Composite Bulges: The Coexistence of Classical Bulges and Disky Pseudobulges in S0 and Spiral Galaxies
我们研究了9个S 0-Sb星系（光度）由两个不同的组件的凸起。外部组件是一个扁平的、运动学上很酷的盘状结构：一个“盘状假凸起”。嵌入内部的是一个更圆的、运动学上热的球体：一个“经典的凸起”。这表明，伪核球和经典核球并不是相互排斥的：有些星系两者都有。盘状假隆突几乎总是具有指数盘（刻度长度= 125-870 pc，平均$\sim 440$ pc），具有与盘相关的子成分：核环、棒和/或旋臂。它们占星系恒星质量的11-59%（平均PB/T = 0.33），恒星质量为$\sim 7 \times 10^{9}$ - $9 \times 10^{10} M_{\odot}$。经典核球部分的Sersic指数为0.9-2.2，有效半径为25-430 pc，恒星质量为$5 \times 10^{8}$ - $3 \times 10^{10} M_{\odot}$（通常小于星系恒星质量的10%，平均B/T = 0.06）。经典的凸起显示旋转，但比盘状伪凸起运动学热。三个系统的动力学模拟表明，速度频散是各向同性的经典隆起和赤道偏置的盘状伪隆起。在质量-半径和质量-恒星质量密度平面中，经典凸起分量遵循由椭圆和（较大的）经典凸起定义的序列。盘状的伪凸起也落在这个序列上;它们比类似质量的大尺度盘更紧凑。虽然一些经典的球核相当紧凑，但它们在大小和质量上都与核星团不同，并且至少在两个星系中与核星团共存。由于这项…
2014-11-10 astro-ph.GA
The resonant nature of tidal stirring of disky dwarf galaxies orbiting the Milky Way
使用N体模拟，我们研究的潮汐演化最初盘状矮星系轨道银河系一样的主机，一个过程中已知的导致形成矮球状星系。我们专注于矮星系盘的角动量相对于轨道的方向的效果，并找到非常强的依赖于这个参数的演化。我们考虑四个不同的方向：完全相反，完全逆行和两个中间的。潮汐演化在正逆轨道上最强，在正逆轨道上最弱。在这种情况下，恒星组成部分形成了一个强大的酒吧，并保持扁长，直到模拟结束，而它的旋转很快被恒星的随机运动所取代。在逆行的情况下，矮星仍然是扁球形，不形成一个酒吧和失去旋转非常缓慢。在盘的中间取向的两种情况下，演化是在两个极端之间，表明对倾角的单调依赖性。我们解释的结果之间的共振的角速度的恒星在矮星和它的轨道运动通过比较模拟半解析预测的测量。我们的结论是共振效应是盘状矮星系潮汐演化的最重要机制。
2015-08-05 astro-ph.GA
Evolutionary tracks of tidally stirred disky dwarf galaxies
利用无碰撞N体模拟，我们研究了银河系大小的宿主星系中晚型旋转支撑矮星的潮汐演化。我们的研究集中在各种各样的矮轨道配置和初始结构。在演化过程中，盘状矮星经历了强烈的质量损失，恒星盘转变为球状体，旋转被恒星的随机运动所取代。因此，晚型的祖先被转化为早期型的矮星所设想的潮汐搅拌模型的矮球状（dSph）星系的形成在本地集团。我们确定的光度学性质的矮星，包括总的视觉星等，半光半径和中央表面亮度，因为它们将被测量的观测者在银河系中心附近。特别强调的是也放在研究他们的运动学和形状。我们表明，测量值是有偏见的一些观测效果，包括增加的角度的观测锥附近的轨道近心点，事实上，远离近心点的潮汐尾巴通常是沿着视线方向，以及事实上，对于大多数的演变的恒星组成部分的矮星是三轴椭球体的主轴翻滚相对于视线。最后，我们比较了模拟的矮星系的本星系群中的矮星系的测量属性。矮星在不同参数平面上的演化轨迹以及它们不同性质之间的相关性，特别是总星等和表面亮度，强烈表明当今的dSph星系可能确实是由潮汐搅动情景所提出的晚型祖先形成的。
2011-07-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark satellites and the morphology of dwarf galaxies
LambdaCDM宇宙学模型最强有力的预测之一是围绕所有类型星系运行的暗卫星的存在。在这里，我们专注于这样的卫星对盘状矮星系的动力学效应，并证明这些遭遇可以是戏剧性的。虽然M_sat > M_d的合并并不常见，但由于较低的重子含量，它们在矮尺度上比L_*-星系更频繁地发生。作为一个例子，我们提出了一个数值模拟的20%（维里）的质量比合并之间的暗卫星和一个盘状矮星（类似于天炉座矮星系的光度），这表明合并残留物有一个球状形态。我们的结论是，暗卫星的扰动提供了一个合理的路径形成的dSph系统，也可能引发恒星爆发在富含气体的矮星系。因此，从盘状到通常是无定形的、不规则的或球状的矮星形态的转变，可能是迄今无法观测到的暗卫星动态加热的自然结果。
2012-06-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Estimating masses of dwarf spheroidal galaxies
精确测量以暗物质为主的矮球状星系的质量对于检验结构形成理论具有重要意义。我们使用$N$体模拟的潮汐演化的矮星系绕银河系产生模拟运动学数据集，并使用它们来测试一个简单的质量估计沃尔夫等人提出的可靠性。最初盘状矮星系嵌入在一个暗物质晕的演变被跟踪为10 Gyr上一个相当紧的轨道。在大约一半的时间后，一个矮球状星系形成，它保留了一些残余的旋转和非球形的形状。我们沿每个主轴观测三轴星系，测量它的半光半径和视线速度色散，并用它们来估计质量。我们发现，质量是显着高估时，矮星被认为是沿着最长轴的恒星组件和低估时，沿最短轴观察。我们提供了一个公式，量化的系统误差的估计质量相对于真实的星系形状和视线的函数。
2014-08-22 astro-ph.GA
Star formation quenching imprinted on the internal structure of naked red nuggets
大质量星系的形成和聚集过程是两个阶段的结合：初始的原位主导阶段和随后的离原位主导演化阶段。因此，分离这两种贡献对于理解大质量晕中的重子循环至关重要。最近发现的所谓的裸红块，星系的捷径离地阶段保留其原始属性，人口提供了一个独特的机会，详细研究恒星形成的大质量星系没有后来吸积的混淆影响。我们调查的空间分辨恒星形成历史的12个裸露的红块。我们测量它们的径向光分布，恒星形成率和中心密度如何随时间演变。我们发现，在形成恒星的过程中，红块逐渐变得更加集中，在淬灭时达到最大浓度。在被淬灭之后，它们继续以更像圆盘的结构形成恒星。我们的测量结果表明，超大质量黑洞和宿主星系以自我调节的方式增长质量，直到达到特征Mbh/Mhalo。一旦黑洞的质量足够大，红块就会熄灭并离开恒星形成的主序星。而在主序中，红块以大致恒定的恒星形成速率演化。这可以解释恒星形成主序列的散射高达~0.3 dex，以及在早期宇宙中观察到的更高的归一化。因此，我们的研究结果表明，主要序列是由人口的星系在不同的演化阶段，因此，分散是由于长期的过程。
2019-05-31 astro-ph.GA
The Carina Project. X. On the kinematics of old and intermediate-age stellar populations
我们提出了新的径向速度（RV）的测量老（水平分支）和中间年龄（红团）的船底座矮球体的恒星示踪剂。它们基于VIMOS在VLT收集的2，200多个低分辨率光谱。目标很微弱（20<V<21.5等），但在最微弱的极限下的精度<9公里/秒。这些数据与RV测量值进行了补充，RV测量值是基于在VLT使用FORS 2和FLAMES/GIRAFFE收集的光谱或文献中提供的光谱。我们最终得到了2748颗恒星的样本，其中1389颗是船底座候选恒星。我们发现，中间年龄的恒星组件显示出一个很好的定义围绕短轴旋转模式。与主RV峰相比，星系的西侧和东侧分别相差+5和-4 km s-1。老恒星的组成部分的特点是由一个较大的RV色散，并没有表现出RV模式的证据。我们将观察到的RV分布与围绕巨大MilkyWay星系的前盘状矮星系的N体模拟进行了比较（Lokas et al. 2015）。我们将模拟星系相对于长轴旋转60度，我们将观察者保持在矮星的轨道平面上，并提取了与观察到的恒星相似的恒星样本。观测到的和预测的Vrot/σ比值在整个中部地区是非常一致的。这些证据表明船底座是一个盘状矮星系，与银河系经历了几次强烈的潮汐相互作用。由于这些相互作用，船底座从盘状转变为长球体，旋转速度转变为随机运动。
2016-07-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dark influences: imprints of dark satellites on dwarf galaxies
在当前的$Λ$ CDM宇宙学模型的背景下，小的暗物质晕是丰富的，矮星系的卫星预计将主要是黑暗的。由于低质量星系具有较小的重子分数，与这些卫星的相互作用可能会留下特别引人注目的印记。我们揭示了这些暗卫星中最大的影响盘状矮星系和可能的动力学和形态的转变，从这些相互作用的结果。我们使用一套精心设置的，受控的孤立矮星系模拟。主矮星系在暗物质晕中只有一个恒星盘，而次矮星系则完全没有重子。我们改变盘质量，晕浓度，初始盘厚度和卫星轨道倾角。盘状矮星系被加热和破坏，由于轻微的合并事件，更极端的卫星盘质量比高，形态和运动学显着改变。此外，对于不太集中的晕，轻微的合并可以完全摧毁盘，留下一个低光度的类球状星系。我们的结论是，矮星系是非常容易受到干扰的暗星系，即使是一个轻微的合并事件可以显着破坏和改变的结构和运动学的矮星系。这一过程可能被看作是矮球状星系形成的一个新通道。
2014-11-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Formation of N-rich field stars in the high-density building blocks of the Galactic bulge
最近APOGEE对银河系核球的观测研究表明，大约1%的核球星具有相当高的氮丰度（[N/Fe]>0.5）。在这里，我们数值研究了这些富氮星（NRS）在什么样的物理条件下可以在恒星质量为10^7-10^9 M_sun的球形和盘状恒星系统中形成，这些恒星是核球的基石。主要结果如下。如果被渐近巨星分支星喷出物污染的星际介质中的气体质量分数（f_g）较低（< 0.03），那么在恒星系统中，大部分（>0.5）的新恒星可以具有>0.5的[N/Fe]。如果系统的平均恒星密度（rho_s）大于0.1 M_sun/pc ^[3]，则在恒星形成的0.5 Gyr时间尺度内，NRS在所有恒星中的质量分数（f_nrs）可以大于1%。[N/Fe]分布依赖于宿主恒星系统的rho_s、f_g和年龄分布。NRS在其宿主系统内具有紧凑和盘状的空间分布，并具有旋转运动学。基于这些结果，我们认为绝大多数核球的NRS不是来自球状星团（GC），而是来自其高密度的积木。我们认为，银河系恒星晕中的NRS与核球中的NRS具有相同的起源。我们还认为，低密度的矮球状体和富含气体的矮星不太可能形成NRS。GC不仅是NRS的形成场所。
2019-10-14 astro-ph.GA
The stellar structure and kinematics of dwarf spheroidal galaxies formed by tidal stirring
利用高分辨率的N体模拟，我们研究的恒星性质的矮球状星系的潮汐引起的形态改造的盘状矮星的宇宙学动机的偏心轨道上围绕银河系。矮星系模型最初由一个指数恒星盘嵌入在一个扩展的球形暗物质晕。根据盘相对于轨道平面的初始取向，获得不同的最终构型。进化程度最低的侏儒是三轴的，并保留了大量的旋转。更进化的矮星是几乎不旋转的长球体。我们表明，恒星的最终密度分布可以近似由一个简单的修改的普卢默定律。的矮星的运动学是显着不同的视线，这具有重要意义的映射所观察到的恒星速度分散的矮星subhalo圆速度。当矮星沿长轴观测时，测得的速度色散更高，并随半径减小得更快。在旋转显著的情况下，当垂直于长轴观察时，检测到短轴旋转的影响，正如三轴系统所预期的那样。我们通过求解球面和轴对称系统的Jeans方程并调整不同的自由参数，模拟了矮星的速度色散曲线和旋转曲线。我们发现，质量通常被高估时，矮星是沿着长轴和低估时，观察是沿着短轴或中间轴。然而，非球形的影响不能使推断的质量在任何一个方向上偏离60%以上，即使是最强烈的剥离矮星，也就是接近破裂的矮星。
2009-11-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy and Mass Assembly (GAMA): merging galaxies and their properties
我们导出了GAMA巡天中-23 < M（r）< -17，0.01 < z < 0.22的星系的密偶分数和体积合并率作为光度和形态的函数。在所有光度下，合并分数约为0.015（假设有1/2的对合并），体积合并率约为0.00035每立方Mpc每Gyr。干合并（红色或球状星系之间）是不常见的，并随着光度的降低而减少。在蓝色或盘状星系之间，较模糊的合并是湿的。湿合并（每种类型之一）遵循干合并和湿合并的平均值。在较亮的光度区间（-23 < M（r）< -20），合并率的演变是平坦的，与颜色或形态无关。由于z = 0.2，合并种群的构成没有改变。主要合并和干合并在过去2 Gyr的红色序列的建立中显得相对不重要。我们比较的颜色，形态，环境密度和活动程度的星系对那些更孤立的物体在同一体积。紧密成对的星系团倾向于更红，并且略以球状为主。这可能是由于在当前交互之前的多个先前通道中的“骚扰”。星系对似乎并不喜欢密度大得多的环境。与相同体积的其他星系相比，没有证据表明活动星系核的成对部分有所增强。
2014-07-18 astro-ph.GA
The effect of non-sphericity on mass and anisotropy measurements in dSph galaxies with Schwarzschild method
在我们以前的工作中，我们证实了球对称史瓦西轨道叠加方法恢复球形矮星系的质量和速度各向异性配置文件的可靠性。在这里，我们调查的影响，其应用程序本质上非球形物体。为了这个目的，我们使用一个模型的矮球状星系形成的一个主要合并的两个盘状矮星的数值模拟。合并残余物的恒星成分的形状是轴对称和长扁长的，这使我们能够识别和测量沿不同方向，特别是最长和最短的主轴观测球状星系所造成的偏差。建模是基于模拟数据产生的残余，是观测提供的矮星：投影位置和视线速度的恒星。为了获得一个可靠的工具，同时保持参数的数量低，我们参数化的总质量分布作为一个半径依赖的质光比只有两个自由参数，我们的目标是约束。我们的研究表明，如果总密度分布是已知的，真实的，径向增加的各向异性分布可以很好地恢复沿最长轴的观测，而沿最短轴的数据导致推断一个不正确的，各向同性的模型。另一方面，如果密度分布也是从该方法导出的，则各向异性总是被低估，但是对于沿着最短轴的数据，总质量分布被很好地恢复，而对于最长轴，质量含量被高估。
2018-02-16 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
Bars and secular evolution in disk galaxies: Theoretical input
棒在驱动盘状星系的演化和塑造它们现在的性质方面起着重要作用。它们导致角动量在星系内重新分布，主要从棒的内部Lindblad共振处的（近）共振物质发射，并主要被椭球体中的（近）共振物质吸收（即，晕圈和相关的凸起）和外盘。球状体延迟和减缓了它们所承载的棒的初始生长，但是，在演化的后期阶段，它们通过吸收角动量来加强棒。在（近）共振区增加的速度分散延迟酒吧的形成，并导致不太强的酒吧。当条状物形成时，它们在垂直方向上很薄，但很快它们的内部就会膨胀起来，形成通常所说的四方形/花生状凸起。这给了棒一个复杂而有趣的形状，这解释了许多观测结果，并认为我们银河系中的COBE/DIRBE棒和长棒分别是单个棒的薄和厚部分。可以通过优化发射器和吸收器之间的平衡来设置条图案速度的值，使得最大量的角动量被重新分配。随着它们的进化，酒吧变得更强，旋转速度更慢。棒也重新分配星系内的物质，创造一个盘状隆起（伪隆起），增加盘的尺度长度和范围，并驱动螺旋和环等子结构。它们还影响球体内部的形状，可以从球形发展到三轴形。
2012-11-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The relationship between fine galaxy stellar morphology and star formation activity in cosmological simulations: a deep learning view
星系形成和演化的流体动力学模拟试图完全模拟塑造星系的物理过程。模拟星系形态与真实星系形态之间的一致性，以及形态类型在星系尺度关系中的分布方式，是我们对星系形成物理知识的重要探索。在这里，我们提出了一种无监督的深度学习方法，对来自Illustris和IllustrisTNG（TNG 100和TNG 50）模拟的星系的精细形态结构进行严格的测试，以对抗斯隆数字巡天的子样本观测。我们的框架基于PixelCNN，这是一种具有显式似然性的图像生成自回归模型。我们采用了一种策略，将两个PixelCNN网络的输出结合在一个度量中，该度量将星系的精细形态细节与天空背景隔离开来。我们能够通过\emph{quantitatively}确定IllustrisTNG的改进，特别是在高分辨率TNG 50运行中，超过原始的Illustris。然而，我们发现，星系结构的细节仍然是不同的观测和模拟的星系。这种差异是由小的，更球状的，淬灭的星系，这是全球不太准确，无论分辨率和经历了三个模拟探索之间的改善不大。我们推测，这种分歧，这是不太严重的淬火盘状星系，可能源于一个仍然太粗糙的数值分辨率，这很难正确地捕捉内部，致密的淬火球状星系的区域。
2020-12-16 astro-ph.GA astro-ph.IM
Hot Atmospheres, Cold Gas, AGN Feedback and the Evolution of Early Type Galaxies: a Topical Perspective
大多数星系的质量与银河系相当或更大，拥有炽热的X射线发射大气，许多这样的星系是射电源。热大气、射电喷流和射电瓣是活动星系核反馈的组成部分。虽然已经达成共识，这种反馈抑制了热星系团大气的冷却，但对类似机制起作用的大质量星系的关注较少。观测结果表明，椭圆星系和S0星系的大气在星系聚集过程中被外部吸积，并因恒星质量损失而显著增加。它们的大气层具有熵和冷却时间的轮廓，与中央星系团的星系非常相似。大约一半的星云显示出由冷的和冷的气体组成的球状或盘状星云，其中大部分可能是从热的大气中冷却下来的。我们回顾了星系大气中热不稳定性的观测和理论观点，以及活动星系核加热能够大致平衡大气冷却的证据。这样的加热和冷却可能会调节所有大质量球状体后期的恒星形成。
2018-12-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
Can intrinsic alignments of elongated low-mass galaxies be used to map the cosmic web at high redshift?
哈勃太空望远镜的观测表明，高红移（$z=1.0-2.5$）的低质量（$M_*=10^9-10^{10}M_{\odot}$）星系倾向于拉长（长扁），而不是盘状（扁）或球状。这在放大的宇宙流体动力学模拟中得到了解释，因为这些星系形成于宇宙网细丝中，其中吸积优先沿着伸长方向发生。我们问这些星系的细长形态是否允许它们通过它们的内在排列在高红移下被用作宇宙网细丝的有效示踪剂。使用模拟光锥和光谱确认的星系对从CANDELS调查，我们测试两种类型的对齐：（1）之间的星系主轴和任何质量的附近星系的方向，和（2）之间的主轴附近的低质量，可能是扁长星系对。模拟光锥预测强烈的信号在3D真实空间，3D红移空间，和2D投影红移空间的两种类型的路线（假设扁长星系的方向是相同的，他们的主机扁长晕），但我们没有检测到显着的对准信号在CANDELS观测。然而，我们发现，光谱红移已获得只有一小部分的高度拉长的星系，占光谱不完整性和红移误差显着降低了二维模拟信号。这可能部分解释了对齐差异，并强调了未来工作的几个途径之一。
2019-07-12 astro-ph.GA
Intrinsic Morphology of Ultra-diffuse Galaxies
利用已发表的17个低红移星系中1109个超漫射星系的视轴比数据，（z~ 0.020 - 0.063）星系团和84个UDG（z~ 0.308 - 0.348）团簇，我们利用马尔可夫链蒙特卡罗方法，并假设一个无处不在的三轴模型来研究UDG的内在形态。与Burkert（2017）的结论相反，即，UDG的基本形状是纯扁长的（$C=B<A$），我们发现数据更倾向于扁长-三轴模型（$C<B\lesssim A$）而不是近扁长模型。我们还发现，UDG的内在形态与它们的恒星质量/光度，环境和红移有关。首先，对于相同环境中的低红移UDG，更明亮的UDG总是比不太明亮的对应物更厚，这可能是由于更强烈的内部超新星反馈或外部潮汐相互作用。UDG的厚度对光度的依赖性不同于典型的静止矮椭圆星系（dEs）和矮椭球星系（dSphs），但类似于大质量星系;在这个意义上，UDG可能不能简单地被视为具有相似演化历史的dE/dSphs类的延伸。第二，对于相同光度范围内的低红移UDG，具有较小的星团中心距离的UDG更膨胀，可能归因于潮汐相互作用。最后，中等红移的星团UDG更加平坦，这可能表明高红移的初始UDG的“盘状”起源。
2020-07-28 astro-ph.GA
The inner structure and kinematics of the Sagittarius dwarf galaxy as a product of tidal stirring
潮汐搅动模型设想了在本星系群中通过盘状矮星系与像银河系这样的更大的宿主星系的潮汐相互作用形成矮球状（dSph）星系。这些祖先盘嵌入在扩展的黑暗晕中，在进化过程中，这两个组件都遭受了强烈的质量损失。此外，盘经历了形态转变为球状体和过渡的有序到随机运动的恒星。使用无碰撞N体模拟，我们构建了一个模型附近的高度拉长的人马座（Sgr）dSph星系的潮汐搅拌方案的框架内。受目前已知的矮星轨道的限制，该模型认为，为了产生观测到的Sgr流的大部分潮汐碎片，但还没有将矮星的核心转变为球形，Sgr必须刚刚通过其当前围绕银河系的轨道的第二近心。在该模型中，Sgr的恒星成分在第二近心点之后仍然非常细长，并且在第一近心点处形成的强棒和第三近心点之后存在的几乎球形之间的形态中间。因此，这是第一个解释Sgr矮星演化的模型，解释了它观察到的非常椭圆的形状。在目前的时间有很少的内在旋转左和沿主轴检测到的速度梯度几乎完全是潮汐的起源。我们对最近测量的Sgr速度色散曲线进行了建模，假设质量跟踪光，并估计其当前的总质量在5 kpc内为5.2 x 10^8 M_sun。为了获得目前的质量，该模型要求Sgr的初始维里质量必须高达1.6 × 10^10 M_sun，与大麦云云相当，这可能是相互作用前Sgr祖先的合适模拟。
2010-11-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gas kinematics, morphology, and angular momentum in the FIRE simulations
我们研究z=0气体的运动学，形态学和孤立星系的角动量含量在宇宙学放大模拟套件从火项目跨越$M_{\star}=10^{6-11}M_{\odot}$。随着星系质量的增加，气体的旋转支撑也越来越强。在质量最低的星系（$M_{\star}<10^{8}M_{\odot}$）中，气体未能形成形态盘，并且主要受到色散和压力的支持。在中等质量（$M_{\star}=10^{8-10}M_{\odot}$），星系显示出广泛的气体运动学和形态，从薄，旋转盘，不规则的球体与可忽略的净旋转。所有的大质量（$M_{\star}=10^{10-11}M_{\odot}$）星系都形成旋转支撑的气体盘。许多星系未能形成盘的晕在其环星系介质中含有高角动量气体。中央星系气体的比角动量与暗物质晕的比角动量之比随星系质量的增加而显著增加，从$M_{\star}=10^{6-7}M_{\odot}$的$j_{\rm gas}/j_{\rm DM}\sim0.1$到$M_{\star}=10^{10-11}M_{\odot}$的$j_{\rm gas}/j_{\rm DM}\sim2$。最低质量星系中旋转支持的减少归因于：（a）恒星反馈和紫外线背景抑制了后期高角动量气体的吸积，以及（b）恒星反馈驱动了大的非圆形气体运动。我们广泛地再现了星系质量，气体旋转速度，大小和角动量之间的观测到的标度关系，但可能有点低估了最低观测…
2017-09-21 astro-ph.GA
The Shape of FIREbox Galaxies and a Potential Tension with Low-mass Disks
University of California Irvine（加州大学尔湾分校）；University of Southern California（南加州大学）；Pomona College（波莫纳学院）；Carnegie Observatories（卡内基天文台）；Universität Zürich（苏黎世大学）；Northwestern University（西北大学）；Tel Aviv University（特拉维夫大学）；The Observatories of the Carnegie Institution for Science（卡内基科学研究所天文台）；California Institute of Technology（加州理工学院）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Stanford University（斯坦福大学）
FIREbox模拟研究了星系形状与低质量盘的潜在矛盾，发现其在低质量盘生成上存在不足。
2026-02-05 astro-ph.GA
The Structure and Formation Histories of Low-Mass Quiescent Galaxies in the Abell 2744 Cluster Environment
基于JWST成像和Abell 2744星系团数据，研究测量了低质量宁静星系的尺寸-质量关系，发现其高散布源于前身星系偏差和动力学相互作用，并揭示了星系形成和熄灭较晚且非环境驱动。
2025-08-12 astro-ph.GA
The VIMOS Public Extragalactic Redshift Survey (VIPERS). The coevolution of galaxy morphology and colour to z~1
我们探索星系形态属性和颜色的统计分布的红移范围$0.5<z<1$的演变，结合高品质的成像数据从CFHT遗产调查的大量红移和扩展测光从毒蛇调查。星系结构参数的测量是通过拟合Sérsic轮廓到$i$ -波段图像，然后结合绝对星等，颜色和红移，跟踪在多参数空间的演变。本文用一种新的方法分析了早型和晚型星系在光度红移空间中的颜色和结构参数的组合。我们发现，无论是在（U-B）与（B-V）平面的静止框架的颜色分布和Sérsic指数分布都很好地拟合了两个高斯的总和，具有显着的一致性的红球和蓝盘星系人口，在探索的红移（$0.5<z<1$）和光度（$-1.5<B-B_*<1.0$）的范围。UBV静止坐标系颜色和Sérsic指数$n$作为红移和光度的函数的组合使我们能够呈现早型和晚型星系的结构及其演化。我们发现早型星系自$z\sim1$以来只显示出它们浓度的缓慢变化;它已经由$z\sim1$建立，并且更强烈地依赖于它们的光度。相比之下，晚型星系自$z\sim1$以来随着宇宙时间的推移明显变得更加集中，只有很少的颜色演变，这主要取决于它们的光度。这种翻转的光度（质量）和红移依赖性可能反映了$z\sim1$前后早型和晚型星系的不同演化轨迹。静止坐标系颜色和作为红移和光度函数的Sérsic指数$n$的结合导致了对星系结构及其演化的精确统计描述。
2016-05-18 astro-ph.GA
CANDELS: The correlation between galaxy morphology and star formation activity at z~2
本文讨论了在红移1.4<zPDMATHABMM 2.5的明亮星系混合体中哈勃序列的集合状态。我们选取了1，671个H_{AB} ~ H_{AB} ~26的大样本星系，这些星系是从作为GOODS和CANDELS观测的一部分而获得的GOODS-南场的HST/ACS和WFC 3图像中选取的。我们使用各种参数诊断，如Sersic光剖面，Gini（G），M_{20}，浓度（C），不对称性（A）和多重性参数，研究恒星形成性质和形态之间的关系。我们的样本清楚地分为大质量，红色和被动星系与较小质量，蓝色和恒星形成的星系，这种二分法与星系的形态特征非常相关。形成恒星的星系显示出各种各样的形态特征，包括星团结构和凸起，混合着微弱的低表面亮度特征，通常以盘状光剖面为特征。另一方面，被动演化的星系通常具有紧凑的光分布和典型的今天球状系统的形态。我们还发现，在G- M_{20}平面上，人工红移的本星系与z~ 2星系具有相似的分布。通过对静止系光学和UV图像的目视观察，发现星系在z~2处存在较弱的形态学k-校正，但与非参数测量结果的比较表明，静止系UV中的星系比静止系光学中的星系稍显粗糙。在大质量星系的局部宇宙中也观察到了类似的一般趋势，这表明哈勃序列的主干已经在z~2处就位。
2013-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
JADES Ultra-red Flattened Objects: Morphologies and Spatial Gradients in Color and Stellar Populations
本文利用 JADES 巡天数据扩展了暗光学星系中的超红扁平天体（UFO）样本，发现其红色延展形态主要源于强尘埃消光，且本征形状多为倾斜盘或长椭球体，揭示了一类此前被忽视的大质量延展星系群体。
2024-08-05 astro-ph.GA
Two Distinct Classes of Quiescent Galaxies at Cosmic Noon Revealed by JWST PRIMER and UNCOVER
基于JWST PRIMER和UNCOVER巡天数据，本文发现宇宙正午时期宁静星系在质量约10^10.3太阳质量处分为年轻盘状低质量与年老球状大质量两类，揭示了质量熄灭与并合等不同机制主导的星系形成二分性。
2024-04-23 astro-ph.GA
Dark influences II: gas and star formation in minor mergers of dwarf galaxies with dark satellites
有人提出，合并引起恒星爆发，并导致重要的星系形态变化。到目前为止，大多数研究都集中在大型星系上，但矮星也可能经历这样的事件，因为在和谐宇宙学模型中，晕质量函数是无标度的。值得注意的是，由于它们的质量较低，它们的大部分相互作用将与暗卫星发生。在本文中，我们遵循丰富的气体盘状矮星系的演化，因为它们经历了一个小合并与暗卫星。我们的目标是描述这种相互作用对矮星的恒星形成，形态和运动学性质的影响。我们对矮星系进行了一套精心设置的流体动力学模拟，其中包括暗物质、气体和恒星与仅由暗物质组成的卫星合并。对于主机系统，我们不同的气体分数，磁盘的大小和厚度，晕质量和浓度，而我们探索不同的质量，浓度和轨道的卫星。我们发现，相互作用导致强烈的恒星爆发的短和长的持续时间在矮星。它们的恒星形成率增加了几倍到10倍或更多。他们是最强的系统与扩展的气体盘和高气体分数合并与高浓度的卫星在一个平面，径向轨道。与银河系质量星系的类似模拟相反，许多系统经历了强烈的形态变化，即使在存在大量气体的情况下也会变成球状。模拟的系统与大量不规则矮星系和蓝色致密矮星的观测特性相比非常好。这意味着与暗卫星的合并可能正在发生，但并不完全明显，因此可能在矮星系人口的多样性中发挥作用。
2015-11-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
