Early-Forming Massive Stars Suppress Star Formation and Hierarchical Cluster Assembly
Sean C. Lewis, Stephen L. W. McMillan, Mordecai-Mark Mac Low, Claude Cournoyer-Cloutier, Brooke Polak, Maite J. C. Wilhelm, Aaron Tran, Alison Sills, Simon Port… 展开作者
Sean C. Lewis, Stephen L. W. McMillan, Mordecai-Mark Mac Low, Claude Cournoyer-Cloutier, Brooke Polak, Maite J. C. Wilhelm, Aaron Tran, Alison Sills, Simon Portegies Zwart, Ralf S. Klessen, Joshua E. Wall
Feedback from massive stars plays an important role in the formation of star clusters. Whether a very massive star is born early or late in the cluster formation timeline has profound implications for the star cluster formation and assembly processes. We carry out a controlled experiment to characterize the effects of early-forming massive stars on star cluster formation. We use the star formation software suite \texttt{Torch}, combining self-gravitating magnetohydrodynamics, ray-tracing radiative transfer, $N$-body dynamics, and stellar feedback to model four initially identical $10^4$ M$_\odot$ giant molecular clouds with a Gaussian density profile peaking at $521.5 \mbox{ cm}^{-3}$. Using the \texttt{Torch} software suite through the \texttt{AMUSE} framework we modify three of the models to ensure that the first star that forms is very massive (50, 70, 100 M$_\odot$). Early-forming massive stars disrupt the natal gas structure, resulting in fast evacuation of the gas from the star forming region. The star formation rate is suppressed, reducing the total mass of stars formed. Our fiducial control model without an early massive star has a larger star formation rate and total efficiency by up to a factor of three and a higher average star formation efficiency per free-fall time by up to a factor of seven. Early-forming massive stars promote the buildup of spatially separate and gravitationally unbound subclusters, while the control model forms a single massive cluster.
Half-mass radii of quiescent and star-forming galaxies evolve slowly from 0 < z < 2.5: implications for galaxy assembly histories
我们使用高分辨率，多波段成像的~16,500星系在CANDELS领域在0 < z < 2.5研究颜色梯度和半质量半径随宇宙时间的演变。我们发现，在固定质量的星系颜色梯度迅速演变之间的z~2.5和z~1，但保持大致恒定低于z~1。这一结果意味着恒星形成和静止星系的大小增加比以前使用半光半径的研究慢得多。静止星系的半质量半径演化与一个模型完全一致，该模型使用观测到的未成年人合并率来预测由于小星系的吸积而导致的尺寸增加。祖先的偏见可能仍然有助于静止星系的增长，特别是如果我们假设一个较小的合并增长模型的时间尺度较慢。恒星形成星系的半质量半径演化较慢，这与宇宙学模拟和半解析星系模型存在矛盾。需要进一步详细、一致地与模拟进行比较，以将这些结果置于背景中。
MASSIV: Mass Assembly Survey with SINFONI in VVDS. VI. Metallicity-related fundamental relations in star-forming galaxies at $1 < z < 2$
MASSIV（VVDS中SINFONI的质量集合调查）项目旨在寻找星系演化中不同过程的限制。本研究提出利用金属丰度作为恒星形成和相互作用历史的示踪剂，通过化学演化来提高对星系质量组装的理解。方法.我们分析了在$z\sim 0.9-1.8$上已能估计金属丰度的MASSIV星系的全部样本，即48个成星星系，并计算了一些基本参数的积分值，如恒星质量、金属丰度和恒星形成率（SFR）。与zCOSMOS（Pérez-Escherio et al. 2013）具有类似红移的恒星形成星系样本也与MASSIV样本相结合。本文研究了质量-金属量关系（MZR）的宇宙演化，以及封闭环境和星系运动学对这种关系的影响。然后，我们重点讨论了Mannucci等人（2010）提出的所谓基本金属丰度关系（FMR）以及Lara-López等人（2010）研究的恒星质量，SFR和金属丰度之间的其他关系。我们调查，如果这些关系是真正的基本，即如果他们不发展与红移。结果MASSIV星系遵循预期的质量-金属丰度关系的中值红移。然而，我们发现一个显着的差异孤立和相互作用的星系发现本地星系：相互作用的星系往往有较低的金属丰度。对恒星质量、SFR和金属丰度之间关系的研究，即使结合zCOSMOS，我们的样本也会产生如此大的散射，以至于很难确认或否认基本关系的存在。
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): Deconstructing the galaxy stellar mass function by star formation and environment
Hamburger Sternwarte, Universität Hamburg（汉堡天文台，汉堡大学）；Cluster of Excellence Quantum Universe, Universität Hamburg（量子宇宙卓越集群，汉堡大学）；International Centre for Radio Astronomy Research (ICRAR), University of Western Australia（国际无线电天文学研究中心，西澳大利亚大学）；Centre for Astrophysics and Supercomputing, Swinburne University of Technology（天体物理学与超级计算中心，斯威本科技大学）
Active galactic nucleus driven jet feedback in cosmologically forming cool-core galaxy clusters I: The effect of hierarchical assembly on intra-cluster medium properties
Leibniz Institute for Astrophysics Potsdam (AIP)（波茨坦阿基米德天体物理研究所）；Niels Bohr Institute（尼尔斯·玻尔研究所）；Universität Potsdam（波茨坦大学）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理研究所）
Galaxy and Mass Assembly (GAMA): Demonstrating the power of WISE in the study of Galaxy Groups to $z<0.1$
结合高保真度组表征的星系和质量大会（GAMA）的调查和源定制的$z<0.1$测光从WISE调查，我们提出了一个全面的研究未分组星系的属性，相比497星系群（4 $\leq$ N $_{\rm FoF}$ $\leq$ 20）作为恒星和晕质量的函数。未成团的星系在WISE颜色上大部分是单峰的，这是由恒星形成的晚型星系主导的结果。然而，成组星系在WISE颜色上显示出明显的双峰性，这与恒星的质量和形态密切相关。我们发现证据的早期型分数增加，在恒星质量箱之间的$10^{10}\lesssim$ M $_{\rm stellar} \lesssim10^{11}$ M $_\odot$，增加晕质量。使用未分组的，晚型星系与恒星形成的颜色（W2 $-$ W3 $>$ 3），我们定义了一个恒星形成的主序列（SFMS），我们用它来描绘系统已经移动到下面的序列（“淬火”为这项工作的目的）。我们发现，随着晕质量的增加，SFMS上的晚型系统的相对数量减少，在高恒星质量（M $_{\rm stellar}>{10}^{10.5}$ M $_\odot$），与质量淬火一致的早期型，淬火系统相应增加。质量为M $_{\rm stellar}<{10}^{10.5}$ M $_\odot$的星系群显示出与环境驱动过程一致的淬火证据。晚型淬灭星系的恒星质量分布表明，它们可能是一个中间种群，因为系统从恒星形成和晚型…
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): The Most Isolated GAMA Galaxies
University of Bristol（布里斯托大学）；Finnish Centre for Astronomy with ESO, University of Turku（芬兰埃索天文学中心，图尔库大学）；Department of Physics and Astronomy, Botswana International University of Science and Technology（博茨瓦纳国际科学与技术大学物理与天文系）；Astrophysics Research Institute, Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学天体物理研究所）；Macquarie University（麦考瑞大学）
What is the contribution of gravitational infall on the mass assembly of star-forming clouds? A case study in a numerical simulation of the interstellar medium
ENS de Lyon, CRAL UMR5574, Universite Claude Bernard Lyon 1, CNRS（里昂高等师范学院，CRAL UMR5574，里昂第一大学，法国国家科学研究中心）；Universität Heidelberg, Zentrum für Astronomie, Institut für Theoretische Astrophysik（海德堡大学，天文学中心，理论天体物理研究所）；Instituto de Radioastronomía y Astrofísica, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学射电天文学与天体物理研究所）；Universität Heidelberg, Interdisziplinäres Zentrum für Wissenschaftliches Rechnen（海德堡大学，跨学科科学计算中心）
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): the signatures of galaxy interactions as viewed from small scale galaxy clustering
星系-星系相互作用的统计研究经常利用祖先物理性质的净变化作为其核之间的分离的函数来追踪其相互作用的强度和可观察的时间尺度。在这项研究中，我们使用两点自动，交叉和标记关联函数调查在何种程度上的小尺度成团性质的恒星形成的星系可以用来获得物理洞察星系星系之间的相互作用的相似的光学亮度和恒星质量。从高度空间完整的星系和质量组装（GAMA）调查中得出的Halalpha恒星形成者显示，在小的分离上集群增加。此外，成团强度与光学亮度和恒星质量有很强的相关性，其中（1）在给定的距离下，光学较亮的星系成团幅度大于光学较暗的星系，（2）小尺度成团特性（例如强度，恒星形成星系的信号相对于基准幂律平台（fiducial power law plateaus）的尺度似乎随着星系光学亮度的增加而不同。根据交叉和标记相关分析，前一个结果在很大程度上是由光学明亮的恒星形成星系中增加的尘埃含量驱动的。后者可以被解释为相互作用尺度和星系光学亮度之间的相关性的证据，其中光学明亮的恒星形成者之间的相互作用的物理证据，可能托管在相对大质量的晕中，比光学暗淡的恒星形成者之间的分离更大。
Spatially resolved Halpha maps and sizes of 57 strongly star-forming galaxies at z~1 from 3D-HST: evidence for rapid inside-out assembly of disk galaxies
The MAGPI survey: Stellar population radial trends and mass assembly in star-forming galaxies at z~0.3
University of Vienna（维也纳大学）；Universidade do Porto（波尔图大学）；Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço, Universidade do Porto（波尔图大学空间与天体物理研究所）；University of Strasbourg（斯特拉斯堡大学）；SISSA- International School for Advanced Studies（国际高等研究院）；UWC- University of the Western Cape（西开普大学）；IFPU- Institute for Fundamental Physics of the Universe（宇宙基础物理研究所）；INFN-Sezione di Trieste（意大利国家核物理研究所的里雅斯特分部）；Durham University（杜伦大学）
Starbursts with suppressed velocity dispersion revealed in a forming cluster at z=2.51
星系团最显著的特征之一是在它们的核心存在着占主导地位的大质量椭圆星系。恒星考古学表明，这些巨大的野兽在早期宇宙中通过星爆聚集了大部分恒星。然而，稠密环境的作用及其触发星暴活动的详细物理机制仍然未知。在这里，我们报告的空间分辨阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的CO $J= 3-2$发射线的观测，分辨率约为2.5千秒差距，对一个正在形成的星系团核心与星暴星系在$z=2.51$。相反，在该领域的星爆星系往往与星系合并或高度湍流的气体磁盘，我们的观察表明，在集群中的两个星爆表现出动态冷（旋转为主）的气体丰富的磁盘。它们的气盘具有极低的速度色散（$σ_{\mathrm{0}} \sim 20-30$ km s $^{-1}$），这比在类似红移下的场对应物低三倍。高气体分数和抑制速度色散产生引力不稳定的气体盘，这使得高效的恒星形成成为可能。抑制的速度色散，可能是由共转共面冷气体的吸积引起的，可能是在高红移的大质量晕中触发星暴的一个重要途径。
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): The Bright Void Galaxy Population in the Optical and Mid-IR
我们研究星系的性质在星系和质量大会（GAMA）调查位于半径为$>10~h^{-1}$ Mpc的空隙。利用GAMA赤道巡天，592个空星系被识别出比$M_{r} = -18.4$（我们的星等完整性极限）亮z~0.1。利用$W_{\rm{Hα}}$与[NII]/H $α$（WHAN）谱线强度诊断图，我们将它们的谱线划分为恒星形成、活动星系核或由古老的恒星星族支配。对于质量大于$5\times10^{9}$ M $_{\odot}$的天体，我们在WHAN诊断图中识别出了26个具有老恒星星族的空星系样本，这些星系被归类为被动星系和退休星系，否则它们的光谱中没有任何发射线。当与WISE中红外测光匹配时，这些被动和退休的星系显示出一系列的中红外颜色，其中一些空洞星系显示出[4.6]-[12]与完全猝灭的恒星星族不一致的颜色，随机抽取的非空洞比较样本也显示出类似的颜色分布。我们假设，这些星系的主机模糊的恒星形成，否则他们是恒星形成的中心区域以外的单纤维光谱的目标。当匹配到随机抽取的非空星系样本时，空星系和非空星系在光学和中红外颜色、形态和恒星形成活动方面表现出相似的性质，这表明它们具有可比的质量组装和淬灭历史。在中红外[4.6]-[12]色中可以看到一种趋势，这样淬灭色/被动色<1.5的空星系和非空星系的质量通常都高于$10^{10}$ M $_{\odot}$，其中内部驱动过程在星系演化中扮演…
EDGE-INFERNO: The chemical signatures of assembly history in reionization fossils
American Museum of Natural History（美国自然历史博物馆）；University of Bath（巴斯大学）；University of Chicago（芝加哥大学）；Kavli Institute for Cosmological Physics, University of Chicago（芝加哥大学卡弗里宇宙学物理研究所）；NSF-Simons AI Institute for the Sky (SkAI)（NSF-Simons 天空人工智能研究所 (SkAI)）；University of Surrey（萨里大学）；Lund University（隆德大学）；Carnegie Observatories（卡内基观测站）；Carnegie Theoretical Astrophysics Center, Carnegie Observatories（卡内基观测站卡内基理论天体物理学中心）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）
