We generalize the analytic solutions presented in Pantoni et al. (2019) by including a simple yet effective description of wind recycling and galactic fountains, with the aim of self-consistently investigating the spatially-averaged time evolution of the gas, stellar, metal, and dust content in disc-dominated late-type galaxies (LTGs). Our analytic solutions, when supplemented with specific prescriptions for parameter setting and with halo accretion rates from $N-$body simulations, can be exploited to reproduce the main statistical relationships followed by local LTGs; these involve, as a function of the stellar mass, the star formation efficiency, the gas mass fraction, the gas/stellar metallicity, the dust mass, the star formation rate, the specific angular momentum, and the overall mass/metal budget. Our analytic solutions allow to easily disentangle the diverse role of the main physical processes ruling galaxy formation in LTGs; in particular, we highlight the crucial relevance of wind recycling and galactic fountains in efficiently refurnishing the gas mass, extending the star-formation timescale, and boosting the metal enrichment in gas and stars. All in all, our analytic solutions constitute a transparent, handy, and fast tool that can provide a basis for improving the (subgrid) physical recipes presently implemented in more sophisticated semi-analytic models and numerical simulations, and can offer a benchmark for interpreting and forecasting current and future spatially-averaged observations of local and higher redshift LTGs.
Widespread Inflows Reveal Baryonic Cycling in Star-forming and Quiescent Galaxies
Chinese Academy of Sciences（中国科学院）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Indian Institute of Astrophysics (IIA)（印度天体物理研究所）；Fudan University（复旦大学）；Peking University（北京大学）；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）；Department of Physics, Fudan University（复旦大学物理系）；Department of Astronomy, School of Physics, Peking University（北京大学物理学院天文学系）；International Centre for Radio Astronomy Research, University of Western Australia（西澳大利亚大学国际无线电天文研究中心）；University of Western Australia（西澳大利亚大学）
Baryonic Ecosystem IN Galaxies (BEINGMgII) -- III. Cool gas reservoirs at $0.3 \le z \le 1.6$ in the Dark Energy Survey
Indian Institute of Astrophysics (IIA)（印度天体物理研究所）；Pondicherry University（本地治里大学）；Universitá degli Studi di Milano-Bicocca（米兰比可卡大学）；INAF - Osservatorio Astronomico di Trieste（意大利国家天体物理研究所的里雅斯特天文台）；Centre for Astrophysics and Supercomputing, Swinburne University of Technology（斯威本科技大学天体物理与超级计算中心）；INAF - Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所布雷拉天文台）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Aix Marseille Université（艾克斯-马赛大学）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学柯瓦利天文学与天体物理学研究所）
研究通过分析背景类星体光谱中检测到的中间冷却MgII吸收的起源，以及与之相关的星系在0.3 ≤ z ≤ 1.6红移范围内的性质，发现冷气体在星系晕中的演化和分布特征。
The Origin and Evolution of the Mass-Metallicity Relation using GalICS
利用GalICS（Galerkin in Cosmological Simulations）分层星系形成的半解析模型，研究了星系的不同性质，包括恒星形成率（SFR）和流出量，对星系的质量金属度关系的形状的影响，并预测了红移z=2.27和z=3.54的星系的质量金属度关系.我们的GalICS版本非常详细地实现了化学进化，并且不太依赖于瞬时循环等近似方法。我们改变模型参数控制的效率和红移依赖的SFR以及效率的超新星反馈。我们发现，控制的SFR的因素影响的关系显着在所有的红移，需要一个强大的红移依赖性，1+z成比例，以重现所观察到的关系在低质量端。事实上，在任何红移，预测的关系在高质量的一端，导致一个较差的协议与观察在这一制度。我们还发现，与外流相关的参数的变化有一个最小的影响，在高红移的关系，但在最近的过去改变其形状。因此，我们的结论是，SFR和质量之间的关系，外流是唯一重要的在塑造的关系在晚些时候。当该关系是分层的SFR很明显，预测的星系与恒星质量增加有较高的SFR，支持星系缩小的关系是起源的观点。为了重现观测到的关系，我们改变了控制恒星形成效率及其红移依赖性的参数，并将预测的关系与Erb et al.（2006）在z=2.27时和Maiolino et al.（2008）在z=3.54时进行比较，以找到最佳拟合参数。（节录）
Origin of Weak MgII and Higher Ionization Absorption Lines in an Outflow from an Intermediate-Redshift Dwarf Satellite Galaxy
观测中的红移揭示了存在大量的，紧凑的，弱的镁II吸收剂与近超太阳的金属丰度，往往包围着更广泛的地区，产生CIV和/或OVI吸收在环星系介质中的大碰撞参量从发光的星系。其起源和性质尚不清楚。我们假设，未被检测到的卫星矮星系负责产生这些弱镁吸收剂。我们测试我们的假设，使用气体动力学模拟的星系流出的矮卫星星系的晕质量为$5\times10^{9}$ M $_{\odot}$，这可能会形成一个更大的$L^{*}$晕在z=2，研究气体在晕中的相互作用。我们发现，薄的，不稳定的，弱的MgII吸收剂是在两个阶段产生的：1）当冲击核心坍缩超新星（SNII）富集气体下降在银河喷泉得到冲击压缩由后续SNII驱动的向上流动和冷却（阶段1），后来，2）在由Ia型超新星驱动的外流，冲击和席卷了无处不在的SNII富集气体，然后冷却（阶段2）。细丝和碎片的宽度为$\lesssim~100$ pc，最小的细丝和碎片在12.8 pc分辨率下无法分辨。在我们的模拟中，MgII吸收剂通过冲击和冷却持续产生超过1.5亿年，尽管每个云只存活约6000万年。它们的金属丰度为太阳金属丰度的10-20%，柱密度为$<10^{12}$ cm $^{-2}$。它们也被更大（0.5-1 kpc）的CIV吸收体包围，这些吸收体似乎存活更长时间。此外，在膨胀和冲击的SNII富集气体中产生了较大尺度（>1 kpc）的CIV和OVI云，这些气…
The Cosmic Baryon Cycle in IllustrisTNG: flows of mass, energy, and metals
Tel Aviv University（特拉维夫大学）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Center for Astrophysics, Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）；Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik (MPE)（马克斯·普朗克地外物理学研究所）
Cosmic-ray diffusion and the multi-phase interstellar medium in a dwarf galaxy. I. Large-scale properties and $γ$-ray luminosities
在动力学上，能量超过1 GeV/核子的宇宙射线可能是星系演化的重要因素。它们的压力与影响星系气体吸积、喷泉和星系外流的热压力和磁压力相比，改变了气相之间的质量循环，其效率取决于不同介质中CR输运的性质。我们的目标是研究在改变其传播模式时，CR在塑造星系的星际介质中的动力学作用。我们进行MHD模拟的AMR代码RAMSES的演化相同的孤立星系（矮星系的$10^{11}$ M $_{\odot}$下降到9 pc的分辨率）和比较的影响，最简单的宇宙射线运输假设的均匀扩散。我们还利用费米LAT源的最新探测更新了星系$γ$射线光度与SFR之间的观测关系。我们发现，径向和垂直分布，和质量分数的气体在不同的阶段略有改变时，改变CR运输。我们观察到CR的正反馈放大的磁场在星系的内半部分，除了快速各向同性扩散。缓慢或各向异性扩散的CR压力增加可以抑制恒星形成高达50%，但宇宙射线压力和磁放大的双重效应可以将恒星形成减少2.5倍。模拟星系的$γ$射线光度和SFR与观测结果中所见的趋势完全一致，在各向异性$10^{27.5-29}$ cm $^2$ s $^{-1}$扩散和各向同性扩散慢于或等于$3 \times 10^{28}$ cm $^2$ s $^{-1}$的情况下。因此，这些结果并不能证实$10^{29-31}$ cm $^2$ s $^{-1}$扩散非常快的说法与费米LAT观测相匹配。
