Galaxies Probing Galaxies in PRIMUS - I. Sample, Spectroscopy, and Characteristics of the z~0.5 MgII-Absorbing Circumgalactic Medium
背景类星体通过前景星系的视线光谱是研究环星系介质（CGM）的有效手段。然而，类星体是有效的点源，限制了它们限制环星系气体结构大小的潜力。在这里，我们提出了第一个大的Keck/LRIS和VLT/FORS 2光谱调查的明亮（B_AB <22.3）的背景星系的视线探针MgII 2796，2803吸收近投影的前景星系周围的CGM在横向距离10 kpc <R_perp <150 kpc。我们的72个投影对的样本来自PRISm多天体巡天（PRIMUS），包括48个没有明亮活动星系核的背景星系，以及恒星质量为9.0 <log M_*/M_sun <11.2，红移为0.35 <z_f/g <0.8的恒星形成和静止的前景星系。我们检测到与这些前景星系相关的MgII吸收，其等效宽度为0.25 Ang <W_2796，在20个R_perp <50 kpc的背景视线中具有2 σ显著性，并在另外11个近距离视线中将W_2796的2 σ上限设置为<0.5 Ang。< 2.6 Ang at >在R_perp <50 kpc的范围内，W_2796与R_perp的相关性很好，这与沿背景类星体视线探测到的MgII吸收的分析一致。在30 kpc <R_perp <50 kpc处，这些前景宿主的子样本在log M_*/M_sun = 9.9处显示出统计上不一致的W_2796分布，高M_…
2017-11-23 astro-ph.GA
The morphology and kinematics of neutral hydrogen in the vicinity of z=0 galaxies with Milky Way masses -- a study with the Illustris simulation
我们分析了120个星系周围的环星系气体（CGM）的性质与恒星和暗物质晕质量类似的银河系。我们着重讨论了中性氢的形态和运动学，以及它如何依赖于光学半径内气体与恒星质量之比f_g。在f_g> 0.1的富气体星系中，气体温度从晕中心向外缓慢上升到维里半径，平均中性气柱密度保持在10^19原子cm ^-2以上，半径为50-70 kpc。在f_g <0.1的贫气体星系中，气体温度在盘边缘外迅速上升到10^6 K，然后保持在100 kpc的半径。在半径为10 kpc的情况下，中性气体的柱密度迅速下降到10^19原子cm ^-2以下。中性气体的分布在贫气体星系中也更不对称。在Illustris模拟中，贫气体星系和富气体星系之间的大部分差异可以归因于“射电模式”AGN反馈的影响。在Illustris的模拟中，环星系气体被发现围绕星系中心相干旋转，最大旋转速度约为200 km/s。在富含气体的星系中，旋转气体的平均相干长度为40 kpc，而在缺乏气体的星系中为10 kpc。在大多数富含气体的系统中，CGM可以在70 - 100 kpc的尺度上相干旋转。我们讨论了我们的研究结果的背景下，最近的观测CGM在低质量星系通过紫外吸收线光谱和深21厘米的观测边缘上的螺旋星系。
2016-08-15 astro-ph.GA
Extraplanar gas in Edge-on Galaxies traced by SOFIA observations of [C II]
星系中局部恒星形成的爆发可以使物质从它们的中平面漂浮起来。螺旋星系的边缘可以清楚地分辨出悬浮在星系中平面外的物质。我们使用SOFIA测量了两个邻近的边缘星系NGC 891和NGC 5907的[C II] 157.7微米线发射的垂直分布。我们发现，在NGC 891北部的中心区域和活跃的恒星形成区域，以及NGC 5907，一个薄的（0.3 kpc）盘被一个指数尺度高度约为2 kpc的厚盘补充。[C II]比中红外辐射（0.1 kpc，追踪现今大质量恒星的形成）延伸得更远，但不如H I（100 kpc，追踪低金属量的环/星系间物质）。面外[C II]可能出现在连接盘和晕的烟囱壁中。
2020-08-30 astro-ph.GA
Spectral Energy Distribution Mapping of Two Elliptical Galaxies on sub-kpc scales
我们使用高分辨率的Herschel-PACS数据的2个附近的椭圆星系，IC 1459和NGC 2768来描述他们的尘埃和恒星的内容。IC 1459和NGC 2768的尘埃量在椭圆星系中是非常大的（1-3 x 10^5 Msun），这些尘埃也不是沿着恒星内容物分布的。利用从GALEX（紫外）到PACS（远红外）的数据，我们用CIGALEMC分析了这些星系的光谱能量分布（SED）作为投影位置的函数，在7.2”像素中合并图像。从这些分析中，我们得到了SED参数，如金属丰度，恒星质量，年轻恒星的分数和尘埃质量的地图。在我们的模型中，FIR图中大量的尘埃似乎与更大比例的年轻恒星有关，在尘埃区域可以达到4%。年轻的恒星星族被拟合为两个星系最近（~ 0.5 Gyr）的恒星形成短爆发。两个星系中心的金属丰度都很大，但椭圆星系的金属丰度随径向距离的增加而减小，且梯度很陡。
2016-11-03 astro-ph.GA
A 30 kpc Spatially Extended Clumpy and Asymmetric Galactic Outflow at z $\sim$ 1.7
我们的图像的空间范围内的冷星系流出与精细结构Fe II $^*$发射和共振Mg II发射引力透镜恒星形成星系在$z = 1.70347$。Fe II $^*$和Mg II（连续扣除）发射分别跨越$\sim$ 14.33 kpc和26.5 kpc的径向距离，Fe II $^*$发射的最大空间范围为$\sim$ 21 kpc，Mg II发射的最大空间范围为$\sim$ 30 kpc。Mg II残留排放是不均匀的，覆盖的总面积为$\sim$ 184 kpc $^2$，限制流出气体覆盖的最小面积为总面积的$\sim$ 13%。Mg II发射是不对称的，并且显示出$\sim$ 21%更多的沿下降方向延伸的发射。我们约束覆盖分数的Fe II $^*$和Mg II发射作为径向距离的函数，并与幂律模型表征它们。Mg II 2803发射线显示出两个运动学上不同的发射分量，并且可能对应于具有$Δv \sim$ 400 km/s的速度分离的流出气体的两个不同壳层。通过使用多幅图像与不同的放大倍率的星系在图像平面上，我们跟踪的Fe II $^*$，Mg II排放周围的三个独立的恒星形成区域。在所有的情况下，无论是铁II $^*$和镁II的排放量是更多的空间扩展相比，跟踪的[O II]排放的恒星形成区域。这些发现提供了强大的约束流出的气体的空间范围，并结合流出速度和柱密度测量将给出严格的约束质量流出率的星系…
2022-07-01 astro-ph.GA
Critical Stellar Central Densities Drive Galaxy Quenching in the Nearby Universe
我们研究了恒星形成的结构和环境对恒星质量与中心核密度（$Σ_{\rm 1\ kpc}$）的关系。我们研究了中心星系在稀疏的环境中，发现一个特征的人口平均$\rm Σ_{1\ kpc} \sim 10^9-10^{9.2}\ M_{\odot}\ kpc^{-2}$，以上淬火操作。这个$\rm Σ^{crit}_{1\ kpc}$仅仅微弱地依赖于恒星质量，这表明中央星系的质量淬灭与中央区域的过程比与整个星系的过程更密切相关。对于卫星，在一个给定的恒星质量，环境淬火似乎以类似的方式运作的质量淬火在中心，也开始从星系与高$\rm Σ_{1\ kpc}$低$\rm Σ_{1\ kpc}$，和$\rm Σ^{crit}_{1\ kpc}$成为强烈的质量依赖，特别是在密集的地区。这是因为：（1）在密度较大的区域，更多的低质量卫星被环境效应淬灭;（2）在恒星质量和环境固定的情况下，环境淬灭卫星平均具有较大的$Σ_{\rm 1\ kpc}$、$\rm M_{1\ kpc}/M_{\star}$和Sersic指数$n$，以及较小的尺寸。这些结果表明，在猝灭过程中，一些动力学过程改变了卫星的结构，或者具有较高$Σ_{\rm 1\ kpc}$的卫星更容易受到环境效应的影响。
2021-12-19 astro-ph.GA
Low frequency radio-FIR correlation in normal galaxies at ~1 kpc scales
本文研究了正常星系在~1 kpc尺度下的射电-远红外相关，其中同步辐射射电在λ90 cm（333 MHz）处的非热辐射与冷尘埃在λ70μm处的远红外辐射之间存在相关。的斜率的无线电-FIR相关性显着不同的手臂和臂间区域。然而，这种变化在λ20 cm（1.4 GHz）的较低波长下并不明显。我们发现臂中相关性的斜率为0.8 \pm 0.12，我们用它来确定均分磁场（B_{eq}）和气体密度（ρ_{gas}）之间的耦合为B_{eq} \propto ρ_{gas}^{0.51 \pm 0.12}。这与湍流ISM的MHD模拟预测的结果接近，前提是同一区域产生无线电和远红外发射。我们认为，在1千秒差距尺度上，这个条件是满足在1.4 GHz的无线电发射，并可能不满足在333 MHz。在臂间区域观测到的斜率变化可能是由333 MHz的低能（~1.5 GeV）和长寿命（~ 10^8年）宇宙射线电子的传播引起的。
2012-07-11 astro-ph.GA
Distribution of Cold ($\lesssim 300$K) Atomic Gas in Galaxies: Results from the GBT HI Absorption Survey Probing the Inner Halos ($ρ<20$kpc) of Low-z Galaxies
利用绿岸望远镜对低红移星系内晕中的冷原子氢（$\lesssim 300$ K）进行了吸收巡天。该调查旨在描述冷气体分布的特征，并解决冷凝-星系吸积的电离气体在星系盘内冷凝成冷气体的过程-发生的地方。我们的样本由16个碰撞参数为$\le$ 20 kpc的星系类星体对组成。我们探测到了与J 0958 +3222（NGC 3067）有关的HI吸收体和来自6个星系的HI辐射。在与星系J 0958 +3222和J1228+3706相关的SDSS数据中，我们还发现了两个\ion{Ca}{2}吸收系统，尽管样品不是基于吸收中金属的存在而选择的。我们对光深为$\ge 0.06$的HI吸收体的检出率为$\sim$ 7%。在J 0 95 8 + 32 2 2的视线探测中，冷HI相（$\lesssim$ 30 0 K）占总原子气体的44（$\pm$ 18）%.我们发现峰值光学深度和碰撞参数或恒星和HI半径归一化的碰撞参数，$ρ/\rm R_{90}$和$ρ/\rm R_{HI}$之间没有相关性。我们的结论是，在$ρ<< 20$ kpc处，流入气体冷凝成冷（$\lesssim$ 300 K）HI的过程发生。然而，中性气体的较暖相（T $\sim$ 1000 K）可以存在于更远的距离，如发射图所示。因此，从暖到冷的HI的凝聚过程很可能发生在电离到内晕中的暖HI，然后到非常靠近星系盘的冷HI的阶段。
2016-07-14 astro-ph.GA
Discovery of kpc-scale line emission in barred galaxies, not linked to AGN or star formation
我们提出了一个分析的光学线发射附近的棒星系，特别是看径向范围所占据的酒吧。在许多情况下，这一地区的特点是我们所谓的“恒星形成沙漠”，与一个显着的赤字HII地区的光学窄带H-α成像。在这里，我们提出的长缝光谱揭示，这些地区确实有线发射，但它是低水平的，空间平滑，几乎无处不在。H-α和光谱相邻的[NII]线在该地区的相对强度是完全不一致的，从那些与恒星形成区，并更接近匹配的预期'LINER'地区。我们从这些扩展的，kpc尺度的区域量化的总线发射，并确定虚假的贡献，它会使这些星系的恒星形成率，如果解释为正常的H-α发射。我们同意以前的研究，链接到旧的恒星星族，如后渐近巨星分支星，这种LINER发射，并提出这些强禁止早期型螺旋作为进一步测试这种发射的主要位置。
2015-04-15 astro-ph.GA
A Detection of the Environmental Dependence of the Sizes and Stellar Haloes of Massive Central Galaxies
我们使用~100平方度深（>28.5 mag arcsec $^{-2}$在i波段），高质量（中位数0.6 arcsec看到）的成像数据从超超级凸轮（HSC）的调查，以揭示晕质量依赖的表面质量密度分布和大质量星系的外部恒星包络。HSC巡天的i波段图像比斯隆数字巡天深4个星等，使我们能够直接追踪恒星质量分布到100 kpc，而不需要叠加。我们的结论是，在固定的恒星质量，恒星配置文件的大质量星系依赖于他们的暗物质晕的质量。平均而言，在质量晕为0.3 < z < 0.5的大质量中心星系中，$\log M_{\star, 100\ \mathrm{kpc}}>11.6$的内部恒星质量密度分布较浅（在10-20 kpc范围内），外部包络较明显。这些差异转化为质量大小关系的晕质量依赖性。在固定恒星质量下，具有$\log M_{\rm{Halo}}>14.0$的晕中的中央星系比具有$R_{\mathrm{50}}$的大20%左右。这种依赖性也反映在10和100千秒差距内的恒星质量之间的关系中。与质量-尺寸关系相比，$\log M_{\star, 100\ \rm{kpc}}$ - $\log M_{\star, 10\ \rm{kpc}}$关系避免了尺寸定义的模糊性，并且可以直接与模拟进行比较。我们的研究结果表明，从HSC的深层图像，我们可以量化晕质量和外部恒星晕之间的联系，这可能会提供新的大质…
2018-03-07 astro-ph.GA
Mapping dust attenuation and the 2175 Å bump at kpc scales in nearby galaxies
本文提出一种结合光谱与多波段测光测量星系尘埃衰减的新方法，并利用MaNGA等数据在千秒差距尺度上揭示衰减曲线斜率与2175 Å凸起的变化规律及其与恒星形成活动的关联。
2023-09-19 astro-ph.GA
Understanding the regulation of star formation within TNG100 galaxies on kpc-scales using machine learning I: Global versus local
Adelphi University（阿德菲大学）；Northeastern University（东北大学）；Florida International University（佛罗里达国际大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）
利用随机森林和XGBoost算法研究TNG100星系中恒星形成和熄灭的预测因素，发现黑洞质量主导熄灭预测，而局部恒星质量表面密度主导恒星形成预测。
2026-04-16 astro-ph.GA
Radio polarization and magnetic field structure in M 101
我们用Effelsberg望远镜观测了旋涡星系M101在6.2 cm和11.1 cm波长的射电连续辐射。我们利用这些数据来研究M 101的各种发射成分和磁场的性质。热辐射和非热辐射的分离表明，热辐射与螺旋臂密切相关，而非热辐射分布更平滑，表明宇宙射线电子从其起源地扩散。两个辐射的径向分布在R=16 kpc附近有一个突变，在那里它变陡到约5 kpc的指数尺度长度，这比R<16 kpc时小约2.5倍。偏振辐射的分布在R=12 kpc附近有一个很宽的最大值，超过R=16 kpc后，偏振辐射的分布也随着5 kpc标度长度的增加而减小。在R=16 kpc附近，M 101的结构似乎发生了重大变化，这也影响了随机和有序磁场的强度分布。超过R=16 kpc，两个场的径向尺度长度约为20 kpc，这意味着它们在R=70 kpc时减小到约0.3 μG，这是最大的光学范围。总场的均分强度从R<2kpc时的近10 μG到R=22-24 kpc时的4 μG。由于M 101中随机场占主导地位，因此与波长无关的偏振是主要的偏振机制。我们表明，高能事件造成的HI壳层的平均直径<625 pc可能是部分原因。在半径小于24 kpc时，随机磁场取决于单位面积的恒星形成率，幂律指数为0.28 ± 0.02。有序的磁场通常与螺旋臂对齐，螺旋臂的螺旋角比HI灯丝的螺旋角大约8°。
2016-01-22 astro-ph.GA
Suppression of Star Formation in Galaxy Pairs
基于SDSS星系对样本，研究发现晚型星系在宽距（200-350kpc）和紧密（<100kpc）星系对中恒星形成受抑，分别归因于星系一致性和伴星系热环星系介质影响。
2024-03-15 astro-ph.GA
The Extended Distribution of Baryons Around Galaxies
本文总结和重新分析了与星系重子缺失有关的观测结果，提出了一个关于L >~ L* 星系中晕气体的一致图象。探测到的热X射线发射晕的密度为50-70 kpc，其中M_hot（<50 kpc）通常为5E 9 Msun，密度为n \propto r^-3/2。当外推到R200时，气体质量与恒星质量相当，但大约一半的重子仍然没有进入热相。如果外推到1.9-3 R200，重子与暗物质的比值接近宇宙值。对于R 50 kpc来说，明显平坦的密度分布是不可能< 50 kpc and they are disfavored but not ruled out for R >的。对于银河系，当R < 50 kpc时，热晕金属丰度在0.3-1太阳的范围内。普朗克测量的热Sunyaev-Zeldovich效应对堆叠发光星系（主要是早期型）表明，他们的大多数重子是热的，接近维里温度，并延伸到R200以上。这种叠加的SZ信号比从M_* > 10^11.3 Msun的单个星系（主要是螺旋星系）的X射线观测中推断出的信号大了近一个数量级。这种差异表明，热晕的性质是不同的早期和晚期类型的星系，可能是由于不同的演化历史。对于在紫外吸收线研究中检测到的较冷的气体，我们认为有两种吸收种群：扩展晕;和磁盘扩展到~50千秒差距，包含大部分这种气体，质量比恒星质量低几倍。在21厘米高电离层观测和模拟中也可以看到这样的…
2018-03-23 astro-ph.GA
Clumpy and Extended Starbursts in the Brightest Unlensed Submillimeter Galaxies
利用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）获得的0.015”-0.05”（120 - 360 pc）860微米连续谱图像，研究了三个最亮的z=3-4亚毫米非透镜星系的中心结构。AzTEC 1和AzTEC 8中kpc的分布非常复杂，它们由多个~200 pc的团块组成。AzTEC 4由两个源组成，它们之间的距离约为1.5 kpc，这表明它是一个中期合并。在中央星团中，恒星形成率密度的峰值约为300 ~ 3000 Msun/yr/kpc ^[2]，这表明在爱丁顿极限附近存在着极端的恒星形成区域。通过比较ALMA和亚毫米阵列（SMA）获得的通量，我们发现在AzTEC 4和8中，68-90%的发射被扩展（> 1 kpc）。对于AzTEC 1，我们在扩展的3 - 4 kpc区域中确定了至少11个额外的紧凑（~200 pc）团块。总的来说，这里提供的数据表明，在< 150 pc尺度下观测到的光度表面密度与在局部ULIRGs中观测到的大致相似，如在Arp 220的东核。860微米的连续体中有10 - 30%集中在中心千秒差距的团块结构中，而剩余的通量分布在> 1千秒差距的区域，其中一些也可能是团块结构。这些来源可以用气体的快速流入来解释，例如富含气体的星系合并，周围环绕着扩展和cluerous星暴。然而，不排除冷模吸积模型。
2016-09-08 astro-ph.GA
Galaxy mergers up to z < 2.5 II: AGN incidence of merging galaxies at separations of 3-15 kpc
本文研究了活动星系核（AGN）在0.3<z<2.5的主要合并系统中的入射率。这个合并样本中的Galerkin预计分离在3到15 kpc之间，并且是使用峰值查找算法从CANDELS/3D-HST目录中选择的。活动星系核在合并和非合并的基础上确定其X射线发射，光学线，中红外颜色，和无线电发射。在有足够测量发现潜在活动星系核的星系中，我们发现合并中活动星系核的比例（16.4%）与非合并星系中的比例（15.4%）相似。在合并中，这个分数是通过假设，在未解决的观测，只有一个合并的星系是活动星系核源。分数之间的相似性可能是由于在高红移时冷气体的可用性更高，其中由于合并导致的过量核活动不如在低红移时重要。恒星形成星系比静止星系有更高的活动星系核发生率。特别是，合并中的星爆是活动星系核活动最常见的场所，因为它们具有较高的活动星系核分数和黑洞吸积率。我们发现黑洞吸积率和星系性质之间没有明显的相关性（即，恒星形成率，恒星质量）在合并和非合并。然而，合并似乎有一个更高的相关性与恒星的形成比非合并，这可能表明合并过程开始影响恒星的形成和活动星系核的活动，即使在这个预合并阶段。
2021-01-13 astro-ph.GA
Enigmatic emission structure around Mrk 783: cross-ionization of a companion in 100 kpc away
本文通过深度[OIII]成像和长狭缝光谱数据，揭示了窄线塞弗特1型星系Mrk 783周围14 kpc的双侧射电发射、41 kpc的潮汐特征电离及99 kpc外伴星盘面落入AGN电离锥的交叉电离现象，提出其可能是Hanny's Voorwerp precursor。
2023-11-20 astro-ph.GA
Young stellar population gradients in central cluster galaxies from NUV and optical spectroscopy
中央星系团星系是宇宙中最大、质量最大的星系。虽然它们拥有非常古老的恒星星族，但一些研究发现在一些BCGs中存在蓝色核心，表明正在进行恒星形成。本文分析了6个具有高中心速度色散（$σ$ >300 km/s）的邻近大质量中心星系在不同星系心距离上的VLT/X-Shooter叠加谱。我们量化的年轻恒星星族出4千秒差距拟合近紫外线和光学吸收线指数与预测的复合恒星星族模拟的老和年轻的恒星组件。我们还使用IMF敏感的指数，因为这些星系已被发现在其中心区域举办一个底部沉重的IMF。我们得到负的年轻恒星星族的梯度，与质量分数的恒星年龄小于1 Gyr减少与银河系的距离，从0.70%内0.8千秒差距为零超过2千秒差距。我们还测量了在最高的S/N中心区域的单个星系的年轻恒星的质量分数。所有的星系都有不到百分之一的年轻成分。我们的结果清楚地表明，在大质量的中央星系团星系中，恒星的形成发生在它们的星系核心（<2 kpc），其中，更深的引力势阱，能够保留更多的气体。在形成这些年轻恒星所需的气体的可能来源中，我们的结果与通过恒星演化的原位起源一致，这足以产生所观察到的年轻恒星星族。
2020-11-24 astro-ph.GA
On The Effect of Environment on Line Emission from the Circumgalactic Medium
我们测量的差异，从环星系介质，CGM，在不同的环境中的星系的发射线通量。这种差异可能是解释一系列取决于环境的星系特性的关键线索。使用大样本的堆叠档案光谱从斯隆数字巡天，我们发现，H $α$ + [N { \small II}]发射线通量从CGM在50千秒差距的$\sim$ L $^*$星系是较低的两个星系，位于$\sim$ 500千秒差距的投影距离从一个大规模的（$M_*>10^{11} M_\odot$）星系和星系在更丰富/更密集的环境。即使我们控制了星系的质量和形态，环境差异在统计上也是显著的。我们将这些观察结果解释为环境引起的扼杀的直接签名。我们提出了一个简单的，启发式的大质量的母星系的影响模型。在这个模型中，对于距离大质量星系700 kpc以内的星系，50 kpc以内的CGM冷气体分数显著降低，即使星系距离其大质量母星系500 kpc，也会有大约80%的冷气体被移除。然而，我们讨论了所观察到的行为的替代物理原因，并讨论了解决未决问题的方法。
2019-06-04 astro-ph.GA
Interacting galaxies in the IllustrisTNG simulations -- I: Triggered star formation in a cosmological context
我们使用IllustrisTNG宇宙流体动力学模拟来研究大质量星系$(M_* > 10^{10} M_\odot)$的特定恒星形成率（sSFR）如何依赖于与它们最近的同伴的距离。我们估计sSFR增强通过比较与控制样本匹配的红移，恒星质量，局部密度和隔离，我们限制我们的分析对恒星质量比为0.1至10。在小间距（~15 kpc）下，在旗舰（110.7 Mpc）$^3$模拟（TNG 100 -1）中，平均sSFR提高了2.0 $\pm$ 0.1倍。在（302.6 Mpc）$^3$模拟（TNG 300 -1）中，统计上显著的增强扩展到280 kpc的3D分离。我们在EAGLE和Illustris模拟中发现了类似的趋势，尽管它们的sSFR增强比TNG 100 -1中的sSFR增强低约两倍。在整个红移范围内（$0 \leq z < 1$）都可以看到IllustrisTNG星系的增强，对于有密切同伴的星系，增强的强度随着红移的增加而减少。为了与观测结果更接近地比较，我们单独考虑了在IllustrisTNG中星系之间的二维投影距离。我们检测到显着的sSFR增强到TNG 300 -1中260 kpc的预计分离，投影效应将增强的大小稀释了约20%，低于50 kpc。我们在TNG 100 -1和斯隆数字巡天星系中发现了类似的sSFR增强，增强延伸到$z < 0.2$的恒星形成星系的预计分离约150 kp…
2020-03-30 astro-ph.GA
The MASSIVE Survey XIV -- Stellar Velocity Profiles and Kinematic Misalignments from 200 pc to 20 kpc in Massive Early-type Galaxies
利用Gemini GMOS积分场摄谱仪（IFS）的高空间分辨率恒星速度图和McDonald Mitchell IFS的宽场速度图，研究了MASSIVE巡天中20个恒星质量为$M_* > 10^{11.7} M_\odot$的早型星系从$\sim 200$ pc到$\sim 20$ kpc的恒星速度剖面和运动学失调。虽然80%的星系有低自旋（$λ< 0.1$）和低旋转速度（$< 50$公里/秒）的中心区域和主体，我们发现一个不同的速度特征和失调角的范围。在18个具有可测中心运动轴的星系中，有10个星系的运动轴和测光主轴排列良好，另外8个星系的失准角从$15^\circ$到最大值$90^\circ$分布均匀。中心运动失调和星系自旋之间有很强的相关性，所有4个具有显著自旋的星系都有很好的运动学和光度轴，但只有43%的低自旋星系是很好的对齐。星系的中心轴和主体轴并不总是一致的。当两个运动学轴对齐（$\sim 60$ %的情况下），他们也与测光主轴对齐或正交。我们发现13个星系也表现出明显的本地运动学扭曲，和一个星系有一个反旋转的核心。一个多样化的组装历史组成的多个气体贫合并的各种祖质量比和轨道可能需要占主导地位的低自旋和广泛的中央和主体的速度功能，在这里报告的本地大规模ETG。
2020-01-29 astro-ph.GA
The haloes and environments of nearby galaxies (HERON) -- III. A 45 kpc spiral structure in the GLSB galaxy UGC 4599
本文利用HERON巡天8小时深场观测，在UGC 4599中发现延伸至45 kpc的双臂螺旋结构和70 kpc暗弱外盘，证明其并非Hoag's Object类似体，而是由气体纤维状吸积形成的GLSB星系。
2023-08-17 astro-ph.GA
A panchromatic spatially-resolved analysis of nearby galaxies -- I. Sub-kpc scale Main Sequence in grand-design spirals
本文分析了盘状星系（即主序星，MS）中恒星质量（M $_{\star}$）与恒星形成率（SFR）之间的空间分辨关系。所研究的样本包括八个邻近的正面大设计螺旋，例如高红移的后代，旋转支持的恒星形成星系。我们利用从紫外到远红外的23个波段的光度信息，从公开的DustPedia数据库中构建0.5-1.5 kpc亚银河尺度上恒星质量和恒星形成率的空间分辨地图，通过执行光谱能量分布拟合程序，该程序考虑了观测到的和遮蔽的恒星形成过程，在星系内部环境（凸起，旋臂，外围）的广泛范围内。对于超过3万个物理单元，我们导出了磁盘的每单位面积的局部空间分辨MS的定义，$\log(Σ_{SFR})$ = 0.82 log $(Σ_{*})$-8.69。这与使用H $α$线发射作为SFR示踪剂基于光学IFU的大部分近期结果一致。我们的工作扩展了在M $_{\star}$和SFR表面密度的较低灵敏度下的分析，高达因子$\sim$ 10。MS关系在不同的空间尺度上的自洽性，从亚星系到星系，以及与高红移星系获得的重新标度的相关性，清楚地证明了它的普遍性。
2020-02-11 astro-ph.GA
A Molecular Line Survey toward the Nearby Galaxies NGC 1068, NGC 253, and IC 342 at 3 mm with the Nobeyama 45-m Radio Telescope: Impact of an AGN on 1 kpc Scale Molecular Abundances
研究星系的化学组成与能量来源之间的关系对于理解星系演化过程具有重要意义。利用Nobeyama 45 m望远镜在3 mm波段对AGN宿主星系NGC 1068和典型的星暴星系NGC 253和IC 342进行了无偏的分子谱线测量。这种线巡天的优点是所获得的光谱具有单碟望远镜所获得的最高角分辨率。特别是，该望远镜的光束尺寸为~15”--19”，能够在空间上分离NGC 1068中的核分子发射和星暴环（d~30”）的发射。我们成功地在每个星系中探测到了大约23种分子，并计算了旋转温度和柱密度。我们估计了13 CO和CS分子的分子丰度分数，并在三个星系之间进行比较，以研究活动星系核环境的化学特征。结果，我们发现在1 kpc尺度上AGN周围分子丰度的明显趋势。与星暴星系相比，NGC 1068中HCN、H13 CN、CN、13 CN和HC 3 N的丰度更高，而CH 3CCH的丰度较低。高丰度的HCN、H13 CN和HC 3 N表明NGC 1068的环核盘处于高温环境中。未检测到CH 3CCH的原因可能是高能辐射的离解或CH 3CCH前体从颗粒中的较少升华。
2017-12-14 astro-ph.GA
Detection of a ~20 kpc coherent magnetic field in the outskirt of merging spirals: the Antennae galaxies
我们提出了一个研究的磁场性质的NGC 4038/9（"银河系“），最近的例子，一个后期合并的两个螺旋星系。宽带偏振观测使用卡尔G。Jansky甚大阵列在2和4 GHz之间。旋转测量综合和法拉第去极化分析进行探测磁场强度和结构的空间分辨率为$\sim1$ kpc。从南部潮汐尾部的高极化发射检测与内在的分数极化接近理论最大值（$0.62\pm0.18$），估计通过拟合法拉第去极化与同步辐射和法拉第旋转包含随机磁场的体积。磁场沿潮汐尾排列得很好，法拉第深度显示出大规模的平滑变化，保持其符号。这表明在天空平面上的场是规则的，高达$\sim20$ kpc，这是在银河系尺度上探测到的最大的规则场结构。潮汐尾中规则场的$\sim8.5~μ$ G的均分场强度在几百万年内达到，可能是由潮汐相互作用期间星系盘场拉伸4- 9倍产生的。在潮汐尾部，规则场强大于湍流场强。研究结果表明，虽然合并体内部的磁场以$\sim20~μ$ G级的强湍流磁场为主，但潮汐相互作用可以在边缘产生大尺度的规则磁场结构。
2016-09-14 astro-ph.GA
Spotting the differences between active and non-active twin galaxies on kpc-scales. A pilot study
我们提出了一个试点研究，旨在确定大规模的星系属性，可以发挥作用，激活一个静止的核。要做到这一点，我们比较了两个孤立的附近的活动星系和他们的非活动的双胞胎从卡拉阿尔托遗产积分场区（CALIFA）调查。这个试点样本包括两个棒星系和两个无棒星系。我们研究了恒星和电离气体的运动学，以及它们的恒星含量。我们得到简单的运动学模型拟合完整的恒星和电离气体的速度场，只是接近/后退的双方。我们发现，分析的活动星系目前不平衡的磁盘和更高的整体恒星角动量（$λ_{R}$）的值比他们的非活动的双胞胎。这可能表明AGN的恒星盘从触发核活动的流入气体中获得了角动量。气体的流入可能是由扭曲盘的不稳定性产生的情况下，无阻活动星系核，和酒吧的情况下，有阻活动星系核。此外，我们发现所研究的活动星系的中心区域显示出比它们的非活动双胞胎更老的恒星星族。下一步是在更大的孪生星系样本中统计探索这些星系属性。
2019-03-12 astro-ph.GA
The Dragonfly Nearby Galaxies Survey. V. HST/ACS Observations of 23 Low Surface Brightness Objects in the Fields of NGC1052, NGC1084, M96, and NGC4258
我们目前的HST/ACS成像的23个非常低的表面亮度（$μ_{e,V}$ =25-27.5）的星系在附近的四个星系群的领域检测。这些物体是从蜻蜓长焦阵列获得的深层光学成像中选出的。其中七个是新发现的，而其他大多数是以前在对深层照相底片的目视调查和最近的调查中发现的。以前很少有人详细研究过。从ACS图像中，我们测量的距离的星系使用的红巨星分支的方法和表面亮度波动的方法的尖端。我们证明了这两种方法是一致的，在该制度中，两者都可以应用。在20个稳定测量的星系中，有15个星系的距离在误差范围内与目标群的距离一致。这表明，假设组成员仅仅基于预测的接近度是75%的成功，在这个制度。这些星系近似圆形，中轴比为0.85，在视觉上类似于矮球状星系。这些天体的大小范围从$R_e$ =0.4千秒差距到$R_e$ =1.8千秒差距不等，中值为1.0千秒差距。它们的光度范围从$M_V$ =-11.4到$M_V$ =-15.6，中值为-12.4。具有$R_e$ ~1千秒差距和$M_V$ ~ 12千秒差距的镓在本地群中相当罕见，但我们在这个相对较小的样本中发现了许多。其中4个天体属于超漫射星系（UDG），$R_e$ >1.5 kpc，$μ_{0,V}$ >24 mag/arcsec ^[2]，包括最近发现的暗物质缺乏星系NGC 1052-DF 2。
2018-07-16 astro-ph.GA
Globular Cluster Scale Sizes in Giant Galaxies: Orbital Anisotropy and Tidally Under-filling Clusters in M87, NGC 1399, and NGC 5128
本文研究了在巨星系M87、NGC 1399和NGC 5128中观测到的球状星团半光半径随投影星系心距$R_{gc}$的浅增现象。为了模拟每个星系的趋势，我们探讨了轨道各向异性和潮汐欠填充集群的影响。虽然一个强大的简并存在于这两个参数之间，我们使用运动学的研究，以帮助限制距离$R_β$超过集群轨道成为各向异性，以及距离$R_{fα}$超过集群潮汐填充不足。对于M87，我们发现$R_β> 27$ kpc和$20 < R_{fα} < 40$ kpc，对于NGC 1399，我们发现$R_β> 13$ kpc和$10 < R_{fα} < 30$ kpc。$R_{fα}$与每个星系的质量分布的关系表明，大小和$R_{gc}$之间的关系可能是在形成时强加的，只有内部的星系团受到潮汐的影响。最佳拟合模型表明，最亮的星系团星系的动力学历史产生类似的今天的集群属性分布。对于一个小星系群中的中心巨星NGC5128，我们发现$R_β> 5$ kpc和$R_{fα} > 30$ kpc。虽然我们不能排除对$R_{gc}$的依赖，但NGC 5128很好地拟合了潮汐填充的星系团人口，轨道分布各向同性，这表明它可能是通过初始快速吸积阶段形成的。来自周围环境的扰动也可能影响星系的轨道各向异性，因为M87和NGC 1399的外围星系团主要是径向轨道，而NGC 5128的外围星系团则保持各向同性。
2016-05-10 astro-ph.GA
CLEAR: The Evolution of Spatially Resolved Star Formation in Galaxies between $0.5\lesssim z \lesssim1.7$ using H$α$ Emission Line Maps
利用恒星形成星系的空间分辨H-α发射线图，我们研究了星系集合体在宽红移范围内的梯度演化（PDMATHAMM）。我们的$z\sim0.5$测量来自深哈勃空间望远镜WFC 3 G102棱镜光谱，作为再电离（CLEAR）实验的坎德尔莱曼α发射的一部分。对于具有Log $(M_{*}/\mathrm{M}_{\odot})\geqslant8.96$的恒星形成星系，平均H-α有效半径是恒星连续体的$1.2\pm0.1$倍，这意味着通过恒星形成的由内而外的增长。这一测量结果在$1σ$内与分别来自3D-HST和KMOS-3D巡天的$z\sim1$和$z\sim1.7$的测量结果一致，意味着没有红移演化。然而，我们观察到的红移演化的恒星质量表面密度在1千秒差距（$Σ_\mathrm{1kpc}$）。在$z\sim0.5$的恒星质量为Log $(M_{*}/\mathrm{M}_{\odot})=9.5$的恒星形成星系中，相对于它们的恒星连续统，H-α中的$Σ_\mathrm{1kpc}$比$z\sim1$星系低$(19\pm2)\%$。$Σ_{1\mathrm{kpc, H}α}$ / $Σ_{1\mathrm{kpc,Cont}}$随恒星质量增大而减小。$Σ_{1\mathrm{kpc,H}α}$ / $Σ_{1\mathrm{kpc,Cont}}$相对于恒星质量的大部分红移演化源于Log（$…
2022-05-17 astro-ph.GA
Nebular and Stellar Dust Extinction Across the Disk of Emission-Line Galaxies on Small (KPC) Scales
我们研究了8个恒星形成星系在z~0.4的GOODS场中的kpc尺度恒星和星云尘埃分布。构建观测到的光谱能量分布（SED）每像素，基于HST/ACS和WFC 3的七个波段光度数据，我们进行逐像素SED拟合人口合成模型和估计小尺度分布的恒星尘埃消光。我们使用来自Keck/DEIMOS高分辨率光谱的每个空间分辨率元素的Halpha / Hbeta星云发射线比率来测量离星系中心不同半径处电离气体所面临的衰减量。我们发现一个很好的协议之间的集成和解决色过剩测量在我们的星系的中位数。星云与恒星尘埃的消光比总是大于1，但并不随恒星质量或恒星形成率而变化。我们发现，倾角起着重要的作用，在变化的星云恒星过剩比。恒星的颜色过剩的配置文件被发现有较高的值在中心相比，外部的磁盘。然而，对于较低质量的星系，没有发现类似的趋势的星云颜色过剩。我们发现，星云的颜色过剩增加与恒星的质量表面密度。这就解释了在低质量星系中星云色过剩没有径向趋势，因为它们缺乏恒星质量表面密度的大的径向变化。使用标准转换的恒星形成率表面密度的气体质量表面密度，和尘埃质量表面密度和颜色过剩之间的关系，我们发现没有显着的变化，在尘埃与气体的比例在高气体质量表面密度的地区，在这项研究中探索的尺度。
2015-10-08 astro-ph.GA
CLEAR II: Evidence for Early Formation of the Most Compact Quiescent Galaxies at High Redshift
星系中质量、形态、淬灭分数和形成历史之间的相关性的起源很难定义，主要是由于星系恒星形成历史的不确定性。恒星形成的历史，更好地约束高红移星系，观察更接近他们的形成和淬火时代。在这里，我们使用“非参数”的恒星形成的历史和嵌套的采样方法，以获得在$0.7<z<2.5$静止星系的形成和淬火时间尺度的约束。我们从CLEAR（CANDELS Lyman PDMATHAMN再电离发射）调查中模拟了深HST棱镜光谱和光度学。星系形成的红移，$z_{50}$（定义为它们形成50%恒星质量的点）的范围从$z_{50}\sim 2$（在观察到的时期之前不久）到$z_{50} \simeq 5-8$。\editone{We find that early formation redshifts are correlated with high stellar-mass surface densities, $\log Σ_1 / (M_\odot\ \mathrm{kpc}^{-2}) >$10.25, where $Σ_1$ is the stellar mass within 1~pkpc (proper kpc). Quiescent galaxies with the highest stellar-mass surface density, $\logΣ_1 / (M_\odot\ \mathr…
2020-05-25 astro-ph.GA
Discovery of a transparent sightline at ρ < 20 kpc from an interacting pair of galaxies
我们报道了在ρ < 20 kpc的投影距离上发现了一个透明的视线到一对z = 0.12的相互作用的成熟星系。在z = 1.328的紫外亮类星体PG 1522 +101的视线中，高质量星系（M_* = 10^10.6 M_Sun）的轨道距离为ρ = 11.5 kpc，低质量星系（M_* = 10^10.0 M_Sun）的轨道距离为ρ = 20.4 kpc。这两个星系的投影距离为9 kpc，视线速度为30 km/s。深层光学图像揭示了指示密切相互作用的潮汐特征。尽管投影距离很小，类星体的视线几乎没有显示与星系对相关的吸收，总HI柱密度不大于log N（HI）= 13.65。这限制HI柱密度已经是两个数量级小于预期从以前的晕气体研究。此外，我们没有检测到与log N（MgII）< 12.2和log N（OVI）< 13.7的3-σ极限的星系对相关的重元素吸收特征。从两个没有相互作用的星系的投影距离很小的视线中看到这种吸收的概率是0.2%。在这对紧密星系附近没有强吸收体，这表明星系中的冷气体库已经被星系间的相互作用大大耗尽。因此，这些观测结果强调了星系相互作用对星系周围气体晕的潜在影响。
2013-12-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the radial profile of gas-phase Fe/α ratio around distant galaxies
本文研究了27个中红移星系周围冷气体的化学组成。样本包括13个z=0.40-0.73的大质量静止星系，由类星体在投影距离d=3-400 kpc的视线探测，以及14个z=0.10-1.24的恒星形成星系，由类星体在d=8-163 kpc的视线探测。本研究的主要目的是根据观测到的Fe II和Mg II柱密度比来研究星系晕中气相Fe/α比的径向分布。由于Mg+和Fe+共享相似的电离势，相对电离校正在中等电离气体中较小，并且观察到的离子丰度比N（Fe II）/N（Mg II）对基础（Fe/Mg）元素丰度比设置了下限。对于静止星系，在d<~60 kpc时发现log <N（Fe II）/N（Mg II）> =-0.06+/-0.15的中值和色散，下降到log <N（Fe II）/N（Mg II）><-0.3 at d>~100 kpc。另一方面，恒星形成星系的log <N（Fe II）/N（Mg II）> =-0.25+/-0.21在d<~60 kpc，log <N（Fe II）/N（Mg II）> =-0.9+/-0.4在更大的距离。包括可能的差别灰尘贫化或电离校正只会增加推断（铁/镁）的比例。观测到的N（Fe Ⅱ）/N（Mg Ⅱ）值暗示了静止星系内晕中的Fe/α比值具有超太阳性质。铁丰度的增加表明Ia型超新星在化学富集方面做出了重…
2016-11-29 astro-ph.GA
Individual Stellar Halos of Massive Galaxies Measured to 100 kpc at $0.3<z<0.5$ using Hyper Suprime-Cam
巨大的星系显示出扩展的光剖面，可以达到几百千秒差距。这些恒星晕提供了星系聚集历史的化石记录。利用宽（~100平方度）和深（i波段i>28.5 mag/arcsec ^2）的数据，我们用$\log M_{\star}/M_{\odot} > 11.4$系统地研究了3000多个星系样本在0.3 < z < 0.5处的恒星晕。我们的研究是基于高质量（0.6角秒看到）的成像数据从超Suprime-Cam（HSC）斯巴鲁战略计划（SSP），这使我们能够单独估计表面质量密度分布到100千秒差距没有堆叠。在以前的工作中，我们发现，更大的星系表现出更多的扩展外轮廓。当这种扩展的光是不正确的解释，作为一个结果，浅成像或不充分的轮廓建模，推导出的恒星质量函数可以显着低估在最高的质量。在我们的样品中，随着我们探测更大的半径，外部光分布的椭圆率大幅增加。我们第一次表明，这些椭圆率梯度陡峭显着作为星系质量的函数，但我们没有检测到外部颜色梯度的质量依赖性。我们的研究结果支持大质量星系的两阶段形成的情况下，外层信封是建立在一系列的合并事件的后期。我们提供了表面质量表面质量密度分布在一个方便的表格格式，以便于比较预测的星系形成的数值模拟。
2017-07-11 astro-ph.GA
The MASSIVE Survey XIII -- Spatially Resolved Stellar Kinematics in the Central 1 kpc of 20 Massive Elliptical Galaxies with the GMOS-North Integral-Field Spectrograph
我们使用GEMINI-N/GMOS积分场摄谱仪（IFS）的观测，获得空间分辨恒星运动学的中央$\sim 1$ kpc的20个早期型星系（ETG）的恒星质量大于$10^{11.7} M_\odot$在大规模调查。结合McDonald天文台宽视场Mitchell IFS的观测，我们获得了空前详细的局部大质量ETG的运动学图，覆盖尺度为$\sim 0.1-30$ kpc。高（$\sim 120$）的GMOS光谱的信噪比使我们能够获得二维地图的视线速度，速度色散$σ$，以及偏度$h_3$和峰度$h_4$的恒星速度分布。样本中除了一个星系外，所有星系的$σ(R)$轮廓都是向中心增加的，而$σ(R)$在一个有效半径（$R_e$）处的斜率可以是任何一个符号。$h_4$通常为正值，20个星系中有14个在GMOS光圈内有正$h_4$，18个在$1 R_e$内有正$h_4$。正的$h_4$和向小半径方向上升的$σ(R)$表明中心黑洞和速度各向异性。我们证明了约束力的数据上的ETG的质量分布的应用牛仔裤各向异性模型（JAM）的NGC~1453，在样本中最有规律的快速旋转。尽管JAM的局限性，我们得到了一个明确的$χ^2$黑洞质量，恒星质光比，速度各向异性参数，和暗物质晕的圆速度最小。
2019-05-02 astro-ph.GA
Lost but not Forgotten: Intracluster Light in Galaxy Groups and Clusters
利用哈勃空间望远镜的成像，我们研究了23个星系群和星系团的团内光（ICL）的祖先布居和形成机制，范围从3 $\times10^{13}<$ M $_{500,c}$ [M $_\odot$ ] $<9\times10^{14}$ at 0.29 $<$ z $<$ 0.89. BCG+ICL的颜色梯度随着半径的增加而变得更蓝，除了一个系统外，所有系统的半径都在53-100 kpc之间，这表明与BCG合并后的剧烈弛豫不能成为ICL的主要来源。对于簇，在r $<$ 100 kpc（0.08-0.13 r $_{500,c}$）处的BCG+ICL光度为1.2-3.5 $\times 10^{12}$ L $_\odot$ ;对于组，在100 kpc（0.17-0.23 r $_{500,c}$）内的BCG+ICL光度范围在0.7-1.3 $\times 10^{12}$ L $_\odot$之间。在内部100 kpc的BCG+ICL恒星质量随着星团总质量的增加而增加，其公式为M $_\bigstar\propto$ M $_{500,c}$ $^{0.37\pm0.05}$。这个陡峭的斜率意味着BCG+ICL在群体中比在集群中占总质量的比例更高。BCG+ICL的光度和恒星质量都太大了，ICL恒星不可能仅仅来自矮星系的溶解，这意味着ICL是从更大质量的星系剥离而来的。利用CLASH样本中星…
2017-10-31 astro-ph.GA
Observations of dark and luminous matter: the radial distribution of satellite galaxies around massive red galaxies
我们研究了在0.28<z<0.40时28，000多个发光红星系（LRG）周围卫星星系的投影径向分布，并在15<r/kpc<700的范围内追踪LRG群的引力势。结果表明，在大半径下，卫星星系数密度分布与投影NFW分布（r_s~270 kpc）吻合较好，而在小半径下，该模型低估了卫星星系数。利用以前测量的恒星光分布的LRGs从深成像堆栈，我们证明，这种小规模的过剩是一致的，一个不可忽略的重子质量的贡献，大质量的集团和集群的引力势。结合NFW+缩放的恒星轮廓提供了一个很好的适合的卫星数密度轮廓从15 kpc到700 kpc。暗物质在r>25 kpc的LRG晕的总质量分布中占主导地位，而重子在较小半径处占质量的50%以上。我们计算了总的暗重子质量比，并表明它是一致的测量从弱透镜的大规模早期型星系为主的环境。最后，我们将样本中的卫星星系分为三个光度箱，并表明所有亮度水平的卫星光剖面在大约25 kpc之外是一致的。在较小的半径，我们发现一个温和的质量分离的证据，越来越多的明亮的卫星接近中央LRG。
2012-04-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of low luminosity AGN on their host galaxies: A radio and optical investigation of the kpc-scale outflow in MaNGA 1-166919
活动星系核（AGN）影响其宿主星系演化的一种方式是产生大规模（kpc尺度）外流。这些外流的内容、能量和影响取决于活动星系核和宿主星系的性质，要了解它们之间的关系，就需要测量这三者的性质。在本文中，我们这样做，通过分析最近的无线电和光学积分场单位（IFU）光谱观测的MaNGA 1-166919。我们的研究结果表明，该星系中的双锥形外流是由低光度，低爱丁顿比AGN喷射物质驱动的，该物质驱动~100-200 km/s的冲击进入周围的星际介质（ISM）-产生与观察到的外流相关的热电离气体和相对论粒子。相对论和电离气体物质的能量在这个冲击是可比的，在这个外流的质量流出和电离气体的动能功率都高于其他活动星系核具有类似的辐射光度。最后，虽然主星系的总恒星形成率与其他恒星质量相似的恒星形成星系相当，但有证据表明外流既抑制又增强了其周围的恒星形成。
2021-05-16 astro-ph.GA
ALMA 0.5 kpc Resolution Spatially Resolved Investigations of Nuclear Dense Molecular Gas Properties in Nearby Ultraluminous Infrared Galaxies Based on HCN and HCO$^{+}$ Three Transition Line Data
本研究利用ALMA对12个近邻(U)LIRGs进行高分辨率HCN和HCO$^{+}$多跃迁分子谱线观测，发现ULIRGs中心分子气体高温致密，且AGN宿主星系核区丰度比和温度呈系统性增加，揭示了AGN对分子气体性质的潜在影响。
2023-07-27 astro-ph.GA
ALMA resolves extended star formation in high-z AGN host galaxies
利用0.3”阿塔卡玛大毫米波阵（ALMA）870 μ m高分辨成像仪对5个z~1.5-4.5的活动星系核（AGN）进行了X射线探测，亮度L（2- 8 keV）>10^42 erg/s。这些数据在空间分辨率上比单碟静止帧FIR测量提供了>~ 20倍的改进。亚毫米辐射的扩展尺度为半高宽~0.2”-0.5”，对应的物理尺寸为1-3千秒差距（中值为1.8千秒差距）。这些大小与大多数z=1-5亚毫米星系（SMG）相当，具有等效的ALMA测量值。结合光谱能量分布分析，我们将这种静止帧远红外（FIR）发射归因于恒星形成加热的尘埃。这意味着恒星形成速率表面密度约为20-200 Mo/yr/kpc ^[2]，这与远红外区亮度相当的SMG一致（即，L（IR）~[1-5] × 10 ~（12）Lo）。虽然有限的小样本的活动星系核，都有高FIR光度，我们的研究表明，kpc尺度的空间分布和表面密度的恒星形成在高红移恒星形成星系是相同的，无论是否存在的X射线探测活动星系核。
2016-01-04 astro-ph.GA
Investigating kpc-scale radio emission properties of narrow-line Seyfert 1 galaxies
近年来，几个具有相对论喷流的射电强窄线Seyfert 1星系（RL-NLS 1）在甚大基线阵（VLBA）和$γ$射线观测中的发现引起了人们的关注。在本文中，我们试图了解的性质，无线电喷流在NLS 1的检查kpc尺度的无线电特性，迄今为止，最大的样本11101光学选择NLS 1。使用1.4 GHz FIRST、1.4 GHz NVSS、327 MHz WENNS和150 MHz TGSS目录，我们发现无线电检测仅为$\sim$ 4.5%（498/11101）NLS 1，其中大多数（407/498 $\sim$ 81.7%）为RL-NLS 1。我们的研究产生了最高数量的RL-NLS 1，它只能是一个下限。我们发现，我们的大多数无线电探测到的NLS 1是紧凑的（$<$ 30千秒差距），表现出平坦以及陡峭的无线电频谱，并分布在广泛的范围内的1.4 GHz的无线电光度（10 $^{22}$ $-$ 10 $^{27}$ W Hz $^{-1}$）。在射电光度的高端，我们的NLS 1往往倾向于显示出类似于耀变体的特性，例如紧凑的射电尺寸，平坦/倒置的射电频谱，射电可变性和偏振。基于中红外颜色的诊断图表明，NLS 1 s的射电辐射主要由活动星系核提供动力，而核恒星形成可能对低射电光度的NLS 1 s有重要贡献。射电光度与射电大小的关系图表明，NLS 1 s中的射电喷流要么处于早期演化阶段，要么由…
2018-07-05 astro-ph.GA
Resolved galaxy scaling relations in the EAGLE simulation: star formation, metallicity and stellar mass on kpc scales
我们探索的尺度关系的空间分辨区域内的星系中出现的演化和组装的Galeries及其环境（EAGLE）流体动力学，宇宙学模拟的物理特性。利用1 kpc尺度的Spaxels，我们计算了恒星形成速率与恒星质量表面密度之间的关系，即空间分辨的恒星形成主序（rSFMS），以及气体金属丰度与恒星质量表面密度之间的关系，即空间分辨的质量-金属丰度关系（rMZR）。我们比较观察到的关系来自积分场单位调查和星系成像。EAGLE很好地再现了局部（$z\approx0.1$）rSFMS的斜率，但具有$\approx-0.15$ dex偏移，接近于星系整合关系的发现。rMZR的形状与观测结果相当吻合，复制了高表面密度下的特征营业额，我们表明这是由于活动星系核的反馈。在低（高）表面密度下，rSFMS和rMZR的残差呈负（正）相关。随着模拟从$z=2$发展到0.1，rSFMS变得更浅，这是由内而外的星系形成的表现。rMZR的形状也表现出戏剧性的演变，从$z=2$的凸轮廓到$z=0.1$的凹轮廓，这样在高恒星密度区域的气体在更高的红移处更富集。在1 kpc尺度上，EAGLE星系中星系范围内的气体分数和金属丰度之间的关系的红移独立性不被保留，这意味着化学演化是非本地的，由于星系内的气体和金属的运输。
2018-12-17 astro-ph.GA
Observations of Mg II Absorption Near z ~ 1 Galaxies Selected From The DEEP2 Redshift Survey
利用10个星系碰撞参量b <100 kpc的背景类星体的新光谱，研究了z = 0.6 - 1.4（中值z = 0.87）星系外晕中Mg Ⅱ吸收的频率。类星体的视线是从SDSS DR6类星体目录中选择的，基于在DEEP 2红移巡天中与星系的接近程度。除了10个小的碰撞系统，我们还检查了40个额外的星系在100 <b <500 kpc偶然位于同一领域。我们探测到了等效宽度W_r = 0.15 - 1.0的Mg Ⅱ吸收体，但并非所有的吸收体都与深星系相关。我们在一个深星系中发现了五个在Δ v = 500 km/s和b <100 kpc范围内的独特吸收体，这个小样本包含了早期和晚期类型的星系，并且没有明显的恒星形成率变化趋势。没有Mg II检测到超过100千秒差距的星系，在这个半径内的覆盖分数尺度与碰撞参量和星系光度非常相似的方式在较低的红移研究的样品。除了一种情况，当Mg II被探测到而没有光谱确认的星系时，存在一个可能的光度候选者，因为狭缝碰撞或视星等而被排除在外。我们没有检测到任何强吸收体W_r> 1.0 A，与其他星系选择的Mg II系统的样品一致。我们推测，具有0.3 <Wr <1.0的Mg II系统可以追溯到来自星系外流和/或晕组装过程的古老遗迹物质，相反，具有大Wr的Mg II系统更可能反映其关联星系更近的恒星形成历史。
2011-09-22 astro-ph.GA
Gaia DR2 Proper Motions of Dwarf Galaxies within 420 kpc: Orbits, Milky Way Mass, Tidal Influences, Planar Alignments, and Group Infall
正确理解银河系（MW）矮星系的宇宙学背景下，需要知道他们的三维速度和轨道。然而，自行（PM）测量的准确度通常有限，并且只能用于更大质量的矮星。因此，我们提出了一个新的研究MW矮星系的运动学。我们使用盖亚DR 2的那些矮星，已经在文献中观察到的光谱。我们得到系统的PM为39个星系和星系候选人到420千秒差距，并普遍发现良好的一致性，从其他研究的测量子集。我们推导出隐含的银心速度，并计算轨道在典型的MW晕势的“低”（$0.8 \times 10^{12} M_\odot$）和“高”质量（$1.6 \times 10^{12} M_\odot$）。轨道远心和三维速度的分布的晕维里半径和逃逸速度的比较，分别表明，卫星的运动学是最好的解释在高质量晕。图克三号、环形山二号和其他候选者的轨道近心点足够小，足以暗示有显著的潮汐影响。与卫星失踪问题相关的是，观测到的远心附近的星系比近心附近的星系少，这意味着一定有一群遥远的矮星系尚未被发现。在39个小矮人中：12颗卫星的轨道极点不与卫星的MW平面对齐（给出关于其固有厚度的合理假设）; 10颗卫星的PM精度不足以确定它们是否对齐; 17颗卫星对齐，其中11颗是共轨的，6颗是反轨的（从现有知识来看，有点令人惊讶）。群体撞击可能对此有贡献，但没有发现陨石坑-狮子座群成员的明确联系。
2018-08-29 astro-ph.GA
Strong FUV fields drive the [CII]/FIR deficit in z~3 dusty, star-forming galaxies
我们给出了两个z~3尘埃星系-- ALESS 49.1和ALESS 57.1中[CII] 157.74 μ m谱线和静止坐标系160 μ m连续谱线的0.15角秒（1 kpc）分辨率ALMA观测结果，并结合了CO（3-2）分辨观测结果。在这两个源中，[CII]表面亮度分布由半径为1 kpc的致密核心$\leq$主导，比CO（3-2）发射的范围小2-3倍。在ALESS 49.1中，我们发现了一个额外的扩展（8 kpc半径），低表面亮度[CII]组件。基于对模拟ALMA观测的分析，[CII]和160 μ m连续表面亮度分布与与CO（3-2）发射大小相同的单高斯表面亮度分布不一致。[CII]旋转曲线在$\simeq$ 2 kpc半径处变平，表明中心区域的运动学由重子盘主导。这两个星系都表现出强烈的[CII]/FIR赤字在1千秒差距尺度，与FIR表面亮度[CII]/FIR斜率陡峭比本地恒星形成星系。[CII]/CO（3-2）观测与PDR模式的比较表明，在ALESS 49.1和57.1的中心区域存在强FUV辐射场（$G_0\sim10^4$）和高气体密度（$n\mathrm{(H)}\sim10^4-10^5$ cm $^{-3}$）。最直接的解释明显的[CII]/FIR赤字是一个热饱和的C+精细结构水平在温度$\geq$ 500 K，由强FUV场驱动。
2019-01-28 astro-ph.GA
The rocky road to quiescence: compaction and quenching of quasar host galaxies at z~2
我们解决了七个引力透镜类星体的宿主星系在红移1.5至2.8使用阿塔卡马大（分）毫米阵列的观测。使用一个可变平面透镜建模技术，我们创建像素重建的尘埃形态，CO线形态和运动学。我们发现，在我们的样本中的类星体宿主可以分为两种类型：1）星系的特点是cluelos，扩展的尘埃分布（$R_{\rm eff}\sim2$ kpc）和平均恒星形成率表面密度与亚毫米选择的尘埃恒星形成星系相当（$Σ_{\rm SFR}\sim3$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$ kpc $^{-2}$）; 2）尘埃排放量与同时代被动星系和致密星暴相似的星系（$R_{\rm eff}\sim0.5$千秒差距），具有高的平均恒星形成率表面密度（$Σ_{\rm SFR}=$ 400 $-$ 4500 M $_{\odot}$年$^{-1}$千秒差距$^{-2}$），可能是爱丁顿限制或超级爱丁顿。一些类星体宿主的小尺寸表明，我们在它们转变为紧凑的球状体的阶段观察到它们，其中高密度的动态不稳定气体导致有效的恒星形成和黑洞吸积。对于一个系统，我们探测的质量的气体储层，我们发现一个气体分数只有$0.06 \pm 0.04$和$50 \pm 40$ Myr的耗尽时间尺度，这表明它是过渡到静止。在一般情况下，我们预计，在紧凑的类星体宿主星系的恒星形成的极端水平将迅速耗尽他们的气体水库，并可能淬火或没有活动星系核反馈的…
2020-11-03 astro-ph.GA
The orbital kinematics of kpc-scale dual-core systems with double-peaked narrow emission lines
基于SDSS测光和光谱数据，提出检验kpc尺度双核系统轨道运动学能否产生双峰窄发射线的方法，通过比较7个双核系统样本的轨道速度上限与发射线峰分离，发现4个天体结果一致，3个不一致，为后续大样本研究奠定基础。
2025-03-02 astro-ph.GA
The faint stellar halos of massive red galaxies from stacks of more than 42000 SDSS LRG images
通过叠加斯隆数字巡天的42000多幅亮红星系图像，研究了平均红移z~0.34的大质量星系的性质。这是有史以来用于此类分析的最大数据集，它使我们能够以前所未有的物理尺度探索大规模红色星系的外围。我们的图像堆栈延伸到400千秒差距以上，其中r波段轮廓表面亮度达到30 mag arcsec-2。这一分析证实，发光的红色星系的恒星体遵循一个简单的Sersic轮廓到100千秒差距。在更大的半径下，轮廓偏离最佳拟合Sersic模型，并在g，r，i和z波段堆叠中表现出额外的光。这种多余的光可能是由于未解析的组内或簇内光或光分布本身的变化。我们进一步表明，SDSS深度图像的标准分析通常错过了20%的总恒星光，并低估了10%的LRGs的大小相比，我们最适合的r-波段Sersic模型的n=5.5和r_e=13.1千秒差距。如果把r>100 kpc的多余光看作是星系的一部分，则r波段Sersic参数的最佳拟合值为n=5.8和r_e=13.6 kpc。此外，我们还研究了径向依赖的堆栈椭圆率，发现随着半径的增加，从r=10 kpc时的e=0.25增加到r=100 kpc时的e=0.3。这提供了支持，我们追踪到至少100 kpc的恒星光与星系本身有物理联系，并可能证实单个LRG的晕比它们的中心部分具有更高的椭圆率。最后，我们表明，宽带颜色梯度的堆叠图像是平坦的超过约40千秒差距，这表明恒星星族不随半径的大规模…
2011-02-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Bipolar Outflows out to 10~kpc for Massive Galaxies at Redshift $z\approx 1$
利用超深MUSE对z~1星系周围平均MgII发射成图，研究发现大质量星系存在延伸逾10 kpc、沿短轴分布的双极外流，且信号仅见于恒星质量高于$10^{9.5}M_\odot$者。
2023-12-08 astro-ph.GA
Cosmological simulations of the circumgalactic medium with 1 kpc resolution: enhanced HI column densities
环星系介质（CGM），即星系周围的气体晕，既是星系生长的气体储存库，也是星系风排出的气体储存库。大多数宇宙学的流体动力学模拟将计算工作集中在星系本身，并对CGM进行更粗糙的处理，这意味着小尺度结构无法解决。我们绕过这个问题，运行放大模拟银河系质量的星系与标准的质量细化和额外的统一空间细化维里半径内。这导致在一个详细的气体晕在前所未有的（1千秒差距）均匀的分辨率，只有适度增加计算时间。空间分辨率的提高不会影响中央星系或CGM的平均密度。然而，它大大改变了中性氢柱密度的径向分布，这是在银河中心半径大于40千秒差距增强。莱曼极限系统在150 kpc内的覆盖率几乎增加了一倍。因此，我们得出结论，CGM的一些观测性质是强烈的分辨率依赖。在不增加星系分辨率的情况下增加CGM的分辨率，是一种有前途的和计算效率高的方法，可以推动最先进的模拟的边界。
2018-10-05 astro-ph.GA
SHARP -- VI. Evidence for CO (1-0) molecular gas extended on kpc-scales in AGN star forming galaxies at high redshift
本文对50 ~ 500 pc尺度的引力透镜尘埃遮蔽的活动星系MG J 0751 +2716和JVAS B1938+666的恒星宿主星系、CO（1 PDMATHAMM 0）分子气体分布和活动星系核辐射进行了研究，红移分别为3.200和2.059。通过使用基于网格的透镜建模技术校正透镜畸变，我们首次在空间上定位源平面中的不同发射区域。这两个活动星系核的宿主星系都有300到500 pc尺度的大小和表面亮度与隆起/伪隆起一致，以及2 kpc尺度的活动星系核射电喷流，它们嵌入在5到20 kpc大小的扩展分子气体库中。CO（1 $-$ 0）速度场显示的结构可能与磁盘（拉长的速度梯度）和相互作用的对象（离轴速度分量）。有证据表明，（1 $-$ 0）的表面亮度，这可能表明来自活动星系核的辐射反馈，或抵消恒星的形成。我们发现CO-H $_2$转换因子约为$α_{\rm CO} = 1.5\pm0.5$（K km s $^{-1}$ pc $^2$）$^{-1}$，$> 3\times10^{10}$ M $_{\odot}$的分子气体质量，$\sim 10^{11}$ M $_{\odot}$的动力学质量和大约60%的气体分数。在类似的红移下，内禀CO线光度与未被遮蔽的活动星系核和尘埃恒星形成星系相当，但红外光度较低，这表明这些目标在形成恒星方面的效率较低。因此，它们可能属于星系形成模型预测的活动星…
2020-05-11 astro-ph.GA
Tracing the Milky Way Nuclear Wind with 21cm Atomic Hydrogen Emission
在21厘米HI辐射中有证据表明，在银河系平面的上方和下方，大约以银河系中心为中心的几千秒差距大小的空洞。这些似乎描绘了银河系核风的边界。对HI在切点的分析表明，在银河系半径$R\lesssim 2.4$ kpc处，从银河系盘的大部分区域所特有的扩展中性气体层急剧过渡到半高宽为$\sim 125$ pc的薄高斯层。在$10^{\circ} \leq |b| \leq 20^{\circ}$纬度上，HI和$γ$射线辐射之间的反相关表明，扩展HI层的边界标志着费米泡的壁。利用HI，我们能够追踪从$|z| > 2$ kpc到$z\approx0$的空隙边缘，其中它们具有半径$\sim 2$ kpc。扩展的HI层可能是由盘中恒星形成引起的，这在很大程度上限于$R \gtrsim 3$ kpc，因此风可能会扩展到HI相对较小的区域。由于HI运动学可以区分银河系中心的气体和前景物质，21 cm HI发射可能是探测银河系平面附近核风范围的最佳探针。
2016-05-04 astro-ph.GA
Deciphering the radio star formation correlation on kpc scales II. The integrated infrared-radio continuum and star formation - radio continuum correlations
考虑到星系中宇宙射线电子的多种能量损失机制，红外-射电连续谱相关性的紧密程度令人惊讶。我们扩展了Vollmer等人的星系盘分析模型。（2017）通过包括同步辐射率的简化处方。我们把局域旋涡星系、低z星暴星系、高z主序星形成星系和高z星暴星系的气体盘看作湍流星团吸积盘。磁场强度由湍流动能密度和磁能密度之间的均分决定。我们的基准模型，既不包括星系风也不CR电子秒，再现了观测到的无线电连续介质的大部分（~70%）的星系。除了本星系的旋涡星系，快速的星系风可能会使相互矛盾的模型与观测相一致。观测到的IR -无线电相关性在所有数据集的模型和数据的联合不确定性的2 σ内由模型再现。该模型与观测到的SFR -射电相关在~4 σ内一致. CR粒子和磁场之间的能量均分仅在我们的主序星形成星系模型中近似成立。如果假设是CR电子量热计，则红外-射电相关的斜率显著增大.逆康普顿（IC）损失在星暴星系中并不占主导地位，因为在这些星系中，不仅气体密度而且湍流速度色散都高于正常恒星形成星系。湍流动能密度和磁场能量密度之间的均分则导致非常高的磁场强度和非常短的同步加速器时间尺度。在150 MHz和1.4 GHz频率下，我们的模型SFR -无线电相关性的指数非常接近1.
2022-07-13 astro-ph.GA
