Group pre-processing versus cluster ram-pressure stripping: the case of ESO156-G029
我们报告的观测ESO 156-G 029，一个星系群的成员，这是位于维里半径的星系团阿贝尔3193。ESO 156-G 029距离最亮的星系团NGC 1500约1.4 Mpc。我们发现，ESO 156-G 029具有扰动气体运动学和高度不对称的中性氢（HI）分布，这是组预处理的结果，可能是冲压压力。根据目前的数据，我们提出了一个方案，其中ESO 156-G 029在过去有一个小的富气合并，现在开始经历冲压压力。我们推断，星系将经历快速的演变，一旦它得到更接近集群中心（小于0.5兆秒差距），其中冲压压力是强大到足以开始剥离HI从星系。
2019-09-04 astro-ph.GA
Isolated Galaxies versus Interacting Pairs with MaNGA
本文给出了用MaNGA观测到的星系合并和螺旋孤立星系中恒星形成历史径向分布的光谱分析的初步结果。我们发现，孤立星系的中心部分是由老年人的恒星人口（$\sim$ 2 Gyr）比在外围（$\sim$ 7 Gyr）。此外，时间尺度从星系内部的1 Gyr逐渐变大，到星系外部的3 Gyr。在合并的情况下，中心区域的恒星星族比尾部的年龄大，与孤立星系的中心部分相比，呈现出更长的时间尺度。我们的研究结果与螺旋星系是由内而外建造的情况一致。在合并的情况下，我们发现证据表明相互作用增强了星系中心部分的恒星形成。
2015-10-28 astro-ph.GA
The sensitivity of stellar feedback to IMF averaging versus IMF sampling in galaxy formation simulations
星系形成模拟经常使用初始质量函数（IMF）平均反馈处方，其中恒星粒子被假定为代表单个恒星星族，完全采样IMF。这种近似在高质量分辨率下就失效了，在这种情况下，恒星星族的随机变化变得很重要。我们讨论了各种方案，以明确采样的IMF恒星质量填充恒星粒子。我们使用Monte Carlo数值实验来检查的计划，以无偏的方式，同时保存质量的输入IMF再现的能力。我们提出了我们的首选方案，可以很容易地添加到现有的恒星形成处方。然后，我们进行了一系列的高分辨率孤立的模拟矮星系超新星，光电离和光电加热使用IMF平均反馈和明确采样IMF之间的差异进行比较。我们发现，如果超新星是唯一的反馈形式，触发个别超新星从IMF平均利率IMF采样得到相同的结果。然而，我们发现，光电离是更有效地调节恒星的形成时，IMF的平均利率，创造更多的，更小的H II区域比罕见的，明亮的来源IMF采样。我们注意到，IMF平均反馈与IMF采样相比效率的提高并不一定是一个总的趋势，并且可能会根据反馈渠道、分辨率和其他细节而逆转。然而，货币基金组织的抽样始终是更具实际动机的方法。我们保守地认为，它应该用于质量小于$\sim500\,\mathrm{M_\odot}$的恒星粒子。
2021-04-20 astro-ph.GA
Stellar feedback efficiencies: supernovae versus stellar winds
恒星风和大质量恒星的超新星爆炸（“恒星反馈”）在星际介质（ISM）中产生气泡，并将新产生的重元素和动能注入周围环境，可能会驱动湍流。大部分能量被热化，并通过辐射冷却立即从ISM中移除。其余部分可用于驱动ISM动态。在这项工作中，我们估计的反馈能量的量保留为动能时，气泡壁已减速到周围介质的声速。我们表明，最大质量的恒星的反馈超过了反馈质量较低的恒星。对于质量为1e5太阳质量的巨分子云（如猎户座巨分子云）和8%的恒星形成效率，初始质量函数预测最大质量的恒星约为60太阳质量。对于这个恒星演化模型，我们测试的保留动能的冷GMC气体上包含恒星风的依赖性。在我们的模型中，风插入了SN能量的2.34倍，并产生了作为压力储存器的恒星风气泡。我们发现，在压力驱动阶段的气泡演化的辐射损失峰值附近的接触不连续性（CD），因此，保留的能量依赖于整个CD的混合过程的尺度至关重要。考虑到大质量恒星的风，沉积在冷ISM中的动能的量从反馈能量的0.1%增加到几个百分点。
2015-11-18 astro-ph.GA
The Mass Growth and Stellar Ages of Galaxies: Observations versus Simulations
使用观测到的恒星质量函数的$z=5$，我们测量的主要祖先恒星质量增长的后代星系的质量$\log{M_{*}/M_{\odot}}=11.5,11.0,10.5,10.0$在$z\sim0.1$使用不断变化的累积数密度选择。从这些质量增长的历史，我们能够测量的时间，其中一半的总恒星质量的后代星系组装，$t_{a}$，这在减少质量的顺序对应于红移的$z_{a}=1.28, 0.92, 0.60$和$0.51$。我们比较了中等轻重量恒星年龄$t_{*}$（$z_{*} = 2.08, 1.49, 0.82$和$0.37$）的低红移SDSS星系的样本（从文献），并发现时间尺度是一致的更大质量的星系形成了更高比例的恒星异地相比，较低质量的后代。我们发现，$t_{*}$和$t_{a}$强烈相关的质量，这是在对比中发现的鹰流体动力学模拟，其中显示了一个平坦的关系之间的$t_{a}$和$M_{*}$。然而，\citet{henriques2015}的半解析模型与$t_{a}$和带有$M_{*}$的$t_{*}$的观测结果是一致的，表明最新的半解析模型能够更好地解耦较低质量星系中重子与暗物质的演化。
2017-10-23 astro-ph.GA
Stochastic 2-D galaxy disk evolution models. Resolved stellar populations in the galaxy M33
我们通过引入来自星系的富集气体流出和恒星星族的合成色星等图改进了随机2-D星系盘模型（Mineikis & Vansevičius 2014 a）。为了测试模型，我们使用HST/ACS恒星测光数据在四个领域位于沿星系M33的主轴（威廉姆斯等人，2009年），并证明了潜在的模型，以获得2-D恒星形成历史的解决盘星系。
2015-09-02 astro-ph.GA
The Brightest Galaxies at Cosmic Dawn from Scatter in the Galaxy Luminosity versus Halo Mass Relation
紫外光度函数（UVLF）是理解宇宙黎明星系形成的一个关键观测量。关于Schechter类LF（其特征是明亮端的指数衰减）是否很好地描述了我们本地宇宙中的LF，也足以描述高红移（$z>6$）下的LF，有相当多的争论。我们模拟的UVLF宇宙历史的半经验框架，包括对数正态散射，$Σ$，在星系光度的条件光度函数的方法。我们发现，随机性导致平坦或反馈尺度的中值星系光度与晕质量的关系，$L_{c}(M_{h})$占较低质量的晕中放置的明亮的对象的增加。我们观察到一个自然的增宽的UVLF的亮端指数段$z>6$，如果过程中，调节恒星形成的行为在相同的质量尺度上，在$z\sim5$，其中的增宽的程度是增强较大的$Σ$。或者，如果亮端反馈在接近恒定的亮度阈值下触发，则反馈阈值随着红移的增加而发生在逐渐降低的晕质量处，这是由于星系在快速晕组装的固定晕质量下平均更亮。这种反馈导致LF形状的亮端更接近Schechter函数的亮端。我们包括预测的$z>8$ UVLF从未来的全天空调查，如WFIRST有可能既量化的散射和类型的反馈，并提供洞察背后的机制，驱动恒星形成在早期宇宙。
2019-05-13 astro-ph.GA
Local and global gas metallicity versus stellar age relation in MaNGA galaxies
寻找联系星系物理性质的新的全局标度关系具有根本的意义。此外，从空间分辨关系中恢复它们一直是积分场光谱学（IFS）的焦点之一。在这项研究中，我们调查之间的恒星年龄（$Age_\star$）和气相金属丰度（$Z_g$）的存在的全球和本地的关系。为此，我们分析了736恒星形成盘星系的样本MaNGA调查IFS数据。我们报告了全球$Z_g$和$D(4000)$（恒星年龄的指标）之间的正相关性，其斜率随着星系质量的增加而减小。在局部，当分析恒星形成区域的$Z_g$和$D(4000)$，以及去除两个参数的径向梯度后的残差时，发现了类似的趋势。局部律的斜率系统地小于全局律。我们将这种差异归因于随机误差，这使得在执行最小二乘拟合时系统地低估了$Age_\star-Z_g$关系的真实斜率。探索的关系与已知的气体金属丰度和恒星形成率之间的关系密切相关，在固定的质量，都呈现出一个共同的物理起源。
2020-09-29 astro-ph.GA
Living with Neighbors. III. The Origin of the Spin$-$Orbit Alignment of Galaxy Pairs: A Neighbor versus the Large-scale Structure
最近的观测揭示了一个星系的自旋矢量和它的邻居的轨道运动之间的相干性。我们称这种现象为“自旋$-$轨道对齐（SOA）”，并通过IllustrisTNG模拟探索其物理起源。这是第一次利用宇宙流体动力学模拟来研究星系对的SOA。特别是，我们确定配对星系在$z = 0$具有最近的邻居质量比从1/10到10，并计算自旋$-$轨道角为每对。我们的结果如下。(a)存在对横向取向的明显偏好（即，SOA）的星系对，定性与观测一致。(b)SOA对重子和暗物质自旋都很重要，气体自旋最强，暗物质自旋最弱。(c)SOA对于较小规模的目标和具有较近邻居的目标更强。(d)在低密度区域的星系SOA加强，信号主要是由中央$-$卫星对在低质量晕。(e)有一个明确的SOA依赖于与当前邻居的交互持续时间。综上所述，我们认为，在$z = 0$见证的SOA主要是通过与邻居的相互作用，而不是来自环境大尺度结构的潮汐扭矩。
2021-02-02 astro-ph.GA
Mass-to-Light versus Color Relations for Dwarf Irregular Galaxies
我们已经确定了矮不规则（dIrr）星系的$UBV$颜色和质光比（$M/L$）之间的新关系，以及为改造$g^\prime - r^\prime$。这些$M/L$到颜色关系（MLCR）是基于从光谱能量分布拟合到从FUV到NIR的通带中的多波长表面光度测定的34个小东西矮星的恒星质量密度分布。这些关系可以用来确定恒星质量dIrr星系的情况下，其他恒星质量的测定是不可能的。我们的MLCR比文献中确定的螺旋星系的MLCR浅。我们将我们的矮数据分为四个金属丰度箱，并发现了MLCR随氧丰度增加而变陡的迹象，这可能是由于在更高的金属丰度下发生了更多的线覆盖。
2016-12-31 astro-ph.GA
Assembly Conformity of Structure Growth: Fossil versus Normal Groups of Galaxies
利用半解析的方法，校准到全球恒星形成的历史和恒星质量函数在$z=0$，我们试图了解最缺乏恒星的星系群。我们认为这样的群体是一种化石群体（FGs）-与正常的星系群体相比，它们更早地聚集了晕和恒星质量。我们发现这些星系团与正常星系团之间存在着中心星系和卫星星系的整合：前者的中心星系和卫星星系比后者的中心星系和卫星星系形成得更早，恒星更缺乏。我们称这种效应为暗物质晕的“组装整合”。这种效应解释了FG和正常组之间恒星含量差异的70%。当分裂的峰值红移的恒星形成率的一组，卫星晕的质量函数的峰值红移的两侧被发现是无法区分的FG和正常组之间，表明自相似的晕组装相对于峰值。由冲压压力和气体加热引起的“重子环境”效应占恒星含量差异的30%左右。虽然星系团的总质量低于正常星系团，但我们预测星系团最亮的中心星系的质量平均高于正常星系团。我们还预测，在中心星系的FG，有一个负的恒星年龄梯度从中心向外，在正常的群体，预计相反。
2020-07-21 astro-ph.GA
The clustering of radio galaxies: biasing and evolution versus stellar mass
我们研究的角度聚类的$\sim 6\times 10^5$ NVSS源的规模$\gtrsim 50 h^{-1}$ Mpc的背景下的$Λ$ CDM方案。分析部分依赖于131个射电星系的红移分布，从武仙座和CENSORS的调查推断，和经验拟合的恒星晕质量（SHM）的关系。对于红移$z\lesssim 0.7$，射电活动与恒星质量的比值演化为$f_{_{\rm RL}}\sim M_*^{α_0+α_1 z}$，其中$α_0=2.529{\pm0.184}$和$α_1=1.854^{+0.708}_{-0.761}$。对$α_0$的估计主要由Best等人（2005）的结果驱动，而对$α_1$的限制是新的。我们导出了射电星系与基础质量之间的偏置因子$b(z=0.5)=2.093^{+0.164}_{-0.109}$，该函数$b(z)=0.33z^2+0.85 z +1.6$很好地拟合了红移依赖关系。我们还提供了方便的参数形式的红移依赖的射电光度函数，这是一致的红移分布和NVSS源计数与流量。
2015-05-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Nature versus nurture: what regulates star formation in satellite galaxies?
我们使用我们的国家的最先进的星系演化和组装（GAEA）半分析模型来研究如何以及在哪些时间尺度的恒星形成被抑制在卫星星系。我们的基准恒星反馈模型，实现强大的恒星驱动的外流，再现相对较好的被动分数的变化作为一个函数的星系恒星质量和晕质量在本地宇宙中测量，以及'淬火'的时间尺度推断的数据。我们表明，通过使用另一种恒星反馈方案，在高红移具有较低的喷射率，并修改热气体剥离的治疗，可以获得相同的协议水平。这个方案过度预测了中低质量星系的数量密度。此外，一个很好的协议与观察到的被动分数可以得到只有通过假设冷却可以继续在卫星上，在预测的速度考虑晕属性在坠落，即使在他们的父母暗物质子结构被剥离低于模拟的分辨率。对于我们的基准模型，与观测到的被动分数的更好的一致性可以归因于：（i）在吸积时卫星的冷气体分数较大，以及（ii）相对于我们模型的先前版本，超新星爆炸和恒星风的气体再加热率较低。我们的研究结果表明，恒星质量大于~10^10 Msun的被动星系的丰度主要取决于恒星形成和恒星反馈之间的自我调节，环境过程扮演了更边缘的角色。
2018-11-07 astro-ph.GA
A Framework for Empirical Galaxy Phenomenology: The Scatter in Galaxy Ages and Stellar Metallicities
我们开发了一个理论框架，提取更深层次的理解星系形成的星系属性之间的关系，通过扩展的主序列积分方法计算星系恒星形成的历史。我们妥善占散射的恒星质量恒星形成率的关系和不断发展的被动系统的分数，发现后者的效果几乎是唯一负责的年龄分布与恒星质量以上$\sim 10^{10}\,{\rm M_{\odot}}$的$z\sim0$星系。然而，虽然我们定性地同意所观察到的恒星金属丰度中位数作为恒星质量的函数，我们归因于我们无法重现的分布在很大程度上是不完美的气相金属丰度和$α$ /Fe比校准的组合。我们的形式主义将受益于新的观测约束，反过来，通过提供自洽的恒星形成历史的人口合成建模，提高未来数据的解释。
2015-01-28 astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): the wavelength dependence of galaxy structure versus redshift and luminosity
我们研究星系的大小和径向轮廓随波长的变化，通过拟合Sersic函数同时成像在9个光学和近红外波段。为了量化有效半径的波长依赖性，我们使用两个剩余帧带中的测量的比率$\mathcal{R}$。相应地计算了Sersic折射率对波长的依赖关系$\mathcal{N}$。Vulcani等人（2014）已经证明，不同的星系群在$\mathcal{R}$和$\mathcal{N}$方面表现出截然不同的行为。在这里，我们研究的光度依赖于这一结果。我们发现，在更高的光度，早型星系显示更大幅度的有效半径与波长的减少，而晚型提出了一个更明显的增加Sersic指数。因此，类型之间的结构对比度随着亮度而增加。通过考虑不同红移的样本，我们证明了较低的数据质量减少了主要星系种群之间的明显差异。然而，我们的结论仍然对这一效果具有鲁棒性。我们表明，占不同的红移和光度选择部分调和的尺寸变化测量的Vulcani等人。与其他最近的研究发现的较弱的趋势。划分星系的视觉形态确认的行为推断使用形态代理，虽然样本量大大减少。最后，我们证明，不同的尘埃不透明度和光盘倾斜度可以解释晚型星系的$\mathcal{R}$和$\mathcal{N}$的联合分布的功能。然而，灰尘似乎不能解释$\mathcal{R}$和$\mathcal{N}$的最高值。星系的膨胀盘性质也必须有助于其结构的波长依赖性。
2015-09-28 astro-ph.GA
Semi-empirical versus Theoretical Stellar Population Models: a comparison with Star Clusters
本研究比较了半经验与理论星族谱库在SPS模型中的差异，发现合成谱库倾向于给出更低的年龄和金属丰度，且能更好地匹配高分辨率光谱学结果。
2025-04-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Host-Galaxy Properties of Type 1 Versus Type 2 Active Galactic Nuclei
活动星系核的统一模型认为，活动星系核不同的光谱类型是由相对于一个模糊的“环面”的不同视角引起的。因此，这个模型预测，1型和2型活动星系核应该有类似的宿主星系属性。我们用COSMOS场中的2463 X射线选择活动星系核研究了这一预言。我们把我们的样本分为1型和2型活动星系核的光谱，形态和可变性的基础上。通过SED拟合得到了它们的宿主星系恒星质量（$M_\star$），发现1型活动星系核的宿主星系恒星质量比2型活动星系核的宿主星系恒星质量小$Δ\overline{\mathrm{log}M_\star}\approx0.2~\mathrm{dex}$（$\approx 4σ$显著性）。除了从SED拟合得到恒星形成率（SFR）外，我们还利用远红外（FIR）测光和叠加方法来获得基于FIR的SFR。我们发现，1型和2型源的SFR是相似的，一旦它们的红移和X射线光度的控制。我们还研究了宇宙环境，发现两个种群的表面数密度（sub-Mpc）和宇宙网环境（$\approx 1\text{--}10$ ~Mpc）是相似的。总之，我们的分析表明，1型和2型活动星系核的宿主星系总体上具有相似的SFR和宇宙环境，但前者的$M_\star$往往低于后者。$M_\star$的差异表明活动星系核统一模型并不严格正确，宿主星系和环面都可能对活动星系核的光学遮蔽有贡献。
2019-04-30 astro-ph.GA
The stellar mass versus stellar metallicity relation of star-forming galaxies at $1.6\le z\le3.0$ and implications for the evolution of the $α$-enhancement
我们测量恒星质量和恒星金属丰度之间的关系，恒星质量-金属丰度关系（MZR），1336恒星形成星系在$1.6\le z\le3.0$（<z>=2.2）使用静止帧远紫外光谱从zCOSMOS深调查。包含恒星吸收特征的高信噪比合成谱与金属丰度范围内的总体合成模型谱进行了拟合。我们发现恒星的金属丰度，主要反映铁的丰度，缩放为$(Z_{Fe,\ast}/Z_{Fe,\odot})=-(0.81\pm0.01)+(0.32+0.03)\log(M_\ast/10^{10}M_\odot)$在整个质量范围的$10^9\lesssim M_\ast/M_\odot\lesssim10^{11}$，是$\approx6\times$低于当地看到相同的质量。使用气相氧MZR推断的瞬时氧铁比（$α$ -增强）平均为[O/Fe] $\approx0.47$，高于局部[O/Fe] $\approx0$。观察到的变化[O/Fe]和[Fe/H]再现简单的流通气体调节器模型与稳定的恒星形成的历史（SFHS），遵循不断发展的主序列。我们的模型表明，[O/Fe]几乎完全由瞬时特定的恒星形成率单独而独立的SFHS，质量和气体调节系统的特性。我们发现$\sim10^{10}M_\odot$星系在[O/Fe]-金属丰度平面上z~2处的位置与银河系中低金属丰度厚盘星序列非常一致。这表明了银河系考古学的结果与高红移银河系祖先的观…
2021-09-13 astro-ph.GA
An Improved [O III] Line Width to Stellar Velocity Dispersion Calibration: Curvature, Scatter, and Lack of Evolution in the Black-Hole Mass Versus Stellar Velocity Dispersion Relationship
给出了活动星系核[O III] 5007线半高宽（FWHM）到主星系速度色散σ的改进变换。这显著地减少了在使用[O III] FWHM作为σ的代理时的系统误差。AGN黑洞的质量，M，估计使用Dibai单历元谱方法，结合新的估计σ，给出一个修订的AGN M-σ关系延伸到高质量。这表明，质量最大的黑洞的质量系统地高于通过M \propto σ ^[4]外推到高质量时的预测值。这支持了最近的一种说法，即大质量黑洞的恒星动力学质量被系统性地低估了。M-sigma关系的变陡与当地宇宙中没有非常高的sigma星系以及Faber-Jackson关系的曲率一致。对于黑洞质量大于10^9太阳质量的星系，M-sigma关系中的内禀散射似乎要小得多。据推测，这与核心椭圆与超轻椭圆二分法有关。在M-西格玛关系的高端的低散射意味着这里提出的转换和Dibai方法分别是恒星速度色散和质量的良好指标。没有证据表明M-sigma关系随时间的演变。
2009-08-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Covariances of Galaxy Stellar Mass Functions and Correlation Functions
我们计算协方差矩阵的许多观测估计的恒星质量函数的星系从$z=0$ $z\approx 4$，和一个估计的投影关联函数的星系分裂恒星质量在$z\lesssim 0.5$。所有的协方差矩阵包括由于大尺度结构的贡献，在集团和集群中发现的星系的偏好，和散粒噪声。这些协方差矩阵可用于约束模型的星系形成和星系晕连接。
2018-07-30 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
Dissipational versus Dissipationless Galaxy Formation and the Dark Matter Content of Galaxies
我们研究两个极端的模型建立的恒星组成部分的发光椭圆星系。在一种情况下，我们假设恒星的形成是耗散的，中心吸积的气体辐射出其轨道和热能;暗物质晕将经历绝热收缩，中心暗物质密度分布将变陡。对于第二个模型，我们假设中央星系是由一系列远离新生星系的恒星团无耗散合并而成的。为了被吸积，这些团块通过动力学摩擦将轨道能量输给暗物质晕，从而加热中心的暗物质并平滑暗物质密度尖点。这些模型的中心暗物质密度分布有很大的不同。对于孤立的椭圆星系NGC 4494，中心暗物质密度分别在耗散和无耗散模型下遵循幂律r^（-0.2）和r^（-1.7）。通过匹配的dissipationsanddissipationless模型的观测椭圆星系的恒星组成部分，我们研究dissipationsanddissipationless合并椭圆星系的形成的相对贡献，并寻找观测测试，将区分这些模型。与强透镜最亮的星系团相比，在z=0.39时，耗散和无耗散模型的M*/L_B比值中值分别为2.1+/-0.8和5.2+/-1.7。对于NGC 4494，最佳拟合的有耗散和无耗散模型的M*/L_B分别为2.97和3.96。与被动演化和人口合成的预期恒星质光比的比较似乎排除了巨型椭圆星系中央恒星区域的纯粹耗散形成机制。
2010-02-02 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
Characteristic mass in galaxy quenching: environmental versus internal effects
在恒星质量（$M_*$）、球核总质量比（$B/T_{\rm m}$）、晕质量（$M_{\rm h}$）和晕心距（$r/r_{180}$）等多参数空间中，发现了一个明显的星系淬灭跃迁特征.对于给定的晕质量，过渡的特征恒星质量（$M_{*, \rm ch}$）约为相应中心星系质量的五分之一，几乎与$B/T_{\rm m}$无关。当$B/T_{\rm m}$固定后，具有$M_{*} < M_{*, \rm ch}$的星系的猝灭分数随着$M_{\rm h}$的增加而增加，但随着晕内部分（$r/r_{180} < 0.5$）的$M_*$的减少而减少。在外部（$r/r_{180} > 0.5$），与$M_{\rm h}$的趋势仍然存在，但与$M_*$的相关性不存在或变为正相关。对于$M_{\rm *, ch}$以上的星系和固定的$B/T_{\rm m}$，猝灭分数增加与$M_{\rm *}$，但仅弱依赖于$M_{\rm h}$在内部和外部区域。在固定的$B/T_{\rm m}$和$M_*$，猝灭分数增加与减少$r/r_{180}$与$M_{*} < M_{*, \rm ch}$的星系，和只有微弱的依赖于$r/r_{180}$与$M_{*} > M_{*, \rm ch}$的星系。我们的发现提供了一个物理动机的方法来分类星系晕分为两类，根据其淬火性能：一个“上层阶级”与$M_{*} > M_{\…
2020-09-12 astro-ph.GA
Stellar Kinematics and Structural Properties of Virgo Cluster Dwarf Early-Type Galaxies from the SMAKCED Project III. Rotation versus Pressure Support
本文分析了室女星系团中39个矮早型星系的恒星运动学。根据恒星的角动量λ_e和椭圆率，我们得到了11个慢旋子和28个快旋子。在室女星系团外围的快速旋转体比星系团内部的快速旋转体旋转得快得多。此外，11个慢旋星系中有10个位于星系团的内3度（D <1Mpc）。快速旋转体包含在高通滤波的光学图像中可见的微妙的盘状结构，而慢速旋转体不表现出这些结构。此外，其中两个dE具有运动学解耦的核心，另外四个具有部分填充在巴耳末吸收线中的发射。这些性质表明，室女星系团dEs可能起源于晚型恒星形成星系，这些星系在进入星系团后被环境改造。λ_e与星系团中心距离的相关性可以用这样一种情况来解释：低光度恒星形成星系落入星系团后，气体迅速被冲压力剥离，虽然部分气体保留在星系团的核心，但恒星形成过程被淬灭，而恒星运动学得以保留。在星系团中呆了很长一段时间并经过几次中心后，星系被加热并转化为缓慢旋转的dEs。
2014-10-06 astro-ph.GA
Tomographic Intensity Mapping versus Galaxy Surveys: Observing the Universe in H-alpha emission with new generation instruments
H-α线辐射是探测星系中若干基本量的重要手段，包括星系的数密度、恒星形成率（SFR）和总气体含量。新一代的低分辨率强度测绘探测器，例如SPHEREx和CDIM，将分别从本地宇宙观测大部分天空中H-α发射的星系，直到z ~ 6到10的红移。这也将是高分辨率欧几里德和WFIRST仪器在z ~ 0.7 - 2红移范围内观测的目标线。在本文中，我们估计的强度和功率谱的H-α线在z ~ 0 - 5红移范围内，如果可能的话，观察线光度函数（LF），否则，模拟。我们通过考虑建模的不确定性（例如SFR，灭绝等）来估计我们预测的重要性。和观测污染。我们发现，强度映射（IM）调查可以在z ~ 0.8 - 5之间对完整的H-α发射进行统计检测。此外，我们发现，高频分辨率和灵敏度的计划CDIM调查允许分离的H-α发射从几个插入线。我们探索如何使用这些线强度的组合来探测星系的属性。正如预期的那样，我们的研究表明，星系巡天只能探测到占整体H-α强度百分之几的明亮星系。然而，这些调查将提供重要的限制高端的H-α LF和AGN LF的强有力的约束。
2017-11-27 astro-ph.GA
Main Sequence Scatter is Real: The Joint Dependence of Galaxy Clustering on Star Formation and Stellar Mass
我们提出了新的测量集群的恒星质量完整的样本的$\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
The Preferential Tidal Stripping of Dark Matter versus Stars in Galaxies
利用高分辨率流体动力学宇宙学模拟，我们对潮汐剥离如何从星系中去除暗物质和恒星进行了全面研究。我们发现，暗物质总是比恒星更明显地被剥离--失去暗物质的$\sim$ 80 $\%$的星系，通常只失去10 $\%$的恒星。这是因为最初的暗物质晕比恒星要长得多。因此，我们发现恒星与晕的尺寸比（使用r $_{\rm{eff}}$ /r $_{\rm{vir}}$测量）是控制暗物质和恒星剥离相对数量的关键参数。我们用简单的拟合公式测量了束缚暗物质分数与束缚星分数之间的关系。我们测量到对星系团质量或星系质量的依赖性可以忽略不计。因此，这些公式在宇宙学模拟中具有普遍适用性，是理想的，以改善恒星剥离配方在半分析模型，和/或估计潮汐剥离将对星系的影响时，只有他们的晕质量演化是已知的。
2016-10-13 astro-ph.GA
NIHAO XXVI: Nature versus nurture, the Star Formation Main Sequence and the origin of its scatter
我们研究了NIHAO星系如何与观测到的恒星形成主序星（SFMS）相匹配以及其散射的起源。NIHAO星系再现了SFMS，与观测基本一致，但斜率约为1，因此明显大于观测值。这是因为在大恒星质量下观测到的星系，虽然仍然是SFMS的一部分，但已经受到淬火的影响。活动星系核反馈对恒星形成的部分抑制导致恒星形成率较低，因此观测到的斜率较低。我们确认，包括活动星系核在我们的星系的影响，导致与观测一致的斜率。我们发现星系偏离SFMS的程度与星系的$z=0$暗物质晕浓度有关，从而与星系晕的形成时间有关。这意味着恒星形成率（SFR）高于平均水平的星系形成较晚，反之亦然。我们通过将位于SFMS上方（SFR高于平均水平）的星系重新解释为位于SFMS左侧（低于平均恒星质量），反之亦然，来解释与SFR的这种明显相关性。因此，较晚形成的晕具有低于平均恒星质量的质量，这仅仅是因为它们形成恒星的时间少于平均时间，反之亦然。因此，这是性质，即如何以及何时这些星系的形成，设置了一个星系在SFR与恒星质量平面的路径。
2020-09-06 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
The Contribution of In-situ and Ex-situ Star Formation in Early-Type Galaxies: MaNGA versus IllustrisTNG
我们比较恒星质量表面密度，金属丰度，年龄和视线速度色散分布在大规模（$M_*\geq10^{10.5}\,\mathrm{M_\odot}$）现今早期型星系（ETGs）从MANGA调查模拟星系从TNG 100模拟的IllustrisTNG套件。我们发现一个很好的协议之间的恒星质量表面密度分布的MANGA和TNG 100 ETGs，无论是在形状和归一化。此外，TNG 100再现了恒星金属丰度和年龄的剖面形状，以及MaNGA ETG速度色散分布的归一化。我们通常也发现很好的协议时，比较中央和卫星星系的恒星轮廓之间的MANGA和TNG 100。一个例外是超大质量（$M_*\gtrsim10^{11.5}\,\mathrm{M_\odot}$）中心星系的速度色散曲线，平均而言，TNG 100中的速度色散曲线明显高于MaNGA（$\approx50\,\mathrm{km\,s^{-1}}$）。我们研究了TNG 100中$\mathit{in}$ - $\mathit{situ}$和$\mathit{ex}$ - $\mathit{situ}$星的径向轮廓，并讨论了每个种群对观测到的MANGA轮廓的贡献程度。我们的分析提供了重要的支持的想法，即高质量（$M_*\gtrsim10^{11}\,\mathrm{M_\odot}$）ETG在当今的宇宙是合并驱动的演变的结果，其标志是主要的合并，往往…
2022-10-14 astro-ph.GA
Size-Mass Relations for Simulated Low-Mass Galaxies: Mock Imaging versus Intrinsic Properties
本文利用FIRE模拟低质量星系，对比恒星粒子直接测量与模拟观测两种方法，发现模拟观测能复现观测SMR，而直接测量显示真实星系更大且SMR弥散更小，差异源于质光比及其径向梯度。
2024-06-13 astro-ph.GA
Testing the rotation versus merger scenario in the galaxy cluster Abell 2107
我们在星系团Abell 2107中寻找团内介质（ICM）的全球旋转，以前的研究已经在成员星系中检测到具有高显著性水平的旋转运动。通过拟合{ \sl Chandra} ACIS-Ⅰ光谱中铁$K_α$线复合体在6.7- 6.9 keV静止坐标系下的质心，我们确定了可能的旋转轴，该旋转轴与线本身定义的两半中测量的发射加权光谱红移之间的差异最大化的线。然后，我们测量的发射加权红移的线性区域平行于首选的旋转轴，并找到一个显着的梯度作为投影距离的函数，从旋转轴，兼容的旋转模式与最大切向速度${\tt v}_{\rm max}=1380\pm 600$ km/s在半径$λ_0\sim 160$ kpc。这个结果，如果解释的框架内的流体静力平衡，所建议的规则形态的阿贝尔2107，将意味着一个大的质量修正的顺序为$ΔM = (6 \pm 4)\times 10^{13} M_\odot$在$\sim 160$ kpc，这是不相容的集群形态本身。一个更保守的解释可能是两个类似的晕之间的一个未被注意到的偏离中心的正面碰撞。我们的分析证实了规则星团Abell 2107的特殊动力学性质，但无法解决旋转与合并的情况，这是一个可以通过携带X射线辐射热计的下一代X射线设施来解决的科学案例。
2019-03-09 astro-ph.GA
The resolved chemical composition of the starburst dwarf galaxy CGCG007-025: Direct method versus photoionization model fitting
本文主要研究了CGCG 007 -025的气体化学组成。这个致密的矮星正在经历一个星系范围的恒星形成爆发，其空间行为已被VLT/MUSE观测到。我们提出了一个新的线测量库来处理近7800体素。直接法化学分析仅限于484个体素，$[SIII]$ 6312 $\mathring{\mathrm{A}}$温度诊断线检测良好。复合通量通过人口合成恒星吸收校正。此外，我们讨论了一种新的算法，通过神经网络来拟合光电离模型。分析的8种离子丰度显示出具有$σ\sim0.1\,dex$的空间正态分布，其中只有一半的值可以通过测量的不确定性来解释。氧丰度分布为$12+log(O/H)=7.88\pm0.11$。$T_{e}[SIII]$和$ne[SII]$也呈正态分布。然而，在中心和最亮的区域，$ne[SII]$几乎是平均星系值的三倍。这也反映在消光测量中。电离参数的分布为$log(U) = -2.52^{0.17}_{0.19}$。参数空间行为与$S^{2+}/S^{+}$图一致。最后讨论了直接法与光电离模型拟合法之间的差异。在后一种技术中，我们发现具有不均匀不确定性幅度的混合线会影响结果的准确性。在这些拟合中，我们建议高估最小通量不确定性，比最大线通量不确定性低一个数量级。这提供了与直接方法的更好匹配。
2022-12-20 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
Black hole accretion versus star formation rate: theory confronts observations
我们使用一套星系合并的流体动力学模拟比较恒星形成率（SFR）和黑洞吸积率（BHAR）的星系之间的相互作用（“随机”阶段），在“合并”适当的，持续~0.2-0.3 Gyr，并在“残余”阶段。我们计算了SFR和BHAR的二元分布，并定义了在SFR-BHAR平面上三相所占据的区域。BHAR和全星系SFR之间没有很强的相关性，但SFR和BHAR最高的星系可能是个例外。我们也斌的数据以同样的方式在几个观测研究中使用，通过测量AGN在不同的光度箱的平均SFR，或平均BHAR的SFR箱星系。我们发现，对活动星系核和恒星形成星系的观测样本，SFR与BHAR的明显矛盾实际上是由装仓效应引起的。这两种类型的样本使用完全双变量分布的不同预测，并且完整的信息将导致明确的解释。我们还发现，一个星系可以被归类为活动星系核主导的合并驱动的星暴发生后，1.5 Gyr。我们的研究是一致的建议，大多数低光度活动星系核主机不显示形态干扰。
2015-05-27 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
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
Splitting the lentils: Clues to galaxy/black hole coevolution from the discovery of offset relations for non-dusty versus dusty (wet-merger-built) lenticular galaxies in the $M_{\rm bh}$-$M_{\rm *,spheroid}$ diagram
研究通过按尘埃含量拆分 S0 星系，发现湿并合形成的尘埃型星系在黑洞质量—核球恒星质量关系上相对非尘埃型显著偏移，为星系与黑洞协同演化及黑洞质量估计提供新标度。
2023-04-25 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
On the Evolution of the Bi-Modal Distribution of Galaxies in the Plane of Specific Star Formation Rate versus Stellar Mass
我们比较了观测到的星系分布在平面上的具体恒星形成率与恒星质量的预测的Garching半解析模型在红移0，1和2。我们的目标是测试是否无线电模式AGN反馈，这是负责终止在大质量星系的恒星形成的实施，提供了一个足够的匹配到目前的高红移观测。模型中作为恒星质量函数的淬灭星系的分数与z=0和z=1时的数据吻合得很好。到z=2时，模型中具有低恒星质量的淬灭星系太少了。在z=2时，没有正在形成恒星的星系群与数据中的恒星形成星系的“主序列”明显分开。这在模型中没有发现，因为恒星质量小于10^11太阳质量的z=2星系被预测为质量相对较低（小于10^8太阳质量）的黑洞的宿主。目前这种黑洞的无线电模式反馈的实现降低了周围光环的冷却速率，但并没有产生足够的能量来完全阻止恒星的形成。我们认为，该模型可能会带来更好的协议与数据，如果黑洞的增长是由光盘不稳定性触发除了主要的合并，如果反馈机制与形成的星系凸起的行为淬火恒星形成的星系。
2013-01-21 astro-ph.CO 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
Redshift evolution of stellar mass versus gas fraction relation in 0<z<2 regime: observational constraint for galaxy formation models
结合CO文献数据，研究了星系分子气体质量分数（f_mol=M_mol/（M_star+M_mol），其中M_mol为分子气体质量，M_star为恒星质量）在0<z<2红移范围内随恒星质量的变化.我们观察到的fmol演化的恒星质量的依赖性，大质量的星系在很大程度上耗尽了它们的分子气体在z=1，而fmol值的质量较小的星系急剧下降，从z=1。我们比较了观测到的M_star-f_mol关系与宇宙学流体动力学模拟和半解析模型对星系形成的理论预测。虽然理论研究近似地再现了观测到的fmol演化的质量依赖性，但与观测值相比，它们往往低估了fmol值，特别是质量较小（<10^10 Msun）和质量较大（>10^11 Msun）的星系。我们的结果表明，重要的反馈模型，抑制恒星的形成，同时保留分子气体，以重现所观察到的M_star-f_mol关系。
2015-09-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Narrow-Line Seyfert 1 Phenomenon: Accretion State Versus Host Galaxy Properties
Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学科维理天文与天体物理研究所）
通过分析约12,000个SDSS 1型活动星系核，发现窄线赛弗特1星系（NLS1）与宽线赛弗特1星系（BLS1）的差异主要源于吸积状态而非宿主星系演化，NLS1代表高吸积率端。
2026-06-16 astro-ph.GA
HII versus HI in the `green valley' galaxies: direct comparison
我们研究的形态和运动学的电离状态的气体在四个“绿谷”早期型星系在不同阶段的过渡从一个“蓝云”的恒星形成星系的被动演化序列。先前的HI映射所考虑的样品揭示了冷气库和恒星盘之间的空间偏移取决于后星爆年龄。考虑电离气体的性质对于理解恒星形成猝灭过程中各种反馈过程的作用至关重要。我们进行了长缝和3D光学光谱观测在6米俄罗斯望远镜和比较气体和恒星的运动学。电离气体的空间分布与HI图一致;然而，HII速度场的一阶高角分辨率使我们能够详细研究非圆形气体运动，如J1117+51核中活动星系核驱动的外流。最有趣的结果是全球HI+HII气体相对于J1237+39恒星盘的反向旋转。因此，在这种情况下，“绿谷”星系中所有观测到的气体都是通过吸积或轻微合并从环境中捕获的。
2019-08-21 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
