The growth of disks and bulges during hierarchical galaxy formation. I: fast evolution vs secular processes
我们提出了一个理论模型的质量，角动量和星系盘和隆起的大小的演变，我们将其实施到半解析星系形成代码SAGE。该模型遵循长期和暴力的演化通道，包括平滑吸积，磁盘不稳定性，小和大合并。我们发现，我们的配方与层次聚类相结合，产生两个不同的人口的凸起：合并驱动的凸起，类似于经典的凸起和椭圆，和不稳定性驱动的凸起，类似于世俗（或伪）凸起。该模型主要再现了气体盘和恒星盘的质量-尺寸关系、椭圆星系质量-尺寸关系的演化、Faber-Jackson关系以及经典和长期膨胀的星等-色图。该模型预测只有一个小的重叠合并驱动和不稳定性驱动的组件在同一个星系，并预测不同的凸起类型作为星系质量和磁盘分数的函数。在给定的光度下，膨胀类型也会影响恒星的形成速率和颜色。该模型预测人口合并驱动的红色椭圆星系，占主导地位的低质量和高质量的两端的星系人口，并跨越所有的动力学年龄;合并驱动的鼓包在磁盘星系的动力学年龄，并不干扰后续的恒星形成组件的演变。不稳定性驱动的膨胀在中等星系质量的人口中占主导地位，特别是在巨大的磁盘中。模型绿谷是专门由不稳定驱动的凸出主机。通过本实施的质量吸积的历史是可感知的星系结构，形态和颜色。
2016-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The merger-driven evolution of warm infrared luminous galaxies
我们提出了一个合并驱动的演化模型，生产的发光（LIRGs）和超亮红外星系（ULIRGs）与温暖的红外颜色。我们的研究结果表明，模拟气体丰富的主要合并，包括恒星形成，黑洞增长，和反馈可以产生温暖的（U）LIRGs。我们还发现，虽然温暖的演化阶段与活动星系核活动的增加，恒星形成本身可能足以产生温暖的红外颜色。然而，过渡可以完全抑制-即使有一个显着的活动星系核的贡献-当我们假设一个单相ISM，这最大限度地减少。最后，我们的演化模型与局部LIRG和ULIRGs的25至60微米通量密度比与L_HX/L_IR关系一致，并预测了在固定L_HX/L_IR下观察到的红外颜色散射。因此，我们的模型在解释暖红外颜色时提出了一个警告：虽然与活跃的黑洞生长周期有关，它们可能是由恒星形成和活动星系核活动的复杂混合物产生的，中间是冷恒星形成占主导地位的阶段和一个明亮的，清晰的类星体
2009-04-01 astro-ph.CO
Mergers, AGN, and 'Normal' Galaxies: Contributions to the Distribution of Star Formation Rates and Infrared Luminosity Functions
我们使用一种新的方法来预测正常的恒星形成的星系，合并引起的爆发，和模糊AGN，红外光度函数（LF）和全球SFR密度的贡献。我们使用经验的晕占据约束填充晕星系和确定正常和合并星系的分布。然后，每个系统都可以与高分辨率的流体动力学模拟相关联。我们预测观测到的光度和SFR的分布，从不同的星系类，作为红移的函数，从z=0-6。我们为预测的LF提供拟合函数，量化不确定性，并与观测结果进行比较。在所有的红移中，“正常”星系在中等亮度~L*（“膝盖”）时占主导地位。在L>>L*，合并引起的爆发越来越占主导地位;在最极端的光度下，活动星系核是重要的。然而，所有的人口增加的光度在较高的红移，由于增加气体分数。因此，正常源和合并主导源之间的“过渡”从z~0处的LIRG-ULIRG阈值增加到z~2处的亮Hyper-LIRG阈值。在所有红移中，非合并系统占总光度/SFR密度的主导地位，合并引起的爆发约占5-10%，活动星系核约占1- 5%。在SFR-恒星质量关系中，爆发对散射的贡献很小。事实上，许多被认定为“正在进行”的合并系统将以“正常”（非爆发）模式形成恒星。把这看作是“合并引起的”恒星形成，会导致合并对SFR密度的贡献有更强的明显红移演化。
2009-11-05 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The Dependence of Type Ia Supernova Luminosities on their Host Galaxies
Ia型超新星（SNe Ia）的精确宇宙学利用了Ia型超新星的光度取决于它们的光变曲线形状和颜色的事实。使用超新星遗产巡天（SNLS）和其他数据，我们表明，有一个额外的依赖于其宿主星系的全球特征：相同的光曲线形状和颜色的事件，平均而言，在大质量的宿主星系（可能是富含金属）和低比恒星形成率（sSFR）的星系中，亮度为0.08等（~ 4.0西格玛）。在sSFR较低的星系中，Ia型超新星的光度和颜色之间的斜率（beta）也较小，约为2.7 sigma，在Ia型超新星哈勃图上的散射也较小（95%置信度），尽管这些效应的显著性取决于最红的超新星。超新星Ia的颜色在低质量和高质量的宿主之间是相似的，这使得我们将它们的光度差异解释为超新星的内在属性，而不是一些外部因素，如尘埃。如果将主恒星质量解释为金属丰度指标，则光度趋势与理论预测定性一致。我们表明，平均恒星质量，因此平均金属丰度，我们的超新星Ia宿主星系的红移减少。因此，超新星Ia的光度差异在宇宙学分析中引入了一个系统误差，可以与目前的参数统计不确定性（如w）相比较。我们表明，使用两个超新星Ia绝对星等，一个事件在高质量（富含金属）的星系，和一个事件在低质量（贫金属）的星系，充分纠正的差异。结合这些项的宇宙学拟合给出了卡方面积的显著减小（3.8- 4.5 σ）。我们的结论是，未来的超新星Ia宇宙学分析应该使用这种（或类似）形式的校正，以控制星系…
2010-03-26 astro-ph.CO
Metallicity of high stellar mass galaxies with signs of merger events
我们专注于分析高恒星质量和低金属量的星系。我们交叉相关的千禧年星系目录（MGC）和斯隆数字巡天（SDSS）星系目录，以提供一个样本的MGC对象与高分辨率成像和光谱和光度信息可在SDSS数据库。对于我们样本中的每个星系，我们通过使用它们的光度轮廓对MGC图像进行目视检查进行了系统的形态分析。星系被分为扰动或未扰动物体。我们将样品分为三个金属丰度区域，在此范围内，我们比较了扰动和未扰动物体的性质。我们发现，被强烈干扰的星系的比例，合并残留物的指示，被认为是较低的金属丰度对象时，是较高的。分析的三个箱包括大约15%，20%和50%的干扰星系（分别为高，中，低金属丰度）。此外，在低金属丰度区间，种群年龄指标Dn（4000）的扰动与未扰动相对分布的比率表明，扰动天体的恒星星族比未扰动天体的年龄要小得多。此外，我们发现，颜色分布的分析提供了类似的结果，表明低金属丰度星系与扰动形态比那些不受干扰的蓝。较蓝的颜色和较年轻的人口低金属，形态干扰的对象表明，他们经历了最近的合并与相关的增强恒星形成率。[删节]
2010-02-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The bright end of the colour-magnitude relation of cluster galaxies
利用星系形成的半解析模型研究了团星系红序的发展。结果表明，在早型星系中，模拟的RS的总趋势与观测的关系之间有很好的一致性。然而，最明亮的星系（$M_V \lesssim -20$）偏离了观测数据的线性拟合，显示出几乎恒定的颜色。我们分析了不同过程（即，静止恒星形成、盘不稳定性和合并），发现自$z\approx 2$以来，亮端的演化主要由次要和主要干合并驱动。由于最明亮的星系年龄分布很窄（$1.0\times 10^{10}$ yr $<t<1.2\times 10^{10}$ yr），它们的金属丰度是影响它们颜色的主要因素。由于星系内恒星形成和合并卫星吸积所提供的恒星和金属质量的竞争，亮端的Galerkin达到金属丰度的上限。大质量星系（M_ \star \gtrsim 10^{10} M_{\odot} $) contribute with stellar components of high metallicity, but this fraction of stellar mass is negligible. Mergers contribute with a larger fraction of stellar mass ($ \approx 10-20 $ per cent), but the metallicity of the accreted satellites…
2011-07-04 astro-ph.CO
[O II] as an Effective Indicator of the Dependence Between the Standardised Luminosities of Type Ia Supernovae and the Properties of their Host Galaxies
本文利用75个Ia型超新星宿主星系的IFU光谱，发现哈勃残差与[O II]等值宽度及蓝色超新星的巴耳末减缩相关，并提出基于EW[O II]的改正可替代质量阶跃改正，进一步减小哈勃图弥散。
2024-08-19 astro-ph.CO
Exploring galaxy colour in different environments of the cosmic web with SDSS
我们分析了一组体积有限的样本从SDSS研究星系颜色的依赖于不同的宇宙网络环境。我们测量的地方尺寸的星系，以确定其嵌入环境的几何形状，并发现在每个光度丝主机的红星系比片更高的分数。我们在一个固定的密度重复分析，并恢复相同的趋势，这表明星系的颜色取决于几何形状的环境，除了局部密度。在一个固定的光度，在细丝和片的红色星系的比例增加与这些环境的程度。这意味着更大的结构有更大的重子库，有利于更高的吸积和更大的恒星质量。我们发现，红色和蓝色的人口的平均颜色系统较高的环境中具有较小的局部尺寸和单调增加的所有环境中的光度。我们观察到星系颜色分布的双峰性质在所有环境和所有光度下都存在，这表明从蓝色到红色星系的转变可以在所有环境中发生。
2020-09-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spheroidal post-mergers in the local Universe
星系合并是标准等级星系形成范例的一个基本方面。最近，银河动物园项目通过对整个SDSS光谱样本的直接目视检查，编制了一个包含3373个合并的大型同质目录。我们探讨了一个子集的星系从这个目录是球状的“合并后”（SPM）-其中一个单一的残余物是在合并后的最后阶段的放松，并显示出证据占主导地位的隆起，使他们似是而非的早期类型的星系的祖先。我们的研究结果表明，SPM有蓝色的颜色比一般的早期型星系人口可能是由于合并引起的恒星形成。使用光发射线比的分析表明，我们的SPM中有20个表现出LINER或Seyfert样的活动（68%），而其余10个星系被归类为恒星形成（16%）或静止（16%）。与Darg等人在正在进行的合并中的发射线活动的比较表明，活动星系核的分数在合并后上升，这表明活动星系核相可能只在合并过程的最后阶段才占主导地位。SPM的光学颜色和它们的祖先的合理质量比表明，虽然少数与两个早期星系之间的主要合并一致，但绝大多数是主要合并的残余物，其中至少有一个祖先是晚期星系。
2011-11-18 astro-ph.CO
Major Galaxy Mergers Only Trigger the Most Luminous AGN
通过对活动星系核进行多波长观测，在较宽的热光度（10^{43}< L_{bol}（erg/s<5x 10 ^{46}））和红移（0<z<3）范围内，我们发现活动星系核的光度与经历主要合并的宿主星系的比例之间存在着强的、与红移无关的相关性。也就是说，只有最明亮的活动星系核阶段连接到主要的合并，而不太明亮的活动星系核似乎是由长期的过程。结合这一趋势与活动星系核的光度函数来评估黑洞的整体宇宙增长，我们发现约50%的质量与主要的合并有关，而只有10%的活动星系核的数量，最明亮的，与这些暴力事件有关。我们的研究结果表明，要达到最高的活动星系核亮度-最大质量的黑洞吸积其大部分质量-似乎需要一个主要的合并。由主要合并触发的活动星系核部分的光度依赖性可以成功地解释为什么在椭圆星系的M-σ关系中观测到的散射明显低于螺旋星系。L_{bol} - f_{merger}关系缺乏显著的红移依赖性表明，活动星系核和恒星形成活动随着红移的减少而普遍下降，这是由主要合并频率的下降以及较低红移处气体可用性的减少所驱动的。
2012-09-24 astro-ph.CO
Properties of satellite galaxies in the SDSS photometric survey: luminosities, colours and projected number density profiles
我们分析了SDSS-DR 7的光度数据，推断了与孤立亮星系（M_r<-20.5）相关的暗卫星在红移0.03<z<0.1范围内的统计特性。平均投影径向轮廓显示在原色周围的光度样品中有过量的同伴，近似具有延伸至~ 700 kpc的幂律形状。给出这个过密度信号，采用适当的背景扣除法，在投影径向距离范围100 < r_p/kpc < 3 R_{vir}内，研究了低至M_r=-14.5的束缚卫星群的统计特性。我们还考虑了与观测到的附近星系的光谱卫星的颜色一致的颜色切割，使遥远的红移星系不占主导地位的统计。我们已经使用一个模拟目录测试了这个过程的实现。我们发现，该方法是有效的，在再现真实的投影径向卫星数密度分布和光度分布，提供信心的结果来自SDSS数据。卫星的空间范围对于明亮的红色原色来说更大。此外，我们发现蓝色卫星的空间分布更大。对于不同的分析样本，我们导出了平均卫星数和它们的光度分布，最低可达M_r=-14.5。卫星的平均数量非常强烈地依赖于宿主的光度。明亮的初级叶（M_r<-21.5）平均每寄主约有6颗卫星，M_r<-14.5;而-21.5<M_r<-20.5的初级叶平均每寄主少于1颗卫星。我们提供了Schechter函数拟合的光度分布的卫星星系与暗端斜率-1.3+/-0.2。这表明明亮的原色卫星缺乏过量的微弱物体，与银河系和附近星系的结果一致。
2011-04-21 astro-ph.CO
Effectiveness of WISE colour-based selection techniques to uncover obscured AGN
我们提出了一个高度可靠和高效的中红外颜色为基础的选择技术，发光的活动星系核（AGN）使用宽视场红外巡天探测器（WISE）的调查。我们的技术旨在识别具有红色中红外幂律光谱能量分布的物体。我们研究了我们的中红外选择的活动星系核的内在光度和我们的技术的有效性，以发现模糊的活动星系核错过了X射线调查的依赖性。为此，我们使用了两个样品的发光活动星系核独立选择在硬X射线和光学调查。我们使用了斯隆数字巡天（SDSS）文献中最大的887个[OIII]5007选择的z<0.83的2型类星体（QSO 2）目录，以及来自明亮超硬XMM-牛顿巡天（BUXS）的258个硬（>4.5 keV）X射线选择的活动星系核。我们的中红外选择技术的有效性与活动星系核的亮度增加。在高光度和至少达到z~1的情况下，我们的技术在识别康普顿薄和康普顿厚活动星系核方面都是非常有效的。
2014-01-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Morphologies of low-redshift AGN host galaxies: what role does AGN luminosity play?
多年来，星系的合并一直被怀疑是活动星系核活动的主要触发因素。然而，当与仔细匹配的对照样本相比时，AGN宿主星系通常没有增强的相互作用迹象。对于活动星系核和合并之间缺乏观测到的联系，一个常见的解释是，虽然合并对触发活动星系核很重要，但它们只在活动星系核的高光度端占主导地位。在这项研究中，我们比较了AGN主机的形态，仔细匹配的控制样品，特别是研究AGN光度的作用。我们没有发现增强合并率在活动星系核主机，也没有发现在更高的活动星系核光度更强的干扰迹象的趋势。虽然这项研究并不包括非常高的光度活动星系核，我们可以排除活动星系核和合并之间的联系，在广泛的活动星系核光度范围内，因此为大部分的活动星系核人口。
2013-03-08 astro-ph.CO
Colour Gradients and the Colour-Magnitude Relation: Different Properties of Brightest Cluster Galaxies and E/S0 Galaxies in the Sloan Digital Sky Survey
我们研究了斯隆数字巡天中约5000个布里渊星系团星系（BCGs）的色-星等关系，并与非BCGE/S 0星系进行了比较。BCGs的颜色-星等和颜色-sigma（速度色散）关系的斜率比非BCG E/S 0的更平坦（大约是2倍），BCGs也倾向于在g-r上红0.01个星等。我们调查径向颜色梯度在这两个样品中，使用的比率的de Vaucouleurs半径在g和r波段。我们发现BCGs有显着平坦（23%）的平均颜色梯度比其他高亮度E/S 0。在早型星系中，颜色梯度在中等亮度Mr=-22时最强。E/S 0 s的颜色梯度随半径增加（直到10 kpc），并与10 sigma + Mr（相对于光度的速度色散）和质量密度呈负相关。梯度也倾向于随着恒星年龄的增加而减小。这些趋势在BCGs中很弱或看不到，其中平均颜色梯度很低，无论其他属性如何。我们讨论了可能的解释，其中涉及大量的干合并的形成历史的BCGs。
2010-05-07 astro-ph.CO
Photometric decomposition of mergers in disk galaxies
一些观测研究和数值模拟表明，合并必须有助于星系的演化;然而，它们所扮演的角色尚未完全理解。在本文中，我们研究了一个样本的52个双核盘星系被认为是一个小的合并事件的候选人。每个星系核的光度和它们的相对距离是从斯隆数字巡天光学图像中星系的多分量光度拟合中得出的。我们发现，在大多数源的核有投影间距$\leq$ 4千秒差距。核光度的比率表明，大多数系统可能处于大合并的合并阶段。这是由65%的系统中存在一个单一的星系盘的研究和发现的核光度和主机光度之间的相关性的单盘系统的支持：这些源安装作为单盘是在一个更先进的合并阶段，并提出了一个增强的核光度相比，双盘系统，从星系合并的模拟预期。最后，我们确定了一个样本的19个双核盘星系中的两个核物理分离的$\leq1$ kpc，从而构成一个样本的sub-kpc的二元活动星系核候选者。
2014-02-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Luminous Infrared Galaxies with the Submillimeter Array: II. Comparing the CO(3-2) Sizes and Luminosities of Local and High-Redshift Luminous Infrared Galaxies
本文详细比较了一个本地的亮红外星系（U/LIRGs）和一个高红移星系（包括亚毫米选择星系（SMG）、类星体和莱曼破裂星系（LBG））的CO（3-2）发射分子气体。U/LIRG样本包括我们最近使用亚毫米波阵列进行的CO（3-2）测量，而高红移群体的CO（3-2）数据来自文献。我们发现L（CO（3-2））和L（FIR）的关系在五个数量级上是相关的，这表明CO（3-2）辐射中追踪的分子气体是尘埃星形成活动的一个强有力的示踪剂。从这个关系式的拟合中得到的接近单位斜率为0.93 +/- 0.03，表明恒星形成效率在不同类型的星系中是恒定的，在两个因素之内居住在非常不同的时代。CO（3-2）尺寸测量表明，局域U/LIRG（0.3 - 3.1 kpc）中的分子气盘比SMG（3 - 16 kpc）致密得多，SMG的尺寸尺度与我们样品中广泛分离的U/LIRG核的核分离（5 - 40 kpc）相当。我们认为，从这些结果中，SMG研究在这里主要是中间阶段合并，以及更宽的线宽产生的暴力合并的两个大规模的富含气体的星系发生在一个巨大的晕势深处。
2009-02-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Analytical halo model of galactic conformity
我们提出了一个完全分析的晕模型的颜色依赖的集群，采用了银河系的一致性的影响晕占领分布（HOD）的框架。该模型，根据我们以前的数值工作，描述一致性通过一个星系的颜色和其母晕的浓度之间的相关性，导致中央和卫星星系的颜色之间的相关性在固定的晕质量。的相关性的强度是由一个可调的“组淬火效率”，该模型可以单独描述星系的颜色（1-晕一致性）和大规模的组装偏差（2-晕一致性）引起的相关性组级之间的相关性。我们验证了我们的分析结果，使用模拟星系目录中的聚类测量，发现该模型是准确的，在10- 20%的水平为广泛的光度和长度尺度。我们应用的形式主义来解释的颜色依赖的星系团在斯隆数字巡天（SDSS）。我们发现良好的整体协议之间的数据和模型，具有1-halo一致性的水平与以前的结果一致的基础上SDSS组目录，虽然聚类数据需要的卫星比建议的组目录更红。然而，在我们的建模的不确定性，我们没有找到强有力的证据2晕一致性驱动的组装偏差SDSS聚类。
2017-06-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The diverse formation histories of simulated disc galaxies
利用宇宙学光滑粒子流体动力学放大模拟方法分析了19个星系的形成历史。我们构建模拟三色图像，并表明该模型再现观察到的星系颜色和形态的演变趋势。然而，只有一小部分星系包含棒。许多星系都经历了中心质量增长的阶段，这是由富含气体的合并或未对准的气体下沉驱动的原位恒星形成造成的。这些事件导致低角动量气体吸积到中心，并在z=0恒星圆度，半径和金属丰度的分布上留下印记，作为年龄的函数。观测z=2.5-0.0的盘状星系样品的结构性质的演化，推断在所有半径上都有连续的质量组装。我们的模拟只能解释这一点，如果有一个显着的贡献，从合并或错位的下落，预期在一个LambdaCDM宇宙。静止合并的历史导致高的运动盘分数和由内而外的增长，但在z>1.5的最后一次“破坏性”合并后几乎没有中心增长。对于足够强的反馈，正如我们的模型中所假设的那样，适度的合并对于z=0的盘星系群似乎不是问题，而是一个要求。在z>=1.5时，模拟的盘状星系的平均轮廓与观测结果一致.在z<=1时，尺寸增长太多，而中心质量增长太少，这可能是由于棒的丰度不足。这种差异可能部分是由模拟的恒星形成历史与观测假设的恒星形成历史之间的差异造成的。
2014-04-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The kinematics and spatial distribution of stellar populations in E+A galaxies
我们已经使用GMOS仪器上的双子座南望远镜获得空间分辨的双色成像和IFU光谱的一个样本附近的10个E+A星系。利用我们的成像数据测量的表面亮度剖面显示，我们的样品的等照度剖面通常是r^{1/4}状的，与以早期类型星系为主的样品一致。这进一步强调了所有具有早期形态分类的星系，并显示出与Faber-Jackson关系一致的中心速度色散-绝对星等平面的行为，一旦在E+A阶段发生的短暂增亮被校正。此外，三分之二的样本显示出正在进行或最近的潮汐相互作用/合并的明确证据。虽然我们样本中的所有星系都具有相对蓝色的总综合颜色，但它们显示出颜色梯度的多样性，拥有相对于外部区域更红，更蓝或颜色模糊的中央核心区域。在运动学上，最引人注目的特性是在我们所有的E+A星系中看到的显著而明确的旋转，它通常靠近光度长轴。这与诺顿等人在2001年的发现相反，诺顿等人在一个非常相似的邻近E+A星系样本中几乎没有发现自转的证据。我们还清楚地表明，我们的E+A星系，在所有的情况下，除了一个，符合“快速旋转”（Emsellem et al. 2007）。我们认为，在这些星系的扰动形态和显着的旋转相结合，支持他们的生产通过富含气体的星系合并和相互作用。大部分的快速旋转反对同等质量的合并是占主导地位的祖先的E+A人口。
2009-03-27 astro-ph.CO
Galaxy pairs in the Sloan digital sky survey - VII: The merger -- luminous infra-red galaxy connection
我们使用了一个样本的9397个低z星系与密切的同伴调查合并和发光红外（IR）星系（LIRGs）之间的联系。这对恒星是从SDSS中选出的，它们的投影间距rp < 80 kpc，相对速度dv < 300 km/s，恒星质量比在1：10以内。这对星系和（质量、z和环境匹配的）对照样本中星系的红外光度（LIR）是从Hwang等人（2010）的SDSS-IRAS匹配星表中确定的。我们发现LIRG分数朝着更小的对分离增加的趋势，在最小分离（rp < 20 kpc）时达到峰值，比中位对照分数高出约5- 10倍，但即使达到80 kpc（我们样本中最宽的分离）也保持约2- 3倍的升高。我们还发现，LIRGs最有可能被发现在高质量的星系，有一个近似相等的质量的同伴。我们证实了以前的研究结果，无论是活动星系核（AGN）的分数和合并分数强烈增加的红外光度的函数。大约7%的LIRG与重大合并有关，正如我们样本的标准和大规模完成所定义的那样。最后，我们将SFR偏移量（Delta SFR）量化为相对于相同质量和红移的恒星形成星系的增强（或减少）。我们证明，有一个明确的连接之间的三角洲SFR和星系的分类为LIRG是质量依赖。在我们的合并样本中，大多数LIRG都是相对高质量的星系（log M* > 10.5），这可能是因为产生LIRG光度所需的SFR增强比低质量星系更温和。Delta SFR提供了一个与红移无关的度…
2013-01-22 astro-ph.CO
Photometric studies of Abell 1664: The subtle effect a minor merger has on cluster galaxies
结合$BRI$测光和钱德拉X射线数据档案已被用来分析一个小合并对A1664星系人口的影响。我们在星系团星系的二维空间分布中利用自适应平滑技术来揭示星系团核心以南800 kpc的子结构$\sim$。我们确定这个子结构最有可能的残余核心的合并组已通过pericentre和负责触发冷锋的集群核心。我们定义了两个样本，以代表两个不同的环境中A1664根据子结构的位置。我们使用CAS、M $_{20}$和Gini对这些样本进行形态分析，以推断这种相互作用是否对团星系产生了任何显着影响。我们发现在内部样本中发现了更多的非对称星系（在3.7 $σ$水平上），这可能是由于合并群通过核心通道时星系-星系相互作用的结果。在我们的形态分析中，内部和外部集群之间没有发现其他差异，我们将其归因于图像的有限分辨率。发现星系的颜色分布与形态-密度关系一致，表明A1664中没有独特的环境效应增强了星系的转变。这项研究有利于恒星形成的星系团被淬火之前，它能够与合并集团相互作用，并表明，一个小的集群合并对星系团的可观测参数，如形态和颜色的影响不大。
2014-01-20 astro-ph.CO
Recent star formation in local, morphologically disturbed spheroidal galaxies on the optical red sequence
我们结合GALEX（紫外线; UV）和SDSS（光学）测光研究最近的恒星形成历史的~100场星系的光学红序列，其中很大一部分表现出广泛的迹象，在深光学成像的扰动形态是一致的，与最近的合并事件。在这个样本中，超过70%的以膨胀为主的星系在表面亮度极限为28 mag arcsec^-2时显示出潮汐特征。我们发现，虽然它们居住在光学红色序列中，但它们的紫外线颜色分布很广（约4 mags），类似于最近在一般早期型种群中发现的情况。紫外线的颜色和潮汐扭曲的强度之间存在很强的相关性，因此最蓝的星系更扭曲。这强烈表明，在许多附近的早期类型中看到的蓝色紫外线是由最后3个回转内的（低级）合并诱导的恒星形成驱动的，贡献了不到10%的恒星质量。如果这个样本中正在进行的合并（质量比中位数为1：4）代表了附近的红色合并种群，那么残骸中只有不到25%的新恒星质量是通过合并引起的恒星形成而增加的。虽然这些星系的星际介质（ISM）中的尘埃消光很小[E（B-V）<0.1]，但恒星形成区的局部尘埃含量平均高出3倍。最后，我们使用我们的理论机器提供了一个计算附近（z<0.1）红色早型星系中最近的恒星形成事件（t2）的年龄的方法：Log（t2）[Gyrs] ~ 0.6。[（NUV-u）-（g-z）-1.73]，其中NUV、u、g和z是GALEX/SDSS滤波器组中观测到的星系光度星等。
2010-07-27 astro-ph.CO
Recoiling Black Holes in Merging Galaxies: Relationship to AGN Lifetimes, Starbursts, and the M-sigma Relation
合并超大质量黑洞的引力波反冲可能影响黑洞与宿主星系的协同演化。我们研究这种可能性，使用SPH/N-体模拟气体星系合并，合并BH接收反冲踢。这使我们能够遵循反冲BH在自我一致的，不断发展的合并残余。在最近的研究类似的主题，我们进行了大参数的研究，产生了一套超过200个模拟超过60个合并模型和一系列的反冲速度（vk）。我们的主要结果如下。(1)以接近中心逃逸速度（vesc）被踢出的黑洞可能会在大轨道上振荡长达一个哈勃时间，但在富含气体的合并中，由于气体阻力和陡峭的中心势，被踢出的黑洞可能会被限制在星系中心的几个kpc。(2)vesc在富含气体的合并可能会迅速增加，在最后的聚结，在这种情况下，轨迹可能取决于BH合并相对于潜在的井的形成的时间。(3)反冲事件通常会减少明亮的活动星系核（AGN）的寿命，但实际上可能会延长AGN的寿命在较低的光度。(4)运动学偏移的活动星系核（v > 800 km s^-1）在反冲之后或在通过富含气体的遗迹的近着丝粒通道期间，可以观测到长达1千万年的时间。(5)空间偏移的活动星系核（R > 1 kpc）通常光度较低，寿命约为1 - 1亿年。(6)快速反冲的黑洞可能比静止的黑洞小5倍。这降低了M-sigma关系的归一化，并有助于内在和整体分散。(7)最后，反冲事件后活动星系核反馈的位移提高了中心恒星的形成率，从而延长了合并的星爆阶段，并创造了一个更致密的恒星尖。…
2010-11-19 astro-ph.CO
NGC3801 caught in the act: A post-merger starforming early-type galaxy with AGN-jet feedback
在现有的星系形成和演化模型中，活动星系核的反馈对于再现星系光度函数、色-星等关系和M-σ关系至关重要。然而，活动星系核的反馈是否真的可以驱逐和加热大量的冷分子气体，从而淬灭恒星的形成，还有待观测证明。到目前为止，只有在四个案例中（Cen A，NGC 3801，NGC 6764和Mrk 6），X射线观测发现了喷流驱动的冲击加热ISM的证据。我们选择了最少探索的星系，NGC 3801，并提出了第一个紫外成像和恒星星族分析该星系的GALEX数据。我们发现这个早期型星系的合并遗迹有一个有趣的年轻恒星形成区（年龄从1亿到5亿年不等）的螺旋形。从尘埃/PAH，HI和CO排放图像的线索，我们解释NGC 3801有一个运动学解耦的核心或一个非常扭曲的气体盘。从HST数据中，我们还显示了类似于HI和分子气体（CO）数据中观察到的电离气体流出的证据，这可能导致了恒星形成的下降，导致星系的红色光学颜色。然而，从这些全色数据中，我们解释说，年轻的（$\sim$ 240万年）射电喷流的膨胀激波壳层尚未到达星系的外部气体区域。看来，我们观察到这个星系在其演化序列的一个罕见的阶段，合并后的恒星形成已经下降，新的强大的喷流反馈即将影响下一个1000万年内形成外盘的气态恒星，进一步将其转变为红色和死亡的早期型星系。
2011-11-22 astro-ph.CO
Colour gradients of high-redshift Early-Type Galaxies from hydrodynamical monolithic models
我们分析了Pipino等人（2008）的早期型星系（ETG）流体动力学模型预测的颜色梯度演化，该模型较好地再现了局部ETG的化学丰度模式和金属丰度梯度。利用恒星星族合成模型，将恒星形成（SF）和金属含量转换成颜色，并研究了初始气体分布和含量等不同物理成分的作用，以及eps_SF，即SF率的归一化。通过与高红移数据的比较，发现对于低eps_SF的模型，在z < 1处与光学静止框架观测完全一致，而在1 < z < 2处出现一些差异，尽管我们的模型在这些红移处再现了相当好的数据分散。为了使这些高eps_SF系统的预测与在较低z处观察到的较浅的颜色梯度相一致，我们建议干预1-2个干合并。我们建议，未来的研究应探讨湿星系合并的影响，与环境的相互作用，尘埃含量和初始质量函数从星系中心到外围的变化。
2013-07-15 astro-ph.CO
A Herschel view of the far-infrared properties of submillimetre galaxies
我们研究了从地面调查中选择的61个亚毫米星系（SMG）的样本，这些星系具有已知的光谱红移，并作为PACS进化探测器（PEP）和赫歇尔多层河外星系调查（HerMES）关键计划的一部分与赫歇尔一起观察。我们使用PACS和SPIRE观测相结合提供的宽远红外波长覆盖范围（100- 600 um）。使用幂律温度分布模型推导出红外光度和尘埃温度，我们测量了β =2.0+/-0.2的SMG尘埃发射率光谱指数。我们的研究结果揭示了SMG群体的多样性。一些SMG的红外线光度约为10^13 Lsun，尘埃成分相对温暖，而其他SMG则较暗（约为10^12 Lsun），偏向于冷尘埃温度。某些SMG的极红外光度（LIR>10^12.7 Lsun，26/61系统）意味着SFR> 500 Msun yr^-1。如此高的SFR很难与恒星形成的长期模式相一致，而可能对应于这些星系演化中的合并驱动阶段。另一个支持这一假设的观测论据是尘埃温度的存在比低光度的SMG（~ 40 K，而不是~ 25 K）的温度高，这与主要合并引发的局部ULIRG的观测结果一致，也与主要合并的流体动力学模拟结合辐射转移计算的结果一致。明亮的SMG也从恒星质量-SFR平面中的正常恒星形成星系中偏移，这表明它们正在经历短占空比的星暴事件，与主要合并情景兼容。另一方面，相当一部分低红外光度的SMG具有寒冷的尘埃温度，靠近恒星形成的主序列，因此可能通…
2012-02-03 astro-ph.CO
A Massive Cluster at z = 0.288 Caught in the Process of Formation: The Case of Abell 959
最大的星系团仍在通过主要的星系团合并形成，经常显示出观测特征，如射电遗迹和巨大的射电晕。使用LOFAR两米巡天数据，我们提出了新的检测无线电晕（与光谱指数$α_{143}^{1400}=1.48^{+0.06}_{-0.23}$）和可能的无线电遗迹在阿贝尔959，一个巨大的集群在红移z=0.288。使用一个样本的集群与巨大的无线电晕的文献（共80），我们表明，无线电晕在A959在于合理的系统的热功率和非热功率之间的标度关系。此外，我们发现的证据表明，陡峭的光谱晕往往驻留在集群与高X射线光度相对于那些预期从集群LM标度关系，这表明这样的系统可能优先位于合并的早期阶段，符合理论，一些陡峭的光谱晕低湍流合并的结果。最后，我们发现，含有无线电遗物的晕系统往往位于较低的X射线光度，相对于集群LM标度关系的预期，对于一个给定的晕无线电功率比那些没有遗物，这表明遗物的存在表明合并的后期阶段，与模拟一致。
2019-05-24 astro-ph.CO
The Effect of Mass Ratio on the Morphology and Time-scales of Disc Galaxy Mergers
大多数星系合并预计是小合并。小合并的观测特征还没有得到很好的理解，因此存在的小合并率的限制。本文旨在解决这个差距，在我们的理解，确定是否以及何时未成年人合并表现出干扰形态，以及它们如何不同于形态的主要合并。我们模拟了一系列不等质量中等气体分数盘星系合并。由此产生的g波段图像，我们确定如何识别星系合并通过投影分离和定量形态（基尼系数G，不对称A，和最亮的20%的光M20的二阶矩）的时间尺度取决于合并质量比，相对取向和轨道参数。我们发现G-M 20对9：1重子质量比合并和1：1重子质量比合并一样敏感，可观测时间尺度约为0.2-0.4 Gyr。相比之下，不对称发现的合并重子质量比在4：1和1：1之间（假设局部盘星系气体分数）。中等气体分数主盘合并的不对称时间尺度为~ 0.2-0.4 Gyr，中等气体分数次盘合并的不对称时间尺度小于0.06 Gyr。相对方向和轨道对形态扰动的时间尺度影响不大。对近星系对的观测研究通常通过选择具有相似光度和/或恒星质量的配对星系来选择主要的合并。因此，发现星系合并的各种方法（G-M20，A，密偶）对不同质量比的星系合并敏感。通过比较由不同技术选择的合并频率，人们可以对大星系和小星系的合并率进行经验限制。
2009-12-08 astro-ph.CO
Hierarchical models of high redshift galaxies with thermally pulsing asymptotic giant branch stars: comparison with observations
在最近的一篇论文中，我们提出了星系形成的第一个半解析模型，其中恒星演化的热脉冲渐近巨分支阶段已经完全实现。在这里，我们解决与观测的比较，并显示TP-AGB配方如何影响模型的性能，在再现的颜色和近红外光度的高红移星系。我们发现，半解析模型与TP-AGB更好地匹配的颜色星等和颜色的颜色关系在z~2，无论是近被动和恒星形成的星系。TP-AGB的模型产生了红色V-K色的恒星形成星系，从而修正了高红移红色天体“红色和死亡”的独特解释。我们还表明，没有TP-AGB的半解析模型无法再现所观察到的颜色，这种情况下，不能通过尘埃变红来纠正。我们还探讨了星云发射对恒星形成星系的预测颜色-星等关系的影响，得出结论，它不会在变红它们的颜色方面发挥重要作用，至少在模型所涵盖的恒星形成率范围内。最后，在z~2.5处的静止坐标系K带光度函数比Z高出近1个星等。这表明用来调节光度函数高质量端的活动星系核反馈配方应该是复杂的，以便在高红移时考虑到恒星星族的影响。
2009-12-26 astro-ph.CO
Galaxy Pairs in the Sloan Digital Sky Survey - II: The Effect of Environment on Interactions
我们使用从斯隆数字巡天数据发布4（SDSS DR 4）中选择的近距离星系对样本来研究星系合并发生在什么环境中，以及这些合并的结果如何取决于局部星系密度的差异。星系的形态量化使用二维膨胀加磁盘分解，并与控制样本匹配的恒星质量，红移和本地投影密度。密度较低的环境中有更多的星系对具有较小的投影间距（r_p）和相对速度（Delta v），但即使是高密度环境也包含大量的对，其参数应该有利于相互作用。不对称性和颜色的变化被用来识别合并活动和引发的恒星形成。恒星形成的位置是通过区分球和盘的颜色和计算球分数从SDSS图像推断的。在密度最低的环境中，星系的恒星形成率、不对称性和膨胀总分数的变化最大，并且伴随着更蓝的膨胀颜色。在最高的局部密度，唯一的星系属性，以显示增强在最近的对是不对称的。我们解释这些结果作为证据，而相互作用（导致潮汐扭曲）发生在所有密度，触发恒星形成只看到在低到中等密度的环境。我们认为，这可能是由于在低密度环境中的星系通常较高的气体分数。最后，通过交叉关联我们的样本的星系对与集群目录，我们调查的相互作用的依赖性集群中心的距离。结果发现，对于密偶星系，非对称星系的比例在星系团中心最高。
2010-05-17 astro-ph.CO
The UV Properties of Star Forming Galaxies I: HST WFC3 Observations of Very-high Redshift Galaxies
哈勃太空望远镜上的宽视场照相机3获得了深近红外成像，为研究非常高红移的宇宙提供了机会。对于$z\approx 7.7$以下的星系，存在足够的波长覆盖范围来探测静止帧紫外（UV）连续谱，而不受莱曼- $α$发射或莱曼- $α$破裂的污染。在这项工作中，我们使用近红外成像测量静止帧紫外连续色的星系在$4.7<z<7.7$。我们已经仔细定义了颜色-颜色选择，以最大限度地减少脱落样品的测量UV连续斜率中的任何固有偏差。对于最高的红移样本（$6.7<z<7.7$），选择为$z_{f850lp}$带辍学，我们发现平均紫外连续色近似等于零（AB），符合无尘，太阳金属量，恒星形成人口（或适度的低金属量的人口）。在较低的红移，我们发现，平均紫外连续色的星系（在相同的光度范围内）是红色的，和星系具有较高的光度也略红平均。对此的一种解释是，较低的红移和更明亮的星系是尘埃，但这种解释是复杂的恒星形成历史和金属丰度的影响，并可能初始质量函数的紫外线连续色。
2011-06-30 astro-ph.CO
Fast Molecular Outflows in Luminous Galaxy Mergers: Evidence for Quasar Feedback from Herschel
本文报道了用Herschel-PACS系统搜索43个邻近星系（z < 0.3）合并样本中的分子（OH-119 μ m）外流的结果，这些星系主要是超亮红外星系（ULIRGs）和类星体。我们发现，OH功能（相对于发射的吸收强度）的字符与9.7微米的硅酸盐功能，在ULIRGs的遮蔽措施。在37个OH探测目标中的26个（70%）中，根据OH吸收剖面的检测，发现分子外流的非生物证据，其中值速度蓝移超过-50 km/sec，表明存在广角（~145度）外流几何形状。相反，分子流入的明确证据，根据检测的OH吸收剖面的中值速度超过+50公里/秒的红移，被认为是在只有4个对象，这表明一个平面或对流几何的流入气体。在几个天体中测得的终端外流速度约为-1000 km/sec，但外流速度中值通常约为-200 km/s^{-1}。虽然流出速度对恒星形成率没有统计上的显著依赖性，但在AGN分数和光度较大的系统中，它们的蓝移明显更明显[log（L_AGN / L_sun）> 11.8 +/- 0.3]。这些系统中的类星体在驱动分子外流方面起着主导作用。相比之下，大多数活动星系核主导的系统，其中OH被视为纯粹的发射，显示相对温和的OH线宽，尽管他们的大活动星系核光度，也许表明分子外流消退，一旦类星体已经清除了一条路径，通过模糊的材料。
2013-08-22 astro-ph.CO
Anatomy of a post-starburst minor merger: a multi-wavelength WFC3 study of NGC 4150
我们使用哈勃太空望远镜上的宽视场相机3（WFC 3）对NGC 4150进行了空间分辨的近紫外/光学研究。先前对这个早期型星系（ETG）的研究表明，它具有大量的分子气体，具有运动学解耦的核心（可能是最近合并的迹象）和强烈的中心H_B吸收（表明是年轻恒星）。NGC 4150的核心显示出无处不在的近紫外辐射和显着的尘埃亚结构。我们的分析表明，这个星系位于近紫外绿谷，其逐像素测光显示出窄范围的近紫外/光学颜色，类似于附近的E+A（后星爆）星系。我们parametrise最近的恒星形成（年龄，质量分数，金属丰度和内部尘埃含量）在NGC 4150像素通过比较所观察到的近紫外/光学光度恒星模型的属性。最近的恒星形成（RSF）的典型年龄约为0.9 Gyrs，与近紫外线颜色与星爆后系统的相似性一致，而年轻组成部分的形态结构支持拟议的合并方案。RSF的金属丰度，代表气体燃料恒星形成的金属丰度，约为0.3 - 0.5 Zsun。假设这个星系是一个合并的星系，并且气体主要来源于下落的伴星，这些金属丰度合理地表明了吸积卫星的气相金属丰度（GPM）。与局域质量-GPM关系的比较表明（粗略地）吸积系统的质量约为3 × 10^8 Msun，使NGC 4150成为1：20的小合并。像素RSF质量分数的总和表明RSF贡献了大约2- 3%的恒星质量。这项工作重申了我们的假设，小合并发挥了重要作用的ETGs的演变在晚时代…
2010-11-24 astro-ph.CO
Curvature in the color-magnitude relation but not in color-sigma: Major dry mergers at M* > 2 x 10^11 Msun?
早型星系的色-星等关系与纯粹的幂律关系略有不同，在低光度时向下弯曲，在高光度时向上弯曲（Mr>-20.5和Mr<-22.5）。这一点在颜色-大小关系中仍然成立，在恒星质量（M* <3 × 10^10 Msun和M* > 2 × 10^11 Msun）时更加明显。在大质量端向上的曲率似乎不是由于恒星星族的影响。与此相反，颜色西格玛关系是很好地描述了一个单一的幂律。由于主要的干合并既不改变颜色，也不改变西格玛，但它们确实改变了质量和大小，因此在与M* 的标度关系中观察到的明显特征，而不是与西格玛> 150 km/s的标度关系，表明M* > 2 × 10^11 Msun是主要干合并在组装历史中占主导地位的标度。我们讨论了自z ~ 1以来的三种与我们的测量结果相一致的合并历史模型。在这三个模型中，当M* > 3x10^10 Msun时，干合并导致了色-M * 关系的平坦化，湿合并只在较小的质量下起作用。当M* > 2 x 10^11 Msun时，一个模型中的合并历史主要是由主要的干合并而不是次要的干合并所主导，正如轴比和颜色梯度趋势所表明的那样。在另一个例子中，虽然大合并和小合并都发生在高质量端，但小合并主要有助于ICL的形成，而不是中央大质量星系的质量增长。最后一个模型假设最红的天体是由主要和次要的干合并组合而成的。
2010-11-05 astro-ph.CO
Luminosities, Masses and Star Formation Rates of Galaxies at High Redshift (IAU279 conference proceedings)
近几年来，在星系际介质（IGM）再电离期附近发现高红移（z>5）的恒星形成星系方面取得了很大进展。哈勃太空望远镜上的WFC 3和ACS相机已经使莱曼break星系得到了有力的识别，但是在z=6-8时，这个群体的紫外光度函数和恒星形成率密度似乎比z=2-4时低得多。高逃逸分数和我们目前的探测极限以下的微弱星系的巨大贡献将需要恒星形成星系来重建宇宙。我们还发现，这些星系具有蓝色的静止框架紫外线颜色，这可能表明z>5时的尘埃消光较低。已经有一些光谱学上的证据证明这些莱曼破裂星系是通过莱曼α发射的，但是我们看到这条线的星系比例在z>7时下降，这可能是由于冈恩-彼得森效应的开始（IGM对莱曼α是不透明的）。
2013-01-09 astro-ph.CO astro-ph.HE
