Cold versus Warm Dark Matter simulations of a galaxy group
冷（CDM）和暖（WDM）的暗物质之间的差异，在一组星系的形成检查通过运行两个相同的模拟，在WDM的情况下，初始功率谱已被改变，模仿1 keV的暗物质粒子。CDM的初始条件被限制为在z = 0时再现正确的局部环境，在该环境中可能形成“本星系群”（LG）。两个模拟之间的两个显着的差异被发现。虽然在CDM的情况下，一组星系，类似于真正的LG形式，WDM运行未能再现一个可行的LG，而是形成一个弥漫的集团，这仍然是在z = 0扩展。这是令人惊讶的，因为由于在其功率谱中抑制了小尺度功率，WDM被天真地认为只会影响小晕的坍缩，而不一定会影响星系群尺度上的动力学。此外，晕心中重子的浓度在CDM中比在WDM中大，并且盘的性质不同。
2013-05-23 astro-ph.CO
Toy Models for Galaxy Formation versus Simulations
我们描述了简单有用的玩具模型的星系形成在其最活跃的阶段，在z > 1的关键过程，并测试的近似表达式对典型的行为在一套高分辨率的大规模星系在z = 4-1的水文宇宙学模拟。我们特别讨论了（a）基于EPS近似的从宇宙网到星系晕的总质量流入率，（b）重子流到内星系的渗透，（c）盘的大小，（d）在质量守恒和普遍的恒星形成定律下星系中隐含的稳态气体含量和恒星形成率（SFR）的演化，（e）利用能量守恒和自调节的Q ~ 1剧烈盘不稳定性导出的盘内向中心凸起和黑洞的流入速率;（f）盘和凸起的隐含定态。玩具模型为模拟星系的行为提供了有用的近似值。我们发现：（a）流入速率与质量和（1+z）^5/2成正比，（b）在z = 4-2时，对内晕的穿透率约为50%，（c）盘半径约为维里半径的5%，（d）星系达到稳定状态，SFR随吸积速率进入星系，（e）有强烈的气体流入通过盘，与SFR相当，遵循ESTA的预测，和（f）星系接近一个稳定的状态，与隆起的质量与盘质量相当，其中SFR的气体排出，流出和盘流入由新的吸积补充。考虑到与模拟的一致性，这些玩具模型对于以简单的术语理解复杂的现象和进行粗略的预测是有用的。
2013-05-14 astro-ph.CO
Triaxiality in galaxy clusters: Mass versus Potential reconstructions
解释星系团的三轴形状将在即将到来的宇宙学调查中变得重要。我们表明，相比气体密度分布，集群引力势可以更好地表征一个简单的3D模型，是更强大的波动。在气体密度分布的扰动可以有一个实质性的影响，推导出的热力学性质，而集群的潜力是顺利的，以及近似的球体模型。我们使用了一个大型宇宙流体动力学模拟的85个星系团的统计样本来研究星系团的形状作为半径的函数。特别是，我们检查的形状等密度和等势壳和分析它是如何影响的组件的选择（气体与潜在的），子结构去除（气体密度）和计算域的定义（内部与壳）。我们发现，气体等密度线的方向和轴比是退化的子结构的存在和不稳定的波动。我们观察到，作为派生的集群形状取决于用于去除子结构的方法，从例如X射线发射率分布提取的热力学性质遭受这种额外的，往往被低估的偏见。与此相反，形状重建的潜力是在很大程度上不受这些因素和收敛到简单的几何模型，为放松和动态活跃的集群。星系团的势可以用简单的几何模型来更好地表示，并且对动态活跃和松弛的星系团都用低水平的系统学来重建，这一观察表明，通过用它们的势而不是它们的质量来表征星系团，动态活跃和松弛的星系团可以在宇宙学研究中结合起来，改善统计和降低散射。
2022-02-02 astro-ph.CO
The decade of galaxy formation: pitfalls in the path ahead
在这十年之交，我们可以说从精确宇宙学的时代进入了星系形成的时代。解决这个问题的一种方法是通过构建全面的星系样本。在这篇评论中，我借此机会强调了一些挑战，必须克服之前，我们可以使用这些数据来构建一个强大的经验蓝图的星系演化。这里简要强调的问题是：哈勃音叉与星系成分，结构的层次，结构分解的准确性，星系测光，不完整性，宇宙方差，测光与光谱红移，波长偏差，尘埃衰减，与理论脱节。这些问题基本上构成了GAMA调查的主要动机之一，作为其目标之一，GAMA调查将建立一个完整的综合性kpc分辨率3D多波长（UV-Opt-IR-Radio）数据库，包含250 k个星系系统，z <0.5。
2010-01-22 astro-ph.CO
Precise Clustering and Density Evolution of redMaPPer Galaxy Clusters versus MXXL Simulation
我们构建了一个大的，红移完整的样本遥远的星系团相关的斯隆数字巡天（SDSS）数据发布12（DR 12）红移与集群识别的红序列匹配滤波器概率渗滤（redMapPER）算法。我们的光谱完整性是97%的~ 7,000团簇内redMapper选择限制，$z \leqslant$ 0.325，使我们的集群相关函数比以前的工作更精确，而不是由光度红移抑制。我们从观测到的丰度相对于千禧XXL（MXXL）模拟的质量函数，得到一个精确的幂律质量丰富度关系，调整到普朗克加权宇宙学。发现团簇的数密度在0.1 $< z <$ 0.3的范围内下降了20%，与MXXL预测的演化吻合得很好。我们预测的三维相关函数与丰度$λ$成比例，从$λ\simeq$ 25的$r_0=$ 14 h $^{-1}$ Mpc上升到$λ\simeq$ 60的$r_0=$ 22 h $^{-1}$ Mpc，当应用我们的质量-丰度关系时，梯度与MXXL匹配，而在$\left<z\right>=$ 0.24处观察到的相关函数的幅度在$\simeq$ 2.5 $σ$水平处超过MXXL预测20%。这种紧张不能归咎于虚假的，随机定位的集群，因为这将降低相关幅度。对于前普朗克值$σ_8=$ 0.9，$Ω_m=$ 0.25和h = 0.73，相关函数和丰度之间的完全一致性是可以实现的，与哈勃常数的改进距离阶梯估计相匹配。
2017-06-06 astro-ph.CO
The same with less: The cosmic web of warm versus cold dark matter dwarf galaxies
我们利用暖暗物质（WDM）和冷暗物质（CDM）的宇宙学模拟来探索宇宙网中低质量暗物质晕分布的基本性质。使用自丰度匹配的模拟星系目录，我们表明，在WDM宇宙中的矮星系的分布，其中低质量的晕形成严重抑制，是几乎无法区分的CDM宇宙的低质量的晕是看不到的，因为星系形成抑制低于一些阈值晕质量。然而，如果矮星系光度和晕属性之间的散射足够大，低质量的CDM晕有时会拥有相对明亮的星系，从而偶尔会有孤立的星系填充CDM空洞，并减少完全空的空洞的数量。否则，如果没有高质量的光散射，我们考虑的所有模拟星系聚类统计数据--自动关联函数、卫星的数量和径向轮廓、孤立星系的数量以及小空洞的PDF--在CDM和WDM中几乎是相同的。当从丰度匹配的晕目录构造时，WDM空洞既不大于CDM空洞，也不空。因此，这是一个挑战，以确定是否CDM问题的小晕相对于观测到的矮星系的数量密度过剩有一个宇宙学的解决方案或天体物理学的解决方案。然而，在未来的局部体积调查中，可能会在星系的宇宙网络中发现一些关于暗物质粒子以及矮星系和它们的暗物质晕宿主之间的分散性的线索。
2015-07-15 astro-ph.CO
The Pan-STARRS1 Medium-Deep Survey: The role of galaxy group environment in the star formation rate versus stellar mass relation and quiescent fraction out to $z \sim 0.8$
利用Pan-STARRS 1中深巡天的场星系和群星系的大样本，给出了不同环境下比恒星形成率（SSFR）与恒星质量（M*）的关系，以及静止分数与M* 的关系。我们确认，在固定的恒星质量下，静止星系的比例强烈依赖于环境，但恒星形成序列的振幅和斜率在场和组之间是相似的：换句话说，在一个实施例中，在恒星质量固定的情况下，SSFR与密度的关系主要是由恒星的变化驱动的，不同环境之间的形成和静止分数，而不是恒星形成人口的恒星形成率的全球抑制。然而，当我们限制我们的样本的集群规模的环境（$M>10^{14}M_{solar}$），我们发现一个全球性的减少在SSFR的恒星形成序列的$17\%$在4 $σ$的信心，而不是它的领域。去除恒星质量的依赖性的静止分数场星系中看到的，由于环境淬火在集团和集群的静止分数过剩被发现增加与恒星质量。我们认为，这些结果是有利于星系合并是主要的环境淬火机制在星系群中运作，而扼杀是能够再现观察到的趋势，在环境淬火效率和恒星质量关系中看到的集群。我们的研究结果还表明，质量淬火和环境淬火之间的相对重要性取决于恒星质量-质量淬火中起着主导作用，在产生更多的大质量星系的静止星系，而质量较小的星系淬火主要是通过环境效应，与过渡质量周围$1-2\times10^{10}M_{solar}$在集团/集群环境。（节略）
2013-12-17 astro-ph.CO
Galaxy interactions in filaments and sheets: effects of the large-scale structures versus the local density
已知主要的相互作用会触发星系中的恒星形成并改变它们的颜色。我们利用SDSS数据研究了丝状体和片状体中的主要相互作用，以了解大尺度环境对星系相互作用的影响。我们使用局部维度识别细丝和薄片中的星系，并找到位于这些环境中的主要对。恒星的形成率和颜色的相互作用的星系作为一个功能的对分离分别分析在丝和片。对覆盖不同幅度范围的三个体积有限的样品重复分析。主要对居住在灯丝显示出显着更高的恒星形成率（SFR）和蓝色比那些居住在片上的预测对分离的$\sim 50$千秒差距。我们观察到一个完全逆转的这种行为的SFR和颜色的星系对有一个投影分离大于50千秒差距。一些早期的研究报告说，星系对与暗条轴对齐。这种排列内部的细丝表明各向异性吸积，可能会导致这些差异。我们在较亮的星系样本中没有观察到这些趋势。来自较亮星系样本的成对的细丝和薄片追踪了这些环境中相对密集的区域。在较亮的样品中没有这些趋势可以解释为局部密度对大尺度环境影响的主导作用。
2022-12-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Massive Galaxies in COSMOS: Evolution of Black hole versus bulge mass but not versus total stellar mass over the last 9 Gyrs?
我们将COSMOS巡天中第1类活动星系核的黑洞质量与恒星总质量之比限制在1<z<2。对于平均红移z~1.4的10个活动星系核，利用HST/ACS和HST/NICMOS的成像数据，我们能够根据限制质光比的主星系的紫外-光学颜色的重构框架，计算出恒星的总质量M_（*，total）。所有天体都有可从COSMOS Magellan/IMACS和zCOSMOS巡天获得的维里BH质量估计。我们发现在z~1.4处的M_BH-M_（*，total）-关系与局域宇宙中的M_BH-M_（*，bulge）-关系之间没有差别。我们的解释是：（a）如果我们的对象是纯凸支配的，那么M_BH-M_（*，bulge）-关系自z~1.4以来没有演化。然而，（b）由于我们有证据表明存在大量的盘成分，大质量星系（logM_（*，total）=11.1+-0.25或logM_BH~8.3+-0.2）的膨胀在过去的9个Gyr中主要是通过盘-到膨胀质量的再分配而增长的。由于所有必要的恒星质量都存在于z=1.4的星系中，因此不需要恒星形成或外部恒星物质的增加，只需要重新分配，例如由次要和主要合并或通过盘不稳定性引起的。合并，除了重新分配星系的质量，将增加BH和恒星/球质量，但不改变总的最终M_BH/M_（*，球）比。由于整个宇宙恒星和BH质量的积累随着时间的推移相互紧密跟踪，我们的大质量星系中的膨胀形成的情况是独立于任何强烈的…
2009-11-18 astro-ph.CO
Redshift evolution of stellar mass versus gas fraction relation in 0<z<2 regime: observational constraint for galaxy formation models
结合CO文献数据，研究了星系分子气体质量分数（f_mol=M_mol/（M_star+M_mol），其中M_mol为分子气体质量，M_star为恒星质量）在0<z<2红移范围内随恒星质量的变化.我们观察到的fmol演化的恒星质量的依赖性，大质量的星系在很大程度上耗尽了它们的分子气体在z=1，而fmol值的质量较小的星系急剧下降，从z=1。我们比较了观测到的M_star-f_mol关系与宇宙学流体动力学模拟和半解析模型对星系形成的理论预测。虽然理论研究近似地再现了观测到的fmol演化的质量依赖性，但与观测值相比，它们往往低估了fmol值，特别是质量较小（<10^10 Msun）和质量较大（>10^11 Msun）的星系。我们的结果表明，重要的反馈模型，抑制恒星的形成，同时保留分子气体，以重现所观察到的M_star-f_mol关系。
2015-09-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
A physical model for the 0 < z < 8 redshift evolution of the galaxy UV luminosity and stellar mass functions
我们提出了一个模型来理解的红移演化的紫外光度和恒星质量函数的莱曼Break星系。我们的方法是基于这样一个假设，即星系的光度和恒星质量与其暗物质晕组装和气体坍缩率有关。具体来说，星系经历了恒星形成的爆发在晕组装时间，其次是一个恒定的恒星形成率，代表一个长期的恒星形成活动的稳定的气体吸积。稳定的气体吸积形成的恒星是在所有红移的星系紫外光度的主要贡献。通过丰度匹配在$z=4$上建立星系光度与晕质量的关系，对模型进行了校准。经过光度校准后，模型自然地拟合了$z=4$恒星质量函数，并正确地预测了光度和恒星质量函数从$z=0$到$z=8$的演化。虽然恒星形成效率和反馈的细节隐藏在我们校准的光度与晕质量的关系中，但我们的研究强调，宇宙时间内星系演化的主要驱动力是暗物质晕的积累，而不需要调用红移依赖的气体转化为恒星的效率。
2013-05-02 astro-ph.CO
Global environmental effects versus galaxy interactions
我们探讨了从SDSS-DR 4中选择的近距离星系对和合并系统在不同环境中的性质，旨在评估相互作用对全球环境过程的相对重要性。为了这个目的，我们进行了比较研究的星系，没有密切的同伴作为本地密度和主机晕质量的函数，仔细删除可能的偏见的来源。我们发现，在低和高的局域密度环境中，颜色和形态的密切星系对是非常相似的孤立星系。在中等密度下，我们发现了显著的差异，这表明近距离的星系对可能比孤立的星系更快地过渡到红色序列。颜色和形态之间的相关性表明，负责颜色变换的物理机制也在改变星系的形态。无论暗物质晕质量，我们表明，在紧密的对和控制样本的红星系的百分比是可比的低和高的局部密度环境。然而，在中等局部密度下，密偶星系和控制星系之间的红色部分的差距从低质量晕的~10%增加到最大质量晕的~50%。我们的研究结果表明，在中等密度的环境中，星系在进入更高的局部密度区域之前，通过近距离接触和合并进行了有效的预处理。（阿布里奇）
2009-04-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The mass-metallicity relation in galaxy clusters: the relative importance of cluster membership versus local environment
使用一个大的（14,857），均匀选择的样本中确定的斯隆数字巡天数据发布4（SDSS DR 4）的星系团星系，我们调查的影响，星系团成员和本地密度的恒星质量气相金属丰度关系（MZR）。我们表明，恒星金属丰度不适合这项工作，相对不敏感的MZR的微妙变化。在我们的样本中，可以获得1318个星系团的准确星云丰度，我们表明，这些星系是从星系团，是完全representative的母样本的质量，大小，速度色散和丰富。通过比较的MZR的星系团星系与样本控制的星系匹配的质量，红移，纤维覆盖分数和静止框架的g-r色星系团星系被发现，平均而言，更高的金属丰度高达0.04德克斯。这个偏移量的大小并不强烈依赖于星系的半光半径或星系团的性质，如速度色散或星系团的质量。局部密度对MZR的影响进行了研究，使用近邻和二维和三维密度估计的存在。对于所有这三个指标，它被发现，在本地丰富的环境中的星系团星系有更高的中值金属丰度高达~ 0.05德克斯比那些在本地贫穷的环境（或没有近邻）。在局部高密度的控制（非星系团）星系表现出类似的金属增强。总的来说，这些结果表明，星系团中的星系，平均而言，略高于场的金属丰富，但这种效果是由局部密度过大，而不仅仅是集群成员。
2009-03-26 astro-ph.CO
Stellar mass versus stellar velocity dispersion: which is better for linking galaxies to their dark matter halos?
最近有人提出，与恒星质量（M*）相比，星系的中心恒星速度色散（sigma*）可能是其宿主暗物质晕质量的更好指标。在这里，我们测试这一假设，估计的暗物质晕质量的中央altagins组作为M* 和sigma* 的函数。为此，我们估算了给定M* 和sigma* 的中心星系与参考星系样本之间的红移-空间交叉关联函数（CCF），由此我们确定了投影CCF，w_p（r_p）和中心周围卫星星系的速度色散剖面（VDP）。然后从维里半径内的平均速度分散获得晕质量。在固定的M*，我们发现晕质量和σ * 之间的相关性非常弱或没有相关性。相反，即使当σ * 被限制在窄范围时，也可以清楚地看到强质量依赖性。因此，我们的结果坚定地表明，中央星系的恒星质量仍然是一个很好的（如果不是最好的）暗物质晕质量的指标，比恒星速度色散。Wake等人（2012）最近发现，星系成团对sigma* 固定M* 的依赖性可能归因于卫星星系，对于卫星星系，发生在晕内的潮汐剥离对恒星质量的影响比对中心恒星速度色散的影响更大。
2012-11-21 astro-ph.CO
Modelling galaxy clustering: halo occupation distribution versus subhalo matching
利用晕占据分布（HOD）模型和次晕丰度匹配（SHAM）模型及其扩展，对Sloan数字巡天（SDSS）DR 7主星系样本进行了光度依赖的投影和红移空间两点关联函数（2 PCF）的模拟。所有的模型都建立在相同的高分辨率$N$ -身体模拟。我们发现，HOD模型一般提供了最好的性能，在投影和红移空间中再现的聚类测量。对于中心星系和卫星星系（或不同的晕和亚晕）具有相同晕-星系关系的SHAM模型，当包括散射体时，在$2$ -- $3$周围具有最佳拟合的$χ^2/\rm{dof}$。因此，我们扩展SHAM模型的subhalo集群和丰度匹配（SCAM），允许中央和卫星星系有不同的星系晕的关系。我们推断相应的晕/subhalo参数，通过联合拟合星系2 PCF和丰度，并考虑subhaloes选择基于三个属性，在吸积时的质量$M_{\rm acc}$，在吸积时的最大圆速度$V_{\rm acc}$，和峰值最大圆速度$V_{\rm peak}$在subhaloes的历史。这三种次晕模型对于明亮的星系样本（光度高于$L_*$）都适用。对于低光度样品，$V_{\rm acc}$模型在再现数据方面表现突出，$V_{\rm peak}$模型稍差，而$M_{\rm acc}$模型无法拟合数据。我们讨论了建模结果的影响。
2016-04-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy clusters and structure formation in quintessence versus phantom dark energy universe
利用线性常值状态方程研究了存在暗能量的牛顿极限下的自引力气体。熵极值化与等温玻尔兹曼分布相关联的有效密度包括"暗能量粒子"，它们分别在满足线性状态方程的精华或幻影暗能量的情况下加强或削弱相互引力。研究了微正则（固定能量）和正则（固定温度）系综的稳定性。与先前研究的宇宙学常数情况相比，在本工作中发现，在引力坍缩下，quintessence增加，而幻影暗能量减少不稳定域。因此，结构更容易形成在一个精华，而不是在一个幽灵占主导地位的宇宙。假设星系团是球形的，近等温的，在流体静力平衡，我们发现，暗能量与一个线性和常数的状态方程，固定的半径，质量和温度，陡峭的总密度分布。在宇宙学常数的情况下，这种效应导致密度对比度增加1.5%，即星团中心与边缘的密度比。我们还提出了一种方法来约束幻影暗能量。
2014-04-13 astro-ph.CO gr-qc
Neutral versus ionized gas kinematics at z~2.6: The AGN-host starburst galaxy PKS 0529-549
我们提出了一个多波长的研究活动星系核宿主星暴星系PKS 0529-549在z~2.6。我们使用（1）新的ALMA观测的尘埃连续和[CI] 370 μ m线，跟踪分子气体，（2）SINFONI光谱的[OIII] 5007 Ang线，跟踪电离气体，和（3）ATCA无线电连续图像，跟踪同步辐射。[CI]和[OIII]都显示出规则的速度梯度，但它们的系统速度和位置角分别相差约300 km/s和约30度。[CI]与旋转圆盘一致，与尘埃和恒星连续体对齐，而[OIII]可能追踪流出，与两个活动星系核驱动的射电瓣对齐。我们使用3D圆盘模型对[CI]立方体进行建模，该模型给出最佳拟合旋转速度V~310 km/s和速度分散σ <30 km/s。因此，[CI]盘的V/sigma>10，并且不是特别动荡，类似于本地星系盘。在误差范围内，动力学质量（~10^11 Msun）与重子质量相当。这表明重子主导了内星系的动力学，类似于z=0的大质量星系。值得注意的是，PKS 0529-549依赖于局域重子Tully-Fisher关系，表明至少有一些大质量星系已经就位，并且在z~2.6处运动学松弛。这项工作突出了[CI]线在高z跟踪星系动力学的潜力，以及多波长数据解释气体运动学的重要性。
2018-07-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modelling Galaxy and AGN Evolution in the IR: Black Hole Accretion versus Star-Formation Activity
提出了一个新的星系和活动星系核的红外向后演化模型。这个模型的新特点是通过对大样本红外选定源的光谱能量分布（SED）的详细分析，分别研究了不同红外种群（即螺旋星系、星暴星系、低光度活动星系核、“未被遮蔽”的1型活动星系核和“被遮蔽”的2型活动星系核）的演化特性。演化参数已被约束的手段，所有可用的观测量从调查中的中红外和远红外（源计数，红移和光度分布，光度函数）。通过将代表三类活动星系核的SED分解为三个不同的分量，（一个恒星成分在光学/近红外波段发射大部分能量，一个活动星系核成分由于中央黑洞加热的热尘埃在中红外波段达到峰值，和一个支配远红外光谱的星爆成分）我们已经把活动星系核对单色光和总红外线光度的贡献从我们的模型中考虑的不同星群中分离出来，形成活动。然后，我们得到了总的红外光度密度（和恒星形成密度- SFD -产生的红外星系）的估计和有史以来第一次估计的黑洞质量吸积密度（BHAR）从IR。推导的BHAR的演化与估计从X射线，虽然我们从IR得到的BHAR值略高于X射线的。最后，我们有模拟源计数，红移分布和SFD和BHAR，我们希望得到与未来的宇宙学调查中/远红外，将与JWST-MIRI和SPICA-SAFARI。
2011-05-10 astro-ph.CO
Feeding Versus Feedback in AGNs from Near-Infrared IFU Observations: The Case of Mrk79
本文利用NIFS（Gemini仪器）在~ 100 pc空间分辨率和~ 40 km/s速度分辨率下获得的二维近红外J-和KI-波段光谱，绘制了Seyfert 1星系Mrk 79的气体运动学和从680 pc半径内开始的发射线通量分布和比值。氢分子通量分布呈现出两个延伸约700 pc的旋臂，一个在原子核的北面，另一个在原子核的南面，其中一个激发表明来自中心源的X射线加热。低速色散（sigma~ 50 km/s）和旋转模式支持H2气体在星系盘中的位置。沿着星系远端的旋臂观察到的蓝移和近端旋臂的红移表明，旋臂是H2向内部200 pc输送的通道。根据H2 l2.1218um发射线剖面的通道图，我们估计质量流入速率为~ 4 E-3M_Sun/年，这比Mrk 79活动星系核所需的质量吸积速率小一个数量级.电离气体的发射（由Pabeta和[FeII]l1.2570um发射线追踪）与射电喷流和窄带[OIII]通量分布相关。它的运动学显示旋转和流出到核的北部和南部。在距离星系核约455 pc的半径约320 pc的截面上，电离气体质量流出速率为3.5MSun/年，远大于活动星系核的质量吸积速率，表明大部分流出气体来自星系核周围的星际介质，这些星际介质被核喷流推开。
2013-01-07 astro-ph.CO
Structures in galaxies: nature versus nurture. Input from theory and simulations
星系，特别是盘星系，包含许多结构和子结构，具有明确的形态学，光度学和运动学特性。相当多的理论努力已经投入到解释其形成和演变，无论是分析和数值模拟。在一些理论中，结构是在星系的自然演化过程中形成的，也就是说，它们是自然的结果。对于其他人来说，它是与其他星系的相互作用，或者与星系际介质-即养育-解释了一个结构。无论如何，这些结构的存在和性质揭示了关于星系潜在潜力的重要信息，即关于物质的数量和分布-包括暗物质-以及星系的演化历史。在这里，我将简要地回顾各种形成方案和各自的作用，性质和培育的形成，演变和性质的主要结构和亚结构。
2009-10-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Feeding versus Feedback in NGC4151 probed with Gemini NIFS. II. Kinematics
我们利用Gemini NIFS在Z、J、H和K波段上对Seyfert星系NGC 4151内部200 × 500 pc的气体运动学进行了成像，分辨率为5000，空间分辨率为8 pc。电离气体发射沿着已知的电离双锥在位置角PA=60- 240度处延伸最多，但也沿着其赤道平面观察到。这表明活动星系核电离了双锥边界以外的气体，在以核为中心的半径为1arcsec的范围内。电离气体有三个运动学分量：（1）一个是以系统速度观测到的，被解释为起源于星系盘;（2）一个是沿着双锥流出的，视线速度在-600 ~600 km/s之间，最强的发射在+/-（100-300）km/s;（3）另一个是由于射电喷流与周围气体的相互作用。质量流出率，估计为1兆太阳/年沿每个锥，超过了推断的黑洞吸积率的100倍。在我们的数据中没有证据表明[OIII]排放气体的先前建模提出的逐渐加速然后逐渐减速。分子气体相对于电离气体具有不同的运动学。它的发射出现在近似垂直于双锥轴的延伸区域，并沿着星系的恒星棒轴，避免了最里面的电离区域。它没有显示出流出的成分，只在非常接近系统速度的情况下被观察到，因此与星系平面中的起源一致。这种热分子气体可能只是代表活动星系核馈送的更大的冷气体库的示踪剂。
2009-11-11 astro-ph.CO
Hot versus Cold: the Dichotomy in Spherical Accretion of Cooling Flows onto Supermassive Black Holes in Elliptical Galaxies, Galaxy Groups and Clusters
在椭圆星系、星系群和星系团中，来自活动星系核的反馈加热通常被用来抑制热气体中的冷却流。以前的研究主要集中在活动星系核反馈是否以及如何加热气体，但很少关注其触发机制。使用球对称模拟，我们研究如何大规模的冷却流吸积的中央超大质量黑洞（SMBHs）在8个观测良好的系统，并发现一个有趣的二分法。在大质量星系团中，气体在大约1亿-3亿年的冷却时间内发生中心冷却灾难，导致冷模吸积到SMBH上。然而，在我们的四个模拟系统的集团和星系尺度上在低金属丰度Z=0.3 Z_{sun}，气体迅速解决到一个长期的状态，具有一个尖形的中心温度分布延伸到几十到约100 pc。在更真实的太阳金属丰度下，两个集团（R_{e} ~ 4 kpc）仍然存在长期热模吸积。这两种吸积模式自然出现在我们的理想化计算中，其中只考虑冷却，气体流入和压缩加热。长期的热模吸积是由这些过程的时间尺度之间的快速建立的接近性维持的，最好是在低气体密度，低气体金属丰度的系统中，重要的是，紧凑的中心星系，这导致在中间半径处的强引力加速度和压缩加热。我们的计算预测，中央尖点温度分布更经常出现在较小的系统比星系团，而不是往往主机显着的冷气体和恒星的形成。
2013-11-16 astro-ph.CO astro-ph.HE
X-ray versus infrared selection of distant galaxy clusters: A case study using the XMM-LSS and SpARCS cluster samples
我们提出了一个比较的两个样本的z> 0.8星系团选择使用不同的波长依赖的技术，并检查它们之间的物理差异。我们考虑18个集群从X射线选择XMM-LSS远距离集群调查和92个集群从光学MIR选择SpARCS集群调查。这两个样本都是从相同的大约9平方度的天空区域中选择的，我们使用共同的XMM-牛顿，斯皮策-SWIRE和CFHT传统调查数据来检查它们。采用X射线和MIR发射的孔径测量对来自每个样品的簇进行比较。我们将SpARCS远距离星团样本分为三个子样本：a）X射线亮，b）X射线暗，MIR亮，c）X射线暗，MIR暗星团。我们确定，X射线和MIR选择集群显示非常相似的星系MIR光的表面亮度分布。此外，星系红色序列的平均位置和幅度，从堆叠的颜色直方图测量是非常相似的X射线和中红外选择的样本。子样本的X射线暗淡，MIR明亮的集群显示的BCG重心位置偏移的分布，扩展到更高的值比所有其他样本。这一观察结果表明，这样的集群可能存在于一个更受干扰的状态相比，大多数遥远的集群人口采样的XMM-LSS和SpARCS。这一结论得到了叠加X射线图像的支持，X射线暗淡，MIR明亮的集群子样本显示弱，集中的X射线发射，符合人口增长集群吸积从一个扩展的信封的材料。
2018-04-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gamma-ray emission from galaxy cluster outskirts versus radio relics
星系团外围设备提供了关于ICM/IGM连接性质的重要信息。在本文中，我们考虑潜在的未来观测在伽玛射线域在集群边缘涉及无线电遗迹现象。我们专注于γ辐射的光谱特征，应该是显而易见的费米-LAT的能量范围内，即$\gtrsim 10^{-1}$ GeV和CTA的能量范围$\sim$ $ 10^{2}$ GeV。光谱特征是由IC和$ π^{0} $在星团边缘衰变产生的可比较的伽马射线通量产生的，其光谱位置是磁场和质子和电子加速的相对效率的函数。我们的目的是提请注意的伽玛射线结构的磁场值的依赖性。作为例子，我们分析了两类非热漫射射电辐射：A2256的射电遗迹和后发座星系团的射电晕。我们认为，在这两种情况下，预期的空间相关的伽马射线谱应该有一个特征结构，取决于当地的磁场的强度。在这两个星系团中，我们计算了伽马辐射的组合通量，从所使用的观测值的实际观测值。所揭示的光谱对磁场的依赖性将使我们能够将未来的光谱观测，特别是伽马射线特征的位置，与星系团及其连接细丝之间边界区域的磁场值联系起来，这可能会限制估计的粒子加速在星系团边缘的相对效率。
2016-10-07 astro-ph.CO astro-ph.HE
Discovery of 90 Type Ia supernovae among 700,000 Sloan spectra: the Type-Ia supernova rate versus galaxy mass and star-formation rate at redshift ~0.1
利用一种在星系光谱中发现和分类超新星（SNe）的方法，我们在斯隆数字巡天数据发布7中的~ 70万个星系光谱中发现了90个Ia型超新星（SNe Ia）和10个II型超新星，这些光谱具有VESPA衍生的恒星形成历史（SFHS）。我们使用超新星Ia样本来测量每单位恒星质量的超新星Ia速率。我们证实，在样本的中位红移z = 0.1时，每单位质量的超新星Ia速率与星系质量成反比，这是Li et al.（2011 b）先前对局部样本的报道。我们进一步证实，继K <$ler等人（2011）之后，这种关系可以通过星系“缩小”和幂律延迟时间分布（DTD;假设的恒星形成爆发和随后的超新星Ia爆炸之间的时间分布）的组合来解释，其指数为-1，这是双简并祖先场景所固有的。我们使用Maoz等人（2011）的方法，通过比较样本中每个星系所拥有的超新星Ia的数量与VESPA导出的光谱孔径内恒星星族的SFH来恢复DTD。在这个星系样本中，主要是古老的大质量星系，我们恢复了一个“延迟”分量，其DTD为4.5 +/- 0.6（统计）+0.3 -0.5（系统）× 10^-14 SNe Msun^-1 yr^-1，延迟范围> 2.4 Gyr。质量标准化的超新星Ia速率，在我们星系样本中所有质量和红移的平均值，是R（Ia，M，z=0.1）= 0.10 +/- 0.01（统计学）+/- 0.01（系统）SNuM，体积速率为R（…
2012-12-28 astro-ph.CO astro-ph.HE
Halo Properties from Observable Measures of Environment: II. Central versus Satellite Classification
本文提出基于神经网络的方法，利用星系与25个最近邻的投影距离、红移间隔和相对恒星质量，以超过90%准确率区分中央与卫星星系，并推断相互作用历史及轨道状态。
2025-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The UV-to-FIR environments of nearby Type Ia supernovae with the DustPedia Galaxy Catalogue -- I. Local versus global host properties
Institute of Astronomy and Kavli Institute for Cosmology, University of Cambridge（剑桥大学天体物理研究所与卡弗里宇宙学研究所）
本研究利用DustPedia星系目录和CIGALE SED拟合，比较90颗邻近Ia型超新星的局部与宿主星系整体环境，发现局部尘埃消光等性质显著不同，表明基于整体性质的标准化可能掩盖关键差异。
2026-09-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
FIRE-2 Simulations: Physics versus Numerics in Galaxy Formation
真实环境中的反馈（FIRE）项目探索宇宙学星系形成模拟中的反馈。为了保持一致性，以前的FIRE模拟使用了相同的源代码（FIRE-1）。出于更精确的数值的发展-包括流体动力学求解器，引力软化，超新星耦合算法-和探索新的物理（如磁场），我们介绍了消防-2，更新的数值实现消防物理的GIZMO代码。我们运行了一套模拟并与FIRE-1进行了比较：总体而言，FIRE-2的改进不会定性地改变星系尺度的性质。我们追求一个广泛的研究数字与物理。恒星形成算法的细节，冷却物理学和化学的影响很弱，只要我们包括金属线冷却和恒星形成发生在高于平均密度。我们提出了新的高分辨率星系模拟的分辨率标准。大多数星系尺度的性质对我们测试的数值是鲁棒的，只要：（1）Toomre质量被解析;（2）反馈耦合确保守恒;（3）单个超新星是时间解析的。恒星质量和轮廓是最强大的分辨率，其次是金属丰度和形态，其次是风和环银河系介质（CGM）的属性。大质量（L*）星系的中心（~kpc）质量浓度对数值敏感（通过热晕中风的捕获/再循环）。多重反馈机制起着关键作用：超新星调节恒星质量/恒星风;恒星质量损失促进后期恒星形成;辐射反馈抑制矮星吸积和盘中瞬时恒星形成。我们提供了所有的初始条件和数值算法。
2018-11-11 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Characterizing turbulence in galaxy clusters: Defining turbulent energies and assessing multi-scale versus fixed-scale filters
Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦阿斯特罗物理研究所）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）
本文通过多尺度与固定尺度滤波器研究恒星团中湍流能量，发现合并过程中的湍流压力分数较低，表明除非近期发生重大合并，否则湍流水平较低。
2026-10-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
A comparative study of MOND and MOG theories versus the$κ$-model: An application to galaxy clusters
本文对比了MOND、MOG理论与新提出的$κ$-model在星系团中的应用，指出$κ$-model作为MOND衍生理论，能在不引入高度不确定暗物质物理的情况下有效减少暗物质需求。
2024-03-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Comparing Dark Energy Survey and HST-CLASH observations of the galaxy cluster RXC J2248.7-4431: implications for stellar mass versus dark matter
本文推导了在科学验证期间用暗能量巡天（DES）观测到的星系团RXC J2248.7-4431中恒星的质量分数。我们比较恒星质量的结果DES（5个过滤器）与哈勃太空望远镜星团透镜和超新星调查（CLASH; 17个过滤器）。当集群光谱红移的假设，我们表明，恒星质量从DES可以估计在25%的CLASH值。我们计算了红星系和蓝星系对恒星质量的贡献，并利用DES和CLASH的弱透镜效应研究了恒星质量与暗物质的关系。对DES总质量和恒星质量径向分布的分析得出，在半径r_200c~2 Mpc范围内，恒星质量占总质量的比例为f*=（6.8+-1.7 x10 ^-3）。我们的分析还包括两个数据集的光度红移和恒星/星系分离效率的比较。我们的结论是，空间为基础的小视场成像可以用来校准星系的DES更广泛的视野属性。推导出的星系团中恒星质量分数的技术可以应用于本次巡天观测到的~100 000个星系团，并产生有关星系演化的重要信息。
2016-09-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the evolution of the intrinsic scatter in black hole versus galaxy mass relations
我们目前的内在散射的黑洞质量考虑不同的实现模式，其中黑洞只通过合并增长的演变结果。我们展示了合并驱动的增长如何影响黑洞质量和主机隆起质量之间的相关性。简单的情况下，最初的对数正态分布的散射在黑洞和隆起的质量结合随机合并的星系人口内的结果在一个减少的散射合并的代/数量的中心极限定理的预测。一般来说，我们发现，对于平均合并数m < 50的范围，离散度σ的减小可以很好地近似为σmerg（m）= σini \times（m + 1）^（-a/2），其中a = 0.42。对于大的平均合并数（m > 100），我们发现收敛到a = 0.61。这对于各种不同的初始分布、再填充方案或合并质量比都是有效的。基于（100 Mpc）^[3]暗物质Lambda CDM模拟的晕并合树的增长情景显示了类似的行为，散射减少a = 0.30，典型的并合数m < 50，与随机合并一致（最佳匹配模型：a = 0.34）。假设现今黑洞质量的分散度为0.3 dex，并且合并的平均数不超过m = 50，我们的结果意味着z = 3时的分散度为0.6 dex，因此可能出现这样的情况，即质量过大（和质量不足）的黑洞在高红移时是黑洞质量的较大内在分散的结果。一个简单的玩具模型，通过合并将黑洞的增长与λ CDM暗物质晕的增长联系起来，忽略吸积的任何贡献，如果我们假设正确的初始关系，则在z = 0时产生一致的M \cdot -MBul…
2010-05-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the Clustering of Compact Galaxy Pairs in Dark Matter Haloes
我们用晕占据分布（HOD）模型分析了光度选择星系对的聚类。我们测量了三个体积有限的样本中星系和星系对的角两点自关联函数$ω(θ)$，并建立了一个HOD模型来模拟它们的聚类。我们的结果成功地拟合这些HOD模型，我们看到分离的“1-halo”和“2-halo”的集群条款的单个星系和星系对。我们的聚类测量和HOD模型拟合的单星系样本与以前的结果是一致的。我们发现星系对通常比单个星系有更大的聚类幅度，并且在HOD拟合过程中计算的量，例如，星系对的有效晕质量$M_{eff}$和线性偏差$b_{g}$也较大。我们发现星系对的中心分数明显高于单个星系，这证实了星系对是在更大质量的暗物质晕中心形成的。我们还模拟了星系对关联函数对红移、星系类型和光度的聚类依赖性。我们发现早早对（明亮的星系对）集群更强烈的晚对（昏暗的星系对），和集群不依赖于两个星系之间的光度对比的紧凑组。
2014-07-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The rise and fall of stellar discs across the peak of cosmic star formation history: mergers versus smooth accretion
从一个国家的最先进的宇宙流体动力学模拟，地平线-AGN星系合并树，我们进行了统计研究如何合并和平滑吸积驱动星系的形态特性以上$z > 1$。更具体地说，我们研究恒星的密度，有效半径和形状参数来自惯性张量取决于合并不同的质量比。我们发现了强有力的证据表明，在宇宙时间内，平滑的吸积往往会使小星系变平，从而形成盘。另一方面，合并，而不仅仅是主要的合并，表现出膨胀和破坏恒星盘的倾向，证实了椭圆星系的起源。我们还发现，椭圆星系更容易通过合并比盘星系的尺寸质量演化$r \prop M^{1.2}$而不是$r \prop M^{-0.5} - M^{0.5}$取决于合并质量比的大小增长。气体含量驱动的大小质量的演变，由于合并与气体贫星系$r \prop M^2$比气体丰富的星系$r \prop M$更快的大小增长。
2015-02-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Importance of Mock Observations in Validating Galaxy Properties for Cosmological Simulations
星系光度函数和星系恒星质量函数是检验星系形成模型的基本统计量。基于宇宙学模拟的理论预测可能会偏离观测结果，特别是在明亮和暗淡的一端。在这种情况下，不匹配可能来自缺失的物理，过度简化或不准确的模型配方，或从模拟中提取基本天体物理量的方法不合适。后者是在将模拟与观测进行比较时要考虑的一个关键方面，以避免得出误导性结论。在本文中，我们已经采用了一种新的方法来产生“观察”的星系确定在模拟成像的流体动力学模拟。我们产生的低红移模拟星系的TNG 100 -1模拟illustrisTNG和分析他们使用标准的“观测”技术，以提取其主要结构参数。我们表明，我们的技术可以产生逼真的表面亮度分布的模拟星系，包括经典的形态子结构，如旋臂和酒吧。特别是，我们发现一个非常好的协议的总光度和恒星质量与晕质量的关系，和星系恒星质量与大小的关系之间的模拟观测和真实的星系。我们还将模拟星系样本的亮度函数和质量函数与文献数据进行了比较，发现在所有亮度和质量尺度上都有很好的一致性。特别是，我们发现没有显着的紧张局势，在明亮的一端的星系光度函数，在许多分析报告中使用简化的配方，以确定星系晕，这实际上是错误的贡献扩展星系晕周围的大星系。这表明了使用观测驱动方法进行模拟分析以产生与观测结果相比较的现实预测的关键影响。
2021-10-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
