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==高红移星系==
==高红移星系==


*high redshift galaxies (z>5) are not as blue as before reported(arXiv:1102.4881, arXiv:1102.5005)
* high redshift galaxies (z>5) are not as blue as before reported(arXiv:1102.4881, arXiv:1102.5005)
*亚毫米星系The intense star formation rates are fueled in part by a reservoir gas supply enabled by stellar feedback at earlier times, not through major mergers. Nature 文章 [http://arxiv.org/abs/1509.06377]
*CR7 (cosmic redshift 7): Ly emitter，z=6.604 [http://arxiv.org/pdf/1504.01734]
:population III 星系？ [http://arxiv.org/abs/1602.04843]
*z>1的恒星形成模式主要是[[disk instability]]? [http://arxiv.org/abs/1606.06739]
*z~9： Brightest of Reionizing Galaxies Survey (BoRG[z9]) pure-parallel HST [arXiv:1809.07604]
* Till Sep. 2022, the only spectroscopically confirmed galaxy at 𝑧>10 is GN-z11 (Oesch et al. 2016).


===z~1===
*the basic trends observed in the local universe were already established at z∼1.3, i.e. more massive spheroids are more metal rich, have lower stellar mass density and tend to be older than lower-mass galaxies. arXiv:1901.01595


==环境==
==环境==
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*arXiv:1103.0265:
*arXiv:1103.0265:
Thus we conclude that while galaxy mass regulates the timing of galaxy formation, the environment regulates the timescale of their star formation histories.
Thus we conclude that while galaxy mass regulates the timing of galaxy formation, the environment regulates the timescale of their star formation histories.
*[http://arxiv.org/abs/1607.03318]
:小质量的satellite受环境作用影响较大。大质量的satelite和central一样，主要受星系中心速度弥散度影响。

*nature vs nurture [https://arxiv.org/abs/1805.12175]
:红移到0.9的星系团，星系的mass-SFR relation已经存在了

==发射线==
*[OIII]/Hbeta：很好的trace sSFR [ arXiv:1606.01259]
* low ionisation emission line regions '''LIER''' [http://arxiv.org/abs/1609.01737]
:基于[[MaNGA]]的结果.这些发射线是热星引起，与恒星形成的quench有关，不是[[AGN]]
:老年星系：一些有发射线，一些没有 quiescent galaxies devoid of line emission reside in denser environments and have significantly higher satellite fraction than eLIERs. Environmental effects thus represent the likely cause for the existence of line-less galaxies on the red sequence.
*从发射线推导金属丰度等信息：[https://arxiv.org/abs/1803.10236 GAME] PYQZ [[HII-CHI-MISTRY]]

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==恒星形成历史==
*resolved [[SFH]] from [[CMD]] arXiv 1509.96647 [http://arxiv.org/abs/1509.06647]
:IAC-STAR SYNTHETIC COLOR-MAGNITUDE DIAGRAM COMPUTATION ALGORITHM [http://iac-star.iac.es/cmd/index.htm]

*恒星形成停止的机制
:Nature文章，从金属丰度的角度来看有意思。Strangulation as the primary mechanism for shutting down star formation in galaxies [http://arxiv.org/abs/1505.03143]


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==恒星形成==
*arXiv 1109.2905
*arXiv 1109.2905
:Halpha作为SFR的indicator 是age小于5Myr的M大于15Msun的恒星。UV luminosity是M大于3Msun的恒星贡献，时标为 <300Myr。
:[[Halpha]]作为SFR的indicator 是age小于5Myr的M大于15Msun的恒星。UV luminosity是M大于3Msun的恒星贡献，时标为 <300Myr。
:Halpha和 L UV得到的SFR有系统差异，主要表现在低质量星系当中，弥散大，Halpha得到的SFR系统偏低。
:Halpha和 L UV得到的SFR有系统差异，主要表现在低质量星系当中，弥散大，Halpha得到的SFR系统偏低。
:Solution I： Integrated galactic IMF的不同。（Lee et al. 2009)，cluster IMF 和culster mass function 积分才能得到星系的IMF，小质量星系中大质量cluster 少，所以大质量恒星少，从而造成Halpha 得到的SFR偏低。
:Solution I： Integrated galactic IMF的不同。（Lee et al. 2009)，cluster IMF 和culster mass function 积分才能得到星系的IMF，小质量星系中大质量cluster 少，所以大质量恒星少，从而造成Halpha 得到的SFR偏低。
:本文的solution：由于小质量星系的SFH不是constant，二是burst模式造成的，burst强度大概30，时标大概在250Myr.
:本文的solution：由于小质量星系的SFH不是constant，二是burst模式造成的，burst强度大概30，时标大概在250Myr.
:*comment：看上去有点玄，文章最后给出的Hubble的CMD得到的SFH增强了一点说服力。
:*comment：看上去有点玄，文章最后给出的Hubble的CMD得到的SFH增强了一点说服力。

*arXiv 1809.06380
:和上面的工作很相像，进一步引入了M*-LHa上的偏离这个量，并按照不同恒星质量分bin，分别研究Delta LHa和LHa/LUV的关系


* arXiv:1109.2597
* arXiv:1109.2597
:Balmer decrement可以用来研究星系的消光性质，但是需要emission line 中扣除 A型恒星的absorbation line。
:[[Balmer decrement]]可以用来研究星系的消光性质，但是需要emission line 中扣除 A型恒星的absorbation line。
:对低分辨率光谱，这个absorbation line的扣除很难。
:对低分辨率光谱，这个absorbation line的扣除很难。
:本文提出你用等值宽度的比来替代传统的流量比的方法。
:本文提出你用等值宽度的比来替代传统的流量比的方法。
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:附加内容：从MPA/JHU DR7 SDSS galaxy sample 的Balmer decrement得到 的消光曲线有系统偏差，认为是H\beta的测量存在系统差。
:附加内容：从MPA/JHU DR7 SDSS galaxy sample 的Balmer decrement得到 的消光曲线有系统偏差，认为是H\beta的测量存在系统差。


===质量增长历史===
＝＝＝resolved 　Kennicutt-Schmidt (K-S) relation＝＝＝
*1710.08421
＊ arXiv:1503.00280［http://arxiv.org/abs/1503.00280］
:利用数密度，从质量函数里面计算给定质量的星系其平均的质量增长历史，从而计算assembly time（质量增长一半）,同时计算这些星系的星族的平均年龄。
:比较这两个时标，发现大质量星系的星族的平均年龄要大于assembly time，这说明大质量星系中的很多恒星是外来（吸积）的。

*1903.11089
:从光谱里得吸积历史（基本上是神话）
:用ppxf的regu来得恒星形成历史的地方可以参考一下


===化学增丰历史===

==main sequence==

*SFR-M* relation在低质量段： 线性的？[https://arxiv.org/abs/1808.04900](红移演化？）
*SFR-M*的关系：与星系分类有关，pure的star forming galaxy（BPT diagram）的线性较好，composite， LINER，AGN等会turn over[https://arxiv.org/abs/1810.10021]
:pure 的SF星系，SSFR最高的部分，B/T反而相对比较大，为什么？？？
*利用一个随机过程来描述 main sequence的涨落，想法很好，introduction写得很好 arXiv:1901.07556
*arXiv:2310.03081 高红移星系的SFMS （z~3-12）


===resolved main sequence===
*arXiv 1803.00319: 星系按照D4000的轮廓分为两类，inside out的 星系在内部区域其恒星形成效率似乎受到抑制
*arXiv 2201.03592: resolved SFMS 可能不是物理本质，而是由resolved KS和resolved Molecular gas-stellar surface density relation引起的[[ALMaQUEST]]

==气体==
===冷气体===
*星系的气（HI+H2）尘比对环境的依赖性很弱（从isolated 到 virgo cluster）,团星系同样的气体，尘埃略多[http://arxiv.org/abs/1604.01505]
===温气体===
* 1606.04536 直接探测到温气体的晕，OVI 1032,1038 doublet [http://arxiv.org/abs/1606.04536]
===热气体===

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*椭圆星系的热气体 Borosn et al. 2011 (ApJ, 729, 12)
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:Chandra观测的30个ETG （non-CD)星系的热气体成份。发现很多gas-poor的低X射线光度星系(10^38 erg s^-1)，在给定光学光度的地方Lx可以有3个量级的差异。温度比维里温度预言的要高（ arXiv: 1106.2898)。
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:但是，整体来说，热气体温度正比于光度。 （kT>0.4KeV的是高光度的，而kT<0. 3KeV的低光度）。
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:这个结果和外流模型的预言不同，外流模型中，低光度因为气体外流后，热气体密度降低引起的，但外流的气体应该有较高的温度，因此光度和温度之间是反相关。




==其它==
==其它==

*arXiv:1110.6320
*arXiv:1110.6320
说early type galaxy fraction与halo mass基本无关，但是是galaxy stellar mass的
说early type galaxy fraction与halo mass基本无关，但是是galaxy stellar mass的
第54行： 第120行：
size和颜色基本不相关，由维里定律可知，这个动力学质量也就基本和颜色无关。
size和颜色基本不相关，由维里定律可知，这个动力学质量也就基本和颜色无关。
恒星质量显然是颜色相关，导出合格IMF与颜色相关也就不足为奇。
恒星质量显然是颜色相关，导出合格IMF与颜色相关也就不足为奇。

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*椭圆星系的热气体 Borosn et al. 2011 (ApJ, 729, 12)
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:Chandra观测的30个ETG （non-CD)星系的热气体成份。发现很多gas-poor的低X射线光度星系(10^38 erg s^-1)，在给定光学光度的地方Lx可以有3个量级的差异。温度比维里温度预言的要高（ arXiv: 1106.2898)。
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:但是，整体来说，热气体温度正比于光度。 （kT>0.4KeV的是高光度的，而kT<0. 3KeV的低光度）。
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:这个结果和外流模型的预言不同，外流模型中，低光度因为气体外流后，热气体密度降低引起的，但外流的气体应该有较高的温度，因此光度和温度之间是反相关。


*早型星系中的发射线星系。 1103.3652
*早型星系中的发射线星系。 1103.3652
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＊光致电离
＊光致电离
:考察了一些本地的高电离度的星系，发现要合理的解释电离线比要求models with an escape fraction of ionizing photons lower than 10%［http://arxiv.org/abs/1503.00320］
:考察了一些本地的高电离度的星系，发现要合理的解释电离线比要求models with an escape fraction of ionizing photons lower than 10%［http://arxiv.org/abs/1503.00320］
===intra-group medium===
*[http://arxiv.org/abs/1607.03386]
:Probing the intra-group medium of a z = 0.28 galaxy group using [[MUSE]] and background QSO, favour the latter, in which the cool gas belongs to the intra-group medium and is likely pressure confined within a warmer gas halo.



==模型==
*IKEA model [https://arxiv.org/abs/1906.10135]
==专题==
==专题==
[[文献：IMF]]
[[文献：IMF]]
第78行： 第145行：
[[文献：Size evolution]]
[[文献：Size evolution]]


[[文献：Scaling relation]]
[[文献：scaling relation]]


[[文献：cosmic star formation history]]
[[文献：cosmic star formation history]]
[[文献：IFU]]
[[文献：IFU]]

[[文献：outflow]]

[[文献：passive disk/red spiral]]

2023年10月7日 (六) 15:12的最新版本

高红移星系

  • high redshift galaxies (z>5) are not as blue as before reported(arXiv:1102.4881, arXiv:1102.5005)
  • 亚毫米星系The intense star formation rates are fueled in part by a reservoir gas supply enabled by stellar feedback at earlier times, not through major mergers. Nature 文章 [1]
  • CR7 (cosmic redshift 7): Ly emitter，z=6.604 [2]
population III 星系？ [3]
  • z>1的恒星形成模式主要是disk instability? [4]
  • z~9： Brightest of Reionizing Galaxies Survey (BoRG[z9]) pure-parallel HST [arXiv:1809.07604]
  • Till Sep. 2022, the only spectroscopically confirmed galaxy at 𝑧>10 is GN-z11 (Oesch et al. 2016).

z~1

  • the basic trends observed in the local universe were already established at z∼1.3, i.e. more massive spheroids are more metal rich, have lower stellar mass density and tend to be older than lower-mass galaxies. arXiv:1901.01595

环境

  • arXiv:1103.0259

ETGs belonging to the cluster environment host on average older stars with respect to group and fieldpopulations. This difference is less significant than the age difference in galaxies of different masses.

  • arXiv:1103.0265:

Thus we conclude that while galaxy mass regulates the timing of galaxy formation, the environment regulates the timescale of their star formation histories.

小质量的satellite受环境作用影响较大。大质量的satelite和central一样，主要受星系中心速度弥散度影响。
  • nature vs nurture [6]
红移到0.9的星系团，星系的mass-SFR relation已经存在了

发射线

  • [OIII]/Hbeta：很好的trace sSFR [ arXiv:1606.01259]
  • low ionisation emission line regions LIER [7]
基于MaNGA的结果.这些发射线是热星引起，与恒星形成的quench有关，不是AGN
老年星系：一些有发射线，一些没有 quiescent galaxies devoid of line emission reside in denser environments and have significantly higher satellite fraction than eLIERs. Environmental effects thus represent the likely cause for the existence of line-less galaxies on the red sequence.

恒星形成历史

IAC-STAR SYNTHETIC COLOR-MAGNITUDE DIAGRAM COMPUTATION ALGORITHM [9]
  • 恒星形成停止的机制
Nature文章，从金属丰度的角度来看有意思。Strangulation as the primary mechanism for shutting down star formation in galaxies [10]
  • arXiv 1109.2905
Halpha作为SFR的indicator 是age小于5Myr的M大于15Msun的恒星。UV luminosity是M大于3Msun的恒星贡献，时标为 <300Myr。
Halpha和 L UV得到的SFR有系统差异，主要表现在低质量星系当中，弥散大，Halpha得到的SFR系统偏低。
Solution I： Integrated galactic IMF的不同。（Lee et al. 2009)，cluster IMF 和culster mass function 积分才能得到星系的IMF，小质量星系中大质量cluster 少，所以大质量恒星少，从而造成Halpha 得到的SFR偏低。
本文的solution：由于小质量星系的SFH不是constant，二是burst模式造成的，burst强度大概30，时标大概在250Myr.
  • comment：看上去有点玄，文章最后给出的Hubble的CMD得到的SFH增强了一点说服力。
  • arXiv 1809.06380
和上面的工作很相像，进一步引入了M*-LHa上的偏离这个量，并按照不同恒星质量分bin，分别研究Delta LHa和LHa/LUV的关系
  • arXiv:1109.2597
Balmer decrement可以用来研究星系的消光性质，但是需要emission line 中扣除 A型恒星的absorbation line。
对低分辨率光谱，这个absorbation line的扣除很难。
本文提出你用等值宽度的比来替代传统的流量比的方法。
absorption line的等值宽度接近一个常数。
附加内容：从MPA/JHU DR7 SDSS galaxy sample 的Balmer decrement得到 的消光曲线有系统偏差，认为是H\beta的测量存在系统差。

质量增长历史

  • 1710.08421
利用数密度，从质量函数里面计算给定质量的星系其平均的质量增长历史，从而计算assembly time（质量增长一半）,同时计算这些星系的星族的平均年龄。
比较这两个时标，发现大质量星系的星族的平均年龄要大于assembly time，这说明大质量星系中的很多恒星是外来（吸积）的。
  • 1903.11089
从光谱里得吸积历史（基本上是神话）
用ppxf的regu来得恒星形成历史的地方可以参考一下


化学增丰历史

main sequence

  • SFR-M* relation在低质量段： 线性的？[11](红移演化？）
  • SFR-M*的关系：与星系分类有关，pure的star forming galaxy（BPT diagram）的线性较好，composite， LINER，AGN等会turn over[12]
pure 的SF星系，SSFR最高的部分，B/T反而相对比较大，为什么？？？
  • 利用一个随机过程来描述 main sequence的涨落，想法很好，introduction写得很好 arXiv:1901.07556
  • arXiv:2310.03081 高红移星系的SFMS （z~3-12）


resolved main sequence

  • arXiv 1803.00319: 星系按照D4000的轮廓分为两类，inside out的 星系在内部区域其恒星形成效率似乎受到抑制
  • arXiv 2201.03592: resolved SFMS 可能不是物理本质，而是由resolved KS和resolved Molecular gas-stellar surface density relation引起的ALMaQUEST

气体

冷气体

  • 星系的气（HI+H2）尘比对环境的依赖性很弱（从isolated 到 virgo cluster）,团星系同样的气体，尘埃略多[13]

温气体

  • 1606.04536 直接探测到温气体的晕，OVI 1032,1038 doublet [14]

热气体

  • 椭圆星系的热气体 Borosn et al. 2011 (ApJ, 729, 12)
Chandra观测的30个ETG （non-CD)星系的热气体成份。发现很多gas-poor的低X射线光度星系(10^38 erg s^-1)，在给定光学光度的地方Lx可以有3个量级的差异。温度比维里温度预言的要高（ arXiv: 1106.2898)。
但是，整体来说，热气体温度正比于光度。 （kT>0.4KeV的是高光度的，而kT<0. 3KeV的低光度）。
这个结果和外流模型的预言不同，外流模型中，低光度因为气体外流后，热气体密度降低引起的，但外流的气体应该有较高的温度，因此光度和温度之间是反相关。


其它

  • arXiv:1110.6320

说early type galaxy fraction与halo mass基本无关，但是是galaxy stellar mass的 function。这基本上说明，cluster member 的LF和filed 差不多。

  • arXiv:1201.3374

The observations show that dust gradients are indeed typically steeper than the corresponding metallicity gradients.

  • arXiv:1201.2727 星系的指向

HST的image测量z>0. 5的星系团中星系的alignment的指向，发现500Kpc以内的星系基本上没有特殊的指向。 红星系可能有，但统计上不显著。 这和低红移z ～ 0.1 的结果差异比较大。 解释：显著演化效应还是SDSS的image分析有系统bias？

  • arXiv:1112.3704

Galaxies(at z~1.4) with higher SFR and larger half light radii show lower metallicities at a given stellar mass.

  • dense low mass early type galaxy arXiv 1111.2905

考察这一类星系在FP上，发现基本完全遵循维里定理，这说明暗物质影响不大，物质分布完全遵循光度分布。 因此，从光度分布可以直接导出动力学质量（假设球对称的Jeans方程）。 对比星族合成得到的恒星质量和动力学质量可以从而用来约束IMF。 方法看上去不错，但是最后得到IFM和颜色有关，这个结论看上去有点可疑。 size和颜色基本不相关，由维里定律可知，这个动力学质量也就基本和颜色无关。 恒星质量显然是颜色相关，导出合格IMF与颜色相关也就不足为奇。

  • 早型星系中的发射线星系。 1103.3652

大部分O[III]的EW基本是一个常数0.75AA，说明发射线很可能是恒星起源的。(按照BPT图分为 LINEAR） 恒星起源：

  1. evolved stars post AGN, white dwarf
  2. Shocks ,supernova

一小部分EW大的则可能是AGN起源。

从心的200km/s（星系的引力势井） 增加到外围的850km/s （由星系团决定）

＊光致电离

考察了一些本地的高电离度的星系，发现要合理的解释电离线比要求models with an escape fraction of ionizing photons lower than 10%［http://arxiv.org/abs/1503.00320］

intra-group medium

Probing the intra-group medium of a z = 0.28 galaxy group using MUSE and background QSO, favour the latter, in which the cool gas belongs to the intra-group medium and is likely pressure confined within a warmer gas halo.


模型

专题

文献：IMF

文献：Size evolution

文献：scaling relation

文献：cosmic star formation history

文献：IFU

文献：outflow

文献：passive disk/red spiral

取自“http://202.127.29.3/~shen/wiki/index.php?title=文献：星系&oldid=3992”