A homogeneous comparison between the chemical composition of the Large Magellanic Cloud and the Sagittarius dwarf galaxy
最近的两个银河系卫星，即大麦云（LMC）和人马座（Sgr）矮星系的化学成分相似，已经在文献中提出，这表明两个星系之间有相似的化学富集历史。然而，这一主张依赖于不同的丰度分析，这可能会引入各种系统，妨碍不同数据集之间的公平比较。为了绕过这个问题（并突出其丰度模式之间的真实相似性和差异），我们提出了一个均匀的化学分析的30个巨星在LMC，14个巨星在Sgr和14个巨人在银河系，基于高分辨率光谱与摄谱仪UVES-FLAMES。在所考虑的金属丰度范围内（[Fe/H]>-1.1 dex），LMC和Sgr星几乎所有元素的丰度比都非常相似，只有重s过程元素Ba、La和Nd存在差异，这表明渐近巨星分支星的贡献不同。另一方面，这两个星系的化学模式与银河系恒星中测量的化学模式明显不同，特别是对于大质量恒星产生的元素。这一发现表明，相对于银河系，大质量恒星对这些星系的化学富集贡献较小。推导出的丰度支持LMC和Sgr类似的化学富集历史。
2021-02-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galaxy formation and chemical evolution
星系吸积物质的方式以及不同时期的恒星形成率影响着星系稳定同位素存量的演化。详细分析了在星系厚盘和薄盘的早期吸积阶段，星系化学演化对星系吸积情景以及恒星形成率的依赖关系。我们的研究结果表明，在星系厚盘形成过程中的快速早期吸积以及星系吸积早期恒星形成率的提高可以解释大部分主要元素的星系化学演化趋势。此外，我们证实了最近的建议，形成一个大规模的银河厚盘，而不是较早假设的低质量厚盘。
2014-08-02 astro-ph.GA
The Pristine Inner Galaxy Survey (PIGS) IX. The largest detailed chemical analysis of very metal-poor stars in the Sagittarius dwarf galaxy
本研究基于PIGS巡天选取人马座矮星系12颗低金属丰度恒星，通过MIKE高分辨率光谱开展迄今最大规模化学分析，揭示了该星系极贫金属区域由多种超新星、致密并合事件等共同主导的早期化学增丰历史。
2024-07-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galactic magnetic fields and hierarchical galaxy formation
介绍了一个在冷暗物质宇宙学中将平均场发电机维持的星系磁场演化与星系形成和演化耦合起来的框架。从平均场和波动发电机模型的大规模和湍流磁场的稳态强度的估计一起使用的半解析模型的星系形成人口的螺旋星系预测的星系属性。我们发现，磁场强度主要是由星系的气体含量的演变控制。因此，由于在执行恒星形成法，反馈超新星和冲压压力剥离的差异，每一个星系形成模型考虑预测具有独特功能的场强分布。其中最突出的是卫星星系和中央星系群的典型磁场强度的差异，以及不同质量星系中大尺度磁场的典型强度。
2015-04-10 astro-ph.GA
Hierarchical hub-filament structures and gas inflows on galaxy-cloud scales
本研究利用CO (2-1)谱线和FILFINDER算法分析了NGC5236和NGC4321星系-云尺度的气体运动学，发现星际介质呈现多尺度分层中心-纤维状结构，且其引力坍缩速度慢于纯自由落体。
2024-04-24 astro-ph.GA
CHEMOUT: CHEMical complexity in star-forming regions of the OUTer Galaxy III. Nitrogen isotopic ratios in the outer Galaxy
氮同位素比率是追踪银河系恒星核合成的关键工具。我们提出的第一个研究的$^{14}$ N/ $^{15}$ N丰度比在银河系的外部区域（即，对于银河系中心的距离，$R_{\rm GC}$，从12千秒差距到19千秒差距），目的是研究恒星核合成的影响，在全球银河系的趋势。我们分析了IRAM 30米观测到的样本的35个来源的背景下，在恒星形成区域的外部星系（CHEMOUT）项目的化学复杂性。我们利用HN $^{13}$ C、H $^{15}$ NC、H $^{13}$ CN和HC $^{15}$ N的$J$ = 1-0转动跃迁，分别从HCN和HNC中导出了14个和3个源的$^{14}$ N/ $^{15}$ N比值。在外星系中发现的结果与以前在内星系中获得的测量结果相结合。我们发现随着$R_{\rm GC}$的增加，H $^{13}$ CN/HC $^{15}$ N比率总体上呈线性降低。这转化为抛物线$^{14}$ N/ $^{15}$ N比，峰值在11 kpc。更新的银河系化学演化模型已被考虑在内，并与观测结果进行了比较。$^{14}$ N/ $^{15}$ N比值随$R_{\rm GC}$变化的抛物线趋势可以自然地解释为：（1）假设新星是长时间尺度（$\ge$ 1 Gyr）上主要的$^{15}$ N生产者的模型;（2）更新低质量和中等质量恒星的恒星产额。
2022-09-21 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
AEOS: Star-by-Star Cosmological Simulations of Early Chemical Enrichment and Galaxy Formation
AEOS项目通过1 pc分辨率的逐颗恒星宇宙学模拟，研究早期宇宙中化学增丰与星系形成，揭示了古老恒星化学丰度对早期核合成和星系演化的关键约束作用。
2024-12-29 astro-ph.GA
The Chemical Composition of Globular Clusters of Different Nature in our Galaxy
编制了一个银河系球状星团表，并利用它分析了星团化学参数和运动学参数之间的关系。该星表包括157个球状星团的位置、距离、光度、金属岩和水平分支形态指数，以及72个球状星团的空间速度。对于69个球状星团，这些数据补充了各种核合成过程中产生的28种化学元素的相对丰度，取自1986 - 2018年发表的101篇论文。讨论了在低金属量吸积的球状星团中水平分支变红的趋势。被认为是基于化学和运动学性质的厚盘和晕子系统的集群成员资格的标准之间的差异。这一点可以通过以下事实得到证明：所有富含金属的（$\rm{[Fe/H]} > -1.0$）星团都位于银河系的中心和平面附近，而不管它们在特定的银河系子系统中的运动学成员。一个例外是人马座的一个矮星系丢失了三个吸积星团。与此同时，在任何运动学选择的银河系子系统中，更遥远的星系团在金属贫乏的星系团中所占的比例都很高。
2019-04-12 astro-ph.GA
Inconsistency of Chemical Properties of Stellar Populations in the Thick Disk Subsystem of Our Galaxy
使用现代公布的数据的速度和光谱定义的化学元素在恒星物体的银河系，我们调查的化学成分与运动学的不同人群的关系。本文指出，银河系的老恒星星族（按运动学判据）属于厚盘子系统--球状星团、天琴座RR型场变星以及近F-G矮星和场巨星，它们具有不同的化学组成。特别是，平均而言，该领域的矮星和巨星比该领域的球状星团和天琴座更多的金属。此外，在$\rm{[Fe/H]} > -1.0$范围内的$α$ -元素的相对丰度对于球状星团是最高的，对于天琴座RR型的场变量是最低的。通过对这些天体的[ $α$ /Fe]与[Fe/H]依赖关系的分析，认为银河系中的厚盘子系统是一个复合体，其中至少存在三个独立的组成部分，最古老的一个包括富金属的球状星团，它们是在Ia型超新星爆发后不久由单一的原星系云形成的。然后，一个厚盘的场恒星子系统是由于一个相当大的矮卫星星系落在银河系已经形成的薄盘上的恒星“加热”而形成的;最后，场恒星子系统的运动学不仅是厚盘，而且是薄盘，从这个被捕获的卫星星系落在银河系上。
2020-02-25 astro-ph.GA
Chemical evolution library for galaxy formation simulation
我们开发了一个在简单恒星星族（SSP）近似下模拟星系形成的化学演化的软件库。在这个库中，所有必要的组件有关的化学演化，如初始质量函数，恒星寿命，从II型和Ia型超新星，渐近巨星分支星，和中子星合并的产量，从文献中编译。在这个库中预先实现了各种模型，以便用户可以选择他们喜欢的模型组合。这个库的子程序根据给定的事件类型返回释放的能量和单个元素的质量。由于这些量的重新分配方式取决于用户的仿真代码的实现，因此该库将其留给仿真代码。作为示范，我们进行了单区，封闭箱模拟和三维模拟的坍缩气体和暗物质系统使用这个库。在这些模拟中，我们可以很容易地比较单个模型对星系化学演化的影响，只需改变库的控制标志和参数。由于该库只处理SSP近似下的化学演化部分，因此任何使用SSP近似的模拟程序（即粒子库和网格程序以及半解析模型）都可以使用它。该库以“化学演化库”的名称命名为“CELib”，并向社区开放。
2016-12-07 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Chemical Abundances of new member stars in the Tucana II dwarf galaxy
利用6.5 m麦哲伦-克莱望远镜上的MIKE摄谱仪获得的高分辨率光谱，对Tucana II超暗矮星系（UFD）中7颗金属丰度从[Fe/H]= $-$ 3.3到[Fe/H] = $-$ 2.4的恒星进行了化学丰度测量。对于三颗恒星，我们首次提供了详细的化学丰度。其中两颗恒星是新发现的杜鹃座II的成员，并从SkyMapper望远镜拍摄的杜鹃座II UFD的深窄带测光中被选为可能的成员。这一结果表明，光度识别矮星系系统的化学成分的基础上的成员的潜力。其中一颗新星是从Walker et al.（2016）的成员星表中选出的。我们样本中的其他四颗恒星在额外的观测之后已经重新分析。总的来说，六颗恒星的化学丰度是UFD恒星星族的特征。第七颗恒星的化学丰度与其他杜鹃座II成员不同，并且锶丰度比典型的UFD恒星高。虽然不太可能，但它的锶丰度增加了它可能是一颗前景贫金属晕星的可能性，其系统速度与图卡纳II相同。如果我们把这颗恒星排除在外，图卡纳II将满足成为幸存的第一个星系的标准。否则，这颗恒星意味着Tucana II可能经历了某种程度的化学演化。
2018-04-25 astro-ph.GA
CHEMOUT: CHEMical complexity in star-forming regions of the OUTer Galaxy. V. Chemical composition gradients as a function of the galactocentric radius
INAF - Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切里天文台）；Dipartimento di Fisica e Astronomia, Università di Firenze（佛罗伦萨大学物理与天文学系）；Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）；LUX, Observatoire de Paris, PSL Research University, CNRS, Sorbonne Université（巴黎天文台卢梭实验室（隶属于巴黎文理研究大学、法国国家科学研究中心、索邦大学））；Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（西班牙国家航空航天技术研究所/西班牙国家科学研究委员会天体生物学中心）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）；Transdisciplinary Research Area (TRA) ‘Matter’/Argelander-Institut für Astronomie, University of Bonn（波恩大学阿尔兰德天体物理研究所跨学科研究领域‘物质’）；Department of Physics and Astronomy, University College London（伦敦大学学院物理与天文学系）；Institut de Ciències de l’Espai (ICE), CSIC（西班牙国家科学研究委员会空间科学研究所）
CHEMOUT项目研究银河系外围恒星形成区域中分子的化学组成梯度，发现外围区域分子形成效率与本地银河系相近，但SO形成效率较低。
2026-03-02 astro-ph.GA
3D Extinction Mapping Using Hierarchical Bayesian Models
银河系和其中的恒星形成了一个等级系统，以至于单个恒星的属性受到银河系的影响。在这里，描述了一种方法，它使用分层贝叶斯模型，同时和经验确定的平均距离消光关系的视线和恒星的属性，填充it.By利用层次性质的问题，所描述的方法是能够实现显着提高精度和准确度相对于以前的3D消光映射技术。这种方法不依赖于任何单独的调查，可以适用于任何观测，或现有观测的组合。此外，它是可扩展的，此外，可以用来研究银河系的结构，以及因素，如初始质量函数和恒星形成历史的银河系。
2012-08-24 astro-ph.GA astro-ph.IM
Chemical evolution of local galaxies in a hierarchical model
我们在星系形成的层次图中，在宇宙学的框架内研究了本星系的化学性质。为此，我们使用了一个分层的半解析模型，其中包括（i）低和中等质量的恒星，（ii）Ia型超新星（SNe）和（iii）大质量恒星的贡献。- 摘要-我们比较我们的预测与现有的观测银河系（MW），在本地矮星系和本地椭圆。对于类银河星系，我们可以成功地再现盘星中观测到的[O-Fe]与[Fe/H]关系以及恒星金属丰度分布（SMD）。对于矮星系，恒星的金属丰度与质量的关系是通过假设的重元素的相当大的一部分是通过金属增强的外流和Ia型SN实现概率低于MW类星系之一丢失再现。- 在椭圆星系中，观测表明较大星系中的[alpha/Fe]值较高。- 摘要-我们的结果计算与标准萨尔彼得初始质量函数（IMF）表明一个平坦的[α/Fe]-σ关系。然而，我们提出了一个可能的解决方案，这个问题，并显示如何，通过假设一个恒星形成依赖IMF的斜率x=1.35的系统与恒星形成率< 100 M_sun/yr和稍微平坦（即x=1）的对象与较强的恒星形成，观测到的相关性之间的[α/Fe]和σ可以占一个大的速度色散范围。相互作用触发的恒星爆发和活动星系核也扮演着重要角色。
2009-07-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy formation with radiative and chemical feedback
在这里，我们介绍GAMESH，一种新的管道，实现自洽的辐射和化学反馈的计算模型的星系形成。通过将宇宙学化学演化模型GAMETE与辐射转移程序CRASH相结合，GAMESH可以对描述形成中星系红移演化的N体模拟的真实输出进行后处理。在介绍了GAMESH的实现及其特点后，我们将该代码应用于银河系形成的低分辨率N体模拟，并研究了自洽辐射和化学反馈的综合效应。许多物理性质，可以直接与银河系及其周围卫星的观测结果进行比较，预测的代码沿着合并树组装。由此产生的红移演化的本地组恒星形成率，再电离和金属富集以及预测的金属丰度分布函数的晕星与观测进行了严格的比较。我们讨论了GAMESH的第一个版本的优点和局限性，也开辟了新的方向，充分实施反馈过程中的星系形成模型相结合的半解析和数值方法。
2015-02-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
A simple and general method for solving detailed chemical evolution with delayed production of iron and other chemical elements
我们提出了一个理论方法来解决化学演化的星系，假设一个瞬时回收近似的化学元素恢复的大质量恒星和延迟时间分布形式主义的延迟化学富集Ia型超新星。星系气体质量组装的历史，以及假设的恒星产额和初始质量函数，代表了这个方法的出发点。我们推导出一个简单而通用的方程，它密切相关的星系气体吸积历史和恒星形成历史的拉普拉斯变换，它可以用来简化问题的恢复这些量的星系演化模型假设线性施密特-肯尼库特定律。我们发现，一旦从我们的假设中重建了星系恒星形成的历史，化学元素$X$演化的微分方程可以用经典方法适当地求解。我们应用我们的模型来重现[O/Fe]和[Si/Fe]与[Fe/H]的化学丰度模式，在太阳附近观察到的，通过假设一个衰减的指数下降率的气体和不同的延迟时间分布的Ia型超新星，我们还探讨了假设一个非线性施密特-肯尼库特定律的影响，指数的幂律是$k=1.4$。虽然近似，我们的结论是，我们的模型与Ia型超新星的单一退化的情况下，提供了最好的协议与观测数据集。我们的方法也可用于其它互补星系恒星星族合成模型，预测星系的化学演化。
2016-12-23 astro-ph.GA
Chemical evolution of Local Group dwarf galaxies in a cosmological context -- I. A new modelling approach and its application to the Sculptor dwarf spheroidal galaxy
我们提出了一种新的化学演化建模方法，专门设计用于研究矮星系的化学性质在一个完整的宇宙学框架。特别是，我们专注于玉夫座矮球状星系作为我们的模型的测试床。我们从卫星星系目录中选择了四个候选的雕塑家星系，通过实施版本的慕尼黑半解析模型的星系形成的水平2宝瓶座暗物质模拟。我们明确地遵循几种化学元素的演化，无论是在恒星形成的冷气体中，还是在晕中的热介质中。我们考虑到详细的不同初始质量的恒星的寿命，Ia型超新星爆炸的延迟时间的分布和恒星的初始金属丰度的恒星产量的依赖性。我们允许大部分金属沉积到热相中，要么直接作为恒星死亡，要么通过超新星爆炸提供动力的再加热气流。为了重现观测到的金属丰度分布函数和观测到的玉夫座长寿恒星的丰度比，大部分再加热的金属必须永远不会重新进入活跃的恒星形成区域。我们的分析进一步限制了半解析模型，并在大的，可能的金属富集的Sculptor矮球状星系的情况。
2013-06-07 astro-ph.GA
Hierarchical Galaxy Growth and Scatter in the Stellar Mass - Halo Mass Relation
星系和暗物质晕之间的关系反映了许多不同物理过程的综合效应。观测结果表明，$z=0$恒星质量晕质量（SMHM）的关系有非常小的恒星质量的分散在固定的晕质量（$\lesssim$ 0.2 dex）与晕质量的依赖性很小。我们调查的起源，这种分散相结合的N-体模拟与观测约束的SMHM关系。我们发现，在组和集群规模（$M_{\rm vir}>10^{14}{M_\odot}$）的分散，由于纯粹的层次组装是$\approx0.16$ dex，这是最近的直接观测估计。在较低质量下，由于$z\approx2$的质量累积主要由原位生长驱动。我们包括一个模型的恒星质量的原位建设，并发现在这个增长通道的$0.2$ dex的内在散射产生的散射和晕质量之间的关系是一致的观测从$10^{12}{M_\odot}<M_{\rm vir}<10^{14.75}{M_\odot}$。因此，在$z=0$处的大范围晕质量上的近似恒定散射似乎是一种巧合，因为它主要是由低质量处的原位生长和高质量处的分级组装决定的。这些结果表明，在SMHM关系中的散射可以提供独特的洞察星系形成过程的规律性。
2018-07-21 astro-ph.GA
An inefficient dwarf: Chemical abundances and the evolution of the Ursa Minor dwarf spheroidal galaxy
我们提出了详细的化学元素丰度比的17种元素在三个金属贫恒星的小熊座矮球状星系，我们结合现有的数据从文献中评估的一套新的星系化学演化模型的预测。用Keck/HIRES仪器获得的光谱数据显示[Fe/H]=-2.12、-2.13和-2.67 dex的低金属丰度。虽然我们样本中最缺乏金属的恒星显示出[Mn/Fe]和其他Fe峰元素的过剩，但我们的总体发现与之前对该星系的研究一致：[α/Fe]比值升高，与晕值相似或仅略低于晕值，但在金属丰度极低时具有超新星Ia富集，以及随着金属丰度的降低，第一峰值中子俘获元素与第二峰值中子俘获元素的比率[Y/Ba]增加。根据dSph的金属丰度分布函数设计的化学演化模型表明，UMi有一个延长的恒星形成过程，持续了近5 Gyr，效率较低，并且能够首次解释低金属丰度下的[Y/Ba]增强。特别是，我们表明，目前缺乏气体可能是由于气体从系统中，我们的模型风的持续损失。
2015-02-13 astro-ph.GA
Tracing Hierarchical Star Formation out to Kiloparsec Scales in Nearby Spiral Galaxies with UVIT
本研究利用UVIT观测分析4个近邻旋涡星系，发现恒星形成等级结构仅存在于0.5-3.1千秒差距尺度内，其特征与星系性质相关，验证了UVIT的相关研究能力。
2024-12-10 astro-ph.GA
Tidal interaction, star formation and chemical evolution in blue compact dwarf galaxy Mrk 22
本文介绍了蓝矮星系Mrk 22的光谱和射电干涉HI 21 cm线观测结果。观测到了与HeII $λ$ 4686和CIV $λ$ 5808的高电离线相对应的Wolf-Rayet（WR）发射线特征。银河系中两个主要恒星形成区的年龄估计为$\sim$ 1000万年和$\sim$ 400万年。该星系具有非热射电缺陷，这也表明了一个年轻的恒星爆发和缺乏超新星事件，从目前的恒星形成活动，符合WR发射线的检测功能。一个显着的N/O富集被认为是在较暗的恒星形成区。亮区和暗区的气相金属丰度[12 + log（O/H）]分别为7.98 $\pm$ 0.07和7.46 $\pm$ 0.09。该星系有一个大的弥散HI包层。HI图像显示扰动气体运动学和HI云外的星系的光学范围，表明最近的潮汐相互作用或合并的系统。结果强烈表明，由于正在进行的恒星形成，Mrk 22正在经历化学和形态演变，最有可能是由合并引发的。
2017-10-07 astro-ph.GA
Quantifying Chemical Tagging: Towards Robust Group Finding in the Galaxy
第一代大规模化学标记调查，特别是HERMES/GALAH百万恒星调查，有望大大扩展我们对银河系化学和动力学演化的理解。然而，这取决于我们是否有能力在如此大的数据集上自信地进行化学标记。在几个银河系疏散星团内的一系列元素中已经观察到了化学均匀性，但在全球范围内，特别是与星团本身的分散性相比，这种情况的程度还没有得到很好的理解。在同时代的星团成员中，占据着复杂的化学丰度空间的元素模式，植根于早期恒星的演化，最终是非常晚期的性质。目前这些阶段的天体物理模型还不足以解释所有的观测结果，再加上我们对恒星形成的理解存在重大差距，这使得理论上很难解决这个问题。在这里，我们描述了一个强大的成对度量用于衡量两个恒星组件之间的化学差异。然后将该度量应用于高分辨率文献丰度源数据库，以导出描述两颗恒星具有共同进化起源的概率的函数。有了这个集群概率函数，它将有可能报告一个信心，在经验观察证据的基础上，集群被检测到，独立于组的发现方法。这个配方也被用来探讨化学维度的作用，以及个别化学物种，化学标记的能力，以区分同时代的恒星群。
2012-10-12 astro-ph.GA
Radial migration in a bar-dominated disk galaxy I: Impact on chemical evolution
通过分析一个完全自洽的高分辨率N体+SPH模拟的结果，我们研究了棒控盘星系的径向迁移和化学演化。我们发现气体和恒星粒子有不同的行为。在共转的气体驱动的酒吧，在那里它形成一个伪隆起（盘状隆起）的中心区域，但它经历了酒吧区域外的径向位移可以忽略不计。恒星在任何时候都经历着大量的径向迁移，首先是由短暂的旋臂引起的，后来是由棒引起的。尽管在我们的模型中发生了大量的径向迁移，但其对化学性质的影响是有限的。原因是由于整个盘的快速早期演化，丰度分布相对平坦。我们表明，径向迁移对化学演化的影响，可以研究到一个很好的精度后处理的N-体+SPH计算的结果与一个简单的化学演化模型，具有详细的化学和径向迁移的参数化描述。我们发现，径向迁移影响化学演化的直接（通过移动周围的核合成的长寿代理，如SNIa或AGB星，从而改变丰度配置文件的气体）和间接（通过移动周围的长寿示踪剂的化学演化，从而影响恒星的金属丰度配置文件，本地年龄金属丰度关系和恒星的金属丰度分布等）。
2013-09-10 astro-ph.GA
The growth of disks and bulges during hierarchical galaxy formation. II: metallicity, stellar populations and dynamical evolution
我们研究了模型星系的恒星星族的性质，它们是星系演化历史和角动量含量的函数。我们使用Tonini et al.（2016）提出的新半分析模型。这个新的模型遵循气体和恒星的角动量演化，为新的恒星形成配方提供了基础，并处理了取决于中央星系动力学结构的合并效应。我们发现，新的配方具有提高重子循环在生产和回收金属方面的效率的效果，以及防止小合并稀释凸出和椭圆的金属丰度。该模型再现了太阳质量大于1 e10的星系的恒星质量-恒星金属丰度关系，包括Brilliant星系团Galliant。模型盘、由不稳定性驱动的成分主导的星系和合并驱动的物体都来自不同的演化通道。因此，这些模型星系在星系质量-尺寸关系中占据不同的位置，我们发现这符合Atlas 3D对盘星系、快旋星系和慢旋星系的分类。我们发现，恒星星族的属性取决于星系的演化类型，与更多的进化恒星星族的一部分，系统已经失去或耗散更多的角动量在其组装历史。
2016-12-07 astro-ph.GA
Globular Clusters of the Galaxy: Chemical Composition vs Kinematics
本文对银河系球状星团的化学参数和空间运动学参数之间的关系进行了全面的统计分析。编制的星表包含157个星团的天体物理参数和69个星团的α元素相对丰度。对于121个集群，数据补充的空间运动学参数取自文献。本文讨论了低金属吸积球状星团水平分支的红化现象。我们认为，在化学和运动学性质方面的标准集群属于厚盘和晕的子系统之间的矛盾。它包括这样一个事实，即无论从运动学上看是否属于银河系的子系统，几乎所有的金属（[Fe/H] >-1.0）星系团都位于靠近银河系中心和平面的地方，而在两个子系统中金属性较低的星系团中，有许多离银河系较远。银河系恒星天体和周围低质量矮卫星星系中α元素丰度的差异证实了一个众所周知的结论，即所有球状星团和吸积晕的场星都是质量比银河系当前环境更高的星系的残余。一个可能的例外是一个遥远的低金属星团，α元素Rup 106的相对丰度较低。
2020-02-25 astro-ph.GA
The growth of disks and bulges during hierarchical galaxy formation. I: fast evolution vs secular processes
我们提出了一个理论模型的质量，角动量和星系盘和隆起的大小的演变，我们将其实施到半解析星系形成代码SAGE。该模型遵循长期和暴力的演化通道，包括平滑吸积，磁盘不稳定性，小和大合并。我们发现，我们的配方与层次聚类相结合，产生两个不同的人口的凸起：合并驱动的凸起，类似于经典的凸起和椭圆，和不稳定性驱动的凸起，类似于世俗（或伪）凸起。该模型主要再现了气体盘和恒星盘的质量-尺寸关系、椭圆星系质量-尺寸关系的演化、Faber-Jackson关系以及经典和长期膨胀的星等-色图。该模型预测只有一个小的重叠合并驱动和不稳定性驱动的组件在同一个星系，并预测不同的凸起类型作为星系质量和磁盘分数的函数。在给定的光度下，膨胀类型也会影响恒星的形成速率和颜色。该模型预测人口合并驱动的红色椭圆星系，占主导地位的低质量和高质量的两端的星系人口，并跨越所有的动力学年龄;合并驱动的鼓包在磁盘星系的动力学年龄，并不干扰后续的恒星形成组件的演变。不稳定性驱动的膨胀在中等星系质量的人口中占主导地位，特别是在巨大的磁盘中。模型绿谷是专门由不稳定驱动的凸出主机。通过本实施的质量吸积的历史是可感知的星系结构，形态和颜色。
2016-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Active galactic nucleus driven jet feedback in cosmologically forming cool-core galaxy clusters I: The effect of hierarchical assembly on intra-cluster medium properties
Leibniz Institute for Astrophysics Potsdam (AIP)（波茨坦阿基米德天体物理研究所）；Niels Bohr Institute（尼尔斯·玻尔研究所）；Universität Potsdam（波茨坦大学）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理研究所）
通过流体动力学模拟，研究层级并合与活动星系核喷流反馈对冷核星系团内介质的影响，发现宇宙学模拟能再现观测到的热力学轮廓和多相结构，而孤立模拟则不能。
2026-06-24 astro-ph.GA
Chemical evolution of galaxies with an environment-dependent stellar initial mass function
本研究提供了一个全面的概述的理论和证据的系统变化的恒星初始质量函数（IMF）。然后，我们重点讨论了这种范式的变化，即从普遍不变的IMF到可变的IMF，对星系化学演化（GCE）研究的影响。为了这个目的，我们开发了第一个GCE代码，GalIMF，这是能够将经验校准的环境依赖的IMF变分理论，综合银河系初始质量函数（IGIMF）理论。在这个理论中，银河系范围内的IMF是通过将所有嵌入星团中的IMF相加来计算的，这些星团在1000万年的时间段内形成于整个星系中。GalIMF代码在每个时间步重新计算银河系范围内的IMF，因为综合的银河系范围内的IMF取决于银河系恒星形成率和金属丰度。由此产生的星系范围内的IMF和金属丰度随时间而变化。使用这个代码，我们研究了早期型星系（ETGs）从矮到最大质量的化学演化。我们发现，非正则IMF的引入会影响星系性质的最佳估计，如它们的质量，恒星形成历史和恒星形成效率。此外，我们能够提供一个独立的估计恒星形成的时间尺度的星系，Ia型超新星的生产效率，并约束IMF的变化规律的低质量恒星。这项工作向社会提供了公开可用的GalIMF代码与改进的IMF变化的约束，并首次解决了星系形成时间尺度之间的差异从恒星星族合成和化学富集研究。
2021-12-15 astro-ph.GA
A Monte Carlo based simulation of the galactic chemical evolution of the Milky Way galaxy
通过发展MonteCarlo方法，利用修正后的太阳丰度，对银河系的形成和化学演化进行了数值模拟，预测了元素丰度梯度和其他星系特征。星系是逐渐吸积使用两个或三个坠吸积方案。该星系的化学成分丰富的核合成的贡献，从一个不断发展的合奏世代的恒星。我们分析了恒星形成效率的作用。研究了径向气体流入和径向气体混合对星系演化的影响。通过基于分布函数使用随机数合成SN Ia群体来并入SN Ia延迟时间分布（DTD）。元素丰度的演化趋势证实了来自于超新星（<1亿年）的贡献分数约为0.1。该模型预测的内部区域的陡梯度和外部区域的不太陡的梯度，这与观测结果一致。梯度表明平均径向气体混合速度< 1 km/s。具有径向气体流入的模型再现了在大约20亿年的元素丰度梯度中观察到的反演。在解释星系晕、厚盘和薄盘的元素丰度分布方面，三次碰撞吸积模型比两次碰撞吸积模型表现得更好。在整个星系演化过程中，所有模型的准确性在质量平衡计算中的累积误差< 0.15 M。
2018-09-20 astro-ph.GA
Galaxy Image Classification using Hierarchical Data Learning with Weighted Sampling and Label Smoothing
School of Computer Science, South China Normal University（华南师范大学计算机学院）；Key Laboratory of Optical Astronomy, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台光学天文重点实验室）
针对星系图像识别中类别相似、数据不平衡及离散标签与连续形态差异问题，提出HIWL方法，结合层次化模型、加权采样和标签平滑，在Galaxy Zoo数据上达到96.32%准确率。
2022-12-20 astro-ph.GA astro-ph.IM cs.LG
Chemical signature reveals co-spatial dwarf satellite of an edge-on disc galaxy with MUSE
本文利用MUSE IFU观测的恒星族化学特征，在侧向盘星系IC 1553的明亮盘内首次识别出一个共空间、动力学冷的矮卫星星系，并通过Spitzer图像确认其存在及约1.28×10^9 M⊙的恒星质量。
2025-05-11 astro-ph.GA
New chemical evolution analytical solutions including environment effects
近年来，星系金属丰度的解析解（包括流入和流出）越来越受到人们的关注。在这个框架下，我们假设恒星形成率遵循线性施密特定律，我们提出了新的分析解决方案的金属丰度（Z）在星系中的演变。特别是，我们考虑到环境的影响，包括原始和丰富的气体流入，流出，不同的恒星形成效率，和银河喷泉。包括丰富的下落，以考虑到星系-星系的相互作用。我们的主要结果可以概括为：i）当恒星形成的线性Schmidt定律被假定时，金属丰度Z的时间演化对于闭箱模型和外流模型是相同的。ii）如果与闭箱模型相比，遭受化学富集的星系的质量-金属丰度关系，起源于另一个没有预富集气体的演化星系，在较低的Z值下平行向下移动。iii）当一个星系同时遭受原始坍缩和化学富集时，原始坍缩总是主导化学演化。iv）对同时遭受星系喷泉和来自另一个星系的富集陨石的星系中的金属丰度演化提出了新的解决方案。这里提出的分析解对于研究在高红移物体中测量的金属丰度（氧）非常重要。这些解决方案可以是非常有用的：a）在星系形成和演化的宇宙学半解析模型的背景下，和b）为致密的星系群的研究。
2015-05-06 astro-ph.GA
Chemical evolution of elliptical galaxies with a variable IMF -- A publicly available code
近年来，越来越多的证据表明恒星初始质量函数（IMF）的系统变化，对于星暴星系来说是头重脚轻的，而对于大质量椭圆星系来说可能是底重的。星系化学演化模拟采用不变的正则IMF面临的困难，同时再现金属丰度和$α$ -增强的大质量椭圆星系。应用随时间变化的可变IMF是一个有希望的解决方案，然而，将可变IMF理论与现有的星系演化代码结合起来并不是小事。在这里，我们提出了第一个开源的模拟代码，重新计算银河系范围内的IMF在每个时间步根据整合银河系IMF（IGIMF）理论，银河系范围内的IMF取决于银河系恒星形成率和金属丰度。由此产生的星系范围内的IMF和金属丰度随时间而变化。通过这项试点工作，我们探索了IGIMF理论对星系化学演化的影响，与不变的IMF相比。
2019-07-24 astro-ph.GA astro-ph.IM
The Pristine Inner Galaxy Survey (PIGS) XI: Revealing the chemical evolution of the interacting Sagittarius dwarf galaxy
本文基于Pristine Inner Galaxy Survey对Sgr dSph核心111颗巨星的高分辨率光谱分析，推导了14种元素丰度与年龄-金属丰度关系，揭示其缓慢的早期恒星形成及多族群演化历史。
2025-05-28 astro-ph.GA
Chemical Enrichment of Isolated Relic Galaxy Mrk1216
本研究通过X射线观测孤立遗迹星系Mrk1216，发现其中心高[Mg/Fe]比值和平坦SNIa比率分布，证实早期剧烈恒星形成导致的化学增丰，凸显遗迹星系作为研究早期星系演化的基准。
2025-09-18 astro-ph.GA
Towards Studying Hierarchical Assembly in Real Time: A Milky Way Progenitor Galaxy at z = 2.36 under the Microscope
我们使用哈勃空间望远镜（HST）成像和近红外光谱从凯克/MOSFIRE研究周围的子结构的前身银河系质量的星系在哈勃前沿场（HFF）。具体地说，我们研究了$r_e = 40^{+70}_{-30}$ pc，$M_{\star} \sim 10^{8.2} M_{\odot}$静止帧紫外发光“团块”在$\sim$ 100 pc的投影距离从一个$M_{\star} \sim 10^{9.8}$ M $_{\odot}$星系在$z = 2.36$与放大$μ= 5.21$。我们测量的恒星形成历史的集群和星系的联合建模的宽带光谱能量分布从HST测光和H $α$从MOSFIRE光谱。考虑到我们推断的属性（例如，质量，金属丰度，尘埃）的团块和星系，我们探讨的情况下，团块形成\emph{in-situ}（例如，星形形成复合物）或\emph{ex-situ}（例如，一个正在吸积的矮星系）。如果它形成了\emph{in-situ}，我们得出结论，这个星团可能是一个单一的实体，而不是一个较小的星团的聚集体，使它成为编目中最密集的星团之一。如果它形成了\emph{ex-situ}，那么我们正在见证一个恒星质量比为1：40的吸积事件。然而，我们的数据本身并不足以区分\emph{in-situ}和\emph{ex-situ}方案的高度显著性。我们认为，添加高保真度的金属丰度信息，如[OIII] 4363，它可以…
2020-02-18 astro-ph.GA
Two chemically similar stellar overdensities on opposite sides of the plane of the Galaxy
我们的银河系被认为经历了一个活跃的演化历史，主要是恒星形成，冷气体的吸积，特别是10千兆年前的合并。恒星晕揭示了丰富的化石证据，这些相互作用的形式恒星流，子结构，和化学上不同的恒星成分。矮星系合并对银盘的内容和形态的影响仍在探索中。最近的研究已经确定了运动学上不同的恒星子结构和移动的群体，这可能是银河系外的起源。然而，有越来越多的证据表明，在外盘/晕界面的恒星密度过高可能是由矮星系与盘的相互作用造成的。在这里，我们报告了从两个恒星超密度中抽取的14颗恒星的详细光谱分析，每个恒星位于银河平面上方和下方约5千秒差距的位置-暗示与恒星晕有关的位置。然而，我们发现这些恒星的化学成分几乎是相同的，无论是在这些群体内部还是在这些群体之间，并且与银河系盘星的丰度模式非常匹配。因此，这项研究提供了令人信服的证据表明，这些恒星起源于盘和超密度的一部分，它们是由盘与通过或合并的矮星系的潮汐相互作用产生的。
2018-03-01 astro-ph.GA
Hierarchical Formation in Action: Characterizing Accelerated Galaxy Evolution in Compact Groups Using Whole-Sky WISE Data
紧凑的群体提供了一个环境来研究星系在多重长期相互作用中的生长。致密星系群以其密集的星系密度和相对较低的速度分散，模拟了星系分级组合的条件。致密星系团在$Spitzer$ IRAC红外色空间中表现出双峰性：星系要么是静止的，具有低的特定恒星形成率，要么是多产的恒星-具有中等水平的特定恒星形成的星系是罕见的。以前的$Spitzer$ IRAC研究确定了这一“峡谷”，但由于统计数据较少而受到限制。我们利用全天空WISE数据来研究163个紧凑的星系群，从而使我们以前的样本增加了两倍，并包括更多具有中等中红外颜色的星系，这些颜色表明中等特定的恒星形成率（SSFRs）。我们定义了一个独特的WISE中红外色空间（$\log[{\frac{\rm f_{12}}{\rm f_{4.6}}}]$与$\log[{\frac{\rm f_{22}}{\rm f_{3.4}}}]$），我们使用它来识别峡谷星系从较大的样本。我们证实，紧凑的集团星系在中红外线显示双峰分布，并确定37个峡谷星系与可靠的测光和中间的中红外颜色。形态学上，我们发现，峡谷窝藏了大量的Sa-Sbc和E/S 0型星系，他们落在光学红色序列，而不是绿色的山谷。最后，从163个致密星系群中选出652个星系，给出了其中567个星系的WISE测光表。
2016-03-04 astro-ph.GA
Simulating an Isolated Dwarf Galaxy with Multi-Channel Feedback and Chemical Yields from Individual Stars
为了更好地了解反馈和银河系化学演化之间的关系，我们已经开发了一个新的模型，在全球磁盘模拟网格分辨率只有几个秒差距的恒星反馈，使用自适应网格细化流体动力学代码恩佐。对于第一次在星系尺度的模拟，我们模拟详细的恒星反馈，从个别恒星，包括渐近巨分支风，光电加热，莱曼-沃纳辐射，电离辐射跟踪通过自适应射线跟踪辐射转移方法，核心崩溃和Ia型超新星。此外，我们使用15种金属物质的示踪场跟踪逐星化学产额：C、N、O、Na、Mg、Si、S、Ca、Mn、Fe、Ni、As、Sr、Y和Ba。我们包括了在大质量恒星风中喷出的产量，但由于计算的限制，大大减少了风的速度。我们在这项工作中详细描述了这些方法，并提出了第一个结果，从500~百万年的一个孤立的矮星系的演化特性类似于本星系群，低质量矮星系。我们证明，我们的物理和反馈模型是能够产生一个矮星系的演化是一致的，在肯尼库特-施密特关系和扩展施密特关系的观测。有效的反馈驱动流出具有更大的金属丰度比ISM，导致低金属保留分数与观察一致。最后，我们表明，这些模拟产生有价值的信息的变化，在混合行为的多相星际介质内的个别金属物种。
2018-10-01 astro-ph.GA
Chemical enrichment in very low-metallicity environments: Bootes I
我们提出了超暗矮星系牧夫座I不同的化学演化模型。我们要么假设星系通过原始化学成分的气体（经典模型）的顺利降落，或采用来自合并树与半分析模型（宇宙学动机模型）相结合的质量吸积的历史，其质量吸积。此外，我们考虑模型，并没有考虑到不均匀的混合在ISM内的星系。然后将理论预测相互比较，并与可用数据的主体进行比较。从这个分析中，我们证实了以前的发现，牧夫座I形成恒星的效率非常低，但与以前的研究不同，我们没有发现一个明确的迹象表明超新星爆炸在这个星系中持续了长期的银河系规模的外流。因此，我们认为，外部机制，如冲压压力剥离和潮汐剥离需要解释的情况下，中性气体的Bootes I今天。
2014-11-17 astro-ph.GA
CHEMOUT: CHEMical complexity in star-forming regions of the OUTer Galaxy. I. Organic molecules and tracers of star-formation activity
外星系是一个金属丰度低于太阳系的环境。正因为如此，位于银河系内部和外部的恒星形成区域的分子的形成和生存预计是不同的。为了了解整个银河系的化学变化，至关重要的是观察银河系外的恒星形成区域，以限制适用于低金属环境的模型。在本文中，我们提出了一个新的观测项目：化学复杂性的恒星形成区的外星系（CHEMOUT）。目标是通过IRAM 30米望远镜获得的观测结果，揭示与外星系恒星形成区有关的35个致密分子云的化学成分。本文报道了在3~mm波长处对简单有机物HCO ~+、H_（13）CO ~+、HCN、c-C_3 H_2、HCO、C_4 H、HCS ~+、复杂烃CH_3CCH、SiO、CCS、SO的检测。从C-C3 H2，我们估计新的运动学的日心和银河系的距离更新的旋转曲线的基础上。分子示踪剂的检测似乎并不具有明确的依赖于银河系的距离。我们还分析了HCO+谱线。我们发现在~71%的目标中有高速翼，它们的出现并不依赖于银心距离。我们的研究结果，证实了统计分析，表明存在的有机分子和示踪剂的原恒星活动是无处不在的低金属丰度环境中的外星系。基于这一点，并在额外的证据表明，小，类地行星是无处不在的银河系，我们支持以前的主张，银河系可宜居带的定义应该重新讨论的星际介质形成有机分子的无处不在的能力。
2022-03-01 astro-ph.GA
An Ultra-Faint, Chemically Primitive Galaxy Forming in the Reionization Era
Kanazawa University（金泽大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；The University of Tokyo（东京大学）；SOKENDAI (The Graduate University for Advanced Studies)（综合研究大学院大学）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (WPI), The University of Tokyo（东京大学宇宙物质量子研究所（WPI））；Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF)（意大利国家天体物理研究所）；University of Cambridge（剑桥大学）
研究发现了一个在再电离时期形成的超暗、化学原始星系LAP1-B，其恒星形成环境和金属含量揭示了早期宇宙中星系形成的关键过程。
2026-03-11 astro-ph.GA
The spatial distribution of cold gas in hierarchical galaxy formation models
暗物质晕中冷气体的分布是由星系形成的关键过程驱动的：气体冷却、星系合并、恒星形成和超新星对气体的再加热。我们比较了四种不同的星系形成模型对冷气体空间分布的预测。我们发现，卫星星系作出贡献的丰度或集群强度的冷气体选择的样品，是远远低于他们的重要性，在光学选择的样品。对于现今的中心星系，其冷气体质量大于10^9 h^-1 Msun的晕占据分布函数在晕质量约为10^11 h^-1 Msun时达到峰值，这一尺度是由活动星系核对气体冷却的抑制所决定的。预测的关联函数的模型预测是在良好的协议与测量从HI帕克斯全天巡天。我们比较了可能的调查与平方公里阵列的有效体积与预期的红移调查在近红外。未来使用中性氢发射的红移测量将与计划中最雄心勃勃的近红外光谱测量竞争。
2010-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Direct evidence of hierarchical assembly at low masses from isolated dwarf galaxy groups
矮星系的人口统计数据长期以来一直与冷暗物质（CDM）范式的预测相矛盾。如果原始密度波动像预测的那样是无标度的，那么矮星系本身就应该有暗物质暗晕，其中最大的暗物质可能经历了恒星形成，从而形成矮星系群。矮星系的集合体被观测为更大质量星系的卫星，并且有观测和理论证据表明，这些卫星在z=0时被大质量主晕作为一个群体捕获。然而，矮星系的演化是非常容易受到环境的影响，使这些卫星群不完善的CDM探测器在低质量的制度。我们已经确定了迄今为止在低质量下形成等级结构的最清晰的例子之一：七个孤立的，光谱证实的群体，只有矮星系作为成员。每个星系群都有3-5个已知成员，重子质量约为4.4 x 10^9 ~ 2 x 10^10 Msun，并且需要质光比<100才能被引力束缚。这样的星系群在理论上是罕见的，在当前的时代观测上也是罕见的，因此为更大质量的孤立星系的可能形成机制提供了一个独特的窗口。
2017-01-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Chemical Signature of a Relic Star Cluster in the Sextans Dwarf Spheroidal Galaxy - Implications for Near-Field Cosmology
我们提出了在六分仪矮球状星系中存在[Fe/H]=-2.7的溶解星团的初步证据。我们使用化学标记技术来识别在多维化学丰度空间（C-空间）中高度聚集的恒星。在六颗恒星的样本中，有三颗，可能是四颗恒星被确定为潜在的星团星。母星团的初始恒星质量由两个独立的观测值估算得到，M*，init=1.9^{+1.5}_{-0.9}（1.6^{+1.2}_{-0.8}）× 10^5 M_sol，假设初始质量函数为Salpeter（Kroupa）。如果通过后续的光谱学证实，这个星团是迄今为止发现的最缺乏金属的系统。像六分仪这样的矮星系中残余星系团的化学特征为我们提供了一个非常强大的高红移宇宙探测器。从现有的观测数据，我们认为，在大多数新发现的超暗矮星系的平均星团质量显着低于它是在今天的银河系，可能低于更明亮的，经典的矮球状星系。此外，矮球状体的平均累积金属丰度函数低于超微弱的，这与我们的随机化学演化模型预测的金属丰度增加而增加。这两个发现，加上可能存在的Mg/Fe比值的差异，表明超暗矮星系群或其中很大一部分，以及矮球状体群，是在不同的环境中形成的，因此在起源上是不同的。
2012-08-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Hierarchical Stellar Structures in the Local Group Dwarf Galaxy NGC 6822
本文对本星系群矮星系不规则星系NGC 6822中年龄<5亿年的蓝色恒星的星团总体和等级结构进行了全面的研究。我们的观测材料包括最完整的星系光学恒星目录，来自8.2米SUBARU望远镜的Suprime-Cam成像。我们确定了47个不同的星团与应用程序的最近邻密度方法，这个目录的检测阈值为3sigma以上的平均恒星密度。检测到的簇的大小分布可以很好地近似为高斯峰在~ 68 pc。它们的星系团质量函数非常符合指数α ~ 1.5 +/- 0.7的幂律，与其他本群星系和星系团初始质量函数一致。最近邻密度方法的应用，不同的密度阈值，而不是3西格玛，使识别恒星的浓度在不同的长度尺度。用这种方法绘制的恒星密度图直接证明了NGC 6822的恒星浓度具有等级结构。我们说明了这个层次的所谓的“树状图”检测到的恒星结构，这表明大多数检测到的结构分裂成几个子结构，至少有三个级别。我们量化的层次结构，这些结构的最小生成树方法的使用。我们在NGC 6822中观察到的恒星团簇的形态结构类似于湍流星际物质，这表明pc和kpc尺度的湍流可能是调节NGC 6822中恒星团簇形成的主要因素。
2010-10-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining the SN Ia Host Galaxy Dust Law Distribution and Mass Step: Hierarchical BayeSN Analysis of Optical and Near-Infrared Light Curves
利用BayeSN分级概率SED模型分析了卡内基超新星计划中86颗Ia型超新星（SNe Ia）的光学-近红外（$BVriYJH$）光变曲线，研究了SNe Ia宿主星系的尘埃律分布以及SNe Ia哈勃残差与宿主星系质量的相关性.我们的贝叶斯分析同时约束质量步骤和灰尘$R_V$人口分布，利用光学近红外颜色信息。我们演示了如何一个简单的分析，其中个人$R_V$值分别为每个SN估计，然后计算这些点估计的样本方差，高估了$R_V$人口方差$σ_R^2$。当忽略超出由于光曲线形状引起的残余固有颜色变化时，这种偏差加剧。相反，$σ_R$的贝叶斯收缩估计更准确，光变曲线的完全分层分析是理想的。对于具有低至中度发红（峰值表观$B-V\leq0.3$）的75 SNe，我们估计了具有群体平均值$μ_R=2.59\pm0.14$和标准差$σ_R=0.62\pm0.16$的$R_V$分布。在中等宿主星系质量（$10^{10.57}~\mathrm{M}_\odot$）处分裂这个子样本，得到了低质量和高质量星系之间一致的估计$R_V$分布，分别为$μ_R=2.79\pm0.18$、$σ_R=0.42\pm0.24$和$μ_R=2.35\pm0.27$、$σ_R=0.74\pm0.36$。当估计距离从完整的光学近红外光变曲线，而边缘化的各种形式的尘埃$R_V$分布，一个质量步骤$\gtrsim0.06$马格坚持在…
2022-09-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Estimating redshift distributions using Hierarchical Logistic Gaussian processes
这项工作使用分层逻辑高斯过程来推断星系样本的真实红移分布，通过它们与空间重叠的光谱样本的互相关。我们证明，这种方法可以准确地估计这些红移分布在一个完全贝叶斯的方式与星系暗物质偏置模型。我们预测了红移依赖的星系-暗物质偏置模型中的系统偏置如何影响红移推断。使用已发表的星系-暗物质偏差测量的插图模拟，我们比较这些系统的偏差与统计误差预算预测弱引力透镜测量。如果红移依赖的星系-暗物质偏置模型被错误地指定，那么红移的推断可能会有偏差。这可以传播到10% - 30%水平上的弱透镜会聚功率谱中的相对偏差。因此，我们展示了一种方法来检测这些来源的错误使用贝叶斯模型选择技术。此外，我们讨论了改进，可以从贝叶斯模板拟合到模型中，无论是在红移预测精度和系统建模偏差的检测先验信息。
2020-06-28 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Gas removal in the Ursa Minor galaxy: linking hydrodynamics and chemical evolution models
我们目前的结果从非宇宙学，三维流体动力学模拟的气体在矮球状星系小熊座。假设一个初始重子暗物质的比例来自宇宙微波背景辐射，我们进化的银河系气体分布超过3 Gyr，考虑到Ia型和II型超新星的影响。这是第一次，我们在我们的模拟中使用的瞬时超新星速率来自化学演化模型应用于光谱观测数据的小熊座。我们表明，在这个过程中损失的气体量是可变的，随着时间和半径，是在我们的模拟中观察到的最高速率在最初的6亿年。我们的研究结果表明，Ia型和II型超新星必须是小熊座星系（可能还有其他类似的矮星系）气体损失的重要驱动因素，但最终是这些超新星驱动的星系风和环境效应（例如，柱塞压力汽提），其导致气体内容物的完全去除。
2017-03-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
