Observationally-Motivated Analysis of Simulated Galaxies
恒星年龄、运动学和化学之间的时空关系是揭示驱动星系形成和演化的物理学的基本工具。从观测上看，这些趋势是使用精心挑选的样本通过应用适当的大小，颜色和重力选择功能的个别恒星分离出来的;相反，分析星系的化学动力学模拟传统上被限制在年龄，金属丰度和运动学的“复合”恒星粒子组成的疏散星团-质量简单的恒星星族。随着我们进入盖亚时代，这种方法的改变至关重要，模拟以更好地模仿观察者所采用的方法的方式面对数据。在这里，我们使用\textsc{SynCMD}合成恒星星族工具来分析一个类似银河系的模拟星系的金属丰度分布函数，采用类似于RAVE（RAVE）所采用的视星等加重力选择函数;我们将这种观测动机的方法与传统采用的方法进行比较-即，空间切割单独-为了说明一点，如何分析一个模拟可以，在某些情况下，一样重要的基础亚网格物理采用。
2015-02-02 astro-ph.GA
Observational hints of a real age spread in the young LMC star cluster NGC 1971
我们报告了一个偶然发现的年轻大麦云星系团NGC 1971，它表现出一个扩展的主序关闭（eMSTO），这可能主要是由一个真实的年龄扩展引起的。我们使用CT 1华盛顿测光产生的颜色星等图（CMD）的基准集群功能。从它的eMSTO，我们估计的年龄跨度约为1.7亿年（观测年龄范围为100- 2.8亿年），一旦观测误差，恒星双星，整体金属度变化和恒星旋转效应从观测年龄宽度中减去正交。
2017-05-23 astro-ph.GA
Age and mass segregation of multiple stellar populations in galactic nuclei and their observational signatures
核星团（NSC）是已知存在于星系核中大质量黑洞（MBH）周围的星团。它们被认为是通过气体流入星系核后的原位恒星形成和/或通过多个星团的坠落而形成的。在这里，我们研究后者，并探讨的NSC的复合结构，其关系的各种恒星星族起源于它的祖先落星系团。我们使用N-体模拟集群坠落，并表明，这种情况下可能会产生观测签名的形式年龄分离：在NSC的恒星属性（如恒星年龄和/或金属丰度）的分布反映了不同的集群的坠落历史。在不同的时间（动力学年龄）坠落的星团的恒星星族，在NSC中是有差别的分离，并且即使经过几个Gyrs的演化也没有完全混合。此外，径向属性的恒星星族在祖集群映射到他们的径向分布在最后的NSC，可能导致有效的质量分离NSC，即使是那些弛豫时间长于哈勃时间。最后，整体结构的恒星星族目前的非球形配置，并显示出显着的集群集群人口的差异。
2014-01-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Biases and systematics in the observational derivation of galaxy properties: comparing different techniques on synthetic observations of simulated galaxies
我们研究的偏差和星系性质的观测研究的推导系统学的来源，专注于恒星质量，恒星形成率，气体/恒星金属丰度，恒星年龄和大小/颜色。我们使用流体动力学宇宙学模拟的星系形成，其中的真实数量是已知的，并应用观测技术来推导出的观测值。我们还对模拟和观察之间进行适当比较的相关偏差进行了分析。在我们的研究中，我们后处理的模拟输出计算星系的光谱能量分布（SED）使用恒星星族合成模型，并产生完全一致的远紫外亚毫米波的SED与辐射转移代码日出。我们将模拟的直接结果与以各种方式获得的观测导出量进行了比较，发现所有研究的星系性质都出现了系统性差异，这是由以下原因造成的：（1）纯粹的观测偏差，（2）使用质量加权/亮度加权量，优先对质量更大/亮度更高的区域进行采样，（3）当对光谱进行拟合时，构建模型模板的不同方法，以及（4）由于使用不同校准而产生的变化，最明显的是在气体金属丰度和恒星形成率的情况下。我们的研究结果表明，很大的差异可能会出现依赖于用于获得星系属性的技术。了解这些差异是至关重要的模拟器，以便更好地判断与观察的相似性/差异，并为观察员，以便正确解释数据。
2015-09-14 astro-ph.GA
Formation of spiral dwarf galaxies: observational data and results of numerical simulation
本研究探讨了矮星系（dS型）中螺旋结构的形成，通过观测数据分析与恒星-气体盘自洽动力学的数值模拟，揭示了其低旋转速度和盘质量特征，并限定了引力机制有效形成螺旋结构的条件。
2023-07-29 astro-ph.GA
Observational constraints on stellar feedback in dwarf galaxies
电离辐射、恒星风和超新星对星际介质的反馈是调节星系中恒星形成的核心。由于矮星系的质量较低（$M_{*} < 10^{9}$ \，M $_\odot$），它们特别容易受到这种过程的影响，使它们成为研究反馈的详细物理学的理想场所。从这个角度来看，我们总结了来自恒星形成区域反馈的最新观测证据，以及这如何推动“超级气泡”和星系风的形成。我们讨论了外部电离辐射的重要作用-“再电离”-最小的星系。并且，我们讨论的观测证据表明，这种反馈直接影响星系的性质，如恒星形成的历史，金属含量，颜色，大小，形态，甚至其内部的暗物质密度。最后，我们展望了未来，总结了关键的问题，仍然没有答案，并列出了一些悬而未决的挑战星系形成理论。
2022-05-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
An Observational Estimate for the Mean Secular Evolution Rate in Spiral Galaxies
我们已经观测量化的影响，在磁盘星系的恒星由于恒星分布本身的引力扭矩，并探讨这些扭矩是否是有效的在哈勃时间内传输角动量。我们推导出瞬时扭矩地图的样本24个螺旋星系，恒星质量图的基础上，使用Zibetti，Rix和Charlot的像素质量-光估计。结合旋转速度的估计，质量图使我们能够确定不同半径的扭矩引起的瞬时角动量流，这是由样本中每个星系的整体恒星分布引起的。通过堆叠的样品，这有效地取代了时间平均的合奏平均，我们发现，由于恒星盘的扭矩的行为，以运输角动量向外超过大部分的磁盘（3磁盘尺度长度内）。在一个圆盘尺度长度范围内的系综平均引力矩的强度有一个~ 4 Gyr的时间尺度，用于角动量重新分布。这项研究是第一个观测确定的扭矩驱动的角动量流的强度的样本的螺旋星系的恒星，长期演化提供了一个重要的经验约束。（节略）
2010-06-03 astro-ph.GA
Assessing stellar yields in Galaxy chemical evolution: observational stellar abundance patterns
本文检验不同恒星产率假设对星系化学演化模型丰度弥散的影响，比较多种产率表与银河系观测数据的一致性，发现产率不确定性虽重要，但简单平均不同产率方案无法解释恒星丰度弥散。
2023-04-01 astro-ph.GA
Heart of Darkness: dust obscuration of the central stellar component in globular clusters younger than ~100Myr in multiple stellar population models
为了解释观测到的球状星团内恒星星族的异常，许多球状星团形成理论需要两个独立的恒星形成阶段。这些模型的一个基本预测是，星团必须积累大量的气体作为形成第二代恒星的原料。我们发现，包含所需的气体库的年轻星团应该表现出以下观测特征：（i）在测量的光度剖面下降或测量的红向星团中心的增加，与Av > 10 mag在几个pc的半径;（ii）明亮的（亚）毫米的尘埃颗粒发射;（iii）明亮的分子线发射，一旦气体密度足够开始形成恒星。除非IMF异常地偏向低质量恒星，否则在恒星形成后，星团也应该通过光学发射线（如H_alpha）显示出明显的恒星形成迹象。这些观测信号应该很容易在附近宇宙中任何质量> 10^6 Msun、年龄<100 Myr的致密星团（半径为几pc）中观测到。这提供了一种直接测试球状星团形成模型的简单方法，该模型预测形成第二代恒星需要大的气体储备。事实上，没有这样的观测证据存在的问题，这种机制是否经常发生在星系的YMC在几十Mpc。
2015-01-06 astro-ph.GA
Reconciling observed and simulated stellar halo masses
我们使用宇宙学流体动力学模拟银河系质量的星系从消防项目评估各种战略估计星系的恒星晕的质量从深，集成光图像。我们发现很好的协议与集成光观测，如果我们模仿观测方法来测量质量的恒星晕通过选择区域的图像通过投影半径相对于磁盘规模的长度或其表面密度在恒星质量。然而，这些观测方法系统地低估了吸积恒星的组成部分，在我们的（和大多数）模拟中定义为在宿主星系外形成的恒星质量，高达十倍，因为吸积成分集中在中心，因此基本上被银河系盘所掩盖。此外，这些观测方法引入虚假的依赖关系的估计吸积恒星的恒星质量和大小的星系，可以模糊的趋势吸积恒星质量预测的宇宙学模拟，因为我们发现，在我们的模拟中的大小和形状的中央星系是不是强烈相关的组装历史的吸积恒星晕。这种影响仍然存在，无论星系被视为边缘或面对。我们表明，金属丰度或颜色信息可能提供一种方法，更干净地描绘在观测中的吸积星占主导地位的地区。在没有额外数据的情况下，我们警告说，仅从单波段图像中估计吸积恒星成分的质量应作为下限。
2019-11-04 astro-ph.GA
Metallicity of stars formed throughout the cosmic history based on the observational properties of star forming galaxies
金属丰度是决定恒星演化的重要因素之一。为了描述恒星星族的性质，我们需要知道在不同金属丰度下形成的恒星所占的比例。了解这一部分如何随时间演变是必要的，例如，估计任何恒星演化相关现象（例如，双致密物体合并，伽马射线暴）的发生率。这样的理论估计可能会遇到观测限制，以验证有关祖先系统演化导致某种瞬变的假设。然而，为了正确地进行比较，我们需要知道与假设的恒星形成历史和宇宙化学演化有关的不确定性。结合恒星形成星系的经验标度关系和其他观测性质，构造了不同金属丰度和红移下宇宙恒星形成率密度的分布。我们解决的问题，这种分布的不确定性，由于目前尚未解决的问题，如绝对金属丰度尺度，在恒星形成的扁平化-质量关系或低质量的星系质量函数结束。我们发现，在我们研究中考虑的极端情况之间，自z=3以来，金属丰度<10%太阳（>太阳）的恒星质量分数变化约18%（约26%）。这种不确定性主要来自于用不同方法获得的质量金属丰度关系的差异。我们面对我们的结果与当地的核心坍缩超新星观测。我们的模型是公开的。
2019-07-25 astro-ph.GA
The $HI$- and $H_{2}$-to-stellar mass correlations of late- and early-type galaxies and their consistency with the observational mass functions
我们编译和carrefully同质化本地星系的恒星，$\rm HI$和/或$\rm H_{2}$质量和形态的可用信息的样本。在对非气体探测的上限信息进行处理后，我们确定了晚型和早型星系的$\rm HI$ -和$\rm H_{2}$ -与恒星质量的关系及其$1σ$散射。所得到的关系拟合单或双幂律。晚型星系比早型星系更富含气体，特别是在高质量的时候。讨论了作为$M_{\ast}$的函数的相应的$\rm H_{2}$与$\rm HI$的质量比。此外，我们约束的$\rm HI$ -和$\rm H_{2}$ -恒星质量比的完整的质量相关的分布函数。我们发现，它们可以描述为一个Schechter函数的晚期类型和（破）Schechter +统一功能的早期类型。利用观测到的星系恒星质量函数和体积完整的晚早型星系比作为$M_{\ast}$的函数，将这些经验分布函数映射为$\rm HI$和$\rm H_{2}$质量函数。得到的质量函数是一致的，从大调查推断。本文给出的局部晚型和早型星系的气体-恒星质量关系及其分布可以用来约束星系演化的模型和模拟。
2018-06-29 astro-ph.GA
Redshift evolution of stellar mass versus gas fraction relation in 0<z<2 regime: observational constraint for galaxy formation models
结合CO文献数据，研究了星系分子气体质量分数（f_mol=M_mol/（M_star+M_mol），其中M_mol为分子气体质量，M_star为恒星质量）在0<z<2红移范围内随恒星质量的变化.我们观察到的fmol演化的恒星质量的依赖性，大质量的星系在很大程度上耗尽了它们的分子气体在z=1，而fmol值的质量较小的星系急剧下降，从z=1。我们比较了观测到的M_star-f_mol关系与宇宙学流体动力学模拟和半解析模型对星系形成的理论预测。虽然理论研究近似地再现了观测到的fmol演化的质量依赖性，但与观测值相比，它们往往低估了fmol值，特别是质量较小（<10^10 Msun）和质量较大（>10^11 Msun）的星系。我们的结果表明，重要的反馈模型，抑制恒星的形成，同时保留分子气体，以重现所观察到的M_star-f_mol关系。
2015-09-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Infrared Observational Manifestations of Young Dusty Super Star Clusters
越来越多的证据表明，核心坍缩的超新星是巨大的尘埃制造者，这使得年轻的大质量星团成为研究尘埃浸入热等离子体演化的理想实验室。在这里，我们解决随机注入的尘埃超新星，并遵循其演变，由于热溅射内的热和致密的等离子体所产生的年轻星团。根据这些考虑，尘埃颗粒通过与气体颗粒的随机碰撞而被加热，这导致红外光谱特征的出现。我们提出了依赖于时间的红外光谱能量分布，这是预期从年轻的星团。我们的研究结果是基于流体动力学计算，占随机注入的尘埃超新星。这些还考虑气体和尘埃辐射冷却，随机尘埃温度波动，出口的尘埃颗粒的集群体积由于集群风和随时间变化的粒度分布。
2015-11-11 astro-ph.GA
Radial distributions of arm-gas offsets as an observational test of spiral theories
根据旋臂的寿命，盘状星系中恒星旋臂的理论可以分为两类：准定态密度波理论认为旋臂是刚性旋转的、长寿命的，而动力学旋臂理论认为旋臂是微分旋转的、短暂的、周期性的。为了区分两个螺旋模型从观测，我们进行了流体动力学模拟与稳定和动态螺旋模型。稳定螺旋模型的流体动力学模拟表明，尘埃带相对于恒星旋臂的位置（以下称为旋臂-气体偏移）取决于半径，而不管螺旋的强度和螺距角以及星际介质（ISM）的模型如何。与此相反，我们发现，动态螺旋模型显示没有系统的径向依赖的臂气体偏移。臂-气体偏移径向轮廓法与其他检验方法一起，将有助于我们区分观测到的旋涡星系中的两种旋涡模型。
2015-05-12 astro-ph.GA
First observational evidence of a relation between globular clusters' internal rotation and stellar masses
本文利用Gaia DR3数据，首次在球状星团47 Tuc和M 5中观测到了内部自转速度随恒星质量增大而增强的自转-质量关系，但在动力学最年轻的ω Cen中未检测到该趋势。
2023-03-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Universal Vertical Stellar Density Distribution Law for the Galaxy
对于绝对星等为（5，6），（6，7）和[5，10]的恒星，我们将观测到的距银道面垂直方向8 kpc的对数空间密度简化为单一的指数密度律，这些恒星位于$#$ 0952+5245和SA 114区域。密度定律的二次表达式中的三个参数之一对应于具有绝对星等的恒星的局部空间密度。不需要对scaleheights或人口类型进行任何定义。我们证实了我们的银河系的非离散薄和厚盘的参数，并提出了一个单一的结构，从银道面几千秒差距。用该定律计算的ELAIS场的对数空间密度与观测值相符合。然而，对于同一个场，两组经典星系模型参数产生的对数空间密度与观测值有相当大的偏差。
2009-09-15 astro-ph.GA
The optimally-sampled galaxy-wide stellar initial mass function - Observational tests and the publicly available GalIMF code
在这里，我们提出了一个完整的描述的综合星系范围内的初始质量函数（IGIMF）理论的最佳采样，并与现有的观测进行比较。最佳采样是我们用来离散成恒星质量的IMF确定性的方法。有证据表明，自然界可能更接近于确定性抽样，因为观测表明，各种相关观测值的分散度比随机抽样要小，这可能是由于恒星形成过程中的高度自我调节。在各种假设下的IGIMF的变化记录。IGIMF理论的结果与星团总质量与最大质量恒星质量之间的经验关系以及星系恒星形成率（SFR）与最大质量星系团质量之间的经验关系是一致的。特别是，我们注意到一个自然的协议与国际货币基金组织的幂律指数和星系的SFR之间的经验关系。IGIMF也导致了星系的SFR和其最大质量恒星的质量之间的关系，如果没有双星，SFR为$<10^{-4}$ M $_\odot$ /yr的星系应该没有II型超新星事件。此外，初始恒星质量的特定列表在恒星系统的数值模拟中也很有用。这是第一次，我们展示了最佳采样的银河系范围内的IMF（OSGIMF），它模仿了IGIMF的一个额外的锯齿状功能。最后，提供了一个Python模块GalIMF，允许计算IGIMF和OSGIMF依赖于银河系范围的SFR和金属丰度。
2017-07-17 astro-ph.GA
Observational constraints on the stellar recycled gas in active galactic nuclei feeding
本文通过近红外长缝光谱对比低光度AGN与对照样本的恒星族，发现AGN具有更年轻的核区恒星族和更高的近期恒星再循环质量，表明死亡恒星的再循环气体足以供给AGN，为相关供料模型提供了观测约束。
2024-05-01 astro-ph.GA
Binary Population and Spectral Synthesis Version 2.1: construction, observational verification and new results
双星星族和光谱合成（BPASS）恒星演化模型和合成的恒星星族提供了一个框架，用于对来自遥远恒星星族的积分光和附近恒星族的详细性质进行物理分析。我们提出了一个新的版本2.1的数据发布这些模型，详细介绍了BPASS采用的方法，其中二进制质量转移及其对恒星演化途径的影响，以及简单的恒星星族的建设。我们展示了最新的BPASS模型套件的关键测试，证明了它能够再现分辨的恒星星族的颜色和衍生性质，包括约束良好的食双星。我们认为观测的大质量恒星类型的比例和恒星残余质量的分布的限制。我们描述了我们的模型中的超新星祖先的识别，并表现出良好的协议所观察到的祖先的属性。我们还测试了我们的模型对光度和光谱观测未解决的恒星星族，无论是在本地和遥远的宇宙，发现二进制模型提供了一个自洽的解释观测星系的性质在一个广泛的红移范围。最后，我们仔细描述了我们的模型的局限性，以及我们希望在未来版本中看到显着改进的领域。
2017-10-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gas and Stellar Motions and Observational Signatures of Co-Rotating Spiral Arms
我们已经观察到我们的N体/平滑粒子流体动力学模拟银河系大小的棒旋星系的快照，以类似的方式，我们可以观察银河系。模拟的星系显示了一个共同旋转的螺旋臂，即螺旋臂以与圆周速度相同的速度旋转。我们观察到气体和恒星的旋转和径向速度是从我们假设的观察者位置到圆盘平面上三条视线（l，b）=（90，0），（120，0）和（150，0）度的距离的函数。我们发现，由于径向迁移，恒星倾向于在旋臂后面（前面）旋转得更慢（更快），并向外（向内）移动。然而，由于它们的震中运动，我们看到了绕旋臂的旋转和径向速度的变化，另一方面，由于径向迁移，冷气体成分在旋臂后面（前面）表现出更明显的旋转慢（快）和向外（向内）移动的趋势。我们将结果与Reid等人（2014）的脉泽源的速度进行了比较，发现观测数据在l = 120度的螺旋臂预期位置周围的旋转速度显示出类似的趋势。我们还比较了径向速度的分布，从当地标准的休息，V_LSR，与APOGEE数据在l = 90度作为一个例子。
2014-06-25 astro-ph.GA
Stellar Feedback in the Star Formation-Gas Density Relation: Comparison between Simulations and Observations
本文通过含不同恒星反馈方案的MHD数值模拟，研究恒星反馈对Kennicutt-Schmidt定律和恒星形成效率的影响，发现观测偏差会导致SFR被低估，而模拟物理机制足以解释观测值。
2023-11-30 astro-ph.GA
The masses and metallicities of stellar haloes reflect galactic merger histories
有越来越多的观测和理论证据表明，对于具有银河系恒星质量的星系，金属丰度和恒星晕质量之间存在相关性。使用的插图宇宙流体动力学模拟，我们发现，这种关系的出现，因为一个单一的大规模的大规模祖贡献的大部分质量的吸积恒星组件，以及设置其金属丰度。此外，在Illustris模拟中，这种关系在中央星系的吸积恒星质量中延伸了3个数量级。我们发现，对于银河系般的质量星系，吸积金属丰度在一个固定的吸积恒星质量的分散编码的信息占主导地位的吸积祖恒星质量，而径向密度和金属丰度梯度的吸积恒星组件编码的信息占主导地位的祖吸积的时间。我们证明，对于银河系般的质量星系，Illustris模拟预测，总吸积恒星成分的金属丰度和恒星质量可以重建从沿短轴边缘盘星系的恒星晕的孔径测量。这些相关性突出了恒星晕观测研究的潜力，以量化我们对星系生长历史中最主要事件的理解。我们探索我们的模型的影响，我们的银河系，M31和NGC 5128的吸积历史的理解。特别是，一个相对较晚的大规模吸积有利于M31，此外，我们提供了第一个估计的吸积恒星质量的NGC 5128。
2017-11-27 astro-ph.GA
Observational constraints to boxy/peanut bulge formation time
Boxy/peanut bulges被认为是与棒相同的恒星结构的一部分，两者都可以通过屈曲不稳定性联系起来。银河系是最接近我们的例子。这封信的目的是确定不同组成部分的质量组合是否在它们的恒星星族中留下了印记，从而可以估计棒形成及其演化的时间。为了这个目的，我们使用积分场光谱，推导出恒星的年龄分布，SAD，沿酒吧和光盘的NGC 6032。该分析清楚地显示了不同酒吧区域的不同SAD。整个星系都有一个潜在的老（>=12 Gyr）恒星星族。突出部分显示了恒星的形成时刻都在发生。内棒结构显示年龄大于6 Gyrs的恒星，缺乏年轻的人口。外杆区域呈现与椎间盘相似的SAD。为了解释我们的结果，我们使用一个通用的数值模拟的棒星系。因此，我们约束，第一次，时代的酒吧形成，屈曲不稳定期和后方的增长从光盘材料。我们确定NGC 6032的棒是古老的，形成于大约10 Gyr前，而屈曲阶段可能发生在大约8 Gyr前。所有这些结果都表明，即使在气体存在的情况下，棒也是持久的。
2017-06-02 astro-ph.GA
SDSS-IV MaNGA: Stellar Population Gradients Within Barred Galaxies
星系中的棒被认为刺激了物质的流入和沿着它们的径向混合。然而，迄今为止，这种混合的观测证据还没有定论，限制了对酒吧对星系演化影响的评估。我们现在使用的结果从MaNGA积分场光谱调查，沿酒吧和酒吧外的128个强棒星系的径向恒星年龄和金属丰度梯度。我们发现，年龄和金属丰度梯度是平坦的，在几乎所有的棒星系的棒区域相比，在相同的半径相应的磁盘区域。我们的研究结果再次强调了一个关键的事实，即通过方位平均积分场光谱数据失去了重要的信息，从非轴对称星系的组成部分，如酒吧和螺旋臂。我们解释我们的结果作为观测证据，酒吧径向混合材料在星系中的所有恒星质量，并为所有酒吧的形态和演化阶段。
2019-06-03 astro-ph.GA
Evolution of the Stellar Mass Tully-Fisher Relation in Disk Galaxy Merger Simulations
有一个大的观测散射向低速度的恒星质量塔利-费舍尔关系，如果扰动和紧凑的对象包括在内。然而，如果用$\rm S_{\rm 0.5}$代替旋转速度，则可以消除这种散射，$\rm S_{\rm 0.5}$是一个包括与旋转速度正交的速度色散项的量。在这项工作中，我们使用了一个大型的流体动力学N体星系合并模拟，探索一个可能的机制，创造所观察到的关系。使用模拟观测的模拟，我们测试的观测效果的存在，并探讨$\rm S_{\rm 0.5}$和星系的内在属性之间的关系。我们发现星系合并可以解释TF中的散射以及紧密的$\rm S_{\rm 0.5}$ -恒星质量关系。此外，$\rm S_{\rm 0.5}$与星系的总中心质量相关，包括由于暗物质的贡献。
2009-12-03 astro-ph.GA
Observational hints for radial migration in disc galaxies from CALIFA
背景：根据数值模拟，恒星并不总是保持在它们诞生时的银河系中心距离，而是会迁移。这种径向迁移在塑造星系光分布方面的重要性仍然不清楚。然而，如果它确实很重要，那么具有不同表面亮度（SB）轮廓的星系在它们的恒星星族属性上一定会显示出差异。目标：通过比较不同SB分布星系的内部颜色、年龄和金属丰度梯度，我们研究了径向迁移对光分布和径向恒星含量的作用。我们定义这些内部部分，避免凸起和酒吧地区和大约三个光盘规模的长度（I型，纯指数）或断裂半径（II型，向下弯曲; III型，向上弯曲）。方法：我们分析了214个螺旋星系的CALIFA调查涵盖不同的SB配置文件。我们利用GASP 2D和SDSS数据来描述它们的光分布，并获得颜色轮廓。恒星年龄和金属丰度的配置文件使用的方法的基础上全谱拟合技术（pPXF，GANDALF，STECKMAP）的IFS CALIFA数据计算。结果如下：由Kolmogorov-Smirnov检验和Anderson-Darling检验表明，不同SB剖面的星系内部的颜色、恒星年龄和恒星金属丰度梯度的分布是不同的。我们发现一个趋势，其中II型星系显示所有和III型最浅的最陡的配置文件，与I型星系显示中间的行为。结论：这些结果是一致的方案中，径向迁移是更有效的III型星系比I型系统与II型星系提出最低的径向迁移效率。在这种情况下，径向迁移混合恒星内容平坦的径向恒星属性和…[删节]
2017-05-05 astro-ph.GA
Observational studies of high-mass star formation
我们提出了一个高质量恒星形成的观测研究，主要是基于我们自己的研究。它包括在各种分子线和连续体中的高质量恒星形成区域的调查，对代表大质量恒星形成最早阶段的红外暗云的调查，对单个高质量恒星形成区域的详细研究，密集的核心和盘，以及相关的流出物。也讨论了这些地区的化学。
2022-11-28 astro-ph.GA
Observational evidence of galaxy assembly bias
我们分析了SDSS-III重子振荡光谱巡天（BOSS）中30万个恒星质量为$M_* \gtrsim 10^{11} M_{\odot}$的发光红星系（LRG）的光谱。通过研究它们的恒星形成历史，我们发现两条主要的演化路径在$z\sim0.55$汇聚成同一个静止星系群。快速生长的LRG在很早的时候就聚集了恒星质量的$80\%$（$z\sim5$），而缓慢生长的LRG在$z\sim1.5$达到了相同的进化状态。进一步的研究表明，它们在$\sim$ 1-30 Mpc尺度上的聚类特性在高显著性水平上也是不同的。对于给定的恒星质量阈值，快速增长的LRG被发现更强烈地聚集在整体更密集的大尺度结构环境中，而不是缓慢增长的系统。我们的研究结果意味着一个依赖于集群的恒星质量组装的历史（自然连接到相应的晕的质量形成历史）的一个均匀的人口类似的质量和颜色，这构成了一个强有力的观测证据星系组装的偏见。
2017-04-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Stellar Tidal Stream Survey
大质量星系和它们的矮卫星之间的合并和潮汐相互作用是拉姆达-冷暗物质宇宙学的基本预测。这些事件被认为影响了整个宇宙历史中的星系演化，并提供了重要的结构形成的观测诊断。本星系群中的恒星流是目前卫星中断的壮观证据。然而，在我们周围的宇宙中构建一个重要的潮汐流样本已经被证明是一个艰巨的观测挑战，它们对加深我们对星系形成的理解的潜力还有待实现。在过去的十年中，恒星潮汐流调查已经获得了附近银河系模拟星系的深，宽视场图像，使用机器人业余望远镜网络，首次揭示了它们晕中的各种大规模潮汐结构。我讨论了这个项目的主要成果和未来的计划进行动态研究发现的流。
2018-11-30 astro-ph.GA
Exotic populations in Globular Clusters: Blue Stragglers as tracers of the internal dynamical evolution of stellar systems
在本文中，我提出了一个概述的主要观测性质的一类特殊的外来物体（所谓的蓝色离散星，BSS）在银河系球状星团（GC）。在此基础上，讨论了BSS比频及其径向分布，并将此恒星星族作为GC内部动力学探针。特别是，BSS径向分布的形状已被发现是一个强大的示踪剂的恒星系统的动力学演化，从而允许定义一个经验的“时钟”能够测量的动力学年龄的恒星聚集从纯粹的观测性能。
2015-02-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Reproducing the Stellar Mass/Halo Mass Relation in Simulated LCDM Galaxies: Theory vs Observational Estimates
我们用完全宇宙学的LCDM高分辨率SPH + N-Body模拟方法研究了一个新的模拟场星系样本的当前恒星-晕质量比（SHM）随晕质量的变化，这些模拟包括对金属线冷却、尘埃和自屏蔽、H2基恒星形成和超新星驱动气体外流的显式处理。这18个模拟的晕的质量从10^8的几倍到近10^12太阳质量不等。在z=0时，我们模拟的星系具有场星系典型的重子含量和形态。在2.2 x 10^3到4.5 x 10^10太阳质量的恒星质量范围内，我们发现模拟中的SHM比率与Moster等人（2012）提出的统计Abstraction Matching Technique的当前预测非常一致。与过去的模拟相比，这种改进是由于许多系统因素，每个因素都降低了SHM比率：1）气体流出，降低了整体SF效率，但允许形成冷气体成分2）使用人工观测和类似于观测中使用的测光技术估计模拟星系的恒星质量3）考虑系统，由于忽略了宇宙时间内的重子损失，在仅使用DM的模拟中，总晕质量被高估了30%。我们的分析表明，基于光度星等的恒星质量估计可能会低估旧恒星星族对总恒星质量的贡献，导致单个星系的恒星质量误差高达50%。这些结果强调了使用适当的技术来比较模拟与观测的重要性，并减少了星系形成模型和真实星系中恒星形成效率之间的紧张关系。
2012-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Maximum likelihood estimation of local stellar kinematics
上下文恒星样本的平均速度和速度频散等运动学数据是研究银河系结构和演化的有用工具。然而，观测数据往往是不完整的（例如，缺少运动的径向分量）并且可能具有显著的观测误差。例如，盖亚观测到的大多数暗淡恒星将不会测量它们的径向速度。目标。我们的目标是制定和测试一个新的极大似然方法来估计运动学参数的局部恒星样本时，只有横向速度是已知的（从松弛和自行）。方法.使用合成生成的数据以及真实数据（基于日内瓦-哥本哈根调查）进行数值模拟，以研究该方法的统计特性（偏差，精度），并将其性能与Dehnen和Binney（1998）描述的更简单的“投影方法”进行比较。结果极大似然方法给出了更正确的估计的色散时，观测误差是重要的，并保证一个正定的色散矩阵，这是不总是得到与投影方法。可能的扩展和改进的方法进行了讨论。
2013-02-16 astro-ph.GA astro-ph.IM
Observational Support for Massive Black Hole Formation Driven by Runaway Stellar Collisions in Galactic Nuclei
在这里，我们探讨了大规模的黑洞形成恒星碰撞驱动的星系核的情况下，提出了一个新的形成制度的全球不稳定性的核星团失控恒星碰撞触发。使用数量级估计，我们发现，观察到的核星团避免恒星碰撞的制度是动态相关的整个系统，而解决检测大规模黑洞是这样的碰撞为主的制度。我们解释这一结果的大质量黑洞和核星团是一个共同的形成机制不同的演化路径，统一的标准术语下，都是中心的大质量物体。我们提出了一个形成的情况下，中央大质量的物体质量比$\rm \sim 10^8 \, Msun$，这也有弛豫时间长，他们的碰撞时间，将过于密集（维里平衡）是全球稳定的恒星碰撞和大部分的质量将崩溃对形成一个大规模的黑洞。实际上，这只会发生在密度较低的中心质量天体的核心，导致形成具有低得多的黑洞效率$\rm ε_{BH} = \frac{M_{BH}}{M_{CMO}}$的黑洞，对于质量比$\rm \sim 10^7 \, Msun$大的中心质量天体，这些效率$\rm ε_{BH}$急剧增加，接近$\rm M_{CMO} \sim 10^8 \, Msun$周围的1。我们表明，提出的方案成功地解释了大质量黑洞和核星团之间质量、效率和标度关系的相对趋势。
2020-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Old-Aged Stellar Population Distance Indicators
古老的恒星距离指示器存在于所有的银河系结构（晕，凸起，盘）和所有哈勃类型的星系中，因此，是理解我们宇宙的非常强大的工具。在这里，我们提出了一个全面的审查三个主要的标准蜡烛从人口II：（i）RR天琴座型变量（RRL），（ii）II型造父变星（T2C），（iii）的尖端红巨星分支（TRGB）。这些距离指标的发现和使用被置于历史背景中，然后描述其理论基础并展示其在多个波长上的观测应用。描述了建立每一标准烛光绝对刻度的方法，并讨论了观测系统学。最后，我们期待着在未来十年内预期的一套新的观测设施，这些都有一个更广泛的波长覆盖范围和更大的孔径比目前的设施。我们预计未来的进步，我们的理论理解和观测应用这些恒星星族，因为它们适用于银河系和河外距离尺度。
2018-08-28 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Characterizing the formation history of Milky Way-like stellar haloes with model emulators
我们使用半解析模型ChemTreeN，再加上宇宙学的N体模拟，探索不同的星系形成的历史可以影响银河系类星系的恒星晕和他们的卫星人口的观测特性。高斯过程用于生成模型仿真器，其允许在p维输入参数空间的任何位置处统计地估计期望的模型输出集合。这使得人们能够比其他方式更快地探索整个输入参数空间的数量级。使用模拟观测数据集生成的ChemTreeN本身，我们表明，它是可以成功地恢复用于生成模拟观测值的输入参数向量，如果合并历史的主机晕是已知的。然而，我们的研究结果表明，对于一个给定的观测数据集的“最佳拟合”参数的确定是非常容易受到特定的合并历史的主机。非常不同的晕合并历史可以重现相同的观测数据集，如果“最佳拟合”参数允许从历史到历史的变化。因此，使用这些技术来描述银河系形成历史的尝试必须进行统计，分析高分辨率N体模拟的大样本。
2012-09-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Characterizing Ultraviolet and Infrared Observational Properties for Galaxies. I. Influences of Dust Attenuation and Stellar Population Age
红外-紫外光度比与紫外颜色之间的相关性，即IRX-UV关系，被认为是校正河外尘埃衰减的普遍方法。然而，在正常星系中发现的这种关系相当分散，使其可用性变得复杂。为了探讨色散的原因，本文选择了五个邻近的旋涡星系，并结合紫外和红外成像数据对每个星系进行了空间分辨研究。我们测量每个星系内的所有位置，并将提取的区域划分为年轻和进化的恒星星族。通过这种方法，我们试图发现尘埃衰减和恒星星族年龄对单个星系IRX-UV关系的单独影响。在这项工作中，除了尘埃衰减，恒星星族年龄被解释为另一个参数的IRX-UV函数，和恒星形成历史的多样性，建议分散年龄的影响。与此同时，强有力的证据表明，在解释观测数据时需要更多的参数，如衰减/消光定律的变化。不同组分对星系积分亮度的分数贡献表明，对不同星族的星系进行积分测量会减弱年龄参数对IRX-UV图的影响。IRX-UV关系对星系的光度和径向距离的依赖性呈现出微弱的趋势，这提供了选择性效应的暗示。的二维地图的紫外线的颜色和红外-紫外线的比例显示，并显示在星系中的两个参数之间的空间分布的差异，这提供了一个空间的解释的IRX-UV关系的散射。
2012-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
An observational testbed for cosmological zoom-in simulations: constraining stellar migration in the solar cylinder using asteroseismology
大规模的恒星调查，加上最近在银河系质量星系形成的磁流体动力学模拟方面的发展，为揭示推动银河系演化的物理过程提供了一个无与伦比的机会。我们开发了一个框架，以无偏的方式比较各种参数与其相应的模拟预测，同时考虑到恒星调查的选择功能。我们将这个框架应用于7000多颗恒星的样本，其中包含可用的小行星地震、光谱和天体测量数据，以及御夫座项目的6个模拟。我们发现，一些模拟能够产生丰富的二分法在$[{\rm Fe}/{\rm H}]-[α/{\rm Fe}]$平面看起来定性相似的观测。它们的速度分布的峰值与观测数据相当吻合，但它们预测的分布和垂直速度弥散的尾部更热的运动学。假设我们的模拟样本是代表银河系类星系，我们把2.21和3.70千秒差距的径向迁移的年轻（$< 4$陀螺仪）和老年（$\in [4, 8]$陀螺仪）恒星星族在太阳圆柱体。作为年龄的函数的观测和模拟的金属丰度分散之间的比较进一步限制迁移到约1.97和2.91千秒差距的年轻人和老年人。这些结果证明了我们的技术将数值模拟与高维数据集进行比较的能力，并为使用更广泛的TESS星震数据以及未来几代模拟来约束湍流，恒星形成和反馈过程的子网格模型铺平了道路。
2021-06-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Linking Young Stellar Object Morphology to Evolutionary Stages with Self-Organizing Maps
Universität Wien（维也纳大学）；Natural History Museum Vienna（维也纳自然历史博物馆）；Université de Genève（日内瓦大学）；Konkoly Observatory, Research Centre for Astronomy and Earth Sciences, Hungarian Research Network (HUN-REN)（孔科利天文台，匈牙利研究网络（HUN-REN）地球与天文学研究中心）；CSFK, MTA Centre of Excellence（MTA卓越中心天文研究所）；Department of Experimental Physics, Institute of Physics, University of Szeged（塞格德大学物理学院实验物理系）；HITS gGmbH（海德堡理论研究所）
本研究利用自组织映射算法分析年轻恒星对象的形态，将其与观测分类联系，为未来光谱-形态分类奠定基础。
2025-09-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The stochastic nature of stellar population modelling
自20世纪70年代初以来，恒星星族模型一直是通过观测积分光来理解未解系统物理的基本工具之一。模型使我们能够将一个系统的综合光谱（或颜色）与组成它的恒星的演化状态联系起来，从而推断出这个系统是如何从它的形成演化到现在的阶段的。平均而言，观测数据遵循模型预测，但具有一定的分散性，因此具有相同物理参数（年龄，金属丰度，总质量）的系统会产生各种综合光谱。一个星系中的恒星越少，散射就越大。这种散射有时比观测误差大得多，反映了它的物理性质。这种情况导致了近年来（特别是自2010年以来）恒星星族蒙特卡罗模型的发展。一些作者提出，这样的模型是更现实的比国家的最先进的标准的合成代码，产生的平均分布的蒙特卡罗模型。在这篇评论中，我表明，这两个建模策略实际上是等价的，而且它们并不相互对立。它们只是描述恒星星族模型中固有的概率分布的不同方式。我展示了每种策略的优点和局限性，以及它们如何相互补充。我还显示的概率描述的恒星星族的应用模型，以高分辨率观测设施获得的观测数据的影响。最后，我概述了一些可能的发展，可以实现在恒星星族建模在不久的将来。打开你的窗户，在一个晴朗的夜晚看看夜空。
2013-11-29 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Extensive Observational Evidence for Massive Star Stellar Wind Variability at Low Metallicities: implications for mass-loss rate determination
University College London（伦敦大学学院）；Space Science Institute（太空科学研究所）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）
研究通过紫外光谱观测揭示低金属licity环境中恒星风变异性，发现质量损失率确定存在约45%的固有不确定性，并指出现有模型对喷流中窄吸收成分的考虑不足。
2025-12-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
From Particles to Pixels: How many particles do I really need to construct stellar kinematic mock observational measurements?
本研究通过N体模拟和SimSpin代码，探讨了构建星系模拟观测所需的最小粒子数，提出每像素至少200个粒子以避免速度弥散低估，并引入Voronoi分箱以满足要求。
2024-11-06 astro-ph.GA astro-ph.IM
Evidence that Mass Loss on the Red Giant Branch Decreases with Metallicity
本文利用年龄-速度弥散关系和红巨星下质量边界构建观测等龄线，并结合Kepler样本与疏散星团数据，发现红巨星支积分质量损失随金属丰度增加而减小，对现有恒星演化模型中的质量损失方案提出挑战。
2025-09-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Role of Stellar Feedback in the Dynamics of HII Regions
恒星反馈经常被认为是当今星系形成模型中最大的不确定性。这种不确定性源于观测约束的缺乏，以及反馈发生的小尺度（<1 pc）和由这种反馈塑造的大尺度星系（>1 kpc）之间的巨大动态范围。为了弥合这一鸿沟，本文的目标是通过观测评估恒星反馈在HII区域中尺度的作用。特别是，我们采用多波长的数据来检查几个恒星的反馈机制，在32个HII地区的大，小麦哲伦云（LMC和SMC，分别）的样本。使用光学、红外、无线电和X射线图像，我们测量了直接恒星辐射、尘埃处理辐射、温暖的电离气体和热X射线发射气体施加在壳层上的压力。我们发现，温暖的电离气体占主导地位的其他条款在所有的来源，虽然有两个可比的尘埃处理的辐射压力，他们的温暖的气体压力。热气体压力相对较弱，而直接辐射压力比其他项低1-2个数量级。我们讨论了这些结果的影响，特别是突出的证据热气体泄漏的HII壳和关于动量沉积从尘埃处理辐射的温暖的气体。此外，我们强调，类似的观测工作应该在非常年轻的HII区，以测试是否直接辐射压力和热气体可以驱动的动力学在早期。
2014-09-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Realistic mock observations of the sizes and stellar mass surface densities of massive galaxies in FIRE-2 zoom-in simulations
星系大小-恒星质量关系和中心表面密度-恒星质量关系是星系形成模型的观测约束。然而，由于各种观测效应，从观测到的恒星辐射推断星系的物理大小是不平凡的。因此，需要从模拟中对基于光的尺寸进行前向建模。在这项工作中，我们使用{ \skirt }尘埃辐射传输代码生成合成观测的大质量星系（$M_{*}\sim10^{11}\,\rm{M_{\odot}}$在$z=2$，主办的质量晕$M_{\rm{halo}}\sim10^{12.5}\,\rm{M_{\odot}}$）从高分辨率宇宙学放大模拟的一部分，反馈在现实环境（FIRE）项目。在本文中使用的模拟包括明确的恒星反馈，但没有活动星系核（AGN）的反馈。从每个模拟观测，我们推断的有效半径（$R_e$），以及在此半径和$1\,\rm{kpc}$（$Σ_e$和$Σ_1$，分别）内的恒星质量表面密度。我们首先研究如何以及内禀半质量半径和恒星质量表面密度可以推断出从观测。预测的尺寸和表面密度在两个固有值的因子内。然后，我们比较我们的预测所观察到的大小质量关系和$Σ_1-M_\star$和$Σ_e-M_\star$的关系。在$z\gtrsim2$，模拟的大质量星系与观测的标度关系基本一致。在$z\lesssim2$，它们演化得过于紧凑，但仍在形成恒星，在恒星质量和红移范围内，其中许多应该被淬灭。我们的研究结果表明，一些额外的反馈源，如活动星系核驱动的外…
2020-12-01 astro-ph.GA astro-ph.HE
Stellar Encounter Rate in Galactic Globular Clusters
球状星团核心的高恒星密度导致了显著的恒星相互作用。这些恒星间的相互作用可以产生包含致密天体及其后代的近距离双星质量传递系统，例如X射线双星和射电毫秒双星。比较这些系统的数量和不同集群中的相互作用速率，推动我们了解集群参数如何影响密近双星的产生。在本文中，我们估计恒星相遇率（伽马）的基础上观测数据的124个银河系球状星团，而不是以前采用的方法，假设“国王模型”的配置文件的所有集群。通过反投影星系团表面亮度轮廓来估计亮度密度轮廓，我们以相同的方式处理“国王模型”和“核心塌陷”星系团。此外，我们使用蒙特卡罗模拟调查的各种观测参数（距离，红化，表面亮度）的不确定性对伽玛的影响，产生的第一个目录GC恒星的遭遇率估计误差。将我们的结果与已发表的恒星相互作用的可能产物（X射线双星的数量，射电毫秒双星的数量和伽马射线光度）的观测结果进行比较，我们发现与已发表的结果既有明确的相关性，也有一些差异。
2013-02-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Spectroscopic and physical parameters of Galactic O-type stars. II. Observational constraints on projected rotational and extra broadening velocities as a function of fundamental parameters and stellar evolution
自转对大质量恒星的演化至关重要，然而，这些恒星的自转速度很难确定。基于我们自己的数据为31银河系O型星，并结合类似的数据，从文献中的86 OB超巨星，我们的目标是调查的性质的旋转和额外的线加宽作为恒星参数的函数，并在测试模型预测恒星旋转的演变。基本的恒星参数是通过程序FASTWIND确定的。投影的旋转和额外的增宽速度来自组合的Ft + GOF方法。先前发表的模型计算用于估计初始进化质量。最小值大于50 Msun的样本O星的自转速度小于其分裂速度的26%，并且它们也没有v sin i小于50 km/s的天体。对于Minit> 35 Msun的双稳态跃迁较热一侧的恒星，观测和预测的旋转速率相当一致;对于跃迁较冷一侧的恒星，测量的速度系统地高于预测的速度。在一般情况下，推导出的额外的加宽速度减少向冷却器Teff，而在以后的演化阶段，他们出现，在相同的v sin我，高质量的恒星比低质量的。没有一颗样本星显示出超过110 km/s的额外增宽速度。对于大多数更大质量的恒星，额外的增宽要么占主导地位，要么与旋转激烈竞争。结论：对于太阳金属丰度的OB星，额外的增宽是重要的，必须在分析中考虑。当出现在或接近零年龄的主序星时，大多数单个和更大质量的恒星旋转速度比以前认为的要慢。对炽热大质量恒星自转演化的模型预测可能需要更新。
2013-10-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Supersize me! Jets from massive young stellar objects
这篇简短的评论探讨了最近获得的高质量年轻恒星天体（HMYSO）驱动的喷流的观测结果。审查的数据范围从近红外到无线电波长，特别强调红外制度，并提出了与未来的观测前景，可实现新的或即将到来的设施。
2018-07-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
An empirical model to form and evolve galaxies in dark matter halos
基于不同质量晕中星系的恒星形成历史，我们发展了一个暗晕中星系生长的经验模型。这个模型的成分很少，其中任何一个都可以与观测数据相关联，从而进行有效的评估。通过将该模型应用于一个非常高分辨率的宇宙学$N$体模拟，我们预测了一些星系的属性是一个非常好的匹配相关的观测数据。也就是说，无论是中心星系还是卫星星系，直到红移$z\simeq4$的星系恒星质量函数（SMF）和本地宇宙中的条件恒星质量函数（CSMF）都与观测值符合得很好。此外，2点相关性是很好的预测，在不同的恒星质量范围内探索我们的模型。此外，将恒星星族合成模型应用于我们的恒星组成与红移的关系后，我们发现在$^{0.1}u$，$^{0.1}g$，$^{0.1}r$，$^{0.1}i$和$^{0.1}z$波段的光度函数与SDSS观测结果相当一致，直到绝对星等为-17.0。SDSS条件光度函数（CLF）本身预测良好。最后，冷气体来自恒星形成率（SFR）预测HI气体质量在每个模拟星系。我们发现一个非常好的匹配观察到HI-恒星质量比。这些特征确保了这样的星系/气体目录可以用来产生可靠的模拟红移巡天。
2016-05-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Impact of LSST systematics on stellar-stream density fluctuations for dark matter
Université Grenoble Alpes（格勒诺布尔阿尔卑斯大学）；CNRS/IN2P3（法国国家科学研究中心/欧洲核子研究粒子物理研究所）；University of Washington（华盛顿大学）；University of Chicago（芝加哥大学）；Fermi National Accelerator Laboratory（费米国家加速器实验室）；Kavli Institute of Cosmological Physics, University of Chicago（芝加哥大学卡弗里宇宙物理学研究所）；Stanford University（斯坦福大学）；SLAC National Accelerator Laboratory（SLAC国家加速器实验室）；Université Clermont-Auvergne（克莱蒙奥弗涅大学）；University of Utah（犹他大学）
本研究通过前向建模和似然比分析，评估了LSST观测系统效应对恒星流密度波动探测暗物质的影响，发现灵敏度下降约5倍，最小可探测子晕质量升至约1e7太阳质量。
2026-09-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The full iron budget in simulated galaxy clusters: The chemistry between gas and stars
本研究基于Magneticum模拟分析448个星系团的气体与恒星铁预算，发现模拟中最大质量系统的铁分配较观测低近一个数量级，主因是恒星质量和恒星铁含量过高。
2025-05-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Some observational tests of a minimal galaxy formation model
暗物质模拟可以作为通过星系-暗物质联系创建星系历史的基础。在这里，Becker（2015）的一个这样的模型在三个不同的暗物质模拟中实现了几个变化。恒星质量和恒星形成率被分配给所有模拟的subhalos在任何时候，使用subhalo质量增益来确定恒星质量增益。所得到的星系分布的观测特性进行了比较，彼此和观测范围的红移从0-2。虽然许多星系分布似乎是合理的，但随着模拟、次晕质量增益定义或次晕质量定义的改变，存在着明显的差异，这表明模型应该随着这些属性的变化而改变。与观测的一致性可能会提高，包括红移的依赖性增加了由手随机贡献的恒星形成率。看起来也有过多的微弱的静止星系（也许部分是由于对静止的不同定义）。与Guo et al（2013）和Henriques et al（2015）的两个更具预测性和复杂性的半分析模型相比，这些模型的星系形成历史的集合往往在其平均历史（对于固定的最终恒星质量）周围具有更多的散射，并且需要更多的基础波动（使用PCA）来捕获其平均历史周围90%的散射。绘制模型预测的代码（在某些情况下与观测数据一起）可以在https://github.com/jdcphysics/validation上公开测试其他模拟目录。关于如何使用这些代码的信息在附录中。
2017-02-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
A newly discovered stellar type: dusty post-red giant branch stars in the Magellanic Clouds
背景：我们提出了一个新发现的低光度类，尘埃，在麦哲伦云的演变对象。这些物体有尘埃过剩，恒星参数和光谱能量分布类似的尘埃后渐近巨星分支（后AGB）的恒星。然而，它们的光度较低，因此质量较低。我们认为，由于二元相互作用，它们是从红巨星分支（RGB）而不是AGB进化而来的。目的：在这项研究中，我们的目标是将这些对象放在一个进化的背景下，并建立一个RGB二进制（如序列E变量）和我们的新样本的对象之间的进化连接。研究方法：我们将RGB双星后代的理论预测出生率与新样本物体的观测出生率进行了比较。结果：我们发现后RGB恒星的观测和预测出生率之间存在数量级的一致性。出生率的不确定性的来源进行了讨论，最重要的来源可能是观测的不完整性因素和后RGB的进化率。我们还注意到，合并是相对常见的低的RGB和恒星低的RGB与中红外过度可能最近经历了合并。结论：我们的样本尘埃后RGB星最有可能提供了第一个观测证据的一个新发现的阶段，在二进制的演变：后RGB二进制星周尘埃。
2016-01-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Redshift Evolution of the Relation between Stellar Mass, Star Formation Rate, and Gas Metallicity of Galaxies
利用Sloan数字巡天数据Release 7的星系样本，研究了星系的恒星质量（$M_\star$）、恒星形成率（SFR）和金属丰度（$Z$）之间的关系，即基本金属丰度关系。我们把星系分成窄的红移区间，比较了不同红移下的关系，发现了统计上显著的（$> 99$ %）演化。我们测试了各种可能导致看似$Z$演化的观测效应，发现仅用观测效应很难解释关系的演化。在当前的低红移星系样本中，从不同的红移采样到了具有不同$M_\star$和SFR的星系，并且在$M_\star$ /SFR和红移之间存在简并。因此，区分$Z$和SFR之间的关系与$Z$和红移之间的关系并不简单。从红移演化效应中分离出星系的内禀关系是理解星系演化的一个关键问题。
2012-10-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
