ALMACAL VI: Molecular gas mass density across cosmic time via a blind search for intervening molecular absorbers
我们才刚刚开始了解从$z\sim 2$到现在，宇宙恒星形成率发生巨大变化的物理过程。与恒星形成直接相关的一个量是分子气体密度，它应该通过独立的方法来测量，以探索由于宇宙变化和系统不确定性而导致的变化。我们使用毫米明亮背景源光谱中的CO吸收线来提供宇宙分子气体质量密度的普查。本工作中使用的数据来自ALMACAL，这是一项利用ALMA校准器存档的广泛而深入的调查。虽然我们报告了多条银河系吸收线和一个本征吸收体，但没有检测到河外介入分子吸收体。然而，由于大的红移路径调查（$Δz=182$），我们提供的限制分子柱密度分布函数超出$z\sim 0$。此外，我们探测了N（H $_2$）> 10 $^{16}$ atoms~cm $^{-2}$的柱密度，比以前的研究低5个数量级。我们使用宇宙学流体动力学模拟IllustrisTNG表明，我们的上限$ρ({\rm H}_2)\lesssim 10^{8.3} \text{M}_{\odot} \text{Mpc}^{-3}$在$0 < z \leq 1.7$已经提供了新的约束，目前的理论预测的冷分子阶段的气体。这些结果与最近的CO排放线调查是一致的，并补充这些研究。综合约束表明，目前宇宙恒星形成率的历史下降是一致的，在星系中的分子气体相比，$z\sim 2$的增加耗尽。
2019-09-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tracing the Formation History of Intrahalo Light with Horizon Run 5
基于高分辨率大尺度宇宙学模拟HR5追溯上千个星系群和星系团的IHL粒子，量化BHG并合、预处理与卫星剥离等形成渠道的红移演化及质量贡献。
2025-07-28 astro-ph.GA
C IV absorbers tracing cool gas in dense galaxy group/cluster environments
本文分析了背景类星体PG $1148+549$（$z_{abs}=0.00346$）、SBS~ $1122+594$（$z_{abs}=0.00402$）和RXJ~ $1230.8+0115$（$z_{abs}=0.00574$）的$HST$ /COS远紫外光谱中的三个干涉H I-C IV吸收系统，它们追踪了星系团/星系团环境中的气体。电离模型是一致的起源金属线和H I从一个冷的和弥漫的光电离的气相与$T \lesssim 4 \times 10^{4}$ K和$n_{\mathrm{H}} \lesssim 5 \times 10^{-4}$ cm $^{-3}$。这三个吸收器有$89$，$51$和$17$星系检测$1$ Mpc和$|Δv| < 600$ km s $^{-1}$。RXJ~ $1230.8+0115$的视线追踪到室女座星系团的外围区域，在那里发现吸收体具有超太阳的金属丰度。随着H I的金属线的检测，使我们能够确认存在的冷，弥漫的气体可能丰富的外流和潮汐相互作用的环境中具有显着的星系密度。
2019-03-11 astro-ph.GA
Tracing the History of Obscured Star Formation with Cosmological Galaxy Evolution Simulations
本文利用 SIMBA 宇宙学模拟研究尘埃遮蔽恒星形成的宇宙学演化，发现 z>2 时遮蔽比例随红移显著增加，且更高质量星系遮蔽比例更高，并指出尘埃遮蔽恒星形成历史在 z~2-3 达到峰值。
2024-01-12 astro-ph.GA
A-SLOTH: Ancient Stars and Local Observables by Tracing Halos
星系被认为存在于暗物质的大型引力束缚结构中，即所谓的晕。虽然这些晕中最小的没有恒星或只有几颗恒星，但最大的却拥有整个星系团。在宇宙的历史中，光环经常碰撞和合并，形成越来越大的结构。合并树，即，不断演化的晕的目录，以及它们在生长和合并时的联系，已经成为描述和理解宇宙学物体（如我们的银河系）历史的重要工具。建立在这种合并树之上的半解析模型是宇宙学理论研究的常用方法。当需要考虑的空间和时间尺度的动态范围对于数值模拟来说变得太大时，这种模型的半分析性质特别有益。通过追踪晕的古代恒星和局部可观测物（A-SLOTH）就是这样一个半分析模型，它旨在以快速和可访问的方式模拟早期宇宙中的恒星形成。它使用合并树，无论是从数值模拟或统计算法产生的描述星系的历史。用近似和统计模型描述重子物理过程，特别是气体冷却、恒星形成和恒星反馈。该模型的应用范围很广，因此我们将其提供给科学界。
2022-09-12 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Elemental Abundances in the Local Group: Tracing the Formation History of the Great Andromeda Galaxy
本星系群（LG）是一个可以对星系形成进行详细研究的环境，为早期宇宙提供了补充。特别是，光谱解析的恒星星族在LG提供了运动学和化学信息的个别恒星，可以用来推断像银河系（MW）和仙女座（M31）的$L_\star$星系的历史。MW中的盖亚革命使得对MW形成历史的全面观测研究成为可能。目前，在任何其他$L_\star$星系中都无法实现对MW的精细研究。因此，MW是我们理解星系形成的模板。M31是我们目前唯一希望能够在接近MW的细节水平上进行研究的外部星系。最近，对M31的研究具有更大的意义，因为越来越多的证据表明它的形成历史与MW的形成历史有很大的不同。在一个时代有限的信息在M31中的元素丰度，我已经开发出一种技术，应用光谱合成低分辨率恒星光谱，以测量个别巨星在遥远的LG星系的丰度。通过与我的合作者对M31进行迄今为止最大的深度光谱调查，这导致了对M31内部恒星晕和恒星盘中元素丰度的首次测量，以及M31中元素丰度的最大均匀目录。通过这项基础性工作，我们为详细研究M31的化学组成打开了大门。现在，我们可以开始问--并回答--M31和MW的元素丰度的差异对我们在更广阔的宇宙中星系形成的知识意味着什么。
2020-08-04 astro-ph.GA
Quenching in the Right Place at the Right Time: Tracing the Shared History of Starbursts, AGNs, and Post-starburst Galaxies Using Their Structures and Multiscale Environments
这项工作使用多尺度环境和结构的星系在斯隆数字巡天的一致性检查的演变，从星爆到平静的红移$z < 0.2$。环境指标包括固定孔径质量超密度（$δ_{x\mathrm{Mpc}}$、$x \in \{0.5, 1, 2, 4, 8\}\,h^{-1}$ Mpc）、$k$ -最近邻距离、潮汐参数、晕质量（$M_h$）和卫星/中心分类。特定恒星形成率的残差（$Δ\,\mathrm{SSFR}$）用于选择恒星爆发（$Δ\,\mathrm{SSFR} > 0.6\,$ dex，$N \approx 8,\,600$）。猝灭后星爆（QPSB）是利用H $α< 3\,$埃的发射和H $δ_A > 4\,$埃的吸收（$N \approx 750$）来选择的。比较了星暴和准同步带与活动星系核和不活动星系的环境，并分析了不同$Δ\,\mathrm{SSFR}$的星系。星暴、活动星系核和QPSB的环境不同于大多数静止星系（QG）的环境。关于$70\%-90\%$，具有H $δ_A > 4$的AGN和QPSB是中心，$\sim 80\%-90\%$具有$M_h < 10^{13}\,M_\odot$，只有$\sim 2\%-4\%$具有$M_h > 10^{14}\,M_\odot$或生活在星团中.它们的$M_h$和卫星分数也不同于QG。所有的QPSB都匹配到一些SFG，星爆，活动星系核和类似$M_\sta…
2022-07-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dissecting high-mass star-forming regions; tracing back their complex formation history
我们提出了近红外JHKs成像以及K波段多目标光谱的大质量恒星内容的W3主使用LUCI在LBT。通过W3主星的吸收线光谱确认了13颗OB星，发现了O 5V和B4 V之间的光谱类型，通过发射线光谱和近红外余光谱确认了3个大质量年轻天体。从我们的分光光度分析的大质量恒星和它们周围的HII地区的性质，我们得出的W3主的演化序列，我们发现的证据，年龄蔓延至少2-3百万年。虽然最大质量的恒星（IRS 2）已经演变，高质量的前主序星演化的迹象被发现的另一颗恒星（IRS N1），深深地嵌入在一个超紧凑的HII区域，在相应的HII区域观察到的不同的演化阶段。我们已经检测到OB星的光球从更发达的弥漫HII区域到更年轻的UCHII区域，这表明OB星已经完成了它们的形成，并非常快地清除了它们可能的星周盘。只有在超致密的HII区（IRS 5），早期型恒星仍然被星周物质所包围。
2011-07-01 astro-ph.GA
Detection of Two Intervening Ne VIII Absorbers Probing Warm Gas at z~0.6
本文报道了在背景类星体SDSS J 080908.13+461925.6和SBS 1122+594的HST/COS光谱中分别探测到z = 0.61907和z = 0.57052的两个Ne VIII吸收体。Ne VIII 770系具有$\sim 3σ$显著性。在这两种情况下，NeVIII被发现是示踪气体与$T \gtrsim 10^5$ K，主要是碰撞电离，与中等密度的$n_{H} \lesssim 10^{-4}$ $cm^{-3}$，亚太阳金属丰度和总氢柱密度的$N(H) \gtrsim 10^{19}$ $cm^{2}$。在z = 0.61907的吸收，低，中间离子和O VI是一致的起源在光电离气体，与O VI可能有一些贡献，从温暖的碰撞阶段跟踪Ne VIII。z = 0.57052的系统在至少三种运动学上不同的组分中具有H I吸收，其中一种具有$b (H I) = 49 {\pm} 11$ $km s^{-1}$。中间电离线O VI和Ne VIII的速度与该分量一致。它们不同的谱线宽度表明温度为$T = (0.5 - 1.5) \times 10^5$ K。这两个吸收体都位于有几个发光（$ \gtrsim L^*$）星系的区域。z = 0.57052的吸收体位于$2.6L^*$星系的维里半径内，可能与冲击加热的环星系物质有关。
2017-06-14 astro-ph.GA
Tracing cosmic star formation history through radio continuum spectral energy distribution and non-thermal emission
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；Institute for Research in Fundamental Sciences (IPM)（伊朗基础科学研究所）；University of Cologne（科隆大学）；International Centre for Radio Astronomy Research, Curtin University（西澳大学国际射电天文研究中心）；Hunan Normal University（湖南师范大学）；Nanjing University（南京大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Academia Sinica（中央研究院）；University of Hertfordshire（赫特福德大学）；University of the Western Cape（西开普大学）
研究通过射电连续谱辐射追踪宇宙恒星形成历史，介绍了恒星形成星系的射电SFR校准进展及相关研究，强调SKA AA4宽频覆盖和高灵敏度可在宽红移范围为SFGs确定精确射电SED的潜力。
2026-07-29 astro-ph.GA
Spatially-Resolved Spectra of the "Teacup" AGN: Tracing the History of a Dying Quasar
斯隆数字巡天（SDSS）星系动物园项目揭示了许多具有扩展发射线区域（EELR）的壮观星系，其中最着名的是Hanny的Voorwerp星系。我们提出了另一个在SDSS努力中发现的EELR对象：茶杯活动星系核（AGN），绰号为EELR，它有一个手柄状的结构突出15千秒差距到星系的东北象限。我们分析了这个星系的物理条件与长缝地基光谱从洛厄尔，利克，和KPNO天文台。使用洛厄尔1.8米帕金望远镜，我们在不同的偏移位置进行了多次观测，使我们能够恢复整个星系的空间分辨光谱。线路诊断表明电离气体主要是由活动星系核光电离的。此外，我们能够从[S II] 6716/6731的比率导出氢密度。我们产生了两个组件的光电离模型，每个空间分辨洛厄尔光谱。这些模型使我们能够计算从茶杯核中心的不同半径的气体所看到的AGN的热光度。我们的结果显示，从EELR到核心，辐射光度下降了两个数量级以上，这表明AGN的光度在46，000年内连续下降了这个数量，支持这个星系中垂死AGN的情况，独立于任何基于IR的证据。我们表明，空间分辨光电离建模可以应用于EELRs调查长时间尺度的变化。
2014-07-07 astro-ph.GA
Tracing the Assembly History of NGC 1395 through its Globular Cluster System
我们使用双子座南半球/GMOS的g 'r' i 'z'深空影像来研究位于波江座超星系群中的大质量椭圆星系NGC 1395的球状星团系统。GC候选物的光度分析揭示了清晰的颜色双峰分布，表明存在“蓝色”和“红色”GC亚群。虽然在红色GC的投影空间分布中检测到负径向颜色梯度，但蓝色GC显示浅颜色梯度。蓝色GC还显示出显着的浅和扩展的表面密度分布，表明在星系的外晕中有显著的低质量卫星吸积。此外，蓝色GC在星系外部区域的投影空间分布的斜率与X射线晕发射的斜率相似。整合高达165 kpc的GC的投影空间分布的配置文件，我们估计总GC人口和特定的频率为6000 $\pm$ 1100和$S_N$ =7.4 $\pm$ 1.4，分别。关于NGC 1395本身，对双子座/GMOS深空影像的分析显示，它有一个低表面亮度的伞状结构，显示至少有一个最近的合并事件。通过最近发表的文献中的关系式，我们得到了全局参数，如$M_\mathrm{stellar}=9.32\times10^{11}$ M $\odot$和$M_h=6.46\times10^{13}$ M $\odot$ .利用公开的光谱数据，利用全谱拟合技术，我们得到了银河系中心区域的恒星星族参数。我们发现，这一地区，似乎是占主导地位的一个老恒星的人口，在年轻的恒星星族的研究结果从文献。
2017-11-21 astro-ph.GA
Galactic Archaeology: Tracing the Milky Way's Formation and Evolution through Stellar Populations
本文阐述银河系考古学如何利用恒星的分布、运动学、化学与年龄信息，结合光谱和测光数据识别恒星族群，以揭示银河系各结构的形成演化历史。
2023-08-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Fornax3D project: Tracing the assembly history of the cluster from the kinematic and line-strength maps
用甚大望远镜上的多单元光谱探测器对天炉座星系团维里半径内的31个最亮星系（mB < 15等）进行了从中心到外围的观测。这些观测提供了详细的高分辨率的视线运动学和线强度的恒星和电离气体达到2-3 Re的21个早型星系和1-2 Re的10个晚型星系的地图。大多数星系都是规则的旋转体，其中八个拥有运动学上不同的核心。只有两个星系是缓慢旋转的。平均年龄，总金属丰度，和[Mg/Fe]丰度比在明亮的中心区域内0.5 Re和在星系外围。在13个星系中检测到了扩展发射线气体，其中大多数是具有广泛恒星形成的晚型天体。测量的结构特性进行了分析有关的星系的位置在投影相空间的集群。这表明，天炉座星系团似乎由维里半径内的三个主要星系群组成：旧的核心;一个星系团，它与当地的大尺度结构对齐，并在核心形成后不久被吸积;以及一个最近落入的星系群。
2019-06-19 astro-ph.GA
Tracing ωCentauri's origins: Spatial and chemical signatures of its formation history
本文结合测光与光谱数据研究半人马座ω球状星团中1P、2P、AI和AII四类恒星族群的空间分布与化学特征，发现2P和AII更向中心集中，并提出下支流自富集、上支流由富集介质形成、中间支流由稀释过程形成的三支流形成历史模型。
2025-09-20 astro-ph.GA
Tracing the Sources of Reionization in Cosmological Radiation Hydrodynamics Simulations
我们使用Katz等人提出的光子通量和吸收示踪算法。2018年，研究不同质量的晕和不同年龄和金属量的恒星对宇宙再电离的贡献。我们采用了一套宇宙学的多频辐射流体动力学AMR模拟，仔细校准再现一个现实的再电离历史和星系的属性在$z \geq 6$。在我们的模拟中，质量为$10^9{\rm M_{\odot}}h^{-1}<M<10^{10}{\rm M_{\odot}}h^{-1}$的晕、金属丰度为$10^{-3}Z_{\odot}<Z<10^{-1.5}Z_{\odot}$的恒星和年龄为$3\,{\rm Myr} < t < 10 \, {\rm Myr}$的恒星在质量和体积上都主导了再电离。我们表明，来源，reflecting宇宙的体积大部分的$z=6$不一定是相同的来源，占主导地位的元银河系紫外线背景在相同的红移。我们进一步表明，在我们的模拟中，每种类型的源再电离的贡献是不均匀的不同的气相。IGM，CGM，灯丝，ISM和稀薄超新星加热气体都被不同类别的源光电离。碰撞电离在最低和最高密度下都有贡献。在早期阶段的个别HII气泡的形成，再电离进行与形成的同心壳的气体电离的不同类别的来源，导致大的温度变化作为一个函数的galacto-centric半径。因此，单个HII气泡的温度结构可能会让我们深入了解作为第一个电离源的星系的恒星形成历史。我们的探索性模拟突出了如何通过使用我们的光子示踪算…
2018-11-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Molecular shells in IRC+10216: tracing the mass loss history
热脉动AGB星的喷出物在很大程度上控制着星系的化学演化。然而，质量损失过程和气体化学成分仍然知之甚少。我们目前的地图扩展12 CO和13 CO排放IRC+10216，CW狮子座，最接近太阳的高质量损失的恒星的信封。IRC+10216近似球形，以14.5 km/s的速度径向膨胀。观测，与IRAM 30米望远镜，具有灵敏度，校准，和角分辨率远远高于以前的研究。角分辨率为11”，相当于500年的膨胀时间。一氧化碳的排放包括一个中央尖峰基座和一系列明亮的，近球形的外壳。它在狮子座CW上达到顶峰，并在180”以下保持相对强劲。在更远处，它变得非常弱，并随着CO的光解离而消失。CO地图可以追溯过去8000年的质量损失历史。明亮的CO壳层表示过密区域，这表明质量损失过程在数百年的时间尺度上变化很大。然而，新的数据削弱了先前关于在过去几千年中平均质量损失大幅减少的说法。过密壳并不是完全同心的，并且向北西北方向延伸得更远。典型的壳层分离是在包层中间800-1000年，但似乎向外增加。壳-壳间亮度对比度为$\geq$ 3。如果狮子座CW有一颗周期为$\sim$ 800年的伴星，当它接近近星点时，质量损失率会增加，那么所有这些关键特征都可以解释。需要更高的角分辨率观测来完全分辨致密壳层和测量密度对比。后者对于我们理解信封化学起着至关重要的作用。
2014-12-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tracing The Start and End of Cosmic Reionization -- Exploring The Role of Ionizing Sources as drivers
本论文利用SPICE模拟和辐射转移方法，研究宇宙再电离纪元中氢和氦的电离过程，识别电离源（恒星、X射线双星、活动星系核等）的作用，并预测氦-3超精细跃迁作为新探针，以缓解JWST亮星系张力并揭示再电离历史。
2025-10-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
From galactic nuclei to the halo outskirts: tracing supermassive black holes across cosmic history and environments
利用基于Millennium合并树的半解析模型LGalerkin，研究了超大质量黑洞（BH）在宇宙时间内的质量组装和自旋演化，以及引力反冲对有核和游荡黑洞（wBH）布居的影响.我们跟踪自旋的变化，黑洞的经验，在合并事件和气体吸积阶段。对于后者，我们假设自旋变化与凸起组装耦合。这一假设导致了对z=0黑洞的自旋中值的预测，这取决于它们是由伪凸起、经典凸起还是椭圆星系所承载，分别为a ~ 0.9、0.7和0.4。该模型的计算结果与z<4类星体的光度函数、z=0的BH质量函数、自旋值以及黑洞-球核质量关联具有较好的一致性。关于wBH，我们假设它们可以起源于卫星星系的分裂（孤儿wBH）和由于引力反冲的喷射（喷射wBH）。该模型指出wBH的数密度随着红移的减小而增加，尽管这个人口总是比核黑洞的人口小2倍。在所有红移下，wBH通常以M_{halo} >10^{13} M_{\odot}和M_{stellar} >10^{10} M_{\odot}为宿主，是孤儿wBH的主要类型。此外，与红移和晕质量无关，\textit{ejected} wBH存在于宿主DM晕的中心区域（<0.3 R_{200}），而孤儿wBH则徘徊在更大的尺度（>0.5 R_{200}）。最后，我们发现，引力反冲导致的红移和恒星质量的减少，逐步耗尽核BH。此外，喷射事件导致预测的局部黑洞-凸起关系的变化，特别是对于伪凸起中的黑洞…
2020-06-03 astro-ph.GA
The star-formation history of the Universe with the SKA
射电波长提供了追踪星系中恒星形成总速率的独特可能性，无论是模糊的还是清晰的。因此，它们可以提供宇宙恒星形成历史的最可靠的测量。在本章中，我们强调了SKA可以对宇宙的恒星形成历史的演变，所需的调查区域，以克服样本方差，空间分辨率的要求，以及多波长的辅助数据，将发挥重要作用，在最大限度地提高SKA的科学承诺。所需的深度和分辨率的组合意味着，追踪宇宙中恒星形成的调查应该使用分辨率至少为~ 0.5角秒的设施进行，在< 1 GHz时具有高灵敏度。我们还提出了一个战略，将使新的参数空间进行探索的SKA扩展在未来十年。
2014-12-18 astro-ph.CO 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
Tracing the Energetics and Evolution of Dust with Spitzer: a Chapter in the History of the Eagle Nebula
斯皮策GLIMPSE和MIPSGAL巡天揭示了银河系平面的大量细节。我们用它们来研究M16的能量学和尘埃性质，M16是最著名的SFR之一。我们提出MIPSGAL观测M16在24和70 $μ$ m，并结合他们与以前的IR数据。MIR图像显示了星云分子边界内的壳层。24和70 $μ$ m处的形态不同，其色比异常偏暖。远红外图像类似于8 $μ$ m处的图像，该图像增强了分子云。我们测量壳体和PDR内的IR SED。我们使用DUSTEM模型来拟合SED，并将尘埃温度、尘埃尺寸分布和ISRF强度相对于星团NGC6611提供的强度进行约束。在PDR中，尘埃温度，尘埃粒度分布，和ISRF强度与预期一致。在外壳内，灰尘更热，需要比NGC6611提供的ISRF更大的ISRF。我们量化了两种解决方案。(1)壳层中尘埃的粒度分布与星际尘埃的粒度分布不同。(2)尘埃排放来自热等离子体，其中紫外线和与电子的碰撞有助于加热。我们建议两种解释的外壳。(1)壳物质由暴露于电离辐射的致密气体产生的光蒸发流提供。当壳层物质被恒星风推动时，这些流动使壳层物质更新。在这种情况下，我们的结论是，大规模的SFR，如M16有一个重大的影响，碳尘的大小分布。碳尘的研磨可能是由风和外壳之间的相互作用驱动的冲击中的碰撞造成的。(2)我们考虑的情况下，外壳是一个SNR。我们将见证SNR演化的特定时间，在该时间，等离子体压力和温度将使得…
2011-03-13 astro-ph.GA
Unexpected dancing partners: Tracing the coherence between the spin and motion of dark matter halos
最近使用CALIFA调查数据进行的一项研究（Lee等人，2019 b）发现，邻近星系的轨道运动与目标星系的自旋方向在许多Megaparsec的尺度上是一致的。我们研究这种所谓的“大尺度相干”现象，使用N体宇宙学模拟。我们确认了一个强相干信号在1 Mpc/h的目标星系，达到6 Mpc/h。我们将模拟晕分为子样本的基础上的质量，自旋，合并的历史和本地晕数密度的目标和邻居晕。我们发现一个明确的依赖于目标晕的质量。另一个关键参数是目标和邻居晕的局部数密度，高密度区域，如集群和集团提供最强的相干信号，而不是细丝或低密度区域。然而，我们没有发现一个明确的依赖晕旋转或时间，因为最后一次重大合并。我们发现的最引人注目的结果是，从大质量晕中可以检测到高达~ 15 Mpc/h的信号。这些结果提供了宝贵的经验教训，如何观察研究可以更清楚地检测到的一致性，我们讨论了我们的结果的大规模的一致性的起源的影响。
2022-07-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tracing the Star Formation History of the Universe through Thermal Free-Free Emission with the SKA
Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica（中央研究院天文及天文物理研究所）；Institute of Physics, Laboratory of Astrophysics, \'Ecole Polytechnique F\'ed\'erale de Lausanne (EPFL)（洛桑联邦理工学院物理系天体物理实验室）；Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）
利用SKA多波段观测预测热自由-自由辐射探测早期星系恒星形成率，结合模拟表明可无偏约束热分数和同步辐射谱指数，从而限制宇宙恒星形成率密度至z~7。
2026-06-25 astro-ph.GA
Tracing M22's origins: Spatial and chemical constraints on its formation history
American University of Sharjah（沙迦美国大学）；Istituto Nazionale di Astrofisica - Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所-帕多瓦天文台）；Dipartimento di Fisica e Astronomia “Galileo Galilei”, Univ. di Padova（帕多瓦大学伽利略·伽利莱物理与天文学系）；Dipartimento di Tecnica e Gestione dei Sistemi Industriali, Università degli Studi di Padova（帕多瓦大学工业系统技术与管理系）；NSF’s NOIRLab（美国国家科学基金会NOIR实验室）
本研究结合测光与APOGEE光谱分析M22的恒星族群，发现异常恒星在外部区域占优，其化学增强与轻元素相关，支持自增丰稀释模型而非合并起源。
2026-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Reionization history constraints from neural network based predictions of high-redshift quasar continua
早期宇宙的观测表明，再电离是由$z\sim6$完成的，然而，这个过程的确切历史仍然是未知的。测量中性部分在这一时期演化的一种方法是通过观测高红移类星体的Ly $α$阻尼翼。为了限制类星体观测中的中性部分，我们需要一个精确的Ly $α$周围类星体光谱模型，在光谱被其宿主星系处理之后，但在它被中间IGM的吸收和阻尼改变之前。在本文中，我们提出了一种新的机器学习方法，使用人工神经网络，重建类星体连续体周围的Ly $α$。我们的QSANNdRA算法改善了这种重建的错误相比，最先进的PCA为基础的模型在文献中平均14.2%，并提供了6.1%的改善，平均相比，其扩展。与扩展的PCA模型相比，QSANNdRA进一步实现了22.1%和16.8%的改善时，最相似的两个高红移类星体的研究中，ULAS J1120+0641在$z=7.0851$和ULAS J1342+0928在$z=7.5413$的低红移类星体进行评估。使用我们更精确的重建这两个$z>7$类星体，我们估计中性分数的IGM使用均匀再电离模型，并发现$\bar{x}_\mathrm{HI} = 0.25^{+0.05}_{-0.05}$在$z=7.0851$和$\bar{x}_\mathrm{HI} = 0.60^{+0.11}_{-0.11}$在$z=7.5413$。我们的结果与文献一致，有利于快速结束再电离。
2020-05-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dissecting NGC 3132: Tracing the mass-loss history of the southern ring planetary nebula
本研究基于 MUSE、JWST 和 Spitzer 的最新 3D 模型与观测，首次详细对比了 NGC 3132 的物理性质与化学成分，评估了传统经验方法与光致电离模型在丰度估计上的可靠性，并发现了新的发射线团块。
2025-07-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Bulge Cluster Origin (BulCO) survey at the ESO-VLT: probing the early history of the Milky Way assembling. Design and first results in Liller1
BulCO 巡天利用 CRIRES+ 对银河系 bulge 恒星系统进行化学筛查，以揭示其起源；对 Liller 1 的 α 元素和铁丰度分析证实其与 bulge 的联系并约束其恒星形成历史。
2025-03-18 astro-ph.GA
A stochastic model to reproduce the star-formation history of individual galaxies in hydrodynamic simulations
星系的恒星形成历史（SFH）是理解星系演化的关键。流体动力学模拟使我们能够精确地重建星系的SFH，并建立一个链接到底层的物理过程。在这项工作中，我们提出了一个模型来描述单个星系的SFH从三个模拟：ThreeHundred，Illustris-1和TNG 100 -1。这个模型将星系SFH分为两个不同的部分：“主序星”和“变星”。“主序星”部分是通过追踪星系的$SFR-M_*$主序星的历史而产生的。“变化”部分由围绕主层序的散射组成，其由分数布朗运动再现。我们发现：1）主序列的演化在不同模拟之间存在差异; 2）分数布朗运动可以再现SFH的许多特征，但仍存在差异; 3）变化和质量损失率是重建模拟SFH的关键。该模型在模拟中提供了SFH的公平描述。另一方面，通过将分数布朗运动模型与模拟数据相关联，我们提供了一个比较模拟的“标准”。
2022-07-28 astro-ph.GA
Tracing stars in Milky Way satellites with A-SLOTH
本文利用半解析模型A-SLOTH研究了30个类银河系的$z=0$到超暗区（$M_* < 10^5 M_\odot$）的恒星质量-晕质量关系。一个新的模型使我们能够跟踪恒星的形成和随机恒星的反馈，从个别采样的流行II星。我们的基准模型产生一致的结果与恒星质量晕质量关系来自丰度匹配和观测到的累积恒星质量函数以上的观测完整性。我们发现一个高原的恒星质量晕质量的关系在超微弱的制度。这个高原的恒星质量告诉我们在超新星发生之前有多少恒星形成，并调节进一步的恒星形成，这是由Pop~II恒星形成效率决定的。我们还发现，发光卫星的数量迅速增加$M_*$减少，直到$M_* \approx 10^4 M_\odot$。最后，我们发现，在高红移的重子和暗物质之间的相对流动速度是重要的，在确定超微弱的矮星系在$z=0$的数量。A-SLOTH的新模型为研究银河系及其卫星中贫金属星的性质和形成历史提供了一个框架。
2022-04-21 astro-ph.GA
Tracing star formation with non-thermal radio emission
了解星系演化，特别是其恒星形成历史的关键将是未来的超深射电观测。虽然恒星形成率（SFR）定期估计的基础上，当地的FIR无线电相关的唯象公式，我们在这里提出了一个物理动机的模型，涉及恒星形成与无线电通量。这种关系只在同步辐射占主导地位的频率范围内成立，因为这种辐射来自超新星遗迹产生的宇宙射线，因此反映了最近的恒星形成。在低频率下，同步辐射可以被自由-自由机制吸收。这种抑制随着气体数密度的增加而变得更强，更准确地说，随着自由电子数密度的增加而变得更强。我们估计的临界观测频率低于无线电发射不跟踪SFR，并使用三个研究充分的本地星系M 51，M 82和Arp 220作为我们的模型的测试案例。如果被观测的星系是在高红移，这个临界频率与其他光谱特征一起移动到观测框架中的较低值。在没有系统演化效应的情况下，人们可以预期该方法可以应用于较低的观测频率，用于高红移观测。然而，在典型的气体柱密度向高红移方向强烈增加的情况下，增加的自由-自由吸收可能会消除低频的恒星形成特征。在高射频下，自由-自由发射和热凸块两者都可以支配频谱，这也限制了该方法的适用性。
2017-02-23 astro-ph.GA
FLAMINGO: Tracing the co-evolution of hot gas and black holes in galaxy groups and clusters
Astrophysics Research Institute, Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学天体物理研究所）；Institute for Computational Cosmology, Department of Physics, University of Durham（杜伦大学物理学院计算宇宙学研究所）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）；Lorentz Institute for Theoretical Physics, Leiden University（莱顿大学洛伦兹理论物理研究所）
研究通过FLAMINGO模拟探讨了星系团和团簇中热气体与黑洞共同演化对气体质量分数-暗物质晕质量关系中内在散射的影响，揭示了黑洞早期生长历史对当前散射模式的塑造作用。
2026-05-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cold molecules in HI 21cm absorbers across redshifts 0.1-4
本研究针对红移0.1-4范围内的30个HI 21厘米吸收体样本，利用IRAM-30m望远镜及NOEMA开展观测，探测到多个新的分子发射与吸收系统，揭示了星系不同区域的分子气体相态差异及吸收探测的空间分辨率要求。
2023-12-16 astro-ph.GA
A Virgo Environmental Survey Tracing Ionised Gas Emission (VESTIGE) XVIII. Reconstructing the star formation history of early-type galaxies through the combination of their UV and H$α$ emission
本研究结合VESTIGE等多波段巡天数据，用含主序后热星成分的新恒星族模型重构室女座7个大质量早型星系的恒星形成历史，证实其年老、形成快且主并合可能参与演化。
2025-02-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tracing accretion variability of high-mass YSOs via light echoes
越来越多的证据表明，盘介导的吸积是几乎整个恒星质量谱中恒星形成的主要模式。这一过程的随机性已经实现，这意味着一个固有的源的可变性。对于低质量的YSO（LMYSO），它可以更容易地追踪，因为高质量的YSO（HMYSO）即使在到达ZAMS时仍然嵌入其中。虽然LMYSO周围的可变反射星云是恒星形成的最早迹象之一，但对嵌入星团（HMYSO的诞生地）的散射光的变化知之甚少。由于少数质量最大的恒星主导了这种发射，它们的变化实际上反映在散射光中。此外，由于它们的高光度，对于给定的环境尘埃密度和源距离，相关的星云比LMYSO大得多。在这种情况下，光的传播时间变得很长。因此，视亮度分布构成了一个光回波，由HMYSO变率历史和散射介质的空间分布形成。我们报告的HMYSOs与II类甲醇脉泽，其目的是揭示脉泽通量密度和红外亮度之间可能存在的相关性的近红外变化研究的早期结果。此外，还介绍了喷发性HMYSO S255 IR-NIRS 3的相关发现。
2017-12-05 astro-ph.GA
JWST observations of $^{13}$CO$_{2}$ ice: Tracing the chemical environment and thermal history of ices in protostellar envelopes
本研究利用JWST观测了五个Class 0源的$^{13}$CO$_{2}$冰，证明其可作为原恒星加热事件的有效替代示踪剂，并通过五成分分解法揭示了冰的化学环境与热历史。
2024-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
SPYGLASS. II. The Multi-Generational and Multi-Origin Star Formation History of Cepheus Far North
年轻的恒星星族提供了过去恒星形成的记录，通过确定其成员的动力学和年龄，有可能重建恒星形成事件的完整历史。盖亚极大地扩展了可访问的恒星星族的数量，最近发现的最著名的协会之一是仙王座远北（CFN），一个包含数百名成员的人口跨越100 pc。由于它的接近性（d $\lesssim$ 200 pc），明显的子结构和相对较小的人口，CFN代表了一个可管理的人口进行深入研究，有足够的内部复杂性证据来产生一个引人注目的恒星形成故事。使用盖亚天体测量和测光结合额外的光谱观测，我们确定了超过500名候选CFN成员分布在7个亚组。结合年龄从等时线，asteroseismology，动力学，和锂耗尽，我们产生良好的约束年龄的所有七个小组，揭示了一个基本上连续的10万年的恒星形成历史的协会。通过追溯当今的人口，他们的形成时间，我们确定了两个空间和动态不同的节点，其中恒星的形成，一个与$β$仙王座，主要是空间形成，和一个与EE天龙座与更分散的恒星形成的历史。这张详细的恒星形成图展示了恒星形成过程的复杂性，即使是在最小的区域。
2022-12-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tracing birth properties of stars with abundance clustering
为了理解银河系盘的形成和演化，我们必须将其当前的性质与过去联系起来。我们探索流体动力学宇宙学模拟，研究如何恒星的化学丰度可能与它们的起源。利用两个类银河系模拟的恒星形成历史的丰度测量的层次聚类，我们发现恒星的丰度集群包括不同的出生地（$R_\text{birth}$）和时间（年龄）的群体。模拟观测丰度误差（0.05 dex），我们发现追踪（$R_\text{birth}$，年龄）的离散组需要一个大的丰度向量。使用15种元素丰度（Fe、O、Mg、S、Si、C、P、Mn、Ne、Al、N、V、Ba、Cr、Co），可以定义多达$\approx$ 10个簇，其中$\approx$在（$R_\text{birth}$，年龄）中重叠25%。我们建立了一个简单的模型，表明它是可能的推断恒星的年龄和$R_\text{birth}$从丰度与精度的$\pm$ 0.06 Gyr和$\pm$ 1.17千秒差距分别。我们发现，丰度聚类是无效的第三次模拟，低$α$恒星形成分布在光盘和早期的高$α$恒星形成更迅速的团块下沉到银河系中心，因为它们的组成恒星的发展，以丰富的星际介质。然而，这种形成路径导致了[ $α$ /Fe]-[Fe/H]平面上的大的年龄分散，这与银河系的观测性质不一致。我们的结论是，丰度聚类是一种很有前途的方法，对我们的银河系的历史。
2021-07-16 astro-ph.GA
A History of HI Stripping in Virgo: A Phase-space View of VIVA Galaxies
我们调查室女座星系在HI气体剥离的各个阶段的轨道历史。特别是，我们比较了不同的HI形态的星系在相空间中的位置。这种方法是追踪星系落入星系团时气体剥离历史的一个很好的工具。大多数处于HI剥离早期阶段的星系都位于室女座的第一个落区，而经历HI剥离的星系大多数似乎是第一次落入或移出星系团核心附近。在两个位置中的一个位置发现了具有严重剥离但对称的HI盘的Galerkin。有些位于星团内部深处，但其他的则位于星团外围，轨道速度较低。我们认为，后一组星系属于一个“backsplash”人口。这些星系是迄今为止观测到的最清晰的后溅星系候选者。我们进一步研究了一个大样本的HI检测到的星系在相空间中向室女座的分布，确认大多数星系被剥夺了他们的气体，因为他们解决到集群的引力势。此外，我们还讨论了星系间潮汐相互作用和星系群预处理对星系团HI性质的影响，并将相关的恒星形成演化与星系团的剥离序列联系起来。
2017-04-03 astro-ph.GA
Water masers in bowshocks: Addressing the radiation pressure problem of massive star formation
利用22 GHz水脉泽的VLBI多历元观测研究了S255 IR-SMA 1和AFGL 5142的喷射活动，追踪了准直喷流的弓形激波。由3D脉泽运动所揭示并由文献所补充的喷射历史表明，这些大质量恒星是由幕式吸积形成的，通过吸积-喷射连接推断。这一贡献集中在幕式吸积在克服大质量恒星形成的辐射压力问题中的作用上，脉泽VLBI和单碟观测提供了重要的观测工具。
2018-01-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ba Enrichment in Gaia MS+WD Binaries: Tracing $s$-Process Element Production
本文利用 GALAH DR3 数据研究 Gaia 发现的中等间距 MS+WD 双星，发现 s-过程元素增强依赖于白矮星质量和金属丰度且与轨道参数无关，为 AGB 质量与 s-过程产率的关联提供了直接观测证据。
2024-10-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tracing Cloud Formation and Evolution Through 3D Magnetic Field Mapping
本研究提出利用PRIMA的高分辨率偏振成像仪，结合已有VLA与即将发布的POSSUM数据，构建英仙座和苍蝇座两类分子云的首批亚秒差距分辨率3D磁场图，探究环境、演化阶段与磁场及分子云形成、碎裂、恒星形成的关联。
2025-10-28 astro-ph.GA astro-ph.IM
The E-MOSAICS project: tracing galaxy formation and assembly with the age-metallicity distribution of globular clusters
我们提出了25个宇宙学放大模拟银河系质量的星系在“建模星团人口大会在宇宙学模拟内鹰”（E-MOSAICS）项目。E-MOSAICS将星团形成、演化和分裂的详细物理模型与EAGLE星系形成模拟相结合。这使得以下的共同形成和共同进化的星系和他们的星团人口，从而实现了长期的承诺，使用球状星团（GC）作为示踪剂的星系形成和组装。模拟结果表明，年龄金属丰度分布的GC人口表现出强烈的星系到星系的变化，导致其演化历史的差异。我们开发了一种形式主义，系统地限制使用GC年龄金属丰度分布星系的组装历史。这些分布的特点是通过13个指标，我们相关的30个数量描述星系形成和组装（如晕属性，形成/组装红移，恒星质量组装时间尺度，星系合并统计），导致20个统计（高度）显着的相关性。GC年龄-金属丰度分布是研究主星系质量增长、金属富集和次合并历史的灵敏探针。没有这样的关系被发现之间的GC和主要的合并，发挥了次主导作用的银河系质量的星系GC的形成。最后，我们展示了GC年龄金属丰度分布如何使宿主星系的合并树的重建，使我们能够确定所有的祖先与质量$M_*\gtrsim10^8$ M $_\odot$的红移$1\leq z\leq2.5$。这些结果表明，宇宙学模拟的共同形成和共同演化的GC和他们的宿主星系成功地解锁的潜力GC作为定量示踪剂的星系形成和组装。
2019-04-08 astro-ph.GA
Tracing back a second-generation star stripped from Terzan 5 by the Galactic bar
结合Gaia自行与APOGEE化学丰度数据，发现被银河系棒捕获的恒星SOS1约350 Myr前从球状星团Terzan 5剥离，证实Terzan 5为核球原始构件遗迹，凸显了化学动力学追溯星系演化的效力。
2024-11-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tracing the formation of the Milky Way through ultra metal-poor stars
我们使用盖亚DR2天体测量和光度数据，公布的径向速度和MESA模型来推断距离，轨道，表面重力，和有效温度的所有超贫金属恒星（$\FeH<-4.0$ dex）在文献中。假设这些恒星是老的（$>11\Gyr$），并且它们被认为属于银河系晕，我们发现这42颗恒星（18颗矮星和24颗巨星或亚巨星）目前都在太阳的$\sim20\kpc$范围内，它们绘制了各种各样的轨道。这些恒星中的很大一部分仍然局限在晕的内部，可能是在银河系历史的早期形成或吸积的，而其他恒星则有更大的远心（$>30\kpc$），暗示着后来从矮星系吸积而来。特别感兴趣的是，我们发现的证据表明，所有已知的UMP恒星（$\sim26$ \%）的一个显着的部分是在银河系平面（$J_z < 100 \kms \kpc$）的$3\kpc$内的轨道上。一个有趣的解释是，这些恒星属于原始银河系的巨大积木，形成了银河系盘的主干。另一种可能是，它们可能在早期的盘中形成，并被动态加热，或者被一个或多个吸积事件带入银河系，这些吸积事件的轨道在破裂之前被动力摩擦拖入平面。盖亚DR2的精美数据和对金属含量非常低的天空的调查相结合，开启了一个令人兴奋的时代，我们可以追踪银河系的早期形成。
2019-01-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
S2D2: Small-scale Significant substructure DBSCAN Detection II. Tracing episodes and gradients of star formation activity
Universidad Internacional de Valencia (VIU)（瓦伦西亚国际大学）；Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG（格勒诺布尔阿尔卑斯大学、法国国家科学研究中心、IPAG）；Laboratoire d’astrophysique de Bordeaux, Univ. Bordeaux, CNRS（波尔多大学天体物理实验室、波尔多大学、法国国家科学研究中心）
通过从年轻恒星天体的空间分布中提取小尺度子结构（NESTs），并结合光度分类和统计分析，揭示了恒星形成活动的局部增强、阶段梯度以及分层、持久、动态的复杂形成场景。
2026-03-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
