撑矮星之间的潮汐相互作用。我们探索了矮DM晕的各种内部密度斜率ρ \propto r^{-α}，从核状（α= 0.2）到尖状（α= 1），以及不同的矮轨道构型。我们的实验表明，UFD可以通过相对紧密的轨道上的盘状矮星的潮汐搅拌产生，与z \sim 1的宿主星系吸积的红移一致，并且具有中间值的晕内密度斜率（ρ \propto r^{-0.6}）。推断的斜率与矮星系的旋转曲线的建模和最近的矮星系形成的宇宙学模拟结果非常一致。比较观测到的UFD的性质与他们的模拟同行，我们发现显着的相似之处的基本观测参数。我们的结论是潮汐搅拌的旋转支持的矮星是一个可行的机制，在LG环境中形成的UFD。
2012-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Galaxy Luminosity Functions down to M_R=-10 in the Coma Cluster
本文导出了后发座星系团中M_R=-10的矮星系在中心、中间和外围三个区域的光度函数。LF（-19<M_R<-10）在三个视野间无显著性差异。它在M_R \sim-13处有明显的倾斜，由两个不同斜率的分量组成，-19<M_R<-13的亮分量斜率较平缓，而-13<M_R<-10的暗分量斜率较陡。亮分量（-19<M_R<-13）主要由红色扩展星系组成，包括少量蓝色星系，其颜色是晚型星系的典型颜色。另一方面，暗分量（-13<M_R<-10）主要由类PSF致密星系组成。我们发现，这些紧凑的星系和一些扩展的星系都存在于中心，而只有紧凑的星系被认为是在外围。在暗分量中，蓝色星系的比例在外围比中心大。我们认为后发座星系团中的矮星系，这两个组成部分的LF，是异质的一些不同的起源。
2012-05-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Hierarchy and size distribution function of star formation regions in the spiral galaxy NGC 628
利用迈达纳克天文台1.5米望远镜获得的光学图像，在50 - 1000秒差距的尺度范围内研究了邻近旋涡星系NGC 628的恒星形成区的分级结构和大小分布。我们发现星系中恒星形成区域的分层结构集中，具有较高表面亮度的较小区域位于具有较低表面亮度的较大复合体内部。我们用树状图或检测到的恒星形成区域的结构树来说明这种层次结构，这表明这些区域中的大多数在几个层次上被组合成更大的结构。我们发现了三个特征尺寸的年轻恒星群：65 pc（OB协会），240 pc（恒星聚集体）和600 pc（恒星复合体）。恒星形成区的累积尺寸分布函数在与星协、聚集体和复合体的直径相适应的尺度上符合幂律，斜率约为-1.5。这个斜率与B. Elmegreen等在2到100 pc尺度上的星系恒星形成区。
2014-06-21 astro-ph.GA
Reproducing cosmic evolution of galaxy population from $z = 4$ to $0$
我们提出了宇宙学流体动力学模拟研究星系人口的演化。模拟遵循定时释放的质量，能量和金属的恒星演化，并采用超新星反馈的唯象处理，前超新星反馈建模为反馈的辐射压力从大质量的恒星，和淬火的气体冷却在大晕。我们构造的基准模型，使它再现观测估计的星系恒星质量函数和星系恒星质量和主机晕质量之间的关系从$z = 4$到0。我们发现，这样构建的基准模型自然地解释了宇宙恒星形成的历史，星系缩小，恒星形成率和恒星形成星系的金属丰度。没有淬火的气体冷却在大晕的模拟过度生产大质量星系在$z < 2$和未能再现星系缩小。不使用年轻恒星辐射压力反馈的模拟预测了质量-金属丰度关系的太强的红移演化。此外，在没有辐射压反馈的情况下，在低红移处，该关系的斜率变得太陡。辐射压力反馈中的金属丰度依赖性是解释观测到的质量-金属丰度关系的关键。这些事实表明，除了超新星反馈之外，这两个过程对星系演化至关重要。我们简单的唯象模型适合于构造一个模拟星系样本来研究观测到的星系种群的物理性质。
2014-04-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Systematic variation of central mass density slope in early-type galaxies
利用SPIDER巡天数据研究了早型星系（ETG）中心区域（$<\, 1$有效半径，$R_{\rm e}$）的总密度分布。我们每个星系的模型有两个组件（暗物质晕+恒星），探索不同的假设暗物质（DM）晕配置文件，并留下恒星的质量与光（$M_{\rm \star}/L$）的比率作为自由拟合参数的数据。对于Navarro等人（1996年）的曲线，总质量曲线的斜率是不通用的。对于质量最大和最大的ETG，在中心区域（$\sim R_{\rm e}/2$）的轮廓是等温的，而对于质量小和最小的系统，轮廓比等温的更陡，斜率与恒定M/L轮廓的斜率相似。当浓度-质量关系比模拟所预期的更陡时，密度斜率与质量的相关性趋于平缓。我们的研究结果清楚地指出了一个“非同源性”的总质量分布的ETGs，星系形成的模拟表明，可能与不同的作用耗散星系质量。
2015-07-05 astro-ph.GA
Metallicity gradients of disc stars for a cosmologically simulated galaxy
我们首次分析了用我们的三维、完全宇宙学的化学动力学星系演化代码GCD+模拟的盘星系盘星的径向丰度梯度。研究了[Fe/H]、[N/O]、[O/Fe]、[Mg/Fe]和[Si/Fe]随银河系中心半径的变化规律。对于盘中的年轻恒星，[Fe/H]和[N/O]与半径的斜率为负，而[O/Fe]、[Mg/Fe]和[Si/Fe]与半径的斜率为正。通过分析不同半径下的恒星形成率（SFR），我们发现模拟的圆盘在外部区域包含更大比例的年轻恒星，而老恒星往往集中在圆盘的内部。这可以解释正的[α/Fe]梯度以及负的[N/O]梯度与半径。这种径向的趋势是一个自然的结果，由内而外形成的光盘，无论其大小，因此可以解释最近观察到的积极的[α/Fe]梯度在银河系盘疏散星团。
2011-03-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Early Type Galaxy Core Phase Densities
早期类型星系的投影中心密度亮度轮廓对数斜率，伽玛^撇，范围从0到1。我们发现，γ '与星系核心的粗颗粒相密度Q_0 = ρ/σ ^[3]有很强的相关性，r= 0.83。伽马素数与光度的相关性要弱得多，r=-0.5。Q_0还可以用来区分幂律分布（gamma^prime>0.5）和几乎平坦的分布（gamma^prime<0.3），尽管在体积有限的样本中，有许多星系的斜率为中等，处于中等$Q_0$。分离两种剖面类型的过渡相密度约为0.003，这也是Q_0与核心质量之间的关系表现出斜率变化的地方，星系中心部分的旋转速率增加，黑洞与核心质量的比率增加。这些关系被认为是相对于球状星团螺旋核心建设和二进制黑洞核心冲刷机制的核心创建和演变。球状星团螺旋模型有数据支持的定量预测，但还没有一个单一的模型完全解释的相关性。
2014-04-16 astro-ph.GA
Hyper Suprime-Cam Subaru Strategic Program: A Mass-Dependent Slope of the Galaxy Size-Mass Relation at $z<1$
我们提出的星系大小质量（$R_{e}-M_{\ast}$）分布使用恒星质量完整的样本$\sim1.5$万个星系，涵盖$\sim100$度$^2$，与$\log(M_{\ast}/M_{\odot})>10.2~(9.2)$的红移范围$0.2<z<1.0$ $(z<0.6)$从第二次公开数据发布的超级Suprime-Cam斯巴鲁战略计划。我们证实，在固定的红移和恒星质量的范围内的$\log(M_{\ast}/M_{\odot})<11$，恒星形成星系的平均大于静止星系。大样本的星系与准确的大小测量，由于出色的成像质量，也使我们能够证明，两个人口的$R_{e}-M_{\ast}$关系有一种形式的破碎的幂律，在枢轴恒星质量$M_{p}$的斜率有明显的变化。对于静止星系，在（演化中的）枢轴质量为$\log(M_{p}/M_{\odot})=10.2-10.6$以下，关系式遵循$R_{e}\propto M_{\ast}^{0.1}$ ;在$M_{p}$以上，关系式更陡，遵循$R_{e}\propto M_{\ast}^{0.6-0.7}$。对于恒星形成星系，在$\log(M_{p}/M_{\odot})\sim10.7$以下，关系遵循$R_{e}\propto M_{\ast}^{0.2}$ ;在$M_{p}$以上，关系随红移而演化，并遵循$R_{e}\propto M_{\ast}^{0…
2021-09-20 astro-ph.GA
Hector Galaxy Survey: Linking the low- and high-mass ends of the initial mass function in star-forming galaxies
Macquarie University（麦考瑞大学）；University of Queensland（昆士兰大学）；The University of Sydney（悉尼大学）；Masaryk University（马萨里克大学）；Swinburne University of Technology（斯威本科技大学）
利用Hector巡天中214个恒星形成星系，通过恒星种群方法拟合IMF敏感吸收特征和Kennicutt诊断，首次同时分析IMF低质量端与高质量端斜率，发现两者弱相关且受恒星质量、恒星形成活动和金属丰度驱动，挑战了IMF的普适性。
2026-06-15 astro-ph.GA
The Evolution of the Galaxy Stellar Mass Function at z= 4-8: A Steepening Low-mass-end Slope with Increasing Redshift
我们目前的星系恒星质量函数（GSMF）在$z=$ 4-8从静止帧紫外（UV）选择的样本$\sim$ 4500星系，发现通过光度红移超过$\sim$ 280弧分$^2$在坎德尔/GOODS领域和哈勃超深场。迄今为止最深的斯皮策/IRAC数据和相对较大的体积使我们能够在GSMF的低质量和高质量端放置一个更好的约束，与以前的基于空间的研究相比，从前CANDELS观测。补充的堆叠分析，我们发现之间的线性关系的休息帧紫外绝对星等在1500（$M_{\rm UV}$）和对数恒星质量（$\log M_*$），持有与$\log(M_*/M_{\odot}) \lesssim 10$的星系。我们使用模拟来验证我们的方法测量的$\log M_*$ - $M_{\rm UV}$关系的斜率，发现的偏见是最小化的混合技术相结合的测光个别明亮的星系堆叠测光暗淡的星系。在$z=$ 4-8中，所测得的斜率没有显著的变化，而趋势的归一化显示出在较高的红移下向较低质量的微弱变化。我们结合$\log M_*$ - $M_{\rm UV}$分布与观测到的静止帧UV光度函数在每个红移推导出GSMF，发现低质量端的斜率变得陡峭的增加红移从$α=-1.55^{+0.08}_{-0.07}$在$z=4$的$α=-2.25^{+0.72}_{-0.35}$在$z=8$。推断出的恒星质量密度，当集成在$M_*=10^8$ - $10…
2016-06-20 astro-ph.GA
A Galaxy with an Extremely Blue UV Slope $β=-3$ at $z=9.25$ Identified by JWST Spectroscopy: Evidence for a Weak Nebular Continuum and Efficient Ionizing Photon Escape?
该研究利用JWST光谱在z=9.25处发现极蓝UV斜率（β=-2.99±0.15）的星系EBG-1，排除尘埃消光与AGN贡献，结合模型及发射线分析，暗示其弱星云连续谱与高电离光子逃逸率，为再电离时期星系研究提供关键实例。
2025-04-17 astro-ph.GA
An Explanation for the Slopes of Stellar Cusps in Galaxy Spheroids
在典型的~L* 和低质量的球状体中心的恒星表面质量密度剖面显示出与$Σ\propto R^(-n)$的幂律“尖点”，其中对于半径~1-100 pc，0.5<n<1。观测和理论支持的模型中，这些尖点形成的耗散气体流入和丰富的气体合并的核星爆。在这些相对较大的半径，恒星弛豫是不太可能占或强烈修改的尖锐的恒星轮廓。我们认为，观察到的幂律表面密度分布是一个自然的后果，占主导地位的角动量输运的引力不稳定性，在一个中心的大质量黑洞的引力势。在这些半径的主导模式是m=1的不平衡/偏心盘不稳定性，其中恒星扭转气体可以驱动快速流入和吸积。这种模式首先一般出现在大半径处，并且通过在越来越小的半径处激发偏心率而向内传播，其中M*（<R）<<M_BH。当恒星表面密度分布相对较浅且n<1/2时，模式不能有效地传播到R=0，因此气体堆积，恒星形成使密度分布变陡。但是，如果剖面比n=1更陡，偏心率的向内传播受到强烈阻尼，从而抑制流入并再次降低n。这些结果加在一起，在中心黑洞的势中产生1/2 < n < 1的平衡斜率。这些物理参数支持的非线性数值模拟的气体流入星系核。总之，这些结果自然解释了观察到的恒星密度分布的“尖点”椭圆星系。
2012-06-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
FLARES IX: The Physical Mechanisms Driving Compact Galaxy Formation and Evolution
在FLARES（First Light And Reionisation Epoch Simulations）流体动力学模拟套件中，我们发现高红移（$z>5$）的内禀尺寸-光度关系是负斜率的。然而，包括灰尘衰减的影响后，我们发现一个积极的倾斜UV观测到的大小-光度关系与其他模拟和观测研究。在这项工作中，我们扩展了这种分析，以探讨潜在的物理机制驱动的形成和演化的紧凑星系驱动的负尺寸质量/尺寸光度关系。我们发现，大多数紧凑的星系（$R_{1/2, \star}< 1 \mathrm{pkpc}$），这驱动的大小质量关系的负斜率，已经从扩展到紧凑的大小通过有效的集中冷却，导致在其核心的高比恒星形成率。这些紧凑的恒星系统被非恒星形成气体所覆盖，这些气体的分布比它们的恒星系统大$100\times$。通过与EAGLE模拟套件中的星系进行比较，我们发现这些扩展的气体分布“打开”，并开始形成介于$z=5$和$z=0$之间的恒星，导致尺寸增加，从而使尺寸-质量关系从负斜率演化为正斜率。这清楚地表明了由内而外的星系形成过程，其中致密的凸起比周围的盘形成得更早。
2023-02-06 astro-ph.GA
Abundance ratios and IMF slope in the dwarf elliptical galaxy NGC~1396 with MUSE
用VLT/ MUSE摄谱仪在$4750-9350$波段对位于天炉座星系团中的矮椭圆星系NGC 1396（M $_V = -16.60$，质量$\sim 4\times10^8$ M $_\odot$）进行了深度观测。在本文中，我们提出了一个恒星的人口分析研究化学丰度，恒星形成历史（SFH）和恒星初始质量函数（IMF）作为一个函数的银河中心距离。不同的、独立的分析恒星族群的方法得出了$\sim$ 6 Gyr的光度加权年龄和[Fe/H] $\sim$ $-0.4$，类似于其他类似质量的dE。我们发现[Ca/Fe] $\sim +0.1$异常过剩，而钠则不足，[Na/Fe]值在$-0.1$附近，而[Mg/Fe]在所有半径处都过剩，从中心的$\sim+0.1$增加到$\sim +0.2$ dex。我们注意到在这个矮星系中有一个显著的金属丰度和年龄梯度。为了限制NGC 1396的恒星IMF，我们发现NGC 1396的IMF与Kroupa样或头重脚轻的分布一致，而底部重的IMF被坚决排除。对丰度比的分析以及与本星系群中星系的比较表明，NGC 1396的化学富集历史与银河系盘相似，具有延长的恒星形成历史。如果这个星系起源于一个LMC大小的矮星系祖先，它会在落入天炉座星系团的过程中失去气体，那么情况就是这样。
2016-08-25 astro-ph.GA
The baryonic Tully-Fisher relation for different velocity definitions and implications for galaxy angular momentum
我们研究重子Tully-Fisher关系（BTFR）在z=0使用153个星系从1500样本。我们认为不同的定义的特征速度从HI和H-α旋转曲线，以及HI线宽从单碟观测。结果表明：（1）最紧的BTFR由沿旋转曲线平坦部分的平均速度给出。正交固有散射非常小（6%），最佳拟合斜率为3.85+/-0.09，但系统不确定性可能使斜率从3.5变为4.0。其他的速度定义导致BTFR系统更高的散射和更浅的斜率。(2)我们提供了统计关系，以推断平坦的旋转速度从HI线宽或较少扩展的旋转曲线（如H-α和CO数据）。这对研究大HI巡天的BTFR或高红移的BTFR是有用的。(3)BTFR比角动量和星系质量之间的关系（Fall关系）更基本。Fall关系的散射比BTFR大约多7倍，BTFR仅仅是由星系质量-尺寸关系中的散射驱动的。BTFR已经是星系盘的“基本平面”：没有任何值被添加到径向变量作为第三个参数。
2019-01-17 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Galaxy mass profiles from strong lensing I: The circular power-law model
在这一系列的论文中，我们开发了一个形式主义的约束质量分布在强引力透镜与扩展的图像，使用通量除了位置信息。我们开始在本文中与圆形幂律的轮廓，并表明，斜率$γ$是唯一确定的只有两个观测值：流量比$f_1/f_2$和图像的位置比$θ_1/θ_2$的两个图像。我们推导出一个解析表达式，这两个可观的斜率，结果不依赖于爱因斯坦角或结构或亮度的来源。然后，我们找到一个表达式的斜率$σ_γ$的不确定性，只依赖于位置比$θ_1/θ_2$和总的S/N的图像。例如，在具有位置比$θ_1/θ_2=0.5$、S/N $=100$和$γ=2$的系统中，我们发现$γ$被约束到$\pm0.03$的精度。然后，我们测试这些结果对一系列的模拟观察。我们反演图像并拟合一个11参数模型，包括透镜和光源的椭圆度和位置角，并测量$γ$上的不确定度。我们发现协议的理论估计所有模拟观测。在未来的论文中，我们将研究的径向范围内的星系的约束的斜率适用，并扩展到椭圆透镜的分析。
2019-06-07 astro-ph.GA
UV Slopes At All Redshifts Are Consistent with H=1 Stochastic Star Formation Histories
多项调查支持描述星系的增长作为一个随机过程的相关性在一个参数，$H$，经验和理论上的约束，以接近统一的时间尺度。在这里，我们表明，来自理论$H=1$恒星形成历史（SFHS）的合奏的UV斜率，$β$的分布是一致的，在所有的红移数据$z\le 16$。在$z=0$，中值$\langleβ_{H=1}\rangle=-2.27$与局部星爆\citep{meurer1999}的规范$β_0=-2.23$一致。在$4\lesssim z\lesssim16$，JWST数据跨越模型分布的第2到第98个维度。$-2.8\le β\le -2.5$的值在早期星系中应该是常见的，而不考虑外来恒星的数量--这仅仅是因为星系生长历史的多样性是由$H=1$的零假设引起的。未来的数据应考虑到这一事实进行解释。
2022-08-09 astro-ph.GA
Observational constraints on the slope of the radial acceleration relation at low accelerations
径向加速度关系（RAR）将从系统动力学推导出的“观察到的”加速度与其重子物质分布所暗示的加速度局部联系起来。星系自转曲线所描绘的关系是一对一的，散射非常小，这意味着一个系统的动力学可以简单地通过测量其密度分布来预测，例如恒星光或气体发射线。将加速度的关系扩展到实际可观测的运动示踪剂通常探测的加速度以下是具有挑战性的，特别是一旦考虑到微弱发射的重子，如假定的温暖-热星系际介质，变得重要。我们表明，在低加速度制度，（倒）RAR预测一个非物理的，下降的封闭重子质量的系统与“观察到的”加速度曲线比$g_{\rm obs}\propto r^{-1}$（对应于密度曲线比等温- $ρ(r)\propto r^{-2}$陡）。如果RAR等同于自然法则，则这样的加速度曲线不可能存在。我们应用这一论点来测试的兼容性外推的旋转曲线导出RAR低加速度与数据从星系星系弱透镜，矮球状星系恒星运动学，外银河系动力学测量，完全独立的重子物质分布的直接测量固有的不确定性。在所有的情况下，我们发现，数据弱有利于一个陡峭的低加速度斜率的突破。改进外银河系的测量和建模，以及弱透镜效应，似乎是对RAR的低加速度行为进行更强约束的最有希望的途径。
2020-12-16 astro-ph.GA
Gauging Metallicity of Diffuse Gas Under An Uncertain Ionizing Radiation Field
气体金属丰度是一个关键量，用于确定气体云在包括星际和星系间空间在内的广泛天文环境中的物理条件。特别是，在环星系介质（CGM）的研究中，相当大的努力集中在金属丰度测量，因为气体金属丰度作为一个关键的参数，无论是在CGM中观察到的重离子起源于化学富集的流出物或更化学原始的气体从星系际介质吸积。然而，由于气体是电离的，因此确定CGM金属性的必要的第一步是限制气体的电离状态，除了气体密度之外，电离状态还取决于紫外背景辐射场（UVB）。虽然人们普遍认为UVB的强度和光谱斜率都是不确定的，但文献中没有适当地讨论不确定的光谱斜率的影响。这封信表明，采用不同的光谱斜率可以导致推断的CGM金属丰度的数量级差异。具体而言，较硬的UVB光谱导致对于给定的一组观察到的离子柱密度的较高的估计气体金属丰度。因此，这种系统的不确定性必须折叠到电离气体金属丰度估计的误差预算。初步研究表明，经验诊断可用于区分硬和软电离光谱。应用这些诊断有助于减少CGM金属丰度估计的系统不确定性。
2017-06-14 astro-ph.GA
Assessing differences between local galaxy dust attenuation and point source extinction within the same environments
本文利用SKIRT辐射传输模拟研究星系尘埃衰减与点源消光的差异，发现有效衰减斜率Rv_e受尘埃密度、形态和倾角显著影响，并解释了恒星形成星系中Rv_e随质量增加的现象，但无法解释恒星形成与宁静星系间的差异。
2025-07-15 astro-ph.GA
Probing the Low Surface Brightness Dwarf Galaxy Population of the Virgo Cluster
我们使用了下一代室女座巡天（NGVS）的公开数据来研究室女星系团的矮星系人口，这超出了以前的发现。我们首先屏蔽和平滑数据，然后使用对象检测算法Sextractor来进行我们的初始矮星系选择。然后对所有候选人进行目视检查，以去除伪影和重复。我们推导Sextractor参数，以最好地选择低表面亮度星系使用g波段中心表面亮度值为22.5至26.0等平方角秒和指数尺度长度为3.0 - 10.0角秒，以确定443个簇矮星系-其中303个是新的检测。这些新探测到的表面密度随着距离星团中心的半径而减小。我们还将我们的选择算法应用于“背景”，非集群，字段，并找到零检测。结合起来，这使我们相信我们已经分离出了一个星团矮星系群。我们能够探测到的物体范围是有限的，因为较小尺度的星系与背景混淆，而较大的星系被探测算法分成许多较小的物体。使用以前的调查数据结合我们的数据，我们发现一个微弱的终端斜率的光度函数为-1.35+/-0.03，这并没有显着不同，以前发现的室女星系团，但有点陡于场星系的斜率。没有证据表明暗端斜率陡到足以与星系形成模型相对应，除非这些模型调用强反馈过程或使用温暖的暗物质。
2015-07-07 astro-ph.GA
The Little Galaxies that Could (Reionize the Universe): Predicting Faint End Slopes & Escape Fractions at z > 4
使宇宙再电离的来源仍然未知，但可能的候选者是微弱但数量众多的星系。在本文中，我们提出了从运行一个高分辨率，统一的体积模拟，火神，预测无法检测的，暗淡的星系和电离辐射，$f_\mathrm{esc}$，在再电离逃逸分数的数量密度的结果。我们的方法结合了高空间分辨率，反馈和水文过程的现实治疗，每个星系的分辨率元素的最小数量的严格阈值，和收敛的测量$f_\mathrm{esc}$。我们使用一种新的方法来校准我们的物理模型，以在z=0时创建真实的星系，因此模拟在高红移时具有预测性。用这种方法，我们可以（1）在$M_\mathrm{UV}$ ~-15（比观测值弱两个星等）的微弱星等下，稳健地预测星系UV光度函数的演化;（2）根据解析星系中恒星和气体的详细分布，估算大范围星系质量的$f_\mathrm{esc}$。我们发现陡峭的暗弱端斜率，这意味着暗弱星系的高数密度，以及$f_\mathrm{esc}$对星系的UV星等的依赖性，由幂律：log $f_\mathrm{esc} = (0.51 \pm 0.04)M_\mathrm{UV} + 7.3 \pm 0.8$给出，暗弱的人口有$f_\mathrm{esc}$ ~ 35%。将UV光度函数与$f_\mathrm{esc}$（$M_\mathrm{UV}$）进行卷积，我们发现电离辐射率（1）由最暗的星系主导，（2）以适当的速率再电离宇宙，与电离…
2017-03-21 astro-ph.GA
Implications of a variable IMF for the interpretation of observations of galaxy populations
我们研究了由Martin-Navarro等人（2015 c）观测推导的金属度依赖的恒星初始质量函数（IMF）对186，886个SDSS星系代表性样本的推断恒星质量和恒星形成率（SFR）的影响。相对于一个夏布里耶国际货币基金组织，我们显示隐含的质量接近最小值，推断的质量增加，在低和高金属量制度，由于除了恒星残骸和矮星，分别。由此产生的星系恒星质量函数（GSMF）向更高质量移动了0.5 dex，而不影响高质量斜率（因此需要有效的淬火）。隐含的低红移SFR密度增加了一个数量级。然而，这些结果强烈依赖于假设的IMF参数化，这是不直接受观测。改变低端IMF斜率而不是高端IMF斜率，同时保持相同的侏儒对巨人的比率，导致GSMF偏移0.2 dex，SFR密度相对于Chabrier IMF增加10%。在星系演化的后期，富含金属的IMF将有助于解释快速淬火和星系人口的双峰性，一方面使星系不那么淬火（由于矮星的持续形成），另一方面减少气体消耗的时间尺度。我们的结论是，变量IMF的观测证据的影响可能会有所不同，从绝对戏剧性的温和，但显着的。
2016-07-21 astro-ph.GA
Bridging Star-Forming Galaxy and AGN Ultraviolet Luminosity Functions at $z=4$ with the SHELA Wide-Field Survey
我们提出了一个联合分析的休息帧紫外（UV）光度函数的连续选择的恒星形成星系和星系占主导地位的活动星系核（AGN）在$z \sim$ 4。这3，740个$z \sim$ 4星系是从\textit{Spitzer} /HEDEX探索性大区域巡天（SHELA）领域的9个光度带中选出的。大面积和中等深度的调查提供了一个独特的观点之间的交叉点的明亮端的星系紫外光度函数（M $_{AB}<-$ 22）和暗端的AGN紫外光度函数。我们不分离活动星系核主导的星系，恒星形成主导的星系，而是同时适合两个光度函数。这些函数对于星系和活动星系核的分量都符合双幂律（DPL），其中星系亮端斜率的幂律指数为$-3.80\pm0.10$，相应的活动星系核暗端斜率为$α_{AGN} = -1.49^{+0.30}_{-0.21}$。我们不能排除星系UV光度函数呈Schechter式指数下降的可能性，在这种情况下，活动星系核光度函数的弱端斜率为$-2.08^{+0.18}_{-0.11}$。我们的星系光度函数的结果与一个有代表性的宇宙学模型的星系形成的比较表明，分子气体耗尽的时间必须更短，这意味着恒星的形成是更有效的明亮的星系在$z=4$比在今天。如果星系光度函数在亮端确实具有幂律形状，则活动星系核的电离辐射率与以前的观测结果并不矛盾。然而，如果基本的星系分布是Schechter，这意味着一个显着更高的电离辐射率从活…
2018-06-13 astro-ph.GA
