The Impact of Mergers on the Survival and Abundance of Disk-Dominated Galaxies
我们研究了LCDM宇宙中盘控星系的形成。它们的存在被认为是对LCDM宇宙学的一个挑战，因为星系合并使恒星盘各向同性，并触发气体盘中的角动量输运，从而促进中心恒星球状体的形成。在这里，我们假设，从气体丰富的磁盘恒星球状体的形成是由两个参数，星系合并的特点，合并暗物质晕的质量比，和维里速度较大的合并晕控制。我们利用合并的历史产生的宇宙学密度场的实现来计算的暗物质晕，避免了球体形成的分数，并比较派生的统计数据与球体的占领分数在调查附近的星系。例如，我们发现，如果导致中心球状体形成的合并是质量比M2/M1 > 0.3和维里速度Vvir，1 > 55 km/s的合并，那么盘主导星系在LCDM中的存活率就足以解释宇宙中观察到的盘主导星系的分数表示。我们讨论了这一标准的物理起源，并表明，磁盘占主导地位的部分对星系质量的依赖提供了合并假说的进一步检验。[For更多详情，见Koda等人（2009年）。]
2009-02-10 astro-ph.CO
Structure and Substructure of Galactic Spheroids
在低红移的所有类型和环境的星系的完整的空间化学动力学结构提供了一个重要的伴奏观测星系形成在高红移。接下来的十年带来了观测的机会，以强烈约束附近星系的恒星形成和组装的历史，特别是在球体中，这些球体构成了宇宙中绝大多数恒星质量，但到目前为止一直难以研究。为了限制建立球状“红序”的途径，随着改进的宽视场仪器越来越多，可以将测光和光谱学中的各种标准技术，特别是分辨球状星团和行星状星云等示踪物的技术，扩大到全面调查。与此同时，巨型望远镜上自适应光学的进展可能首次允许对这些系统中单个恒星的大样本进行深入、分辨的光度和光谱分析，从而使星系研究发生革命性变化。通过对整个宇宙时间内恒星和星系形成的详细建模和自洽模拟，需要强有力的理论支持来理解新的观测约束。
2009-02-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Star Formation & Chemical Evolution History of the Sculptor Dwarf Spheroidal Galaxy
我们结合了深测光的B，V和I波段从CTIO/MOSAIC的玉夫座矮球状星系，到最古老的主序列关，光谱的红巨星分支星的金属丰度分布。这使我们能够获得迄今为止最详细和完整的恒星形成历史，以及化学浓缩的准确时间表。恒星形成史显示，玉夫座主要由古老的（$>$ 10 Gyr）贫金属恒星组成，但也存在更年轻，更富金属的恒星。使用恒星形成的历史，确定在不同的半径从中心，我们表明，雕塑家形成的恒星随着时间的推移，中心浓度增加。所有半径上都存在着古老的贫金属恒星，而更富金属的年轻恒星则更加集中。我们发现，在一个椭圆半径为1度，或1.5千秒差距的中心，一个总质量为7.8 $\times10^{6}$ M $_{\odot}$的恒星形成，14和7 Gyr前，与峰值在13 $-$ 14 Gyr前。我们使用详细的恒星形成历史，以确定个别红巨星分支恒星的高分辨率光谱丰度的年龄估计。因此，我们第一次可以直接确定单个化学元素演化的详细时间尺度。我们发现，α元素的趋势符合预期的延长，相对不间断的恒星形成期持续6 $-$ 7 Gyr。α-元素分布的拐点出现在10.9 $\pm$ 1 Gyr的年龄，表明超新星Ia的富集开始于玉夫座恒星形成后的$\approx2\pm$ 1 Gyr。
2012-01-11 astro-ph.CO
A new study of stellar substructures in the Fornax dwarf spheroidal galaxy
利用深V、B-V宽视场测光技术，通过色星等图分析确定了天炉座矮球状星系的详细恒星形成历史，对恒星过密度进行了新的研究。我们集中在相对年轻的恒星组成部分（<4 Gyr），并将其与下面的天炉座场人口进行比较。我们更详细地研究了以前已知的内壳状结构，并表明它具有明确的年龄-金属丰度关系，峰值在~1.5 Gyr，[Fe/H]=-0.6 dex。与天炉座中心的比较表明，过密特征与年轻场星的年龄-金属丰度关系一致，可能是由天炉座气体形成的。这与超密度是由先前排出的气体再吸积形成的情况一致。我们还发现了一个新的恒星超密度，位于距离中心0.3度（0.7千秒差距），只有1亿年的历史，具有太阳金属丰度。这一特征构成了迄今为止在天炉座观测到的最年轻、最富含金属的恒星。目前还不清楚年轻的高密度是如何形成的，尽管恒星的年龄和金属含量表明这一特征可能代表了天炉座dSph最后的恒星形成活动。
2013-01-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Environmental mechanisms shaping the nature of dwarf spheroidal galaxies; the view of computer simulations
我们回顾了在过去十年中进行的数值工作的环境机制的作用，在塑造已知的最微弱的星系，矮椭球体（dSphs）的性质。特别是，我们讨论了一个模型，其中dSphs起源于气体占主导地位的，盘状的矮星，几十亿年前的大规模星系吸积。在$z > 1$，当宇宙紫外线电离通量比今天高得多，因此能够保持矮星中的气体温暖和扩散时，矮星通过冲压压力和潮汐力迅速剥离其重子，产生非常暗物质占主导地位的天体，其恒星形成历史被截断，如Draco dSph。在这些低金属量的天体坠落之前，恒星形成效率很低，这对于保持它们的圆盘气体占主导地位至关重要，直到剥离开始。{ \it因此，气体剥离与低效的恒星形成提供了一种新的反馈机制，可替代光蒸发或超新星反馈，在矮星系形成和演化中发挥着至关重要的作用}。潮汐引起的不稳定性，被称为“潮汐搅动”，把幸存的恒星盘变成了一个球体。此外，我们根据这种情况研究了新发现的超微弱dSphs的特性，并认为它们可能属于不同的低质量矮卫星群。这些化石大多是由再电离作用而不是环境机制形成的，因此是“再电离化石”的良好候选者。我们讨论的形态变换的情况下的子结构问题的影响。（节录）
2009-09-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
The central spheroids of Milky Way mass-sized galaxies
我们研究了在宇宙学背景下模拟的银河系质量大小的星系的质量中心的10千秒差距内的中心球状体的属性。模拟的中心区域主要由年龄超过10 Gyr的恒星组成，大多数是在原地形成的，其中约30%来自吸积恒星。这些恒星形成于定义明确的恒星爆发中，尽管吸积恒星表现出更尖锐和更早的恒星。吸积星的比例随着银河系中心距离的增加而增加，因此在半径约8-10 kpc时，平均检测到约40%的吸积星。吸积星比原地星稍年轻，金属丰度较低，并且$α$增强。在中心区域的老恒星中，有相当一部分来自于几颗大质量卫星（$2-3$）。在比$\sim 10^{9.5}{\rm M}_\odot$小的矮星中形成的吸积星对核球的贡献更大。年龄和老恒星的金属丰度分布之间的差异因此与吸积历史有关--那些吸积恒星比例较大的中心区域是那些有更大质量卫星贡献的区域。原位和吸积星的运动学性质是一致的，后者被支持他们的速度色散，而前者表现出明确的签名旋转支持。我们的模拟展示了一系列的特征，一些系统在其中心区域表现出共存的酒吧和球体，在某些方面类似于银河系的中心区域。
2017-09-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Primeval Populations of the Ultra-Faint Dwarf Galaxies
我们提出了新的限制超暗矮（UFD）星系的恒星形成历史，使用深测光与哈勃太空望远镜（HST）。UFD是斯隆数字巡天最近发现的一个星系类，它似乎是经典矮椭球体向低光度的延伸，为理解卫星失踪问题提供了一个新的前沿。它们是已知的最不明亮，最暗物质占主导地位，化学演化最少的星系。我们对六个UFD的HST调查旨在确定这些星系是否是早期宇宙的真正化石。我们在这里提出了三个UFD星系的初步分析：武仙座，狮子座四，大熊座一。本星系群中的经典矮椭球体显示出较长的恒星形成历史，但这三颗银河系卫星至少与古老的球状星团M92一样古老，没有证据表明中间年龄的群体。它们的年龄似乎也同步到彼此的1 Gyr之内，这可能是因为它们的恒星形成被一个全球性事件所截断，比如再电离。
2012-06-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Formation history, structure and dynamics of discs and spheroids in simulated Milky Way mass galaxies
我们研究了恒星盘和球状体在八个模拟的星系形成银河系质量晕在一个拉姆达冷暗物质宇宙学。本系列的第一篇论文集中在光盘的性能。在这里，我们扩展这种分析，以研究如何形成的历史，结构和动态的磁盘和球状体的组装历史和结构的晕。我们发现圆盘一般都很年轻，恒星的年龄跨度很大：最年轻的恒星形成薄圆盘，轨道接近圆形，而最古老的恒星形成较厚的圆盘，旋转速度比薄组件慢2倍，速度色散大2 - 3倍。与圆盘不同，球状体形成较早，时间尺度较短，并且主要由速度弥散控制。我们发现它们的结构多种多样。内部区域是棒状或隆起状的，而扩展的外部晕则富含复杂的非平衡结构，如恒星流、壳和团块。我们的星盘具有非常高的原位分数，即大多数恒星都是在星盘本身形成的。然而，有一个不可忽略的贡献（~15%）来自几乎共面轨道上的卫星。球状体的内部区域也有相对较高的原位分数，但其外部恒星星族的65 - 85%是吸积的。我们分析的圆周速度，旋转速度和速度色散的磁盘和球状体，无论是气体和恒星，显示的动力学结构是复杂的，作为一个结果的非平凡的相互作用之间的冷却和SN加热。
2011-05-03 astro-ph.CO
Radio source feedback in galaxy evolution
我们提出了一个星系演化模型，其中包括一个物理动机的活动星系核反馈的实现。间歇性的喷射使无线电等离子体的茧膨胀，然后以超音速膨胀，冲击加热周围的气体。该模型再现观察到的恒星形成的历史，以最高的红移可靠的数据存在，以及观察到的星系颜色双峰。间歇性的射电源反馈也自然地提供了一种保持黑洞和球体同步增长的方法。我们发现一个头重脚轻的初始质量函数（IMF）的$z>2$，元素丰度的观测结果一致的可能的证据，亚毫米和莱曼打破星系计数。
2009-05-11 astro-ph.CO
Recent star formation in local, morphologically disturbed spheroidal galaxies on the optical red sequence
我们结合GALEX（紫外线; UV）和SDSS（光学）测光研究最近的恒星形成历史的~100场星系的光学红序列，其中很大一部分表现出广泛的迹象，在深光学成像的扰动形态是一致的，与最近的合并事件。在这个样本中，超过70%的以膨胀为主的星系在表面亮度极限为28 mag arcsec^-2时显示出潮汐特征。我们发现，虽然它们居住在光学红色序列中，但它们的紫外线颜色分布很广（约4 mags），类似于最近在一般早期型种群中发现的情况。紫外线的颜色和潮汐扭曲的强度之间存在很强的相关性，因此最蓝的星系更扭曲。这强烈表明，在许多附近的早期类型中看到的蓝色紫外线是由最后3个回转内的（低级）合并诱导的恒星形成驱动的，贡献了不到10%的恒星质量。如果这个样本中正在进行的合并（质量比中位数为1：4）代表了附近的红色合并种群，那么残骸中只有不到25%的新恒星质量是通过合并引起的恒星形成而增加的。虽然这些星系的星际介质（ISM）中的尘埃消光很小[E（B-V）<0.1]，但恒星形成区的局部尘埃含量平均高出3倍。最后，我们使用我们的理论机器提供了一个计算附近（z<0.1）红色早型星系中最近的恒星形成事件（t2）的年龄的方法：Log（t2）[Gyrs] ~ 0.6。[（NUV-u）-（g-z）-1.73]，其中NUV、u、g和z是GALEX/SDSS滤波器组中观测到的星系光度星等。
2010-07-27 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
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
Chemical signatures of formation processes in the stellar populations of simulated galaxies
我们研究了LCDM宇宙中Milky Way质量星系形成的八个模拟中恒星星族的化学性质。我们的模拟包括金属相关的冷却和明确的多相处理的气体冷却，富集和超新星反馈的影响。我们寻找形成历史和化学丰度模式之间的相关性。不同的贡献球状体和光盘从原位恒星形成和吸积人口反映在不同的化学性质。盘状星系中有年轻的恒星星族，大多数恒星都是在原地形成的，并且从未参与过星系外流的气体的α增强很低。多达15%的盘状恒星可能来自吸积卫星。这些往往是阿尔法增强，旧的，并有更大的速度分散比原位人口。内部的球状体有古老的、富含金属的和阿尔法增强的恒星，这些恒星主要是在原地形成的，其中40%以上是通过早期的星系风回收的物质。除非最近发生了一次大的合并，否则很少有吸积星被发现在内球体中。这样的恒星比原地的恒星更老，更贫金属，α更强。恒星晕往往具有低金属性和高α增强。外晕主要由吸积恒星组成。它们的平均金属丰度和α-增强反映了它们形成时被破坏的卫星的质量：质量更大的卫星通常具有更高的[Fe/H]和更低的[α/Fe]。幸存下来的卫星具有独特的化学模式，反映了它们长期的、爆发性的恒星形成历史。这些产生较低的α-增强在给定的金属丰度比在主星系，在银河系中观察到的趋势一致。
2011-10-26 astro-ph.CO
The Dynamical and Chemical Evolution of Dwarf Spheroidal Galaxies with GEAR
我们提出了一个完全并行的化学动力学树/SPH代码，GEAR，它允许进行高分辨率的模拟与详细的化学诊断。从Gadget-2的公开版本开始，我们包括了重子物理的复杂处理：气体冷却，恒星形成定律，化学演化和超新星反馈。我们用dSph星系的情况来验证GEAR的性能。GEAR保存系统的总能量预算超过5%，超过14 Gyr，并证明了数值分辨率的结果具有很好的收敛性。我们表明，dSphs模型在一个静态的欧几里得空间，宇宙的膨胀被忽略是有效的。此外，我们解决了一些现有的悬而未决的问题，如恒星质量分数的dSphs和它的联系与预测的暗物质晕质量函数，超新星反馈的影响，空间分布的恒星星族，和起源的多样性恒星形成历史和化学丰度模式。强烈的超新星驱动风似乎与观测到的金属丰度和光度不一致。尽管新形成的恒星优先出现在星系中心部分，但气体中的湍流运动可以迅速消除任何金属丰度梯度。dSph性质的变化是由总质量的范围以及中心密度的分散引起的。后者也出现在LCDM宇宙演化形成的晕中。
2011-09-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mass assembly history and infall time of the Fornax dwarf spheroidal galaxy
我们使用宇宙学模拟，利用天炉座的恒星运动学特性来识别天炉座矮球状星系的暗物质次晕宿主候选者。我们考虑冷暗物质（CDM），暖暗物质（WDM），和衰变暗物质（DDM）模拟我们的模型的结构形成。CDM中的次晕候选物通常在z = 0处具有比WDM和DDM中的对应候选物更小的质量和更高的浓度。我们研究了在CDM模拟中确定的~ 100个天炉座候选subhalos的形成历史，并使用subhalos的近似光度-质量关系，我们发现其中两个subhalos与天炉座的光度和运动学都是一致的。这两个subhalo的峰值质量比它们的z = 0质量大10倍以上。我们认为，在CDM中，承载天炉座的暗物质晕必须被严重剥离质量，并且它在9 Gyr前进入银河系。在WDM中，我们发现与天炉座的性质一致的候选子晕具有相似的下沉时间和相似的质量损失程度，而在DDM中，我们发现较晚的下沉时间为3 - 4 Gyr前，质量损失明显较少。我们讨论了这些结果的背景下，天炉座恒星形成的历史，并表明，这些预测的subhalo的下降时间可以链接到不同的恒星形成淬火机制。这强调了暗物质的性质与驱动星系演化的机制之间的联系。
2015-09-22 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Early formation of massive, compact, spheroidal galaxies with classical profiles by violent disc instability or mergers
我们使用一套AMR流体宇宙学模拟解决了红移$z=4$和1之间的大质量恒星球状体的形成。球状体形成为凸起，球状体质量的增长部分是由剧烈的盘不稳定性（VIM）和部分合并驱动的。对圆盘和球体的运动学分解得出，球体中的质量分数在50%到90%之间，并且在时间上大致恒定，这与从宇宙网连续馈送的圆盘的宇宙学稳态一致。球状体的密度分布通常是“经典的”，具有Sersic指数$n = 4.5\pm 1$，与其是否通过合并或合并生长无关，也与反馈强度无关。圆盘的特征是$n=1.5\pm 0.5$，整个星系的特征是$n=3\pm 1$。由于气体的耗散流入和高的宇宙密度，高红移椭球体是紧凑的。在每个星系的有效半径内，恒星的表面密度在其演化过程中在第一次增长后大致保持不变。对于恒星质量固定的星系，表面密度在红移越高时越高。
2014-12-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The signature of dissipation in the mass-size relation: are bulges simply spheroids wrapped in a disc?
恒星质量和星系结构子组件（如圆盘和球体）大小之间的关系是理解其形成过程的有力途径。使用非常大的星表的光度膨胀+光盘结构分解和恒星质量从斯隆数字巡天数据发布7，我们仔细定义了两个大型的子样本的球状体的定量方式，使两个样本具有相似的特性，一个重要的例外：“凸起”嵌入在一个光盘和“纯球状体”是一个单一的结构组成部分的星系。我们的膨胀和纯球体子样本量分别为76，012和171，243。当恒星质量大于~ $10^{10}$ M $_{\odot}$时，两个子样本的质量-尺寸关系相互平行，并且接近于表面质量密度恒定的线。然而，这种关系被抵消了1.4倍，这可以解释为在其形成过程中耗散的主导地位。而在光盘中的凸起的大小-质量关系是一致的气体丰富的合并，纯球体似乎已经形成了通过“干”和“湿”合并的组合。
2014-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Star Formation Histories of Local Group Dwarf Galaxies I. Hubble Space Telescope / Wide Field Planetary Camera 2 Observations
我们提出了统一测量的恒星形成历史（SFHS）的40个本群矮星系的颜色星等图（CMD）分析的基础上，从档案哈勃太空望远镜成像。我们证明，准确的SFH可以从CMD中恢复，没有达到最古老的主序关断（MSTO），但强调最古老的MSTO是关键的，精确地约束最早的恒星形成的时代。我们发现：（1）矮椭球的平均寿命（dSphs）可以用$τ$ $\sim$ 5 Gyr的指数衰减的SFH来近似：（2）低光度dSphs比高光度dSphs更不可能具有延长的SFH;（3）不规则矮星（dIrrs）、过渡矮星（dTrans）、和矮椭圆星系（dEs）可以近似为指数下降的SFH的组合（$τ$ $\sim$ 3-4 Gyr），用于回顾$>$ 10-12 Gyr前的年龄，此后为恒定的SFH;（4）观测到的恒星质量在z=2之前形成的比例相当大，（80%的星系具有M $<$ 10 $^5$ M $_{\odot}$到30%的星系具有M $>$ 10 $^7$ M $_{\odot}$），并在很大程度上由环境解释;（5）“超微弱”和“经典”dSphs之间的区别是任意的;（6）LG dIrrs在z=2之前形成的恒星质量比例明显高于Leiter 2012的SDSS星系和Behroozi等人2013年丰度匹配模型中的SFH。这可能表明在低质量星系的早期，恒星形成效率高于预期。最后，我们会以电子表格形式提供所有食物安全措施，供市民使…
2014-04-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Formation History of the Ultra-Faint Dwarf Galaxies
我们目前的早期结果从哈勃太空望远镜调查的超微弱矮星系。这些银河系卫星是在斯隆数字巡天发现的，似乎是经典矮椭球体在低光度下的延伸，为理解卫星失踪问题提供了新的前沿。因为它们是已知的最不明亮、最受暗物质支配、化学演化最少的星系，超微弱的矮星是早期宇宙的最佳候选化石。巡天的主要目标是测量这些星系的恒星形成历史，并辨别由于宇宙再电离而导致的任何同步。我们发现，我们调查的六个星系有非常相似的恒星形成历史，并且每个星系都由年龄超过12 Gyr的恒星主导。
2013-10-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Morphology and star formation in IllustrisTNG: the build-up of spheroids and discs
使用IllustrisTNG模拟，我们调查的星系形态和恒星形成之间的联系，在中央星系的恒星质量范围$10^9-10^{11.5}~\mathrm{M}_{\odot}$。我们量化星系形态的恒星组件的运动学分解成一个球状体和光盘组件（球状体总比，S/T）和恒星质量密度分布（$C_{82}$）的浓度。S/T与恒星质量和恒星形成活动相关，而$C_{82}$只与恒星质量相关。总体而言，我们发现S/T和$C_{82}$的观测估计值具有良好的一致性。低质量和高质量星系主要是由随机恒星运动，而只有中等质量星系（$M_{\star}\approx10^{10}-10^{10.5}~\mathrm{M}_{\odot}$）主要是由有序旋转。高质量星系是典型的高浓度球状体，而低质量星系的浓度较低，这表明它们的形成通道不同。尽管我们发现S/T与恒星形成活动之间存在相关性，但在TNG模型中，当星系穿过绿谷或停止恒星形成时，星系并不一定会改变其形态，这取决于星系恒星质量和形态估计。相反，形态（S/T和$C_{82}$）通常是在星系的恒星形成阶段设定的。S/T和恒星形成之间的明显相关性是因为早期形成的星系在给定的恒星质量下平均具有更高的S/T。此外，我们还发现，合并驱动了中等质量星系中的核球形成，并导致了大质量星系中最近的球状质量组装与$M_{\star}>10^{11}~\mathrm{M}_{\odot}…
2019-06-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Analytical Potentials for Flat Galaxies with Spheroidal Halos
本文给出了一类具有球晕的扁平星系的解析位密度对。通过两个独立项的总和获得的潜在的：一个潜在的薄盘和潜在的球形晕，这是表示为适当的叠加勒让德函数的产品，在这样一种方式，该模型意味着薄盘和球形晕的质量之间的线性关系。通过考虑晕势的一个特殊情况，我们发现所得到的圆速度可以非常精确地调整到某些特定星系的观测旋转曲线，因此模型对径向和垂直扰动是稳定的。利用Verheijen和Sancisi 2001年报道的Ursa Mayor星系团部分星系的观测自转曲线，通过调整圆速度，得到了星系NGC4389和UGC 6969的两个特殊模型。计算了这两个星系的晕质量和盘质量的值，得到了这些量的值的一个很窄的区间。此外，所获得的质量值与预期的数量级以及晕质量和盘质量之间的相对数量级完全一致。
2016-10-06 astro-ph.CO gr-qc
Chemodynamical simulations with variable IMF
使用自洽化学动力学模拟，包括恒星形成，超新星反馈，和化学富集，我显示宇宙恒星形成和化学富集的历史依赖于初始质量函数（IMF）。Pop-III IMF的影响只能在z>4或[Fe/H]<-2的元素丰度比中看到。在高恒星形成率（SFR）的情况下，较好的IMF具有较平坦的斜率，而在低SFR的情况下，较好的IMF具有较小的上部质量（~ 20 Msun），这与观测到的矮球状星系元素丰度一致。然而，椭圆星系的[alpha/Fe]问题可能需要其他解决方案。
2010-02-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): $\mathcal{M_\star}-R_{\rm e}$ relations of $z=0$ bulges, discs and spheroids
我们进行自动化的隆起+光盘分解样本的$\sim$ 7500星系从星系和质量大会（GAMA）调查的红移范围为0.002 $<$ z $<$ 0.06使用SIGMA，围绕GALFIT 3的包装。为了实现强大的轮廓测量，我们使用一种新的方法，反复拟合的星系，改变输入参数的输入参数空间的大部分样本。使用这种方法，我们显着降低灾难性的故障率，并验证独立于$χ^2$的拟合的置信度。此外，使用最终拟合值的中位数以及16个$^{th}$和84个$^{th}$百分位数可以产生比GALFIT提供的误差估计值更真实的误差估计值，而GALFIT已知被低估了。我们利用分解的结果分析了球状体、球状体和球状体的质量-半光半径关系。我们进一步研究了组件与父盘或椭圆关系的关联，以提供明确的$z=0$盘和球体$\mathcal{M_\star}-R_{\rm e}$关系。我们得出结论，比较我们的本地光盘和球体$\mathcal{M_\star}-R_{\rm e}$模拟数据从EAGLE和高红移数据从CANDELS-UDS。我们展示了在这两种情况下使用质量大小关系来研究星系演化的潜力，但要注意，为了进行公平的比较，所有数据集都需要以相同的方式进行处理和分析。
2016-07-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
