我们使用Henriques et al.（2015）版本的慕尼黑星系形成模型（L-GALAXIES）来研究为什么晕和恒星质量尺度在星系淬灭时随红移而恒定，并且与重子最有效地转化为恒星的尺度相一致。这个模型假设当热的晕气体吸积到一个超大质量黑洞上时，活动星系核的反馈会使中心星系熄灭。然而，我们发现超新星（SN）反馈设置两个质量尺度。当晕增长到阈值质量以上时，SNe不再能喷射物质，因此它们的热气含量增加，从而提高了中央星系的冷却速度，其冷气含量，恒星形成速度和中央黑洞的增长速度。强烈的活动星系核反馈通过抑制恒星形成的燃料供应来终止这个短暂的阶段。尽管强烈的演化的晕质量-温度关系，淬火发生在一个红移无关的晕和恒星的质量，这与重子已转换成恒星的质量与最大的效率相一致。这些巧合和巧合是由MCMC调整模型选择的特定参数的结果，以拟合在红移范围0<z<3内观测到的星系丰度和被动分数。因此，它们是观测到的星系群演化所必需的，至少在这类模型的背景下是如此。
英文摘要：
We use the Henriques et al. (2015) version of the Munich galaxy formation model (L-GALAXIES) to investigate why the halo and stellar mass scales above which galaxies are quenched are constant with redshift and coincide with the scale where baryons are most efficiently converted into stars. This model assumes that central galaxies are quenched by AGN feedback when hot halo gas accretes onto a supermassive black hole. Nevertheless, we find that supernova (SN) feedback sets both mass scales. As haloes grow above a threshold mass, SNe can no longer eject material so their hot gas content increases, enhancing the cooling rate onto the central galaxy, its cold gas content, its star formation rate and the growth rate of its central black hole. Strong AGN feedback terminates this short-lived phase by suppressing the fuel supply for star formation. Despite strong evolution of the halo mass - temperature relation, quenching occurs at a redshift-independent halo and stellar mass which coincides with the mass where baryons have been converted into stars with maximal efficiency. These regularities and coincidences are a result of the specific parameters selected by MCMC tuning of the model to fit the observed abundance and passive fraction of galaxies over the redshift range 0<z<3. Thus they are required by the observed evolution of the galaxy population, at least in the context of models of this type.
DeepDive: Tracing the early quenching pathways of massive quiescent galaxies at $z>3$ from their star-formation histories and chemical abundances
University of Massachusetts, Amherst（马萨诸塞大学阿默斯特分校）；Cosmic Dawn Center (DAWN)（宇宙黎明中心）；DTU Space, Technical University of Denmark（丹麦技术大学空间科学与技术中心）；David A. Dunlap Department of Astronomy & Astrophysics, University of Toronto（多伦多大学戴维·A·邓普尔天文与天体物理系）；Dunlap Institute for Astronomy & Astrophysics, University of Toronto（多伦多大学邓普尔天文与天体物理研究所）；Observatories of the Carnegie Institution for Science（卡内基科学机构天文台）
Black Hole Feedback, Galaxy Quenching and Outflows at Cosmic Dawn: Analysis of the SEEDZ Simulations
Maynooth University（梅努斯大学）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；University of Cambridge（剑桥大学）；Universität Heidelberg（海德堡大学）；Georgia Institute of Technology（佐治亚理工学院）；University College Cork（科克大学学院）；Cardiff University（卡迪夫大学）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）
BlastBerries: How Supernovae Affect Lyman Continuum Escape Fractions and Ionizing Photon Production in Local Analogs of High-Redshift Galaxies
University of Hawaiʻi at Hilo（夏威夷希洛大学）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；Flatiron Institute（平坦研究所）；Gemini Observatory（双子座天文台）；NSF NOIRLab（美国国家科学基金会NOIR实验室）；University of California, Davis（加州大学戴维斯分校）；MIT Kavli Institute for Astrophysics and Space Research（麻省理工学院卡弗里天体物理与空间研究所）
Co-evolution of Supermassive Black Holes and their Host L* galaxies: implications for Milky Way and M31
Universidad de Buenos Aires, Facultad de Ciencias Exactas y Naturales（布宜诺斯艾利斯大学，理学院）；CONICET-Universidad de Buenos Aires, Instituto de Astronomía y Física del Espacio (IAFE)（阿根廷国家科学研究委员会-布宜诺斯艾利斯大学，天体物理学与空间物理研究所（IAFE））；Astrophysics Research Institute, Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学，天体物理研究所）
Kinematically cold and warm planetary nebulae samples, HII regions and supernovae remnants in the disc of the face-on spiral galaxy NGC 628 (M74) -- The Planetary Nebulae Spectrograph with the H$α$ arm
ESO（欧洲南方天文台）；Max-Planck-Institüt fur Extraterrestrisches Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Research School of Astronomy and Astrophysics, Australia National University（澳大利亚国立大学天文学与天体物理学研究学院）；Oxford Astrophysics, University of Oxford（牛津大学牛津天体物理学）；Finnish Centre for Astronomy with ESO, (FINCA), University of Turku（图尔库大学芬兰ESO天文学中心）；Tuorla Observatory, Department of Physics and Astronomy, University of Turku（图尔库大学物理与天文学系图奥拉天文台）；Turku Collegium for Science, Medicine and Technology (TCSMT), University of Turku（图尔库大学科学、医学与技术学院）；School of Physics and Astronomy, University of Nottingham（诺丁汉大学物理与天文学院）；Universidade Federal do Rio de Janeiro, Observatório do Valongo（里约热内卢联邦大学瓦隆戈天文台）；Osservatorio Astronomico di Capodimonte, INAF（意大利国家天体物理研究所卡波迪蒙特天文台）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）；Department of Physics “E. Pancini”, University of Naples Federico II（那不勒斯斐迪南多二世大学“E.潘奇尼”物理学系）；Department of Physics and Astronomy, San Jose State University（圣何塞州立大学物理与天文学系）
Roll of the Dice: A Stochastically Sampled IMF Alters the Stellar Content of Simulated Dwarf Galaxies
宇宙学模拟正达到研究超暗矮星系所需的分辨率。观测表明，在小种群中，恒星初始质量函数（IMF）并没有完全填充;相反，恒星的采样方式可以近似为来自潜在的概率密度函数。为了确保宇宙学模拟的准确性，在超微弱的制度，我们提出了一个改进的治疗IMF。我们实现了一个自洽的，随机填充IMF在宇宙流体动力学模拟。我们测试我们的方法使用高分辨率模拟银河系晕，运行到$z=6$，产生近100个星系的样本。我们还使用一个孤立的矮星系来研究星系性质的系统差异。我们发现，一个随机的IMF在模拟中的反馈突发，加强反馈，淬火恒星形成早在小矮星系。对于质量为$\lesssim10^{8.5}$ M $_\odot$的晕中的星系，与连续IMF相比，随机IMF通常会导致较低的恒星质量，有时会超过一个数量级。我们表明，现有的方法，确保离散超新星不正确地确定质量的恒星粒子及其相关的反馈。这会导致周围气体的过冷，恒星形成至少增加${\sim}$ 10%，冷气含量增加${\sim}$ 30%。展望未来，为了准确地模拟矮星系并与观测结果进行比较，将有必要纳入一个随机填充的IMF，该IMF对恒星质量的全光谱进行采样。
LYRA ultra-faints: The emergence of faint dwarf galaxies in the presence of an early Lyman-Werner background
Durham University（杜伦大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；University of Hawaii（夏威夷大学）；University of Vienna（维也纳大学）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）
Cool, Luminous, and Highly Variable Stars in the Magellanic Clouds. II: Spectroscopic and Environmental Analysis of Thorne-Żytkow Object and Super-AGB Star Candidates
在以前的工作中，我们在麦哲伦星云中发现了38颗冷而明亮的变星，并对其中11颗进行了详细的研究，以便将它们归类为索恩-迪特科天体（TdoOs，具有中子星核心的红超巨星）或超级AGB星（最大质量的恒星，不会发生核心坍缩）。这个星族包括HV\，2112，一颗在其他研究中被认为是TtoO或高质量AGB星的特殊恒星。在这里，我们继续这项调查，使用这些恒星的运动学和无线电环境和当地的恒星形成历史的祖先系统的年龄和过去的超新星的存在的限制。这些恒星与最近恒星形成的区域无关，我们在它们的位置没有发现过去超新星的证据。最后，我们还评估了与红超巨星相比，它们光谱中重元素和锂的存在。我们发现，与大多数样品中的RSG相比，Li和s-过程元素的吸收较强，与超AGB核合成一致，而HV 1，2112显示出与TdOO核合成相关的额外强线。再加上我们以前的质量估计，结果是一致的恒星是大质量（~4- 6.5 M $_{\odot}$）或超级AGB（~6.5- 12 M $_{\odot}$）恒星在热脉冲阶段，提供低质量和高质量恒星星族之间的过渡的重要观察。HV\，2112则更加模糊，它可能是一颗最大质量的sAGB星，或者是一颗Tdo O，如果稳定的最小质量延伸到<13 M $_\odot$。
ELG$\times$LRG distribution through dark matter halo dynamics
Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）；University of Cambridge（剑桥大学）；Center for Astrophysics, Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Durham University（杜伦大学）
Planck's dusty GEMS. IV. Star formation and feedback in a maximum starburst at z=3 seen at 60-pc resolution
我们提出了一个高分辨率的ALMA干涉测量的CO（4-3）线发射和尘埃连续体的“红宝石”（PLCK_G244.8+54.9），一个明亮的，引力透镜星系在z = 3.0发现的普朗克全天巡天。红宝石是普朗克尘埃宝石中最明亮的一颗，它是银河系外亚毫米天空中11个最明亮的引力透镜高红移星系的样本。我们解决了高表面亮度的连续和CO线发射的红宝石在几个扩展块沿部分，近圆形爱因斯坦环直径为1.4”周围的大质量星系在z = 1.5。当地的恒星形成强度高达2000 M $_{\odot}$ yr $^{-1}$ kpc $^{-2}$，其中最高的观测在高红移，显然在最大的恒星爆发的范围。气体质量表面密度为几个$\times$ 10 $^4$ M $_{\odot}$ pc $^{-2}$。红宝石位于施密特-肯尼库特图中的星暴序列之上，甚至部分位于其上方，处于恒星形成的极限，恒星形成是通过辐射压、恒星风和超新星的动能注入而自我调节的。我们发现，这些过程也可以注入足够的动能和动量到气体中来解释湍流线宽，这是符合边缘引力约束的分子云嵌入在一个临界托姆雷稳定盘。恒星形成效率在每自由落体时间的1-10%之间，这与银河系中设定局部恒星形成定律的压力平衡可能在最高恒星形成强度之外是普遍存在的概念一致。活动星系核的反馈对于红宝石星系中恒星的形成并不是必需的，这与活动星系核在红外线和射电波段中没有明亮的成分是一致的。
