MUSEQuBES: The kinematics of OVI-bearing gas in and around low-redshift galaxies
基于MUSEQuBES巡天，利用背景类星体研究60个低红移低质量星系周围OVI气体的运动学，发现位力半径内多数吸收体受引力束缚，且大质量星系中OVI运动学散布更大。
2024-09-23 astro-ph.GA
VLA Imaging of HI-bearing Ultra-Diffuse Galaxies from the ALFALFA Survey
超漫射星系由于其大的光学范围和低的光学表面亮度而引起了人们极大的兴趣，这对星系形成模型提出了挑战。在这里，我们提出了解决的合成观测的12个HI轴承超扩散星系（HUD）的卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA），以及基特峰国家天文台WIYN 3.5米望远镜的深层光学成像。我们给出了数据处理和图像，包括总强度HI图和HI速度场。HUD显示了有序的气体分布和旋转的证据，这是Mancera Piña等人（2019 b）详细运动学模型的重要先决条件。我们比较了HI和恒星的排列和范围，并发现HI超出了已经扩展的恒星组件，HI磁盘往往是不对齐的恒星，强调谨慎的重要性时，接近这些极端的来源倾斜测量。我们探索了HI质量-直径的标度关系，发现尽管HUD具有弥散的恒星星族，但它们都沿着该关系下降，具有典型的全球HI表面密度。这个解决的样本形成了一个重要的基础，更详细的研究HI分布在这个极端的河外人口。
2021-01-05 astro-ph.GA
The contribution of HI-bearing ultra-diffuse galaxies to the cosmic number density of galaxies
我们估计宇宙数密度的最近确定的类HI轴承超扩散源（HUD）的基础上的完整性限制的ALOCHFA调查。这些天体落在$8.5 < \log M_{\rm{HI}}/\rm{M_{\odot}} < 9.5$的范围内，平均$r$带表面亮度比24兆秒差距$^{-2}$微弱，半光半径大于1.5千秒差距，与相邻天体的距离至少为350千秒差距。我们发现HUD最多贡献了6%的HI-轴承矮星的人口，有一个总宇宙数密度为$(1.5 \pm 0.6) \times 10^{-3}$ $\rm{Mpc^{-3}}$，和一个HI质量密度为$(6.0 \pm 0.8) \times 10^{5}$ $\rm{M_{\odot}\,Mpc^{-3}}$。我们估计，这是类似的总宇宙数密度的UDG在集团和集群，并得出结论，UDG的数量之间的关系托管在晕和晕质量，必须有一个突破低于$M_{200} \sim 10^{12}$ $\rm{M_{\odot}}$，以占丰富的HUD。HUD的速度宽度的分布急剧上升，向低的值，表明一个偏好缓慢的旋转速率。由于这些天体表面亮度低，因此在星系恒星质量函数的测量中没有出现。然而，我们估计，由于它们的低数密度，它们的包含将构成小于1%的校正。与Santa Cruz SAM的比较表明，它产生了与HUD颜色相似的HI丰富的中央UDG，但目前这些UDG的生产数量非常多。虽然来自该样本的先前…
2018-01-22 astro-ph.GA
Where are All the Gas-Bearing Local Dwarf Galaxies? Quantifying Possible Impacts of Reionization
我们提出了一种方法，用于比较检测和非检测的本地组（LG）矮星系在大型HI调查的一套N体模拟的LG的预测。这种方法主要依赖于一组经验的尺度关系连接的模拟观测，而不是作出强有力的理论假设。然后，我们将这种方法应用于银河阿雷西博L波段馈源阵列HI紧凑型云目录（GALFA-HI CCC），并将其与ELVIS模拟套件进行比较。这种方法揭示了模型的原始结果和观测结果之间的强烈张力：虽然GALFA-HI CCC中没有LG矮星，但模拟预测了$\sim 10$。应用一个简单的再电离模型可以通过防止低质量晕形成气体来解决这种张力。然而，如果这种效应如预期的那样起作用，观测结果将对再电离影响的矮星系的质量尺度提供限制。结合观测到的狮子座T的性质，晕维里质量尺度的再电离影响矮星系的气体含量被限制为$\sim 10^{8.5} M_\odot$，独立于任何假设的恒星形成。
2018-03-05 astro-ph.GA
WALLABY: an untargeted search for H I-bearing ultra-diffuse galaxies uncovers the first known ultra-diffuse galaxy pair
Swinburne University of Technology（斯威本科技大学）；CSIRO Space & Astronomy（澳大利亚联邦科学与工业研究组织空间与天文部）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；International Centre for Radio Astronomy Research (ICRAR), The University of Western Australia（西澳大学国际射电天文学研究中心）；Queen’s University（女王大学）；Arthur B. McDonald Canadian Astroparticle Research Institute（亚瑟·B·麦克唐纳加拿大亚原子粒子研究所）；University of Toronto（多伦多大学）；Yachay Tech University（雅查伊理工大学）；Universidad San Francisco de Quito（基多圣弗朗西斯科大学）；Australian SKA Regional Centre (AusSRC) - The University of Western Australia（西澳大学澳大利亚SKA区域中心）；ICRAR - Curtin University（科廷大学国际射电天文学研究中心）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）；Australia Telescope National Facility, CSIRO, Space and Astronomy（澳大利亚联邦科学与工业研究组织空间与天文部澳大利亚望远镜国家设施）
本研究利用WALLABY巡天搜索含中性氢的超弥散星系，发现了首个已知的UDG对，分析了其物理性质与环境，为研究UDG形成及星系团下落前的演化提供了新线索。
2025-10-22 astro-ph.GA
H_2 molecular gas absorption-selected systems trace CO molecular gas-rich galaxy overdensities
吸收选择星系是研究高红移低质量星系的有效途径。然而，基本星系群的物理性质仍然不确定。特别是，多相环星系介质被认为包含了星系中气体流入和流出的关键信息，这些信息对星系演化模型至关重要。本文介绍了含H_2吸收体星系中CO分子气体的ALMA观测结果。在我们的六个吸收器的样本中，我们在五个吸收器场中检测到富含分子气体的星系，尽管我们没有针对高金属量（> 50%太阳能）系统，以前的研究报告了最高的检测率。令人惊讶的是，我们发现，大多数的吸收器与多个星系，而不是单一的晕。这些结果与大的碰撞参量一起表明，吸收中所见的含H_2气体不是扩展盘的一部分，而是存在于环星系和群内介质中的致密气袋中。
2021-06-08 astro-ph.GA
MUSEQuBES: The column density, covering fraction, and mass of OVI-bearing gas in and around low-redshift galaxies
基于MUSEQuBES巡天，本研究分析了低红移星系周围的含OVI气体，发现OVI柱密度与覆盖比例在log(M*/Msun)~9.5处达峰，并指出碰撞电离主导该峰值而矮星系需光致电离等过程，同时证实矮星系维里半径外存在高度电离金属底限。
2024-09-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
HI observations of the MATLAS dwarf and ultra-diffuse galaxies
星系中HI气体的存在与它们的形态和演化有着千丝万缕的联系。本文的目的是了解已经确定的2210矮星位于低到中等密度环境的MATLAS深成像调查的HI内容。我们结合ATLAS $^{3D}$巡天的HI观测资料和ALMANFA巡天的河外HI源资料，提取了MATLAS矮星的HI谱线宽度、速度和质量。在我们样本中的1773颗矮星中，有8%（145颗）有HI线检测。大部分的矮星系呈现不规则的形态，而29%（42）是椭圆星系，这是迄今为止最大的含有高强度氢离子的矮椭圆星系（dEs）样本。在HI矮样本中，2%（3）是超扩散星系（UDG），12%具有过渡型形态，5%是潮汐矮候选者，10%似乎是被破坏的物体。在我们的光学选择的样品中，9.5%的dEs，7%的UDG和10%的经典矮星是HI轴承。带有HI的矮星平均比没有检测到HI的矮星有更蓝的颜色。我们发现恒星和HI质量，气体分数，颜色和绝对星等之间的关系与以前的研究一致的矮星探测类似的质量和环境。对于79%的矮星被确定为大质量早型星系的卫星，我们发现HI质量随着到宿主的投影距离的增加而增加。利用HI谱线宽度，我们估算了动力学质量，发现5%（7）的矮星缺乏暗物质。
2021-11-29 astro-ph.GA
Figuring Out Gas & Galaxies in Enzo (FOGGIE). XV. Examining the Spatial and Kinematic Relationship between Circumgalactic Mg II and O VI
Michigan State University（密歇根州立大学）；Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森天体物理中心）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）
该研究基于FOGGIE模拟套件，探究星系际Mg II和O VI的空间与运动学关系。通过两种方法分析其覆盖分数等，发现二者在特定条件下有共运动关系，但空间分离不紧密，整体相关性较弱。
2026-07-20 astro-ph.GA
The Spread of Metals into the Low-Redshift Intergalactic Medium
利用哈勃太空望远镜上的宇宙起源摄谱仪观测到的明亮活动星系核目标的FUV光谱，我们研究了星系与局部宇宙（$z < 0.16$）中富含金属和缺乏金属的吸收体之间的关联。在这个均匀的样本中，$N_{\rm O\,{VI}}\geq13.5~\mathrm{cm}^{-2}$检测到18个O VI，$N_{\rm O\,{VI}}<13.5~\mathrm{cm}^{-2}$检测不到18个O VI，使用Lya吸收剂和${N_{\rm H\,{I}}\geq} 10^{14}~\mathrm{cm}^{-2}$，O VI从不同光度的星系延伸的最大距离是$\sim0.6$ Mpc，或$\sim5$维里半径，确认和改进早期的结果。这是一个重要的数值，必须通过数值模拟来匹配，数值模拟输入了次网格级别的银河风强度。我们提出的证据表明，主要的贡献者传播到环和星系际介质的亚$L^*$星系（$0.25L^*<L<L^*$）。金属从这些星系传输的最大距离相当于或小于一组星系的大小。这些结果表明，在星系群存在的地方，星系群产生的金属不会离开星系群。由于在我们的样本中，许多O VI未检测到发生在近距离的碰撞参量作为含金属的吸收体，一些更原始的星系际物质似乎是吸积到集团，它可以与含金属的云混合。
2018-01-25 astro-ph.GA
Physical conditions in diffuse interstellar medium of local and high redshift galaxies: measurements based on excitation of H$_2$ rotational and CI fine-structure levels
本文给出了本星系和高红移星系的含HPDMATHABMM的冷星际介质的物理条件（数密度、紫外光场强度、动力学温度）的分析结果。我们的测量的基础上，配合所观察到的人口H $_2$旋转水平和CI精细结构水平的帮助下，用PDR Meudon代码计算的数值模型的网格。低H $_2$旋转能级和CI精细结构能级的联合分析可以打破$I_{UV}-n_{\rm{H}}$平面中的简并性，并提供对UV场的数密度和强度的显着更严格的约束。利用VLT/UVES、KECK/HIRES、HST/STIS和FUSE望远镜的存档数据，我们在银河系和麦哲伦云星系中选择了12个类星体光谱中的高红移阻尼Ly $α$系统（DLAs）和14个H $_2$吸收系统。这些系统具有强H $_2$组分，具有柱密度$\log N({\rm{H_2}})/{\rm{cm}}^{-2}>18$和相关的CI选择。发现高红移DLAs和本星系中含H $_2$的介质具有相似的动力学温度$T_{\rm{kin}}\sim100$ K和数密度$10-500$ cm $^{-3}$ .然而，在DLAs中入射的紫外辐射强度变化范围很大（Mathis场的$0.1-100$单位），而在Milky-Way、LMC和SMC星系中H $_2$系统的入射紫外辐射强度变化范围为Mathis场的$\sim0.1-3$单位。DLA中测得的UV通量的大分散可能是DLA样品探…
2020-08-04 astro-ph.GA
The Effect of Environment on Milky Way-mass galaxies in a Constrained Simulation of the Local Group
在这封信中，我们提出，第一次，研究的恒星形成率，气体分数和星系形态的银河系（MW）和仙女座（M31）星系的约束模拟，与其他MW质量星系相比。通过结合无约束的模拟，我们覆盖了足够的体积来比较这些星系的环境密度范围从外地的本地集团（LG）。这是特别相关的，因为它已经表明，相当普遍，星系的属性密切依赖于它们的环境，最突出的是当星系团中的星系相比，在外地。然而，对于像LG这样松散星系群中的星系，环境的影响就不那么清楚了。我们认为星系的环境密度在1200千秒差距（共动）的领域，并发现，虽然环境似乎并不直接影响形态，有一个积极的趋势与恒星形成率。这种恒星形成的增强系统地发生在高密度环境中的星系中，无论它们是LG的一部分还是在细丝中。我们的模拟表明，在Mpc尺度下更丰富的环境可能有助于补充恒星形成气体，从而使MW等星系的恒星形成率更高。
2015-01-13 astro-ph.GA
The Cosmic Ultraviolet Baryon Survey (CUBS) II: Discovery of an H$_{2}$-Bearing DLA in the Vicinity of an Early-Type Galaxy at z = 0.576
本文报道了在宇宙紫外重子巡天中，在类星体J 0111 -0316的光谱中偶然发现了一个含H $_{2}$的阻尼莱曼- $α$吸收体，其位置为z = 0.576。HST-COS在远紫外波段的光谱观测显示，它是一个阻尼吸收体，log[N（HI）/cm^-2] = 20.1 +/- 0.2，log[N（H $_{2}$）/cm^-2] = 18.97（-0.06，+0.05）。扩散的分子气体被发现在两个速度分量分开dv = 60 km/s，与总的H $_{2}$柱密度的>99.9%集中在一个组件。在$\approx$的金属丰度为太阳的50%时，有证据表明Fe增强和尘埃耗尽，尘埃与气体的比率为$κ_{\text{O}} \approx$ 0.4。用IMACS和LDSS-3C对麦哲伦星系进行的星系红移巡天观测显示，在距离d <= 600固有kpc（pkpc）和距离吸收体的视线速度偏移dv $_{g}$ <= 300 km/s处，有9个星系过密。最接近的是一个d = 41 pkpc的大质量早型星系，它包含的$\approx$占d <= 310 pkpc的H $_{2}$吸收体的恒星总质量的$\approx$ 70%。含H $_{2}$的气体与静止星系的紧密接近，以及吸收体的Fe增强化学丰度模式表明了一种物理联系，与DLAs主要与富含气体的矮星相关联的图片相反。这个案例研究表明，需要进行深星系红…
2021-03-19 astro-ph.GA
Sulphur within the extreme environment of the central molecular zone of NGC 253: a chemical modelling approach
Leiden University（莱顿大学）；University of Bonn（波恩大学）；University College London（伦敦大学学院）；National Radio Astronomy Observatory（美国国家射电天文台）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）
本研究通过UCLCHEM化学模型分析NGC 253星系中心分子区含硫物种行为，可区分受激、激波后及宁静气体，为研究河外恒星形成区分子发射起源提供有效方法。
2026-09-02 astro-ph.GA
Draining the Local Void
两个位于局部虚空深处的星系为虚空膨胀的预期提供了一个测试。为了研究红巨星分支顶端的恒星星族和测定恒星的光度距离，用哈勃空间望远镜对中等（M_B~-14）HI的矮星系ALFAZOAJ 1952 +1428和KK 246进行了成像。混合年龄系统的距离分别为8.39 Mpc和6.95 Mpc，推测的视向速度分别为-114 km/s和-66 km/s。这些运动复合在银河系运动的~230公里/秒远离空隙。这两个星系的轨道受到一个数值作用模型的合理约束，该模型包括一个包含局部虚空的广泛区域。这两个空星系正以每秒几百公里的速度远离空星系中心。
2016-11-17 astro-ph.GA
Element abundances in metal poor local star-forming galaxies constrained by the weak spectral lines
我们从不同的调查中收集了一些重要的光谱数据，从恒星形成星系在本地宇宙。为了约束模型，选择了在来自不同元素的线的数量上显示相对丰富的光谱的对象。特别是，我们研究了相对较弱的谱线，如[OIII]4363，HeII 4686，HeI 4471和HeI 5876。我们已经详细模拟了光谱的耦合效应的光电离从恒星和冲击。我们已经发现，相对于H的大多数元素的丰度低于太阳，但不像直接强线和Te方法所评估的那样低。通过[SII]6717、6731和[SIII]6312线出现的硫没有耗尽，揭示了来自ISM的强贡献。我们在样品中加入了含有CIV/Hb和CIII]/Hb线比的本地低金属量矮星系的光学-紫外光谱，以便相对精确地确定C/H相对丰度。结果表明，He/H低于太阳在某些对象，并建议的几何厚度的云约束HeII/Hb线比。我们解释了低的He/H混合的风从恒星形成区ISM云。
2022-01-16 astro-ph.GA
The Cosmic Ultraviolet Baryon Survey (CUBS) IX: The enriched circumgalactic and intergalactic medium around star-forming field dwarf galaxies traced by O VI absorption
本文基于 CUBS 数据通过 O VI 吸收线研究恒星形成矮星系周围的 CGM/IGM，发现低质量系统在 z≲1 时能有效将大量金属保留在附近的星系周与星系际介质中。
2024-11-13 astro-ph.GA
Pair Lines of Sight Observations of Multiphase Gas Bearing O VI in a Galaxy Environment
利用$HST$ /COS对孪生类星体QPDMATHABMN A $\&$ Q $0107-025$ B的观测，报道了在横向间距为$520$ kpc的$z = 0.399$多星系环境中气体的物理性质、化学丰度和横向尺寸.朝向Q $0107-025$ B的吸收体具有$\log N(H I)/cm^{-2} \approx 16.8$（部分莱曼极限），而朝向另一视线的吸收体具有较低的$N(H I) \approx 2$ dex。O VI沿两个视线具有可比的列密度和广泛的$b$ -值，而低电离线是相当窄。低电离气体是不一致的O VI建模时，假设光电离在一个单一的阶段。沿着这两条视线，O VI和符合广泛的H I是最好的解释，通过碰撞电离冷却等离子体与太阳的金属丰度。电离模型推断$1/10$ -th太阳金属的pLLS和太阳金属的低柱密度吸收沿其他视线。在距视线投影距离的$\pm~250~km~s^{-1}$和$2$ Mpc范围内，确定了12个星系，其中3个在$300$ kpc范围内。其中一个是矮星系，而其他两个是中等质量的系统，在$ρ\sim (1-4)R_{vir}$的影响参数。沿着两条视线的O VI可能是在低电离气体和最近星系的热晕的界面处追踪狭窄的过渡温度区，或者是与环星系晕/群内介质相结合的更分散的温暖气体。后一种情况导致热气体质量极限为$M \gtrsim 4.5 \times 10…
2021-02-09 astro-ph.GA
The Milky Way and Andromeda galaxies in a constrained hydrodynamical simulation: morphological evolution
我们研究的两个主要组成星系的本地集团作为候选人的银河系（MW）和仙女座（M31）的约束模拟。我们专注于恒星盘的形成和它的关系，形成一个丰富的系统与两个大质量的星系组，并调查合并和吸积的影响作为驱动程序的形态转变。我们使用最先进的流体动力学代码，其中包括恒星形成，反馈和化学富集进行我们的研究。我们运行两个模拟，其中我们包括或忽略来自恒星的辐射压力的影响，研究这个过程对模拟星系的形态和恒星形成率的影响。我们发现，模拟M31和MW有不同的形成历史，即使都居住在，在z=0，相同的环境。这些差异直接转化为并解释了它们的恒星形成率，原位分数和最终形态的变化。M31候选者有一个活跃的合并历史，因此它的恒星盘直到现在都无法不受影响地生存下来。相比之下，MW候选者具有更平滑的历史，在后期没有重大合并，并形成稳定增长的圆盘;在z=0时，模拟MW具有扩展的旋转支撑圆盘，其在凸起上占主导地位。我们的两个反馈实现预测类似的星系和它们的盘的演化，虽然检测到一些变化，其中最重要的是盘的形成时间：在较弱/较强反馈的模型中，盘形成较早/较晚。总之，通过比较这两个星系的形成历史，我们得出结论，星系的合并/吸积历史，而不是它的环境在LG尺度的形成和随后的增长或破坏的星系盘的主要驱动力。
2015-03-02 astro-ph.GA
Low star-formation activity and low gas content of quiescent galaxies at $z=$ 3.5-4.0 constrained with ALMA
在$z>3$的深近红外巡天中发现了一群巨大的静止星系，这引起了一个问题，即它们是如何在宇宙历史的这么早就被熄灭的。测量它们的分子气体性质可以区分由于缺乏燃料而停止形成恒星的物理过程与恒星形成效率降低而保留气体的物理过程。我们进行了阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）观测的四个静止星系$z=$ 3.5-4.0发现的四星星系演化调查（ZFOURGE）和一个偶然的光学暗星系在$z=3.71$。我们的目标是通过观测尘埃在波段7的连续辐射和492.16 GHz的原子碳[C I]（$^3P_1$ - $^3P_0$）线来研究尘埃遮蔽的恒星形成及其气体含量的存在。在四个静止的星系中，只有一个来源是在$λ_{\rm obs} = 870 {\rm μm}$的尘埃连续体中检测到的。亚毫米观测证实了它们的被动性质，它们都位于$z=3.7$的恒星形成星系主序列下方的四倍以上。在[C I]中没有检测到靶，将它们的气体质量分数限制为$<$ 20%。这些气体质量分数比$z=3.7$中恒星形成星系的标度关系低三倍以上。这些结果支持这样的假设，即在$z=$ 3.5-4.0的大质量星系通过消耗/排出所有气体而不是通过降低其气体转化为恒星的效率来淬灭。
2022-06-28 astro-ph.GA
The Relationship Between the Dense Neutral and Diffuse Ionized Gas in the Thick Disks of Two Edge-On Spiral Galaxies
我们目前的高分辨率，光学图像（BVI + H α）的多相星际介质（ISM）的厚盘的边缘上的螺旋星系NGC 4013和NGC 4302。我们从哈勃太空望远镜、大双筒望远镜和WIYN 3.5米望远镜获得的图像显示，在z~2 - 2.5 kpc范围内有大量的尘埃吸收。这些尘埃厚盘结构中的许多都具有让人想起银河系盘中分子云的特征。我们的Halpha图像显示，这些星系中的面外弥漫电离气体（DIG）主要是由一个光滑的，弥漫的成分。尘埃吸收的强衍射形态在光滑分布的H α发射中没有对应物。我们认为，厚盘DIG和含尘细丝跟踪物理上不同的阶段的厚盘ISM，后者跟踪一个密集的，温暖或寒冷的中性介质。螺旋星系厚盘中的致密尘埃物质主要是通过大质量恒星的能量反馈从薄盘中喷射出来的物质。气体的高密度可能是会聚气流的结果。这种致密的物质为厚盘恒星的形成提供了燃料，厚盘H II区的存在就是证明。
2013-01-02 astro-ph.GA
MUSEQuBES: Probing Anisotropies in Gas and Metal Distributions in the Circumgalactic Medium
Inter-University Centre for Astronomy & Astrophysics（天文与天体物理大学间中心）；Leiden Observatory（莱顿天文台）；Department of Astronomy, University of Michigan（密歇根大学天文学系）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦阿基米德天体物理研究所）；Centre de Recherche Astrophysique de Lyon (CRAL) UMR5574, Univ Lyon1, Ens de Lyon, CNRS（里昂天体物理学研究中心）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Department of Physics, University of Milan Bicocca（米兰比可卡大学物理系）；Institut für Physik und Astronomie, Universität Potsdam（波茨坦大学物理与天文学研究所）
MUSEQuBES研究了低质量星系环状星系际介质中H I和O VI气体的各向异性分布，发现其覆盖分数在盘面和极向方向增强，而高质量星系则分布更均匀。
2026-08-18 astro-ph.GA
Quiescent Ultra-diffuse galaxies in the field originating from backsplash orbits
超扩散星系（UDG）是已知的表面亮度最低的星系，具有典型的矮星系的恒星质量，但大小与银河系等较大的星系相似。其扩展规模的原因是有争议的，建议内部过程，如角动量，反馈或合并与外部机制或两者的组合。从观测上，我们知道UDG是红色的，在群体和集群中是静止的，而它们在场上的对应物是蓝色的，正在形成恒星。这种二分法表明，环境影响是罪魁祸首。然而，最近在实地观察到孤立的静止的UDG，这一设想受到了挑战。在这里，我们使用$Λ$ CDM宇宙学流体动力学模拟表明，孤立的淬火UDG形成的后溅星系，曾经是另一个星系，集团或集群晕的卫星，但今天几个Mpc远离他们。这些相互作用虽然短暂，但会移除气体，并潮汐式地剥离现已熄灭的孤立UDG的暗物质晕的外围，这些UDG是作为恒星形成场UDG诞生的，占据了矮质量暗物质晕。因此，在暗条和空洞中可以发现数量不可忽略的静止UDG，与具有类似恒星成分的矮星相比，它们具有过去相互作用的标记，即剥离的外部晕，没有暗物质和气体。
2021-09-03 astro-ph.GA
Improved photometric redshifts with colour-constrained galaxy templates for future wide-area surveys
用LSST、\Euclid和{ \it Roman}进行宇宙学和星系演化研究，需要对探测到的星系进行精确的红移。在这项研究中，我们提出了改进的光度红移估计的星系使用模板库，填充三色空间，并受到\HST /坎德尔测光。对于训练样本，我们使用具有光度红移的星系样本，这使我们能够训练在一个大的，无偏见的星系样本上，在光学到中红外波长处具有深，清晰的光度。将训练样本中的半导体激光器分配给三维颜色空间中的立方体、$V-H$、$I-J$和$z-H$。然后，我们推导出最适合的光谱能量分布的训练样本在固定的CANDELS中值光度红移，以构建新的模板库为每个单独的颜色立方体（即基于颜色立方体的模板库）。我们得到我们的目标星系的光度红移（photo-z）使用我们新的基于颜色立方体的模板库和测光只有一组有限的波段，预期上述调查。因此，我们的方法产生的$σ_{NMAD}$为0.026和一个离群分数为6\%，仅使用光度法在LSST和\Euclid /{ \it罗马}带。与其他技术相比，$\sim$ 10\%对$σ_{NMAD}$的改进以及$\sim$ 13\%的离群值分数的降低。特别地，我们在$2 < z < 3$处将photo-z精度提高了约30\%。我们还通过在$ugrizYJH$光度测定中加入$K$或中红外波段来评估photo-z的改进。我们的颜色立方体为基础的模板库是一个强大的工具，以限制光度红移为…
2020-08-04 astro-ph.GA
A chronicle of galaxy mass assembly in the EAGLE simulation
在EAGLE流体动力学模拟中，我们分析了中心星系的质量集合。我们建立合并树连接星系到他们的祖先在不同的红移和其组装历史的特点，专注于当一半的星系恒星质量组装成主要的祖先。我们表明，星系的恒星质量$M_*<10^{10.5}M_{\odot}$通过在主要祖星（“原位”恒星形成）的恒星形成组装其大部分的恒星质量。这可以理解为这些星系的晕质量的恒星形成效率急剧上升的结果。然而，对于更大质量的星系，它们的恒星质量中有越来越多的部分是在主要祖先之外形成的，随后被吸积。因此，虽然低质量星系的聚集时间接近恒星形成时间，但高质量星系中的恒星通常在现今恒星质量的一半被聚集成一个单一物体之前很久就形成了，从而产生了所观察到的反等级缩小趋势。在一个典型的现今$M_*\geq10^{11}M_{\odot}$星系中，$20\%$周围的恒星质量有一个外部来源。这个分数随着红移的增加而减少。考虑到合并只对大质量星系的恒星质量增长做出重要贡献，我们发现主要贡献来自质量大于主要祖先质量十分之一的星系合并。从我们的模拟得出的星系合并分数与最近的观测估计一致。
2016-09-23 astro-ph.GA
On the Nature of the C IV-bearing Circumgalactic Medium at z~1
本文通过高分辨率光谱与星系巡天，研究z~1处七个C IV吸收体的物理性质和星系环境，揭示其偏好高金属丰度、低温光致电离气体，并指出部分情形下光致电离平衡假设可能失效。
2024-10-17 astro-ph.GA
Evidence for diffuse molecular gas and dust in the hearts of gamma-ray burst host galaxies
在这里，我们建立了一个样本的22个伽玛暴的红移$z > 2$观察X-射手，以确定氢，金属，尘埃和分子物种的丰度。这使我们能够研究中性ISM中的金属丰度和尘埃损耗效应在高红移，并回答这个问题是否（以及为什么）可能是缺乏H PDMATHAMN GRB-DLAs。我们拟合吸收线，并测量不同金属物种以及原子和分子氢的柱密度。推导出的相对丰度被用来拟合尘埃耗尽序列，并确定尘埃金属比和宿主星系固有的视觉消光。不缺乏携带H PDMATHAMN的GRB-DLA。我们检测到的吸收线从H $_2$在6出22 GRB余辉光谱，分子分数范围之间的$f\simeq 5\cdot10^{-5}$和$f\simeq 0.04$，并要求在其他三种情况下的试探性检测。本样本中的GRB-DLAs平均具有低金属丰度（$\mathrm{[X/H]}\approx -1.3$），与罕见的类星体-ESDLAs（log N（HI）$> 21.5$）相当。发现含H $_2$的GRB-DLA与显著的尘埃消光$A_V > 0.1$ mag相关，并且具有尘埃-金属比DTM $ > 0.4$。所有这些系统的柱密度均为log N（HI）$> 21.7$。H $_2$探测到的总比例为$\ge 27$ %（包括初步探测在内为41%），比类星体-DLAs的总体大三倍。对于$2<z<4$和log N（HI）$> 21.7$，在GRB-DLAs以及…
2018-10-15 astro-ph.GA
Star Formation and Quenching of Satellite Galaxies
我们研究淬火的卫星星系逐渐耗尽的气体，由于恒星的形成，冲压压力条纹和潮汐触发的星爆。使用受Lu等人的经验模型约束的祖细胞，在外流负载因子较低的星系中，即使在星系被其宿主吸积后没有来自晕气体冷却的进一步冷气体供应，我们也没有发现卫星中的过猝灭问题。逐渐耗尽单独预测单峰分布在特定的恒星形成，在观察到的双峰分布，并根据预测的淬火分数低质量晕。冲压压力剥离很好地再现了双峰分布，但在低质量的晕预测淬火馏分。由潮汐与中央星系相互作用引发的富含气体的卫星中的星爆可以很好地再现低质量晕中淬灭的卫星群，但对于大质量晕中的低质量卫星来说并不重要。结合的过程，连同受约束的祖先，可以再现所观察到的恒星形成性质的卫星在不同质量的晕。
2015-06-15 astro-ph.GA
There and back again: understanding the critical properties of backsplash galaxies
后溅星系是曾经居住在星系团内的星系，当它们向轨道的远心移动时，已经迁移回了星系团。这些星系的运动学性质得到了很好的理解，这要归功于在暗物质模拟中对后溅的重要研究，但是由于次网格物理学、冲压压力剥离、动力学摩擦和潮汐力的建模不确定性，它们的内在性质没有得到很好的约束。在本文中，我们使用IllustrisTNG 300 -1模拟，重子分辨率为$M_{\rm b} \approx 1.1\times 10^7$ M $_\odot$，研究1302个孤立星系团周围的后溅星系，质量为$10^{13.0} < M_{\rm 200,mean} / {\rm M}_\odot< 10^{15.5}$。我们采用决策树分类器提取的星系，使他们可能是后溅星系的功能，相比附近的场星系，并发现后溅星系具有低气体分数，高质量-光比，大恒星的大小，和低黑洞占领分数。我们详细调查了这些大尺寸的起源，并假设它们的起源与集群中的潮汐环境有关。我们表明，在许多宇宙学模拟中采用的黑洞recentreing计划导致的损失的黑洞从星系吸积成集群，并建议改进这些模型。一般来说，我们发现，后溅星系是一个有用的人口来测试和理解数值星系形成模型，由于其具有挑战性的环境和演化路径，相互作用的物理约束差。
2023-01-05 astro-ph.GA
The Extended Distribution of Baryons Around Galaxies
本文总结和重新分析了与星系重子缺失有关的观测结果，提出了一个关于L >~ L* 星系中晕气体的一致图象。探测到的热X射线发射晕的密度为50-70 kpc，其中M_hot（<50 kpc）通常为5E 9 Msun，密度为n \propto r^-3/2。当外推到R200时，气体质量与恒星质量相当，但大约一半的重子仍然没有进入热相。如果外推到1.9-3 R200，重子与暗物质的比值接近宇宙值。对于R 50 kpc来说，明显平坦的密度分布是不可能< 50 kpc and they are disfavored but not ruled out for R >的。对于银河系，当R < 50 kpc时，热晕金属丰度在0.3-1太阳的范围内。普朗克测量的热Sunyaev-Zeldovich效应对堆叠发光星系（主要是早期型）表明，他们的大多数重子是热的，接近维里温度，并延伸到R200以上。这种叠加的SZ信号比从M_* > 10^11.3 Msun的单个星系（主要是螺旋星系）的X射线观测中推断出的信号大了近一个数量级。这种差异表明，热晕的性质是不同的早期和晚期类型的星系，可能是由于不同的演化历史。对于在紫外吸收线研究中检测到的较冷的气体，我们认为有两种吸收种群：扩展晕;和磁盘扩展到~50千秒差距，包含大部分这种气体，质量比恒星质量低几倍。在21厘米高电离层观测和模拟中也可以看到这样的…
2018-03-23 astro-ph.GA
Dense gas in low-metallicity galaxies
恒星形成于分子云的致密部分。远红外辐射可以用来估计恒星形成率（SFR）和高偶极矩分子，通常是HCN，追踪致密气体。HCN和远红外辐射之间存在很强的相关性，在很大的物理尺度范围内，其比值几乎是恒定的。最近的几次观测发现，太阳下金属丰度（低Z）天体的HCN远红外和CO较弱。本文介绍了用IRAM 30米和NRO 45米望远镜对本群星系M33、IC 10和NGC 6822的观测结果，大大改进了低Z星系的观测样本。已检测到HCN、HCO $^+$、CS、C $_2$ H和HNC。与太阳金属丰度星系相比，含氮物种相对于远红外或CO发射较弱（HCN，HNC）或未检测到（CN，HNCO，N $_2$ H $^+$）。HCO $^+$和C $_2$ H发射相对于CO和远红外是正常的。虽然$^{13}$ CO通常比$^{12}$ CO弱10倍，但未检测到C $^{18}$ O发射低至非常低的水平。包括早期的数据，我们发现，HCN/HCO $^+$比随金属丰度（O/H）而变化，并将其归因于氮丰度的急剧下降。由HCN/CO和HCO $^+$ /CO比值追踪的致密气体分数遵循SFR，但在低Z物体中，HCO $^+$更容易测量。结合较大和较小尺度的测量，HCO $^+$线似乎是一个很好的致密气体示踪剂，并与SFR线性变化的低和高金属丰度。
2016-12-07 astro-ph.GA
Dust evolution processes constrained by extinction curves in nearby galaxies
消光曲线，特别是银河系（MW）、大麦云云（LMC）和小麦哲伦云（SMC）中的消光曲线，为我们提供了了解附近宇宙中尘埃性质的线索。我们研究这些消光曲线是否可以解释为众所周知的尘埃演化过程。我们处理恒星喷出物中的尘埃产生，超新星冲击中的破坏，尘埃的吸积和凝聚的增长，和粉碎的尘埃破裂。为了使调查的大参数空间可能的，我们简化了处理的晶粒尺寸分布的演变，通过采用“两个尺寸近似”，其中我们分为小（$\lesssim 0.03~μ$ m）和大（$\gtrsim 0.03~μ$ m）的晶粒人口。据证实，MW消光曲线可以重现在合理的范围内的时间尺度的上述过程与硅酸盐-石墨混合物。这表明MW消光曲线是尘埃通过上述过程演化的自然结果。我们还发现，相同的模型不能再现SMC/LMC消光曲线。尽管如此，这种失败可以通过对小型碳质尘埃赋予更高的超新星破坏率并考虑碳质尘埃的无定形碳来弥补;这些修改实际上与之前的研究一致。因此，我们的结论是，目前的尘埃演化方案组成的上述过程是成功的，在解释消光曲线。所有的消光曲线都有利于尘埃的有效星际处理，特别是通过吸积和凝聚的强烈颗粒生长。
2016-08-22 astro-ph.GA
Hot Galactic Winds Constrained by the X-Ray Luminosities of Galaxies
银河系超级风可能是由宿主星系内重叠的超新星产生的非常热的外流驱动的。我们使用Chevalier & Clegg（CC 85）风模型和观测到的星系X射线光度与它们的SFR之间的相关性来约束从矮星暴到超亮红外星系的广泛的恒星形成率（SFR）范围内的质量损失率（\dot{M}_h ot）。我们发现，对于固定的热化效率和质量负载率，热风的X射线光度标度为L_X ~ SFR ^[2]，明显比恒星形成星系的观测值L_X ~ SFR陡。利用这种差异，我们约束的质量负载和热化热的银河风的效率。对于合理的热化效率值（<1）和SFR >~ 10 M_sun/yr，我们发现\dot{M}_h ot/SFR <~ 1，明显低于星系中恒星反馈效率的综合约束所要求的，并且可能太低而不能解释来自快速恒星形成星系的风观测。此外，我们强调的事实是，严重的质量加载的风不能描述的绝热CC 85模型，因为它们成为强辐射。
2014-02-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing star formation and ISM properties using galaxy disk inclination III: Evolution in dust opacity and clumpiness between redshift 0.0 < z < 0.7 constrained from UV to NIR
本文利用Tuffs等提出的紫外、光学和近红外波段的衰减-倾斜模型，研究了星系中尘埃的平均性质与恒星质量$M_{*}$、恒星质量表面密度$μ_{*}$、恒星形成速率$SFR$、比恒星形成速率$sSFR$、恒星形成主序星偏移量$dMS$的关系。和恒星形成率表面密度$Σ_{SFR}$在红移$z \sim 0$和$z \sim 0.7$。我们使用来自SDSS（$\sim$ 20000）和GAMA（$\sim$ 2000）的恒星形成星系在$0.04 < z < 0.1$形成我们的低z样品，并使用来自COSMOS（$\sim$ 2000）的恒星形成星系在$0.6 <z < 0.8$形成样品。我们发现在$z \sim 0.7$处的星系比在$z \sim 0$处的星系具有更高的光学厚度$τ_{B}^{f}$和块状度$F$。$F$的增加暗示着$z \sim 0.7$星系的恒星不太可能逃离它们的诞生云，这可能表明诞生云更大。我们还发现，$τ_{B}^{f}$增加与$M_{*}$和$μ_{*}$独立的样品，因此红移。我们没有发现$τ_{B}^{f}$或$F$与$SFR$的明显趋势，这可能意味着尘埃质量分布与$SFR$无关。反过来，这意味着尘埃形成和破坏的平衡是独立于PDMATHAMO的。基于对巴耳末衰减的倾角依赖性的分析，我们发现，再现巴耳末线辐射不仅需要与恒星形成区相关的完全光学厚的尘埃成分，如在标准…
2022-06-13 astro-ph.GA
The galaxy-environment connection revealed by constrained simulations
University of Oxford（牛津大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；University of Portsmouth（朴茨茅斯大学）
通过约束模拟揭示星系环境密度对其属性的影响大于其在宇宙网中的位置。
2026-01-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tracing Black Hole and Galaxy Co-evolution in the Romulus Simulations
我们研究之间的联系超大质量黑洞的增长和恒星质量大会的主机星系在国家的最先进的罗穆卢斯套件的模拟。宇宙学模拟Romulus 25和RomulusC分别采用了场和团环境中黑洞的播种、吸积和动力学的创新方法。我们发现，在恒星形成星系中，黑洞吸积率跟踪恒星形成率。这一结果适用于质量在10^8到10^12太阳质量之间的恒星，对宿主晕质量或红移的依赖性很弱。吸积率和恒星形成率之间的关系似乎并不依赖于环境，因为与磁场相比，星团/原星团的体积没有差异。一个包括恒星形成率、黑洞与恒星质量比和冷气体比例的模型可以解释恒星形成星系中黑洞吸积率的70%左右的变化。最后，考虑到这些宇宙学模拟的有限体积和分辨率，我们没有发现任何证据表明黑洞生长和星系合并之间的联系，在任何时间尺度和任何红移。在这些模拟中，黑洞和它们的星系串联在一起，而不考虑更大尺度的星系际环境，这表明黑洞的增长只是在星系尺度上的恒星形成之后。
2019-08-03 astro-ph.GA
A Virgo Environmental Survey Tracing Ionised Gas Emission (VESTIGE).XIII. The role of ram-pressure stripping in transforming the diffuse and ultra-diffuse galaxies in the Virgo cluster
低表面亮度星系（LSB）占宇宙中所有星系的很大一部分。超漫射星系（UDG）是近年来引起广泛关注的LSB的一个子类（尽管其定义可能因研究而异）。虽然UDG在星系团、星系群和野外大量存在，但它们的形成和演化仍存在很大争议。利用NGVS（光学），VESTIGE（H $α$窄带）和GUViCS（UV）调查的一套全面的多波长数据，我们研究了室女星系团中的64个弥散星系和UDG的样本，以调查它们的形成历史。我们分析了这些星系的光度颜色和表面亮度轮廓，然后将它们与星系演化模型进行比较，包括冲压压力剥离（RPS）事件，以推断过去与热星系团气体的任何可能的强相互作用。虽然我们的样本主要由红色LSB组成，这在集群环境中是典型的，但我们发现了颜色随集群中心距离变化的证据。蓝色，高密度脂蛋白轴承，恒星形成的弥漫星系被发现在更大的距离，从集群中心比其余的样本。我们的模型与多频观测的比较表明，样本中的大多数星系可能在其一生中经历了一次强烈的RPS事件，平均为1.6 Gyr前（色散很大，其中一些星系的RPS仍在进行中）。这一过程导致了最初富含气体的弥漫蓝色星系转变为贫气体和红色星系，形成了现在的主要群体，平均而言，更极端的UDG在更遥远的过去经历了这一过程。稠密环境中的RPS可能是我们在星系团中观察到的大量静止UDG形成的主要机制之一。
2022-08-04 astro-ph.GA
The local universe in the era of large surveys. I. Spectral classification of S0 galaxies
这是第一个文件在一系列致力于审查的主要性质的星系指定S0在哈勃分类系统。我们的目标是收集丰富的，最重要的是，强大的信息，最相关的物理参数，这种了解不多的形态类型和他们可能依赖于环境，以后可以用来评估其可能的形成通道（S）。所采用的方法相结合的$68{,}043$ S0与日心$z\lesssim 0.1$的光学光谱的基本特征的特性与一套全面的全球属性的探索。一个主成分分析是用来减少大量的光谱数据的维度到一个低维的空间，促进无偏见的基于机器学习的分类的星系。这一程序表明，尽管它们的形态相似，但具有S0名称的物体由两个独立的亚群组成，它们的物理特性在统计上不一致。与吸收占主导地位的S0相比，那些具有显著星云发射的星云平均质量稍小，亮度更高，光剖面不太集中，具有更年轻，更蓝和金属更少的恒星成分，并避开高星系密度区域。值得注意的是，后一类的大多数成员，至少占当地S0人口的四分之一，显示出恒星形成率和光谱特征完全类似于晚期螺旋。我们的研究结果表明，恒星形成S0可能不像迄今为止认为的那么罕见，并提出了有趣的可能性，将它们与其静止对应物的可能祖先进行识别。
2020-06-20 astro-ph.GA
The distribution of gas in the Local Group from constrained cosmological simulations: the case for Andromeda and the Milky Way galaxies
我们研究的气体分布在银河系和仙女座使用的约束宇宙学模拟的本地集团（LG）的背景下的CLUES（约束本地UniversE模拟）项目。我们分析了在$z=0$模拟星系的气体的性质为三个不同的阶段：“冷”，“热”和HI，并比较我们的结果与观测。热晕（$M_{hot}\approx 4-5\times10^{10}\,$ M $_{\odot}$）、冷晕（$M_{cold}(r\lesssim10\,$ kpc $)\approx10^{8}\,$ M $_{\odot}$）和热晕（$M_{HI}(r\lesssim50\,$ kpc $)\approx 3-4\times10^8\,$ M $_{\odot}$）中的物质含量与观测结果基本一致。我们还计算吸积/喷射率连同HI（径向和全天空）覆盖分数。在$r=50\,$ kpc内的积分HI吸积率给出$\sim$ $0.2-0.3\,$ M $_{\odot}\,$ yr $^{-1}$，即接近于从银河系高速云获得的结果。我们发现，全球吸积率是由热的材料，虽然电离气体与$T\lesssim10^5\,$ K也可以作出显着的贡献。$all$材料在维里半径处的吸积率为$6-8\,$ M $_{\odot}\,$ yr $^{-1}$。在$z=0$，我们发现一个显着的气体过剩之间的两个星系，相比任何其他方向，由于其气体晕的重叠。在我们的模拟中，气体过…
2014-06-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Circumgalactic CIV Absorption Found Only Within 30 Degrees of the Minor Axis of Present-Epoch Galaxies
New Mexico State University（新墨西哥州立大学）；Eureka Scientific（尤里卡科学公司）；Swinburne University of Technology（斯威本科技大学）；The University of Oklahoma（俄克拉荷马大学）
本研究通过探测88个亮星系的CIV吸收线，发现其CGM中9个吸收体与双极极风相关，为星系外流模型提供观测支持。
2026-08-12 astro-ph.GA
EDGE -- Dark matter or astrophysics? Breaking dark matter heating degeneracies with HI rotation in faint dwarf galaxies
本研究利用EDGE模拟的微弱矮星系，发现静止星系中长寿命HI旋转曲线可区分暗物质加热机制，推动观测搜索以厘清暗物质与天体物理效应。
2024-03-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo shapes constrained from a pure sample of central galaxies in KiDS-1000
我们目前的测量$f_h$，投影晕和星系椭圆率的对齐组件的比例，使用弱引力透镜数据从千度巡天（KiDS）的中央星系的样本。使用透镜星系的形状估计，是更敏感的外星系区域，我们发现$f_{\rm h}=0.50\pm0.20$为我们的完整的样本和$f_{\rm h}=0.55\pm0.19$为一个固有的红色（因此更高的恒星质量）的子样本，拒绝圆晕和/或星系不与它们的母晕在$2.5σ$和$2.9σ$，分别对齐的假设。我们使用数值模拟和来自星系和质量大会调查的重叠光谱来量化我们中央星系样本的93.4%纯度。这种纯度确保了我们对测量结果的解释不会因为卫星星系的存在而变得复杂。限制我们的中央星系椭圆率测量的内部等照度线，我们发现$f_{\rm h}=0.34\pm0.17$为我们的红色子样本，这表明外星系区域更符合其暗物质晕相比，内部区域。我们的研究结果与以前的研究一致，并表明，较低质量的晕是圆的和/或更少对齐与他们的宿主星系比样本更大的星系，研究星系群和星系团。
2021-05-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dense Molecular Gas Properties of the Central Kpc of Nearby Ultraluminous Infrared Galaxies Constrained by ALMA Three Transition-line Observations
本文利用ALMA对近邻(U)LIRGs中心进行三条跃迁线的多分子观测，结合RADEX非LTE模型与贝叶斯方法，发现其核心分子气体致密且温暖，且ULIRGs比LIRG具有更高的密度和温度，AGN特征源比星暴源更致密高温。
2023-03-14 astro-ph.GA
Cold gas in the early Universe. Survey for neutral atomic-carbon in GRB host galaxies at 1 < z < 6 from optical afterglow spectroscopy
本文报道了沿伽玛暴（GRB）视线的中性碳原子（CI）巡天，它探测了高红移GRB宿主星系的星际介质中被屏蔽的中性气相。我们从$1 < z < 6$中收集了29个中高分辨率的伽马射线暴余辉光谱，这些光谱跨越了宇宙时间的大部分红移范围。我们发现，七个（$\approx 25\%$）的伽玛暴进入我们的统计样本有CI检测吸收。很明显，在类星体的视线中，与吸收体相比，伽玛射线暴宿主中的冷气体强烈过剩。我们研究了GRB CI吸收剂的尘埃性质，发现中性碳的量与可见消光$A_V$和2175 μ m尘埃消光特征$A_{\mathrm{bump}}$的强度呈正相关。在吸收中检测到的具有CI的伽玛暴都在$\log N$（HI）$/\mathrm{cm}^{-2}$ + [X/H] > 20.7的特定阈值和$\log N$（Fe）$_{\mathrm{dust}}/\mathrm{cm}^{-2}$ > 16.2的尘埃相铁柱密度以上被观察到。与SED衍生的粉尘性质相反，Cl吸收的强度与耗尽衍生的粉尘性质不相关。这表明，伽玛射线暴CI吸收剂跟踪尘埃系统的灰尘成分是由富碳尘埃颗粒为主。与H $_2$和CI类星体吸收体相比，观察到的GRB CI吸收体的金属和尘埃柱密度更高，这主要是两种吸收体群体如何选择的结果，但在活跃的恒星形成星系中存在强烈的紫外辐射场时也需要。
2018-10-25 astro-ph.GA
Local constraints on alcohol--thioalcohol analogs in G35.2N
Chongqing University（重庆大学）；Nanjing University（南京大学）；Observatoire de Paris, PSL Research University（巴黎天文台，PSL研究大学）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Sorbonne Universités（索邦大学）；Tsinghua University（清华大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）
本研究利用 ALMA 观测 G35.2N 中醇-硫醇对，通过 LTE 建模确定柱密度与丰度比，发现 CH3OH/CH3SH 是约束最佳的 O/S 比，为含硫有机化学提供经验探针。
2026-09-18 astro-ph.GA
A new model framework for circumgalactic Ly$α$ radiative transfer constrained by galaxy-Ly$α$ forest clustering
本文提出了一种新的微扰方法来研究环星系和星系间介质（CGM和IGM）中的“受限Ly $α$辐射转移”（RT）。我们约束的HI内容和运动学的CGM和IGM的物理动机的模型，使用银河系Ly $α$森林聚类数据从光谱星系调查类星体领域在$z\sim2-3$。这使我们能够量化的CGM/IGM对赖氨酸$α$排放的影响，在观测约束，现实的宇宙学环境。我们的模型预测，CGM和IGM在这些红移传输$\approx80~\%$的Ly $α$光子逃离星系后。这意味着，虽然星际介质主要调节Ly $α$逃逸，CGM对观测到的Ly $α$线特性和推断的Ly $α$逃逸分数有不可忽略的影响，即使在$z\sim 2-3$。在CGM和IGM中的Ly $α$散射进一步在（表观）Ly $α$逃逸分数和观测到的Ly $α$发射星系的种群中引入了环境依赖性：CGM/IGM更强烈地抑制了来自宇宙中过密区域星系的直接Ly $α$发射，并将这种发射重新分配到更明亮的Ly $α$晕中。Ly $α$晕圈的平均表面亮度分布一般为幂律$\propto r^{-2.4}$。虽然我们的模型仍然包含任意性，我们的研究结果表明如何（积分场）光谱调查的星系在类星体领域约束环星系Ly $α$ RT，我们讨论了这些模型的研究CGM物理和宇宙学的潜力。
2018-08-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
EDGE: What shapes the relationship between HI and stellar observables in faint dwarf galaxies?
我们展示了如何反馈和质量增长的历史之间的相互作用，介绍了分散在恒星和中性气体属性之间的关系的领域微弱的矮星系（$M_{\star} \lessapprox 10^{6} M_{\odot}$）。在一套宇宙学的，高分辨率的放大模拟，我们发现，恒星质量的矮星系$10^5 \leq M_{\star} \leq 10^{6} M_{\odot}$是双峰的冷气体含量，要么是HI丰富或HI缺乏。这种双峰性是通过（i）后期紫外辐射（UVB）背景对HI含量的调制和（ii）再电离引起的恒星质量晕质量关系中的显著散射之间的耦合产生的。此外，我们的HI丰富的矮星表现出扰动和随时间变化的中性气体分布，主要是由于恒星反馈。在过去的40亿年中，我们观察到的数量级变化的中位数$M_{HI}$，在HI空间范围的几个因素的变化，和HI和恒星组件之间的空间偏移定期超过星系的光学尺寸。时间的可变性在$M_{\star}-M_{HI}$关系中引入了进一步的散射，并在任何给定的时间影响星系在HI中的可探测性。这些影响将需要解释时，人口的微弱，HI轴承矮星的组合光学和无线电宽，深调查的意见。
2022-03-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Growing the First Galaxies' Merger Trees
对特定星系的生长历史进行建模通常涉及生成给定宇宙学中出现的整个物体群并选择具有适当属性的系统。这种方法在针对罕见的系统时效率非常低，例如JWST检测到的极其明亮的高红移星系候选者。在这里，我们提出了一个新的框架，用于生成合并树的分支，保证实现所需的晕质量在选定的红移。这种方法增强了扩展的Press Schechter理论解与约束随机过程称为布朗桥，并在开源半解析模型$\texttt{Galacticus}$中实现。我们产生的合奏约束合并树预测的7个高红移JWST星系候选人的成长历史，发现这些系统最有可能合并$\approx 2~\mathrm{Gyr}$后的观测时期和占据质量晕$\gtrsim 10^{14}~M_{\mathrm{\odot}}$今天。这些计算比现有方法的效率高出数千倍，是分析控制的，并提供了对早期快速生长的晕演化的物理见解。我们的约束合并树实现在http://github.com/galacticusorg/galacticus上公开提供。
2023-03-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Universal Neutral Gas Profile for Nearby Disk Galaxies
基于HERACLES的灵敏CO测量和THINGS的HI数据，我们证明了33个邻近旋涡星系的中性气体表面密度（Sigma_HI + Sigma_H2）的方位平均径向分布在0.2*r25以上（其中散射很大）表现出良好的约束普适指数分布，在两个光学半径r25处散射小于2倍。将半径换算为r25，将总气体表面密度换算为过渡半径处的表面密度，即，其中，Sigma_H1和Sigma_H2相等，并且去除与其环境相互作用的星系，产生平均尺度长度为0.61+-0.06 r25的严格约束指数拟合。在这种情况下，在整个光盘上的散射减少到小于40%（并且在较大的半径处保持在2倍以下）。我们表明，中性气体的紧密指数分布意味着附近的盘星系的总中性气体质量主要取决于恒星盘的大小（在一定程度上影响到0.2*r25内的Sigma_H2的巨大变化）。推导出的处方预测的总气体质量在我们的子样本的17个非相互作用的盘星系的两个因素。鉴于恒星形成耗尽这些星系的H2含量的时间尺度很短，并且我们的样本中r25的范围很大，似乎有某种机制导致附近盘星系中这些很大程度上自相似的径向气体分布。
2012-08-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Reionization of the Local Group of Galaxies
我们提出了第一个详细的结构形成和辐射转移模拟我们的宇宙邻居的再电离历史。为此，我们通过约束模拟来跟踪本星系群和附近星系团的形成，该模拟使用现有的观测约束来构建这些结构的表示，这些结构再现了它们目前的实际位置和性质。我们发现，再电离历史的本地集团是强烈依赖于假设的电离源的光子产生效率，这仍然是很差的约束。如果源是相对有效的，即过程是“光子丰富的”，本星系团主要是由附近的星系团外部电离。或者，如果源是低效的，即再电离是“光子贫乏的”，则本振群在很大程度上被孤立并自我再电离。再电离的模式，外部与内部，对我们的邻居的演变有重要的影响，例如它的卫星星系种群和原始恒星星族。因此，这为通过详细研究我们附近的结构来理解年轻的宇宙提供了一个重要的途径。
2010-05-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Time Variation of Fine-Structure Constant Constrained by [O III] Emission-Lines at 1.1<z<3.7
本文利用VLT/X-Shooter近红外光谱中1.09<z<3.73的星系与类星体[O III]双线，测得精细结构常数变化与零一致，并指出星暴星系光谱未来可更有效约束α变化。
2023-10-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
ELUCID - Exploring the Local Universe with reConstructed Initial Density field III: Constrained Simulation in the SDSS Volume
我们最近开发的一种方法，用于重建附近宇宙的初始密度场，并将其应用于斯隆数字巡天数据发布7。对重构的初始条件进行了高分辨率N体约束模拟（CS），计算了$3072^3$粒子在500 Mpc/h盒子中的演化，并分析了最终密度场的统计性质及其与SDSS星系分布的关系.我们发现，宇宙网和晕人口的统计特性准确地再现在CS。星系密度场与CS密度场有很强的相关性，其偏差取决于星系的光度和颜色。我们进一步的研究表明，CS提供了强大的数量描述的环境中观察到的星系和星系系统居住。宇宙方差在CS中被大大减小，使得即使对于小体积的样品，统计不确定性也可以被有效地控制。
2016-08-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark matter in disk galaxies I: a Markov Chain Monte Carlo method and application to DDO 154
提出了一种新的方法来约束盘星系的暗物质晕密度分布。我们的算法采用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）的方法来探索一般家庭的暗物质配置文件的参数空间。我们通过考虑更广泛的晕轮廓和明确识别数据不足以打破模型参数之间的简并的情况下，改进了以前的分析。我们证明了我们的算法使用人工数据集的鲁棒性，并表明，可靠的估计的晕密度分布可以从目前可用于低表面亮度（LSB）星系的质量相当的数据。结果表明，在LSB（[Vstar/Vobs]max ~ 0.16）星系中，晕密度分布在测量旋转曲线最内侧数据点半径处的对数斜率受到很强的约束.高表面亮度星系（[Vstar/Vobs]max ~ 0.79）需要关于恒星星族的质光比的额外信息-我们的方法自然地识别出这些星系，这是必要的。我们应用我们的方法观测数据的矮不规则星系DDO 154和恢复的对数晕斜率为-0.39 +-0.11在半径为0.14千秒差距。我们的分析验证了早期的估计，这是基于一组有限的个人晕模型的拟合，但构成了一个更强大的约束比可能使用其他技术，因为它边缘化了广泛的晕配置文件。
2013-06-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
A new estimate of the cosmic star formation density from a radio-selected sample, and the contribution of $H$-dark galaxies at $z \geq 3$
宇宙的恒星形成率密度（SFRD）历史被很好地限制在红移$z \sim 2$之内。在早期的宇宙时代，这幅图像主要是从紫外线选择的星系（例如莱曼破裂星系，LBG）推断出来的。然而，LBG的推断SFR强烈依赖于假设的尘埃消光校正，这是不是很好地约束在高$z$，而在无线电域的观测不受这个问题的影响。在这项工作中，我们测量的SFRD从1.4 GHz的$\sim$ 600星系在GOODS-N领域的红移$\sim 3.5$选择的样本。我们考虑到活动星系核的贡献，从天体射电相关。我们测量的无线电光度函数，与修改后的Schechter函数，并推导出SFRD。宇宙SFRD显示出一个上升到$z \sim 2$，然后几乎平坦的平台到$z \sim 3.5$。我们的SFRD与其他FIR/无线电调查的SFRD一致，比LBG样本的SFRD高2倍。我们还估计，在HST/WFC 3的H-波段（$H$ -黑暗）缺乏一个对应的星系构成$\sim 25\%$的$ϕ$ -集成SFRD相对于在z $\sim 3.2$的完整样本，并高达$58\%$相对于LBG样本。
2022-01-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
