Tracing the dynamical states and mass accretion histories of galaxy clusters in IllustrisTNG
University of Waterloo（滑铁卢大学）；Independent University, Bangladesh（孟加拉独立大学）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）
利用IllustrisTNG模拟，研究星系团结构参数与吸积历史的关联，发现可观测量如最亮星系间星等差和恒星质量分布不对称性可有效选择近期吸积样本。
2026-05-28 astro-ph.CO
Simulations of isolated dwarf galaxies formed in dark matter halos with different mass assembly histories
我们对孤立的CDM晕中形成的矮星系进行了高分辨率N体/流体动力学模拟，这些星系具有相同的维里质量，在z=0时Mv~2.5x10^10 Msun，目的是（1）研究晕、恒星和气体组分的质量组装历史（MAH），（2）探索晕MAH对模拟矮星系的恒星/重子组装及其z~0性质的影响。总的来说，模拟的矮星与观测结果大致一致。我们的主要结果是：a）恒星与晕的质量比约为0.01，并且由于z约为1（恒星MAH紧随晕MAH）而保持大致恒定，对于那些稍后聚集其质量的晕，z较高时的值较小。b）星系气体分数fg的演化是偶发的，并且在大多数时间里高于恒星分数。当fg减少（增加）时，晕中的气体分数通常增加（减少），这表明SN驱动的外流在调节矮星的气体分数-从而调节SFR-方面起着重要作用。然而，在大多数情况下，气体的一个重要部分逃离维里半径Rv;在z=4时，Rv内的重子总分数比普适的小1.5-2倍，而在z=0时小2-6倍，早期组装的晕喷射更多的气体。c）SF历史是偶发的，平均而言，因子2-10的SFR发生变化。d）虽然在后期组装晕中形成的矮星显示出更长的SF历史，但它们的z~0 SFR仍然低于局部孤立矮星的测量值。e）重子对Mv的影响是这样的，几乎在任何时候Mv都比纯N体模拟中得到的相应Mv小10-20%。我们的研究结果表明，而不是增加SN驱动的外流的强度，降低SF效率的过程将有助于解决基于CDM的模拟矮星所面临…
2014-03-27 astro-ph.CO
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): Linking Star Formation Histories and Stellar Mass Growth
我们从星系和质量集合体（GAMA）巡天的观测中，给出了低质量（M* < 10^10 Msun）星系中随机恒星形成历史的证据。对于0.05<z<0.32之间的约73，000个星系，我们根据光谱Halpha测量计算了恒星形成率（SFR）和比恒星形成率（SSFR = SFR/M*），并应用来自Balmer递减的尘埃校正。我们发现SSFR对恒星质量的依赖性，使得SSFR随着恒星质量的增加而降低，对于完整的样本，SSFR随着恒星质量的增加而降低。我们使用简单的参数化指数下降的恒星形成的历史，研究恒星形成的时间尺度和形成红移的恒星质量的依赖。我们发现，以前拟合z~1星系样本的参数化方法不能恢复在0.05<z<0.32的GAMA样本中观测到的SSFR和恒星质量的分布。特别是，大量的低质量（M* < 10^10 Msun）星系被观测到具有比这些简单模型在0.05<z<0.32的红移范围内所能解释的更高的SSFR，即使在调用质量依赖的阶段演化时也是如此。对于这样一个大量的星系，以保持低恒星质量，但港口这样高的SSFR，需要一个弱的基本指数下降SFH叠加随机爆发的恒星形成晚发病。
2013-06-11 astro-ph.CO
FLORAH: A generative model for halo assembly histories
FLORAH是一个机器学习框架，用于生成暗物质晕的并合历史，能够恢复质量演化、聚集度、星系-晕质量关系及并合偏差，并构建从z=0到z≈20的宽动态范围主前身分支，为高效精确地构建完整并合树奠定基础。
2024-09-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Characterizing the assembly of dark matter halos with protohalo size histories: I. Redshift evolution, relation to descendant halos, and halo assembly bias
Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学科维理天文与天体物理研究所）；University of Massachusetts Amherst（马萨诸塞大学阿默斯特分校）；University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）；Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）
本研究提出用原初晕大小历史量化暗物质晕组装的新方法，发现其可用双幂律描述，与后代晕中心-总恒星质量比强相关，能捕捉质量吸积历史丢失的信息，为关联原星系团与后代星系团提供新工具。
2024-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining the star formation and the assembly histories of normal and compact early-type galaxies at 1<z<2
[摘要]我们提出了一项基于62个早型星系（ETG）样本的研究，其样本为0.9<z_spec<2，旨在限制它们过去的恒星形成和质量组装历史。该样品是由正常的ETG的有效半径相当于当地的平均半径和紧凑的ETG的有效半径从2到6倍小。我们没有发现证据的ETG的紧凑性依赖于他们的恒星质量。我们发现正常ETG的恒星质量形成于z_form<3，而致密ETG的恒星含量形成于2<z_form <10 with a large fraction of them characterized by z_form>5。在z_form>5时形成的早期恒星聚集在致密且质量更大（M_*>10^11 M_sun）的ETG中，而在z_form<3时形成的晚期恒星或在随后的恒星形成阶段形成的恒星聚集在致密和正常ETG中。因此，恒星星族越老，宿主星系的质量就越大，但反之则不然。这表明形成时代可能在大规模ETG的形成中发挥作用，而不是质量本身。正常<z>~1.5 ETG可能是高z致密球体通过随后的干合并扩大的后代的一般方案是不兼容的，目前的模型预测的干合并的数量比所需的数量级低两个数量级。此外，我们没有发现证据支持依赖于它们的组装红移星系的紧凑性。最后，我们提出了一个简单的基于耗散富气合并的ETG恒星质量的形成和组装方案，该方案可以定性地解释在~1.5观测到的正常ETG和致密ETG的共存<z…
2011-02-02 astro-ph.CO
Hierarchical assembly impedes the inference of stellar mass growth histories for individual galaxies
该研究指出此前星系恒星质量增长历史推断隐含原地组装假设存在偏差，利用TNG100模拟量化了不同条件下的偏差程度，并推导了校正方法以提升高红移相关比较的可靠性。
2025-09-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
N-body Dark Matter Haloes with simple Hierarchical Histories
我们提出了一种新的算法，该集团的subhaloes在宇宙学N体模拟结构发现者，如SUBFIND到暗物质晕的形成历史是严格分层的。这些“Dhalo”优于通常使用的朋友的朋友（FoF）晕的一个优点是，当FoF晕通过粒子的纤细桥或通过它们的外部扩散晕的重叠而被人为地合并时，它们保留了它们的个体身份。因此，Dhaloes非常适合于模拟星系形成和他们的合并树的达勒姆半解析星系形成模型，GALFORM的基础。将Dhalo构造应用于LambdaCDM Millennium-2模拟，我们发现大约90%的Dhalo与相应的FoF halo具有一对一的双射匹配。剩余的10%通常是大FoF晕的次要成分。虽然两种晕的质量函数相似，但Dhaloes的质量与维里质量M200的相关性比FoF晕更紧密。大约80%的FoF以及双射和非双射Dhaloes根据标准准则被放松。对于这些放松晕所有三种类型有类似的浓度M200的关系，在固定的质量，浓度分布准确地描述了对数正态分布。
2014-02-28 astro-ph.CO
Observed Scaling Relations for Strong Lensing Clusters: Consequences for Cosmology and Cluster Assembly
观测到的星系团性质的标度关系是约束宇宙学参数以及团簇形成历史的有用工具。一个关键的宇宙学参数，sigma 8，约束使用观察到的星系团，虽然目前的估计sigma 8的动态放松的星系团的标度关系是有限的，在观察到的星系团质量-温度（M-T）关系的大的分散。在0.3 < z <0.8的八个强透镜团的样本中，我们发现观察到的团浓度-质量关系可以用于将M-T散射降低6倍。通常，仅松弛的簇被用于估计σ 8，但是将簇浓度-质量关系与M-T关系相结合也使得能够包括非松弛的簇。因此，从集群的sigma 8测量的准确性的所得收益是双重的：sigma 8上的错误减少，集群样本量增加。因此，通过包含非松弛簇，大大改善了关于来自簇的sigma 8确定的统计。进一步探索星系团的标度关系，我们发现最亮星系团（BCG）光度和星系团质量之间的相关性提供了深入了解星系团的组装历史。我们发现了一个陡峭的BCG亮度集群质量关系的强透镜集群比一般集群人口的初步证据，暗示强透镜集群可能有更活跃的合并历史。
2010-04-05 astro-ph.CO
The environmental history of group and cluster galaxies in a LambdaCDM Universe
我们使用公开可用的星系合并树，获得应用半解析技术的大型高分辨率宇宙学模拟，研究组和星系团的环境历史。我们的研究结果突出了一个内在的历史偏见的存在，这使得先天与后天（以及质量与环境）的辩论本质上是病态的。特别是，我们表明：（i）幸存的大质量卫星比质量较小的卫星更晚地从更大质量的晕中吸积;（ii）在晕组装过程中，星系人口的混合是不完全的，这使得星系成为卫星的时间与其目前距离母晕中心之间存在相关性。最弱的趋势被发现的最大的卫星，由于有效的动力摩擦和大规模的晕晚形成时间。大部分质量最大的星系团/星系团成员作为中央星系被吸积到最终晕的主要祖先上，而大约一半的低质量和中等质量的星系被吸积为卫星星系。因此，大部分星系团和星系团（特别是那些低恒星质量的星系）都被“预处理”成质量约为10^13 Msun的星系团的卫星星系。为了量化层次结构增长对所观察到的环境趋势的相关性，我们考虑了被动星系分数的观测估计，以及它们作为晕质量和星团中心距离的函数的变化。与我们的理论预测相比，需要相对较长的时间（~5-7 Gyr）来抑制集团和集群卫星中的恒星形成。[删节]
2012-03-23 astro-ph.CO
The XXL survey. XLIX. Linking the members star formation histories to the cluster mass assembly in the z=1.98 galaxy cluster XLSSC 122
质量最大的原星系团在$z\sim 2$处形成星系团，这也是其成员星系演化的关键时期。XLSSC 122是一个$z=1.98$星系团，有37个光谱确认的成员。我们的目标是描述他们的恒星形成的历史，并把它们的背景下，集群吸积的历史。我们在12个波段测量它们的光度，并创建一个PSF匹配的集群成员目录。我们采用BAGPIPES来拟合恒星形成的历史，其特征在于恒星形成率呈指数下降。恒星质量、金属和尘埃含量也被视为自由参数。红序星系中最古老的恒星年龄范围从0.5 Gyr到超过$\sim$ 3 Gyr。特征时间在$\sim$ 0.1和$\sim$ 0.3 Gyr之间，并且最老的成员呈现最长的时间。使用MultiDark Planck 2暗物质模拟，我们计算了XLSSC 122样晕的组装，由最古老成员的年龄后验加权。我们发现，74%的这些晕在恒星形成开始时聚集的比例不到10%，当这些星系形成了50%的z=1.98恒星质量时，晕的比例下降到67%。当90%的恒星质量形成时，75%的晕的组装率低于30%。红序列星系的恒星形成历史似乎与特征时间短的恒星形成事件相一致。在最古老的星系中，恒星形成的开始和停止都可能先于XLSSC 122的维里化。
2022-06-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Measurement of a Metallicity Gradient in a z=2 Galaxy: Implications for Inside-Out Assembly Histories
我们提出了近红外成像光谱的强透镜z=2.00星系SDSS J120601.69+514227.8（“克隆弧”）。在Keck 2望远镜上使用OSIRIS和激光导星自适应光学，我们在诊断发射线[O III]，H α和[N II]上获得了0.20角秒半高宽分辨率的分辨光谱。透镜放大率使我们能够映射的速度和恒星形成的Halpha发射的物理分辨率为300 pc的星系源平面。综合恒星形成率约为50 Msun/yr，该星系是这个时代类似研究的典型来源。它的速度梯度为+/- 80 km/s，平均色散σ = 85 km/s;动力学质量为2.4 \times 10^{10} Msun，半光半径为2.9 kpc。在整个OSIRIS视场中对[N II]发射的稳健检测使我们能够以500 pc的分辨率追踪气相金属丰度分布。我们发现在[N II]/Halpha和[O III]/Halpha比值中都有很强的径向梯度，表明金属丰度梯度为-0.27 +/- 0.05 dex/kpc，中心金属丰度接近太阳。我们证明了梯度是独立地看到在两个多个图像。虽然物理梯度比在本地星系中观察到的要陡得多，但就该时期的有效半径而言，梯度是相似的。这表明，随后的增长发生在一个由内而外的方式与内部金属丰度梯度随着时间的推移减少，由于径向混合和富集恒星形成。
2010-10-07 astro-ph.CO
Concentrations of Dark Haloes Emerge from Their Merger Histories
浓度参数是暗物质晕的一个关键特征，它方便地将晕的现代结构与其组装历史联系起来。使用“黑暗的天空”，一套宇宙学$N$体模拟，我们调查如何晕浓度随时间的演变，并出现从质量组装的历史。我们还探讨了浓度和组装历史之间的关系的分散的起源。我们发现晕浓度的演化有两种主要模式：（1）由于伪演化而导致的平滑增加;（2）对物理合并事件的强烈响应。合并事件引起持久的和实质性的变化晕结构，我们观察到的浓度参数的普遍响应。我们认为，合并事件是一个主要的贡献者在固定的晕质量和形成时间的晕浓度的不确定性。事实上，即使是通常被归类为具有静态形成历史的晕，也会经历多次较小的合并。这些轻微的合并驱动小偏离伪进化，这会导致浓度参数的波动，并导致浓度和组装历史之间的关系有效地不可约的分散。因此，当使用当前的晕浓度参数作为晕组装历史的代理时，应谨慎，特别是如果最近的合并历史是未知的。
2020-09-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy and Mass Assembly (GAMA): Dust obscuration in galaxies and their recent star formation histories
我们提出了自洽的恒星形成率来自通过泛光谱分析的星系从星系和质量大会（GAMA）调查。我们确定了最合适的形式，通过应用从文献中得出的一系列消光定律适用于Halpha，[O{II}]和UV光度的尘埃遮蔽校正。这些修正被应用于GAMA巡天中z < 0.35的31，508个星系的样本。我们考虑了几种不同的遮蔽曲线，包括银河系，Calzetti（2001）和Fischera和Dopita（2005）曲线，以及它们对观测光度的影响。在这项技术的核心是观察到的巴耳末减量，我们提供了一个处方，应用最佳的模糊校正使用巴耳末减量。我们使用恒星星族合成工具对恒星形成历史（SFH）进行了分析，以研究我们样本星系的演化历史，并了解初始质量函数（IMF）变化的影响及其对星系演化历史的影响。我们发现，R_{v}值为4.5的Fischera和Dopita（2005）遮蔽曲线给出了不同SFR指标之间的最佳一致性。2200 A的特征需要从这条曲线中去除，以获得所有SFR指标之间的完全一致性，这表明该特征在星系发射的平均综合衰减中可能并不常见。我们还发现，紫外尘埃遮蔽强烈依赖于SFR。
2010-09-03 astro-ph.CO
Characterising ultra-high-redshift dark matter halo demographics and assembly histories with the GUREFT simulations
本文利用 GUREFT 暗物质模拟刻画 z>6 超高红移暗物质晕的统计特征与并合历史，提供更精确的质量函数、聚集度、自旋及并合率拟合公式。
2024-05-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The formation and disruption of globular cluster populations in simulations of present-day $L^\ast$ galaxies with controlled assembly histories
本研究通过受控并合历史的模拟，发现重大并合显著提升现今L*星系的球状星团质量，并留下可观测的恒星晕场星质量分数升高特征。
2025-07-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
The evolution of the star forming sequence in hierarchical galaxy formation models
有人认为，从观测数据推断出的恒星形成星系的特定恒星形成率在z = 2以下的下降速度比分层星系形成模型预测的要快。我们提出了一个详细的分析这个问题，通过比较预测的GALFORM半解析模型与广泛的汇编数据的平均恒星形成率的恒星形成星系。我们还利用这些数据来推断恒星形成星系的恒星质量组装历史的形式。我们的分析表明，目前可用的数据有利于恒星形成星系的恒星质量大会的历史，在早期上升，然后下降到今天的情况。相比之下，我们的模型预测恒星质量大会的历史，几乎是平坦的z = 2以下的恒星形成星系，这样预测的恒星形成率可以抵消相对于观测数据的因素高达2-3。这种分歧可以解释的恒星和晕质量组装，存在于当代星系形成模型之间的共同进化的水平。反过来，这是因为在模型中使用的恒星形成和超新星反馈的标准实现导致这些过程的效率在给定的恒星形成星系的一生中保持近似恒定。我们演示了如何修改的反馈喷射到星系晕的气体的时间尺度可以帮助协调模型的预测与数据。
2014-08-26 astro-ph.CO
Tracing the assembly histories of galaxy clusters in the nearby universe
本文汇编67个近邻星系团样本，通过探测星系分布子结构研究其组装历史，发现70%样本存在子结构，并基于动力学影响提出组装状态分类，揭示了中心主导星系与宿主星团核心区域的共同演化。
2023-08-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The nature and descendants of Lyman-break galaxies in the LambdaCDM cosmology
在Lambda-CDM宇宙学中，我们预测了莱曼破裂星系（LBG）的形成历史、性质和后代。在我们的模型中，它采用了头重脚轻的IMF在星爆，我们发现，大多数LBG的星爆引发的星系合并轻微。预计LBG阶段的持续时间相当短，约为20-60 Myr。我们研究了z=3、z=6和z=10时亮（L_UV > L*_UV）和暗（L_UV > 0.1 L*_UV）LBG的恒星质量和晕质量分布以及形态（其中我们根据它们的静止坐标系UV光度相对于z \approx 3时观测到的特征光度L*_UV来对LBG进行分类）。z=3的明亮LBG的中等恒星质量约为1x10^9 Msun/h，主晕质量约为3x 10 ^{11} Msun/h，并且在恒星质量上通常是温和的盘主导。另一方面，z=10的微弱LBG的中等恒星质量仅为1 × 10^7 Msun/h，主晕质量为2 × 10 ^{10} Msun/h，并且通常以膨胀为主。z=3的明亮LBG演化成现在的星系，其恒星质量中值约为5 x ^{10} Msun/h（与银河系相当），由数量大致相等的盘状和膨胀主导系统组成，并由质量中值约为2 x 10 ^{13} Msun/h（对应于中等大小的星系群）的晕组成。该模型预测，目前银河系质量星系中有40%在红移范围3<z<4内有明亮的LBG祖星系，而95%在相同的红移范围内有微弱的LBG祖星系，7%在10<z<11处有微弱的LBG…
2011-05-18 astro-ph.CO
Scatter in Sunyaev--Zel'dovich effect scaling relations explained by inter-cluster variance in mass accretion histories
X射线和微波星系团标度关系对于宇宙学分析是非常有价值的。然而，它们的力量受到天体物理系统学的限制，这些系统学会使质量估计产生偏差并引入额外的散射。湍流注入到集群内的介质通过质量大会大大有助于集群非热压力的支持，这种不确定性的一个重要来源。我们使用一个分析模型来计算组装驱动的非热压力分布的晕的基础上蒙特卡洛产生的吸积历史。我们引入了一个拟合函数的平均非热的压力分数的轮廓，表现出最小的红移在固定的峰高的依赖。使用该模型，我们预测偏离自相似性和内在的散射的Sunyaev-Zel'dovich效应观测质量标度关系（$Y_\mathrm{SZ}-M$），由于仅仅是集群间的质量吸积历史的变化。我们研究了$Y_\mathrm{SZ}-M$对孔径半径、宇宙学、红移和质量极限的依赖性。该模型预测$Y_\mathrm{SZ}-M$中的$5-9\%$散射在$z=0$处，随着用于计算$Y_\mathrm{SZ}$的孔径从$R_\mathrm{500c}$增加到$5R_\mathrm{500c}$而增加。预测的散射略低于基于非辐射流体模拟的研究，说明组装历史差异可能是$Y_\mathrm{SZ}-M$中散射的主要原因。这应该被视为一个下限，这将可能增加使用更新的气体密度模型，包括一个更现实的反应晕组装。随着红移的增加，$Y_\mathrm{SZ}-M$偏离自相似性更大，散射增加。我们表明，$Y_\mathr…
2020-06-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The eventful life journey of galaxy clusters. I. Impact of DM halo and ICM properties on their full assembly histories
本研究通过分析宇宙学模拟，发现暗物质晕自旋与组合指示量最能编码星系团质量组装历史信息，并指出单一指示量无法全面表征其动力学状态。
2025-05-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The satellites of the Milky Way - Insights from semi-analytic modelling in a LambdaCDM cosmology
我们结合六个高分辨率的宝瓶座星系暗物质模拟和半解析的星系形成模型来研究类银河系星系的卫星星系的性质。我们发现与观测到的光度函数，光度-金属丰度关系和银河系卫星的径向分布有很好的对应关系。在我们的模型中，矮星系的恒星形成历史变化很大，与观测结果一致。从卫星上剥离的热气在矮星系的特征上留下了明显的环境印记。我们发现，由老恒星人口占主导地位的卫星的比例与观测结果相匹配。然而，模型卫星的内部金属丰度分布似乎比观察到的要窄。这可能表明我们对化学浓缩的处理有局限性，这种处理是基于瞬时再循环近似。如果银河系的暗物质晕的质量约为8 × 10^11兆太阳，我们的模型就能得到最好的结果，这与观测中较低的估计值相一致。最像银河系的星系也有最好的卫星光度函数匹配，尽管它不包含像SMC或LMC那样明亮的物体。与其他半解析模型和丰度匹配关系相比，我们发现中央星系存在于质量较小的晕中，但我们模型中的晕质量-恒星质量关系与流体动力学模拟和最近的观测结果是一致的。
2013-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Past History of Galaxy Clusters told by their present neighbors
星系团可以在现代宇宙学中发挥关键作用，只要它们的演化得到正确的理解。然而，观察到的集群只给我们一个单一的时间框架，他们的动力学状态。因此，寻找与它们的组装历史有很好关联的星团的当前可观测数据构成了宇宙学的不可估量的工具。以往将星系团的环境描述因子与其形成历史联系起来的研究主要是晕的质量-环境关系。本文提出了一个无质量的集群大小晕的邻居分布和后者的质量组装历史之间的相关性。从Big Multidark模拟中，我们提取了两个大样本的随机晕，其质量范围从Virgo到Coma集群大小。此外，为了找到室女星系团形成历史的主要环境罪魁祸首，我们将室女座大小的晕与从模拟中提取的200个类似室女座的晕进行了比较。在不同的集群为中心的距离的邻居的数量允许区分集群与不同的质量吸积历史。与室女座晕类似，在大约2倍维里半径的距离内有许多邻居的星系团在z~1处经历了相对于平均值的质量吸积活跃期和平静历史之间的过渡。相反，具有很少邻居的集群共享相反的趋势：从被动到主动组装历史。此外，在大约4倍维里半径范围内有大质量伴星的星系团往往有最近的活跃合并历史。因此，星团邻居的径向分布为了解这些天体的过去历史提供了宝贵的见解。
2020-07-07 astro-ph.CO
Low-mass galaxy assembly in simulations: regulation of early star formation by radiation from massive stars
尽管最近在形成现实的现代星系方面取得了成功，但模拟仍然比观测表明的更早形成了它们的大部分恒星。本文研究了低质量场星系、矮星系和典型旋涡星系中恒星的质量聚集过程，着重研究了年轻星团辐射对恒星形成（SF）历史的影响。我们实现了一个新的模型SF与确定性的低效率，每自由落体时间，观察分子云。恒星反馈是基于对恒星形成区的观测，包括来自大质量恒星的辐射压力、H II区的光加热、超新星和恒星风。我们发现，恒星辐射对低质量星系的形成有很强的影响，特别是在z > 1时，它通过分散冷而致密的气体有效地抑制了SF，防止了恒星成分的失控增长。这种行为在各种观测中都很明显，但迄今为止，没有辐射反馈的分析和数值模型都无法解释。与单独的超新星相比，在z < 2时，辐射反馈使SF率降低了约100倍，产生了不断上升的SF历史，重现了最近对本群矮星的观测。恒星辐射也会产生无膨胀的螺旋星系，可能是造成恒星盘过度增厚的原因。星系的旋转曲线和重子分数也与当前的数据非常吻合。最后，矮星系显示了一个非常缓慢的减少中央暗物质密度所造成的辐射反馈宇宙演化的最后~7 Gyr。
2015-01-12 astro-ph.CO
The Correlated Formation Histories of Massive Galaxies and Their Dark Matter Halos
利用在COSMOS领域的观测，我们报告了大质量（~10^{11.4} \msol）中心星系的恒星形成活动、它们的恒星质量和它们的群质量（~10^{13.6} \msol）暗物质晕的大尺度（~10 Mpc）环境之间的有趣相关性。探测红移范围z=[0.2，1.0]，我们的测量来自两个独立的来源：一个X射线检测的群目录和来自聚类和弱透镜统计相结合的恒星-晕质量关系的约束。在z=1时，我们发现恒星形成中心的恒星质量比相同晕质量的被动中心小2倍。这意味着群规模中心星中恒星形成的存在或缺乏不可能是一个随机过程。到z=0时，偏移反转，可能是由于这些对象的不同增长率。当按形态而不是星状结构划分样品时，观察到类似但较弱的趋势。值得注意的是，我们发现在z~1的恒星形成中心的群体中，在10 Mpc尺度上比类似的被动中心的质量群体更明显地聚集在一起。我们讨论这个信号的背景下，晕组装和最近的模拟，表明恒星形成的中心更喜欢晕更高的角动量和/或形成历史与最近的增长，这样的晕是已知的发展在密集的大规模环境。如果得到证实，这将是早期建立的大规模晕组装历史与其内部形成的星系未来属性之间联系的证据。
2012-05-18 astro-ph.CO
SDSS-IV MaNGA: The effect of stellar mass and halo mass on the assembly histories of satellite galaxies
本文利用MaNGA大样本结合SDSS星系群星表，发现卫星星系外围恒星族比中心星系形成更快，且高暗晕质量环境中的卫星星系更老、金属丰度更低、[Mg/Fe]更高，支持环境淬灭机制。
2023-02-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Assembly of the Red Sequence in Infrared-Selected Galaxy Clusters from the IRAC Shallow Cluster Survey
我们给出了11个光谱确认的、红外线选择的星系团（1.0 < z < 1.5）中的大质量（~L*）红序星系的集合和恒星形成历史的结果，这些星系团是今天M ~ 10 ^15 M_sun的大质量星系团的前身。利用静止标架光学光度学，我们研究了红序星系群的颜色和散射的演化，并与可能的恒星形成历史模型进行了比较。与对较低红移（z < 1）的中央星系团星系的研究相反，这些数据显然与恒星的持续演化不一致，这些恒星主要在一个单一的、更早的时间形成和聚集。具体地说，我们发现z = 1.5的大质量星系团的颜色意味着大部分恒星形成发生在z ~ 3，而z = 1时，它们的颜色意味着形成在z ~ 2;因此，这些星系在1 < z < 1.5时表现出近似相同的光度加权恒星年龄。这可能反映了恒星的形成是在一个较长的时期内发生的，或者是显着的祖先偏见的影响，或者两者兼而有之。我们的研究结果一般表明，大质量的星团星系群在z >~ 4时开始形成大量的恒星，在z ~ 1.5时包含一些红色的球状体，并且在1 < z < 2期间以年轻恒星的形式积极地聚集它们的大部分最终质量。定性地说，集群的颜色-星等关系的斜率是一致的，相对于本地集群没有显着的演变。
2012-07-19 astro-ph.CO
The diverse formation histories of simulated disc galaxies
利用宇宙学光滑粒子流体动力学放大模拟方法分析了19个星系的形成历史。我们构建模拟三色图像，并表明该模型再现观察到的星系颜色和形态的演变趋势。然而，只有一小部分星系包含棒。许多星系都经历了中心质量增长的阶段，这是由富含气体的合并或未对准的气体下沉驱动的原位恒星形成造成的。这些事件导致低角动量气体吸积到中心，并在z=0恒星圆度，半径和金属丰度的分布上留下印记，作为年龄的函数。观测z=2.5-0.0的盘状星系样品的结构性质的演化，推断在所有半径上都有连续的质量组装。我们的模拟只能解释这一点，如果有一个显着的贡献，从合并或错位的下落，预期在一个LambdaCDM宇宙。静止合并的历史导致高的运动盘分数和由内而外的增长，但在z>1.5的最后一次“破坏性”合并后几乎没有中心增长。对于足够强的反馈，正如我们的模型中所假设的那样，适度的合并对于z=0的盘星系群似乎不是问题，而是一个要求。在z>=1.5时，模拟的盘状星系的平均轮廓与观测结果一致.在z<=1时，尺寸增长太多，而中心质量增长太少，这可能是由于棒的丰度不足。这种差异可能部分是由模拟的恒星形成历史与观测假设的恒星形成历史之间的差异造成的。
2014-04-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The stellar and dark halo mass assembly of galaxies
星系恒星质量（Ms）大会的新兴经验图片显示，星系人口的积累收益从上到下的Ms。通过连接星系LCDM晕和他们的历史，个人（平均）MS增长轨迹可以推断。这些轨迹表明，大质量星系越早聚集它们的M，晕的质量就越大，而质量较小的星系仍在M中活跃生长，越活跃，晕的质量就越小。预测的恒星形成率作为质量的函数，以及将活跃星系与被动星系分开的典型质量的缩小与直接观测结果一致。这意味着LCDM情景与这些观察结果是一致的。现在的挑战是理解重子物理学，它驱动着星系的恒星质量集合从它们相应的晕的质量集合（从晕增大到星系缩小）的显著和系统性的转变。
2011-03-22 astro-ph.CO
Are Halo and Galaxy Formation Histories Correlated?
暗物质晕的性质，包括质量增长，与固定质量的大尺度环境相关，这种效应称为组装偏差。然而，这种环境依赖性是否表现在星系的性质上仍不清楚。我们应用一个组发现算法的SDSS的DR 7估计每个星系的晕质量和分解成那些存在于不同的晕中心和那些轨道内的卫星较大的晕星系。用4000埃的破裂作为恒星形成历史的量度，我们研究了星系的猝灭分数f_q和大尺度环境ρ之间的相关性。在所有的星系星等上，f_q与ρ之间存在正的单调关系。我们使用组目录分解成中央和卫星星系的贡献作为晕质量的函数，这种相关性。由于卫星星系比中心星系更容易发生猝灭，所以观测到的f_q-rho关联主要是由于晕质量函数随环境的变化，导致了大部分卫星星系处于高rho。对于低质量的中心星系（Mgal <~ 10^10.0 Msol/h^2），f_q与rho之间没有相关性。这些结果是不一致的强大的组装偏见的暗物质晕在这个质量制度，如果最近的星系增长与最近的晕增长，我们通过高分辨率N体模拟证明。我们还发现，淬火中心星系的平均恒星年龄是独立的rho在固定的Mgal，而低质量晕的形成时间变化显着。我们的结论是，停止低质量的中央星系的恒星形成的过程是不相关的形成历史的主机晕，和老星系不居住在老晕优先。（节录）
2011-07-25 astro-ph.CO
Quenching and morphological evolution due to circumgalactic gas expulsion in a simulated galaxy with a controlled assembly history
我们研究了暗物质晕组装对模拟的$\sim L^\star$星系演化的影响。从一个放大模拟的恒星形成的星系演变的鹰星系形成模型，我们使用的遗传修饰技术来创建一对互补的组装历史：一个在其中的光环组装晚于在未修改的情况下，和一个在其中它组装早。延迟组装导致星系表现出更大的现代恒星形成率比其未经修改的对应，而在加速的情况下，星系淬火在$z\simeq 1$，并成为球状。我们模拟每个组装历史9次，采用不同的种子的随机数发生器所使用的EAGLE的随机子网格实现的恒星形成和反馈。由组装历史差异驱动的系统性变化明显强于由这种随机性引起的随机分散。$\sim L^\star$星系演化对暗物质晕组装的敏感性来自于中心黑洞（BH）和晕的生长历史的紧密耦合，因此早期组装促进了更大质量BH的形成，以及更有效地排出环星系气体。作为对这种驱逐的反应，环银河系介质以较低的密度重新配置，延长其冷却时间，从而抑制了星际介质的补充。我们的研究结果表明，晕组装的历史显着影响$\sim L^\star$中央星系的演化，和环星系气体的驱逐是一个关键步骤，在淬火。
2021-01-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The assembly of spheroid-dominated galaxies in the EAGLE simulation
尽管在过去的几年里获得了一些见解，但我们对球状主导星系的形成和演化情景的了解仍然是不完整的。新的和更强大的宇宙学模拟已经开发出来，与更精确的观测一起打开了更详细研究早期类型星系（ETG）形成的可能性。本工作的目的是分析ETG在$Λ$ -CDM宇宙学中的组装历史，重点是由质量增长历史给出的考古学方法。模拟包括辐射冷却、恒星形成（SF）、金属富集、恒星和活动星系核（AGN）反馈等多种物理过程。选定的样本包括508个球状主导的星系根据其动力学特性分类。它们的表面亮度轮廓，基本关系，运动学性质，和恒星质量增长的历史进行了估计和分析。这些结果与最近的观测结果进行了比较，发现模拟的ETG在全球范围内再现了椭圆星系的基本关系。它们都有一个内盘成分，在那里检测到残留的年轻恒星星族（SP）。这个内盘的一小部分与膨胀与总比率相关。我们发现的运动学和形状之间的关系，这意味着分散占主导地位的星系与低$V/σ_L$（其中$V$是平均旋转速度和$σ_L$的一维速度色散）往往有椭圆度小于$\sim 0.5$，并占主导地位的老恒星。删节
2019-08-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Optimised neural network predictions of galaxy formation histories using semi-stochastic corrections
针对神经网络难以预测恒星形成与化学增丰高频爆发变化的问题，本文利用星系形成历史功率谱加入半随机校正，显著提升恒星质量、金属丰度、光谱和颜色等预测精度。
2025-07-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mass assembly of galaxies: Smooth accretion versus mergers
星系通过从宇宙网中平滑的吸积和较小实体的合并来吸积它们的质量。我们希望量化这两种吸积模式各自的作用，这可能会决定今天观察到的星系的形态类型。多变焦宇宙学模拟被用来估计作为时间的函数的质量在束缚系统中的演化，暗物质以及重子。研究了暗物质晕的重子含量。合并的历史是遵循外部密度的函数，并以不同的方式在星系中组装质量和恒星成分积累量化。我们发现，大多数星系通过平滑的吸积来聚集它们的质量，只有最大质量的星系也通过合并显着增长。由吸积聚集的平均质量分数为77%，由合并聚集的平均质量分数为23%。我们介绍了数百个星系的典型吸积历史：最大质量星系的质量随时间单调增加，主要是通过吸积，许多中等质量的物体也经历了质量损失事件，如潮汐剥离和蒸发。然而，我们的模拟遭受的大质量星系的过冷所造成的忽视活动星系核（AGN）的反馈。半个galay质量聚集的时间，无论是在暗物质还是重子中，都是质量的递减函数，这与所谓的缩小的观测结果是一致的。在宇宙中的每一个时期，都有低质量的星系活跃地形成恒星，而更大质量的星系在宇宙年龄的一半内在更短的时间内形成恒星。
2012-06-22 astro-ph.CO
Galactic star formation and accretion histories from matching galaxies to dark matter haloes
本文提出了一种新的统计方法来确定从z~4到现在的整个宇宙历史中星系的恒星质量与其宿主暗物质晕质量之间的关系。这种多历元丰度匹配（MEAM）模型自洽地考虑到卫星星系在比它们被观测到的时间更早的时候首先成为卫星。我们采用红移依赖的恒星晕质量关系的参数化填充晕和subhaloes在千年模拟与星系，需要同时再现观测到的恒星质量函数在几个红移。使用合并树提取的暗物质模拟结合MEAM，我们预测的平均组装历史的星系，分离成恒星形成的星系内（原位）和吸积的恒星（非原位）。随着红移的增加，恒星形成效率的峰值从z=0时的23%下降到z=4时的9%，而相应的晕质量从10^11.8 M \odot增加到10^12.5 M \odot。中心星系的恒星形成率在红移处达到峰值，这取决于晕的质量;对于大质量的晕，这个峰值出现在宇宙早期，而对于低质量的星系，这个峰值还没有达到。在类似于银河的晕中，大约一半的中心恒星质量在z=0.7之后聚集。在低质量晕中，卫星星系的吸积对中心星系的聚集贡献很小，而在大质量晕中，超过一半的中心恒星质量是在z<2的地方形成的，卫星星系的吸积很大。我们发现，我们的方法意味着一个宇宙恒星形成的历史和特定的恒星形成率的演变是一致的直接推断。我们提出了方便的拟合函数恒星质量，恒星形成率，吸积率作为晕质量和红移的函数。
2012-05-25 astro-ph.CO
The LEGA-C of nature and nurture in stellar populations of galaxies at z~0.6-1.0: D4000 and H-delta reveal different assembly histories for quiescent galaxies in different environments
星系演化是由各种物理过程驱动的，这些物理过程预计在宇宙时间的不同暗物质晕和环境下以不同的速率进行。这种演化的记录保存在星系恒星星族中，我们可以使用吸收线光谱学来访问。本文利用大型LEGA-C巡天（DR 3）研究了COSMOS场中z~0.6-1.0的环境和恒星质量对恒星星族的影响。利用LEGA-C的统计能力和深度，我们揭示了在z~0.6-1.0的大质量星系群（M>10^10 M $_{\odot}$）的恒星质量与环境2D空间上D4000和H-δ等效宽度（EW）分布的显著梯度。D4000和H-delta EW主要取决于恒星质量，但在固定恒星质量时也取决于环境。通过将样本分为中心和卫星，并在恒星形成星系和静止星系方面，我们揭示了D4000和H-三角洲EW控制恒星质量时的显着环境趋势是由静止星系驱动的。无论是中心星系还是卫星星系，恒星形成星系都显示出D4000和H-δ EW，这些EW强烈依赖于它们的恒星质量，并且在0.6<z<1.0时完全独立于环境。卫星星系所看到的环境趋势完全是由仅适用于静止星系的趋势驱动的，再加上固定恒星质量下静止部分的强烈环境依赖性。我们的研究结果与最近的模拟预测一致，模拟预测指出大质量星系首先在超密度或最紧凑的暗物质晕中形成。
2021-12-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the influence of halo mass accretion history on galaxy properties and assembly bias
晕组装偏差是暗物质晕在固定质量下的组装历史对暗物质晕成簇的次要依赖。这种既定的依赖性预计将体现在星系群的聚集上，这是一种通常被称为星系组装偏差的潜在效应。使用IllustrisTNG 300磁流体动力学模拟，我们分析了依赖的属性和集群的星系的形状上的特定质量吸积历史的托管晕（sMAH）。我们首先表明，几个晕和星系的性质强烈相关的sMAH（$β$）在固定的晕质量的斜率。也就是说，具有越来越陡峭的$β$的晕在早期更快地增加它们的晕质量，并且它们的宿主星系呈现出更大的恒星与晕质量比，更快地失去它们的气体，在更高的红移处达到它们的恒星形成历史的峰值，并且更早地熄灭。我们还表明，$β$是更直接地连接到这些关键的星系形成属性比其他广泛采用的晕代理，如形成时间。最后，我们测量了在固定晕质量下星系团对$β$的二次依赖性作为红移的函数。通过追溯单个晕的演化，我们发现，$z=0$星系的祖先星系组装偏置信号的振幅随红移而增加，对于$M_\mathrm{halo}=10^{11.5}-10^{12}$ $h^{-1}\mathrm{M}_\odot$的晕，在$z = 1$处达到2倍。对组装偏差沿合并树演化的度量为二次偏差的研究提供了一个新的理论视角。我们的研究结果表明，晕吸积和星系群的聚类和观测特性之间存在紧密的关系，对于即将到来的宇宙学调查的模拟目录的生成也有重要的影响。
2021-05-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Assembly of filamentary void galaxy configurations
我们研究了空洞中暗物质晕结构的形成和演化。我们的调查使用高分辨率的LambdaCDM模拟CosmoGrid来寻找类似于VGS_31的三个相互作用的星系的细长系统的空洞系统，该系统最近被虚空星系调查（VGS）发现在SDSS星系红移调查中的一个大空洞内。HI数据显示，这些星系被嵌入在一个共同的拉长的信封，可能嵌入在intravoidfilament。在CosmoGrid模拟中，我们寻找在质量、大小和环境方面与VGS_31相似的系统。我们总共发现了八个这样的系统。对于这些系统，我们研究了相邻晕的分布，主晕的组装和演化，晕的动力学演化，以及系统嵌入其中的大尺度结构的演化。晕的空间分布遵循暗物质环境的空间分布。我们发现，VGS_31类系统有一个很大的变化，在10 Gyr前和现在的时代之间形成的形成时间。然而，系统所嵌入的环境基本上彼此相似。每一个类似VGS_31的系统都嵌入在内部空隙壁中，不迟于z = 0.5成为其环境中唯一突出的特征。虽然部分空洞的墙壁保留了一个相当平凡的性格，我们发现，他们中的大约一半是由一个明显的和迅速发展的子结构。五个晕发现自己在一个几兆秒差距/小时长的细丝内的空隙壁。最后，我们将结果与VGS_31的观测数据进行了比较。我们的研究表明，VGS_31星系形成于同一（原）灯丝，并且最近没有相遇。模拟的晕系统之间的多样性表明，VGS_31可能不是典型的星系群中的空隙。
2013-07-30 astro-ph.CO
Reversing Arrested Development: A New Method to Address Halo Assembly Bias
针对暗物质晕装配偏置的“发育停滞”成因假说，提出通过拟合晕早期吸积历史并外推来校正该效应的新方法，经N体模拟验证可使小质量晕的装配偏置信号强度减半，佐证了假说并提供了有效缓解方案。
2024-10-08 astro-ph.CO
The Assembly Histories of Quiescent Galaxies Since z=0.7 from Absorption Line Spectroscopy
我们提出了从斯隆数字巡天（SDSS）和AGN和星系演化巡天（AGES）的0.1 < z < 0.7之间的静止星系的大样本的光学光谱建模的结果。我们研究了星系的恒星年龄和丰度模式是如何随时间演化的，作为恒星质量的函数，从10^{9.6}-10 ^<$11.8} Msun。星系光谱被堆叠在质量和红移的箱中，并在4000 A到5500 A的波长范围内建模。全光谱恒星星族合成模型提供了元素Fe、Mg、C、N和Ca的年龄和丰度的估计。我们发现，在固定恒星质量在大约7 Gyr的宇宙时间的元素丰度可以忽略不计的演变。此外，大质量星系的恒星年龄随时间的增加与z = 0.7以来的被动演化一致。总而言之，这些结果支持这样一种情况：大质量静止星系的内部~ 0.3-3 R_e在宇宙时间的后半部分一直被动地演化。有趣的是，在所有的历元中，恒星年龄都比宇宙年龄年轻得多，与z 1的等效单次爆发恒星形成历元< 1.5. These young stellar population ages coupled with the existence of massive quiescent galaxies at z >一致，表明z < 0.7的静止星群的不均匀性。这些数据还允许在z < 0.7时，质量低于~10^{10.5} Msun的新淬灭星系的加入。此外，我们分析了非常深的凯克DEIMOS光谱的两个最…
2014-08-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
No Assembly Required: Mergers are Mostly Irrelevant for the Growth of Low-mass Dwarf Galaxies
我们调查的合并历史的孤立矮星系的一套15个高分辨率的宇宙学放大模拟的基础上，所有的质量$M_{\rm halo} \approx 10^{10}\,{\rm M}_{\odot}$（和M $_\star\sim10^5-10^7\,{\rm M}_{\odot}$）在$z=0$，从现实环境反馈（FIRE）项目。这些位于$z=0$的矮星系的恒星星族基本上完全是“原地”形成的：除了两个星系外，所有的星系都有超过90 $\%$的恒星质量是在主祖星系中形成的，所有15个星系都有超过70 $\%$的恒星质量是在原地形成的。几乎所有的星系合并都发生在$z\sim3$之前，这意味着吸积的恒星星族是古老的。平均而言，我们模拟的矮星在其一生中经历了5次星系合并，典型的合并前星系质量比小于1：10。这种合并的频率一般是可比的，在无耗散模拟时，再加上丰度匹配。其中两个模拟的矮星有一个明亮的卫星伴星$z=0$。这些超微弱的矮星位于或低于目前的可探测性阈值，但对下一代设施来说是有趣的目标。吸积星的贡献很小，这使得无论是用光度测量还是用解析恒星色星等图（CMD）都很难分辨出绝大多数矮星合并的影响。近场宇宙学的重要意义是，恒星形成的历史，来自解决CMD的大质量星系应跟踪建立在一个主要系统的恒星质量在整个宇宙时间，而不是反映了许多个人的恒星形成历史的合并矮星的贡献。
2018-01-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing galaxy assembly bias with LRG weak lensing observations
在Montero-Dorta等人2017年的研究中，我们发现在$z\sim0.55$进行的SDSS-III重子振荡光谱巡天（BOSS）中的发光红色星系（LRG）可以根据它们的恒星形成历史分为两组。所谓快速成长的LRGs在$z\sim5$聚集成与恒星质量相同的$80\%$，而缓慢成长的LRGs在$z\sim1.5$达到相同的演化状态。我们进一步证明，这两个亚群呈现显着不同的聚类特性的尺度上的$\sim1 - 30 \mathrm{Mpc}$。在这里，我们使用星系-星系透镜技术测量每个子样本的平均晕质量，在LRG目录和CS 82和CFHTLenS剪切目录的$\sim190°^2$重叠。我们发现，快速和缓慢增长的LRG有类似的透镜配置文件，这意味着他们生活在类似的质量晕：$\log\left(M_{\rm halo}^{\rm fast}/h^{-1}\mathrm{M}_{\odot}\right) = 12.85^{+0.16}_{-0.26}$和$\log\left(M_{\rm halo}^{\rm slow}/h^{-1}\mathrm{M}_{\odot}\right) =12.92^{+0.16}_{-0.22}$。这一结果，结合聚类差异，表明星系组装偏差的存在，尽管这种影响太微妙，无法明确证明我们目前弱透镜测量的误差。我们表明，这可以很快实现与即将到来的调查，如DES。
2018-05-09 astro-ph.CO
Halo Histories vs. Galaxy Properties at z=0, I: The Quenching of Star Formation
我们测试是否晕年龄和星系年龄相关的固定晕和星系质量。暗物质晕的形成历史和年龄与它们的大尺度密度$ρ$相关，这种效应被称为组装偏差。我们测试这种相关性是否延伸到星系通过测量星系恒星年龄对$ρ$的依赖性。为了澄清理论和观测之间的比较，并消除强烈的环境对卫星的影响，我们使用星系群目录，以确定中央星系和测量其淬火分数，$f_Q$，作为大尺度环境的函数。将光环年龄与中央星系年龄匹配的模型预测$f_Q$和$ρ$之间存在强正相关性。然而，我们表明，这种影响的幅度取决于晕年龄的定义：大会的偏见显着减少时，删除回溅晕的影响-这些晕是中央，但通过了一个更大的晕或经历了强烈的潮汐遭遇。使用峰值时的光环质量而不是当前质量定义年龄可以消除这些影响。在SDSS数据中，在M $_{\rm gal}\gtrsim 10^{10.0}$ M_sol/h $^2$下，从低密度到高密度，$f_Q$中存在$\sim 5\%$增加，这与使用峰值晕质量对暗物质晕的预测一致。在较低的恒星质量下，$f_Q$和$ρ$之间几乎没有相关性。对于这些星系，年龄匹配与我们测试的大范围晕形成指标的数据不一致。这意味着，晕形成的历史有一个小的，但统计上显着的影响淬火的恒星形成在高质量，而淬火过程中低质量的中央星系是不相关的晕形成的历史。
2016-09-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Two-phase galaxy evolution: the cosmic star-formation histories of spheroids and discs
从两个非常简单的公理：（1）活动星系核活动跟踪球状体的形成，（2）宇宙恒星的形成历史主要是在高红移处球状体的形成，我们导出了球状体和盘状体的恒星形成历史及其隐含的金属富集历史的简单表达式。采用Baldry-Glazebrook初始质量函数，我们使用这些关系，并应用PEGASE.2来预测z=0宇宙光谱能量分布（CSED）的球体和光盘。该模型的预测比较有利的尘埃校正CSED最近报告的银河和质量大会（GAMA）的团队从FUV通过K波段。该模型还提供了一个合理的拟合包含在球状体和光盘结构的总恒星质量最近报告的千年星系目录团队。根据我们的公理可以做出三个有趣的推论：（1）在z ~ 1.7处有一个跃迁红移，在这一点上宇宙从我们所说的“热模演化”（即，通过合并和/或坍缩的球状体形成/生长）到我们称之为“冷模演化”（即，（2）在恒星形成的主要阶段之前，几乎不需要或不需要任何预富集;（3）在目前的宇宙中，质量损失与恒星形成相当均衡，使恒星的综合质量密度接近恒定值。该模型提供了一个简单的预测的能量输出从球体和盘projenitors，球体和盘质量的积累，和宇宙的平均金属丰度富集。
2015-11-20 astro-ph.CO
Halo Histories vs. Galaxy Properties at z=0 II: Large-Scale Galactic Conformity
利用SDSS DR 7的群星表，我们试图测量银河系在本地宇宙的整合。我们测量孤立的主星系周围的邻近星系的淬灭分数，将孤立的样本分为恒星形成和静止的对象。我们限制我们的测量尺度$>1$ Mpc探测不同的晕形成历史之间的相关性。在恒星质量范围$10^{9.7} \le M_\ast/M_\odot \le 10^{10.9}$，我们发现最小的统计证据一致。我们进一步比较这些数据的晕年龄匹配模型的预测，其中最古老的星系与最古老的晕在固定的$M_\ast$。对于晕和恒星年龄之间有很强相关性的模型，一致性信号太大，与数据不一致。对于较弱的年龄匹配的实现，银河系的一致性是不是一个敏感的诊断晕组装偏差，并不会产生可检测的信号在SDSS数据。我们重现了考夫曼等人2013年的结果，其中当主星系本身是低恒星形成者时，邻近星系的恒星形成率在主星系周围显着降低。然而，我们发现这一结果主要是由隔离标准中的污染驱动的，当使用我们的群目录去除样本中的一小部分卫星星系时，一致性信号基本上消失了。最后，我们表明，小的一致性信号，即，2-5%的差异，在淬火分数的邻居星系，可以产生的机制以外的晕组装的偏见。例如，如果被动星系比相同恒星质量的恒星形成星系占据更多的质量晕，则可以产生与PRIMUS（Berti et al 2016）最近测量一致的一致性信号。
2017-02-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Connection between Halo Assembly History and the Stellar Distribution I: The Central Stellar Mass - Richness Plane
Tsinghua University（清华大学）；University of California（加州大学）；University of Maryland（马里兰大学）；New York University Abu Dhabi（纽约大学阿布扎比分校）
利用 IllustrisTNG-300 模拟，研究发现中心恒星质量与卫星富度作为晕质量代理在群级质量上相似但组装历史不同，中心恒星质量-富度平面可有效选择具有特定吸积历史的暗物质晕。
2026-09-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
A two-phase scenario for bulge assembly in LCDM cosmologies
我们分析和比较的膨胀的一个样本的L* 螺旋星系的流体动力学模拟在宇宙学的背景下，使用两种不同的代码，P-DEVA和GASOLINE。这些代码以非常不同的方式调节恒星形成，P-DEVA模拟在假设反馈发生在亚网格尺度上的情况下输入低恒星形成效率，而GASOLINE模拟则具有驱动大规模外流的反馈。在所有情况下，显着的膝盖形状的质量聚集轨道，对应于从早期阶段的快速大规模组装到后来的较慢的过渡，分离的模拟凸起内的两个人口的属性。分析的凸起显示了一个重要的早期恒星暴产生的类彗星快速阶段的大规模组装，其次是第二阶段与较低的恒星形成，驱动的各种过程，如磁盘不稳定性和/或合并。根据这两个阶段将z=0时的核球恒星粒子分为老的和年轻的两类，我们发现核球恒星子种群具有不同的运动学、形状、恒星年龄和金属含量。年轻的组分更扁圆，通常更小，更多的旋转支撑，具有更高的金属丰度和更少的α-元素比老的增强。这些结果与当前观测到的凸起状态是一致的，并为一些明显自相矛盾的观测结果提供了解释，例如观测到的凸起年轻化和金属含量梯度。我们的结果表明，L* 星系的凸起通常会有两个凸起种群，可以将其比作经典凸起和伪凸起，差异在于两者的相对比例，这可能会因星系质量和特定质量吸积和合并而变化历史。
2012-11-16 astro-ph.CO
Halo Assembly Bias using properties of central galaxies in SDSS redMaPPer clusters
暗物质晕的聚集取决于固定晕质量的晕的组装历史，这种现象被称为\textit{halo assembly bias}。在对暗物质的宇宙学模拟中很容易观察到晕组装偏差。然而，很难在观察中发现它。确定与晕形成时间相关的星系或星系团性质以及选择不受投影影响的星系团的能力是观测探测晕组装偏差的两个最重要的障碍。后者，特别是，可能会导致一个误导性的检测晕组装偏差，通过提高大规模的透镜和集群的幅度。本研究使用十二个不同的SDSS redMapPPer星系团的中央星系的光谱派生的属性划分成子样本的集群。我们测试的依赖性，这些属性在固定的丰富的聚类幅度。我们首先推断晕质量和偏差使用弱透镜信号周围的星系团使用的形状从SDSS调查。我们验证了两个子样本之间的偏差差异使用集群星系互相关。该方法允许我们将由于投影效应引起的污染与晕圈组件偏置信号解耦。我们没有发现任何显着的证据表明，与我们探索的任何属性相关的聚类幅度的差异。我们的研究结果表明，中央星系的属性可能没有显着相关的晕组装历史在固定的丰富度。
2022-07-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing the key role of the stellar mass-halo mass relation in galaxy merger rates and morphologies via DECODE, a novel Discrete statistical sEmi-empiriCal mODEl
合并和恒星形成在调节星系生长中的相对作用仍然是一个激烈争论的问题。在这里，我们提出了我们的DECODE，一个新的离散统计sweet-empiriCal的mODEl专门设计用于快速，有效地预测，在一个完整的宇宙学背景下，星系组装和合并的历史，任何给定的输入恒星质量晕质量（SMHM）的关系。DECODE根据精确的暗晕质量和所有暗晕（包括其他暗晕中的暗晕）的落入红移概率函数（因此是统计的）生成逐对象的暗物质合并树（因此是离散的），对质量或体积几乎没有分辨率限制。合并树，然后转换成星系组装的历史，通过输入，红移依赖SMHM关系，这是高度敏感的星系恒星质量函数的重要系统学和它的演化与宇宙时间。DECODE可以准确地再现流体动力学模拟和半解析模型的预测平均星系合并率和组装历史，当采用它们的SMHM关系的输入。在目前的工作中，我们使用DECODE证明，只有SMHM的关系暗示的恒星质量函数的特点是大丰度的大质量星系和显着的红移演化，至少在$M_\star \gtrsim 10^{11} \, M_\odot$，可以同时再现本地丰度的卫星星系，星系（主要合并）对以来$z \sim 3$，和增长的Brilliant星系团Galliant。同样的模型也可以重现椭圆星系的局部部分，假设这些是严格由主要合并形成的，但不是完整的膨胀盘比分布，这需要额外的过程。
2022-08-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Observational evidence of galaxy assembly bias
我们分析了SDSS-III重子振荡光谱巡天（BOSS）中30万个恒星质量为$M_* \gtrsim 10^{11} M_{\odot}$的发光红星系（LRG）的光谱。通过研究它们的恒星形成历史，我们发现两条主要的演化路径在$z\sim0.55$汇聚成同一个静止星系群。快速生长的LRG在很早的时候就聚集了恒星质量的$80\%$（$z\sim5$），而缓慢生长的LRG在$z\sim1.5$达到了相同的进化状态。进一步的研究表明，它们在$\sim$ 1-30 Mpc尺度上的聚类特性在高显著性水平上也是不同的。对于给定的恒星质量阈值，快速增长的LRG被发现更强烈地聚集在整体更密集的大尺度结构环境中，而不是缓慢增长的系统。我们的研究结果意味着一个依赖于集群的恒星质量组装的历史（自然连接到相应的晕的质量形成历史）的一个均匀的人口类似的质量和颜色，这构成了一个强有力的观测证据星系组装的偏见。
2017-04-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The cumulative star-formation histories of dwarf galaxies with TNG50. I: Environment-driven diversity and connection to quenching
我们提出的累积恒星形成历史（SFHS）的>15000矮星系（$M_{*}=10^{7-10}M_{\odot}$）从TNG 50运行的IllustrisTNG套件在广泛的环境。决定矮星SFH的关键因素是它们作为中心或卫星的地位以及它们的恒星质量，与卫星和低质量矮星相比，中心和更大质量的矮星平均在较晚的时间聚集它们的恒星质量。卫星（在总质量为$M_{200c,\,host}=10^{12-14.3}M_{\odot}$的宿主中）在~ $7.0_{-5.5}^{+3.3}$ Gyr前组装了其z=0恒星质量的90%，而中心体只在~ $1.0_{-0.5}^{+4.0}$ Gyr前组装了其z=0恒星质量的90%。TNG 50预测了一个大的多样性，在SFH的中心和卫星，使堆叠的累积SFH是代表TNG 50矮人人口只有在平均意义上，个别侏儒可以有显着不同的累积SFH。具有最高恒星质量与宿主质量比的卫星矮星具有最新的恒星质量组合。在固定的恒星和主机晕质量，发现更接近集群中心，或吸积在较早的时间，显示显着早期恒星质量大会。这些趋势，以及SFH本身的形状，是一个不同的比例在一个给定的子样本淬火与恒星形成星系，表现出明显不同的SFH形状的表现。我们还发现了一个微妙的效果，即卫星矮星在z=0的最大质量的主机在早期有较高的SFR，以及最终落入到他们的z=0主机之前，相比控制样本的中心质量匹配的吸积时间。这…
2021-01-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): Galaxies at the faint end of the Halpha luminosity function
本文分析了GAMA巡天中最低半光度星系（L_H α <4 × 10^32 W; SFR<0.02 Msun/yr）的性质。这些星系构成了在H α光度函数的暗端所看到的系统数密度中高于谢克特函数的上升部分。在我们的通量极限以上，我们发现这些星系主要由本质上低的恒星质量系统（恒星质量中位数=2.5x10^8兆太阳）组成，其中只有5/90的恒星质量M>10^10兆太阳。低SFR系统主要存在于密度最低的环境中（平均密度约为0.02星系Mpc^-2，密度大于1.5星系Mpc^-2的环境中没有系统）。它们目前的特定恒星形成率（SSFR; -8.5 < log（SSFR[yr^-1]）<-12。与它们有着不同的恒星形成历史是一致的。这些星系的低密度环境表明，这种低质量的恒星形成系统只能保持为低质量和形成恒星，如果它们居住在足够远离其他星系，以避免被吸积，通过潮汐效应分散或通过外部过程使其气体储存变得无效。
2010-12-16 astro-ph.CO
Morphology of galaxies with quiescent recent assembly history in a Lambda-CDM universe
标准的星盘形成假设是气体冷却并流入暗物质晕的中心，保持特定的角动量。重大的合并已被证明能够破坏或高度扰动盘组件。最近，被吸积形成星系的物质的排列被指出是决定星系形态的关键因素。然而，在一个分层的情况下，星系形成是一个复杂的过程，结合这些过程和其他非线性的方式，使星系形态的起源仍然是完全理解。我们的目标是探索不同形态的星系形成历史的差异，但最近的合并历史，以确定哪些机制发挥了重要作用。我们分析了当小合并可以被认为是相关的，以确定星系形态。我们还分别研究了圆盘和中心球分量的比角动量含量。我们使用了宇宙学流体动力学模拟，其中包括一个有效的，物理动机的超新星反馈，能够调节不同质量的晕中的恒星形成。我们分析了宇宙学模拟的15个星系样本的形态和形成历史。我们对选定的星系和它们的祖先系统进行了椭球盘分解。合并系统的角动量方向以及它们的相对质量进行了估计，以分析所发挥的作用的方向和次要的合并在确定的形态。我们发现，光盘形成的特定的角动量守恒按照经典的光盘形成模型。恒星中心椭球体的比角动量与暗物质晕角动量相关，并决定幂律。删节
2014-06-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The baryonic mass assembly of low-mass halos in a Lambda-CDM Universe
我们分析了在宇宙学数值模拟中在红移z = 0处发现的低质量晕（Mvir ~ 10^10.3 - 10^12.3 M_sun）的暗、气体和恒星质量组装历史。我们的研究结果表明，在一个给定的现代质量仓的晕，气体的重子分数维里半径内不随时间的变化显着，从~0.8的较小的晕到~0.5的最大的。大多数重子实际上并不位于星系中，而是位于晕内气体中;对于质量更大的晕，晕内气体与星系的质量比在所有红移z下都大致相同，但对于质量最小的晕，它随着z的增加而强烈增加。前一种晕中的晕内气体随着时间的推移而变热，在z = 0时占主导地位，而在后一种晕中，它在所有时期都是冷的。在我们的模拟中，多相ISM和热反馈模型在延迟低质量星系的恒星质量增长的方向工作。
2014-06-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
