A study of simulated histories of reionization with merger trees of HII regions
我们描述了一种新的方法来分析再电离过程的数值模拟：再电离的年表和几何形状的研究通过合并历史的个人HII区域。从电离斑块的合并树中，可以通过观察形成速率、合并频率和合并中涉及的单个HII区域的数量来跟踪区域属性的个体演变，例如它们的大小或渗透过程的强度。我们应用合并树技术对三种不同的电离源模型和两种分辨率的再电离进行了模拟。其中两个使用恒星粒子作为电离源。在这种情况下，我们面对两个发射率的源的演变，以达到在z ~ 6的再电离。作为替代方案，我们建立了一个半解析模型，其中从密度场提取的暗物质晕被假定为电离源。然后，我们展示了如何这种方法是一个很好的候选人，以量化所采用的恒星形成的历史上观察到的再电离的影响。半解析模型显示了一个均匀的再电离历史与“本地”的分层增长步骤为个人HII地区。另一方面，恒星形成的自洽模型倾向于呈现更少的区域，其在尺寸上占主导地位的区域在再电离的早期以牺牲“局部”再电离为代价来控制融合过程。当模拟的分辨率增加时，差异被衰减。
2012-10-02 astro-ph.CO
The properties of a large volume-limited sample of face-on low surface brightness disk galaxies
我们选取了一个体积有限的大样本低表面亮度星系（LSBG，2，021），详细研究了它们的统计特性及其与高表面亮度星系（HSBG，3，639）的差异。LSBG和HSBG的恒星质量分布几乎相同，它们具有相同的中值。因此，这种有限体积的样品具有很好的完整性，并进一步消除了恒星质量对其其他性质的影响，当我们比较LSBG和HSBG时。我们发现，LSBG往往有较低的恒星金属丰度，和较低的影响尘埃衰减表明，他们有较低的尘埃，比HSBG。与高超新星爆发体相比，低超新星爆发体具有相对较高的恒星质光比、较高的气体分数、较低的恒星形成速率（SFR）和较低的比SFR。此外，随着表面亮度的降低，样品星系的气体分数增加，而SFR和比SFR迅速下降。这可能意味着LSBG和HSBG的恒星形成历史是不同的，HSBG可能比LSBG有更强的恒星形成活动。
2012-05-11 astro-ph.CO
Do Baryons Alter the Halos of Low Surface Brightness Galaxies?
对以暗物质为主的低表面亮度（LSB）星系的高质量观测表明，与在无碰撞模拟晕组装中形成的三轴、中心集中的尖状晕相反，这些星系位于圆形、密度大致恒定的核心晕中。为了使这些数据与LCDM背景下的星系形成相一致，需要改变内晕形状和密度结构的过程。我们编译LSB星系的观测特性，以评估先前较高的重子质量含量和恒星形成的反馈可以修改这些星系的暗物质晕的可能性。我们还比较了在最近的模拟LSB星系样本中形成的无凸盘星系的属性。我们发现，LSB星系恒星形成的历史，结构和运动学的观测约束，使它难以重子物理球化和降低的LSB星系的暗物质晕的中心密度。
2011-09-06 astro-ph.CO
Properties of the most metal-poor gas-rich LSB dwarf galaxies SDSS J0015+0104 and J2354-0005 residing in the Eridanus void
SDSS J 0015 +0104是已知的金属丰度最低的低表面亮度矮星系。它的HII区域SDSS J001520.70+010436.9（距离星系中心约1.5 kpc）的氧丰度为12+log（O/H）=7.07（Guseva等人）。这个星系，在28.4 Mpc的距离，似乎居住在没有发光的大质量星系的体积深处，被称为波江座空洞。SDSS J235437.29-000501.6是另一个波江座空LSBD星系，参数为12+log（O/H）=7.36（Guseva et al.）。我们给出了利用Nancay射电望远镜对它们的HI观测结果，揭示了它们的高M（HI）/L_B ~2.3。根据斯隆数字巡天图像，我们推导了这两个星系的径向表面亮度轮廓和主要光度参数。它们的颜色和总星等被用来估计星系、恒星的质量和年龄。相关的气体质量分数，f_g ~0.98和~0.97，以及极低的金属丰度（比具有相同光度的更典型的对应物低得多）表明它们的未演化状态。我们比较这些波江座空LSBD与几个极端的LSBD星系居住在附近的Lynx癌症空隙。基于它们所有不寻常性质的组合，这两个讨论的LSBD星系类似于居住在更近的虚空中的不寻常的LSBD。这一发现为a4星系的存在提供了额外的证据，a4星系是低质量未演化星系的一个相当大的部分。他们专注的搜索可能会导致本地宇宙中此类物体数量的大幅增加，并促进对它们性质的理解。
2013-04-30 astro-ph.CO
The Star Formation Law at Low Surface Density
我们调查的性质，在低气体表面密度的恒星形成法使用的样本19个低表面亮度（LSB）星系与现有的HI地图在文献中，从银河系演化探测器卫星的紫外成像，和光学图像从斯隆数字巡天。所有LSB星系的（NUV-r）颜色与表面亮度较高的恒星形成星系相似，表明它们的平均恒星形成历史并没有很大的不同。基于四个LSB星系的UV和FIR数据，我们发现FIR/UV比显着小于1，这意味着低数额的内部UV消光LSB星系。我们使用紫外图像和HI地图来测量所有星系在同一区域内的恒星形成率和氢气表面密度。LSB星系的恒星形成率表面密度低于外推的幂律拟合的恒星形成率表面密度作为总气体密度的函数，为更高的表面亮度星系。虽然有更多的散射，LSB星系也低于恒星形成定律的第二个版本，其中恒星形成率表面密度与气体密度除以轨道时间相关。在这两个恒星形成定律中看到的低迷与理论模型相一致，该模型预测LSB星系中的恒星形成效率较低，这是由于分子比例随着密度的降低而下降。
2009-03-17 astro-ph.CO
Spectroscopic observations of a sample of dwarf spirals galaxies. I.Oxygen abundances
用长缝光谱法测定了四个矮旋涡星系的氧丰度。这些星系的丰度以前没有在文献中报道过。在每个星系中都探测到了几个HII区域。由于缺乏氧或硫的极光线，电子温度法只能在一个地区使用。因此，在丰度测定中使用了四种不同的半经验方法，并获得了加权平均丰度。其中三个星系的丰度在所有区域都低于太阳，其中一个星系的金属丰度非常低。第四个星系中只有三个HII区域显示出略高于太阳的丰度。HII区域中的三个可能具有嵌入的PN。对不同类型的晚型星系（BCG，LSBG，dI，Sm）的氧丰度进行了比较。结果表明，它们的金属丰度范围基本一致。此外，日志（N/O）是类似的，显示了第二次的行为，丰度大于8.2德克斯尽管母星系的形态类型。
2010-10-28 astro-ph.CO
A large sample of low surface brightness disc galaxies from the SDSS- II. Metallicities in surface brightness bins
我们研究了从Sloan数字巡天数据发布4（SDSS-DR 4）主星系样本中选取的一个B波段中心表面亮度μ 0（B）>22 mag arcsec^（-2）的大样本低表面亮度星系（LSBG）的光谱特性。同时还选取了一个大样本的盘主导高表面亮度星系（HSBG，μ 0（B）<22 mag arcsec^（-2））进行比较。为了更详细地研究它们，这些样本星系根据μ 0（B）（单位为磁角秒^（-2））进一步分为四个亚组：vLSBG（24.5-22.75）、iLSBG（22.75-22.0）、iHSBG（22.0-21.25）和vHSBG（<21.25）。光谱发射线比诊断图显示，四个亚群的活动星系核分数都很小（<9%）。选取了21，032个光谱观测质量较好的恒星形成星系，进一步研究了它们的尘埃消光、强线比、金属丰度和恒星质量-金属丰度关系。vLSBG具有较低的消光值，并且比其他子群具有较少的金属丰富和大质量星系。我们的LSBG的氧丰度不像文献中研究的LSBG中的HII区域的氧丰度那么低，这可能是因为我们的样品更发光，并且因为使用了不同的金属丰度校准。我们发现vLSBG、iLSBG和iHSBG的12+log（O/H）和mu 0（B）之间存在相关性，但这可能是mu 0（B）和恒星质量之间的相关性以及众所周知的质量-金属丰度关系的结果。这一大样本表明LSBG的金属丰度和恒星质量跨越了很宽的范围，并且它…
2010-04-21 astro-ph.CO
NIHAO XXI: The emergence of Low Surface Brightness galaxies
三十年来，人们一直知道存在表面亮度低于夜空的星系$μ$。然而，它们的形成机制和在$\rmΛCDM$宇宙中的出现在很大程度上仍然没有确定。我们首次用M $_{\star}$ $\sim$ 10 $^{9.5-10}$ M $_{\odot}$研究了低表面亮度（LSB）星系的起源，我们能够在NIHAO套件的流体动力学宇宙学模拟中重现。模拟和观测到的LSB具有相似的性质，具有大的HI水库，延长的恒星形成历史和有效半径，低的Sérsic指数和缓慢上升的旋转曲线。探讨了这些天体的形成机制：模拟LSB的形成是由于早期气体的共面同向旋转并合和对准吸积，而垂直并合和不对准气体吸积导致更高的$μ$星系，$z$ =0.合并越大，合并轨道构型与最终$μ$之间的相关性越强。虽然模拟LSB星系的晕旋参数一直很高，但晕浓度、反馈驱动气体流出和合并时间的影响在确定$μ$时只起很小的作用。有趣的是，这种“经典”LSB的形成方案不同于质量较小的M $_{\star}$ $\sim$ 10 $^{7-9}$ M $_{\odot}$，超扩散镓团，后者是由SNae驱动的气体流出的影响造成的：因此，$\sim$ 10 $^9$ M $_{\odot}$的M $_{\star}$代表LSB领域中反馈主导到角动量主导的形成方案之间的过渡状态。观测预测提供空间分辨恒星形成率通过LSB光盘：这些，连同即将到来的调查，可以用来验证…
2019-04-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Signs of `Everything Everywhere All At Once' formation in low surface brightness globular cluster-rich dwarf galaxies
只有两个超扩散星系（UDG）的空间分辨恒星星族的属性，都表现出径向平坦上升的金属丰度配置文件，表明不同的形成途径，以大多数矮星系。缺乏其他低表面亮度（LSB）的矮星进行类似的分析，阻碍了对这种行为的深入理解。我们研究了在“极端星系分析”（AGATE）合作中新观察到的四个富含球状星团（GC）的LSB矮星的年龄、金属丰度和恒星形成历史的径向轮廓。DFX 1和DF 07是真正的UDG，而PUDG-R27和VCC 1448几乎是UDG（NUDG）。将他们和DF 44的结果与模拟结果进行比较，我们的目标是揭示它们的形成途径。我们使用pPXF拟合不同的光谱提取的环形孔径恢复恒星星族的性质和计算它们的梯度。我们比较了文献经典矮星和模拟的样本，特别是与模拟的UDG。我们的五个LSB矮星呈现出平坦的年龄和平坦到上升的金属丰度轮廓。平坦的年龄梯度与经典矮星的年龄梯度（观测到的和宇宙学模拟的）一致，但金属丰度梯度不同。我们所有的LSB矮星（除了PUDG-R27，显示出明显的金属丰度增加的轮廓）都与年龄-金属丰度梯度关系的极端尾部相一致，倾向于同时形成星系。这个富含GC的LSB矮星样本具有空间分辨特性，证实它们似乎遵循与经典矮星不同的形成路径。然而，更大的样本，更高的S/N光谱和不同数量的GC丰富的LSB矮星系的形成路径上设置强大的约束。
2025-01-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The properties of the stellar populations in ULIRGs II: the star formation histories and evolution
这是两篇论文中的第二篇，详细介绍了36个ULIRGs样本中恒星星族的长缝光谱研究。在前面的文章中，我们介绍了样本，数据和光谱合成建模，而在本文中，我们进行了详细的分析建模结果。我们发现ULIRGs的恒星形成历史是复杂的，至少有两个恒星形成活动的时代，其特征时标为<1亿年。这些结果与模型相一致，该模型预测了与合并核的第一次通过相一致的增强的恒星形成时期，以及随着核最终合并在一起而发生的进一步，更强烈的恒星形成事件。研究还发现，在星系的核区，年轻的恒星星族（YSP）更年轻，更红。这与合并模拟结果非常吻合，合并模拟结果预测，在合并的最后阶段，大部分恒星形成活动将发生在合并星系的核区域。此外，我们的研究结果表明，ULIRG的总恒星质量与星系质量函数的折点（m* = 1.4 x 10^{11} Msolar）相似或更小。最后，我们发现没有显着差异的年龄之间的YSP在ULIRGs与光学检测到的Seyfert核，也没有那些温暖和凉爽的中到远红外颜色。虽然这一结果并不能完全排除具有HII/LINER光谱的冷ULIRGs演化为具有Seyfer类光谱的暖ULIRGs的想法，但很明显，在核区域的主要合并引起的恒星爆发之后的一个相当长的时期（>= 1亿年），局部Seyfer类ULIRGs中的活动星系核活动并没有被触发。
2009-11-20 astro-ph.CO
Direct measurements of dust attenuation in z~1.5 star-forming galaxies from 3D-HST: Implications for dust geometry and star formation rates
遥远星系中尘埃的性质还没有得到很好的理解，直到最近才有可能直接测量尘埃。我们调查尘埃在遥远的恒星形成星系使用近红外棱镜光谱的3D-HST调查结合档案多波长测光。这些数据使我们能够直接比较恒星形成区周围的尘埃（$A_{V,\mathrm{HII}}$）和综合尘埃含量（$A_{V,\mathrm{star}}$）。我们选择了一个样本的163个星系之间的$1.36\le{}z\le1.5$与H $α$信噪比$\ge5$和测量的巴耳末减量从堆叠光谱计算$A_{V,\mathrm{HII}}$。首先，我们对$A_{V,\mathrm{star}}$的光谱进行了叠加，发现$A_{V,\mathrm{HII}}=1.86\,A_{V,\mathrm{star}}$具有$σ=1.7$的显著性。我们的结果是一致的两个组件的尘埃模型，其中星系包含弥漫和恒星诞生云尘埃。接下来，我们将光谱叠加在特定恒星形成率（$\log\,\mathrm{SSFR}$）、恒星形成率（$\log\,\mathrm{SFR}$）和恒星质量（$\log{}M_*$）的仓中。我们发现，平均$A_{V,\mathrm{HII}}$随着SFR和质量的增加而增加，但随着SSFR的增加而减少。有趣的是，数据暗示额外衰减的量随着SSFR的增加而减少。这一趋势可以从双组分模型中得到预测，因为一旦恒星形成区以外的较老恒星在星系光谱中变得更占主…
2014-04-21 astro-ph.CO
On Star Formation Rates and Star Formation Histories of Galaxies out to z ~ 3
我们比较了GOODS-South中z~3的多波长SFR指标。我们的分析独特地结合了来自FIREWORKS的U-8 μ m光度测量，来自PEP调查的MIPS 24 μ m和PACS 70，100和160 μ m光度测量，以及来自ESTA调查的Ha光谱。我们描述了一组转换，导致跨SFR指标的连续性。从24 μ m到总红外光度的独立亮度转换产生的LIR估计值与PACS光度法得出的LIR一致，但具有显著的散射。尘埃校正方法在低到中等水平的恒星形成中表现良好。他们无法恢复具有大SFR_IR/SFR_UV比率的系统中的恒星形成总量，通常发生在探测到的最高SFR（SFR_UV+IR \gtrsim 100 Msun/yr）和红移（z \gtrsim 2.5）。最后，我们确认在1.5<z<2.6处的基于Ha的SFR与SFR_SED和SFR_UV+IR一致，前提是考虑朝向HII区域的额外衰减（Av，neb = Av，连续/ 0.44）。与交叉校准的SFR指标在手，我们执行的恒星形成的历史推断SED建模的一致性检查。我们比较观察到的SFR-M关系和质量函数在一个范围内的红移等价物，计算通过发展较低的红移星系向后的时间。我们发现证据低估恒星年龄时，没有严格的限制形成时代。我们演示了如何解决SED建模，或者深紫外数据，可能有助于克服这种偏见。年龄偏差是最严重的星系与年轻的恒星星族，并减少对老年系统。最后，…
2011-06-27 astro-ph.CO
The role of the elaphrocentre in void galaxy formation
空洞可能会通过减弱质量下落或增加盘的大小来影响星系形成，这可能在巨大的低表面亮度星系（LSBG）的形成中发挥潜在的作用。如果一个暗物质晕形成在对应于宇宙网空洞的势丘上，我们称之为“能量中心”，与重心相对，那么能量中心应该会减弱晕的下落速率，与向重心的下落速率相比。我们研究这个假设的数字。我们提出了一个完整的软件流水线来模拟星系形成，从初始扰动的功率谱和N体模拟到基于合并历史树的质量坠落历史。管道是建立在完善的，免费许可的宇宙学软件包，并旨在高度便携的长期可重复性。我们发现，倾向于反对质量下降的弹性中心加速度是适度的。我们没有发现证据表明，在一个空白或elaphrocentric位置削弱质量落入星系。然而，我们发现间接的证据空洞影响星系形成：虽然空洞星系的质量较低的星系相比，在高密度环境中，它们的自旋参数通常较高。对于一个固定的质量，隐含的磁盘规模长度将更大。在空洞中的切向加速度被发现是高的，并可能显着有助于更高的自旋参数。我们发现显着晚形成时期的空星系，这应该给较低的物质密度，并可能意味着较低的表面密度的盘星系。因此，空洞星系有较高的自旋参数和较晚的形成时期;两者都是可能增加在空洞中形成LSBG的概率的因素。
2021-06-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Star formation in Blue compact dwarf galaxies: Mkn 104 & I Zw 97
对两个蓝色致密矮星系Mkn 104和I Zw 97进行了光度学和光谱学研究。Mkn 104包含三个不同的明亮恒星形成区，而I Zw 97包含三个明亮和两个昏暗的恒星形成区。获得了这两个星系中三个亮HII区的中分辨率光谱。对这些区域中氧丰度的估计得出的值等于log（O/H）+12 = 8.5（Z=Z_sun/2.7）。估计了这些恒星形成区的恒星形成率。最高的恒星形成率I Zw 97为0.04 M_sun/yr，Mkn 104为0.02 M_sun/yr。利用Starburst 99进化模型曲线建立了U-B与V-I颜色-颜色混合种群模型。形成I Zw 97结的明亮恒星的光谱并没有显示出任何明显的潜在相对较老的恒星星族的特征，但是U-B与V-I双色图显示了一个大约5亿年的恒星族的强烈贡献。使用U-B与V-I双色图，Mkn 104潜在人口的年龄估计为约5亿年。这两个星系的表面亮度轮廓可以很好地表示由近指数分布和高斯核星暴组成的两个分量的Sersic轮廓。I Zw 97是一个彗星状的蓝色致密矮星系，其下方的低表面亮度（LSB）星系是一个矮不规则星系，在其中等恒星形成活动的主要随机增强期间观察到。这两个星系的恒星组成非常相似，显示出较老的4 Gyr人口，中间的5亿人口和目前的恒星形成年龄为5-13百万年的爆发。
2009-03-04 astro-ph.CO
Evidence for a Non-Uniform Initial Mass Function in the Local Universe
现代天体物理学中的许多结果都建立在初始质量函数（IMF）是普适的这一概念上。我们在H-α和远紫外（FUV）光下对HI选定星系的观测挑战了这一概念。这两个恒星形成示踪剂的流量比H-α/FUV显示出与H-α和R波段的表面亮度的强相关性：低表面亮度（LSB）星系与高表面亮度星系相比具有较低的比值，并且与使用普遍青睐的IMF参数的平衡恒星形成模型的预期相比。较弱，但显着的相关性的H-α/FUV与光度，自转速度和动力学质量的发现，以及系统的趋势与形态。因此，H-alpha/FUV与其他全局参数的相关变化是更大的星系标度关系家族的一部分。H-alpha/FUV关联不能归因于尘埃校正误差，而恒星形成历史的系统变化不能解释H-alpha和R表面亮度的趋势。LSB星系不太可能有更高的电离光子逃逸分数，考虑到它们的高气体分数和色星等图。最合理的解释的相关性是系统的变化的上限质量和/或斜率的IMF在上端。我们概述了一个场景的压力驱动的相关性，通过设置的效率形成的密集的星团，最大质量的恒星形成。我们的研究结果意味着在星系中测量的恒星形成率对测量中使用的示踪剂非常敏感。一个非普遍的货币基金组织也提出了质疑的解释金属丰度模式的矮星系和恒星形成的历史，来自颜色星等图。节录。
2009-02-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
A CANDELS - 3D-HST Synergy: Resolved Star Formation Patterns at 0.7 < z < 1.5
利用CANDELS的多波长宽带成像和3D-HST的Halpha表面亮度剖面，分析了473个大质量恒星形成星系在0.7 < z < 1.5时的分辨恒星星族。总之，这个独特的数据集揭示了聚集的恒星质量如何在星系内分布，以及新恒星正在形成的地方。我们发现的Halpha形态更接近ACS I带中观察到的比在WFC 3 H带，特别是对于较大的系统。接下来，我们推导出一个新的处方Halalpha尘埃校正，占额外的灭绝对HII地区。处方导致一致的SFR估计和再现的Halpha/UV光度比和视觉消光之间的关系，无论是在一个像素的像素和星系集成的水平。我们发现恒星形成的表面密度与星系内空间分辨区域的组装恒星质量的表面密度相关，类似于在星系集成水平上建立的所谓的“恒星形成的主序列”。在星系的内部区域，发现了从这种关系到较低的等效宽度的偏差。另一方面，团块和螺旋特征与增强的Halpha等效宽度，更蓝的颜色和更高的特定恒星形成率相关联。它们的Halpha/UV光度比低于底层的盘，这表明ACS团块选择优先选择那些被尘埃遮蔽最少的恒星形成活动升高的区域。我们的分析强调，星系结构的单色研究可以严重限制由于尘埃和空间不均匀的恒星形成历史的质光比的变化。
2013-10-21 astro-ph.CO
Efficient Reionization in a Large Hydrodynamic Galaxy Formation Simulation
本文提出Astrid-ES再模拟，通过在Astrid星系形成模拟中引入即时excursion-set再电离算法，在不显著增加计算成本的前提下获得更准确的再电离历史，并揭示了电离区域与星系的相关性及21cm功率谱的大尺度功率增强。
2023-08-08 astro-ph.CO
