Stellar Substructures around the Hercules Dwarf Spheroidal Galaxy
我们提出了深$g,i$ -波段DECam恒星测光的武仙座银河系卫星星系，及其周围的领域，到一个径向距离的5.4倍的潮汐半径。我们已经确定了九个扩展的恒星子结构与矮星，优先分布在星系的主轴。两个明显的密度过高的星系位于95%置信区间之外的可能轨道路径，似乎是自由漂浮的潮汐碎片。我们估计的光度的新的恒星子结构，并发现，大约相同数量的恒星流量是躺在这些扩展的结构内的武仙座的主体。我们还分析了候选蓝色水平分支恒星的分布，并发现在大于98%的置信水平上与子结构的排列一致。我们的分析提供了一个定量的证明，武仙座是一个强烈的潮汐干扰系统，与显着的恒星功能至少1.9千秒差距的星系。
2015-03-12 astro-ph.GA
Setting the Stage for Cosmic Chronometers. II. Impact of Stellar Population Synthesis Models Systematics and Full Covariance Matrix
被动星系在不同红移下的微分年龄演化（宇宙计时器）已被证明是一种可能以与宇宙学无关的方式约束哈勃参数的方法，但必须仔细评估系统的不确定性。在本文中，我们计算的贡献，由于初始质量函数的选择，恒星库，金属丰度的系统不确定性的完整的协方差矩阵，探索各种恒星星族的合成模型。通过在0<z<1.5的红移范围内的模拟，我们发现恒星星族合成模型的选择主导了$H(z)$的总误差预算，其贡献在~ 4.5%的水平上，丢弃了最不协调的模型。由于初始质量函数的选择，平均贡献<0.5%，而由于恒星库的贡献约为6.6%。我们还评估了恒星金属丰度测定中不确定性的影响，发现恒星金属丰度的~10%（5%）误差传播到$H(z)$的9%（4%）误差。这些结果用于提供这些系统效应对误差预算的组合贡献。对于目前的$H(z)$测量，由于金属丰度和恒星形成历史的不确定性已经包括在内，我们表明，使用更现代的恒星库，额外的系统不确定性是在5.4%（在z=0.2）和2.3%（在z=1.5）之间。为了达到将系统误差预算保持在1%以下的目标，我们讨论了获得更高分辨率和信噪比光谱所需的努力以及对恒星星族合成建模的改进。
2020-08-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Two generations in stellar complexes and associations in M 33 galaxy and their spatial correlation
结合本星系群巡天（Massey et al.2006）的深UBV测光和2MASS的JHK测光，研究了M33恒星复合体和星协的大质量恒星含量。两个基本群体（包括OB星和红超巨星）的区别，并讨论了它们在重建该星系的恒星形成过程中的应用。
2011-07-29 astro-ph.GA
Testing galaxy formation models with galaxy stellar mass functions
我们比较预测的一些经验模型和数值模拟的星系形成的条件恒星质量函数（CSMF）的星系群中的不同的质量最近获得的Lan等人。测试如何以及不同的模型容纳的数据。观测数据显然倾向于这样一种模型，即在低质量晕中恒星的形成以特征红移$z_c\sim 2$改变行为。也有初步的证据表明，这种特征性的红移取决于环境，在最终演化成丰富星系团的区域变成$z_c\sim 4$。约束模型被用来理解星系如何在暗物质晕中形成和演化，并对星系人口的其他统计性质进行预测，如高$z$星系的恒星质量函数，暗物质晕中的恒星形成和恒星质量组装历史。我们的模型预测与其他经验模型的比较表明，不同的模型可以做出截然不同的预测，即使所有这些模型都被调整到与观测到的星系恒星质量函数相匹配。
2016-10-09 astro-ph.GA
The Maybe Stream: A Possible Cold Stellar Stream in the Ultra-Diffuse Galaxy NGC1052-DF2
我们报告了超弥漫星系NGC 1052-DF 2中冷恒星流的初步证据。如果得到证实，这条星流（我们称之为“可能星流”）将是第一个在本星系群之外探测到的冷恒星流。候选溪流非常狭窄，并且具有不寻常且高度弯曲的形状。
2018-04-30 astro-ph.GA
Main Sequence Scatter is Real: The Joint Dependence of Galaxy Clustering on Star Formation and Stellar Mass
我们提出了新的测量集群的恒星质量完整的样本的$\sim40,000$ SDSS星系在$z\sim0.03$作为一个联合函数的恒星质量和特定的恒星形成率（sSFR）。我们的研究结果证实了Coil等人（2017）在$z\sim0.7$的发现：星系成团是固定恒星质量下sSFR比固定sSFR下恒星质量更强的函数。我们还发现，以上的恒星形成的主序列（SFMS）具有较高的sSFR的星系比SFMS以下的星系与较低的sSFR，在一个给定的恒星质量的集群。静止星系也有类似的趋势。这证实了主序列散射，以及静止序列内的散射，与大尺度宇宙密度场有物理联系。我们比较了产生的星系偏差与sSFR，以及相对偏差与sSFR比率，对于${0<z<1.2}$中的不同星系样本，以基于Behroozi等人的经验星系演化模型的模拟星系目录。这个模型适合PRIMUS和DEEP2聚类数据以及在中间红移，但协议与SDSS是不是很强。我们发现，增加星系SFR和晕吸积率之间的相关性在$z\sim0$的模型大大提高了与SDSS数据的一致性。模拟目录表明，在一个给定的恒星质量，中央星系的贡献很大程度上依赖于集群的sSFR和信号是不是简单的卫星星系分数与sSFR的差异的影响。我们的研究结果是高度限制星系演化模型，并表明恒星晕质量关系（SHMR）取决于sSFR。
2021-05-12 astro-ph.GA
The Dependence of Halo Mass on Galaxy Size at Fixed Stellar Mass Using Weak Lensing
恒星质量已经被证明与晕质量相关，具有不可忽略的散射。星系的恒星质量-大小和光度-大小关系也显示出在固定恒星质量下星系大小的显著分散。在恒星质量和星系颜色固定的情况下，晕的质量可能与星系的大小有关。星系-星系透镜效应使我们能够测量堆积星系样本的暗物质晕的平均质量。我们扩展了CFHTLenS目录中的星系的分析，通过拟合单一的Sérsic表面亮度分布的透镜星系，以恢复半光半径值，使我们能够确定晕质量透镜根据其大小。将我们的晕质量和大小与该恒星质量的基线进行比较，得到了在固定恒星质量下晕质量-星系大小关系的差分测量，定义为$M_{h}(M_{*}) \propto r_{\mathrm{eff}}^η(M_{*})$。我们发现，平均而言，我们的透镜星系有一个$η= 0.42\pm0.12$，即较大的星系生活在更大质量的暗物质晕。$η$在高质量发光红星系（LRGs）中最强。在流体动力学模拟这种关系的调查表明，在一个固定的$M_{*}$，卫星星系有一个更大的$η$和更大的分散在$M_{\mathrm{h}}$和$r_{\mathrm{eff}}$的关系相比，中央星系。
2017-07-16 astro-ph.GA
The significant effects of stellar mass estimation on galaxy pair fractions
对星系对的数量和演化的测量存在差异。配对分数似乎是敏感的标准来选择配对分数和方法来分析调查数据。本文利用STEEL统计经验模型探讨了恒星质量估算与星系偶分数之间的联系。以前的结果发现，对分数是敏感的选择时，选择什么资格作为一对，例如光度或恒星质量的选择。我们发现，不同的估计恒星质量，如光度选择质光比或IMF的恒星质量函数的影响也显着影响派生的星系对分数。通过利用星系晕的联系，我们调查这些系统的对分数的影响。我们约束星系晕连接使用恒星质量晕质量关系的两个观测到的恒星质量函数，和插图TNG恒星质量函数。此外，我们还创建了一套玩具模型，其中恒星质量晕质量关系是手动改变的。对于每一个恒星质量晕质量关系的对分数，及其演变，产生。我们发现，高质量星系的数量密度的增强导致恒星质量晕质量关系的陡峭化，导致对分数的减少。我们认为，这是一个相当大的偏差，必须占比较对分数时的原因。
2020-01-16 astro-ph.GA
Young stellar groups in M 33 galaxy: delineation and main parameters
通过使用来自本星系群巡天（Massey et al. 2006）的M 33中的深UBVRI恒星CCD测光，重新讨论了恒星协联的典型尺寸（不）存在的问题。我们比较了“经典OB协会”（伊万诺夫1991年）的轮廓与恒星群，通过一个客观的方法来确定当地的恒星密度和划定。测定了一些恒星群的大小、形状和密度等主要参数。
2011-07-29 astro-ph.GA
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
Exponential profiles from stellar scattering off interstellar clumps and holes in dwarf galaxy discs
矮不规则星系星际气体中的空洞和团块是引力散射中心，它们加热场星并改变它们的径向和垂直分布。由于气体结构是扩展的，每颗恒星的散射相对较弱，恒星轨道保持接近圆形，净效应随着时间的推移缓慢积累。我们用理想化模型计算了散射星的径向轮廓，发现它接近一个指数的平衡形状，类似于观测到的星系盘形状。我们的模型只处理散射，没有棒或旋臂，因此结果主要适用于矮不规则星系，那里没有其他明显的散射过程。当恒星星族比气体层更厚时，气体扰动引起的恒星散射会减慢。一个吸积的星系与不断增长的薄气体层可以形成多个恒星的指数分布从内到外，保存在一个不断延长和变薄的恒星子盘序列的每个Gyr间隔的残余。
2017-04-12 astro-ph.GA
Evaluating quenching in cosmological simulations of galaxy formation with spectral covariance in the optical window
本研究提出一种基于光谱协方差的模型无关方法，通过对比真实星系与 EAGLE 和 Illustris TNG100 模拟的光谱，评估了模拟在星系形成与淬灭机制（特别是 AGN 反馈与黑洞播种）上的表现。
2025-04-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The SAMI Galaxy Survey: Cubism and covariance, putting round pegs into square holes
我们提出了一种方法，稀疏采样和不规则网格化的光纤多目标积分场光谱观测的正则化和组合。该方法最大限度地减少插值，并保持图像分辨率的亚像素抖动数据相结合。我们讨论的背景下，悉尼-AAO多目标积分场摄谱仪（SAMI）银河系正在进行的英澳望远镜的方法。SAMI仪器使用13个光纤束在1度直径的视场内执行高度复用积分场光谱。SAMI星系巡天计划的目标是从所有星系环境中选取3000个星系。我们证明了亚临界采样的看到和不完整的填充因子的积分场束的结果在最终的图像分辨率恢复只有10%的退化。我们还实施了一种新的方法，用于跟踪所得到的数据立方体的元素之间的协方差，保留90%的协方差信息，而只会引起调查数据量的适度增加。
2014-10-30 astro-ph.GA astro-ph.IM
Extended stellar substructure surrounding the Boötes I dwarf spheroidal galaxy
我们提出了深恒星测光的牧夫座I矮球状星系在g和i波段过滤器，采取了暗能量相机在塞罗托洛洛在智利。我们的分析揭示了一个大的，扩展区域的恒星子结构周围的矮星，以及一个明显的超密度侵占其潮汐半径。牧夫座一号恒星分布的径向剖面显示了一个破裂半径，表明存在潮外恒星。这些观测结果强烈地表明牧夫座一号正在经历潮汐分裂，尽管没有武仙座矮椭球体表现出的那么极端。结合修订的速度色散测量从文献中，我们看到的证据表明，需要审查以前的理论模型的牧夫座I矮球状星系。
2016-07-02 astro-ph.GA
Kinematic and stellar population properties of the counter-rotating components in the S0 galaxy NGC 1366
上下文许多盘状星系拥有两个向相反方向旋转的延伸恒星组件。对反向旋转组成部分的恒星星族的分析提供了对驱动其形成的环境和内部过程的限制。目的。天炉座星系团中的S 0 NGC 1366被认为拥有一个恒星组成部分，它在运动学上与星系的主体分离。在这里，我们成功地分离了两个反向旋转的恒星成分，以独立地测量它们的恒星星族的运动学和性质。方法.我们进行了光谱分解的光谱沿星系主轴和分离的相对贡献的两个反向旋转的恒星成分和电离气体成分。我们测量了两个反向旋转恒星成分的线强度指数，并用单个恒星星族模型对它们进行了建模，该模型解释了α/Fe过剩。结果我们发现，反向旋转的恒星成分是年轻的，有几乎相同的金属丰度，和较少的α/Fe增强比共转的组件。与大多数反旋转星系不同，NGC 1366中检测到的电离气体既不与反旋转恒星成分相关，也不与主星系体相关。相反，它有一个无序的分布和扰动的运动学与多个速度分量观察沿星系的短轴。结论.反向旋转恒星成分的不同性质和电离气体的运动学特性表明，NGC 1366正处于获取过程的中间阶段，正在构建反向旋转的成分，一些气体云仍然落在星系上。
2017-01-26 astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): the Stellar Mass Budget of Galaxy Spheroids and Disks
我们建立在最近的光度分解分析的7506星系和质量大会（GAMA）调查星系推导出恒星质量函数适合个人球状体和磁盘组件人口下降到一个较低的质量限制log（M */M太阳）= 8。我们发现，球状体/盘质量分布的个别星系的形态类型是很好地描述了单一的Schechter函数的形式。我们推导出了球状体（rho_spheroid = 1.24+/-0.49 * 10^8 M_sun Mpc^-3 h_0.7）和盘（rho_disk = 1.20+/-0.45 * 10^8 M_sun Mpc^-3 h_0.7）中恒星总质量密度的估计值，这相当于球状体中局部恒星质量密度的50%和盘中局部恒星质量密度的48%。剩下的恒星质量被发现在矮“小蓝球体”类，这是不是在结构上明显类似于无论是经典的球体或磁盘人口。我们还研究了星系质量和群晕质量区域中组分质量比的变化，发现从球状体到盘质量优势的转变发生在星系恒星质量~10^11 M_sun/h和群晕质量~10^12.5 M_sun/h附近。我们进一步量化的变化，球状体总质量比与组晕质量的中心和卫星人口，以及径向变化，这一比例组内。
2016-08-19 astro-ph.GA
The dark side of galaxy stellar populations I: The stellar-to-halo mass relation and the velocity dispersion - halo mass relation
星系的生长和性质被认为与它们的宿主暗物质晕密切相关。尽管这种所谓的星系晕联系的重要性，暗物质晕在调节观测到的星系性质方面的潜在作用仍有待充分理解。在这项工作中，我们得到的年龄，金属岩和[Mg/Fe]丰度从光谱从斯隆数字巡天附近的中央星系，并研究它们的主机晕。我们研究了恒星-晕质量关系和速度色散-晕质量关系中的散射如何与这些恒星星族参数相关。此外，我们还研究了区分不同星系形态和环境时的差异。我们发现，星系的年龄和化学富集并不完全取决于它们的恒星质量或速度色散，但也取决于主机晕的质量。我们的研究结果表明，速度色散是最好的代理恒星星族参数与晕质量发挥次要但显着的作用。我们解释了这些关系的分散性与年龄和金属丰度之间的相关性的起源可能与不同的晕形成时间有关。
2022-02-07 astro-ph.GA
How Well Can We Measure the Stellar Mass of a Galaxy: The Impact of the Assumed Star Formation History Model in SED Fitting
推导星系恒星质量（$M_*$）的主要方法是通过光谱能量分布（SED）模型。然而，该技术依赖于假设，如星系恒星形成的历史和尘埃衰减规律，可能会严重影响SED建模导出的物理性质的准确性。在这里，我们研究的效果，假设的恒星形成历史（SFH）的恒星属性推断SED拟合地面truthing他们对模拟观测的高分辨率宇宙流体动力学星系形成模拟。传统上，SFH是用简化的参数化函数形式建模的，但这些形式不太可能捕捉到星系SFH的真实多样性，并可能对结果施加系统性偏差和低估的不确定性。我们表明，灵活的非参数恒星形成的历史优于传统的参数形式在捕捉星系恒星形成历史的变化，因此，导致显着改善恒星质量的SED拟合。我们发现，延迟$τ$模型的平均偏差为0.4 dex，非参数模型的平均偏差略低于0.05 dex。同样，使用非参数恒星形成的历史，在SED拟合结果恢复星系恒星形成率（SFR）和恒星年龄的准确性增加。
2020-11-20 astro-ph.GA
Simple interpolation functions for the galaxy-wide stellar initial mass function and its effects in early-type galaxies
星系的恒星初始质量函数（IGIMF）被认为取决于它的恒星形成率（SFR）。使用早期型星系（ETG）的观测特性的目录和ETG的形成时间尺度与它们的恒星质量相关的关系，IGIMF对SFR的依赖关系被翻译成更直观的参数，如在不同的通带现今的光度依赖。结果表明，当ETG的光度约为$10^9 \ {\rm L}_{\odot}$（与通带无关）时，ETG的恒星星族的总质量略低于经典恒星初始质量函数的估计值.然而，最明亮的ETG的恒星星族的实际质量可能比具有正则IMF的SSP模型的预期高出两倍。IGIMF的变化与ETG的质量在这里也提出了方便的函数的亮度在各个通带。
2019-10-09 astro-ph.GA
Long-slit spectral observations and stellar mass-to-light ratio of spiral galaxy UGC11919
利用俄罗斯6米望远镜对旋涡星系UGC 11919进行了长缝观测，研究了它的运动学和恒星星族。以往的研究为推测该星系具有特殊低的恒星星族质量光比$M/L_B$提供了依据，这可能表明该星系存在底光恒星初始质量函数（IMF）。比率$M/L_B$估计为不同的演化模型的恒星星族使用宽带的星等和详细的光谱数据证实了这一特点，如果光盘倾角$i>30^o$，因为它是获得较早的光学测光，在一个很好的协议与HI数据立方体建模。然而，我们进行的HI数据立方体的再处理表明，它与对应于“正常”比率$M/L_B$的低得多的值$i=13^o$兼容，这不需要任何特殊的恒星IMF。在距中心一个星盘径向尺度长度处测量的恒星速度色散也与低星盘倾角相吻合。然而，在这种情况下，我们应该承认，即使考虑到双臂螺旋结构，圆盘也具有非轴对称形状。导出的恒星运动学剖面揭示了星系中运动学解耦核盘的特征。利用不同的恒星星族演化模型，我们分别估算了该星系球核、盘核和盘核的金属丰度[Z/H]（-0.4，-0.5和-0.3 dex）和平均光度加权年龄（对于光谱范围$4800-5570$ λ内的光度）（4.2，2.6和2.3 Gyr）。
2015-07-22 astro-ph.GA
Measuring the evolution of stellar bars with the host galaxy's spin
The University of Sydney（悉尼大学）；University of New South Wales（新南威尔士大学）
研究星系自转参数λ_R受棒形成的影响及其与强弱棒分类的关系，发现棒的形成可使质量加权的λ_R下降16%，并探讨弱棒星系的快速形成与强棒星系的缓慢演化。
2026-03-09 astro-ph.GA
MaNGA DynPop -- IV. Stacked total density profile of galaxy groups and clusters from combining dynamical models of integral-field stellar kinematics and galaxy-galaxy lensing
本研究结合MaNGA恒星动力学与DECaLS弱引力透镜数据，测量星系群/团的密度轮廓，发现内区暗物质轮廓显著陡于NFW模型，且TNG300模拟结果与观测存在2σ偏差。
2023-12-18 astro-ph.GA
Young Stellar Complexes in the Giant Galaxy UGC 11973
本文介绍了对巨型旋涡星系UGC 11973中年轻恒星复合体的光度和光谱观测的分析结果。在UBVRI波段的光度分析已进行了13个最大的复合物。其中一颗恒星周围气体的金属丰度Z = 0.013+-0.005，质量M =（4.6+-1.6）*10^6 Msun，恒星复合体的年龄t =（2.0+-1.1）*10^6 yr，这些都是利用光谱数据估算出来的。结果表明，所有复合体都是年龄小于3*10^8年的大质量（M >= 1.7*10^5 Msun）恒星群。
2020-04-09 astro-ph.GA
Relations Between Central Black Hole Mass and Total Galaxy Stellar Mass in the Local Universe
中心黑洞质量与宿主星系性质之间的标度关系对于研究黑洞和星系演化具有重要意义。在这里，我们研究BH质量和宿主星系总恒星质量之间的关系，使用附近宇宙（z < 0.055）中的262个宽线活动星系核（AGN），以及79个具有动力学BH质量的星系。我们的活动星系核样本的绝大多数是使用斯隆数字巡天光谱学和搜索西弗特般的窄线比和广泛的H-α发射。BH质量估计使用标准维里技术。我们还包括了少量的总恒星质量M_stellar < 10^9.5 Msun的矮星系和反射映射AGN的子样本。所有341个星系的总恒星质量是使用颜色相关的质光比以最一致的方式计算出来的。我们发现活动星系核宿主星系的BH质量与恒星总质量之间存在明显的相关性，M_BH与M_stellar成正比，类似于具有动力学检测BH的早型星系。然而，由活动星系核定义的关系具有一个标准化，比标准化低一个数量级以上，在恒星质量范围10^8 < M_stellar/Msun < 10^12内，BH占恒星总质量的比例为M_BH/M_stellar ~ 0.025%。这一结果对研究高红移和宇宙学模拟中的恒星膨胀不能解决有重要意义。
2015-09-17 astro-ph.GA
L-GALAXIES 2020: The formation and chemical evolution of stellar haloes in Milky Way Analogues and galaxy clusters
利用L-Galerkin 2020星系演化半解析模型，分析了（a）银河系南极（MWA）星系和（b）星系团周围恒星晕的形成和化学演化。观察到的恒星晕属性更好地再现时，假设一个逐渐剥离模型从卫星上去除冷气体和恒星，相比瞬时剥离模型。MWA恒星晕的恒星质量-金属丰度关系的斜率与在本宇宙中观测到的一致。这将L-Galaxies 2020与星系内部气体和恒星的金属丰度观测之间的良好一致性扩展到了星系外部。晕星的贡献平均只有$\sim{}0.1$ %的总环星系介质（CGM）富集的$z=0$在MWA，主要是由AGB星产生的碳喷射。大约四分之一的MWA有一个平均质量为$\sim{}2.3\times{}10^{9}M_{\odot}$的单一“重要祖先”，与盖亚土卫二的测量结果相似。对于星系团，L-Galaxy 2020与恒星晕质量分数的观测结果显示出良好的对应关系，但略微高估了恒星质量。假设恒星晕质量分布的Navarro-Frenk-White剖面提供了最好的一致性。平均而言，团内恒星成分（ICS）占团内中等（ICM）铁富集总量的5.4%，超过了最亮星系团（BCG）的贡献$z=0$。我们发现，考虑逐步剥离的卫星和现实的径向配置文件是至关重要的准确建模恒星晕形成的所有尺度上的半解析模型。
2021-11-24 astro-ph.GA
Dwarf stellar haloes: a powerful probe of small-scale galaxy formation and the nature of dark matter
Durham University（杜伦大学）；Harvard & Smithsonian（哈佛大学与史密森尼学会）；Polish Academy of Sciences（波兰科学院）
通过N体宇宙学模拟和星系模型，研究矮质量星系的并合历史，发现暗物质类型和星系形成阈值影响并合次数，进而决定矮星星系晕的结构，其观测可约束小尺度模型。
2026-06-15 astro-ph.GA
The growth of disks and bulges during hierarchical galaxy formation. II: metallicity, stellar populations and dynamical evolution
我们研究了模型星系的恒星星族的性质，它们是星系演化历史和角动量含量的函数。我们使用Tonini et al.（2016）提出的新半分析模型。这个新的模型遵循气体和恒星的角动量演化，为新的恒星形成配方提供了基础，并处理了取决于中央星系动力学结构的合并效应。我们发现，新的配方具有提高重子循环在生产和回收金属方面的效率的效果，以及防止小合并稀释凸出和椭圆的金属丰度。该模型再现了太阳质量大于1 e10的星系的恒星质量-恒星金属丰度关系，包括Brilliant星系团Galliant。模型盘、由不稳定性驱动的成分主导的星系和合并驱动的物体都来自不同的演化通道。因此，这些模型星系在星系质量-尺寸关系中占据不同的位置，我们发现这符合Atlas 3D对盘星系、快旋星系和慢旋星系的分类。我们发现，恒星星族的属性取决于星系的演化类型，与更多的进化恒星星族的一部分，系统已经失去或耗散更多的角动量在其组装历史。
2016-12-07 astro-ph.GA
Deep HST imaging favors the bulgeless edge-on galaxy explanation for the hypothetical stellar wake created by a runaway supermassive black hole
本研究通过深度HST成像发现，未探测到逃逸超大质量黑洞场景预期的弓形激波和反向恒星尾迹，表明该线性结构更可能是无核球边缘星系。
2024-05-31 astro-ph.GA
TDCOSMO XXI. Accurate stellar velocity dispersions of the SL2S lens sample and the fundamental plane of the lensing mass
University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；University of Chicago（芝加哥大学）；Independent University, Bangladesh（孟加拉独立大学）；University of Oxford（牛津大学）；Alma Mater Studiorum - Università di Bologna（博洛尼亚大学）
本研究通过高精度测量SL2S透镜样本的恒星速度弥散，揭示了透镜质量基本平面的统一相关性，为时间延迟宇宙学提供了新的数据支持。
2026-01-01 astro-ph.GA
Metallicity and Age of the Stellar Stream Around the Disk Galaxy NGC 5907
恒星流已经成为研究邻近星系相互作用历史的核心。为了描述著名的附近（d = 17 Mpc）边缘盘星系NGC 5907周围恒星流最突出的部分，我们获得并分析了新的，深雾斯巴鲁/Suprime-Cam和3.6微米斯皮策/红外阵列相机（IRAC）的观测结果。结合近红外3.6微米的数据与可见光图像，使我们能够使用一个长波长的基线，以估计金属丰度和年龄的恒星星族沿~60千秒差距长的一段流。我们已经拟合了恒星光谱能量分布（SED）与单爆发恒星星族合成模型，我们用它来区分建议的卫星吸积和小/大合并形成模型的恒星流围绕这个星系。我们的结论是，一个大规模的小合并（恒星质量比至少为1：8）可以最好地解释沿流的最明亮的部分推断的金属丰度-0.3。
2016-07-13 astro-ph.GA
An empirical relation to estimate host galaxy stellar light from AGN spectra
低$z$（$z\leq 0.8$）活动星系核（AGN）的黑洞质量测量是困难的，因为宿主星系恒星光的强烈贡献需要详细的光谱分解来估计AGN的光度。在这里，我们提出了一个经验关系估计主机星系恒星光度从活动星系的光谱在$z\leq 0.8$。光谱数据选自斯隆数字巡天（SDSS-DR 14）类星体目录的第十四次数据发布，其信噪比为5100 $_{5100}$ $>$ 10，包含11415个类星体。在我们的样本中，总光度的中值（log（$L_\text{total}$ /[erg s $^{-1}$ ]））、恒星光度的中值（log（$L_\text{star}$ /[erg s $^{-1}$ ]））和活动星系核连续体光度的中值（log（$L_\text{cont}$ /[erg s $^{-1}$ ]））分别为44.52、44.06和44.30。我们适合AGN幂律连续体，宿主星系，和铁混合物的贡献，同时在整个可用的光谱。我们发现，主星系分数与连续光度反相关，可以很好地表示为一个多项式函数，它可以用来校正恒星光的贡献AGN光谱。我们还发现了主星系分数与铁强度，爱丁顿比和红移之间的反相关。该经验关系式给出了与图像分解方法相当的宿主分数结果。
2023-03-28 astro-ph.GA
Evolution of galaxy stellar masses and star formation rates in the EAGLE simulations
我们调查的星系质量和恒星形成率的演化银河系及其环境的演化和组装（EAGLE）模拟。这些包括一套流体动力学模拟在一个$Λ$ CDM宇宙学与辐射冷却，恒星形成，恒星质量损失，并从恒星和吸积黑洞的反馈亚网格模型。次网格的反馈进行了校准，以重现所观察到的当今星系恒星质量函数和星系的大小。在这里，我们表明，模拟再现所观察到的恒星质量密度的增长到20%.The模拟还跟踪观测到的星系恒星质量函数的红移z = 7的演变，与合理的数据解释的不确定性的差异。与观测到的星系一样，模拟星系的特定恒星形成率是双峰的，具有不同的恒星形成和被动序列。恒星形成星系的特定恒星形成速率通常比观测值低0.2到0.4 dex，但速率的演变密切跟踪观测结果。模拟和数据之间前所未有的一致性使EAGLE成为了解控制星系形成的物理过程的强大资源。
2015-04-22 astro-ph.GA
Two chemically similar stellar overdensities on opposite sides of the plane of the Galaxy
我们的银河系被认为经历了一个活跃的演化历史，主要是恒星形成，冷气体的吸积，特别是10千兆年前的合并。恒星晕揭示了丰富的化石证据，这些相互作用的形式恒星流，子结构，和化学上不同的恒星成分。矮星系合并对银盘的内容和形态的影响仍在探索中。最近的研究已经确定了运动学上不同的恒星子结构和移动的群体，这可能是银河系外的起源。然而，有越来越多的证据表明，在外盘/晕界面的恒星密度过高可能是由矮星系与盘的相互作用造成的。在这里，我们报告了从两个恒星超密度中抽取的14颗恒星的详细光谱分析，每个恒星位于银河平面上方和下方约5千秒差距的位置-暗示与恒星晕有关的位置。然而，我们发现这些恒星的化学成分几乎是相同的，无论是在这些群体内部还是在这些群体之间，并且与银河系盘星的丰度模式非常匹配。因此，这项研究提供了令人信服的证据表明，这些恒星起源于盘和超密度的一部分，它们是由盘与通过或合并的矮星系的潮汐相互作用产生的。
2018-03-01 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
Stellar populations and physical properties of starbursts in the Antennae galaxy from self-consistent modelling of MUSE spectra
我们已经模拟了恒星和星云的连续和发射线强度比的大规模恒星星族在银河系使用高分辨率和自洽图书馆的模型HII地区周围的中央集群的老化恒星。模型库是使用恒星星族合成代码Starburst 99和光电离模型Cloudy构建的。Geneva和PARSEC恒星演化模型被插入Starburst 99，以便在两个模型之间进行比较。使用光谱拟合的方法，允许在恒星和星云连续谱的光谱特征（如沃尔夫-拉叶功能，Paschen跳），和发射线诊断，以约束模型，我们适用于图书馆的高分辨率MUSE光谱的恒星爆发地区的银河系。通过这种方法，我们能够模拟沃尔夫-拉叶星的连续辐射，并通过利用全光谱提取恒星和气体的金属丰度、年龄、电子温度和星爆密度。通过对NGC 4038星系的应用，我们发现：（1）NGC 4038星系中的星暴具有太阳附近的恒星和气体金属丰度的特征;（2）NGC 4038西环星暴中的恒星形成气体似乎比其他星系中的恒星形成气体稍富，（3）最年轻的恒星爆发出现在重叠区和部分西环上，尽管相比之下，西环区的恒星形成阶段似乎比重叠区稍晚，（4）用Geneva和Parsec模型拟合得到的结果基本一致。
2019-12-13 astro-ph.GA
The origin of the metallicity distributions of the NE and W stellar shelves in the Andromeda Galaxy
本文通过数值模拟M31与卫星星系的并合，探究了仙女座星系东北和西恒星壳层及巨型恒星流的起源，发现具有负径向金属丰度梯度的单一 progenitor 能成功重现观测到的化学动力学性质。
2023-11-24 astro-ph.GA
PRIMUS+DEEP2: The Dependence of Galaxy Clustering on Stellar Mass and Specific Star Formation Rate at 0.2 < z < 1.2
我们利用PRIMUS和DEEP 2星系红移巡天的数据，给出了星系成团特性与恒星质量和比恒星形成率（sSFR）的函数关系的结果。我们使用了天空中五个独立区域中超过10万个星系的光谱红移，这些星系覆盖了7.2度^[2]的区域，由此我们计算了宇宙方差误差。我们发现，星系团的振幅是强大的sSFR的恒星质量的函数，并在一个给定的sSFR，它并不显着依赖于恒星质量的范围内探测这里。我们进一步发现，在恒星形成的人口，并在一个给定的恒星质量，星系以上的主要序列的恒星形成较高的sSFR的星系比星系以下的主要序列较低的sSFR的集群。我们还发现，在静止的人口，具有较高的sSFR的星系比具有较低的sSFR的星系，在一个给定的恒星质量较少聚集。我们发现，星系团的振幅平稳增加，增加恒星质量和降低sSFR，这意味着星系可能会演变的主要序列，而不仅仅是沿着它，星系最终成为静止之前。这些结果意味着连接星系和暗物质晕的恒星质量与晕质量的关系可能依赖于sSFR。
2017-02-28 astro-ph.GA
The young nuclear stellar disc in the SB0 galaxy NGC 1023
小的运动学解耦恒星盘的尺度为几十秒差距，已知居住在星系的中心。人们提出了不同的机制来解释它们是如何形成的，包括气体耗散和球状星团的合并。利用哈勃太空望远镜的影像档案和地基积分场光谱，我们研究了相互作用的SB0星系NGC 1023中的核恒星盘的结构和恒星星族。相对于主核球，核盘中的恒星明显更年轻，金属含量也更丰富。这些发现支持了这样一种假设，即核盘是星系中心堆积的富含金属的气体中恒星形成的最终结果。这些气体可能来自内部或外部，即来自NGC 1023的主盘或附近的卫星星系NGC 1023A。已经形成的恒星通过星团的迁移和吸积进入银河系中心的核盘的无耗散形成被拒绝。
2016-01-19 astro-ph.GA
MUSE observations of the blue compact dwarf galaxy Haro 14. Data analysis and first results on morphology and stellar populations
蓝色致密星系（BCGs）是低光度、贫金属、富含气体的天体，它们以高速率形成恒星，与高红移恒星形成星系群非常相似。作为低质量的恒星爆发，它们也是研究恒星形成和大质量恒星反馈的理想实验室。这项工作介绍了多单元光谱探测器（MUSE）对BCG Haro 14进行积分场光谱观测的结果。MUSE的大视场可以同时观测星暴和宿主星系。我们建立了连续和发射线的星系图，并生成了合成的VRI图像，从中我们制作了颜色指数图和表面亮度分布图。我们探测到了遍布整个星系的许多团块，无论是在连续谱中还是在发射谱线中，并制作了一个包含它们的位置，大小和光度的目录。这项分析使我们能够详细研究哈罗14的形态和恒星星族。恒星分布显示出明显的不对称性，连续谱中的强度峰值并不以恒星为中心，而是向西南方向偏移了约500秒差距。在连续谱峰的位置，我们发现一个明亮的星团，M $_{V}=-12.18$似乎是一个强的超级星团候选者。我们还发现了一个高度不对称的，蓝色的，但非电离的恒星组成部分，几乎占据了整个星系的东部。我们的结论是，在哈罗14中至少有三种不同的恒星星族：目前的恒星暴约为600万年;一个中间年龄的组成部分在1000万年到数亿年之间;和一个红色的和规则的主机几个千兆年。连续谱和彩色图中明显的不平衡性，以及众多星团的存在，与哈罗14中发生的合并或相互作用的情景一致。
2021-08-20 astro-ph.GA
Collision tomography: Physical properties of possible progenitors of the Andromeda stellar stream
为了揭示仙女座巨型星流的前身，我们使用$N$体模拟研究了一个吸积卫星星系和仙女座星系之间的相互作用。一个全面的参数研究与247个模型进行了不同的大小和质量分布的祖矮星系。我们表明，结合能的祖是在复制仙女座巨型恒星流和仙女座星系周围的壳状结构的关键参数。作为模拟的结果，祖必须满足一个简单的标度关系之间的核心半径，总质量和潮汐半径。使用这种关系，我们成功地约束的物理性质的祖细胞具有从$5\times10^8 M_\odot$到$5\times10^9 M_\odot$和中心表面密度周围的$10^3\, M_\odot\, \mathrm{pc}^{-2}$的质量。我们的结果和附近观测到的星系之间的详细比较表明，仙女座巨星流的可能的祖先包括一个矮椭圆星系，一个矮不规则星系，和一个小旋涡星系。
2016-06-10 astro-ph.GA
Stellar and Molecular Gas Rotation in a Recently-Quenched Massive Galaxy at z~0.7
大质量星系从蓝色的恒星形成盘过渡到红色的静止星系的过程仍然是星系演化中最难理解的方面之一。在这项研究中，我们试图通过关注z = 0.747的大质量星暴后星系来更好地了解恒星形成是如何淬灭的。该目标具有很高的恒星质量，分子气体比例约为30% -对于其低恒星形成率来说异常高。我们寻找恒星形成抑制机制的指标，从空间分辨双子积分场光谱和气体运动学从ALMA获得的星系的恒星运动学和年龄分布。我们发现了恒星显着旋转的证据，但我们没有检测到5千秒差距内的恒星年龄梯度。分子气体与恒星成分对齐，我们没有看到强烈气体流出的证据。我们的目标可能代表合并引起的星爆或形态淬火的产品，然而，我们的结果是不完全符合任何突出的淬火模型。
2018-04-26 astro-ph.GA
The relic galaxy NGC~1277 rules out intermediate-age stellar populations origin of CO-strong absorptions in massive early-type galaxies
大质量早型星系（ETG）在H和K波段光谱中表现出几种用现有的恒星星族模型无法解释的强CO吸收特征。多年来，这一分歧一直被归因于中间年龄恒星成分的存在，这些恒星主要是在渐近巨星分支（AGB）阶段。然而，迄今为止，还没有提供这种情况的有力证据。检验这一说法的一种方法是比较ETG和遗迹星系的CO指数。由于缺乏中等年龄的恒星星族，遗迹星系为我们提供了一个独特的机会，以解决ETG中强CO吸收的起源。在这里，我们利用原型遗迹星系NGC 1277和比较CO吸收功能的大规模ETGs的代表性样本的这个星系。我们发现，在这两个系统中的CO线有相似的强度，显着强于恒星星族合成模型的预测。我们的结论是，中间年龄的恒星星族在大规模ETG的强大的CO反射的罪魁祸首。
2022-06-25 astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): Trends in galaxy colours, morphology, and stellar populations with large scale structure, group, and pair environments
我们探索的趋势，在星系的性质与百万分之一尺度的结构使用目录的环境和大尺度结构从星系和质量大会（GAMA）的调查。现有的大尺度结构、群和对成员的GAMA星表允许我们构造不同环境类型的星系恒星质量函数。为了避免简单地提取已知的星系属性和恒星质量之间的相关性，我们创建了一个质量匹配的星系样本与恒星质量之间的$9.5 \leq \log{M_*/h^{-2} M_{\odot}} \leq 11$为每个环境人口。使用这些样本，我们表明，在不同的大尺度环境中的质量归一化星系有相似的能量输出，$u-r$颜色，光度和形态。将我们的分析扩展到组和配对环境，我们发现，无论更广泛的环境如何，不在组或配对中的星系都表现出相似的特征。对于我们的质量控制样本，我们没有看到塞尔西克指数或星系光度对晕质量的强烈依赖，但确实发现它与颜色非常密切相关。重复我们的分析，没有质量控制的星系介绍和放大的趋势，在成对的星系，集团，和大尺度结构的属性，表明恒星质量是最重要的预测我们检查的星系属性，而不是环境分类。
2015-05-20 astro-ph.GA
The stellar populations in the low luminosity, early-type galaxy NGC59
低光度星系可能是更明亮系统的组成部分。利用南部非洲大望远镜（SALT）对低光度早型星系NGC 59进行了观测和分析。这些数据用于测量该星系中心和偏离中心区域的恒星星族参数，以揭示其可能的恒星形成历史。我们发现了老恒星的证据，除了在发射线区域的年轻恒星。恒星星族的金属丰度被限制在[Z/H] ~ -1.1到-1.6之间，即使对于这个低光度星系来说，这也是非常低的，因为它没有被归类为矮椭球星系。测得的[α/Fe]比是太阳下的，这表明NGC 59的恒星形成历史延长。如果这样的物体形成了更大质量的早期星系的基石，那么它们必须是气体合并，而不是干合并，以便将金属增加到明亮的早期星系中观察到的水平。
2015-03-27 astro-ph.GA
A new dynamically self-consistent version of the Besançon Galaxy Model
上下文动态自洽的星系模型是必要的分析和解释恒星计数，恒星密度分布和恒星运动学，以了解我们的银河系的形成和演化。目标。本文对Besançon星系模型在静态和轴对称引力势下的动力学自洽性进行了修正和改进。方法.每个恒星的轨道是通过确定运动的Staeckel近似积分来模拟的。广义舒分布函数与三个积分的运动被用来模拟恒星分布函数。结果这个新版本的贝桑松模型与以前的轴对称BGM 2014版本进行了比较，我们发现这两个版本的每个恒星组件的密度相似。动态自洽性得到改善，并可以通过恢复的力量和潜力，通过适用于每个恒星分布函数的Jeans方程进行测试。在银河系的大部分体积上，力的恢复精度优于1%。
2018-09-17 astro-ph.GA
The SAMI Galaxy Survey: Global stellar populations on the size-mass plane
我们提出了一个分析的全球恒星星族的星系在SAMI星系调查。我们的样本由1319个星系组成，跨越恒星质量的四个数量级，包括所有的形态和环境。我们推导出光度加权，单恒星星族等效恒星年龄，金属丰度和α增强光谱集成在一个有效半径孔径。星系大小的变化解释了年龄-质量和金属丰度-质量关系中的大部分分散现象。恒星星族在星系大小和恒星质量的平面上系统地变化，因此具有高恒星表面质量密度的星系比密度较小的星系更古老，更富含金属和α增强。具有高表面质量密度的星系具有非常窄的金属丰度范围，然而，在固定质量下，金属丰度的分布随着星系大小的增加（密度降低）而大幅增加。我们确定与形态和环境的残留相关性。在固定的质量和大小，星系晚型的形态，小凸起和低Sersic n比早型，高n，高凸起的总星系年轻。年龄和金属丰度都显示出与环境的小的剩余相关性;在固定的质量和大小，星系在更密集的环境或更大质量的晕是老的，有点更丰富的金属比那些在不太密集的环境。我们将这些趋势与尺寸-质量平面内的进化轨迹联系起来。
2017-08-24 astro-ph.GA
Galaxy and Mass Assembly (GAMA): Probing the merger histories of massive galaxies via stellar populations
星系的合并历史可以通过对动力学的密偶的研究来追踪。这些星系由一个大质量的主星系和一个质量较小的次级星系（或卫星星系）组成。对次级（低质量）星系中紧密成对的恒星星族的研究提供了一种理解星系合并生长的方法。在这里，我们专注于涉及至少一个大质量星系的系统-在高度完整的伽马巡天中，恒星质量超过$10^{11}M_\odot$。我们的工作样本包括2，692个卫星星系光谱（0.1<z<0.3）。这些光谱组合成高S/N堆栈，并根据“内部”参数，卫星星系（即次级）的恒星质量和“外部”参数，选择主星系对中的质量，或相应的暗物质晕的质量。我们发现，人口的年龄相对于环境的显着变化。在固定质量的情况下，大部分质量星系周围的卫星都比较老，而且可能更富含金属，在低质量卫星的子集（$\sim 10^{10}M_\odot$）中，年龄相差约1- 2 Gyr。这些变化是类似的堆叠时，相对于晕质量的组，其中对嵌入。低质量卫星的人口趋势与大质量星系外部区域发现的旧恒星年龄一致。
2017-03-01 astro-ph.GA
Resolving Galaxy Nuclei and Compact Stellar Systems as Engines of Galaxy Evolution
Masaryk University（马萨里克大学）；University of Vienna（维也纳大学）；Lancaster University（兰卡斯特大学）；Czech Academy of Sciences（捷克科学院）
本文提出利用致密恒星系统作为星系演化引擎，并设计下一代千米级光学/近红外干涉仪以推动多领域天文研究。
2025-12-15 astro-ph.GA astro-ph.IM
How the Galaxy Stellar Spins Acquire a Peculiar Tidal Connection?
我们探讨如何获得一个特殊的倾向，银河系恒星自旋与当地潮汐场的主主轴对齐，相反，他们的DM同行往往是垂直于他们，无论他们的质量。通过分析$z\le 1$的IllustrisTNG 300流体动力学模拟的晕和亚晕星表，我们确定了星系恒星和DM自旋之间的对准角$\cosα$的余弦。创建四个$\cosα$选定的样本的星系，然后控制它们共享相同的密度和质量分布，我们确定的平均强度之间的校准的星系恒星自旋和潮汐张量主轴超过每个样本。结果表明，在$z\le 0.5$处，星系恒星自旋方向偏离DM对应方向越严重，奇异潮汐排列越强。以星系系综平均的中心黑洞恒星质量比，特定的恒星形成率，形成时代，恒星总质量比，速度色散，平均金属丰度，和宇宙网各向异性的程度在每个样本，我们还发现，所有这些属性表现出强相关或反相关与$\cosα$。我们的结果表明，星系恒星自旋的潮汐排列可能是由某些重子过程的各向异性引起的，这些重子过程负责在$z<1$沿潮汐主方向从星系中释放恒星物质。
2022-01-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Galaxy Stellar Mass Function and Low Surface Brightness Galaxies from Core-Collapse Supernovae
我们介绍了一种方法，通过选择恒星形成的星系通过核心坍缩超新星（CCSNe）的位置，表面亮度和恒星质量的星系样本无偏。同时匹配$\sim$ 2400超新星从SDSS-II超新星巡天到他们的宿主星系使用IAC条纹82遗产coadded成像，我们发现$\sim$ 150以前未被识别的低表面亮度星系（LSBG）。使用一个子样本的$\sim$ 900 CCSNe，我们推断CCSN率和恒星形成率密度作为星系恒星质量的函数，以及恒星形成星系恒星质量函数。由此产生的恒星形成星系的数量密度的增加遵循幂律下降到我们的低质量极限$\sim10^{6.4}$ M $_{\odot}$由一个单一的Schechter函数与一个弱端斜率$α= -1.41$。数密度与调用$Λ$ -CDM宇宙学的EAGLE模拟结果一致。克服表面亮度和恒星质量的偏差是重要的子结构问题的评估。为了估计星系的恒星质量，一个新的代码计算星系光度红移，zMedIC，也被提出，并显示是特别有用的小样本的星系。
2019-01-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Large-Scale Surveys of Pulsating Stars for Studying Stellar Populations in the Inner Galaxy
对银河系内部脉动恒星的调查非常有限，但最近的大规模调查迅速为我们带来了各种变星的新样本，并对其中的恒星星族有了新的认识。由于沿银盘存在严重的星际消光现象，内星系的恒星星族在红外波段更容易观测到，但即使在红外波段，星际消光也可能给揭示它们的准确特征带来严重问题。本文综述了近年来在银河系内发现的造父变星和米拉星这两类具有周期光度关系的发光脉动星。
2018-04-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Characterizing simulated galaxy stellar mass histories
宇宙学的星系形成模拟现在可以产生丰富多样的星系历史集合。这些模拟的星系历史，加在一起，为“星系是如何形成的”这个问题提供了答案。“用于构建它们的模型。我们这样的星系历史合奏的特点，了解他们的属性，并确定一个给定的星系形成模型或不同的星系形成模型和模拟之间的历史比较点。我们主要集中在恒星质量历史的星系具有相同的最终恒星质量，为6个最终恒星质量值和三个不同的模拟星系形成模型（半解析模型建立在暗物质千年模拟和两个模型从流体动力学OverWhelmingly大模拟项目）。使用主成分分析（PCA）的平均恒星质量的历史，我们发现，一个波动占主导地位的所有集的历史，我们认为，虽然它的形状和贡献可以在样本之间变化。我们将PCA表征与几个$z=0$星系属性（与调查观测值连接），并将其与其他一些星系历史属性进行比较。然后，我们探索分离星系恒星质量的历史到类，使用最大的PCA贡献，k均值聚类，和简单的高斯混合模型。对于三组分模型，这些不同的方法往往给出相似的结果。这些历史分类方法提供了一个简洁和快速的方式来表征变化的全部合奏的历史模拟人口的物理假设是不同的，比较不同的模拟人口的历史彼此，并评估模拟历史的关系，固定时间的观察。
2014-11-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Feedback and the Formation of Dwarf Galaxy Stellar Halos
恒星星族研究表明，在所有环境中的低质量星系都表现出比星系主体更古老和更球形分布的恒星晕。在某些情况下，有一个显着的中间年龄的组成部分，延伸到年轻的磁盘。我们研究了一套光滑粒子流体动力学（SPH）模拟，发现提高早期恒星形成活动与超新星反馈相结合，可以产生一个扩展的恒星分布，类似于这些晕的模型星系范围从$v_{200}$ = 15公里秒$^{-1}$到35公里秒$^{-1}$，而不需要吸积的subhalos。
2009-02-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
New constraints on the evolution of the stellar-to-dark matter connection: a combined analysis of galaxy-galaxy lensing, clustering, and stellar mass functions from z=0.2 to z=1
利用COSMOS巡天的数据，我们首次对星系-星系弱透镜效应、星系空间聚类和星系数密度进行了联合分析。仔细考虑样本方差和恒星和晕质量之间的散射，我们同时使用一个新的和自洽的理论框架模型的所有三个观测。我们的结果提供了强有力的约束的形状和红移演化的恒星晕质量关系（SHMR）从z=0.2到z=1。在低恒星质量下，我们发现晕质量的标度为Mh M*^0.46，并且这种标度并不随红移到z=1而显著地演化。我们发现，暗物质与恒星的比率Mh/M* 从低质量到高质量都有变化，在M*= 4.5 × 10^10 Msun和Mh= 1.2 × 10^12 Msun时，Mh/M*~27达到最小值。这个最小值对于星系形成的模型很重要，因为它标志着中央星系累积的恒星生长最有效的质量。我们描述的SHMR在这个最小的“枢轴恒星质量”，M*piv，“枢轴晕质量”，Mhpiv，和“枢轴比”，（Mh/M*）piv。由于对单个数据集进行了同质分析，我们首次发现了Mhpiv和M*piv的大规模缩小趋势。主恒星的质量从z=0.88时的M*piv=5.75+-0.13x10^10 Msun减小到z=0.37时的M*piv=3.55+-0.17x10^10 Msun。然而，有趣的是，Mhpiv的相应演化使枢轴比保持不变，红移为（Mh/M*）piv~27。我们使用简单的参数来说明这一结果如何提高了恒星形成淬灭可能最终取决于Mh/M*…
2011-04-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
