Chemically primitive dwarf accretion reignites the inner disk assembly of Malin 1
Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics（天文与天体物理大学中心）
本研究通过AstroSat观测与MUSE光谱分析Malin 1内盘，发现其近期恒星形成源于化学原初富气矮星系的吸积瓦解，证实外源性离散吸积驱动了该星系内盘组装。
2025-11-15 astro-ph.GA
Clumpy dust rings around non-accreting young stars
我们调查四个年轻的，但非吸积，非常低的质量恒星在猎户座，这表明不规则的日食的星周尘埃。日食不是周期性的，深度可变，缺乏平坦的底部，它们的持续时间与日食之间的典型时间尺度相当。变暗与变红有关，这与尘埃消光一致。综合起来，这意味着这四颗恒星周围存在着环，半径从0.01到40 AU不等，由光学上薄的尘埃云组成。恒星还显示出红外过剩，表明存在着演化的星周盘，其数量级比日食所需的物质多。然而，光环需要覆盖大约20度的张开角，才能解释这些变星在同一地区的同时代人口中有多普遍，这比典型的圆盘更延伸。因此，我们认为环可能不是盘的一部分，而是具有更大尺度高度的独立结构。为了维持多年，环需要补充来自圆盘的尘埃或引力束缚到物体上（例如，行星或微行星）。这四颗恒星属于后金牛座T型恒星中不断增长和多样化的一类，它们的光变曲线会出现凹陷或日食。尘埃环的尺度高度超过了盘的尺度高度，这可能是恒星年龄在500万年到1000万年之间，从吸积盘过渡到碎片盘的一种常见现象。这些结构可能是由迁移的行星造成的，也可能是年轻行星系统存在的标志。
2019-01-29 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Hierarchical Cluster Assembly in Globally Collapsing Clouds
通过对分子云整体分级坍缩（GHC）过程的数值模拟，讨论了团簇形成的机制。崩溃的全球性质意味着SFR随着时间的推移而增加。崩塌的层次性由大规模崩塌中的小规模崩塌组成。大规模的崩塌比小规模的崩塌晚了几百万年达到顶峰，它由增生到巨大的中央团块上的对流组成。小尺度的坍缩形成团块，这些团块嵌在细丝中并落在大尺度的坍缩中心上。在早期的小规模坍缩中形成的恒星与它们的母星系团有着相同的下沉运动。因此，暗条将气体和恒星物质输送到大质量的中央星团。这导致了一些较老的恒星出现在一个新的原恒星正在形成的区域，也导致了一个自相似的结构，其中每个单元都由较小尺度的子单元组成，这些子单元彼此接近并可能合并。由于在暗条中形成的较老恒星与中心团的气体有着相同的下沉运动，因此它们往往比中心团中形成的较年轻恒星具有更大的速度和更大的分布面积。最后，将IMF的表面值解释为概率分布意味着大质量恒星只有在{ \it local} SFR大到足以将IMF采样到高质量时才会形成。结合SFR的增加，这意味着大质量恒星往往出现在MC演化的后期，并且只出现在中心的大质量团块中。我们讨论了这些功能与观测到的年轻星团的属性的对应关系，发现非常好的定性协议，从而提供支持的情况下，全球性的，层次崩溃的MC，同时解释所观察到的集群结构的起源。
2016-11-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Nearby Clumpy, Gas Rich, Star Forming Galaxies: Local Analogs of High Redshift Clumpy Galaxies
明亮的致密蓝色星系（LCBG）具有增强的恒星形成速率和致密的形态。我们结合Sloan数字巡天数据和29个LCBG在红移z~0的HI数据来了解它们的性质。我们发现，本地LCBG有高的原子气体分数（~50%）和恒星形成率每恒星质量与一些高红移恒星形成星系一致。许多局部LCBG也具有团块状形态，团块分布在其盘上。虽然很罕见，但这些星系看起来与通常在z~1-3观测到的形成星团的星系相似。本地LCBG分为三组：1。相互作用星系（~20%）; 2。cluerical spirals（~40%）; 3.非旋团，非螺旋，形状规则，有效半径和恒星质量较小（~40%）。看来，建立高气体分数的方法，然后触发恒星形成，是不一样的所有本地LCBG。这可能导致星系特性的二分法。我们认为可能的气体输送方案，并建议cluerical螺旋，优先位于集群和同伴，顺利吸积气体从潮汐中断的同伴和/或集群内的气体丰富的剥离卫星。相反，由于非clueries星系优先位于该领域，往往是孤立的，我们建议clueries，冷流，破坏星系盘，防止团块的形成，作为一个可能的气体输送机制，这些系统。其他可能性包括平稳的冷流，一系列小的合并，或主要的相互作用。
2015-06-15 astro-ph.GA
Resolved mass assembly and star formation in Milky Way Progenitors since $z = 5$ from JWST/CANUCS: From clumps and mergers to well-ordered disks
基于JWST/CANUCS对877个银河系前身星系的分辨研究，发现其质量增长由内而外，早期演化混乱，z=3后趋于盘状。
2025-09-25 astro-ph.GA
Cluster Assembly in Hierarchically Collapsing Clouds
我们讨论了分层坍缩分子云中团簇形成的机制。最近的观测和数值证据表明，分子云（MC）可能正在经历全球性的、层次性的引力坍缩。“等级”制度由大规模崩溃中的小规模崩溃组成。后者意味着恒星形成率在演化的早期阶段系统性地增加，并通过向密度、质量和速度分散度更高的“中心”的对流发生，并在小规模坍缩开始形成恒星之后的几百万年达到顶峰。反过来，小规模的坍缩发生在嵌在细丝中的团块中，并且它们自己落入仍在进行的大规模坍缩的更大的势阱中。在早期的小尺度坍缩中形成的恒星与它们的母团一起向更大的势槽方向下落，因此这些暗条将气态和恒星物质输送到中心。这导致了在新的原恒星仍在形成的区域中存在较老的恒星，导致了星团的无标度或分形结构，其中每个单元都由较小尺度的单元组成，并导致了子单元的最终合并，解释了观测到的疏散星团的结构特征。
2016-02-23 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
ALMA2040: Understanding the Early Assembly of Galaxies - The Formation of Star-Forming Clumps and their Role in Shaping Galaxy Evolution
ALMA2040将通过观测z>1的星系的GMCs，结合多设备协同，揭示恒星形成团块与分子气体的关联，革新对星系早期组装及演化的认知。
2026-10-16 astro-ph.GA astro-ph.IM
Secular evolution and the assembly of bulges
膨胀有不同的类型，形态和运动学，从伪膨胀，接近磁盘的属性（Sersic指数，旋转分数，flatenning），以经典的德Vaucouleurs膨胀，接近椭圆星系。长期演化和砂坝发育可产生假凸起。为了确保长期的演化，气体流动需要沿着星系的寿命。越来越多的证据表明螺旋星系周围有冷气体吸积。这可以解释砂坝的破坏和改造循环以及假隆的形成。然而，在星系演化的早期，也可以通过大合并、小合并和大质量团块形成凸起。膨胀的形成是如此有效，以至于今天很难解释无膨胀星系的存在。
2009-01-01 astro-ph.GA
The Fornax3D project: The assembly history of massive early-type galaxies in the Fornax cluster from deep imaging and integral field spectroscopy
这项工作是基于高质量的积分场光谱数据获得的多单元光谱探测器（MUSE）的甚大望远镜（VLT）。在天炉座星系团维里半径内的21个最亮的（$m_B\leq 15$等）早型星系（ETG）被观测到的距离为$\sim2-3\ R_{\rm e}$。VLT巡天望远镜（VST）的深度成像也可用于样品ETG。我们调查的星系结构特性的变化作为总恒星质量和集群环境的函数。此外，我们相关的发光组件的大小尺度来自VST的表面亮度径向配置文件的样本ETGs与恒星运动学和人口特性的MUSE径向配置文件的多分量分解。结果与理论预测和以前的观测研究进行了比较，并用于解决大规模ETG的天炉座星系团的组装历史。我们发现，星系团的核心和南北集群，其中有最高的吸积质量分数，在其外围比星系落入集群的金属丰度梯度温和。我们还发现，在年龄和金属丰度之间的分离属于核心和南北星系团和下落星系。新的发现很好地符合天炉座星系团的组装历史的一般框架。
2022-05-30 astro-ph.GA
Simulating Star Formation and Star Cluster Assembly in the Aquila Rift Using Archival Observations
The University of Tokyo（东京大学）；University of Toronto（多伦多大学）；McMaster University（麦克马斯特大学）
本文通过模拟阿基拉裂谷分子云内的恒星形成和恒星团组装过程，探讨了气体在恒星团形成中的作用，发现气体流动促进恒星团合并，并影响最终的恒星团结构。
2026-05-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Finite Resolution Deconvolution of Multi-Wavelength Imaging of 20,000 Galaxies in the COSMOS Field: The Evolution of Clumpy Galaxies Over Cosmic Time
在遥远星系中观察到的致密恒星形成团块通常被认为在星系组装中起着至关重要的作用。本文采用一种新的方法，对COSMOS场的地基图像进行有限分辨率反褶积，将20,185个恒星形成星系（SFG）在0.5<z<2处分辨到角分辨率为0.3”，并研究了它们的星团分数。在四个不同的过滤器之间的反卷积和HST图像的比较显示出良好的一致性，并验证反卷积。我们使用去卷积的14波段图像的光谱能量分布模型，以提供解决这些星系的表面亮度和恒星质量密度图。我们发现，cluerous星系的分数随着恒星质量的增加而减少，随着红移的增加：从~30%（z ~ 0.7）到~50%（z ~ 1.7）。使用丰度匹配，我们还跟踪z ~ 0.7的星系的祖先，并测量团块对它们的总质量预算的分数质量贡献。观察到团簇在更高的红移下对星系有更高的质量分数贡献：从z ~ 0.7的~1%增加到z ~ 1.7的~5%。最后，大多数星团的SFG有较高的特定恒星形成率（sSFR）相比，平均SFG在固定的恒星质量。我们讨论了这一结果的影响，在原位团块形成由于磁盘不稳定。
2021-10-14 astro-ph.GA
Magnetic stability of massive star forming clumps in RCW 106
RCW 106分子云复合体是一个活跃的大质量恒星形成区域，那里正在发生迷你星暴。我们研究了它的磁结构的近红外偏振观测与成像偏振仪SIRPOL的IRSF 1.4米望远镜。全球磁场几乎平行于银道面和云伸长的方向。用Davis-Prasekhar-Fermi方法计算了71个团簇的$\sim100$ - $1600~μ$ G的磁场强度。我们还评估了这些团块的磁稳定性，发现大质量恒星形成团块往往是磁不稳定和引力不稳定的。因此，我们提出了一个新的标准来寻找大质量的恒星形成团块。这些细节表明，在不增加磁通量的情况下提高团块密度的过程对于大质量恒星的形成是必不可少的，并且是沿着磁场线吸积质量的必要性。
2019-04-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Witnessing galaxy assembly in an extended z~3 structure
我们提出了在一个类星体场中用甚大望远镜上的多单元光谱探测器获得的新观测结果，该类星体场在z~3.25处具有高柱密度阻尼Lyα吸收体（DLA）。我们在距离类星体视线30.5+/-0.5 kpc的投影距离上，探测到一个DLA红移的星云的Lyα发射，其线光度为27 +/-1 x1 e41 erg/s，比表面亮度极限6x 1 e-19 erg/s/cm 2/arcsec 2高出37+/-1 kpc。这个星云内有两个团块，它们的Lyα静止框架等效宽度都大于50 A，相对视线速度与DLA光谱中的两个主要吸收成分一致。此外，我们还发现了一个紧凑的星系，距离类星体视线的投影距离为19.1+/-0.5千秒差距。星系光谱是嘈杂的，但与DLA红移的恒星形成星系一致。我们认为，Lyα星云是由两个团块内部恒星形成的辐射电离的，或者是由致密星系的辐射电离的。无论哪种情况，这些数据都意味着存在一个大小>>50 kpc的结构，星系正在其中聚集，这与EAGLE模拟等宇宙学模拟预测的星系形成一致。
2017-07-21 astro-ph.GA
The ALMA-QUARKS Survey: II. the ACA 1.3 mm continuum source catalog and the assembly of dense gas in massive star-forming clumps
研究基于ALMA-QUARKS的ACA 1.3毫米观测构建207源星表，估算碎块物理性质，揭示约6%的尺度无关致密气体比例及其随光度质量比升高的演化规律。
2024-04-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
ZOMG II: Does the halo assembly history influence central galaxies and gas accretion?
星系大小的暗物质晕的增长率和内部动力学取决于它们在宇宙网中的位置。位于节点处的光环直到现在都在质量上增长，并由径向轨道控制。相反，嵌入突出的丝状体中的晕在大小上变化不大，并且主要由切向轨道控制。使用变焦流体动力学模拟，包括恒星的形成和反馈，我们研究气体如何吸积到这些不同类别的对象，为简单起见，我们配音'吸积'和'停滞'晕。我们发现，所有的晕得到一个新的供应，新的吸积气体在其内部区域，虽然这慢慢减少随着时间的推移，特别是停滞的晕。新气体的流入量总是高于（但与之相当）回收材料的流入量。总的来说，冷气体部分增加（减少）随着时间的吸积（停滞）晕。在所有的情况下，一个恒星盘和一个凸起的形式在模拟晕的中心。恒星总质量与基于丰度匹配技术的预期非常一致。中央星系的许多性质似乎与晕所处的大尺度环境无关。然而，有两个明显的例外，相对于它们的吸积对应物，星系晕是不稳定的：i）星系盘包含更古老的恒星星族; ii）它的垂直尺度高度是两倍或更多。这种增厚很可能是由于合并和近距离飞越对长寿盘的加热。
2017-05-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Multiple Merger Assembly of a Hyper-luminous Obscured Quasar at redshift 4.6
星系合并和来自宇宙网的气体吸积在早期推动了星系及其中心黑洞的生长。我们报告光谱成像的多重合并事件中最明亮的已知星系，WISE J224607.56-052634.9（W2246-0526），尘埃遮蔽类星体在红移4.6，1.3 Gyr大爆炸后。远红外尘埃连续体观测显示，W2246-0526周围有三个星系同伴，它们的形态受到干扰，由动力学相互作用可能产生的尘埃流连接。潮汐尘埃桥的探测表明，W2246-0526正在吸积它的邻居，这表明合并活动可能是一种主导机制，通过这种机制，最明亮的星系同时掩盖和喂养它们的中心超大质量黑洞。
2018-11-14 astro-ph.GA
Disk formation and the origin of clumpy galaxies at high redshift
对高红移星系的观测已经揭示了大量的大星团，这些星团正在迅速地形成恒星。它们的形成情况以及它们与当今螺旋的联系仍然是未知的。在这封信中，我们进行自适应网格细化模拟磁盘形成的宇宙学背景下，是无与伦比的质量和空间分辨率。我们发现，所谓的“链星系”和“团簇”是一个自然的结果，早期时代的增强气体吸积从冷密流以及潮汐和冲压压力剥离材料从小合并和卫星。通过与热晕气体的相互作用，这些新吸积的冷气体沉降到一个大的盘状系统中，不一定与较老的恒星成分对齐，经历了碎片化和随后的恒星形成，形成质量范围为10^7-10^9 M_sun的大团块。星系形成是一个复杂的过程，在这个重要的时代，大多数中央重子正在通过一系列不同的机制获得-我们强调，一个快速的质量加载时代需要燃料的碎片发生在大规模的武器在外围扩展磁盘，吸积模式，自然发生在早期时代的层次组装过程。
2009-07-31 astro-ph.GA
Rapid Mass Segregation in Massive Star Clusters
已经提出了几种动力学方案，可以导致一个年轻的集群的交叉时间尺度上的提示质量分离。它们通常依赖于冷的和/或cloudly的初始条件，并且与小系统最相关。作为对比，我们提出了一种新的动力学机制，可以在相对较大的，均匀的，冷或冷系统。这种机制可能是重要的，在了解大会的大质量隔离集群从较小的团块。
2012-10-30 astro-ph.GA
Coordinated Assembly of Brightest Cluster Galaxies
大质量暗物质晕中的玻色子星系团（BCGs）是由复杂的合并过程形成的。我们在$z\sim0.1$上对Abell 3827的中心区域进行了详细的恒星星族分析，其中包括参与BCG组装的五核星系。基于多单元光谱探测器（MUSE）的深源光谱，我们拟合了位于星系团中心70 kpc的13个早型星系（ETG）的光谱。在这些ETG的中央$R=1$ kpc的恒星星族是老的（6-10 Gyr）。它们的[Fe/H]随$σ_{\star}$和恒星质量的增加而增加。更重要的是，靠近星系团中心的星系的[ $α$ /Fe]似乎并不依赖于$σ_{\star}$或恒星质量，这表明星系团中心对[ $α$ /Fe]- $σ_{\star}$和[ $α$ /Fe]- $M_{\star}$关系的影响不同于其他环境，在其他环境中，[ $α$ /Fe]随着$σ_{\star}$或$M_{\star}$的增加而增加。我们的研究结果揭示了协调组装的BCGs：它们的积木是不同于一般的低质量人口的高[ $α$ /Fe]。因此，大质量星系通过优先吸积高[ $α$ /Fe]系统而成长。径向轮廓也带有协调组件的印记。它们的[Fe/H]下降和[ $α$ /Fe]平坦的径向剖面证实吸积系统具有低金属丰度和高[ $α$ /Fe]恒星含量。
2018-07-22 astro-ph.GA
The Galactic Census of High- and Medium-mass Protostars. IV. Molecular Clump Radiative Transfer, Mass Distributions, Kinematics, and Dynamical Evolution
我们将$^{12}$ CO、$^{13}$ CO和C $^{18}$ O数据作为CHaMP项目的下一个主要版本，这是$l$ = 280 $^{\circ}$ -300 $^{\circ}$中银河系分子云的无偏样本。从辐射转移分析，我们自洽地计算了$\sim$ 300质量块的光学深度、激发温度和柱密度的3D立方体，并更新了Barnes等人（2015）的$I_{\rm CO}$依赖的CO $\rightarrow$ H $_2$转换定律。对于$N$ $\propto$ $I^p$，我们发现$p$ = 1.92 $\pm$ 0.05的速度分辨转换律聚集在所有的团块。一个实用的积分转换定律是$N_{\rm CO}$ =（4.0 $\pm$ 0.3）$\times$ 10 $^{19}$ m $^{-2}$ $I_{\rm CO}^{1.27\pm0.02}$，证实了银河系云的总分子质量比标准的$X$因子高出2 $\times$。我们使用这些法律比较运动学的块内部与他们的前景$^{12}$ CO信封，并找到证据表明，大多数团块是动态不均匀的：不规则的部分似乎是缓慢地附着到内部，或分散。我们计算的空间分辨质量吸积/扩散率在所有的团块，并映射本地流的时间尺度。虽然这些流量与团块结构没有明确的相关性，但推断的吸积率是局部质量表面密度$Σ$的统计强函数，表明在有效时间尺度$\sim$ 30-50百万…
2018-06-01 astro-ph.GA
A Multiple Dry Merger at z=0.18: Witnessing The Assembly of a Massive Elliptical Galaxy
贫气体星系的合并，即所谓的干合并，可能在大质量星系的聚集中起着重要作用，因此，在星系形成理论中也起着重要作用。利用SDSS，我们意外地发现了一个罕见的系统在观测和理论背景下，可能是一个五重干合并在低红移。作为后续，我们获得了非长缝光谱的群体，以测量个人的红移和洞察其合并的命运。我们的研究结果显示了一个孤立的，低红移的星系群，由大质量，静止，早期型星系组成，由两个团块组成（可能是在合并的过程中），我们估计将假设合并在大约小于一个陀螺。除了可能的高视线速度色散之外，该系统的整体性质可以与紧凑的Shakhbazyan群相媲美。然而，当在宇宙学模拟中考虑到小的投影分离和星系的相对质量比时，我们发现这个系统是相当独特的。我们假设这是一个干合并，其命运将导致一个孤立的，大质量的椭圆星系在低红移的组装。
2014-06-10 astro-ph.GA
Metallicity evolution of direct collapse black hole hosts: CR7 as a case study
在这项研究中，我们集中在$z\sim6.6$莱曼- $α$ CR 7组成的集群A是主机的潜在直接崩溃黑洞（DCBH），和两个金属富集的恒星形成集群B和C。与金属特征排除DCBH存在的说法相反，我们表明，来自恒星形成团块B和C的A的金属污染是不可避免的，并且A可以在其金属丰度超过$10^{-5}-10^{-6}\ \rm Z_{\odot}$的临界阈值之前形成DCBH。假设金属混合瞬间发生，我们根据B和C的恒星形成历史推导出A的金属丰度。我们发现，将A中$10^6-10^7\ \rm M_{\odot}$的最终吸积黑洞处理为星云发射已经将其$H_{160}$ - [3.6]和[3.6]-[4.5]色推到3 $σ$观测极限。因此，我们表明，在DCBH主机中的金属的存在是不可避免的，这是共同进化的LW辐射场和金属来自邻近星系，管辖DCBH形成在一个邻近的{最初}原始原子冷却晕。
2017-04-24 astro-ph.GA
Analytical theory for the initial mass function: III time dependence and star formation rate
本文扩展了我们以前的恒星初始质量函数（IMF）理论，包括时间依赖性，并包括磁场的影响。预测的质谱与时间无关的质谱相似，在大质量处斜率略浅，峰位置向较小质量移动了几个因子。假设恒星形成的团块遵循拉森型关系，我们得到的核心质量函数与观测得出的国际货币基金组织，特别是当考虑到气体的热力学。含时理论直接给出了云尺度下恒星形成率（SFR）的解析表达式。SFR值与各种银河系分子云的观测结果吻合得很好。此外，我们表明，SFR不简单地线性依赖于密度，有时在文献中声称，但也强烈依赖于团块的质量/大小，这产生了观察到的散射。然而，我们强调，{ \it any} SFR理论明确或隐含地依赖于非常不确定的假设，如团块边界或在给定团块中可能形成的最大质量恒星的质量，使最终确定的不确定性增加了几倍。最后，我们推导出一个完全依赖于时间的模型，考虑一个团块，或分布的团块以恒定的速率吸积，从而其物理性质随时间而变化的IMF。尽管它的简单，这个模型再现相当不错的收敛流的数值模拟中观察到的各种功能。基于这个一般理论，我们提出了一个恒星形成和IMF的范例。
2013-04-24 astro-ph.GA
Chaotic and Clumpy Galaxy Formation in an Extremely Massive Reionization-Era Halo
z=6.900的SPT 0311 -58系统是再电离时期内的一个极其巨大的结构，并提供了一个了解原始密度场极端峰值中星系形成的机会。我们提出了70 mas阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列观测的尘埃连续体和CII 158 μ m发射的中央对星系，并达到物理分辨率~100- 350 pc，其中最详细的意见，任何再电离时代的系统日期。观测结果将源解析为至少12个千秒差距大小的团块。星系内的整体运动学和高湍流速度色散与最近声称的在z~4处仅8亿年后的一些尘埃星系中动态冷薄盘运动学形成了鲜明的对比。我们推测，引力相互作用和来自大质量母盘的碎片可能在系统的整体动力学和团块形成中发挥了作用。每个星系团的质量与其他在静止紫外/光学深场巡天中发现的6<z<8星系相当，但恒星形成率提高了3- 5倍。在内部，团块本身与在低红移星系中发现的维里化云尺度结构的放大版本非常相似。我们的观察是定性相似的大规模晕内看到的模拟高红移星系的混乱和clupholic大会。
2022-03-28 astro-ph.GA
Astraeus VII: The environmental-dependent assembly of galaxies in the Epoch of Reionization
利用ASTRAEUS（semi-numerical rAdiative tranSfer coupling of galaxy formationand Reionization in N-body dark matter simulation）框架，研究了在再电离时期，环境密度和辐射反馈对星系及其宿主晕的聚集的影响。ASTRAEUS框架允许我们研究具有质量（$\rm 10^{8.2}M_\odot < M_{\rm h} < 10^{13}M_\odot$）的星系在各种环境（$-0.5 < {\rm log}(1+δ) < 1.3$在$(2~{\rm cMpc})^3$上的平均值）中的演化。我们发现：（i）存在依赖于质量和红移的“特征”环境（${\rm log} (1+δ_a(M_{\rm h}, z)) = 0.021\times (M_{\rm h}/M_\odot)^{0.16} + 0.07 z -1.12$，直到$z\sim 10$）星系在吸积暗物质方面最有效的速度，例如在$z=5$每百万年以$0.2\%$的速度吸积暗物质;（二）其他事项次要和主要合并的数量及其对暗物质组装的贡献在所有红移处都随着晕质量的增加而增加，并且大多独立于环境;（iii）在$z=5$，小型合并的贡献略大（iv）在低质量星系中，辐射反馈对恒星形成的抑制作用更强（$M_{\rm h} \lesssi…
2022-12-15 astro-ph.GA
Formation of Massive Galaxies at High Redshift: Cold Streams, Clumpy Disks and Compact Spheroids
我们提出了一个简单的理论框架，在高红移，那里的主要组件和恒星形成发生的大规模星系，并报告的第一个宇宙学模拟，揭示了clujerk磁盘与我们的分析一致。这种演化是由光滑冷流和凝块冷流之间的相互作用、盘的不稳定性和隆起的形成所控制的。强烈的、相对平滑的气流维持着一个不稳定的致密的富含气体的盘。高度湍流和巨大团块的不稳定性，每一个都是盘质量的百分之几，是由盘内的引力相互作用自我调节的。团块在~10个动力学时间内迁移到凸起，或~0.5Gyr。宇宙流补充了正在流失的圆盘，并在稳定状态下将星系团阶段延长到几个千兆亿年，在圆盘半径内的圆盘，凸起和暗物质中具有可比的质量。这些团块以密集的子团块形式形成恒星，其整体吸积速率约为100 Msun/yr，每个团块在约0.5 Gyr内转化为恒星。当团块耗散地聚结成一个紧凑的凸起时，恒星形成盘被扩展，因为进入的气流保持外盘的密度，容易受到不稳定性的影响，并且因为角动量传输。被动球状体为主的星系形成时，流更clusively：外部团块合并成一个巨大的隆起和搅拌盘湍流，稳定磁盘和抑制原位团块和恒星的形成。我们用z~3预测了星系类型的双峰性，包括巨丛恒星形成盘和恒星形成被抑制的球状支配星系。在z~1之后，盘趋于由占主导地位的恒星盘和凸起稳定。大多数高z质量盘很可能最终成为今天的早期星系。
2009-08-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Clumpy Disc and Bulge Formation
我们提出了一套流体动力学/Nbody控制的模拟孤立的富含气体的星系，自洽包括SN反馈和详细的化学演化模型，都在宇宙学模拟测试。初始条件是由观测到的z ~ 2-3处的恒星形成星系激发的。我们发现，在我们的模型中的多相星际介质的存在下，促进磁盘不稳定性的增长，有利于形成团块，在一般情况下，不容易被打乱的时间尺度相比，迁移时间。我们发现，恒星团迁移到中心区域，并有助于形成一个经典的类凸起的Sersic指数，n > 2。我们的物理动机的超新星反馈对团块的生存和演化有轻微的影响，部分限制了团块的质量增长，因为每个超新星事件释放的能量增加，随之而来的是隆起轮廓的平坦化。即使是在最强的反馈测试中，这种调节也不会阻止经典的凸起。我们的超新星反馈模型能够建立一个自我调节的恒星形成，产生质量负载的外流和恒星年龄的传播与观测相当。我们发现，由团块形成的凸起可能与其他凸起组装的通道共存，如酒吧和合并。我们的研究结果表明，星系凸起可以被解释为复合系统的结构组件和恒星星族存储考古信息的动力学历史的星系。
2013-08-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mass stratification in the globular cluster system revealing the assembly history of the nearest S0 galaxy NGC 3115
通过分析NGC 3115周围球状星团系统的质量分层，揭示其恒星晕的层级式组装历史，并验证星系由内向外生长理论。
2025-09-26 astro-ph.GA
UV-Bright Star-Forming Clumps and Their Host Galaxies in UVCANDELS at 0.5 $\leq$ z $\leq$ 1
该研究利用 UVCANDELS 的 HST/WFC3 紫外观测分析 0.5≤z≤1 星系中的巨型恒星形成团块，给出不同质量星系的团块占比及其与 SFR、颜色、尺寸和结构的关系。
2023-10-02 astro-ph.GA
Difference in chemical composition between the bright and faint red clump stars in the Milky Way bulge
在银河系核球的色星等图中观察到的双红团（RC）是目前关于核球结构和形成起源的争论的核心。这一特点可以用两个驻地协调员在距离（“X形情景”）或化学成分（“多人口情景”）方面的差异来解释。本文报道了球核高纬区（b ~ -8.5 $°$）RC和红巨星支星的高分辨光谱。我们发现在明亮和暗淡的RC制度的恒星之间的差异[Fe/H]，在这个意义上说，明亮的恒星是增强[Fe/H]相对于暗淡的恒星由0.149 $\pm$ 0.036 dex。明亮的RC上的恒星[Na/Fe]也有所增强，但[Al/Fe]和[O/Fe]似乎有所减少，尽管需要更多的观测来确认这些差异的重要性。有趣的是，这些化学模式与在富含金属的球状星团球状星团Terzan 5中的多个恒星星族中观察到的相似。此外，我们还发现了一些富含钠的恒星，这将证实在核球中存在多个种群。我们的研究结果支持的起源，从溶解的球状星团，窝藏多个恒星星族的双RC。因此，我们的研究表明，很大一部分外核球恒星可能起源于银河系形成早期的恒星系统组装。
2020-12-07 astro-ph.GA
Physical properties of embedded clusters in ATLASGAL clumps with HII regions
本研究通过最优采样模型合成含HII区的ATLASGAL团块的嵌入星团，考虑年龄弥散与不同恒星形成历史，发现吸积光度对低质量HII团块总热光度贡献显著，指出需进一步探究更多物理过程以解释其光度超出现象。
2024-08-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
JWST/NIRCam Observations of Stars and HII Regions in $z\simeq 6-8$ Galaxies: Properties of Star Forming Complexes on 150 pc Scales
{ \it JWST}时代的开始为描述早期恒星形成系统的解析结构提供了一个大大改进的机会。以前{ \it Spitzer}对$z\gtrsim 6$星系的观测揭示了古老恒星和发光HII区域的存在（通过[OIII]+H $β$发射），但是低分辨率阻碍了我们绘制它们相对于在剩余紫外线中确定的恒星形成区域的位置的能力。在本文中，我们调查的12个最明亮的$z\simeq 6-8$星系在EGS领域的观察与最近的{ \it JWST}/NIRCam成像的内部结构。这些系统在剩余紫外线下呈现出聚集态，超过一半的光来自于$\simeq 10^7$到10个$^{9}$ M $_\odot$星，形成大小为$\simeq 150$ - 480 pc的复合物。这些团块往往由年轻恒星（中位数= 3600万年）主导，但我们也发现单个星系内团块年龄的变化很大。[OIII]+H $β$ EW在各个星系中变化很大（反映了恒星和气体性质的差异），但HII区域主要跟踪紫外线明亮的复合物。也许令人惊讶的是，静止光学连续谱和紫外线一样清晰，我们没有发现以前在紫外线中未被发现或微弱的更老（更红）的恒星核成分。明亮的$6<z<8$星系中的大部分恒星质量似乎包含在$\gtrsim 150$ pc尺度的星团恒星形成复合体中，反映了在再电离时代星系中常见的非常活跃的组装阶段。
2022-11-27 astro-ph.GA
The Pairing of Accreting Massive Black Holes in Multiphase Circumnuclear Disks: the Interplay between Radiative Cooling, Star Formation, and Feedback Processes
利用环核盘流体动力学模拟方法，在辐射冷却、恒星形成、超新星反馈、黑洞吸积和反馈等次网格物理交替存在的情况下，研究了一对质量为5 × 10^5和10^7 Msun的大质量黑洞的轨道衰变.如果没有这样的过程，次级黑洞的轨道会在约1000万年的时间尺度内衰减到初级黑洞所在的CND中心。当强耗散作用在CND中时，会发生碎裂，碎裂成巨大分子云大小的质量物体，密度在10^4 ~ 10^7 amu /cm ^3之间，产生随机力矩和撞击，从而将次级BH从中平面弹射出去。在平面外，低密度介质仅提供弱阻力，BH返回由低效的动力学摩擦控制。在极少数情况下，团-BH相互作用可导致更快的衰变。反馈过程导致流出，但不会显著改变CND中板的整体密度。然而，与球形分布的BH反馈的热气泡产生的次级，这几乎关闭动态摩擦，我们称之为“尾流疏散”的现象，导致可能的~0.3 Gyr的衰减延迟。我们讨论了非平凡的影响，发现空间的eLISA望远镜。我们的研究结果表明，预测BH合并率的最大不确定性在于潜在的各种各样的星系宿主系统，具有不同程度的气体耗散和加热，产生衰变时间尺度从~10 ~~300百万年。
2017-02-16 astro-ph.GA
Extended far-ultraviolet emission in distant dwarf galaxies
蓝色致密矮星（BCD）是低光度（M $_{K} > -21$等）、贫金属（$\frac{1}{50}$ $\le Z/Z_{\odot} \le\frac{1}{2}$）、中央集中的星系，有明亮的恒星形成团块。宇宙表面亮度变暗和小尺寸限制了它们在高红移时的探测，使得它们的形成过程难以观察。在中等红移时需要观测BCD，因为它们还足够年轻，可以显示它们的形成阶段，特别是在宇宙气体吸积应该驱动演化的外部区域。在这里，我们报告的发现过量的远紫外（FUV）发射的外部区域的11个BCD在GOODS-South领域的红移在0.1和0.24之间，对应于在标准宇宙学的回顾时间为1.3 - 2.8 Gyr。这些观测是由AstroSat上的紫外成像望远镜进行的。对于10个BCD，本征FUV发射的径向轮廓，校正仪器点扩散函数，具有更大的尺度长度比他们的光学同行观察到的哈勃空间望远镜。这样浅的FUV剖面表明，在宇宙吸积盘中，恒星的形成时间延长了。FUV中的块状结构也表明FUV外盘的重力不稳定。团块上的动态摩擦力以超过$10^6~M_{\odot}$ Gyr $^{-1}$的平均速率驱动它们向内。
2022-08-02 astro-ph.GA
The first galaxies: simulating their feedback-regulated assembly
通过一个放大的辐射流体动力学宇宙学模拟，我们研究了在$z=10$维里质量达到$~ 10^8$太阳质量的星系的形成。该模拟追踪了Population~III（Pop~III）恒星的形成过程，其特征为中等头重脚轻的初始质量函数（IMF），并考虑了恒星反馈，如来自Population ~ III和Population~II（Pop~II）恒星的光电离加热，来自超新星（SNe）的机械和化学反馈，以及来自吸积黑洞（BH）和高质量X射线双星（HMXB）的X射线反馈。我们自洽地将恒星形成模式从头重脚轻的Pop III过渡到低质量的Pop~II，发现计算盒中的恒星形成速率在$z=13$之前由Pop~III主导，之后由Pop~II主导。模拟的星系经历了爆发式恒星形成，由于Pop~III和Pop~II恒星的光电离加热，以及SN反馈，气体含量大大减少。模拟星系中的所有气体都富含金属，高于$10^{-5}$太阳能，因此没有剩余的原始气体。这个模拟星系的观测通量估计为$~10^{-3} nJy$，如果没有强大的透镜放大，詹姆斯·韦伯太空望远镜（JWST）就无法探测到。我们还表明，我们模拟的星系是相似的恒星质量的Segue 2，在本地组已知的最不发光的矮星。
2015-08-19 astro-ph.GA
A Widespread, Clumpy Starburst in the Isolated Ongoing Dwarf Galaxy Merger dm1647+21
孤立的矮星系对之间的相互作用提供了一个关键的窗口，低质量等级，气体占主导地位的星系组装和恒星质量的积累在低金属系统。我们提出了第一个VLT/MUSE光学IFU的相互作用的矮对dm 1647 +21，从TiNy泰坦调查选择的意见。H $α$辐射分布广泛，对应的总无遮蔽恒星形成率（SFR）为0.44 M $_{\odot}$/年$^{-1}$，比SDSS数据推断的SFR高2.7倍。暗示特定的SFR（sSFR）的系统被提升超过一个数量级以上的非相互作用的矮星在相同的质量范围。这种增加主要是由低质量星系，其中有一个$>$ 50的sSFR增强。检查经典的光学线诊断的空间分辨地图，我们发现ISM激发可以完全解释恒星形成。电离气体的速度场与简单转动不一致。动力学模拟表明，不规则的速度场和恒星结构是一致的，该系统作为一个正在进行的两个矮星系之间的相互作用的识别。在这个系统中，恒星形成的广泛的，clusively增强指出了合并对矮星系的影响的重要差异，与大质量星系相比：而不是气体到核的漏斗并引起核星暴，低质量星系合并中的星暴可能是由大规模的ISM压缩触发的，因此更加分散。
2017-08-08 astro-ph.GA
Chemistry of the High-Mass Protostellar Molecular Clump IRAS 16562-3959
我们目前的分子线观测的高质量分子团IRAS 16562 $-$ 3959在3毫米使用阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列（ALMA）在1。$\!\!^{\prime\prime}$ 7角分辨率（$0.014$ pc空间分辨率）。这个星团是活跃吸积的高质量年轻恒星天体（HMYSO）G345.4938+01.4677的所在地，与超致密的HII区域有关。我们确定和分析22种分子（包括34种异构体）的发射线，并将它们分为两组，这取决于它们在团块内的空间分布。其中一组收集冲击示踪剂（例如，SiO、SO、HNCO）和尘粒中形成的物质，如甲醇（CH $_3$ OH）、乙烯酮或乙烯酮（H $_2$ CCO）和乙醛（CH $_3$ CHO）。第二组收集类似于尘埃连续发射形态的物质，主要在气相中形成，如碳氢化合物（CCH、c-C $_3$ H $_2$、CH $_3$ CCH）、氰基多炔（HC $_3$ N和HC $_5$ N）和氰化物（HCN和CH $_3$ C $_3$ N）。CH $_3$ OH、丙腈（CH $_3$ CH $_2$ CN）和甲氧基甲烷（CH $_3$ OCH $_3$）等复杂有机分子（COM）的发射来自与HMYSO相关的热分子核（$T\gtrsim100$ K）附近的气体。其他的COM，如丙炔（CH $_3$ CCH）、丙烯腈（CH $_2$ CHCN）和乙醛，似乎更好地跟踪温暖的（$T…
2018-05-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dynamical clock of the Helmi stream -- Analysis of the clumping of stars in the orbital frequency-space
National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；The Graduate University for Advanced Studies, SOKENDAI（综合研究大学院大学（SOKENDAI））；The Institute of Statistical Mathematics（统计数学研究所）
本文提出一种新方法，通过扩展傅里叶分析，利用Greedy Optimistic Clustering算法确定被银河潮汐力破坏的恒星系统的动力学年龄，应用于Helmi流得出6.8±0.8 Gyr的年龄，支持其形成于不同于Gaia-Sausage-Enceladus合并的时期。
2026-04-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Star-Forming Galaxies at z~2 and the Formation of the Metal-Rich Globular Cluster Population
我们研究了现在已知的z~2处恒星形成星系的关键组成部分--超级恒星形成团块（R~1-3 kpc; M~10^8-10^9.5 Msun）是否可能是当地观测到的古老球状星团种群的形成地点。我们发现，这些超级恒星形成团的恒星星族与当地富含金属的球状星团的恒星族非常匹配。此外，这个球状星团人口是已知的与星系的凸起/厚盘，我们表明，它的空间分布和运动学是一致的，与目前的理解组装的凸起和厚盘从超级恒星形成的团块在高红移。最后，假设这些团块中的恒星形成是分子云中局部恒星形成的放大版本，这种形成情景再现了观测到的富含金属的球状星团的数量和质谱。在高红移星系中观察到的湍流盘和星团盘与本地球状星团人口之间的联系为星系的几个主要组成部分提供了一个合理的共同进化场景：凸起，厚盘和球状星团人口之一。
2010-01-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Investigating inner and large scale physical environments of IRAS 17008-4040 and IRAS 17009-4042 toward l = 345.5 deg, b = 0.3 deg
我们提出了一个多波长的观测研究IRAS 17008 - 4040和IRAS 17009 - 4042探测恒星形成（SF）机制在这两个网站的运作。每个IRAS位点嵌入在一个巨大的ATLASGAL 870 μ m团（~2430 - 2900 M_sun）中，若干个160 μ m的秒差距尺度的细丝径向指向这些团（Td~25 - 32 K）。斯皮策和VVV光度数据的分析描绘了一组红外过量源对这两个团块，表明正在进行的SF活动。在每个IRAS站点，0.61和1.28 GHz的高分辨率GMRT无线电地图证实了H II区域的存在，这些区域由B型恒星提供动力。在IRAS 17008 - 4040站点，一个先前已知的没有H II区域的O星候选者被确定为6.7 GHz甲醇脉泽发射（即IRcmme）的红外对应物。基于VLT/NACO自适应光学L '图像（分辨率~0.1 arcsec），源IRcmme被分解为两个对象（即IRcmme 1和IRcmme 2），在900 AU的尺度内，被发现与ALMA核心G345.50 M相关。IRcmme1的特点是作为一个ultracompact H II区发病前的主要吸积HMPO候选人。在站点IRAS 17009 - 4042中，1.28 GHz的地图已经解析了先前报告为单个无线电峰值的两个无线电源。总之，在每个IRAS站点中，细丝（即大规模团块）的连接处与红外过量源的集…
2018-10-17 astro-ph.GA
Dynamical Mechanism of Episodic Gas Accretion to the Central Region of Spiral Galaxies
通过N体/SPH模拟不同核球-盘质量比的孤立螺旋星系，发现恒星旋臂和棒状结构的引力扭矩分别驱动连续和阶段性气体吸积，且棒驱动的团块吸积在低核球质量比下促进星系中心不稳定性。
2025-09-17 astro-ph.GA
Figuring Out Gas & Galaxies In Enzo (FOGGIE) XI: Circumgalactic O VI Emission Traces Clumpy Inflowing Recycled Gas
Harvard & Smithsonian（哈佛大学和史密森尼学会）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；Michigan State University（密歇根州立大学）；University of California Observatories/Lick Observatory（加州大学观测台/利克天文台）
FOGGIE研究通过模拟显示，O VI发射源于流入的再循环气体，金属富集和恒星反馈是产生O VI发射的关键因素。
2026-02-11 astro-ph.GA
Witnessing galaxy assembly at the edge of the reionization epoch
我们报告了宁静18的发现，这是一个z=5.939的星系，我们可以测量到分子气体的含量，M（H_2）~ 5 × 10^9 M_sun，由CO（6-5）发射跟踪，以及贫金属（[Fe/H]=-3.08 +-0.12，[Si/H]=-2.86 +-0.14）气体团/丝，这可能是它生长的来源。该星系的恒星形成速率估计为~100 M_sun yr^{-1}，这意味着它是一个典型的主序星星系。贫金属气体是通过阻尼莱曼α吸收体（DLA）在40 kpc的空间间隔和Serenity-18的相同红移下观察到的，沿着类星体SDSS J2310+1855（z_em = 6.0025）的视线。阻尼莱曼-α系统的化学丰度测量值与在类似红移发现的其他DLAs的测量值非常一致，表明由于大量PopII恒星的富集。我们发现的星系/阻尼系统是星系在再电离时代边缘聚集的直接观测证据。
2018-10-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): The effect of galaxy group environment on active galactic nuclei
在星系团中，有效吸积的活动星系核（AGN）优先位于星系团相空间投影的落区，而很少在星系团核心发现。这被归因于两个触发的机会增加了星系的坠落，并减少了这些机制在热，维里化，集群核心。利用深度和完整性（$98\,$百分比在$r<19.8\,$等）的星系和质量大会调查（GAMA），我们探测下来的集团晕质量函数，以评估是否AGN被发现在同一地区的集团，因为他们是在集群。我们从695个星系群中的7498个星系中选取了451个光学活动星系核，用$z<0.15$的$11.53\leq \log_{10}(M_{200}/\text{M}_\odot) \leq 14.56$进行了$\log_{10}(M_*/\text{M}_\odot) > 9.9$计算。通过分析这些星系的投影相空间的位置，我们证明，当分裂径向，并在物理上派生的下落和核心人口，AGN的位置组投影相空间是依赖于晕质量。对于具有$\log_{10}(M_{200}/\text{M}_\odot)>13.5$的星系群，AGN优先出现在具有$3.6σ$置信度的下落星系群中。在较低的晕质量下，我们观察到核心星系和下落星系之间的活动星系核分数没有差异。这些观察结果支持一个模型，其中低速相互作用的数量减少，冲压压力剥离和组内/集群介质温度，其中的主导地位与晕质量增加，工作，以抑制活动星系核的核心组和集群与$\log_{10}(M_{200}…
2018-01-11 astro-ph.GA
Zoom-in cosmological hydrodynamical simulation of a star-forming barred, spiral galaxy at redshift z=2
我们提出了气体和恒星运动学的高分辨率放大宇宙化学动力学模拟，偶然捕获的恒星形成棒旋星系的形成和演化，从红移$z\sim3$到$z\sim2$在宇宙恒星形成率的峰值。星系盘通过从环境中吸积气体和子结构而生长。当气体在不到1 Gyr的时间内从厚盘（垂直色散$σ_{v} >$为50 km/s）沉降到薄盘（$σ_{v} \sim 25$ km/s）时，螺旋图案变得完全有组织。我们模拟的盘状星系也有一个中央X形棒，其种子是由$z \sim 3$的致密气体富集块组装而成的。星系中的恒星形成活动主要发生在所有红移的球和沿旋臂的几个团块中，随着模拟接近$z=2$，团块的数量和大小都在增加。我们发现，随着年龄的减少，恒星星族集中在低银河系纬度，更多的支持旋转，也有较低的速度色散;此外，薄盘上的恒星星族是最年轻的，具有最高的平均金属丰度。螺旋臂的图案像一个固体一样以恒定的角速度作为半径的函数旋转，这比薄圆盘上的恒星和气体的角速度低得多;此外，螺旋臂的角速度作为时间的函数稳步增加，始终保持其径向轮廓不变。我们的旋臂的起源也进行了讨论。
2019-07-25 astro-ph.GA
Galaxy and Halo Root Systems: Fingerprints of Mass Assembly
Institute for Astronomy, University of Hawaiì at Mānoa（夏威夷大学马诺阿分校天文学研究所）；Blue Marble Space（蓝大理石空间）；UNAM, Universidad Nacional Autónoma de México, Instituto de Astronomía（墨西哥国立自治大学天文学研究所）
研究星系和晕根系统，通过粒子路径线集合展示物质下落，发现最大星系团晕的暗物质晕根系统组装更复杂，高自旋表现为更弯曲的根，根系统对各向异性下落敏感，为理解质量聚集提供新视角。
2026-11-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Molecular gas on large circumgalactic scales at z=3.47
我们报告了在整个GOODS-S场中红移范围为3<z<4的最大质量（恒星形成）星系的ALMA观测结果。我们检测到一个大的细长结构的分子气体周围的大规模的原始星系，跟踪CO（4-3）的排放，并延长超过40千秒差距。我们推断出大气体结构的质量为2-6x10^11 Msun。大约60%的质量与中央星系或其两个较低质量的卫星没有直接联系。在连续热辐射中也检测到CO扩展结构。分子气体的运动学显示了不同组分的存在，这不能归因于简单的旋转。此外，在更大的尺度上，我们检测到9个额外的CO系统的半径为250千秒差距的大质量星系和大部分分布在同一方向的CO细长结构中发现的中央40千秒差距。这些CO系统的叠加图像显示了在热连续谱和X射线中的探测，表明这些系统正在以30-120 Msun/年的速度形成恒星。我们认为，扩展的气体结构，结合其运动学特性，和气体丰富的恒星形成系统检测到的更大的尺度上，跟踪大规模吸积流的内部和致密区域，喂养中央大质量星系。这些结果证实了星系形成的模型，在这个模型中，吸积流是星团，甚至在吸积到中央星系之前就经历了一些恒星的形成（因此使流中富含金属）。
2017-03-21 astro-ph.GA
Was the Milky Way Bulge Formed From The Buckling Disk Instability, Hierarchical Collapse, Accretion of Clumps, or All of the Above?
银河系核球的聚集是天文学中的一个古老的课题，现在正处于一个新的快速发展时期。对于球的形成，最主要的假设是银河系是一个近乎纯粹的盘状星系，内部的盘状星系形成了一个棒状并弯曲。这可以解释几乎所有[Fe/H] <~-1.0的核球恒星，占恒星星族的95%。证据是这种类型的N体模型在做出有意义的预测方面取得了令人难以置信的成功，例如从径向速度测量的旋转曲线和速度色散，以及花生/X形和长棒的空间形态。对于[Fe/H] <~ -1.0的恒星和少数可能的其他恒星，经典的核球方案仍然可行。一个经典的凸起预计从Lambda CDM宇宙学模拟，可以突出现有的酒吧在混合系统中的属性，是最一致的凸起丰度的趋势，如[Mg/Fe]，这是相对于薄和厚磁盘升高。最后，集团星系的情况被认为是正确的描述大多数银河系的前体观测高红移星系。模拟预测，这些恒星形成的团块有时会迁移到星系的中心，在那里它们可能会形成一个凸起，星系通常也包括一个凸起团块。它们可能会形成一个具有与银河系一致的属性的酒吧，例如指数分布和金属丰度梯度。考虑到这些假设的相对成功，银河系隆起可能是复合起源的，对于[Fe/H] <~-1.0的恒星，经典隆起和/或内晕在数量上占主导地位，对于-1.0 <~ [Fe/H] <~ -0.50的恒星，屈曲的厚盘可能来自于cluerous星系阶段，[Fe/H] >-0.50的恒星为屈曲薄盘。
2017-08-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Fornax3D project: Tracing the assembly history of the cluster from the kinematic and line-strength maps
用甚大望远镜上的多单元光谱探测器对天炉座星系团维里半径内的31个最亮星系（mB < 15等）进行了从中心到外围的观测。这些观测提供了详细的高分辨率的视线运动学和线强度的恒星和电离气体达到2-3 Re的21个早型星系和1-2 Re的10个晚型星系的地图。大多数星系都是规则的旋转体，其中八个拥有运动学上不同的核心。只有两个星系是缓慢旋转的。平均年龄，总金属丰度，和[Mg/Fe]丰度比在明亮的中心区域内0.5 Re和在星系外围。在13个星系中检测到了扩展发射线气体，其中大多数是具有广泛恒星形成的晚型天体。测量的结构特性进行了分析有关的星系的位置在投影相空间的集群。这表明，天炉座星系团似乎由维里半径内的三个主要星系群组成：旧的核心;一个星系团，它与当地的大尺度结构对齐，并在核心形成后不久被吸积;以及一个最近落入的星系群。
2019-06-19 astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly: Group and field galaxy morphologies in the star-formation rate - stellar mass plane
我们研究星系所在的环境（即场或群）及其与星系形态的关系。这是通过检查分布的参数和非参数统计的恒星形成率（SFR）-恒星质量（M $_{\star}$）平面，并研究这些分布如何改变与环境中的本地宇宙（$z<0.15$）。我们使用来自Kilo Degree Survey的光学图像确定了来自星系和质量集合体（GAMA）巡天的星系的浓度（C）、Gini、M $_{20}$、不对称性、Gini-M $_{20}$隆起统计量（GMB）、50\%光半径（$r_{50}$）、总Sérsic指数和隆起Sérsic指数（$n_{Bulge}$）。我们确定的星系环境使用GAMA集团目录和分裂成场或组星系的星系。星系群又被晕质量（M $_{h}$）-- $11\leq\mathrm{log(M}_{h}/\mathrm{M}_\odot)<12$、$12\leq\mathrm{log(M}_{h}/\mathrm{M}_\odot)<13$和$13\leq\mathrm{log(M}_{h}/\mathrm{M}_\odot)<14$ --进一步分为中央星系和卫星星系。然后将每个样本中的星系放置在SFR-M $_{\star}$平面上，并将每个参数用作第三维。我们适合每个样本中的每个参数的分布使用两个二维高斯分布：一个恒星形成星系和一个静止星系。然后在环境之间比较这些高斯拟合的系数。使用C和$r_{50}…
2021-01-11 astro-ph.GA
Metallicity distributions of halo stars: do they trace the Galactic accretion history?
本研究通过高分辨率N体模拟发现，单次1:10比例的卫星星系吸积即可在银晕E-Lz空间不同区域形成具有不同金属丰度分布的恒星团，指出结合运动学与金属丰度重建银河系吸积历史的方法会导致并合树估计偏差。
2024-10-04 astro-ph.GA
The impact of black hole feedback on the UV luminosity and stellar mass assembly of high-redshift galaxies
我们采用德尔菲半解析模型研究了黑洞生长对高红移星系的影响，包括观测到的紫外光度和恒星形成率。要做到这一点，首先，我们评估的贡献AGN的总星系紫外光度的恒星质量和红移的函数。我们发现，对于$M_{UV} < -24$ MAG和$z \approx 5 - 6$的星系的黑洞紫外光度超过恒星的紫外辐射成为大多数，我们估计他们的占空比。其次，我们研究了活动星系核和恒星光度函数（LF）的演化，发现它是由它们的特征光度（即星系固有亮度的演化）和它们的归一化（即星系数密度的演化）的变化驱动的，取决于所考虑的光度范围。最后，我们遵循质量组装的历史，为三个不同的晕质量仓，发现活动星系核驱动的外流的大小取决于主机晕质量。我们表明，AGN反馈是最有效的吸积黑洞发射的能量是约$1\%$的晕结合能，并满足这个条件在星系中的晕与$M_h \sim 10^{11.75} M_\odot$在$z=4$。在这种情况下，活动星系核的反馈可以驱动比SN驱动的外流能量高出100倍的外流，并且恒星形成率比没有黑洞活动的相同质量的星系低三倍。
2021-12-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Multiple AGN activity during the BCG assembly of XDCPJ0044.0-2033 at z~1.6
未受干扰的星系团的特征是在它们的中心有一个巨大的椭圆星系，即布里渊星系团（BCG）。这些中央星系是如何形成的仍然存在争议。根据大多数模型，它们组装的典型时期是z~1-2。我们对XDCPJ 0044.0 -2033（XDCP 0044）的核心进行了详细的多波长分析，XDCPJ 0044.0 -2033（XDCP 0044）是目前已知的红移z~1.6的最大质量和最密集的星系团之一，其中心星系群与低z星系团相比显示出高恒星形成率，X射线活动星系核位于其中心附近。分析了SINFONI J-、H-和KMOS YJ-、H-波段的光谱数据，以及F105 W、F140 W和F160 W波段的深档案HST测光数据、Chandra X射线、1-2 GHz的射电JVLA数据和ALMA波段-6观测。在星系团的中心区域（~ 70 x70 kpc ^2），有两个相互作用的星系系统（复合体A和B）已经被确认和研究，总共有7个确认的星系团成员。这些星系显示出扰动的形态，其中3个显示出活动星系核活动的迹象。特别是在每个复合体的中心都发现了2个具有典型宽线的1型活动星系核（它们都被X射线遮蔽，高度吸积;爱丁顿比~0.5），而在复合体A中发现了1个2型活动星系核。位于复合体B中心的活动星系核也被X射线探测到，而另外两个活动星系核则与射电辐射有关。3号活动星系核提供了迄今为止发现的z>1的最近活动星系核三重体之一，其最小…
2020-08-25 astro-ph.GA
