“King Kong Club”的版本间差异
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==[[2023_autumn]]== |
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=Hot Topics= |
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==[[2023_spring]]== |
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==[[2022_autumn]]== |
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=观测&统计= |
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==[[KKC_archive]]== |
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======[https://arxiv.org/abs/2003.05940 星系对观测参数的反投影]====== |
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* 星系对的速度差以及投影距离的反投影方法（统计上），根据反投影得到的三维相对速度和距离，结合开普勒定理可以反推星系对的动力学质量。 |
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======[https://arxiv.org/abs/1911.02583 Ram Pressure对尘埃的影响]====== |
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* 当星系掉入星系团环境的时候，ICM的ram pressure可以吹出星系中的尘埃，使得内落星系背面（相对于星系团中心）有更多的尘埃，从而使得背景的类星体看上去更红。此外，内落星系受到ram pressure效果的影响，还可以使星系在相对于星系团中心方向的前半部分和后半部分的颜色产生不对称性，在星系刚刚掉进星系团的时候，前半部分的气体受到挤压效应，恒星形成率更高、颜色更蓝）。本文用Yang 的group catalog从统计上检验了以上效应，并估算了吹出的尘埃的总质量。（ps，星系自身颜色的不对称性和背景类星体受尘埃影响的效应之间的关系比较tricky）。 |
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======[https://arxiv.org/abs/1912.03233 Misalined星系的物理性质]====== |
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@zyl |
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======[https://arxiv.org/abs/2001.02691 重新定义半径之后，UDG不在特殊了]====== |
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@zyl |
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==AGN== |
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======[https://arxiv.org/abs/1911.12395 AGN的统一模型与外流]====== |
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@ssy |
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======[https://arxiv.org/abs/1912.10342 星系团中的AGN比例更低]====== |
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@zyl |
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==Dwarf== |
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======[https://arxiv.org/abs/1912.02186 M31周围矮星系的化学丰度]====== |
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==Spiral== |
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======[https://arxiv.org/abs/1912.02829 红spiral的形成]====== |
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@ljf |
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======[https://arxiv.org/abs/2001.02413 一个奇葩的旋涡星系：NGC5474]====== |
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* @LJF |
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======[https://arxiv.org/abs/2001.03450 spiral结构与金属丰度的相关性]====== |
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* 利用MUSE观测了~50个旋涡星系，分析其arm-interarm的金属丰度差异。总的来说，arm的金属丰度更高 |
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==ETG== |
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======[https://arxiv.org/abs/1910.11192 星系团中BCG的速度弥散]====== |
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@ZYL |
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======[https://arxiv.org/abs/1911.00777 早型星系质量以及内部运动学对环境的依赖性]====== |
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* 利用轨道叠加技术（史瓦西模型）对MaNGA中早型星系，探讨环境对轨道分布的影响 @ZYL |
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==ISM&CGM== |
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===Dust=== |
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======[https://arxiv.org/abs/2004.10206 Ia超新星的尘埃模型改正]====== |
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======[https://arxiv.org/abs/1911.09187 椭圆星系的尘埃标度关系]====== |
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======[https://arxiv.org/abs/1911.12751 ISM湍动与dust的演化]====== |
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======[https://arxiv.org/abs/2004.11328 银河系尘埃演化的数值模拟]====== |
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===Cold Gas=== |
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======[https://arxiv.org/abs/1911.09677 冷气体面密度的估算]====== |
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* CALIFA-EDGE巡天数据 @LJF |
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======[https://arxiv.org/abs/1910.11542 星系中冷气体质量的估计]====== |
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改进版的KS关系，引入了多个新参量 |
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======[https://arxiv.org/abs/1911.02032 星系周冷气体分数]====== |
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* 通过光谱叠加得到星系周气体发射线信号，通过拟合得出不同质量暗晕星系周冷气体分数 |
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===Warm Gas=== |
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======[https://arxiv.org/abs/1611.00004 利用Ha+[NII]发射线探测星系CGM辐射]====== |
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* 通过stack光谱探测10^-20量级的Ha+[NII]；发射线随到星系距离缩小指数增长；发射线对应的CGM温度为12000K |
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======[https://arxiv.org/abs/1911.09914 低金属丰度星系中HeII的电离]====== |
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@ljf |
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======[https://arxiv.org/abs/1911.06070 DIG的气体运动学]====== |
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@LJF |
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======[https://arxiv.org/abs/1910.04167 矮星系中的外流风]====== |
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* 利用STARBIRDS项目的11个矮星系的deep Ha image，将这些image和HI的图像对比，把Ha的空间分布明显比HI要大的5个星系归结为风（外流），利用Ha emission最外面一圈shell的EM，假设Ha分布的形状（倾角和深度）以及Ha 外流速度（~50km/s)来估计外流的质量率，这样再计算mass loading factor,得到的数值在0.2-7，比一般理论模型里预言要低不少。 |
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* 问题：估算中的各种不确定性，另外外流风一定是warm phase的吗？ |
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======[https://arxiv.org/abs/1910.08284 z~0.5紫外亮星系的金属丰度]====== |
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* WiggleZ巡天项目结束，并发布了超过20万条0.2<z<1.0的蓝星系（相当于Lyman-break galaxy，即LBG）光谱。本文利用stack光谱，得到了不同红移bin、不同恒星质量的LBG综合光谱，并通过Te方法计算其金属丰度。结果显示，中等质量的LBG与SDSS星系具有相同的金属丰度，然而大质量的LBG的金属丰度明显低于SDSS星系。而且LBG的MZR并没有表现出演化关系。 |
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* 相关拓展：结果显示z~0.5的LBG星系具有非常特殊的MZR结果（质量越大，金属丰度越低），对这一结果的进一步探究，有利于LBG星系的物理性质以及MZR关系的认知。 |
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======[https://arxiv.org/abs/1910.11270 近邻星系中恒星反馈过程的直接观测]====== |
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* 利用MUSE直接观测近邻星系中的OB恒星与对应的HII区，基于一定的光致电离模型可以将OB恒星的辐射能量与HII的电离能进行匹配分析，提出了sub-pc尺度上研究恒星反馈的新方法 |
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======[https://arxiv.org/abs/1910.09554 SNe反馈的数值模拟]====== |
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@ZWX |
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======[https://arxiv.org/abs/1910.11539 红spiral的观测性质]====== |
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* 在GAMA巡天里面，基于人眼选择的旋涡星系样本，发现颜色上风分为两个成份。其中红的旋涡星系，它们整体质量更大，所处更高密度环境，恒星形成率偏低，尘埃含量偏低，整体上是处于Quench阶段。 |
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* 问题：人眼选择样本的选择效应是什么？ |
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======[https://arxiv.org/abs/1911.00581 O/N丰度的径向分布]====== |
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* 利用MaNGA研究O和N的丰度分布。一般来说，O是近期的，N反映稍前一段儿时间的SFR，其比例代表近期的SFR时标 |
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==星系演化== |
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======[https://arxiv.org/abs/1911.02445 VIPERS数据研究星系的quench历史]====== |
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* 利用VIPERS的数据，研究了红移从1到0.5星系的恒星形成历史。对于一个较高红移的星系来说，可以用一个参数化的恒星形成历史（PEGASE拟合）来预言其以后的演化过程。（不同红移的星系，哪些之间具有演化关系呢？文中采用U-V颜色和V波段绝对星等的图上挑选亮蓝的边界，并认为这些最亮最蓝的星系在不同红移之间存在直接的演化关系。）研究发现，从红移1到0.5，星系并不遵循一个被动的气体耗尽的演化过程，因此整体上存在一个quench的过程，但是星系的演化也不遵循一个迅速quench的过程，而是和一个大概在2.5Gyr年内随机qunech的模型（与AGN feedback有关）的预言比较一致。 |
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======[https://arxiv.org/abs/1911.08497 矮星系并合对恒星形成率的影响]====== |
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@FS |
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======[https://arxiv.org/abs/1911.11887 kpc尺度的恒星形成主序]====== |
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@FS |
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======[https://arxiv.org/abs/1912.10948 高红移星系的恒星形成率计算]====== |
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@ljf |
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======[https://arxiv.org/abs/1911.12375 利用KMOS观测z~1.5星系形态、动力学性质]====== |
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* 利用KMOS观测了CANDELS天区的z~1.5的星系在K波段的积分视场光谱。K波段保证了覆盖星系的Ha，通过积分视场光谱获得这些星系的有空间分辨率的SFR，旋转曲线以及角动量的测量。CANDELS天区中HST的图像可以用来提取这些星系的图像特征。研究结果：这些z~1.5的星系基本上是旋转主导的，并且有一个很好的Fall relation。 |
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* KMOS：VLT上的一个多目标积分视场光谱仪，一共24个IFU排列在总的7.2角分的视场中。每个IFU是14x·14的分辨单元，空间分辨率是0.2x0.2角秒，seeing大概是0.5arcsec，光谱分辨率大概可以在3000左右。 |
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=理论= |
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==数值模拟== |
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======[https://arxiv.org/abs/1911.09571 EAGLE模拟MZR]====== |
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@ZWX |
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======[https://arxiv.org/abs/1911.05257 WDM and Too-big-to-fail]====== |
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本文用了一种Monte-Carol方法分别得到几种不同暗物质的银河系质量暗晕的merger tree,然后在Merger tree上做重子物质的解析，并用这几种不同暗物质的merger tree得到的卫星星系性质与银河系最亮的几个卫星星系对比。最终发现WDM的merger tree做出来的subhalo性质并不能与银河系的卫星星系符合得很好。WDM并不能很好地解决TBTF问题。 |
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======[https://arxiv.org/abs/1803.09761 Santa Cruz semi-analytic model]====== |
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* EPS模型推导merger tree |
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======[https://arxiv.org/abs/1809.00523 ELUCID研究近邻宇宙的cosmic variance]====== |
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* 用ELUCID讨论cosmic variance如何改正。SDSS中的MF在小质量端会受到影响（体积小），但是根据宇宙再构造技术，可以对此进行修正。修正方法是用一种能够非常好地再现今天的本地宇宙的模拟，把所有的cosmic variance重现出来。 |
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======[https://arxiv.org/pdf/1911.02025.pdf EALGLE下模拟CG的群聚时标]====== |
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@zyl |
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======[https://arxiv.org/abs/1911.11959 描述Merger Tree的新参数]====== |
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@zwx |
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======[https://arxiv.org/abs/1912.04371 TNG中的相互作用星系]====== |
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@sf |
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==半解析模拟== |
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======[https://arxiv.org/abs/1911.12888 半解析中CG的恒星形成]====== |
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@zyl |
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==理论模型== |
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======[https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2013ApJ...772..119L/abstract Gas Regulation模型]====== |
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* 本文提出了一个Gas Regulation模型。该模型利用KS-law、恒星形成导致金属增丰以及恒星形成驱动气体外流三个物理过程，将星系在subkpc尺度上的恒星形成率、气体质量、金属丰度三个可观测量联系起来。在该模型下，星系的化学演化过程可以完全由几个物理参数完全确定。 |
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* 问题：该模型中气体内流速率是一个自由参数，因此该模型的应用其实需要对该参数进行一定程度的假设才能完全建立起来。 |
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======[https://arxiv.org/abs/1911.11877 Mass models of gas-rich void dwarf galaxies]====== |
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@JMT |
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======[https://arxiv.org/abs/2001.01369 利用解析模型研究质量和环境对quench的影响]====== |
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@ZWX |
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=数据/方法= |
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======[https://arxiv.org/abs/1910.08284 WiggleZ：z~0.5的红移巡天数据发布]====== |
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* WiggleZ巡天项目结束，并发布了超过20万条0.2<z<1.0的蓝星系（相当于Lyman-break galaxy，即LBG）光谱，波长范围与SDSS相近。 |
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