Linking dynamics and chemistry in barred galaxies through action-space mapping
Universitat de Barcelona（巴塞罗那大学）；The University of Tokyo（东京大学）；University of Lancashire（兰开夏大学）
该研究旨在扩展基于作用的框架，通过新方法将恒星形成模拟的化学性质映射到纯N体模拟上，应用于两个棒状星系模型，再现了化学动力学趋势，为连接棒旋星系动力学与化学演化提供了高效灵活的方法。
2026-07-29 astro-ph.GA
Galaxies in the Illustris simulation as seen by the Sloan Digital Sky Survey - II: Size-luminosity relations and the deficit of bulge-dominated galaxies in Illustris at low mass
最新一代的大体积流体动力学模拟星系形成的解释能力取决于它们再现星系观测特性的能力。在这一系列的第二篇论文中，我们采用了凸起+光盘分解的现实无尘星系图像从Illustris模拟一致的比较与星系从斯隆数字巡天（SDSS）。检查每个样本的大小-光度关系，我们发现，在插图星系大约是两倍大，$0.7$的平均亮度比星系SDSS。大小-光度随膨胀率变化的斜率增大和归一化值减小的趋势与观测结果在性质上相似。然而，Illustris星系的大小-光度关系的定量区分更高的归一化和更小的斜率比真实的星系。我们发现，这一结果是与一个显着的赤字膨胀为主的星系在插图相对于SDSS在恒星质量$\log\mathrm{M}_{\star}/\mathrm{M}_{\odot}\lesssim11$。我们调查这个赤字比较来自测光\emph{and}内部运动学的凸出分数估计。我们表明，光度膨胀分数系统低于运动分数在低质量，但随着恒星质量的增加越来越好的协议。
2017-01-27 astro-ph.GA
Formation and evolution of boxy/peanut bulges in the Auriga cosmological simulations
利用Auriga宇宙学模拟研究盒状/花生状核球的形成与演化，发现其形成于棒形成后约1.1-1.6 Gyr的屈曲事件，并揭示了b/p比例随红移下降的趋势及其与观测的差异。
2025-05-19 astro-ph.GA
From Discs to Bulges: effect of mergers on the morphology of galaxies
我们研究的合并对星系形态的影响，通过模拟合并树的方法首先提出的Moster等人。这种方法结合N体宇宙学模拟和半解析技术，以提取现实的初始条件星系合并。然后使用高分辨率的流体动力学模拟来演化这些，其中包括暗物质、恒星、盘中的冷气体和晕中的热气体。我们表明，卫星质量吸积是不像以前认为的那样有效，因为有大量的恒星剥离前的最后合并。即使在大合并的情况下，恒星盘质量转移到凸起的比例也很低，这主要是由于部分恒星盘质量分散到晕中。我们证实了霍普金斯等人的发现，富含气体的盘能够更有效地经受住主要的合并。与合并相关的增强的恒星形成并不局限于星系的凸出部分，但也有相当大的一部分发生在圆盘中。在星系模型中包含热气体库有助于降低核球形成的效率。总的来说，我们的研究结果表明，合并并不像以前认为的那样有效地将光盘转化为凸起。这可能解释了观测无凸星系和结构形成的分级方案之间的一些紧张关系。
2015-07-16 astro-ph.GA
The Gaia-ESO survey: Metal-rich bananas in the bulge
我们分析的$\sim 2000$巨星在银河系的膨胀方向的运动学，提取的盖亚-ESO调查的区域$-10^\circ \lesssim \ell \lesssim 10^\circ$和$-11^\circ \lesssim b \lesssim -3^\circ$。我们发现不同的运动学趋势中的金属丰富（$\mathrm{[M/H]}>0$）和金属贫乏（$\mathrm{[M/H]}<0$）的恒星的数据。富金属恒星的速度色散随纬度急剧下降，而贫金属恒星的速度色散则像以前看到的那样是平坦的。我们认为，富含金属的恒星在这一地区的轨道上，大多支持的方块花生形状的凸起，这自然解释了他们的速度色散曲线随纬度下降。富含金属的恒星在它们的视速度直方图上也表现出峰值特征，特别是沿着核球的短轴。我们认为这些特征是由于共振轨道上的恒星支持了方形花生球。这一猜想是加强通过比较短轴数据与速度直方图的共振轨道中产生的模拟屈曲杆。“香蕉”或2：1：2轨道提供了强烈的双峰直方图与狭窄的速度峰值，类似于盖亚-ESO金属丰富的数据。
2016-05-31 astro-ph.GA
Stars behind bars I: The Milky Way's central stellar populations
我们第一次表明，一个完整的宇宙流体动力学模拟可以再现银河系最内层区域的关键属性。我们的高分辨率模拟与银河系四方形/花生形凸起的轮廓和运动学相匹配，因此我们可以用它来重建和理解凸起组件。特别是，模拟隆起的X形形态的年龄依赖平行于观察到的金属丰度依赖分裂的内星系的红团星。我们使用这个功能来获得一个观测指标，使我们能够量化何时从磁盘形成的凸起。我们提出的度量标准可以与即将到来的调查数据，以限制银河系酒吧的年龄。从恒星计数的分裂中，我们估计模拟中4~kpc尺度条的形成发生在$t^{\rm bar}_{\rm form}\sim8^{+2}_{-2}$ Gyr之前，与模拟中测量条形成的传统方法非常一致。我们测试的前景，观测区分的恒星属于凸起/酒吧相比，周围的磁盘，并发现，内盘和凸起实际上是无法区分的化学和年龄。
2018-05-29 astro-ph.GA
VIMOS mosaic integral-field spectroscopy of the bulge and disk of the early-type galaxy NGC 4697
我们提出了一个积分场研究的内部结构，运动学和恒星人口的几乎边缘上，中等光度（$L_ {*}$）椭圆星系NGC 4697。我们建立了扩展的2维（2D）地图的恒星运动学和线强度的星系$\sim 0.7 $有效半径（R $_{eff}$）使用8个VIMOS（VLT上的可见多对象摄谱仪）积分场单位点的马赛克。我们找到了明确的证据旋转支持的结构沿主轴从二维运动学地图，确认了以前的分类，这个系统作为一个“快速通道”。我们研究了视线速度分布（LOSVD）的第三和第四高斯-厄米特矩$h_3$和$h_4$与旋转参数（$V/σ$）之间的相关性，并将我们的研究结果与流体动力学模拟进行了比较。我们发现显着的相似之处，从丰富的气体合并的预测。基于光度学，我们进行了球/盘分解，并研究了这两个组成部分的恒星布居特性。隆起和盘状星云显示出不同的恒星族群，隆起中的恒星年龄较大（年龄为$_{\rm bulge}=13.5^{+1.4}_{-1.4}$ Gyr，年龄为$_{\rm disk}=10.5^{+1.6}_{-2.0}$ Gyr），金属含量较低（$\mathrm{[M/H]_{bulge}} = -0.17^{+0.12}_{-0.1}$，$\mathrm{[M/H]_{disk}}=-0.03^{+0.02}_{-0.1}$）。后来形成的证据，更多的金属丰富的磁盘嵌入在一个较老的，更贫金属的隆起，连同LOS…
2015-06-05 astro-ph.GA
Probabilistic model for dynamic galaxy decomposition
在精确宇宙学和不断改进的宇宙学模拟的时代，更好地了解星系的不同组成部分，如凸起和盘，将使我们对星系的形成和演化有新的认识。基于星系各组成部分的恒星星族动力学性质不同的事实，我们利用IllustrisTNG宇宙流体动力学模拟建立了两个简单的星系分解模型.第一种模型采用单一的动力学参数，可以区分薄盘、厚盘、反转盘和鼓包4个组成部分。第二个模型使用多一个动力学参数，以概率的方式定义，并区分两个组件：凸起和光盘。在给定的恒星质量下，我们的模型得到的盘主导星系的数量分数与质量超过$ \log_{10}(M_*/M_\odot)=10$的观测结果吻合得很好。球核分量的Sérsic指数和半质量半径与真实星系一致。椎间盘组件的Sérsic指数分布模式为预期值$n=1$。然而，光盘的半质量半径小于那些真正的星系，根据以前的研究结果，IllustrisTNG模拟产生过小的光盘。
2021-05-05 astro-ph.GA
Dark-ages reionization and galaxy formation simulation -- XVIII. The high-redshift evolution of black holes and their host galaxies
黑洞和它们的宿主星系之间的相关性提供了对是什么驱动黑洞-宿主共同进化的深入了解。我们使用Meraxes半解析模型来研究黑洞和它们的宿主星系从高红移到现在的生长过程。我们的模拟发现，在红移为8的情况下，黑洞-凸起和黑洞-恒星总质量关系没有显著的演化。黑洞与恒星总质量的关系与黑洞与核球的关系有相似的散射，但散射稍大，两者的散射都随着红移的增加而减少。在我们的模型中，星系的生长，膨胀和黑洞都是紧密相关的，即使在最高的红移。我们发现，黑洞的增长是由不稳定性驱动或长期类星体模式的增长，而不是由合并驱动的增长在所有的红移。我们的模型还预测，盘占主导地位的星系躺在黑洞总质量的关系，但谎言从黑洞膨胀质量的关系，在最近的观察和流体动力学模拟的协议。
2020-04-07 astro-ph.GA
Progenitors of Supernovae Type Ia and Chemical Enrichment in Hydrodynamical Simulations -I. The Single Degenerate Scenario
Ia型超新星（SNIa）祖先的性质仍然不确定。这是星系演化模型的一个主要问题，因为化学和能量反馈在气体动力学、恒星形成以及整个恒星演化中都起着重要作用。在文献中可用的SNIa的祖先模型提出了不同的分布来调节这些事件的爆发时间。这些函数被称为延迟时间分布（DTD）。这项工作是第一个在一系列的文件，旨在研究五个不同的DTD SNIA。在这里，我们实现和分析的单一退化的情况下（SD）在星系中占主导地位的快速淬火的恒星形成，显示大部分的恒星集中在凸起组件。我们发现一个很好的适合目前观察到的SNIa率在球状为主的星系，和[O/Fe]比所示的银河系的凸起。此外，SD的情况下，发现重现特定SNIa率和特定的恒星形成率之间的相关性，这非常类似的观测趋势，与以前的作品。我们的研究结果表明，在具有非常低和非常高的特定恒星形成率的星系中，SNIa观测可以帮助对DTD施加更严格的约束，从而对SNIa祖先施加更严格的约束。
2015-06-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Hierarchical formation of bulgeless galaxies II: Redistribution of angular momentum via galactic fountains
在一个完整的宇宙流体动力学模拟中，我们形成了一个以140公里/秒的速度旋转的星系，其特征是两个松散的旋臂和一个酒吧，这表明哈勃SBc/d型星系。我们表明，我们模拟的星系没有经典的凸起，在z=1的纯盘配置文件，以及后的主要合并活动已经结束。随后形成长寿命的条，导致形成世俗形成的“伪”凸起，最终凸起与总光的比率B/T=0.21。我们发现，在合并时期，大部分失去角动量并落在星系中心区域的气体被吹回热晕，其中大部分后来返回，在盘中形成恒星。我们建议，这种机制的角动量通过银河喷泉重新分配时，再加上我们以前的研究结果表明，为什么气体流出偏置有低角动量，可以解决冷暗物质范例的角动量/无凸起盘问题。
2011-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Large-scale Hydrodynamical Shocks as the Smoking Gun Evidence for a Bar in M31
M31的形成和演化历史与其动力学结构密切相关，但由于其高倾角，动力学结构至今仍不清楚。气体运动学可以为M31中存在旋转棒提供重要证据。利用[OIII]和HI的位置-速度图，我们能够在M31的中心区域（4.6 kpc × 2.3 kpc，或20 arcmin × 10 arcmin）识别出明显的速度突变（激波）特征，其典型振幅超过100 km/s。我们还模拟了M31势中的气体形态和运动学，发现棒诱导的激波可以产生类似于[OIII]中的速度跳跃。在[OIII]和HI中识别出的激波特征大体上是一致的，它们主要出现在棒/凸起的前缘，遵循棒驱动气体流入的标志性模式。在盘面远侧的激波特征比近侧的激波特征更清晰，这可能是由于近侧的数据覆盖范围有限，以及扭曲的气体和尘埃层的遮蔽。进一步的流体动力学模拟与更复杂的物理需要充分了解所观察到的气体特征，并更好地约束M31中的酒吧的参数。
2022-07-30 astro-ph.GA
The prevalence of pseudo-bulges in the Auriga simulations
我们研究了Auriga模拟中的星系凸起，Auriga模拟是一套使用移动网格代码AREPO对银河系大小的暗物质晕中的晚型星系进行的30个宇宙学磁流体动力学放大模拟。我们的目标是在这一大套高分辨率的星系模拟在一个完全宇宙学的背景下，突出的形成机制。御夫座星系的凸起在形状、大小和形成历史上表现出很大的变化。根据观测的分类标准，如Sersic指数和有序旋转度，大多数御夫座隆起可以被归类为伪隆起，而其中一些可以被视为具有经典分量的复合隆起;但是，没有一个可以被归类为经典隆起。御夫座隆起主要表现为原地起源，其中21%的隆起中有可忽略不计的增生部分（facc < 0.01）。一般来说，它们的原位成分是在中心形成的，其中75%的凸起在z=0的凸起区域内形成了大部分恒星。其就地质量增长的一部分是快速的，与合并的影响，而另一部分是更长期的起源。在御夫座星系中，90%的天体的吸积球都来自于四颗以下的卫星，我们研究了吸积星晕与御夫座星系模拟结果的关系。在观测中，总的核球质量与吸积的恒星晕质量没有相关性。然而，吸积质量的隆起往往与各自的吸积恒星晕质量。
2019-07-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Bulgeless Evolution And the Rise of Discs (BEARD) III. A numerical simulation view of satellites around Milky-Way analogues
Universidad de La Laguna（拉各拉大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Donostia International Physics Centre (DIPC)（多诺斯蒂亚国际物理中心）；Universidad de Córdoba（科尔多瓦大学）
研究无核盘银河系的卫星系统特性，发现其卫星分布更集中、轨道对齐更显著，支持通过卫星属性追溯宿主银河系形成路径。
2026-05-18 astro-ph.GA
Stars behind bars II: A cosmological formation scenario for the Milky Way's central stellar structure
银河系内千秒差距内的恒星星族具有复杂的运动学和化学结构。这些结构的起源和演变仍在争论中。在这里，我们研究了一个完整的宇宙学流体动力学模拟的盘星系，再现MW的内部千秒差距的关键属性的中心区域：它有一个四方形的形态，并显示出与观测一致的整体旋转和色散曲线。我们使用恒星运动学的聚类算法，以确定一些离散的运动学组件：一个高，低自旋磁盘，恒星晕和两个凸起组件;一个快速旋转和一个缓慢旋转。我们专注于两个凸起组件，并表明，缓慢旋转的一个是球对称的，而快速旋转的组件显示了一个盒子/花生形态。虽然这两个凸起的组成部分是运动学离散的人口在今天，他们都是在类似的时间尺度上形成的，从磁盘的材料。我们发现，具有较低的初始出生角动量的恒星粒子（最有可能是厚盘星）最终出现在缓慢旋转的低自旋凸起中，而具有较高出生角动量的恒星（最有可能是薄盘星）则出现在高自旋凸起中。这有一个重要的后果，即一个球状形态的隆起人口并不一定表明合并的起源。事实上，我们发现在核球部分中只有$\sim2.3$ \%的恒星是由早期吸积矮星系带来的离位星，这些离位星是最古老和最贫金属的恒星，它们的轨道高度径向，离盘有很大的垂直偏移。
2019-03-17 astro-ph.GA
Composite Bulges -- II. Classical Bulges and Nuclear Discs in Barred Galaxies: The Contrasting Cases of NGC 4608 and NGC 4643
我们提出了详细的形态，光度和恒星运动学分析的中心区域的两个大规模的，早期型棒星系几乎相同的大尺度形态。两者都有大而坚固的棒，内部光度明显过剩，我们将其与方形/花生形（B/P）凸起联系起来;后者构成了星系光的30%。在它的B/P凸起内，NGC 4608有一个紧凑的，几乎是圆形的结构（半光半径R_e约为1.5米）。310 pc，Sérsic n = 2.2）是一个典型的核球，占总光的12.1%，同时还有一个核星团（R_e ~ 4 pc）。相反，NGC 4643有一个不寻常的破指数表面亮度轮廓（13.2%的光）和一个非常小的球形成分（R_e约为1.2%）的核盘。35 pc，n = 1.6; 0.5%的光）。IFU的恒星运动学支持这一观点，NGC 4608的经典凸起缓慢旋转，并以高速色散为主，而NGC 4643的核盘显示出较低的色散，快速旋转，V-h3的关系，以及升高的h4。这两个星系都显示出至少有一些证据表明，在酒吧（各自的经典凸起和核盘）的V-h3相关，与模型预测一致。两个星系的标准2分量（球/盘）分解产生B/T ~ 0.5-0.7（球n > 2）。这高估了真正的“球状体”成分，分别是NGC 4608和NGC 4643的4倍和100倍以上，说明了将原始的膨胀盘分解应用于大质量棒星系的危险性。
2021-02-09 astro-ph.GA
Clumpy Disc and Bulge Formation
我们提出了一套流体动力学/Nbody控制的模拟孤立的富含气体的星系，自洽包括SN反馈和详细的化学演化模型，都在宇宙学模拟测试。初始条件是由观测到的z ~ 2-3处的恒星形成星系激发的。我们发现，在我们的模型中的多相星际介质的存在下，促进磁盘不稳定性的增长，有利于形成团块，在一般情况下，不容易被打乱的时间尺度相比，迁移时间。我们发现，恒星团迁移到中心区域，并有助于形成一个经典的类凸起的Sersic指数，n > 2。我们的物理动机的超新星反馈对团块的生存和演化有轻微的影响，部分限制了团块的质量增长，因为每个超新星事件释放的能量增加，随之而来的是隆起轮廓的平坦化。即使是在最强的反馈测试中，这种调节也不会阻止经典的凸起。我们的超新星反馈模型能够建立一个自我调节的恒星形成，产生质量负载的外流和恒星年龄的传播与观测相当。我们发现，由团块形成的凸起可能与其他凸起组装的通道共存，如酒吧和合并。我们的研究结果表明，星系凸起可以被解释为复合系统的结构组件和恒星星族存储考古信息的动力学历史的星系。
2013-08-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Rejuvenated galaxies with very old bulges at the origin of the bending of the main sequence and of the "green valley"
我们调查的性质，恒星形成的星系减少特定的恒星形成率（sSFR）和高恒星质量，这些“绿谷”的对象，似乎导致弯曲，或扁平化，恒星形成的主序星。事实上，这样的物体拥有巨大的凸起，最近导致一些人提出，凸起的内部形成是一个晚期事件，导致大质量星系的sSFR在缓慢的下降中下降，从而导致主序弯曲。我们已经详细研究了$0.45<z<1$的10个星系的样本与安全的SFR从赫歇尔，深凯克光谱，和HST成像从CANDELS使我们能够执行多波长的凸起光盘分解，并获得分离的凸起和光盘组件的恒星形成历史。我们发现，这些系统中的主序以下的隆起几乎都是最古老的，其年龄接近观测时的宇宙年龄，而盘是年轻的（PDMATHAMN T $_{50}\rangle \sim 1.5$ Gyr）。我们的结论是，至少根据我们的样本，弯曲的主要序列是，在很大程度上，由于年轻化，我们不赞成的机制，假设内部形成的隆起在后期。我们的凸起的非常古老的恒星年龄表明，早型星系在$z=1-3$的数密度比实际观测到的要高。如果得到证实，这可能代表了在高红移的层次组装的第一个直接验证。
2019-11-06 astro-ph.GA
Intrinsic alignments of bulges and discs
星系与宇宙中的局部结构呈现出一致的排列。这种效应被称为内禀对准（IA），是宽场弱透镜巡天系统不确定性的重要贡献者。在宇宙学距离尺度上，在红色星系中观察到了固有的形状排列，这些星系通常是膨胀主导的;而蓝色星系，大多是盘主导的，表现出与零检测一致的形状排列。然而，盘控星系通常由两个突出的结构组成：盘和球。由于凸出部分具有与椭圆星系相似的性质，并且被认为是以类似的方式形成的，自然有人会问凸出部分是否表现出与椭圆星系相似的排列？在本文中，我们研究了如何不同的组成部分的星系表现出IA在TNG 100 -1宇宙流体动力学模拟，以及IA的依赖于恒星的比例在旋转为主的结构在$z=0$。针对样品之间的质量差异控制测量。我们发现，隆起表现出显着更高的IA信号，与非线性对齐模型的振幅相比，星系作为一个整体（两个组件），$A_I = 1.13^{+0.37}_{-0.35}$的振幅$A_I = 2.98^{+0.36}_{-0.37}$。结果表明，在统计上与具有$A_I = 3.47^{+0.57}_{-0.57}$的椭圆星系一致。这些结果突出了研究星系动力学的重要性，以了解星系排列及其宇宙学意义。
2022-05-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The properties of central stellar knots embedded in galactic bulges of CIELO simulations
Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教 Pontificia 大学）；Instituto de Astrofísica, Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教 Pontificia 大学天体物理研究所）；Centro de AstroIngeniería, Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教 Pontificia 大学天文工程中心）；Instituto de Astronomía y Física del Espacio, CONICET-UBA（空间天文与物理研究所，阿根廷国家科学研究委员会-布宜诺斯艾利斯大学）
本研究利用CIELO模拟识别出星系核球中心的恒星结，发现它们富α元素、形成更早更快，多为原位形成，可能是早期核球组装的化石遗迹。
2026-09-11 astro-ph.GA
Chemodynamics of barred galaxies in cosmological simulations: On the Milky Way's quiescent merger history and in-situ bulge
我们探讨的化学动力学性质的样本中的棒星系的御夫座磁流体动力学宇宙放大模拟，形成盒状/花生（b/p）的凸起，并比较这些银河系（MW）。我们发现，御夫座星系最好的再现恒星星族的MW核球的化学动力学特性有静态合并的历史，因为红移$z\sim3.5$：他们的最后一次重大合并发生在$t_{\rm lookback}>12\,\rm Gyrs$，而随后的合并有一个恒星的质量比为$\leq$ 1：20，这表明最近提出的盖亚香肠/土卫二合并的质量比的几个百分点的上限。这些御夫座MW类似物在b/p区域（$<1\%$）有一个可以忽略不计的异位星，扁平，厚盘状的金属贫乏的恒星星族。在所有具有b/p的御夫座星系的中心区域，异位恒星的平均比例为3%，明显低于那些没有b/p或bar的星系。虽然这些棒星系的中心区域包含最古老的恒星，但它们也有年龄小于5 Gyrs（>30%）的恒星，并呈现X形的年龄和丰度分布。检查我们样本中的圆盘，我们发现在某些情况下，在棒周围形成一个恒星形成环，这改变了星系内部区域的金属丰度。在圆盘的更远处，棒引起的共振导致$V_ϕ-r$平面中的富含金属的脊--其中最长的脊是由于外林德布拉德共振。我们的研究结果表明，银河系有一个不寻常的安静的合并历史，这导致了一个基本上原位隆起，并突出了酒吧可以对周围的磁盘的显着影响。
2020-04-20 astro-ph.GA
Galactic Bulge Preferred Over Dark Matter for the Galactic Center Gamma-Ray Excess
本文利用流体动力学建模定位星际气体，发现银河系中心伽马射线过剩在统计上更符合银河核球和核星团的非球对称恒星密度分布，从而认为该过剩源于恒星群体而非暗物质。
2018-09-25 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Heart of Darkness: the influence of galactic dynamics on quenching star formation in galaxy spheroids
淬火星系经常被观察到包含一个强大的隆起组件。关键的问题是，这是否反映了一种因果关系--恒星的形成会被早期星系的球状体或球状体动态地淬灭吗？我们系统地研究这些形态成分对恒星形成的影响，通过执行一套流体动力学模拟孤立星系包含一个球体。我们改变的凸起质量和尺度半径，而总的初始恒星，晕和气体质量保持不变，与气体的分数为5%。此外，我们认为两个不同的次网格恒星形成处方。第一个遵循大多数模拟在文献中假设一个恒定的恒星形成效率每自由落体的时间，而在第二个模型中，它取决于气体维里参数，湍流碎片的高分辨率模拟。在所有的模拟中，中心球体增加了朝向银河系中心的气体速度色散。这增加了气体盘的引力稳定性，抑制了碎片和恒星的形成，并导致星系拥有非常平滑和静止的气体盘，这些气体盘位于星系主序星以下。当使用更复杂的、依赖于动力学的恒星形成模型时，这些效应会放大。最后，我们发现了一个显着的中央恒星表面密度和恒星形成率（SFR）之间的关系，这样，最膨胀为主的星系表现出最强的偏离主序星。我们的结论是，SFR的星系不仅是由吸积和反馈之间的平衡，但进行（有时占主导地位）的引力势的依赖。
2020-05-07 astro-ph.GA
Zoom-in cosmological hydrodynamical simulation of a star-forming barred, spiral galaxy at redshift z=2
我们提出了气体和恒星运动学的高分辨率放大宇宙化学动力学模拟，偶然捕获的恒星形成棒旋星系的形成和演化，从红移$z\sim3$到$z\sim2$在宇宙恒星形成率的峰值。星系盘通过从环境中吸积气体和子结构而生长。当气体在不到1 Gyr的时间内从厚盘（垂直色散$σ_{v} >$为50 km/s）沉降到薄盘（$σ_{v} \sim 25$ km/s）时，螺旋图案变得完全有组织。我们模拟的盘状星系也有一个中央X形棒，其种子是由$z \sim 3$的致密气体富集块组装而成的。星系中的恒星形成活动主要发生在所有红移的球和沿旋臂的几个团块中，随着模拟接近$z=2$，团块的数量和大小都在增加。我们发现，随着年龄的减少，恒星星族集中在低银河系纬度，更多的支持旋转，也有较低的速度色散;此外，薄盘上的恒星星族是最年轻的，具有最高的平均金属丰度。螺旋臂的图案像一个固体一样以恒定的角速度作为半径的函数旋转，这比薄圆盘上的恒星和气体的角速度低得多;此外，螺旋臂的角速度作为时间的函数稳步增加，始终保持其径向轮廓不变。我们的旋臂的起源也进行了讨论。
2019-07-25 astro-ph.GA
An observer's view of simulated galaxies: disc-to-total ratios, bars, and (pseudo-)bulges
我们使用银河系质量星系形成的宇宙学流体动力学模拟来研究主要恒星成分的相对重要性，即，在红移为零时，有圆盘、凸起和条形。这项工作的主要目的是了解这些组件的结构参数的估计确定的运动学（通常是在模拟）同意以及使用光度凸起/光盘/酒吧分解（如在观察中所做的）。为了进行这样的比较，我们已经产生了模拟输出的蒙特卡洛辐射转移代码日出的合成观测，并使用BUDDA代码，使二维光度分解的结果图像（在i和g波段）。我们发现，运动盘总比（D/T）的估计是系统的，显着低于光度的。虽然用前一种方法获得的最大D/T比为0.2的数量级，但是根据后一种方法，它们通常>0.4，并且可以高达0.7。光度分解表明，许多模拟的星系有酒吧，酒吧/T比在0.2-0.4的范围内，并在所有情况下，凸起有低Sersic指数，类似于观察到的伪凸起，而不是经典的。模拟的圆盘、凸起和条形通常具有相似的（g-i）颜色，其位于观察到的颜色分布的蓝色尾部。这不是由于年轻恒星的存在，而是由于模拟星系中的金属丰度低和气体含量少，这使得尘埃消光低。光度分解，因此匹配的组件比通常引用的螺旋星系比运动学分解，但移动是不够的，使模拟与观察到的晚型系统一致。
2010-06-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chemical and kinematical properties of Galactic bulge stars surrounding the stellar system Terzan 5
作为一项旨在确定泰山5的运动学和化学性质的研究的一部分，我们提出了围绕这个令人费解的恒星系统的膨胀恒星的第一个特征。我们观察了615个位于远超过泰山5潮汐半径的目标，我们发现它们的径向速度分布很好地描述了高斯函数，峰值为<v_rad>=+21.0 \pm 4.6 km/s，色散sigma_v=113.0 \pm 2.7 km/s。这是为数不多的在低纬度和正纬度环境（b=+1.7°）下对大样本核球星的径向速度进行的高精度光谱测量之一。我们没有发现<v_rad>Nidever等人（2012）中发现的\sim +200 km/s峰值的证据。TiO波段对许多观测光谱的强烈污染使我们无法推导出整个光谱样品的铁丰度，从而引入了选择偏差。金属丰度分布的子样本中的112颗恒星的星等范围内的选择偏差的影响是可以忽略不计的。分布范围相当广，大致在太阳金属丰度（[Fe/H] \simeq +0.05 dex）处达到峰值，在太阳上和太阳下范围内的恒星数量相似。不同金属丰度范围内的星族数比与低纬球区观测结果一致，表明：（1）在超太阳区，可能存在一个|b| <4°的星族数比平台;（0<[Fe/H]<0.5 dex）和太阳下（-0.5<[Fe/H]<0 dex）金属丰度范围;（ii）贫金属组分（[Fe/H]<-0.5）作为银河系纬度的函数严重下降。
2014-06-30 astro-ph.GA
Hydrodynamical Simulations of Nuclear Rings in Barred Galaxies
尘埃带、核环和核螺旋是棒星系内部区域的典型气体结构。它们的形状和性质与宿主星系的物理参数有关。我们使用高分辨率的流体动力学模拟来研究简单棒星系模型中的二维气体流动。在我们的模拟中形成的核环可以分为两组：一组是近圆形的，另一组是高度细长的。我们发现，当条纹速度太高或凸起中心密度太低时，可能不会形成圆形环。我们还研究了我们的星系模型中的周期轨道，发现内Lindblad共振（ILR）的概念可以推广到$x_2$轨道的范围。在我们的模拟中，所有的圆形核环都在$x_2$轨道（或ILR）的范围内。然而，知道共振不足以确定这些核环的确切位置。我们认为，圆形核环的骨干是$x_2$轨道家族，即圆形核环只允许在径向范围内的$x_2$轨道。在下落气体的剩余角动量与离心力相平衡的半径处，正好形成一个圆形的核环，这可以通过从旋转曲线测量的参数$f_{\rm ring}$来描述。在高模式速度模型中，气体上的重力扭矩较大，导致环尺寸比低模式速度模型中的环尺寸小。我们的结果可能对利用核环测量二维气体运动学的棒星系参数具有重要意义。
2015-04-20 astro-ph.GA
The Milky Way and Andromeda galaxies in a constrained hydrodynamical simulation: morphological evolution
我们研究的两个主要组成星系的本地集团作为候选人的银河系（MW）和仙女座（M31）的约束模拟。我们专注于恒星盘的形成和它的关系，形成一个丰富的系统与两个大质量的星系组，并调查合并和吸积的影响作为驱动程序的形态转变。我们使用最先进的流体动力学代码，其中包括恒星形成，反馈和化学富集进行我们的研究。我们运行两个模拟，其中我们包括或忽略来自恒星的辐射压力的影响，研究这个过程对模拟星系的形态和恒星形成率的影响。我们发现，模拟M31和MW有不同的形成历史，即使都居住在，在z=0，相同的环境。这些差异直接转化为并解释了它们的恒星形成率，原位分数和最终形态的变化。M31候选者有一个活跃的合并历史，因此它的恒星盘直到现在都无法不受影响地生存下来。相比之下，MW候选者具有更平滑的历史，在后期没有重大合并，并形成稳定增长的圆盘;在z=0时，模拟MW具有扩展的旋转支撑圆盘，其在凸起上占主导地位。我们的两个反馈实现预测类似的星系和它们的盘的演化，虽然检测到一些变化，其中最重要的是盘的形成时间：在较弱/较强反馈的模型中，盘形成较早/较晚。总之，通过比较这两个星系的形成历史，我们得出结论，星系的合并/吸积历史，而不是它的环境在LG尺度的形成和随后的增长或破坏的星系盘的主要驱动力。
2015-03-02 astro-ph.GA
Ring Galaxies in the EAGLE Hydrodynamical Simulations
在EAGLE模拟中，我们研究了环星系的形成和演化。我们使用最大的参考模型Ref-L100 N1504，一个立方宇宙学体积的100 megaparsec的一边，通过宇宙时间来识别和定位这些系统。EAGLE环星系的数密度与观测结果基本一致。EAGLE中发现的绝大多数环星系（83%）都有相互作用起源，即，当一个或多个伴星系穿过盘状星系时形成。其余的（17%）具有非常长的环形态（> 2 Gyr），并拥有强大的酒吧。环星系是HI丰富的星系，但显示出低效的恒星形成活动，并倾向于居住在绿谷，特别是在z > 0.5。这种低效率主要是由于它们的星际介质（ISM）与类似的恒星形成星系的ISM相比，压力低，金属丰度低。我们发现，（S）的相互作用是负责降低ISM的压力，导致ISM气体从内部区域流动到外盘，在那里的环功能的形式。在固定的半径下，环形星系的恒星形成效率与它们的恒星形成对应物是不可区分的，因此它们的综合效率较低的主要原因是不同的气体表面密度分布。由于星系形态不被用来调整流体动力学模拟中的参数，这里进行的实验表明，目前的数值模型在EAGLE的成功。
2018-09-07 astro-ph.GA
LLAMA: Nuclear stellar properties of Swift BAT AGN and matched inactive galaxies
在一个完整的本地14-195 keV选定的活动星系核和不活跃的星系的样本，匹配其宿主星系的属性，我们研究了空间分辨的恒星运动学和光度分布在近红外波长的尺度为10-150 pc，使用SINFONI的VLT。在本文中，我们给出了样本的前半部分，其中包括13个星系，8个活动星系核和5个不活动星系。恒星速度场呈现出圆盘状的旋转模式，其运动学位置角与大尺度图像的光度位置角一致。对于这组星系，不活跃星系样本的恒星表面亮度通常与AGN的匹配样本相当，但延伸到较低的表面亮度。在去除核球贡献后，我们发现了一个具有扩展核盘结构的核恒星光过剩，它表现出大小-光度关系。虽然我们预计过量的光度与动态较冷的年轻恒星星族有关，但我们通常不会看到色散的匹配下降。这可能是因为这些星系具有伪凸起，其中内在色散向中心增加。虽然年轻的恒星可能会对观测到的运动学产生影响，但它们的比例太小，无法控制凸起，也无法补偿小半径处色散的增加，因此没有看到色散下降。最后，我们没有发现这些活跃和不活跃的星系之间的恒星运动学和核恒星光度过剩的差异的证据。
2017-10-11 astro-ph.GA
Identifying the discs, bulges, and intra-halo light of simulated galaxies through structural decomposition
本文利用 GMM 对三项宇宙学流体模拟中的恒星粒子运动学作结构分解，一致识别盘、核球与 IHL，并揭示其质量分数、形态依赖及不同定义差异。
2023-12-07 astro-ph.GA
The WFC3 Galactic Bulge Treasury Program: Metallicity Estimates for the Stellar Population and Exoplanet Hosts
我们提出了新的紫外到红外恒星测光的四个低消光窗口在银河系的隆起，获得了与宽视场相机3的哈勃太空望远镜（HST）。使用我们的五个带通，我们已经定义了红自由光度指数恒星有效温度和金属丰度敏感。我们发现，隆起人口类似于通过经典耗散崩溃形成的：每个领域是由一个老（~10 Gyr）人口占主导地位，表现出广泛的金属丰度范围（-1.5 < [Fe/H] < 0.5）。我们检测到的凸出人口的金属丰度梯度，与恒星的比例在超太阳金属丰度下降从41%到35%，从银河系中心的距离从0.3到1.2千秒差距。一个领域包括在SWEEPS HST过境调查中发现的候选系外行星宿主。我们对其中11个宿主的测量表明，在不同的凸起环境中的系外行星优先在高金属量恒星周围发现，就像在太阳附近一样，支持行星在富含金属的环境中更容易形成的观点。
2010-11-01 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
The stellar metallicity distribution of disc galaxies and bulges in cosmological simulations
通过对类银河系盘星系的高分辨率宇宙流体动力学模拟，分析了与之相关的恒星金属丰度分布函数。在对每个模拟进行运动学分解成球体和圆盘子组件后，我们将预测的MDF与在太阳附近和银河系凸起中观察到的MDF进行比较。恒星形成密度阈值的影响在恒星形成历史中是可见的，这表明它们的行为受到阈值的驱动。导出的MDF显示的中值金属丰度低于0.2-0.3 dex比在盘和银河系凸起局部观察到的平均值。这种明显差异的可能原因包括使用低恒星产额和/或中心集中的恒星形成。色散大于观测到的色散;这可能是由于模拟的盘相对于银河系在运动学上更热。低金属丰度恒星的比例在很大程度上被高估了，从相对于观测样本的更负倾斜的角度可以看出。对于我们的基准银河系模拟，我们研究的金属丰度分布的恒星出生“原位”相对于那些通过吸积（从中断的卫星）形成的，并证明，这低金属丰度尾巴的恒星主要是由吸积星。增强超新星和恒星辐射能量反馈到周围的星际介质的这些预破坏的卫星被建议作为一个重要的调节器的brackskewness。
2012-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The Evolution of the Kinematics of Nebular Shells in Planetary Nebulae in the Milky Way Bulge
我们利用曼彻斯特中阶梯摄谱仪在圣佩德罗山国家天文台（OAN-SPM）获得的光谱资料，研究了银河系凸起中两组行星状星云的[ \ion{O}{3} ] $λ$ 5007和H $α$谱线的线宽。第一个样本包括在其演变的早期对象，具有高H $β$光度，但[ \ion{O}{3} ] $λ5007/\mathrm Hβ< 3$。第二个样本包括处于演化后期的对象，具有\ion{He}{2} $λ4686/\mathrm Hβ> 0.5$。这些行星状星云代表了Richer et al.（2008）研究对象之前和之后的演化阶段。我们的行星状星云样本具有弱的[ \ion{O}{3} ] $λ$ 5007，其线宽分布与AGB星包层膨胀速度的分布相似，并且与Richer等人（2008）研究的演化程度较低的天体相比，其线宽分布系统性地降低。具有强\ion{He}{2} $λ4686$的样品的线宽分布与Richer等人（2008）的更进化的物体的线宽分布无法区分，但是角尺寸的分布系统地更大，因此它们显然更进化。这些数据和Richer et al.（2008）的数据形成了一个来自银河系行星状星云的同质样本，从最早的演化阶段直到中央恒星的核燃烧停止。它们证实了行星状星云流体动力学模型的长期预测，其中星云壳的运动学是由中央恒星的演化驱动的。
2010-04-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
The fundamental plane of star formation in galaxies revealed by the EAGLE hydrodynamical simulations
我们在“银河系及其环境的演化和组装”（EAGLE）宇宙流体动力学模拟程序包中研究了红移范围$0\le z\le 4.5$内恒星形成星系的不同物理性质之间的相关性。主成分分析表明，中性气体分数（$f_{\rm gas, neutral}$），恒星质量（$M_{\rm stellar}$）和恒星形成率（SFR）占人口中看到的大部分方差，与星系跟踪二维，几乎平坦，表面在三维空间的$f_{\rm gas, neutral}-M_{\rm stellar}-\rm SFR$几乎没有散射。这个平面的位置随红移的变化很小，而星系本身沿着这个平面移动，因为它们的$f_{\rm gas, neutral}$和SFR随红移而下降。星系在平面上的位置与气体金属丰度高度相关。因此，可以从$f_{\rm gas, neutral}$或从$M_{\rm stellar}$和SFR稳健地预测金属丰度。我们认为，这个“恒星形成的基本平面”的外观是自我调节的结果，与平面的曲率设置的依赖SFR的气体密度和金属丰度。我们分析了一个大型汇编的观测跨越红移范围$0\lesssim \rm z\lesssim 2.5$，并发现这样一个平面也存在于数据中。观测到的恒星形成基平面的性质与EAGLE的预测非常一致。
2016-02-09 astro-ph.GA
Kinematical Signatures of Disc Instabilities and Secular Evolution in the MUSE TIMER Survey
MUSE TIMER巡天获得了21个邻近大质量盘星系内$\sim6\times6$ kpc的高信号和高空间分辨率积分场光谱数据。这使得研究的恒星运动学的中心区域的大规模盘星系是前所未有的空间分辨率。我们证实了以前的预测，从数值和流体动力学模拟的酒吧和内部酒吧对恒星和气体运动学的影响，并确定盒/花生通过运动学签名在轻度和中度倾斜的星系，包括一个盒子/花生在一个面对内部酒吧。在20/21星系中，我们发现内盘，并表明它们的属性是完全一致的酒吧驱动的长期演化图片为他们的形成。此外，我们表明，这些内盘，在他们占主导地位的区域，更大的旋转支持比主星系盘，并讨论如何可以使用它们的恒星星族属性来估计在宇宙历史上的主酒吧形成。我们的研究结果与光度研究的背景下，星系的性质，我们表明，内盘被确定在图像分解的光度膨胀与指数分布（即，序列指数接近统一）。
2019-09-05 astro-ph.GA
The SMUGGLE-Ring project: Bar and bulge effects on nuclear disk and ring formation
Università di Bologna（博洛尼亚大学）；INAF, Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文与空间科学台）；Universität Potsdam（波茨坦大学）；Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, Laboratoire Lagrange, CNRS（蔚蓝海岸大学蔚蓝海岸天文台拉格朗日实验室）；Seoul National University（首尔大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）
该研究通过SMUGGLE-Ring项目模拟探索银河质量星系中的核结构，发现核盘和环仅在核球模型中形成，核球质量越大，形成越早且初始气体储备越广，核球模型中的核盘在气体耗尽后分裂为压力支持的核星团和旋转支持的核星环，核星团质量占主导地位，星形成率随时间下降，动力学显示旋转峰向外移动，核星团中部分恒星在3Gyr后出现径向位移，支持自内而外的核盘形成，核星环追踪核盘外边缘，核星团形成热动力学更热的内组件。
2026-05-18 astro-ph.GA
Angular momentum evolution for galaxies in a Lambda-CDM scenario
星系形成在当前的宇宙学范式中是一个非常复杂的过程，其中流入，流出，相互作用和合并是常见的事件。这些过程可以重新分配重子的角动量含量。最近的观测结果表明，盘形成守恒角动量，而椭圆星系，虽然失去角动量，确定星系的特定角动量和恒星质量之间的相关性。这些观测结果提供了严格的限制，星系形成模型在一个层次聚类的情况下。我们的目的是分析特定的角动量含量的光盘和隆起组件作为维里质量，恒星质量和红移的函数。我们还估计了模拟星系的大小，并与观测结果进行了对比。我们使用宇宙流体动力学模拟，包括一个有效的，物理动机的超新星反馈，这是能够调节恒星形成的晕不同的质量。我们分析了宇宙学模拟中星系样本的形态和形成历史，通过对所分析的系统及其祖先进行膨胀盘分解。我们估计的角动量内容的恒星和气体盘，恒星的隆起和重子总数。与最近的观测结果相一致，我们模拟的星系有光盘和球状体组件的特定角动量内容确定与恒星和暗物质质量具有相同的斜率的相关性，虽然球状体组件偏移了一个固定的分数。节录。
2015-08-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Distribution of Metals in Cosmological Hydrodynamical Simulations of Dwarf Disk Galaxies
我们研究的化学性质的5个宇宙学流体动力学模拟的M33类盘星系已被证明是一致的形态特征和批量标度关系预期的晚型螺旋。这些模拟是在宇宙学背景下制作星系（MaGICC）项目的一部分，在该项目中，恒星反馈被调整为与恒星质量-晕质量关系相匹配。每种实现都采用了相同的初始条件和组装历史，但在其基础重子物理学规定方面彼此不同，包括（a）每个超新星能量耦合到ISM的效率，（b）与大质量恒星辐射压力相关的反馈的影响，（c）II型SNe残留物辐射冷却的最小关闭时间的作用，（d）金属扩散的处理，以及（e）改变IMF。我们的分析集中在由此产生的恒星金属丰度分布函数（MDF）在每个模拟（类似）的“太阳邻域”和中央“凸起”区域。我们比较了模拟的MDF的偏度，峰度和分散（四分位数间，十分位数间，百分位数间和十分之一百分位数间区域）与经验太阳邻域和本地群矮星。我们发现，模拟光盘的MDFs更负偏态，具有较高的峰度，比当地观察到的。我们可以追踪这种差异的模拟的紧密和相关的年龄-金属丰度关系（与银河系相比），这表明这些关系内的“矮”盘可能比L* 盘和/或恒星轨道重新分布的程度更陡峭和迁移推断本地还没有被捕获在他们的整体，在我们的模拟的分辨率。强调了金属扩散在改善极贫金属恒星过度生产方面的重要作用。
2012-05-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
SDSS-IV MaNGA: Stellar population correlates with stellar root-mean-square velocity $V_{\rm rms}$ gradients or total-density-profile slopes at fixed effective velocity dispersion $σ_{\rm e}$
已知星系性质与星系有效恒星速度色散$σ_{\rm e}$的关系最为密切。在这里，我们寻找{ \em附加}的趋势，在固定的$σ_{\rm e}$使用1339星系（$M_\ast \gtrsim 6\times10^9$ M $_\odot$）与不同的形态在MaNGA（DR 14）样品与积分场光谱数据。我们专注于梯度（$γ_{\rm rms} \equiv σ(R_{\rm e}/4)/σ_{\rm e}$）的恒星均方根速度（$V_{\rm rms} \equiv \sqrt{V^2 + σ^2}$），我们显示痕迹的总质量密度梯度$γ_{\rm tot}$来自动力学模型，更弱，凸起分数。我们证实，$γ_{\rm rms}$随着$σ_{\rm e}$、年龄和金属含量的增加而增加。我们还发现，这些相关性仍然存在于固定的$σ_{\rm e}$，其中具有较大的$γ_{\rm rms}$星系被发现是更老，更富含金属。这意味着质量密度梯度包含了$σ_{\rm e}$不能完全解释的恒星星族信息。这一结果对我们理解星系淬火提出了额外的限制。我们比较我们的结果与星系的IllustrisTNG流体动力学模拟，并发现，在固定的$σ_{\rm e}$，存在类似的趋势与年龄，膨胀分数，总质量密度斜率，但与观测不同，没有相关性与金属丰度可以检测到的模拟。
2020-05-25 astro-ph.GA
ALESS-JWST: Joint (sub-)kiloparsec JWST and ALMA imaging of $z\sim3$ submillimeter galaxies reveals heavily obscured bulge formation events
本研究利用 JWST 与 ALMA 联合成像揭示 z~3 亚毫米星系恒星形态与尘埃分布高度一致，证明先前偏移源于尘埃遮蔽，并发现核球增长的前身结构。
2024-07-22 astro-ph.GA
Two-dimensional multi-component photometric decomposition of CALIFA galaxies
我们提出了一个二维的多组分光度分解的404星系的CALIFA数据发布3。它们代表了所有可能的星系，没有明显的相互作用迹象，并且在最终的CALIFA数据发布中没有强烈的倾斜。星系在g、r和i SDSS图像中建模，在适当的情况下包括核点源、凸起、棒和指数或破碎盘分量。我们使用人工监督的方法来确定要包含在拟合中的结构的最佳数量。数据集，包括CALIFA样本的光度参数，与统计误差和每个拟合质量的视觉分析一起发布。光度组件的分析揭示了一个明确的隔离的结构组成的星系与恒星质量。在高质量（log（Mstar/Msun）>11）时，星系群主要是由单个Sersic或一个凸起+盘的星系所模拟，凸起与总光度（B/T）之比B/T>0.2。在中等质量（9.5<log（Mstar/Msun）<11），用bulge+disc但B/T < 0.2描述的星系占优势，而在低质量端（log（Mstar/Msun）<9.5），主要的群体由纯盘或核点源+盘（即，没有可辨别的凸起）。我们得到了CALIFA样本中57%的盘星系体积校正样本中存在棒。这个棒分数显示出在9.5<log（Mstar/Msun）<11.5的范围内随着星系质量的增加而显著下降。扩展多分量径向轮廓的分析结果表明，对于所谓的I型、II型和III型盘轮廓，体积校正分布分别为62%、28%和10%。这些分数与以前的发现不一致。我们认为，不同的方法来检测的休息是这…
2016-10-17 astro-ph.GA
3D Radiation-Hydrodynamical Simulations of Shadows on Transition Disks
本文通过三维辐射流体动力学模拟研究过渡盘中的阴影，发现阴影引起的温度下降会驱动零图案速度旋臂并高效输运质量，同时揭示垂直方向存在可达10%声速的周期性气体运动，可由ALMA观测验证。
2024-09-30 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Identifying kinematic structures in simulated galaxies using unsupervised machine learning
星系拥有大量的内部恒星成分，需要准确地分解以了解它们的形成和演化。虽然最近对邻近星系的积分场光谱调查取得了重大进展，但通过分析现在通过最先进的流体动力学宇宙学模拟获得的大量现实星系，可以学到很多东西。我们提出了一个无监督的机器学习算法，名为自动GMM，高斯混合模型的基础上，隔离模拟星系的运动学相空间的基础上的内在结构。对于每个星系，数据所允许的高斯分量的数量是通过修改后的贝叶斯信息标准来确定的。我们测试我们的方法，将其应用到从宇宙学模拟IllustrisTNG选择的原型星系。我们的方法可以有效地分解大多数星系结构。模拟星系的内部结构可以通过非人类监督的星系结构识别进行统计推断。我们成功地确定了四种内在结构：冷盘，暖盘，凸起，和晕。我们的方法失败的棒星系，因为复杂的运动学粒子棒轨道上移动。
2019-09-13 astro-ph.GA
The $z \lesssim 1$ drop of cosmic dust abundance in a semi-analytic framework
本文基于半解析模型 L-Galaxies2020，通过引入双尺寸尘埃模型与盘不稳定性触发黑洞增长机制，成功重现了宇宙尘埃丰度在 $z \lesssim 1$ 处的下降，并揭示了黑洞增长导致的星系熄灭及多种尘埃演化过程的作用。
2023-03-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
A hydrodynamical CLONE of the Virgo cluster: II. Confronting observed and synthetic galaxy population twins in a dense environment
Univ. Lille, CNRS, Centrale Lille, UMR 9189 CRIStAL（里尔大学）；Université Paris-Saclay, CNRS, Institut d’Astrophysique Spatiale（巴黎萨克雷大学）；University of Birmingham School of Physics and Astronomy（伯明翰大学）；Institut d’Astrophysique de Paris, UMR 7095, Sorbonne Université, CNRS（索邦大学）；Univ Lyon, Univ Lyon1, Ens de Lyon, CNRS, Centre de Recherche Astrophysique de Lyon UMR5574（里昂大学）；Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学）；International Centre for Radio Astronomy Research, University of Western Australia（西澳大利亚大学）
本文研究了在密集环境中，合成星系种群如何再现观测到的星系形成和淬熄趋势，探讨了不同质量星系的星形成密度、特定星形成率、金属licity和淬熄分数等关系。
2026-06-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of galactic properties and environment on the quenching of central and satellite galaxies: A comparison between SDSS, Illustris and L-Galaxies
我们量化的影响，各种银河系和环境的属性淬火的恒星形成。我们整理了斯隆数字巡天数据第7版（SDSS DR 7）中的$\sim$ 40万个中央星系和$\sim$ 10万个卫星星系的样本。具体地说，我们考虑了中心速度色散（$σ_{c}$），恒星，晕，球和盘质量，局部密度，球对总的比率，集团中心距离和星系晕质量比。我们开发和应用一种新的统计技术来量化的淬火分数（$f_{\rm Quench}$）的变化的一个参数的影响，而保持其余的参数固定。对于中心，我们发现，$f_{\rm Quench} - σ_{c}$的关系是紧密和陡峭的比任何其他变量考虑。我们比较的Illustris流体动力学模拟和慕尼黑半解析模型（L-Galerkin），发现我们的结果中心是定性一致的淬火通过无线电模式活动星系核反馈的预测，暗示在这个过程中的可行性，解释我们的观测趋势。然而，我们也发现的证据表明，淬火在L-半乳糖苷是太有效，淬火在插图不够有效，相比观察。对于卫星，我们发现强有力的证据表明，环境影响其淬火分数在固定的中心速度分散，特别是在较低的质量。在更高的质量，卫星的行为完全相同的中心，在他们的淬火。在考虑的环境参数中，在固定的中心速度色散下，局部密度对卫星猝灭分数的影响最大。
2016-07-12 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The cosmic evolution of massive black holes and galaxy spheroids: global constraints at redshift z<~1.2
研究了大质量黑洞（MBH）质量（M_bh）与宿主星系/椭球体的恒星质量（M^*_sph;或速度色散σ）之间的关系对宇宙演化的观测约束。假设M_bh-M ^*_sph（或M_bh-σ）关系随红移的变化为\propto（1+z）^Γ，对于任意给定的Γ，MBH质量密度可以由观测确定的星系恒星质量函数或红移z~0-1.2范围内的速度色散分布函数得到。在已知辐射效率ε的条件下，还可以从类星体/活动星系核的光度函数中推断出不同红移下的MBH质量密度。将星系的MBH密度与类星体/活动星系核的MBH密度进行匹配，发现M_bh-M^*_sph关系的Γ=0.64^{+0.27}-0.29}，M_bh-σ关系的Γ=-0.21 ^{+0.28}-0.33}，ε=0.11^{+0.04}-0.03}。我们的结果表明，MBH质量增长先于球核质量增长，但星系速度色散并不随核活动淬灭后球核质量增长而增加，这与Oser等人（2012年）提出的两阶段星系形成方案大致一致，其中星系在z= 1之后的质量大致翻了一番。1由于吸积和轻微的合并，而它的速度色散略有下降。
2012-10-15 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
