The Maybe Stream: A Possible Cold Stellar Stream in the Ultra-Diffuse Galaxy NGC1052-DF2
我们报告了超弥漫星系NGC 1052-DF 2中冷恒星流的初步证据。如果得到证实，这条星流（我们称之为“可能星流”）将是第一个在本星系群之外探测到的冷恒星流。候选溪流非常狭窄，并且具有不寻常且高度弯曲的形状。
2018-04-30 astro-ph.GA
Testing Mass Determinations of Supermassive Black Holes via Stellar Kinematics
利用恒星运动学动力学模型研究了星系中超大质量黑洞质量测定的精度。我们比较10我们的M_BH测量，使用积分场OASIS运动学，公布的值。对于25个星系的样本，我们面对我们的新的M_BH使用两种建模方法在相同的OASIS数据。
2010-01-19 astro-ph.GA
Main Sequence Scatter is Real: The Joint Dependence of Galaxy Clustering on Star Formation and Stellar Mass
我们提出了新的测量集群的恒星质量完整的样本的$\sim40,000$ SDSS星系在$z\sim0.03$作为一个联合函数的恒星质量和特定的恒星形成率（sSFR）。我们的研究结果证实了Coil等人（2017）在$z\sim0.7$的发现：星系成团是固定恒星质量下sSFR比固定sSFR下恒星质量更强的函数。我们还发现，以上的恒星形成的主序列（SFMS）具有较高的sSFR的星系比SFMS以下的星系与较低的sSFR，在一个给定的恒星质量的集群。静止星系也有类似的趋势。这证实了主序列散射，以及静止序列内的散射，与大尺度宇宙密度场有物理联系。我们比较了产生的星系偏差与sSFR，以及相对偏差与sSFR比率，对于${0<z<1.2}$中的不同星系样本，以基于Behroozi等人的经验星系演化模型的模拟星系目录。这个模型适合PRIMUS和DEEP2聚类数据以及在中间红移，但协议与SDSS是不是很强。我们发现，增加星系SFR和晕吸积率之间的相关性在$z\sim0$的模型大大提高了与SDSS数据的一致性。模拟目录表明，在一个给定的恒星质量，中央星系的贡献很大程度上依赖于集群的sSFR和信号是不是简单的卫星星系分数与sSFR的差异的影响。我们的研究结果是高度限制星系演化模型，并表明恒星晕质量关系（SHMR）取决于sSFR。
2021-05-12 astro-ph.GA
The Dependence of Halo Mass on Galaxy Size at Fixed Stellar Mass Using Weak Lensing
恒星质量已经被证明与晕质量相关，具有不可忽略的散射。星系的恒星质量-大小和光度-大小关系也显示出在固定恒星质量下星系大小的显著分散。在恒星质量和星系颜色固定的情况下，晕的质量可能与星系的大小有关。星系-星系透镜效应使我们能够测量堆积星系样本的暗物质晕的平均质量。我们扩展了CFHTLenS目录中的星系的分析，通过拟合单一的Sérsic表面亮度分布的透镜星系，以恢复半光半径值，使我们能够确定晕质量透镜根据其大小。将我们的晕质量和大小与该恒星质量的基线进行比较，得到了在固定恒星质量下晕质量-星系大小关系的差分测量，定义为$M_{h}(M_{*}) \propto r_{\mathrm{eff}}^η(M_{*})$。我们发现，平均而言，我们的透镜星系有一个$η= 0.42\pm0.12$，即较大的星系生活在更大质量的暗物质晕。$η$在高质量发光红星系（LRGs）中最强。在流体动力学模拟这种关系的调查表明，在一个固定的$M_{*}$，卫星星系有一个更大的$η$和更大的分散在$M_{\mathrm{h}}$和$r_{\mathrm{eff}}$的关系相比，中央星系。
2017-07-16 astro-ph.GA
The significant effects of stellar mass estimation on galaxy pair fractions
对星系对的数量和演化的测量存在差异。配对分数似乎是敏感的标准来选择配对分数和方法来分析调查数据。本文利用STEEL统计经验模型探讨了恒星质量估算与星系偶分数之间的联系。以前的结果发现，对分数是敏感的选择时，选择什么资格作为一对，例如光度或恒星质量的选择。我们发现，不同的估计恒星质量，如光度选择质光比或IMF的恒星质量函数的影响也显着影响派生的星系对分数。通过利用星系晕的联系，我们调查这些系统的对分数的影响。我们约束星系晕连接使用恒星质量晕质量关系的两个观测到的恒星质量函数，和插图TNG恒星质量函数。此外，我们还创建了一套玩具模型，其中恒星质量晕质量关系是手动改变的。对于每一个恒星质量晕质量关系的对分数，及其演变，产生。我们发现，高质量星系的数量密度的增强导致恒星质量晕质量关系的陡峭化，导致对分数的减少。我们认为，这是一个相当大的偏差，必须占比较对分数时的原因。
2020-01-16 astro-ph.GA
Young stellar groups in M 33 galaxy: delineation and main parameters
通过使用来自本星系群巡天（Massey et al. 2006）的M 33中的深UBVRI恒星CCD测光，重新讨论了恒星协联的典型尺寸（不）存在的问题。我们比较了“经典OB协会”（伊万诺夫1991年）的轮廓与恒星群，通过一个客观的方法来确定当地的恒星密度和划定。测定了一些恒星群的大小、形状和密度等主要参数。
2011-07-29 astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): the Stellar Mass Budget by Galaxy Type
我们报告了银河系和质量大会（GAMA）调查第二阶段的视觉形态分类的扩展样本，现在包括7，556个对象（以前第一阶段为3，727个）。我们定义了一个局部（z <0.06）样本，并将星系分为E，S 0-Sa，SB 0-SBa，Sab-Scd，SBab-SBcd，Sd-Irr和“小蓝球体”类型。使用这些更新的分类，我们得到恒星质量函数适合于单个星系的人口分为形态类和更一般的球状体或磁盘为主的类别与较低的质量限制的日志（Mstar/Msun）= 8（一个德克斯低于早期形态质量函数的测定）。我们发现，所有个人的形态类和组合的球体/膨胀为主的类是很好地描述了单一的Schechter恒星质量函数的形式。我们发现，单个星系群和整个星系群的总恒星质量密度都在我们的恒星质量极限之内，并得出了估计的总恒星质量密度rho_star = 2.5 x 10^8 Msun Mpc^-3 h_0.7，这相当于在恒星中发现的重子比例约为4%。由球状组分（E和S 0-Sa类）和盘组分（Sab-Scd和Sd-Irr类）占主导地位的星系对这一总恒星质量密度的质量贡献分别约为70%和30%。
2015-12-08 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
Extended stellar substructure surrounding the Boötes I dwarf spheroidal galaxy
我们提出了深恒星测光的牧夫座I矮球状星系在g和i波段过滤器，采取了暗能量相机在塞罗托洛洛在智利。我们的分析揭示了一个大的，扩展区域的恒星子结构周围的矮星，以及一个明显的超密度侵占其潮汐半径。牧夫座一号恒星分布的径向剖面显示了一个破裂半径，表明存在潮外恒星。这些观测结果强烈地表明牧夫座一号正在经历潮汐分裂，尽管没有武仙座矮椭球体表现出的那么极端。结合修订的速度色散测量从文献中，我们看到的证据表明，需要审查以前的理论模型的牧夫座I矮球状星系。
2016-07-02 astro-ph.GA
Kinematic and stellar population properties of the counter-rotating components in the S0 galaxy NGC 1366
上下文许多盘状星系拥有两个向相反方向旋转的延伸恒星组件。对反向旋转组成部分的恒星星族的分析提供了对驱动其形成的环境和内部过程的限制。目的。天炉座星系团中的S 0 NGC 1366被认为拥有一个恒星组成部分，它在运动学上与星系的主体分离。在这里，我们成功地分离了两个反向旋转的恒星成分，以独立地测量它们的恒星星族的运动学和性质。方法.我们进行了光谱分解的光谱沿星系主轴和分离的相对贡献的两个反向旋转的恒星成分和电离气体成分。我们测量了两个反向旋转恒星成分的线强度指数，并用单个恒星星族模型对它们进行了建模，该模型解释了α/Fe过剩。结果我们发现，反向旋转的恒星成分是年轻的，有几乎相同的金属丰度，和较少的α/Fe增强比共转的组件。与大多数反旋转星系不同，NGC 1366中检测到的电离气体既不与反旋转恒星成分相关，也不与主星系体相关。相反，它有一个无序的分布和扰动的运动学与多个速度分量观察沿星系的短轴。结论.反向旋转恒星成分的不同性质和电离气体的运动学特性表明，NGC 1366正处于获取过程的中间阶段，正在构建反向旋转的成分，一些气体云仍然落在星系上。
2017-01-26 astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): the Stellar Mass Budget of Galaxy Spheroids and Disks
我们建立在最近的光度分解分析的7506星系和质量大会（GAMA）调查星系推导出恒星质量函数适合个人球状体和磁盘组件人口下降到一个较低的质量限制log（M */M太阳）= 8。我们发现，球状体/盘质量分布的个别星系的形态类型是很好地描述了单一的Schechter函数的形式。我们推导出了球状体（rho_spheroid = 1.24+/-0.49 * 10^8 M_sun Mpc^-3 h_0.7）和盘（rho_disk = 1.20+/-0.45 * 10^8 M_sun Mpc^-3 h_0.7）中恒星总质量密度的估计值，这相当于球状体中局部恒星质量密度的50%和盘中局部恒星质量密度的48%。剩下的恒星质量被发现在矮“小蓝球体”类，这是不是在结构上明显类似于无论是经典的球体或磁盘人口。我们还研究了星系质量和群晕质量区域中组分质量比的变化，发现从球状体到盘质量优势的转变发生在星系恒星质量~10^11 M_sun/h和群晕质量~10^12.5 M_sun/h附近。我们进一步量化的变化，球状体总质量比与组晕质量的中心和卫星人口，以及径向变化，这一比例组内。
2016-08-19 astro-ph.GA
The dark side of galaxy stellar populations I: The stellar-to-halo mass relation and the velocity dispersion - halo mass relation
星系的生长和性质被认为与它们的宿主暗物质晕密切相关。尽管这种所谓的星系晕联系的重要性，暗物质晕在调节观测到的星系性质方面的潜在作用仍有待充分理解。在这项工作中，我们得到的年龄，金属岩和[Mg/Fe]丰度从光谱从斯隆数字巡天附近的中央星系，并研究它们的主机晕。我们研究了恒星-晕质量关系和速度色散-晕质量关系中的散射如何与这些恒星星族参数相关。此外，我们还研究了区分不同星系形态和环境时的差异。我们发现，星系的年龄和化学富集并不完全取决于它们的恒星质量或速度色散，但也取决于主机晕的质量。我们的研究结果表明，速度色散是最好的代理恒星星族参数与晕质量发挥次要但显着的作用。我们解释了这些关系的分散性与年龄和金属丰度之间的相关性的起源可能与不同的晕形成时间有关。
2022-02-07 astro-ph.GA
How Well Can We Measure the Stellar Mass of a Galaxy: The Impact of the Assumed Star Formation History Model in SED Fitting
推导星系恒星质量（$M_*$）的主要方法是通过光谱能量分布（SED）模型。然而，该技术依赖于假设，如星系恒星形成的历史和尘埃衰减规律，可能会严重影响SED建模导出的物理性质的准确性。在这里，我们研究的效果，假设的恒星形成历史（SFH）的恒星属性推断SED拟合地面truthing他们对模拟观测的高分辨率宇宙流体动力学星系形成模拟。传统上，SFH是用简化的参数化函数形式建模的，但这些形式不太可能捕捉到星系SFH的真实多样性，并可能对结果施加系统性偏差和低估的不确定性。我们表明，灵活的非参数恒星形成的历史优于传统的参数形式在捕捉星系恒星形成历史的变化，因此，导致显着改善恒星质量的SED拟合。我们发现，延迟$τ$模型的平均偏差为0.4 dex，非参数模型的平均偏差略低于0.05 dex。同样，使用非参数恒星形成的历史，在SED拟合结果恢复星系恒星形成率（SFR）和恒星年龄的准确性增加。
2020-11-20 astro-ph.GA
Simple interpolation functions for the galaxy-wide stellar initial mass function and its effects in early-type galaxies
星系的恒星初始质量函数（IGIMF）被认为取决于它的恒星形成率（SFR）。使用早期型星系（ETG）的观测特性的目录和ETG的形成时间尺度与它们的恒星质量相关的关系，IGIMF对SFR的依赖关系被翻译成更直观的参数，如在不同的通带现今的光度依赖。结果表明，当ETG的光度约为$10^9 \ {\rm L}_{\odot}$（与通带无关）时，ETG的恒星星族的总质量略低于经典恒星初始质量函数的估计值.然而，最明亮的ETG的恒星星族的实际质量可能比具有正则IMF的SSP模型的预期高出两倍。IGIMF的变化与ETG的质量在这里也提出了方便的函数的亮度在各个通带。
2019-10-09 astro-ph.GA
Long-slit spectral observations and stellar mass-to-light ratio of spiral galaxy UGC11919
利用俄罗斯6米望远镜对旋涡星系UGC 11919进行了长缝观测，研究了它的运动学和恒星星族。以往的研究为推测该星系具有特殊低的恒星星族质量光比$M/L_B$提供了依据，这可能表明该星系存在底光恒星初始质量函数（IMF）。比率$M/L_B$估计为不同的演化模型的恒星星族使用宽带的星等和详细的光谱数据证实了这一特点，如果光盘倾角$i>30^o$，因为它是获得较早的光学测光，在一个很好的协议与HI数据立方体建模。然而，我们进行的HI数据立方体的再处理表明，它与对应于“正常”比率$M/L_B$的低得多的值$i=13^o$兼容，这不需要任何特殊的恒星IMF。在距中心一个星盘径向尺度长度处测量的恒星速度色散也与低星盘倾角相吻合。然而，在这种情况下，我们应该承认，即使考虑到双臂螺旋结构，圆盘也具有非轴对称形状。导出的恒星运动学剖面揭示了星系中运动学解耦核盘的特征。利用不同的恒星星族演化模型，我们分别估算了该星系球核、盘核和盘核的金属丰度[Z/H]（-0.4，-0.5和-0.3 dex）和平均光度加权年龄（对于光谱范围$4800-5570$ λ内的光度）（4.2，2.6和2.3 Gyr）。
2015-07-22 astro-ph.GA
Measuring the evolution of stellar bars with the host galaxy's spin
The University of Sydney（悉尼大学）；University of New South Wales（新南威尔士大学）
研究星系自转参数λ_R受棒形成的影响及其与强弱棒分类的关系，发现棒的形成可使质量加权的λ_R下降16%，并探讨弱棒星系的快速形成与强棒星系的缓慢演化。
2026-03-09 astro-ph.GA
MaNGA DynPop -- IV. Stacked total density profile of galaxy groups and clusters from combining dynamical models of integral-field stellar kinematics and galaxy-galaxy lensing
本研究结合MaNGA恒星动力学与DECaLS弱引力透镜数据，测量星系群/团的密度轮廓，发现内区暗物质轮廓显著陡于NFW模型，且TNG300模拟结果与观测存在2σ偏差。
2023-12-18 astro-ph.GA
Young Stellar Complexes in the Giant Galaxy UGC 11973
本文介绍了对巨型旋涡星系UGC 11973中年轻恒星复合体的光度和光谱观测的分析结果。在UBVRI波段的光度分析已进行了13个最大的复合物。其中一颗恒星周围气体的金属丰度Z = 0.013+-0.005，质量M =（4.6+-1.6）*10^6 Msun，恒星复合体的年龄t =（2.0+-1.1）*10^6 yr，这些都是利用光谱数据估算出来的。结果表明，所有复合体都是年龄小于3*10^8年的大质量（M >= 1.7*10^5 Msun）恒星群。
2020-04-09 astro-ph.GA
Relations Between Central Black Hole Mass and Total Galaxy Stellar Mass in the Local Universe
中心黑洞质量与宿主星系性质之间的标度关系对于研究黑洞和星系演化具有重要意义。在这里，我们研究BH质量和宿主星系总恒星质量之间的关系，使用附近宇宙（z < 0.055）中的262个宽线活动星系核（AGN），以及79个具有动力学BH质量的星系。我们的活动星系核样本的绝大多数是使用斯隆数字巡天光谱学和搜索西弗特般的窄线比和广泛的H-α发射。BH质量估计使用标准维里技术。我们还包括了少量的总恒星质量M_stellar < 10^9.5 Msun的矮星系和反射映射AGN的子样本。所有341个星系的总恒星质量是使用颜色相关的质光比以最一致的方式计算出来的。我们发现活动星系核宿主星系的BH质量与恒星总质量之间存在明显的相关性，M_BH与M_stellar成正比，类似于具有动力学检测BH的早型星系。然而，由活动星系核定义的关系具有一个标准化，比标准化低一个数量级以上，在恒星质量范围10^8 < M_stellar/Msun < 10^12内，BH占恒星总质量的比例为M_BH/M_stellar ~ 0.025%。这一结果对研究高红移和宇宙学模拟中的恒星膨胀不能解决有重要意义。
2015-09-17 astro-ph.GA
L-GALAXIES 2020: The formation and chemical evolution of stellar haloes in Milky Way Analogues and galaxy clusters
利用L-Galerkin 2020星系演化半解析模型，分析了（a）银河系南极（MWA）星系和（b）星系团周围恒星晕的形成和化学演化。观察到的恒星晕属性更好地再现时，假设一个逐渐剥离模型从卫星上去除冷气体和恒星，相比瞬时剥离模型。MWA恒星晕的恒星质量-金属丰度关系的斜率与在本宇宙中观测到的一致。这将L-Galaxies 2020与星系内部气体和恒星的金属丰度观测之间的良好一致性扩展到了星系外部。晕星的贡献平均只有$\sim{}0.1$ %的总环星系介质（CGM）富集的$z=0$在MWA，主要是由AGB星产生的碳喷射。大约四分之一的MWA有一个平均质量为$\sim{}2.3\times{}10^{9}M_{\odot}$的单一“重要祖先”，与盖亚土卫二的测量结果相似。对于星系团，L-Galaxy 2020与恒星晕质量分数的观测结果显示出良好的对应关系，但略微高估了恒星质量。假设恒星晕质量分布的Navarro-Frenk-White剖面提供了最好的一致性。平均而言，团内恒星成分（ICS）占团内中等（ICM）铁富集总量的5.4%，超过了最亮星系团（BCG）的贡献$z=0$。我们发现，考虑逐步剥离的卫星和现实的径向配置文件是至关重要的准确建模恒星晕形成的所有尺度上的半解析模型。
2021-11-24 astro-ph.GA
Dwarf stellar haloes: a powerful probe of small-scale galaxy formation and the nature of dark matter
Durham University（杜伦大学）；Harvard & Smithsonian（哈佛大学与史密森尼学会）；Polish Academy of Sciences（波兰科学院）
通过N体宇宙学模拟和星系模型，研究矮质量星系的并合历史，发现暗物质类型和星系形成阈值影响并合次数，进而决定矮星星系晕的结构，其观测可约束小尺度模型。
2026-06-15 astro-ph.GA
The growth of disks and bulges during hierarchical galaxy formation. II: metallicity, stellar populations and dynamical evolution
我们研究了模型星系的恒星星族的性质，它们是星系演化历史和角动量含量的函数。我们使用Tonini et al.（2016）提出的新半分析模型。这个新的模型遵循气体和恒星的角动量演化，为新的恒星形成配方提供了基础，并处理了取决于中央星系动力学结构的合并效应。我们发现，新的配方具有提高重子循环在生产和回收金属方面的效率的效果，以及防止小合并稀释凸出和椭圆的金属丰度。该模型再现了太阳质量大于1 e10的星系的恒星质量-恒星金属丰度关系，包括Brilliant星系团Galliant。模型盘、由不稳定性驱动的成分主导的星系和合并驱动的物体都来自不同的演化通道。因此，这些模型星系在星系质量-尺寸关系中占据不同的位置，我们发现这符合Atlas 3D对盘星系、快旋星系和慢旋星系的分类。我们发现，恒星星族的属性取决于星系的演化类型，与更多的进化恒星星族的一部分，系统已经失去或耗散更多的角动量在其组装历史。
2016-12-07 astro-ph.GA
Deep HST imaging favors the bulgeless edge-on galaxy explanation for the hypothetical stellar wake created by a runaway supermassive black hole
本研究通过深度HST成像发现，未探测到逃逸超大质量黑洞场景预期的弓形激波和反向恒星尾迹，表明该线性结构更可能是无核球边缘星系。
2024-05-31 astro-ph.GA
Galaxy-galaxy lensing in the outskirts of CLASH clusters: constraints on local shear and testing mass-luminosity scaling relation
我们提出了一个选择的24个候选星系-星系透镜（GGL）确定从哈勃图像中的大规模星系团的郊区，从CLASH调查。这些GGL提供的见解，在更大的规模比在集群核心的强透镜区的质量分布。我们建立了三个这些GGL参数质量模型，显示简单的透镜配置，以评估其透镜及其环境的属性。我们发现，从GGL估计的本地剪切跟踪集群的引力势在1-2弧分的径向距离，使我们能够推导出它们的速度色散。我们还发现一个很好的协议之间的强度的剪切测量在GGL的位置，通过强透镜建模和独立的弱透镜分析的背景源的值。总的来说，我们展示了使用单个GGL事件在集群的郊区鲁棒地约束本地剪切的优势，即使只有光度红移估计是已知的源。我们认为，集群成员的质量-光度标度关系可以通过模拟GGL发现他们周围的测试，并表明，质量参数可以变化高达$\sim$ 30%之间的集群和GGL模型假设这种标度关系。
2018-06-21 astro-ph.GA
Metallicity and Age of the Stellar Stream Around the Disk Galaxy NGC 5907
恒星流已经成为研究邻近星系相互作用历史的核心。为了描述著名的附近（d = 17 Mpc）边缘盘星系NGC 5907周围恒星流最突出的部分，我们获得并分析了新的，深雾斯巴鲁/Suprime-Cam和3.6微米斯皮策/红外阵列相机（IRAC）的观测结果。结合近红外3.6微米的数据与可见光图像，使我们能够使用一个长波长的基线，以估计金属丰度和年龄的恒星星族沿~60千秒差距长的一段流。我们已经拟合了恒星光谱能量分布（SED）与单爆发恒星星族合成模型，我们用它来区分建议的卫星吸积和小/大合并形成模型的恒星流围绕这个星系。我们的结论是，一个大规模的小合并（恒星质量比至少为1：8）可以最好地解释沿流的最明亮的部分推断的金属丰度-0.3。
2016-07-13 astro-ph.GA
An empirical relation to estimate host galaxy stellar light from AGN spectra
低$z$（$z\leq 0.8$）活动星系核（AGN）的黑洞质量测量是困难的，因为宿主星系恒星光的强烈贡献需要详细的光谱分解来估计AGN的光度。在这里，我们提出了一个经验关系估计主机星系恒星光度从活动星系的光谱在$z\leq 0.8$。光谱数据选自斯隆数字巡天（SDSS-DR 14）类星体目录的第十四次数据发布，其信噪比为5100 $_{5100}$ $>$ 10，包含11415个类星体。在我们的样本中，总光度的中值（log（$L_\text{total}$ /[erg s $^{-1}$ ]））、恒星光度的中值（log（$L_\text{star}$ /[erg s $^{-1}$ ]））和活动星系核连续体光度的中值（log（$L_\text{cont}$ /[erg s $^{-1}$ ]））分别为44.52、44.06和44.30。我们适合AGN幂律连续体，宿主星系，和铁混合物的贡献，同时在整个可用的光谱。我们发现，主星系分数与连续光度反相关，可以很好地表示为一个多项式函数，它可以用来校正恒星光的贡献AGN光谱。我们还发现了主星系分数与铁强度，爱丁顿比和红移之间的反相关。该经验关系式给出了与图像分解方法相当的宿主分数结果。
2023-03-28 astro-ph.GA
Evolution of galaxy stellar masses and star formation rates in the EAGLE simulations
我们调查的星系质量和恒星形成率的演化银河系及其环境的演化和组装（EAGLE）模拟。这些包括一套流体动力学模拟在一个$Λ$ CDM宇宙学与辐射冷却，恒星形成，恒星质量损失，并从恒星和吸积黑洞的反馈亚网格模型。次网格的反馈进行了校准，以重现所观察到的当今星系恒星质量函数和星系的大小。在这里，我们表明，模拟再现所观察到的恒星质量密度的增长到20%.The模拟还跟踪观测到的星系恒星质量函数的红移z = 7的演变，与合理的数据解释的不确定性的差异。与观测到的星系一样，模拟星系的特定恒星形成率是双峰的，具有不同的恒星形成和被动序列。恒星形成星系的特定恒星形成速率通常比观测值低0.2到0.4 dex，但速率的演变密切跟踪观测结果。模拟和数据之间前所未有的一致性使EAGLE成为了解控制星系形成的物理过程的强大资源。
2015-04-22 astro-ph.GA
Two chemically similar stellar overdensities on opposite sides of the plane of the Galaxy
我们的银河系被认为经历了一个活跃的演化历史，主要是恒星形成，冷气体的吸积，特别是10千兆年前的合并。恒星晕揭示了丰富的化石证据，这些相互作用的形式恒星流，子结构，和化学上不同的恒星成分。矮星系合并对银盘的内容和形态的影响仍在探索中。最近的研究已经确定了运动学上不同的恒星子结构和移动的群体，这可能是银河系外的起源。然而，有越来越多的证据表明，在外盘/晕界面的恒星密度过高可能是由矮星系与盘的相互作用造成的。在这里，我们报告了从两个恒星超密度中抽取的14颗恒星的详细光谱分析，每个恒星位于银河平面上方和下方约5千秒差距的位置-暗示与恒星晕有关的位置。然而，我们发现这些恒星的化学成分几乎是相同的，无论是在这些群体内部还是在这些群体之间，并且与银河系盘星的丰度模式非常匹配。因此，这项研究提供了令人信服的证据表明，这些恒星起源于盘和超密度的一部分，它们是由盘与通过或合并的矮星系的潮汐相互作用产生的。
2018-03-01 astro-ph.GA
Observing Correlations Between Dark Matter Accretion and Galaxy Growth: II. Testing the Impact of Galaxy Mass, Star Formation Indicator, and Neighbour Colours
星系形成的一个关键问题是新的吸积在恒星形成中起什么作用。理论模型已经预测了晕吸积和星系恒星形成之间广泛的相关强度。在此之前，我们提出了一种技术，以观测约束孤立的银河系质量的星系在$z\sim 0.12$，晕吸积和邻近星系的密度分布之间的相关性的基础上的相关强度。通过将这种技术应用于斯隆数字巡天的观测数据和宇宙机器的模拟数据，我们可以测试不同的相关强度，我们排除了暗物质吸积和最近的恒星形成活动之间的正相关性。在这项工作中，我们扩大我们的分析（1）分别应用我们的技术，以红色和蓝色的邻近星系，跟踪不同的人口，（2）相关的暗物质吸积率与$D_{n}4000$测量作为一个长期的静止指标比瞬时恒星形成率，（3）分析更高质量的孤立的中央星系与$10^{11.0} < M_*/M_\odot < 10^{11.5}$出$z\sim 0.18$。在所有情况下，我们的结果是一致的非正相关强度与$\gtrsim 85$ %的信心，这表明气体循环等过程占主导地位的大规模$z=0$星系的恒星形成。
2021-10-29 astro-ph.GA
Connecting Galaxies with Halos Across Cosmic Time: Stellar mass assembly distribution modeling of galaxy statistics
在这项工作中，我探索一个经验动机的模型，调查星系恒星质量，恒星形成率和它们的晕质量和质量吸积历史之间的关系。该模型的核心统计量是恒星质量集合分布$P(dM_{*}/dt|\mathbf{X},a)$，它给出了给定一组晕属性$\mathbf{X}$和历元$a$的恒星质量集合率的概率密度分布。从这个模型的预测是通过整合恒星质量大会分布（SMAD）晕合并树，很容易从现代，高分辨率$N$体模拟。通过对恒星质量聚集历史的后处理，利用恒星星族合成模型，可以得到晕内星系的进一步性质。在这个模型的特定示例实现中，我使用\citet{behroozi13a}对晕的中值恒星质量组装率的约束作为它们的质量和红移的函数来构建$P(dM_{*}/dt|\mathbf{X},a)$的示例参数化。然后，该SMAD从z = 4开始，使用简单的规则来考虑合并晕，在来自$N$体合并树的个体晕质量吸积历史上进行积分。我发现，这是一个简单的模型可以再现定性的双峰特征的低红移星系人口，包括定性分裂的两点集群作为一个功能的特定的恒星形成率。这些结果表明，模型直接耦合晕和星系的增长，通过简单的效率函数可以自然地预测恒星形成率双峰高阶统计的星系场，如其两点相关或星系的整合信号。
2015-07-13 astro-ph.GA
Stellar populations and physical properties of starbursts in the Antennae galaxy from self-consistent modelling of MUSE spectra
我们已经模拟了恒星和星云的连续和发射线强度比的大规模恒星星族在银河系使用高分辨率和自洽图书馆的模型HII地区周围的中央集群的老化恒星。模型库是使用恒星星族合成代码Starburst 99和光电离模型Cloudy构建的。Geneva和PARSEC恒星演化模型被插入Starburst 99，以便在两个模型之间进行比较。使用光谱拟合的方法，允许在恒星和星云连续谱的光谱特征（如沃尔夫-拉叶功能，Paschen跳），和发射线诊断，以约束模型，我们适用于图书馆的高分辨率MUSE光谱的恒星爆发地区的银河系。通过这种方法，我们能够模拟沃尔夫-拉叶星的连续辐射，并通过利用全光谱提取恒星和气体的金属丰度、年龄、电子温度和星爆密度。通过对NGC 4038星系的应用，我们发现：（1）NGC 4038星系中的星暴具有太阳附近的恒星和气体金属丰度的特征;（2）NGC 4038西环星暴中的恒星形成气体似乎比其他星系中的恒星形成气体稍富，（3）最年轻的恒星爆发出现在重叠区和部分西环上，尽管相比之下，西环区的恒星形成阶段似乎比重叠区稍晚，（4）用Geneva和Parsec模型拟合得到的结果基本一致。
2019-12-13 astro-ph.GA
The origin of the metallicity distributions of the NE and W stellar shelves in the Andromeda Galaxy
本文通过数值模拟M31与卫星星系的并合，探究了仙女座星系东北和西恒星壳层及巨型恒星流的起源，发现具有负径向金属丰度梯度的单一 progenitor 能成功重现观测到的化学动力学性质。
2023-11-24 astro-ph.GA
PRIMUS+DEEP2: The Dependence of Galaxy Clustering on Stellar Mass and Specific Star Formation Rate at 0.2 < z < 1.2
我们利用PRIMUS和DEEP 2星系红移巡天的数据，给出了星系成团特性与恒星质量和比恒星形成率（sSFR）的函数关系的结果。我们使用了天空中五个独立区域中超过10万个星系的光谱红移，这些星系覆盖了7.2度^[2]的区域，由此我们计算了宇宙方差误差。我们发现，星系团的振幅是强大的sSFR的恒星质量的函数，并在一个给定的sSFR，它并不显着依赖于恒星质量的范围内探测这里。我们进一步发现，在恒星形成的人口，并在一个给定的恒星质量，星系以上的主要序列的恒星形成较高的sSFR的星系比星系以下的主要序列较低的sSFR的集群。我们还发现，在静止的人口，具有较高的sSFR的星系比具有较低的sSFR的星系，在一个给定的恒星质量较少聚集。我们发现，星系团的振幅平稳增加，增加恒星质量和降低sSFR，这意味着星系可能会演变的主要序列，而不仅仅是沿着它，星系最终成为静止之前。这些结果意味着连接星系和暗物质晕的恒星质量与晕质量的关系可能依赖于sSFR。
2017-02-28 astro-ph.GA
The young nuclear stellar disc in the SB0 galaxy NGC 1023
小的运动学解耦恒星盘的尺度为几十秒差距，已知居住在星系的中心。人们提出了不同的机制来解释它们是如何形成的，包括气体耗散和球状星团的合并。利用哈勃太空望远镜的影像档案和地基积分场光谱，我们研究了相互作用的SB0星系NGC 1023中的核恒星盘的结构和恒星星族。相对于主核球，核盘中的恒星明显更年轻，金属含量也更丰富。这些发现支持了这样一种假设，即核盘是星系中心堆积的富含金属的气体中恒星形成的最终结果。这些气体可能来自内部或外部，即来自NGC 1023的主盘或附近的卫星星系NGC 1023A。已经形成的恒星通过星团的迁移和吸积进入银河系中心的核盘的无耗散形成被拒绝。
2016-01-19 astro-ph.GA
MUSE observations of the blue compact dwarf galaxy Haro 14. Data analysis and first results on morphology and stellar populations
蓝色致密星系（BCGs）是低光度、贫金属、富含气体的天体，它们以高速率形成恒星，与高红移恒星形成星系群非常相似。作为低质量的恒星爆发，它们也是研究恒星形成和大质量恒星反馈的理想实验室。这项工作介绍了多单元光谱探测器（MUSE）对BCG Haro 14进行积分场光谱观测的结果。MUSE的大视场可以同时观测星暴和宿主星系。我们建立了连续和发射线的星系图，并生成了合成的VRI图像，从中我们制作了颜色指数图和表面亮度分布图。我们探测到了遍布整个星系的许多团块，无论是在连续谱中还是在发射谱线中，并制作了一个包含它们的位置，大小和光度的目录。这项分析使我们能够详细研究哈罗14的形态和恒星星族。恒星分布显示出明显的不对称性，连续谱中的强度峰值并不以恒星为中心，而是向西南方向偏移了约500秒差距。在连续谱峰的位置，我们发现一个明亮的星团，M $_{V}=-12.18$似乎是一个强的超级星团候选者。我们还发现了一个高度不对称的，蓝色的，但非电离的恒星组成部分，几乎占据了整个星系的东部。我们的结论是，在哈罗14中至少有三种不同的恒星星族：目前的恒星暴约为600万年;一个中间年龄的组成部分在1000万年到数亿年之间;和一个红色的和规则的主机几个千兆年。连续谱和彩色图中明显的不平衡性，以及众多星团的存在，与哈罗14中发生的合并或相互作用的情景一致。
2021-08-20 astro-ph.GA
Collision tomography: Physical properties of possible progenitors of the Andromeda stellar stream
为了揭示仙女座巨型星流的前身，我们使用$N$体模拟研究了一个吸积卫星星系和仙女座星系之间的相互作用。一个全面的参数研究与247个模型进行了不同的大小和质量分布的祖矮星系。我们表明，结合能的祖是在复制仙女座巨型恒星流和仙女座星系周围的壳状结构的关键参数。作为模拟的结果，祖必须满足一个简单的标度关系之间的核心半径，总质量和潮汐半径。使用这种关系，我们成功地约束的物理性质的祖细胞具有从$5\times10^8 M_\odot$到$5\times10^9 M_\odot$和中心表面密度周围的$10^3\, M_\odot\, \mathrm{pc}^{-2}$的质量。我们的结果和附近观测到的星系之间的详细比较表明，仙女座巨星流的可能的祖先包括一个矮椭圆星系，一个矮不规则星系，和一个小旋涡星系。
2016-06-10 astro-ph.GA
Stellar and Molecular Gas Rotation in a Recently-Quenched Massive Galaxy at z~0.7
大质量星系从蓝色的恒星形成盘过渡到红色的静止星系的过程仍然是星系演化中最难理解的方面之一。在这项研究中，我们试图通过关注z = 0.747的大质量星暴后星系来更好地了解恒星形成是如何淬灭的。该目标具有很高的恒星质量，分子气体比例约为30% -对于其低恒星形成率来说异常高。我们寻找恒星形成抑制机制的指标，从空间分辨双子积分场光谱和气体运动学从ALMA获得的星系的恒星运动学和年龄分布。我们发现了恒星显着旋转的证据，但我们没有检测到5千秒差距内的恒星年龄梯度。分子气体与恒星成分对齐，我们没有看到强烈气体流出的证据。我们的目标可能代表合并引起的星爆或形态淬火的产品，然而，我们的结果是不完全符合任何突出的淬火模型。
2018-04-26 astro-ph.GA
The relic galaxy NGC~1277 rules out intermediate-age stellar populations origin of CO-strong absorptions in massive early-type galaxies
大质量早型星系（ETG）在H和K波段光谱中表现出几种用现有的恒星星族模型无法解释的强CO吸收特征。多年来，这一分歧一直被归因于中间年龄恒星成分的存在，这些恒星主要是在渐近巨星分支（AGB）阶段。然而，迄今为止，还没有提供这种情况的有力证据。检验这一说法的一种方法是比较ETG和遗迹星系的CO指数。由于缺乏中等年龄的恒星星族，遗迹星系为我们提供了一个独特的机会，以解决ETG中强CO吸收的起源。在这里，我们利用原型遗迹星系NGC 1277和比较CO吸收功能的大规模ETGs的代表性样本的这个星系。我们发现，在这两个系统中的CO线有相似的强度，显着强于恒星星族合成模型的预测。我们的结论是，中间年龄的恒星星族在大规模ETG的强大的CO反射的罪魁祸首。
2022-06-25 astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): Trends in galaxy colours, morphology, and stellar populations with large scale structure, group, and pair environments
我们探索的趋势，在星系的性质与百万分之一尺度的结构使用目录的环境和大尺度结构从星系和质量大会（GAMA）的调查。现有的大尺度结构、群和对成员的GAMA星表允许我们构造不同环境类型的星系恒星质量函数。为了避免简单地提取已知的星系属性和恒星质量之间的相关性，我们创建了一个质量匹配的星系样本与恒星质量之间的$9.5 \leq \log{M_*/h^{-2} M_{\odot}} \leq 11$为每个环境人口。使用这些样本，我们表明，在不同的大尺度环境中的质量归一化星系有相似的能量输出，$u-r$颜色，光度和形态。将我们的分析扩展到组和配对环境，我们发现，无论更广泛的环境如何，不在组或配对中的星系都表现出相似的特征。对于我们的质量控制样本，我们没有看到塞尔西克指数或星系光度对晕质量的强烈依赖，但确实发现它与颜色非常密切相关。重复我们的分析，没有质量控制的星系介绍和放大的趋势，在成对的星系，集团，和大尺度结构的属性，表明恒星质量是最重要的预测我们检查的星系属性，而不是环境分类。
2015-05-20 astro-ph.GA
The stellar populations in the low luminosity, early-type galaxy NGC59
低光度星系可能是更明亮系统的组成部分。利用南部非洲大望远镜（SALT）对低光度早型星系NGC 59进行了观测和分析。这些数据用于测量该星系中心和偏离中心区域的恒星星族参数，以揭示其可能的恒星形成历史。我们发现了老恒星的证据，除了在发射线区域的年轻恒星。恒星星族的金属丰度被限制在[Z/H] ~ -1.1到-1.6之间，即使对于这个低光度星系来说，这也是非常低的，因为它没有被归类为矮椭球星系。测得的[α/Fe]比是太阳下的，这表明NGC 59的恒星形成历史延长。如果这样的物体形成了更大质量的早期星系的基石，那么它们必须是气体合并，而不是干合并，以便将金属增加到明亮的早期星系中观察到的水平。
2015-03-27 astro-ph.GA
A new dynamically self-consistent version of the Besançon Galaxy Model
上下文动态自洽的星系模型是必要的分析和解释恒星计数，恒星密度分布和恒星运动学，以了解我们的银河系的形成和演化。目标。本文对Besançon星系模型在静态和轴对称引力势下的动力学自洽性进行了修正和改进。方法.每个恒星的轨道是通过确定运动的Staeckel近似积分来模拟的。广义舒分布函数与三个积分的运动被用来模拟恒星分布函数。结果这个新版本的贝桑松模型与以前的轴对称BGM 2014版本进行了比较，我们发现这两个版本的每个恒星组件的密度相似。动态自洽性得到改善，并可以通过恢复的力量和潜力，通过适用于每个恒星分布函数的Jeans方程进行测试。在银河系的大部分体积上，力的恢复精度优于1%。
2018-09-17 astro-ph.GA
The SAMI Galaxy Survey: Global stellar populations on the size-mass plane
我们提出了一个分析的全球恒星星族的星系在SAMI星系调查。我们的样本由1319个星系组成，跨越恒星质量的四个数量级，包括所有的形态和环境。我们推导出光度加权，单恒星星族等效恒星年龄，金属丰度和α增强光谱集成在一个有效半径孔径。星系大小的变化解释了年龄-质量和金属丰度-质量关系中的大部分分散现象。恒星星族在星系大小和恒星质量的平面上系统地变化，因此具有高恒星表面质量密度的星系比密度较小的星系更古老，更富含金属和α增强。具有高表面质量密度的星系具有非常窄的金属丰度范围，然而，在固定质量下，金属丰度的分布随着星系大小的增加（密度降低）而大幅增加。我们确定与形态和环境的残留相关性。在固定的质量和大小，星系晚型的形态，小凸起和低Sersic n比早型，高n，高凸起的总星系年轻。年龄和金属丰度都显示出与环境的小的剩余相关性;在固定的质量和大小，星系在更密集的环境或更大质量的晕是老的，有点更丰富的金属比那些在不太密集的环境。我们将这些趋势与尺寸-质量平面内的进化轨迹联系起来。
2017-08-24 astro-ph.GA
Galaxy and Mass Assembly (GAMA): Probing the merger histories of massive galaxies via stellar populations
星系的合并历史可以通过对动力学的密偶的研究来追踪。这些星系由一个大质量的主星系和一个质量较小的次级星系（或卫星星系）组成。对次级（低质量）星系中紧密成对的恒星星族的研究提供了一种理解星系合并生长的方法。在这里，我们专注于涉及至少一个大质量星系的系统-在高度完整的伽马巡天中，恒星质量超过$10^{11}M_\odot$。我们的工作样本包括2，692个卫星星系光谱（0.1<z<0.3）。这些光谱组合成高S/N堆栈，并根据“内部”参数，卫星星系（即次级）的恒星质量和“外部”参数，选择主星系对中的质量，或相应的暗物质晕的质量。我们发现，人口的年龄相对于环境的显着变化。在固定质量的情况下，大部分质量星系周围的卫星都比较老，而且可能更富含金属，在低质量卫星的子集（$\sim 10^{10}M_\odot$）中，年龄相差约1- 2 Gyr。这些变化是类似的堆叠时，相对于晕质量的组，其中对嵌入。低质量卫星的人口趋势与大质量星系外部区域发现的旧恒星年龄一致。
2017-03-01 astro-ph.GA
The dependence of the galaxy stellar-to-halo mass relation on galaxy morphology
我们调查的依赖本地星系恒星晕质量关系（SHMR）的星系形态。我们使用的数据从斯隆数字巡天DR 7星系动物园的形态分类，并与EAGLE宇宙学模拟。在质量范围为$10^{11.7}-10^{12.9}M_{\odot}$的固定晕质量下，SDSS盘星系的中值恒星质量比椭圆星系的中值质量高1.4倍。然而，当我们从考夫曼等人的恒星质量转换到张等人或布林奇曼等人计算的恒星质量时，圆盘和椭圆星系的SHMR中值在这个质量范围内是一致的。对于质量大于$10^{13}M_{\odot}$的晕，无论我们使用的恒星质量估计是谁的，圆盘的质量都小于相同质量晕中的椭圆星系。然而，我们发现，这些高晕质量的光盘的结果可能会受到中央/卫星错误分类。EAGLE模拟预测，盘状星系的质量是椭圆星系质量的1.5倍，这些星系位于质量小于$10^{13}M_{\odot}$的相同质量晕中，这与考夫曼等人的数据一致。质量介于$10^{11.5}$和$10^{12}M_{\odot}$之间的晕，是盘星系的宿主，比椭圆星系的宿主更早聚集。这表明，这些盘更大，因为它们有更多的时间进行气体吸积和恒星形成。在$10^{12}-10^{12.5}M_{\odot}$晕中，椭圆星系中的中央黑洞比盘星系中的黑洞增长得更快，质量也更大。这表明，在这个晕质量范围内，椭圆星系的质量较小，因为活动星系核的反馈喷射了更多的晕的气体储存，减少了恒星的形成，…
2020-10-02 astro-ph.GA
The difference in age of the two counter-rotating stellar disks of the spiral galaxy NGC 4138
已知Sa螺旋星系NGC 4138拥有两个反向旋转的恒星盘，电离气体与其中一个同向旋转。我们测量了两个反向旋转的恒星星族的运动学和性质，以约束它们的形成场景。对观测到的长轴光谱进行了光谱分解，以解开两个反向旋转的恒星和一个电离气体成分的相对贡献。线强度指数的两个反向旋转的恒星组件进行了测量和建模与单一的恒星星族模型，占α/Fe过剩。反向旋转的恒星星族比主恒星族更年轻，金属含量更低，α辐射也更强。年轻的恒星成分也与恒星形成环有关。NGC~4138的反向旋转恒星成分的不同性质排除了它们是由于棒溶解而形成的想法。我们的研究结果支持数值模拟的结果，其中组装的气体从环境中的逆行轨道上吸积或从逆行合并与富含气体的矮星系的反旋转组件。
2014-09-11 astro-ph.GA
Exponential Galaxy Disks from Stellar Scattering
恒星散射关闭的轨道或瞬态团块的表面密度和速度色散在一个二维的非自引力恒星盘与一个固定的晕势的指数配置文件的形成。近似平坦旋转曲线和近似固体旋转曲线的指数形式。该指数不依赖于初始条件、旋臂、棒、粘度、星形成或强剪切。在快速的初始发展之后，指数饱和到近似固定的标度长度。在一个两个组成部分的配置文件的内部指数有一个相当于初始磁盘半径的断裂半径;外部指数主要是散射的恒星。
2013-08-23 astro-ph.GA
Interaction effects on galaxy pairs with GeminiGMOS-III: Stellar population synthesis
我们提出了一个观测研究的相互作用对恒星星族的样本中的星系对的影响。在3440 - 7300 nm波长范围内的长缝光谱获得的双子座多目标摄谱仪（GMOS）在双子座南部的15个星系在9个紧密的对。利用恒星星族综合程序STARLIGHT计算了恒星星族贡献的空间分布。考虑到对发射光的不同贡献，我们发现我们样本中的大多数星系都是由年轻/中间恒星星族主导的。这一结果不同于孤立星系的老恒星星族占主导地位的光盘表面亮度。我们解释这种不同的行为是由于气体流入沿磁盘上的恒星形成的相互作用的星系在一个时间尺度的顺序约2Gyr的影响。我们还发现，在一般情况下，次级星系对年轻恒星星族的贡献比主星系高。我们比较了由合成方法得到的恒星和星云折射率的估计值与H α/H \b{eta}发射线比，发现星云折射率系统地高于恒星折射率约2倍。我们没有发现星云和恒星金属丰度之间有任何相关性。我们既没有发现恒星的金属丰度和年龄之间的相关性，而星云的金属丰度和恒星年龄之间的正相关性，与老的地区是最丰富的金属。
2017-01-24 astro-ph.GA
A Dynamic Galaxy: Stellar Age Patterns Across the Disk of M101
本文利用窄带成像研究M101盘面恒星年龄分布，发现径向年龄梯度和跨旋臂年龄梯度，并提出动态瞬态旋涡图案及模式耦合机制来解释全盘年龄模式。
2023-11-28 astro-ph.GA
Stellar Velocity Dispersion in Dissipative Galaxy Mergers with Star Formation
为了更好地理解恒星动力学合并系统，如NGC 6240，我们研究了中央恒星速度色散（\sig）的耗散星系合并使用一套二进制磁盘合并模拟，包括反馈恒星形成和活动星系核（AGN）的演变。我们发现，$σ_*$经历了相同的一般阶段的演变，在我们以前的无耗散模拟：相干振荡，然后相混合，然后动态平衡。我们还发现，测量的$σ_*$，只基于最年轻的恒星在模拟始终产生较低的值比测量的基础上的总恒星星族。这一发现似乎与在真实星系中观察到的所谓“$σ_*$差异”相一致。我们注意到，类星体级别的活动星系核活动更有可能发生在$σ_*$接近其平衡值，而不是在极端的$σ_*$期间。最后，我们提供了估计固有的散射测量$σ_*$在正在进行的合并。
2014-03-19 astro-ph.GA
Galaxy interactions in void substructures: Morphology and stellar populations of two triplets from CAVITY
Universidad de Granada（格拉纳达大学）；Universidade Federal do Rio Grande do Sul (UFRGS)（南里奥格兰德联邦大学）；Universidade Federal do Rio Grande (IMEF – FURG)（里奥格兰德联邦大学）；University of Hertfordshire（赫特福德大学）
研究空洞中星系三元组的形态和恒星人口，揭示局部相互作用对星系演化的驱动作用。
2026-01-12 astro-ph.GA
A stellar stream around the spiral galaxy Messier 61 in Rubin First Look imaging
利用Vera C. Rubin Observatory首次观测图像，在螺旋星系M61周围发现了一条长约50 kpc的恒星流，该发现可能揭示了矮星系相互作用与M61星暴的联系，并预示了LSST巡天的广阔前景。
2025-11-04 astro-ph.GA
Dwarf Irregular Galaxy Leo A. Suprime-Cam Wide-Field Stellar Photometry
我们已经调查了狮子座A -一个明显孤立的富含气体的低质量矮不规则星系在本星系群的完整范围。$B$、$V$和$I$通带CCD图像（典型视宁度$\sim$ 0.8”）由配备Suprime-Cam镶嵌相机的斯巴鲁望远镜获得。介绍了38，856个天体（$V \sim 16-26$等）的宽视场（$20' \times 24'$）测光星表。这次巡天也是作为未来狮子座A星成像和光谱观测计划的“发现图”。
2014-10-09 astro-ph.GA
Metallicity distribution of the progenitor of the Giant Stellar Stream in the Andromeda Galaxy
巨大恒星流（GSS）是仙女座星系（M31）晕中一个显著的潮汐特征，代表着一个卫星星系正在毁灭。在本文中，我们研究的GSS的形成，通过详细的数值模拟的潮汐破坏的祖系统。假设该流产生于M31与一个恒星质量为$10^{9}M_{\odot}$的矮球状星系的一次合并事件，我们成功地再现了GSS的动力学性质。由于沿着溪流的金属丰度分布已经根据观察结果（PAndAS和AMIGA数据集）得到了很好的确定，因此我们使用蒙特卡罗模拟来重建矮祖先的原始金属丰度分布。我们发现，一个祖矮星系的径向金属丰度梯度为负，$Δ$ FeH = - $0.3 \pm 0.2$，再现了所观察到的GSS属性之间的时间2.4和2.9 Gyrs合并。我们还表明，所观察到的双峰金属丰度分布沿流是一个短暂的结构所造成的独特的合并情况下，两组流星在相反的方向移动，相交产生的高峰。
2022-01-26 astro-ph.GA
A direct measurement of galaxy major and minor merger rates and stellar mass accretion histories at $z < 3$ using galaxy pairs in the REFINE survey
我们测量的作用，主要和次要的合并形成的恒星质量的星系$0<z<3$使用组合的$\sim 3.25$度$^{2}$的最深的地面近红外成像的一部分，到目前为止的REFINE调查。我们测量的对分数和合并分数的星系合并不同的质量比，并量化的合并率与新测量的时间尺度来自于插图模拟的红移和合并质量比的函数。我们发现，在$0 < z < 3$的主要合并与质量比大于1：4发生$0.85^{+0.19}_{-0.20}$倍，平均每个星系，而较小的合并到1：10的比例发生平均$1.43^{+0.5}_{-0.3}$倍。我们还量化的作用，主要和次要的合并在星系形成中，从而增加质量，由于主要合并是$93^{+49}_{-31}$ %，而次要合并占增加$29^{+17}_{-12}$ %，因此主要合并增加更多的恒星质量的星系比次要合并在这个时代。总的来说，合并将使这个时期的大质量星系的质量增加一倍以上。最后，我们比较我们的模拟结果，发现轻微的合并是在Illustris和半分析模型预测，这表明在星系组装的这个基本方面的观测和理论之间的不匹配。
2022-07-08 astro-ph.GA
