Astraeus VI: Hierarchical assembly of AGN and their large-scale effect during the Epoch of Reionization
在这篇文章中，我们使用ASTRAEUS（N体暗物质模拟中星系形成和再电离的半数值辐射转移耦合）框架来研究宇宙再电离源的性质。我们扩展ASTRAEUS，它已经耦合了一个星系形成半解析模型与详细的半数值再电离计划，包括一个模型的黑洞的形成，增长，并从相关的活动星系核（活动星系核）的电离辐射的生产。我们校准了我们的基准活动星系核模型，以再现z ~ 5处的热光度函数，并探讨了由此产生的活动星系核人口在宇宙再电离中的作用。我们发现，在所有得到合理活动星系核光度函数的模型中，星系在再电离时期的电离收支中占绝对优势，活动星系核在z=6时占电离收支的1-10%，只有在z < 5时才开始发挥作用。
2022-07-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Witnessing galaxy assembly at the edge of the reionization epoch
我们报告了宁静18的发现，这是一个z=5.939的星系，我们可以测量到分子气体的含量，M（H_2）~ 5 × 10^9 M_sun，由CO（6-5）发射跟踪，以及贫金属（[Fe/H]=-3.08 +-0.12，[Si/H]=-2.86 +-0.14）气体团/丝，这可能是它生长的来源。该星系的恒星形成速率估计为~100 M_sun yr^{-1}，这意味着它是一个典型的主序星星系。贫金属气体是通过阻尼莱曼α吸收体（DLA）在40 kpc的空间间隔和Serenity-18的相同红移下观察到的，沿着类星体SDSS J2310+1855（z_em = 6.0025）的视线。阻尼莱曼-α系统的化学丰度测量值与在类似红移发现的其他DLAs的测量值非常一致，表明由于大量PopII恒星的富集。我们发现的星系/阻尼系统是星系在再电离时代边缘聚集的直接观测证据。
2018-10-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Epoch of the GSE Merger: Insights from the Splash and Thick Disk Age Distributions
Peking University（北京大学）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学科维理天文与天体物理研究所）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）
研究盖亚-香肠-土卫二（GSE）合并时代，考虑恒星年龄不确定性，解释了溅落星年龄分布比厚盘老的差异，结合两者推断出合并时代，为银河系吸积历史提供新见解。
2026-07-07 astro-ph.GA
The Radial Distribution of Mono-Metallicity Populations in the Galactic Disk as Evidence for Two-Phase Disk Formation
最近确定的径向分布的单金属丰度人口（MMP，即，SDSS-III/APOGEE DR 12巡天观测到的在[ $α$ /Fe]较宽范围内[Fe/H]窄仓中的恒星）对经典的薄-厚盘二分法提出了质疑。这些观察结果的分析导致非$[α$ /Fe]增强的群体根据其[Fe/H]分裂成具有不同表面密度的MMP。相比之下，$[α$ /Fe]增强（即，老的）种群表现出同质的行为。我们分析这些结果在更广泛的背景下，磁盘形成内嵌入在宇宙网络中的非孤立的晕，导致在两个阶段的质量大会。通过在$\rm ΛCDM$模型的背景下进行流体动力学模拟，我们发现，晕质量组装的两个阶段（早期，快速阶段，其次是一个缓慢的，低质量组装率）是非常相关的，以确定MMP分布的径向结构，而径向混合只有次要的作用，取决于同时代的动力学和/或不稳定的事件。事实上，虽然频繁的动力学暴力事件发生在高红移删除金属丰度梯度，并意味着有效的恒星混合，相对静止的动力学过渡后保持[Fe/H]气体梯度，并防止新形成的恒星遭受强烈的径向混合。通过将双组分盘概念与两相晕质量组装方案相联系，我们的结果将晕维里化（标记从快相到慢相过渡的事件）设置为分离的事件标记周期，其特征在于不同的物理条件下，厚和薄的盘星诞生。
2017-06-15 astro-ph.GA
Inside Out and Upside Down: Tracing the Assembly of a Simulated Disk Galaxy Using Mono-Age Stellar Populations
我们分析了当今的结构和组装历史的高分辨率流体动力学模拟银河系（MW）的盘状星系的形成，从“厄里斯”模拟套件，解剖成在宇宙历史的不同时代形成的恒星群。在z=0时，t_form < 2 Gyr的恒星主要占据恒星椭球体，最古老的（最早形成的）恒星具有更集中的轮廓。年龄较轻的队列填充磁盘的径向规模长度逐渐增加和垂直规模的高度较短。在一个给定的半径，恒星的垂直密度分布和速度色散平滑地变化作为年龄的函数，和叠加的老，垂直扩展和年轻，垂直紧凑的队列产生了一个双指数的轮廓一样，观察到的MW。转向形成的历史，我们发现，空间结构和运动学的趋势与恒星年龄在很大程度上是在出生时，或紧接着。在z>3的活跃合并阶段形成的恒星会迅速分散成圆形的、运动学上热的构型。最古老的磁盘集群形成的结构是径向紧凑和相对较厚，而随后的集群形成在逐渐更大，更薄，更冷的配置从气体与旋转支持的水平增加。因此，圆盘在径向上形成“内翻”，在垂直方向上形成“倒置”。长期加热和径向迁移影响每个年龄组的最终状态，但它们产生的变化相比，在形成的趋势是很小的。预测的恒星年龄与空间和运动学结构的相关性与MW中单丰度恒星星族的相关性定性一致。
2013-06-05 astro-ph.GA
Uncovering Drivers of Disk Assembly: Bulgeless Galaxies and the Stellar Mass Tully-Fisher Relation
为了确定什么过程管理的装配历史的星系旋转盘，我们研究了恒星质量塔利-费舍尔关系在很宽的范围内的红移分区根据星系是否包含一个突出的隆起。使用我们早期的Keck光谱样本，从HST图像的分析中可以获得凸起/总参数，我们发现z > 0.8的无凸起盘星系与局部Tully-Fisher关系存在显著的偏移，而在所有探测的红移中，那些有显著凸起的星系沿着局部关系下降。我们的研究结果支持的建议，隆起的增长可能会以某种方式加快成熟的盘星系到塔利-费舍尔关系。我们讨论了各种物理假设，可以解释这一结果的背景下，恒星形成星系的红移z = 0和z > 2的运动学观测。
2012-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Fornax3D project: Environmental effects on the assembly of dynamically cold disks in Fornax cluster galaxies
本文利用族群轨道叠加方法分析Fornax星系团16个星系，发现星系落入星系团的时间与冷盘年龄强相关，落入过程通过剥离气体或加热盘面强烈影响冷盘组装，导致内部盘比外部盘恒星形成更久并产生正年龄梯度。
2023-02-15 astro-ph.GA
Rapid bulge assembly in young galaxy disks at Cosmic Dawn
Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics（大学间天文学与天体物理中心）
本研究利用JWST观测数据，通过多成分光轮廓拟合分析190个z≥6的星系，发现早期宇宙已存在核球-盘结构，核球组装迅速，这类星系是低红移大质量星系的前身。
2026-10-09 astro-ph.GA
The merger and assembly histories of Milky Way- and M31-like galaxies with TNG50: disk survival through mergers
我们分析银河系（MW）和仙女座（M31）-类星系的合并和组装历史，以量化如何，以及多久，这种质量的盘星系可以生存最近的主要合并（恒星质量比$\ge$ 1：4）。为此，我们使用宇宙学磁流体动力学模拟TNG 50和确定198个模拟星系，根据其$z=0$恒星质量（$10^{10.5-11.2} {\rm M_{\odot}}$），盘状恒星形态和局部环境选择。首先，主要的合并是常见的：TNG 50中85%（168）的MW/M31类星系在其一生中至少经历了一次主要的合并。事实上，31个星系（16%）最近经历了一次重大合并，即在过去的5 Gyr。合并过程中的气体足以在近心通道引发恒星爆发，或者在合并后维持长时间的恒星形成：在大约一半的情况下，先前存在的恒星盘由于合并而被破坏，但由于恒星形成而重新形成。此外，更高的合并质量比更有可能破坏恒星盘。与那些更古老的大规模合并相比，最近主要合并的MW/M31类星系平均而言，恒星盘更厚，更大质量和更浅的恒星晕，更大的恒星异位质量分数，但同样大规模的运动学定义的凸起。所有这一切都与银河系和仙女座星系不同的观测性质以及它们最近的主要合并（分别为8-11和~2 Gyr）的限制是定性一致的。根据当代的宇宙学模拟，最近安静的合并历史并不是在$z=0$获得相对薄的恒星盘的先决条件。
2022-10-31 astro-ph.GA
Disentanglement of the chemodynamical assembly: mapping the Milky Way disks
本文利用t-SNE对恒星化学、轨道和运动学数据进行降维，构建银河系本地体积相似性图，以分离薄盘、厚盘、晕及移动星群等结构，揭示银河系盘的化学动力学组装与演化关系。
2024-04-15 astro-ph.GA
Timing the Early Assembly of the Milky Way with the H3 Survey
银河系中恒星的考古记录为我们打开了一扇独特而详细的窗口，让我们了解星系的早期形成和聚集。在这里，我们使用11，000颗具有良好测量年龄的主序星，[Fe/H]，[ $α$ /Fe]，以及来自H3巡天和盖亚的轨道来确定早期银河系主要事件的时间。位于银河平面之外的$1\lesssim |Z|/\rm kpc \lesssim4$，这个样本包含三个化学上不同的群体：低金属量群体，低- $α$和高- $α$群体在较高的金属量。这些星群的年龄和轨道分布表明：1）高$α$星群，包括盘星和原地晕，具有与离心率无关的恒星形成历史，它突然截断了$8.3\pm0.1$ Gyr ago（$z\simeq1$）; 2）低金属丰度星族，我们把它定义为吸积星晕，低$10.2.^{+0.2}_{-0.1}$星群主要位于低偏心率轨道上，其大部分恒星形成时间小于8 Gyr。这些结果表明，银河系在$z\approx2$处吸积了一个卫星星系，并在$z\approx1$与早期的盘合并。这种合并截断了早期高PDMATHAMM盘中的恒星形成，并将该盘的一部分扰动到类似晕的轨道上。合并使得在$z\lesssim1$处形成化学上不同的低$α$盘。没有任何恒星在更年轻的时候处于类似晕的轨道上，这表明这一事件是对银河系圆盘的最后一次重大扰动。
2020-04-23 astro-ph.GA
Disk Assembly of the Milky Way Suggested from the Time-resolved Chemical Abundance
利用不同回溯时间的[Mg/H]和恒星形成率径向轮廓，研究以双参数漏吸积盘模型再现银河系近40亿年化学演化，支持其盘组装由气体内流、外流与原位恒星形成共同主导。
2024-06-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar Mass Assembly of Brightest Cluster Galaxies at Late Times
了解最亮星系团星系的形成历史是星系形成研究的重要课题。利用Planck Sunyaev-Zel'dovich星系团星表，并应用在一个红移处质量最大的晕在稍晚的宇宙纪元中仍然是质量最大的晕的假设，我们构造了在红移z~0.4和z~0.2处的星系团样本，它们在统计上可以被看作是祖先-后代对。这使我们能够研究这些大质量星系团中BCGs的恒星质量组装历史，发现两个时代之间的增长程度可能只有百分之几的水平，这远远低于最先进的半解析星系形成模型的预测。
2014-09-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Time-Variable Accretion in the TW Hya Star/Disk System
我们提出了两个时代的观察TW Hya从高色散近红外光谱仪ARIES在MMT。我们检测到强烈的发射从Brackett伽马过渡的氢，表明吸积率大大大于以前估计使用氢线发射。Brackett伽马线强度在我们观察到的两个时期中变化。我们还测量了环恒星与恒星的通量比（即，在两个时期中接近于零。这些发现表明TW Hya经历了增强的吸积，而内部磁盘仍然基本上没有灰尘。我们讨论了几个物理机制，可以解释这些意见。
2010-09-08 astro-ph.GA
Hierarchical assembly impedes the inference of stellar mass growth histories for individual galaxies
该研究指出此前星系恒星质量增长历史推断隐含原地组装假设存在偏差，利用TNG100模拟量化了不同条件下的偏差程度，并推导了校正方法以提升高红移相关比较的可靠性。
2025-09-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Highly Dynamic Behavior of the Innermost Dust and Gas in the Transition Disk Variable LRLL 31
我们描述了广泛的天气多波长观测的过渡盘LRLL 31在年轻的集群IC 348。我们结合了四个时期的IRS光谱，九个时期的MIPS测光，七个时期的冷任务IRAC测光和36个时期的暖任务IRAC测光，以及多时期的近红外光谱，光谱和偏振，探索这个对象的快速变化的性质。我们发现，内盘，作为跟踪的2- 5微米的过剩停留在尘埃升华半径，而过剩的强度变化的一个因素，每周的时间尺度上的8，和3.6和4.5微米测光显示下降了0.35等，在一个星期内，然后在接下来的三个星期缓慢的0.5等增加。的吸积率，测量的PaBeta和BrGamma发射线，变化的五个因素的证据之间的相关性吸积率和红外过量。当内盘中的气体和尘埃波动时，中心恒星保持相对静止。我们的观察使我们能够对造成变异的物理机制加以限制。可变的吸积和风不太可能是可变性的原因，但两者都是扰动圆盘的同一物理过程的影响。在我们的红外监测中缺乏周期性表明，在~0.4 AU范围内不太可能有一个伴星在扰动圆盘。最有可能的解释是一个超过~0.4天文单位的伴星，或者恒星磁场和盘之间的动态界面导致了内部盘的高度变化和/或扭曲。
2011-03-03 astro-ph.GA
Connecting CO Intensity Mapping to Molecular Gas and Star Formation in the Epoch of Galaxy Assembly
强度测绘是一种很有前途的探测早期宇宙的技术，它可以从宇宙学体积中的未分辨星系中提取一条谱线。本文基于星系-晕连接的参数化模型，给出了z ~ 2.4 - 2.8星系CO（1-0）线的强度图和功率谱的预测，并证明了从这些观测结果可以直接推断高红移星系的性质。我们发现，我们的基准预测应该是可检测的现实实验。受显著建模不确定性的影响，我们展示了在我们的模型中改变每个参数对功率谱的影响。使用模拟观测，我们推断我们的模型参数空间的MCMC过程中的约束，并显示相应的限制LIR-LCO关系和CO光度函数。这些限制将是对目前高红移星系观测的补充，高红移星系观测可以检测到最亮的星系，但不能从光度函数的暗端检测到完整的样本。通过探测这些群体的聚合，CO强度映射可能是一个有价值的工具，探测分子气体及其与恒星形成的高红移星系。
2016-02-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spatially resolved LMC star formation history: I. Outside in evolution of the outer LMC disk
我们研究了LMC外盘Rgc=3.5- 6.2Kpc中三个场的演化。它们的恒星形成历史显示出一个恒星星族梯度，使得年轻的恒星星族更加集中。我们确定了两个主要的恒星形成时期，由一个较低的活动期之间的~7和~4 Gyr前分开。它们的相对重要性各不相同，从最内层的两个纪元中形成的恒星数量相似，到最外层的最新纪元中形成的恒星只有40%。年轻恒星的形成时期在最内层区域一直持续到现在，但只持续到大约0.8和1.3 Gyr前，分别为Rgc=5.5度和7.1度。这个梯度与测量的HI柱密度相关，意味着恒星形成的由外向内的淬火，可能与HI盘的大小变化有关。这可能是由于恒星形成或冲压压力剥离导致的气体耗尽，或者是由于银河系晕的冲压压力作用于LMC星际介质而导致的气体盘压缩。后两种情况可能发生在LMC第一次接近银河系时。
2013-12-09 astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): Gas Fuelling of Spiral Galaxies in the Local Universe II. -- Direct Measurement of the Dependencies on Redshift and Host Halo Mass of Stellar Mass Growth in Central Disk Galaxies
我们提出了一个详细的分析的特定的恒星形成率-恒星质量（$\mathrm{sSFR}-M_*$）的$z\le 0.13$盘中心星系使用形态选择的质量完整的样本（$M_* \ge 10^{9.5} M_{\odot}$）。考虑样品的分组和未分组的星系，我们发现的$\mathrm{sSFR}-M_*$关系的盘为主的中央星系有没有检测到的依赖主机暗物质晕（DMH）的质量，即使在弱透镜测量表明的差异晕质量的一个因素$\gtrsim5$。我们进一步检测到的$\mathrm{sSFR}-M_*$关系的非分组（场）中心盘星系的红移，即使在一个$Δz \approx 0.04$（$\approx5\cdot10^{8}\mathrm{yr}$）的间隔，而散射保持不变的逐渐演变。这种演变与以前文献中使用较大红移基线和较粗采样的“恒星形成星系主序星”外推一致。两者合计，我们的研究结果提出了新的约束的范式下，SFR的星系是由一个自我调节的气体流入和流出之间的平衡，并在磁盘中的恒星形成的气体消耗，与流入的宇宙吸积率和燃料效率- $\dot{M}_{\mathrm{b,halo}}ζ$的产品确定。特别地，维持范例需要$\dot{M}_{\mathrm{b,halo}}ζ$独立于宿主DMH的质量$M_{\mathrm{halo}}$。此外，它要求燃料效率$ζ$有很强的红移依赖性（$\propto (1+z)^{…
2018-03-13 astro-ph.GA
Disk formation and the origin of clumpy galaxies at high redshift
对高红移星系的观测已经揭示了大量的大星团，这些星团正在迅速地形成恒星。它们的形成情况以及它们与当今螺旋的联系仍然是未知的。在这封信中，我们进行自适应网格细化模拟磁盘形成的宇宙学背景下，是无与伦比的质量和空间分辨率。我们发现，所谓的“链星系”和“团簇”是一个自然的结果，早期时代的增强气体吸积从冷密流以及潮汐和冲压压力剥离材料从小合并和卫星。通过与热晕气体的相互作用，这些新吸积的冷气体沉降到一个大的盘状系统中，不一定与较老的恒星成分对齐，经历了碎片化和随后的恒星形成，形成质量范围为10^7-10^9 M_sun的大团块。星系形成是一个复杂的过程，在这个重要的时代，大多数中央重子正在通过一系列不同的机制获得-我们强调，一个快速的质量加载时代需要燃料的碎片发生在大规模的武器在外围扩展磁盘，吸积模式，自然发生在早期时代的层次组装过程。
2009-07-31 astro-ph.GA
Second Epoch ALMA Observations of 321 GHz Water Maser Emission in NGC 4945 and the Circinus Galaxy
本文介绍了第二历元ALMA对两个邻近的活动星系核NGC 4945和Circinus星系321 GHz H $_2$ O辐射的观测结果，以及Tidbinbilla 70-m对它们22 GHz H $_2$ O脉泽的监测结果。两个历元的ALMA观测表明，321 GHz发射的强度是可变的，至少有几个因素，确认脉泽起源。在第二个时期，321 GHz脉泽发射从NGC 4945没有检测到，而对于圆规星系的流量密度显着增加，速度梯度和色散已被测量。速度梯度跨度为$\sim$ 110 km/s，假设盘围绕核旋转，我们计算出盘半径为$\sim$ 28 pc。我们还估计，在中央28 pc的动力质量为4.3 $\times$ 10 $^8$ M $_{\odot}$，这是显着大于更大规模的动力质量，这表明速度梯度不跟踪圆周运动的规模。蓝移特征的速度梯度和速度范围的总体方向与半径为0.1- 0.4 pc的薄盘中的22 GHz脉泽发射和距离星系中心发动机$\sim$ 1 pc的分子流出基本一致，这意味着321 GHz脉泽可以追踪部分环核盘或核流出。
2021-11-01 astro-ph.GA
Galaxy and Mass Assembly (GAMA): Morphological transformation of galaxies across the green valley
我们探讨了典型的低红移星系的联合光度和形态演化的限制，因为它们从蓝色云通过绿色的山谷，到红色序列。我们选择了具有$10.25<{\rm log}(M_*/M_\odot)<10.75$和$z<0.2$的GAMA巡天星系，根据它们的内禀$u^*-r^*$颜色进行分类。从单分量Sérsic拟合，我们发现，恒星质量敏感的$K-$带轮廓的红色和绿色星系的人口是非常相似的，而$g-$带轮廓表明更多的盘状形态的绿色星系：明显的（光学）形态的差异主要来自径向质光比的变化。双组分拟合表明，大多数绿色星系有显着的凸起和磁盘组件和蓝色到红色的演变是由磁盘中的颜色变化。总之，这些强烈表明，星系通过长期的磁盘衰落从蓝色发展到红色，并在恒星形成的任何下降之前存在一个强大的凸起。绿色种群的相对丰度与红色和蓝色种群不同，它具有穿越绿色谷$\sim 1-2$ ~Gyr的典型时间尺度，并且与环境无关。虽然环境可能在触发穿越绿谷的过程中发挥了作用，但它似乎对所需的时间影响不大。这些结果是一致的绿谷人口占主导地位的（早期型）盘星系，没有足够的气体供应，以维持以前的水平盘恒星形成，最终达到被动色。不需要单一的事件来熄灭它们的恒星形成。
2018-01-12 astro-ph.GA
Multiple nitrogen reservoirs in a protoplanetary disk at the epoch of comet and giant planet formation
在太阳系原始天体中测得的氮同位素比率显示出很大的数值范围，其来源仍然未知。一个关键的问题是这些氮同位素库是早于彗星形成阶段还是晚于彗星形成阶段，另一个核心问题是阐明能够产生14 N/15 N同位素比值变化的过程。围绕前主序星运行的卫星为观测原太阳星云类似物的化学成分提供了独特的机会，因此可以为太阳系和行星形成盘中氮的起源建立一个全面的设想。我们目前的光谱和空间分辨观测的超精细结构的4-3旋转跃迁的HCN和它的主要同位素H13 CN和HC 15 N的磁盘轨道的800万年的TTauri星TW Hya。空间平均HCN/H13 CN和HCN/HC 15 N丰度比分别为86+/-4和223+/-21。后一个数值明显低于该星盘中CN：C15 N的比值323+/-30，因此首次提供证据表明，在巨行星和彗星形成阶段，星盘中存在两个氮同位素储存库。此外，我们发现了明显的证据表明HCN与HC 15 N的比例随着半径的增加而增加。外盘的比值为339+/-28，与在本地星际介质中的直接测量结果非常吻合，也与星系演化计算预测的整体氮同位素比值非常吻合。在r=20 au的彗星形成区，这个比值要低3倍，为121+/-11。这种径向增加定性同意的情况下，其中选择性光解的N 2是占主导地位的分馏过程。然而，我们的同位素比率和HCN发射层的动力学温度定量不同意磁盘中的氮化学模型。
2019-11-15 astro-ph.GA
The assembly history of the nearest S0 galaxy NGC 3115 from its kinematics out to six half-light radii
利用新的和存档的数据，我们研究了最近的领域S0星系，NGC 3115，从它的恒星（综合星光），球状星团（GC）和行星状星云（PNE）的$\sim6.5$半光半径（$R_\mathrm{e}$）的运动学性质。我们发现三个运动学区域的证据与内部过渡$\sim0.2\ R_\mathrm{e}$从分散为主的凸起（$V_\mathrm{rot}/σ<1$）到一个快速旋转的磁盘（$V_\mathrm{rot}/σ>1$），然后一个额外的过渡从磁盘到一个缓慢旋转的球体在$\sim2-2.5\, R_\mathrm{e}$，跟踪红色GC和PNe（可能是蓝色GC超越$\sim5\, R_\mathrm{e}$）。通过与模拟结果的比较，我们提出了一个装配历史，在这个装配历史中，原始的祖先螺旋星系经历了一个富含气体的小合并，导致了我们今天在NGC 3115中看到的嵌入式运动学冷盘。在稍后的阶段，矮星系，在小型合并（质量比$<$ 1：10），吸积建立外部缓慢旋转的球体，与中央盘运动学基本上没有改变。此外，我们报告的超紧凑型矮星（UCDs）的样本NGC 3115周围的Keck/KCWI仪器的新的光谱观测。我们发现五个UCD与GC的一般旋转场不一致，这表明这些天体的起源是\textit{ex-situ}，即可能是潮汐剥离矮星的残余。另外7个UCD遵循GC旋转模式，表明\textit{in-situ}起源，可…
2020-05-24 astro-ph.GA
Chemically primitive dwarf accretion reignites the inner disk assembly of Malin 1
Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics（天文与天体物理大学中心）
本研究通过AstroSat观测与MUSE光谱分析Malin 1内盘，发现其近期恒星形成源于化学原初富气矮星系的吸积瓦解，证实外源性离散吸积驱动了该星系内盘组装。
2025-11-15 astro-ph.GA
Lopsidedness as a tracer of early galactic assembly history
基于 TNG50 中 1435 个类盘星系，本文发现现今偏侧不对称与形态及过去 10 Gyr 的恒星形成和组装历史密切相关，可作为早期星系演化的示踪物。
2023-06-07 astro-ph.GA
The Role of Environment in Shaping the Assembly Timelines of Massive Quiescent Galaxies at Cosmic Noon
ARC Centre of Excellence for All Sky Astrophysics in 3 Dimensions (ASTRO 3D)（ARC三维全天空天体物理学卓越中心）；INAF, Astrophysics and Space Science Observatory Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文台）；Cavendish Laboratory - Astrophysics Group, University of Cambridge（剑桥大学卡文迪许实验室）；Institute for Computational & Data Sciences, The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学计算与数据科学研究所）；Institute for Gravitation and the Cosmos, The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学引力与宇宙研究所）；Departamento de Astronomía, Universidad de Chile（智利大学天文学系）；Research School of Astronomy and Astrophysics, Australian National University（澳大利亚国立大学天文与天体物理研究学院）；Dipartimento di Fisica e Astronomia, Università di Bologna（博洛尼亚大学物理与天文学系）
该研究以JWST观测的1.8<z<2.5的12个大质量宁静星系为样本，发现更大质量暗物质晕中的星系形成更早，熄灭时代离散说明熄灭过程受多因素影响。
2026-10-15 astro-ph.GA
From Halos to Galaxies. VII. The Connections Between Stellar Mass Growth History, Quenching History and Halo Assembly History for Central Galaxies
本研究基于SDSS-MaNGA和半解析模型，发现被动中心星系恒星金属丰度更高、组装更早，其熄灭主要由暗晕组装历史驱动，尤其在黄金暗晕质量附近。
2023-10-16 astro-ph.GA
Disk Assembly and the M_BH-sigma Relation of Supermassive Black Holes
最近的哈勃太空望远镜（HST）观测表明，大多数z ~ 1-3的活动星系核（AGN）都存在于孤立的盘状星系中，这与通常认为活动星系核是由星系合并引发的观点相反。在这里，我们发展了一个新的测试的宇宙演化的超大质量黑洞（SMBH）在盘星系考虑本地人口的SMBH。我们表明，当盘组装时，螺旋星系中需要大量的SMBH增长。SMBH的质量与其所在椭球体的速度色散之间存在着密切的关系，即M_BH-σ关系。在盘状星系中，球状体是我们感兴趣的部分。我们探讨了当在M_BH-sigma关系上的凸起与SMBH一起形成，然后在它们周围慢慢地重新形成一个盘时，M_BH-sigma关系的演化。盘的形成压缩了凸起，提高了它的σ。我们提出的证据，这种压缩的形式更大的速度色散的经典凸起相比，在相同质量的椭圆星系。如果不伴随增加的M_BH，则该压缩导致M_BH-西格玛关系中的偏移。我们根据光度数据量化了预期的偏移，并表明，平均而言，SMBH必须增长约50-65%才能保持M_BH-sigma关系。我们没有发现经典的凸起和椭圆星系的M_BH-σ关系有明显的偏移，这意味着SMBH一直与盘一起生长。我们的模拟表明，SMBH增长是必要的本地人口的盘星系保持在M_BH-西格玛关系。
2013-01-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): The inferred mass--metallicity relation from z=0 to 3.5 via forensic SED fitting
我们分析了GAMA调查中z<0.06的~ 4，500个星系的金属丰度历史，该调查由SED拟合代码ProSpect使用不断发展的金属丰度实现建模。这些金属丰度的历史，结合相关的恒星形成的历史，使我们能够分析推断的气相质量-金属丰度关系。此外，我们提取的质量-金属丰度关系在宇宙历史的一个序列的时代，跟踪质量-金属丰度关系随时间的演变。通过与观测的气相金属丰度在一个大范围的红移比较，我们表明，值得注意的是，我们的法医SED分析产生了一个不断发展的质量-金属丰度的关系，是一致的，在所有的时代的观测。我们还分析了三维质量-金属丰度-SFR空间，表明星系占据一个明确定义的平面。这个平面被证明是微妙的演变，显示出随着时间的增加而增加的倾斜，这是由一般的浓缩造成的，也是恒星形成随着宇宙时间的减慢。这种演变在大于7 Gyr的回顾时间时最为明显。在这项工作中恢复的金属丰度的趋势强调，不断发展的金属丰度的实现内使用的SED拟合代码ProSpect产生合理的金属丰度的结果在历史上的星系。预计这将显著提高SED拟合输出的精度。
2021-03-15 astro-ph.GA
Probing the History of the Galaxy Assembly of the Counter-rotating Disk Galaxy PGC 66551
本文利用 MaNGA 和 SALT 望远镜数据研究了反向旋转盘状星系 PGC 66551，通过测量其双 CR 盘的气体与恒星性质并构建金属富集模型，推断其气体来源更可能是与富气卫星星系并合而非宇宙细丝冷吸积。
2024-01-06 astro-ph.GA astro-ph.IM
Kinematic Downsizing at z~2
我们提出的调查结果的49个恒星形成星系的内部运动学z $\,\sim\,$ 2在坎德尔领域的凯克/MOSFIRE摄谱仪（SIGMA，调查在近红外线的星系与多个位置角）。动能（自转速度$V_{rot}$和积分气体速度色散$σ_g$）是从星云发射线测量的，这些线追踪恒星形成区域周围的热电离气体。我们发现，由z $\,\sim\,$ 2，大质量恒星形成星系（$\log\,M_*/M_{\odot}\gtrsim10.2$）已组装原始磁盘：他们的运动学是由旋转为主，他们是一致的一个边缘稳定的磁盘模型，他们形成一个塔利-费舍尔关系。这些大质量星系的$V_{rot}/σ_g$值比相似质量的本地有序星系低2-5倍。这些结果与其他研究的结果一致。我们发现，低质量星系（$\log\,M_*/M_{\odot}\lesssim10.2$）在这个时代仍然处于盘组装的早期阶段：它们的运动学往往是由气体速度色散的支持，他们从塔利-费舍尔关系下降到显着较低的值$V_{rot}$。这种“运动学上的缩小”意味着负责破坏z $\,\sim\,$ 2处的盘的过程在低质量系统中具有更强的效果和/或更活跃。总之，我们发现z $\,\sim\,$ 2处恒星质量快速增长的时期与低质量盘的新生组装和高质量盘的组装和沉降相一致。
2016-05-31 astro-ph.GA
The Multiple Merger Assembly of a Hyper-luminous Obscured Quasar at redshift 4.6
星系合并和来自宇宙网的气体吸积在早期推动了星系及其中心黑洞的生长。我们报告光谱成像的多重合并事件中最明亮的已知星系，WISE J224607.56-052634.9（W2246-0526），尘埃遮蔽类星体在红移4.6，1.3 Gyr大爆炸后。远红外尘埃连续体观测显示，W2246-0526周围有三个星系同伴，它们的形态受到干扰，由动力学相互作用可能产生的尘埃流连接。潮汐尘埃桥的探测表明，W2246-0526正在吸积它的邻居，这表明合并活动可能是一种主导机制，通过这种机制，最明亮的星系同时掩盖和喂养它们的中心超大质量黑洞。
2018-11-14 astro-ph.GA
Structure of the Accretion Disk in the Lensed Quasar Q2237+0305 from Multi-Epoch and Multi-Wavelength Narrow Band Photometry
我们提出的大小和对数斜率的透镜类星体Q2237+0305的磁盘温度分布的估计，独立的组件的速度。这些估计是基于北欧光学望远镜的六个时期的多波长窄带图像。对于每对透镜图像和每个光度带，我们使用预先存在的中红外光度测定来确定微透镜振幅和色度，以定义无微透镜放大的基线。结合微透镜数据（6历元$\times$ 5窄带$\times$ 6图像对）与基于微透镜放大图的模拟的统计比较给出了$R_{1/2}=8.5^{+7.5}_{-4.0}\sqrt{ \langle M \rangle/0.3\, M_\odot}$光天的半光半径的贝叶斯估计，以及对数温度分布$T\propto R^{ -1/p}$的指数的$p=0.95\pm0.33$。这一估计与最近的研究结果吻合得很好。其他基于对单个微透镜事件研究的工作预测了较小的尺寸，但可能会因专注于高放大率事件而产生统计偏差。
2016-06-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
A contribution of star-forming clumps and accreting satellites to the mass assembly of z ~ 2 galaxies
我们调查团和卫星星系质量大会的贡献。我们分析了空间分辨哈勃太空望远镜观测（成像和无缝光谱）的53个恒星形成星系在z ~ 1 - 3。我们创建了连续谱和发射线图，并在减去星系盘后精确定位了检测到的残留“斑点”。这些被分为紧凑（未解决）和扩展（已解决）组件。扩展部分的大小约为2千秒差距，恒星质量和年龄与星系盘相当，而紧凑部分的质量比星系盘小1.5德克斯，年轻0.4德克斯。此外，扩展的斑点通常比紧凑的斑点距离星系质心更远。通过这些观测和与模拟的比较，我们认为紧凑的斑点是原位形成的团块，而扩展的是吸积卫星。星系团和卫星星系分别占星系质量的~ 20%和~< 80%，恒星形成率的~ 30%和~ 20%。考虑到致密的团块，我们统计估计大质量团块（Mstar >~ 10^9 Msun）的寿命约为6.5亿年，而质量较小的团块（10^8 < Mstar < 10^9 Msun）的寿命约为1.45亿年。这支持了预测长寿团块（寿命> 1亿年）的模拟。最后，约< 30%（13%）的样本星系正在经历单（多）合并，它们的投影分离约< 10 kpc，我们的卫星星系的典型质量比为1：5（但范围在1：10和1：1之间），与文献中的密对星系结果一致。
2019-07-28 astro-ph.GA
Galaxy and Mass Assembly (GAMA): Variation in Galaxy Structure Across the Green Valley
利用恒星质量范围为10.25 < log M*/M_sun < 10.75的472个本机宇宙（z<0.06）星系样本，我们探讨了星系结构随形态和星系颜色的变化。我们的星系样本被细分为红色，绿色和蓝色组，并分为椭圆和非椭圆（盘型）形态。使用KiDS和维京人衍生的邮票图像，一组8名志愿者视觉分类的酒吧，环，形态透镜，潮汐流，贝壳和合并活动的迹象，为所有系统。我们发现一个显着过剩的环（$2.3σ$）和透镜（$2.9σ$）在盘型星系，因为他们过渡的绿色山谷。结合起来，这意味着一个联合环/透镜绿谷盈余的意义$3.3σ$相对于同等磁盘类型的蓝色云或红色序列。我们恢复的酒吧分数约44%，保持平坦的颜色，然而，我们发现酒吧的存在，以调制环和（在较小程度上）透镜的发病率，与环在酒吧盘型星系更常见的约20-30个百分点，相对于他们的unbarbed同行，无论颜色。此外，绿谷盘型星系与酒吧表现出显着的$3.0σ$过剩的镜头相对于他们的蓝色/红色的类似物。这种结构的存在排除了暴力变革事件作为主要的生命末期演化机制，而更被动的情况是大多数星系快速穿越绿谷的首选候选者。
2018-04-12 astro-ph.GA
Resolved mass assembly and star formation in Milky Way Progenitors since $z = 5$ from JWST/CANUCS: From clumps and mergers to well-ordered disks
基于JWST/CANUCS对877个银河系前身星系的分辨研究，发现其质量增长由内而外，早期演化混乱，z=3后趋于盘状。
2025-09-25 astro-ph.GA
Influence of Bar Formation on Star Formation Segregation and Stellar Migration: Implications for Variations in the Age Distribution of Milky Way Disk Stars
通过模拟类银河系星系，发现棒形成时期驱动内盘恒星形成峰值和向外迁移，造成外盘年龄分布峰值，并暗示太阳圈恒星年龄分布应有约80亿年对应峰。
2025-05-22 astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly: the evolution of the cosmic spectral energy distribution from z = 1 to z = 0
本文从$z = 1 - 0$出发，给出了宇宙谱能量分布（CSED）的演化.我们的CSED源于堆叠个人光谱能量分布拟合的基础上全色光度学从星系和质量大会（GAMA）和COSMOS数据集在10个红移间隔与完整性校正应用。低于$z = 0.45$，我们有可信的SED适合从100 nm到1 mm。由于远红外数据的灵敏度相对较低，我们的远红外CSED包含预测和测量通量高于$z = 0.45$的混合。我们的结果包括适当的错误，以突出这些修正的影响。我们表明，宇宙的热能量输出已经下降了大约四倍-从$z \sim 1$的$5.1 \pm 1.0$到当前时期的$1.3 \pm 0.3 \times 10^{35}~h_{70}$ ~W~Mpc $^{-3}$。我们表明，这种减少是强大的宇宙方差，SED模型和其他各种类型的错误。我们的CSED也与恒星种群平均年龄的增加相一致。我们还表明，在同一时期，尘埃衰减下降，在150 nm处的光子逃逸分数从$z \sim 1$的$16 \pm 3$增加到当前时期的$24 \pm 5$ %，相当于$A_\mathrm{FUV}$降低0.4~我们的CSED占$68 \pm 12$和$61 \pm 13$百分比的宇宙光学和红外背景分别定义从综合星系计数，并与以前的一致用红移估计宇宙红外背景。
2017-05-22 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
The Assembly History of Disk Galaxies: II. Probing the Emerging Tully-Fisher Relation During 1<z<1.7
利用Keck I低分辨率成像光谱仪红臂上新安装的深耗尽型CCD进行扩展积分，获得了70个i_AB<24.1，红移范围1<z<1.7的成星星系的分辨光谱。使用本系列论文I中介绍的形式主义和可用的HST ACS图像，我们成功地恢复旋转曲线使用扩展的发射线分布[O II] 3727 A到2.2倍的磁盘尺度半径的样本42个星系。将这些测量结果与HST和地基近红外测光得到的恒星质量相结合，使我们能够在论文I中定义的z~1处的良好构造关系和z>2处的积分场单位摄谱仪探测的分解动力学增长体之间的时间间隔内构造恒星质量Tully-Fisher关系。值得注意的是，我们发现了一个定义良好的塔利-费舍尔关系，与局部关系相比，散射增加了60%，恒星质量零点漂移约束为0.02+/-0.02 dex，因为z~1.7。虽然我们的样本是不完整的，无论是固定的恒星质量或恒星形成速率的限制，我们讨论的影响，典型的恒星形成盘星系的演变，在一个令人惊讶的短时间内到达一个明确的塔利-费舍尔关系的宇宙历史。
2012-04-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Cosmic Web Around The Brightest Galaxies During The Epoch Of Reionization
在高红移时最明亮的星系通常被认为是在数量密度相当的大质量暗物质晕中，因此位于超密度/原星系团的中心。我们评估这一假设的有效性，通过调查周围的最明亮的星系集群填充宇宙网的红移$z\sim8-9$通过半解析建模和蒙特卡罗模拟的模拟哈勃太空望远镜WFC 3观测相结合。我们的方法的创新之处在于，在星系光度与晕质量的关系中加入了对数正态散射参数$Σ$，将广泛用于低红移的条件光度函数框架扩展到高$z$。我们的分析表明，$Σ$的值越大，在一个给定的体积最明亮的源是托管在最大质量的晕，因此较弱的邻居的过密度。我们推导出一个最小值的$Σ$作为红移的函数，考虑随机性的晕组装时间，这会影响我们的模拟星系的年龄和恒星形成率。我们发现，$Σ_{min}(z)\sim0.15-0.3$，与$Σ_{min}$增加与红移作为一个结果，较短的晕组装周期在较高的红移。目前的观测（$m_{AB}\sim27$）的环境光谱确认明亮的来源在$z>7.5$没有显示出强有力的证据集群，并与我们的建模预测$Σ\geqΣ_{min}$。更深入的未来观测达到$m_{AB}\sim28.2-29$将有机会清楚地量化集群强度，从而限制$Σ$，调查在早期宇宙中驱动恒星形成的物理过程。
2018-02-19 astro-ph.GA
The Assembly History of Disk Galaxies: I - The Tully-Fisher Relation to z~1.3 from Deep Exposures with DEIMOS
基于Keck II望远镜上的DEIMOS光谱、多色HST ACS测光和地基KS波段成像，我们对129个z AB<22.5，红移范围0.2<z<1.3的盘状星系的恒星质量、光度和自转速度之间的演化标度关系提出了新的测量方法。我们的调查的一个独特的功能是延长光谱积分时间，从而显着改善确定每个星系的特征旋转速度。旋转曲线被可靠地追踪到半径，在那里它们开始变平，大约90%的样本，我们对HST分辨的凸起和盘组件进行建模，以便准确地对我们测量的速度进行去投影，考虑到视宁度和色散。我们证明了这些进步的优点，通过恢复的内在散射的恒星质量塔利-费舍尔关系的一个因素，2-3比以前的研究中，在中间的红移和可比的本地确定的关系。随着我们精度的提高，我们发现该关系在~1处得到了很好的建立<z>，没有显著的发展到<z>~0.3，\DeltaM_s tellar ~ 0.04+/-0.07 dex。在B波段Tully-Fisher关系中可以看到更清晰的演化趋势，对应于在相同的红移范围内以固定速度的光度下降\DeltaM_B ~ 0.85+/-0.28等，反映了这一时期恒星形成的变化。作为一个例子，可能的机会时，气体质量可用于样品，如我们的，我们展示了我们的动力学和恒星质量数据可以用来评估可能的贡献的重子和暗物质的组装历史的螺旋星系。
2011-08-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modelling the escape of Lyman Continuum photons from galaxies in the Epoch of Reionization
本研究将DELPHI星系形成框架与电离光子逃逸模型结合，发现光子逃逸分数受气体密度和恒星形成率调控，且随质量和红移演化，揭示了星系组装与暗物质历史对再电离过程的驱动作用。
2023-05-14 astro-ph.GA
The ALPINE-ALMA [CII] survey: The contribution of major mergers to the galaxy mass assembly at z~5
星系合并被认为是星系质量聚集的主要机制之一。最近，许多研究表明，早期宇宙中主要合并的比例可能会增加，重新引发了关于哪些过程的争论（例如，冷吸积，恒星形成，合并）最有助于星系通过宇宙时间的质量积累。为了估计大合并在这方面的重要性，我们利用ALMA大型早期[CII]研究计划（ALPINE）收集的新数据，该计划从75个主序星形成星系的样本中观察到[CII] 158 $μ$ m发射线，其频率为4.4 < z < 5.9。我们使用，为第一次，由[CII]发射提供的形态运动学信息，以获得在z~5的主要合并（$f_{MM}$）的分数。通过对合并时间尺度（$T_{MM}$）采用不同的规定，我们将该分数转换为每个星系（$R_{MM}$）和每个体积（$Γ_{MM}$）的合并率。然后，我们将我们的结果与文献中较低红移的结果相结合，计算合并分数的宇宙演化。这可以通过从z~0到更高红移的快速增加，在z~3处达到峰值，以及向更早时期缓慢减少来描述。取决于所使用的时间尺度处方，该分数转化为z~5时的合并率范围在~0.1和~4.0 Gyr $^{-1}$之间。最后，我们比较了特定的恒星形成和恒星形成率密度与主要合并的类似量。我们的新ALPINE数据揭示了早期宇宙中存在着重大的合并活动。然而，这个人口的合并是否可以提供一个相关的贡献，星系的质量大会在这些红移和通过宇宙时代是强烈依赖于合并的时间尺度的假设。
2021-07-22 astro-ph.GA
Secular evolution and the assembly of bulges
膨胀有不同的类型，形态和运动学，从伪膨胀，接近磁盘的属性（Sersic指数，旋转分数，flatenning），以经典的德Vaucouleurs膨胀，接近椭圆星系。长期演化和砂坝发育可产生假凸起。为了确保长期的演化，气体流动需要沿着星系的寿命。越来越多的证据表明螺旋星系周围有冷气体吸积。这可以解释砂坝的破坏和改造循环以及假隆的形成。然而，在星系演化的早期，也可以通过大合并、小合并和大质量团块形成凸起。膨胀的形成是如此有效，以至于今天很难解释无膨胀星系的存在。
2009-01-01 astro-ph.GA
Star Streams and the Assembly History of the Galaxy
薄晕星流起源于球状星团的蒸发，因此提供了早期球状星团人口的信息。观测到的银河系晕状球状星团的潮汐尾比10~Gyr轨道的星团所预期的要短得多。这种差异可能是由于假设这些星团在哈勃时间内一直在一个不演化的星系晕中轨道运行。作为更现实的流历史的第一步，一个玩具模型，结合了一个理想化的合并模型与简化模型的内部碰撞放松个别星团的开发。平均而言，速度分散随距离增加，导致流的密度随距离下降。因此，当前数据中可见的流通常是整个流的一部分。然而，由更大质量的球状星团蒸发形成的星流的高表面密度部分，如果距离小于30 kpc，则在天空的低遮蔽部分都应该是可见的。Pan-STARRS 1晕体积用于比较晕流和球状星团的数量。
2017-01-30 astro-ph.GA
Multi-Epoch Observations of HD69830: High Resolution Spectroscopy and Limits to Variability
主序太阳型恒星HD 69830有着异常大量的尘埃碎片，其轨道靠近通过径向速度技术发现的三颗行星。为了探索尘埃与行星之间的动力学相互作用，我们在几个轨道上的外部尘埃进行了多历元测光和光谱系统。我们没有发现尘埃量或其成分发生变化的证据，1年内{ \it尘埃光谱}的变化上限为5-7%（每个光谱元素1 $σ$），4年内宽带盘发射为3.3%（1 $σ$），24年内宽带盘发射为33%（1 $σ$）。对发射尘埃光谱的详细建模表明，尘埃位于三颗行星轨道之外，其组成类似于我们太阳系中的主带C型小行星。此外，我们没有发现与尘埃相关的各种气体物种的证据。我们新的更高的信噪比光谱并没有证实我们先前声称的H $_2$ O冰的检测，从而得出一个坚定的结论，即碎片可能与一个或多个C型小行星的分裂有关，这些小行星形成于HD 69830系统的原行星盘的干燥内部区域。在中红外光谱能量分布和高空间分辨率观测的建模是一致的发射材料的$\sim$ 1 AU的位置。
2011-08-23 astro-ph.GA
The dynamics of stellar disks in live dark-matter halos
计算机硬件和软件的最新发展使研究人员能够以与实际恒星数量相当的分辨率模拟星系的自引力演化。在这里，我们提出了一系列这样的模拟结果。我们进行了$N$体模拟盘星系之间的1亿和5亿粒子在广泛的初始条件。我们的计算包括一个活的凸起，磁盘和暗物质晕，其中每一个是由自引力粒子在$N$体代码表示。模拟使用运行在Piz Daint超级计算机上的重力$N$体树代码Bonsai进行。我们发现，酒吧形成的时间尺度呈指数增加，减少磁盘的质量分数和酒吧的形成时代超过哈勃时间时，磁盘的质量分数为$\sim0.35$。这些结果可以用摆动放大理论来解释。形成$m=2$螺线的条件与形成条形的条件一致，这也是一种$m=2$现象。我们进一步认为，非棒大设计的旋涡星系是过渡的，他们演变成棒星系的动态时间尺度。我们还证实，盘质量分数和剪切速率是重要的参数的形态盘星系。前者影响螺旋臂的数目和条的形成时期，后者决定螺旋臂的螺距角。
2018-03-16 astro-ph.GA
Massive Galaxies Form Early and Gray: Stellar Assembly and Dust Attenuation at $\mathbf{z>3.5}$ from CAPERS
The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；Cosmic Frontier Center, The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校宇宙前沿中心）；NSF’s National Optical-Infrared Astronomy Research Laboratory（美国国家光学-红外天文研究实验室）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）
研究通过JWST光谱数据揭示z>3.5高红移巨大星系的恒星组装和尘埃消光特性，发现高质量星系倾向于浅灰尘埃消光曲线，且星系形成时间存在显著多样性。
2026-05-13 astro-ph.GA
Estimating black hole masses: Accretion disk fitting versus reverberation mapping and single epoch
我们选择了一个样本的28个类型1活动星系核的黑洞质量已推断使用混响映射技术和单历元标度关系。所有28个来源都显示了在光学紫外波段的“蓝色大隆起”的明确证据，其发射是由超大质量黑洞周围的吸积盘（AD）产生的。为了推断黑洞的质量，我们用相对论性薄AD模型KERRBB拟合了这些源的光谱，并将它们与混响映射和单历元方法的结果进行了比较，通过量化它们对我们结果的权重来讨论与这样一个模型相关的可能的不确定性。我们发现，对于大多数的源，KERRBB是一个很好的描述AD发射的宽波长范围。通过盘拟合过程估计的黑洞质量的总体不确定性是$\sim 0.45$ dex（包括拟合参数的不确定性，例如自旋和视角），与混响映射和单历元方法的系统不确定性相当;然而，如果拟合的参数之一受到很好的约束，则这种不确定性可以是$\leq 0.3$ dex。虽然所有的估计都受到很大的不确定性的影响，使用三种方法推断的质量是兼容的，如果无量纲比例因子$f$（链接到未知的运动学和几何宽线区域）被假定为大于1。对于大多数源，来自三种方法的结果之间的比较有利于小自旋值。为了检验KERRBB结果的优劣，我们将其与其他模型（如AGNSED，一个也解释了X射线日冕发射的模型）推断的结果进行了比较：使用两个在X波段具有良好数据覆盖率的源，我们发现两个模型估计的质量最多相差$\sim 0.2$ dex。
2020-06-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
The rate and contribution of mergers to mass assembly from NIRCam observations of galaxy candidates up to 13.3 billion years ago
School of Physics, University of Melbourne（墨尔本大学物理学院）；Australian Research Council Centre of Excellence for All-Sky Astrophysics in 3-Dimensions（澳大利亚研究理事会三维全天空天体物理学卓越中心）；INAF Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；National Astronomical Research Institute of Thailand (NARIT)（泰国国家天文研究所）；INAF Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）；Department of Physics and Astronomy, University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校物理与天文学系）；University of Ljubljana, Department of Mathematics and Physics（卢布尔雅那大学数学与物理系）；Department of Physics and Astronomy, University of California, Davis（加州大学戴维斯分校物理与天文学系）
基于JWST NIRCam对z=4-9星系样本的形态参数分析，识别出64个并合候选体（并合比例0.11±0.04），发现并合比例无红移演化，并合与非并合体恒星形成率无显著差异，表明并合对再电离时期星系质量增长的贡献需进一步研究。
2024-10-21 astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): Bulge-disk decomposition of KiDS data in the nearby universe
我们在GAMA II赤道巡天区域的Kilo-Degree Survey（KiDS）g，r和i波段中，得到了红移z < 0.08的13096个星系的单Sérsic拟合和膨胀盘分解。使用贝叶斯二维轮廓拟合代码ProFit进行表面亮度拟合。我们用完全自动化的马尔可夫链蒙特卡罗分析对每个带中的每个星系独立地拟合三个模型：单个Sérsic模型，Sérsic加指数模型和点源加指数模型。在拟合星系之后，我们进行模型选择，并标记我们的模型都不适合的星系（主要是合并/不规则星系）。通过目视检查，与以前的作品比较，比较KiDS瓦片和定制模拟之间的重叠区域中的星系的独立拟合的拟合质量进行评估。后两者也用于详细调查系统误差来源。我们发现，我们的拟合结果在各种星系类型和图像质量上都是稳健的，偏差最小。MCMC给出的误差通常以2-3倍低估了真实误差。自动模型选择标准的准确度> 90%，通过目视检查星系的子样本进行校准。我们还提出了g-r分量的颜色和相应的颜色幅度图，与以前的作品一致，尽管我们增加了适合的灵活性。这种可靠的结构参数的组成部分的不同样本的星系在多个波段将是不可或缺的各种研究星系的性质和演变。所有结果都纳入GAMA数据库。
2022-08-16 astro-ph.GA astro-ph.IM
