Radial variation of the stellar mass functions in the globular clusters M15 and M30: clues of a non-standard IMF?
利用高分辨率哈勃空间望远镜和宽视场ESO-VLT观测相结合的方法研究了两个致密、大质量和核坍缩后的球状星团M15和M30的整体质量函数（α G）的斜率及其径向变化（α（r））。现有的数据集样本的集群的主序列下降到0.2 Msun和光度的完整性，允许研究的质量函数之间的0.40 Msun和0.75 Msun从中心地区的潮汐半径。我们发现，这两个集群显示出非常相似的变化，α（r）作为集群中心距离的函数。它们都在中部地区表现出非常陡峭的α（r）变化，然后在郊区达到几乎恒定的值。这种行为可以解释为由质量分离和质量损失过程驱动的系统的长期动力学演化的结果。我们将这些结果与一组直接N体模拟进行比较，发现它们只能在动力学年龄（t/trh）显着大于从两个集群的观测特性中获得的α（r）和alphaG的观测值。我们调查可能的物理机制负责这样的差异，并认为这两个集群可能是天生的非标准（平坦/底部轻）的初始质量函数。
2020-09-04 astro-ph.GA
A Virgo Environmental Survey Tracing Ionised Gas Emission (VESTIGE). II. Constraining the quenching time in the stripped galaxy NGC 4330
Virgo电离气体排放追踪环境调查（VESTIGE）是在CFHT使用MegaCam进行的盲窄带H $α$ +[NII]成像调查。在试点观测期间，我们观测到NGC 4330，一个中等质量的边缘恒星形成螺旋，目前正在落入室女星系团的核心。新的深空观测揭示了一个低表面亮度10 kpc的尾巴，显示出一种特殊的行星结构。这些暗条非常平行，清楚地表明了室女座势中星系的运动方向。出于对这些特征的检测，表明正在进行的气体剥离，我们收集了文献测光在15个波段从远紫外到远红外和深光学长缝光谱使用FORS 2仪器在ESO甚大望远镜。使用一个新开发的Monte Carlo代码，共同适合光谱学和光度学，我们重建了恒星形成的历史，沿星系的主轴孔。我们的研究结果已被验证对CIGALE，拟合代码，以前已用于类似的研究的输出。我们发现了一个明显的由外向内的梯度半径的时间猝灭事件开始时：最外面的半径已被剥离5亿年前，而剥离已达到内部5 kpc的中心在过去的1亿年。半径更小的区域目前仍在形成由HI和H2气体提供燃料的恒星。当比较在本地宇宙的淬火时标的统计研究，我们发现，冲压压力剥离的冷气体是一个有效的机制，以减少转变时间的星系落入大质量的集群。未来对VESTIGE在室女星系团中观测到的所有活动星系的系统研究将把这些结果扩展到一个强大的统计框架。
2018-02-13 astro-ph.GA
CLUES about M33: the reversed radial stellar age gradient in the outskirts of Triangulum galaxy
HST/ACS沿M33长轴的观测表明，其恒星的平均年龄随着离星系中心距离的增加而减小。这种行为与椎间盘的由内向外生长相一致。然而，在观测到的最外层区域，在r $\simeq$ 11.6 kpc处，发现了这种梯度的逆转，在这个半径之外发现了很高比例的老恒星。在这项工作中，我们调查这样的恒星年龄梯度反转的起源，通过使用模拟M33模拟约束本地UniversE模拟（CLUES）。模拟的M33在质量、自转速度、表面亮度方面与观测到的相似，并且与观测报告中的相似，显示了大半径的恒星年龄转变。我们证明，这种逆转主要是由于恒星吸积从老卫星星系，在较小程度上，恒星迁移的原位恒星。旧的吸积星，形成时间tf < 4 Gyrs，在运动学上是热的，可以通过它们的高速色散和它们没有旋转支撑轨道的事实与原地星区分开来。未来，获得M33外围恒星的运动学信息将有助于验证这一假设。
2018-08-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
CLusters in the Uv as EngineS (CLUES). II. Sub-kpc scale outflows driven by stellar feedback
本研究分析11个星系中20个年轻大质量星团的远紫外光谱，发现恒星反馈驱动的亚千秒差距尺度气体外流，其速度与星团属性相关，平均耦合效率为10%，揭示了聚集恒星形成在调节星系生长中的关键作用。
2024-02-15 astro-ph.GA
Kinematic clues to bar evolution for galaxies in the local universe: why the fastest rotating bars are rotating most slowly
我们利用本机宇宙中68个棒旋星系的斯皮策图像对棒旋星系的长度和强度进行了系统的测量。我们结合这些与棒的共转半径的精确测定，从我们以前的研究，其中使用的相位变化从径向流入径向流出的气体在共转，基于高分辨率的二维速度场的Hα所采取的法布里-珀罗光谱仪。在给出导出的棒参数的直方图之后，我们研究了它们对星系形态类型和宿主星系的总恒星质量的依赖性，然后产生一组参数图。这些包括棒图案速度与棒长度的关系、用外盘的特征图案速度归一化的图案速度与棒强度的关系、以及归一化的图案速度与R（共转半径与棒长度的比率）的关系。为了给我们的解释提供指导，我们使用了最近发表的模拟，包括盘和暗物质晕成分。我们最引人注目的结论是，R < 1.4的值的酒吧，以前被认为是动态快速旋转，可以是最慢的旋转无论是在绝对值，当他们的模式速度归一化。模拟证实，这是因为当棒被制动时，它们可以比正转半径的向外漂移更快地增长。我们的结论是，暗物质晕确实减缓了Gyr时间尺度上棒的旋转。
2017-02-06 astro-ph.GA
Tracing the Milky Way Nuclear Wind with 21cm Atomic Hydrogen Emission
在21厘米HI辐射中有证据表明，在银河系平面的上方和下方，大约以银河系中心为中心的几千秒差距大小的空洞。这些似乎描绘了银河系核风的边界。对HI在切点的分析表明，在银河系半径$R\lesssim 2.4$ kpc处，从银河系盘的大部分区域所特有的扩展中性气体层急剧过渡到半高宽为$\sim 125$ pc的薄高斯层。在$10^{\circ} \leq |b| \leq 20^{\circ}$纬度上，HI和$γ$射线辐射之间的反相关表明，扩展HI层的边界标志着费米泡的壁。利用HI，我们能够追踪从$|z| > 2$ kpc到$z\approx0$的空隙边缘，其中它们具有半径$\sim 2$ kpc。扩展的HI层可能是由盘中恒星形成引起的，这在很大程度上限于$R \gtrsim 3$ kpc，因此风可能会扩展到HI相对较小的区域。由于HI运动学可以区分银河系中心的气体和前景物质，21 cm HI发射可能是探测银河系平面附近核风范围的最佳探针。
2016-05-04 astro-ph.GA
Tracing the Origin of Circular-Symmetry Diffuse Radio Sources in the Next-Generation SKAO Era
Midnapore City College（米德纳波尔城市学院）；University of Mumbai（孟买大学）
研究圆对称弥漫射电源起源，介绍现有观测限制。通过四个典型源展示形态多样，指出SKAO能提高观测能力，助于研究其发生、环境与演化等，总结现有知识及SKAO作用。
2026-07-07 astro-ph.GA
Tracing the Formation History of Intrahalo Light with Horizon Run 5
基于高分辨率大尺度宇宙学模拟HR5追溯上千个星系群和星系团的IHL粒子，量化BHG并合、预处理与卫星剥离等形成渠道的红移演化及质量贡献。
2025-07-28 astro-ph.GA
Determining the Co-Rotation Radii of Spiral Galaxies Using Spiral Arm Pitch Angle Measurements at Multiple Wavelengths
横跨盘状星系的旋臂被认为是由通过星系盘传播的密度波产生的。我们提出了一种新的方法，找到共同旋转半径的螺旋臂模式的速度相匹配的速度在磁盘中的恒星。我们的方法使用图像叠加技术，其中涉及跟踪在不同波长下观察到的图像上的螺旋星系的臂。密度波理论预测，从不同波长观察到的旋臂在共旋半径处显示出相位交叉。为了这项研究的目的，20个附近的星系进行了分析，在四个不同的波长与俯仰角测量进行了两个独立的方法。我们使用光学波长图像（$B$ -波段440 nm），Spitzer提供的两个红外波长图像（3.6 $μ$ m和8 $μ$ m）和GALEX提供的紫外图像（1350 nm，1750 nm）。将结果与文献中的其他记录进行了比较和验证。然后，我们找到了我们的六个星系的旋转曲线数据，并使用我们的共同旋转半径估计来测量恒星形成和移动到$B$带螺旋中观测位置之间的时间。发现这种运动的平均时间间隔为$\sim$ 5000万年。这种新方法的成功找到的共同旋转半径证实了密度波理论在一个非常直接的方式。
2020-02-06 astro-ph.GA
Tracing the Conversion of Gas into Stars in Young Massive Cluster Progenitors
虽然年轻的大质量星系团（YMC; $M$ $\gtrsim$ 10 $^{4}$ M $_{\odot}$，年龄$\lesssim$ 1亿年）已被大量发现，但它们的前身气体云却未能被探测到。最近，位于银河系中心200 pc范围内的四个极端分子云被确定为具有形成YMC所需的属性。在这里，我们利用远红外连续数据从赫歇尔红外银河平面调查（HiGAL）和毫米谱线数据从毫米天文学遗产团队90 GHz的调查（MALT 90），以确定其全球的物理和运动学结构。我们推导出它们的质量、尘埃温度和半径，并使用维里分析得出结论，它们都可能是引力束缚的--证实它们可能是YMC的祖先。然后，我们比较这些云的密度分布的气体和恒星成分的人马座B2主和北原星团和恒星分布的拱门YMC。我们发现，即使在这些星云--银河系中质量最大、密度最大的静止星云--气体也不够致密，不足以形成类似拱门的恒星分布（$M$ = 2 × 10 $^{4}$ M $_{\odot}$，R $_{eff}$ = 0.4 pc）。进一步的动力学过程将需要凝聚所产生的人口，这表明质量变得更加集中的（原）集群的演变。这些结果表明，YMC的形成可能会进行分级，而不是通过单片崩溃。
2015-02-12 astro-ph.GA
Galactic Archaeology with RAVE: Clues to the Formation of the Thick Disk
我提出了一个从RAVE数据发布4（DR 4）的13000颗恒星的分析，以更好地了解厚盘的形成。我所考虑的恒星大多数都在太阳的1千秒差距之内。基于Monte-Carlo分析的数据和比较与玩具模型，我建议厚盘形成相当迅速，当[Mg/Fe] ${\approx}$ 0.2-0.3。我们认为通过直接吸积的起源是不太可能的，因为厚盘是快速旋转和相当丰富的金属为它的年龄。由于内部磁盘加热不容易达到观察到的高速度分散，可能会更渐进，这似乎也不可信。由于厚盘形成时需要[Mg/Fe] ${\geq}$ 0.4，因此厚盘的非常早期形成（例如在银河系坍缩的原始气体云中的恒星形成）似乎不太可能。通过与另一个星系的潮汐相互作用的起源是少数剩余的可能性之一。我对形成厚盘的事件的性质提出的解释是仙女座的近距离飞越，它在MOND的轨道动力学与我的估计一致，该事件发生在7-11 Gyr之前。这导致合理的厚盘速度分散。重要的是要确定事件是否均匀地加热了薄盘的外部区域，或者是否有相当大的部分没有受到影响。这可以区分涉及一次近距离接触的模型（如我的模型）和涉及多次接触的模型（如合并中常见的模型）。目前的主要限制因素似乎是元素丰度的准确性和缺乏对太阳不同银河系中心半径的直接观测。
2014-06-25 astro-ph.GA
Tracing the outer halo in a giant elliptical to 25 Reff
我们使用HST上的ACS和WFC 3相机来解析最近的巨型椭圆星系NGC 5128的晕中的恒星，沿着长轴的投影距离为140 kpc（25有效半径，Reff），沿着短轴的投影距离为90 kpc（16 Reff）。这个数据集提供了一个前所未有的径向覆盖的恒星晕属性在任何gE星系。色星等图清楚地显示了属于NGC 5128晕的红巨星分支星的存在，即使在我们最遥远的领域。恒星数量显示出外晕的扁平度越来越大，外晕沿着星系的主轴被拉长。红巨星的V-I色使我们能够测量每个场中的金属丰度分布，从而绘制出沿长轴从星系中心到~16 Reff的梯度。甚至对于沿两个轴的最外侧的场，也获得中值金属丰度。我们观察到从富金属（[M/H]~0.0）的内星系到低金属丰度的外晕的平滑过渡，金属丰度梯度沿长轴的斜率为：$Δ$ [M/H]/ $Δ$ R=-0.0054 $\pm$ 0.0006 dex/kpc.在外晕中，超过10 Reff，数密度分布遵循幂律，但也检测到显着的场间金属丰度和恒星数变化。富金属组分在所有观测场中占主导地位，并且所有场中的中值金属丰度为[M/H]>-1 dex。
2014-06-18 astro-ph.GA
Tracing the Outflow of a z=0.334 FeLoBAL: New Constraints from Low-Ionization Absorbers in FBQS J1151+3822
我们首次证明FBQS J1151+3822是一个铁低电离宽吸收线类星体（FeLoBAL类星体），是这类星体中第二亮和第二近的已知例子。他我 * 和Fe II一起作为一个有效的分析工具，使我们能够获得有用的动力学约束，而不需要假设任何特定的加速模型的流出光电离模型。主要流出物的对数电离参数为-1.5，对数氢密度[cm^（-3）]为5.5 ~ 8，对数氢柱密度[cm^（-2）]为21.7 ~ 21.9，吸收半径为7.2 ~ 127 pc，动力学光度为测热光度的0.16%~ 4.5%。我们得到的视线覆盖分数~0.25强铁II，~0.5 He I*，和~0.6 Mg II。在2005年至2011年期间，较弱的Fe II和Mn II的吸收线出现了更窄和更浅的吸收线，流出速度约为3400 km/s，这表明致密的核心可能已经在主要流出物内部凝聚。对文献的考虑可能表明，FBQS J1151+3822流出是一种罕见且独特的FeLoBALs亚类的成员，具有高密度和相应的小吸收半径。然而，我们发现，这样的外流不一定是一个独特的子类，他们的明显罕见可能是一个症状的选择偏见的研究使用密度敏感线。
2014-02-17 astro-ph.GA
Tracing young star-forming clumps in the nearby flocculent spiral galaxy NGC 7793 with UVIT imaging
星系中的恒星形成是一个等级化的过程，从较小的星系团到较大的恒星复合体，其尺度范围很广。在这里，我们提出了一个紫外成像研究附近的絮状螺旋星系NGC 7793，观察与紫外成像望远镜（UVIT）。我们发现，在远紫外波段（2.64 $\pm$ 0.16 kpc）的盘尺度长度大于近紫外波段（2.21 $\pm$ 0.21 kpc）和光学波段（1.08 kpc）的盘尺度长度，这支持了星系盘由内向外生长的假设.在柱密度大于$10^{21}$ cm $^{-2}$的H~I气体范围内也发现了形成恒星的紫外盘。利用UVIT的空间分辨率（1像素$\sim$ 6.8 pc），我们在星系中识别出2046个年轻的恒星形成团块，半径在$\sim$ 12 - 70 pc之间，这与星系中检测到的GMC的大小非常匹配。在我们的研究中确定的区域中，大约61%的年龄小于2000万年，这表明最近整个星系的恒星形成有所增强。我们还注意到，最年轻的恒星形成区（年龄为$<$ 1000万年）清晰地描绘了星系的絮状臂。团块的估计质量范围为$10^3 - 10 ^6 M_{\odot}$。我们注意到，沿着旋臂，已识别团块的质量分布存在梯度。我们还研究了该星系的核星团，发现星团外围的恒星星族比内部的年轻。
2021-01-27 astro-ph.GA
Tracing the outer disk of NGC 300: An ultraviolet view
利用GALEX远紫外和近紫外观测资料对NGC~300星系进行了紫外研究。我们研究了该星系紫外辐射的性质，并将其与光学、H~I和中红外（3.6 $μ$ m）波长进行了关联。我们的研究确定了外盘的扩展特征，UV盘延伸到半径12千秒差距（$>$ 2 R $_{25})$）。我们估计FUV和NUV盘的尺度长度分别为3.05 $\pm$ 0.27 kpc和2.66 $\pm$ 0.20 kpc。FUV的尺度长度是3.6 $μ$ m的2.3倍，并且我们还发现圆盘从较长波长到较短波长逐渐变平。我们进行了统计源减法，以消除背景污染物，并确定了261个未解决的紫外线源之间的半径5.3 kpc和10 kpc（1 $\sim$ 2 R $_{25}$）。已确定的紫外线源显示年龄范围在1 - 3亿年之间，峰值在25百万年，质量范围在$10^3 M_{\odot}$到$10^6 M_{\odot}$之间，使用starburst 99模型进行估计。东北旋臂被发现由年轻的低质量源填充，这表明在这个旋臂中的恒星形成是最近的现象。超过R $_{25}$半径的UV发射具有来自这些低质量源的贡献，并且扩展到$\sim$ 2 R $_{25}$半径。我们的结论是，NGC~300有一个扩展的UV盘，主要是年轻的低质量源。恒星的形成速率为$\sim$ 0.46 $M_{\odot}/yr$，与它的近光学孪生兄弟M33相当。
2019-07-15 astro-ph.GA
Testing the Recovery of Intrinsic Galaxy Sizes and Masses of z~2 Massive Galaxies Using Cosmological Simulations
精确测量星系的质量和大小是追踪星系随时间演化的关键。宇宙学放大模拟提供了一个理想的测试平台，用于评估从观测中恢复星系属性。在这里，我们利用星系与$M_*\sim10^{10}-10^{11.5}M_{\odot}$在z~1.7-2的MassiveFIRE宇宙学模拟套件，在现实环境中的反馈（FIRE）项目的一部分。使用模拟多波段图像，我们比较固有的星系质量和大小的观测估计。我们发现，观测准确地恢复恒星质量，轻微的平均低估~0.06德克斯和~0.15德克斯散射。当在所有视角上取平均值时，所述半光半径与固有半质量半径很好地一致，其中系统偏移为~0.1 dex（半光半径较大）并且散射为~0.2 dex。当使用颜色梯度来解释质量到光的变化时，恢复的半质量半径也超过固有的半质量半径约0.1 dex。然而，如果不适当地考虑，孔径效应可以使尺寸估计偏差约0.1 dex。恒星形成星系和静止星系的质量和大小偏移之间没有差异。视角的变化是造成恢复质量和尺寸散射的25%。因此，我们的研究结果表明，在质量大小关系的内在散射可能被高估了约25%。此外，方向驱动散射导致超大质量星系的数密度在$M_*\sim10^{11.5}M_{\odot}$被高估了约0.5 dex。
2017-07-26 astro-ph.GA
Tracing luminous infrared galaxy populations through cluster evolution in a cosmological mock redshift survey
Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica (INAOE)（国家天体物理学、光学和电子学研究所）；Centro de Astrobiologia (CAB), CSIC-INTA（天体生物学中心（CSIC-INTA））；Universidad Nacional Autónoma de México, Instituto de Astronomía（墨西哥国立自治大学天文研究所）
研究人员基于MultiDark-Planck 2模拟构建GARDENS-Wide模拟红移巡天，分析原星系团中星系群体的红移演化，为TolTEC大尺度结构巡天提供观测预测。
2026-08-05 astro-ph.GA
New Clues to the Cause of Extended Main Sequence Turn-Offs in Intermediate-Age Star Clusters in the Magellanic Clouds
我们使用哈勃太空望远镜（HST）上的宽视场相机3（WFC 3），以获得深，高分辨率图像的两个中等年龄的星团在大麦云的相对较低的质量（$\approx$ $10^4$ $M_{\odot}$）和显着不同的核心半径，即NGC2209和NGC2249。为了进行比较，我们还重新分析了NGC1795和IC 2146的档案HST图像，这是另外两个相对较低质量的星团。通过与蒙特卡罗模拟的比较，发现NGC 2209和NGC 2249的主序关闭区明显宽于简单恒星星族模拟的主序关闭区，而NGC 1795和IC 2146的主序关闭区并不宽于简单恒星族模拟的主序关闭区.我们确定的集群的质量和逃逸速度的演变，从一个10万年的年龄到现在的年龄。我们发现，这些集群之间的差异可以解释的动力学演化参数，如果目前扩展的集群（NGC 2209和IC 2146）经历了更强的初始质量分离比目前紧凑的（NGC 2249和NGC 1795）。在此假设下，我们发现，NGC 2209和NGC 2249估计逃逸速度$V_{\rm esc}$ $\geq$ 15公里秒$^{-1}$在10万年的年龄，大到足以保留第一代恒星的慢风喷出的物质，而两个集群，不具有扩展的MSTO有$V_{\rm esc}$ $\leq$ 12公里秒$^{-1}$在该年龄。这些结果表明，扩展的MSTO现象可以更好地解释了一系列的恒星年龄，而不是一系列的恒星自转速…
2014-07-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tracing evolutionary pathways of bar-driven quenching in local Universe disc galaxies
Indian Institute of Astrophysics（印度天文物理研究所）；Pondicherry University（本地治里大学）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam（波茨坦莱布尼茨天文物理研究所）；Ludwig-Maximilians-Universitat（路德维希-马克西米利安大学）
研究通过分析12个近邻棒状星系的SFR差异，发现棒驱动熄灭的中间阶段特征，包括星系盘的蓝化及棒区的红化，支持棒是熄灭的主要驱动因素。
2026-04-16 astro-ph.GA
Tracing the first stars and galaxies of the Milky Way
我们使用$Caterpillar$模拟套件的30个高分辨率暗物质晕来探测银河系质量系统的第一批恒星和星系。我们量化了银河系高$z$祖先的环境，并将它们与今天的宿主和卫星的属性联系起来。我们用几种不同的基于最小晕质量的模型（包括一个简单的Lyman-Werner反馈模型）确定了第一代第三星族（Pop III）恒星（$z$ ~ 25）和第一星系（$z$ ~ 22）的形成地点。通过这种方法，我们发现每个银河系质量的宿主大约有23，000个$\pm$ 5，000 Pop III潜在的恒星形成点，尽管当莱曼-沃纳反馈被包括在内时，这个数字急剧减少到550个恒星形成点，因为它在这些长度尺度上具有关键作用。大多数这些被确认的晕是孤立形成的（在$z$ = 15时为96%），并且不受邻近晕的外部富集（在$z$ = 15时，中值分离约为1 pkpc），尽管有一半在1.5 Gyrs内与比它们更大的系统合并。在$z$ = 0时，整个种群的大约55%已经合并到宿主晕中。使用粒子标记，我们还跟踪流行III残余人口$z$ = 0，并找到一个数量级的分散在他们的数量密度在小（即r $<$ 5千秒差距）和大（即r $>$ 50千秒差距）galactocentric半径在$z$ = 0。使用我们大量的实现，我们提供了拟合函数，用于确定祖minihalo和原子冷却晕系统，今天的矮星系和麦哲伦星系云系统可能已经吸积，因为…
2016-11-21 astro-ph.GA
VST-SMASH: VST Survey of Mass Assembly and Structural Hierarchy I. Survey presentation and deep photometry of IC 5332: tracing the mass assembly in the challenging faintest-end regime
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）；INAF – Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；Sterrenkundig Observatorium, Universiteit Gent（根特大学天文台）；Department of Astronomy, Indiana University（印第安纳大学天文学系）；INAF - Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文空间科学观测站）；Università di Salerno（萨莱诺大学）；INFN – Gruppo Collegato di Salerno – Sezione di Napoli（意大利国家核物理研究所萨莱诺协作组那不勒斯分部）；Department of Physics and Astronomy, University of Padua（帕多瓦大学物理与天文学系）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）
本文介绍VST-SMASH巡天，通过对IC 5332的g、r、i波段深度测光，展示了其在追踪星系外围低表面亮度特征和结构组件方面的深度、质量和诊断能力，支持了通过吸积进行恒星质量组装的场景。
2026-04-09 astro-ph.GA
Evidence for azimuthal variations of the oxygen abundance gradient tracing the spiral structure of the galaxy HCG91c
上下文元素在星系中的分布是描述星系形成和演化的重要诊断工具。然而，这个工具在实践中使用起来很复杂，因为星系同时受到一系列从pc到kpc尺度的物理过程的影响。这使得观测星系的全光学范围下降到亚千秒差距尺度至关重要。目标。使用WiFeS积分场摄谱仪，我们先前检测到螺旋星系HCG 91 c的气相氧丰度的突然和局部变化。在这里，我们跟踪这些观测，以600 pc的分辨率将HCG 91 c的圆盘映射到~ 2 Re，并表征系统中气相氧丰度的非径向变化。方法.我们获得了深MUSE观测的目标下~0.6角秒看到的条件。我们执行基于spaxel和基于孔径的数据分析，以映射整个星系盘的12+log（O/H）的空间变化。结果我们确认存在的快速变化的氧丰度在整个范围内的星系以前检测到的WiFeS，所有的方位角和半径。这些变化可以分为两类：a）局部化并与个别HII区域相关，b）扩展到kpc尺度，并发生在星系螺旋结构的边界。结论.我们的MUSE观测表明，HGC 91 c中星际介质的富集优先沿着螺旋结构进行，而穿过它们的效率较低。我们的数据集强调了区分个别恒星形成区域的重要性，当使用积分场光谱仪在空间上解决给定系统中的氧丰度分布时，可以将其缩小到几个100 pc的尺度，并准确地表征方位角变化和固有散射。
2017-01-06 astro-ph.GA
Tracing Warm Gas through C IV Radiative Transfer
University of Science and Technology（科学技术大学）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Astronomisches Rechen-Institut, Zentrum für Astronomie, Universität Heidelberg（海德堡大学天体计算研究所天文学中心）；Sejong University（世宗大学）
本研究通过三维蒙特卡洛辐射转移模拟，发现C IV共振散射会改变双线比和空间分布，为追踪星系内外暖气体提供互补诊断手段。
2026-09-11 astro-ph.GA
Sizes, Half-Mass Densities, and Mass Functions of Star Clusters in the Merger Remnant NGC 1316: Clues to the Fate of Second-Generation Globular Clusters
我们研究了早型合并残留星系NGC 1316的HST/ACS图像中的球状星团的质量函数。NGC 1316拥有大量的中等年龄（~3 Gyr）的富金属球状星团。对于旧的贫金属（“蓝色”）星系团，质量函数M_p的峰值质量随着内部半质量密度rho_h的增加而增加（M_p与rho_h成正比^[0.44]），而它几乎保持不变，与银河系中心距离R_gal成正比。这些集群的质量函数是一致的，在一个简单的情况下，他们形成了Schechter初始质量函数和内部两体松弛随后演变。对于中等年龄的富金属（“红色”）星团，先前报道的R_gal > 9 kpc的幂律光度函数的暗端是由于许多这些星团的半径大于NGC 1316在其R_gal处的潮汐场所施加的理论最大值。这使得两体松弛的破坏无效。在NGC 1316的内部区域只发现了几个这样的弥散星团。完整性测试表明，这是一种物理效应。通过与其他星系中星团的比较以及利用已发表的模型进行的星团破裂计算，我们假设NGC 1316内部低rho_h尾的红色星团大多数已经被潮汐冲击破坏，剩下的几个低rho_h星团将动态演化为类似于透镜星系中的“微弱模糊”。最后，我们讨论了早型星系中弥散红团的性质。
2012-04-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Globular clusters in M104: Tracing kinematics and metallicities from the centre to the halo
本研究利用VLT MUSE、FLAMES和GTC OSIRIS光谱数据，构建了M104星系499个球状星团的速度和金属丰度星表，发现速度弥散下降、旋转较低，金属丰度分布反映复杂并合历史。
2025-08-27 astro-ph.GA
Clues on the presence and segregation of very massive stars in the Sunburst Lyman-continuum cluster at z=2.37
本研究通过光谱和莱曼连续谱观测，在z=2.37的Sunburst星团中心发现约400颗极 massive 恒星，它们集中分布并贡献约15%的逃逸莱曼光子。
2023-03-22 astro-ph.GA
A Virgo Environmental Survey Tracing Ionised Gas Emission (VESTIGE): XVI. The ubiquity of truncated star-forming disks across the Virgo cluster environment
本研究利用VESTIGE和NGVS巡天数据，发现室女座星系团全域（含位力半径外）普遍存在截断恒星形成盘，提出先气体饥饿后冲压剥离的淬灭模式，指出星系团外预处理的重要性。
2024-09-12 astro-ph.GA
Tracing ωCentauri's origins: Spatial and chemical signatures of its formation history
本文结合测光与光谱数据研究半人马座ω球状星团中1P、2P、AI和AII四类恒星族群的空间分布与化学特征，发现2P和AII更向中心集中，并提出下支流自富集、上支流由富集介质形成、中间支流由稀释过程形成的三支流形成历史模型。
2025-09-20 astro-ph.GA
Tracing star formation across cosmic time at tens of parsec-scales in the lensing cluster field Abell 2744
本研究利用 JWST/NIRCam 在 Abell 2744 透镜场中探测了 1956 个恒星团块，通过 SED 拟合分析其物理性质，发现团块性质随红移演化且与宿主星系紧密相关，支持大尺度盘碎裂的原位形成场景。
2024-10-14 astro-ph.GA
Comparing the Dark Matter Halos of Spiral, Low Surface Brightness and Dwarf Spheroidal Galaxies
我们考虑暗质量测量的运动示踪剂在离散半径的星系重子的贡献，总的潜力是减去或忽略不计。最近的研究表明，在旋涡星系中，由于中等半径处的暗物质（DM）晕而产生的旋转曲线非常相似，平均旋转曲线由$\log_{10}[V_{c,\mathrm{DM}}/(\mathrm{km s^{-1}})]=1.47_{-0.19}^{+0.15}+0.5\log_{10}[r/\mathrm{kpc}]$给出。独立研究表明，虽然对给定矮球状（dSph）星系的暗质量的估计仅在半光半径附近是可靠的，但来自银河系（MW）dSph卫星的数据与窄范围的质量分布一致。在这里，我们结合公布的限制暗晕质量的螺旋和dSphs，包括可用的测量低表面亮度星系进行额外的比较。我们发现，大多数测得的MW dSphs在于外推的平均旋转曲线，由于DM在螺旋。MW-dSph和螺旋线数据的联合似乎遵循$M_{\mathrm{DM}}(r)/M_{\odot}=200_{-120}^{+200}(r/\mathrm{pc})^2$形式的质量-半径关系，或等效地恒定加速度$g_{\mathrm{DM}}=3_{-2}^{+3}\times 10^{-9}\mathrm{cm s^{-2}}$，跨度为$0.02\la r \la 75$ kpc。在特定半径的评价立即产生两个结果，从最近的文献：一个共同的质量MW dSphs在固定的半径和一个…
2010-05-14 astro-ph.GA
Iron in X-COP: tracing enrichment in cluster outskirts with high accuracy abundance profiles
我们提出了第一个金属丰度配置文件的大规模集群的代表性样本。我们的措施扩展到$R_{500}$，并纠正了一个系统误差破坏以前的郊区估计。我们的轮廓在大半径处变平，诚然不是一个新的结果，但是我们样本的径向范围和代表性性质扩展了其重要性，远远超出了以前的发现。我们没有发现$\sim 0.3 R_{500}$以外的冷核和非冷核系统之间存在分离的证据，这意味着，正如热力学性质所发现的那样（Ghirardini et al，2019），核心的物理状态不会影响全局簇的性质。我们在$R_{500}$内的平均丰度显示出非常适度的分散，$< $ 15%，这表明在所有这些大质量系统中的富集过程必须非常相似。这是一个新的发现，对反馈过程有重要意义。连同热力学性质的结果在以前的X-COP文件，它提供了一个连贯的画面，反馈效果不显着变化，从一个系统到另一个。通过将ICM与恒星测量相结合，我们发现ICM中扩散的Fe量比恒星中锁定的Fe量高出约10倍。虽然我们的估计表明，在一定的力量，在集群中测量的铁质量远远超过预测的，系统误差阻止我们作出明确的声明。只有当系统的不确定性，主要是那些与恒星质量有关的不确定性，无论是在$R_{500}$之内还是之外，都可以减少时，才有可能取得进一步的进展。
2020-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tracing Slow Winds from T Tauri Stars via Low Velocity Forbidden Line Emission
利用Keck/HIRES光谱Δv ~ 7 km/s，分析了33颗金牛座T星的[O I] 6300 <$，[O I] 5577 <$和[S II] 6731 <$的禁带谱线，这些T星涵盖了一系列的盘演化阶段.在去除与微射流相关的高速分量（HVC）后，我们研究了低速分量（LVC）的特性。LVC可以归因于缓慢的磁盘风，可以是磁（MHD）或热（光蒸发）驱动。这两种风在原行星物质的演化和扩散中起着重要作用。在所有30颗检测到[O I]的恒星中都看到了LVC发射，但在检测到[S II]的八颗恒星中只有两颗看到了LVC发射，因此我们的分析很大程度上基于[O I] LVC的性质。LVC本身被分解为宽（BC）和窄（NC）运动分量。这两个分量都存在于很宽的吸积率范围内，它们的光度与吸积光度相关，但在过渡盘中，NC比BC强。BC和NC的FWHM与盘倾角相关，分别与半径为0.05至0.5 AU和0.5至5 AU的开普勒加宽一致。BC的速度质心表明形成在MHD盘风，最大的蓝移发现在源与更接近面对的方向。然而，NC的速度质心，显示不依赖于磁盘倾斜。这种成分的来源不太清楚，光蒸发的证据也不确定。
2016-08-25 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Tracing the cosmological origin of gas that fuels in situ star formation in TNG50 galaxies
本研究利用TNG50模拟及拉格朗日示踪粒子，追踪星系原位恒星形成气体的宇宙学起源，揭示了不同质量暗晕的原位恒星组装时序、拉格朗日区域演化及吸积模式差异。
2025-02-28 astro-ph.GA
Core shapes and orientations of core-Sersic galaxies
核心-绢英质星系的内外形状和取向可能是其形成和演化的重要线索。因此，我们已经测量了中央和外部的椭圆度和位置角的样本24核心Sersic星系使用档案HST图像和数据。通过选择核-Sersic破裂半径R_b（部分耗尽核的大小）> 0 ~（-2）的星系，我们发现椭圆度和位置角对HST视宁度是相当强的。对于大部分星系，在破裂半径处的椭圆度和位置角与在Re/2 < R <Re（其中Re为球状体的有效半光半径）范围内确定的平均外椭圆度和位置角之间有很好的一致性。然而，有一些有趣的差异。我们发现在R_b处的“内”椭圆率中值e_med = 0.13 +- 0.01，比“外”区域的椭圆率中值e_med = 0.20 +- 0.01更圆，这被认为反映了中心超大质量黑洞在小半径处的影响。此外，我们第一次发现一种趋势，虽然很弱（2西格玛意义），这样的星系与较大（恒星赤字）-（超大质量黑洞）质量比-被认为是一个衡量的主要干合并事件的数量-往往有更圆的内部和外部等照度线，这表明星系形状和合并历史之间的联系。我们表明，这一发现并不简单地反映了众所周知的结果，即更明亮的星系更圆，但它无疑是相关的。
2014-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The dispersion measure and scattering of Fast Radio Bursts: contributions from multi-components, and clues for the intrinsic properties
本研究通过多成分色散与散射模型，结合MCMC模拟重现CHIME/FRB观测，揭示FRB源种群混合特征，并评估红移估计精度。
2025-02-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The Evolution of Half-Mass Radii and Color Gradients for Young and Old Quiescent Galaxies at $0.5 < z < 3$ with JWST/PRIMER
本文基于 JWST/PRIMER 多波段成像比较 455 个宁静星系的半光与半质量半径，发现中等质量年轻与年老星系尺寸一致，尺寸增长源于前身星偏差和次并合。
2025-01-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tracing star formation across the Rosette nebula using deep Spitzer imaging
University of St Andrews（圣安德鲁斯大学）；Universidade de Lisboa（里斯本大学）；Univ. Bordeaux（波尔多大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF) – Osservatorio Astronomico di Palermo（意大利国家天体物理研究所（INAF）- 巴勒莫天文台）
基于深空斯皮策红外巡天数据，识别出1528个年轻恒星天体，分析其分布与Class I比例，揭示玫瑰星云中央恒星形成已停止，而外围环带正发生由膨胀HII区触发的恒星形成。
2026-10-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Molecular tendrils feeding star formation in the Eye of the Medusa - The Medusa merger in high resolution 12CO 2-1 maps
研究合并星系中的分子气体性质，为我们提供了相互作用引发的星暴的发生和演化的重要线索。NGC 4194是特别有趣的研究，因为它的FIR到CO光度比的竞争对手，ULIRGs，尽管其较低的光度相比，ULIRGs，这表明一个高的恒星形成效率，甚至是相对于大多数螺旋和ULIRGs。我们研究的分子介质在角分辨率为0.65“x .52”通过我们的观测CO2-1发射使用SMA。我们比较我们的CO2-1地图与光学HST和高角分辨率无线电连续图像，研究分子气体和其他组成部分的星暴区域之间的关系。分子气体追踪着NGC 4194复杂的尘埃带结构，最明亮的发射位于一个半径约为320 pc的非核环状结构，美杜莎之眼。在NGC 4194的运动学中心以南发现了环的大量CO排放。环的北端与星系核有关，那里是射电连续谱的峰值。射电连续谱中一个突出的次级辐射最大值位于分子环内部。这表明环的形态部分受到大质量超新星爆炸的影响。从综合证据来看，我们认为美杜莎之眼包含一个被扫过的物质外壳，在那里我们确定了一些巨大的分子协会。我们认为，眼可能是一个有效的5-7M_sun/yr的恒星爆发的网站，但它仍然只是NGC 4194的30-50M_sun/yr的SFR的一小部分。此外，我们发现，~50%的分子质量的NGC 4194被发现在扩展的平行结构跟踪的短轴和长轴尘埃带。我们认为，分子气体沿这些通道输送提供燃料的中央星爆区。
2014-07-31 astro-ph.GA
Slow-then-rapid quenching as traced by tentative evidence for enhanced metallicities of cluster galaxies at z~0.2 in the slow quenching phase
我们探索了7个来自LoCuSS的z~0.2的星系团，其中1965个来自ACReS Hectospec调查的星系团成员的光谱覆盖了一个区域，该区域对应于每个星系团的大约三个维里半径。我们测量的五个发射线的集群成员的通量，使我们能够明确地获得O/H气体金属丰度，也SFR消光校正Halpha通量。我们比较我们的星系团的样本与现场样本的705个星系在类似的红移观察Hectospec。我们发现，恒星形成的星系团和场星系在一个给定的质量箱中显示出相似的中值比SFR，但它们的O/H值在投影半径R<R200时比在较大半径和场中的星系位移到更高的值。与金属性-SFR-质量模型预测的流入气体的比较表明，当星系通过R~R200时，通过停止气体的流入而开始扼杀的慢淬灭情景。R200内部星系团成员的金属丰度因此增加，但它们的SFR在一段时间内几乎不受影响，因为这些星系消耗了可用的盘气体。我们使用的恒星形成的星系团的星系团中心半径的函数相比，从千年模拟的预测，限制淬火时间尺度为1-2Gyrs的分数。这与先慢后快的猝灭方案一致。当星系通过R200时，气体流入停止时，缓慢淬火（扼杀）开始，在这个阶段中，星系团仍在形成恒星，但它们显示出金属丰度升高，追踪正在进行的淬火。这个阶段持续1-2Gyrs，同时星系向星系团更密集的内部区域移动，然后是一个“快速”阶段：由于向星系团中心的冲压压力增加，恒星形成迅速完全熄灭，这也…
2018-11-24 astro-ph.GA
Tracing the Cosmic Evolution of the Cool Circumgalactic Medium of Luminous Red Galaxies with DESI Year 1 Data
Graduate Institute of Astrophysics, National Taiwan University（台湾大学天文研究所）；Department of Physics, National Taiwan University（台湾大学物理系）；Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica（中央研究院天文及天文物理研究所）；University of California, Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe（宇宙物理数学卡弗里研究所）；Institute of Space Sciences, ICE-CSIC（空间科学研究所，西班牙国家科学研究委员会）；Instituto Astrofisica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）；Lawrence Berkeley National Laboratory（劳伦斯伯克利国家实验室）；Department of Physics, Boston University（波士顿大学物理系）；Dipartimento di Fisica “Aldo Pontremoli”, Università degli Studi di Milano（米兰大学阿尔多·蓬特罗利物理系）；INAF-Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所布雷拉天文台）
利用DESI第一年数据研究亮红星系周围冷星系际介质的宇宙演化，发现冷气体覆盖分数随红移增加，且与恒星质量呈反相关。
2026-09-15 astro-ph.GA
Stream on: Evolution of stellar shells and streams - A case study
Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑大学）；Swinburne University（斯威本科技大学）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）
研究通过模拟分析卫星星系轨道对恒星壳层和流形成的影响，发现流的轨道更圆，而壳层保持径向有序，揭示了恒星在合并后分布的机制。
2026-04-15 astro-ph.GA
Origin of the spectacular tidal shells of galaxy NGC474
透镜星系NGC 474拥有丰富的潮汐壳和潮汐流系统，其中一些非常明亮。两个研究小组最近提出了对最亮的贝壳的光谱观测。这是第一次在积分星光下观察到的壳层光谱。作者研究了壳层、星系中心及其球状星团的恒星星族。然而，这个突出星系潮汐特征的精确形成场景仍然不清楚。在这里，我们从贝壳的半径增加了关于它们形成的进一步线索，我们提出了一个潮汐特征形成的场景，这个场景似乎是独特的，可以解释所有可用的数据。壳半径分析与壳识别方法，我们运行的潮汐功能的形成自洽模拟。我们考虑牛顿引力和MOND引力。观测表明，潮汐特征起源于旋涡星系的吸积。壳层识别方法得出合并星系在1.3 Gyr前第一次碰撞，然后在0.9 Gyr前再次碰撞，从而在两代中形成壳层。这也可以解释银河系中心的恒星星族和球状星团的年轻年龄。分析模型的炮弹传播，基础的炮弹识别方法，通过仿真验证。模拟再现观测到的潮汐特征的形态。这个吸积的螺旋体很可能是在天空平面上从南方几乎呈放射状到达NGC 474的，它的旋转轴指向我们。它的质量应该是NGC 474的1/6，即$10^{9.8}\,M_\odot$。似乎银河系中所有的潮汐特征都起源于一次合并。
2022-01-14 astro-ph.GA
A New View of the Size-Mass Distribution of Galaxies: Using $r_{20}$ and $r_{80}$ instead of $r_{50}$
在研究星系的大小时，标准的做法是使用半光半径$r_{50}$。在这里，我们探讨的大小定义的影响上的分布星系的大小-恒星质量平面。具体来说，我们认为$r_{20}$和$r_{80}$，半径，包含20%和80%的星系的总光度，确定从Sersic配置文件拟合，星系在3D-HST/坎德尔和COSMOS-DASH调查。这些半径是根据假设Sersic轮廓的简单计算从尺寸目录中计算出来的。我们发现，$r_{20}$和$r_{80}$的尺寸质量分布是显着不同的彼此，也从典型的$r_{50}$分布。最显著的区别是在恒星质量固定的情况下，恒星形成星系和静止星系的相对大小。在$r_{50}$中，静止星系比恒星形成星系小，而在$r_{80}$中，这种差异几乎消失。相比之下，对于$r_{20}$，两个群体之间的距离增加。考虑到所有星系在一个给定的恒星质量和红移仓，我们检测到一个显着的双峰分布的$r_{20}$，一个峰值对应于恒星形成的星系和其他静止的星系。我们认为，不同的尺度反映了星系内部不同的物理过程; $r_{20}$与控制星系恒星形成速率的过程密切相关，而$r_{80}$可能对吸积过程以及星系与晕的关系敏感。
2019-01-15 astro-ph.GA
Signatures of Tidal Disruption in Ultra-Faint Dwarf Galaxies: A Combined HST, Gaia, and MMT/Hectochelle Study of Leo V
超微弱的矮星系狮子座V在大半径处表现出光度超密度和运动学成员，以及试探性的运动学梯度，这表明它可能经历了与银河系的近距离相遇。我们通过i）哈勃太空望远镜（HST）获得的高精度测光，ii）MMT上的Hectochelle光谱仪获得的两个恒星光谱时代，以及iii）盖亚任务的测量来研究这些中断的迹象。使用HST的数据，我们研究了一个在大半径的流状超密度的报告，并得出结论，这不是一个真正的恒星流，而是一群前景恒星和背景星系。我们的光谱分析表明，一个已知的成员星可能是一个双星，并挑战其他三个成员的地位，包括两个遥远的候选人，以前提供了整体恒星质量损失的证据。我们还发现证据表明，建议的运动学梯度狮子座V可能是由于小的数字统计。我们更新了狮子座V的系统自行，发现$(μ_α\cosδ, μ_δ)= (0.009\pm0.560$，$-0.777\pm0.314)$ mas yr $^{-1}$，这与其报告的轨道一致，没有将狮子座V置于被银河系干扰的风险中。这些发现消除了大部分表明Leo V正在破坏的观测线索，然而，我们也发现了新的可能的成员星，其中两颗距离主体>5个半光半径。这些恒星需要进一步研究。因此，利奥五世的性质仍然是一个悬而未决的问题。
2019-07-16 astro-ph.GA physics.space-ph
X-ray cavities in a sample of 83 SPT-selected clusters of galaxies: Tracing the evolution of AGN feedback in clusters of galaxies out to z=1.2
X射线空洞是最亮星系团中活动星系核（AGN）产生的机械（或射电模式）加热的重要示踪物。本文报道了对83个大质量、高红移（0.4<z<1.2）星系团的X射线空洞的观测结果。基于Chandra X射线图像，我们发现了6个具有对称表面亮度凹陷对的星系团，这与射电喷流在星系团内介质中膨胀X射线空腔的图像一致。这些发现大多数意义相对较低，需要更深入的后续数据才能确认。此外，由于钱德拉在高红移时的局限性，这种搜索在高红移（z>0.5）时错过了小的（<10 kpc）、未分辨的X射线腔。尽管有这些限制，我们的研究结果表明，在最明亮的星系团中，活动星系核反馈产生的能量在宇宙年龄的一半以上（z=0.8时>7 Gyrs）保持不变。平均而言，探测到的X射线空腔的功率为0.8 ~ 5*10^45尔格/秒，能量为3-6*10^59尔格，半径为17千秒差距。在超过7个Gyrs的积分中，我们发现在最明亮的星系团中的超大质量黑洞可能吸积了10^8到几个10^9兆太阳的物质来为这些外流提供动力。这种程度的吸积表明，显著的超大质量黑洞增长不仅可能发生在类星体时代的早期，而且也可能发生在晚期。我们还发现，在高红移的X射线腔可能会注入多余的热量0.1-1.0 keV的每个粒子到热的团内介质以上，并超过所需的能量抵消冷却。这个值类似于预热星系团、打破自相似性以及解释热大气中的过剩熵所需的能量。
2014-09-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
Stellar halos tracing the assembly of ultra-faint dwarf galaxies
本研究通过 N-body 模拟与神经网络探索超暗弱星系并合参数对恒星晕形成的影响，发现恒星晕性质主要由并合质量比与恒星尺寸决定，并成功约束了 Tucana II 的并合参数。
2025-01-21 astro-ph.GA
Tracing M22's origins: Spatial and chemical constraints on its formation history
American University of Sharjah（沙迦美国大学）；Istituto Nazionale di Astrofisica - Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所-帕多瓦天文台）；Dipartimento di Fisica e Astronomia “Galileo Galilei”, Univ. di Padova（帕多瓦大学伽利略·伽利莱物理与天文学系）；Dipartimento di Tecnica e Gestione dei Sistemi Industriali, Università degli Studi di Padova（帕多瓦大学工业系统技术与管理系）；NSF’s NOIRLab（美国国家科学基金会NOIR实验室）
本研究结合测光与APOGEE光谱分析M22的恒星族群，发现异常恒星在外部区域占优，其化学增强与轻元素相关，支持自增丰稀释模型而非合并起源。
2026-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
ATOMIUM: ALMA tracing the origins of molecules in dust forming oxygen rich M-type stars: Motivation, sample, calibration, and initial results
本文介绍了ATOMIUM，一个大型计划在第6周期与阿塔卡马大型毫米-亚毫米阵列（ALMA）。ATOMIUM的目标是了解演化的渐近巨星分支（AGB）和红超巨星（RSG）恒星风中的动力学和气相及尘埃形成化学。一个更普遍的目标是确定适用于其他天体物理环境的化学过程。17富氧AGB和RSG星跨越（circum）恒星参数和演化阶段的范围内进行了观察，在一个均匀的观测策略，允许一个明确的比较。在高（0.025-0.050角秒）、中（0.13-0.24角秒）和低（约1角秒）角分辨率下，在213.83和269.71 GHz之间获得数据。每1.3 km/s通道的灵敏度为1.5-5 mJy/束。13个分子被指定为调查中的主要分子：CO，SiO，AlO，AlOH，TiO，TiO 2，HCN，SO，SO 2，SiS，CS，H2O和NaCl。科学的动机，调查设计，样本属性，数据简化，并概述了数据产品，我们强调一个科学的结果-风运动的ATOMIUM源。ATOMIUM源通常具有缓慢的风加速度，并且一部分气体达到的速度可以比先前报道的假定各向同性膨胀的终极速度大两倍，并且风运动学廓线确定由球形风结构的动量方程描述的径向速度不能捕获速度场的复杂性。在15个来源，一些分子的过渡比12 CO v=0 J=2-1达到更高的外流速度，空间发射区，往往大于30恒星半径，但远小于CO的程度。二进制相互作用与（子）恒星同伴可能（…
2021-12-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dense Gas, Dynamical Equilibrium Pressure, and Star Formation in Nearby Star-Forming Galaxies
我们使用新的ALMA观测研究致密气体分数，恒星形成率，并在整个内部区域的四个本地星系的局部环境之间的连接显示了广泛的分子气体耗尽时间。我们绘制了HCN（1-0）、HCO $^+$（1-0）、CS（2-1）、$^{13}$ CO（1-0）和C $^{18}$ O（1-0）在每个靶的内部几kpc的分布图。我们结合这些数据与短间距的信息从IRAM大型程序EMPIRE，档案CO地图，示踪剂的恒星结构和最近的恒星形成，最近HCN调查Bigiel等人。和Usero等人。我们测试的程度在致密气体部分驱动器的变化在SFR。$I_{HCN}/I_{CO}$（追踪致密气体部分）与$I_{CO}$（追踪分子气体表面密度）、恒星表面密度和动态平衡压力$P_{DE}$密切相关。因此，$I_{HCN}/I_{CO}$变得非常低，HCN变得非常微弱，在大的银河系中心半径，低至$I_{HCN}/I_{CO} \sim 0.01$的比例变得普遍。致密气体形成恒星的能力，$Σ_{SFR}/Σ_{dense}$（其中$Σ_{dense}$由HCN强度追踪，恒星形成速率由H $α$和24 $μ$ m的组合追踪），也取决于环境。$Σ_{SFR}/Σ_{dense}$在高气体表面密度、高恒星表面密度和高$P_{DE}$的区域减小。从统计上看，环境与$Σ_{SFR}/Σ_{dense}$和$I_{HCN}/I_{CO}$的相关…
2018-03-28 astro-ph.GA
Blinded by the light: on the relationship between CO first overtone emission and mass accretion rate in massive young stellar objects
到目前为止，没有解释为什么盘跟踪CO第一泛音（或“bandhead”）的排放是不是一个普遍存在的功能，在低到中等分辨率的光谱的大质量的年轻恒星物体，而是只检测到约25%的光谱。在本文中，我们调查的假设，只有一定的质量吸积率的结果在近红外光谱的MYSO可检测的带头发射。使用一个解析盘模型结合LTE模型的CO排放，我们发现，高吸积率（$\gtrsim 10^{-4}\,{\rm M}_{\odot}{\mathrm{yr}}^{-1}$）的结果在大的尘埃升华半径，一个更大的贡献$K$带连续从热尘埃在尘埃升华半径，因此相应地较低的CO排放相对于连续。另一方面，低吸积率（$\lesssim10^{-6}\,{\rm M}_{\odot}{\mathrm{yr}}^{-1}$）导致较小的尘埃升华半径，相应地较小的CO发射面积，因此相对于连续谱也较低的CO发射。在一般情况下，适度的吸积率产生最突出的，因此可检测到，CO第一泛音发射。我们将我们的研究结果与最近对MYSO的近红外光谱调查进行了比较，发现结果与我们的假设一致。我们的结论是，CO波段发射的光谱中的MYSO的检测率可能是MYSO表现出一系列的质量吸积率的结果，也许是由于这些对象的最近多时代的观测所建议的可变吸积。
2018-04-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Correlations between supermassive black holes and hot gas atmospheres in IllustrisTNG and X-ray observations
最近的X射线观测揭示了中心超大质量黑洞（SMBH）的质量与其宿主星系中热大气的X射线性质之间的显著相关性，从而表明大气气体在追踪SMBH在高质量区域中的增长中起着至关重要的作用。我们从理论上研究这个问题，使用IllustrisTNG宇宙学模拟，并提供见解的性质，这SMBH -气体晕连接。通过对TNG 100模拟星系的模拟X射线分析，考察了不同空间尺度和晕尺度下（从星系尺度（$\sim R_{\rm e}$）到星系团/星系团尺度（$\sim R_{\rm 500c}$））SMBH质量与热气体温度和光度的关系。我们发现强SMBH-X射线的相关性主要是在淬火星系，并发现相关性变得更强，更紧密的半径。重要的是，大半径（$r\gtrsim5R_{\rm e}$）处的X射线温度（$k_{\rm B}T_{\rm X}$）以非常小的散射（$\sim0.2$ dex）跟踪SMBH质量。从IllustrisTNG出现的关系是广泛的一致，从最近的X射线观测。总的来说，我们的分析表明，在IllustrisTNG的框架内，在高质量端（$M_{\rm BH}\gtrsim 10^8 M_\odot$）的当前时间$M_{\rm BH}-k_{\rm B}T_{X}$相关性从根本上是SMBH质量-晕质量关系的反映，这在这样高的质量是由结构的层次组装。然而，这些标度关系的确切形式、轨迹和分散度对反馈过程很敏感，例…
2020-12-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
High-redshift Galaxy Formation with Self-consistently Modeled Stars and Massive Black Holes: Stellar Feedback and Quasar Growth
随着现代宇宙学模拟的计算分辨率越来越接近于解决星系中单个恒星形成的团块，对星系尺度模拟的“分辨率适当”物理学的需求从未如此之大。为此，我们引入了一个自洽的数值框架，其中包括明确的治疗反馈恒星形成的分子云（SFMCs）和大质量黑洞（MBHs）。除了来自SFMC粒子的热超新星反馈外，SFMC和MBH的光致电离辐射通过全三维射线追踪进行跟踪。还考虑了来自MBH的机械反馈通道。使用我们的框架，我们执行一个国家的最先进的宇宙学模拟的类星体的宿主星系在z~7.5为~25百万年与所有相关的星系成分，如暗物质，气体，SFMCs，和嵌入MBH种子的~> 1 e6 MS。我们发现，SFMCs和吸积MBH的反馈抑制失控的恒星形成本地在银河系核心区域。新纳入的SFMCs的辐射反馈，结合MBH的反馈，通过保留最终吸积到MBH上的气体，帮助MBH更快地生长。我们的实验表明，以前未讨论过的气体，SFMCs和MBH之间的相互作用类型可能拥有关于类星体及其宿主星系在高红移宇宙中的生长和反馈的重要线索。
2019-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
