The star formation history of the Sculptor dwarf spheroidal galaxy
我们提出的星形成历史（SFH）的雕塑矮球状星系的深g，r测光的基础上采取DECam在布兰科望远镜，我们的分析集中在中心区域的星系扩展到$\sim 3$核心半径。我们研究了SFH如何径向变化，将采样区域细分为四个区域，并检测到恒星形成的明显趋势。所有的SFH显示出单一的恒星形成的插曲，与最里面的区域呈现出较长的恒星形成周期的$\sim 1.5$陀螺仪和最外面的区域的主要恒星形成的周期仅限于$\sim 0.5$陀螺仪。我们观察到一个梯度的平均年龄被发现增加走向外部区域。这些结果表明，玉夫座在其中心部分的再电离时期后继续形成恒星，而在外围区域，大多数恒星可能在再电离时期及其结束后不久形成。根据我们的分析，严格地说，雕塑家不能被认为是再电离时代的化石。
2019-06-17 astro-ph.GA
Estimating The Metallicity of Star-forming Early-type Galaxies
我们获得了4615个恒星形成的早型星系（ETG）的数据，这些数据来自斯隆数字巡天数据Release 7的$Galaxy~Zoo~1$和MPA-JHU发射线测量的目录的交叉匹配。我们的样本主要分布在$\rm -0.7<log(SFR[M_{\sun}yr^{-1}])<1.2$，我们的SFR的中位数略高于Davis \& Young。我们显示了一个显着的趋势，低/高恒星质量的ETG有低/高的SFR，并获得我们的样本最佳拟合log（SFR）= $ (0.74\pm0.01)$ log $(M_{*}/M_{\sun})-(7.64\pm0.10)$，找到相同的斜率，发现在卡诺迪亚兹等人。在我们的恒星形成的ETG样本中，我们清楚地证明了恒星质量和金属丰度（MZ）的关系的相关性。我们发现，更高的金属丰度测量可能会引入扩散电离气体，当D16，Sanch 18，Sander 18指示剂被用来校准ETG的金属丰度。我们显示了SFR和12+log（O/H）与不同金属丰度估计之间的关系，并建议它们的相关性可能是ETG中SFR-恒星质量和MZ关系的结果。
2021-12-17 astro-ph.GA
Chemistry and Kinematics of the Late-Forming Dwarf Irregular Galaxies Leo A, Aquarius, and Sagittarius DIG
我们提出了Keck/DEIMOS光谱的个别恒星在相对孤立的本群矮星系狮子座A，宝瓶座，人马座矮不规则星系。这三个星系--尤其是狮子座A和水瓶座--相对于许多其他孤立的矮星系，有着共同的延迟恒星形成历史。所有三个星系中的恒星都是由色散支撑的。我们没有发现恒星速度结构的证据，即使是水瓶座，它有旋转的HI气体。速度色散表明这三个星系都是以暗物质为主的，暗物质与重子物质的质量比从$4.4^{+1.1}_{-0.8}$（SagDIG）到$9.6^{+2.5}_{-1.8}$（宝瓶座）不等。狮子座A和SagDIG的恒星金属丰度比水瓶座低，它们的气体含量也更高，如果水瓶座在化学演化中走得更远，这两者都是可以预期的。狮子座A的金属丰度分布与化学演化的封闭或漏盒模型不一致，这表明该星系在恒星形成期间预先富集或获得外部气体。所有三个星系的恒星金属丰度都在稳步增加，但可能以不同的速度增加。[ $α$ /Fe]比在一个给定的[Fe/H]低于玉夫座矮球状星系，这表明更多的扩展比玉夫座恒星形成的历史，与光度导出的恒星形成历史一致。总体而言，大体积的运动学和化学性质的晚形成的矮星系不偏离那些少延迟的矮星系，包括矮球状星系显着。
2016-10-26 astro-ph.GA
Investigating the physical properties of dusty star-forming galaxies at z>=1.5 in the GOODS-South field using JWST
本文通过物理模型与JADES模拟及观测星表比较，评估JWST约束z>=1.5原椭球星系质量、红移、SFR和尘埃性质的能力。
2025-06-10 astro-ph.GA
Boo-1137 - An Extremely Metal-Poor Star in the Ultra-Faint Dwarf Spheroidal Galaxy Boötes I
本文给出了“超暗”矮球状星系BootesI（绝对星等Mv ~ -6.3）中一颗贫金属巨星Boo-1137的高分辨率、高信噪比光谱。[Fe/H] =-3.7，这是在超暗dSph中发现的最贫金属的恒星。将大约15种元素的相对丰度[X/Fe]与星系晕中极贫金属巨星的相对丰度进行比较，发现Boo-1137中的C和N、奇Z元素Na和Al、Fe峰元素以及n俘获元素Sr和Ba都是“正常的”，而星系晕的大部分元素[Fe/H] <-3.0。α-元素Mg、Si、Ca和Ti都比平均晕圈值高Δ [X/Fe] ~ 0.2。蒙特卡罗分析表明，Delta[alpha/Fe]值如此之大的概率约为0.02。Boo-1137的丰度模式表明化学演化不均匀，与我们之前报道的Fe丰度的广泛内部分布一致。大多数Boo-1137相对丰度与晕值的相似性，以及α元素都从晕平均值中偏移了类似的少量，这表明相同的星系尺度恒星初始质量函数，但Boo-1137可能起源于恒星形成区域，那里的丰度反映了超新星（SN）喷出物的混合不良，或SN祖细胞质量范围的不良采样，或两者。
2009-11-27 astro-ph.GA
Starburst galaxies in the COSMOS field: clumpy star-formation at redshift 0 < z < 0.5
在高红移，星暴星系呈现不规则的形态，10- 20%的恒星形成发生在巨大的团块中。这些星团星系被认为是本地盘星系的祖先。要了解中低红移的恒星爆的性质，必须追踪它们的演化以及与高$z$系统的可能联系。利用哈勃空间望远镜/高级巡天照相机（HST/ACS）图像，对COSMOS领域中的星暴星系（$0 < z < 0.5$）进行了广泛、系统、多波段的搜索和分析，并详细研究了它们的成星团特征。它们的主要性质、大小、质量和恒星形成率都被提供。在我们的样本中，单个的恒星形成结遵循与局部巨HII区相同的L（H $α$）与大小的比例关系（Fuentes-Masip et al. 2000）。然而，它们与使用高红移样品提供的结果略有不同。这一结果突出了空间分辨恒星形成区域对这种研究的重要性。Mknot星系中心区域的恒星形成团块比外围区域的质量更大，恒星形成率也更高。当我们考虑质量表面密度或表面恒星形成率时，这种趋势就模糊了。Sknot星系在表面亮度（$μ$）与$B-$带中的M $_{host}$图（Amorín et al. 2012）中确实显示出类似于矮椭圆星系和不规则星系的性质，在$μ$与$V-$带中的M $_{host}$图（Kormendy \&\ Bender 2012）中也显示出类似于椭球星系和椭圆星系的性质。Sknot星系可能是BCD类的过渡阶段，其性质与类球形，但蓝色结构一致。
2016-04-06 astro-ph.GA
A deep view into the nucleus of the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy with MUSE. I. Data and stellar population characterization
人马座矮球状星系（Sgr dSph）的中心有一个核星团M54，这是唯一一个可以在光学波长下分解成单个恒星的星系核。因此，它是理解核星团形成及其与球状星团关系的关键目标。我们提出了一个大型的多单元光谱探测器（MUSE）的数据集，涵盖了M54到$\sim$ 2.5半光半径，从中我们提取的光谱$\sim$ 6600集群成员星。我们使用这些数据结合HST测光，以获得年龄和金属丰度为每颗恒星。恒星星族显示出一个定义良好的年龄-金属丰度关系，这意味着一个扩展的形成历史的中心区域的Sgr dSph。我们将这些人群分为三组，都具有相同的系统速度：年轻的金属丰富（YMR; 2.2\，Gyr，\mbox{[Fe/H]$=-0.04$}）;中年金属丰富（IMR; 4.3\，Gyr，\mbox{[Fe/H]$=-0.29$}）;和老年金属贫乏（OMP; 12.2\，Gyr，\mbox{[Fe/H]$=-1.41$}）。YMR和OMP星群比IMR星群更集中，IMR星群可能是Sgr dSph的恒星。我们认为OMP星群是两个或两个以上古老的贫金属球状星团被动力学摩擦力拖到中心吸积和合并的结果。YMR与在核中原位恒星形成的结果一致。YMR星群的年龄表明，它可能是在Sgr dSph在最近一次与银河系的相互作用（$\sim$ 3\，Gyr前）中开始失去气体时被触发形成的。
2019-09-23 astro-ph.GA
ALMA 26 Arcmin$^{2}$ Survey of GOODS-S at One-millimeter (ASAGAO): Average Morphology of High-$z$ Dusty Star-Forming Galaxies is an Exponential-Disk ($n \simeq 1$)
我们展示了由我们的ASAGAO巡天所拍摄的高分辨率（FWHM~0“19）阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列（ALMA）1毫米波段图所确定的z=1-3的尘埃恒星形成星系的形态特征，该巡天覆盖了GOODS-S中26弧分^[2]的区域。结合ALMA的存档数据，本样本由42个ALMA源组成，具有宽的静止帧远红外（FIR）光度L_FIR范围，约为10^11-10^13 Lo。为了获得一个平均的休息帧FIR配置文件，我们进行单独的测量和仔细堆叠的ALMA源使用紫外可见度的方法，包括位置的不确定性和平滑效果的评估，通过蒙特卡罗模拟。我们发现这些尘埃星系的平均FIR波长Sersic指数和有效半径分别为n_FIR=1.2+/-0.2和Re，FIR=1.0- 1.3kpc，中心有一个点源，表明活动星系核的存在。平均FIR曲线与明显区别于球形曲线（Sersic指数为4）的指数盘形态一致。利用哈勃空间望远镜（HST）的深空图像，对静止坐标系下的光学Sersic指数n_opt和有效半径R_e，opt进行了检验。有趣的是，我们得到了n_opt=0.9+/-0.3（~n_FIR）和R_e，opt=3.2+/-0.6kpc（>R_e，FIR），这表明FIR辐射盘嵌入在一个更大的恒星盘中。HST和ALMA的静止帧UV和FIR数据为我们提供了总恒星形成率（SFR）的径向表面密度分布，其中FIR SFR在中心处占主导地位。在S…
2018-05-18 astro-ph.GA
The impact of cored density profiles on the observable quantities of dwarf spheroidal galaxies
我们修改了化学动力学程序GEAR，模拟了自相互作用的暗物质对19个具有不同成星性质的低质量矮星系的可观测量的影响。我们采用了一个相对较高的，速度独立的截面$σ/m = 10$厘米$^2$ /克和提取，除了综合量，总质量密度分布，光度分布，视线速度，化学丰度和恒星形成的历史。我们发现，尽管在暗物质晕的中心创建大的核心，淬火星系的可观察到的数量上的SIDM的影响是不可辨别的，主要是由随机建立的恒星物质。因此，我们的结论是，这是不可能的，从单个或小样本的矮星系的密度分布作出全球性的声明。虽然主要是基于淬火星系，这一发现支持其他最近的工作提出的问题的可靠性推断核心的密度分布，来自观测到的视线速度。
2018-08-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Estimating column density from ammonia (1,1) emission in star-forming regions
我们提出了一种新的，近似的方法来计算柱密度的氨在映射观测的23 GHz的反转线。通常在恒星形成区域发现的温度制度允许对氨的缓慢变化的配分函数的假设。因此，有可能仅使用（J=1，K=1）反演跃迁而不是（1，1）和（2，2）跃迁的典型组合来确定柱密度，其额外的不确定性与典型的观测误差相当或更小。所提出的方法允许列密度和质量估计扩展到较低的信噪比的地区。我们展示了使用这种近似方法在W3和英仙座恒星形成区域的一些核心周围的列密度图的例子，以及与使用完整的两个过渡方法获得的相应结果的比较。我们认为，这种方法是一个有用的工具，在研究周围的质量分布YSO，特别是在郊区的原恒星信封（2，2）氨线往往是不可检测的大面积测绘所需的短时间尺度。
2012-09-29 astro-ph.GA astro-ph.IM
Estimating dust attenuation from galactic spectra. II. Stellar and gas attenuation in star-forming and diffuse ionized gas regions in MaNGA
我们调查的尘埃衰减在恒星群体和电离气体在附近星系的kpc尺度区域，使用积分场光谱数据从MANGA MPL-9。我们确定恒星形成（HII）和扩散电离气体（DIG）地区的MANGA数据管。从每个区域的叠加光谱，我们测量的恒星衰减，$E(B-V)_{\rm star}$，使用的技术，李等。（2020），以及气体衰减，$E(B-V)_{\rm gas}$，从巴耳末减量。然后，我们检查$E(B-V)_{\rm star}$，$E(B-V)_{\rm gas}$，$E(B-V)_{\rm gas}-E(B-V)_{\rm star}$和$E(B-V)_{\rm star}/E(B-V)_{\rm gas}$与16个区域/全球属性的相关性，并为不同的$\rm Hα$表面亮度（$Σ_{\rm Hα}$）的区域。我们发现，在$Σ_{\rm Hα}$较高的区域，$E(B-V)_{\rm star}$和$E(B-V)_{\rm gas}$之间的相关性更强。亮度加权年龄（$t_L$）被认为是与$E(B-V)_{\rm star}$相关性最强的属性，因此与$E(B-V)_{\rm gas}-E(B-V)_{\rm star}$和$E(B-V)_{\rm star}/E(B-V)_{\rm gas}$相关性最强。在固定的$Σ_{\rm Hα}$下，所有年龄段的$\log_{10}t_L$与$E(B-V)_{\…
2021-06-08 astro-ph.GA
A Kiloparsec-Scale Hyper-Starburst in a Quasar Host Less than 1 Gigayear after the Big Bang
类星体SDSS J114816.64+525150.3（红移z=6.42，宇宙年龄小于10亿年）的宿主星系的红外光度为2.2 × 10^13 L_sun，推测其主要动力来自恒星形成的大规模爆发。在一些极端明亮的星系中，如Arp 220，恒星形成的爆发集中在半径小于100秒差距的相对较小的中心区域。目前还不知道在早期宇宙中的活跃星系中，恒星是在什么尺度上形成的，这些星系可能正在经历恒星形成的初始爆发。我们确实知道，在早期的某个时刻，一定形成了类似于银河系球状凸起的结构。在这里，我们报告的[CII]发射的宿主星系J114816.64+525150.3的空间分辨图像，表明它的恒星形成气体分布在半径约750 pc的中心。该区域恒星形成率的平均面密度约为1000 M_sun/yr/kpc ^[2]。该表面密度与Arp 220中的峰值相当，尽管面积大约2个数量级。这个活跃的恒星形成事件可能会在这个系统中产生一个大质量的球状组成部分。
2009-02-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Morphology and star formation in IllustrisTNG: the build-up of spheroids and discs
使用IllustrisTNG模拟，我们调查的星系形态和恒星形成之间的联系，在中央星系的恒星质量范围$10^9-10^{11.5}~\mathrm{M}_{\odot}$。我们量化星系形态的恒星组件的运动学分解成一个球状体和光盘组件（球状体总比，S/T）和恒星质量密度分布（$C_{82}$）的浓度。S/T与恒星质量和恒星形成活动相关，而$C_{82}$只与恒星质量相关。总体而言，我们发现S/T和$C_{82}$的观测估计值具有良好的一致性。低质量和高质量星系主要是由随机恒星运动，而只有中等质量星系（$M_{\star}\approx10^{10}-10^{10.5}~\mathrm{M}_{\odot}$）主要是由有序旋转。高质量星系是典型的高浓度球状体，而低质量星系的浓度较低，这表明它们的形成通道不同。尽管我们发现S/T与恒星形成活动之间存在相关性，但在TNG模型中，当星系穿过绿谷或停止恒星形成时，星系并不一定会改变其形态，这取决于星系恒星质量和形态估计。相反，形态（S/T和$C_{82}$）通常是在星系的恒星形成阶段设定的。S/T和恒星形成之间的明显相关性是因为早期形成的星系在给定的恒星质量下平均具有更高的S/T。此外，我们还发现，合并驱动了中等质量星系中的核球形成，并导致了大质量星系中最近的球状质量组装与$M_{\star}>10^{11}~\mathrm{M}_{\odot}…
2019-06-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The JCMT BISTRO Survey: The magnetised evolution of star-forming cores in the Ophiuchus Molecular Cloud interpreted using Histograms of Relative Orientation
通过分析Ophiuchus分子云中密集核心的B场方向，研究其磁化演化，发现高长轴比核心产生强HRO信号，而低长轴比核心则表现为ξ≈0，表明磁场与列密度梯度相关。
2024-11-26 astro-ph.GA
On the R-Process Enrichment of Dwarf Spheroidal Galaxies
最近对网壳II的观测发现，与类似的超暗矮球状星系（UFD）相比，它的r过程元素过多。由于网壳II的金属丰度和恒星形成历史似乎与所有已知的UFD一致，因此网壳II的高r过程丰度表明它是通过一个单一的罕见事件（如双中子星（NS）合并）富集的。然而，我们注意到这种情况是极不可能的，因为双星恒星演化模型需要显著的超新星出生踢产生NS-NS或NS-黑洞合并，这些踢将有效地从UFD的弱引力势中删除紧凑的双星系统。我们研究了在UFD中产生r-过程元素的替代机制，包括一种新的机制，其中在高暗物质密度区域中的NS在积累了形成黑洞的大量暗物质后内爆。我们发现，当一个中子星坍缩成一个黑洞时，由潮汐力产生的r-过程原材料喷射，可以以与网壳II和银河系的r-过程丰度相匹配的速率发生。值得注意的是，暗物质模型在观测到的UFD中坍缩了一颗中子星，也解决了银河系中心脉冲星失踪的问题。我们提出的测试具体到暗物质r-过程的生产，可能会发现，或排除，这种模式。
2016-11-02 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The stellar host in star-forming low-mass galaxies: Evidence for two classes
恒星形成星系的形态演化为理解其物理性质以及恒星形成的触发和猝灭机制提供了重要线索。我们的目标是连接低质量星系（中等恒星质量$\sim$ 10 $^{8.5}$ M $_{\odot}$）在低红移（$z<0.36$）的形态和恒星形成的属性。我们使用的样本中带选择恒星形成星系的GOODS北场。结合光谱能量分布拟合和HST数据创建样品的H $α$图像。使用它们，我们掩盖了恒星形成区域，以获得一个公正的二维模型的光分布的宿主星系。为此，我们使用$\texttt{PHI}$，一个新的贝叶斯光度分解代码。我们将其独立地应用到7个HST波段，假设Sérsic表面亮度模型。恒星形成星系的宿主显示出低的Sérsic指数（$n$的中位数为$\sim$ 0.9），以及小的尺寸（$R_e$的中位数为$\sim$ 1.6 kpc），并且参数随波长的变化可以忽略不计（除了轴比，它随波长而增长）。使用聚类算法，我们发现两个不同的类的恒星形成星系：一个更紧凑，更红，高$n$（A类）和更广泛，更蓝，低$n$之一（B类）。我们还发现证据表明，第一类是更椭球状。此外，我们发现48%的分析星系呈现负的颜色梯度（只有5%是正的）。在$z<0.36$中，低质量恒星形成星系的主成分分为两个不同的类别，类似于在高质量星系中发现的情况。结果与从B类到A类的演变一致。文献中的几种机制，如小合并和大合并，以及剧烈的磁盘不稳定性，可以解…
2019-04-23 astro-ph.GA
The inefficiency of satellite accretion in forming extended star clusters
球状星团和矮星系之间的区别已经逐渐模糊，因为最近发现了几个扩展星团，其大小（20-30 pc）和光度（-6 < Mv < -2）与微弱的矮球状体相当。为了解释它们的稀疏结构，有人认为它们是作为矮星系卫星中的星团形成的，这些卫星后来吸积到银河系中。如果这些星系团形成于矮星系的中心，它们会在潮汐压缩的环境中演化，潮汐对维里平衡的贡献会变得很大，一旦被移除，就会导致超维里状态和随后的星系团膨胀。使用N-体模拟，我们表明，在这样一个极端的环境中形成的集群经历了相当大的扩张，由于吸积过程的外部潮汐场的剧烈变化。然而，我们表明，由于压缩潮汐的去除膨胀是不足以解释所观察到的扩展结构，因为从这个过程中产生的恒星系统总是比相应的集群，由于两体弛豫孤立膨胀更紧凑。我们的结论是，一个吸积的起源扩展球状星团是不可能解释他们的大空间范围内，而赞成的假设，这样的集群已经扩展在其形成的阶段。
2014-11-04 astro-ph.GA
Recently Quenched Galaxies at z = 0.2 - 4.8 in the COSMOS UltraVISTA Field
我们提出了一个新的分析恒星的质量函数和形态的最近淬火星系（RQG），其恒星的形成最近已经淬火的某种原因。利用COSMOS 2015目录选择宇宙演化巡天（COSMOS）UltraVISTA场的0.2 < z < 4.8，超过1.5 deg 2的星系。这是第一次在如此宽的红移范围内一致地选择和研究RQG。我们发现在z>1时，RQG的数量密度在很宽的质量范围内随时间增加，而低质量的RQG在z < 1时开始非常迅速地增长。我们还表明，RQG的迁移可能在很大程度上驱动被动星系的恒星质量函数的演化。此外，我们发现RQG的形态类型分布介于恒星形成星系和被动星系之间。这些结果表明，RQG代表了星系演化的一个主要过渡阶段，即恒星形成星系转变为被动星系，并伴随着球状分量的增加。
2017-06-12 astro-ph.GA
The morphology of star-forming gas and its alignment with galaxies and dark matter haloes in the EAGLE simulations
我们目前的测量恒星形成的气体在星系中的EAGLE模拟的形态，其相对于恒星和暗物质（DM）的排列。这种气体在射电连续谱中的成像使弱透镜实验成为传统光学方法的补充。恒星形成气体通常比其关联恒星和DM更扁平，特别是对于总质量为$\sim$ $10^{ 12-12.5} \mathrm{M_{ \odot}}$的现今亚晕，它们优先拥有旋转支撑的恒星盘的恒星形成星系。这样的系统有扁球形的恒星形成气体分布，但在质量较小和较大的次晕中，其分布往往是扁长的，其形态与其宿主星系的恒星有着显著的正相关性，无论是在球形度还是三轴度方面。恒星形成气体的短轴通常与其母晕的暗物质短轴对齐，但在长形暗物质中，通常与暗物质分布的另外两个主轴之一更紧密地对齐。恒星形成气体与DM的一致性不如恒星，但其形态短轴与其运动学轴紧密一致，为观测识别未剪切形态轴提供了一条途径。EAGLE中恒星形成气体的椭圆度投影与从高保真无线电连续图像推断的形状一致，并且它们表现出比恒星图像更大的形状噪声，这是由于恒星形成气体相对于恒星更大的特征扁平化。
2022-01-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Hierarchical Bayesian approach for estimating physical properties in nearby galaxies: Age Maps (Paper II)
现代天体物理学的基本目标之一是估计星系的物理参数。我们提出了一种分层贝叶斯模型，用于根据\Ha（使用Taurus Tunable Filter，TTF拍摄）、紫外波段（GALEX far UV，FUV）和红外波段（Spitzer 24、70和160 $μ$ m）中的图像计算年龄图。我们目前的爆发年龄的年轻恒星星族在附近的样本和近面对面的星系。\Ha\与FUV的流量比是一个很好的最近恒星形成历史（SFH）的相对指标。随着新生恒星形成区域的发展，\Ha发射比UV连续谱下降得更早，导致\Ha/FUV比率下降。使用恒星形成的星系模型，抽样与概率的形式主义，并允许在集群中的电离光子的可变部分，我们得到相应的理论比\Ha/FUV与我们观察到的流量比进行比较，从而估计所观察到的区域的年龄。在计算\Ha/FUV时，我们考虑了平均不确定性和参数之间的相互关系。我们提出了一个贝叶斯分层模型，其中定义了一个联合概率分布，以确定参数（年龄，金属丰度，IMF）从观测数据（观测流量比\Ha/FUV）。参数的联合分布通过独立同分布（i.i.d.）通过MCMC（马尔可夫链蒙特卡罗）技术生成的随机变量。
2018-11-13 astro-ph.GA
PRIMER: JWST/MIRI reveals the evolution of star-forming structures in galaxies at z<2.5
本研究利用JWST/MIRI观测分析了665个z<2.5星系，揭示了恒星形成星系结构演化主要由由内向外增长主导，但会被可原位构建致密核球的剧烈致密化阶段打断。
2024-12-30 astro-ph.GA
The baryonic mass-size relation of galaxies. II. Implications for the evolutionary paths between star-forming and passive galaxies
Arcetri Astrophysical Observatory, INAF（阿切特里天文台，意大利国家天体物理研究所）；University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）；Case Western Reserve University（凯斯西储大学）；University of Oregon（俄勒冈大学）
研究通过分析恒星质量-大小关系，揭示星系从恒星形成到被动演化路径的转变机制，发现不同形态星系在质量-大小关系上的分布特征。
2026-01-21 astro-ph.GA
Recent Star-Forming Activity in Local Elliptical Galaxies
椭圆星系的形成和演化至今仍是一个悬而未决的问题。特别是，最近的观测表明，椭圆星系不仅仅是简单的老恒星的球状系统。本文分析了从斯隆数字巡天中选取的一个椭圆星系样本，以研究局部椭圆星系的恒星形成活动。在这487个椭圆星系中，我们发现13个EG显示出明显的星云发射线所揭示的最近恒星形成活动的明确证据。利用演化的恒星星族合成模型和Lick吸收线指数，我们计算了恒星年龄、金属丰度和$α$元素丰度，从而重建了我们样本中恒星形成椭圆星系（SFEGs）的恒星形成和化学演化历史。我们发现SFEGs具有相对年轻的恒星星族年龄、较高的金属丰度和较低的恒星质量，它们的恒星形成历史可以很好地用叠加在老恒星组分上的最近的小而短的星暴来描述。我们还检测到11个E+A星系的恒星星族属性更接近于那些静止（正常）的椭圆形比恒星形成的。然而，从它们的吸收线指数的分析，我们注意到，我们的E+A星系显示出显着的比例的中间年龄的恒星星族，显着不同的静止星系。这可能暗示了E+As和恒星形成椭圆星系之间的进化联系。最后，我们确认了局域椭圆星系的年龄、金属丰度、$α$元素丰度和恒星质量之间的关系。
2009-06-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): The Most Isolated GAMA Galaxies
University of Bristol（布里斯托大学）；Finnish Centre for Astronomy with ESO, University of Turku（芬兰埃索天文学中心，图尔库大学）；Department of Physics and Astronomy, Botswana International University of Science and Technology（博茨瓦纳国际科学与技术大学物理与天文系）；Astrophysics Research Institute, Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学天体物理研究所）；Macquarie University（麦考瑞大学）
基于GAMA巡天和客观孤立性度量，研究最孤立星系的物理特征，发现孤立星系多为蓝色盘状恒星形成星系，但性质有重叠；控制质量后，孤立与成群恒星形成星系无差异，表明其演化由内部过程主导。
2026-09-25 astro-ph.GA
Magnetic Properties of Star-Forming Dense Cores
磁和能量特性的17个致密的核心内几百pc的太阳。他们的天空平面场强估计从偏振方向的色散，戴维斯，Erasekhar和费米（DCF）。它们的质量与磁临界质量之比为0.5-3，表明接近临界场强。场强B_pos与柱密度N的关系为B_pos~N^p，其中p=1.05+-0.08，与密度n的关系为B_pos~n^q，其中q=0.66+-0.05。这些磁性与Zeeman研究（Crutcher等人，2010年）得出的磁性一致，散射较小。维里质量M_V、磁临界质量M_B和阿尔夫文振幅sigma_B/B之间的关系与观察到的接近维里的核心的M/M_B的观察范围相匹配，M/M_V=0.5-2，阿尔夫文振幅中等，sigma_B/B=0.1-0.4。在DCF和塞曼样品中的B-N和B-n相关性可以被解释为当这样的约束，Alfvenic，和近临界的核心有中心浓度和球形形状。对于这些性质，B~N是因为M/M_B与N的范围相比几乎是常数，B~n^（2/3）是因为M^（1/3）与n^（2/3）的范围相比几乎是常数。观测到的遵循B~n^（2/3）的核心场不必比引力弱得多，这与遵循B~n^（2/3）的核心场不同，后者是由于在恒定质量下的球形收缩（Mestel 1966）。相反，接近临界值的M/M_B表明，观测到的核心场几乎是尽可能强的，在允许引力收缩的值之间。
2021-04-06 astro-ph.GA
High-z dusty star-forming galaxies: a top-heavy initial mass function?
最近的估计指出z > 4亚毫米（sub-mm）星系的丰度远远高于模型预测。此事仍在辩论中。根据一些分析，过量可能比最初认为的要低得多，可能是通量增加和源混合造成的。然而，对这一结论没有达成普遍一致意见。也有报道称z > 6的尘埃星系过多，尽管统计数据很差。另一方面，在过去的几十年里，在高z星暴星系中有头重脚轻的初始质量函数（IMF）的证据已经被报道。这将转化为尘埃星系在固定恒星形成率下的更高的亚毫米光度，即，进入一个更高丰度的明亮的高z亚毫米星系比预期的普遍夏布里耶IMF。利用我们的高z原球状星系的物理模型，我们发现，部分过剩可以理解的国际货币基金组织有点头重脚轻比夏布里耶。这样的IMF是一致的，最近提出的占低13 C/18 O丰度比在四个尘埃星暴星系在z = 2-3。然而，极端的头重脚轻的IMF与z > 4处的亚毫米计数不一致。
2020-01-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Euclid view of dusty star forming galaxies at z>~1.5 detected in wide area submillimetre surveys
本研究结合Euclid空间天文台数据与Herschel亚毫米波巡天结果，通过改进的椭球星系前身星物理模型和SED拟合，验证了Euclid对z>~1.5亮尘埃恒星形成星系的红移、恒星质量等物理参数的可靠测量能力，并探究了Rubin/LSST数据的补充作用。
2024-04-17 astro-ph.GA
A three-step approach to reliably estimate magnetic field strengths in star-forming regions
本研究通过3D MHD模拟和合成观测，系统评估了DCF和ST方法在恒星形成区估算磁场强度的准确性，提出三步法计算关键参数，发现ST方法更优且能准确追踪倾角趋势。
2025-07-08 astro-ph.GA
Hierarchical Bayesian approach for estimating physical properties in spiral galaxies: Age Maps for M74
现代天文学的基本目标之一是从不同光谱波段的图像中估计星系的物理参数。我们提出了一种分层贝叶斯模型，用于从\Ha（使用Taurus可调滤光片（TTF）拍摄）、紫外波段（GALEX的远UV或FUV）和红外波段（Spitzer的24、70和160微米（$μ$ m））的图像中获取年龄图。如Sánchez-Gil et al.（2011）所示，我们给出了M74星系附近和近面的年轻恒星星族的爆发年龄。正如在以前的工作中所示，\Ha \到FUV的流量比给出了一个很好的最近的恒星形成历史（SFH）的相对指标。随着新生恒星形成区域的发展，\Ha发射比UV连续谱下降得更早，导致\Ha/FUV比率下降。通过一个特定的恒星形成星系模型（Starburst 99，SB 99），我们可以得到相应的理论流量比\Ha \ / FUV，并与我们观测到的流量比进行比较，从而估算观测区域的年龄。由于问题的性质，有必要提出一个高复杂性的模型，以考虑平均不确定性，并在获得上述\Ha \ / FUV通量比时参数之间的相互关系。为了解决模型的复杂性，我们提出了一个贝叶斯分层模型，其中定义了一个联合概率分布，以确定参数（年龄，金属丰度，IMF），从观察到的数据，在这种情况下，观察到的流量比\Ha \ / FUV。参数的联合分布通过独立同分布来描述。（独立和同分布的随机变量），通过MCMC（马尔可夫链蒙特卡罗）技术生成。
2015-10-08 astro-ph.GA
Beyond galaxy bimodality: the complex interplay between kinematic morphology and star formation in the local Universe
一般认为星系在恒星形成和结构上都是双峰的：恒星形成的星系是盘状的，而被动星系则有大的凸起或完全是球状的。在这里，我们测试这种情况下，提出了一个完整的人口普查的体积有限的样本中提取的本地宇宙中的星系的星系的运动学形态的MANGA星系调查。我们测量了恒星质量范围$9.75 < \log M_{\star}[\rm{M}_{\odot}] < 11.75$内4574个星系的综合恒星视线速度与速度色散比（$V/σ$）。我们发现，在固定的恒星质量，分布的$V/σ$不是双峰，和一个简单的分离之间的快速和缓慢的旋转是过于简单化。快旋星系是至少两个群体的混合体，在这里被称为动态冷盘和中间系统，其中盘在总恒星质量和数量上都占主导地位。当分别考虑恒星形成和被动星系时，恒星形成的人口几乎完全由盘组成，而被动人口则是混合的，这意味着一系列的猝灭机制。被动盘占被动星系的$\sim$ 30%（无论是数量还是质量），几乎是慢转星系的两倍，重申这些是理解星系淬火的重要群体。这些结果描绘了一幅由盘状星系主导的局部宇宙的画面，其中大多数在淬火时或淬火后变得不那么旋转。虽然球状体在一定程度上存在，但它们肯定不是大多数星系进化的终点。
2022-08-03 astro-ph.GA
Getting ready for the LSST data -- estimating the physical properties of $z<2.5$ main sequence galaxies
在这项工作中，我们研究如何利用即将到来的遗产调查的空间和时间（LSST）的数据来约束正常的，恒星形成星系的物理特性。我们使用模拟的LSST数据和现有的实际观测来检验星系的物理性质，如恒星形成率（SFR），恒星质量（$M_{star}$）和尘埃光度（$L_{dust}$）的估计。我们关注的是正常的恒星形成星系，因为它们构成了宇宙中大部分的星系群，因此更有可能被LSST观测到。我们对红移范围内的50,385个真实星系的LSST观测和不确定性进行了模拟，观测范围为$0<z<2.5$。为了实现这一目标，我们使用了赫歇尔河外遗产项目（HELP）调查的独特多波长数据。我们的分析集中在两个领域：ELAIS-N1和COSMOS。为了获得星系的物理性质，我们适合他们的光谱能量分布（SED）使用代码调查星系发射（CIGALE）。我们比较的主要星系的物理性质，从所观察到的星系的多波长测光（从UV到FIR）的拟合得到的模拟LSST光学测量只。LSST测量的基础上估计的恒星质量与完整的UV-FIR SED估计是一致的，因为它们主要取决于UV和光发射，以及LSST在考虑的红移范围内覆盖。我们得到一个明显的高估的SFR，$L_{dust}$，$M_{dust}$估计LSST只，与红移高度相关。我们调查这种高估的原因，我们得出结论，这是有关高估的灰尘衰减，紫外和近红外。我们发现，有必要采用辅助的静止帧中红外观测，…
2021-06-23 astro-ph.GA
Estimating the dynamical masses of dwarf galaxies in the presence of binary-star contamination
Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天文物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）
研究修正了UFDs动态质量估计以考虑未被检测到的双星影响，发现动态质量减少1.5至3倍，挑战了部分矮星系的分类。
2026-03-03 astro-ph.GA
An ALMA/NOEMA survey of the molecular gas properties of high-redshift star-forming galaxies
我们提出了一个调查的分子气体在61个亚毫米星系（SMG）从870 $μ$米连续调查的COSMOS，UDS和ECDFS领域，使用阿塔卡马大毫米阵列（ALMA）和北方扩展毫米阵列（NOEMA）。在45个靶中探测到46条$^{12}$ CO（$J=$ 2-5）发射线，其$z=$为1.2-4.8，红移表明那些在光学/近红外中亚毫米级明亮和未探测到/微弱的发射线通常位于较高的红移处，其梯度为$Δz/ΔS_{870}=$ 0.11 $\pm$ 0.04 mJy $^{-1}$。我们还用文献来源补充我们的数据，以构建统计CO谱线能量分布，并在类似研究中发现SMG中的$^{12}$ CO谱线光度在$J_{\rm up}\sim$ 6处达到峰值，与Cosmic Eyelash一致。我们的SMG大部分位于主序之上或略高于主序，显示出气体耗尽时标$t_{\rm dep} = M_{\rm gas}/{\rm SFR}$的减少，红移范围为$z\sim$ 1-5，在$z\sim$ 2.8处的中值为200 $\pm$ 5000万年。这与在相同的红移范围内分子气体分数$μ_{\rm gas} = M_{\rm gas}/M_\ast$的增加相一致。最后我们证明了我们的SMG的$M_{\rm baryon}$ - $σ$分布与后发座星系团中的早型星系的分布是一致的，这为SMG是大质量局域球状星系的祖先的建议提供了…
2020-09-07 astro-ph.GA
Observations of Lyman-alpha and O VI: Signatures of Cooling and Star Formation in a Massive Central Cluster Galaxy
我们报告了X射线星系团RXJ1532.9+3021（z=0.362）中心恒星形成区（~100太阳质量/年）的新HST COS和STIS光谱，以跟进CLASH团队在中央大质量星系中发现的发光紫外线细丝和结。我们探测到宽（~500 km/s）的莱曼α发射线，具有非常高的等效宽度（EQW~200埃）和稍窄的H α（~220 km/s）。没有探测到N V和O VI的发射线，这限制了气体在10^6 K温度下冷却的速率小于大约10个太阳质量/年。COS的光谱也显示了一个平坦的静止框架紫外连续谱，具有微弱的恒星光球特征，这与最近形成的热恒星的存在是一致的，它们的形成速度约为10个太阳质量/年，未对尘埃消光进行校正。这些紫外光谱的斜率和吸收线与z约为3的莱曼破裂星系相似，尽管它们具有最高的莱曼α等效宽度和恒星形成速率。这个高EQW莱曼α源是一个高金属丰度星系，它在看起来完全不像圆盘的结构中迅速形成恒星。这种恒星形成的模式可能对星系的球状种群有很大的贡献。对任何O VI线发射的光度的限制是严格的，足以排除稳定和同时的气体冷却和恒星形成，不像凤凰星团和阿贝尔1795中的类似系统。事实上，目前的恒星形成率不同于当地的质量冷却率是一致的，最近的模拟幕AGN反馈和恒星形成的集群大气。
2016-12-28 astro-ph.GA
Principal component analysis for estimating parameters of the L1287 dense core by fitting model spectral maps into observed ones
本文提出了一种通过将模型谱图拟合到观测谱图中来求多维误差函数的全局最小值的算法。采用主成分分析法对模型进行降维，降低模型参数间的耦合程度，确定最小值区域。采用k-近邻法计算最优参数值。该算法被用来估计收缩致密恒星形成的核心L1287的物理参数。HCO+（1-0），H13 CO+（1-0），HCN（1-0），和H13 CN（1-0）线的地图，在一个一维微观湍流模型内计算，拟合到观察到的。估计获得的核心的物理参数，包括径向分布的密度（$\propto r^{-1.7}$），湍流速度（$\propto r^{-0.4}$），和收缩速度（$\propto r^{-0.1}$）。计算参数值的置信区间。收缩速度径向分布的幂律指数，考虑到测定误差，在绝对值上低于预期的气体坍缩到原恒星的情况下，在自由降落。这一结果可以作为一个参数，有利于全球收缩模型的L1287核心。
2021-01-20 astro-ph.GA
Dynamical properties of z $\sim 4.5$ dusty star-forming galaxies and their connection with local early type galaxies
有一个很大的共识，在高$z$星系的气体是高度动荡的，因为合并和气体吸积驱动的恒星反馈过程和引力不稳定性的组合。在本文中，我们介绍了在$4 \lesssim z\lesssim 5$的五个尘埃星形成星系（DSFG）的样本的分析。利用强引力透镜的放大能力，我们从ALMA观测到的[CII]发射线中量化了它们的运动学和动力学性质。我们结合这些星系的动力学测量与以前的研究中获得的高质量的数据和sub-kpc的空间分辨率，到目前为止，建立最大的样本$z \sim 4.5$星系。我们发现样本中的所有星系都是动态冷的，旋转与随机运动的比值$V/σ$在7到15之间。它们的速度色散和恒星形成率之间的关系表明，恒星反馈足以维持这些星系内的湍流，不需要进一步的机制。此外，我们进行了旋转曲线分解，以推断重子（气体，恒星）和暗物质成分的相对贡献的总引力势。这种分析使我们能够比较所研究的DSFG与它们的后代，当地的早期类型星系的结构特性。特别是，我们发现样本的六个星系中有五个显示出隆起的动力学特征，表明球状分量已经在$z \sim 4.5$中就位。
2021-08-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Variability and star formation in Leo T, the lowest luminosity star-forming galaxy known today
我们目前的结果，从第一次联合研究的变星和恒星形成历史（SFH）的银河系（MW）的“超暗”矮（UFD）星系狮子座T，F606 W和F814 W多历元档案观测的基础上获得的宽视场行星照相机2上的哈勃太空望远镜。我们在银河系中探测到了14颗变星。它们包括一颗基本模式的天琴座RR型恒星和10颗周期短于1天的异常造父变星，因此表明在这个UFD中发生了多个恒星形成事件，其中一个大约10 Gyr前产生了天琴座RR型恒星。根据天琴座RR型恒星的数据，新的估计到狮子座T的距离为409 $^{+29}_{-27}$ kpc（距离模数为23.06 $\pm$ 0.15等）。我们的Leo T的V，V-I色星等图达到V~29等，显示了矮不规则星系和矮球状星系之间过渡的典型特征。的恒星形成历史的定量分析的基础上，比较观察到的V，V-I CMD与预期的恒星分布不同的演化方案，证实狮子座T有一个复杂的恒星形成历史占主导地位的两个增强期约1.5和9 Gyr前，分别。恒星和气体的分布表明星系具有相当不对称的结构。
2012-07-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust emission in star-forming dwarf galaxies: General properties and the nature of the sub-mm excess
我们研究了一个大样本的发射线恒星形成星系的尘埃发射的全球性特征。样本由两个子样本组成。一个子样本（SDSS样本）包括SDSS的约4000个致密恒星形成星系，这些星系也在WISE全天空巡天的3.4，4.6，12和22妈妈的所有四个波段中被检测到。第二个子样本（赫歇尔样本）是用赫歇尔在远红外波段观测到的28个致密恒星形成星系的样本。赫歇尔样本的数据由斯皮策观测、GALEX、SDSS、WISE、2 MASS、NVSS和FIRST巡天的光度数据以及光学和斯皮策光谱和亚毫米和射电范围的数据补充。结果表明，来自SDSS样品的星系暖尘埃光度和来自Herschel样品的星系冷、暖尘埃光度与H β光度都有很强的相关性，这意味着年轻恒星的电离紫外辐射是恒星形成星系尘埃加热的主要来源之一。本文提出用冷暖尘埃质量的关系估算恒星形成星系中的总尘埃质量，其精度优于~ 0.5dex。另一方面，它示出的两个样品，尘埃温度不依赖于金属丰度。尘埃与中性气体的质量比随着金属丰度的降低而强烈下降，这与其他对局部发射线星系、高红移伽玛暴宿主和DLAs的研究结果相似。另一方面，尘埃与电离气体的质量比约为100倍，这意味着大多数尘埃位于中性气体中。研究发现，致密恒星形成星系中电离气体的热自由-自由辐射可能是造成亚毫米辐射过剩的原因。这种效应在金属丰度较低的星系中更强，并且也受到恒星形成率增加的积极影响。
2014-08-20 astro-ph.GA
The age sequence of young clusters in Perseus: Estimating ages from mass distributions
Cyprus University of Technology（塞浦路斯科技大学）；University of St Andrews（圣安德鲁斯大学）；Universidade de Lisboa（里斯本大学）
本文通过分析佩斯星云中六个年轻团簇的质量分布，确定了基于初始质量函数一致性的年龄序列，为年轻团簇年龄估计提供了新的方法和验证。
2026-01-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
A comparative study of galaxy evolution with four different active galactic nucleus torus models and two different host geometries
该研究通过SED拟合探究不同AGN环面模型与宿主几何对星系物理量估算的影响，发现恒星质量和恒星形成率估算稳健，AGN占比依赖环面模型，且样本星系多适配椭球几何、位于主序之上。
2025-01-12 astro-ph.GA
The role of magnetic fields in the fragmentation of the Taurus B213 filament into Sun-type star-forming cores
本研究结合多台望远镜的观测数据，探究磁场等因素对金牛座B213纤维碎裂的影响，发现有序磁场可能在该类太阳恒星形成核的碎裂过程中发挥重要作用，补充了热金斯碎裂理论之外的影响因素。
2023-04-08 astro-ph.GA
New Horizon: On the origin of the stellar disk and spheroid of field galaxies at $z=0.7$
星系盘和球状体的起源一直是理解其形态的一个关键问题。使用高分辨率宇宙学模拟，新地平线，我们探讨了144个场星系的质量大于$\rm 10^9\,M_{\odot}$在$z=0.7$运动学分解的磁盘和球状组件。恒星粒子的起源根据它们的出生地（原地或非原地）和它们出生时的轨道来分类。在盘沉降之前，恒星主要通过原星系之间的混乱合并形成，并成为球状组成部分的一部分。当盘开始沉降时，我们发现更大质量的星系从早期开始形成盘星;大质量星系在$z\sim1-2$开始发展它们的盘，而低质量星系在$z\sim1$之后。吸积作用也会影响星系盘的形成，因为星系合并会引发气体湍流或导致气体倾斜，从而阻止星系形成同向旋转的盘状恒星。吸积星的重要性在更大质量的星系中更大，特别是在发展中的大质量球状体中。相当一部分球状体来自受到扰动的盘星，这在较低的红移下变得更加重要。我们的一些大质量星系（$\sim12.5\%$）从与现有盘平面不对准的气体入口发展出反向旋转的盘，它可以持续超过一个陀螺，直到它们成为主导成分，并将星系的角动量翻转到相反的方向。星系的最终盘占总盘的比例需要根据其恒星质量和吸积历史来理解。我们量化了不同起源的恒星的重要性，并提供它们作为指导值。
2019-08-13 astro-ph.GA
Interpreting the possible break in the Black Hole - Bulge mass relation
最近对当地现有数据的检查表明，球状体的恒星质量（$M_{\rm sph}$）与位于其中心的超大质量黑洞（BH）的质量之间几乎是线性关系，在低于$M_{\rm sph} \sim 10^{10}\ {\rm M}_\odot$时出现了一个突变，在较小的质量下，这种关系更陡峭，大约是二次关系。我们调查的物理机制，负责这种关系的斜率的变化，通过比较数据与半解析模型的结果的星系形成MORGANA，它已经预测了这样一个突破，在其原始配方。我们发现，斜率的变化主要是由有效的恒星反馈在恒星形成的隆起。相反，这种关系的形状对其他与黑洞吸积有关的物理机制非常不敏感，例如盘不稳定性、星系合并、活动星系核（AGN）反馈，甚至是直接或通过低角动量气体储层吸积到黑洞上的精确模型。我们的研究结果支持的情况下，大多数恒星形成的星系盘组件，并通过合并和光盘不稳定性进行膨胀，而吸积到BH连接到恒星形成的球状组件。因此，一个在恒星形成的凸起中产生比在圆盘中更强的流出的恒星反馈模型将自然地产生标度关系的中断。我们的研究结果指出了一种形式的共同进化，特别是在较低的质量，低于假定的休息，主要是由恒星反馈，而不是AGN反馈驱动。
2015-08-27 astro-ph.GA
The Arizona Molecular ISM Survey with the SMT: The Diverse Carbon Monoxide Line Ratios and Spectral Line Energy Distributions of Star Forming Galaxies
本文基于47个邻近星系的三条低能 CO 谱线观测，揭示 SLED 及线比值随 SFR 与 SFR 面密度的系统变化，并给出由 CO(2-1)/CO(3-2) 推算分子气体质量的经验方案。
2025-07-24 astro-ph.GA
Molecular gas properties in young stellar clusters with a suppressed star cluster wind
在致密的恒星形成云中，全球星团风可以被抑制。在这种情况下，恒星反馈无法将剩余的气体从星团中排出。年轻的大质量恒星仍然嵌入致密的残余气体中，并搅动它在系统的引力井中移动。在这里，我们提出了一个自洽的分子气体分布在这样的年轻，笼罩星团模型。假设当湍流压力和重力之间以及湍流能量耗散和再生率之间达到平衡时，云坍缩终止，恒星形成停止。这些条件导致了一个方程，该方程确定了剩余气体的密度分布，这反过来又允许人们确定剩余气体的其他特性和恒星形成效率。结果表明，模型的预测与观测确定的附近矮球状星系NGC 5253及其嵌入的星系团云D1的几个属性是很好的协议。
2023-01-28 astro-ph.GA
OMEGA - OSIRIS Mapping of Emission-line Galaxies in A901/2: III. - Galaxy Properties Across Projected Phase Space in A901/2
我们在$z\sim0.165$对A901/2多集群系统进行了全面的投影相空间分析。聚集红移光谱，可调滤波器成像，棱镜技术，我们组装了一个样本的856个星系团星系达到$10^{8.5}M_\odot$的恒星质量。我们期待的变化，在团星系的性质之间的维里化和非维里化区域的投影相空间（PPS）。我们的主要结论指向相对温和的环境影响，主要表现在星系气藏。(1)将A901/2中的四个子星系团叠加，我们发现维里化区域中的星系质量更大，更红，并且具有略高的Sèrsic指数，但它们的半光半径和哈勃类型没有显着差异。(2)在考虑了恒星质量的趋势后，整个PPS的静止帧颜色仍有变化。首先，颜色的差异是由于缺乏在维里化区域的星系与休息框架$B-V<0.7$和中等到高（$M_\star>10^{9.85}M_\odot$）恒星质量。(3)有一个下降的人口较低质量（$M_\star\leq10^{9.85}M_\odot$），相对蓝色（$B-V<0.7$）椭圆或球状星系，是惊人的缺乏在维里化区域。(4)PPS区域中真正的恒星形成星系和活动星系核的数量强烈地取决于恒星质量。然而，在恒星质量固定的星系团中心，恒星形成星系的比例仍然减少，这与星系团中恒星形成密度的关系一致。(5)在整个星系团环境中，在固定质量下，由H $α$导出的恒星形成星系的恒星形成率没有变化。这表明，星系在陷落过程中的预处理在淬灭恒星形成中起着…
2017-06-16 astro-ph.GA
Estimating Galaxy Star Formation Rates from Murchison Widefield Array Radio Continuum Emission
Nagoya University（名古屋大学）；The Institute of Statistical Mathematics（统计数学研究所）；Stanford University（斯坦福大学）；SLAC National Accelerator Laboratory（SLAC国家加速器实验室）；Tohoku University（东北大学）；University of Western Australia（西澳大学）；CSIRO Space & Astronomy（澳大利亚联邦科学与工业研究组织空间与天文部）
本研究利用GLEAM巡天的低频射电数据，分析近邻恒星形成星系的红外-射电相关性，定标了低频射电光度到恒星形成率的转换关系，验证了低频射电作为无尘埃偏倚恒星形成示踪物的可靠性。
2026-08-18 astro-ph.GA
The Kiloparsec-Scale Kinematics of High-Redshift Star-Forming Galaxies
本文介绍了用Keck/OSIRIS积分场光谱法对红移z ~ 2 - 3的恒星形成星系的运动学结构进行的光谱测量结果。我们的样本是由12个星系之间的红移z ~ 2.0和2.5和一个星系在z ~ 3.3，这是很好地检测到无论是HAlpha或[O III]发射。这些观测是结合凯克激光导星自适应光学系统获得的，空间平滑后的典型角分辨率约为0.15”（在目标样品的红移处约为1 kpc）。在这13个星系中，最多有5个具有与旋转一致的空间分辨速度梯度，而其余的星系具有相对无特征或不规则的速度场。我们所有的星系都显示出约60 - 100 km/s的局部速度色散，这表明（特别是对于那些没有特征的速度场的星系）围绕优选轴的旋转可能不是物理支持的主要机制。虽然一些星系显示出重大合并的证据，但这些证据与单个组件的运动学无关（我们最强的合并候选者之一也表现出明确的旋转结构），驳斥了简单的双峰盘/合并分类方案。我们根据补充巡天和现存的紫外-红外光谱学和光度学对这些数据进行了讨论，得出结论：冷气体的动力学重要性可能是控制z ~ 2星系观测到的运动学的主要因素。最后，我们推测吸积低角动量气体和准球状系统在年轻宇宙的早期形成的机制的重要性。（节略）
2009-03-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Implications for galaxy property estimation revealed by CO luminosity-FWHM relations in local star-forming galaxies
本研究基于xCOLDGASS数据库样本，验证了局部恒星形成星系的CO光度-半高全宽线性关系（CO LFR），发现其截距与分子气体占比等星系性质相关，提出了借助ψ参数估算星系性质的新方法。
2024-10-09 astro-ph.GA
Fitting Probability Distribution Functions in Turbulent Star-Forming Molecular Clouds
本文利用3D分子云模拟，对比了分段对数正态幂律与多项式样条两种密度PDF拟合方法，发现样条法在处理柱密度噪声和估计体积密度斜率时表现更优，建议联合使用以减轻噪声影响。
2023-05-18 astro-ph.GA
The extension of the Fundamental Metallicity Relation beyond the BPT star-forming sequence: evidence for both gas accretion and starvation
星系的基本金属丰度关系（FMR）是气相金属丰度、恒星质量和恒星形成率（SFR）之间的三维关系。到目前为止，它仅针对BPT图上被识别为恒星形成（SF）的星系（BPT-SF）进行了研究，但尚未针对LI（N）ER/AGN分类（BPT-non-SF）的星系进行研究，这主要是由于缺乏诊断方法来估计后一种情况下的气相金属丰度。我们将FMR推广到BPT非SF星系。为此，我们利用最近的星云线的经验校准专门为归类为非SF的BPT图中的星系。此外，我们研究的FMR的另一种表示，我们认为在金属丰度和SFR相对于主序星（MS）星系的偏移。我们发现，SFR高于MS的星系比MS上的星系更贫金属，这可以解释为气体吸积，促进恒星形成和稀释金属丰度。MS以下的低质量星系（即朝向静止）的金属丰度高于MS对应星系，这被解释为饥饿（即抑制新鲜气体供应）阻碍恒星形成并减少稀释效应，因此导致内部化学富集水平较高。MS以下的大质量星系的气体金属丰度更接近他们的MS同行和远低于预期的恒星金属丰度，这一结果表明一个方案，大规模的近静止星系与LI（N）ER类星云发射最近吸积气体从circum/星系际介质。
2021-08-27 astro-ph.GA
Estimating the ages of open star clusters from properties of their extended tidal tails
目前确定疏散星团、星协和恒星流年龄的最精确方法是基于等时线拟合或锂耗尽边界。我们提出了另一种方法来确定这些对象的基础上，他们的扩展潮汐尾巴，这是最近发现的几个疏散星团的形态。假设早期出现的潮汐尾，即所谓的潮汐尾I，起源于早期气体排出时从星团中释放出来的恒星，或者它们与星团形成于同一个恒星形成区（即与集群同时代），本文导出了圆轨道上团簇或流的潮汐尾长轴与轨道方向之间的倾角$β$的解析公式轨迹由于在一个给定的银河系中心半径，$β$只是一个函数的年龄$t$的初始属性的集群无关，我们估计集群的年龄通过反演的分析公式$β= β(t)$。我们举例说明的$12$对象，我们从文献中编译的样本上的方法，我们发现一个合理的协议与以前的约会方法在$\approx 70$ %的情况下。通过考虑轨道的偏心率和重新审视以恒星演化为基础的定年方法，这一点可能会得到改善。所提出的形态学方法是适合于相对年轻的集群（年龄$\lesssim 300$ Myr），其中它提供了一个相对的年龄误差的顺序$10$ $20$ %的误差在所观察到的倾斜角$5 ^\circ$。
2021-12-07 astro-ph.GA
The Nature of 500 Micron Risers II: Sub-mm Faint Dusty Star Forming Galaxies
我们目前的SCUBA-2和SMA的后续观测的四个候选高红移尘埃恒星形成星系，被选为源与上升的SED在250，350和500 $μ$ m赫歇尔SPIRE带。以前的SMA观测没有显示这些源的对应物，但在我们更深的亚毫米观测中，我们检测到所有四个500 $μ$的对应物，其中三个分解成多个系统。对于这三个多重系统，SMA 345 GHz（$\approx 870μ$ m）的观测恢复$123 \pm 73\%$，$60 \pm 15\%$和$19 \pm 4\%$分别从SCUBA-2的综合850 $μ$ m的通量密度，表明可能有额外的来源低于我们的SMA探测极限，构成一个密集的原星系团核心。第四个500 $μ$ m立管的观测频率较低，因此我们无法进行类似的比较。我们估计测光红移的基础上FIR/亚毫米颜色，发现3/4可能位于$z \geq 2$。这符合500 $μ$米上升器选择标准的解释，既选择固有的红色，个别星系在$z > 4$，和多个系统在更温和的红移，人工红的混合效果。我们使用SCUBA-2 850 $μ$ m的地图来调查这些500 $μ$ m的环境。通过构建周围SCUBA-2探测到的累积计数和估算光度红移，我们发现我们的500个$μ$ m中的一个可能存在于一个$z \geq 2$原星系团中。我们推断，明亮的500 $μ$ m的亮度与微弱的850 $μ$ m的流量密度通常是多个系统在$z…
2022-03-02 astro-ph.GA
Estimating sizes of faint, distant galaxies in the submillimetre regime
利用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米波阵列（ALMA）的叠加数据，我们测量了红移~2恒星形成星系的大小。我们使用的UV叠加算法结合模型拟合在UV域，并表明，这允许强大的措施，边际解决来源的大小。分析主要基于LABOCA ECDFS亚毫米巡天（ALESS）中以88个亚毫米星系为中心的344 GHz ALMA连续观测。我们用$M_* \sim{} 5\times{}10^{10} $ M $_\odot$研究了几个z~2的星系样本，这些星系是用近红外测光选择的（遥远的红色星系，极红的天体，sBzK星系，和根据测光红移选择的星系）。我们发现这些星系的典型尺寸约为0.6角秒，相当于z~2处的约5 kpc，这与近红外z波段测量的中值尺寸（约0.6角秒）吻合得很好。我们发现我们的尺寸估计的误差为~0.1-0.2 arcsec，这与在给定的信噪比下模型拟合的预期误差吻合得很好。随着我们的观测（18-160米）的紫外覆盖范围，大小和通量密度的测量是敏感的尺度到2。我们将其与具有中间长度基线覆盖的模拟ALMA周期3数据集进行比较，我们发现，仅使用这些基线，测得的堆叠通量密度将是一个数量级的微弱。这突出了短基线恢复高红移星系的全部通量密度的重要性。
2016-08-31 astro-ph.GA
