A tale of two sites -- I: Inferring the properties of minihalo-hosted galaxies from current observations
最早开始宇宙黎明的星系可能居住在所谓的“迷你晕”中，质量为$\sim10^5$ - $10^8\mathrm{M}_\odot$，通过H $_2$冷却从星系际介质中吸积气体。这种分子冷却的星系（MCG）大多形成于原始环境中，拥有大质量的无金属恒星，并最终被分离背景（Lyman-Werner; LW）的建立所消灭。因此，它们的性质可能与我们在后来的宇宙中看到的星系非常不同。虽然MCG可能太微弱而无法直接观察到，但我们仍然可以从它们在宇宙21厘米信号中留下的印记中推断出它们的性质。在这里，我们通过扩展公共模拟代码21 cmFAST来量化这种印记，以允许不同的MCG群体。我们允许MCG有不同的属性从其他星系，包括独特的标度关系的恒星晕质量比，电离逃逸分数，光谱能量分布。我们跟踪不均匀的重组，分离LW反馈，和再电离的光加热。在演示了MCG如何塑造21厘米的信号后，我们探讨了当前的观测在多大程度上已经对其属性进行了限制。普朗克的宇宙微波背景光学厚度为MCG中电离逃逸分数与恒星质量的乘积设定了一个上限。当还包括时间的假定的EDGES吸收信号，我们发现一个额外的强退化之间的恒星质量和X射线光度的MCG。如果被证明是宇宙起源，EDGES信号的时间将由MCG设置。
2020-05-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Tale of Dwarfs and Giants: Using a z=1.62 Cluster to Understand How the Red Sequence Grew Over The Last 9.5 Billion Years
我们研究的红色序列的星系团在z=1.62，并遵循其演变的干预9.5 Gyr到今天。使用深YJK成像与HAWK-I仪器上的VLT，我们确定了一个紧密的红色序列，并构建其休息帧i波段光度函数（LF）。在这个星系团中有一个明显的暗红色星系的缺陷，这导致了LF的周转。我们将红色序列LF与z<0.8的星系团进行了比较，校正了被动演化的光度。在z=1.62和z=0.6之间，红色星团序列LF的形状没有演变，但在z<0.6时，微弱的星群显著增加。同时，在z=1.62至0.6之间，红色序列上的推断的总光增长约2倍，并且LF的亮端变得更密集。我们构建了一个简单的红色序列演化模型，该模型在总光度中增长红色序列，并在z>0.6时匹配恒定的LF形状。在这个模型中，星系团从磁场中吸积蓝色星系，然后熄灭，随后允许合并。我们发现在z=1.62和z=0.6之间的4 Gyr期间，星系团之间的3- 4合并与观测到的两个红移之间的光度函数演化相匹配。推断的合并率与该集群的其他研究一致。我们的研究结果支持了这样一种观点，即星系合并在大质量星系团的主要生长阶段是在所有光度下形成红色序列人口的一个重要过程。
2012-06-06 astro-ph.CO
A tale of two tails and an off-centered envelope: diffuse light around the cD galaxy NGC 3311 in the Hydra I cluster
最亮星系团周围的团内光和扩展晕的形成与星系团中星系的形态转化、潮汐剥离和破裂密切相关。我们分析Ks-和V-波段表面测光以及深长缝光谱，并建立在光分布，吸收线运动学，和附近的星系和行星状星云（PN）的LOS速度分布的结构之间的联系。中央星系NGC 3311被一个扩展的对称外晕（n=10）和一个额外的偏东北约50”的包层所包围。它的光度L_V= 1.2 x 10 ^{10} +/- 6.0 x 10^8 L_sun，相当于同一区域对称晕光度的50%。根据测量的PN速度，至少有一部分的偏心信封由高速吸积星。我们还在星团中心发现了两个潮汐流，分别来自矮星系HCC 026和S 0星系HCC 007。HCC 026相对于NGC 3311的红移约为1200 km/s，类似于HCC 026本身，在偏心包层中的PN的一小部分，以及附近的其他几个矮星系。已知HCC 026尾部之一的恒星与HCC 026的低金属量人口一致，我们的测光显示这个星系已经大部分溶解在潮汐场中。HCC 007周围的潮汐流延伸超过至少110 kpc。它相当厚，并且在NGC 3311的不对称外晕一侧更亮，它可能会加入。它的光度是几个10^9 L太阳，类似于剥离星系HCC 007的光度。流的红移是由几个PN速度确定的，与HCC 007和HCC 026的红移相似。
2012-06-27 astro-ph.CO
Milky Way vs Andromeda: a tale of two disks
我们研究了银河系（MW）和仙女座星系（M31）盘的化学演化，以揭示本星系群中两个主要星系之间的共同点和差异。我们使用了大量的观测数据M31，包括最近的恒星形成率（SFR）和气体配置文件，以及沿其磁盘恒星金属丰度分布的观测。我们表明，当表示在相应的磁盘尺度长度，所观察到的MW和M31的径向配置文件表现出有趣的相似性，这表明在一个共同的框架内的描述的可能性。我们发现，我们的模型很好地描述了恒星的轮廓，气体分数和金属丰度的两个星系，以及他们的大部分全球性的属性，提供的恒星形成效率在M31盘是在MW的两倍。我们发现，M31的恒星形成率的轮廓不能拟合任何形式的肯尼卡特-施密特定律（KS定律）的恒星形成。我们将这些差异归因于这样一个事实，即M31经历了一个更活跃的恒星形成历史，即使在最近的过去，正如大约2亿年前与邻近的M32星系“正面”碰撞的观测所表明的那样。MW最有可能经历了一个静态的长期演变，使一个简单的模型，一个相当成功的描述。如果M31是更典型的旋涡星系，正如Hammer等人（2007）最近提出的那样，那么描述旋涡星系就需要更复杂的模型，包括星系间的相互作用。
2009-06-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The XXL survey: XLII. Detection and characterization of the galaxy population of distant galaxy clusters in the XXL-N/VIDEO field: A tale of variety
上下文遥远的星系团提供了一个有效的实验室，在其中研究星系在稠密环境和早期宇宙时代的演化。目标。我们的目标是确定遥远的星系团作为扩展的X射线源与特征明亮的星系密度过高。方法.我们使用光学和近红外（NIR）数据从超Suprime-Cam（HSC）和VISTA深河外观测（VIDEO）调查，以确定遥远的星系团的过密度的明亮，$z_{phot}\geq 0.8$星系与扩展的X射线源在最终的XMM河外调查（XXL）检测。结果我们从大约4.5度的$^2$天空区域中识别出$0.80\leq z\leq 1.93$的35个候选集群样本。该样本包括15个新发现的候选星团，10个先前检测到但未确认的星团，以及10个光谱确认的星团。虽然这些星系团的星系群显示出各种各样的淬灭水平，但它们表现出淬灭、星系团中心距离和星系光度之间的明确关系。我们样本中最亮的星系团星系（BCGs）显示的颜色与由旧的红色子样本和更蓝、更多样化的子样本组成的双峰种群一致。结论.星系质量和猝灭之间的关系似乎已经在$z\sim 1$中存在，尽管猝灭分数随星系团中心半径没有显著变化。BCG双峰性可能是由一些BCGs中存在较年轻的恒星组成部分来解释的，但需要更多的数据来证实这种情况。
2020-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Tale of Two Paradigms: the Mutual Incommensurability of LCDM and MOND
宇宙学的和谐模型LCDM对宇宙的演化和大尺度结构的生长提供了满意的描述。尽管付出了相当大的努力，这个模型目前还不能提供一个令人满意的描述小尺度结构和动态的约束对象，如个别星系。相比之下，MOND提供了一个独特的和预测成功的描述星系动力学，但在宇宙学的主题是沉默的。在这里，我简要地回顾这些矛盾的世界观，强调财富的不同，联锁线的证据，进入LCDM的发展，同时突出的实际不可能性，它可以提供一个令人满意的解释所观察到的MOND现象在星系动力学。我还简要回顾了集团和星系团的重子预算，没有范式提供了一个完全令人满意的描述的数据。相对较少的努力一直致力于在MOND结构的形成，我回顾了一些已经做了什么。在CMB功率谱中的第一和第二峰值的幅度比是正确的先验预测，但第三峰值是更自然的LCDM。MOND预计结构形成的速度比LCDM更快。这激发了MOND中再电离发生的时间早于LCDM中最初预期的时间的预测，正如随后观察到的那样。这也为大质量的早期星系团和大而空的空洞提供了一个自然的解释。但是，星系团的质量谱或星系的功率谱是否可以用MOND来解释还远不明显，这两件事LCDM做得很好。关键的悬而未决的问题是发展一个可接受的相对论母理论MOND，和现实的非重子暗物质的LCDM。合适的暗物质粒子是否存在，或者它们是现代以太？
2014-05-17 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Radio faint AGN: a tale of two populations
我们研究了扩展钱德拉深场南方（E-CDFS）甚大阵列样本，它在1.4 GHz时达到了场中心32.5微焦的通量密度极限，红移约为4，覆盖范围约为0.3度^[2]。给出了整个样本的计数结果，并推导了活动星系核的演化性质和光度函数。微弱的射电天空包含两个完全不同的活动星系核群，其特征是非常不同的演变、光度函数和埃丁顿比：射电安静（RQ）/辐射模式和射电大声/喷流模式活动星系核。与恒星形成星系类似，RQ活动星系核的射电功率演化为~（1+z）^2.5，而射电强星系核的数密度在~ 0.5处达到峰值，然后在较高的红移处下降。射电选择性活动星系核的数密度与X射线选择性活动星系核的数密度一致，说明我们是在同一个星群中取样的。由我们自己和以前发表的数据得到的辐射模RL AGN的无偏分数是射电功率的强函数，从P_1.4GHz ~ 10^24 W/Hz的~ 0.5下降到P_1.4GHz ~ 10^22 W/Hz的~ 0.04$。由于我们扩大了样本，现在包括约700个射电源，我们也证实和加强了我们以前的结果对源人口的微弱无线电天空：恒星形成星系开始主导无线电天空只有低于0.1 mJy，这也是无线电安静AGN超过无线电响亮的。
2015-06-22 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
A Tale of Tails: Dark Matter Interpretations of the Fermi GeV Excess in Light of Background Model Systematics
根据费米大天区望远镜的观测结果，几个研究小组已经确定了在模拟的前景和背景辐射中，朝向银河系中心（GC）的伽马射线过量。这种多余的辐射在形态和光谱上与暗物质（DM）湮灭的迹象是一致的。在这里，我们根据我们中的一些人最近在Calore et al. 2014中提出的前景和背景不确定性，对GC信号的DM解释进行了批判性的重新评估。我们发现，一个更大的数字DM模型适合的伽马射线数据比以前指出的。特别是：（1）在DM湮灭为$\bar{b}b$的情况下，我们发现即使高达$m_χ\simeq$ 74 GeV的大DM质量也允许具有$p$ -值$> 0.05$。(2)令人惊讶的是，湮灭到非相对论性的hh给出了一个很好的拟合数据。(3)$μ^+μ^-$（$m_χ\sim$为60-70 GeV）的逆康普顿发射也可以解释高纬度地区的过量发射，$|b|>2^\circ$，无论是在光谱上还是在形态上。我们还提出了大量的混合湮灭通道，包括级联湮灭涉及隐藏的部门调解人的新的限制。最后，我们表明，目前的限制从矮椭球观测不紧张与DM的解释时，DM晕配置文件的不确定性占。
2015-04-26 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
A cautionary tale in fitting galaxy rotation curves with Bayesian techniques: does Newton's constant vary from galaxy to galaxy?
贝叶斯技术在天文数据中的应用通常是不平凡的，因为拟合参数可以强烈退化，形式不确定性本身也是不确定的。一个例子是提供了一个矛盾的索赔存在或不存在的通用加速度尺度（g $_\dagger$）在星系的基础上贝叶斯拟合旋转曲线。为了说明这种情况，我们提出了一个分析，其中牛顿引力常量$G_N$是允许从银河系到银河系之间的变化时，拟合旋转曲线从MANUC数据库，在类比$g_{\dagger}$在最近有争议的贝叶斯分析。当对$G_N$施加平坦先验时，我们获得了$G_N$的宽分布，从表面上看，这将排除$G_N$作为具有高统计置信度的通用常数。然而，施加经验激励的对数正态先验返回几乎恒定的$G_N$，而不牺牲拟合质量。这意味着变量$G_N$（或g $_{\dagger}$）的推断是误差模型中参数退化和不可避免的不确定性的综合影响的结果。当考虑到这些影响时，ESTA数据与常数$G_{\rm N}$（和常数$g_\dagger$）一致。
2021-01-29 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
A tale of two GRB-SNe at a common redshift of z = 0.54
我们提出了基于地面和HST的光学观测的光学瞬变（OTs）的长持续时间伽马射线暴（GRB）060729和090618，都在红移z = 0.54。对于GRB 060729，在光学光变曲线（LC）中可以看到凸起，OT的晚期宽带光谱能量分布（SED）类似于当地的Ic型超新星（SNe）。对于GRB 090618，我们光学观测的密集采样使我们能够检测到光学LC中定义明确的凸起，以及颜色的变化，这表明光来自核心塌陷SN。这两个事件的伴随SNe分别与SN 1998 bw，一个已知的GRB超新星，和SN 1994 I，一个典型的Ic型超新星没有已知的GRB对应物，在这两种情况下的亮度和时间演化更接近SN 1998 bw。我们还利用我们的广泛的光学和无线电数据GRB 090618，以及公开可用的SWIFT -XRT数据，并讨论了余辉的性质在早期。在一个简单的喷流模型的背景下，GRB 090618的余辉是最好的解释，在t-to > 0.5天的喷流中断的存在。然后，我们将所有GRB和X射线闪光（XRF）相关SNe的静止帧，峰值V波段绝对幅度与本地类型Ibc SNe的大样本进行比较，得出结论，当考虑宿主消光时，GRB/XRF-SNe的峰值幅度不能与非GRB/XRF-SNe的峰值幅度区分开。
2010-12-07 astro-ph.CO
A Tale of Two Jets
最有趣的高能天体物理现象之一是从高度局部化的天空位置发射的相对论喷流。这样的喷流在自然界中很常见，观测到的红移很高，波长范围也很广。它们的精确产生机制仍然有点神秘，但人们普遍认为它们是由黑洞提供动力的。我们在这里总结了最近的模拟Palenzuela，Lehner和Liebling，揭示了喷流生成机制。这些作者在“无力”近似下研究了两个不旋转的黑洞在垂直于轨道平面的磁场存在下的合并，磁场由环双星吸积盘固定。他们发现，每个黑洞本质上就像一根“稻草”，当黑洞螺旋运动时，它会搅动质心周围的磁场线。磁场线的扭曲然后在每个黑洞周围产生喷流，即使这些喷流并不旋转。他们的模拟显示了这种双喷流几何结构的形成，以及当黑洞由于引力波发射而合并时，它如何过渡到单喷流几何结构。
2010-08-31 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Further evidence for large central mass-to-light ratios in early-type galaxies: the case of ellipticals and lenticulars in the Abell~262 cluster
本文给出了Abell~262中8个早型星系的径向分辨光谱，测量了它们的自转、速度色散、三个轴上的$H_3$和$H_4$系数，以及Mg、Fe和H $β$的线强度指数分布。电离气体的速度和速度色散包括6个星系。我们从基于轨道的动力学模型中推导出动态质光比和暗物质密度，并辅以星系的年龄、金属丰度和$α$元素丰度。有四个星系有显著的暗物质，其晕的密度大约是相同恒星质量的螺旋星系的10倍。使用暗物质密度和宇宙学模拟，组装红移$\zdm\approx 1-3$，这是我们早先发现的昏迷。动力学质量的光是大于预期的Kroupa恒星IMF，特别是在星系的高速色散$\sigeff$内的有效半径$\reff$。这可能表明在大质量星系中存在一个“大质量”IMF。或者，大质量星系中的一些暗物质可以紧紧地跟随光。结合我们的后发座早期类型的比较样本，我们现在有24个星系中的5个，其中（1）质量跟随光到$1-3\,\reff$，（2）所有跟随光的质量的动态质光比很大（$\approx\,8-10$在克朗-朗费斯$R$带中），（3）暗物质部分可以忽略不计到$1-3\,\reff$。除非这些星系中的IMF特别“巨大”，并且以某种方式与暗物质含量相耦合，否则在一些早期类型的星系中，亮物质和暗物质之间似乎存在显着的简并。暴力放松的作用进行了简要讨论。
2012-06-25 astro-ph.CO
Further evidence for large central mass-to-light ratios in massive early-type galaxies
我们研究了后发座星系团和Abell 262星系团中25个早型星系的恒星星族、暗物质分布和动力学结构。我们从基于轨道的动力学模型中推导出动态质光比和暗物质密度，并从单个恒星星族模型中补充了星系的年龄、金属丰度和α元素丰度。大多数星系都有明显的暗物质探测，它们的晕圈比相同恒星质量的螺旋星系的密度高出10倍。校准暗物质密度的宇宙学模拟，我们发现组装红移z_{DM} \approx 1-3。在Kroupa恒星初始质量函数中，随光运动的动力学质量比预期的要大，特别是在有效半径r_{eff}内具有高速色散σ_{eff}的星系中。我们现在有25个星系中的5个质量跟随光到1-3 r_{eff}，所有跟随光的质量的动态质光比都很大（在Kron-Bronins R波段\approx 8-10），暗物质部分可以忽略不计，为1-3 r_{eff}。这可能表明在大质量早期型星系中有一个“大质量”的初始质量函数。或者，大质量星系中的一些暗物质可以非常紧密地跟随光，这表明亮物质和暗物质之间存在显著的简并。
2012-11-05 astro-ph.CO
Spiral galaxies with non-typical mass-to-light ratios
S 0- Irr星系的总质光比M/L_B（M为光学半径R_25内的动力学质量）随（B-V）_0色的增加而系统地增加，但比恒星星族演化模型预测的要慢。结果表明，暗晕与恒星质量的平均比值随“蓝”星系数的增加而增大。然而，有些星系并不遵循这一总体趋势。比较了M/L_B比值极高和极低值星系的性质，分析了导致极端值的各种因素。结论是，在某些情况下，过高或过低的M/L_B比与观测误差有关，在其他情况下，与非典型的暗晕质量分数或盘恒星星族的特殊性有关。特别是一些低M/L_B比的星系盘，其光度和颜色都异常“轻”，这表明低M/L_B比的最可能原因是低质量恒星的大量缺乏。
2009-06-01 astro-ph.CO
Tale of stable interacting dark energy, observational signatures, and the $H_0$ tension
我们研究了一类新的稳定的相互作用暗能量（IDE）模型的观测结果，具有暗物质（DM）和暗能量（DE）之间的相互作用。在我们工作的第一部分，我们首先考虑两个IDE模型，这是已知的，目前早期的线性扰动不稳定性。将一个依赖于暗能量状态方程（EoS）的变换应用到DM-DE耦合中，得到了两个新的稳定IDE模型.随后，我们得出这些模型的参数的鲁棒性和准确的约束，假设一个常数EoS $w_x$的DE流体，在光的一些最近公开的宇宙学数据。这些包括宇宙微波背景（CMB）温度和偏振各向异性测量的\textit{Planck}卫星，一个选择的重子声振荡测量，超新星Ia型光度距离测量的JLA样本，和测量哈勃参数红移$2$从宇宙计时器。我们的分析显示出轻微的偏好DE流体驻留在幻影区域（$w_x<-1$），与显着性高达95\%的置信水平，而我们获得新的上限之间的耦合参数的黑暗组件。体模DE的偏好表明耦合功能$Q<0$，因此是能量从DE流向DM的场景。我们还研究了解决$H_0$和$σ_8$紧张局势的可能性，发现只有前者可以部分缓解。最后，我们进行了贝叶斯模型比较分析，以量化两个IDE模型对标准一致性$Λ$ CDM模型的可能偏好，发现后者总是首选的证据强度范围从积极到非常强。
2018-08-30 astro-ph.CO gr-qc
The Fate of Dwarf Galaxies in Clusters and the Origin of Intracluster Stars. II. Cosmological Simulations
我们将N体模拟算法与星系形成、合并和潮汐破坏的亚网格处理相结合，并给出了观测到的条件光度函数Phi（L| M），在和谐LCDM模型中研究大小为（100 Mpc）^[3]的宇宙体积内银河系和河外星系光的起源和演化。该算法模拟了星系团中大尺度结构的生长和形成、星系团中星系人口的演化、星系合并和潮汐对星系的破坏以及星系团内光的演化。我们发现，在所有的红移星系合并的破坏占主导地位的破坏潮汐约一个数量级。然而，潮汐的破坏足以产生足够高的集群内光分数f_ICL，以匹配观测。团内光的大部分（60%）是由总质量为10^11 Msun-10^12 Msun的中间星系和恒星质量为6x10^8 Msun-3x10^10 Msun的恒星提供的，这些恒星被更大质量的星系潮汐摧毁。低质量星系对团内光的贡献很小，矮星系的贡献可以忽略不计，尽管从数量上看，大多数被潮汐摧毁的星系都是矮星系。通过及时跟踪集群，我们发现它们的f_ICL值往往会随着时间的推移而增加，但可能会经历突然的变化，有时是非单调的。这些变化发生在主要的合并过程中，涉及质量相当但内部光度非常不同的星系团。大多数潮汐破坏事件发生在星团的中心区域。因此，团内光比银河光更集中在中心。我们的研究结果支持潮汐破坏的中等质量的星系作为一个合理的方案的起源团内光。
2012-07-28 astro-ph.CO
Do Disk Galaxies with Abnormally Low Mass-to-Light Ratios Exist?
我们进行了测光的B，V和R观测的9个盘状星系，被怀疑有异常低的总质光比（M/L）的观察到的颜色指数。利用地面测光资料分析了M/L异常的可能原因。我们推断，在大多数情况下，这是测光或旋转速度的错误的结果，但对于某些星系，我们不能排除银河系恒星星族的真正特点。对光度和动力学质量估计的比较表明，对于我们的一些星系：NGC 4826（Sab），NGC 5347（Sab）和NGC 6814（Sb），给定颜色的盘的低M/L值可能是真实的。这样的星系数量很少，这表明恒星的初始质量函数确实是普适的，只有一小部分星系可能具有非典型的低质量恒星耗尽的初始质量函数。这样的星系需要更仔细的研究来了解它们的恒星形成历史。
2011-12-17 astro-ph.CO
Stellar Population Trends in S0 Galaxies
利用光学SDSS和近红外J & H光度测量方法，给出了59个S 0星系的恒星星族年龄和金属丰度趋势。结合SDSS存档和恒星星族模型中的光学g和r通带成像数据，我们获得了样本中大多数星系的径向年龄和金属丰度趋势，至少达到5个有效半径。样本涵盖了恒星质量和光浓度的范围。结果表明，中心轻重量年龄约为4Gyr，中心金属丰度[Z/H]约为0.2dex。几乎所有的星系都显示出从中心向外的负金属丰度梯度，平均值为Delta[Z/H]/Delta（log（r/Re））=-0.6。在Delta（age）/Delta（log（r/Re））= 2.3 Gyr dex^{-1}的平均年龄梯度下，分别有58%、19%和23%的样本观察到年龄随半径增加、减少和最小变化。在59个星系中，有14个星系的外层轻重量年龄大于10 Gyr。我们发现，低质量和低浓度的星系具有年轻的轻重量年龄和较低的轻重量金属丰度。这种质量-金属丰度关系延伸到我们S 0星系的外部区域。我们的结果与S 0星系是通过螺旋星系盘的转变而形成的一致。确定构成老星系外围区域的结构成分是理解S 0星系形成历史的必要步骤。
2010-10-06 astro-ph.CO
The Stellar Masses of Disk Galaxies and the Calibration of Color-Mass to Light Ratio Relations
我们提出了新的斯皮策3.6微米的观测样本的盘星系跨越10个级别的光度和范围的气体分数从10%到90%以上。我们使用这些数据来测试人口合成计算恒星质量的处方。许多常用的模型不能提供自洽的恒星质量，因为从光学光度估计的恒星质量通常超过从近红外（NIR）光度估计的恒星质量。这个问题在有和没有TP-AGB星的模型中都存在，但在前者中更为严重。如果NIR质光比近似恒定，在3.6微米处的平均值接近0.5 Msun/Lsun，则可以实现自洽性。我们使用重子塔利-费舍尔关系校准的富气星系提供一个独立的估计的色质光比关系。这种方法还表明，典型的3.6微米的质量与光的比例是0.5（0.65在K波段）的旋转支持的星系。这些值与Kroupa IMF一致。
2014-02-19 astro-ph.CO
The Star Formation Histories of Red-Sequence Galaxies, Mass-to-Light Ratios and the Fundamental Plane
本文讨论的挑战，了解红序列星系的典型恒星形成的历史，使用linestrength指数和质光比作为补充约束其恒星年龄分布。我们构建简单的参数模型的恒星形成的历史，括号的一系列的情况下，并适合这些模型的线强度指数的低红移星系团红序列星系。对于巨大的星系，我们证实了缩小的趋势。然而，我们发现，当sigma < 70 km/s时，这种趋势是相反的。然后，我们比较预测的恒星质光比与来自基本面（FP）的动态质光比，或由SAURON组。对于sigma ~ 70 km/s的星系，具有年轻恒星“结霜”的模型和具有指数恒星形成历史的模型的恒星质光比分别比观测到的动态质光比大1.7和1.4倍，因此被拒绝。SSP模型与FP模型一致，并且需要适量的暗物质（20-30%）来解释恒星和动力学质光比之间的差异。一个恒星形成在中间年龄被“淬灭”的模型也与观测结果一致。我们发现，恒星星族的贡献的“倾斜”的FP是高度依赖于假设的恒星形成的历史：SSP模型，倾斜的FP主要是由恒星人口的影响。对于猝灭模型，三分之二的倾斜是由于恒星星族造成的，只有三分之一是由于暗物质或非同调造成的。
2009-06-17 astro-ph.CO
Deep Surface Brightness Profiles of Spiral Galaxies from SDSS Stripe82: Touching Stellar Halos
利用SDSS Stripe 82的数据，我们获得了7个从正面到中间倾斜的晚型螺旋的深径向表面亮度剖面，其亮度在r '波段的范围内一直到\sim 30 mag arcsec^-2。我们没有发现任何证据表明，光盘的光分布的急剧切断，但顺利延续到星系的恒星晕。恒星晕在\sim 28等角秒^-2处开始影响星系的表面亮度轮廓，径向距离为\sim 4-10内标度长度。我们发现，从恒星晕的光的贡献可能是负责以前的分类的表面亮度轮廓为III型晚型星系。为了估计恒星晕光对星系总光的贡献，我们对所有分量进行了相似拟合，进行了Bulge/Disk/Stellar Halo分解。晕光对星系总光的贡献从~ 1%到~ 5%不等，但在正在进行的合并中，晕光的比例可以高达~ 10%，与星系的光度无关。我们还探索了我们星系的恒星晕的积分（g '-r'）色。我们发现（g '-r'）颜色范围从~ 0.4到~ 1.2。通过用模型预测来面对这些颜色，我们遇到了用传统IMF将我们非常红的颜色拟合到恒星星族网格上的问题。非常红的晕颜色可以归因于由底重的IMF产生的低到中等金属丰度的非常低质量的恒星所占的恒星星族。
2012-04-13 astro-ph.CO
Stellar mass-to-light ratio gradients in galaxies: correlations with mass
我们分析了从斯隆数字巡天，跨越广泛的恒星质量和形态类型的本地星系的大样本中的恒星质光比（M/L）梯度。众所周知的M/L比和颜色之间的关系所建议的，我们表明，M/L梯度强烈相关的颜色梯度，我们跟踪年龄变化的影响。恒星的M/L梯度一般遵循以前发现的颜色和金属梯度的恒星质量和星系类型的变化模式。在晚型星系中，M/L梯度是负的，随着质量的增加而变陡。在早型星系中，M/L梯度较浅，但呈现双重趋势：它们随着质量的增加而减小，直到特征质量\M* \sim 10^10.3 M_sun，并在更大的质量上增加。我们比较我们的研究结果与其他分析，并讨论了一些影响星系形成和暗物质的估计。
2011-07-14 astro-ph.CO
The SL2S Galaxy-scale Gravitational Lens Sample. I. The alignment of mass and light in massive early-type galaxies at z=0.2-0.9
我们研究的质量和光的相对对齐在一个样本的16个大规模的早型星系在z=0.2-0.9，作为强引力透镜。该样本是从作为强透镜遗产调查（SL 2S）的一部分的加拿大-法国-夏威夷望远镜遗产调查的一部分获得的深多波段图像中确定的。更高分辨率的后续成像可用于10个系统的子集。我们构建引力透镜模型，并推断总封闭质量，伸长率和质量分布的位置角。通过与观察到的光分布进行比较，我们推断存在大量平均值为$<γ_{\rm ext}>= 0.12 \pm 0.05$的外部剪切，最有可能是由SL 2 S晶状体的环境引起的。在配套文件中，我们结合这些测量与后续凯克光谱研究的恒星和暗物质含量的早期型星系作为宇宙时间的函数的演变。
2012-11-29 astro-ph.CO
SLUG: A new way to Stochastically Light Up Galaxies
我们提出了SLUG，一个新的代码“Stochemical Light Up Galeries”。SLUG通过从初始质量函数（IMF）随机绘制恒星来填充星团，然后根据恒星模型和观测动机的星团分裂处方来跟踪它们的时间演化。对于恒星形成历史，金属丰度和IMF的选择，SLUG输出合成光度的集群和场星与随机恒星形成的适当治疗。SLUG生成真实的星团分布，展示了IMF有限采样和年龄随机分布所产生的属性范围。模拟的数据集提供了一个定量的手段，以解决开放的问题，在星系和星系团的恒星形成的研究，如国际货币基金组织的变化，所建议的系统性缺陷的H-α/紫外线比在外盘或矮星系的测试。SLUG将通过网站http://sites.google.com/site/runslug/公开提供。
2010-09-02 astro-ph.CO
A Tale of Two Timescales: Mixing, Mass Generation, and Phase Transitions in the Early Universe
光标量场，如轴子和弦模，在早期宇宙学中扮演重要角色。然而，许多因素可以显着影响其后期宇宙学丰度。例如，在这些领域的潜力是动态产生的情况下-如在宇宙质量产生相变-这些潜力充分发展所需的时间间隔的持续时间可能会产生重大影响。同样，在多标量的情况下，场之间的混合也可以产生一个有效的时间尺度，修改所得到的后期丰度。以前的研究集中在孤立的第一或第二时间尺度的影响。在本文中，相比之下，我们研究的新功能，这两个时间尺度之间的相互作用时，混合和随时间变化的相变一起引入。首先，我们发现这些时间尺度的影响不仅可以合谋改变系统的总晚期丰度-通常是许多数量级-而且可以改变其在不同领域的分布。其次，我们发现，这些影响可以产生大的参数共振，使能量密度的字段高度敏感的程度的混合，以及持续时间的时间间隔，其中相变展开。最后，我们发现，这些影响，甚至可以引起一个“再过阻尼”的现象，导致系统的总能量密度表现在新的方式，从那些表现出的纯暗物质或真空能量不同。因此，所有这些特征为早期宇宙现象学和宇宙学演化提供了新的可能性。他们还强调了在宇宙学环境中考虑与相变相关的时间依赖性的重要性。
2015-09-01 astro-ph.CO hep-ph hep-th
The V_c-sigma_0 relation in Low Surface Brightness galaxies: including the light concentration
发现星系的圆速度V_c与中心恒星速度色散σ_0之间有很强的相关性。在这方面，低表面亮度星系（LSB）与椭圆星系和高表面亮度星系（HSB）相比遵循不同的关系。V_c-σ_0的本征散射部分归因于光分布的不同集中度。在这项工作中，我们测量的C_28浓度参数为17 LSB的样本，发现C_28参数不占这类对象的$V_c - σ_0$中的不同行为。
2009-05-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Origin of Intergalactic Light in Compact Groups of Galaxies
我们研究了星系团中星系际光的起源。IGL被假设为紧凑群体内的互动和合并的副产品。比较我们的样本中的X射线点源人口的紧凑组，有星系际光与紧凑组没有IGL，我们发现边缘的证据，在超亮X射线源（ULXs）的小幅增加。也有一个显着的倾向于低光度高质量X射线双星（HMXRB）。我们解释这是一个迹象表明，集团与可见IGL代表一个较晚的进化阶段比其他紧凑的群体。它们的星系的特征是恒星物质从星系移到星系际介质后，恒星形成的淬灭（从较低的HMXRB光度推断出较低的恒星形成率（SFR）），这是IGL的来源。我们的结论是，ULXs的比例增加的存在是由于过去的互动和合并组内有IGL。
2021-08-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The faint light in groups and clusters of galaxies
在星系群和星系团中传播的漫射光是由不受任何星系束缚的自由漂浮的恒星组成的。这被称为团内光（ICL），并为理解这些大型结构的演化提供了重要线索。在过去的20年里，由于技术和数据处理的进步，对这种光的研究已经获得了牵引力，使我们能够达到前所未有的观测深度。这一进展导致了该领域的突破性成果，例如精确定位ICL的起源及其在星系团中绘制暗物质地图的潜力。我们现在进入了一个深入而广泛的调查时代，这些调查有望揭示以前从未见过的微弱宇宙，增加我们对ICL性质的理解，从而形成宇宙中最大的引力束缚结构。本综述的目的是总结ICL的最新成果，综合该领域的现有知识，并提供一个全球视角，可能有利于未来的ICL研究。
2022-03-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
History of Star Formation of Early Type Galaxies from Integrated Light: Clues from Stellar Ages and Abundances
我简要地回顾了最近从早期型星系的综合光研究的平均恒星年龄和丰度的测定中所学到的东西，并讨论了最近的数据所提出的一些新问题。光谱年龄的简短讨论，但这次审查的主要重点是对铁，镁，钙，氮，和C的丰度，从比较的综合光谱的星系与预测从恒星星族合成模型的测量。
2010-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Ultra-Light Dark Matter in Ultra-Faint Dwarf Galaxies
冷暗物质（CDM）模型很难与星系尺度的观测结果相匹配。张力可以通过戏剧性的重子反馈效应或通过修改CDM的粒子物理来减小。在这里，我们考虑一个超轻的标量场DM粒子表现出低于DM粒子质量依赖的金斯尺度的波动性质。对于DM质量的$m\sim10^{-22}{\rm eV}$，这种情况延迟了星系形成，并避免了暗物质晕中心的尖点。我们使用新的测量半轻质量超微弱矮星系天龙座II和三角座II估计DM粒子在这个模型中的质量。我们发现，如果恒星星族的核心内的密度分布，然后数据是在协议与波暗物质模型具有DM粒子与$m\sim 3.7-5.6\times 10^{-22}{\rm eV}$。这种极轻粒子的存在将有助于形成一个中央孤子核心，取代Navarro-Frenk-White轮廓的尖端，并使预测更接近矮星系核心中心密度的观测。
2016-05-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ultra-light dark matter in disk galaxies
分析论证和数值模拟表明，玻色超轻暗物质（ULDM）将在星系中心形成核心密度分布（“孤子”）。ULDM孤子提供了一个很有前途的方法来排除或检测ULDM通过寻找一个独特的功能，在中心区域的银河系旋转曲线。重子对引力势的贡献对这种分析构成了障碍，（i）在内星系中动态重要，（ii）在旋转支持的星系中高度非球形，导致非球形孤子。本文提出了一种在背景重子质量分布为稳态非球形的情况下求解基态孤子解的算法。我们量化的重子预测的ULDM孤子在银河系和低表面亮度星系从银河系数据库的影响。
2019-05-18 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
