A public catalogue of stellar masses, star formation and metallicity histories and dust content from the Sloan Digital Sky Survey using VESPA
我们将VESPA算法应用于斯隆数字巡天的主星系和发光红星系样本的最终数据发布。结果是一个恒星质量目录，详细的恒星形成和金属丰度历史以及近80万个星系的尘埃含量。我们通过T-SQL数据库将目录公开，本文对此进行了详细描述。我们目前的结果使用一系列的恒星星族和尘埃模型，并将继续更新目录作为新的和改进的模型公布。数据和文档目前已在线，可在http://www-wfau.roe.ac.uk/vespa/上找到。我们还提出了一个简短的探索的目录，并表明，得出的数量是强大的：发光的红色星系可以描述的一到三个人口，而一个主要的星系样本星系平均需要两到五个;红色星系是老年人，少尘埃;我们恢复的尘埃值是很好的相关性与测量的巴耳末递减率和恒星形成率也与以前的测量。
2009-09-08 astro-ph.CO
An Analytic Model for the Evolution of the Stellar, Gas, and Metal Content of Galaxies
我们提出了一个分析的形式主义，描述了星系的恒星，气体和金属含量的演变。它基于流体动力学模拟的启发，即星系生活在流入，流出和恒星形成之间的缓慢演变的平衡中。我们认为，这种形式主义广泛捕捉模拟中星系性质演变的行为。由此产生的平衡方程的恒星形成率，气体分数和金属量取决于三个关键的自由参数，代表喷射反馈，预防反馈和再吸积的喷射物质。我们示意性地描述了这些参数是如何受到模型和观测的约束的。由于流入的随机性扰动的平衡关系的Galerkin往往会被赶回平衡，这样，在恒星形成率的偏差在一个给定的质量与气体分数和反相关的金属丰度。经过早期的气体积累时期，静止的恒星形成星系预计将在宇宙时间的大部分时间内处于平衡状态。平衡模型为理解星系性质的宇宙演化提供了一个简单直观的框架，并将星系与周围气体之间的重子循环作为星系生长的驱动力。
2011-11-15 astro-ph.CO
The HI Content of Local Late-Type Galaxies
本文给出了局域宇宙中晚型星系中性氢盘质量与恒星盘质量之间的关系。这种关系是通过比较斯隆数字巡天的恒星盘质量函数和HI帕克斯全天巡天（HIPASS）的HI质量函数得出的。我们发现晚型星系的HI质量与恒星质量在星盘质量上有三个数量级以上的紧密相关。我们交叉检查我们的结果与HIPASS对象的恒星质量已获得内部运动学的样本。此外，我们推导了HI与晕质量的关系，以及螺旋中所有重子分量对宿主晕质量的依赖关系。这些关系带有统治星系形成过程的印记，并突出了星系在形成恒星和保留原始HI气体方面的效率低下。
2012-06-28 astro-ph.CO
A fundamental relation between the metallicity, gas content, and stellar mass of local galaxies
最近的结果表明，众所周知的质量-金属丰度关系对恒星形成率有很强的依赖性，以至于存在一个三维的“基本金属丰度关系”，它将三个参数以最小的分散度联系起来。在这项工作中，我们使用的4253个本地星系的样本观察到的原子氢从ALOCHFA调查证明，第一次，类似的基本关系（HI-FMR）之间也存在恒星质量，气相金属丰度，和HI质量。后一种关系可能更基本，驱动金属丰度，SFR和质量之间的关系。在中等质量下，气体基本金属丰度关系的行为与通过恒星形成率表示的行为非常相似。然而，我们发现，HI含量的金属丰度的依赖性持续到最高的恒星质量，与SFR的金属丰度的“饱和”。值得注意的是，在中等质量的恒星中，这种关系的色散非常低（9< log（M*/Msun）<11），这表明在这个范围内星系的演化是平滑的，在气体流入，流出和恒星形成之间处于平衡状态。在高和低恒星质量，关系的散射显着较高，这表明合并事件和/或随机吸积和恒星形成可能会驱动星系的关系之外。我们还组装了一个样品中观察到的星系CO。然而，由于小样本量，强选择偏差，和金属依赖的CO/H2转换因子的影响，数据是不足以测试任何影响的分子气体的金属丰度。
2013-05-24 astro-ph.CO
The GALEX Arecibo SDSS Survey V: The Relation between the HI Content of Galaxies and Metal Enrichment at their Outskirts
利用GALEX Arecibo SDSS巡天观测资料，我们获得了174个恒星质量大于10^10 M_ \odot的成星星系的长缝光谱。这些星系都有HI和H_2质量测量。平均金属丰度曲线在R_90处非常平坦，半径包含90%的r波段光。在我们的样本中，金属丰度分布随半径稳定下降，主要出现在低质量（Log（M *）<10.2）、低浓度和/或低平均质量密度的星系中。然而，超过~R_90，我们样本中大约10%的星系表现出金属丰度的急剧下降。值得注意的是，我们发现外金属丰度下降的幅度与星系的总HI含量（测量为f_HI=M_HI/M_*）有很好的相关性。我们研究径向配置文件的恒星星族年龄和恒星形成率密度，并得出结论，最大的外部金属量下降的星系正在积极增长的恒星盘，整个磁盘的质量倍增时间只有一个典型的GASS星系的三分之一。我们还描述了本地恒星质量密度和金属丰度之间的相关性，这是有效的，在我们的样本中的所有星系。我们认为，最近在这些星系的边缘恒星质量的增长可以链接到吸积或径向运输的相对原始的气体从星系的恒星盘以外。
2011-12-05 astro-ph.CO
On the Radial Stellar Content of Early-Type Galaxies as a Function of Mass and Environment
利用光学-光学和光学-近红外颜色，我们分析了大质量（M* > 10^10.5 MSun），低红移（z<0.1），早期型星系（ETGs）内部年龄和金属丰度的径向依赖性，这些星系位于高密度群区域和场中。平均而言，ETG的内部颜色梯度主要由金属含量驱动，与先前的研究一致。然而，我们发现星系群具有正的年龄梯度Nabla_t，即星系中心较年轻的恒星星族，以及较陡的金属丰度梯度，与场样本相比，场样本的Nabla_t范围从低质量星系的负到高质量星系的正梯度。这些依赖性给星系形成和演化的模型带来了新的限制。我们推测，年龄和金属丰度梯度的组ETG的结果（无论是气体丰富或少干）合并和/或冷气体吸积，而外地ETG表现出的特征平坦的梯度预期从年轻，更富含金属，恒星形成的内部-由后气体冷却。
2011-08-03 astro-ph.CO
The Stellar and Gaseous Contents of the Orion Dwarf Galaxy
我们提出了新的KPNO 0.9米光学和VLA HI谱线的猎户座矮星系的观测。这颗位于附近的中等质量矮星（M_dyn = 1.1x10^10太阳质量）（D ~ 5.4 Mpc）在其中性的ISM中显示出丰富的结构，包括内部HI盘中三个突出的“洞/凹陷”特征。我们探讨了丰富的气体运动学，其中固体旋转占主导地位，旋转曲线是平坦的HI盘（~6.8千秒差距）的观察到的边缘。猎户座矮星的整个盘面上包含了相当大一部分的暗物质：将探测到的中性气体的质量为4.7 × 10^8太阳质量与光学和近红外成像估计的恒星质量（3.7 × 10^8太阳质量）进行比较，意味着质光比约为13。新的H α观测结果显示，目前只有中等强度的恒星形成（每年约0.04太阳质量）;这种恒星形成率与我们的1.4 GHz无线电连续谱未检测到一致。
2010-03-19 astro-ph.CO
Baryon Content of Massive Galaxy Clusters at z=0-0.6
我们研究了星系团中的两个主要重子成分，即星系中的恒星和团内介质（ICM）中的电离气体之间的关系，使用了94个红移范围为0-0.6的星系团。精确测量的总质量和ICM质量来自钱德拉观测，恒星质量来自宽视场红外巡天探测器和两微米全天巡天，使我们能够以自洽的方式追踪星团重子含量的演化。我们发现，在r_{500}中，ICM质量-总质量关系的演化符合自相似模型的预期，而恒星质量-总质量关系中没有红移演化的证据.这表明星团内部的恒星质量和ICM质量的演化是不同的。
2011-12-07 astro-ph.CO
Mapping stellar content to dark matter halos using galaxy clustering and galaxy-galaxy lensing in the SDSS DR7
观测到的星系恒星质量分布与其下的暗物质晕之间的映射提供了从大尺度结构形成理论到解释星系形成和演化的复杂现象的关键环节。我们开发了一种新的统计方法，晕占据分布模型（HOD）的基础上，解决这一映射，通过联合拟合的星系聚类和银河星系透镜测量斯隆数字巡天（SDSS）。该方法被称为iHOD模型，通过比传统HOD方法多包含约80%的星系，从调查中提取最大信息，并以统计一致的方式考虑恒星质量样本的不完整性。导出的恒星-晕质量关系不仅解释了近40年来SDSS星系在恒星质量上的聚集和透镜效应，而且成功地预测了SDSS中观测到的恒星质量函数。由于其建模能力显着更多的星系，iHOD是能够打破恒星质量在固定晕质量的对数散射和恒星晕质量关系在高质量端的斜率之间的简并，而不需要假设一个强大的散射和/或使用恒星质量函数作为输入之前。我们发现随着晕质量的增加，散射会下降，从10^{12} Msun以下的0.22 dex下降到10^{14} Msun时的0.18 dex。该模型还使严格的限制卫星恒星质量函数在固定的晕质量，预测偏离Schechter功能形式在高质量晕。iHOD模型可以很容易地应用于现有的和未来的光谱数据集，大大提高了统计约束的恒星晕质量关系相比，传统的HOD方法在同一调查。
2015-05-11 astro-ph.CO
The central dark matter content of early-type galaxies: scaling relations and connections with star formation histories
我们使用一套简单的动力学和恒星星族模型，研究了大量低红移早型星系的质量、大小和恒星形成历史之间的相关性。我们确认的大小和恒星年龄之间的反相关性，并调查与暗物质（DM）的中心内容的趋势。中心DM密度与星系大小之间的平均关系为<rho_DM>~ Reff^-2，这是第一次清楚地表明这些星系中存在尖形DM晕--类似于经历绝热收缩的标准LCDM晕。DM密度与星系质量的比例与预期一致，偏离矮星系和晚型星系的普遍晕轮廓的建议。我们引入了一个新的基本约束星系形成的发现，中央DM分数随恒星年龄的下降。这一结果只能部分解释的大小年龄的依赖性，和剩余的趋势是在相反的方向基本DM晕的预期。因此，我们认为，年龄和晕收缩之间可能存在联系，早期形成的星系有更强的重子反馈，扩大了他们的晕，否则笨重的重子吸积，避免晕收缩。另一种解释是较老的恒星星族有较轻的初始质量函数。
2010-03-08 astro-ph.CO
M82 as a Galaxy: Morphology and Stellar Content of the Disk and Halo
几十年来，核恒星暴一直是M82的焦点，很少有人讨论M82作为一个星系。在过去的十年中，随着关于其盘和晕的形态和恒星含量的一些重要结果的发表，情况正在发生变化。在这篇综述中，我们将在M82星系的框架内讨论这些最新的发现。近半个世纪以来，人们都知道M82作为一个星系并不遵循正常星系的预期趋势，这促使形态学家以Irr II或无定形的名义引入了一个单独的形态类型。现在人们已经了解到，其明显独特的形态外观背后的主要原因是其独特的恒星形成历史，气体密度的径向分布和旋转曲线的形式。该盘几乎所有的恒星都是在大约5亿年前通过爆发模式形成的，而盘状恒星的形成在大约1亿年前完全熄灭。盘状爆发的化石记录以数百个致密星团的形式存在，它们的质量与银河系中的球状星团相似，但要年轻一个数量级。目前的恒星形成完全局限于中央500 pc区域，其中包含200多个年轻的致密星团。该盘包含一个非恒星形成的螺旋臂，由于消光和视线高度倾斜的组合，从光学视图中隐藏起来。M82的晕圈在其恒星成分方面也是不寻常的，有证据表明恒星形成，尽管在低水平上，持续发生超过十亿年。我们仔细研究了每一个观察到的异常，以研究相互作用对M82进化的整体影响。
2009-06-03 astro-ph.CO
A statistical analysis of the late-type stellar content in the Andromeda halo
我们给出了M31晕中碳星与M巨星（C/M）比值的统计特征。基于对Keck/DEIMOS光谱应用伪滤波带通，我们测量了巨大恒星流和远距离晕场中1288颗恒星的81-77色指数。从这个完善的窄带系统中，再加上V-I色，我们只发现了少量的C星候选者（总共五个）。由此产生的10%的低C/M比与文献中M31盘和内晕中的值一致。虽然我们的分析受到小数量统计和样本选择的挑战，但有迹象表明，富氧M巨星在整个晕中的数量相似。我们还发现，在C-星人口的晕场相比，巨大的流没有什么不同。非常低的C/M比与观测到的低金属丰度和大半径的中等年龄恒星的存在不一致。我们观察到在这些区域中没有大量的碳星，这表明M31晕（外部）不可能由盘状或SMC型星系的碎片主导，而是类似于矮椭圆NGC 147。
2010-04-06 astro-ph.CO
SPIDER VII - Revealing the Stellar Population Content of Massive Early-type Galaxies out to 8Re
星系中恒星星族的径向趋势为理解星系生长机制提供了一个有价值的工具。在本文中，我们提出了第一个全面的分析光学光学和光学近红外颜色，作为星系质量的函数，出晕区（8 Re）的早型星系（ETGs）。我们从基于SDSS的SPIDER调查中选取了674个大质量ETG（M*> 3 × 10^10MSun）样本。通过与大范围的人口合成模型的比较，我们得到了强大的年龄和金属丰度的径向趋势的约束。金属丰度明确地发现向外减小，在外部区域的斜率明显变陡（Re<R<8 Re）。发现恒星年龄的梯度对所使用的模型更敏感，但一般来说，ETG的外部区域与核心相比具有更老的人口。对于我们样本中质量最大的星系（M*> 10^11 MSun），这种趋势最为强烈。此外，当相对于大尺度环境分离时，居住在较高密度区域的ETG的年龄梯度更显著。这些结果揭示了大质量星系从中心核形成到恒星包层生长的过程。外层区域的星族比核心区域的更古老，更缺乏金属，这一事实表明，大质量星系的包层是由吸积的小卫星（即小合并）组成的，这些卫星的恒星是在星系形成的第一阶段诞生的。
2012-08-02 astro-ph.CO
The clustering of galaxies as a function of their photometrically-estimated atomic gas content
本文介绍了一种新的光度估算方法，它是恒星质量、恒星表面质量密度、NUV-r色和g-i色梯度四个参数的线性组合。利用GASS和ALOFA巡天的HI谱线探测结果，对邻近星系（0.025<z<0.05）的M_HI/M_* 进行了标定，结果表明，即使对于HI丰富的星系，该方法也能提供无偏的M_HI/M_* 估计。我们将此估计应用于SDSS/DR 7中相同红移范围内的~ 24，000个星系的样本。然后，我们将这些星系的恒星质量和HI质量分数和计算投影两点交叉关联函数相对于参考星系样本。结果进行了比较，从目前的半解析模型的星系形成的预测。对于恒星质量大于10^10 M_sun的星系，这种一致性是好的，但对于较低质量的系统则不然。然后，我们通过研究HI-穷人或HI-丰富的星系相对于正常HI含量的星系在100千秒差距和~5百万秒差距之间的尺度上的集群的偏见扩展分析。对于HI-缺乏人口，最强的偏差效应出现时，HI-缺乏的定义相比，相同的恒星质量和大小的星系。半解析模型无法重现这一现象，因为在半解析模型中，卫星中恒星形成的猝灭是通过“饥饿”发生的，而不依赖于它们的内部结构。发现质量大于10^10太阳质量的富HI星系与“正常”HI含量的星系相比是反偏置的。有趣的是，在低质量星系中没有发现这种效应。
2012-05-19 astro-ph.CO
The Atacama Cosmology Telescope: the stellar content of galaxy clusters selected using the Sunyaev-Zel'dovich effect
我们提出了第一次测量的恒星质量分量的星系团选择通过Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应，使用3.6 μ m和4.5 μ m测光从斯皮策太空望远镜。我们的样本由阿塔卡马宇宙学望远镜（ACT）探测到的14个星团组成，它们的红移范围为0.27 < z < 1.07（中值z = 0.50），并具有动态质量测量，精确到约30%，中值M500 = 6.9 x 10^{14} MSun。我们测量的3.6微米和4.5微米的星系光度函数，发现特征星等（m*）和暗端斜率（α）是类似的IR选择集群样本。我们进行了第一次测量的SZ观测值（Y500和y 0）与最亮的星系团（BCG）的恒星质量和总的星系团恒星质量（M500星）的标度。我们发现BCG恒星质量和Y500（E（z）^{-2/3} DA^2 Y500 ~ M*^{1.2 +/- 0.6}）之间存在显著的相关性，尽管由于样本量较小，我们无法对关系的斜率进行强有力的限制。此外，我们还得到了E（z）^{-2/3} DA^2 Y500 ~ M500 star ^{1.0 +/- 0.6}与恒星总质量的标度关系。恒星的质量分数在0.006-0.034之间，在动力学质量方面排名第二的星团（ACT-CL J 0237 -4939）具有异常低的总恒星质量和最低的恒星质量分数。对于文献中可用的五个气体质量测量的星系团，我们没有看到相对于宇宙平均值的重子短缺…
2013-08-22 astro-ph.CO
The present-day galaxy population in spiral galaxies
虽然椭圆星系和透镜星系的恒星星族研究要多得多，但螺旋星系的研究正在迎头赶上，这一方面是由于更高的信噪比数据，另一方面是由于更好的分析方法。本文首先讨论了分析旋涡星系积分光谱的一些现代方法，并与传统方法进行了比较。然后我讨论了我们对螺旋星系恒星含量及其相关尘埃含量的理解的一些最新进展。我讨论恒星形成的历史，径向恒星人口梯度，和恒星星族在西格玛滴。
2009-02-13 astro-ph.CO
The stellar and hot gas content of low-mass galaxy clusters
我们分析了附近18个低质量星系团的恒星和热气体含量，这些星系团是在红移空间中探测到的，并选择了动力学质量为3E 14 <M/Msun<6 E14，这是从2dF星系红移巡天测量的。我们将Chandra和XMM的X射线测量与CTIO，AAT和CFHT的地面近红外观测相结合，将热气体和恒星的质量与星团的动态质量和状态进行比较。只有13个星系团在X射线辐射中被探测到，对于这些系统，我们发现它们的重子质量的7%-20%和动力学质量的3%在星光中被探测到，类似于在更大质量的星系团中观察到的情况。相比之下，五个未被探测到的星团在X射线辐射中的亮度不足，考虑到它们的恒星质量，其亮度高达10倍。虽然这些星系中星系团成员的速度分布与高斯分布难以区分，但它们都显示出不松弛的微妙迹象：要么它们缺乏一个中心的主导星系，要么明亮的星系分布比样本的其他部分更不集中和/或更细长。因此，我们的结论是，低质量的星系团和集团选择从他们的星系的速度分布表现出在他们的热气性质的二分法。它们要么在X射线中被探测到，在这种情况下，它们通常处于通常的标度关系中，要么在X射线发射中完全探测不到。未检测到的部分原因可能与星系团明显年轻的动力学状态有关，但仍然有一种明显的可能性，即这些系统中的一些系统由于其驱逐或稀疏而异常缺乏热发射气体。
2010-12-13 astro-ph.CO
The integrated stellar content of dark matter halos
对星系中恒星总量的测量，作为宿主晕质量的函数，包含了关于调节恒星形成过程效率的关键线索。我们用两种互补的方法导出了恒星总质量分数f_star随晕质量M_（500）c（z=0.2 ~ z=1）的变化关系。首先，我们推导出f_star使用统计Halo职业分布模型联合约束的数据从透镜，集群，和恒星质量函数。这种方法使我们能够探测f_star在更广泛的晕质量范围比集团或集群目录。其次，我们使用COSMOS X射线星表在群尺度上推导出f_star，并证明了两种方法的一致性在30%以内。我们用丰度匹配方法量化了f_star上的系统不确定性，我们表明，f_star上的统计不确定性（~10%）与恒星质量测量相关的系统不确定性（~45%，不包括IMF不确定性）相比相形见绌。假设一个夏布里耶IMF，我们发现在M500 c =10^13 Msun时0.012<f_star<0.025，在M500 c =10^14 Msun时0.0057<f_star<0.015。这些数值大大低于先前公布的估计数。我们调查这种差异的原因，并发现以前的工作高估了f_star由于不准确的恒星质量估计和/或因为他们假设所有星系的组中的早期类型的星系具有恒定的质光比的组合。与先前的说法相反，我们的结果表明，对于10^13 Msun以上的晕，f_star的平均值总是显著低于f_gas。结合我们的结果与最近发表的气体质量分数，我们发…
2011-08-31 astro-ph.CO
Gas-regulation of galaxies: the evolution of the cosmic sSFR, the metallicity-mass-SFR relation and the stellar content of haloes
一个非常简单的星系物理模型，其中恒星的形成是由储存器中的气体质量瞬间调节的，它将演化中的星系种群的三个不同方面联系在一起：（a）相对于晕增长的特定恒星形成率sSFR的宇宙时间演化，（b）整个星系种群和宇宙时间内的气相金属丰度，以及（c）晕中恒星质量与暗物质质量的比率。如果SFR效率和风质量负载是恒定的，sSFR被设置为星系的特定吸积率：更现实的情况下导致sSFR从这个身份扰动。金属丰度由调节系统的瞬时操作而不是由系统的过去历史设定。调节器系统自然地产生Z（mstar，SFR）关系，其中SFR作为质量-金属丰度关系中的第二参数。这将是相同的，在所有的时代，除非效率和质量负载随时间变化，自然产生所谓的“基本金属丰度关系”。观测到的SDSS星系的Z（mstar）关系表明恒星质量对晕质量有很强的依赖性，这与标准ΛCDM中恒星和晕质量函数的不同暗端斜率相一致。它还提高了sSFR相对于特定的吸积速率，并产生不同的依赖于质量，这两个都被观察到。导出的调节器系统的Z（mstar，SFR）关系与已公布的Z（mstar，SFR）数据相拟合。拟合的效率与观测到的星系中分子气体耗尽的时间尺度是一致的，而拟合的质量负载也是合理的。该模型还成功地再现了z ~ 2处成星星系的质量-金属丰度关系。
2013-03-20 astro-ph.CO
Kinematic constraints on the stellar and dark matter content of spiral and S0 galaxies
（摘要）我们提出了一个样本的14个螺旋和14个S 0星系的质量模型，限制其恒星和暗物质的内容。对于每个星系，我们从近红外测光的假设下，轴对称和一个恒定的KS波段恒星的质量与光的比例，（M/L）_Ks。为此，我们添加了一个黑暗的晕假设遵循球对称的NFW配置文件和浓度和暗质量维里半径，M_DM内的相关性。在子午线平面beta_z各向异性恒定的假设下，我们求解了相应势的Jeans方程。通过将预测的二阶速度矩与观测到的长缝恒星运动学相比较，确定了模型的三个最佳拟合参数：（M/L）Ks，M DM和beta z。这些简单的轴对称金斯模型能够准确地再现广泛的观察到的恒星运动学，通常延伸到~2-3 Re，或相当于~0.5-1 R_25。我们发现一个中位数恒星质量光比在KS波段为1.09（太阳单位）与均方根散射为0.31。我们提出了这个大样本的动态确定的恒星质光比和预测的恒星星族模型之间的初步比较。恒星星族模型预测的质光比我们测量的略低。质量模型包含一个中位数的15%的暗物质的质量内的有效半径Re，和49%的光学半径R_25。暗物质和恒星物质对半径为4.1 Re或1.0 R_25的球体内的质量贡献相等。在我们的样本中，没有证据表明螺旋和S 0的暗物质含量有任何显着差异。
2009-10-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Physical Correlations of the Scatter between Galaxy Mass, Stellar Content, and Halo Mass
我们使用宇宙机器来分析中央星系质量，晕中的总恒星质量和暗物质晕质量之间的散射源。我们还提出了一个新的晕质量估计，cen+N质量：中央和N个最大质量的卫星的恒星质量的总和。我们表明，当真正的空间位置是完全已知的，cen+N质量分散的竞争与基于丰富度的估计。然而，在红移空间中，cen+N质量受到宇宙机器模型中投影效应的影响较小。因此，cen+N质量是一个可行的低散射晕质量估计，并应被视为一个重要的工具，以约束宇宙学与即将到来的光谱数据从DESI。我们分析了恒星质量的散射在固定的晕质量，并表明，在晕中的恒星总质量是不相关的次级晕属性，但中央恒星质量是晕质量和晕年龄的函数。这是因为在较老的晕中，中央星系有更多的时间通过吸积而成长。如果UniverseMachine模型是正确的，那么对大质量选定样本的准确星系晕建模除了质量之外还需要考虑晕的年龄。
2019-05-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
The stellar mass fraction and baryon content of galaxy clusters and groups
[摘要]对52个星团样本的分析表明，低质量的星团和星团在恒星含量方面并不是它们的大质量表亲的简单缩小版本：较轻的星团每单位星团质量有更多的恒星。同样的分析也显示，星团和星团群的恒星含量在给定的星团质量下表现出内在的扩散，即星团在它们所包含的恒星数量上彼此不相似，即使在固定的星团质量下也是如此。恒星的质量分数取决于晕质量，（对数）斜率为-0.55+/-0.08，在固定的星团质量下，内禀散射的dex为0.15+/-0.02。我们确定的气体质量分数在一个固定的集群质量的内在散射较小，0.06+/-0.01德克斯。恒星和气体质量分数的内禀散射是一个独特的特征，表明星系团和星系团收集物质的区域（几十Mpc）在气体和重子含量方面还不能代表宇宙的平均物质含量。观察到的恒星质量分数值与气体动力学模拟冷却和恒星形成的集群和集团显着不一致。我们发现，对于13.7<lg（质量）<15.0太阳质量的星系团和星系群，重子（气体+恒星）分数是相当恒定的，它与WMAP导出的值相差约6 sigma。这种偏移可能与我们对内禀散射的测量所指出的重子分数可能的非普适性有关。我们的分析是第一个不假设集群在给定的晕质量是相同的，它也是更准确的在许多方面。随机计算所用的数据和代码随文件分发。
2010-04-16 astro-ph.CO astro-ph.IM stat.AP
Galaxy cluster luminosities and colours, and their dependence on cluster mass and merger state
我们研究了一个样本的19个星系团的红移范围$0.15<z<0.30$与高度完整的光谱成员目录（到$K < K^{\ast}(\rm z)+1.5$）从亚利桑那州集群红移调查（ACReS）;个人弱透镜质量和近红外数据从本地集群子结构调查（LoCuSS）;和光学测光从斯隆数字巡天（SDSS）。我们适合在每个六个带通（${\it grizJK}$）和集群质量的总集群亮度之间的比例关系，发现集群亮度是一个有前途的质量代理低的内在散射$σ_{\ln L|M}$的只有$\sim 10-20$ %的所有关系。在固定的过密度半径下，截距随波长增加，与老的恒星星族一致。散射和斜率在所有波长上都是一致的，这表明星系团的颜色不是质量的函数。比较颜色与指标的干扰水平在集群中，我们发现一个狭窄的品种在集群颜色的“干扰”集群比“不受干扰”的集群。这一趋势在对集群合并的初始阶段敏感的指标中更为明显，例如Dressler Schectman统计。我们解释这可能是证据表明，总的集群恒星形成率是“标准化”的合并，也许通过一个过程，如系统范围内的冲击在集群介质。
2017-08-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
On a new parameter to estimate the helium content in old stellar systems
我们引入了一个新的参数Δ θ-红巨星分支（RGB）凸起和主序（MS）上与凸起相同颜色的点（“基准”）之间的星等差异-以估计旧恒星系统中的氦含量。它对氦的灵敏度在整个金属丰度范围内是线性的，受年龄、光度零点的不确定性、红化或水平分支演化的影响最小。两个主要的缺点是需要精确和大量的光度数据集，以及ΔY/Δ斜率对金属丰度的强烈依赖。为了测试Δ R参数，我们选择了22个前景红化程度低、铁丰度范围广、精确、相对较深且均匀的多波段（B、V、I）测光的银河系球状星团（GGC）。我们发现，如果我们假设Y=0.20，观测到的Δ ε和α增强模型预测的Δ ε吻合得很好。与经典原始氦含量模型（Y=0.245，ΔY/ΔZ=1.4）的比较表明，观测到的Δ ε值系统地小于预测值。如果预测的参数是基于也考虑CNO增强的模型，并且如果我们考虑He增强的模型，则结果是相同的。这些发现表明，目前的恒星演化模型高估了RGB凸起的光度。我们还发现，包括包络过冲可以消除差异，如最初由Alongi等人（1993，aaps，97，851）提出的。尽管当前演化模型的输入物理可能存在局限性，但GGC的Δ ε参数至少在5σ水平上提供了星前氦的独立探测。
2011-06-14 astro-ph.CO astro-ph.SR
First results from the IllustrisTNG simulations: the stellar mass content of groups and clusters of galaxies
IllustrisTNG项目是一套新的星系形成的宇宙学磁流体动力学模拟，使用Arepo代码和更新的反馈物理模型进行。在这里，我们介绍了该系列的前两个模拟，TNG 100和TNG 300，并量化了大约4000个大质量星系群和星系团（$10^{13} \leq M_{\rm 200c}/M_{\rm sun} \leq 10^{15}$）在最近的时间（$z \leq 1$）的恒星质量含量。最富有的星系团有一半的恒星质量与卫星星系有关，另一半与中央星系和弥漫的星系团内光有关。精确的ICL分数敏感地依赖于中央星系质量的定义，在我们最大质量的星系团中，ICL占恒星总质量的20%到40%之间。$5\times 10^{14}M_{\rm sun}$及以上的晕在100 kpc以外比在100 kpc以内有更多的弥散恒星质量，径向质量密度分布的幂律斜率和暗物质（$-3.5 < α_{\rm 3D} < -3$）一样浅。总晕质量是恒星质量的一个非常好的预测因子，反之亦然：在$z=0$中，30 kpc尺度内测量的3D恒星质量为$\propto (M_{\rm 500c})^{0.49}$和$\sim 0.12$ dex散射。这可能是太陡峭的比较，现有的观测限制，即使丰富的TNG质量较小的星系（$< 10^{11}M_{\rm sun}$在恒星）是在最近的时代测量的星系恒星质量函数很好的协议。大质量星系的…
2018-01-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar content of extremely red quiescent galaxies at z>2
上下文一组20个极端红色的星系在2.5<z<3.8，具有没有尘埃的旧被动演化星系的光度特征，恒星质量约为10^{11} M_sun，其颜色可能与平均年龄大于1 Gyr的被动演化星系有关。这表明它们平均在宇宙非常年轻（<1 Gyr）时形成。目标。我们对这20个星系的恒星含量进行了新的估计，并对其中两个星系进行了更深入的分析，包括光谱学。方法.我们用GRANTECAN-10.4 m获得了两个星系的紫外静止标架光谱，并与光度数据一起进行了分析。剩下的18个星系只能用测光法进行分析。我们拟合的数据与模型的一个单一的爆发恒星星族（SSP），两个SSP的组合，以及扩展的恒星形成。结果基于一个SSP的拟合不能为蓝色和红色波长提供一致的结果。此外，在光谱中没有在~ 2，000埃处的断裂，表明相当年轻的组分是必要的。使用两个SSP，我们可以匹配光度和光谱数据，大部分的恒星星族非常古老（几个Gyr），剩余的贡献（<5%的恒星质量分数）来自年轻的，可能是残留的恒星形成成分，年龄<~0.1 Gyr。指数衰减的扩展恒星形成模型稍微改善了单次爆发模型的拟合，但它们比两个基于SSP的拟合差得多，进一步支持了剩余恒星形成的情况。结论.一个SSP无法匹配这些早期类型星系的事实突出了使用基于单线或断裂的年龄估计的局限性，例如宇宙计时器中使用的巴尔末断裂，从而质疑这种方法用于宇宙学目的。
2017-05-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The stellar population content of the thick disk and halo of the Milky Way analogue NGC 891
我们提出了深ACS图像的3个领域的边缘盘星系NGC 891，这从平面的磁盘延伸到12千秒差距，并在25千秒差距沿主轴。个别恒星的光度达到RGB顶端以下2.5等。我们利用天体光度计星表来探测NGC 891厚盘和椭球面上的恒星含量和金属丰度分布。厚盘和椭球星族的CMD主要是由具有广泛金属丰度的老RGB星组成，从[Fe/H] ~ -2.4 dex的贫金属尾到大约半太阳金属丰度。厚盘的折射率峰值在-0.9dex处。厚盘的内部，在14千秒差距内沿主轴显示没有垂直的颜色/金属丰度梯度。在外围部分，探测到一个轻微的垂直梯度，δ（V-I）/δ |Z| = 0.1 +/- 0.05 kpc^-1。然而，这种梯度是由于与贫金属晕星的混合。厚盘星的金属丰度沿长轴没有梯度，但在[Fe/H] =-1.13dex附近有约0.35dex的强烈变化，厚盘星的非对称MDF的性质在径向和垂直方向上都没有明显的变化。在太阳圆柱状距离上的恒星星族显示出与银河系明显不同的性质，这表明两个星系的吸积历史不同。椭球星族显示出非常均匀的恒星星族特性。晕恒星星族的金属丰度中值显示出一个浅梯度，从内部的-1.15 dex到距离中心24 kpc的-1.27 dex。与厚盘星相似，平均值关系存在较大的变化。
2009-03-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Complete Spectroscopic Survey of the Milky Way satellite Segue 1: Dark matter content, stellar membership and binary properties from a Bayesian analysis
我们介绍了一个全面的分析，多历元恒星的视线速度，以确定银河系的超微弱卫星的固有速度色散。我们的方法包括一个同时贝叶斯分析的成员资格概率和二进制轨道运动的贡献，观察到的速度分散在一个14参数的可能性。将我们的方法应用于Segue 1矮星系，得到Segue 1是一个高概率的暗物质主导星系，其内禀速度色散为3.7^{+1.4}-1.1} km/sec.产生这种色散所需的暗物质晕必须在一个包含星系一半恒星光度的球体内具有2.5^{+4.1}_{-1.9}太阳质量/pc ^3的平均密度。这是本星系群中最高密度的暗物质。我们的研究结果表明，Segue 1中的恒星中有很大一部分可能是双星，其最可能的平均周期接近10年，但也与太阳附近180年的平均周期一致。尽管如此，Segue 1是一个具有观测到的双星轨道运动引起的速度色散的束缚星团的可能性，在大于99%C. L.的多历元恒星速度数据中是不支持的。最后，我们的处理产生了一个投影的（二维）半光半径为28^{+5}_{-4} pc的Segue 1的恒星轮廓，在良好的协议与测光测量。
2011-08-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mapping stellar content to dark matter halos - III.Environmental dependence and conformity of galaxy colours
最近的研究表明，星系的猝灭特性在几兆秒差距内是相关的。围绕中心星系的大规模“星系整合”现象被认为是“星系组装偏差”或“预热”的潜在特征，这两种现象都将整合解释为直接环境效应作用于星系形成的结果。基于Zu & Mandelbaum（2015，2016）开发的iHOD晕淬灭框架，我们发现我们的基准晕质量淬灭模型，没有任何星系组装偏差，可以成功地解释SDSS中星系颜色的整体环境依赖性和一致性，分别通过星系颜色的标记关联函数和孤立原色周围的红色星系分数来测量。我们的基准iHOD晕淬灭模拟也正确地预测了更多与更少的红色星系子样本之间的空间聚类和星系透镜信号的差异，在固定的恒星质量下被红色序列脊线分割。与此同时，将星系颜色全部或部分与晕组装偏差联系起来的模型很难同时匹配所有这些观测值。因此，我们证明，所观察到的星系颜色的环境依赖性可以自然地解释为1）晕淬灭和2）晕质量函数随环境的变化-由两个独立的物理过程介导的间接环境效应。
2017-04-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The origin of dust in galaxies revisited: the mechanism determining dust content
宇宙尘埃的起源是行星科学中的一个基本问题。本文利用由恒星、星际介质、金属（比氦重的元素）和尘埃组成的星系的化学演化模型，重新探讨了星系，特别是银河系中尘埃的起源。我们开始从四个组件的时间演化方程的审查，然后，我们提出了简单的食谱恒星残余质量和产量的金属和尘埃的基础上恒星核合成和尘埃形成的模型。在用太阳邻域的观测数据对模型参数进行校正后，我们证实了如果理论工作所建议的尘埃破坏效率是正确的，那么恒星尘埃产生率相对于超新星尘埃破坏率是不足的。如果分子云中物质吸积导致的尘埃质量增长是活跃的，那么在太阳附近观测到的尘埃量就被重现了。我们提出了一个明确的分析解释的机制，用于确定星系中的尘埃含量后，激活的吸积增长：吸积增长和超新星破坏之间的平衡。因此，尘埃含量是独立的恒星尘埃产量的不确定性后的增长激活。活化的时间由取决于生长和破坏效率的临界金属质量分数决定。太阳系的形成似乎发生在激活之后很久，在原太阳星云中存在大量的尘埃。
2012-02-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Rapid build-up of the stellar content in the protocluster core SPT2349$-$56 at $z\,{=}\,4.3$
位于$z\,{=}\,4.3$的原星系团SPT 2349 $-$ 56包含已知最活跃的恒星形成核心之一，但对该系统总恒星质量的限制非常不确定。因此，我们对这个系统进行了深入的光学和红外观测，探测静止帧紫外到红外波长。使用光谱确认的原星团成员的位置，我们确定对应物，并进行详细的源去混合，使我们能够拟合光谱能量分布，以估计恒星质量。我们发现，在SPT 2349 $-$ 56星系的恒星质量成正比于他们的高恒星形成率，与其他原星系团星系和场亚毫米星系（SMG）周围的红移4。在SPT 2349 $-$ 56星系平均较低的分子气体恒星质量分数和耗尽的时间尺度比外地SMG，虽然有相当大的分散。我们构造了SPT 2349 $-$ 56的恒星质量函数，并将其与$z\,{=}\,1$星系团的恒星质量函数进行了比较，发现两者之间的形状一致。我们从我们的HST-F160 W成像中测量静止框架星系紫外半光半径，发现平均而言，我们样本中的星系在这些红移下的大小与典型的恒星形成星系相似。然而，在我们的样本中，最亮的HST检测到的星系，在原星团核心的亮度加权中心附近发现，在这个波长下仍然无法分辨。流体动力学模拟预测，核心星系将迅速合并成一个最明亮的星系团，因此我们的观测提供了这类物体的早期形成机制的直接视图。
2022-04-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The stellar content of low redshift radio galaxies from near-infrared spectroscopy
本文给出了8个低红移（z<0.06）射电星系的中光谱分辨率近红外（NIR）HK波段光谱，以研究其宿主星系的近红外恒星性质。作为一个均匀的比较样本，我们使用了9个不活跃的椭圆星系，观察到类似的分辨率和波长范围。研究的目的是比较射电星系的近红外光谱特性的不活跃的早型星系，并进一步产生的第一个近红外HK波段光谱的低红移射电星系。对于两个样品，测量了几个诊断吸收特征的光谱指数，SiI（1.589微米），CO（1.619微米），NaI（2.207微米），CaI（2.263微米），CO（> 2.29微米）。为了表征星族的年龄，测量的吸收特征的EWs与相应的恒星合成模型计算的EWs的理论演化曲线进行了拟合。射电星系的EW（CO 2.29）平均略大于不活跃椭圆星系。最有可能的是，EW（CO 2.29）是没有显着影响稀释，从而表明椭圆星系包含活动星系核是在一个不同的阶段，在他们的演变比不活跃的椭圆星系。这一点也得到了其他NIR特征（如CaI和NaI）相互比较的支持。吸收特征与中间年龄的恒星星族一致，表明宿主星系同时包含年老和中间年龄的成分。这与以前的光谱学研究一致，这些研究表明了射电星系的中间年龄（~2 Gyr）恒星星族的证据，也表明了一些早型星系的证据。中间年龄星族的存在是恒星形成事件（可能由相互作用或合并事件引起）与核活动触发之间的联系。
2009-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dependence of the LMXB population on stellar age
我们调查的依赖低质量X射线双星（LMXB）人口的早型星系的恒星年龄，通过选择20个大质量附近的早型星系从钱德拉档案占据一个相对狭窄的范围内的质量和跨越广泛的年龄范围，从1.6 Gyrs到超过10 Gyrs，与6 Gyrs的中值。在总共探测到约2000个X射线点源的情况下，我们将每个星系中LMXB的具体数量与其恒星年龄和球状星团（GC）含量进行了关联。我们发现了LMXB人口和恒星年龄之间的相关性：较老的星系倾向于拥有比年轻星系多约50%的LMXB（每单位恒星质量）。这种依赖性的解释是复杂的大散射和相当强的相关性恒星年龄和GC含量的星系在我们的样本。我们目前的证据表明，更重要的因素可能是随着时间的推移的LMXB人口的演变。它的影响被更老星系中更大的GC含量进一步放大，相应地，它们中动态形成的双星数量也更大。我们还发现了X射线光度函数（XLF）随年龄的明显演化，即较年轻的星系每单位恒星质量有更多的明亮源和更少的暗淡源。年轻星系中LMXB的XLF似乎明显超过E39 erg/s。这样明亮的光源在较老的星系中似乎不太常见。我们发现，6的~ 12（超）发光源位于GC。
2012-08-22 astro-ph.CO astro-ph.HE
Angular momentum evolution for galaxies in a Lambda-CDM scenario
星系形成在当前的宇宙学范式中是一个非常复杂的过程，其中流入，流出，相互作用和合并是常见的事件。这些过程可以重新分配重子的角动量含量。最近的观测结果表明，盘形成守恒角动量，而椭圆星系，虽然失去角动量，确定星系的特定角动量和恒星质量之间的相关性。这些观测结果提供了严格的限制，星系形成模型在一个层次聚类的情况下。我们的目的是分析特定的角动量含量的光盘和隆起组件作为维里质量，恒星质量和红移的函数。我们还估计了模拟星系的大小，并与观测结果进行了对比。我们使用宇宙流体动力学模拟，包括一个有效的，物理动机的超新星反馈，这是能够调节恒星形成的晕不同的质量。我们分析了宇宙学模拟中星系样本的形态和形成历史，通过对所分析的系统及其祖先进行膨胀盘分解。我们估计的角动量内容的恒星和气体盘，恒星的隆起和重子总数。与最近的观测结果相一致，我们模拟的星系有光盘和球状体组件的特定角动量内容确定与恒星和暗物质质量具有相同的斜率的相关性，虽然球状体组件偏移了一个固定的分数。节录。
2015-08-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
X-Ray And Optical Flux Ratio Anomalies In Quadruply Lensed Quasars. II. Mapping the Dark Matter Content in Elliptical Galaxies
本文对14个四重透镜类星体的61个Chandra观测数据进行了微透镜分析。单个类星体图像的X射线通量测量给出了透镜星系中微透镜效应的清晰确定，从而提供了对构成透镜星系沿视线的总积分质量的恒星物质的局部分数的直接评估。对透镜星系系综的贝叶斯分析给出了最有可能的本地恒星比例为7%，其余93%为光滑的暗物质成分，距离透镜星系中心的平均碰撞参量R_c为6.6 kpc。我们根据R_c将系统分成更小的系综，发现最可能的局部恒星分数如预期的那样在定性和定量上变化，作为R_c的函数而减小。
2012-05-21 astro-ph.CO astro-ph.HE
Rhapsody-G simulations I: the cool cores, hot gas and stellar content of massive galaxy clusters
我们提出了Rhapsody-G套件的宇宙学流体动力学AMR变焦模拟的10个大质量星系团在$M_{\rm vir}\sim10^{15}\,{\rm M}_\odot$规模。这些模拟包括冷却和次分辨率模型的恒星形成和恒星和超大质量黑洞反馈。选择样本以捕获产生类似最终质量的集群的组装历史的整个范围。我们提出了一个概述的成功和缺点，这样的模拟再现星系的恒星属性以及集群中的热等离子体的属性。在我们的模拟中，长寿命的冷核/非冷核二分法自然出现，非冷核的出现与低角动量主要合并有关。然而，与观测结果相比，冷核星系团的中心熵较低，这不能通过AGN的热反馈来缓解。对于簇标度关系，我们发现，模拟匹配以及普朗克SZ簇的$M_{500}-Y_{500}$标度，但偏离所观察到的X射线光度和温度标度关系的意义上是稍微太亮，太冷，在固定的质量，分别。恒星产生的效率与丰度匹配的限制和中央星系的恒星形成率与最近的观测一致。虽然我们的模拟因此匹配各种关键属性非常好，我们的结论是，这些缺点强烈表明非热过程（通过反馈或其他方式）或热传导在塑造集群内介质中的重要作用。
2015-09-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Upper limits on the dark matter content in globular clusters
本文通过对9个邻近球状星团进行球状金斯分析，系统搜寻暗物质和中等质量黑洞，未发现二者存在的证据，并给出其质量上限。
2022-09-26 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The baryon content of groups and clusters of galaxies in the FABLE simulations
我们在宇宙学流体动力学模拟的FABLE套件中研究星系团和星系团的气体和恒星质量含量，包括它们的中央最亮星系团（BCGs），卫星星系和团内光（ICL）的演化。FABLE星团的总气体和恒星质量与观测结果非常吻合，并且在$z \lesssim 1$的固定晕质量下，$M_{500} \gtrsim 3 \times 10^{14} M_{\odot}$的红移演化可以忽略不计，这与Sunyaev Zel 'dovich（SZ）选择的星团样品的最新发现一致。重要的是，模拟预测这些量在低质量（$M_{500} \sim 10^{14} M_{\odot}$）制度，这将是测试与即将到来的SZ调查，如SPT-3G显着的红移演变。虽然FABLE BCGs的恒星质量与观测结果相当一致，但卫星星系中的恒星总质量低于观测值，而ICL中的总质量略高。这可能是由于卫星星系尺寸较大而增强的潮汐剥离造成的。BCG的特征是在$z < 1$处的中等恒星质量增长与ICL的后期发展相一致。BCG质量增长的水平与最近的观察结果非常一致，但是，我们警告说，推断的增长敏感地依赖于质量定义。我们进一步表明，在原位恒星形成的贡献超过一半的质量BCG在其寿命，其中大部分是在$z > 1$获得的恒星形成率最高。BCG+ICL分量的恒星质量分布与在$z \approx 0$观测到的$\sim 100$ kpc的分布相似，并且在几百kpc的…
2020-07-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
