Core shapes and orientations of core-Sersic galaxies
核心-绢英质星系的内外形状和取向可能是其形成和演化的重要线索。因此，我们已经测量了中央和外部的椭圆度和位置角的样本24核心Sersic星系使用档案HST图像和数据。通过选择核-Sersic破裂半径R_b（部分耗尽核的大小）> 0 ~（-2）的星系，我们发现椭圆度和位置角对HST视宁度是相当强的。对于大部分星系，在破裂半径处的椭圆度和位置角与在Re/2 < R <Re（其中Re为球状体的有效半光半径）范围内确定的平均外椭圆度和位置角之间有很好的一致性。然而，有一些有趣的差异。我们发现在R_b处的“内”椭圆率中值e_med = 0.13 +- 0.01，比“外”区域的椭圆率中值e_med = 0.20 +- 0.01更圆，这被认为反映了中心超大质量黑洞在小半径处的影响。此外，我们第一次发现一种趋势，虽然很弱（2西格玛意义），这样的星系与较大（恒星赤字）-（超大质量黑洞）质量比-被认为是一个衡量的主要干合并事件的数量-往往有更圆的内部和外部等照度线，这表明星系形状和合并历史之间的联系。我们表明，这一发现并不简单地反映了众所周知的结果，即更明亮的星系更圆，但它无疑是相关的。
2014-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Hiding in plain sight: An abundance of compact massive spheroids in the local Universe
人们普遍认为，紧凑、大质量、椭圆状的星系在高红移下非常丰富，但在今天的宇宙中非常罕见，这意味着它们在z ~ 2+/-0.6处的大小增加了3到6倍，成为今天的大质量椭圆星系。这些说法是基于测量星系的半光半径的研究，就好像它们都是单组分系统一样。在这里，我们确定了21个在90 Mpc以内的球状恒星系统，它们具有半光，长轴半径R_e < ~2 kpc，恒星质量0.7x10^{11} < M_*/M_Sun < 1.4x10^{11}，Sersic指数通常在n=2到3之间。在我们自己的后院里，有大量致密、巨大的球状体--其数密度为6.9 × 10 ^{-6} /Mpc ^3（或每单位恒星质量dex为3.5 × 10 ^{-5} / Mpc^3）--并且具有与高红移星系相同的物理性质，由于它们被包裹在恒星盘中，通常导致“星系”的大小明显大于2千秒差距，因此被忽视了。此外，该数密度是下限，因为它不是来自体积有限的样品。实际的密度可能更接近10^{-4} / Mpc^3，但需要进一步的工作来证实这一点。因此，我们得出结论，并不是所有的大规模的“球体”经历了戏剧性的结构和大小的演变，因为z ~ 2+/-0.6。由于早期盘状星系的膨胀主要由z ~ 2的老恒星组成，因此一些观测到的高红移球状体并没有像通常所主张的那样通过构建（3D）三轴包络来增加尺寸，并且（2D）盘的生长在过去的90 - 110亿年中…
2015-03-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Compact High-Redshift Galaxies Are the Cores of the Most Massive Present-Day Spheroids
观测表明，高z质量球状体的有效半径比质量相当的低z星系小约6倍。由于明显缺乏低z对应物，这通常被解释为表明高密度，紧凑的红星系必须通过某种机制“膨胀”。我们比较合奏的高Z观测与大样本的低Z椭圆。在相同的物理半径下，低z和高z系统的恒星表面质量密度是相当的。此外，在低红移处的高表面密度材料的丰度与在z>1-2处观察到的相当或更大，这与在这段时间内球状体的连续积累一致。整个致密的高z红色星系群可能是现今椭圆星系高密度核心的祖先，恒星密度不需要从z=2降低到z=0。因此，低z和高z系统之间的主要区别是在低z球体中观察到的大半径低密度物质（而不是高z球体中的高密度物质）。这样的低密度材料可以（1）在z<2处组装，或者（2）在z>2处存在但尚未检测到。对低z质量系统的模拟观测表明，高z观测还没有探测到足够低的表面亮度材料来探测低表面密度的“翅膀”（如果存在的话）。因此，如果高z星系类似于今天最大的系统，那么它们的有效半径可能会被低估2-4倍。这种差异的出现是因为在低红移的大质量系统不能很好地拟合单一的Sersic轮廓。我们讨论了我们的研究结果的星系演化的物理模型的影响。
2009-09-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
An ALMA survey of the SCUBA-2 Cosmology Legacy Survey UKIDSS/UDS field: High-resolution dust continuum morphologies and the link between sub-millimetre galaxies and spheroid formation
我们提出了一个分析的形态和配置文件的尘埃连续辐射在153个明亮的亚毫米星系（SMG）检测ALMA在S/N比的$>8$在高分辨率$0.18''$（$\sim1$ kpc）870 $μ$ m地图。我们测量的大小，形状和光剖面的休息帧远红外发射从这些发光的恒星形成系统，并推导出一个中值有效半径（$R_e$）的$0.10''\pm0.04''$为我们的样品与中值通量的$S_{870}=5.6\pm0.2$毫焦耳。我们发现，表观轴比（$b/a$）分布的SMG峰值在$b/a\sim0.63\pm0.24$，是最好的三轴形态描述，而他们的发射轮廓是最好的拟合Sersic模型与$n\simeq1.0\pm0.1$，类似于指数盘。这种组合的三轴度和$n\sim1$ Sersic指数的酒吧的特点，我们建议，大部分的870 $μ$米尘埃连续辐射在中央$\sim2$千分位秒的这些星系来自酒吧状结构。通过堆叠我们的870 $μ$ m地图，我们恢复微弱的扩展尘埃连续排放的$\sim4$千秒差距的规模，贡献$13\pm1$ %的总870 $μ$ m排放。这种扩展发射的尺度与这些系统中的分子气体和静止坐标系的可见光相似，表明它代表了一个扩展的尘埃和气体盘，其半径大于更活跃的棒成分。包括在我们的估计大小的源，我们得到一个典型的有效半径为$\simeq0.15''\pm0.05''$或$1.2\pm0.4$千秒差距的…
2019-10-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Structural Properties of Central Galaxies in Groups and Clusters
利用SDSS DR 4星群表中911个中心星系的代表性样本，研究了星系群和星系团中质量最大的成员的结构如何依赖于（1）星系恒星质量（Mstar），（2）主星系群的暗物质晕质量（Mhalo），以及（3）它们的晕心位置。我们建立并彻底测试了基于GALFIT的管道，以将2D Sersic模型拟合到SDSS数据。我们发现，拟合结果是最敏感的背景天空水平的确定，并强烈建议使用SDSS全球值。我们发现，背景中的不确定性转化为总星等，半光大小（r50）和Sersic指数（n）之间的强协方差，特别是对于明亮/大质量星系。我们发现，N强烈依赖于Mstar的CEN，但只有弱或根本不对Mhalo。在整个Mhalo范围内，质量较小（较大）的CEN倾向于盘状（球体）。同样，对于CEN，存在清楚的r50-Mstar关系，对于盘和球体具有单独的斜率。当比较CEN与卫星星系（SAT）时，我们发现低质量（<10e10.75 Msun/h^2）SAT比类似M星的CEN具有更大的中值n。低质量、晚型SAT比相同Mstar的晚型CEN具有适度较小的r50。然而，我们发现球状CEN和SAT之间没有尺寸差异，质量和颜色匹配的CEN和SAT之间也没有结构差异。大质量SAT和CEN的相似性表明，这种区别对球体的结构没有显着影响。我们的结论是，Mstar是决定星系基本结构的最基本的属性。缺乏一个明确的n-Mhalo关系排除了一个独…
2009-01-11 astro-ph.CO
The near-IR $M_{bh}$ - L and $M_{bh}$ - n relations
我们提出了近红外表面测光（2D轮廓）的一个样本的29个附近的星系，超大质量黑洞（SMBH）的质量受到限制。这些数据来自UKIDSS-LASS调查，与以前基于2 MASS数据的研究相比，图像质量和深度有了显着改善。我们用GALFIT 3计算了每个星系的球状体光度和球状体Sérsic指数，并利用这些数据建立了SMBH质量-隆起光度（$M_{\rm bh}$ - $L$）和SMBH-Sérsic指数（$M_{\rm bh}$ - $n$）关系。椭圆星系和盘星系的最佳拟合K带关系是$\log(M_{\rm bh}/M_{\odot})= -0.36(\pm 0.03) (M_{\rm K} + 18) + 6.17(\pm 0.16)$，内禀散射为0.4 $^{+0.09}_{-0.06}$ dex，而对于椭圆星系，我们发现$\log(M_{\rm bh}/M_{\odot})= -0.42(\pm 0.06) (M_{\rm K} + 22) + 7.5(\pm 0.15)$的内禀散射为0.31 $^{+0.087}_{-0.047}$ dex。我们修正的$M_{\rm bh}$ - $L$关系与\citet{tex:G07}以前的近红外约束密切一致。在移动到更高质量的近红外数据的内在散射的改善的缺乏表明，SMBH关系目前不受成像数据的质量的限制，但要么是内在的或在剖析过程中所需的组件的…
2011-10-05 astro-ph.CO
Depleted cores, multi-component fits, and structural parameter relations for luminous early-type galaxies
新的表面亮度轮廓从26个早期型星系的部分耗尽的核心已被提取的HST图像的全径向范围内，给我们一个总样本的31个这样的核心Sersic星系。我们已经仔细量化的径向恒星分布的椭圆星系使用的核心Sersic模型，而透镜状星系的核心Sersic凸起加上指数盘模型给出了最好的表示。我们还警告过度使用多个Sersic函数分解星系，并与过去的适合在文献中进行比较。从我们的拟合模型中得到的结构参数与我们最初使用径向限制（R < 10”）轮廓的研究结果基本一致，并用于更新几个星系的标度关系。我们发现破裂半径R_b与椭球体的光度L之间存在近似线性关系，R_b ~ L^（1.13 +/-0.13），与超大质量黑洞的质量M_BH之间存在近似线性关系，R_b ~ M_BH^（0.83+/-0.21）。这与主要的干合并以相等的比例增加恒星和黑洞质量的概念是内在一致的，即，M_BH ~ L.此外，我们还观察到核心Sersic椭圆星系的有效半光半径R_b ~ R_e^（0.98 +/-0.15）呈线性关系，这与弯曲L-R_e关系的近似线性亮端一致。最后，我们测量了精确的恒星质量亏损M_def，一般为0.5-4 M_BH，我们确定了两个星系（NGC 1399，NGC 5061），由于它们的高M_def/M_BH比，可能经历了振荡的核心通过踢黑洞。星系标度关系和恒星质量亏损有利于核心-Sersic星系形成，这是通过几…
2014-09-17 astro-ph.CO
Spheroid's Panchromatic Investigation in Different Environmental Regions (SPIDER) - I. Sample and galaxy parameters in the grizYJHK wavebands
这是一个系列的第一篇论文介绍了一个球体的全色调查在不同的环境区域（SPIDER）。球状体样本由5，080个明亮的（Mr<-20）早型星系（ETG）组成，红移范围为0.05至0.095，采用SDSS-DR 6的光学（Griz）测光和光谱学以及UKIDSS-LAS（DR 4）的近红外（YJHK）测光。我们描述了如何均匀的光度参数（星系的颜色和结构参数）来自使用grizYJHK波段。我们发现没有系统的CM关系时，探测从g-r到g-K的基线变陡，这意味着内部颜色梯度驱动ETG中的大部分质量-金属丰度关系。就结构参数而言，我们发现ETG的平均有效半径平滑地减小，约30%，从g到K，而没有检测到的轴比，Sersic指数，和a4参数的波段的显着依赖性。此外，速度分散重新测量的所有ETG使用STARLIGHT和SDSS得到的比较。我们将我们的（2DPHOT）总星等，有效半径和平均表面亮度的测量结果与SDSS管道（照片）的一部分进行比较。发现并报告了显著差异，包括与第三个独立部分的比较。在所有波段的样本完整性的充分表征，建立的特征参数的应用范围，这里提出的ETG的全球尺度关系的分析。
2010-06-03 astro-ph.CO
Quantifying the Coexistence of Massive Black Holes and Dense Nuclear Star Clusters
在大的球状恒星系统中，例如椭圆星系，人们总是在它们的中心发现一个10^6-10^9 M_Sun的超大质量黑洞。相比之下，在矮椭圆星系中，人们主要观察到一个10^5-10^7 M_Sun的核星团。到目前为止，很少有星系被发现有两种类型的核共存，更少有确定的质量为两个中心组件。在这里，我们确定了十几个星系的住房核星团和超大质量黑洞的质量已被测量。这使已知的雌雄同体核的数量增加了一倍--它们有望成为富有成效的引力辐射源。我们发现，在10^8 ~ 10^11太阳质量范围内，星系核与球状体（重子）的质量比不是一个恒定值，而是从几个百分点减小到~ 0.3%，使得log[（M_BH+M_NC）/M_sph] = -（0.39+/-0.07）log[M_sph/10^10太阳] -（2.18+/-0.07）.一旦M_sph ~ 10^11 M_Sun开始干合并，核星团消失，这个比值预计将变成一个常数。作为我们调查的副产品，我们发现，从解决核星团的投影通量可以很好地近似与Sersic函数的指数范围从~0.5到~3，后一个指数描述银河系的核星团。
2009-07-30 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Hydrodynamics of high-redshift galaxy collisions: From gas-rich disks to dispersion-dominated mergers and compact spheroids
高红移（z~2）的盘星系具有高比例的冷气体、强湍流和巨大的恒星形成团块的特征。在高红移的盘状星系的主要合并，通常应该涉及这种动荡的clueroskeleton盘。然而，合并模拟将ISM建模为稳定、均匀和热压介质。我们提出了第一个合并模拟与高分数的冷，湍流，cluerous气体。我们讨论了这些模型的主要新功能相比，人工稳定和温暖的气体模型。在高红移圆盘中已经很强的气体湍流，在合并中进一步增强。有些阶段是分散占主导地位的，与大多数的气体动能的形式的速度分散和非常混乱的速度场，不像合并模型使用热稳定的气体。这些合并可以达到非常高的恒星形成率，并具有与亚毫米波星系一致的多组分气体光谱。具有高比例冷湍流气体的主要合并的特征还在于高度耗散的气体坍缩到质心，恒星成分随后发生全局收缩。最后的星系是早期型的，半径相对较小，Sersic指数较高，像高红移的致密球体。与具有稳定气体的模型相比，合并后幸存或重新形成的盘组件中的质量分数严重降低，并且大质量盘组件的形成需要随后外部重子的显着吸积。因此，合并似乎破坏了扩展盘，即使气体分数很高，这进一步支持平滑的下降作为大质量盘星系的主要形成机制。
2011-01-13 astro-ph.CO
How do minor mergers promote inside-out growth of ellipticals, transforming the size, density profile and dark matter fraction?
自$z \gtrsim 2-3$以来，有观测证据表明椭圆星系是由内向外生长的，而不是由原位恒星形成驱动的。许多高红移的系统具有小尺寸$\sim 1kpc$和低Sersic指数n的表面亮度轮廓。最有可能的后代，平均而言，增长了两倍的质量和四倍的大小，表明$r \propto M^α$与$α\gtrsim 2$。它们还具有含$n \gtrsim 5$的表面亮度曲线。这种演化可以定性地解释两个假设的基础上：紧凑的椭圆主要是无碰撞的次要或中间的"干"合并，他们嵌入在大规模的暗物质晕。我们从理想化的无碰撞合并球状星系中得出这些结论-有和没有暗物质-质量比为1：1，1：5和1：10。对于1：1的质量比，尺寸演变为$r \propto M^α$与$α< 2$。对于嵌入在暗物质晕中的星系的小合并，大小增长得更快，轮廓形状变化得更快。中等质量比为1：5的合并得到$α\sim 2.3$，恒星质量加倍后的最终Sersic指数为$n = 9.5$。这是伴随着一个显着增加的暗物质分数在恒星半质量半径，由强大的尺寸增加探测更大，暗物质占主导地位的地区。只有少数嵌入大质量暗物质晕中的中等质量比星系合并才能导致观测到的同时由内向外的生长和轮廓形状的快速演化。除了负的恒星金属丰度梯度，这样一个"小"合并的情况下，也预测显着较低的暗物质分数为$z \sim 2$紧凑的静止星系和他们罕见的现代类似物（缩写）。
2012-12-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
A near-infrared morphological comparison of high-redshift submm and radio galaxies: massive star-forming discs vs relaxed spheroids
我们提出了深，高质量的K波段图像的完整子样本的强大的无线电和亚毫米星系在z=2。这些数据是在UKIRT和北双子座获得的最佳观测结果，积分时间按比例调整，以确保所有星系都达到可比的静止框架表面亮度水平。我们拟合了二维轴对称星系模型，以确定在静止坐标系光学波长> 4000埃，不同的光度，轴比，半光半径和Sersic指数的星系形态。我们发现，虽然一些图像显示了星系相互作用的证据，但所有星系中>95%的静止框架光学光都可以通过这些简单的模型得到很好的描述。我们还发现这两类星系在形态上有明显的差异;对单个图像和图像堆栈的拟合显示，射电星系中等大小（<r{1/2}>=8.4+-1.1kpc;中值r{1/2}=7.8），德沃库勒斯球状体（<n>= 4.07+-0.27;中位数n=3.87），而亚毫米星系似乎是中等致密的（<r{1/2}>=3.4 ± 0.3kpc;中位数r{1/2}=3.1kpc）指数盘（<n>=1.44 ± 0.16;中位数n=1.08）。我们发现，z=2的射电星系显示出一个定义良好的Kormendy关系，但，虽然比其他最近研究的高z大质量星系的人口，他们仍然是1.5倍小于当地的同行。亚毫米星系中星光的标度分布与分子气体的标度分布相当。它们的大小也与z>1.5的大质量静止星系相似。在恒星质量表面密度方面，大多数射电星系位于由局部椭圆星系定义的轨迹内…
2013-05-06 astro-ph.CO
Galapagos-2/Galfitm/GAMA -- multi-wavelength measurement of galaxy structure: separating the properties of spheroid and disk components in modern surveys
我们目前的能力Galapagos-2和Galfitm的背景下，拟合2-分量配置文件的星系，在未来的调查中提供完整的多波段，多分量拟合大样本的星系。我们发布的代码和拟合结果来自伽马调查的DR 3的234，239个对象，这是一个比以前的作品更深入的样本。我们对模拟和真实数据进行了严格的测试，并与公共目录进行了比较，以评估使用多波段数据优于单波段数据的优势。我们表明，多波段拟合使用Galfitm提供了显着的优势，当试图将星系分解成他们各自的组成部分，因为更多的数据正在使用，通过有效地能够使用的颜色信息埋在个人曝光的优势。使用模拟数据，我们发现，多波段拟合显着减少了从真正的参数值的偏差，允许组件的大小和Sérsic指数被更准确地恢复，并通过设计，约束这些参数的频带到频带的变化，以更多的物理值。在模拟和真实数据上，我们证实，与使用单波段拟合相比，2个主要组成部分的SED可以恢复到更微弱的幅度，单波段拟合倾向于恢复磁盘和凸起-平均而言-当星系变得太暗时具有相同的SED，而不是它们真正具有的不同SED。通过将我们的结果与其他拟合代码提供的结果进行比较，我们确认它们在一般情况下一致，但通过使用MegaMorph项目开发的多波段工具可以显着减少测量误差。我们的结论是，Galapagos-2和Galfitm采用的多波段拟合显着提高了星系结构参数的准确性，并使更大的样本被用于科学分析。
2022-04-12 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Surprises in Image Decomposition of Edge-on Galaxies: does Sombrero have a (classical) bulge?
草帽星系的球状体NGC 4594被认为是经典的合并形成的凸起的原型。我们使用斯皮策，IRAC 3.6微米图像来对这个星系进行详细的结构分析。如果我们只把球和盘的成分与这幅图像相吻合，那么球在质量-尺寸关系中所占的位置就接近椭圆星系。当一个外部的恒星球体被加入以改善拟合时，球状体的Sersic指数下降了约2倍，如果从表面上看，可能意味着这个球状体实际上是一个盘状的假球状体，或者从端部看是一个棒状体。球状体的有效半径和球状体与总球状体的比值也急剧下降，使球状体在质量-尺寸关系中的位置更接近球状体。我们讨论了这些发现的影响，包括在黑洞质量与凸起质量关系的草帽凸起的轨迹。有了这个新的凸起质量估计，如果只考虑凸起质量，目前对松边帽中心黑洞质量的动力学估计比预期的大10倍以上。一个更好的协议被发现，如果被认为是隆起和外球体质量的总和。此外，残留图像显示了一个恒星环和一个恒星，内环或光盘的存在，具有前所未有的清晰度。我们还表明，草帽是一个离群的盘星系的标度关系，涉及盘，球状体和球状星团系统，但不是这样，当它的结构组件被认为是独立的。在这种情况下，草帽星系的球状星团系统可能不是盘星系的代表。最后，我们讨论的可能性，草帽形成一个椭圆星系，但吸积了一个巨大的磁盘，它本身已经世俗的演变，导致在一个复杂而独特的系统。
2012-03-13 astro-ph.CO
Observational constraints on the co-evolution of supermassive black holes and galaxies
在z < ~3时，恒星形成率（SFR）函数和黑洞吸积率（BHAR）函数成正比。SF和BHA之间的这种密切对应关系自然会产生BH质量-星系质量相关性，而BH质量-凸起质量相关性被观察到。为了探索这一明显的矛盾，我们研究了在z=1和现在之间的椭球主导星系的SF。我们使用来自COMBO-17巡天的903个星系，M* > 2 × 10^10M_sun，来自Spitzer和GALEX的紫外和红外SFR，以及来自GEMS HST/ACS成像的形态。使用叠加技术，我们发现所有SF的<25%发生在球状主导星系（Sersic指数n>2.5），而我们所期望的BHAR，如果全球尺度保持三倍高。这就排除了最简单的共同进化图，即SF和BHA总是相互追踪。如果SF和BHA发生在相同的事件中，但在时间上有偏移，例如在合并事件的不同阶段，则可以解释这些结果。然而，人们会期望在早期合并中看到相应的恒星形成活动，这与观测结果相冲突。我们的结论是，SF和BHA的主要事件发生在不同的事件中，大部分SF发生在孤立的磁盘和大多数BHA发生在重大合并。这种明显的全球协同演化是由于银河系椭球体的势阱对BH增长的调节，其中包括来自破裂盘星的主要贡献。
2009-11-01 astro-ph.CO
The Morphology of Passively Evolving Galaxies at z ~ 2 from HST/WFC3 Deep Imaging in the Hubble Ultradeep Field
我们展示了利用哈勃太空望远镜（HST）和WFC 3/IR相机获得的六个被动大质量星系的近红外图像，这些星系的红移为1.3<z<2.4（SSFR<10^{-2} Gyr^{-1};恒星质量M~10^{11} M_{sun}），它们是从大天文台起源深空巡天（GOODS）中选出的。这些图像的空间分辨率为~1.5 kpc，提供了迄今为止此类系统的光学静止框架形态的最深视图。我们发现，这些星系的光剖面是经常和描述的Sersic模型与指数典型的今天的椭球体。然而，它们的大小通常比今天早期类型的类似恒星质量小得多，六个星系中有四个的r_e约为1 kpc或更小，与以前在静止帧紫外波长下进行的类似测量相吻合。在F160 W带通中，图像达到了极限表面亮度μ ~26.5 mag arcsec^{-2};然而，即使在它们的叠加图像中，也没有证据表明我们样本中的星系存在微弱的晕。我们还发现，这些星系有非常弱的“形态k-校正”之间的休息帧UV（从ACS Z波段），和休息帧光学（WFC 3 H波段）：Sersic指数，物理尺寸和整体形态是独立的或仅轻度依赖于波长，在误差范围内。
2010-03-15 astro-ph.CO
Supermassive Black Holes and Their Host Galaxies - I. Bulge luminosities from dedicated near-infrared data
为了保证、完善和补充中心超大质量黑洞质量（Mbh）与其宿主星系的核球光度（Lbul）之间的关系，我们利用加拿大-法国-夏威夷望远镜（CFHT）的宽视场WIRCam成像仪，获得了35个具有可靠测量的Mbh的邻近星系的深、高空间分辨率K波段图像。采用专用的数据缩减和天空相减策略来估计天空的亮度和结构，这是在近红外中跟踪扩展物体的光分布时的关键步骤。从最终的图像产品中，通过二维轮廓拟合提取凸起和总幅度。作为一级近似，所有星系的模型使用一个简单的Sersic-bulge + exponential-disk分解。然而，我们发现，这样的模型并没有充分描述的结构，我们观察到在我们的样本星系的大部分，其中通常包括核心，酒吧，核，内盘，旋臂，环和信封。在这种情况下，我们采用了轮廓修改和/或带有额外组件的更复杂的模型。导出的膨胀幅度是非常敏感的细节和模型中使用的组件的数量，虽然总的幅度几乎保持不受影响。通常，但并不总是，当采用简单的凸起+盘分解代替更复杂的模型时，凸起的光度和大小被高估。此外，我们还发现，当Sersic模型的椭圆率保持不变时，有些椭球体并不很好地拟合。本文介绍了图像处理和分析的细节，而在配套文件中，我们讨论了如何模型引起的偏见和系统的隆起幅度影响的Mbh-Lbul关系。
2013-11-06 astro-ph.CO
The evolution of the scatter of the cosmic average color-magnitude relation: Demonstrating consistency with the ongoing formation of elliptical galaxies
我们提出的第一个测量的宇宙平均早期型星系的颜色-星等关系（CMR）从z=1到今天的散射的演变，发现它是一致的模型中，星系不断被添加到红色序列，通过截断恒星形成在蓝色云星系。我们使用了超过700个红色序列的样本，结构选择的早期类型星系（定义为Sersic指数>2.5），红移0<z<1，来自扩展钱德拉深场南方（173个星系）和斯隆数字巡天（550个星系），构建了精确到<0.04等的静止框架U-V颜色。我们发现宇宙平均早型星系的CMR在静止坐标系U-V色中的散射在0.05<z<0.75时约为0.1mag，在z=1时略高。我们将这些观测结果与一个模型进行了比较，在该模型中，新的红色序列星系以与观测到的数量密度演化相匹配的速率不断添加，并发现该模型预测了正确的巨磁共振散射及其演化。此外，这个模型预测大约正确的数量密度的“蓝色球状体”-结构早期型星系与蓝色的颜色-虽然有相当大的模型依赖性。因此，我们的结论是，无论是早期型星系人口的数量密度和颜色的演变描绘了一个一致的图片，早期型星系人口增长显着之间的z=1和现在的一天，通过淬火的恒星形成在蓝云星系。
2009-01-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Bulges and discs of spiral galaxies: edge-on perspective
我们给出了一个边缘靠近旋涡星系的样本，包括175个KS滤波器星系、169个H滤波器星系和165个J滤波器星系。每个星系的图像，从两微米全天巡天（2 MASS）的凸起和光盘分解，进行。我们讨论了几个缩放关系的凸起和光盘，这表明它们的形成和演化之间的紧密联系。我们发现，星系的结构参数的分布与星系的星系的结构参数的分布有很大的不同，其中星系的球核的Sersic指数n<2（伪球核）与星系的球核的经典球核（经典球核）有很大的不同。首先，对于n<2的子样本，表观隆起轴比qb的分布可归因于三轴的、近长球形隆起，而n>=2的隆起似乎是具有中等扁平度的扁球体。其次，样品凸起的光度平面并不平坦，并且具有朝向较小n值的显著曲率。第三，尽管恒星盘的扁平度h/z_0与球形分量的相对质量之间存在着明显的关系，但这两个参数的分布对于具有球核和假球核的星系是完全不同的。
2010-12-14 astro-ph.CO
The Redshift and Mass Dependence on the Formation of The Hubble Sequence at z>1 from CANDELS/UDS
本文详细研究了宇宙集合体近红外深河外遗留巡天（CANDELS）超深巡天（UDS）区域内红移z=1-3的1188个M星> 10^10 M太阳的大质量星系的结构和形态。使用这个样本，我们确定星系的结构和形态如何随时间演变。我们直观地将我们的样本分为磁盘，椭圆和奇特的系统，并通过模拟对我们的分类红移效应进行校正。我们发现在一个给定的视觉分类的星系的分数作为一个函数的红移的演变。在z>2时，特殊粒子数占主导地位，具有大量的球状粒子数和可忽略的盘状粒子数。我们计算了跃迁红移，ztranss，其中球状体和盘的组合分数等于特殊星系的分数，对于我们恒星质量范围内的星系，ztranss =1.86+/-0.62。我们发现，这种变化是恒星质量的函数，哈勃型系统在较高质量星系的较高红移（ztranss =2.22+/-0.82）处比在较低质量星系（ztranss =1.73+/-0.57）处占主导地位。质量较高的星系在形态上比质量较低的星系先稳定下来，这是一种形态缩小的形式。我们还比较了我们的视觉分类与Sersic指数，浓度，不对称和块状（CAS）参数，恒星形成率和休息帧U-B颜色。我们发现星系的颜色、恒星形成率和它的延伸或奇特程度之间存在联系。最后，我们讨论了基于视觉形态的可忽略的z>2盘分数，并推测这是通过诸如剧烈的盘不稳定性或合并等过程形成盘的效果。我们的结论是，正确定义高红移形态一个新的和更准确…
2013-05-24 astro-ph.CO
The Effects of Gas on Morphological Transformation in Mergers: Implications for Bulge and Disk Demographics
通过合并将盘转变成球状体是星系形成模型中广为接受的元素。然而，最近的模拟表明，在越来越多的气体丰富的合并，凸起的形成被抑制。我们调查这些结果在宇宙学框架中的全球影响，使用独立的方法：经验晕占领模型（星系根据观测在晕中居住）和半解析模型。在这两种情况下，忽略气体在合并中的影响会导致球状体的过度产生：低质量和中等质量星系被预测为以膨胀为主（在<10^10 M_sun时B/T约为0.5），几乎没有无膨胀的系统），即使它们避免了大合并。将气体的不同物理行为纳入合并中，立即导致了一个戏剧性的变化：在低质量星系中，凸起的形成被抑制，观测到的是富含气体（在<10^10 M_sun时，B/T约为0.1，许多无凸起的星系与观测结果很好地吻合）。忽略气体相似性破坏行为的模拟和分析模型很难再现所观察到的强烈的形态质量关系。然而，所观察到的依赖性的气体分数的质量，再加上抑制鼓包形成的气体丰富的合并，自然会导致所观察到的趋势。观测和忽略气体作用的模型之间的差异随着红移的增加而增加;在适当处理气体的模型中，星系在高红移时被预测为不那么膨胀主导，与观测一致。我们讨论了全球隆起的质量密度和未来的观测测试的影响。
2009-09-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Host Galaxies of Low-mass Black Holes
利用HST对147个低质量黑洞（BH）宿主星系的观测，系统地研究了这些活动星系的结构和标度关系。我们选择的样本具有维里质量约为10^5-10^6太阳质量的中心黑洞。宿主星系的I带总星等为-23.2<M_I<-18.8等，而星系的凸起星等为-22.9<M_I<-16.1等。用GALFIT对凸起-盘-棒的详细分解表明，在我们观测的极限范围内，93%的星系有扩展盘，39%有棒，5%没有凸起。基于Sersic指数和膨胀比，我们得出结论，大多数的星系盘可能包含pseudobulges和这些低质量的黑洞很少生活在经典的凸起。我们的样品的基本平面是从经典的凸起和椭圆的方式，是一致的pseudobulges的标度关系偏移。在Faber-Jackson平面内，与经典的星系团和椭圆星系相比，该样品在固定光度下具有较小的速度色散。根据它们在基本平面上的位置，特别是Faber-Jackson投影，没有盘的星系在结构上更类似于球状体而不是经典的凸起。总的来说，我们认为质量小于10^6太阳质量的黑洞生活在星系中，这些星系在其历史的大部分时间里都是长期演化的。一个经典的核球并不是黑洞存在的先决条件。
2011-07-22 astro-ph.CO
2MASS photometry of edge-on spiral galaxies. I. Sample and general results
本文介绍了一个边对旋涡星系的样品，目的是研究早期和晚期边对星系的主要结构和光度参数。数据取自J、H和K_s滤波器中的2 MASS。该样本由175个K_s滤片、169个H滤片和165个J滤片组成。我们提出了每个星系图像的凸起和光盘分解。所有的星系都是用BUDDA v2.1软件包模拟的。对样品进行一般统计分析的主要结论是：（1）在n < 2的子样品中，表观隆起轴比q_b的分布可归因于从不同投影上看到的三轴向的近长球形隆起，而n > 2的隆起似乎是中等扁平的扁球体。(2)对于样本星系，球核r_{e,b}的有效半径、盘标度长度h和盘标度高度z_0具有很好的相关性。然而，比值r_{e,b} /h有明显的随n增加而增加的趋势。(3)有一个暗示，盘的基本平面，它只连接盘参数和气体的最大旋转速度，是不同的星系与不同的凸起。(4)对样品凸起的测光平面的研究表明，该平面不是平坦的，并且在n值较小时具有显著的曲率。对于凸起，这一事实以前没有注意到。(5)恒星盘的扁平度h/z_0与包括暗晕在内的球形分量的相对质量之间的明确关系，不是在无球星系中得到证实，而是在有大质量球的星系中得到证实。（节录）
2009-09-07 astro-ph.CO
Galactic accretion and the outer structure of galaxies in the CDM model
我们将Guo et al.（2011）的半解析星系形成模型与Cooper et al.（2010）的粒子标记技术相结合，预测了Millennium II Lambda-CDM N体模拟中约1900个大质量暗物质晕（10^12- 10^14 M_sol）代表性样本的星系表面亮度分布。在这里，我们提出了我们的方法和基本结果集中在星系的外部区域，包括恒星吸积合并。这些模拟涵盖了从类银河系星系的恒星晕到星系团和星系团的“cD信封”的尺度，并解决了潮汐流等低表面亮度的子结构。我们发现，暗物质晕中心星系周围吸积恒星质量的表面密度可以用Sersic轮廓很好地描述，其径向尺度和振幅随晕质量（M_200）而系统地变化。总的恒星质量表面密度分布在吸积恒星开始主导星系本身形成的恒星的半径处破裂。这种破裂随着M_200的增加而消失，因为吸积星对星系总质量的贡献更大，并且当相同的星系在恒星质量的箱中平均时，由于M_star和M_200之间的关系的散射，这种破裂不那么明显。为了检验我们的模型，我们推导出平均恒星质量表面密度分布的大质量星系在z~0.08叠加SDSS图像。我们的模型与这些堆叠的配置文件和其他文献中的数据一致，并作出预测，可以更严格地测试未来的调查，扩展到更暗的等照度线的星系的外部结构的分析。我们的结论是，这是可能的外部结构的球状组成部分的星系在很大程度上是由碰撞合并在其分级组装
2013-07-09 astro-ph.CO
A natural approach to extended Newtonian gravity: tests and predictions across astrophysical scales
为了在非相对论水平上寻求一个修正的引力理论的一般公式，并作为暗物质假设的替代方案，我们构建了一个在各种天体物理尺度上有效的模型。通过纳入米尔格罗姆的加速度常数到引力理论，我们表明，非常普遍的公式可以构造的加速度感受到的粒子。量纲分析表明，这种包含自然会导致引力中质量长度标度的出现，打破了它的标度不变性。一个特定形式的修改后的引力的构造和测试的一致性与观测范围广泛的天体物理环境，从太阳系到河外尺度。我们表明，在任何有限的范围内的物理参数，这定义了一个特定类别的天体物理对象，系统的色散速度必须是一个幂律的质量和大小。这些权力似乎通过理论的自然约束关系联系在一起。这就产生了一个适用于所有天体物理系统的广义引力平衡关系。本文提出了一个处理球对称密度分布的一般方案，特别指出椭圆星系的基本面、牛顿维里平衡、Tully-Fisher和Faber-Jackson关系以及在局部矮球状星系中观测到的标度，在适当的质量-长度标度下，只不过是这种关系的特殊情况。我们讨论的影响，这种方法的修改后的引力理论，并强调工作的优势，而不是改变牛顿第二定律的运动，在制定的引力理论。
2010-09-10 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
