Evolution of dust grain size distribution and grain porosity in galaxies
星际尘埃的辐射特性不仅与尘埃颗粒的粒度分布有关，还与尘埃颗粒的孔隙率有关。我们开发了一个模型的大小依赖的晶粒孔隙度和晶粒尺寸分布的星系演化的整个历史的演变。我们包括恒星尘埃的产生，超新星尘埃的破坏，粉碎，凝聚和吸积。凝并作用被认为是颗粒孔隙度的来源。我们使用一个恒定的致密气体分数（$η_\mathrm{dense}$），调节破碎和凝聚之间的平衡的单区模型。我们发现，孔隙度的发展后，小颗粒充分创造了粉碎和吸积之间的相互作用（在年龄$t\sim 1$ Gyr的恒星形成时间尺度$τ_\mathrm{SF}=5$ Gyr）和凝聚。对于$η_\mathrm{dense}=0.5$，在晶粒半径$\sim 0.03~μ$ m处填充因子下降到0.3。对于较小的$η_\mathrm{dense}$，颗粒更多孔，因为形成多孔凝结颗粒的小颗粒更丰富。并根据上述结果计算了消光曲线。孔隙率使硅酸盐的消光曲线明显变陡，但对无定形碳没有太大影响。孔隙度也增加了碰撞截面，并通过增强的凝聚产生稍微更大的颗粒;然而，消光曲线不一定变得更平坦，因为孔隙度的陡峭效应。我们还讨论了银河系消光曲线的影响，我们的结果。
2021-11-25 astro-ph.GA
Polarised emission from aligned dust grains in nearby galaxies: predictions from the Auriga simulations
在这项工作中，我们预测的远红外偏振信号发出的非球形尘埃颗粒在附近的星系。我们确定的角分辨率和灵敏度需要研究这些星系的磁场配置。（方法）我们后处理一组来自御夫座项目的类银河系星系，假设由球状尘埃颗粒组成的尘埃混合物与模型磁场部分对齐。我们约束我们的尘埃模型使用普朗克353 GHz观测银河系。这个模型，然后外推到较短的波长，覆盖星际尘埃排放的峰值和观测任意取向的附近的银河系像星系。（结果）假设一个内在的线性偏振分数，不随波长的波长变化显着的波长大于50微米，我们预测的线性偏振分数的最大值$10-15\%$和中值$\approx{}7\%$的正面星系和$\approx{}3\%$的边缘星系。极化分数与视线密度和表示垂直于视线的磁场的大尺度阶的角色散函数反相关。最大线性极化分数同意以及与尘埃模型的固有特性。当真实磁场取向沿视线相干时，其可沿低密度视线追踪。这些结果也适用于附近的星系，在一个相干的磁场结构是在不同的宽带范围内恢复。（结论）非球形尘埃粒子的偏振辐射精确地跟踪了类银河系中星系磁场的大尺度结构，预期最大线偏振分数为$10-15\%$。为了解决这个最大值，需要至少1 kpc的空间分辨率。
2021-07-05 astro-ph.GA
Submillimetre galaxies as laboratories for dust grain coagulation
本研究将亚毫米波星系作为尘埃颗粒凝聚的实验室，结合观测数据与湍流模型分析颗粒生长尺寸，发现凝聚过程存在速度阈值，颗粒仅能生长至微米级，证明亚毫米波星系可用于约束尘埃凝聚相关物理过程。
2023-10-06 astro-ph.GA
Galaxies with grains: unraveling dust evolution and extinction curves with hydrodynamical simulations
本研究在RAMSES流体动力学模拟中引入尘埃演化模型，将尘埃分解为两种尺寸和化学成分，模拟不同质量与金属丰度的盘状星系，成功再现银河系尘埃性质及低金属丰度下DTM下降，并揭示硅酸盐与碳质尘埃生长阈值差异导致麦哲伦云型消光曲线，阐明CO形成限制碳质尘埃生长。
2024-06-04 astro-ph.GA
Remodeling the evolution of grain size distribution in galaxies
我们重新审视了在星系中的粒度分布的演化模型的最终目的是实现它在流体动力学模拟。我们简化了以前的模型，以这样一种方式，一些模型相关的假设被替换为更简单的功能形式。对于开发的框架的第一个测试，我们将其应用到一个星系的单区化学演化模型，证实我们的新模型令人满意地再现了以前的结果，并有效凝聚的小颗粒破碎和吸积是必不可少的复制所谓的MRN粒度分布。为了检验我们的模型是否能与星际介质（ISM）的流体动力学演化相结合，我们采用新的颗粒演化模型对一个孤立盘星系进行了流体动力学模拟.我们采样流体动力学粒子代表每一个密集和弥漫ISM阶段。通过这种后处理，我们发现在致密气体中发生的过程（通过吸积和凝聚的晶粒生长）在再现与银河系消光曲线一致的晶粒尺寸分布方面是重要的。在我们的模型中，晶粒尺寸分布之间的致密和弥漫ISM是相似的，虽然我们观察到一个更大的分散在致密ISM。此外，我们还表明，即使我们降低了晶粒半径分辨率（16个网格点），可以捕获的晶粒尺寸分布（和由此产生的消光曲线）的整体形状。
2018-10-18 astro-ph.GA
Evolution of the extinction curves in galaxies
基于我们提出的星系粒度分布演化模型，我们研究了星系消光曲线的演化。在这个模型中，我们考虑了各种过程：由SNe II和AGB星形成的尘埃，在ISM中由SN冲击破坏的尘埃，金属吸积到晶粒表面（称为晶粒生长），粉碎和凝聚。我们发现，在星系演化的最早阶段，消光曲线是平坦的。由于星系中充满了尘埃，粉碎变得有效，产生了大量的小颗粒（$a \la 0.01\;μ$ m）。然后，晶粒生长在小的晶粒半径处变得有效，在晶粒尺寸分布上在$a \sim 10^{-3}$ {--} $10^{-2}\;μ$ m处形成凸起。因此，紫外（UV）波长处的消光曲线变得陡峭，并且消光曲线上的$1/λ\sim 4.5\;μ{\rm m}^{-1}\;(λ: \mbox{wavelength})$处的凸起变得显著。一旦凝结变得有效，消光曲线变得平坦，但与银河系消光曲线相比，紫外线消光仍然过度产生。这种差异可以通过引入更强的凝结贡献来解决。因此，破碎和凝结之间的相互作用对于重现银河系灭绝曲线可能很重要。
2014-01-28 astro-ph.GA
The dust mass in z > 6 normal star forming galaxies
我们解释最近ALMA观测z > 6正常恒星形成星系的半数值方法，耦合输出的宇宙流体动力学模拟与化学演化模型，占尘埃富集超新星，渐近巨星分支星和颗粒生长的贡献在星际介质。我们发现，虽然恒星源在小星系的尘埃质量中占主导地位，但Mstar > 10^9 Msun的星系所经历的更高水平的金属富集允许有效的颗粒生长，这为尘埃质量提供了主要贡献。即使假设超新星尘埃产生的效率最高，观测到的z = 7.5的星系A1689-zD 1的尘埃质量也需要非常有效的颗粒生长。这反过来又意味着，在这个星系中，发生颗粒生长的冷而稠密的气体的平均密度与从类星体宿主星系的观测中推断出的类似红移相当。虽然这似乎是合理的，但星系尘埃连续辐射在6.5 < z < 7.5的上限表明，这些条件不一定适用于大部分高红移星系群。
2015-05-07 astro-ph.GA
Spectral energy distributions of dust and PAHs based on the evolution of grain size distribution in galaxies
基于一个星系中颗粒尺寸分布的单区演化模型，计算了硅酸盐、碳质尘埃和多环芳烃（PAHs）的红外光谱能量分布（SED）的演化.星际介质的稠密气体分数（$η_\mathrm{dense}$）、恒星形成时间尺度（$τ_\mathrm{SF}$）和标准化为银河值的星际辐射场强度（$U$）是主要参数。我们发现在星系演化的早期阶段，SED形状通常具有弱的中红外（MIR）发射，因为尘埃丰度主要由大颗粒组成。在中间阶段（$t\sim 1$ Gyr为$τ_\mathrm{SF}=5$ Gyr），MIR发射迅速增长，因为气相金属的吸积使小颗粒的丰度急剧增加。我们还比较了我们的结果与观测数据的附近和高红移（$z\sim 2$）星系的\textit{Spitzer}。我们广泛地再现在各个波段的金属丰度的函数的流量比。我们发现，小的$η_\mathrm{dense}$（即\由扩散相主导的ISM）有利于再现附近和$z\sim 2$样品的由PAHs主导的8 $μ$ m强度。一个长的$τ_\mathrm{SF}$将8 $μ$ m的发射提高到与附近低金属丰度星系一致的水平。理论计算和观测之间的广泛匹配支持我们对粒度分布的理解，但扩散ISM对PAH排放的重要性意味着空间分辨ISM治疗的必要性。
2020-10-02 astro-ph.GA
Probing the dust grain alignment mechanisms in spiral galaxies with M51 as the case study
该研究以 M51 为案例，比较 B-RAT、k-RAT、v-MAT 及气体阻尼等机制，定量解释旋臂与旋臂间尘埃取向尺寸及偏振分数差异。
2024-02-28 astro-ph.GA
Grain-size evolution and rapid dust growth in high-redshift galaxies
Osaka University（大阪大学）；Scuola Normale Superiore（高等师范学校）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Universiteit Gent（根特大学）；INAF/Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；INFN, Sezione Roma I（意大利国家核物理研究所罗马第一分部）；The University of Tokyo（东京大学）
本研究提出一个包含多相星际介质中晶粒尺寸演化的星系演化模型，揭示了即使尘埃产量很低，通过超新星提供的小晶粒作为金属吸积种子，也能使大质量星系在z~7时达到高尘埃-恒星质量比，并成功复现紫外光度函数。
2026-06-04 astro-ph.GA
Dust SEDs in Milky Way-like galaxies in the IllustrisTNG simulations based on the evolution of grain size distribution
要了解如何在星系中的晶粒尺寸分布的演变影响观测到的尘埃属性，我们应用后处理尘埃演化模型星系合并树从IllustrisTNG宇宙流体动力学模拟。我们的尘埃模型包括恒星尘埃的产生，溅射在热气体中，尘埃增长的吸积和凝聚在致密的星际介质（ISM），并粉碎在弥漫的ISM。我们分解成不同的尘埃物种的粒度分布取决于元素丰度和密集的ISM分数的模拟。在我们以前的工作中，我们专注于银河系（MW）的类似物，并再现了所观察到的MW消光曲线。在这项研究中，我们计算尘埃光谱能量分布（SED）的MW类似物。我们的模拟SED广泛地再现其分散内观察到的MW SED，附近星系的观测数据也是如此，虽然他们往往低估MW SED在短波长的发射主要是多环芳烃（PAHs）。我们发现，金属丰度和致密气体分数是最关键的因素SED的形状，通过他们的影响凝聚和shaking.The整体成功，我们的模型在再现MW SED进一步证明了灰尘的演变过程包括在模型中，并预测分散在SED所造成的各种组装历史。我们还表明，最显着的增加，在尘埃SED之间发生的红移$z\sim 3$和2模拟MW类星系的祖先。
2022-04-07 astro-ph.GA
What powers Hyperluminous Infrared galaxies at z~1-2?
通过研究活动星系核红外光度函数与红外星系光度函数的关系，我们研究了z~1-2处超亮红外星系（HyLIRGs; LIR（8- 1000 μ m）>10^13 Lsun）的能量来源。前者只对应于活动星系核加热的尘埃的辐射，而后者包括由恒星和活动星系核加热的尘埃的辐射。我们的结果表明，这两个光度函数在10^13 Lsun以下有很大的不同，但在HyLIRG区域收敛。我们发现活动星系核占主导的辐射源的比例随着总红外光度的增加而增加，当LIR >10^13.5 Lsun时，活动星系核可以解释全部的红外辐射。我们的结论是，1<z<2红外星系光度函数的亮端是由活动星系核而不是恒星形成星系形成的。
2018-06-04 astro-ph.GA
The Growth of Dust in Galaxies in the First Billion Years with Applications to Blue Monsters
University of Florida（佛罗里达大学）；Cosmic Dawn Center at the Niels Bohr Institute, University of Copenhagen and DTU-Space, Technical University of Denmark（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所黎明中心及丹麦技术大学DTU空间）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Virginia Institute for Theoretical Astronomy, University of Virginia（弗吉尼亚理论天文学研究所）；The NSF-Simons AI Institute for Cosmic Origins, USA（美国NSF-西蒙斯宇宙起源人工智能研究所）；University of California（加州大学）；The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；Cosmic Frontier Center, The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校宇宙前沿中心）；University of Bologna（博洛尼亚大学）；INAF, Astrophysics and Space Science Observatory Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文与空间科学观测站）；Universi（大学）
研究通过JWST和ALMA观测揭示早期宇宙中尘埃快速增长，通过超新星产生和超细尘粒生长解释尘埃积累，指出蓝怪物的尘埃-恒星质量比及尘粒分布特性。
2026-03-31 astro-ph.GA
Suppression of star formation in dwarf galaxies by grain photoelectric feedback
光电加热一直被认为是中性星际介质的主要热源。对螺旋星系的模拟发现了一些迹象，表明光电加热可以抑制恒星的形成。然而，包括光电加热的模拟通常发现，它对螺旋星系或矮星中恒星形成的速率几乎没有影响，这表明超新星而不是光电加热负责设定星系中的恒星形成定律。这一结果与最近的工作表明，恒星形成的法律，取决于星系金属，预期光电加热，但不是超新星，再现了当今的星系人口比金属独立的一个更好。在这里，我们报告了一系列的模拟矮星系，其中光电加热和超新星的影响预计是最强的。我们同时包括空间和时间相关的光电加热，我们解决了每个超新星爆炸波的Sedov阶段，使我们能够直接测量超新星和尘埃加热的动量注入的相对重要性远紫外（FUV）光子在抑制恒星形成。我们发现，超新星是无法解释的长期观察到的气体耗尽时间在矮星系。相反，普通的光电加热是矮星系在任何给定时间调节恒星形成速率的主要手段，相对于只有超新星的模拟，恒星形成速率被抑制了一个数量级以上。
2016-05-02 astro-ph.GA
Effects of grain shattering by turbulence on extinction curves in starburst galaxies
尘埃粒子在热电离介质中的湍流运动可以有效地加速和破碎。这种效应在星暴星系中得到加强，那里的气体被电离，湍流由大质量恒星维持。此外，II型超新星（SNe II）产生的尘埃在星暴星系中可能是有效的。在本文中，我们研究了粉碎在WIM上的尘埃粒子由SNe II产生的效果。我们发现，虽然预计从SNe II喷出的颗粒会偏向于大尺寸（$a\ga 0.1 \micron$，其中$a$是颗粒半径），因为在超新星遗迹的冲击破坏，在WIM的粉碎是足够有效的$\sim 5$ Myr产生小颗粒，如果金属丰度接近太阳或更多。破碎产生的小颗粒使灭绝曲线变陡。因此，对于金属丰度为太阳能的系统和恒星暴增年龄通常大于500万年的系统，应该始终考虑到由于破碎而使灭绝曲线变陡。这些条件不仅可以在附近的星爆中得到满足，也可以在高红移（$z>5$）类星体中得到满足。
2010-01-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic evolution of grain size distribution in galaxies using the $ν^2$GC semi-analytic model
我们用半解析星系形成模型（$ν^2$ GC）研究了星际尘埃的宇宙学演化，着重于粒度分布的演化。该模型预测了整个宇宙历史中星系中尘埃质量和粒度分布的统计特性。我们确认，该模型再现尘埃-气体比和金属丰度之间的关系，在当地的宇宙，和银河系（MW）样样品的粒度分布变得类似于所谓的MRN分布，再现所观察到的MW消光曲线。然而，我们的模型往往高估了尘埃质量函数在大规模的一端在红移$z\lesssim 0.8$，而它再现了丰富的尘埃星系在更高的红移。我们还研究了粒度分布和星系属性（金属丰度，特定的恒星形成率，气体分数和恒星质量）之间的相关性，并观察到一个明显的趋势，大颗粒为主，小颗粒为主，MRN的粒度分布从未发展到发展阶段。因此，消光曲线的形状是平坦的，陡峭的，和中间（MW样）从未进化到进化阶段。在一个固定的金属丰度下，在较低的红移下，颗粒的尺寸分布往往有较大比例的小颗粒;因此，消光曲线往往在较低的红移下更陡峭。我们还预测，在高红移的超太阳金属丰度的对象有较弱的2175毫米凸强度平坦的消光曲线。
2022-10-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
What Is Inside Matters: Simulated Green Valley Galaxies Have Centrally Concentrated Star Formation
在空间分辨的星系观测中，发现恒星形成率径向分布与总的特定恒星形成率相关。恒星形成的中心枯竭被认为与全球恒星形成率降低有关，例如，绿谷内的星系。我们提出，第一次，径向特定的恒星形成率配置文件的统计样本的模拟星系的插图和鹰大宇宙学模拟。对于恒星形成序列上的星系，模拟的特定恒星形成率分布与观测结果不太一致，尽管EAGLE模拟的星系过于集中，而来自Illustris的星系在大半径处下降得更快。然而，这两个星系样本都显示了绿谷星系在所有星系恒星质量下的中心集中恒星形成，表明淬火是从外向内发生的，与观察到的由内而外的淬火强烈冲突。尽管在这两个模拟中的不同的反馈模型，这些结果出现。我们的结论是，星系内的恒星形成的分布是一个强大的额外的约束恒星形成和反馈模型的模拟，特别是有关淬火的恒星形成。
2019-03-18 astro-ph.GA
Evidence of Bar-induced Secular Evolution in the Inner Regions of Stellar Discs in Galaxies: What Shapes Disc Galaxies?
我们提出的证据，酒吧诱导的长期演化的星系盘使用3.6 ${μm}$图像附近的星系从斯皮策巡天恒星结构在Galerkin（S4 G）。我们发现，在大质量星系（$M_{star}/M_{sun}> 10^{10}$），较长的酒吧往往居住在内盘具有较平坦的径向轮廓。这样的星系在棒半径内的棒周围的盘中显示出光的不足，并且通常显示出$Θ$形状的形态。我们量化了这种赤字，并发现在本研究中探索的所有星系（$10^{9}<M_{star}/M_{sun}< 10^{11}$），具有更强的酒吧（即更长和/或具有更高的酒吧/T）的星系显示出更明显的赤字。我们还研究了模拟快照，以确认和扩展Athanassoula和Misiriotis的结果，表明随着酒吧的发展，他们变得更长，而光盘中的光赤字变得更加明显。理论研究预测，随着棒星系的演化，棒星系会捕获其邻近的盘星，从而使棒星系更长、更强、更薄。因此，我们认为内盘中的光赤字是由棒产生的，从而参与塑造其宿主星系的质量分布。
2016-07-27 astro-ph.GA
Dust processing in elliptical galaxies
我们重新考虑椭圆星系中尘埃的起源和过程。我们从理论上制定的粒度分布的演变，考虑到尘埃供应的渐近巨星分支（AGB）的恒星和尘埃的破坏溅射在热星际介质（ISM），其温度演化处理包括两个冷却路径：气体排放和尘埃排放（即气体冷却和尘埃冷却）。与我们的新的全面治疗的粒度分布，我们确认，尘埃破坏溅射是太有效的解释所观察到的尘埃丰度，即使AGB星继续提供尘埃颗粒，而且，除了在热气体中的初始尘埃气体比高达$\sim 0.01$的情况下，尘埃冷却是可以忽略不计的气体冷却相比。然而，我们表明，与以前的预期相反，冷却并不能帮助保护灰尘，相反，溅射效率提高了气体压缩作为冷却的结果。我们还考虑了气体冷却后的晶粒生长。如果尘埃在冷介质中通过气相金属的吸积而增长的过程持续大于10/（n_H/10^3 cm^{-3}）Myr，则尘埃与气体的比率将增加到$\sim 10^{-3}$，其中$n_\mathrm{H}$是氢核的数密度。我们发现，气相金属的吸积是一个可行的机制，增加椭圆星系中的尘埃丰度与观测一致的水平，并观察到的消光曲线的陡峭度更好地解释与颗粒生长的吸积。
2015-09-14 astro-ph.GA
Modelling the evolution of PAH abundance in galaxies
我们研究了星系中多环芳烃（PAH）丰度的演化，这是了解中红外亮发射特征演化的关键一步。我们计算的方式一致的物理条件下的星际介质通过后处理我们以前的流体动力学模拟一个孤立的盘星系的尘埃粒度分布的演变。我们还区分芳香族和非芳香族颗粒的碳质尘埃物种，并明确考虑芳构化过程。因此，我们的模型很好地解释了附近星系中PAH丰度的金属丰度依赖性。多环芳烃丰度的增加是由破碎和吸积（尘埃生长）之间的相互作用驱动的。快速的芳构化保证了小的碳质颗粒很好地追踪PAHs。由于破碎和吸积是敏感的尘埃丰度，我们预测，PAH尘埃丰度比增加的金属丰度增加。这与附近星系的观测数据一致。
2019-09-06 astro-ph.GA
What can Gaia proper motions tell us about Milky Way dwarf galaxies?
我们提出了一个自行的研究模型的矮球状星系雕塑家，根据预测的自行精度的盖亚测量。盖亚将测量数百颗恒星的自行，形成一个类似雕塑家的系统。即使不确定的自行的顺序1.5倍的大小的个人自行值~10 mas/century，我们发现，这是可能的恢复雕塑家的系统自行在其距离为79 kpc。
2015-02-04 astro-ph.GA
What causes the ultraviolet extinction bump at the cosmic dawn?
针对JWST在宇宙黎明时期（红移z=6.71）星系中探测到的2175埃紫外消光峰，本研究证明小石墨颗粒并非其成因，因后者产生的消光峰过宽且峰值波长过短，与观测不符。
2025-02-12 astro-ph.GA
Dust and Grain Size Evolution in Galaxy Simulations: What Matters and What Does Not
University of Florida（佛罗里达大学）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen and DTU-Space, Technical University of Denmark（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所和丹麦技术大学空间科学中心）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）
本文探讨了星系演化半分析模型中尘埃颗粒大小分布的演变机制，发现高红移时颗粒主导大颗粒，低红移时转为MRN型分布，且金属licity影响颗粒演化。
2026-08-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Effects of grain size distribution on the interstellar dust mass growth
星际云中金属吸积造成的颗粒增长（称为“颗粒增长”）可能是决定星系中尘埃含量的主要过程之一。本文论证了晶粒尺寸分布对晶粒长大的重要性。首先，我们推导出一个分析公式，给出了在任何初始粒度分布的单个云的晶粒生长后的粒度分布。晶粒生长的时间尺度对晶粒尺寸分布非常敏感，因为晶粒生长主要受晶粒的表面积与体积比的调节。接下来，我们实施的结果，随着星际介质中的颗粒形成和破坏的整个星系系统的尘埃富集模型的颗粒生长，发现在云的颗粒生长在附近的星系中的尘埃含量，除非颗粒大小是强烈的偏见的大小大于$\sim 0.1 \micron$或功率指数的颗粒大小分布是浅于$\sim -2.5$。在一定的金属丰度水平下（Asano et al. 2011和Inoue 2011中称为临界金属丰度），云中的颗粒生长有助于尘气比的快速增加，我们发现这对颗粒尺寸分布很敏感。因此，颗粒生长不仅有效地增加了附近星系的尘埃质量，而且还增加了金属丰度大于临界值的高红移类星体的尘埃质量。我们的晶粒生长配方适用于任何粒度分布，并很容易实现到任何框架的尘埃富集星系。
2011-05-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
What drives the velocity dispersion of ionized gas in star-forming galaxies?
分析了阿帕奇点天文台近星系映射巡天（MaNGA）观测到的648个恒星形成星系的内禀速度色散特性，探讨了内禀速度色散与恒星形成率（SFR）、SFR面密度（$\rm{Σ_{SFR}}$）、恒星质量和恒星质量面密度（$\rm{Σ_{*}}$）的关系。通过与高z星系的结合，我们发现速度色散与SFR和$\rm{Σ_{SFR}}$之间有很好的相关性。但速度色散与恒星质量和$\rm{Σ_{*}}$之间的相关性是中等的。通过将我们的结果与理论模型的预测进行比较，我们发现单独的恒星形成过程的能量反馈和引力不稳定性不能同时完全解释观测到的速度-色散/SFR和速度-色散/ $\rm{Σ_{SFR}}$关系。
2019-04-25 astro-ph.GA
Evolution of the grain size distribution in galactic discs
尘埃是由恒星物质形成的，并不断受到ISM中发生的不同机制的影响。在这些机制下，尘埃颗粒的行为取决于它们的大小，因此尘埃颗粒的大小分布也作为尘埃演化本身的一部分而演化。跟踪粒度分布的演变是一项困难的计算任务，最近才被超越。光滑粒子流体动力学（SPH）模拟的一个单一的星系以及宇宙学模拟产生的尘埃粒度分布的演变的第一个预测。我们第一次比较的尘埃颗粒尺寸分布的演化预测的SPH模拟与观测提供的结果。本文分析了M101、NGC 628和M33三个星系的大小颗粒质量比（D（S）/D（L））在整个星系盘上的径向分布变化。我们发现观测到的D（S）/D（L）的径向分布与从单个星系的SPH模拟中获得的结果之间有很好的一致性。NGC 628的中心部分，在高金属丰度和高分子气体部分，主要是受吸积，但也凝聚的尘埃颗粒。M33中心的金属丰度和分子气体含量较低，D（S）/D（L）增大，表明破碎作用非常有效地产生了大量的小颗粒。我们的星系提供的观测结果证实了宇宙学模拟的基础上的两个晶粒尺寸近似预测的一般关系。然而，我们提出的证据表明，模拟可能高估了大质量星系中大颗粒的数量。
2020-02-05 astro-ph.GA
Formation History of Polycyclic Aromatic Hydrocarbons in Galaxies
多环芳烃（PAHs）是星际介质（ISM）中的主要尘埃组分之一。我们提出了我们的进化模型的丰度多环芳烃在ISM上的星系演化时间尺度。我们认为，粉碎的碳质尘埃颗粒在星际湍流的多环芳烃的形成机制，而多环芳烃的丰度可以减少凝聚到尘埃颗粒，破坏超新星冲击，并纳入恒星。我们实现这些过程中的一个区域的化学演化模型，以获得在星系中的PAH丰度的演变。我们发现，PAH的形成变得加速以上一定的金属粉碎成为有效的。对于PAH的破坏，而超新星冲击是在金属贫乏的环境中的主要机制，凝聚是在金属丰富的环境中占主导地位。我们比较了我们的模型中的PAH丰度的演变与星系中观测到的丰度具有广泛的金属丰度范围。我们的模型再现了低金属丰度星系中PAH检测的缺乏和高金属丰度星系中PAH丰度的金属依赖性。多环芳烃丰度的强金属依赖性出现作为强金属依赖性的尘埃质量增加的结果，通过吸积的金属到尘埃颗粒，最终粉碎成多环芳烃。我们的结论是，观测到的趋势的多环芳烃丰度可以是一个自然的结果粉碎的碳颗粒的来源多环芳烃。为了建立我们的PAH形成方案，通过粉碎形成PAH的观察证据将是至关重要的。
2014-01-16 astro-ph.GA
IQ Collaboratory III: The Empirical Dust Attenuation Framework -- Taking Hydrodynamical Simulations with a Grain of Dust
我们提出了经验尘埃衰减（EDA）框架-一个灵活的处方分配现实的尘埃衰减模拟星系的物理特性的基础上。我们使用EDA的三个国家的最先进的大规模宇宙流体动力学模拟：SIMBA，IllustrisTNG，和EAGLE的前向模型合成观测。然后，我们使用无可能性推理将模拟的光学和紫外色星等关系$(g-r) - M_r$和$(FUV-NUV)-M_r$与$M_r < -20$和紫外完整SDSS星系样本进行比较。没有灰尘，没有一个模拟与观测结果相匹配，正如预期的那样。然而，使用EDA，我们可以用所有三种模拟再现观察到的色星等。此外，我们的尘埃处方预测的衰减曲线与观测到的衰减-斜率关系和恒星形成星系的衰减曲线吻合得很好。然而，EDA并没有预测低$A_V$的恒星形成星系，因为模拟的恒星形成星系本质上比观测到的要亮得多。此外，EDA首次提供了对静止星系衰减曲线的预测，这对观测测量是一个挑战。模拟的静止星系需要比恒星形成星系更浅的衰减曲线和更低的振幅。EDA与正演模拟相结合，为揭示星系中的尘埃和探测流体动力学模拟提供了一种有效的方法。这项工作还说明了比较星系形成模型的一个主要局限性：通过调整尘埃衰减，预测显着不同的星系群的模拟可以重现相同的紫外线和光学观测。
2021-06-17 astro-ph.GA
A Nearby Galaxy Perspective on Dust Evolution. Scaling relations and constraints on the dust build-up in galaxies with the DustPedia and DGS samples
方法.我们模拟了一个约800个邻近星系的样本，涵盖了广泛的金属丰度，气体分数，特定的恒星形成率和哈勃阶段。我们已经从每个物体的光谱能量分布中得出了它的尘埃性质。通过进一步的分析，我们推断出了超新星喷发物中尘埃凝结的时间尺度，冷云中的颗粒生长和冲击波对尘埃的破坏。在本文中，我们采用了分层贝叶斯方法，得出所有星系的所有参数的单一大概率分布，以确保对我们的数据进行最严格的解释。结果我们证实了激烈的演变与金属的灰尘-金属的质量比（两个数量级），发现以前的研究。我们表明，核心坍缩超新星的尘埃生产是有效的，只有在非常低的金属，一个单一的超新星平均生产小于0.03 Msun/SN的尘埃。我们的数据表明，晶粒生长是占主导地位的形成机制，在金属丰度超过1/5太阳，与晶粒生长的时间尺度短于太阳金属丰度约50万年。冲击波的破坏是相对有效的，一颗超新星平均清除至少1200 Msun/SN的气体尘埃。当假设不同的恒星初始质量函数时，这些结果是稳健的。此外，我们还发现早型星系在几种标度关系中是异常值。这一特征可能是由热X射线发射气体中的颗粒热溅射造成的，这一假设得到了尘埃与恒星质量比和每颗粒X射线光子率之间的负相关性的支持。最后，我们确认了众所周知的芳香特征发射颗粒质量分数的演变作为金属丰度和星际辐射场强度的函数。我们的数据表明，与金属丰度的关系明显更强。
2021-01-02 astro-ph.GA
What distinguishes the host galaxies of radio-loud and radio-quiet AGNs?
我们比较了射电宁静（RQ）和射电响亮（RL）的2型活动星系核（AGN）的宿主星系的光学性质，以推断是否喷流生产效率取决于主机属性或仅由吸积流的固有属性。我们从SDSS，FIRST和NVSS目录中仔细选择星系。我们证实了以前的研究结果，RL活动星系核的分数取决于黑洞（BH）的质量，和爱丁顿比。因此，RL和RQ活动星系核的主机的性质的比较，需要配对技术。BH质量和爱丁顿比的匹配使我们能够研究具有相同基本吸积参数的RL和RQ活动星系核的星系之间的差异。我们发现，这两个样本主要不同的主机星系浓度指数，形态类型（在RL样本中的椭圆星系的频率变得越来越大，无线电响度），和星云消光（最高的无线电响度的星系只显示低星云消光）。与以前的一些研究相反，我们发现我们的无线电大声和无线电安静的样本合并/相互作用功能之间没有显着差异。
2017-09-28 astro-ph.GA
Gas metallicity distributions in SDSS-IV MaNGA galaxies: what drives gradients and local trends?
单个星系和星系样本中的气体金属丰度分布可以告诉我们很多关于星系如何演化的信息。大质量星系通常具有负的金属丰度梯度，在大范围的星系质量范围内，质量和金属丰度在局部尺度上紧密相关;然而，这种趋势的精确起源仍然难以捉摸。在这里，我们采用SDSS-IV MANGA的数据来探索气体金属丰度如何依赖于局部恒星质量密度和单个星系内的银河系中心半径。我们还考虑了这些依赖关系的强度如何在星系质量大小平面上变化。我们发现，半径是更预测本地金属丰度比恒星质量密度在扩展的低质量星系，而我们发现密度和半径几乎同样预测在更高质量和更紧凑的星系。与以前的工作相一致，我们发现金属丰度梯度和大尺度环境之间存在温和的联系;然而，这不足以解释整个质量大小平面上气体金属丰度行为的变化。我们认为，我们的结果是一致的情况下，扩展星系经历了平稳的气体吸积的历史，随着时间的推移产生负的金属丰度梯度。我们进一步认为，更紧凑，更大规模的系统经历了越来越多的合并活动，破坏了这一过程，导致更平坦的金属丰度梯度和更占主导地位的密度金属丰度相关性在个别星系。
2023-01-26 astro-ph.GA
Observational and theoretical constraints on the formation and early evolution of the first dust grains in galaxies at 5 < z < 10
第一代恒星诞生于大爆炸后数亿年。这些恒星合成了比H和He重的元素，这些元素后来被驱逐到星际介质中，引发了金属的上升。在这种富集的介质中，形成了第一批尘埃颗粒。这一事件在宇宙学上对分子的形成至关重要，因为尘埃通过冷却低金属含量的恒星形成云起着重要作用，这些云可以分裂成较低质量的恒星。收集这些第一个尘埃颗粒的信息是困难的，因为大距离和低尘埃质量的负面联盟。我们结合星系在红移5 < z < 10的观测信息来限制它们的尘埃排放，并从理论上理解尘埃周期的第一个演化阶段。光谱能量分布（SED）与CIGALE和物理参数及其演变进行了建模。从这个SED拟合，我们建立了一个尘埃排放模板，这个人口的星系在再电离的时代。我们的新模型解释了为什么一些早期星系被观测到，而另一些则没有。我们及时跟踪超新星形成的第一个颗粒，后来被其他超新星爆炸摧毁，并在环星系和星系际介质中排出。我们已经找到了宇宙中第一批尘埃颗粒形成的证据。但是，最重要的是，这封信强调了收集更多数据和开发新设施的必要性，以进一步限制星系中再电离时代的尘埃循环。
2020-02-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
What do planetary nebulae and H II regions reveal about the chemical evolution of nearby dwarf galaxies?
本星系群包含了大量的矮不规则星和椭球体，它们可以获得单个恒星的光谱。因此，这些星系的化学演化可以被追踪，只需要找到跨越大年龄范围的人口，这样我们就可以准确地得出组成。行星状星云（PNe）是古老和中等年龄的恒星遗迹，其化学丰度可达3-4 Mpc。H II区域更明亮，更容易被探测到，代表星系的年轻内容。PNe和H II区域具有相似的光谱特征，并以相同的方式进行分析。两者都是化学演化的最佳示踪剂，可以绘制附近星系的化学时间线。本文的重点是PN和H Ⅱ区的粒子数对化学演化模型和局域宇宙的质量-金属丰度关系的约束。
2019-02-12 astro-ph.GA
The Origin of the Dust Extinction Curve in Milky Way-like Galaxies
我们开发了一个宇宙学模型的尘埃颗粒在星系的大小分布的演变，以了解银河系尘埃消光曲线的起源。我们的模型认为，形成活跃的尘埃在演化的恒星，增长的吸积和凝聚，并通过粉碎，溅射和astration在ISM的星系在宇宙时间的破坏过程。我们的主要结果如下。在我们的宇宙学模型中，质量与银河系z~0相当的银河系表现出各种各样的消光定律，尽管其斜率和碰撞强度与银河系中观察到的范围相当。银河系的祖先有更陡峭的斜坡，只有在$z \approx 1$处才能变平到与银河系相当的斜坡。这归因于后期/高金属含量环境中晶粒生长速率的增加，从而推高了大晶粒与小晶粒的比率，其次依赖于石墨与硅酸盐的比率演变。紫外线的强度主要取决于石墨与硅酸盐的比例，并且在z=3和z=0之间的类MW星系中保持大致恒定，尽管表现出轻微的变化。我们的模型跨越可比区域的颠簸斜率空间的视线在银河系中，虽然有一个缺乏明确的关系模型的斜率和颠簸强度由于小规模波动的颠簸强度。我们的模型自然会产生一些非银河系的类似物的斜率一样陡峭的LMC和SMC的金属贫星系，虽然值得注意的是，平均而言，碰撞强度太大时，麦哲伦云相比。这是由于我们同时演化石墨和硅酸盐的粒度分布，这是一个过度简化的事实。我们的模型提供了一个新的框架来研究宇宙时间内星系中尘埃消光曲线的起源和变化。
2020-12-07 astro-ph.GA
The Metallicity Dependence of PAH Emission in Galaxies II: Insights from JWST/NIRCam Imaging of the Smallest Dust Grains in M101
University of Toledo（托莱多大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；University of California, San Diego（加州大学圣地亚哥分校）；California Institute of Technology（加州理工学院）；University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）；University of Wyoming（怀俄明大学）；Princeton University（普林斯顿大学）
通过JWST/NIRCam成像研究M101中PAH发射特征，发现金属licity下降时3.3μmPAH贡献增加，可能表明最小PAH颗粒更稳定。
2026-02-23 astro-ph.GA
Development in astronomy in Ethiopia and East-Africa through nuclear activity in galaxies
在本文中，我们总结了目前正在进行的研究，在埃塞俄比亚和东非的河外天文学和活动星系和活动星系核（AGN）的物理。这项研究的重点是一些仍然悬而未决的问题，如：什么是恒星的年龄和人口的超硬X射线检测活动星系核和活动星系核之间的连接和他们的宿主星系？星系团中活动星系核的性质是什么，以及环境在触发核活动中的作用？活动星系核的形态特征是什么？我们如何精确地处理活动星系的形态分类？绿谷星系的性质是什么？活动星系核在星系演化中的作用是什么？射电强和射电静类星体（QSO）的性质以及两者之间的二分法是什么？每一个问题都是在一个具体项目下提出的，下面将简要介绍。这些项目涉及6名博士生和3名硕士生，以及埃塞俄比亚、卢旺达、南非、乌干达、坦桑尼亚、西班牙、意大利和智利之间的合作。我们所有的项目都旨在：首先，有助于我们对AGN的一般知识，其次，有助于埃塞俄比亚和东非天文学和科学的发展。
2020-04-26 astro-ph.GA
What drives the scatter of local star-forming galaxies in the BPT diagrams? A Machine Learning based analysis
我们调查的物理属性是最预测的本地恒星形成星系的位置上的BPT图，通过不同的机器学习（ML）算法。利用斯隆数字巡天（SDSS）的大量统计数据，我们定义了一个框架，在这个框架中，恒星形成星系从它们的中值序列的偏差可以用各种观测参数的相对变化来描述。我们通过训练人工神经网络（ANN）和随机森林（RF）树来预测星系是否在序列上方或下方偏移（通过分类），并估计偏移本身的确切大小（通过回归）。我们发现，具有很高的意义，主要与氮氧丰度比（N/O）的变化相关的参数是[N II]-BPT图最具预测性的，而与恒星形成相关的属性（如SFR或EW[H $α$ ]的变化）在[S II]-BPT图中表现得更好。我们认为前者反映了局部星系的N/O-O/H关系，而后者主要反映了S $^{+}$发射区有效尺寸的变化，它直接影响[S II]发射谱线。这种分析铺平了道路，以评估在何种程度上物理塑造本地BPT图也负责在高红移星系中看到的偏移，或者，相反，是否需要调用一个不同的框架，甚至不同的机制。
2022-03-07 astro-ph.GA
Detailed dust modelling in the L-Galaxies semi-analytic model of galaxy formation
我们实现了一个详细的尘埃模型到L-Galerkin半分析模型，其中包括：II型和Ia型超新星（SNe）和AGB星的尘埃注入;在分子云中的晶粒生长;和破坏由于超新星引起的冲击，恒星形成，和再加热。我们的颗粒生长模型分别遵循分子云和云间介质中的尘埃含量，并且只允许在预先存在的尘埃颗粒上生长。在早期，这可能会对灰尘的增长速度产生显着影响。在$z\sim8$之上，II型超新星是尘埃的主要来源，而在$z\sim8$之下，分子云中的颗粒生长占主导地位，总尘埃含量在$z\sim6$之下由后者主导。然而，星系形成的详细历史对于确定任何单个星系的尘埃含量都很重要。我们引入了一个适合的尘埃金属（DTM）比作为金属丰度和年龄的函数，它可以用来推断在任何红移星系的DTM比。在$z\lesssim3$，我们发现金属丰度和DTM之间的平均关系相当平坦，金属丰度和尘气（DTG）比之间呈正相关，与观察到的关系的形状和归一化很好地吻合。我们还匹配观测到的恒星质量-尘埃质量关系的红移范围内的$0-4$，并在$z=0$的尘埃质量函数的归一化。我们的研究结果是重要的，在解释观测的尘埃含量的星系在整个宇宙的时间，特别是在高红移。
2019-07-05 astro-ph.GA
What is Important? Morphological Asymmetries are Useful Predictors of Star Formation Rates of Star-forming Galaxies in SDSS Stripe 82
星系的形态和结构反映了其恒星形成和聚集的历史。我们使用互信息框架（$\mathrm{MI}$）来量化几个结构变量之间的相互依赖性，并根据它们的相关性进行排名，通过比较预测变量的$\mathrm{MI}$与SSFR和惩罚变量是冗余的预测特定的恒星形成率（SSFR）。我们应用这个框架来研究$\sim 3,700$面对恒星形成星系（SFG）的不同程度的隆起优势和中心浓度和恒星质量$M_\star \approx 10^9\,M_\odot - 5\times 10^{11}\,M_\odot$在红移$z = 0.02-0.12$。我们使用斯隆数字巡天（SDSS）条纹82深$i$波段成像数据，提高测量的不对称性和隆起优势指标。我们发现，恒星形成星系是一个多参数的家庭。除了$M_\star$之外，不对称性是SFG的SSFR残差的最有力的预测因子，其次是凸起突出/集中。在给定的$M_\star$下，不对称性更高、凸起更强的恒星形成星系具有更高的SSFR。这种不对称性反映了看似孤立的SFG中的不规则旋臂和不平衡性，以及星系相互作用或合并引起的结构扰动。
2021-09-18 astro-ph.GA
What can we learn from the Nitrogen abundance of High-z galaxies?
本研究通过直接法分析高红移星系光谱，结合文献样本发现多数星系氮氧比与局地天体相符，部分存在氮超丰，经探究认为原初气体吸积稀释是较合理的解释。
2024-12-09 astro-ph.GA
What determines the HI gas content in galaxies?: morphological dependence of the HI gas fraction across M*-SFR plane
我们进行了叠加分析的HI光谱从阿雷西博遗产快速ALFA（ALCAFA）调查的光学选择本地星系从斯隆数字巡天（SDSS）研究在固定的恒星质量（$M_*$）和恒星形成率（SFR）的星系的平均气体分数。我们首先确认，平均气体分数强烈依赖于恒星质量和SFR的宿主星系，大质量的星系往往有一个较低的气体分数，和积极的恒星形成的星系显示较高的气体分数，这是与许多以前的研究一致。然后，我们调查的HI气体的质量分数在固定的$M_*$和SFR的形态依赖性，以尽量减少这些参数的影响。我们在光学图像上使用基于参数指标（Sérsic指数）、非参数指标（C指数）和目视检查（来自Galaxy Zoo 2项目的平滑度）的三种形态分类。我们发现，当我们使用C指数时，在固定的$M_*$和SFR下，HI气体质量分数没有明显的形态依赖性。相比之下，存在着一个暗示的HI气体质量分数的“平滑”星系相比，“非平滑”星系。我们发现视觉平滑度对星系中小尺度结构的存在很敏感。我们的结果表明，即使在固定的$M_*$和SFR，这种小尺度结构的存在（在光学图像中看到）是链接到它们的总HI气体含量。
2021-05-06 astro-ph.GA
A Tale of Three Galaxies: Deciphering the Infrared Emission of the Spectroscopically Anomalous Galaxies IRAS F10398+1455, IRAS F21013-0739 and SDSS J0808+3948
本文用冷暖硅酸盐尘埃和冷暖碳尘埃的混合物模型模拟了三个光谱异常星系（IRAS~F10398+1455，IRAS~F21013-0739和SDSS~ J 0808 +3948）的\textit{Spitzer} /红外摄谱仪光谱。它们独特的红外（IR）发射光谱的特征在于陡峭的$\simali$ 5- 8 $\mum$发射连续谱、来自多环芳烃（PAH）分子的强发射带和突出的硅酸盐发射。陡峭的$\simali$ 5- 8 $\mum$发射连续谱和强的PAH发射特征表明恒星爆发占主导地位，而硅酸盐发射则表明来自活动星系核（AGN）的显著加热。随着各种成分的温暖和寒冷的硅酸盐尘埃（“天文硅酸盐”，无定形橄榄石，或无定形辉石）与温暖和寒冷的碳尘埃（无定形碳，或石墨）相结合，我们能够密切再现观察到的红外辐射这些光谱异常星系。我们发现，尘埃温度是调节陡峭的$\sim$ 5- 8 $\mum$连续谱和硅酸盐发射的主要原因，只要$a\simlt1\mum$，对精确的硅酸盐或碳尘埃矿物学和粒度$a$不敏感。更具体地说，这些星系的$\simali$ 5- 8 $\mum$连续辐射体（基本上是碳尘）的温度是$\sim$ 250- 400 $\K$，比典型类星体的$\sim$ 640 $\K$低得多。此外，类星体似乎更喜欢较大的尘埃颗粒。与类星体相比，这三个星系的尘埃温度较低，颗粒尺寸较小，这可能是由于它们可…
2015-07-12 astro-ph.GA
Gas and stellar kinematic misalignment in MaNGA galaxies: what is the origin of counter-rotating gas?
本研究通过分析MaNGA DR17中69个气星运动学错位星系的氧丰度，排除原始气体流入的作用，提出星系间富金属气体交换是反向旋转气体的主要起源，次并合对红静星星系有重要作用。
2023-05-22 astro-ph.GA
Dust depletion of metals from local to distant galaxies I: Peculiar nucleosynthesis effects and grain growth in the ISM
在星际介质（ISM）的可观测气相中，大部分金属都消失了，因为它们被合并到尘埃颗粒中，这种现象称为尘埃耗尽。ISM中的尘埃贫化研究对于研究金属和宇宙尘埃的起源和演化具有重要意义。在这里，我们的目标是表征从银河系到遥远星系的几种金属的尘埃耗尽。我们收集ISM金属柱密度的吸收线光谱在文献中，此外，我们确定了Ti和Ni柱密度的样品70阻尼莱曼- $α$吸收体（DLAs）对类星体，观察UVES/VLT。利用ISM相对丰度估算了18种金属（C、P、O、Cl、Kr、S、Ge、Mg、Si、Cu、Co、Mn、Cr、Ni、Al、Ti、Zn和Fe）在不同环境（银河系、麦哲伦云（MC）、类星体和伽马射线暴方向的DLAs）下的贫化。我们观察到的每种金属的消耗和粉尘消耗的强度之间的线性关系，我们跟踪所观察到的[Zn/Fe]。在中性ISM的MC中，我们发现小的偏离线性观察到的过量的$α$ -元素Ti，Mg，S和Mn的丰度不足。如果我们假设在我们的样本中观测到的所有朝向MC的OB星都有一个$α$ -元素增强和Mn丰度不足，偏差就会消失。这可能意味着MC最近富含$α$ -元素，可能是由于最近爆发的恒星形成。从低金属量类星体-DLAs到银河系，所观察到的金属耗尽序列的强相关性表明，宇宙尘埃有一个共同的起源，独立于恒星形成的历史，这在这些不同的星系之间有很大的差异。这支持了ISM中晶粒生长作为粉尘产生的重要过程的重要性…
2022-10-03 astro-ph.GA
What halts the growth of galaxies?
本文通过观测驱动方法结合分布函数与标度关系，比较恒星形成、活动星系核辐射和喷流加热三种外流通道在星系质量谱和宇宙时间上的相对重要性，发现低质量星系以恒星形成外流为主，大质量星系以喷流加热为主，活动星系核辐射外流从未占主导。
2024-08-19 astro-ph.GA
What can the Occult do for you? STarlight Attenuation & Reddening Survey of Multiple Occulting Galaxies (STARSMOG)
星际尘埃仍然是天文学中的主要不确定性，限制了例如，宇宙学距离估计和光如何在星系内重新处理的模型。当一个前景星系偶然地与一个更远的星系重叠时，后者会照亮更近的前景星系中的尘埃结构。这样的重叠或掩星星系对可以用来测量最近星系中尘埃的分布，精度很高。STARSMOG计划利用HST对掩星星系对的观测，以精细（$<$ 100 pc）的细节精确地绘制前景星系中尘埃的分布。此外，对这些对的积分场单位观测将绘制这些掩星星系中的有效消光曲线，解开精细尺度几何形状和颗粒组成对光穿过星系的路径的作用。重叠星系技术有望提供一个清晰的了解星系中的尘埃：尘埃几何形状，作为星系类型的函数，其对波长的依赖性，以及所有这些属性与宇宙时间的演化，使用遥远的高红移对的变暗量的概率函数。
2015-09-25 astro-ph.GA
A Census of Massive Stars Across the Hertzsprung-Russell Diagram of Nearby Galaxies: What We Know and What We Don't
当我们观察附近的星系时，我们看到的是前景恒星和真正的河外恒星的混合体。我将描述我们需要做什么来获得关于H-R图上大质量恒星种群的有意义的统计数据。这样的普查为检验大质量恒星演化理论提供了一种非常有力的手段。
2009-09-21 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
What Drives the Redshift Evolution of Strong Emission Line Ratios?
我们利用一个高红移星系的局部类似物，研究了在[OIII]/H $β$与[NII]/H $α$ "Baldwin，Phillips & Terlevich“（BPT）图上引起高红移星系与低红移星系之间偏移的物理机制.这些高红移的类比星系是从史隆数位巡天计画中挑选出来的。这些高红移模拟星系与$z\sim2$的紫外选择星系位于BPT图上的同一区域，为研究BPT图上本星系与高红移星系之间的偏移提供了理想的本星系基准。我们比较氮氧比（N/O），电离辐射场的形状，和电离参数之间的高红移类似物和本地参考星系的样本。高红移类似物中较高的电离参数是驱动BPT偏移从低红移到高红移的主要物理机制，特别是在高{ \nii / \ha }时。此外，N/O比的提高也起着次要的作用，导致BPT偏移。然而，电离辐射场的形状不太可能导致BPT偏移，因为高红移类似物具有与本地参考星系相似的硬电离辐射场。目前的标准恒星合成模型无法产生这种硬辐射场。恒星自转和双星现象可能有助于解决这个矛盾。
2020-02-07 astro-ph.GA
Cool dust heating and temperature mixing in nearby star-forming galaxies
星系中星际介质的物理条件与环境辐射场和尘埃颗粒的加热密切相关。为了在广泛的物理条件下表征星系中的尘埃特性，我们在这里介绍了61个星系的整个样本的径向表面亮度分布，这些星系来自附近星系的关键洞察：Herschel远红外巡天（KINGFISH）。我们工作的主要目标是表征颗粒的发射率，尘埃温度和星际辐射场负责加热尘埃。拟合后的灰尘和恒星的径向轮廓指数函数，我们适合在每个环形区域的远红外光谱能量分布（SED）与单温度修改的黑体使用可变（MBBV）和固定（MBBF）发射率指数β，以及与物理动机的灰尘模型。结果表明，虽然大多数SED参数随半径减小，但发射率指数β在某些星系中也随半径减小，而在另一些星系中则随半径增大，或在内部区域增大而在外部区域减小。尽管物理模型的颗粒发射率固定（平均β ~ 2.1），但它们能够很好地适应β <= 1的平坦光谱斜率。我们发现，较平坦的斜率（β <= 1.5）与较冷的温度有关，与通常的Tdust-β简并所预期的相反。这种趋势与Umin的变化有关，因为β和Umin在KINGFISH星系采样的Umin的整个范围内非常紧密地联系在一起：低Umin与平坦β <=1相关。这两个结果都有力地表明，MBBV拟合中的低表观β值（平坦斜率）是由沿视线的温度混合引起的，而不是由晶粒特性的固有变化引起的。摘要为arXiv截断。
2014-09-20 astro-ph.GA
The Lifecycle and Emission Properties of PAHs in Cosmological Hydrodynamic Galaxy Formation Simulations
University of Florida（佛罗里达大学）；Cosmic Dawn Center at the Niels Bohr Institute, University of Copenhagen and DTU-Space, Technical University of Denmark（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所宇宙黎明中心及丹麦技术大学DTU空间）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Virginia Institute for Theoretical Astronomy, University of Virginia（弗吉尼亚大学理论天体物理研究所）；Ritter Astrophysical Research Center, Department of Physics and Astronomy, University of Toledo（托莱多大学物理与天文系雷特天体物理研究中心）；University of Pittsburgh（匹兹堡大学）
通过宇宙学模拟，研究PAH在星系中的生命周期和发射特性，发现弥漫星际介质中的颗粒-颗粒破碎是PAH丰度演化的主要驱动因素。
2026-10-28 astro-ph.GA
JADES: Discovery of Large Reservoirs of Small Dust Grains in the Circumgalactic Medium of Massive Galaxies at $z\sim3.5$ through Deep JWST/NIRCam Imaging and Grism Spectroscopy
University of Cambridge（剑桥大学）；Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图尔德天文台）；The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；Tsinghua University（清华大学）
通过JWST观测，在红移约3.5的星系环星际介质中发现大量小尘埃颗粒，揭示了尘埃分布和运输机制，以及其对背景星系观测的影响。
2026-01-22 astro-ph.GA
What shapes the far-infrared spectral energy distributions of galaxies?
为了探索星系的整体物理性质与其远红外光谱能量分布之间的联系，我们研究了一组流体动力学模拟星系的远红外光谱能量分布的变化，这些星系是通过在后处理中进行尘埃辐射转移而产生的。我们的样本包括在合并过程的各个阶段的孤立和合并系统，并涵盖了代表低和高红移星系的红外（IR）光度和尘埃质量。我们使用主成分分析（PCA）研究了FIR SED，发现样本中97%的方差可以由两个主成分（PC）解释。第一个PC表征FIR SED的峰值的波长，第二个PC编码SED的宽度。我们发现，这两个PC的系数可以很好地预测使用的IR光度和尘埃质量，这表明这两个物理性质的双幂定律是星系的FIR SED形状的主要决定因素。扩大星系的大小并不能显著提高我们预测FIR SED的能力。我们的研究结果表明，在固定的红外光度下，观测到的有效尘埃温度的红移演化不是由几何驱动的：$z \sim 2-3$超亮红外星系（ULIRGs）的SEDs比本地ULIRGs更冷，不是因为高红移星系更扩展，而是因为它们在固定的红外光度下有更高的尘埃质量。最后，基于我们的模拟，我们引入了一个双参数集的SED模板，依赖于红外光度和尘埃质量。
2015-08-31 astro-ph.GA
An analytical model for galaxy metallicity: What do metallicity relations tell us about star formation and outflow?
我们开发了一个简单的分析模型，跟踪银河系的金属丰度恒星形成和反馈，以获得洞察力，从观测到的星系恒星质量金属丰度的关系在很大范围内的恒星质量和红移。该模型揭示了恒星形成和反馈过程在星系形成的以下含义。首先，观测到的金属丰度关系为局部星系的平均流出质量负荷因子提供了严格的上限，对于M_*~ 10 ^{11}Msun星系，该上限约为20，而对于M_*~10^{11}Msun星系，该上限单调减小到约1。其次，推断的流出物的质量负荷因子的上限敏感地取决于流出物是否是金属富集相对于ISM金属丰度。如果从SNe喷出的金属有一半以富含金属的风离开星系，那么任何质量的星系的流出质量加载因子都不会超过10，这对星系形成模型产生了很大的限制。第三，低质量星系相对较低的恒星相与气相金属丰度比表明，低质量星系仍在迅速丰富其金属丰度在最近的时间，而高质量星系更稳定，这似乎显示出在星系的金属丰度演化的缩小效应。本文的分析表明了精确测量星系金属丰度和不同红移下星系冷气体分数对于约束恒星形成和反馈过程的重要性，并证明了这些关系在约束星系形成物理过程中的作用。
2015-06-05 astro-ph.GA
From stardust to interstellar grain growth in the first galaxies: a cosmological transition in dust evolution near z ~ 8.9
Aix Marseille Université, CNRS, CNES, LAM（艾克斯马赛大学）；Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；Dipartimento di Fisica, “Sapienza” Università di Roma（罗马智慧大学物理系）；INAF/Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；INFN, Sezione di Roma I（意大利国家核物理研究所罗马第一分部）；Sapienza School for Advanced Studies（罗马智慧大学高等研究院）；Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica（中央研究院天文及天文物理学研究所）
本研究利用JWST、ALMA和NOEMA观测及变点分析，发现首批星系尘埃演化在红移z~8.9（大爆炸后约5.7亿年）发生从超新星尘埃主导到星际颗粒增长主导的宇宙学转变。
2026-09-10 astro-ph.GA
