The Imprint of Reionization on the Star Formation Histories of Dwarf Galaxies
我们探索宇宙再电离对附近孤立矮星系的影响，使用深HST数据和宇宙学流体动力学模拟的本地组估计的SFHS汇编。附近的矮星显示出多样性的恒星形成历史;从在$\sim 10$ Gyr前基本上完成了恒星形成的古老系统到在过去$\sim 5$ Gyr形成了大部分恒星的年轻矮星，再到以相当数量的老恒星和年轻恒星重叠为特征的双组分系统。作为一个系综，在中间时间（$4<t$ /Gyr $<8$），附近矮星的恒星形成率低于平均水平，我们在模拟中追踪到宇宙再电离的影响。再电离加热气体，并将其从低质量晕的浅势阱中驱出，特别影响那些低于急剧质量阈值的气体，该阈值对应于$z_{\rm reion}$处的$\sim 2 \times 10^4 $ $\mathrm{K}$的维里温度。重子的损失导致早期坍缩系统的恒星形成活动急剧下降，再加上早期恒星形成的反馈，清空了气体晕，留下了单一古老恒星成分占主导地位的系统。在低于$z_{\rm reion}$阈值的晕中，再电离加热导致恒星形成的开始延迟，直到晕变得足够大，允许一些剩余的气体冷却并形成恒星。因此，年轻的恒星成分在矮星中占主导地位，它们的晕聚集得很晚，因此在再电离之前形成的恒星很少。双组分系统可以追溯到上述两种情况的个别例子的后期合并。因此，在附近的矮星系中，相对缺乏中等年龄的恒星可能是迄今为止发现的最清晰的特征，表明宇宙再电离对矮星系恒星形成历史的影响。
2014-05-28 astro-ph.GA
The Origin of S0s in Clusters: evidence from the bulge and disc star formation histories
透镜状（S0）星系的凸起和圆盘的单个恒星形成历史可以提供有关其恒星形成猝灭过程和随后从螺旋形转变的信息。为了研究这种转变在稠密的环境中，我们已经分解了长缝光谱观测的样本21个S0的室女星系团产生一维光谱代表纯粹的隆起和光盘光为每个星系。对这些光谱中的Lick指数的分析表明，与其周围的圆盘相比，凸出部分始终包含更年轻、更富含金属的恒星星族，这意味着S0内恒星形成的最后一幕发生在它们的中心区域。对这些组成部分中$α$元素丰度的分析进一步呈现了一幅图像，在这幅图像中，凸起中恒星形成的最后一幕是使用先前在盘中化学富集的气体来提供燃料的，这表明了这些星系转变过程中的事件顺序。在星盘中恒星形成时间较长的系统中，恒星形成的最后一幕发生在最近，就像人们对一个近似同时代的人口所预期的那样，从螺旋到S0的转变发生在不同的时间。有了这种质量的数据和这里部署的新分析方法，我们可以开始第一次以定量的方式描述这一过程。
2014-03-21 astro-ph.GA
A New Chemical Evolution Model for Dwarf Spheroidal Galaxies based on Observed Long Star Formation Histories
提出了一个新的本宇宙矮球状星系化学演化模型。我们的主要目的是同时解释它们观测到的恒星形成历史和金属丰度分布函数。将我们的新模型应用于四个局部dSphs，即天炉座，雕塑家，狮子座II和六分仪，我们发现我们的新模型再现了所观察到的dSphs的化学性质一致。我们的研究结果表明，dSphs的演化与低恒星形成效率和大的气体流出效率相比，银河系，如以前的作品所建议的。将观测到的dSphs的[alpha/Fe]-[Fe/H]关系与模型预测进行比较，我们发现我们的模型有利于Ia型超新星的更长的开始时间（即，0.5 Gyr）比以前的研究（即，0.1 Gyr）。我们详细讨论了这种差异的起源。
2014-12-05 astro-ph.GA
The diversity of assembly histories leading to disc galaxy formation in a LambdaCDM model
在LambdaCDM宇宙学中形成的典型盘星系遇到了一个暴力的环境，在那里它们经常经历与大质量卫星的合并。盘星系在本机宇宙中无处不在的事实表明，它们的形成不需要静止的历史。现代宇宙学模拟现在可以获得相对真实的盘星系种群，但盘星系如何在大规模合并中幸存下来仍有待澄清。在这里，我们使用一套高分辨率的流体动力学模拟设置在一个LambdaCDM宇宙学阐明光盘遇到大规模合并的命运。我们提取了大约100个盘状星系的样本，并跟踪它们合并后形态的变化，跟踪它们的盘总比（D/T）。我们还研究了它们的现今形态，组装历史和气体分数之间的关系。我们发现，大约一半的今天盘星系经历了至少一个合并的卫星的总质量超过主机系统的恒星质量，三分之一的合并质量超过3倍的主机的恒星质量的卫星，和大约六分之一的合并质量超过10倍的主机的恒星质量的卫星。这些合并导致宿主的D/T急剧下降，但通常是暂时的，这意味着光盘通常被破坏，但随后迅速重新生长。要做到这一点，需要合并后的高冷气体分数，以及相对静止的最近历史（在z=0之前的几个Gyrs）。我们的研究结果表明，光盘可以形成通过不同的合并途径和静止的历史是不是光盘形成的主导模式。
2017-10-01 astro-ph.GA
BUDDI-MaNGA III: The mass-assembly histories of bulges and discs of spiral galaxies
本研究利用BUDDI分解MaNGA数据，重建968个旋涡星系核球与盘的质量组装历史，发现核球存在下向尺寸效应，且多数核球更老更富金属，但部分星系核球更年轻更富金属。
2024-02-05 astro-ph.GA
Impact of cosmological satellites on the vertical heating of the Milky Way disc
我们提出了一个高分辨率的研究现实的卫星星系的影响，从宇宙学模拟的银河系晕，包括6宝瓶座套房和通过Lactea \rom{2}，对星系盘的动力学提取。利用GalIC程序生成了多组分银河系的初始条件，以保证系统在加入卫星之前处于动力学平衡状态。候选亚晕，接近25\，kpc的主机DM晕的中心，初始质量封闭在潮汐半径，$M_\textrm{tid}$ $\ge$ 10 $^{8} M_{\odot}$ \，=\，0.003 $M_\textrm{disc}$，被确定，插入到我们的高分辨率N体模拟和演变为2 Gyr。我们量化的垂直加热由于这种影响，通过测量磁盘的厚度和垂直速度分散$σ_{z}^{2}$的平方盘。根据我们的分析，加热的强度强烈地依赖于宇宙学模拟的次晕分布的高质量端。对于具有平坦径向剖面的R $>$ 4\，kpc，垂直色散的平均增加为$\sim$ 20\，km $^{2}$ \，s $^{-2}$ \，Gyr $^{-1}$，而不包括Aq-F2结果，平均加热为$<$ 12\，km $^{2}$ \，s $^{-2}$ \，Gyr $^{-1}$，相当于太阳邻域观测到的垂直加热率的28\%和17\%。考虑到平均值周围的统计离散度，我们错过了观察到的加热速率超过3个$σ$。在所有7个模拟的情况下，我们观察到外盘的盘高度普遍扩张。
2016-04-05 astro-ph.GA
The impact of spurious collisional heating on the morphological evolution of simulated galactic discs
我们使用一套理想化的N体模拟来研究恒星粒子的虚假加热的影响，由暗物质粒子的运动学和模拟星系盘的形态。我们发现，虚假的碰撞加热导致恒星粒子的方位角速度色散（$σ_ϕ$）的系统性增加和相应的平均方位角速度（$\overline{v}_ϕ$）的减少。加热速率主要由暗物质晕粒子的数量（或者等价地，由固定晕质量的暗物质粒子质量）和沿圆盘的局部暗物质密度的径向梯度决定;它对恒星粒子质量基本不敏感。如果晕内的星系团的粒子数少于$\approx 10^6$暗物质，那么无论晕的总质量如何（为了防止星系中心的加热，需要更多的粒子），它们都特别容易受到虚假形态演化的影响。碰撞加热将星系盘从扁平结构转变为更圆的球状系统，导致它们在此过程中失去旋转支撑。它还影响了星系在标准尺度关系中的位置，这些关系将星系的各种属性联系起来：在固定的恒星质量下，它增加了星系的大小，并降低了它们的平均恒星旋转速度和特定角动量。我们的研究结果敦促谨慎外推模拟星系的比例关系，以低质量的虚假碰撞效应可以偏置其归一化，斜率和散射。
2023-01-31 astro-ph.GA
The diverse formation histories of simulated disc galaxies
利用宇宙学光滑粒子流体动力学放大模拟方法分析了19个星系的形成历史。我们构建模拟三色图像，并表明该模型再现观察到的星系颜色和形态的演变趋势。然而，只有一小部分星系包含棒。许多星系都经历了中心质量增长的阶段，这是由富含气体的合并或未对准的气体下沉驱动的原位恒星形成造成的。这些事件导致低角动量气体吸积到中心，并在z=0恒星圆度，半径和金属丰度的分布上留下印记，作为年龄的函数。观测z=2.5-0.0的盘状星系样品的结构性质的演化，推断在所有半径上都有连续的质量组装。我们的模拟只能解释这一点，如果有一个显着的贡献，从合并或错位的下落，预期在一个LambdaCDM宇宙。静止合并的历史导致高的运动盘分数和由内而外的增长，但在z>1.5的最后一次“破坏性”合并后几乎没有中心增长。对于足够强的反馈，正如我们的模型中所假设的那样，适度的合并对于z=0的盘星系群似乎不是问题，而是一个要求。在z>=1.5时，模拟的盘状星系的平均轮廓与观测结果一致.在z<=1时，尺寸增长太多，而中心质量增长太少，这可能是由于棒的丰度不足。这种差异可能部分是由模拟的恒星形成历史与观测假设的恒星形成历史之间的差异造成的。
2014-04-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
BUDDI-MaNGA II: The Star-Formation Histories of Bulges and Discs of S0s
人们提出了许多过程来解释旋涡星系中恒星形成的猝灭和它们向S0的转变。这些过程以不同的方式影响着凸起和圆盘，因此通过分离凸起和圆盘光谱，我们可以寻找这些特征信号。在这项工作中，我们使用Bracket干净地提取光谱的78个S0星系的凸起和光盘的MaNGA调查。我们比较了光度和质量加权的恒星星族的凸起和光盘，发现凸起通常是更古老，更丰富的金属比他们的光盘。当考虑每个星系的质量和环境时，我们发现星系恒星质量对凸起的形成起着更重要的作用。在质量为$\geq10^{10}M_\odot$的星系中，大部分的质量在它们生命的早期就迅速地积累起来，而在较低质量的星系中，大部分的质量是在更长的时间尺度上和最近才形成的。没有发现明显的差异，在形成或淬火过程中的光盘作为星系环境的功能。我们的结论是，更大规模的S0星系形成通过由内而外的情况下，在那里的凸起形成第一和被动地演变，而光盘经历了一个更长的时期的恒星形成。在较低的质量S0s中，凸起和盘或者由相同的材料形成在一起，或者通过由外向内的方案形成。因此，我们的研究结果意味着多种形成机制的S0星系，其路径主要是由星系的当前恒星质量。
2022-06-17 astro-ph.GA
The Gaia -ESO Survey: Lithium enrichment histories of the Galactic thick and thin disc
大多数暖贫金属主序星的锂丰度呈现出一个恒定的平台（A（Li）~2.2 dex），然后随着接近太阳金属丰度，锂与金属丰度分布的上包络线增大。陨石携带着太阳系形成时星际介质化学成分的信息，其锂丰度为A（Li）~3.26 dex。这种模式反映了银河系存在期间星际介质的锂富集历史。在大爆炸核合成中最初的Li产生之后，富集的来源包括AGB星、低质量红巨星、新星、II型超新星和银河系宇宙射线。富集锂的总量对这些来源的相对贡献敏感。因此，不同的锂富集历史，预计在银河系厚盘和薄盘。我们研究了Gaia-ESO Survey iDR 4星表中用UVES观察到的主序星，发现Li-[alpha/Fe]反相关性与[Fe/H]、Teff和log（g）无关。由于在恒星演化中，在相同金属丰度下不同的α增强不会导致可测量的Li丰度变化，因此，Li关系表明，在银河系薄盘阶段比在银河系厚盘阶段产生更多的Li。我们还发现，丰富的锂和s-过程元素Ba和Y之间的相关性，它们都减少以上的太阳金属丰度，这可以解释的框架中所采用的银河系化学演化模型。
2018-03-06 astro-ph.GA
Formation of S0s in extreme environments II: the star-formation histories of bulges, discs and lenses
人们提出了不同的过程来解释S0的形成，包括合并、盘不稳定性和淬灭螺旋。预计这些过程将在不同的环境中占主导地位，从而在星系内各个组成部分的运动学和恒星星族中留下特征足迹。新技术使我们能够在IFU观测中清楚地解开这些组件的运动学和恒星星族。在本文中，我们使用Buddi光谱提取的光的隆起，光盘和透镜组件内的8个S0星系的样品在极端环境下观察MUSE。虽然在S0星系的隆起和光盘的光谱已经分离之前，这项工作是第一次分离的透镜光谱。恒星星族分析显示，凸起和透镜的金属丰度通常与盘相似或更高，凸起和盘的$α$增强是相关的，而透镜的增强与任何一个组件都完全无关。我们的结论是，在这些星系中的大部分质量是建立在早期的星系的生命，与凸起和光盘形成从相同的材料通过耗散过程在高红移。另一方面，透镜体是在星系生命周期内更随机的时间在独立的时间尺度上形成的，可能是从演化的酒吧。较年轻的恒星星族和不对称的特点，在现场看到的S0 s可能表明，这些星系已受到影响的较小合并比团星系。
2020-09-11 astro-ph.GA
Vertical disc heating in Milky Way-sized galaxies in a cosmological context
垂直延伸的高速色散恒星分布似乎是盘星系的一个普遍特征，内部和外部机制都被认为是其形成的主要驱动力。然而，目前还不清楚每种机制能在多大程度上产生这样的分布，这很可能取决于星系的组装历史。为此，我们使用最先进的宇宙磁流体动力学代码\textlcsc{AREPO}对银河系大小的星系进行了16次高分辨率的宇宙变焦模拟，并分析了恒星盘垂直运动学的演化与各种加热机制的关系。我们发现，在大多数情况下，酒吧是占主导地位的加热机制，而螺旋臂，径向迁移，绝热加热中面密度增长都是次主导。最强的源，虽然不如酒吧普遍，起源于外部扰动的质量日志$_{10} (M/\rm M_{\odot}) \gtrsim 10$的卫星/子晕。然而，在许多模拟中，新生恒星粒子的轨道随着时间的推移而变得更冷，这样它们就主导了年龄-速度色散关系和整体垂直盘结构的形状，除非发生强烈的外部扰动。
2016-04-02 astro-ph.GA
Heating of Milky Way disc Stars by Dark Matter Fluctuations in Cold Dark Matter and Fuzzy Dark Matter Paradigms
虽然在宇宙学尺度上非常成功，但冷暗物质（CDM）模型预测了矮星系中未观测到的过密“尖点”，并高估了它们的形成速率。我们考虑一个超轻的轴子一样的标量玻色子，承诺在银河系尺度上减少这些观测的差异。该模型被称为模糊暗物质（FDM），通过宏观量子压力避免了尖点，抑制了小尺度能量，并延迟了星系形成。我们比较的超轻轴子组成的银河系暗物质晕的子结构和密度波动的传统CDM的结果。除了自引力子晕外，FDM还包括由量子干涉图案形成的非维里化过密小波，这是星系盘的有效热源。我们发现，在太阳附近，小波加热是足够的，以使最古老的磁盘恒星的速度色散$\sim 30 \: \mathrm{km} \: \mathrm{s}^{-1}$在哈勃时间内，如果能量不从光盘丢失，速度色散增加与恒星年龄为$σ_D \propto t^{0.4}$与观测。此外，我们计算的半径依赖的速度色散和相应的规模高度所造成的加热的动力学子结构在CDM和FDM的确定，这些影响将产生一个耀斑，终止银河系光盘在$15 - 20 \: \mathrm{kpc}$。虽然加厚盘的来源是未知的，加热由于扰动所造成的黑暗的子结构不能超过总盘速度色散。因此，这项工作提供了$m_a > 0.6 \times 10^{-22} \mathrm{eV}$的FDM颗粒质量的下限。此外，FDM小波与此颗粒质量应被认为是一个可行的机制，产生所观察到的光盘增厚随时间的…
2019-02-21 astro-ph.GA
Extragalactic archeology with the GHOSTS Survey I. - Age-resolved disk structure of nearby low-mass galaxies
我们研究了三个邻近的低质量边缘星系（IC 5052，NGC4244和NGC5023）的演化历史。利用已分辨的恒星星族，我们构造了不同年龄恒星族的星数密度图，并分析了每个星系内结构参数随恒星年龄的变化。我们没有检测到一个单独的厚盘在任何三个星系，即使我们的观察涵盖了更广泛的范围内等效表面亮度比任何综合光的研究。虽然鳞片高度随着年龄的增长而增加，但每个种群都可以用一个圆盘很好地描述。其中两个星系包含一个非常微弱的附加成分，我们将其确定为微弱的晕。这些微弱的晕的质量低于盘质量的1%。这三个星系显示出较低的垂直加热率，远低于银河系的加热率。这表明，加热剂，如巨大的分子云和螺旋结构，在低质量星系中很弱。这三个星系中的所有种群都没有或只有很小的耀斑。虽然这一发现与以前的综合光研究是一致的，但它对星系模拟造成了很大的限制，因为在星系模拟中，由于相互作用或径向迁移，经常会发现强烈的耀斑。
2015-09-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the location of the ice line in circumbinary discs
用一个简化的、说明性的模型确定了环双星盘中冰线的位置。讨论了盘能量平衡中的主要热源，即湍流加热、双星辐射和潮汐加热。我们的目标是澄清潮汐加热在冰线位置中的作用。当考虑双星的粘性加热和辐射时，在我们的参数测量所代表的大多数双星中，冰线位于盘的内半径之内。但是潮汐加热显著地将冰线的位置延伸到更大的半径，因此一小部分环联星的人口可能在圆盘的内半径内部有冰线。
2014-12-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Non-extensive processes associated with heating of the Galactic disc
我们分析的机制统治银河系盘加热通过空间速度的动力学$U$，$V$和$W$，从日内瓦-哥本哈根目录中提取。为此，我们使用基于非广延统计力学的模型，在该模型中，我们推导出量化非高斯效应的概率分布函数。此外，我们发现，偏差$q-1$在一个给定的恒星年龄遵循非随机行为。因此，$q$指数的行为表明，垂直于银河平面的垂直分量$W$并不是随机“升温”的，这与以前将$W$的演化归因于随机性的工作是不一致的。最后，我们的研究结果带来了一个新的视角，这件事，并开辟了研究银河系的运动学组件，通过眼睛更强大的统计模型，考虑非高斯效应。
2020-09-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star formation histories of dwarf galaxies from the Colour-Magnitude diagrams of their resolved stellar populations
在本教程中，我们总结了如何恒星形成（SF）的历史，银河系区域可以从颜色星等图（CMD）的解决恒星。建立合成CMD和利用它们来推导SF历史（SFH）的程序进行了描述，以及相应的不确定性。的SFH解析矮星系的所有形态类型，从应用程序中获得的合成CMD方法，进行了审查和讨论。简而言之：（1）只有早型星系的SF活动有长时间中断的迹象，晚型矮星的SF活动呈现出相当连续的或喘息的SF状态;（2）少数早型矮星只经历过一次集中在最早期的SF活动，而其他许多矮星则表现出延长的或周期性的SF活动;（4）没有发现强SF爆发的频繁证据;（5）矮不规则星和蓝致密矮星的SFH除了当前的SF率外没有显著差异。简要讨论了这些结果对星系形成的影响。
2009-09-23 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Disc Heating: Comparing the Milky Way with Cosmological Simulations
我们对使用不同的基于粒子和网格的宇宙流体动力学代码运行的一系列模拟进行了分析，并将它们与银河系的观测数据进行了比较。这是第一个研究，使粒子和网格为基础的代码模拟星系的属性进行比较。我们的分析表明，这些不同的建模技术之间存在广泛的一致性。我们研究了z=0时盘星的速度色散-年龄关系，发现其中四个模拟与Holmberg等人（2008）的观测结果更一致，其中恒星盘似乎经历了持续/长期加热。另外两个模拟结果与奎伦和加内特（2001）的观测结果更吻合，表明圆盘中年轻恒星的加热轮廓存在“饱和”。没有一个模拟的薄盘像银河系一样古老。我们还分析了在不同时期的星系的演化，并发现在一些模拟中，老恒星出生的光盘内冷，随后加热，而其他模拟具有旧的恒星星族出生相对较热的盘星在他们的出生时的运动学。与银河系恒星盘的观测结果更一致的模型在最后一次大合并后（即一旦盘形成）经历了显着较低的小合并/组装活动。所有的模拟是显着的“热”比银河系盘合并的影响，我们发现一个“地板”的分散有关的加热和冷却的星际介质的基本治疗，和低密度阈值，这种代码用于恒星形成。这一发现对所有使用流体动力学代码的圆盘加热研究具有重要意义。
2011-04-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
