本文研究了超大质量（Mstar > 10^11Msun）致密（Sigma = Mstar/（2*pi*Re^2）> 2500 Msun/pc^2）早型星系（ETG）在过去9 Gyr的质量聚集历史。我们追踪了超大质量致密ETG的数密度ρ的演化，并在0 < z < 1.6的红移范围内比较了它们的结构（有效半径Re和恒星质量Mstar）和动力学（速度色散σ_e）参数。我们已经从MUNICS和GOODS-South巡天中得到了1.6 < z < 1处的数密度，而我们已经使用COSMOS和SDSS光谱巡天来探测中间和局部红移范围。为了比较动力学参数和结构参数，我们收集了1.2 < z < 1.6的超大质量致密ETG，其中11个ETG的速度色散测量是可用的。对于其中的4个，我们提出了未发表的估计sigma_e。我们使用Saglia等人（2010），Zahid等人（2015）和Thomas等人（2010）的ETG样本探测中间红移范围和局部宇宙。我们发现超大质量致密ETG的数密度演化为rho（z）= K*（1 + z）^（0.3 \pm 0.8），这意味着自z = 1.6以来，人口减少了约25%。通过比较0 < z < 1.6范围内超重质量稠密ETG的Re、Mstar和sigma_e值，我们发现所有的高z ETG在局域宇宙中都有对应的ETG。这意味着大多数（约70%）的超大质量致密ETG已经在z = 1.4时完成了组装和成形<z>，或者，如果它们中的很大一部分在尺寸上演变，新的超大质量致密ETG必须在z < 1.5时形成，以保持它们的数量密度几乎恒定。在z < 1.5时，很难为这些新的致密ETG识别出好的祖先，而局部超大质量致密ETG的恒星星族性质指向第一种假设。
英文摘要：
In this paper we investigate the mass assembly history of ultramassive (Mstar > 10^11Msun) dense (Sigma = Mstar/(2*pi*Re^2) > 2500 Msun/pc^2) early-type galaxies (ETGs) over the last 9 Gyr. We have traced the evolution of the number density rho of ultramassive dense ETGs and have compared their structural (effective radius Re and stellar mass Mstar) and dynamical (velocity dispersion sigma_e) parameters over the redshift range 0 < z < 1.6. We have derived the number density at 1.6 < z < 1 from the MUNICS and GOODS-South surveys, while we have used the COSMOS and SDSS spectroscopic surveys to probe the intermediate and local redshift range. For the comparison of the dynamical and structural parameters, we have collected the ultramassive dense ETGs at 1.2 < z < 1.6 for which velocity dispersion measurements are available (11 ETGs). For 4 of them we present unpublished estimates of sigma_e. We probe the intermediate redshift range, and the local universe using the samples of ETGs by Saglia et al. (2010), Zahid et al. (2015), and by Thomas et al. (2010). We find that the number density of ultramassive dense ETGs evolves as rho(z) = K*(1 + z)^(0.3\pm0.8) implying a decrease of ~ 25% of the population since z = 1.6. By comparing the values of Re, Mstar, and sigma_e of ultramassive dense ETGs over the range 0 < z < 1.6 we find that all the high-z ETGs have a counterpart in the local universe. This implies either that the majority (~70%) of ultramassive dense ETGs has already completed its assembly and its shaping at <z> = 1.4, or that, if a significant fraction of them evolves in size, new ultramassive dense ETGs must form at z < 1.5 to maintain their number density almost constant. The difficulty into identify good progenitors for these new dense ETGs at z < 1.5, and the stellar populations properties of local ultramassive dense ETGs point toward the first hypothesis.
Ultramassive Black Holes and the Three $M$-$σ$ Relations
School of Physics & Astronomy, University of Leicester（莱斯特大学物理与天文学院）；Astronomical Institute Anton Pannekoek, University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学安东·潘内克天文研究所）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱登天文台）
The JWST Ultramassive Galaxy Sample -- II. Supermassive Black Hole Masses for 8 Extreme Early-Type Galaxies via Jeans Anisotropic Modelling of High-Resolution Integral-Field NIRSpec Stellar Kinematics
University of Oxford（牛津大学）；University of Michigan（密歇根大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）
本研究利用 JAM 建模 JWST 高分辨率 NIRSpec 恒星运动学，测量 8 个超大质量星系的中心黑洞质量，发现其增长具有高度随机性，并填补了极端质量标度关系的空白。
University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Physics Department, National Sun Yat-Sen University（国立中山大学物理系）；Center of Astronomy and Gravitation, National Taiwan Normal University（台湾师范大学天体物理与引力研究中心）；South-Western Institute for Astronomy Research, Yunnan University（云南大学西南天文研究所）；Instituto de Radioastronomía y Astrofísica, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学射电天文学与天体物理研究所）；Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology, Chinese Academy of Sciences（中国科学院射电天文与技术重点实验室）
TRAO Survey of Nearby Filamentary Molecular clouds, the Universal Nursery of Stars (TRAO FUNS) I. Dynamics and Chemistry of L1478 in the California Molecular Cloud
“TRAO FUNS”是一个在分子线上调查古尔德带云的项目。本文介绍了加州分子云L1478中心区域的第一个结果。我们使用Taedeok射电天文台（TRAO）14米单碟望远镜进行了动态测绘观测，该望远镜配备了16个多波束阵列，覆盖该区域的$\sim$ 1.0平方度区域，使用C $^{18}$ O（1-0）主要追踪低密度云，使用N $_{2}$ H $^{+}$（1-0）主要追踪致密核心。同时用CS（2-1）和SO $(3_{2}-2_{1})$对该区域的$\sim$ 440平方角分面积进行了测图。我们通过对C $^{18}$ O数据立方体应用树状图技术鉴定了10个细丝，并通过使用{ \sc FellWalker}鉴定了8个密集的N $_{2}$ H $^{+}$核心。基本的物理性质的细丝，如质量，长度，宽度，速度场，和速度色散。发现L1478由几个速度略有不同的细丝组成。特别是发现超临界的长丝含有在N $_{2}$ H $^{+}$中检测到的致密核。通过比较C $^{18}$ O和N $_{2}$ H $^{+}$的非热速度色散，发现致密核与周围的细丝具有相似的运动学特征，而致密核与周围的细丝具有不同的运动学特征.这表明致密芯和细丝的形成机制在单个细丝中可以是不同的，这取决于它们的形态和环境。
The Velocity Dispersion Function for Quiescent Galaxies in Nine Strong-Lensing Clusters
我们测量的中央恒星速度色散函数的静止星系在一组9个北星系团的红移范围$0.18 < z < 0.29$和强透镜弧在哈勃太空望远镜的图像。速度色散函数将星系与它们的暗物质晕直接联系起来。从密集的SDSS和MMT/Hectospec光谱，我们确定$231 - 479$光谱成员在每个集群。我们得出的物理性质的集群成员，包括红移，$D_{n}4000$，和中央恒星速度色散，我们包括一个表，这些测量3419集群成员。我们用$D_{n}4000 > 1.5$和$R_{200}$构造了静止星系的速度色散函数。与场速度色散函数相比，团速度色散函数在$σ\gtrsim 250 km s^{-1}$处都显示出过量。速度色散函数的斜率在大速度色散（$σ> 160 km s^{-1}$）是陡峭的更大质量的集群，与集群光度函数观察到的趋势一致。在大于$R_{200}$的半径上具有大速度色散的星系的空间分布进一步强调了干合并在星系团组装过程中大质量星系团的生长中可能的主要作用。
The Velocity Dispersion Function of Very Massive Galaxy Clusters: Abell 2029 and Coma
基于对星系团Abell 2029和后发座星系团的广泛红移观测，我们测量了整个星系团成员星系的光度函数和恒星质量函数。最重要的是，我们测量的速度色散函数（VDFs）的静态成员。MMT/Hectospec红移调查的星系在A2029确定982光谱成员，838名成员，我们得出的中心速度色散的光谱。后发座是唯一一个被调查得如此密集的星团。A2029和Coma的LF、SMF和VDF基本相同。簇的SMF与模拟一致。静止星系的A2029和后发星系的速度色散比场星系的速度色散有一个明显更陡的斜率$\lesssim 100$ km s $^{-1}$。在速度色散$\gtrsim 250$ km s $^{-1}$时，星系团VDFs也超过了磁场。星系团VDF和场VDF之间的差异是对模拟和宇宙结构形成的潜在重要测试。
