Profiling filaments: comparing near-infrared extinction and submillimetre data in TMC-1
星际纤维是恒星形成的重要组成部分。为了了解长丝的结构，横截面轮廓通常与Plummer轮廓拟合。这种分析通常是用亚毫米级的研究来完成的，比如赫歇尔。如果也能利用地面近红外数据研究长丝的特性，那将是很方便的。我们比较了近红外消光和亚毫米观测获得的灯丝配置文件，以找出是否可以使用近红外数据导出可靠的配置文件。我们使用的J-，H-和K-波段数据的灯丝TMC-1的北部，从背景恒星的颜色过剩的消光图。我们比较了从消光图与赫歇尔尘埃发射图获得的普卢默配置文件。本文提出了两种从近红外光谱数据中估计光谱的方法：Plummer光谱拟合恒星的中值Av或直接拟合单个恒星的Av。我们通过模拟比较的方法。在模拟中，消光图和新的方法给出了正确的结果在~10 - 20适度的密度。直接拟合单个恒星的数据比灭绝图更准确，并且可以在更高的密度下工作。在对真实观测的剖面拟合中，Plummer参数的值通常在~2的因子内相似。虽然参数值可以有很大的不同，细丝质量的估计通常保持准确的百分之几十内。我们的结果TMC-1与早期的结果一致。高分辨率的近红外数据提供了更多的细节，但2MASS数据可用于估计轮廓。近红外消光可以用作亚毫米观测的替代方法来分析细丝。恒星的直接拟合也是一个有价值的工具。立管轮廓参数并不总是受到很好的约束，因此在进行配合时应谨慎。在评估普卢默参数时，可以使用粉尘排放和近红外数据的独立性以及置信区域形状的差异。
2012-06-21 astro-ph.GA
The dependence of dark matter profiles on the stellar to halo mass ratio: a prediction for cusps vs cores
利用MaGICC项目中的31个模拟星系研究了重子反馈对暗物质（DM）晕密度分布的影响。样本覆盖了很宽的质量范围：9.4e9<Mhalo/Msun<7.8e11，拥有恒星质量：5.0e5<M*/Msun<8.3e10的星系，即从矮星到L*。星系模拟与几个重子处方，包括一系列的恒星反馈。主要结果是DM密度分布的内斜率，ρr^α中的α，明显依赖于恒星与晕质量之比（M*/Mhalo）。这种关系是独立的恒星反馈计划，允许尖点与核心形成的预测。当M*/Mhalo较低时，约为0.01%，来自恒星反馈的能量不足以显著改变内部DM密度，星系保持尖状轮廓。在较高的M*/Mhalo，反馈驱动DM的扩展并生成核心轮廓。在M*/Mhalo~ 0.5%时形成最平坦的曲线。超过这个比例，在中心区域形成的恒星加深了引力势，足以对抗这种超新星驱动的膨胀过程，导致更小的核心和更尖的轮廓。结合α对M*/Mhalo的依赖性以及M* 和Mhalo之间的丰度匹配关系，提供了α如何随M* 变化的预测。此外，使用塔利-费舍尔关系允许预测DM内斜率对观测到的星系自转速度的依赖性。最核心的星系预计Vrot约为50 km/s，而α在更大质量的盘星系中会减小：Vrot约为150 km/s的螺旋星系的中心斜率α<-0.8，接近NFW轮廓。这种新的预测α对盘星系质量的依赖性可以使用当前的观测数据集进行测试，并可以应用于盘星系质量分布和人口的…
2013-10-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The orbital PDF: the dynamical state of Milky Way sized haloes and the intrinsic uncertainty in the determination of their masses
利用真实的银河系大小的晕的宇宙学模拟，我们研究了它们的动力学状态和用动力学示踪剂的稳态模型推断它们的质量分布的准确性。我们使用一种新的方法，描述了相空间分布的稳态示踪剂人口在球势没有任何假设，关于他们的轨道分布。从水瓶座$Λ$ CDM N-体模拟的五个晕应用该方法，我们发现，暗物质粒子是一个准确的示踪剂，使晕质量和浓度参数恢复与$5\%$的准确性。假设NFW形式的电位分布在大多数情况下不会显著影响拟合，除了晕A，晕A的密度分布与NFW形式显著不同，导致动态拟合参数中的$30\%$偏差。暗物质示踪剂中子结构的存在只影响$\sim 1\%$的拟合。应用该方法模拟恒星晕产生的粒子标记技术，我们发现恒星比暗物质粒子更远离平衡，产生系统的偏差$\sim 20\%$推断的质量和浓度参数。从传统的分布函数拟合恒星获得的系统偏差的水平与我们的相当，而类似的适合DM示踪剂显着偏置，与我们的配合。与以前的研究一致，质量偏差在示踪剂半质量半径附近大大降低。
2015-11-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the stellar halo metallicity profile of Milky Way-like galaxies in the Auriga simulations
最近一项对附近类似银河系的星系晕的观测研究表明，目前只有一半（八分之四）的样本显示出强烈的负金属丰度（[Fe/H]）梯度。这与流体动力学模拟的预测不一致，在流体动力学模拟中，这种梯度无处不在。在这封信中，我们使用高分辨率的宇宙流体动力学模拟研究[Fe/H]分布的星系晕。我们发现，运动学选择的恒星晕，包括原位和吸积粒子，有一个扁圆[Fe/H]分布。球形[Fe/H]径向分布在100 kpc内显示出较强的负梯度，与以前的数值结果一致。然而，沿银盘短轴的投影中值[Fe/H]剖面，通常在观测中获得，显着平坦。在一个给定的半径的中值[Fe/H]值是大的球形轮廓比短轴轮廓多达0.4德克斯内50千秒差距。得到类似的结果，如果只吸积恒星的组成部分被认为是球形和短轴配置文件之间的差异，并不纯粹是由热盘星粒子原位形成的驱动。我们的研究强调了模型和观测晕[Fe/H]分布之间进行仔细比较的重要性。
2016-03-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Characterization of Omega-WINGS galaxy clusters. I. Stellar light and mass profiles
星系团是可观测宇宙中最大的维里化结构。对它们性质的了解提供了许多有用的天体物理学和宇宙学信息。我们的目标是获得附近的星系团的Omega-WINGS调查的光度和恒星质量的配置文件，并研究这些系统有效的主要标度关系。我们合并了WINGS和Omega-WINGS数据库的数据，根据到最亮星系团（BCG）的距离对源进行了分类，并计算了$B$和$V$波段的积分亮度分布，考虑了消光、光度和空间完整性、K校正和背景贡献。然后，利用光谱样品，我们推导出了星团的恒星质量分布。我们得到了46个星系团的光度分布，其中30个达到了$r_{200}$，以及42个天体的恒星质量分布。我们成功地拟合了所有的积分亮度增长曲线与一个或两个嵌入的Sérsic组件，推导出主要的集群参数。最后，我们检查的主要标度关系的集群参数之间的比较与所获得的早期类型的星系（ETGs）的相同的集群的选定样本。我们发现，附近的星系团是非同源结构，如ETGs和表现出的颜色-星等（CM）的红序列关系非常相似的星系团中观察到的。这些属性在当前的团簇形成方案中是不期望的。特别是，这里第一次显示的星系团CM关系的存在，表明重子结构在所有尺度上都以类似的方式生长和演化。
2017-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Exploring the connection between stellar halo profiles and accretion histories in $L_*$ galaxies
我使用一个图书馆的控制次要合并N体模拟，粒子标记技术和蒙特卡罗产生的$Λ$ CDM吸积历史研究的高度随机过程中的恒星沉积到吸积恒星晕（ASHS）的$L_*$星系。我探索的主要物理机制，驱动之间的连接的吸积历史和密度分布的灰。我认为：i）通过动力学摩擦，质量越大的卫星越能有效地将其恒星送入宿主的更深处; ii）因此，在半径和局部质量加权维里卫星-宿主质量比之间，ASH具有负梯度; iii）在$L_*$星系中，大多数ASH的密度分布特征是随着半径的增加而向更尖锐的对数斜率倾斜，尽管具有显著的晕-晕散射; iv）具有最大总离地质量的ASH是这样的，因为少数大质量卫星（而不是大量低质量卫星）的偶然吸积。
2016-07-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The MASSIVE Survey - VIII. Stellar Velocity Dispersion Profiles and Environmental Dependence of Early-Type Galaxies
在MASSIVE巡天中，我们测量了90个早型星系（ETGs）的恒星速度色散$σ(R)$的径向分布。MASSIVE巡天是一个体积受限的积分场分光（IFS）星系巡天，目标是北天所有绝对$K$波段星等$M_K < -25.3$ mag或恒星质量$M_* > 4 \times 10^{11} M_\odot$在108 Mpc以内的ETGs。我们的宽视场107”$\times$ 107”IFS数据覆盖半径高达40 kpc，我们分别量化了$σ(R)$的内（2 kpc）和外（20 kpc）对数斜率$γ_{\rm inner}$和$γ_{\rm outer}$。虽然$γ_{\rm inner}$大部分是负的，56个星系有足够的径向覆盖，以确定$γ_{\rm outer}$，我们发现36%有上升的外部分散配置文件，30%是平坦的不确定性，和34%的下降。上升的外部轮廓的星系的比例增加与$M_*$和更密集的星系环境，与10的11个最大的星系在我们的样本具有平坦或上升的色散曲线。最强的环境相关性与局部密度和晕质量，但较弱的相关性与大尺度密度也存在。平均$γ_{\rm outer}$是相似的最明亮的集团星系，卫星，和孤立的星系在我们的样本。我们发现一个明确的正相关关系的梯度的外色散曲线和梯度的速度峰度$h_4$。总而言之，我们的运动学结果表明，在最大规模的ETG上升的色散曲线的比例增加所造成的（至少部分）…
2017-10-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Disk galaxies with broken luminosity profiles from cosmological simulations
我们提出了SPH宇宙学模拟的形成三个盘星系的化学演化和冷却的详细治疗。由此产生的星系具有与观测相一致的性质：相对较高的盘与总的比率，薄的恒星盘，以及与塔利-费舍尔和亮度-尺寸关系的良好一致性。它们在3.0 +- 0.5盘尺度长度处呈现出光度分布的中断，同时显示出指数质量分布，没有任何明显的中断，与最近的观测结果一致。由于恒星质量分布是指数分布，只有恒星星族的差异才可能是光度突变的原因。虽然我们在我们的恒星形成模型中发现了一个由密度阈值决定的恒星形成率的截止值，但它与光度突变并不一致，并且位于4.3 +- 0.4盘尺度长度处，恒星形成在两个半径之间进行。颜色曲线和年龄曲线呈“U形”，两种曲线的最小值大致位于断裂半径处。SFR的恒星质量比增加，直到休息，解释的时间与年龄分布的最小值的休息的巧合。在突破之后，我们发现气体密度急剧下降，因此，SFR和红色下降。我们发现，大多数恒星（64-78%）在外盘起源于内盘，然后迁移到那里。这样的恒星迁移很可能是U形年龄剖面的主要来源，因此也是光度突变的主要来源。
2009-09-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Isothermal distributions in MONDian gravity as a simple unifying explanation for the ubiquitous $ρ\propto r^{-3}$ density profiles in tenuous stellar halos
银河系的恒星晕有一个密度分布，它在一级近似下满足$ρ\propto r^{-3}$。最近，人们发现M31也有这样一个扩展的恒星晕，它大致遵循相同的径向标度。对遥远星系的研究也揭示了同样的现象。此外，我们现在知道，我们的银河系和仙女座的球状星团系统的密度分布的第一近似遵循$ρ\propto r^{-3}$，$Σ\propto R^{-2}$的投影。最近，在银河系的一些球状星团周围发现了弥漫的恒星群，它们远远超出了牛顿的潮汐半径，但往往没有显示出任何潮汐特征的证据。在标准的牛顿和GR的情况下，已经提出了许多不同的特定解释，分别针对上述不同类别的系统。在这里，我们表明，在MONDian重力的情况下，任何等温的示踪剂粒子形成一个小扰动周围的球对称的质量分布的纤细晕，将有一个平衡的配置，第一近似满足$ρ\propto r^{-3}$标度。
2013-04-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Semi-empirical versus Theoretical Stellar Population Models: a comparison with Star Clusters
本研究比较了半经验与理论星族谱库在SPS模型中的差异，发现合成谱库倾向于给出更低的年龄和金属丰度，且能更好地匹配高分辨率光谱学结果。
2025-04-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Resolving the baryon-fraction profile in lensing galaxies
利用恒星星族合成和基于像素的质量重建方法，给出了CfA-Arizona空间望远镜LENS巡天中21个透镜星系的恒星重子分数曲线的径向依赖关系.样本覆盖的恒星质量范围为Ms~2x10^9-3x10^11 Msol（太阳质量），对应的总质量范围为ML~7x10^9-3x10^12 Msol（有效半径），范围从0.25到5 Re。通过研究MS到ML依赖于每个星系中心的径向距离，我们发现对小到中等质量尺度的透镜，在大半径接近相同的值，其封闭的总质量，但表现出非常不同的恒星质量和恒星重子分数。这种现象在最大质量的透镜中会减弱。所有的重子分数剖面表明，暗物质晕超过恒星的内容之间的1.5和2.5 Re。我们发现了恒星重子分数在整个质量范围内稳步下降的证据。我们揭示了基本平面之谜，通过显示ML（<R）到Ms（<R）关系的斜率接近最近基本平面研究在大半径下的质光关系。质量较小的暗物质晕被证明受到恒星物质分布的影响，其分辨率低于10千秒差距。目前正在进行的研究解决重子分数档案将有可能评估的有效性，恒星形成模型以及绝热收缩处方中常用的模拟。[删节]
2011-07-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
SDSS-IV MaNGA PyMorph Photometric and Deep Learning Morphological Catalogs and implications for bulge properties and stellar angular momentum
我们描述了SDSS-IV MaNGA PyMorph光度（MPP-VAC）和MaNGA深度学习形态（MDLM-VAC）增值目录。MPP-VAC提供了来自Sérsic和Sérsic+Exponential拟合的光度学参数，用于MaNGA DR 15星系样本的2D表面亮度轮廓。与之前的PyMorph SDSS成像分析相比，我们对MaNGA DR 15的分析包含了三项改进：最新的SDSS图像;用于确定凸起到椎间盘分解的修改标准;以及MPP-VAC中的拟合已经过目测，并在必要时重新拟合，以获得额外的可靠性。伴随目录MDLM-VAC为相同的星系提供了基于深度学习的形态分类。MDLM-VAC包括许多形态学特性（例如，一个T型，和椭圆和S 0星系之间的更精细的分离）。结合MPP和MDLM-VAC可以表明，MDLM形态分类比以前的工作更可靠。它还表明，晚型和早型星系的单Sérsic拟合可能分别返回$n \le 2$和$\ge 4$的Sérsic指数，并且$n$和形态之间的这种相关性也延伸到了凸起部分。虽然前者是众所周知的，后者与最近的一些工作相矛盾，这些工作表明$n$ -凸起和形态之间几乎没有相关性。将这两种VAC与MaNGA的空间分辨光谱相结合，使我们能够研究恒星角动量如何取决于形态类型。我们发现恒星运动学，光度特性，和形态类型之间的相关性，即使光谱数据没有发挥作用的MPP和MDLM-VACs的…
2018-12-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The massive end of the luminosity and stellar mass functions and clustering from CMASS to SDSS: Evidence for and against passive evolution
我们描述的光度函数，基于Sersic适合的光剖面，CMASS星系在z ~ 0.55。与以前的估计相比，我们基于Sersic的减少意味着更明亮，大质量的星系，与Sersic的影响一致，而不是Petrosian或de Vaucouleur基于测光的斯隆数字巡天（SDSS）在z ~ 0.1的主要星系样本。这意味着一个显着的修订，恒星和晕质量之间的相关性的高质量端。关于光度和恒星质量函数演化的推论强烈依赖于假设的、不确定的k+e修正。反过来，这又取决于假定的人口年龄。通过将Maraston et al.（2009）的模型拟合到SDSS和CMASS星系的颜色中，应用k+e修正，光度和恒星质量函数的演化看起来非常被动，前提是拟合需要返回旧的年龄。然而，当在同动数或光度密度上匹配时，SDSS星系与CMASS中的星系相比不那么强烈地聚集在一起。这排除了被动演化的情况，事实上，任何较小的合并情况下，保持排名排序的恒星质量的人口。CMASS样本中潜在的不完整性将进一步加剧这种不匹配。我们的分析突出了聚类测量与数量计数相结合的优点。
2015-10-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Global Properties of M31's Stellar Halo from the SPLASH Survey. I. Surface Brightness Profile
我们目前的表面亮度轮廓M31的恒星晕的投影半径为175千秒差距。表面亮度的估计是基于来自凯克/DEIMOS光谱观测的M31红巨星分支恒星的确认样本。一组经验的光谱和光度M31成员诊断用于识别和拒绝前景和背景污染物。这使我们能够追踪M31的恒星晕，比以前的测光研究更大的投影距离和更暗的表面亮度。M31晕的表面亮度分布遵循指数为-2.2 +/-0.2的幂律，并延伸到至少约175 kpc的投影距离（约为M31维里半径的2/3），没有证据表明在大半径处有向下的破裂。最佳拟合的椭圆形等照度线的b/a=0.94，晕的长轴与M31的盘的短轴对齐，这与长晕一致，尽管数据也与M31的球对称晕一致。事实上，潮汐碎片的功能是运动学冷的是用来确定子结构的光谱领域的投影半径为90千秒差距，并调查这种子结构的表面亮度剖面上的效果。表面亮度分布的散射减少时，运动学确定的潮汐碎片功能在M31的统计减去，其余的配置文件表明一个比较扩散的恒星组成部分M31的恒星晕存在很大的距离。超过90千秒差距，运动学上的冷潮汐碎片特征由于数量统计不多而无法确定;然而，超过90千秒差距的表面亮度的显着场与场之间的变化表明，M31晕的最外层区域也包括从吸积物体剥离的恒星。
2012-11-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Signatures of stellar accretion in MaNGA early-type galaxies
大质量星系的后期聚集被认为是由其外围（超过2个有效半径Re）的恒星吸积主导的，这是由于干燥的小星系合并。我们使用SDSS IV MaNGA的1010个z<0.15的被动早型星系（ETG）的观测结果来寻找这种吸积的证据。将恒星星族拟合程序FIREFLY、pPXF和Prospector的输出与恒星金属丰度（Z）估算中的系统误差控制进行了比较。我们发现ETG在不同恒星质量（M）仓中的平均径向logZ/Zsun分布不是线性的。因此，这些配置文件的特点是一个单一的梯度值，解释了为什么在以前的工作中报告的弱趋势可能难以解释。相反，我们检查了恒星金属丰度分布的整个径向范围，发现它们在M>10^{11}Msun ETG的外围变平。这是恒星吸积的标志。基于恒星金属丰度剖面的模型，我们推断出ETG中的离地恒星质量分数是M和银河系中心半径的函数。我们发现，在M<10^{10.5}Msun的ETG中，2 Re的异位星占投影恒星质量的20%，而M>10^{11.5}Msun的ETG则高达80%。
2019-06-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Relationship between 2D and 3D Galaxy Stellar Mass and Correlations with Halo Mass
本文利用模拟星系样本比较二维与三维外围恒星质量作为暗晕质量代理的性能，发现二者表现相近且二维选择无投影偏差，验证了外围恒星质量用于星系团识别的可靠性。
2025-02-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy properties as revealed by MaNGA. III. Kinematic profiles and stellar population gradients in S0s
这是第三篇文章的一系列，我们研究的恒星星族梯度（SP;年龄，金属丰度，$α$ -元素丰度比和恒星初始质量函数）的早期类型星系（ETG）在$z\le 0.08$从MANGA-DR 15调查。在这项工作中，我们专注于S 0人口和量化SP如何在整个人口以及与galactocentric距离的变化。我们通过测量Lick指数并将其与恒星星族合成模型进行比较来做到这一点。这就要求光谱具有高的信噪比，我们通过在亮度（L $_r$）和中心速度色散（$σ_0$）的箱中进行叠加来实现。我们发现：1）S 0总体存在双峰性：质量大于$3\times 10^{10}M_\odot$的S 0表现出较强的速度离散度和年龄梯度（年龄和$σ_r$向外减小），但金属丰度梯度很小或没有;而质量较小的S 0则表现出相对平坦的年龄和速度离散度剖面，但金属丰度梯度显著（即[M/H]向外减小）。高于$2\times10^{11}M_\odot$，S 0的数量急剧下降。这两个质量尺度也是ETG全球尺度关系变化的斜率。2)与具有相同亮度和速度色散的快速旋转椭圆星系（E-FR）相比，S 0的速度色散轮廓更陡。E-FR的运动学轮廓和恒星星族梯度与慢转椭圆星系（E-SR）的相似性大于S 0，表明E-FR不是简单的S 0。3）在固定的$σ_0$下，更亮的S 0和E-FR更年轻，更富金属，$α$增强更少。显然，对于这些星系，如果$σ_0$保…
2020-05-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Exponential profiles from stellar scattering off interstellar clumps and holes in dwarf galaxy discs
矮不规则星系星际气体中的空洞和团块是引力散射中心，它们加热场星并改变它们的径向和垂直分布。由于气体结构是扩展的，每颗恒星的散射相对较弱，恒星轨道保持接近圆形，净效应随着时间的推移缓慢积累。我们用理想化模型计算了散射星的径向轮廓，发现它接近一个指数的平衡形状，类似于观测到的星系盘形状。我们的模型只处理散射，没有棒或旋臂，因此结果主要适用于矮不规则星系，那里没有其他明显的散射过程。当恒星星族比气体层更厚时，气体扰动引起的恒星散射会减慢。一个吸积的星系与不断增长的薄气体层可以形成多个恒星的指数分布从内到外，保存在一个不断延长和变薄的恒星子盘序列的每个Gyr间隔的残余。
2017-04-12 astro-ph.GA
MegaMorph: classifying galaxy morphology using multi-wavelength Sérsic profile fits
目标。这项工作探讨了利用星系结构参数（Sérsic指数，n和有效半径，Re）的波长依赖性将星系分为不同类型的潜力。方法.被认为是附近的星系与可靠的视觉形态的样本，我们测量结构参数，通过拟合多波长单Sérsic模型。此外，我们使用一组人工红移星系来测试这些分类器在信噪比降低时的行为。结果我们表明，n的波长依赖性可以用来分离视觉分类的早期和晚期类型的星系，以类似于使用颜色和n的方式。此外，我们发现，波长的变化n可以恢复被这些其他形态代理错误分类的星系。大约有一半的螺旋星系污染了一个早期类型的样本，使用（u-r）与n可以正确地识别为晚期类型的N，在两个不同的波段测量的n的比率。使用一组人工红移的图像，我们表明，这种技术仍然有效的z ~ 0.1。因此，与单独使用颜色n切割相比，N可以用于获得更纯的早期类型样品和更完整的晚期类型样品。我们还研究了R，Re在两个不同波段的比例，作为一个形态分类器的适用性，但发现早期和晚期类型的星系的平均大小在光学波长上基本上没有变化。
2015-02-19 astro-ph.GA
Stellar Mass Profiles of Quiescent Galaxies in Different Environments at $z\sim0$
我们提出了147个孤立的静止星系在非常低密度的环境（即，空区域）在本地宇宙（$0.01<z<0.06$）从斯隆数字巡天。这些星系的恒星质量在$ 9.8\lesssim \log(M_{\ast}/M_{\odot})\lesssim11.2$之间，它们代表了整个星系人口的$\sim15\%$，在空洞区域下降到$M_{r} = -19$。我们没有发现任何孤立的静止星系与$\log(M_{\ast}/M_{\odot})\gtrsim11.2$。我们比较了这些孤立的静止星系的恒星质量配置文件与恒星质量匹配的样本的静止星系在组和集群环境中的配置文件。我们发现，在固定的质量，静止的星系中的空隙有类似的中心（$1$ kpc）的质量密度（$Σ_1$）和中心速度色散（$σ_1$）相比，他们的同行在集团和集群。我们发现，静止的星系中的空隙有最多$10-25\%$较小的半质量（和半光）的大小相比，静止的星系群和集群。我们的结论是，对于中等恒星质量范围内的$10^{10}-10^{11}M_{\odot}$在本地宇宙，环境机制有没有显着的额外影响的质量配置文件的静止星系。
2018-05-21 astro-ph.GA
The Spitzer Survey of Stellar Structure in Galaxies (S4G): Stellar Masses, Sizes and Radial Profiles for 2352 Nearby Galaxies
斯皮策银河系恒星结构巡天（Spitzer Survey of Stellar Structure in Galvanian，S4 G）是一个对2352个邻近星系进行的体积、星等和大小有限的巡天，深度成像为3.6和4.5微米。在本文中，我们描述了我们的表面测光管道，并展示了相关的数据产品，我们已经发布给社会。我们还确定了物理机制，导致不同水平的中央恒星质量浓度的星系具有相同的总恒星质量。最后，我们导出了不同形态星系在3.6 μ m处的局域恒星质量-尺寸关系。我们的径向轮廓达到恒星质量表面密度低于1 Msun pc-2。考虑到尘埃的影响可以忽略不计，而且在这些波长下的质光比几乎是恒定的，这些剖面构成了附近星系恒星质量径向分布的准确清单。从这些配置文件中，我们还得到了全球性的性质，如渐近的大小（和相应的恒星质量），等照度线的大小和形状，和浓度指数。这些和其他来自我们各种管道的数据产品（科学准备镶嵌，对象掩模，2D图像分解和恒星质量图）可以在IRSA上公开访问（http：//irsa.ipac.caltech.edu/data/SPITZER/S4G/）。
2015-05-13 astro-ph.GA
The Three Hundred Project: the stellar and gas profiles
利用三百计划中的星系团的星表，用流体动力学模拟（Gadget-X和Gadget-MUSIC）和半解析模型（SAMs）模拟，我们研究了星系团重子成分的分布和轮廓的散射和自相似性：恒星和气体质量，金属丰度，恒星年龄，气体温度和（特定）恒星形成率。通过与观测结果的比较，我们发现，气体密度分布的形状和散射匹配以及观察到的趋势，包括减少在大半径的散射，这是在以前的研究中提出的自相似性的签名。我们的模拟集之一，Gadget-X，很好地再现了所观察到的温度分布的形状，而Gadget-MUSIC在集群中心有一个更高，更平坦的轮廓，在大半径处有一个更低，更陡的轮廓。两个模拟集的气体金属丰度分布，尽管遵循观察到的趋势，有一个相对较低的标准化。与两种流体动力学模拟结果相比，SAMs的累积恒星密度剖面与观测结果更吻合，这两种流体动力学模拟结果显示出相对较高的剖面。在这些物理配置文件中的分散，特别是在集群中心区域，显示了集群的动力学状态和冷芯/非冷芯二分法的依赖。恒星年龄、金属丰度和（s）SFR显示出非常大的分散性，然后在2D地图中呈现。我们也没有发现任何明确的径向依赖这些属性。然而，与卫星星系的性质相比，最亮的中央星系具有可区分的特征。
2020-05-13 astro-ph.GA
The Three Hundred Project: deducing the stellar splashback structure of galaxy clusters from their orbiting profiles
International Centre for Radio Astronomy Research, The University of Western Australia（西澳大利亚大学无线电天文研究中心）；ARC Centre of Excellence for All Sky Astrophysics in 3 Dimensions (ASTRO 3D)（ARC三维全天空天体物理学卓越中心）；Departamento de Física Teórica, Módulo 15, Facultad de Ciencias, Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学理学院理论物理系）；Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学）
研究通过GIZMO模拟探讨星系团溅射结构，发现星系和暗物质的截断半径一致，但星系分布更陡峭，且两者均遵循截断半径与质量累积率的关系，表明可通过星系分布推断团体质量增长。
2026-02-19 astro-ph.GA
Neural Deprojection of Galaxy Stellar Mass Profiles
Université de Montréal（蒙特利尔大学）；Ciela Institute（Ciela研究所）；Mila（Mila人工智能研究所）；University of Oxford（牛津大学）；University of Toronto, Dunlap Institute（多伦多大学邓普研究所）；CCA, Flatiron Institute（CCA，西蒙斯基础研究所）
本研究提出神经退射方法，通过训练神经网络将Nuker参数转换为多高斯展开组件，实现无需光学观测的物理真实恒星质量模型，并应用于ALMA数据以分析尘埃遮蔽和活跃星系。
2025-11-25 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
The Dekel-Zhao profile: A mass-dependent dark-matter density profile with flexible inner slope and analytic potential, velocity dispersion, and lensing properties
我们探讨了一个函数的两个形状参数的暗物质晕密度轮廓的重子效应，这是一个特殊的情况下，一般赵族模型适用于模拟暗物质晕Dekel等人。该轮廓具有可变的内斜率和浓度参数，和解析表达式的引力位，速度色散和透镜性质。使用NIHAO宇宙学模拟，我们发现，它提供了更好的拟合比Einasto配置文件和广义NFW配置文件与可变的内斜率，特别是对晕中心。我们发现，轮廓参数与恒星晕质量比$M_{\rm star}/M_{\rm vir}$。这定义了一个质量依赖的密度分布，描述了所有星系中的平均暗物质分布，它可以直接应用于观测到的星系旋转曲线，引力透镜，和半解析模型的星系形成或卫星星系演化。重子的作用表现在内部密度斜率的显著平坦化和浓度参数从$M_{\rm star}/M_{\rm vir} = 10^{-3.5}$到$10^{-2}$（对应于$M_{\rm star} \sim 10^{7-10} M_\odot$）的20%的减小。这种配置文件适合模拟星系的精度类似于某些多参数，质量依赖的配置文件，但其较少的参数和分析性质，使其最可取的许多用途。
2020-09-11 astro-ph.GA
Spatially resolved stellar-to-total dynamical mass relation: Radial variations, gradients and profiles of galaxy stellar populations
INAF-Osservatorio Astrofisico di Arcetri（INAF阿切特里天文台）；Physics department of the University of Trento（特伦托大学物理系）；Physics and Astronomy department of the University of Florence（佛罗伦达大学物理与天文学系）
研究通过光学IFS数据和265个CALIFA星系的光度测量，探讨了恒星群体在空间分辨下的动力学质量关系中的径向变化和梯度，揭示了暗物质在塑造星系特性中的作用。
2026-01-22 astro-ph.GA
No direct coupling between bending of galaxy disc stellar age and light profiles
我们通过全光谱拟合技术研究了卡拉阿尔托遗产积分场区域巡天中44个正面螺旋星系的恒星性质。我们比较的年龄分布与表面亮度分布，以突出配置文件类型之间的差异（I型，指数配置文件;和II，下弯配置文件）。我们观察到一个上翘（“U形”）的年龄分布，这44个星系中的17个可靠的恒星信息到他们的外部。这种“U形”并不是II型星系的独特特征，但也可以在I型星系中观察到。这些发现表明，形成表面亮度和恒星星族分布的机制不是直接耦合的。这种年龄上的上升只在轻重量的剖面中观察到，而在重重量的剖面中则是明显的。考虑到最近对邻近系统外部的研究结果和本信中提出的结果，对年龄上升的最合理解释之一是整个盘的早期形成（$\sim$ ~10~Gyr前），随后是恒星形成的内向外淬火。
2015-11-11 astro-ph.GA
Galactic Mass-to-Light Ratios With Superfluid Dark Matter
我们利用旋转曲线拟合来检验超流暗物质模型。除了验证所得到的拟合匹配的旋转曲线数据相当好，我们的目标是评估他们是如何令人满意的两个标准，即，如何合理的恒星质光比，以及是否适合最终在超流暗物质的制度，该模型类似于修改后的牛顿动力学（MOND）。我们用超流暗物质模型拟合了169个星系的自转曲线。我们发现，超流暗物质的质光比一般是可以接受的恒星星族。然而，最适合的质光比与星系的大小有一种不自然的依赖关系，因为巨星系的质光比系统地低于矮星系。第二个发现是，超流通常最适合的旋转曲线在政权的超流的力量不能类似于MOND没有调整的边界条件分别为每个星系。在这种情况下，我们不能再指望超流体暗物质重现现象学上观察到的使MOND吸引人的标度关系。另一方面，如果我们只考虑力与MOND很接近的解，那么超流体的总质量与引力透镜数据处于张力状态。我们的结论是，由于两个原因，即使是与超流暗物质最好的拟合仍然不能令人满意。首先，由此产生的恒星质光比显示出星系大小的不自然趋势。其次，拟合并不会自动地以类似于MOND的状态结束，如果我们强迫拟合这样做，总的暗物质质量就会与强透镜数据发生紧张关系。
2022-08-03 astro-ph.GA gr-qc
An Explanation for the Slopes of Stellar Cusps in Galaxy Spheroids
在典型的~L* 和低质量的球状体中心的恒星表面质量密度剖面显示出与$Σ\propto R^(-n)$的幂律“尖点”，其中对于半径~1-100 pc，0.5<n<1。观测和理论支持的模型中，这些尖点形成的耗散气体流入和丰富的气体合并的核星爆。在这些相对较大的半径，恒星弛豫是不太可能占或强烈修改的尖锐的恒星轮廓。我们认为，观察到的幂律表面密度分布是一个自然的后果，占主导地位的角动量输运的引力不稳定性，在一个中心的大质量黑洞的引力势。在这些半径的主导模式是m=1的不平衡/偏心盘不稳定性，其中恒星扭转气体可以驱动快速流入和吸积。这种模式首先一般出现在大半径处，并且通过在越来越小的半径处激发偏心率而向内传播，其中M*（<R）<<M_BH。当恒星表面密度分布相对较浅且n<1/2时，模式不能有效地传播到R=0，因此气体堆积，恒星形成使密度分布变陡。但是，如果剖面比n=1更陡，偏心率的向内传播受到强烈阻尼，从而抑制流入并再次降低n。这些结果加在一起，在中心黑洞的势中产生1/2 < n < 1的平衡斜率。这些物理参数支持的非线性数值模拟的气体流入星系核。总之，这些结果自然解释了观察到的恒星密度分布的“尖点”椭圆星系。
2012-06-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The information content of stellar halos: Stellar population gradients and accretion histories in early-type Illustris galaxies
星系外围的长动力学时间尺度保存了它们吸积历史的信息内容，例如以恒星星族梯度的形式。我们提出了一个详细的分析的统计上有代表性的样本的早期类型的星系从Illustris模拟的恒星晕属性，并表明，恒星星族梯度在大半径确实可以用来推断星系吸积历史的基本属性。我们测量的金属丰度，年龄和表面亮度分布在静止的插图星系范围从$\mathrm{M}_\star = 10^{10} - 2\times 10^{12}\;\mathrm{M}_\odot$，并表明，他们是在合理的协议与观测。在固定的质量，星系吸积很少的恒星晕材料往往有陡峭的金属丰度和表面亮度轮廓之间的2 - 4有效半径（R $_e$）比那些吸积分数较大。从z = 1到现在，恒星晕中的金属丰度和表面亮度的轮廓通常变平。这表明，恒星吸积到恒星晕往往会使金属丰度和表面亮度轮廓变平，这是由恒星晕中两个梯度之间的紧密相关支持的。我们发现没有统计证据的附加信息内容有关的吸积历史恒星晕金属丰度轮廓以外的表面亮度配置文件。恒星晕中的年龄梯度似乎对星系吸积历史不敏感，并且所研究的恒星星族梯度都与平均合并质量比没有强相关性。未来的观测，达到星系外的大半径将有最好的潜力来约束星系吸积的历史。
2016-09-30 astro-ph.GA
Broken and unbroken: the Milky Way and M31 stellar haloes
我们使用Bullock & Johnston的模拟套件来研究L* 型星系恒星晕的密度分布。对银河系和M31恒星晕的观测显示了截然不同的结果：银河系有一个“破碎”的轮廓，密度在25 kpc以上下降得更快，而M31在100 kpc以下有一个平滑的轮廓，没有明显的断裂。仅由矮星系吸积而成的模拟恒星晕也表现出这种行为：一些晕有断裂，而另一些没有。在恒星晕轮廓中是否存在破裂可以与星系的吸积历史有关。我们发现，一个突破半径是密切相关的建立在远心恒星。我们将这些发现与观测结果相关联，并发现银河系密度分布的“断裂”可能与相对较早（约6-9 Gyr前）和大规模吸积事件有关。相比之下，M31的恒星晕轮廓没有破裂，这表明它的吸积卫星有着广泛的远心。因此，M31可能比银河系有更长的吸积历史。
2012-12-08 astro-ph.GA
Luminosity Profiles of Prominent Stellar Halos
我们提出了一个样本的54个盘状星系，具有发达的面外结构。我们从斯隆数字巡天的彩色图像中通过目视检查选择了它们。由于面外结构的大小与盘相当，它们被认为是突出的恒星晕，而不是大的凸起。一个单一的Sérsic轮廓拟合的表面亮度沿短轴的磁盘显示光度过剩的中心区域的大多数样本星系。这种中心过量被认为是由中心凸起组件引起的。单组分模型的平均Sérsic指数为$1.1\pm0.9$。对于内部区域采用$n=1$，并且对于外部区域采用变化的$n$的双Sérsic轮廓模型提供比单Sérsic轮廓模型更好的拟合。对于一小部分星系，用$n=4$拟合内部区域的Sérsic轮廓得到了类似的结果。$n$随光度和中心速度色散的增加有微弱的增加趋势，但对局地背景密度没有依赖性。
2018-07-17 astro-ph.GA
Testing Feedback-Modified Dark Matter Haloes with Galaxy Rotation Curves: Estimation of Halo Parameters and Consistency with $Λ$CDM
宇宙学$N$ -天体模拟预测了具有陡峭中央尖点的暗物质（DM）晕（例如NFW，Navarro et al. 1996）。这与低质量星系中气体运动学的观测结果相矛盾，这些观测结果意味着存在浅DM核心。重子过程，如绝热收缩和气体外流，原则上，可以改变初始DM密度分布，但它们的相对贡献的晕转变仍然不确定。最近的高分辨率宇宙学流体动力学模拟（Di Cintio et al. 2014，DC 14）预测，内部密度分布系统地取决于恒星与DM质量之比（M $_*$ /M $_{\text{halo}}$）。使用马尔可夫链蒙特卡罗方法，我们测试的NFW和M $_*$ /M $_{\text{halo}}$依赖的DC 14晕模型对样本的147个星系旋转曲线从新的{ \it斯皮策}测光和准确的旋转曲线（SPITZER）数据集。这些星系都有扩展的H{ \small I}旋转曲线的射电干涉测量，以及准确的恒星质量密度分布的近红外测光。与NFW曲线相比，DC 14晕圈曲线提供了对数据的明显更好的拟合。与NFW不同，在我们的旋转曲线拟合中发现的DC 14晕参数自然落在由$Λ$ CDM预测的质量浓度关系和从丰度匹配推断的恒星质量晕质量关系的两个标准差之内，其中异常值很少。因此，由重子过程修改的晕轮廓与$Λ$冷暗物质（$Λ$ CDM）宇宙学的预期更加一致，并且比忽略重子物理的晕模型更好地拟合了星系旋转曲线。我们的…
2017-01-11 astro-ph.GA
A Simple Model for Global HI Profiles of Galaxies
上下文当前和未来的HI盲测产生大量的谱线，自动表征将是方便的。目标。本文描述了HI银河系谱线的六参数数学模型。该文件的目的是表明，该模型确实是一个有用的方法来描述这样的线。方法.该模型是适合谱线提取的34个螺旋星系的最近的高清晰度的东西调查。三种情况下，不同的仪器特性进行了比较。从模型拟合获得的最大值，最重要的是线宽和总通量，与以更标准的非参数方式测量的模拟量进行比较。结果该模型被证明是一个很好的适合几乎所有的东西配置文件。当额外的噪声被添加到测试光谱，拟合保持一致，模型拟合的方法也被证明在这种条件下返回优越的线宽和通量的估计。
2014-05-14 astro-ph.GA astro-ph.IM
New density profile and structural parameters of the complex stellar system Terzan 5
Terzan 5是银河系隆起中的一个球状星团状恒星系统，最近发现它包含两个恒星星族，它们的铁含量不同，年龄可能也不同（Ferraro et al. 2009）。这一发现表明，泰山5号可能是一个原始建筑块的遗迹，它有助于银河系隆起的形成。在这里，我们提出了一个重新确定的结构参数（重心，密度和表面亮度分布，总光度和质量）的泰山5，从高分辨率（ESO-MAD和HST ACS-WFC）和宽场（ESO-WFI）观测相结合。我们发现，泰山5号的浓度明显低于以前认为的浓度，质量更大。尽管如此，它仍然是银河系中所有恒星集合体中碰撞率最大的。我们讨论了这些发现的特殊人口的毫秒恒星窝藏在这个恒星系统的影响。
2010-05-17 astro-ph.GA
A robust two-parameter description of the stellar profile of elliptical galaxies
一个星系的恒星密度分布通常用两个数字来概括：恒星总质量和半光半径。然而，星系的总质量并不是一个定义明确的量，这是由于测光观测的深度有限，以及星系和扩散的星系内光之间的区别的任意性。这限制了我们在模型和观测之间进行准确比较的能力。我希望提供一个更强大的双参数描述的恒星密度分布的椭圆星系，在数量上，可以明确测量。为此，我建议使用投影中10千秒差距以内的恒星质量$M_{*,10}$和同一孔径内的质量加权恒星密度斜率$Γ_{*,10}$。我测量了$M_{*,10}$和$Γ_{*,10}$中的椭圆星系样本的分布，这些椭圆星系来自斯隆数字巡天和星系和质量大会巡天，使用的是超级超级凸轮巡天的测光。利用这对$(M_{*,10},Γ_{*,10})$值可以预测星系内部10 kpc的恒星密度分布，精度优于20%。类似地，$M_{*,10}$和$Γ_{*,10}$可以结合起来，得到一个至少和恒星质量基本面一样好的恒星速度色散的代理。作为第一个应用程序，我然后比较了观察到的$M_{*,10}-Γ_{*,10}$椭圆星系的关系，在鹰参考模拟类似的选定的星系。观测到的星系和模拟的星系在$M_{*,10}=10^{11}M_\odot$匹配，但鹰$M_{*,10}-Γ_{*,10}$关系较浅，并有一个更大的内在散射相比，观测。这种新的参数化的大质量椭圆星系的恒星密度分布提供了一个更强大的方式来比较不同的光度测量…
2020-02-05 astro-ph.GA
Evolution of the Milky Way with radial motions of stars and gas II. The evolution of abundance profiles from H to Ni
我们研究了恒星和气体的径向运动对银河系盘丰度分布演化的作用。我们调查，在一个参数化的方式，径向流动的气体和恒星的径向迁移主要是由银河棒及其与螺旋臂的相互作用引起的影响。我们使用一个模型，有几个新的或更新的成分（原子和分子气相，恒星形成取决于分子气体，最近的金属依赖恒星产量从H到Ni，观测推断SNIa率），再现以及银河系的大多数全球和本地观测。我们得到的丰富的配置文件在内盘（因为径向流）和外盘（因为通过恒星形成法）平坦。气体丰度剖面随时间变平，但由于径向迁移，相应的恒星剖面对于年轻恒星来说似乎更陡峭。我们发现恒星丰度分布和O/Fe，这是一个代理恒星年龄之间的相关性。我们最终的丰度剖面与观测结果总体一致，但对于S以上的元素稍陡（0.01-0.02 dex/kpc）。我们发现一个有趣的“奇-偶效应”的行为的丰度配置文件（陡峭的斜率为奇数元素）为所有的恒星产量，然而，这种行为并没有出现在观测中，这表明该效应是，也许，高估了在目前的恒星核合成计算。
2014-12-16 astro-ph.GA
The Stellar Density Profile of the Distant Galactic Halo
我们使用广泛的重力敏感DDO 51测光超过5100平方度，结合SDSS宽带测光，选择一个目录的$\sim 4,000$巨星覆盖了大部分的高银河纬度天空，并达到$\sim 80$千秒差距的星系晕。这个明亮和无偏的示踪剂样本使我们能够测量恒星晕的径向轮廓和3D结构，以大的距离，以前只能用稀疏的示踪剂或小样本测量。使用人口合成模型再现观测到的巨星光度函数，我们发现，晕保持$r^{-3.5}$配置文件从$30$到$80$ kpc没有截断或急剧突破的迹象在这个范围内。径向轮廓测量在很大程度上是不敏感的个人晕子结构组件，但我们发现，试图测量的形状的晕是压倒了人马座流，使没有椭圆形的形状是一个令人满意的描述在这个地区。这些测量使我们能够开始将银河系与越来越多的外部星系样本联系起来，在这些星系中可以获得类似的晕轮廓测量，目的是进一步将恒星晕的性质与形成它们的吸积历史联系起来。
2016-10-06 astro-ph.GA
Stellar density profile and mass of the Milky Way Bulge from VVV data
我们提出的第一个恒星密度分布的银河系隆起达到纬度$b=0^\circ$。它是通过计算VVV巡天数据中VISTA变星的PSF光度学拟合色星等图中的红团星而得到的。新的恒星密度图以前所未有的精度覆盖了$|l|\leq 10^\circ$和$|b|\leq 4.5^\circ$之间的区域，从而可以在长颈鹿内鼓光谱巡天（GIBS）的恒星运动学和恒星质量密度分布之间建立直接联系。特别是，从GIBS中心的速度分散峰值的位置匹配的VVV星计数图中的高密度。通过将由所有VVV场得到的总光度函数（LF）缩放到Zoccali等人的LF。（2003），我们获得了第一个完全经验估计的质量在恒星和残余的银河系隆起。银河系核球内的恒星质量（$|b|<9.5^\circ$，$|l|<10^\circ$）是$2.0\pm0.3\times 10^{10}M_{\odot}$。
2015-10-26 astro-ph.GA
The stellar velocity dispersion in nearby spirals: radial profiles and correlations
恒星速度色散（$σ$）是旋涡星系中一个重要的物理量，它参与了一些基本的动力学过程，如引力不稳定性和盘加热。在这里，我们分析了一个样本的34个附近的螺旋从Calar Alto遗产积分场区（CALIFA）光谱调查，deproject的视线$σ$ $σ_{R}$和$σ_{R}$的可靠的径向配置文件，以及精确测量的$\langleσ_{R}\rangle$，径向平均$σ_{R}$超过一个有效的（半光）半径。我们发现，有一个趋势，$σ_{R}$增加，减少$R$，即$\langleσ_{R}\rangle$与恒星质量（$M_{\star}$）和测试与其他星系属性的相关性。最显著和最强的相关性是与$M_{\star}$的相关性：$\langleσ_{R}\rangle \propto M_{\star}^{0.5}$。这种紧标度关系适用于Sa $\mbox{--}$ Sd型和恒星质量为$M_{\star}\approx10^{9.5}\mbox{--}10^{11.5}\ \mbox{M}_{\odot}$的旋涡星系。将$σ_{R}$与恒星表面密度和盘尺度长度联系起来的简单模型大致再现了这种尺度，但明显高估了$\langleσ_{R}\rangle$。
2019-08-09 astro-ph.GA
Effects of environment on stellar metallicity profiles of late-type galaxies in the CALIFA survey
我们通过研究星系在两种离散环境（场和星系群）中的光和质量加权金属丰度的径向分布，探讨了环境在晚型星系演化中的作用。我们使用了167晚型星系的样本，恒星质量$9\le \log(M_{\star}/M_{\odot}) \le 12$，来自CALIFA调查。我们研究了这两种环境中星系的金属丰度，其中包括金属丰度作为半径的函数，在特征尺度上，以及作为恒星质量表面密度的函数的比较。我们发现组和场晚型星系之间的显着差异，在他们的金属丰度，在这个意义上说，组星系系统的金属比他们的领域同行。我们发现，场星系，在一般情况下，金属丰度的配置文件，显示在其内部区域的负梯度，并在较大的半径较浅的配置文件。这与星系群的金属丰度分布形成对比，星系群的金属丰度分布在内部区域趋于平坦，在外部区域具有负梯度。关于金属丰度的特征半径的光度分布，我们一贯发现，它是更高的星系团星系，而不论星系质量。在固定的恒星表面质量密度下，星系团的金属含量也更高，金属丰度对表面密度的依赖性对星系团来说也不那么重要。作为质量，空间尺度和局部恒星质量密度的函数，组和场星系的金属丰度存在明显差异的证据表明，组和场星系遵循的是不同的演化路径。我们讨论了所观察到的差异可能产生的影响。
2020-08-13 astro-ph.GA
Kinematics of Simulated Galaxies II: Probing the Stellar Kinematics of Galaxies out to Large Radii
我们研究了从流体动力学宇宙学Magneticum Pathfinder模拟中提取的星系样本的恒星运动学到$5$半质量半径。我们构造差分径向恒星自旋配置文件量化的观测广泛使用的$λ_\mathrm{R}$和密切相关的$(V/σ)$参数。我们发现三个特征轮廓形状：轮廓表现出（i）峰值内$2.5$半质量半径和随后的减少（ii）连续增加，高原在较大的半径通常具有高振幅（iii）完全平坦的行为，通常具有低振幅，与观察一致。这表明恒星成分的运动学状态可以随半径的变化而显着变化，表明恒星的原位形成和非原位吸积之间存在明显的相互作用。随着时间的推移，我们的样本的演变，我们提供的证据表明，吸积历史的星系减少配置文件是由各向异性吸积的低质量卫星，得到破坏超过$ \sim 2.0$半质量半径，建立一个恒星晕无序运动，同时保持中心旋转已经存在于$z=2$。事实上，在$z=2$中，递减曲线是主要曲线类别。因此，我们可以预测一个独特的星系形成途径与减少的档案，并表明该中心类似于一个老嵌入盘。此外，我们表明，运动过渡的半径提供了一个很好的估计过渡半径从原位恒星在中心吸积恒星的晕。
2020-01-07 astro-ph.GA
Cosmological predictions for minor axis stellar density profiles in the inner regions of Milky Way-mass galaxies
本研究利用FIRE-2和Auriga模拟发现，银河系质量星系内部短轴恒星密度呈指数盘加幂律分布，且与暗物质分布强相关，与吸积历史无关。
2025-02-28 astro-ph.GA
The late-type stellar density profile in the Galactic Center: A statistical approach
银河系中心的晚型恒星星族最初被预测为处于动态松弛的尖点（幂律斜率从3/2到7/4）。然而，依赖模型来校正投影效应的观测结果却表明，分布是平坦的。需要进行这种校正是由于缺乏有关视线距离的信息。有了20年的天体测量基线，我们现在能够测量显着的投影径向加速度，其中六个是新报告的，直接限制视线距离。在这里，我们提出了一个统计方法，利用这些信息，更准确地约束在银河系中心的晚型恒星星族的径向密度分布的形状。
2016-10-07 astro-ph.GA
Global Properties of M31's Stellar Halo from the SPLASH Survey: II. Metallicity Profile
我们提出的金属丰度分布的红巨星分支（RGB）恒星在M31的恒星晕，来自光度金属丰度估计超过1500光谱确认的RGB晕星。恒星样本来自凯克/DEIMOS摄谱仪观测到的38个晕场，距离M31中心的投影距离从9到175千秒差距不等，其中包括52颗已确认的超过100千秒差距的M31晕星。虽然在整个晕中可以看到各种各样的金属丰度，但随着半径的增加，金属丰度分布函数的富金属峰变得不那么突出。M31恒星晕的金属丰度剖面显示出从9到~100 kpc的连续梯度，震级为-0.01 dex/kpc。在每个领域的恒星速度分布被用来识别恒星可能与潮汐碎片功能。潮汐碎片特征的去除并没有显著改变M31晕的金属丰度梯度：梯度保持在10至90千秒差距的区域。我们分析的晕金属丰度配置文件，以及与潮汐碎片功能和底层晕人口的恒星的相对金属丰度，在当前模拟恒星晕形成的背景下。我们认为，在M31的晕大规模的梯度意味着M31吸积至少一个相对大规模的祖在过去，而场到场的变化中看到的金属丰度剖面表明，多个较小的祖可能有很大的贡献M31的外晕。
2014-09-12 astro-ph.GA
The Mass Profile and Shape of Bars in the Spitzer Survey of Stellar Structure in Galaxies (S4G): Search for an Age Indicator for Bars
利用二维3.6 $μm $图像分解方法，对斯皮策银河系恒星结构巡天（S4 G）中的144个正面棒星系的径向光剖面和棒的整体形状进行了测量。棒的表面亮度轮廓与恒星的质量和膨胀总（B/T）比的宿主星系。大质量星系和膨胀星系（B/T $>$ 0.2）中的条形图显示出平坦的轮廓，而质量较小的盘状星系（B/T $\sim$ 0）中的条形图显示出指数的盘状轮廓，径向轮廓的扩展比膨胀星系更宽。但是，条形图的全局二维形状是矩形/方形，与凸起或圆盘属性无关。我们推测，因为酒吧形成的磁盘，酒吧最初有一个指数（磁盘状）的配置文件，随着时间的推移，捕获更多的恒星到四方形的酒吧轨道。这导致酒吧变得更强，并有更平坦的轮廓。在更大质量的盘中，棒的径向轮廓的狭窄分布表明这些棒形成得更早（z $>$ 1），而在质量较小的系统中，盘状轮廓和径向轮廓的较大分布意味着更晚和更渐进的演化，与从观测研究中推断的棒的宇宙学演化一致。因此，我们期望，酒吧轮廓的平坦度可以被用来作为酒吧的动态年龄指标，以衡量经过的时间，因为酒吧的形成。我们认为，宇宙气体吸积是必需的，以解释我们的结果酒吧的轮廓和酒吧区域内的气体的存在。
2014-11-17 astro-ph.GA
Early-type galaxy density profiles from IllustrisTNG: III. Effects on outer kinematic structure
早型星系（ETG）具有接近等温的总密度分布，这会导致各向异性恒星轨道下的非高斯视线速度色散（LOSVD）。然而，最近在大规模调查中对当地ETG的观测显示，$1.5 R_{\mathrm{eff}}$（有效半径）的外部运动学结构与固定的等温密度分布不一致;作者提出了不同的密度分布作为解释。我们的目标是验证这一猜想，并了解这些运动学特征的恒星组装通过模拟ETG在IllustrisTNG的影响。我们创建模拟积分场单位观测，以提取TNG 100 -1中207个恒星质量为$M_{\ast}\geqslant 10^{11} \mathrm{M_{\odot}}$的ETG的投影恒星运动学特征。模拟观测再现了大规模ETG中的关键外部（$1.5R_{\mathrm{eff}}$）运动学结构，包括速度弥散剖面外部斜率$γ_{\mathrm{outer}}$和峰度$h_{4}$梯度之间令人困惑的正相关性。我们发现，$h_{4}$是不相关的恒星轨道各向异性超出$R_{\mathrm{eff}}$，相反，我们发现，在$γ_{\mathrm{outer}}$和外部$h_{4}$（一个很好的代理$h_{4}$梯度）的变化都是由不同的ETG的边缘的密度分布的变化驱动。这些研究结果证实了所提出的猜想，并排除了速度各向异性的起源非高斯外ETG的运动学结构。我们还发现，外峰度和各向异性与不同的恒星组装组件，与前者有关…
2022-05-29 astro-ph.GA
Dynamical masses of brightest cluster galaxies I: stellar velocity anisotropy and mass-to-light ratios
本文研究了红移为0.05 $\leq z \leq$ 0.30的25个最亮星系团（BCGs）中心的恒星质量和动力学质量分布。我们的光谱使我们能够鲁棒地测量高斯-厄米高阶速度矩$h_{3}$和$h_{4}$，我们比较大规模的早型星系和中央星系群的测量。我们测量了所有BCG的$h_{4}$的正中心值。我们推导出恒星的质光比（$Υ_{\star \rm DYN}$），和速度各向异性（$β$）的基础上多高斯展开（MGE）和轴对称的Jeans各向异性方法（JAM，圆柱和球形对齐）。我们明确地包括暗物质晕质量分量，这是由这些集群的弱引力透镜测量的约束。我们发现各向异性和速度色散剖面斜率之间有很强的相关性，上升的速度色散剖面对应于切向各向异性，下降的速度色散剖面对应于径向各向异性。上升的速度色散曲线也可以表明，在星系中心的总光（在投影）的一个显着的贡献，从团内光（ICL）。对于少数具有上升速度色散剖面的BCGs，可变的恒星质光比也可以解释剖面形状，而不是切向各向异性或显著的ICL贡献。我们注意到，对于某些BCG，变量$β_{z}(r)$（从径向到切向各向异性）可以提高模型拟合所观察到的运动学轮廓。观察到的这些属性的多样性表明，BCGs是不是同类的对象，他们往往被认为是。
2020-06-10 astro-ph.GA
Stellar scattering and the formation of exponential discs in self-gravitating systems
我们表明，使用N体代码GADGET-2，恒星散射的大规模团块可以产生指数盘，和有效性的过程取决于散射中心的质量，以及银河系盘的稳定性。在不太稳定的圆盘中，重的，密集的散射中心迅速产生指数分布，时间尺度短于1 Gyr。在不同的初始恒星分布下，由于散射引起的轮廓演化可以形成一个近指数圆盘。这一结果支持分析理论预测的散射过程总是有利于零熵梯度的解决方案的Jeans/泊松方程，其档案是一个近指数。剖面的变化伴随着光盘增厚，并在垂直和径向方向上的恒星速度色散的幂律增加也观察到通过演变。恒星和团块的近距离相遇会导致恒星轨道的突然变化，并使恒星径向移动。这些事件可以使轨迹更加古怪，但许多事件几乎没有改变古怪。平均而言，恒星的轨道偏心率随时间适度增加。
2020-09-03 astro-ph.GA
Evolution of Density Profiles in High-z Galaxies: Compaction and Quenching Inside-Out
利用宇宙学模拟，我们通过表面密度分布的演化来讨论高红移星系中结构和恒星形成之间的相互作用。我们的样本由26个星系组成，它们在红移范围$z=7-1$内演化，跨越恒星质量范围$(0.2-6.4)\times 10^{10}M_\odot$，在$z=2$。我们恢复的主要趋势叠加的配置文件，根据其演变阶段。当恒星质量在$z\sim2-4$时为$\sim10^{9.5}~M_{\odot}$时，通常会发生湿压缩事件，气体在有效半径内发展出一个尖点，与恒星形成率（SFR）的峰值有关。SFR峰值和相关的反馈，在没有进一步的气体流入到中心，标志着从中央1千秒差距的气体耗尽的开始，导致淬火的中央SFR。在中心猝灭过程中，由新鲜气体形成的扩展的星形环显示为上升的比SFR（sSFR）曲线，这被解释为由内而外猝灭。在猝灭之前，恒星密度分布自相似地增长，保持其双对数形状，因为sSFR在所有半径上都是相似的。在猝灭过程中，恒星密度饱和到一个恒定值，特别是在内部1千秒差距。从观测中推导出的恒星质量和SFR剖面显示出非常相似的形状，与湿压实导致由内而外的淬火和随后的致密恒星核心饱和的情况一致。我们预测在蓝块金阶段，和气体耗尽的核心，有时被一个环包围，在后蓝块金阶段的一个尖形的气体配置文件。
2016-02-21 astro-ph.GA
Self-consistent population spectral synthesis with FADO - I. The importance of nebular emission in modelling star-forming galaxies
光谱布居合成（PS）是河外星系研究中的一个基本工具，旨在从星系的SED中破译星系的组装历史。然而，直到最近，所有的PS代码仅限于纯粹的恒星拟合，忽略了星云发射（NE）的重要贡献。随着FADO的出现，现在可能的恒星和NE的自洽建模开辟了新的路线，探索星系SFHS。本研究的主要目标是定量地探讨FADO可以恢复星系的物理和演化特性的准确性，并将其输出与纯恒星PS代码进行比较。考虑到这一点，FADO和STARLIGHT被应用到合成SED中，这些合成SED跟踪无反射模拟星系中恒星和气体的光谱演化，这些星系根据不同的参数SFH形成其恒星质量（$M_\star$）。光谱拟合计算两个不同的设置，近似的SDSS和CALIFA数据的光谱范围。我们的分析表明，FADO可以恢复星系的关键物理和演化特性，如$M_\star$和质量和轻加权平均年龄和金属丰度，精度优于0.2 dex。即使在sSFR强烈升高的阶段也是如此，因此具有相当大的NE污染。至于星光，我们的分析文件只有NE下降到低水平的进化阶段与理论值有适度的一致性。事实上，在高sSFR阶段，与STARLIGHT拟合严重高估了$M_\star$和质量加权恒星年龄，而严重低估了轻量年龄和金属丰度。从这项研究的见解表明，忽视星云连续发射星光和类似的纯恒星PS代码可能会系统地影响$M_\star$和SFH估计恒星形成的星系。
2019-01-30 astro-ph.GA
Exponential Disks from Stellar Scattering: III. Stochastic Models
在星系盘中，恒星的不规则散射被证明是一个指数径向轮廓，但没有提出根本原因。在这里，我们表明，指数是数学上预期从随机散射在磁盘上时，有轻微的向内偏置的散射概率。这种偏差存在于我们以前的散射实验中，形成了指数分布。当偏差随半径变化时，可能会出现双指数。这是散射的一个基本性质，可以解释为什么分段指数分布在星系中无处不在，即使在较小的合并和其他破坏性事件之后。
2016-07-26 astro-ph.GA
The Most Predictive Physical Properties for the Stellar Population Radial Profiles of Nearby Galaxies
本文研究了3654个邻近星系的D4000、光度加权恒星年龄$τ_L$和光度加权恒星金属丰度$[Z/H]_L$的径向分布（$0.01<z<0.15$）使用SDSS DR 15中可用的MaNGA调查的IFU光谱数据，努力探索中值恒星星族径向梯度之间的联系（$\nabla$ D4000，$\nablaτ_L,\nabla[Z/H]_L$）到~ $1.5R_e$和各种星系性质，包括恒星质量（$M_\star$），比恒星形成率（sSFR），形态和局部环境。我们发现，$M_\star$是$\nabla$ D4000和$\nabla[Z/H]_L$的单一最具预测性的物理性质。$\nablaτ_L$最具预测性的特性是sSFR，其次是$M_\star$。环境参数，包括局部星系超密度和中心卫星分裂，与整个样本的恒星星族径向分布几乎没有相关性，但具有$M_\star\lesssim 10^{10}M_\odot$的恒星形成卫星星系的$\nabla$ D4000与星系超密度呈现显著的正相关性。具有较低sSFR的星系平均具有更陡峭的负恒星星族梯度，并且对于更大质量的恒星形成星系，这种sSFR依赖性更强。中等恒星星族梯度和$M_\star$之间的负相关性最好描述为分段关系，其中具有$\log M_\star\lesssim 10$的星系的中等梯度（精确值取决于sSFR）比具有较高$M_\star$的星系具有更…
2020-05-14 astro-ph.GA
3D stellar kinematics at the Galactic center: measuring the nuclear star cluster spatial density profile, black hole mass, and distance
我们提出了3D运动学观测的恒星在银河系核星团的中央0.5 PC使用自适应光学成像和光谱的凯克望远镜。最近的观测表明，该集群有一个浅的表面密度剖面比预期的动态松弛尖点，导致其形成和演化的重要影响。然而，真正的三维档案的集群是未知的，由于在de-projecting恒星数计数的困难。在这里，我们使用球形牛仔裤建模的个人自行和径向速度约束的第一次，去投影的空间密度分布，集群速度各向异性，黑洞质量（$M_\mathrm{BH}$），距离银河系中心（$R_0$）同时。我们发现晚型恒星$ρ(r)\propto r^{-γ}$的内部恒星密度剖面具有幂律斜率$γ=0.05_{-0.60}^{+0.29}$，比经常假设的Bahcall $\&$ Wolf斜率$γ=7/4$要浅得多。测量的斜率将显着影响涉及星系团的动力学预测，例如动力摩擦时间尺度。群集核心必须大于0.5 pc，这不利于其起源的某些方案。我们对$M_\mathrm{BH}=5.76_{-1.26}^{+1.76}\times10^6$ $M_\odot$和$R_0=8.92_{-0.55}^{+0.58}$ kpc的测量结果与从Sgr A* 1 $^{\prime\prime}$以内的恒星轨道导出的结果一致。当与S 0 -2轨道结合时，$R_0$的不确定性降低了30%（$8.46_{-0.38}^{+0.42}$ kpc）。我们建议，M…
2013-11-04 astro-ph.GA
