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
Galaxies Probing Galaxies in PRIMUS - II. The Coherence Scale of the Cool Circumgalactic Medium
在~L* 恒星形成星系附近的环星系介质（CGM）中，MgII 2796吸收很强（等效宽度W_2796>0.1 Ang），覆盖率接近1。为了表征这种吸收的空间相干性，我们分析了Rubin等人（2018）首次提出的明亮背景（b/g）星系的深光谱中检测到的27个恒星形成星系的CGM中的W_2796分布。样本前景（f/g）系统的红移为0.35<z<0.8，恒星质量为9.1<log M_*/M_sun<11.1，b/g星系提供了在投影距离R_perp<50 kpc时半光半径为1.0 kpc<R_eff<7.9 kpc的空间扩展探测器。我们的分析还利用了文献W_2796值在b/g类星体光谱探测的f/g星系晕具有类似的范围M_* 在z ~ 0.25。通过假设（1）相似星系的样本具有相似的环星系W_2796分布，（2）log W_2796服从高斯分布，其色散随M_* 和R_perp的变化是常数，我们用这个类星体-星系对样本建立了CGM中log W_2796分布的模型。然后我们证明了这种分布对b/g探测器表面积与投影吸收体表面积之比（x_A=A_G/A_A）的依赖性，发现假设x_A>=15的分布与我们在95%置信水平下观测到的b/g星系的分布在统计上不一致。这个限制，结合b/g星系的大小，要求W_2796不变化的长度尺度（MgII吸收的“相干尺度”）是l_A>1.9 kpc。这种新的约束形态的冷，光…
2018-09-21 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
Comparing Galaxy Clustering in Horizon-AGN Simulated Lightcone Mocks and VIDEO Observations
流体动力学宇宙学模拟最近取得了很大的进展，在宇宙时间内再现星系质量大会-经常量化的比较，他们预测的恒星质量函数观测到的恒星质量函数的数据。在本文中，我们比较了星系的集群从流体动力学宇宙学模拟光锥地平线AGN，集群测量从VIDEO调查观测。使用模拟建立从一个视频般的测光，我们首先探索的偏见引入到聚类测量使用恒星质量和红移来自SED拟合，而不是内在的价值。红移和质量的统计和系统的不确定性在集群测量的传播，使我们低估了集群的幅度。然后，我们发现，聚类和晕占据分布（HOD）建模结果是定性相似的地平线活动星系核和VIDEO。然而，在低恒星质量的地平线-AGN低估了观测到的集群的一个因素~3，反映了已知的过剩恒星质量晕质量比地平线-AGN低质量晕，已经讨论了在以前的工作。这加强了在模拟中对低质量晕中恒星形成进行更强监管的必要性。最后，恒星质量晕质量比的模拟目录中，从角度集群推断，直接从模拟测量的比较，验证HOD建模集群作为探测的星系晕连接。
2019-10-28 astro-ph.GA
Dependence of galaxy clustering on UV-luminosity and stellar mass at $z \sim 4 - 7$
我们研究了在$z \sim 4 - 7$上星系成团对紫外光度和恒星质量的依赖性。我们的样本由XDF和Candels场中的$\sim$ 10，000个莱曼破裂星系（LBG）组成。作为我们分析的一部分，估计样本的$M_\star - M_{\rm UV}$关系，发现其具有接近线性的斜率$d\log_{10} M_\star / d M_{\rm UV} \sim 0.44$。我们随后测量的角度关联函数和偏差在不同的恒星质量和光度箱。我们专注于比较这两个属性的聚类依赖。虽然紫外线光度只与星系最近的恒星爆发有关，但恒星质量反映了整个恒星形成历史的综合积累，这应该使它与晕质量更紧密相关。因此，与恒星质量的集群隔离预计将大于与光度。然而，我们的测量结果表明，与亮度的隔离是更大的$\simeq 90\%$的信心（忽略系统误差的贡献）。我们比较这个意想不到的结果与预测的\textsc{Meraxes}半解析星系形成模型。有趣的是，该模型再现了所观察到的角关联函数，也表明更强的聚类分离与光度。我们的观测和模型之间的比较提供了证据的多个晕占领的小规模集群。
2018-09-26 astro-ph.GA
The Complex Distribution of Recently Formed Stars. Bimodal Stellar Clustering in the Star-Forming Region NGC 346
我们提出了一个详细的恒星聚类分析的应用程序的两点关联函数不同的年轻恒星合奏。我们的目标是了解恒星系统在其形成的最早阶段是如何组装的。我们感兴趣的对象是小麦哲伦星云中的恒星形成区NGC 346。这是一个从其出生环境中很好地揭示出来的年轻恒星系统，包括前主序星和上主序星的完整样本，非常接近它们的形成。我们采用了一个全面的自相关函数的表征为中心凝聚的星团和自相似的恒星分布，通过数值模拟的恒星合奏。在这些模拟的基础上，我们解释了观测到的NGC 346的自相关函数。我们发现，它可以被最好地解释为两个不同的恒星集群设计的组合，一个集中的，占主导地位的恒星形成区域的中心部分，并在整个完整的观测领域扩展的自相似分布的恒星。星团的组成部分，类似于未截断的年轻星团，被确定为具有约2.5 pc的核心半径和约2.3的密度分布指数。扩展的分形分量被发现与我们的模拟有一个分形维数为2.3，相同的发现为星际介质，在协议的层次引起的湍流。这表明，恒星集群在非常接近出生的时间表现在一个复杂的方式。它是湍流调节的恒星形成过程和凝聚星团引力势诱导的早期动力学演化共同作用的结果。
2014-02-01 astro-ph.GA
Orbital Clustering Identifies the Origins of Galactic Stellar Streams
银河系中大多数恒星流的起源是未知的。改进自行提供的盖亚EDR3，我们表明，23个银河系恒星流的轨道高度聚集在轨道相空间。基于它们的能量和角动量，我们样本中的大多数流都可以与一个特定的（破裂的）矮星系宿主相关联，该宿主将它们带入银河系。对于八个流，我们还确定了可能的球状星团的祖先（其中四个协会是第一次在这里报告）。这些河流的祖先中，有些相距甚远，与潮汐碎屑的距离从几度到几十度不等。我们确定的恒星流出现空间上不同的，但其相似的轨道表明他们可能来自同一个祖先。如果确认为物理不连续性，它们将对来自原始体的质量损失提供强有力的约束。现有的恒星流几乎普遍的异位起源，使它们成为星系合并和星系晕内动力学摩擦的宝贵示踪剂。它们的相空间聚集可以用来构建银河系中暗物质的精确全球地图，而它们的内部结构可能会为原始宿主星系中暗物质的小尺度结构提供线索。
2020-12-16 astro-ph.GA
Robust Clustering of the Local Milky Way Stellar Kinematic Substructures with Gaia eDR3
我们将聚类算法HDBSCAN应用于盖亚早期第三次数据发布天体测量，结合盖亚第二次数据发布近550万颗恒星的径向速度测量，以确定太阳附近的局部恒星运动学子结构。了解这些结构有助于建立一个更完整的银河系形成的图片，以及暗物质的经验相空间分布，这将为探测实验提供信息。本研究的主要目的是提供一个最稳定的集群列表，通过考虑测量的不确定性和研究的聚类结果的稳定性。我们应用聚类算法在两个空间中，在速度空间，以研究最近的吸积结构，并在行动角度空间，以找到相混合结构。我们在速度空间（动作角度空间）中找到了23（6）个稳定的集群，这些集群始终与噪声无关。它们被归因于已知的结构：盖亚香肠-土卫二、海尔米流和球状星团NGC 3201在这两个空间中被发现，而NGC 104和厚盘（红杉）在速度空间（作用角空间）中被识别。我们讨论了这些结构的运动学性质，并研究了许多小集群是否属于一个类似的大集群的基础上，他们的化学丰度。虽然我们没有发现任何新的结构，我们发现，HDBSCAN成员选择已知的结构是不稳定的输入运动学的恒星时，重新采样的不确定性。因此，我们提出了最稳定的局部运动学结构的子集，这是一致的聚类算法确定，并强调需要考虑到误差传播过程中的手动和自动识别的恒星结构，无论是现有的，以及未来的发现。（节略）
2022-08-01 astro-ph.GA
The young stellar population in NGC 247 Main properties and hierarchical clustering
本工作的目的是研究旋涡星系NGC 247中年轻恒星星族的特征。特别是，我们集中我们的注意力在其层次聚类分布和最小群体的属性。我们使用多波段哈勃太空望远镜（HST）的数据，从三个领域覆盖了NGC 247的一半以上，以选择年轻的人口。然后，通过路径链接判据（PLC），我们发现了紧凑的年轻恒星群，并估计了它们的基本参数，如它们的恒星密度，大小，成员数量和光度函数（LF）的斜率。我们还进行了分形分析，以确定该人口的聚类特性。我们建立了一个恒星密度图和相应的树状图对应的银河系年轻人口检测大结构，并得出其主要特征。我们检测到339个年轻的恒星群，我们计算出的平均半径为$\sim$ 60 pc，最大的尺寸分布在30和70 pc之间。我们还获得了具有双峰分布的LF斜率，在$\sim$ 0.1和$\sim$ 0.2处显示峰值。我们确定了几个候选人的HII区域，遵循一个很好的空间相关性与年轻的群体发现的PLC。我们观察到，年轻的人口是分层组织的，其中较小和密集的结构是在较大和较不密集的结构。我们注意到，所有这些集团提出了分形子集群，在相应的恒星密度图中观察到的层次分布。对于在这张图中观察到的大型年轻结构，我们使用周长-面积关系和累积尺寸分布获得了$\sim$ 1.6-1.8的分形维数。这些数值与恒星形成的层次结构相一致。
2019-04-22 astro-ph.GA
Streams and Shells Decoded: A Density-Driven Approach to Stellar Clustering in Galactic Halos with AstroLink
本文提出利用AstroLink算法的有序密度图和星团识别方法，通过曲率正负来区分星系晕中的类星流和类壳层潮汐遗迹，为星系演化与暗物质结构研究提供新途径。
2025-07-30 astro-ph.GA
The role of scatter and satellites in shaping the large-scale clustering of X-ray AGN as a function of host galaxy stellar mass
中心超大质量黑洞（BH）、它们的宿主星系和暗物质晕之间的共同演化仍然是一个激烈争论的问题。目前的理论模型存在较大的不确定性和简并性，例如，吸积源的分数和它们的特征吸积率之间的关系。在最近的工作中，我们表明，活动星系核（AGN）集群是一个强大的工具，打破简并分析时，在平均BH质量，AGN的偏见在固定的恒星质量在很大程度上是独立的大多数输入参数，如AGN占空比和BH质量和宿主星系恒星质量之间的平均缩放。在本文中，我们利用我们改进的半经验的方法和最近的聚类数据来自大型活动星系样本在$z \sim 1.2$，证明活动星系的偏差作为宿主星系恒星质量的函数是一个至关重要的诊断BH-星系连接，是高度依赖于周围的散射BH质量-星系质量标度关系和卫星和中央活动BH的相对分数。$z \sim 1.2$的当前数据支持卫星中AGN的相对较高值，这表明盘不稳定性在触发AGN方面发挥着重要作用，除非假设宿主晕的最小质量很高。这些数据对BH星系在$z \sim 1.2$和中间宿主质量$M_\mathrm{star} \lesssim 10^{11} \,\mathrm{M}_\odot$处散射的幅度/协方差没有决定性作用。然而，像Euclid/LSST这样的未来调查将是揭示BH-星系共同进化的关键。
2021-09-06 astro-ph.GA
Galactic potential constraints from clustering in action space of combined stellar stream data
流星被潮汐从它们的祖先卫星星系或球状星团中移走，充当邻近轨道上的一组测试粒子，探测银河系的引力场。虽然来自单个流的约束已被证明容易受到偏差的影响，但将来自不同距离的轨道的几个流结合起来可以减少这些偏差。通过最大化作用空间中恒星流的聚集，我们将一个共同的引力势同时拟合到多个恒星流中。我们将这种技术应用于GD-1，1995年，孤儿和Helmi流的成员，利用个人和组合的数据集。我们用Stäckel模型描述了银河系的势，并同时改变了五个参数。我们发现，我们只能约束封闭的质量，最强的约束来自GD-1，1995年和孤儿流的组合数据集产生$M(< 20\ \mathrm{kpc}) = 2.96^{+0.25}_{-0.26} \times 10^{11} \ M_{\odot}$。当在数据集中包括Helmi流时，质量不确定性增加到$M(< 20\ \mathrm{kpc}) = 3.12^{+3.21}_{-0.46} \times 10^{11} \ M_{\odot}$。
2021-02-02 astro-ph.GA
The Spatial Distribution of the Young Stellar Clusters in the Star Forming Galaxy NGC 628
本文研究了恒星形成星系NGC 628中星团的空间分布。利用哈勃太空望远镜宽波段WFC 3/UVIS紫外线和光学图像从财政部计划LEGUS（遗产银河系外紫外线调查），我们已经确定了1392个潜在的年轻（<1亿年）的星系内的星团，确定从视觉检查和自动选择相结合。我们利用两点关联函数研究了这些年轻星团的成团情况，并定量地研究了成团强度及其随尺度的变化。我们还研究了图像边界条件和尘埃带如何影响所观察到的聚类。团簇的分布符合负指数破幂律$α$。对于低于3”.3（158 pc，距离9.9 Mpc）的所有空间尺度，我们恢复了$α$ ~ -0.8的加权平均指数，对于所有聚类类型的累积，恢复了$α$ ~ -0.18的指数。集群的强度随着年龄的减小而增加，年龄超过4000万年的集群很快就会失去它们的集群结构，并且倾向于随机分布在这个星系中，而星团的质量对集群强度几乎没有影响。这与其他研究的结果一致，即星团中的形态等级类似于湍流星际介质中的相同等级。
2015-11-06 astro-ph.GA
Color dependence of clustering of massive galaxies at 0.5$\le z \le$2.5: similar spatial distributions between green valley galaxies and AGNs
我们提出了一个在宇宙/UltraVISTA领域的$0.5\le z \le 2.5$的静止帧UV选择的大质量星系的空间聚类的测量。考虑到四个独立的红移仓与$Δz=0.5$，我们构建了三个星系种群，即，红序列（RS），蓝云（BC）和绿谷（GV）星系，根据他们的休息帧消隐校正的紫外线颜色。这些人口的相关长度被证实是依赖于他们的休息帧的紫外线颜色和红移：紫外线红星系被发现是更集群。在所有的红移仓中，GV星系的聚集幅度一般都是中等的，并且聚集在质量介于RS和BC星系之间的暗物质晕中;在同一个红移仓中，GV星系的聚集幅度与活动星系核的聚集幅度接近，这表明活动星系核的活动可能是改变星系颜色的原因。在仔细研究了它们的恒星质量后，我们发现，当不同颜色的星系样本具有相似的恒星质量中值时，它们的成团幅度都是相似的，并且恒星质量中值本身可能是一个很好的星系成团的预测因子。
2019-09-27 astro-ph.GA
Mass Functions, Luminosity Functions, and Completeness Measurements from Clustering Redshifts
本文利用成团红移给出了Sloan数字巡天（SDSS）星系在$i < 21$的恒星质量函数和i波段光度函数，并由此计算了重子振荡光谱巡天（BOSS）的目标完整性测量。群聚红移（Clustering redshifts）是一种通过测量光谱样本在不同红移仓中的角互相关，仅用光度信息获得星系样本的红移分布的方法。我们构建了一个光谱样本包含的数据从BOSS + eBOSS调查，使我们能够恢复红移分布的光度数据到$z\simeq 2.5$。我们产生的K-校正的I-波段光度函数和恒星质量函数应用集群红移SDSS DR 8星系的颜色和大小的小箱子。在$0.2 < z < 0.8$之间的质量函数几乎没有演化，这意味着最大质量的星系在$z = 0.8$之前形成了它们的大部分质量。这些质量函数被用来产生恒星质量完整性估计的重子振荡光谱调查（BOSS），给出一个恒星质量的完整性$80\%$以上$M_{\star} > 10^{11.4}$之间的$0.2 < z < 0.7$，与完整性下降显着的红移高于0.7，并在较低的质量。大型光度数据集将在不久的将来可用（DECaLS，DES，Euclid），因此，为了充分利用这些数据，这种技术和类似的技术将变得越来越有用。
2019-06-15 astro-ph.GA
Comparing simulated Milky Way satellite galaxies with observations using unsupervised clustering
我们开发了一种新的分析方法，使我们能够比较多维观测的理论模型。该方法是基于无监督聚类算法分配的观测和模拟数据的聚类在高维。根据聚类结果，采用Fisher-Freeman-Halton检验确定拟合优度（p值）。我们首先证明了这种方法对2D高斯分布是鲁棒的。然后，我们将该方法应用于观察到的MW卫星和模拟卫星的基准模型，我们的半解析代码A-SLOTH。我们使用了以下5个星系的观测量：恒星质量，维里质量，日心距离，平均恒星金属丰度[Fe/H]和恒星金属丰度色散σ[Fe/H]。从分析中返回的低p值告诉我们，我们的A-SLOTH基准模型不能很好地再现观测到的MW卫星的平均恒星金属丰度。我们实现了一个特设的物理模型的改进，并表明，具有p值> 0.01的暗物质合并树的数量从3增加到6。该方法易于推广到高维数据。我们计划使用这种方法进一步改进A-SLOTH中的物理模型，以研究观测到的MW卫星中恒星的元素丰度。
2022-11-10 astro-ph.GA
Revisiting the clustering of narrow-line AGN in the local Universe: Joint dependence on stellar mass and color
我们研究了SDSS中窄线活动星系核（AGN）的成团和暗晕特性，特别是研究了星系质量和颜色的联合依赖性。研究发现，蓝色星系或M*>~10^{10.5}Msun的大质量红色星系中的活动星系核在控制相同质量、颜色和结构参数的星系时，在所有尺度上都显示出几乎相同的成团振幅。这表明蓝色星系或大质量红色星系中的活动星系核活动是由内部过程调节的，与环境无关。Li et al.（2006）在AGN整体上发现了在~ 100 kpc和几个Mpc尺度之间的AGN反偏，但只有在红色星系和相对较低质量<10^{10.5}Msun的AGN中才观察到。一个简单的晕模型，活动星系核优先发现在暗晕中心可以重现的观测结果，但需要一个质量依赖的中心分数，这是一个因子~4从SDSS集团目录估计的分数高。同样的星群表显示，活动星系核在红色卫星星系中的主星系群往往比控制星系具有更低的晕质量，而活动星系核在红色中心星系中的主星系群往往形成得更早，这一点可以从星系群中两个最大质量星系之间的较大恒星质量差距中看出。我们的结果表明，暗晕的质量组装历史可能在低质量红星系活动星系核活动中起着额外的作用。
2018-11-21 astro-ph.GA
The Big Problems in Star Formation: the Star Formation Rate, Stellar Clustering, and the Initial Mass Function
恒星的形成是驱动宇宙演化的一系列过程的中心：辐射能的产生，元素的合成，行星的形成和生命的发展。几十年的观察已经产生了关于它如何运作的各种经验规则，但目前我们还没有全面的定量理论。在这篇评论中，我讨论了恒星形成领域的现状，重点是三个核心问题：是什么控制着星系中气体转化为恒星的速率？是什么决定了这些恒星是如何聚集在一起的，以及有多少恒星星族最终形成了引力束缚结构？是什么决定了恒星的初始质量函数，它是否随恒星形成环境而变化？我用这三个问题作为一个镜头来介绍恒星形成的基础知识，首先回顾观测现象学和基本的物理过程。然后，我回顾了试图解决这三个问题的当前理论的现状，指出它们之间的联系，以及跨越它们之间规模的理论和数值工作的机会。最后，我对未来几年理论发展的前景进行了讨论。
2014-06-01 astro-ph.GA
Clustering properties and halo masses for central galaxies in the local Universe
我们研究了从SDSS/DR 7星群表中选取的$\sim$ 16,000个中央星系的星系团和暗物质晕质量。我们在三个二维平面上选取了中央星系的子样本，每个子样本由恒星质量（$M_{\star}$）和其他性质之一组成，包括光学颜色（g-r）、表面恒星质量密度（$μ_{\star}$）和中央恒星速度色散（$σ_{\star}$）。对于每个子样本，我们测量相对于参考星系样本的投影互相关函数（$w_{p}(r_{p})$）和宿主暗物质晕的平均质量（$M_{halo}$）。为了比较，我们还估计了整个星系群和卫星星系子集的$w_{p}(r_{p})$。我们发现，对于中心星系，当恒星质量固定时，$w_{p}(r_{p})$和$M_{halo}$对$M_{\star}$的依赖性最强，而对其他性质的依赖性不明显.这一结果提供了强有力的支持，以前采用的假设，即对于中央星系，恒星质量是星系的属性，是最好的指示主机暗晕质量。在所有情况下，完整的星系人口和卫星的子集显示出类似的聚类特性。然而，它们仅在高质量（$M_{\star} \geq 10^{11} M_{\odot}$）时与中心相似。在低质量（$M_{\star} \leq 10^{11} M_{\odot}$）下，结果不同：当$M_{\star}$固定时，$w_{p}(r_{p})$随$σ$和g-r增加，当$σ_{\star}$或g-r固定时，对$M…
2016-01-15 astro-ph.GA
SILCC VI -- Multi-phase ISM structure, stellar clustering, and outflows with supernovae, stellar winds, ionising radiation and cosmic rays
我们提出了模拟的多相星际介质（ISM）在太阳附近的条件下，包括热和非热ISM过程，团簇形成，并从大质量恒星的反馈：恒星风，氢电离辐射计算与新的TreeRay辐射转移方法，超新星（SN），和注入的宇宙射线（CR）。N体动力学计算与四阶Hermite积分。我们系统地研究了恒星反馈对磁场、CR平流和扩散以及非平衡化学演化的自引力ISM的影响。SN-唯一的反馈结果在非常高的星团质量，双峰分布的环境SN密度，和低体积填充因子（VFF）的温暖的气体，通常与当地条件不一致的强烈集群的恒星形成。早期的辐射反馈阻止了最初的星暴，减少了星团质量和外流率。此外，恒星形成率表面密度的$Σ_{\dot{M}_\star} = 1.4-5.9 \times 10^{-3}$ $\mathrm{M}_\odot\,\mathrm{yr}^{-1}\,\mathrm{kpc}^{-2}$，VFF $_\mathrm{warm} = 60-80$百分比以及热，动力学，磁，宇宙射线能量密度的模型，包括所有的反馈机制，符合观测的限制。在短，1亿年，这里研究的时间尺度，CR只有适度的影响，恒星的形成和多相气体结构，并导致较冷的流出，如果存在。我们的模型表明，在低气体表面密度SN-唯一的反馈只捕捉到一些特点的恒星形成ISM和流出/流入有关调节恒星的形成。相反，恒星的形成在星团尺度上受到来自星团中大质量恒星的辐射和风的调节，…
2021-03-29 astro-ph.GA
The Hierarchical Distribution of the Young Stellar Clusters in Six Local Star Forming Galaxies
利用哈勃空间望远镜WFC-3/UVIS宽波段紫外和光学图像研究了6个本地（3- 15 Mpc）恒星形成星系中年轻星团的等级聚类。我们已经确定了3685可能的集群和协会，每个视觉分类的形态，我们使用的角度两点关联函数来研究这些恒星系统的集群。我们发现，年轻的集群和协会的空间分布是集群相对于彼此，形成大型的，未绑定的层次恒星形成复合体，一般都非常年轻。星团的强度随着星团和星协年龄的增加而减小，在40- 60百万年后变得更加均匀分布，并且在大于几百秒差距的尺度上。在所有的星系中，星协都表现出一种与致密星系团不同的、更强相关的全局行为。因此，集群的种群在空间分布上比群丛更进化，在几十万年内从它们的出生地开始显著地移动，而群丛在形成后很快就出现了分裂的迹象。恒星系统的聚集类似于驱动恒星形成过程的湍流星际介质，以分层的方式将未结合的恒星形成复合体中的成分关联起来，在形成后不久就分散开，这暗示了所有星系中恒星形成的单一连续模式。
2017-04-20 astro-ph.GA
The Galaxy Clustering Crisis in Abundance Matching
小尺度上的星系集群是显着低估的子晕丰度匹配（SHAM）模型，填充（子）晕与星系的基础上的峰值晕质量，$M_{\rm peak}$。基于峰值最大圆周速度$V_{\rm peak}$的SHAM模型取得了更好的成功。基于$M_{\rm peak}$的模型失败的主要原因是与基于$V_{\rm peak}$的模型相比，这些模型中产生的卫星星系相对较低。尽管在预测星系团方面取得了成功，但一个简单的基于$V_{\rm peak}$的SHAM模型对星系生长的预测结果与观测结果不符。我们评估了三种可能的补救措施，可以“保存”基于质量的SHAM：（1）SHAM模型需要一个显着的人口“孤儿”星系作为人工中断/合并的结果，在现代高分辨率的暗物质模拟的子晕;（2）卫星必须显着增长后，其吸积;（3）恒星质量显着影响晕组装历史。没有一种解决办法是完全令人满意的。然而，不管的细节，我们表明，流行的SHAM模型的基础上$M_{\rm peak}$不能完整的物理模型。要么$V_{\rm peak}$确实是$z\sim 0$恒星质量的更好预测者，恒星质量和$V_{\rm peak}$之间的相关性如何产生还有待观察，要么SHAM模型缺少显着影响星系聚类的重要组成部分。
2017-05-17 astro-ph.GA
The clustering of H$β$+[OIII] and [OII] emitters since $z \sim 5$: dependencies with line luminosity and stellar mass
我们研究了$\sim 7000$ H $β$ +[OIII]和[OII]窄带选择发射体在$z \sim 0.8 - 4.7$的聚簇特性，这些发射体来自高$z$发射线调查。我们发现聚簇长度，$r_0$，$1.5 - 4.0h^{-1}$ Mpc和最小暗物质晕质量的$10^{10.7 - 12.1}\rm{M}_\odot$为我们的$z = 0.8 - 3.2$ H $β$ +[OIII]发射体和$r_0 \sim 2.0 - 8.3h^{-1}$ Mpc和晕质量的$10^{11.5 - 12.6}\rm{M}_\odot$为我们的$z = 1.5 - 4.7$ [OII]发射体。我们发现$r_0$强烈增加线亮度和红移。通过考虑到的演变的特征线光度，$L^\star(z)$，并使用我们的模型预测的晕质量给定$r_0$，我们发现一个强大的，红移无关的增加趋势之间的$L/L^\star(z)$和最小晕质量。发现最暗的H $β$ +[OIII]发射体存在于$10^{9.5}\rm{M}_\odot$晕中，而最亮的发射体存在于$10^{13.0}\rm{M}_\odot$晕中。对于[OII]发射体，最暗的发射体出现在$10^{10.5} \rm{M}_\odot$光环中，而最亮的发射体出现在$10^{12.6}\rm{M}_\odot$光环中。一个红移独立的恒星质量的依赖性也观察到的晕质量从$…
2017-05-02 astro-ph.GA
Efficient early stellar feedback can suppress galactic outflows by reducing supernova clustering
我们提出了一套新的恒星反馈模型，实现了移动网格代码Arepo，设计用于星系形成模拟与近秒差距（或更好）的分辨率。这些措施包括明确采样的恒星从国际货币基金组织，允许反馈被链接到个人的大质量恒星，改进的方法H II地区的建模，光电加热从空间变化的FUV场和超新星反馈。为了研究不同反馈通道的非线性耦合，我们对32个孤立的$M_\mathrm{vir} = 10^{10}\,\mathrm{M_\odot}$星系进行了模拟，重子质量分辨率为$20\,\mathrm{M_\odot}$。我们发现，光电离和超新星反馈都能够独立地调节恒星形成到同一水平，而光电加热是低效的。光致电离产生的恒星形成历史比超新星要平滑得多。当所有的反馈通道相结合，恒星形成率的额外抑制是轻微的。然而，相对于只模拟超新星，外流率大大降低。我们表明，这是直接造成的抑制超新星集群的光电离反馈，破坏恒星形成云之前的第一个超新星。我们表明，我们的结果是强大的变化，我们的恒星形成处方，反馈模型和气体部分的磁盘。我们的研究结果还意味着，恒星形成的突发性和流出的质量负载可能会被高估，如果采用的恒星粒子质量是相当大的比单个恒星的质量，因为这规定了一个最小的集群大小。
2021-08-20 astro-ph.GA
The Color and Stellar Mass Dependence of Small-scale Galaxy Clustering in SDSS-III BOSS
我们测量的颜色和恒星质量的光谱星系在$0.6 < z < 0.65$使用重子振荡光谱调查的斯隆数字巡天组成部分的数据集群的依赖。我们通过使用66,657个光谱星系与660万个暗光度星系的互相关性，大大提高了我们的聚类测量的统计精度。成团幅度$w(R)$被测量为在光谱星系周围的指定半径环内发现的光度星系的平均多余数量与来自随机光度星系分布的光度星系的平均多余数量的比率。我们在高信噪比下恢复了许多熟悉的趋势。我们发现在75-125 kpc的最小环带中，红、蓝大质量星系的成团振幅之比为$w_\text{red}/w_\text{blue} = 1.92 \pm 0.11$。在我们的最大半径（2-4 Mpc），我们发现$w_\text{red}/w_\text{blue} = 1.24 \pm 0.05$。因此，在$z \sim 0.625$，红色星系比蓝色星系有更致密的环境，这种效应随着半径的减小而增加。不考虑颜色，我们发现，$w(R)$不遵守一个简单的幂律与半径的关系，显示出约1兆秒差距的下降。保持恒星质量不变，我们发现在红色和蓝色星系的聚类之间有明显的区别，表明聚类不仅仅是由恒星质量决定的。保持颜色不变，我们发现，集群增加与恒星质量，特别是在小尺度的红星系（超过2倍的影响0.75德克斯在恒星质量）。
2017-02-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Architecture of the Andromeda: a quantitative analysis of clustering in the inner stellar halo
我们提出了一个定量测量的集群存在于内部$\sim30$ kpc的仙女座星系（M31）的恒星晕的量。为此，我们分析了M31恒星晕中精心挑选的行星状星云（PNe）的角位置和径向速度。我们研究了角位置和视线速度空间中成对距离的累积分布，发现M31恒星晕中包含的近对恒星比无特征的光滑晕中包含的近对恒星要多得多。与平滑/杂乱分布相比，我们估计M31内晕中的聚集过剩在最大值和平均值$\sim 20\%$上大致为$40\%$。更重要的是，与\cite{2005ApJ...635..931B}的11个恒星晕模型相比，这是在$Λ{\rm CDM}$宇宙学范式的背景下模拟的，我们发现，在M31恒星晕的子结构的数量非常类似的一个典型的$Λ{\rm CDM}$晕。
2016-10-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The galaxy size - halo mass scaling relations and clustering properties of central and satellite galaxies
在这项工作中，我们结合的大小和恒星质量的测量从斯隆数字天空服务器（SDSS）的组查找算法的Rodriguez \& Merchán，以确定恒星和晕的质量-大小关系的中心和卫星星系分别。我们发现，虽然中央星系和卫星星系显示类似的恒星质量-大小的关系，它们的晕质量-大小的关系显着不同。正如预期的那样，更大质量的晕往往拥有更大的中央星系。然而，卫星星系的大小仅略微依赖于晕维里质量。我们表明，这些结果是兼容的一个非常简单的模型，在该模型中，中央和卫星星系的规模作为其主机晕质量的立方根，与卫星的归一化为$\sim$ 30 \%小于中央星系，这可以归因于潮汐剥离。我们进一步检查，我们的测量结果与来自IllustrisTNG流体动力学模拟的预测非常一致。在本文的第二部分中，我们分析了中心星系和卫星星系的成团性质如何依赖于它们的大小。我们证明，独立的恒星质量阈值采用，较小的星系比较大的星系更紧密的集群时，无论是整个样本或只有卫星被认为是。相反的趋势是在大尺度上观察到的大小分裂时，仅为中央星系。我们的研究结果显着的限制晕星系连接模型，连接星系的大小与其托管晕的属性。
2021-06-09 astro-ph.GA
Substructure in the stellar halo near the Sun. I. Data-driven clustering in Integrals of Motion space
目的：开发一种数据驱动和基于统计的方法，用于在附近晕星的运动积分空间中找到此类团块，并可靠地评估其重要性。研究方法：我们使用的数据从盖亚EDR 3扩展径向速度从地面光谱调查构建一个样本的晕星在2.5千秒差距从太阳。我们应用层次聚类方法，该方法使用单一的链接算法在3D空间中定义的常用积分的运动能量$E$，连同两个组件的角动量，$L_z$和$L_\perp$。为了评估发现的集群的统计意义，我们比较了在一个椭圆形区域内的密度集中在集群的随机集具有类似的全球动力学性质。我们在分层树中的最大统计显著性位置处挑选出信号。我们使用Mahalanobis距离来估计恒星到星团中心的距离。我们还应用HDBSCAN聚类算法在速度空间。结果如下：我们的程序确定了67个高度显着的集群（$ > 3σ$），包含12%的源在我们的光环集，并在速度空间中的232个子组或单独的流。总的来说，我们的数据集中有13.8%的恒星可以根据它们的Mahalanobis距离确信地与一个重要的星团相关联。我们的数据集的检查揭示了一个复杂的网络之间的关系显着的集群，这表明他们可以暂时分为至少6个主要结构，其中许多可以与以前确定的晕子结构，和一些独立的子结构。Ruiz-Lara等人在随附的一篇论文中进一步探讨了这一初步结论，我们还用它们的恒星星族来描述子结构。结论：我们发现…（节略本）
2022-05-17 astro-ph.GA
The dependence of galaxy clustering on stellar mass, star-formation rate and redshift at z = 0.8-2.2, with HiZELS
深，近红外窄带调查HiZELS已经在z = 0.8，1.47和2.23的窄红移切片内获得了H-α发射恒星形成星系的强大样本。在本文中，我们区分恒星质量和恒星形成率（SFR）的这些星系的集群的依赖。在高恒星质量（M/M_sol>2x10^10）下，HiZELS选择了靠近所谓的恒星形成主序星的星系，观察到成团强度随着恒星质量（与先前对质量选择星系样本的研究结果一致）和SFR的增加而强烈增加。这两个依赖关系被证明独立成立。在较低的恒星质量，然而，在HiZELS探测高特定的SFR星系，有很少或没有依赖于恒星质量的集群强度，但对SFR的依赖仍然存在：高SFR低质量星系被发现在更大质量的暗物质晕比他们的低SFR同行。我们认为，这是由于环境驱动的恒星形成在这些系统中。我们采用相同的选择标准的EAGLE宇宙学流体动力学模拟。我们发现，在EAGLE，高SFR低质量星系的中心星系在更大质量的暗物质晕，其中高SFR是由（晕驱动）增加的气体含量。
2018-01-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The H$α$ luminosity and stellar mass dependent clustering of star-forming galaxies at $0.7 < z < 1.5$ with 3D-HST
我们目前的测量星系的集群幅度对它们的恒星形成率（SFR）和恒星质量（$M_*$）在$0.7 < z < 1.5$的依赖性，以评估在何种程度上环境影响这些属性。虽然这些关系在局域宇宙中已经被很好地确定了，但在更早的时候，人们对它们的了解要少得多。对于这种分析，我们利用近红外HST WFC3棱镜光谱数据在五个CANDELS领域获得的3D-HST调查的一部分。我们用$\sim$ 6,000个具有精确红移的星系、$M_*$和H $α$光度进行了投影2点相关函数测量。我们发现，H $α$光度，从而SFR的聚类幅度的强烈依赖。然而，在固定的$M_*$，在很大程度上消除了对H $α$光度的聚类依赖性。我们使用条件光度函数模型和新发展的条件恒星质量和H $α$光度分布模型在Halo Occupation Distribution框架内模拟这些星系的成团。这些结果表明，具有较高SFR的星系倾向于生活在较高质量的晕中，但这在很大程度上是由SFR和$M_*$之间的关系驱动的。最后，我们表明，小的剩余相关性之间的集群振幅和H $α$光度固定$M_*$很可能是由扩大的SFR-$M_*$的卫星星系的关系。
2022-07-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Galaxy-Halo Connection for $1.5\lesssim z\lesssim5$ as revealed by the \emph{Spitzer} Matching survey of the UltraVISTA ultra-deep Stripes
UltraVISTA超深条纹（SMUVS）的\emph{Spitzer}匹配巡天在$3.6$和$4.5$ ~ $μ$ m处提供了无与伦比的深度，超过了COSMOS场的$\sim0.66$ ~deg $^2$，从而可以精确地测定红移和恒星质量。从这个独特的数据集，我们可以连接星系样本，选择恒星质量，其主机暗物质晕$1.5<z<5.0$，填充在一个大的迄今未开发的参数空间区域。为了解释所观察到的星系团，我们利用现象学的晕模型，结合一种新的方法来解释所产生的不确定性使用光度红移。我们发现，卫星分数随着红移的增加而减少，并且聚类幅度（例如，共动相关长度/大尺度偏差）随红移和恒星质量呈现单调趋势。应用$Λ$ CDM晕质量吸积的历史和累积丰度的恒星质量含量的演变参数，我们提出了暗物质和恒星质量大会的共同进化的途径。此外，我们能够估计，在恒星晕质量的比例是最大的晕质量是$10^{12.5_{-0.08}^{+0.10}}$ ~M $_{\odot}$在$z\sim2.5$。这个峰值晕质量推断第一次从恒星质量选择集群测量在$z\gtrsim2$，并意味着温和的演变，这个数量的$z\lesssim3$，符合从丰度匹配技术的限制。
2018-01-11 astro-ph.GA
The Impact of Galaxy-halo Size Relations on Galaxy Clustering Signals
本研究通过分析星系-晕大小关系对成团信号的影响，发现简单线性模型结合subhalo abundance matching会引入对晕形成历史的隐式依赖，揭示了仅靠成团约束难以确定控制星系大小的特定晕性质。
2025-04-30 astro-ph.GA
Two-point correlation function studies for the Milky Way: discovery of spatial clustering from disk excitations and substructure
我们引入一个两粒子关联函数（2 PCF）的银河系，构造探测空间相关性在正交方向的恒星盘在银河系柱坐标的$R$，$ϕ$，和$z$。我们使用这个新的工具来探测银河系的结构和动力学，使用精心挑选的一组太阳附近的恒星（$d \lesssim 3\, \rm kpc$）从盖亚数据发布2，我们以前雇用的研究轴对称破缺的恒星数量计数。我们进行了额外的，广泛的测试，与参考数值模拟相比，以确保我们对可能混淆的系统效应的控制。假设轴对称或南北对称，我们把这个数据集分为两个名义上对称的部门和建设的2 PCF，在Landy-Szalay估计的方式，从盖亚数据。在这样做的时候，工作以及远离中平面区域中的螺旋臂出现，我们已经发现了不同的破坏模式的2 PCF在其正交方向，从而建立了存在的相关性恒星数计数在次千秒差距的长度尺度为第一次。特别是，我们观察到广泛的波动结构的振幅大大超过我们估计，如果系统处于稳定状态。我们研究了这些模式在整个银河系盘的变化，并增加$|z|$，我们展示了我们的结果如何补充其他观测的非稳态效应附近的太阳，如垂直不对称的恒星数量计数和盖亚蜗牛。
2022-12-07 astro-ph.GA
The clustering of X-ray AGN at 0.5 < z < 4.5: host galaxies dictate dark matter halo mass
我们提出的证据表明，活动星系核不居住在“特殊”的环境，而是显示出大规模的集群由其宿主星系的属性。我们的研究是基于角互相关分析适用于X射线选定AGN在COSMOS和UDS领域，跨越红移从$z\sim4.5$到$z\sim0.5$。与以前的研究一致，我们发现，AGN在所有时代的平均托管星系的暗物质晕的$10^{12}-10^{13}$ M $_{\odot}$，中间的恒星形成和被动星系。然而，我们发现，同样的集群信号可以产生不活跃的（即非活动星系核）星系密切匹配的活动星系核的光谱类，恒星质量和红移。因此，我们认为，推断的AGN的偏见之间的恒星形成和被动星系的人口，因为AGN的宿主星系是由两个人口的混合物。虽然由高质量星系承载的活动星系核比低质量星系更容易聚集，但当被动宿主星系被移除时，这种恒星质量依赖性就消失了。成团的强度也在很大程度上与活动星系核的X射线亮度无关。我们的结论是，最重要的属性，确定在一个给定的活动星系核人口的集群是被动宿主星系的比例。我们还推断活动星系核的亮度可能不是由环境触发驱动的，并进一步假设活动星系核可能是一种不依赖于环境的随机现象。
2020-03-23 astro-ph.GA
A galactic-scale origin for stellar clustering
我们最近提出了一个团簇形成效率（CFE）的模型，即恒星形成的分数发生在绑定星团。它利用了恒星和星团的形成发生在ISM密度的连续谱上的想法。束缚的星团自然产生于密度谱的高密度端。由于自由落体时间短，这些高密度区域可以实现高恒星形成效率（SFE），并且可以不受气体排出的影响。低密度区域保持富含气体和亚结构，并且在气体排出时不受约束。该模型使CFE计算使用银河系尺度的观测。我提出了一个简短的总结模型的物理，假设和警告，并表明，它同意与观察。用于计算CFE的Fortran和IDL例程可在http://www.mpa-garching.mpg.de/cfe上公开获得。
2012-08-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Estimating lifetimes of uv-selected massive galaxies at $0.5 \le z \le 2.5$ in the cosmos/ultravista field through clustering analyses
我们提出了一个估计的大质量星系的寿命与不同的紫外线颜色在$0.5 \le z \le 2.5$在COSMOS/UltraVISTA领域。将星系样本分为红序列（RS）、蓝云（BC）和绿谷（GV）三个不同红移区间的子样本，根据它们的静止坐标系修正紫外颜色，利用聚类分析得到它们的寿命。研究了暗物质晕质量函数、红移仓宽度、暗物质晕在每个红移仓中的增长以及恒星质量等影响寿命估算的因素。发现HMF的差异导致$\sim0.2$ dex对寿命估计的散射;采用$Δz = 0.5$的红移仓宽度足以估计寿命;并且没有发现由于每个红移仓内DM晕的增长而对寿命估计的显著影响。具有较高恒星质量的星系子样本通常具有较短的寿命;然而，在z > 1：5的不同子样本之间的寿命往往与恒星质量无关。一致的是，每个星系子样本的集群为基础的寿命与推断使用光谱能量分布模型。此外，RS和BC星系的寿命也与它们典型的气体耗尽时间尺度相吻合，这归因于恒星形成的消耗。有趣的是，在$z \le 1.5$和$z>1.5$的GV星系的不同的寿命行为不能完全解释其气体耗尽时标。相反，GV星系的寿命和气体耗尽时间尺度之间的这种差异表明，还有其他物理过程，例如活动星系核的反馈，加速了GV星系在高红移时的淬灭。
2021-03-08 astro-ph.GA
Galaxy Formation and Evolution via Phase-temporal Clustering with FuzzyCat $\circ$ AstroLink
本文提出将AstroLink与FuzzyCat组合成无监督聚类流程，无需强假设即可从点云数据中提取模糊层次结构，有效分解模拟星系，揭示矮星系、恒星流等多种结构，提升结构提取的多样性与完整性。
2024-11-05 astro-ph.GA
Clustering and physical properties of AGN and Star-Forming Galaxies at fixed stellar mass: does assembly bias have a role in AGN activity?
本研究基于SDSS数据，发现固定恒星质量下AGN与SFG成团性无差异，但物理性质显著不同，表明AGN活动受星系组装历史而非环境驱动。
2025-05-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The clustering of radio galaxies: biasing and evolution versus stellar mass
我们研究的角度聚类的$\sim 6\times 10^5$ NVSS源的规模$\gtrsim 50 h^{-1}$ Mpc的背景下的$Λ$ CDM方案。分析部分依赖于131个射电星系的红移分布，从武仙座和CENSORS的调查推断，和经验拟合的恒星晕质量（SHM）的关系。对于红移$z\lesssim 0.7$，射电活动与恒星质量的比值演化为$f_{_{\rm RL}}\sim M_*^{α_0+α_1 z}$，其中$α_0=2.529{\pm0.184}$和$α_1=1.854^{+0.708}_{-0.761}$。对$α_0$的估计主要由Best等人（2005）的结果驱动，而对$α_1$的限制是新的。我们导出了射电星系与基础质量之间的偏置因子$b(z=0.5)=2.093^{+0.164}_{-0.109}$，该函数$b(z)=0.33z^2+0.85 z +1.6$很好地拟合了红移依赖关系。我们还提供了方便的参数形式的红移依赖的射电光度函数，这是一致的红移分布和NVSS源计数与流量。
2015-05-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Panchromatic Hubble Andromeda Treasury. Progression of Large-Scale Star Formation across Space and Time in M31
我们研究了星系尺度上M31中年龄小于3亿年的早型恒星的成簇。基于恒星测光表的全色哈勃仙女座宝藏计划，也提供了恒星参数来自个人的能量分布，我们的分析是集中在三个恒星形成区域的年轻恒星，位于银河系的距离约为5，10，和15千秒差距，分别对应于内旋臂，环结构，和外臂。我们将两点关联函数应用到我们所选择的样本中，以研究这些恒星在不同时间和长度尺度上的聚类行为。我们发现年轻的恒星结构在M31的整个范围内存活的时间超过3亿年。所有区域的恒星分布似乎都是自相似的，年轻的恒星系统性地聚集在一起，而年长的恒星则更加分散。观察到的集群被解释为是由湍流引起的，其驱动源可能是由螺旋臂驱动的引力不稳定性，螺旋臂更靠近银河系中心。
2014-07-03 astro-ph.GA
The Spatial Evolution of Young Massive Clusters I. A New Tool to Quantitatively Trace Stellar Clustering
目标。介绍了一种新的统计聚类工具“INDICATE”，它可以评估和量化数据集中每个天体的空间聚类程度，讨论了它作为恒星形成区恒星形态特征示踪剂的应用，并在船底座星云（NGC 3372）中寻找这些特征。结果我们成功地恢复了船底座星云的已知恒星结构，包括该区域的5个年轻星团。四个子星团中没有或很少有关联度高于随机的恒星，这表明它们可能是磁场中的波动，而不是真正的星团。此外，我们发现：（1）西北区和东南区的恒星成簇趋势有明显的差异，这反映了这两个区域的视恒星形成活动的差异。（2）这两个区域的不同成簇特性在OB星中更为明显;（3）在SE区域没有经典质量分离的特征--这里的大质量恒星在空间上并没有随机地聚集在一起;（4）大质量恒星周围的恒星聚集比一般恒星群更频繁，特别是在Tr 14星团;（5）在中心集中的Tr 14和Tr 15中，OB星的密度与OB星周围的低质量星的密度之间存在一定的关系，而在Tr 16中则不存在这种关系。我们得出结论，这是由于高度亚结构的性质Tr 16。结论. INDICATE是一个功能强大的新工具，它采用一种新的方法来量化数据集中单个对象在用户定义的参数空间内的聚类趋势。因此，它可以用于广泛的数据分析应用。
2019-01-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
The location, clustering, and propagation of massive star formation in giant molecular clouds
大质量恒星是星系演化的关键角色，但它们的形成途径仍不清楚。在这项工作中，我们使用几个星系范围内的调查数据，建立一个公正的数据集的约700个大质量的年轻恒星物体（MYSO），约200个巨大的分子云（GMC），约100个年轻（<10百万年）的光学星团（SC）在大麦云云。我们利用这些数据来定量研究大质量恒星形成的位置和集群及其与GMC内部结构的关系。我们发现，大质量恒星通常不会形成在最高的柱密度，也不是他们的父母GMC中心在我们的观测的~6 pc分辨率。大质量的恒星形成集群在多个世代和规模远小于母GMC的大小。我们发现，大质量的恒星形成显着提高附近的SC云。然而，云是否与SC相关并不取决于云的质量或全球表面密度。这些结果揭示了在长达1000万年的时间尺度上不同代大质量恒星之间的联系。我们比较我们的工作与银河系的研究，并讨论我们的研究结果在GMC崩溃，触发恒星形成，低和高质量恒星形成之间的潜在二分法。
2016-09-12 astro-ph.GA
Unbound Young Stellar Systems: Star Formation on the loose
未束缚的年轻恒星系统，物理上相关的年轻明亮恒星的松散集合，追踪星系中最近恒星形成的典型区域。它们的形态各异，从小型的恒星协会到巨大的恒星复合体。它们与不同大小的恒星形成区域相关联，可以追踪不同尺度的恒星形成区域，从紧凑的星团到整个星系盘。因此，它们一直是几项研究的重点，特别关注它们的人口统计学，分类和结构形态。他们的调查表明，由于这些系统的低密度，不对称形状和结构参数的变化，将这些系统明确区分为定义明确的类别并不简单。游离的恒星结构遵循一个等级聚类模式，直到整个恒星形成星系的规模。这种结构模式，通常被描述为自相似或分形，似乎是相同的恒星形成的巨大分子云和星际气体，主要是由湍流级联驱动。在这篇简短的评论中，我对我们在本地宇宙中各种环境中对未束缚的年轻恒星系统的理解进行了简明的汇编，因为它是在过去60年中发展起来的。我提出了一个事实评估的集群行为的恒星形成，揭示了从组装模式的恒星在松散的恒星结构和它的关系，星际介质和环境条件。我还提供了一个一致的帐户的过程中，可能发挥重要作用的形成未绑定的恒星系统，编译从理论和观测调查的领域。
2018-06-29 astro-ph.GA
Not the Birth Cluster: the Stellar Clustering that Shapes Planetary Systems is Generated by Galactic-Dynamical Perturbations
最近的工作表明，系外行星系统的性质与六维恒星位置-速度相空间中的周围恒星群集密切相关，通过将行星系划分为具有高或低相空间密度的子样本（分别为“过密度”和“场”系统）来量化。我们调查的物理起源的相空间overdensities，从而，环境机制可能会影响行星系。我们认为银河系的银河系尺度的运动学结构与盖亚观测，并表明，overdensities对应于众所周知的，千帕尺度的运动学涟漪和流在银河系的磁盘，这被认为是由酒吧和旋臂驱动的共振和卫星星系通道。我们还发现，行星的人口可能会有所不同的个人相空间超密度，这可能有不同的物理起源和历史的迹象。与“相空间螺旋”（最近银河系盘的扰动）有关的行星系，其热木星与冷木星的比率比场系统高10倍。最后，热木星与冷木星的比率可能会随着宿主恒星年龄的增加而增加。由于过密度持续了几个Gyr，我们认为行星系的后期扰动最有可能解释这些趋势，尽管出生时的额外扰动也可能有所贡献。这表明，行星系的性质不仅受到其周围恒星聚集的影响，而且还受到其整个演化过程中的星系尺度过程的影响。最后，我们讨论了主要的开放性问题，以了解多样性的物理过程，共同设置行星系架构。
2021-09-13 astro-ph.EP astro-ph.GA
Clustering properties of intermediate and high-mass Young Stellar Objects
本研究利用HDBSCAN聚类算法分析Gaia DR3数据，发现中高恒星质量YSOs的成团率随质量增加而降低，并随盘演化和吸积率下降而减弱，提出大质量YSOs形成需低质量恒星环绕，同时新识别55个星团。
2023-09-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Properties of environment around AGN and luminous galaxy pairs through HSC wide survey
我们研究了活动星系核环境的性质，特别是在距活动星系核4~Mpc范围内发现了红移为0.8 - 1.1的亮星系协的环境。作为比较，我们研究了另外三种活动星系核环境（即各种类型的活动星系核、具有X射线和/或射电探测的1型活动星系核和2型活动星系核）和一种蓝$M_{*}$（Schechter函数的特征光度）星系环境。测量并比较了AGN和蓝星系样本与周围星系的交叉关联函数。我们还比较了这些目标天体周围星系的颜色、绝对星等和恒星质量的分布。利用基于光度红移选择的周围星系探测到的星系团的性质进行了研究，并对不同的样品进行了比较。目标活动星系核取自百万类星体（MILLENSAS）星表，蓝星系取自六个红移巡天星表（SDSS、WiggleZ、DEEP 2、VVDS、VIPERS和PRIMUS）。用于测量目标周围环境的星系是从超级Suprime-Cam斯巴鲁战略计划（HSC-SSP）发布的S18 a内部数据中绘制的。我们发现，在所考虑的五个AGN和蓝星系样本中，AGN-LG对的环境是最丰富的发光星系。我们还发现，在AGN-LG对样本中的质量选择集群的数量比其他样本中的数量有所增加。研究结果表明，活动星系核和类地星系团的成协是由多个星系团的存在所决定的，而不是由单个大质量暗物质晕所决定的。
2020-04-13 astro-ph.GA
The VIMOS Ultra Deep Survey. Luminosity and stellar mass dependence of galaxy clustering at z~3
我们提出的依赖于星系团的光度和恒星质量的红移范围2 $<$ z $<$ 3.5使用3236星系的VIMOS超深巡天（VUDS）强大的光谱红移的研究。我们测量两点实空间相关函数$w_p(r_p)$为四个体积有限的恒星质量和四个光度，M $_{UV}$绝对星等选择，子样本。我们发现，尺度相关的聚类幅度$r_0$显着增加光度和恒星质量表明一个强大的星系聚类依赖于这些属性。这对应于$Δ$ b/b $^*$ =0.43的这两个子样本之间的强相对偏倚。拟合一个5参数的HOD模型，我们发现最明亮和质量最大的星系占据最大质量的暗物质晕，$\langle$ M $_h$ $\rangle$ = 10 $^{12.30}$ h $^{-1}$ M $_{\odot}$ .类似于在较低的红移观察到的趋势，最小晕质量M $_{min}$取决于光度和星系的恒星质量，并从M $_{min}$ =10 $^{9.73}$ h $^{-1}$ M $_{\odot}$到M $_{min}$ =10 $^{11.58}$ h $^{-1}$ M $_{\odot}$，分别从我们的星系样本中最暗到最亮。我们发现这些晕质量之间的差异要明显得多，比观察到的本地星系类似的属性。此外，在z~3，我们观察到，在晕主机，平均而言，一个卫星和一个中心星系的质量是M $_1$ $\approx$ 4 M $_{min}$在所有光度范…
2017-12-20 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
The Chandra COSMOS Legacy Survey: clustering dependence of Type 2 AGN on host galaxy properties
目的。我们对800个具有已知光谱红移的Chandra COSMOS Legacy（CCL）Type 2活动星系核进行了聚类测量，以探讨在红移z = [0 - 3]范围内，晕质量对活动星系核主星系性质的依赖性，如星系恒星质量Mstar、恒星形成率（SFR）和比黑洞吸积率（BHAR）.方法.我们根据Mstar、SFR和比BHAR对具有已知光谱红移的活动星系核样本进行了分裂，同时根据其他参数（包括红移）对分布进行了匹配。我们测量投影的两点关联函数wp（rp），并将其与2-晕项进行建模，以导出不同子样本的大尺度偏差b和相应的托管晕的典型质量。结果在平均z~1处，CCL 2型活动星系核的大尺度偏差和典型晕质量与星系恒星质量和比BHAR没有显著的相关性，而与SFR有负相关性，SFR较低的活动星系核位于较丰富的环境中。当卫星活动星系核的比例为15%时（对应于卫星活动星系核和中心活动星系核的活动概率之比Q = 2），具有与CCL 2型活动星系核相同的X射线光度、恒星质量、比BHAR和SFR的活动星系核模拟星表几乎再现了观测到的Mstar、比BHAR和SFR-Mh关系。模拟匹配的正常星系遵循稍陡的Mstar-Mh关系，与类似质量的模拟AGN相比，低质量的模拟星系居住在质量较小的晕中，并且比模拟AGN具有类似的比BHAR和SFR，至少对于Q > 1，偏差较小。
2019-10-17 astro-ph.GA
Joint galaxy-galaxy lensing and clustering constraints on galaxy formation
我们比较了Henriques等人（2015）慕尼黑星系形成半分析模型（SAM）和IllustrisTNG套件（主要是TNG 300）的公开版本对星系-星系透镜轮廓和聚类的预测，以及KiDS+GAMA和SDSS-DR 7使用四种不同透镜选择函数的观测结果（恒星质量，恒星质量和集团成员，恒星质量和隔离标准，恒星质量和颜色）。我们发现，这个版本的SAM不同意与当前的数据与$M_\ast > 10^{11}\,M_\odot$的恒星质量只透镜。通过减少卫星星系的合并时间以及减少SAM中的射电模式活动星系核吸积效率，我们获得了更好的协议，无论是透镜和集群，在高质量端。我们表明，新模型与Velliscig等人（2017）提出的中央星系信号一致。转到流体动力学模拟，TNG 300产生良好的透镜预测，无论是对恒星质量（$χ^2 = 1.81$相比，$χ^2 = 7.79$的SAM），和本地最亮的星系样本（$χ^2 = 3.80$相比，$χ^2 = 5.01$）。加上尘埃修正的颜色，它匹配的SDSS集群信号以及红色低质量星系。我们发现SAMs和TNG 300都预测了中等质量红星系在$r \approx 0.6\,h^{-1}\,\mathrm{Mpc}$处的$10.2 < \log_{10} M_\ast [ M_\odot ] < 11.2$的$\sim 50\,\%$过度透镜信号，这需要进一步的…
2020-12-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Bulgeless Giant Galaxies Challenge our Picture of Galaxy Formation by Hierarchical Clustering
我们用哈勃空间望远镜测光和Hobby-Eberly望远镜分光对巨型Sc-Scd星系进行了解剖。我们使用HET的高分辨率摄谱仪（分辨率= 15，000）来测量纯盘星系M33，M101，NGC 3338，NGC 3810，NGC 6503和NGC 6946的核星团和伪凸起中的恒星速度色散。我们得出结论：（1）任何超大质量黑洞的质量上限是M101中的MBH ≤（2.6+-0.5）* 10**6 M_Sun，NGC 6503中的MBH ≤（2.0+-0.6）* 10**6 M_Sun。(2)HST测光显示，上述星系包含微小的伪凸起，占恒星质量的<~ 3%，但没有经典凸起。我们清点了一个半径为8 Mpc的球体，以我们的银河系为中心，看看巨大的纯盘星系是常见的还是罕见的。在这个体积中，19个旋转速度> 150 km/s的星系中有11个没有经典核球的证据。其中四个可能包含小的经典凸起，贡献了星系光的5-12%。19个巨星系中只有4个是椭圆星系，或者有经典的凸起，贡献了1/3的星系光。因此，纯盘星系并不罕见。很难理解它们是如何形成为合并历史分布的静态尾部的。对伪凸起的认识使得冷暗物质星系形成的最大问题变得更加尖锐：等级聚类如何能够制造出如此多的巨大的纯盘星系，而没有证据表明合并建造了凸起？这个问题在很大程度上取决于环境：室女星系团并不是一个谜，因为它的恒星质量的2/3以上是在合并残留物中。
2010-09-15 astro-ph.GA
Clustering with JWST: Constraining Galaxy Host Halo Masses, Satellite Quenching Efficiencies, and Merger Rates at z=4-10
星系团的测量可以用来限制星系演化的许多方面，包括星系宿主晕质量，卫星淬火效率和合并率。我们模拟JWST星系聚类测量z $\sim$ 4 $-$ 10利用模拟星系样本的经验模型，宇宙机器。我们还采用了计划中的联合NIRCam和NIRSpec保证时间观测计划的调查足迹和典型深度，以生成逼真的JWST调查实现和高红移星系选择完整性模型。我们发现，星系聚类将测量与$\gtrsim$ 5 $σ$的显著性在z $\sim$ 4 $-$ 10。第一周期角星系团测量得到的晕质量精度，对于z为$\sim$ 4 $-$ 10的暗星系（-18 $\gtrsim$ $\mathit{M}_{\mathrm{UV}}^{ }$ $\gtrsim$ -19）为$\sim$ 0.2 dex，对于z为$\sim$ 4 $-$ 7的亮星系（$\mathit{M}_{\mathrm{UV}}^{ }$ $\sim$ -20）为$\sim$ 0.3 dex。专门的光谱跟踪超过$\sim$ 150弧分$^2$将提高这些精度$\sim$ 0.1 dex通过消除机会投影和低红移污染物。因此，未来的JWST观测将提供在再电离时代的恒星晕质量关系的第一个约束，并基本上澄清这种关系如何在z $>$ 4演变。我们还发现，$\sim$ 1000个单独的卫星将可识别在z $\sim$ 4 $-$ 8与JWST，使强大的测试卫星淬火演变超…
2019-07-04 astro-ph.GA
Hierarchical Star Formation across the ring galaxy NGC 6503
我们提出了一个详细的聚类分析的年轻恒星星族的恒星形成环星系NGC 6503，深HST测光与遗产银河系外紫外巡天（LEGUS）的基础上。我们应用基于轮廓的地图分析技术，并确定在恒星表面密度图244不同的恒星形成结构在不同层次的意义。这些恒星复合体被发现是组织在一个层次的方式与95%的成员位于沿恒星形成环的三个占主导地位的超级结构。所确定的结构的大小分布和它们的半径和恒星成员的数量之间的相关性表现出幂律行为，从无标度过程的预期。年轻恒星的自相似分布进一步从它们的自相关函数中量化，在~20 pc和2.5 kpc之间的长度尺度上，分形维数为~1.7。年轻恒星的径向分布将恒星形成环的径向距离设定在1到2.5 kpc之间。大约60%的年轻恒星属于探测到的恒星结构，而其余的恒星分布在复合体中，仍然在星系环内。对年轻种群随时间变化的聚类分析表明，在约6000万年的时间尺度上，从更集中的行为到更分散的行为发生了显着变化。观察到的恒星集群的层次结构是一致的恒星形成受到整个环的湍流。环边缘之间的旋转速度差表明剪切是该过程的驱动机制。我们的研究结果揭示了一个有趣的情况下，内环形成的恒星在一个层次的方式。
2015-06-12 astro-ph.GA
Young Stars at the Edge: Stellar Clustering in the Outer Regions of the M33 Disk
我们研究了M33盘北部边缘附近明亮主序星的分布。在年龄接近1000万年的恒星中可以看到次千秒差距尺度的聚类，并确定了两个大型恒星形成复合体。类似的大规模分组在年龄为1亿年的恒星中并不明显。这些恒星也比那些年龄更小的恒星分布在更大的区域，并且有人认为，与大尺度长期效应所激发的有序运动相反，随机的恒星运动本身可以将恒星重新分布到距离其出生地至少2 kpc（即一个圆盘尺度长度）的距离。这样的随机运动可能因此在M33盘的外部区域的填充中起着重要的作用。最后，我们认为--在一定程度上，外盘的环境性质反映了盘主体的环境性质--M33这部分的恒星可能形成于质量为50 - 250太阳质量的星团中，这比太阳附近初始星团质量函数的峰值低得多。
2011-01-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
