Metallicity-dependendent kinematics and morphology of the Milky Way bulge
我们使用N体化学动力学模拟研究我们的银河系的酒吧/隆起区域的形态，运动学和金属丰度之间的耦合。我们将我们的结果与现有的观测结果进行了定性比较，发现非常一致。我们的结论是，这个地区是复杂的，因为它包括几个恒星组件具有不同的属性-即一个boxy/花生球，薄和厚盘组件，并在较小的程度上，一个disky pseudoblug，恒星晕和一个小的经典凸起-所有同居在动力学平衡。我们的模型显示了运动学和金属丰度，或形态和金属丰度之间的密切联系，已经建议了一些最近的观察。我们讨论并解释这些联系。
2016-12-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Morphology & Environment's Role on the Star Formation Rate -- Stellar Mass Relation in COSMOS from 0 < z < 3.5
我们调查的环境，形态，和恒星形成率之间的关系-恒星质量的关系，来自一个样本的恒星形成星系（通常被称为“恒星形成主序列”）在COSMOS领域从0 < z < 3.5。我们使用公共软件包MAGPHYS和SED 3FIT构建并拟合了我们的恒星质量选择样本111，537个星系的FUV-FIR SED与恒星和尘埃排放模型。从最佳拟合的参数估计，我们构建的恒星形成率-恒星质量关系的函数红移，当地环境，NUVrJ颜色诊断，和形态。我们发现，从我们的颜色颜色和sSFR选择的恒星形成星系人口，包括在高恒星质量的营业额派生的主要序列的形状，不表现出任何红移从0 < z < 3.5的环境依赖性。我们调查的作用，形态学的高质量端的SFMS，以确定是否凸起的增长是推动高质量的营业额。我们发现，恒星形成的星系经历这种营业额独立的膨胀总比，加强营业额的情况下，是由于磁盘组件的特定恒星形成率与恒星质量的发展，而不是凸起的增长。
2022-11-29 astro-ph.GA
Architecture of the Andromeda: a quantitative analysis of clustering in the inner stellar halo
我们提出了一个定量测量的集群存在于内部$\sim30$ kpc的仙女座星系（M31）的恒星晕的量。为此，我们分析了M31恒星晕中精心挑选的行星状星云（PNe）的角位置和径向速度。我们研究了角位置和视线速度空间中成对距离的累积分布，发现M31恒星晕中包含的近对恒星比无特征的光滑晕中包含的近对恒星要多得多。与平滑/杂乱分布相比，我们估计M31内晕中的聚集过剩在最大值和平均值$\sim 20\%$上大致为$40\%$。更重要的是，与\cite{2005ApJ...635..931B}的11个恒星晕模型相比，这是在$Λ{\rm CDM}$宇宙学范式的背景下模拟的，我们发现，在M31恒星晕的子结构的数量非常类似的一个典型的$Λ{\rm CDM}$晕。
2016-10-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar Streams as Probes of Dark Halo Mass and Morphology: A Bayesian Reconstruction
潮汐流提供了一个强有力的工具，通过它可以研究其宿主星系的暗物质晕的物质分布。然而，分析并不简单，因为流并不描绘轨道，对于大多数流，特别是那些在外部星系，运动学信息是缺乏的。我们提出了一种方法，其中流适合与简单的校正可能的轨道的祖先，使用贝叶斯技术被称为并行回火，有效地探索参数空间。我们表明，它是可能的约束的形状的主机晕潜力或其密度分布只使用天空上的潮汐流的投影，如果主机晕被认为是轴对称的。通过添加运动学数据或主机的圆速度曲线的拟合数据，我们能够恢复的物质分布的其他参数，如其质量和轮廓。我们测试我们的方法在几个模拟的低质量恒星流，并探讨需要额外的数据的情况下。
2011-06-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Intrinsic Morphology of The Stellar Components in HI-bearing Dwarf Galaxies and The Dependence on Mass
本文利用阿雷西博HI巡天与斯隆数字化巡天交叉匹配数据，通过马尔可夫链蒙特卡洛方法和三轴模型，揭示含HI矮星系恒星成分呈厚盘状扁三轴形态，且其厚度对恒星质量依赖微弱。
2024-09-02 astro-ph.GA
Unveiling the inner morphology and gas kinematics of NGC 5135 with ALMA
本星系NGC 5135，由于其几乎面对面的外观，一个凸起的过密度的恒星，一个大规模的酒吧，活动星系核和超新星遗迹的存在，是一个很好的目标，调查流入，流出，恒星形成和活动星系核反馈的动力学。在这里，我们提出了一个重建的气体形态和运动学在这个星系的内部区域，根据阿塔卡马大毫米阵列（ALMA）档案数据的分析。为了我们的目的，我们结合现有的$\sim$ 100 pc分辨率ALMA 1.3和0.45毫米观测尘埃连续发射，光谱图的CO分子（示踪剂的分子质量在恒星形成和核区域），和CS分子（示踪剂的致密恒星形成区域）的SED分解的结果。利用$^{\rm 3D}$ BAROLO软件（3D-Based Analysis of Rotating Object via Line Observations）拟合星系自转曲线，重建了星系盘的3D斜环模型。我们的运动学模型所描述的观测到的发射功能。我们还试图解释的排放在几个地区的轴对称模型未能重现。其中最相关的是在北部边缘的内部酒吧，其中多个速度分量重叠的区域，作为一个超级气泡的膨胀的可能后果。
2017-12-23 astro-ph.GA
Nonparametric galaxy morphology from stellar and nebular emission with the CALIFA sample
本研究利用CALIFA样本对364个星系的恒星连续谱和星云发射线进行非参数形态分析，发现星云发射分布更不集中，且集中度与恒星形成率及形态类型强相关，并强调尘埃消光和倾角对形态测量的影响。
2023-03-03 astro-ph.GA
Synthetic horizontal branch morphology for different metallicities and ages under tidally enhanced stellar wind
我们认为，除了金属丰度外，还需要其他一些参数来解释球状星团（GC）的水平分支（HB）形态。此外，这些参数被认为与红巨星分支（RGB）恒星的质量损失相关。在我们以前的工作中，我们提出了潮汐增强的恒星风在双星演化过程中可能会影响HB的形态，通过加强红巨星的质量损失的主要。作为进一步的研究，我们现在调查的金属丰度和年龄HB形态的影响，考虑潮汐增强恒星风在二进制的演变。在Eggleton的恒星演化程序中加入了潮汐增强的星风模型来研究双星的演化。为了研究金属丰度和年龄对我们最终结果的影响，我们进行了两组模型计算：（i）对于固定的年龄，我们使用三种金属丰度，即Z=0.0001，0.001和0.02。(ii)对于固定的金属丰度，Z=0.001，我们在模型计算中使用了五个年龄：14，13，12，10和7 Gyr。我们发现GC的HB形态随着金属丰度的降低而变蓝，并且老GC呈现出比年轻GC更蓝的HB形态。这些结果与以前的工作是一致的。虽然潮汐增强星风产生的零年龄HB星的质量分布对于不同的金属丰度是相似的，但Z=0.02的潮汐增强星风下的合成HB在红色和蓝色HB之间呈现出明显的差距。然而，在Z=0.001和0.0001的合成HB中没有清楚地看到该特征。我们还发现，更高的二进制分数可能会使HB形态变得更蓝，我们讨论了最近的观察结果。
2013-05-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Environment, morphology and stellar populations of bulgeless low surface brightness galaxies
基于Sloan数字巡天DR 7，我们在一个红移为0.024 ~ 0.04的体积有限的样本中研究了无球低表面亮度星系的环境、形态和恒星星族.局部密度参数$Σ_5$用于跟踪它们的环境。我们发现，对于无球星系，表面亮度不依赖于环境。比较了不同环境下的无球LSB星系和不同形态的无球LSB星系的恒星星族。LSB星系低密度区的恒星星族与高密度区的相似。不规则的LSB星系比规则的LSB星系有更多的年轻恒星，并且更贫金属。这些结果表明，LSB星系的演化可能是由它们的动力学驱动的，包括合并，而不是由它们的大尺度环境。
2015-04-29 astro-ph.GA
Stellar angular momentum distribution linked to galaxy morphology
我们研究的空间分辨恒星比角动量$j_*$在一个高质量的样本中的24个CALIFA星系涵盖了广泛的视觉形态，占恒星速度和速度色散。规范化的$s=j_*/j_{*mean}$，PDF（$s$）的spaxel-wise概率密度函数的形状，明显偏离了重子在暗物质晕中的近似普遍的初始分布，可以用预期的重子效应来解释，在星系形成，删除和重新分配角动量。此外，我们发现，所观察到的PDF（$s$）的形状与光度形态显着相关，晚型星系的PDF（$s$），这是一个类似的正态分布，而早期类型的有一个强烈的倾斜PDF（$s$），由于过量的低角动量材料。已知存在假隆起的半乳糖苷酶（隆起Sersic指数$n_b <2.2$）倾向于具有较少偏斜的隆起PDF（$s$），偏斜度为$(b_{1rb})\lesssim0.8$。PDF（$s$）编码运动学和光度信息，似乎是一个强大的形态示踪剂。其使用的动机是希望摆脱传统的基于组件的分类，这是受观察者的偏见，分类的星系的基本（恒星质量，角动量）属性。将来，PDF（$s$）也可用作运动学分解工具。
2020-04-17 astro-ph.GA
Stellar haloes of simulated Milky Way-like galaxies: Chemical and kinematic properties
我们调查的化学和运动学性质的扩散恒星晕的六个模拟银河系的宝瓶座计划。采用结合能准则定义了两种动态上不同的恒星星族：扩散内晕和外晕，它们由具有特殊化学和运动学特征的不同恒星亚族组成。我们模拟的内晕和外晕恒星星族得到了碎片星（形成于亚星系系统，而它们的主要祖先星系的维里半径之外）和内碎片星（形成于富含气体的亚星系系统内的暗物质晕）的贡献。内晕具有额外的贡献，从磁盘加热的恒星在范围$\sim 3 - 30 %$，平均值为$\sim 20% $。圆盘加热的恒星可能表现出运动学支持的特征，特别是在最年轻的恒星中。内部碎片加上圆盘加热的恒星定义了所谓的\insitu恒星星族。在这两个内晕和外晕恒星星族，我们检测到的贡献，从中等到低的[ $α$ /Fe]的比率，主要与内部碎片或磁盘加热的子人口的恒星。观测到的内晕区的丰度梯度受化学富集水平和每个恒星子群的相对贡献的影响。内晕区的陡峭丰度梯度与盘加热和内部碎片星的贡献有关，这些恒星往往比碎片星的结合能低。（节录）。
2013-04-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The relation of cosmic environment and morphology with the star formation and stellar populations of AGN and non-AGN galaxies
基于COSMOS-Legacy巡天数据，研究宇宙环境与形态对AGN和非AGN星系恒星形成及恒星族的影响，发现环境密度和AGN光度共同调节恒星形成活动，并合可能是同时触发恒星形成与AGN活动的共同机制。
2023-06-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The role of mergers and halo spin in shaping galaxy morphology
在$Λ$ CDM宇宙学中，合并和暗物质晕的旋转是传统上被认为决定星系形态的因素。我们研究这一假设，考虑大约18,000个中央星系在$z=0$与恒星质量$M_{\ast} = 10^{9}-10^{12} \, {\rm M}_{\odot}$选择从插图宇宙流体动力学模拟。吸积恒星的比例-用来衡量大质量、近期和干合并的重要性-随着星系恒星质量的增加而急剧增加，从矮星的不到5%增加到最大质量天体的80%，合并对星系形态的影响也相应增加。对于具有$M_{\ast} \gtrsim 10^{11} \, {\rm M}_{\odot}$的星系，合并具有预期的效果：如果气体贫乏，它们促进球状星系的形成，而气体丰富的合并有利于大质量盘的形成和生存。然而，这种趋势在较低的质量时会中断。对于对象与$M_{\ast} \lesssim 10^{11} \, {\rm M}_{\odot}$，合并似乎并没有发挥任何重要的作用，在确定的形态，吸积恒星分数和平均合并气体分数是无法区分的球状和盘主导的星系。另一方面，晕自旋与形态主要在样品中质量最小的物体（$M_{\ast} \lesssim 10^{10} \, {\rm M}_{\odot}$），但只有弱的星系以上的质量。我们的研究结果支持这样一种情况，即（1）合并在塑造大质量星系的形态中起着主导作用，（2）晕旋对矮星的形态很重要，（3）中等大小的星系（…
2017-02-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
JWST sneaks a peek at the stellar morphology of $z\sim2$ submillimeter galaxies: Bulge formation at cosmic noon
我们报告的形态分析七个亚毫米星系（SMG）在$z\sim2$使用JWST的近红外摄像机图像作为公共CEERS和PRIMER调查的一部分。通过二维表面亮度轮廓拟合，我们发现在所有的样本SMG，特别是在F444W过滤器的凸起的证据，这表明一个无处不在的恒星凸起的存在。发现F444 W处这些隆起的中值尺寸为0.7 $\pm$ 1.0 kpc，其中值Sersic指数为0.7 $\pm$ 0.9。类似于旋臂和酒吧的结构也被确定，虽然它们的不对称形状，潮汐特征，以及附近星系的红移一致的证据，因为相应的SMG表明，这些SMG正在经历动力学相互作用，可能负责触发他们的恒星形成活动。通过生长曲线分析，我们推导出的NIRCam波段的半光半径，发现在所有情况下，在较长的波长的尺寸显着较小，特别是F444 W和F150 W之间的中值尺寸比是$0.6\pm0.1$。然而，我们也发现，F444 W的大小，大致对应于休息帧$H$带，不小于那些由ALMA测量的亚毫米连续谱，对比最近的预测从理论模型。我们的研究结果表明，虽然恒星膨胀正在经历一个积极的形成阶段的SMG在$z\sim2$，总恒星质量的SMG仍然占主导地位的磁盘，而不是凸起。
2022-08-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Morphology of stellar populations in the Magellanic Clouds using the VMC survey
麦哲伦星云是附近的矮不规则星系，是研究星系相互作用的独特实验室。它们的形态和动力学受到它们相互作用以及它们与银河系相互作用的严重影响。利用VISTA近红外YJK巡天的麦哲伦云系统（VMC），结合大麦云（LMC）、小麦哲伦云（SMC）和银河系的恒星局部模型，研究了麦哲伦云上不同年龄恒星星族的空间分布。在这方面的贡献，我们提出了这些研究的结果，使我们能够跟踪子结构可能与麦哲伦云的相互作用的历史。
2018-10-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Halo mass, star formation, and morphology in galaxies: A morphology-dependent connection between halo environment and star formation activity
Instituto de Fisica de Cantabria (CSIC-Universidad de Cantabria)（坎塔布里亚物理研究所（西班牙科学研究中心-坎塔布里亚大学））；University of Southampton（南安普顿大学）；National Observatory of Athens（雅典国家天文台）
本研究通过VIPERS和Stripe 82数据，发现暗晕质量与恒星形成活动的关系依赖星系形态，bulge主导星系中该联系更强，而盘主导星系中较弱。
2026-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gas Morphology of Milky Way-like Galaxies in the TNG50 Simulation: Signals of Twisting and Stretching
本文利用TNG50模拟和局部壳层迭代法分析了25个类银河系星系的气体形态，发现77%的星系存在扭曲模式，且温热气体形态可作为探测暗物质形态的示踪剂，气体分布的长球形特征可能源于恒星和AGN反馈。
2024-01-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar feedback strongly alters the amplification and morphology of galactic magnetic fields
利用理想化的非宇宙学星系的高分辨率磁流体动力学模拟，我们研究了冷却、恒星形成和恒星反馈如何影响星系磁场。我们发现，放大的历史，饱和值，和形态的磁场变化很大程度上取决于重子物理，主要是因为在气体密度分布的差异。特别是，绝热运行和运行与子网格（有效状态方程）恒星反馈模型产生较低的饱和值和形态，表现出更大的大规模秩序相比，运行采用明确的恒星反馈和运行冷却和恒星形成，但没有反馈。差异主要在于气体密度高于银河系平均水平，这需要冷却和明确的碎片来捕获。独立于重子物理学，磁场强度与气体密度的比例为$B\propto n^{2/3}$，这表明在场放大过程中各向同性通量冻结或磁能和引力能之间的均分。我们的结论是，冷却，恒星形成和恒星反馈的准确处理是至关重要的，以获得正确的磁场强度和致密气体中的形态，这反过来又是必不可少的正确建模其他物理过程，依赖于磁场，如宇宙射线反馈。
2017-10-16 astro-ph.GA
The impact of stellar feedback on the structure, size and morphology of galaxies in Milky Way size dark matter haloes
我们使用宇宙学放大模拟银河系（MW）大小的晕中的星系形成，从相同的初始条件开始，研究星系的大小，重子分数，形态和角动量的演化与不同参数的恒星形成-反馈循环。我们的基准模型具有很高的本地恒星形成效率，这导致有效的反馈，产生一个现实的晚型星系，匹配的晚型星系的基本属性的演变：恒星质量，磁盘大小，形态为主的运动学冷盘，恒星和气体表面密度分布，和特定的角动量。我们认为，反馈的作用是双重的：（1）低角动量气体的去除和（2）保持一个较低的盘-晕质量分数，抑制磁盘不稳定性，导致角动量重新分配和重子的中心浓度。然而，我们的模型具有低的局部恒星形成效率，但每颗超新星的能量输入很大，选择产生一个与我们的基准模型具有类似恒星形成历史的星系，导致一个高度不规则星系，没有运动学冷分量，过度扩展的恒星分布和低角动量。这表明，只有当反馈被允许成为有力的通过本地有效的恒星形成在稠密的冷气体，由此产生的星系大小，气体/恒星表面密度分布和恒星盘角动量同意与观察到的$z=0$星系。
2015-09-02 astro-ph.GA
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
Angular momentum and morphological sequence of massive galaxies through Dark Sage
利用Dark Sage半解析模型发现，大质量星系的形态序列主要由暗晕质量而非角动量驱动，核球主导星系所在暗晕质量约为盘主导星系的十倍。
2019-10-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
WISDOM Project -- X. The morphology of the molecular ISM in galaxy centres and its dependence on galaxy structure
我们使用高分辨率地图的分子星际介质（ISM）的中心86个附近的星系从毫米波干涉测量暗天体质量（WISDOM）和物理学高角分辨率在附近的星系（PHANGS）调查的物理机制设置的ISM的形态在分子云尺度。我们发现，早型星系往往有光滑，规则的分子气体形态，而在螺旋星系凸起的ISM是更不对称和cluerous当在相同的空间尺度上观察。我们使用非参数形态测量（不对称性、平滑度和基尼）来量化这些差异，并将这些测量结果与从理想星系模拟中提取的测量结果进行比较。我们发现，分子ISM的形态系统的变化作为各种大尺度星系参数的函数，包括星系形态类型，恒星质量，恒星速度色散，有效恒星质量表面密度，分子气体表面密度，恒星形成效率和酒吧的存在。我们进行统计分析，以确定这些相关参数最好的预测ISM的形态。我们发现有效的恒星质量表面（或体积）密度是最强的预测分子气体的形态，而恒星形成和酒吧可能是重要的次要驱动程序。我们发现，气体的自引力是不占主导地位的过程中形成的星系中心的分子气体的形态。相反，由势阱的深度引起的效应，如剪切、恒星螺旋密度波的抑制和/或流入，会影响气体碎裂的能力。
2022-03-07 astro-ph.GA
Stellar mass and morphology segregation in pairs and multiplets in the cosmic web
Universidad de Granada（格拉纳达大学）；Instituto Carlos I de Física Teórica y Computacional, Facultad de Ciencias（理论与计算物理卡洛斯一世研究所，理学院）
研究宇宙大尺度结构中星系位置对其质量与形态的影响，发现局部环境对星系质量分布和形态比例有显著影响，且在空洞中仍存在伴星，支持宿主暗物质晕性质与大尺度环境相关。
2026-05-01 astro-ph.GA
Stellar nuclei and inner polar disks in lenticular galaxies
利用从牛顿组公开资料库中检索到的积分场光谱仪SAURON的全景光谱数据，统计分析了不同环境下透镜星系附近恒星核和球核的恒星星族性质。我估计还通过探索体积有限的样本的ATLAS-3D调查的早期型星系附近的透镜状星系的内极气体盘的分数。利用旋转斜环技术观测了恒星和气体的二维速度场，发现了7个新的内极盘。与此同时，邻近S 0星系内极盘的频率达到10%，远高于大尺度极环的频率。有趣的是，内极环宿主中的核恒星星族的性质在统计上与整个S 0样本中的性质相同，这意味着来自不同方向的多个气体吸积事件的相似历史。
2016-09-07 astro-ph.GA
The impact of bar origin and morphology on stellar migration
本研究通过模拟三种盘，发现棒状结构起源（孤立不稳定性与潮汐驱动）在恒星迁移和金属丰度上可区分，但形态相似的棒产生相似的迁移特征。
2023-10-10 astro-ph.GA
How does the stellar wind influence the radio morphology of a supernova remnant?
基于三维磁流体动力学模型，模拟了银河系中大质量逃逸恒星的星风和超新星遗迹（SNR）的演化.考虑到恒星风，我们可以解释许多超新星遗迹的射电形态。影响形态的主要因素是运动速度方向、磁场方向和视线方向。如果速度垂直于磁场，则仿真将给出两个不同的单侧SNR和双侧对称SNR。如果速度平行于磁场，我们可以得到一个双边非对称的SNR和准圆形的SNR。我们的模拟表明，恒星风在信噪比的无线电演化中起着关键作用，这意味着银河系的全球密度和磁场分布在塑造信噪比中起着次要作用。
2018-10-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
Using N-body simulations to understand the chemo-dynamical evolution of the inner Milky Way
我提出的例子如何化学动力学N体模拟可以帮助理解的结构和内部星系的演化。这样的模拟再现观察到的运动学，形态学和化学之间的联系，在酒吧/凸起区域，并解释它们的自洽同居的一些组件。银河系考古学，适用于模拟快照，解释了各种组成部分的恒星形成的顺序。厚盘星比薄盘星形成得更早，时间尺度也更短。厚盘中的棒在水平方向上比薄盘中的棒厚，并且具有不同的垂向形态。银河系的内盘尺度长度比预期的类似恒星质量的邻近星系要小得多。
2018-01-23 astro-ph.GA
ATLASGAL-selected high-mass clumps in the inner Galaxy: XI. Morphology and kinematics of warm inner envelopes
本文利用APEX望远镜对ATLASGAL巡天中99个大质量团块的$^{13}$CO(6-5)发射进行成像，通过形态分类、径向结构拟合及多尺度运动学比较，揭示了温暖包层性质与恒星形成演化阶段的密切关系，并指出包层线性速度梯度起源复杂。
2025-01-23 astro-ph.GA
Evolution of the brightest cluster galaxies: the influence of morphology, stellar mass and environment
利用von der Linden et al.（2007）的425个附近的布里渊星系团星系（BCGs）样本，我们研究了它们的内部性质（恒星质量、结构参数和形态）与环境之间的关系。更大质量的BCGs倾向于居住在更密集的区域和更大质量的星系团，而不是质量较低的BCGs。此外，CD，这是特别扩展的信封BCGs，似乎更喜欢稍微密集的地区，往往是由更大规模的晕比椭圆BCGs托管。cD型和椭圆型BCGs的恒星质量与环境密度呈平行正相关。然而，在一个固定的环境密度下，cDs的质量平均要高出40%。我们的研究结果，以及以前的研究结果，表明椭圆形和cD BCGs之间的进化联系。我们认为，大多数现今的CD开始他们的生活椭圆，随后在恒星质量和大小的增长，由于合并。在这个过程中，cD信封发展。恒星质量和cDs大小的大分散反映了它们不同的合并历史。BCGs在质量和大小上的增长似乎与它们所居住的结构的等级增长有关：随着群体和集群变得更加密集和庞大，它们中心的BCGs也在增长。这一过程已接近完成，因为本宇宙中的大多数（约60%）BCGs具有cD形态。然而，中间形态类（椭圆和CD之间）的星系的存在表明，一些BCGs的增长和形态转变仍在进行中。
2015-08-20 astro-ph.GA
The inner two degrees of the Milky Way. Evidence of a chemical difference between the Galactic Center and the surrounding inner bulge stellar populations
虽然已经有许多关于银河核球化学丰度的研究，但由于大量和多变的星际消光、极端的恒星拥挤和复杂的前景盘恒星星族的存在，中央两度相对未被探索。在本文中，我们讨论的金属丰度分布函数，垂直和径向梯度和化学丰度的$α$ -元素在银河系内两个学位，作为最近的红外光谱调查获得。我们使用的汇编最近测量的金属丰度和$α$元素丰度来自中高分辨率光谱。我们将这些金属丰度与低分辨率研究进行比较。将“富金属”定义为具有$ \rm [Fe/H]>0$的恒星，将“贫金属”定义为具有$\rm [Fe/H]<0$的恒星，我们发现了令人信服的证据，表明银河系中心（GC）中的富金属恒星比例（$\sim 80\%$）高于在最内侧600 pc内的低纬度区域测量的值（50-60\%）。在GC区域的高比例富金属恒星意味着一个非常高的平均金属丰度为+0.2 dex，而在隆起的内部600 pc，平均金属丰度在太阳值附近相当均匀。只有在包括GC的情况下，才测量到内部600 pc的垂直金属丰度梯度为-0.27 dex/kpc，否则分布大致平坦，与没有垂直梯度一致。除了其高恒星密度，银河系中心/核星团也是极端的托管高恒星丰度，相比周围的内球恒星星族;这对形成情景的影响，并加强了NSC是一个独特的恒星系统的情况。
2019-06-19 astro-ph.GA
MUSE observations of the blue compact dwarf galaxy Haro 14. Data analysis and first results on morphology and stellar populations
蓝色致密星系（BCGs）是低光度、贫金属、富含气体的天体，它们以高速率形成恒星，与高红移恒星形成星系群非常相似。作为低质量的恒星爆发，它们也是研究恒星形成和大质量恒星反馈的理想实验室。这项工作介绍了多单元光谱探测器（MUSE）对BCG Haro 14进行积分场光谱观测的结果。MUSE的大视场可以同时观测星暴和宿主星系。我们建立了连续和发射线的星系图，并生成了合成的VRI图像，从中我们制作了颜色指数图和表面亮度分布图。我们探测到了遍布整个星系的许多团块，无论是在连续谱中还是在发射谱线中，并制作了一个包含它们的位置，大小和光度的目录。这项分析使我们能够详细研究哈罗14的形态和恒星星族。恒星分布显示出明显的不对称性，连续谱中的强度峰值并不以恒星为中心，而是向西南方向偏移了约500秒差距。在连续谱峰的位置，我们发现一个明亮的星团，M $_{V}=-12.18$似乎是一个强的超级星团候选者。我们还发现了一个高度不对称的，蓝色的，但非电离的恒星组成部分，几乎占据了整个星系的东部。我们的结论是，在哈罗14中至少有三种不同的恒星星族：目前的恒星暴约为600万年;一个中间年龄的组成部分在1000万年到数亿年之间;和一个红色的和规则的主机几个千兆年。连续谱和彩色图中明显的不平衡性，以及众多星团的存在，与哈罗14中发生的合并或相互作用的情景一致。
2021-08-20 astro-ph.GA
Mass of the dynamically hot inner stellar halo predicts the ancient accreted stellar mass
星系动力学结构是星系聚集历史的化石记录。通过分析宇宙流体动力学模拟TNG 50，我们发现，一个动力学结构，我们称之为“热内恒星晕”，定义的恒星动态热轨道与圆度$λ_z < 0.5$在$3.5\,{\rm kpc}<r \lesssim 2\,R_e$，是一个强有力的指标吸积卫星星系的质量。我们发现这个热的内部恒星晕的质量和总的异位恒星质量之间有很强的相关性。这与有史以来最大质量的次级星系的恒星质量也有类似的强相关性。这些TNG 50相关性与其他模拟预测的结果是一致的，例如TNG 100在整个研究质量范围内（星系恒星质量$M_*$，在$10^{10.3-11.6}$ \，\Msun \，范围内）和EAGLE对$M_* \gtrsim 10^{10.6} $ \，\Msun \，星系的预测。这表明我们的预测在不同的星系形成和反馈模型中是稳健的，并且在很宽的数值分辨率范围内保持。炽热的内晕是大质量恒星合并的产物，内晕恒星有三个主要的物理来源：从大质量卫星上吸积和剥离，由主祖星的凸起和/或盘合并而动态加热，以及由合并过程中触发的恒星形成形成而形成。本文定义的热内恒星晕的质量是一个可以通过对积分场单位光谱数据应用人口轨道叠加方法来鲁棒地获得的真实星系的量，达到$\sim2\,R_e$的距离，这是可能的与当前的观测。因此，本文表明，积分场单位观测和星系内部区域的动力学模型提供了一种方法来定量确…
2022-01-14 astro-ph.GA
A New Statistical Analysis of the Morphology of Spiral Galaxies
本研究对5093个蓝色旋涡星系开展形态分类统计，明确了三类旋涡星系的占比及核球尺寸等因素的影响，发现银河系旋臂结构的独特性取决于所采用的形态模型。
2024-10-10 astro-ph.GA
Mapping the inner stellar halo of the Milky Way from 2MASS and SDSS-III/APOGEE survey
为了研究银河系星晕的形状，利用Besançon银河系模型比较了合成星与2 MASS观测的红外色分布，并考虑了数据的选择函数，补充了SDSS-III/APOGEE巡天的光谱数据。此外，我们将贝桑松星系模型生成的模拟金属丰度分布与APOGEE恒星参数和化学丰度管道（ASPCAP）中可靠恒星参数的固有金属丰度分布进行了比较。比较是在银河系内部的一个大的体积上进行的，揭示了一个贫金属的群体，[M/H] $<-1.2$ dex，可以填充内部星系晕的扩展部分。有了这个数据集，我们能够模拟一个更现实的质量密度分布的银河系的恒星晕组件，假设一个六参数的双幂律模型，并重建的行为的旋转曲线的内部部分的银河系。
2015-10-05 astro-ph.GA
The distribution of local star formation activity as a function of galaxy stellar mass, environment and morphology
我们提出了一个详细的清单，在本地宇宙中的恒星形成，解剖宇宙恒星形成预算的关键变量，影响恒星形成率（SFR）的星系：恒星质量，本地环境和形态的函数。我们使用一个大型的同质数据集的SDSS首先研究如何在星系的恒星质量大于$\log (\textrm{M}_{*}/\textrm{M}_{\odot}) = 10$分裂作为每个参数的函数的恒星形成预算。然后，我们将探讨预算如何表现为这三个参数的同时函数。我们表明，在$z<0.075$（$\sim$ 65%）的大部分恒星形成发生在螺旋星系，居住在外地，并有恒星质量之间的$10 < \log (\textrm{M}_{*}/\textrm{M}_{\odot}) < 10.9$。宇宙恒星形成预算的比例由场、群和星系团中的星系主持，为21：3：1。形态学上的椭圆星系是局部恒星形成的少数贡献者。它们对恒星形成预算的贡献只有在中等质量到高质量的恒星时才是可测量的，即$10.3< \log (\textrm{M}_{*}/\textrm{M}_{\odot}) < 11.2 $（在那里它们开始在数量上占主导地位），而且通常在野外，它们对恒星形成预算的贡献高达$\sim$的13%。这个本地恒星形成的库存作为一个$z\sim0$基线，当结合类似的工作在高红移，将使我们能够理解的变化，在宇宙时间发生的SFR，并提供了一个强有力的约束模型的星系形成。
2017-09-05 astro-ph.GA
Morphology-assisted galaxy mass-to-light predictions using deep learning
星系最重要的性质之一是恒星的总质量，或相当于恒星的质光比（M/L）。它不能直接观测到，但可以从恒星星族合成中估计出来。目前，一个星系的M/L通常是从全球通量估计。例如，一个单一的全局g-i色与恒星的M/L有很好的相关性。光谱能量分布（SED）拟合可以利用所有可用的通量及其误差来进行M/L的贝叶斯估计。我们希望研究使用形态学信息来辅助M/L预测的可能性。我们的第一个目标是开发和训练一种只需要g波段图像和红移作为输入的方法。这将使我们能够研究M/L和形态学之间的相关性。接下来，我们还可以包括i波段通量，并确定与仅使用g波段和i波段通量的方法相比，形态学是否提供了额外的约束。我们使用了一个可以分为两步的机器学习管道。首先，我们用卷积神经网络检测形态特征。然后，这些与红移，像素大小和g波段光度特征相结合，在梯度增强机。我们的训练目标是从GALEX-SDSS-WISE Legacy Catalog获得的M/L，该目录使用全局SED拟合并包含z ~ 0.1的星系。当没有颜色信息时，形态学是一个有用的属性，但它本身不能胜过颜色方法。当我们将形态特征与全局g-和i-波段光度相结合时，我们发现与不使用形态的模型相比，估计得到了改进。虽然我们的方法经过训练可以重现全局SED拟合M/L，但星系形态在使用一个或两个波段时给了我们一个重要的额外约束。我们的框架可以扩展到其他问题，利用形态信息。
2019-03-12 astro-ph.GA
Photometric Objects Around Cosmic Webs (PAC) Delineated in a Spectroscopic survey. II. Morphology, Color and Size Dependences of the Stellar-halo Mass Relation for Massive Galaxies
在本文中，我们报告了一个强大的测量的形态，颜色和星系大小的恒星晕质量关系（SHMR）的高质量端（$10^{11.3}{\rm M_{\odot}}<M_{\star}<10^{11.7}{\rm M_{\odot}}$）在红移$z_s\sim0.6$（在整个文件中，我们使用$z_s$的红移，$z$的z波段的星等。）。应用我们的方法，光度对象周围的宇宙网络（PAC），在以前的工作中开发的CMASS和HSC-SSP的观测，我们测量的超额表面密度（$\bar{n}_2w_p(r_p)$）的卫星周围的大质量中心星系具有不同的形态表示的Sérsic指数$n$。我们发现，更紧凑（较大的$n$）的中央星系被更多的卫星环绕。用丰度匹配方法估算了中心星系的晕质量，发现晕质量随$n$单调增加，为SHMR的形态依赖性提供了有力的证据。具体来说，我们的研究结果表明，最紧凑的星系（$n>6$）的晕质量约为5.5倍的盘星系（$n<2$）。类似地，使用有效半径$R_e$和静止框架$u-r$颜色，我们发现红色（大）星系位于晕中，其平均质量是蓝色（小）星系的$2.6$（$2.3$）倍。
2022-02-19 astro-ph.GA
Sifting for a Stream: The Morphology of the $300S$ Stellar Stream
University of Chicago（芝加哥大学）；University of Washington（华盛顿大学）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）；University of Cambridge（剑桥大学）；Fermi National Accelerator Laboratory（费米国家加速器实验室）；University of Toronto（多伦多大学）
本文通过结合多源数据分析$300S$恒星流的形态，发现其具有三个密度峰和可能的间隙及转折，揭示了银河系中的暗物质和恒星结构。
2026-04-20 astro-ph.GA
Galaxy Morphology Classification: Are Stellar Circularities Enough?
本研究利用IllustrisTNG模拟中的恒星圆度进行星系形态分类，提出F_disk=0.25阈值区分早/晚型星系，并验证了形态-密度关系，证明该方法高效且可支持机器学习。
2025-06-24 astro-ph.GA
The Diverse Morphology, Stellar Population, and Black Hole Scaling Relations of the Host Galaxies of Nearby Quasars
我们利用哈勃空间望远镜3号宽视场相机对35个低红移（$z < 0.5$）Palomar-Green类星体进行了静止标架$B$和$I$成像。我们进行多分量的二维图像分解分离的主机星系从其明亮的活动核，其形态特征，并测量其光度特性。特别注意致力于量化的星系核球的结构参数，确定其$B-I$颜色，并估计其恒星质量。大约有一半的样本，包括较低的亮度（$L_{5100} \lesssim 10^{45}\,\mathrm{erg\,s^{-1}}$），但最高的爱丁顿比类星体，居住在盘星系，往往是酒吧和拥有伪隆起。巨大的恒星质量、大的有效半径和微弱的表面亮度表明，最明亮的类星体的宿主星系大多是椭圆星系。主要的合并只占我们样本的一小部分（$\lesssim 20\%$）。我们的类星体样本大致服从黑洞质量和宿主星系（球、核、总）恒星质量之间的标度关系。黑洞质量大于$\sim 10^8\,M_\odot$的星系的行为类似于经典的凸起和早型星系，而那些质量较小的黑洞，特别是窄线塞弗特1，是与晚型星系中的伪凸起一致。宿主星系的凸起，无论它们是经典的还是伪的，都遵循不活跃的经典凸起和椭圆星系的有效半径和平均有效表面亮度之间的相对紧密的反比关系。我们认为，伪隆起经历最近或正在进行的核恒星形成。
2021-02-18 astro-ph.GA
Inferring the Morphology of Stellar Distribution in TNG50: Twisted and Twisted-Stretched shapes
在TNG 50模拟中，我们研究了类银河星系中恒星分布的形态。使用本地壳迭代法（LSIM）的主要方法，我们明确显示的证据扭曲（约52%的晕）和拉伸（48%）在真实空间。这与在惯性张量的本征向量中观察到的重新定向相匹配，并为我们提供了一个重新定向的恒星分布的清晰图像。比较了暗物质晕的形状轮廓和恒星的分布，发现它们的径向轮廓非常接近，特别是在恒星盘所在的小半径区域。这意味着DM晕在某种程度上与恒星对齐，以响应重子势。对准水平主要是远离中心而降低。我们研究了子结构对轨道圆度参数的影响。它表明，在某些情况下，远的子结构是反旋转的中心恒星相比，并可能翻转的总角动量的符号，从而轨道圆度参数。然而，在150 kpc以上截断它们，保留了最初选择的星系盘状结构。包括恒星形状的子结构的影响，我们明确表明，他们的贡献是次显性的。覆盖我们的理论结果，从以前的文献中观察到的限制，我们建立公平的协议。
2021-06-05 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The SAMI Galaxy Survey: the link between angular momentum and optical morphology
我们调查恒星和气体的特定角动量$j$，恒星质量$M_{*}$和光学形态的样本从SAMI星系巡天提取的488个星系之间的关系。我们发现，在一个有效半径内测量的$j$随着$M_{*}$单调增加，并且对于$M_{*}>$ 10 $^{9.5}$ M $_{\odot}$，这种关系中的散射与光学形态强烈相关（即，视觉分类和Sérsic指数）。这些发现证实了所有类型的大质量星系都位于一个与质量、角动量和恒星光分布相关的平面上，并表明星系的大尺度形态受其质量和动力学状态的调节。我们表明，在$M_{*}-j$关系的显着的分散占的事实，即在固定的恒星质量，有序运动的星系的动力学支持的贡献变化至少有三个因素。事实上，恒星自旋参数（通过$λ_R$量化）与Sérsic和浓度指数密切相关。这种相关性是特别强，一旦慢旋转从样本中删除，表明晚型星系和早期型快速旋转形成一个连续类的对象在其运动学特性。
2016-08-01 astro-ph.GA
Stream Fanning and Bifurcations: Observable Signatures of Resonances in Stellar Stream Morphology
最近的观测揭示了银河系许多恒星流中意想不到的形态特征。这些特征的解释包括银河系引力势随时间变化的变形，由暗物质子结构引起的局部破坏，以及流的祖先的特殊配置。在本文中，我们研究这些形态也可以出现在某些静态的，非球形的引力势主机的一个子集的共振捕获轨道家庭。这些轨道族之间的过渡或分界线标志着势轨道结构的突然中断。我们发展了一种新的数值方法来测量共振和近共振轨道的天平动频率，并将其应用于研究这些轨道上恒星流的演化。我们揭示了两个不同的形态特征，出现在近共振轨道上的流：风扇，这是由于一个大的传播在附近的分界线的天平动频率和分叉，出现时，分界线分裂的恒星流的轨道分布在两个（或更多）不同的轨道家庭。我们证明，这些影响可能会出现在某些银河系流的某些选择的暗物质晕势，并讨论如何这可能被用来探测和约束银河系的引力势的全球形状。
2022-12-21 astro-ph.GA
Large-Scale Surveys of Pulsating Stars for Studying Stellar Populations in the Inner Galaxy
对银河系内部脉动恒星的调查非常有限，但最近的大规模调查迅速为我们带来了各种变星的新样本，并对其中的恒星星族有了新的认识。由于沿银盘存在严重的星际消光现象，内星系的恒星星族在红外波段更容易观测到，但即使在红外波段，星际消光也可能给揭示它们的准确特征带来严重问题。本文综述了近年来在银河系内发现的造父变星和米拉星这两类具有周期光度关系的发光脉动星。
2018-04-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
The relation between galaxy morphology and colour in the EAGLE simulation
在EAGLE宇宙流体动力学模拟中，我们研究了星系的运动学形态、内禀色和恒星质量之间的关系。我们计算了3562个恒星质量大于$10^{10}M_{\odot}$的星系在z=0时的内禀u-r色，并测量了它们在有序共转中所投入的动能比例。我们进行视觉检查的gri复合图像，发现我们的运动形态与视觉形态强烈相关。鹰产生的星系群的形态与色质图中的位置密切相关，红色序列主要由椭圆星系组成，蓝色云由盘星系组成。卫星星系比中心星系更有可能出现在红色序列上，并且对于卫星星系来说，红色序列在形态上更加多样化。这些结果表明，质量，内在的颜色和形态之间的联系产生的星系形成模型，再现所观察到的星系质量函数和大小。
2017-04-20 astro-ph.GA
The dependence of the galaxy stellar-to-halo mass relation on galaxy morphology
我们调查的依赖本地星系恒星晕质量关系（SHMR）的星系形态。我们使用的数据从斯隆数字巡天DR 7星系动物园的形态分类，并与EAGLE宇宙学模拟。在质量范围为$10^{11.7}-10^{12.9}M_{\odot}$的固定晕质量下，SDSS盘星系的中值恒星质量比椭圆星系的中值质量高1.4倍。然而，当我们从考夫曼等人的恒星质量转换到张等人或布林奇曼等人计算的恒星质量时，圆盘和椭圆星系的SHMR中值在这个质量范围内是一致的。对于质量大于$10^{13}M_{\odot}$的晕，无论我们使用的恒星质量估计是谁的，圆盘的质量都小于相同质量晕中的椭圆星系。然而，我们发现，这些高晕质量的光盘的结果可能会受到中央/卫星错误分类。EAGLE模拟预测，盘状星系的质量是椭圆星系质量的1.5倍，这些星系位于质量小于$10^{13}M_{\odot}$的相同质量晕中，这与考夫曼等人的数据一致。质量介于$10^{11.5}$和$10^{12}M_{\odot}$之间的晕，是盘星系的宿主，比椭圆星系的宿主更早聚集。这表明，这些盘更大，因为它们有更多的时间进行气体吸积和恒星形成。在$10^{12}-10^{12.5}M_{\odot}$晕中，椭圆星系中的中央黑洞比盘星系中的黑洞增长得更快，质量也更大。这表明，在这个晕质量范围内，椭圆星系的质量较小，因为活动星系核的反馈喷射了更多的晕的气体储存，减少了恒星的形成，…
2020-10-02 astro-ph.GA
From the inner Milky Way to Local Volume galaxies: resolved stellar populations with ELT-HARMONI
我们讨论的预测性能的HARMONI摄谱仪和ELT的背景下，两个具体的科学案例：解决本地体积星系和银河系考古学在稠密的环境中的恒星星族。我们使用HSIM软件制作并分析了一组模拟数据立方体，模拟了巨大椭圆星系半人马座A和银河系核凸起的观测结果。我们使用我们的结果来证明仪器在大量恒星中执行恒星吸收线光谱的能力，这将使我们能够研究这些高密度区域的详细运动学和恒星星族特征
2018-10-10 astro-ph.GA
Galaxies within galaxies in the TIMER survey: stellar populations of inner bars are scaled replicas of main bars
内棒是本地宇宙中常见的结构，被认为对盘状星系的核区域有重大影响。在这项研究中，我们探索的结构和动力学的内部酒吧导出的地图和径向配置文件的平均恒星星族内容，并将其与以前的研究结果的背景下，主要酒吧。为此，我们利用积分场摄谱仪MUSE的三个双棒星系的TIMER样本中获得的意见。结果表明，内棒可以单独根据它们的恒星星族特性来区分。更准确地说，内部条形图显示金属丰度升高，[ $α$ /Fe]丰度降低。虽然它们的恒星年龄比核盘稍年轻，但除了它们的外端，典型的年龄差异很小。内杆的这些末端与其内部相比明显更年轻，这是主杆的一种已知效应，称为眶龄分离。特别是，最年轻的恒星（即径向速度色散最小的恒星）似乎占据了沿（内）棒主轴最长的轨道。我们推测，这些不同的酒吧端可能连接到袢的形态特征。金属丰度和[ $α$ /Fe]增强的径向剖面沿内棒长轴是平坦的，但沿短轴显示出明显较陡的斜率。内棒中的这种径向混合也是从主棒中得知的，表明内棒显著影响恒星的径向分布。总之，根据平均恒星星族含量的地图和径向剖面，并与以前的TIMER结果一致，内部酒吧似乎是星系中看到的主酒吧的缩小版本。这表明了“星系中的星系”的图像，核盘中的内条在动力学上相当于主星系盘中的主条。
2020-12-08 astro-ph.GA
Diverse Rotation Curves of Galaxies in a Simulated Universe: the Observed Dependence on Stellar Mass and Morphology Reproduced
本文利用 IllustrisTNG 模拟构建并拟合星系视线速度图，发现旋转曲线外斜率对形态、恒星质量及暗物质占比的依赖与 SDSS/MaNGA 观测一致。
2025-03-01 astro-ph.GA
Elemental Abundances in M31: Properties of the Inner Stellar Halo
我们目前的测量[Fe/H]和[ $α$ /Fe]的128个单独的红巨星分支星（RGB）的恒星晕的M31，包括其巨大的恒星流（GSS），获得使用光谱合成的低和中分辨率凯克/DEIMOS光谱（$R \sim 3000$和6000，分别）。我们在M31的恒星晕中观察到四个场（投影半径为9，18，23和31 kpc），以及GSS中的两个场（33 kpc）。结合现有的文献测量，我们已经增加了[Fe/H]和[ $α$ /Fe]测量的样本量从101到229个单独的M31 RGB星。从这个样本中，我们研究了M31内晕的化学丰度特性，发现$\langle$ [Fe/H] $\rangle$ = $-$ 1.08 $\pm$ 0.04和$\langle$ [ $α$ /Fe] $\rangle$ = 0.40 $\pm$ 0.03。在8- 34 kpc之间，内晕具有陡峭的[Fe/H]梯度（$-$ 0.025 $\pm$ 0.002 dex kpc $^{-1}$）和可忽略的[ $α$ /Fe]梯度，其中内晕中的亚结构在给定的投影距离上比晕的光滑部分系统地更富金属。虽然内部恒星晕的化学丰度与现今的矮球状体（dSphs）卫星星系的M31在很大程度上是不一致的，我们确定了22个RGB恒星运动学与恒星晕的光滑组成部分，具有类似于M31 dSphs的化学丰度模式。我们讨论了M31的晕形成的情况下，得出的结论是，…
2020-09-01 astro-ph.GA
Global trends in morphology from massive to dwarf galaxies
University of Hertfordshire（赫特福德大学）；University of Manchester（曼彻斯特大学）；St Catharine’s College, University of Cambridge（剑桥大学圣凯瑟琳学院）；University of Nottingham（诺丁汉大学）
利用JWST数据研究约1000个星系（恒星质量10^7-10^12太阳质量，红移z<0.15）的形态变化，发现随质量减小星系更不集中、更不对称、更不团块，且棒状结构比例在低质量端趋于零。
2026-07-01 astro-ph.GA
The Stellar Morphology & Size of X-ray-selected Active Galactic Nuclei Host Galaxies Revealed by JWST
利用JWST COSMOS-Web数据研究690个X射线选择AGN宿主星系，发现其大小介于恒星形成星系和静止星系之间，形态以球状为主，并合比例低，挑战了重大并合驱动演化的观点。
2025-10-28 astro-ph.GA
Rotation Curves of Galaxies and Their Dependence on Morphology and Stellar Mass
我们使用斯隆数字巡天IV MaNGA数据的最终版本研究星系的恒星自转曲线（RC）如何平均与形态和恒星质量（$M_\mathrm{star}$）相关。我们使用视觉指定的$T$类型的形态指标，并采用了功能形式的RC，可以模拟非平面RC在大半径。我们发现，在MaNGA数据的径向覆盖范围内，在大半径处众所周知的平坦旋转曲线仅适用于特定类别的星系，即，大量晚期型（$T$ -型$\geq1$，$M_\mathrm{star}\gtrsim10^{10.8}M_\odot$）和S 0型（$T$ -型$=-1$或$0$，$M_\mathrm{star}\gtrsim10^{10.0}M_\odot$）。在大半径的晚型星系的RC上升更陡峭的$M_\mathrm{star}$减少，其斜率增加到约$+9$ km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$在$M_\mathrm{star}\approx10^{9.7}M_\odot$。相比之下，椭圆星系（$T$型$\le-2$）在大半径处具有下降的RC.其斜率随着$M_\mathrm{star}$的减小而变得更负，并且在$M_\mathrm{star}\approx10^{10.2}M_\odot$处达到与$-15$ km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$一样负。我们还发现，对于具有$M_\mathrm{star}\approx10^{10.5…
2021-10-12 astro-ph.GA
The VariableTNG project: mass-dependent regulation of galaxy morphology by baryonic feedback
Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；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）；Department of Astronomy, School of Physics, Peking University（北京大学物理学院天文学系）；Institute of Astrophysics, School of Physics, Zhengzhou University（郑州大学物理学院天体物理研究所）；Key Laboratory for Computational Astrophysics, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台计算天体物理重点实验室）
VariableTNG模拟套件研究发现，重子反馈通过质量依赖途径调控星系形态：低质量端由恒星反馈主导，大质量端AGN自调控更关键，形态-质量关系呈非单调特征。
2026-08-21 astro-ph.GA
