From Starburst to Quiescence: Testing AGN feedback in Rapidly Quenching Post-Starburst Galaxies
后星爆是指星系从蓝色星云过渡到红色星云。虽然它们在今天很罕见，但随着时间的推移，它们可能是通往红色序列的重要途径。这项工作使用SDSS，GALEX，和WISE的观测，以确定从星爆的演化序列，完全淬火后的星爆在狭窄的质量范围$\log M(M_\odot) = 10.3-10.7$，并确定“过境”后的星爆这两个群体之间的中间。在这个质量范围内，星系的$\sim 0.3\%$是星爆，$\sim 0.1\%$是熄灭后的星爆，而$\sim 0.5\%$是介于两者之间的过渡类型。凌日后的星暴有恒星的性质，预测快速淬火的星暴和形态特征，已经是典型的早期类型的星系。活动星系核的部分，估计从光学线比，这些后星暴是约3倍高（$\gtrsim 36 \pm 8 \%$）比正常的恒星形成的星系相同的质量，但有一个显着的延迟之间的星暴阶段和核光学活动星系核活动的峰值（中位数年龄差$\gtrsim 200 \pm 100$百万年），与以前的研究。通过比较宽波段近紫外-可见光光度学和星族合成模型，推断了时间延迟。我们还发现，在相同的质量范围内，星暴和后星暴比正常的恒星形成星系更明显地被尘埃遮蔽。关于星暴阶段的$20\%$和星暴后凌日阶段的$15\%$都可以被归类为“尘埃遮蔽星系”（DOG），而正常星系中只有$0.8\%$是DOG.星暴阶段和活动星系核活动之间的时间延迟表明活动星系核在星暴的初始猝灭中并不起主要…
2014-07-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Large turbulent reservoirs of cold molecular gas around high-redshift starburst galaxies
处于宇宙恒星形成高峰期的星暴星系是宇宙中最极端的恒星形成引擎之一，产生的恒星超过1亿年。这些星系的恒星形成率超过每年100 $M_\odot$，需要大量的冷分子气体被输送到它们的核心，尽管有来自恒星或活动星系核的强烈反馈。因此，星暴星系是解开这种反馈与星系生长之间关键相互作用的理想目标。次甲基阳离子CH $^+$对于这种研究是最有用的分子，因为它不能在没有超热能输入的情况下在冷气体中形成，因此它的存在突出了机械能或强UV辐射的耗散.在这里，我们报告的检测CH $^+$（J=1-0）的光谱中的六个透镜星暴星系的红移z~2.5的发射和吸收线。该谱线具有如此高的激发临界密度，以至于它仅在非常致密（$>10^5$ cm $^{-3}$）的气体中发射，并且在低密度气体中被吸收。我们发现，CH $^+$发射线，这是更广泛的1000公里秒$^{-1}$，起源于密集的冲击波提供动力的热银河风。CH的$^+$吸收线揭示了冷（$T\sim 100$ K）、低密度气体的高度湍流的储存库，这些气体延伸到恒星爆发核心（半径<1 kpc）之外（>10 kpc）。我们表明，星系风维持湍流在10千秒差距尺度的环境中的星暴核心，处理这些环境成多相，引力约束水库。然而，发现质量流出率不足以平衡恒星形成率。因此，这些水库需要另一个质量输入，这可能是由正在进行的合并或冷流吸积提供的。我们的研究结果表明，银河反馈，加上湍流…
2017-08-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the role of the post-starburst phase in the build-up of the red-sequence of intermediate redshift clusters
本文报道了来自ESO遥远星系团巡天（EDisCS）的一个星系团（cl1232.5-1250）中0.05- 0.5L_* 星系的新的深光谱观测结果。新的数据将这个星系团已经可用的光谱扩展了大约1个星等。该星系团有很大一部分的被动星系，并表现出明确的和相对紧密的颜色-星等关系。在光谱成员中，只有六个星系被归类为“后星暴”（k+a）。对于另一个红移相近的EDisCS团簇，没有发现具有k+a谱的成员。星暴后系统的低测量数量似乎不足以解释观测到的较低红移的微弱红色星系的增加，即使是在考虑新星系进入星系团的情况下。星暴后星系代表了一个可能的通道，将星系从蓝色恒星形成云移动到红色序列，但现有的数据表明，这不是星系团的主要通道。如果附近星系团中红色序列的暗端星系起源于遥远的星系团中观察到的蓝色星系，那么这种转变必须主要通过不会导致后星爆阶段的物理过程发生。此外，我们的数据排除了大量的k+a星系在微弱的星等，发现后发座星系团。
2009-07-22 astro-ph.CO
Star Formation Quenching in High-redshift Large-scale Structure: Post-starburst Galaxies in the Cl1604 Supercluster at $z \sim 0.9$
位于$z \sim 0.9$的Cl 1604超星系团是研究最广泛的高红移大尺度结构之一，有超过500个光谱确认的成员。它由8个星团和星系群组成，成员从十几个到近百个，为研究大尺度环境对星系演化的影响提供了广泛的环境。在这里，我们研究了48个后星暴星系在Cl 1604的属性，比较他们在同一个超星系团的其他星系群。通过地面光学和近红外成像的测光，以及$Spitzer$中红外观测，我们得出了所有Cl 1604成员的恒星质量。K+A星系的颜色和恒星质量支持它们是红序星系的祖先的观点。它们的形态、剩余恒星形成率和空间分布表明星系合并可能是产生星暴后星系的主要机制。星系与稠密的星系团内部介质之间的相互作用也是有效的，但仅限于动态演化的星系团的核心。星系团中星暴后星系的普遍性与主星系团的动力学状态相关，因为星系合并和密集的星系团内介质都会产生星暴后星系。我们还研究了用H $δ$和[OII]等效宽度选取的K+A样品的不完全性和污染。由于LINER/Seyferts的存在，K+A星系的样本可能高达$\sim50\%$不完整，而高达$\sim30\%$的K+A星系可能具有大量的恒星形成活动。
2014-06-24 astro-ph.CO
Post-starburst Tidal Tails in the Archetypical Ultra Luminous Infrared Galaxy Arp 220
我们提出了我们的新的深光学成像和长缝光谱的Arp 220，这是在本地宇宙的原型ULIRG。我们灵敏的Ha成像新揭示了大规模的Ha吸收，即，在这次合并中，我们发现了两个恒星爆发后的区域;一个是在东部的超级气泡中发现的，另一个是在我们的深层光学成像中清晰可见的两个潮汐尾巴中。东部气泡的Ha吸收区大小为5 kpc × 7.5kpc，观测到的Ha等效宽度为~ 2A +-0.2A。北部和南部的吸收潮尾的大小分别为~5 kpc x 10 kpc和~6 kpc x 20 kpc。观察到的Ha等效宽度范围为4 A至7 A。为了解释两个星暴后的尾巴的存在，我们提出了一个可能的Arp 220的多重合并方案，其中两个星暴后的盘状结构合并成一个，然后导致了两个尾巴。这表明Arp 220是一个由四个或更多星系组成的多重合并系统，起源于一个紧凑的星系群。考虑到我们的新结果，我们讨论了Arp 220最后1 Gyr的恒星形成历史。
2012-05-02 astro-ph.CO
Diagnosing deceivingly cold dusty galaxies at 3.5<z<6: a substantial population of compact starbursts with high infrared optical depths
利用NOEMA和ALMA的3 mm线扫描，我们通过固体探测[CI]（1-0）和CO跃迁，测量了6个新尘埃星系在3.5<z<4.2处的光谱红移。样品选自COSMOS和GOODS-North超退混星表，远红外测光红移z>6，基于已知亚毫米星系z=4- 6的模板红外光谱能量分布（SED）。尘埃SED分析解释了从看似冷的尘埃温度（Td）和陡峭的瑞利-金斯（RJ）的斜率，提供了额外的例子，冷尘埃星系的影响宇宙微波背景（CMB）的照片z高估。因此，我们研究的一般性质的放大样本的10个"冷”尘埃星系超过3.5<z<6。我们的结论是，这些星系表面看似寒冷，但实际上在其恒星爆发的核心是温暖的。几条证据支持这一假设：（1）光学薄模型的高红外表面密度和冷Td似乎违反了Stefan-Boltzmann定律;（2）光学薄尘埃团的气体质量与动力学和CI光度的估计不一致;（3）暗示的高恒星形成效率与冷Td相矛盾;（4）即使使用较低的光学厚度的尘埃团，也意味着高FIR光学深度。这项工作证实了在z>~4处存在着大量具有欺骗性的寒冷、致密的尘埃星暴星系，以及CMB对其RJ观测值的严重影响，为早期宇宙中光学厚尘埃的诊断铺平了道路。传统的气体质量估计的基础上RJ尘埃连续光度隐含假设一个光学薄的情况下，高估了气体质量的2- 3倍，平均在致密的尘埃恒星形成星系。
2023-03-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Outflowing Galactic Winds in Post-starburst and AGN Host Galaxies at 0.2<z<0.8
我们给出了SDSS和DEEP 2中10个AEGIS X射线活动星系核宿主星系和13个星暴后星系在0.2<z<0.8的Keck/LRIS-B光谱，以研究在中等红移下外流星系风的存在、性质和影响。我们关注的星系，无论是主机低光度AGN或最近有他们的恒星形成淬火，以测试这些星系是否有足够的速度风可能从星系中清除气体。我们发现，使用Fe II，Mg II和Mg I的吸收特征，10个（60%）X射线活动星系核宿主星系中的6个和13个（31%）后星暴星系中的4个具有外流星系风，典型速度为~200 km/s。我们还发现，我们的样本中的大多数星系显示线发射，可能来自风，在Fe II* 或Mg II。总共100%的X射线活动星系核宿主样本（包括四个红色序列星系）和77%的星暴后样本具有蓝移吸收或线发射。几个K+A星系在系统速度下有少量的冷气体吸收，表明并非所有的冷气体都被排出。我们的结论是，虽然外流星系风是常见的X射线低光度AGN主机星系和后星暴星系在中间红移，风可能是由超新星驱动（而不是AGN），并没有出现足够高的速度淬火在这些星系中的恒星形成。
2011-09-23 astro-ph.CO
Mid-infrared Spectral Properties of Post-Starburst Quasars
我们给出了16个光谱学上选定的z ~ 0.3的星暴后类星体（PSQs）的斯皮策红外光谱仪（IRS）低分辨率光谱。这些宽线的活动星系核（AGN）的光谱同时显示大质量的中间年龄的恒星星族的光谱特征，使它们成为研究活动星系核和它们的宿主之间的连接的良好候选人。由此产生的光谱显示相对较强的多环芳烃（PAH）的排放功能在6.2和11.3 \micron和一个非常弱的硅酸盐功能，指示正在进行的恒星形成和低尘埃遮蔽水平的活动星系核。我们发现，PSQs的中红外合成光谱具有ULIRG和类星体之间的光谱特性，这表明PSQs是活动星系核和星暴的混合系统。我们还发现，早期型宿主星系中的PSQs往往有相对较强的活动星系核活动，而那些在螺旋宿主星系有较强的PAH发射，表明更多的恒星形成。
2013-05-27 astro-ph.CO
Synchronized formation of starburst and poststarburst galaxies in merging clusters of galaxies
基于对星系团合并事件期间团内介质（ICM）物理性质时间演化的新数值模拟，我们提出，在星系团重大合并期间，富气体星系中同步触发恒星形成是可能的。我们的数值模拟表明，在星系团合并过程中，星系团成员星系嵌入的ICM的外部压力会显著增加。因此，在富含气体的成员中，由于其冷气体被增加的压力强烈压缩，可以触发有效的恒星形成。我们还认为，这些恒星形成星系可以随后转化为poststarburst星系，其空间分布在集群内是不同的，其人口的其余部分。我们讨论了这种可能的合并引起的恒星形成和恒星形成后的星系团星系的数量增加是否与观察到的星系在合并星系团的演变是一致的。
2010-06-17 astro-ph.CO
2D stellar population and gas kinematics of the inner kiloparsec of the post-starburst quasar SDSS J0330-0532
我们利用光学积分场光谱技术绘制了后星暴类星体（PSQ）J 0330 - 0532内部千秒差距的恒星形成历史图，并绘制了其气体和恒星运动学以及气体激发图。PSQs被假设为代表的星系演化的一个阶段，其中恒星的形成最近已经淬火由于反馈的核活动，建议的存在下，后星爆人口的核心。我们发现，在距离核$\approx$ 0.5 kpc的环核环中，老的恒星星族（年龄$\ge$ 2.5 Gyr）在5100 μ m处占主导地位，而后恒星爆发（年龄$\le$ 1亿年，年龄$<$ 2.5 Gyr）和恒星爆发（年龄$<$ 1亿年，年龄$<$ 1亿年）分量在距离核0.5 kpc处占主导地位。通过我们的空间分辨研究，我们在0.26\，kpc内没有发现任何星暴后的恒星星族。另一方面，我们确实在这个区域看到了活动星系核反馈的签名，它没有到达观察到星暴后人口的环核环。因此，我们不支持J 0330 -0532的淬火方案。此外，我们得出的结论是，在较大的孔径光谱（例如，从斯隆数字巡天）的强烈签名的后星爆人口部分是由于年轻和老年组件的组合。根据M $_{\rm BH}-σ_{\rm star}$关系和恒星运动学，我们估计了超大质量黑洞的质量为1.48 $\pm$ 0.66 $\times$ 10 $^7$ M $_\odot$ .
2014-06-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The role of E+A and post-starburst galaxies - II. Spectral energy distributions and comparison with observations
在之前的论文（Falkenberg，Kotulla & Fritze 2009，arXiv：0901.1665）中，我们已经证明了E+A星系的经典定义排除了大量的后星暴星系。我们建议，分析宽带光谱能量分布（SED）是一个更全面的方法来选择和区分poststarburst星系比经典的定义测量等效宽度的（Hdelta）和[OII]线。在本文中，我们将仔细研究这种新方法，并通过比较我们的模型网格的后星暴星系观察到的E+A星系从MORPHS目录进行评估。我们发现，星暴后模型可以区分未受干扰的螺旋星系，S 0和E星系和星系在其星暴阶段的基础上，他们的SED。甚至可以通过它们的SED来区分大多数不同的后星爆。通过与观测结果的比较，我们发现MORPHS星表中所有观测到的E+A星系都可以与我们的模型相匹配。然而，只有恒星形成率下降时间尺度较短的模型才是观测到的E+A星系的可能场景，这与我们在第一篇论文中的结果一致（参见Falkenberg，Kotulla & Fritze 2009 a）。（节略）
2009-05-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Properties of Post-Starburst Quasars Based on Optical Spectroscopy
我们提出了一个样本的38个后星爆类星体（PSQs）在z ~ 0.3，其中29个具有形态分类的基础上，哈勃太空望远镜成像的光谱。这些宽线的活动星系核（AGN）具有大质量的中间年龄的恒星星族的光谱特征，使他们潜在的有用的研究核活动和宿主星系演化之间的联系。我们的光谱模型，以确定的年龄和质量的主机恒星星族，和黑洞质量和爱丁顿分数的活动星系核。我们的模型组件包括一个瞬时的星爆，幂律，和发射线。我们发现，PSQs的吸积质量约为10^8兆太阳，吸积的光度仅为爱丁顿光度的百分之几，并且拥有约为10^10.5兆太阳的恒星星族，它们的年龄为几百万年到几个光年。我们调查这些派生的属性，光谱特性和形态之间的关系。我们发现，PSQs托管在螺旋星系有显着较弱的活动星系核光度，年龄较老的星暴，和狭窄的发射线比诊断正在进行的恒星形成时，相比他们的早期类型的同行。我们的结论是，早期型PSQs可能是主要合并的结果，并且在过去可能是明亮的红外星系，而具有更复杂恒星形成历史的螺旋PSQs则是由不太戏剧性的事件触发的（例如，骚扰，酒吧）。当高空间分辨率成像不可用时，我们提供诊断以区分早期型和螺旋型宿主。
2012-11-19 astro-ph.CO
Stellar population gradients and spatially resolved kinematics in luminous post-starburst galaxies
我们利用Gemini-North卫星上GMOS仪器获得的深积分场光谱，测定了四个明亮的E+A星系中z<0.04的星暴后恒星星族的空间分布。我们发现，所有四个星系的中心集中梯度的年轻恒星星族包含在中央~1千秒差距。这与在局部低光度E+A星系中发现的巴耳末线梯度一致。来自高红移（z~0.1）的发光E+A星系样本的结果各不相同，但总的来说，发现后星爆签名被扩展或星系范围内的现象，或未能检测到恒星星族的梯度。无处不在的检测集中在本地样本的年轻恒星种群，并存在显着的径向梯度的恒星星族时，E+A星系的核心很好地解决了空间分辨率问题可能是重要的解释较高的红移结果的可能性。我们样本中的两个早期E+A型星系可以用Lambda参数进行运动学分类，它们是快速旋转星系。结合之前的测量，这使得测量到λ R的E+A星系总数达到26个，只有4个被归类为慢旋转星系。这个分数是类似的早期类型的人口作为一个整体的分数，并反对需要在生产的E+A星系的主要合并，因为主要合并应导致增加的比例缓慢旋转。
2013-05-16 astro-ph.CO
Do Unusually Cold Starburst Galaxies Exist? A Case Study
通过 ALMA/ACA 的 CO 与 OH$^+$ 观测并结合辅助数据重测红移，研究纠正 SPT 0452-50 为 z=5.0160 的典型高温尘埃星暴，否定异常冷星暴存在的证据。
2025-01-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Star formation in galaxy mergers: ISM turbulence, dense gas excess, and scaling relations for disks and starbusts
星系的相互作用和合并在星系的恒星形成历史中扮演着重要的角色，但仍然存在争议和知之甚少。数值和理论模型还不能解释合并引起的星爆的主要性质，包括它们的强度和空间范围。通常，并合引发的星暴的机制是一个全球性的气体流入中央kpc，导致核星暴。在这里，我们表明，使用高分辨率AMR模拟和比较的气体成分的合并观察，触发的星爆也导致增加ISM湍流和速度色散的相互作用系统。这就形成了比静止的盘状星系密度更大、质量更大的冷气体。稠密冷气体的比例大幅增加，改变了这些系统的全球密度分布，并导致有效的恒星形成。由于恒星爆发活动不仅来自于气体的全球压缩到更高的平均表面密度，而且来自于更高的湍流和破碎成巨大而致密的云，合并系统可以进入与静止盘星系不同的恒星形成状态。这与最近的观测结果相一致，表明盘星系和恒星爆发系统不是单一制度的低活动端和高活动端，而是实际上遵循不同的恒星形成比例关系。
2010-12-23 astro-ph.CO
AGN outflows trigger starbursts in gas-rich galaxies
最近的数值模拟结果表明，活动星系核反馈对宿主星系的影响可能是正的，也可能是负的。在贫气体阶段的晚期，活动星系核的反馈将气体吹走，终止了恒星的形成。然而，在富含气体的阶段，活动星系核流出物通过过度压缩冷的致密气体而触发恒星形成，从而对它们的宿主提供正反馈。在本文中，我们研究这种活动星系核触发的星暴效应。我们表明，恒星形成率在爆发增加，直到恒星形成反馈抵消本地活动星系核外流压缩。在全球范围内，这预示了盘星系L_* \propto L_{AGN} ^{5/6}中活动星系核和星暴辐射热光度之间存在着强的近似线性统计相关。这种相关性是统计上的，因为活动星系核活动可能在短时间尺度上（短至几十年）波动，而且活动星系核可能关闭，但它对宿主的影响可能持续到活动星系核驱动的外流离开宿主，这可能是活动星系核活动持续时间的10倍。这个关系式前面的系数取决于星系中冷气体的聚集程度和形态。“最大星暴”发生在方位角均匀的气体盘中，对于典型的类星体，我们导出了L_* \sim的上限值比L_{AGN}大50倍。当冷气体分布较致密时，星暴的光度会降低。我们还认为，类似的活动星系核-emerrred恒星爆发是可能的主机的所有几何形状，包括在星系合并，活动星系核被激活。最后，我们注意到，由于活动星系核活动阶段的持续时间很短，活动星系核对星爆的加速影响可能比同时观测活动星系核和星爆所建议的要普遍得多。
2013-06-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The role of E+A and post-starburst galaxies - I. Models and model results
不同的组合物的星系类型的领域相比，星系团所描述的在当地宇宙的形态密度关系被解释为从晚型到早型星系的转化过程的结果。这一解释得到了Butcher-Oemler效应的支持。我们将E+A星系作为低密度环境中晚型星系和高密度环境中早型星系之间的一种中间态来研究，以限制可能的转变过程。为了这个目的，我们模拟网格的后星暴星系诱导爆发和/或停止恒星形成的正常演变的螺旋星系与我们的星系演化代码GALEV。从我们的模型中，我们发现，共同的E+A标准排除了显着数量的后星爆星系，并建议比较它们的光谱能量分布导致一个更充分的方法来调查后星爆星系。我们预测，早期宇宙中E+A星系数量的增加不能仅仅归因于星暴数量的增加，而是由于早期宇宙中星系中气体含量的增加而导致的较低的金属丰度和较高的爆发强度的结果。我们发现，即使是一个正常的演化没有星暴的星系有一个Hdelta强阶段在早期的星系年龄。
2009-03-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Quenching in the Right Place at the Right Time: Tracing the Shared History of Starbursts, AGNs, and Post-starburst Galaxies Using Their Structures and Multiscale Environments
这项工作使用多尺度环境和结构的星系在斯隆数字巡天的一致性检查的演变，从星爆到平静的红移$z < 0.2$。环境指标包括固定孔径质量超密度（$δ_{x\mathrm{Mpc}}$、$x \in \{0.5, 1, 2, 4, 8\}\,h^{-1}$ Mpc）、$k$ -最近邻距离、潮汐参数、晕质量（$M_h$）和卫星/中心分类。特定恒星形成率的残差（$Δ\,\mathrm{SSFR}$）用于选择恒星爆发（$Δ\,\mathrm{SSFR} > 0.6\,$ dex，$N \approx 8,\,600$）。猝灭后星爆（QPSB）是利用H $α< 3\,$埃的发射和H $δ_A > 4\,$埃的吸收（$N \approx 750$）来选择的。比较了星暴和准同步带与活动星系核和不活动星系的环境，并分析了不同$Δ\,\mathrm{SSFR}$的星系。星暴、活动星系核和QPSB的环境不同于大多数静止星系（QG）的环境。关于$70\%-90\%$，具有H $δ_A > 4$的AGN和QPSB是中心，$\sim 80\%-90\%$具有$M_h < 10^{13}\,M_\odot$，只有$\sim 2\%-4\%$具有$M_h > 10^{14}\,M_\odot$或生活在星团中.它们的$M_h$和卫星分数也不同于QG。所有的QPSB都匹配到一些SFG，星爆，活动星系核和类似$M_\sta…
2022-07-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy Zoo: building the low-mass end of the red sequence with local post-starburst galaxies
利用斯隆数字巡天（SDSS）的光度和光谱观测资料以及银河动物园项目的观测结果，对局部星暴后星系（PSG）进行了研究。我们发现，我们的大多数本地PSG人口既没有早期也没有晚型的形态，但占据了一个明确的空间内的颜色恒星质量图，最值得注意的是，低质量的“绿谷”的过渡质量被认为是低质量的恒星形成星系和高质量的被动演化的膨胀主导星系之间的质量分工。我们的分析表明，这是可能的，本地PSG将迅速转变为“红色”，低质量的早期型星系的恒星形态的“绿色”PSG在很大程度上类似于早期型星系在相同的质量范围内。我们建议，目前的人口PSG代表人口的星系之间的恒星形成和被动发展阶段迅速过渡。随后，一旦当前的年轻恒星群消失，恒星不再形成，这些PSG将有助于“红色序列”的低质量端的建立。这些结果与“缩小”的想法是一致的，即较小星系的形成发生在较晚的时期。
2011-11-08 astro-ph.CO
Cold molecular gas distribution and kinematics in the low-metallicity dusty starburst of Mrk 996 resolved with ALMA
Universidad de Talca（塔尔卡大学）；Universidad de La Serena（拉塞雷纳大学）；Instituto de Astrofísica de Andalucía, CSIC（安达卢西亚天体物理学研究所，西班牙国家研究委员会）；Centro de Estudios de Física del Cosmos de Aragón (CEFCA)（阿拉贡宇宙物理研究中心）；University of Michigan（密歇根大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；INAF - Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）
利用ALMA观测Mrk 996的CO(1-0)和CO(2-1)线，研究其冷分子气体的空间分布和动力学特征，发现分子气体云分布与核超星团和高电离区域偏移，CO线窄而超音速，表明动态扰动而非快速喷流，分子气体质量约10^7倍太阳质量。
2026-04-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
The M81 Group Dwarf Irregular Galaxy DDO 165. I. High Velocity Neutral Gas in a Post-Starburst System
我们提出了新的多位形VLA HI谱线观测的M81组dIrr后星暴星系DDO 165。HI形态是复杂的，有多个柱密度峰值围绕着一个很低的HI表面密度的大区域，该区域偏离了恒星分布的中心。大部分中性气体与星系的南部有关;北部的第二个峰值包含约15%的HI质量。这些组件似乎是运动学上不同的，这表明，无论是潮汐过程或大规模井喷最近塑造了DDO 165的ISM。使用空间分辨的位置-速度图，我们发现多个本地化的高速气体功能。交叉相关与径向速度分析，我们确定了8个壳/孔结构的ISM范围内的大小（~400-900 pc）和膨胀速度（~7-11公里/秒）。这些结构进行了比较，从KPNO和HST的窄带和宽带成像。使用后者的数据，最近的工作表明DDO 165的先前“爆发”阶段在时间上延长了（>1 Gyr）。因此，我们解释的高速气体功能，HI孔，和运动学上不同的组件的星系的背景下，从最近的恒星形成的“反馈”的直接影响。除了产生HI洞和壳层之外，扩展的恒星形成事件能够产生周围星际物质的局部高速运动。一个配套文件连接从HI和HST数据的能量。
2011-04-04 astro-ph.CO
The Core-Cusp Problem in Cold Dark Matter Halos and Supernova Feedback: Effects of Oscillation
本研究探讨暗物质晕对周期性星暴形成小质量星系的动力学响应，以解决核心尖点问题。气体在星暴后被超新星反馈加热，膨胀，恒星形成终止。这种膨胀的气体通过辐射冷却失去能量，然后落回星系中心。随后，星爆再次增强。星际气体的这种膨胀和收缩的循环导致了气体引力势的重复变化。DM粒子与振荡势激发的密度波之间的共振对理解DM晕尖核跃迁的物理机制起着关键作用。DM晕通过粒子与密度波共振驱动的能量转移，有效地从重子势中获得动能。我们确定了尖核转变的临界条件是气体势的振荡周期与DM晕的局域动力学时间近似相等。利用冷暗物质模型预测的常规质量密度分布，给出了由共振引起的尖核跃迁后DM晕的核半径。此外，我们使用$N$体模拟验证的分析模型，结果验证了共振模型。
2014-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Typical Massive Quiescent Galaxy at z$\sim$3 is a Post-starburst
我们用哈勃空间望远镜WFC 3/G141获得了光谱学上的确认，这是第一个相当大的样本，其中有9个静止星系，它们的位置在2.4<z<3.3。它们的平均近紫外/光学静止框架光谱的特征是低衰减（Av $\sim$ 0.6 mag）和强巴耳末突变，大于4000 A的突变，对应于相当年轻的$\sim$ 3亿年。这正式分类的相当大一部分经典选择的静止星系在z $\sim$ 3作为后星爆，标志着他们的收敛到淬火时代。相对于z $\sim$ 1.5静止星系的快速光谱演化与剩余恒星形成的增加不匹配，从[O II] 3727 A发射的微弱检测判断，指向以前从z $\sim$ 0到1.8看到的气体分数急剧增加的平坦化。然而，无线电3GHz的叠加发射意味着要么更强的尘埃遮蔽的恒星形成或大量的进一步演变无线电模式活动星系核活动相对于z $\sim$ 1.5。
2020-03-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tidal disruption events in post-starburst galaxies: the importance of a complete stellar mass function
当恒星被大质量黑洞（MBH）的强潮汐剪切破坏时，就会发生潮汐破裂事件（TDE）。过去几年TDE观测的积累表明，在TDE宿主样本中，星暴后星系的比例明显过高。在这里，我们解决后星爆的偏好，通过调查TDE率的下降，在一个牛奶路一样的核星团具有单色（1 M $\odot$）或一个完整的，进化的恒星质量函数。在前一种情况下，TDE率随时间的下降是非常温和的，通常高达10 Gyr中的几个因子。相反，如果考虑一个完整的质量函数，在第一个0.1-1 Gyr的强烈的TDE爆发之后是一个相当大的速率下降，至少超过10 Gyr一个数量级。下降开始后，质量分离的时间尺度，它是更明显的假设一个更头重脚轻的初始质量函数和/或一个最初更密集的核。因此，我们的研究结果表明，在现实的系统具有完整的恒星质量函数，即使在中等密度的星系核后，星暴的偏好可以占。总的来说，我们的研究结果支持这样的想法，即恒星爆发的星系核的特点是由一个头重脚轻的初始质量函数，我们推测，占这可以调和观测到的和理论预测的TDE率之间的差异，即使在静止的星系。
2022-02-14 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
A Lack of Evidence for Global Ram-pressure Induced Star Formation in the Merging Cluster Abell 3266
我们选择Abell 3266来寻找冲压压力引起的恒星形成作为合并星系团的一个整体性质。Abell 3266（z = 0.0594）是一个高质量的星团，具有高速色散，在视线附近有一个下落的子星团，以及一个强烈的激波阵面。这些现象都有助于使Abell 3266成为观察RPS诱导恒星形成的全球效应的最佳星团。使用档案X射线观测和公布的光学数据，我们互相关的光谱特性（[OII，H $β$ ]），指示星暴和后星暴，分别与冲压压力，$ρ$ v $^{2}$，从X射线和光学数据计算。我们发现，后星暴星系，被归类为E+A，发生在这个合并集群比后发座星系团的频率更高，并在中等红移星系团的速度相当。这与由于合并而增加的恒星形成一致。然而，星暴和星暴后的星系都同样可能处于低或高的冲压压力环境中。从这一结果我们推断，星暴阶段的持续时间必须是非常短暂的，因此：（1）在任何时候，只有一小部分的星系在一个高冲压压力的环境中表现出这种效果，（2）大多数后星暴星系是在一个低冲压压力的环境中，由于他们在集群中的持续轨道运动。
2021-03-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Large Population of Massive Compact Post-Starburst Galaxies at z>1: Implications for the Size Evolution and Quenching Mechanism of Quiescent Galaxies
我们通过一个0<z<2的年轻和年老静止星系样本的数密度和结构演化来研究红色序列的增长。这些星系是从宇宙演化巡天（COSMOS）领域的NEWFIRM中带巡天（NMBS）中选出的。我们发现了大量的大质量年轻星系，这些星系在z>1时刚刚熄灭（“后星爆”），而在z<1时几乎不存在;它们的数密度在z=2时为5 x 10^{-5} Mpc^{-3}，而在z=0.5时要小10倍。在z>1时，观测到的年轻和年老静止星系的数密度与一个简单的模型相一致，在这个模型中，所有年老静止星系都曾被认为是后星暴星系。我们发现，总体人口的静止星系有较小的尺寸和略长的形状在较高的红移，与其他最近的研究。有趣的是，最近在1<z<2处淬灭的星系并不比那些红移的老星系大，甚至可能更小。这一结果与静止星系的平均大小的演化主要是由较大的恒星形成星系的连续转变驱动的观点不一致：在这种情况下，最年轻的静止星系也是最大的。相反，合并或其他机制似乎需要解释从z=2到现在的静止星系的大小增长。
2011-12-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Spectral Energy Distribution of Post-Starburst Galaxies in the NEWFIRM Medium-Band Survey: A Low Contribution from TP-AGB Stars
恒星星族合成（SPS）模型是许多星系演化研究的重要组成部分。不幸的是，这些模型在某些恒星演化阶段的校准仍然很差。特别值得关注的是热脉冲渐近巨星分支（TP-AGB）阶段的治疗，因为不同的实现导致系统的差异，派生星系的属性。星暴后星系是一个很有希望的校准样本，因为TP-AGB恒星被认为在这个阶段是最明显的。在这里，我们使用后星暴星系在NEWFIRM中波段调查，以评估不同的SPS模型。现有的测光允许选择一个均匀的和定义良好的样本的62个后星暴星系在0.7<z<2.0，从我们构建一个良好的采样复合光谱能量分布（SED）的范围1200-40 000埃。SED与Bruzual & Charlot SPS模型非常匹配，而Maraston模型不能同时再现SED的静止帧光学和近红外部分。当拟合限制在λ < 6000埃时，Maraston模型高估了近红外光度，这意味着这些模型对TP-AGB星给予了太多的权重。使用Conroy等人的灵活SPS模型，并假设太阳金属丰度，我们发现TP-AGB星对综合SED的贡献比最新的Padova TP-AGB模型预测的低~3倍。这是否是由于较低的热光度，较短的寿命，和/或沉重的尘埃遮蔽的TP-AGB恒星仍然有待解决。总而言之，我们的数据要求从TP-AGB星的后星爆星系的SED的低贡献。
2010-12-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
A Post-Starburst Pathway for the Formation of Massive Galaxies and Black Holes at z>6
本研究利用JWST观测两个z>6的后星暴星系，发现其恒星质量主要在红移9和7的星暴中形成，且类星体外流可能影响恒星形成，揭示超大质量黑洞与宿主星系早期快速协同形成。
2025-07-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Panchromatic Survey of Post-starburst Mergers: searching for feedback
我们考虑的形态，恒星星族，结构和活动星系核活动的10 post-starburst（K+A）星系的HST观测，在光学，光谱能量分布从0.2到160 $μ$ m，X射线和无线电数据的全光谱覆盖。我们的研究结果表明，PSG现象与合并和相互作用有关，恒星的形成可能是在最终合并之前的近距离通过过程中触发的。我们进行了详细的定性分析所观察到的光分布，包括低表面亮度潮汐功能和颜色配置文件，在高分辨率多波段成像与HST。我们发现的证据表明，恒星形成集中，淬火发生从内到外，与反馈事件的发生一致。我们的大多数PSG都含有大质量的凸起，因此应该有超大质量黑洞。我们从光谱（线比）、光变、0.5- 7.0KeV的X射线辐射和20 cm的射电辐射四个方面寻找活动星系核的活动性：所有四条线的证据都表明，在爱丁顿光度的0.1%以上，活动星系核没有吸积。我们的结论是，合并可能是一个必要的，但不是一个充分的条件，活动星系核的活动，他们不太可能是重要的，在我们的对象。如果PSG是淬灭和演化到红色序列的良好测试案例，活动星系核的作用可能比预期的要小。
2014-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Discovery of a z=0.65 Post-Starburst BAL Quasar in the DES Supernova Fields
我们提出了一个z=0.65低电离宽吸收线（LoBAL）类星体的发现后星爆星系的数据从暗能量调查（DES）和光谱从澳大利亚暗能量调查（OzDES）。LoBAL类星体是所有BALs中的少数，更罕见的是，这个物体也表现出广泛的FeII（FeLoBAL）和Balmer吸收。这是第一个具有最近截断的恒星形成特征的BAL类星体，我们估计大约在4000万年前结束。FeLoBAL的特征信号需要高的柱密度，这可以解释为从早期尘埃笼罩的阶段出现的年轻类星体，或者被冲击波压缩的云。星暴成分的年龄与类星体寿命的估计相当，因此如果我们假设类星体活动与恒星形成的截断有关，那么这个物体可以用冲击波场景更好地解释。
2016-06-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Some Die Filthy Rich: The Diverse Molecular Gas Contents of Post-starburst Galaxies Probed by Dust Absorption
淬火后星暴星系（Quenched post-starburst galaxies，QPSB）是一类罕见但重要的星系，它们显示出快速停止或最近复兴恒星形成的迹象。最近的一项观测表明，大约一半的QPSB具有大量的冷气。然而，该分子CO样品太小并且不是没有限制的。我们的工作旨在通过应用一种新的方法来研究一个均匀选择的样本来验证以前的结果，该样本比以前大10倍以上。特别是，我们提出了详细的分析H $α$ /H $β$比率的脸对QPSB在$z = 0.02 - 0.15$和$M_\star = 10^{10}-10^{11}\,M_\odot$。我们解释的H $α$ /H $β$比率应用我们最近的气体质量校准，这是基于非PSB星系，但预测的气体质量是一致的CO观测$\sim 100$ PSB。我们通过使用具有良好测量的H $α$ /H $β$比率的PSB或通过从堆叠光谱测量它们来估计分子气体。我们的分析表明，QPSB有一个广泛的H $α$ /H $β$的比率和分子气体分数，与典型的恒星形成或静止星系的气体分数重叠：H $α$ /H $β\approx 3-8$和$f_\mathrm{H_2} \approx 1\%-20\%$与中值$f_\mathrm{H_2} \approx 4\%-6\%$，对应于$M_\mathrm{H_2} \approx (1-3) \times 10^{9} \…
2020-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Sturm und Drang: Supernova-Driven Turbulence, Magnetic Fields, and Cosmic Rays in the Chaotic Starburst Interstellar Medium
致密星暴区频繁的超新星爆发是这些区域星际介质（ISM）的主要形成者。在大多数的恒星爆发中，超新星遗迹爆炸打开了一个充满区域的热相，并发射了超级风。密度更大的恒星爆发压力过大，无法形成热风，但超新星仍然搅动着ISM。我认为，超新星的权力无处不在的动荡，通过每一个星暴ISM阶段，包括热风，和波动发电机放大磁场，直到他们在均分与动荡。超新星可以驱动湍流，在热风中的速度约为1000 km/s，在冷分子气体中的速度约为20 km/s，这取决于外部尺度。我预测银河系中心星暴的磁场强度为70 μ G，M82和NGC 253为300 μ G，Arp 220的原子核为2 mG。平均磁场强度在分子气体中比在热风中强几倍，但在星暴中并不随密度而强烈变化。我解释了超新星驱动的湍流的主导地位，导致近星爆ISM组件之间的均分。我也认为宇宙射线（CR）扩散的恒星爆发的影响。大量的能量级联到小尺度上可以非常有效地限制CR在星爆中，以至于CR的传输主要是由气体流动而不是通过气体扩散。此外，我还讨论了湍流对X射线线宽，远红外无线电相关性，观测到的无线电偏振，法拉第旋转措施的影响。最后，我讨论了许多问题提出的物理学湍流在星爆。
2013-08-23 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
