The evolution of neutral hydrogen over the past 11 Gyr via HI 21 cm absorption
本文介绍了用绿岸望远镜对260个红移范围为0<z<2.74的射电源的HI 21 cm吸收进行盲搜索的结果。调查的灵敏度，以检测次阻尼莱曼α（DLA）系统HI自旋温度$T_s/f$ = 100 K，尽管成功地重新检测的10个已知的21厘米吸收样品中，我们没有检测到新的吸收线在整个调查。还搜索了在21 cm吸收中检测到的羟基（OH）18 cm吸收源，我们重新检测了PKS 1830-211的1667 MHz OH吸收。我们在每个源中沿着视线搜索干预HI 21 cm吸收，在去除受射频干扰影响的区域后，实现$Δz$ = 88.64的总红移覆盖（$ΔX$ = 159.5的共移动吸收路径）。我们计算95%的置信上限上的列密度频率分布$f(N_{\rm HI})$，并设置一个统计约束的自旋温度$T_s$在100-1000 K的范围内，与以前的红移光学DLA调查和HI 21厘米发射观测在相同的红移。我们推导出中性气体的宇宙质量密度值$Ω_{\rm HI}$。通过与以前的$Ω_{\rm HI}$测量结果的比较，我们对平均自旋温度提出了统计约束，即$T_s/f$ = 175 K.我们推导出的$Ω_{\textrm {HI}}$值支持过去11 Gyr中$Ω_{\textrm {HI}}$的相对温和的演变，并且与测量$Ω_{\textrm {HI}}$的其他方法一致。
2020-08-17 astro-ph.GA
The stellar-to-halo mass relation over the past 12 Gyr
了解星系的性质是如何与它们所处的暗物质晕联系在一起的，以及它们是如何共同进化的，是约束与星系形成相关的过程的有力工具。恒星晕质量关系（SHMR）及其在宇宙历史上的演变提供了对星系形成模型的见解，并允许在N体暗物质模拟中将星系质量分配给晕。我们使用的统计方法来连接观测到的星系恒星质量函数的COSMOS领域的暗物质晕质量函数的DUSTGRAIN模拟和理论参数化从z=0到z=4。我们还提出了一个经验模型来描述恒星晕质量关系的演化作为红移的函数。我们计算了星系的恒星形成效率（SFE），并与以前的工作和半解析模型的结果进行了比较。
2020-01-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The HI Content of the Universe over the Past 10 Gyrs
我们利用哈勃空间望远镜（HST）的紫外类星体光谱数据库对低红移（z < 1.6）的阻尼Ly-alpha吸收体（DLAs）进行了首次盲测。我们的统计样本包括463个类星体，其光谱覆盖范围跨越总红移路径dz = 123.3或吸收路径dX = 229.7。在这个测量路径中，我们识别出4个DLA，定义为HI柱密度N（HI）>= 10^20.3cm-2的吸收体，这意味着在中值测量路径红移z=0.623处，每个吸收长度的入射率l（X）= 0.017（+0.014-0.008）。虽然我们对l（X）的估计值低于HI 21 cm发射研究中z ~ 0处的早期估计值，但结果在测量不确定性范围内是一致的。我们的数据集太小，无法对N（HI）频率分布函数f（N（HI），X）进行适当采样，但在z > 2时，观察到的分布与先前的估计一致。采用f（N（HI），X）的z > 2形状，我们推断在z ~ 0.6处的HI质量密度rho_HI = 0.25（+0.20-0.12）x 10^8 Msol Mpc-3。这明显低于之前使用HST进行的DLA目标观测的估计，但与低z HI 21 cm观测的结果一致，并表明宇宙的中性气体密度在过去10 Gyrs中一直在下降。
2016-02-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing for relics of past strong buckling events in edge-on galaxies: Simulation predictions and data from S$^{4}$G
短寿命的屈曲不稳定性是造成至少一些盒/花生（B/P）形凸起的原因，这些凸起在大多数大质量的$z=0$棒星系中被观察到。然而，也有人认为B/P凸起是通过恒星缓慢地被捕获到垂直延伸的共振轨道上而形成的。这两种情况的关键区别在于，当杆弯曲时，关于中平面的对称性在一段时间内被破坏。我们使用一套模拟（有和没有气体）表明，当屈曲是足够强的，残余的中平面不对称性持续几个陀螺仪后，屈曲阶段结束，是可见的模拟图像。另一方面，通过共振捕获和/或弱屈曲形成的B/P凸起的图像保持关于中平面对称。我们开发了两个相关的诊断，以确定和量化中平面不对称性的模拟图像的星系，在3°的边缘上的方向，使我们能够测试是否存在一个B/P形凸起可以解释过去的屈曲事件。我们将我们的诊断应用到两个近边对星系的B/P隆起从${\it Spitzer}$调查的恒星结构在Galvanian，发现没有中平面不对称性，这意味着这些星系形成的隆起要么通过共振捕获或屈曲超过$\sim 5$陀螺前。通过强屈曲形成B/P凸起可能是过去$\sim 5$ Gyr中罕见的事件。
2022-10-21 astro-ph.GA
A Global Star Forming Episode in M31 2-4 Gyr Ago
我们已经确定了一个主要的全球增强的恒星形成的内部M31磁盘之间发生的2-4 Gyr前，生产$\sim$ 60%的恒星质量形成在过去的5 Gyr。这一幕在内盘的存在是通过模拟M31主盘低消光区的光学分辨恒星色星等图发现的（3 $<$ R $<$ 20 kpc），它是全色哈勃仙女座宝库的一部分。这一测量结果证实并扩展了最近的测量结果，即在外盘中有一个类似年龄的广泛的恒星形成增强，这表明这次爆发是巨大的和全球性的。在星系范围的爆发之后，M31的恒星形成率显著下降。我们简要地讨论了M31演化历史的这些特征的可能原因，包括与M32，M33和/或合并的相互作用。
2015-04-08 astro-ph.GA
Clusters of Galaxies: Structure and Dynamics in the Last 8 Gyr
星系团以暗物质为主，一直是研究暗物质性质的理想宇宙学目标。对暗物质性质的限制特别来自于通过与宇宙学数值模拟结果的比较，对星团中总质量和重子质量分布的观测测定。我在这里介绍过去和最近的研究成果。
2020-01-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Uniform Analysis of Gas-phase Metallicity Evolution with 1-3 Gyr Time Sampling over the Past 12 Billion Years
该研究利用统一金属丰度诊断方法，对z~0至z~3.3的恒星形成星系MZR和FMR演化进行系统分析，发现低质量MZR斜率恒定、归一化随红移降低，FMR演化极弱，为高红移金属丰度研究提供基线。
2025-08-25 astro-ph.GA
Chemo-dynamical properties of the Anticenter Stream: a surviving disc fossil from a past satellite interaction
使用盖亚DR 2，我们跟踪的Anticenter流（ACS）在不同的恒星星族在整个天空中，发现它是运动学和空间解耦的麒麟座环。使用{ \sc lamost}和{ \sc segue}中的恒星，我们通过$0.1$ dex表明ACS比麒麟座系统地更贫金属，金属丰度分布更窄。此外，ACS主要由年老的恒星（$\sim 10\,\rm{Gyr}$）组成，而麒麟座则有一个明显的年轻恒星（$6-10\, \rm{Gyr}$）的尾巴，这是由它们的累积年龄分布所揭示的。总而言之，所有这些证据都支持人马座矮星系与银河系相互作用的模拟预测，这些预测认为，反中心流（ACS）是在人马座矮星系穿过维里半径后的第一次近心通道期间激发的银河系潮汐尾的残骸，而麒麟座则由在更长的相互作用阶段激发的复合恒星星族组成。我们认为，ACS可以用来限制银河系的潜力，特别是它的扁平化，设置一个黑暗的磁盘存在的强烈限制。重要的是，ACS可以被视为银河系圆盘化学富集历史的独立化石。
2019-07-24 astro-ph.GA
Tidal disruption of star clusters in galaxy formation simulations
我们利用银河系大小的星系的宇宙学模拟研究了大质量星团所经历的潮汐场的演化。在我们的模拟中，星系团在形成后的前几百万年经历了最强的潮汐力，这时潮汐张量的最大本征值达到了$10^4$ Gyr $^{-2}$的几倍。在大约1 Gyr之后，潮汐场在较低的值处稳定，具有中值$λ_{\rm m} \sim 3 \times 10^3$ Gyr $^{-2}$。集群在高潮汐强度（$λ_{\rm m} > 3 \times 10^4$ Gyr $^{-2}$）地区花费的时间分数也随着它们的年龄从形成后立即的$\sim$的20%减少到1 Gyr后的不到1%。在早期的原位和异位星系团经历类似的潮汐场，而在老年龄的原位星系团一般经历更强的潮汐场，由于它们在宿主星系的轨道较低。这种差异反映在集群的生存中：我们研究了在模拟运行时计算的集群中断，发现相同初始质量的非原位星团通常在最后可用的模拟快照中比原位星团最终具有更高的束缚分数。
2022-08-12 astro-ph.GA
Angular momentum evolution of galaxies over the past 10-Gyr: A MUSE and KMOS dynamical survey of 400 star-forming galaxies from z=0.3-1.7
本文介绍了MUSE和KMOS对405个红移z=0.28-1.65（中位红移z=0.84）的恒星形成星系的动力学研究。我们的样本是恒星形成的主序星星系的代表，恒星形成速率为SFR=0.1- 30 Mo/年，恒星质量M=10^8-10^11Mo。在我们的样本中，有49+/-4%的样本动力学表明有旋转支撑，24+/-3%是未解决的系统，5+/-2%似乎是早期的主要合并，其成分在8- 30 kpc尺度上。剩下的22+/-5%似乎是动态复杂的，不规则的（或面对面的系统）。对于动力学表明有转动支持的星系，我们导出了倾角校正的自转速度，并表明这些系统与局部螺旋星系一样，在恒星质量和比角动量之间具有类似的标度，j*=J/M* \propto M^（2/3），但红移演化的标度为j* \propto M^{2/3}（1+z）^（-1）。我们确定了比角动量和盘稳定性之间的相关性，即具有最高比角动量的星系，log（j*/M^（2/3））>2.5，是最稳定的，Toomre Q=1.10+/-0.18，相比之下，log（j*/M^（2/3））<2.5的星系Q=0.53+/-0.22。在固定质量下，具有最高比角动量的星系的HST形态类似于螺旋星系，而具有低比角动量的星系在形态上复杂，并由几个明亮的恒星形成区域主导。这表明，角动量在定义气体盘的稳定性方面起着重要作用：在z~1处，具有低比角动量盘的大质量星系似乎是…
2017-01-25 astro-ph.GA
AGN-Host Connection at 0.5 < z < 2.5: A rapid evolution of AGN fraction in red galaxies during the last 10 Gyr
利用GOODS场的深X射线数据，研究了0.5 < z < 2.5范围内中等亮度活动星系核（$L_{X} = 10^{41.9-43.7}$ erg s $^{-1}$）的入射率和吸积率分布对主色的依赖关系。我们使用消隐校正的静止坐标系U-V颜色将活动星系核宿主和非活动星系核星系分为红色序列（静止），绿色山谷（过渡）和蓝色云（恒星形成）种群。我们发现，无论是在固定的恒星质量的活动星系核的分数和它的红移的演变依赖于主机的颜色。最值得注意的是，红色星系在z~1处的活动星系核分数最低（~5\%），但红移演化最快，在z~2处增加了5倍（~24\%）。绿色星系的活动星系核在所有红移中所占的比例最高，在z~2处最为明显，其中一半以上的星系在$M_{*} > 10^{10.6} M_{\odot}$处有活动星系核。再加上z~2处红星系中活动星系核的比例很高，这表明X射线活动星系核在蓝星系向红星系转变和随后维持它们在高红移处的静止中可能是重要的。此外，与低红移的研究一致，我们发现，在总的星系人口的活动星系核的主机的概率可以通过一个通用的爱丁顿比（$p(λ_{Edd}) \sim λ_{Edd}^{-0.4}$）和一个温和的红移演化的特点。然而，与它们不同的活动星系核分数相一致的是，不同的种群似乎也有不同的$p(λ_{Edd})$，红色星系比绿色和蓝色星系表现出更快的红移演化。红星系中$p(λ_{Ed…
2017-02-09 astro-ph.GA
Star Formation History of the Small Magellanic Cloud: the shell substructure
本研究利用SMASH巡天深度测光数据与CMD拟合技术，解析小麦哲伦云东北部壳状结构的恒星形成历史，首次考虑视线深度效应，发现多期恒星形成增强，并证实其与大麦哲伦云北臂的恒星形成长期同步，为麦哲伦云轨道与质量研究提供约束。
2023-05-04 astro-ph.GA
DESI Survey Validation Spectra Reveal an Increasing Fraction of Recently Quenched Galaxies at $z\sim1$
本研究利用DESI巡天验证的约17000个亮红星系深度光谱，通过Prospector推断恒星形成历史，发现$z\sim1$处近期淬息星系占比随回溯时间上升，为研究宇宙正午星系淬息机制提供了大样本基础。
2023-04-03 astro-ph.GA
Constraining quenching timescales in galaxy clusters by forward-modelling stellar ages and quiescent fractions in projected phase space
本文通过投影相空间正演模拟恒星年龄和宁静比例，约束星系团中星系的淬灭时标，发现淬灭始于近心点附近但完全完成需更长时间，冲压剥离在首次近心点通过时并不彻底。
2024-06-07 astro-ph.GA
The power spectrum of the residual rotation curve velocity as a probe of past mergers
根据$ΛCDM$宇宙学框架，星系在其历史上经历了多次合并。在本文中，我们建议使用的旋转曲线速度的剩余波动的功率谱作为过去的合并探针。这一主张所依据的是这样一种说法，即合并预计会引起大规模的流动，在发生重大合并的情况下，也会引起冲击。大尺度流动和冲击的不稳定性可能产生大尺度湍流，其大小与银河系盘的尺寸相当。我们发展的表达式相关的湍流谱函数的观测功率谱的剩余的旋转曲线速度。这个关系可以用来测试在一个给定的星系中是否存在湍流。该方法适用于规则的旋涡星系NGC3198的结论，它经历了一个小合并约7 Gyr前。
2010-10-07 astro-ph.GA
The Gas Accretion Rate of Star-forming Galaxies over the last 4 Gyr
本研究利用红移z≈0.35处恒星形成星系的多气体组分与恒星质量标度关系，结合主序演化假设，推算过去40亿年的气体吸积率，发现低红移宇宙恒星形成率下降源于原子-分子气体转化效率低而非吸积不足。
2023-10-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Evolution of Cluster Early-Type Galaxies over the Past 8 Gyr
本文给出了星系团RXJ1415.1+3612中z=1.013的早型星系的基本面。这是第一次详细的星系团早型星系红移z=1的FP调查。与本星系团的FP关系相比，远星系团的FP关系更陡。FP斜率的变化可以解释为质量依赖性演化。为了更详细地分析高红移星系团在0.8<z<1时的星系人口，我们将我们的样本与先前对两个遥远星系团中38个早型星系的详细光谱研究相结合，RXJ 0152.7 -1357在z=0.83和RXJ 1226.9 +3332在z=0.89。对于所有的星系团，Gemini/GMOS光谱具有高信噪比和中等分辨率，已获得测量的内部运动学和恒星星族的星系。从HST/ACS成像，表面亮度分布，形态和结构参数的星系样品。在我们的样本中，质量最小的星系（M= 2 × 10 ^{10} M_{\sun}）经历了它们最近一次的主要恒星形成爆发，爆发时间为z_{form} ~1.1。对于大质量星系（M> 2 × 10 ^{11} M_{\sun}），它们的大部分恒星星族都是在z_{form} >~1.6之前形成的。我们的研究结果证实了Jorgensen等人以前的发现。这表明，在遥远的星系团中，质量较小的星系比质量较大的星系团具有更年轻的恒星星族。一种解释是，与高质量星系团的形成历史相比，低质量星系团经历了更长的恒星形成历史，恒星形成的爆发更频繁，持续时间更短。
2009-10-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Evolution of the Hubble Sequence: morpho-kinematics of distant galaxies
我的论文的主要目的是为我们提供，第一次，与遥远的哈勃序列的可靠的看法，它的演变在过去的6 Gyr。为了实现这一目标，我们创建了一种新的形态分类方法，该方法（1）包括所有可用的观察数据，（2）可以很容易地复制，（3）呈现出可忽略的主观性。这种方法使我们能够均匀地研究本地和遥远星系的形态。第一步是利用INUS巡天研究星系的演化。这次调查使我们能够建立遥远星系的运动状态，研究过去8 Gyr星系的化学演化，并测试重要的动力学关系，如塔利-费舍尔关系。从运动学中获得的信息确实是至关重要的，以保证对导致当今哈勃序列的不同物理过程的强大理解。使用积分场光谱，我们已经能够测试我们的新形态分类对每个星系的运动状态。我们发现，形态运动学的相关性是更好地使用我们的分类比其他形态分类。将我们的形态分类应用于本地和遥远星系的代表性样本，具有等效的观测数据，我们在本地和遥远的宇宙中获得了哈勃序列。我们的研究结果强烈表明，超过一半的现代螺旋有特殊的形态，6 Gyr前。最后，我提出了进一步的研究有关的历史，个别星系在z < 1，结合运动学和形态观测。我还提出了第一次估计遥远的重子塔利-费舍尔关系，这似乎并没有演变在过去的6 Gyr。
2012-01-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
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）
通过分析三个边缘盘星系的垂直和径向结构，研究了恒星群体在宇宙时间内的空间演化，发现盘厚变化与环境过程关系不大，推测 strangulation 是主要的星系熄灭机制。
2025-11-24 astro-ph.GA
The last 6 Gyr of dark matter assembly in massive galaxies from the Kilo Degree Survey
本文研究了大质量早型星系中心区域的暗物质（DM）聚集，其聚集范围可达$z\sim 0.65$。我们使用的$\sim 3800$大质量（$\log M_{\rm \star}/M_{\rm \odot} > 11.2$）星系的光度和结构参数的样本从156平方米。°的以及SDSS的光谱红移和速度色散。我们得到中央总恒星质量比，$M_{\rm dyn}/M_{\rm \star}$，DM分数，通过确定动力学质量，$M_{\rm dyn}$，从牛仔裤建模的SDSS孔径速度色散和恒星质量，$M_{\rm \star}$，从KiDS星系的颜色。我们首先展示了如何中央DM分数与结构参数，质量和密度代理相关，并证明了大多数的本地相关性仍然观察到$z \sim 0.65$ ;在固定的$M_{\rm \star}$，本地星系有较大的DM分数，平均而言，比他们的同行在较大的红移。我们还解释了这些趋势与非通用的初始质量函数（IMF），发现一个强大的红移，对比独立的观察和星系合并的效果是不一致的演变。对于一个固定的IMF，星系集合体可以用质量和尺寸的吸积来解释，这可以通过一系列微小的合并来实现。我们再现的$R_{\rm e}-M_{\rm \star}$和$M_{\rm dyn}/M_{\rm \star}-M_{\rm \star}$演化与恒星和暗物质以不同的速度变化。这一结果表明，主要的祖先星系合并与质…
2017-09-11 astro-ph.GA
Panchromatic Hubble Andromeda Treasury. XIX. The Ancient Star Formation History of the M31 Disk
我们映射的恒星形成历史M31的拟合恒星演化模型的颜色星等图的每一个83 $''{\times}$ 83 $''$（0.3 $\times$ 1.4千秒差距，去投影）的PHAT调查以外的最里面的6 $'{\times}$ 12 $'$部分。我们发现，大部分的恒星形成发生在$\sim$ 8 Gyr前，其次是一个相对平静的时期，直到$\sim$ 4 Gyr前，随后的恒星形成插曲约2 Gyr前，并返回到相对平静。年龄超过2 Gyr的种群似乎没有什么结构，这表明自那个时代以来有很大的混合。最后，假设Kroupa IMF从0.1 $-$ 100 M $_{\odot}$，我们发现，在过去的14 Gyr的恒星形成的总量在该地区，我们已经拟合模型是5 ${\times}$ 10 $^{10}$ M $_{\odot}$。拟合这一恒星形成的径向分布，并假设方位角对称，（1.5 $\pm$ 0.2）${\times}$ 10 $^{11}$ M $_{\odot}$的恒星形成在M31盘作为一个整体，（9 $\pm$ 2）${\times}$ 10 $^{10}$ M $_{\odot}$的可能已经生存到现在后，占进化的影响。这个质量大约是M31总动力学质量的五分之一。
2017-08-08 astro-ph.GA
Quenching timescales of galaxies in the EAGLE simulations
我们使用\eagle \模拟研究淬火时间尺度，$τ_{\rm Q}$，和物理机制之间的联系，转化成被动星系的恒星形成星系。通过量化$τ_{\rm Q}$在两个互补的方式-在这段时间内（i）星系穿过绿色山谷的颜色质量图，或（ii）离开的主要序列的恒星形成，并随后到达被动云在特定的恒星形成率（SSFR）质量空间-我们发现，$τ_{\rm Q}$分布的高质量的中心，低质量的中心和卫星是发散的。在低恒星质量区域，$M_{\star}<10^{9.6}M_{\odot}$，中心体比卫星体表现出更长的猝灭时间尺度（$\approx 4$ ~Gyr与$\approx 2$ ~Gyr相比）。相对于它们的晕质量，恒星质量较低的恒星质量会导致这种差异，冲压压力会迅速使这些星系熄灭。低质量的中心被熄灭作为恒星反馈的结果，与长$τ_{\rm Q}\gtrsim 3$ ~Gyr。在中等恒星质量的星系中，无论是中心星系还是卫星星系，$10^{9.7}\,\rm M_{\odot}<M_{\star}<10^{10.3}\,\rm M_{\odot}$、$τ_{\rm Q}$都是最长的，特别是对于气体含量较高的星系。在$M_{\star}\gtrsim 10^{10.3}\,\rm M_{\odot}$，所有星系的星系合并数和黑洞活动都急剧增加。在这种状态下，中心体和卫星体的猝灭时间尺度随着恒星质量的增加而减小…
2019-05-18 astro-ph.GA
Star Formation and Environmental Quenching of GEEC2 Group Galaxies at z~1
我们提出了新的分析，从GEEC 2光谱调查的星系群在$0.8<z<1$。我们以前的工作揭示了一个中间人口之间的恒星形成和静止序列和一个强大的环境依赖性的部分静止星系。只有$\sim5$ %的恒星形成星系在集团和现场的样本显示出显着的增强，在恒星形成，这表明淬火是从恒星形成的过渡到静止状态的主要过程。为了模拟环境淬火的情况下，我们已经测试了使用不同的指数淬火时间尺度和卫星吸积和淬火开始之间的延迟。我们发现，没有延迟，淬火时标需要很长，以配合所观察到的静止分数，但这个模型产生了太多的中间星系。固定一个3 Gyr的延迟时间，就像本地宇宙所建议的那样，产生的静止星系太少了。观测到的分数最好与一个模型相匹配，该模型包括一个与动力学时间成比例的延迟和一个快速猝灭时标（$\sim0.25$ Gyr），但该模型也预测了中间星系H δ的强度高于观测值。使用恒星合成模型，我们已经测试了其他的情况下，如在早期类型的星系和一部分淬火星系具有剩余的恒星形成的恒星形成的复兴。如果环境淬火在GEEC 2样品中起作用，那么我们的工作表明，只有一小部分中间星系可能正在经历这种转变，淬火发生在卫星星系（$\lesssim0.25$陀螺仪）相当迅速。
2013-12-16 astro-ph.GA
Sub one percent mass fractions of young stars in red massive galaxies
早型星系被认为是大质量星系形成的最终产物。光学光谱研究表明，大质量的早期型星系在短时间尺度（1<Gyr）和高红移（z>2）形成了它们的大部分恒星，然后被动演化到现在。然而，它们的光谱对最近恒星形成的小插曲不敏感，因为它们主要由老恒星组成。幸运的是，这个问题可以在紫外线范围内解决。虽然最近利用紫外线吸收线的研究表明，在一些早期类型的星系中存在年轻恒星，但年轻恒星的年龄和质量分数及其对星系质量的依赖性尚不清楚。在这里，我们报告了这些年轻的恒星星族的详细研究，从高质量的堆叠光谱的28,663星系从BOSS调查，同时分析光学和紫外线吸收线。我们发现，残留的恒星形成是普遍存在的大规模早期型星系，测量平均质量分数的~0.5%的年轻恒星在过去2 Gyr的演变。这一比例显示出随着星系恒星质量的减少而减少的趋势，与缩小规模的情况一致。我们还发现，从国家的最先进的宇宙学数值模拟的合成星系显着过度生产中间和年轻的恒星星族。因此，我们的研究结果对星系形成的数值模拟提出了严格的限制。
2019-12-13 astro-ph.GA
Ageing and Quenching through the ageing diagram: predictions from simulations and observational constraints
本文利用年龄图（AD）研究了星系恒星形成历史（SFH）的近期变化，通过H $α$线的等效宽度和$\sim 1-3$ Gyr线的等效宽度，通过尘埃校正的光学色$(g-r)_0$或Balmer折点，追踪了最后一个$\sim 20$ Myr年期间形成的恒星比例。我们提供了一个物理特性，通过使用Pipe 3D估计的SFH的CALIFA和MANGA星系，结合从IllustrisTNG-100的预测。我们的研究结果表明，AD可以分为四个域，与恒星的质量分数形成在过去的20万年和3 Gyr：老龄化系统，其SFR的变化尺度上的几个Gyr，占$70-80\%$的星系人口。在最后一个$\sim 1$ Gyr中SFH被突然截断的对象沿着分离的猝灭序列排列，该猝灭序列通过$10^9 < M_*/{\rm M_\odot} < 10^{12}$的（体积校正）编号表示$\sim 5-10\%$。未确定系统代表老化和淬火制度之间的中间人群。最后，退休的星系，占主导地位的老恒星的人口，位于该地区的AD的老化和淬火序列收敛。定义不同的恒星形成活动水平的出生率参数$b\equiv \frac{SFR}{\langle SFR \rangle}$，我们发现，星系过渡从老化到淬火序列的尺度$\sim 500$百万年。我们的结论是，年龄图提供了一个有用的工具来辨别最近淬火星系占主导地位的老龄人口。
2023-01-11 astro-ph.GA
On the origin of UV-dim stars: a population of rapidly rotating shell stars?
在过去的十年中，恒星自转在确定观测到的年轻星团性质方面的重要性变得更加清楚，自转被认为是观测到的扩展主序关闭（eMSTO）现象和分裂主序的主要原因。此外，年轻的星团被观察到拥有大部分快速旋转的Be星，其中许多是通过导致自熄的递减盘（所谓的“壳星”）接近赤道。最近，在$\sim1.5$ Gyr星团NGC 1783中发现了一种新的现象，其中一部分主序星在紫外波段出现异常暗淡。通过比较大麦云星云中大质量星团NGC 1850（$\sim100$ Myr）、NGC 1783（$\sim1.5$ Gyr）、NGC 1978（$\sim2$ Gyr）和NGC 2121（$\sim2.5$ Gyr）的紫外色星等图，我们研究了这些“紫外昏暗”恒星的起源。虽然年轻的星团显示出不可忽略的一部分紫外线暗淡的恒星，我们发现这样的恒星在两个老星团显着下降。这是值得注意的，因为年龄大于$\sim$ 2 Gyr的星团没有eMSTO，因此有大量快速旋转的恒星，因为它们的主序星的质量足够低，可以由于磁制动而减速。我们得出结论，紫外线暗淡的恒星可能是快速旋转的恒星，其递减盘几乎位于赤道上（即，是壳星），并讨论未来的观察，可以证实或反驳我们的假设。
2023-02-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
The VIMOS Public Extragalactic Redshift Survey (VIPERS): A quiescent formation of massive red-sequence galaxies over the past 9 Gyr
我们利用VIMOS公开河外星系红移巡天（VIPERS）中的~ 45，000个星系，在两个视场中，在~10.32 deg^2的范围内，观测了色-星等关系（CMR）和亮度函数（LF）在0.4<z<1.3处的演化。从z=0.5到z=1.3，不同星系群的LF和CMR都得到了很好的定义，对于整个（红）星系样本，M^* B演化了~1.04（1.09）+/-0.06（0.10）等。我们比较了不同的早型星系（ETG）选择标准：（1）静止坐标系（U-V）色的固定切割，（2）静止坐标系（U-V）色的演化切割，（3）静止坐标系（NUV-r '）-（r'-K）色的选择，（4）SED分类。无论采用哪种方法，我们都测量了红色序列（RS）的一致演化。在0.4<z<1.3之间，我们发现δ（U-V）=0.28+/-0.14等的RS截距的适度演变，有利于指数下降的恒星形成（SF）历史，SF截断在1.7<=z<=2.3。再加上ETG数密度自z=1以来增加了0.64 dex，这表明在z =1之前，大质量星系（M>10^11 M_sun）和RS在约1.5 Gyr的短时间内迅速形成。在0.9<z<1.0的ETG中检测到持续的SF支持了这一点，而在0.5<z<0.6的ETG中则是静止的红色恒星星族。观测到的CMR散射随红移增加，比星系团大两倍，与理论模型不一致。我们讨论了可能的物理机制，支持观察到的红星系人口的演变。我们的研究…
2014-01-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
An interstellar origin for high-inclination Centaurs
我们研究了真正的高倾角半人马座和海王星外天体的可能起源，使用高分辨率的稳定轨道的统计搜索，模拟他们的演变回到时代时，行星形成结束45亿年的过去。模拟是一种精确的轨道确定方法，不涉及特设的初始条件或假设，如在星子盘弛豫模型中发现的那些，他们的结论取决于。因此，它可以通过检查特定真实物体的过去轨道来独立地测试基于弛豫模型的起源理论。在这里，我们检查了17个多冲高倾角半人马座和两个极地trans-neptunian对象2008 KV 42和（471325）2011 KT 19。统计分布表明，它们过去的轨道接近极地4.5 Gyr，并且位于分散盘和内部奥尔特云区域。早期的极倾角不能用目前的太阳系形成理论来解释，因为早期的微行星系统必须是几乎平坦的，才能解释低倾角的小行星和柯伊伯带。此外，早期的分散盘和内部奥尔特云区域被认为缺乏太阳系的物质，因为微行星盘不可能延伸到海王星目前的轨道之外，以阻止行星的向外迁移。因此，过去高倾角半人马座4.5 Gyr的近极轨道表明它们可能是早期从星际介质捕获的。
2020-04-22 astro-ph.EP astro-ph.GA
On the fraction of dark matter in charged massive particles (CHAMPs)
从不同的宇宙学，天体物理学和地球的要求，我们得到保守的上界的质量的银河系暗物质（DM）晕带电大质量粒子（CHAMP）的现今分数。如果暗物质粒子是中性的，但最近衰变成CHAMP，那么海水中没有检测到重氢，银河系圆盘中的垂直压力平衡，就提出了最严格的界限。我们对CHAMP在衰变中的反冲速度和沉积在重子气体中的衰变能量采取非常保守的假设，发现衰变中性DM的寿命必须>（0.9-3.4）x 10^3 Gyr。即使假设CHAMP在银河系磁场中的回旋半径太小，以至于光环CHAMP无法到达地球，现今CHAMP中星系晕的质量分数应该<（0.4-1.4）x 10^{-2}。我们表明，通过CHAMP和无处不在的磁场之间的耦合重新分配DM不能是一个解决方案的尖状晕问题的矮星系。
2010-02-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
No Evolution in the Half-mass Radius of Milky Way-type Galaxies over the Last 10 Gyr
由于新的观测数据，银河系（MW）成为焦点。在这里，我们揭示了新的MW的过去，通过研究MW的祖先，我们确定从河外调查的结构演变。具体来说，我们约束的恒星质量增长历史（SMGH）的MW有两种方法：（$i$）直接测量MW的恒星形成历史，和（$ii$）假设MW是一个典型的恒星形成星系，仍然是恒星形成的主序星。我们基于来自CANDELS/3D-HST数据的在$z=0.2-2.0$的这两个SMGH选择MW祖细胞。我们从恒星质量分布估计了结构参数（包括半质量半径$r_{50}$和Sérsic指数）。我们的关键发现是，在过去的10 Gyr中，MW星系的祖先在空间分辨尺度上自相似地生长，大约有一个恒定的半质量半径（$\sim2-3$ kpc），而它们的恒星质量增加了约1 dex，这意味着几乎没有从内到外的增长。我们发现，在$z=2.0$和$z=0.7$的红移之间，恒星质量的$20\%$半径（$r_{20}$）减小了$60\%$，而中心恒星质量密度（$Σ_1$）在同一时间内增加了1.3倍，Sérsic指数随$n\propto(1+z)^{-1.41\pm0.19}$变化。这与早期（$z>1$）厚盘的形成一致，随后形成了导致核心质量增加的酒吧。薄盘的形成和演化对整体半质量大小的影响很小。我们还表明，MW祖细胞的恒定大小的演变挑战半经验的方法和数值模拟。
2022-06-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Shape asymmetry: a morphological indicator for automatic detection of galaxies in the post-coalescence merger stages
我们提出了一个新的形态指标，旨在自动识别星系微弱的不对称潮汐功能暗示正在进行或过去的合并。我们使用这个新的指标，连同预先存在的诊断星系结构研究的作用，星系合并诱导（后）星暴光谱签名在本地星系，并调查是否（后）星暴星系发挥的作用，在建立的“红色序列”。我们对SDSS DR 7中335个星暴年龄为0<tSB<0.6 Gyr的（后）星暴星系的演化样本进行了形态和结构分析，结果表明，45%的年轻星暴（tSB<0.1 Gyr）星系显示出正在进行或过去合并的特征。这部分下降与星爆年龄，我们发现一个很好的协议之间的自动和视觉分类。在我们的样本中，大多数最古老的（后）星暴星系（tSB~0.6Gyr）具有早期型盘的结构特性，并且不像在当今宇宙中的“红色序列”上通常发现的完全猝灭的星系那样高度集中。这表明，如果（后）星暴星系是活跃的恒星形成和静止之间的过渡阶段，他们没有达到目前淬火星系的结构在第一个0.6 Gyr后的星暴。
2016-01-12 astro-ph.GA astro-ph.IM
The star formation history in the solar neighborhood as told by massive white dwarfs
白矮星是低质量和中等质量恒星的残余。由于电子的简并性，它们的演化只是一个简单的重力热冷却过程。最近，由于盖亚的数据，已经有可能构建太阳附近（d < 100 pc）大质量（0.9 < M/Msun < 1.1）白矮星的光度函数。由于它们的祖先的寿命非常短，父母和女儿的出生时间非常接近，可以重建（有效）恒星形成率。这个速率在银河系早期从零开始增长，在6-7 Gyr前达到最大值。它下降了，大约5 Gyr前开始再次攀升，在过去达到最大值2 - 3 Gyr，此后下降。有一些最近恒星形成爆发的痕迹，但这里使用的方法不适合最近出生的白矮星。
2019-05-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ghosts in the Attic: Mapping the Stellar Content of the S0 Galaxy NGC 5102
利用加拿大-法国-夏威夷望远镜的WIRCam和MegaCam获得的图像研究了邻近S 0星系NGC 5102中恒星的空间分布。除了探测器元件之间的间隙外，整个星系都是在r'和i'测量的，而J和Ks的数据则延伸到6 kpc（7个磁盘尺度长度）。星盘上有一小部分M_V < -3.5的7000万年前的主序星，其中大部分位于星系的南半部。C星与明亮的M巨星的比例与过去1 Gyr内恒星形成率的总体增加一致。在0.1 - 2 Gyr期间的恒星形成活动比过去的1亿年更加集中。盘的结构在5 kpc（5.5盘尺度长度）附近发生变化。RSG和明亮的AGB星沿着长轴的南部被追踪到14 kpc（15.6标度长度）的半径，而在东南短轴的16 kpc投影距离处也有明亮的AGB星。在星系中心的西边，有一大片AGB星，对着一个弧分。有人认为，这是一个伴星星系的残余物，引发了过去的恒星形成活动。
2010-01-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Ages of the Thin Disk, Thick Disk, and the Halo from Nearby White Dwarfs
我们提出了一个详细的分析白矮星光度函数来自本地40 pc的样本和深自行目录Munn等人（2014，2017）。以往的许多研究都忽略了厚盘白矮星对银盘光度函数的贡献，这导致了年龄测量的混乱。结果表明，在局部样本中，厚盘/薄盘白矮星的比例约为20%.同时拟合两个磁盘组件，我们得出的年龄为6.8-7.0 Gyr的薄磁盘和8.7 $\pm$ 0.1 Gyr的厚磁盘从本地40 pc的样品。同样，我们从深自行目录中得出薄盘的年龄为7.4-8.2 Gyr，厚盘的年龄为9.5-9.9 Gyr，这表明在过去的2.5 Gyr中没有偏离恒定恒星形成率的证据。我们将薄盘和厚盘中恒星形成开始的时间差限制为$1.6^{+0.3}_{-0.4}$ Gyr。晕白矮星光度函数的暗淡端受到的约束较少，因此银河系内晕的年龄估计为$12.5^{+1.4}_{-3.4}$ Gyr。这是第一次从大到足以包含大量盘和晕天体的场白矮星样本中获得银河系所有三个主要组成部分的年龄。由此得到的年龄与最古老的疏散星团和球状星团的年龄估计相当吻合。
2017-02-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Measuring Star Formation Histories from Asymptotic Giant Branch Stars I: A Demonstration in M31
本文展示了利用M31中已分辨的渐近巨星支（AGB）恒星近红外成像测量恒星形成历史（SFH）的方法，验证了仅需少量AGB恒星即可可靠恢复SFH，并揭示了M31内部恒星晕的恒星形成历史，展示了该方法的巨大潜力。
2025-10-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The Gaia DR2 halo white dwarf population: the luminosity function, mass distribution and its star formation history
我们分析了由盖亚第二次数据发布确定的95个晕白矮星候选者的体积有限的几乎完整的100 pc样本。基于一个详细的人口合成模型，我们应用的方法，依赖于盖亚天体测量和测光精确地推导出个人的白矮星参数（质量，半径，有效温度，辐射热光度和年龄）。用我们的25颗白矮星进行了测试，我们对它们进行了光谱分析。我们建立和分析的晕白矮星光度函数，我们发现第一次可能的证据，在其最暗的结束，导致年龄估计$\simeq12\pm0.5 $陀螺。样品的质量分布在$0.589\,M_{\odot}$处达到峰值，白矮星的$71\%$质量低于$0.6\,M_{\odot}$，只有两颗质量超过$0.8\,M_{\odot}$的白矮星。从年龄分布中，我们发现了三颗总年龄超过12 Gyr的白矮星，其中J1312-4728是已知年龄最大的白矮星，年龄为$12.41\pm0.22 $ Gyr。我们证明，恒星形成的历史主要特点是爆发的恒星形成，发生在10至12 Gyr在过去，但延长到8 Gyr。我们还发现，恒星形成历史的峰值集中在11 Gyr左右，这与盖亚-土卫二相遇的当前年龄相符。最后，我们的晕样本的$13\%$被高速年轻物体（总年龄<7 Gyr）污染。这些白矮星的起源尚不清楚，但它们的年龄分布可能与人马座星系的遭遇相符。
2021-01-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
A New Look at an Old Cluster: The Membership, Rotation, and Magnetic Activity of Low-Mass Stars in the 1.3-Gyr-Old Open Cluster NGC 752
附近的疏散星团NGC 752提供了一个研究年龄>1 Gyr的恒星性质的难得机会。然而，为它构建一个成员目录是具有挑战性的;大多数调查仅限于确定其巨星和矮星成员早于中K。我们补充过去的成员目录与候选人选择更新的光度和适当的运动标准，产生一个列表的258名成员，一个>50%，比以前的目录增加。使用贝叶斯框架，以适应MESA等时线和恒星轨道的演化模型，文献测光和第谷盖亚天体测量解决方案的数据提供了59个集群成员，我们推断的年龄，距离，NGC 752：1.34 $\pm$ 0.06 Gyr和438 $_{-6}^{+8}$ pc。我们还报告了我们的光学监测的集群使用Palomar瞬态工厂的结果。我们获得了12个K和M星团成员的旋转周期，这是对年龄>1 Gyr的低质量恒星测量的第一个周期。我们比较这些新的时期，从年轻的集群Praesepe和NGC 6811的数据，和角动量损失的理论模型，研究恒星自旋下降的低质量恒星在其第一个1.3 Gyr。虽然平均而言，NGC 752恒星的旋转速度比年轻的恒星慢，但差异并不显著。最后，我们用我们的光谱观测测量星系团恒星的H α，发现早于$\approx$ M2的成员是磁不活跃的，正如预期的那样在这个年龄。即将到来的盖亚数据应该巩固和扩大NGC 752的成员资格，以更低的质量，从而增加其对低质量恒星研究的重要性。
2018-04-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Efficient satellite quenching at z~1 from the GEEC2 spectroscopic survey of galaxy groups
我们提出了深GMOS-S光谱的11个星系群在0.8<z<1.0，与r_{AB} <24.75的星系。我们的样本对于11个组中的8个组是高度完整的（>66%）。使用光学近红外颜色-颜色图，样品中的星系用尘埃不敏感的方法分为三类：被动（红色），恒星形成（蓝色）和中间（绿色）。在被动星系部分中观察到最强的环境依赖性，在质量范围10^{10.3}< M_{star} /M_ \odot <10^{11.0}中，被动星系仅占磁场的~ 20%，但它们是星系群的主要组成部分。如果我们假设场的性质与“预吸积”粒子群的性质相似，则环境猝灭效率（ε ρ）被定义为场星系为了与观测到的群内红色部分相匹配而需要猝灭的部分。所获得的效率为~0.4，与其在局部中等密度环境中的值相似。虽然绿色（中间）星系在星系群和场中都占恒星形成人口的20%，但在所有恒星质量下，星系群人口的平均sSFR低约3倍。绿色的星族没有表现出强烈的H-δ吸收，而这正是星暴星系的特征。最后，被动星系群的比例很高，当与卫星吸积模型相结合时，要求大多数吸积星系都受到环境的影响。因此，吸积和恒星形成截断开始之间的任何延迟（τ）必须小于2 Gyr，比在z=0时拟合数据所需的3-7 Gyr短。中间星系的相对较小的比例要求实际的猝灭过程迅速发生，具有指数衰减时间尺度τ_q<1 Gyr。
2013-02-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraints on the evolution of the relationship between HI mass and halo mass in the last 12 Gyr
暗物质晕中的中性氢（HI）含量形成了重子循环中的中间态，连接了晕中的热冲击加热气体和冷恒星形成气体。HI质量和晕质量之间的关系的测量，因此提出了重要的限制星系形成模型。我们结合射电观测的HI在低红移的发射（$z\sim 0$）和光学/紫外观测的HI在高红移的吸收（$1<z<4$）导出的HI质量晕质量（HIHM）的关系从红移$z=4$到$z=0$的演变约束。我们发现，可以模拟HIHM关系类似的恒星质量晕质量（SHM）的关系在$z \sim 0$。在$z=0$中，质量为$10^{11.7}$ M $_\odot$的晕具有最高的HI质量分数（$\sim 1\%$），约为恒星质量分数的四分之一。我们模拟HIHM关系的演变的方式类似的SHM关系。结合这一参数化与红移和质量相关的修改Navarro-Frenk-White（NFW）配置文件中的HI密度晕，我们绘制的HIHM关系从所观察到的HI列密度，发病率和集群偏见在高红移的演变的限制。我们将这些发现与流体动力学模拟和文献中的其他方法的结果进行了比较，并发现模型在$68\%$置信水平下相互一致。
2017-07-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy Protoclusters as Drivers of Cosmic Star-Formation History in the First 2 Gyr
现今的星系团是大质量的晕，其中大多数是静止的星系，而遥远的原星系团是包含许多恒星形成星系的扩展结构。我们调查的影响，这一根本性的变化，在宇宙学的背景下，使用一组N体模拟和半解析模型。我们发现，从z=0到z=7，所有（原）星系团占据的宇宙体积分数增加了近三个数量级。我们发现，（原）团星系是一个重要的，甚至在高红移占主导地位的人口，因为他们的预期贡献的宇宙恒星形成率密度上升（从1%在z=0）到20%在z=2和50%在z=10。因此，原星系团提供了宇宙电离光子的重要部分，并且可能在驱动宇宙再电离的时间和拓扑结构方面至关重要。在内部，团簇形成的平均历史可以分为三个阶段：在z~10-5，原团簇中的星系生长是由内而外的，中心晕是宇宙中最活跃的区域之一：在z~5-1.5，整个10-20 Mpc结构中发生了快速的恒星形成，形成了它们现在的大部分恒星质量;在z<~1.5时，剧烈的引力坍缩将这些恒星的内含物推入单个星系团晕中，由于弛豫和维里化，在很大程度上抹去了星系团星系形成的细节。我们的研究结果激发了对遥远原星系团的观测，以了解宇宙正午期间快速、扩展的恒星生长，以及它们与宇宙黎明期间再电离的联系。
2017-07-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy Zoo: An independent look at the evolution of the bar fraction over the last eight billion years from HST-COSMOS
我们测量的红移演变的酒吧分数在一个样本中的2380视觉选择盘星系宇宙演化巡天（COSMOS）哈勃太空望远镜（HST）的图像。用于识别圆盘样本和指示恒星棒存在的视觉分类由公民科学家通过银河动物园：哈勃（GZH）项目提供。我们发现，整体棒分数减少了两倍，从z=0.4（tlb = 4.2 Gyr）时的22+/-5%减少到z=1.0（tlb = 7.8 Gyr）时的11+/-2%，与先前的分析一致。我们表明，这种减少，强棒分数在体积有限的样本的大规模盘星系[恒星质量限制的log（Mstar/Msun）> 10.0]，不能是由于红移依赖的偏见隐藏无论是酒吧或盘星系在更高的红移。将我们的样品分成三个质量箱，我们发现，在最高质量箱中，棒分数的减少是最突出的，而在我们的样品中，较低质量的圆盘显示出更温和的演变。我们还包括了98个红盘星系的样本。这些星系有很高的棒分数（45+/-5%），并且在其他使用SED拟合或颜色来识别高红移盘的COSMOS样本中缺失。我们的结果与大质量盘星系的演化在z~1处开始受到缓慢（长期）内部过程的影响的图像是一致的。我们讨论了棒分数的减少与红移的可能联系，包括稳定盘星系的生长，盘星系中气体含量的质量演化，以及潮汐相互作用的质量依赖效应。
2014-01-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Observations of environmental quenching in groups in the 11 Gyr since z=2.5: different quenching for central and satellite galaxies
我们提出了在红移范围0<z<2.5的星系群中恒星形成猝灭的直接观测证据。我们利用一个大样本的近6000组，选择固定的累积数密度从三个光度计目录，按照中央和卫星星系在大约11 Gyr的不断发展的静止分数。在z~0处，我们样本中的中心星系的恒星质量范围从银河系/M31类似物（M= 6.5 × 10^10 M \solar）到附近的大质量椭圆星系（M= 1.5 × 10^11 M \solar）。同一星系群中的卫星星系的质量低至大麦云（M= 6.5 × 10^9 M \solar）的两倍。使用统计背景减法，我们测量的平均静止帧颜色的星系在我们的集团和计算的演变静止分数的中心和卫星超过7个红移箱。我们的分析显示了明确的证据，恒星形成淬火组晕，与不同的淬火开始的中心和他们的卫星星系。利用我们中心星系的晕质量估计，我们发现当典型的晕质量达到10^12和10^13 M \solar之间时，恒星形成在中心关闭，这与晕淬灭模型的预测一致。相比之下，同一星系群中的卫星星系很可能会受到环境过程的影响而发生淬灭，其发生时间相对于它们的中央星系要延迟。虽然随着时间的推移，所有星系的恒星形成都受到抑制，但控制中心星系和卫星星系淬火的过程是不同的。虽然质量在决定中央星系的恒星形成活动方面起着重要作用，但卫星星系的猝灭主要取决于它们所处的环境。
2014-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Shaken, Not Stirred: The Disrupted Disk of the Starburst Galaxy NGC 253
使用CFHT WIRCam获得的近红外图像用于研究附近的玉夫座星系团螺旋NGC 253的近期历史。星盘中恒星的分布是不平衡的，在这个意义上，在距星系中心10至20 kpc的星盘东北部的AGB星的投影密度比星系对面高约0.5 dex。除了中心的2 kpc，盘的东北部分似乎是过去0.1 Gyr期间银河系中恒星形成活动最高水平的地方。弥散的恒星结构被发现在盘的外围，其中最突出的是在星系的南部和东部。明亮的AGB星在盘面上方15 kpc处被探测到，它们是弥散分布的扁平面外部分的一部分。观测光度函数和模型光度函数之间的比较表明，平面外区域包含在宇宙大部分年龄形成的恒星。这表明NGC 253的盘被一次潮汐遇到一个现已不复存在的伴星所破坏。最年轻的星外行星的年龄表明，产生星外行星的事件，并可能导致星暴，发生在过去的~ 0.2 Gyr。
2010-11-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galactic Kinematics and Observed Flare Rates of a Volume-Complete Sample of Mid-to-Late M-dwarfs: Constraints on the History of the Stellar Radiation Environment of Planets Orbiting Low-mass Stars
我们提出了一个体积完整的，几乎所有的天空样本的219个单星在15秒差距内，质量在0.1 $-$ 0.3 M $_{odot}l$ TESS的主要任务期间观察到的星系运动学，耀斑率，色球活动和旋转周期之间的关系的研究。我们发现所有的恒星都符合一个共同的值$α$ =1.984 $\pm$ 0.019的耀斑频率分布的指数。利用我们测量的恒星径向速度和盖亚天体测量，我们确定银河系UVW空间运动。我们发现64%的恒星是银河系薄盘的成员，5%属于厚盘，剩下的31%，我们不能确信地将成员分配给任何一个组成部分。如果我们假设在过去的8 Gyr薄盘中恒星的形成是恒定的，那么根据我们观察到的活跃的部分，我们估计这些恒星从饱和到不饱和耀斑状态过渡的平均年龄为2.4 $\pm$ 0.3 Gyr。这与我们从银河系运动学中分配的年龄是一致的：我们发现Prot $<$ 10天的恒星年龄为2.0 $\pm$ 1.2 Gyr，Prot $<$ 10天的恒星年龄为5.6 $\pm$ 2.7 Gyr，Prot $>$ 90天的恒星年龄为12.9 $\pm$ 3.5 Gyr。我们发现，与Prot $<$ 10天的恒星的平均年龄增加，从0.6 $\pm$ 0.3 Gyr（0.2 - 0.3 M $_{odot}$）到2.3 $\pm$ 1.3 Gyr（0.1- 0.2 M $_{odot}l$）减少恒星质量。
2022-06-08 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Planets Across Space and Time (PAST) IV: The Occurrence and Architecture of Kepler Planetary Systems as a Function of Kinematic Age Revealed by the LAMOST-Gaia-Kepler Sample
本文利用LAMOST-Gaia-Kepler样本研究开普勒行星系统出现率与构型随运动学年龄的变化，发现行星出现率约为50%且与年龄无关，但行星多重度和每星行星数随年龄下降，互轨道倾角随年龄增大，表明行星系统随年龄演化得动力学更热、行星更少。
2023-10-31 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Star Formation History in two fields of the Small Magellanic Cloud Bar
在恒星形成方面，酒吧是小麦哲伦星云中最多产的区域，但也是研究最少的区域。在本文中，我们调查的恒星形成历史的两个领域位于西南和东北部分的酒吧使用两个独立的和良好的测试程序适用于颜色星等图的恒星星族解决了通过深HST测光。我们发现，酒吧经历了一个可以忽略不计的恒星形成活动在最初的几个Gyr，其次是一个戏剧性的增强从6到4 Gyr前和一个几乎恒定的活动，从那时起。这两个被研究的领域在恒星形成的速率和最近与过去活动的比率上都有所不同，但它们都具有非常低的初始活动水平和大约5 Gyr前的突然增加。增强的时间和大麦云星云中主要事件的时间之间惊人的相似性暗示了一次近距离相遇引发了恒星的形成。
2012-06-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
