K-CLASH: Strangulation and Ram Pressure Stripping in Galaxy Cluster Members at 0.3 < z < 0.6
Sam P. Vaughan, Alfred L. Tiley, Roger L. Davies, Laura J. Prichard, Scott M. Croom, Martin Bureau, John P. Stott, Andrew Bunker, Michele Cappellari, Behzad Ans… 展开作者
Sam P. Vaughan, Alfred L. Tiley, Roger L. Davies, Laura J. Prichard, Scott M. Croom, Martin Bureau, John P. Stott, Andrew Bunker, Michele Cappellari, Behzad Ansarinejad, Matt J. Jarvis
备注：
Accepted for publication in MNRAS. 22 pages, 14 figures. Table C1 is available in machine-readable format
Galaxy clusters have long been theorised to quench the star-formation of their members. This study uses integral-field unit observations from the $K$-band Multi-Object Spectrograph (KMOS) - Cluster Lensing And Supernova survey with Hubble (CLASH) survey (K-CLASH) to search for evidence of quenching in massive galaxy clusters at redshifts $0.3<z<0.6$. We first construct mass-matched samples of exclusively star-forming cluster and field galaxies, then investigate the spatial extent of their H$α$ emission and study their interstellar medium conditions using emission line ratios. The average ratio of H$α$ half-light radius to optical half-light radius ($r_{\rm{e},\rm{H}α}/r_{\rm{e},R_c}$) for all galaxies is $1.14\pm0.06$, showing that star formation is taking place throughout stellar discs at these redshifts. However, on average, cluster galaxies have a smaller $r_{\rm{e},\rm{H}α}/r_{\rm{e},R_c}$ ratio than field galaxies: $\langle r_{\rm{e},\rm{H}α}/r_{\rm{e},R_c}\rangle = 0.96\pm0.09$ compared to $1.22\pm0.08$ (smaller at a 98\% credibility level). These values are uncorrected for the wavelength difference between H$α$ emission and $R_c$-band stellar light, but implementing such a correction only reinforces our results. We also show that whilst the cluster and field samples follow indistinguishable mass-metallicity (MZ) relations, the residuals around the MZ relation of cluster members correlate with cluster-centric distance; galaxies residing closer to the cluster centre tend to have enhanced metallicities (significant at the 2.6$σ$ level). Finally, in contrast to previous studies, we find no significant differences in electron number density between the cluster and field galaxies. We use simple chemical evolution models to conclude that the effects of disc strangulation and ram-pressure stripping can quantitatively explain our observations.
GASP. XII. The variety of physical processes occurring in a single galaxy group in formation
GAS-Stripping Phenomenon in galaxies with MUSE（GASP）是一个旨在研究不同环境中邻近星系气体去除过程的计划。我们提出了四个星系的研究，是同一组（z= 0.06359）的一部分，并强调了众多的机制影响的空间分辨性能的组成员。一个星系是被动的，并显示出规则的恒星运动学。对它的恒星形成历史的分析表明，淬灭过程持续了几个Gyr，而恒星形成在整个盘中以类似的方式下降，与扼杀一致。另一个星系的特征是一个双组分恒星盘，其中有一个扩展的气体盘，形成于10^8年前，很可能是气体吸积的结果。第三个成员是一个位于星系群边缘的螺旋星系，但嵌入在一个暗条中。我们假设稀疏的星系际介质对稠密的环星系气体施加的压缩，在星系周围的一些云中打开了恒星形成的开关（“宇宙网增强”）。或者，冲压压力汽提也可能有效。最后，第四个星系是一个螺旋形的截断电离气体盘和未受干扰的恒星运动学。星系恢复压力的分析模型，以及它在星系团中的位置和速度，表明冲压压力是最有可能的物理机制。这是第一个群体剥脱的光学证据。
Stellar Ages and Metallicities of Central and Satellite Galaxies: Implications for Galaxy Formation and Evolution
利用一个大型SDSS星系群星表，我们研究了恒星年龄和中心星系和卫星星系的金属丰度如何依赖于恒星质量和晕质量。我们发现卫星比相同恒星质量的中心更古老且金属含量更丰富。此外，年龄-恒星质量和金属度-恒星质量关系的斜率在密度较大的环境中变浅。这是由于低质量卫星星系的平均年龄和金属丰度随着它们所在的晕的质量而增加。与Wang et al.（2008）的半解析模型的比较表明，它成功地再现了卫星比相同恒星质量的中心更老的事实，并且年龄差异随着卫星晕质量的增加而增加。这是扼杀的结果，它使卫星的恒星星族被动地进化，而中心恒星的长期恒星形成活动使它们的平均年龄更年轻。在质量更大的环境中，所产生的年龄偏移更大，因为它们的卫星更早地被吸积。然而，该模型未能再现晕质量的低质量卫星的金属丰度的依赖性，产生的金属丰度恒星质量和年龄恒星质量的关系是太浅，并预测卫星星系具有相同的金属丰度中心相同的恒星质量，在不同意的数据。我们认为，这些差异可能表明需要（i）修改超新星反馈和活动星系核反馈的配方，（ii）使用更现实的描述扼杀，（iii）包括适当的处理潮汐剥离，加热和卫星星系的破坏。[摘要]
Evolutionary phases of gas-rich galaxies in a galaxy cluster at z=1.46
本文报道了在$z=1.46$对XMMXCS J2215.9-1738星系团星系中分子气体的观测。在阿塔卡马大型毫米/亚毫米波阵列（ALMA）波段3的数据中，我们探测到了17个星系的发射线，其半径为星系团中心的$R_{200}$，覆盖频率为93 - 95 GHz，空间方向为2.33弧分$^2$。这些谱线都是由$z\sim1.46$处的团簇成员的CO $J$ =2- 1发射谱线通过它们的红移和它们的光学和近红外（NIR）对应物的颜色确定的。谱线亮度可达$L'_{\rm CO(2-1)}=4.5\times10^{9}$ K km s $^{-1}$ pc $^2$。探测到CO（2- 1）的星系的空间分布表明，它们从星系团的中心消失。相空间图显示了相对速度与星系团中心距离的关系，表明富气体星系进入星系团的时间比位于该星系团维里化区域的贫气体恒星形成星系和被动星系要晚。结果表明，星系在向星系团中心坍缩的过程中经历了冲压压力剥离和/或绞杀，星系团中心的分子气体被恒星形成耗尽。
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): Environmental Quenching of Centrals and Satellites in Groups
最近的一些研究发现，当控制恒星和晕质量时，中心星系和卫星星系的被动部分之间存在相似之处。这些结果表明，影响星系的淬火过程在很大程度上是不可知的中央/卫星的地位，这与传统的图片增加卫星淬火通过环境过程，如剥离，扼杀和饥饿。在这里，我们使用星系和质量大会（GAMA）调查进一步探索这一点，GAMA调查的恒星质量比SDSS低约2倍，对于紧密分离的星系更完整（>95%与>70%相比），并确定了非常本地宇宙之外的低晕质量群（M $_{\mathrm{halo}}\sim10^{12}$ M $_{\odot}$在$0.1<z<0.2$）。尽可能地，我们的目标是复制的选择，完整性校正和中央/卫星司以前的研究之一，但发现中心和卫星的被动分数之间的明显差异。我们还发现，我们的被动分数增加的光环卫星的质量比和中心到第二个秩质量比。这表明，在光环质量较低的卫星中，猝灭更有效（与光环与卫星质量比低的卫星相比，光环与卫星质量比高的卫星中的$i.e$），并且在较老的卫星群中更可能是被动的-形成卫星环境猝灭的一致画面。然后，我们讨论了可能的解释先前观察到的相似性，如依赖于组发现的方法。
Lost but not Forgotten: Intracluster Light in Galaxy Groups and Clusters
利用哈勃空间望远镜的成像，我们研究了23个星系群和星系团的团内光（ICL）的祖先布居和形成机制，范围从3 $\times10^{13}<$ M $_{500,c}$ [M $_\odot$ ] $<9\times10^{14}$ at 0.29 $<$ z $<$ 0.89. BCG+ICL的颜色梯度随着半径的增加而变得更蓝，除了一个系统外，所有系统的半径都在53-100 kpc之间，这表明与BCG合并后的剧烈弛豫不能成为ICL的主要来源。对于簇，在r $<$ 100 kpc（0.08-0.13 r $_{500,c}$）处的BCG+ICL光度为1.2-3.5 $\times 10^{12}$ L $_\odot$ ;对于组，在100 kpc（0.17-0.23 r $_{500,c}$）内的BCG+ICL光度范围在0.7-1.3 $\times 10^{12}$ L $_\odot$之间。在内部100 kpc的BCG+ICL恒星质量随着星团总质量的增加而增加，其公式为M $_\bigstar\propto$ M $_{500,c}$ $^{0.37\pm0.05}$。这个陡峭的斜率意味着BCG+ICL在群体中比在集群中占总质量的比例更高。BCG+ICL的光度和恒星质量都太大了，ICL恒星不可能仅仅来自矮星系的溶解，这意味着ICL是从更大质量的星系剥离而来的。利用CLASH样本中星…
Disc growth and vertical heating of lenticular galaxies in the Fornax cluster
Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉帕鲁纳大学）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）
Neutral Hydrogen in the Shapley Supercluster Core I: Environmental Effects on Gas Content and Galaxy Evolution
Rhodes University（罗德斯大学）；INAF–Istituto di Radioastronomia（意大利国家天体物理研究所射电天文研究所）；INAF–Osservatorio Astronomico di Capodimonte（意大利国家天体物理研究所卡波迪蒙特天文台）；South African Radio Astronomy Observatory（南非射电天文观测台）
Properties of Barred Galaxies with the Environment: II. The case of the Cosmic Web around the Virgo cluster
Universidad de La Serena（拉塞雷纳大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；Universidad de Atacama（阿塔卡马大学）；Universidad Técnica Federico Santa Maria（费德里科·圣玛丽亚理工大学）；Centro de Estudios de Física del Cosmos de Aragón (CEFCA)（阿拉贡宇宙物理研究中心）；CSIC（西班牙国家科学研究委员会）
