We investigate the connection between environment and the different quenching channels that galaxies are prone to follow in the rest-frame NUVrK colour diagram, as identified by Moutard et al. (2016b). Namely, the fast quenching channel followed by $young$ low-mass galaxies and the slow quenching channel followed by $old$ high-mass ones. We make use of the >22 deg$^2$ covered the VIPERS Multi-Lambda Survey (VIPERS-MLS) to select a galaxy sample complete down to stellar masses of $M_* > 10^{9.4} M_\odot$ at $z < 0.65$ ($M_* > 10^{8.8} M_\odot$ at $z < 0.5$) and including 33,500 (43,000) quiescent galaxies properly selected at $0.2 < z < 0.65$, while being characterized by reliable photometric redshifts ($σ_{δz/(1+z)} \leq 0.04$) that we use to measure galaxy local densities. We find that (1) the quiescence of low-mass [$M_* \leq 10^{9.7} M_\odot$] galaxies requires a strong increase of the local density, which confirms the lead role played by environment in their fast quenching and, therefore, confirms that the low-mass upturn observed in the stellar mass function of quiescent galaxies is due to $environmental$ $quenching$. We also observe that (2) the reservoir of low-mass star-forming galaxies located in very dense regions (prone to environmental quenching) has grown between $z \sim 0.6$ and $ z \sim 0.4$ whilst the share of low-mass quiescent galaxies (expected to being environmentally quenched) may have simultaneously increased, which would plead for a rising importance of $environmental$ $quenching$ with cosmic time, compared to $mass$ $quenching$. We finally discuss the composite picture of such environmental quenching of low-mass galaxies and, in particular, how this picture may be consistent with a $delayed$-$then$-$rapid$ quenching scenario.
A Large Population of Massive Compact Post-Starburst Galaxies at z>1: Implications for the Size Evolution and Quenching Mechanism of Quiescent Galaxies
我们通过一个0<z<2的年轻和年老静止星系样本的数密度和结构演化来研究红色序列的增长。这些星系是从宇宙演化巡天（COSMOS）领域的NEWFIRM中带巡天（NMBS）中选出的。我们发现了大量的大质量年轻星系，这些星系在z>1时刚刚熄灭（“后星爆”），而在z<1时几乎不存在;它们的数密度在z=2时为5 x 10^{-5} Mpc^{-3}，而在z=0.5时要小10倍。在z>1时，观测到的年轻和年老静止星系的数密度与一个简单的模型相一致，在这个模型中，所有年老静止星系都曾被认为是后星暴星系。我们发现，总体人口的静止星系有较小的尺寸和略长的形状在较高的红移，与其他最近的研究。有趣的是，最近在1<z<2处淬灭的星系并不比那些红移的老星系大，甚至可能更小。这一结果与静止星系的平均大小的演化主要是由较大的恒星形成星系的连续转变驱动的观点不一致：在这种情况下，最年轻的静止星系也是最大的。相反，合并或其他机制似乎需要解释从z=2到现在的静止星系的大小增长。
Ram-pressure stripping caught in action in a young cluster at $z = 2.51$
Nanjing University（南京大学）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics, Nanjing University（南京大学现代天文与天体物理重点实验室）；Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；Université Paris Cité（巴黎西岱大学）；CEA（法国原子能和替代能源委员会）；CNRS（法国国家科学研究中心）；AIM（宇宙学、物质与星际介质研究所）；Pontificia Universidad Católica de Valparaíso（智利天主教瓦帕拉索大学）；Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF)（意大利国家天体物理研究所）；Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）
Disruption of Hierarchical Clustering in the Vela OB2 Complex and the Cluster Pair Collinder 135 and UBC7 with Gaia EDR3: Evidence of Supernova Quenching
The LEGA-C galaxy survey: multiple quenching channels for quiescent galaxies at $z\sim1$
Université de Liège（列日大学）；Universiteit Gent（根特大学）；University of Pittsburgh（匹兹堡大学）；Max-Planck Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天体物理研究所）；National Taiwan University（台湾大学）；National Center for Theoretical Sciences（国家理论科学中心）；University of Michigan（密歇根大学）；University of Cambridge（剑桥大学）
Caught in the act: gas and stellar velocity dispersions in a fast quenching compact star-forming galaxy at z~1.7
我们介绍了GDN-8231的Y和H波段的Mask-I MOSFIRE光谱，GDN-8231是一个大质量、致密的恒星形成星系（SFG），红移为$z\sim1.7$。它的光谱揭示了H $_α$和[NII]发射线以及强的巴耳末吸收线。H $_α$和斯皮策MIPS 24 $μ$ m通量都很弱，因此表明SFR $\lesssim5-10$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$的恒星形成率很低。再加上从吸收线测量到的$\sim700$ Myr相对年轻的年龄，这为遥远的星系在快速关闭其恒星形成过程中被捕获提供了第一个直接证据。这样的淬灭使得GDN-8231成为一个紧凑的，静止的星系，类似于我们样本中的其他3个星系，通过$z\sim1.5$。此外，GDN-8231的颜色分布显示出更蓝的中心，与最近模拟的由内而外淬灭早期阶段的预测一致。它的气体视线速度色散$σ^{\rm{gas}}_{\!_{\rm LOS}}=127\pm32$ km s $^{-1}$比它的恒星$σ^{\star}_{\!_{\rm LOS}}=215\pm35$ km s $^{-1}$小近40%。星系的高分辨率流体模拟解释了这种明显较冷的气体运动学的$\sim1.5$的一个因素与旋转盘被认为是在不同的倾角和/或集中的恒星形成区域。一个明确的预测是，它们紧凑、静止的后代保留了一些来自恒星形成祖先的残余旋转。
MAGAZ3NE: Spatially Resolved Ages and Chemical Abundances of Ultra-Massive Quiescent Galaxies at z $\sim$ 3.5 using JWST/NIRSpec IFU
York University（约克大学）；University of Toronto（多伦多大学）；Dunlap Institute for Astronomy & Astrophysics, University of Toronto（多伦多大学邓普勒天文学与天体物理研究所）；University of Massachusetts, Amherst（马萨诸塞大学阿默斯特分校）；University of California Davis（加州大学戴维斯分校）；University of Wisconsin-Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）；Observatories of the Carnegie Institution for Science（卡内基科学机构天文台）；Princeton University（普林斯顿大学）
JADES: Differing assembly histories of galaxies -- Observational evidence for bursty SFHs and (mini-)quenching in the first billion years of the Universe
Stellar populations from spectroscopy of a large sample of quiescent galaxies at z > 1: Measuring the contribution of progenitor bias to early size growth
我们分析了62个大质量（log Mstar/Msun > 10.7）星系样本的恒星星族，其红移范围为1 < z < 1.6，主要目的是研究最近淬火在静止星系尺寸增长中的作用。我们证明，我们的样本是不偏向于明亮，紧凑，或年轻的星系，因此是整体静态人口的代表。我们的高信噪比凯克LRIS光谱探测的休息帧巴耳末断裂区，其中包含重要的吸收线诊断最近的恒星形成活动。我们得到改进措施的各种恒星星族参数，包括恒星形成的时间尺度τ，年龄和尘埃灭绝，通过拟合模板共同我们的光谱和宽带光度数据。我们确定哪些静止星系最近淬火和回溯他们的个人发展轨迹上的UVJ色-色平面上找到两个不同的淬火路线的证据。通过使用在本系列的前一篇论文中测量的大小，我们证实了最大的星系确实是在给定的红移下最年轻的星系之一。这与最近到达的人对明显增长的一些贡献是一致的，这种效应通常被称为祖先偏见。然而，我们计算出，在1.5 Gyr周期内，最近淬灭的天体只能对静止星系平均尺寸增加的一半负责，对应于红移区间1.25 < z < 2。其余的观测到的大小演变来自长期静止星系的真正增长。
The Starburst-AGN connection: quenching the fire and feeding the beast
两个旋涡星系的合并被认为是产生椭圆星系和早型星系的主要途径之一。在这个过程中，该系统变成了一个（超）亮红外星系，或（U）LIRG，它会演变成类星体，K+A星系，最后变成早期星系。这一变化的时间尺度仅受观测的松散约束。特别地，K+A阶段应该紧随类星体阶段之后，在此期间，（U）LIRG阶段剩余的尘埃和气体被AGN排出。具有K+A光谱特征的类星体的中间类别，星暴后类星体或PSQ，可能代表类星体和K+ A之间的过渡阶段。我们从SDSS DR 7类星体目录中收集了72个$z<0.5$ PSQ样本。我们发现，在这个样本中的中间年龄人口平均显着较弱，比他们的假定的后代，K+A星系的金属贫乏。PSQ的典型的光谱能量分布是很好地拟合由三个组件：星光;一个模糊的幂律;和一个热的尘埃组件所需的重现中红外通量。从斜率和测辐射热光度的幂律分量，我们估计典型的质量和吸积率的活动星系核，但我们发现在我们的样品中的强大的无线电大声或强X射线发射器的证据很少。这可能表明，幂律成分起源于核恒星暴，而不是活动星系核，如果它们的大部分年轻恒星仍在形成，或者活动星系核仍然被尘埃和气体严重笼罩。我们发现，这两种选择都是有问题的，需要更多更好的光学，X射线和毫米波观测来阐明PSQ的进化历史。
The intrinsic characteristics of galaxies on the SFR-stellar mass plane at 1.2<z<4: I. the correlation between stellar age, central density and position relative to the main sequence
Quenching by gas compression and consumption: A case study of a massive radio galaxy at z = 2.57
本工作的目的是研究活动星系核（AGN）如何影响宿主星系中的恒星形成。利用VLT/X-SHOOTER和ALMA观测资料，详细研究了$z=2.57$大质量射电星系的恒星形成历史和条件。深静止帧紫外光谱包含光球吸收线和风特征，表明存在OB型恒星。最显着检测到的光球功能被用来表征最近的恒星形成：无论是瞬时或连续的恒星形成的历史是一致的Si II $λ$ 1485和SV $λ$ 1502吸收的相对强度。相反，最近至少发生了两次恒星形成的爆发，分别发生在$6^{+1}_{-2}$ Myr和$\gtrsim20$ Myr之前。根据ALMA对[C I] $^3$ P $_{2}$ - $^3$ P $_{1}$发射的观测，我们推导出分子H $_{2}$气体质量为$(3.9\pm1.0)\times10^{10}$ M $_{\odot}$.分子气体质量仅为恒星质量的13%。结合（$1020^{+190}_{-170}$）Myr的高恒星形成率，这意味着$(26\pm8$）Gyr $^{-1}$的高恒星形成效率和$(38\pm12)$ Myr的短耗尽时间。我们把有效的恒星形成归因于压缩气体运动，以解释光球线和[C I]追踪的恒星形成气体的适度速度色散（$\leqslant$ 55 km s $^{-1}$）。由于射电源的年龄可能非常年轻，我们的研究结果表明，旺盛的恒星形成消耗了大量的气体，并与AGN协…
The origin of the $α$-enhancement of massive galaxies
我们研究的恒星$α$ -元素，铁丰度比，$[α/\mathrm{Fe}]_{\ast}$，现今的中央星系的起源，使用宇宙学，流体动力学模拟的演化和组装的银河系及其环境（EAGLE）项目。对于恒星质量为$M_{\ast} > 10^{10.5}$ M $_{\odot}$的星系，$[α/\mathrm{Fe}]_{\ast}$随着星系恒星质量和年龄的增加而增加。这些趋势与早期星系的观测结果非常一致，并且与“缩小”星系形成的假设相一致：质量较大的星系形成其大部分恒星的时间更早，速度更快，因此星际介质主要是由大质量恒星富集的$α$。然而，在没有活动星系核（AGN）反馈的情况下，$M_{\ast} > 10^{10.5}$ M $_{\odot}$星系中的$[α/\mathrm{Fe}]_{\ast}$随恒星质量变化大致不变，随平均恒星年龄变化而减小，这扩展了在有和没有活动星系核的模拟中发现的低质量星系的趋势。我们的结论是活动星系核反馈可以解释大质量星系的$α$增强，因为它抑制了它们的恒星形成，在早期淬灭了更大质量的星系，从而阻止了来自寿命更长的中等质量恒星（Ia型超新星）的铁被纳入年轻恒星。
