Some observational aspects of the orientation of galaxies
我们研究了属于Tully星系群的星系样本。我们分析了星系群内星系的方位。我们没有发现显着偏离各向同性的方位角和角度$δ_D$和$η$给星系平面的空间取向。此外，我们还分析了不同的星系“真形”近似的结果，并指出了这一问题对星系空间取向研究的可能影响。讨论了所得结果对星系形成理论的意义。
2011-11-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Four New Observational $H(z)$ Data From Luminous Red Galaxies of Sloan Digital Sky Survey Data Release Seven
采用微分年龄法，利用Sloan数字巡天数据7（SDSS DR 7）中包含红移$0<z<0.4$的17832个亮红星系（LRGs）测量哈勃参数。利用全谱拟合软件UlySS，用单星族（SSP）模型对这些光谱进行了约简，并得到了我们所选样本的最佳年龄信息。随着年龄-红移关系的减小，获得了4个新的观测$H(z)$数据点，它们分别是$H(z)=69.0\pm19.6$ km s $^{-1}$ Mpc $^{-1}$ at $z=0.07$，$H(z)=68.6\pm26.2$ km s $^{-1}$ Mpc $^{-1}$ at $z=0.12$，$H(z)$ = $72.9\pm29.6$ km s $^{-1}$ Mpc $^{-1}$ at $z=0.2$和$H(z)$ = $88.8\pm36.6$ km s $^{-1}$ Mpc $^{-1}$ at $z=0.28$.结合其他21个OHD数据点，给出了平面和非平面$Λ$ CDM模型的约束性能。
2014-05-22 astro-ph.CO
Observational Evidence Against Long-Lived Spiral Arms in Galaxies
我们测试是否在许多大的盘状星系明显的螺旋图案应被认为是动力学的功能，是固定在一个共同旋转的框架> t_{dyn}，所暗示的密度波的方法来解释旋臂。如果这样的旋臂有增强的恒星形成（SF），SF序列的不同阶段的观测示踪剂应该显示出空间排序，从上游到下游的共转框架：致密HI，CO，示踪分子氢气，24微米发射示踪笼罩SF和紫外线发射示踪未遮蔽的年轻恒星。我们认为，这样的空间排序应反映在角互相关（CC，在极坐标系中），使用所有的方位角位置之间的对这些示踪剂; CC的峰值应该从零偏移，在不同的方向内和外的共转半径。Dobbs & Pringle最近的螺旋SF模拟明确表明，对于固定螺旋臂势的情况，气体和不同年龄的年轻恒星之间的这种角偏移应该可以作为互相关偏移来观察。我们计算了12个邻近旋涡星系中不同观测SF序列示踪剂的角互相关，绘制了中性气体HI，THINGS），分子气体（CO，HERACLES）以及24微米发射（斯皮策，SINGS），我们包括FUV图像（GALEX）和3.6 $μ$米发射（斯皮策，IRAC）的一些星系，跟踪老化的恒星和更长的时间尺度。在这个样本的示踪剂互相关中，我们没有发现系统的角度偏移，这将是一个固定的动态螺旋模式的明确定义的模式速度所期望的。这一结果表明，螺旋密度波在其最简单的形式是不是一个重要的方面来解释螺旋在大型磁盘星系。
2011-05-25 astro-ph.CO
Modelling Observational Constraints for Dark Matter Halos
观测结果表明，在旋涡星系和低表面亮度星系中，中等半径处的基本自转曲线几乎是普遍存在的。此外，在这些相同的星系中，中心密度和核心半径的乘积（$ρ_{0}r_{0}$）是常数。提出了一个基于经验的暗物质晕模型，该模型结合了这些观测约束，并与观测结果一致。一个与星系团Abell 611的观测结果相吻合的模型显示，在这个更大质量的结构中，暗物质晕的$ρ_{0}r_{0}$比假设的星系大$\sim 20$倍。该模型保持了成功的NFW形式在外部区域，虽然明确定义的内部区域的差异表明，需要修改标准的CDM图片。
2012-10-10 astro-ph.CO
Cosmological observational tests in the JWST Era. I: angular size - redshift
Saint Petersburg Branch of the Special Astrophysical Observatory of RAS（俄罗斯科学院特别天体物理观测站圣彼得堡分部）；Main Astronomical Observatory of RAS（俄罗斯科学院主天文台）；Institute of Astronomy of RAS（俄罗斯科学院天文研究所）；Special Astrophysical Observatory of RAS（俄罗斯科学院特别天体物理观测站）；Saint Petersburg State University（圣彼得堡国立大学）；Saint Petersburg State Marine Technical University（圣彼得堡国立海事技术大学）
本研究利用JWST数据，通过角直径-红移测试，分析了不同宇宙模型下星系尺寸的演化，发现ΛCDM模型中星系尺寸随红移显著变化，而静态模型中则无明显变化。
2025-11-20 astro-ph.CO
Observational Signatures of Lyman Alpha Emission from Early Galaxy Formation
下一代望远镜的目标是直接观察第一代星系，这些星系启动了我们宇宙中的再电离过程。Lyman Alpha（Lya）发射线被强有力地预测为这些星系最突出的内禀光谱特征，使其成为寻找和研究高红移星系的理想目标。我简要地讨论了为什么Lya发射星系（LAEs）提供了一个很好的探测星系际介质（IGM）在再电离时代（EoR）。我认为，如果我们希望充分利用LAEs作为探针的EoR，重要的是要了解是什么驱动他们观察到的红移演变后，再电离完成。解释现有LAE观测的一个重要的不确定性涉及电离IGM对星系发射的Lya光子的影响，这与星系外流中通过HI散射的影响密切相关。通过星系外流的散射也可以改变Lya谱线的形状，这样即使通过完全中性的IGM，发射的Lya辐射的> 5%也会直接传输到观测者。最后，我讨论了什么是必需的-观测和理论-解决影响现有的解释LAEs数据的不确定性。
2011-02-15 astro-ph.CO
Observational constraints on stellar feedback in dwarf galaxies
电离辐射、恒星风和超新星对星际介质的反馈是调节星系中恒星形成的核心。由于矮星系的质量较低（$M_{*} < 10^{9}$ \，M $_\odot$），它们特别容易受到这种过程的影响，使它们成为研究反馈的详细物理学的理想场所。从这个角度来看，我们总结了来自恒星形成区域反馈的最新观测证据，以及这如何推动“超级气泡”和星系风的形成。我们讨论了外部电离辐射的重要作用-“再电离”-最小的星系。并且，我们讨论的观测证据表明，这种反馈直接影响星系的性质，如恒星形成的历史，金属含量，颜色，大小，形态，甚至其内部的暗物质密度。最后，我们展望了未来，总结了关键的问题，仍然没有答案，并列出了一些悬而未决的挑战星系形成理论。
2022-05-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Observational Constraints on the Molecular Gas Content in Nearby Starburst Dwarf Galaxies
利用哈勃太空望远镜观测到的19个邻近星暴矮星系中光学分辨的恒星星族的恒星形成历史，我们测量了在爆发中新形成的恒星的恒星质量表面密度。通过假设恒星形成效率（SFE），我们然后计算推断的气体表面密度在爆发的开始。假设SFE为1%（在正常的恒星形成星系中通常是这样假设的），并且假设气体是纯原子的，那么就可以得到非常高的HI表面密度（~10^2-10^3 Msun pc^-2），这比在矮星系中观测到的要高得多。这意味着要么在这些矮星暴星系中存在较高的SFE值，要么在矮星中存在大量的H_2（或两者兼而有之）。将假设的SFE提高到10%或更高（与观测到的与合并星系相关的更大质量的星爆一致），仍然会导致HI表面密度高于10个星系中观测到的密度。因此，这些观测似乎要求这些矮恒星爆发星系中的气体在爆发开始时有很大一部分是分子形式的。我们的结果表明，样品的分子气柱密度在10^19-10^21 cm^-2之间。在那些观测到CO的星系中，这些密度对应的CO-H_2转换因子（X_CO）的值在>3- 80 × 10^20 cm^-2（K km s^-1）^-1的范围内，或者比银河系的X_CO值大40倍。
2012-05-11 astro-ph.CO
Observational Evidence for Young Radio Galaxies are Triggered by Accretion Disk Instability
用各种方法估算了一个已知年龄的年轻射电星系的辐射光度和黑洞质量。我们发现，这些年轻射电星系的年龄与辐射光度呈正相关，这与Czerny等人基于吸积盘辐射压不稳定性的理论预言相一致，同时发现年轻射电星系的年龄与BH质量和吸积率爆发的理论持续时间相一致（在埃丁顿单位中）平面，其中假设爆发是由辐射压力不稳定性触发的。我们的研究结果提供了观测证据的辐射压力不稳定性，这导致极限环行为，作为一种物理机制，可能是负责这些短命的年轻射电星系。
2009-07-13 astro-ph.CO astro-ph.HE
Galaxy pairs in the Sloan Digital Sky Survey - VIII: The observational properties of post-merger galaxies
为了研究星系合并在整个相互作用序列中的影响，我们对10，800个紧密配对的星系和斯隆数字巡天中确定的97个合并后的较小样本进行了研究。我们发现，平均中央恒星形成率（SFR）增强（x 3.5）和恒星爆发的分数（20%）在合并后的样本中达到峰值。后合并也显示出更强的赤字气相金属丰度比最接近的对，是更多的金属比他们的控制-0.09德克斯贫。结合所观察到的SFR趋势和合并模拟中预测的时间尺度，我们估计，在我们的样本中的后合并在过去几百万年内经历了合并。与恒星形成星系的发生率相比，活动星系核（AGN）的频率在合并后达到峰值，超过控制样本中活动星系核的3.75倍。此外，在拥有活动星系核的星系中，最近的星系对和合并后的黑洞吸积率比控制样本中的活动星系核高3倍。这些结果是一致的图片中，恒星形成的早期开始在遇到，活动星系核活动达到峰值后合并。
2013-08-16 astro-ph.CO
Observational evidence that massive cluster galaxies were forming stars at z~2.5 and did not grow in mass at later times
利用斯皮策3.6微米数据，我们推导出了5个z>1.4的星系团中星系的光度函数和质量函数，这些星系团被选为具有可靠的团内介质检测。这五个簇的丰富度（ISCSJ1438.1+3414和XMMXCSJ2215.9-1738的丰富度是ISCSJ1432.4+3250、IDCSJ1426.5+3508和JKCS 041的两倍）和形态外观不同。在中位红移z=1.5时，从5个星系团的150个成员星系中，我们得到了[3.6]带的特征星等为16.92+/-0.13，特征质量为lgM*=11.30+/-0.05 Msol。我们发现特征光度和质量在z=1和1.4<z<1.8之间没有演化，直接排除了这些时期之间正在进行的质量组装，因为大质量星系已经存在到z=1.8。较低的红移积累时期已经被先前的工作排除，只留下z>1.8作为质量积累的可能时期。然而，对于在观测到的红移之前没有任何恒星形成的星系来说，在非常高的红移下观测到的m^* 值太亮了，因此意味着恒星形成事件不早于z_f=2.5。这是第一次，质量/光度函数能够鲁棒地区分形成红移之间的微小差异，并设置{ \it上限}的最后一个恒星形成插曲的时代。
2013-04-10 astro-ph.CO
Observational Constraints on the Rastall gravity from Rotation Curves of Low Surface Brightness Galaxies
Rastall引力是对爱因斯坦的广义相对论的修正，它不满足能量-动量守恒，并且依赖于Ricci曲率的梯度。Rastall引力是否等价于广义相对论一直存在争议。在这项工作中，我们使用低表面亮度（LSB）螺旋星系的旋转曲线来约束理论。通过拟合LSB星系的自转曲线，得到了Rastall引力参数$β$。LSB星系的$β$值满足弱能条件（WEC）和强能条件（SEC）。结合Ia型超新星的$β$值和椭圆星系的引力透镜对拉斯塔尔引力的影响，得出拉斯塔尔引力与广义相对论是等价的。
2019-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
FRII radio galaxies in the SDSS: Observational facts
从剑桥射电源目录开始，我们创建了401个FRII射电源的样本，这些样本与SDSS第7次数据发布的主要星系样本相对应，并分析了它们的无线电和光学特性。我们发现，在H α线的光度-我们认为这给出了一个更好的衡量总的发射线通量比广泛使用的O[III]光度-是强烈相关的无线电光度P1.4GHz。我们表明，在我们的样品的约三分之一的发射线的情况下，可能是由于检测阈值，而不是缺乏光学活性。我们发现FRII星系的性质主要受爱丁顿参数LHa/“MBH”或P1.4GHz/“MBH”的驱动。在P1.4GHz/“MBH”最高值的射电星系中发现了热点射电星系。与SDSS主星系样本中的经典活动星系核相比，我们的FRII星系显示出更大比例的具有非常硬的电离辐射场和大电离参数的天体。相反，少数物体被较软的辐射场电离。我们发现FRII星系中的黑洞质量和恒星质量有非常密切的关系。SDSS中的无线星系的比较样本遵循相同的关系，尽管平均质量较小。这表明FRII射电现象发生在正常的椭圆星系中，特别是在质量最大的星系中。虽然大多数FRII星系都很老，但有些星系含有年轻恒星星族的痕迹。在正常的无线星系中看不到这样年轻的群体，这表明某些FRII星系的活动可能是由最近的恒星形成引发的。在SDSS的射电宁静活动星系核的比较样本中，“MBH”-Mgal关系非常不同，这表明仍在形成恒星的星系也仍在建造它们的中心黑洞。
2011-01-17 astro-ph.CO
Galaxy spin alignment in filaments and sheets: observational evidence
众所周知，镓的性质受其环境的影响。一个重要的问题是它们的角动量如何反映周围的宇宙网络。我们使用的SDSS调查的螺旋和椭圆星系相对于周围的丝/片取向的自旋轴。为了检测细丝，使用具有相互作用的标记点过程（“Bisous模型”）。通过检测“扁平”细丝来发现薄片。椭圆星系的短轴被发现是优先垂直于主机丝。一个弱的相关性被发现与床单。这些发现与椭圆星系是通过合并形成的观点是一致的，合并主要发生在暗条上。螺旋星系的自旋轴被发现与主灯丝对齐，螺旋自旋和片法线之间没有相关性。当检查作为一个函数的距离，从灯丝轴，一个更强的相关性被发现在外部，这表明该对齐是由层流的气体从片到灯丝的下降。与数值模拟结果相比，我们的结果表明，DM晕和星系自旋之间的联系并不简单。我们的研究结果提供了一个重要的输入了解星系如何获得它们的角动量。
2013-09-02 astro-ph.CO
Cosmological Models and the Brightness Profile of Distant Galaxies
该项目的目的是通过对遥远星系亮度剖面的详细分析来确定一个假设的宇宙学模型的一致性，从Ellis和Perry（1979）发展的理论出发，将从相对论宇宙学模型得到的角直径距离与星系的详细测光联系起来，我们假设目前最被接受的具有非零宇宙学常数的宇宙学模型，并试图预测给定红移的星系的亮度轮廓。然后，这个理论轮廓可以与遥远的，也就是说，高红移，星系的观测数据进行比较。通过比较这两条曲线，我们可以得出关于基本宇宙学模型的观测可行性的结论。
2010-05-17 astro-ph.CO
Zeldovich pancakes in observational data are cold
现今的宇宙由星系、星系团、一维细丝和二维薄片或薄饼组成，所有这些结合在一起形成了宇宙网。所谓的“Zeldovich煎饼”是很难观察到的，因为它们的密度仅略大于宇宙的平均密度。Falco等人（2014）提出了一种方法来识别观测数据中的Zeldovich煎饼，并将其用作估计星系团质量的工具。在这里，我们扩展和完善的观测检测方法。我们研究了两个煎饼的尺度为10百万秒差距，确定从光谱观测星系后发座星系团附近，并与20数值煎饼比较。我们发现，所观察到的结构的速度色散约为100公里/秒，这是相对较低的典型组和细丝相比。这些速度色散与数值煎饼的结果一致。我们还证实，所确定的结构实际上是二维结构。最后，我们估计恒星的总质量的观测煎饼是$2 \times 10^{-4}$，在一个数量级，这是小于星系团。
2017-05-03 astro-ph.CO
Cusp-core transformations in dwarf galaxies: observational predictions
在许多矮星系的中央千秒差距处存在暗物质核心，这一直是基于标准冷暗物质范式的星系形成理论中的一个长期存在的问题。最近的宇宙学模拟，基于光滑粒子流体力学和相当强的反馈配方已经表明，它确实有可能形成扩展的暗物质核心使用重子过程相关的一个更现实的处理星际介质。使用自适应网格细化，再加上一个新的，更强的超新星反馈计划，我们最近实施的RAMSES代码，我们表明，它也有可能形成一个突出的暗物质核心内的一个孤立的，最初是尖形的，100亿太阳质量的暗物质晕的良好控制的框架。尽管我们的数值实验是理想化的，但它可以清晰而明确地识别暗物质核心的形成过程。我们的暗物质的内部轮廓是很好地拟合的伪等温轮廓的核心半径为800 pc。成核机制与Pontzen & Governato最近提出的成核机制一致。我们强调两个关键的观测预测的所有模拟，发现尖核转换：（i）一个爆发的恒星形成历史的峰谷比为5至10和占空比可比的本地动力学时间;（ii）恒星分布是热的v/sigma=1。我们将模型星系的观测特性与最近对孤立矮WLM的测量结果进行了比较。我们发现，恒星和HI气体的空间和运动学分布与观测结果惊人的一致，支持恒星反馈在塑造恒星和暗物质分布中发挥的基本作用。
2012-12-24 astro-ph.CO
The nature of assembly bias - III. Observational properties
我们分析了斯隆数字巡天（SDSS）中的星系群，发现了一个微弱但显著的组合型偏差，其中老的中央星系在> 1 Mpc的尺度上具有更高的聚类幅度（61 $\pm$ 9%），而年轻的中央星系具有相同的宿主晕质量（$M_{h} \sim 10^{11.8} h^{-1}$ $M_{\odot}$）。观察样本的体积限制为z=0.1，$M_r -$ 5 log $(h) \le -19.6$。我们构建了一个模拟星系目录，在相同的晕质量下显示出类似的组装偏差信号（46个$\pm$ 9%）。然后，我们调整了Lacerna和Padilla（论文I）提出的模型，以重新定义过密度峰的高度，它跟踪组装偏差，使星系在等密度峰显示相同的集群，无论其恒星年龄，但这一次使用观测功能，如流量限制。峰高的代理，这是一个比维里质量更好的替代方案，包括在总质量由每个中心星系为中心的圆柱体中的邻居主机晕的质量。圆柱体的半径被参数化为恒星年龄和维里质量的函数。最合适的一组参数，使装配偏差信号低于5 $-$ 15%的SDSS和模拟中心星系是相似的。参数化背后的想法不是最小化偏差，而是使用这种方法来理解产生装配偏差效应的物理特征。即使这里使用的示踪剂的密度场显着不同的论文中使用的，我，我们的模拟目录的分析表明，不同的示踪剂产生相关的代理，因此，这背后的组装偏差的原因是拥挤的峰值在模拟和SDSS。
2014-07-03 astro-ph.CO
Star formation laws in Luminous Infrared Galaxies. New observational constraints on models
星系中恒星形成关系的观测研究是揭示局部和全球尺度上物理过程的核心。我们希望扩大极端的恒星爆发的样本，代表本地LIRG和ULIRGs，高质量的观察HCN的1 - 0线。我们研究，如果一个普遍的法律可以解释恒星形成的关系，观察到的致密分子气体在正常的恒星形成星系和极端的星爆。我们用IRAM 30米望远镜观测了CO、HCN和HCO~+的1 - 0谱线的19个LIRG样品。对新数据的分析证明，与正常星系相比，极端恒星爆发的致密分子气体（SFE致密）中的恒星形成效率高出3 - 4倍。我们发现一个二元性的肯尼卡特-施密特（KS）的法律，加强如果我们考虑到不同的转换因子HCN（α-HCN）在极端的星爆和正常星系中的恒星形成率的清晰。这一结果延伸到更高的分子密度探测HCN线更极端的双峰行为的恒星形成的法律，来自CO分子线最近的两次调查。我们的观测结果与理论模型的预测相矛盾，在理论模型中，恒星形成的效率取决于每自由落体时间的恒星形成速率（SFR-ff）与当地自由落体时间的比值。我们发现，这是可能的，以适应正常星系和LIRGs/ULIRGs之间的SFE密度的观测差异，使用一个共同的常数SFR-ff和一组物理上可接受的HCN密度，但只有当SFR-ff~0.005 - 0.01和/或如果α-HCN是一个因素，几个低于我们的青睐值。明确依赖于星系全球动力学时间尺度的恒星形成配方并没有显着提高适合新的HCN数…
2011-11-29 astro-ph.CO
Testing a simple recipe for estimating galaxy masses from minimal observational data
一个简单的方法来估计一个星系的总质量分布的准确性和鲁棒性进行了测试，使用样本的65个宇宙学变焦模拟的单个星系。该方法只需要光学表面亮度和投影速度色散廓线的信息，因此即使在观测数据较差的情况下也可以应用。在模拟的样本星系（$σ\simeq 200-400$ $\kms$）中，在很宽的半径范围内，$z=0$具有几乎等温的自转曲线（在$0.5R_{\rm eff} < r < 3R_{\rm eff}$上圆速度偏离一个常数的RMS $\simeq 5%$）。对于这样的星系的方法恢复无偏值的圆速度。在$\simeq 5-8%$（RMS）的离散度高达$R \simeq 5R_{\rm eff}$的情况下，样品平均与真实圆周速度的偏差小于$\sim 1%$。在较高的红移（$z=1$和$z=2$）的大质量非旋转模拟星系的圆周速度估计也几乎是无偏的，具有相同的散射。对于样本中质量最小的星系（$σ< 150$ $\kms$），在$z=0$的RMS偏差为$\simeq 7-9%$，平均偏差偏低约$1-2%$。我们还从流体静力平衡（HE）方程中得到了模拟星系中热气体的圆速度分布。这个估计的准确性大约是RMS $\simeq 4-5%$的大质量物体（$M > 6.5\times 10^{12} M_\odot$）和他的估计偏置低的$\simeq 3-4%$，这可以追溯到气体运动的存在。这意味着，简单的质量…
2012-04-02 astro-ph.CO
Observational Evidence of the Accelerated Expansion of the Universe
宇宙加速的发现是现代宇宙学最重要的发展之一。13年前的观测表明，Ia型超新星在减速宇宙中显得更加暗淡，随后又进行了一系列涉及星系和星系团以及宇宙微波背景的独立观测，所有这些都指向同一个方向：我们似乎生活在一个扁平的宇宙中，其膨胀目前正在经历加速阶段。在本文中，我们回顾了各种观测证据，其中大部分是在过去十年中收集的，以及目前正在收集数据或准备中的项目所期望的改进。
2012-04-24 astro-ph.CO
Observational Comparison of Star Formation in Different Galaxy Types
星系覆盖了广泛的质量和恒星形成历史。在这篇综述中，我总结了一些常见星系类型的演化关键特征。在高质量的一端，观察到非常快速，有效的早期恒星形成，伴随着强烈的浓缩和后来的静止，很好地描述了缩小的场景。在中等质量区域，早期类型的星系可能仍然在低质量环境中或通过湿合并恢复活力时表现出活动。在晚型星系中，我们发现了连续的，虽然变星形成超过哈勃时间。在矮区，观察到从爆发活动到静止的广泛性质。一般来说，随机性在这里占主导地位，恒星形成率和效率往往很低。形态类型及其恒星形成特性与环境有关。
2010-09-07 astro-ph.CO
An observational detection of the bridge effect of void filaments
空丝的桥效应是Park & Lee（2009 b）创造的一个短语，用来解释在数值实验中发现的空星系的光度和它们的主丝的平直度之间的相关性。他们的数值发现意味着，一个直的空丝提供了一个狭窄的通道，有效地将气体和物质粒子从周围环境输送到空星系中。通过分析Pan等人（2012）构建的Sloan空洞目录，我们识别了空洞区域中的平行结构，并确定了每个空洞细丝的具体尺寸，作为其直线度的度量。为了避免Malmquist偏置可能引起的虚假信号，我们只考虑了红移在0=< z <= 0.02范围内的空丝，发现了一个明显的趋势，即位于更直的空丝中的空丝星系平均更亮，这与数值预测定性一致。它还表明，相关性的强度增加的成员星系的数量的空丝，这可以物理上理解的理由是，更拉伸的丝可以连接密集的周围，甚至位于深处的中心部分的空洞的星系。这一观测证据可能为一个令人困惑的问题提供了关键线索，即为什么空星系比壁星系有更高的特定恒星形成率和更蓝的颜色。
2015-11-03 astro-ph.CO
Global and Local Effects of Rotation: Observational Aspects
在本文中，我们讨论了在不同尺度上的宇宙旋转的观测方面。我们显示的结构和它们的大小的角动量之间的依赖关系。目前的观测情况是，星系，他们的对和紧凑的群体有一个非零的角动量。在星系团的质量结构中，我们没有发现这一特征，而在星系团和超星系团中，我们实际上发现了星系取向的排列，并且由于我们实际测量了星系的自转曲线，我们知道星系具有净角动量。这些事实导致的结论是，理论连接星系角动量与其周围的结构是在一定程度上支持的数据。我们表明，在光的星系形成的情况下，这一结果可以解释为潮汐力机制的影响，但它也符合李的模型，星系形成的旋转宇宙。还讨论了宇宙可能的全球旋转的理论和观测方面。
2011-05-31 astro-ph.CO gr-qc
Reviewing the observational evidence against long-lived spiral arms in galaxies
我们回顾了Foyle等人（2011）以前的结果，通过将傅立叶强度相位方法应用于9个星系样本。发现其中两个天体（NGC 628和NGC 5194）具有强烈的双臂图案，为长寿的螺旋提供了积极的证据。只有一个天体（NGC 3627）显示了相反的证据。通过对解析质量图的分析确定，其余物体不能包括在分析中，因为它们属于絮状和多臂类型的螺旋臂，这不是密度波理论所描述的。
2013-10-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Hubble and Shapley - Two Early Giants of Observational Cosmology
20世纪头几十年的观测宇宙学由两个巨人主导：埃德温·哈勃和哈洛·沙普利。哈勃的主要贡献是用大型望远镜对单个星系进行研究和分类，而沙普利最为人所知的是他用更小口径的望远镜对星系群和星系团的研究。
2011-10-11 astro-ph.CO physics.hist-ph
The Evolution of Galaxies: an Infrared Perspective
了解星系的红外辐射对于观测和理论研究星系在星系际介质中的凝聚以及在宇宙时间内气体转化为恒星至关重要。从观测的角度来看，星系内发射的所有光子中约有一半被尘埃颗粒局部吸收，因此有必要对星系的全色发射进行自洽分析，以量化恒星形成和活动星系核活动作为时代和环境的函数。从理论的角度来看，涉及尘埃的物理过程预计将在调节星系中重子的积累及其凝结成恒星的过程中发挥重要作用，其尺度从Mpc到sub-pc不等。所有这些都需要对尘埃、气体和辐射之间的相互作用进行定量分析。在这里，我们审查的进展，其中一些过程的建模。
2010-06-23 astro-ph.CO
High mass star formation in normal late-type galaxies: observational constraints to the IMF
我们使用Halalpha和FUV GALEX数据的大样本附近的对象来研究正常晚型星系的高质量恒星形成活动。使用目前可用的最精确的技术，即巴尔末衰减和总远红外与远紫外线通量比，对数据进行了尘埃衰减校正。该样本显示了高度分散的分布在Halpha到FUV通量比表明，两个最常用的恒星形成示踪剂给恒星形成率的不确定性高达2-3的因素。高色散是由于活动星系核的存在，在那里的紫外线和Halpha发射可以被核活动，高度倾斜的星系，其中所应用的消光校正可能是不准确的，或星爆星系，在恒星形成的历史中所需的转换Halpha和紫外线光度到恒星形成率的平稳性不满意。排除这些对象，我们达到了约50%的SFR的不确定性。Halpha与FUV的流量比随着它们的总恒星质量而增加。然而，如果仅限于正常的恒星形成星系，这种关系会减少到一个微弱的趋势，可能会完全消除使用不同的消光校正配方。在这些天体中，Halpha与FUV的通量比似乎也与FUV-H的颜色、H波段的有效表面亮度、恒星形成活动总量和气体分数几乎没有关系。数据是一致的Kroupa和Salpeter初始质量函数在高质量恒星范围内，并意味着，对于一个Salpeter IMF，斜率的变化不能超过0.25，从g=2.35的大质量星系g=2.60在低光度系统。然而，我们发现，这些观察到的趋势，如果是真的，可能是由于不同的微观历史的恒星形成在大质量星系相对于矮。
2009-10-20 astro-ph.CO
Cosmic Reionization On Computers II. Reionization History and Its Back Reaction on Early Galaxies
我们比较了几组宇宙学模拟宇宙再电离的结果，宇宙再电离计算机（CROC）项目下产生的，与现有的观测数据的高红移Ly-alpha森林和丰富的Ly-alpha发射体。我们发现很好的一致性与观测测量和以前的模拟工作。由于每一组数值参数都有几个独立的实现，我们能够探索宇宙方差对可观测量的影响。我们被迫得出的一个意想不到的结论是，宇宙方差在z>6时异常大，我们的模拟和观测测量（很有可能）仍然没有完全收敛，即使是平均冈恩-彼得森光学深度或体积加权中性分数等基本量。我们还发现，再电离对早期星系或全球宇宙恒星形成历史的影响很小，因为其气体含量受光电离影响的星系首先不包含分子（即恒星形成）气体。特别是，由JWST的星系光度函数的暗端的测量是不太可能提供一个有用的约束再电离。
2014-08-04 astro-ph.CO
Direct observational evidence for a large transient galaxy population in groups at 0.85<z<1
我们介绍我们对0.85<z<1星系群的调查，作为集团环境和演化合作组织（GEEC）的扩展。在这里，我们提出的第一个结果，根据双子座GMOS-S的闪烁和洗牌光谱的七个星系群从光谱确认，扩展XMM探测宇宙。我们总共有100多名确认的小组成员，其中四个小组的成员超过15人。动力学质量估计与X射线光度估计的质量非常一致，大多数星系群的质量都是13<log（Mdyn/Msun）<14. Our spectroscopic sample is statistically complete for all galaxies with Mstar>1E10.1 Msun，而对于蓝色星系，我们采样的质量低至Mstar=1E8.8 Msun。像低红移星系群一样，这些星系都是以红星系为主，所有恒星质量Mstar>1E10.1 Msun。很少有星系群居住在主导周围场的“蓝云”中;相反，我们发现了一个大的，可能是不同的中间颜色星系群。在这些星系群中，存在于低红移处的“绿谷”反而很密集，包含了约30%的星系。这些星系看起来并不是特别多尘的星系，大约有一半显示出突出的巴耳末吸收线。此外，他们的HST形态似乎是中间的红色序列和相同的恒星质量的蓝云星系。我们假设这是一个短暂的种群，从蓝色云迁移到红色序列，恒星形成率以指数时间尺度下降0.6 Gyr< tau < 2 Gyr。它们在星系群中的突…
2011-01-10 astro-ph.CO
Observational constraints on the co-evolution of supermassive black holes and galaxies
在z < ~3时，恒星形成率（SFR）函数和黑洞吸积率（BHAR）函数成正比。SF和BHA之间的这种密切对应关系自然会产生BH质量-星系质量相关性，而BH质量-凸起质量相关性被观察到。为了探索这一明显的矛盾，我们研究了在z=1和现在之间的椭球主导星系的SF。我们使用来自COMBO-17巡天的903个星系，M* > 2 × 10^10M_sun，来自Spitzer和GALEX的紫外和红外SFR，以及来自GEMS HST/ACS成像的形态。使用叠加技术，我们发现所有SF的<25%发生在球状主导星系（Sersic指数n>2.5），而我们所期望的BHAR，如果全球尺度保持三倍高。这就排除了最简单的共同进化图，即SF和BHA总是相互追踪。如果SF和BHA发生在相同的事件中，但在时间上有偏移，例如在合并事件的不同阶段，则可以解释这些结果。然而，人们会期望在早期合并中看到相应的恒星形成活动，这与观测结果相冲突。我们的结论是，SF和BHA的主要事件发生在不同的事件中，大部分SF发生在孤立的磁盘和大多数BHA发生在重大合并。这种明显的全球协同演化是由于银河系椭球体的势阱对BH增长的调节，其中包括来自破裂盘星的主要贡献。
2009-11-01 astro-ph.CO
Does gravity operate between galaxies? Observational evidence re-examined
1A型超新星的红移和光度通常与当前的范式相吻合，该范式认为星系在膨胀度规中是局部静止的。除非膨胀在加速，否则这种拟合是失败的;也许是由“暗能量“驱动的。星系的衰退是由于引力而减慢，还是由于某种排斥力而加速？为了阐明这一问题，我们在忽略引力效应的笛卡尔坐标系中重新分析了1A型超新星的红移和视星等。红移归因于相对论性的多普勒效应，它给出了光发射时的后退速度;如果这没有改变，到达的距离和光度立即随之而来。这个简单的概念与观察结果惊人地吻合。看来星系以不变的速度后退，所以在最大尺度上没有明显的星系际力。对星系际力明显不存在的原因进行了讨论。那里没有引力也没有暗能量。
2011-01-01 astro-ph.CO gr-qc
Observational insights on the formation scenarios of giant low surface brightness galaxies
巨大的低表面亮度星系（gLSBG）的磁盘半径高达130 kpc的当前公认的理论的星系形成和演化的挑战，因为它是很难建立这样的大型动态冷系统通过合并保持扩展的磁盘。根据俄罗斯SAO RAS 6-m BTA望远镜的长缝光谱观测结果、地面测光和文献中的HI数据，对7 gLSBG样品进行了深入的研究。我们的研究表明，大多数gLSBG不偏离Tully-Fisher关系。我们在这7个星系中的2个星系中发现了紧凑的椭圆（cE）卫星。如果gLSBG和cE的统计频率较低，则机会对齐是不可能的，因此可以表明gLSBG和cE在进化上是相关的，并提供了支持主要合并形成情景的证据。还讨论了gLSBG的其他形成途径。
2021-12-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Magnetic fields in elliptical galaxies: an observational probe of the fluctuation dynamo action
涨落发电机被认为在磁化星系演化中起着至关重要的作用，在$\sim0.01~$ Gyr中饱和，因此可能作为大规模发电机的种子。然而，在银河系环境中的波动发电机行动的明确的观测确认仍然失踪。这是因为，在旋涡星系中，很难区分由波动发电机产生的小尺度磁场和由大尺度磁场纠缠产生的磁场。我们认为，观测椭圆星系中的磁场将直接探测涨落发电机作用。这是由于在椭圆星系中，由于缺乏显著的旋转，传统的大规模发电机是缺席的，波动发电机负责控制磁场强度和结构。通过考虑Ia型超新星爆炸注入的湍流和冷却流可能的磁场放大，我们估计了静止椭圆星系中$0.2~-~1 \,μ{\rm G}$的预期磁场强度。我们使用星系形成的半解析模型来估计磁场强度的分布和红移演化，初步发现磁场强度随红移的减小而减小。我们分析了一个样品的无线电源，表现出的莱恩-加灵顿（LG）的效果（无线电极化不对称的射流）和推断磁场强度之间的$0.14~-~1.33 \,μ{\rm G}$均匀的热电子密度和$1.36~-~6.21\,μ{\rm G}$之间的热电子密度以下的国王配置文件。我们研究了测量椭圆星系磁场饱和状态的观测技术，重点是法拉第RM网格，LG效应，同步辐射和引力透镜，为未来的经验分析找到有吸引力的前景。
2020-12-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Characterizing Ultraviolet and Infrared Observational Properties for Galaxies. I. Influences of Dust Attenuation and Stellar Population Age
红外-紫外光度比与紫外颜色之间的相关性，即IRX-UV关系，被认为是校正河外尘埃衰减的普遍方法。然而，在正常星系中发现的这种关系相当分散，使其可用性变得复杂。为了探讨色散的原因，本文选择了五个邻近的旋涡星系，并结合紫外和红外成像数据对每个星系进行了空间分辨研究。我们测量每个星系内的所有位置，并将提取的区域划分为年轻和进化的恒星星族。通过这种方法，我们试图发现尘埃衰减和恒星星族年龄对单个星系IRX-UV关系的单独影响。在这项工作中，除了尘埃衰减，恒星星族年龄被解释为另一个参数的IRX-UV函数，和恒星形成历史的多样性，建议分散年龄的影响。与此同时，强有力的证据表明，在解释观测数据时需要更多的参数，如衰减/消光定律的变化。不同组分对星系积分亮度的分数贡献表明，对不同星族的星系进行积分测量会减弱年龄参数对IRX-UV图的影响。IRX-UV关系对星系的光度和径向距离的依赖性呈现出微弱的趋势，这提供了选择性效应的暗示。的二维地图的紫外线的颜色和红外-紫外线的比例显示，并显示在星系中的两个参数之间的空间分布的差异，这提供了一个空间的解释的IRX-UV关系的散射。
2012-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Observational and theoretical constraints on the formation and early evolution of the first dust grains in galaxies at 5 < z < 10
第一代恒星诞生于大爆炸后数亿年。这些恒星合成了比H和He重的元素，这些元素后来被驱逐到星际介质中，引发了金属的上升。在这种富集的介质中，形成了第一批尘埃颗粒。这一事件在宇宙学上对分子的形成至关重要，因为尘埃通过冷却低金属含量的恒星形成云起着重要作用，这些云可以分裂成较低质量的恒星。收集这些第一个尘埃颗粒的信息是困难的，因为大距离和低尘埃质量的负面联盟。我们结合星系在红移5 < z < 10的观测信息来限制它们的尘埃排放，并从理论上理解尘埃周期的第一个演化阶段。光谱能量分布（SED）与CIGALE和物理参数及其演变进行了建模。从这个SED拟合，我们建立了一个尘埃排放模板，这个人口的星系在再电离的时代。我们的新模型解释了为什么一些早期星系被观测到，而另一些则没有。我们及时跟踪超新星形成的第一个颗粒，后来被其他超新星爆炸摧毁，并在环星系和星系际介质中排出。我们已经找到了宇宙中第一批尘埃颗粒形成的证据。但是，最重要的是，这封信强调了收集更多数据和开发新设施的必要性，以进一步限制星系中再电离时代的尘埃循环。
2020-02-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dwarf galaxies in CDM and SIDM with baryons: observational probes of the nature of dark matter
我们提出了第一个宇宙学模拟的矮星系，其中包括暗物质自相互作用和重子。我们研究了两个矮星系内的冷暗物质，和四个不同的弹性自相互作用的情况下，恒定和速度依赖的横截面，在隐藏的暗物质部门的一个新的力量的动机。我们的最高分辨率模拟的重子质量分辨率为$1.8\times 10^2\,{\rm M}_\odot$，在$z=0$的引力软化长度为$34\,{\rm pc}$。在这第一项研究中，我们主要集中在制度孤立的矮星系与晕质量$\sim10^{10}\,{\rm M}_\odot$暗物质动态占主导地位，即使在次千秒差距尺度。我们发现，虽然这种规模的星系的全球性的影响最小的允许自相互作用，其内部结构的变化显着，如果横截面是足够大的内部次千秒差距区域内。在这些暗物质占主导地位的系统中，自散射将恒星分布的形状与暗物质分布的形状联系在一起。特别是，我们发现恒星的核心半径是密切相关的暗物质核心半径产生的自相互作用。与冷暗物质的情况相比，暗物质碰撞导致矮星系具有更大的恒星核心和更小的恒星中心密度。在前一种情况下，$1\,{\rm kpc}$内的中心金属丰度也大至$\sim 15\%$。我们的结论是，质量分布，并在矮星系的中心恒星的特性，可以潜在地用于探测自相互作用的暗物质的性质。
2014-09-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxies as simple dynamical systems: observational data disfavor dark matter and stochastic star formation
银河系被观察到是简单的系统，但宇宙学的标准模型（SMoC）暗示了由暗物质晕上的动力学摩擦驱动的偶然合并历史。本文对SMoC进行了检验，结果表明，如果SMoC成立，则双星矮星系定理与观测数据相矛盾，动力学摩擦在星系布居中的作用不明显。这一结论的一致性检验来自卫星星系的显著各向异性分布。另外，由于SMoC长期以来的失败，它对观测到的宇宙的描述可能小于10^-4%，这对基础物理学的影响是，奇异的暗物质粒子并不存在，因此，在星系尺度上以及更远的尺度上，有效的引力物理学应该是非牛顿/非爱因斯坦的。这些数据意味着Milgrom发现的标度不变动力学是弱场星系的一个很好的描述。对星系中恒星星族的观测表明，星系范围内的IMF（IGIMF）随恒星形成速率而变化，而恒星形成的随机描述与数据不一致。对星系天体物理学的这种理解的一个结果是，大多数矮卫星星系是在星系-星系相遇中形成的潮汐矮星系，它们遵循质量-金属丰度关系，星系合并是罕见的，沉浸在外部势中的星系在物理上比孤立的星系大，恒星形成星系形成一个主要序列。提供了八个预测，这将使这里提出的概念进行测试。一个非常保守的、没有冷暗物质和暖暗物质的宇宙学模型可能会从这些考虑中产生。
2015-02-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Observational selection effects and the M-sigma relation
我们研究的可能性，观察到的黑洞质量和宿主星系恒星速度色散之间的关系（M-西格玛关系）是由观测选择效应，检测的黑洞的影响范围小于望远镜的分辨率的难度偏置。特别是，我们严格调查最近的索赔，M-西格玛关系只代表了一个给定的速度色散的星系中的黑洞质量的广泛分布的上限。我们发现，这一假设可以拒绝在一个高的置信水平，至少对于早期型星系相对较高的速度色散（中位数268公里/秒），包括我们的大部分样本。我们还描述了一个一般程序，将观测选择效应的估计的M-西格玛关系的属性。应用这个程序，我们发现的结果是一致的，与早期的估计，没有考虑到选择的影响，虽然有较大的误差线。特别是，（i）的宽度的M-西格玛关系没有显着增加;（ii）的斜率和归一化的M-西格玛关系没有显着改变;（iii）大多数或所有的明亮的早型星系包含中心黑洞在零红移。我们的结果可能不适用于晚型或小星系，这在我们的样本中没有很好的代表性。
2011-06-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modelling the host galaxies of binary compact object mergers with observational scaling relations
致密双星的合并率、密度演化及其宿主星系的性质为理解引力波的来源提供了重要的信息。在这里，我们提出了galaxyRate，一个新的代码，估计合并率密度的二进制紧凑的对象和它们的宿主星系的属性，基于观测的标度关系。我们根据星系恒星质量函数生成我们的合成星系。我们根据质量-金属丰度关系（MZR）和基本金属丰度关系（FMR）估计金属丰度。此外，我们考虑到星系合并和星系的性质的演变，从形成的合并的二进制紧凑的对象。我们发现，合并率密度的变化显着依赖于恒星形成星系的主序星的选择，特别是在双黑洞（BBHs）和黑洞中子星系统（BHNS）的情况下。如果我们假设MZR相对于FMR，BBH和BHNS的合并率密度的斜率更陡，因为后者预测金属丰度随红移的降低更浅。相比之下，双星中子星（BNS）只受到星系主序和金属丰度关系的轻微影响。总的来说，BBH和BHNS倾向于在低质量的贫金属星系中形成，并在高质量的富金属星系中合并，而BNS则在大质量星系中形成和合并。我们预测，被动星系的主机至少约5- 10%，约15- 25%，约15-35%的所有BNS，BHNS和BBH合并在本地宇宙。
2022-09-28 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Observational evidences of the Yukawa Potential Interacting Dark Matter
最近在星系和星系团中的观测表明，暗物质密度分布呈现核状结构，这与无碰撞冷暗物质的数值模拟结果相矛盾。另一方面，已经表明，冷暗物质粒子通过汤川势相互作用可以自然地解释矮星系的核心。本文利用汤川势相互作用的暗物质模型，分别在星系和星系团尺度上导出了两个简单的标度关系式，它们与观测结果吻合得很好。此外，在我们的模型中，力载体和暗物质粒子的质量可以受到观测数据的约束。
2013-04-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Observational detection of correlation between galaxy spins and initial conditions
通过潮汐张量扭曲，可以从早期宇宙的初始条件预测星系的自旋。在模拟中，它们的方向在整个宇宙时间中都保持得很好，与角动量守恒的预期一致。利用$\sim 3 σ$方法对观测到的星系角动量方向与由SDSS星系位置重建的初始密度场预测的相关性进行了探测。探测是由星系动物园分类为（逆）顺时针方向的一组螺旋星系驱动的，从MaNGA和SAMI调查中增加星系得到了适度的改进。这是第一次对定向星系自旋方向的探测，它开辟了一种利用星系自旋测量来探测早期宇宙基本物理的方法。
2020-03-10 astro-ph.CO 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
Observational rotation curves and density profiles vs. the Thomas-Fermi galaxy structure theory
星系结构的费米子-费米方法自洽地确定了给定分布函数f（E）的费米暖暗物质（WDM）引力势。这个框架适用于宏观量子系统：中子星，白矮星和WDM星系。致密的矮星系遵循量子简并制度，而稀释和大星系的经典玻尔兹曼制度。得到了晕半径rh、质量Mh和相空间密度等主要星系星等的解析标度关系。大量星系的观测数据都很好地再现了这些理论标度关系。对于紧凑型矮星，我们的结果表明，由于量子宏观效应的标度小的偏差。我们对比的理论曲线的圆速度和密度剖面的观测。所有这些结果都不依赖于任何WDM粒子物理模型，它们只遵循WDM粒子的引力相互作用和它们的费米性质。理论旋转和密度曲线很好地再现了从5 × 10 ^9 Msun到5 × 10 ^{11} Msun的10组不同的独立星系质量数据的观测结果。我们的归一化圆速度曲线是所有星系的r/r_h的普适函数，并且很好地再现了r < r_h时的观测曲线。结论：费米子-费米子方法正确地描述了星系的结构。
2014-05-16 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Observational tests in scale invariance I: galaxy clusters and rotation of galaxies
本文提出用基于新增基本对称性的尺度不变理论解释星系团、星系旋转和银河系垂直运动中的速度超出，并由 Dirac 测地线方程导出修正牛顿方程，在多个天体物理系统中验证了理论与观测的一致性。
2024-05-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Search for Satellite Galaxies of Nearby Star-Forming Galaxies with Resolved Stars in LBT-SONG
我们目前的结果，从解决恒星星族搜索矮卫星星系附近的6个（D $<5$ Mpc），亚银河系的质量主机使用深（$m\sim27$马格）光学成像的大双筒望远镜。我们进行图像模拟，以量化我们的检测效率在很大范围内的亮度和大小的矮星，并开发一个快速的基于目录的仿真器，其中包括未解决的光度混合的治疗。我们没有发现新的矮星卫星，但我们恢复了两个以前已知的矮星（DDO 113和LV J1228+4358）与$M_{\text{V}}<-12$，躺在我们的调查体积。我们预览了一个新的理论框架，使用解析概率分布函数来预测卫星光度函数，并将其应用于我们的样本，发现我们预测的经典矮星和暗矮星（$M_{\text{V}}\sim-7.5$）比我们在观测样本中发现的少一个（即，观察样本略微头重脚轻）。然而，观测样本（2）中的矮星总数与理论预期非常一致。有趣的是，DDO 113显示出环境淬灭的迹象，LV J1228+4358则是潮汐干扰，这表明低质量宿主可能比以前认为的更严重地影响它们的卫星。
2021-08-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Reproducing the Stellar Mass/Halo Mass Relation in Simulated LCDM Galaxies: Theory vs Observational Estimates
我们用完全宇宙学的LCDM高分辨率SPH + N-Body模拟方法研究了一个新的模拟场星系样本的当前恒星-晕质量比（SHM）随晕质量的变化，这些模拟包括对金属线冷却、尘埃和自屏蔽、H2基恒星形成和超新星驱动气体外流的显式处理。这18个模拟的晕的质量从10^8的几倍到近10^12太阳质量不等。在z=0时，我们模拟的星系具有场星系典型的重子含量和形态。在2.2 x 10^3到4.5 x 10^10太阳质量的恒星质量范围内，我们发现模拟中的SHM比率与Moster等人（2012）提出的统计Abstraction Matching Technique的当前预测非常一致。与过去的模拟相比，这种改进是由于许多系统因素，每个因素都降低了SHM比率：1）气体流出，降低了整体SF效率，但允许形成冷气体成分2）使用人工观测和类似于观测中使用的测光技术估计模拟星系的恒星质量3）考虑系统，由于忽略了宇宙时间内的重子损失，在仅使用DM的模拟中，总晕质量被高估了30%。我们的分析表明，基于光度星等的恒星质量估计可能会低估旧恒星星族对总恒星质量的贡献，导致单个星系的恒星质量误差高达50%。这些结果强调了使用适当的技术来比较模拟与观测的重要性，并减少了星系形成模型和真实星系中恒星形成效率之间的紧张关系。
2012-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Physical properties of galaxies: toward a consistent comparison between hydrodynamical simulations and SDSS
我们研究了应用观测技术来获得模拟星系的属性的影响，目的是在观测和模拟之间进行无偏的比较。在我们的研究中，我们使用了15个星系在宇宙学背景下使用三种不同的反馈和化学富集模型进行模拟，并将它们的z=0属性与斯隆数字巡天（SDSS）的数据进行了比较。我们表明，直接从模拟中获得的物理性质，而无需后处理，可以是非常不同的模仿观测技术。为了给模拟器提供一种方法来可靠地比较他们的星系与SDSS数据，对于我们研究的每个物理属性-颜色，星等，气体和恒星金属丰度，平均恒星年龄和恒星形成率-我们给出了尺度关系，可以很容易地应用于从模拟中提取的值。这些标度一般有很高的相关性，除了星系平均恒星年龄和气体氧金属丰度。我们模拟的星系在光度上与蓝云/绿谷中的星系相似，但一般来说，与SDSS中的大多数螺旋星系相比，它们看起来更老，更被动，金属含量更低。由于仔细评估与观测的一致性/不一致性是流体动力学代码中重子物理学的主要测试，我们的研究表明，在推导星系属性时考虑观测偏差对于决定星系形成模型的失败/成功至关重要。
2016-07-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Properties of Fossil Groups of Galaxies
本文从理论和观测两个方面综述了化石群和化石簇的形成和演化。在光学波段，这些系统由中央星系的光主导。它们被解释为旧系统，有足够的时间将所有M* 星系合并到中央星系中。在过去的二十年里，许多观测研究被用来证明化石系统的古老和松弛状态。这些研究中的大多数，跨越了广泛的主题，包括晕全球尺度关系，动力学子结构，恒星星族，星系光度函数，似乎挑战这一情况。通过回顾所有的观测工作，我们可以得到一个总体的结论：化石的状态可能是过渡性的。事实上，在化石系统中观察到的大幅度差距的形成可能与内部过程有关，而不是一个古老的形成。
2021-06-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Co-evolution of Galaxies and Central Black Holes: Observational Evidence on the Trigger of AGN Feedback
对类星体周围的扩展发射线区（EELR）进行了全面的分析。新的Subaru/Suprime-Cam观测与文献检索相结合，导致汇编了81个EELR测量的类型1和类型2类星体与相关的活动星系核（AGN）和宿主星系的属性。发现EELR现象与爱丁顿比有明显的相关性，爱丁顿比将EELR与活动星系核辐射相关性的主成分1（PC 1）或特征向量1联系起来。我们还发现，EELR是优先与富含气体，大质量的蓝色星系。它支持的想法，EELR创建的主要决定因素是气体的可用性和气体可能带来的星系合并触发当前的恒星形成以及活动星系核活动，也给出了一个解释的事实，即最明亮的EELR周围发现的射电大声源与低爱丁顿比。综合所有的观测结果，我们认为EELR类星体在星系颜色-恒星质量图上占据了绿色山谷的蓝色角落，即活动星系核区域。一旦一个星系被推到这个角落，激活的活动星系核将通过能量注入星际气体而产生EELR，并最终将其吹走，导致恒星形成淬火。研究结果为活动星系核反馈过程的存在提供了证据，该反馈过程可能在星系和中心超大质量黑洞的共同演化中起主导作用。
2012-03-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy pairs in The Three Hundred simulations: a study on the performance of observational pair-finding techniques
近距离星系对在文献中被广泛研究，作为理解星系相互作用和合并的一种方式。在观测中，它们通常通过在天空中设置最大距离和沿视线的速度来定义，并在这些范围内找到星系。然而，当观察天空时，投影效应会通过创建物理距离不近的虚假对来影响结果。在这项工作中，我们模仿这些观测技术，在三百模拟星系团中找到配对。星系的3D坐标被投影到2D中，其中包括哈勃流的视线速度。根据它们的3D分离是否在2D空间限制内，将找到的对分类为“好”或“坏”。我们发现，好对的分数可以在30%和60%之间，这取决于观察中使用的阈值。研究对成员星系之间的可观测属性的比率，我们发现，如果给定的一对星系的质量比低于0.2，金属丰度比高于0.8，或颜色比低于0.8，则一对星系“好”的可能性可以增加约40%，20%和30%。此外，形状和恒星与晕的质量比分别低于0.4和0.2，可以增加50%至100%的可能性。这些结果表明，这些属性可以用来增加在观测星系团及其环境中找到好对的机会。
2022-08-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
The MOG Weak Field approximation II. Observational test of Chandra X-ray Clusters
我们应用弱场近似极限的协变标量张量矢量引力（STVG）理论，所谓的调制引力（MOG），星系团的动力学只使用重子物质。弱场近似下的MOG有效引力势由吸引的牛顿项和排斥的Yukawa项组成，并带有两个参数$α$和$μ$ .用预测的星系自转曲线拟合观测数据，得到了这些参数的数值，得到了最佳拟合结果：$α= 8.89 \pm 0.34$和$μ= 0.042\pm 0.004$ kpc $^{-1}$ ~ \cite{rah13}。我们扩展到星系团的观测测试这一理论，使用数据的电离气体和附近的星系团的温度分布由钱德拉X射线望远镜。利用MOG团簇维里定理，我们比较了11个团簇的观测和理论质量分布。星系团内部的理论质量分布超过了观测数据。然而，星系团内部的观测数据（即，$r<0.1 r_{500}$）是分散的，但在大于$\sim 300$ kpc的距离处，观察到的和预测的质量分布收敛。我们的结果表明，MOG作为一个修改的引力理论是兼容的观测数据从太阳系到兆秒差距尺度，而不调用暗物质。
2014-06-07 astro-ph.CO gr-qc hep-th
