Fossils of Reionization in the Local Group
我们结合高红移矮星系的高分辨率气体动力学模拟和银河系大小的晕的无耗散模拟来估计矮卫星星系的预期丰度和空间分布，这些星系在z~8附近形成了它们的大部分恒星，并且从那时起只演化了很少。这样的星系可以被认为是再电离时代的化石，研究它们的性质可以为星系形成的早期、再电离前阶段提供一个直接的窗口。我们发现，5-15%的对象存在于z~8确实生存，直到目前在MW一样的环境中没有显着的演变。这意味着化石矮星系确实存在于本星系群中是合理的。由于这些星系在合并和吸积活跃的早期形成了它们的恒星系统，因此无论它们目前与宿主星系的距离如何，它们都应该具有球状形态。我们发现，无论是预期的亮度函数和空间分布的暗物质晕，可能是主机的化石星系符合合理的分布附近的发光（L_V>10^6 Lsun）本地集团化石候选人（d<200 kpc）。然而，对于更暗的星系（L_V<10^6 Lsun），在更大的距离（d>300 kpc）上，预测的丰度要大得多（2-3倍）。我们讨论了几种可能的解释这种差异。
2006-01-22 astro-ph
Cold Dark Matter's Small Scale Crisis Grows Up
冷暗物质（CDM）理论预测了暗晕中丰富的子结构。这些预测与观测到的星系团相吻合，比如附近的室女星系团。然而，CDM模型存在“小尺度危机”，因为星系在晕中占主导地位，几乎没有子结构，而模型预测星系应该是具有丰富子结构的星系团的缩放版本。与CDM的预测相比，银河系和仙女座是“失踪”的对象与速度色散$σ\geq 10$公里秒$^{-1}$。这些失踪卫星的能量尺度足够低，恒星风和超新星可能会带走气体，抑制其发光恒星成分的形成。在这里，我们表明，小规模的危机持续存在的化石群，质量高达40%的附近的室女星系团的星系。化石群是室女星系团中以预测的频率出现的光度缺失的卫星。此外，“失踪的星系”的化石组几乎一样明亮的银河系的速度色散$σ\leq$ 150公里秒$^{-1}$。
2004-06-23 astro-ph
Anisotropic Locations of Satellite Galaxies: Clues to the Orientations of Galaxies within their Dark Matter Halos
我们调查的位置相对孤立的宿主星系的卫星在斯隆数字巡天和千年运行模拟。假设我们使用两种不同的方法将明亮的星系嵌入模拟的暗物质晕中（椭圆星系与它们的晕形状相同，而盘状星系的角动量与它们的晕的净角动量一致），我们发现观测和理论之间有一个公平的协议。在r_p \le 500 kpc的尺度上平均，红色的、高质量的、低恒星形成率的宿主的卫星优先出现在其宿主的主轴附近。相比之下，当在相同尺度上平均时，具有低恒星形成率的蓝色低质量宿主的卫星几乎没有各向异性。红色和蓝色主机的卫星位置之间的差异不能用数据中的闯入者的影响来解释。相反，它主要是由显着差异的依赖性的平均卫星的位置，<p>，在该卫星被发现的投影距离。我们还发现，红色，低恒星形成率的高质量卫星的位置显示出相当多的各向异性比蓝色，低质量卫星的位置，高恒星形成率。这一结果有两个因素。首先，蓝色卫星只是最近才到达其宿主的光环中，而红色卫星则是在遥远的过去到达的。第二，蓝色卫星的样品被严重污染的闯入者，这抑制了测量的各向异性相比，固有的各向异性。
2009-12-03 astro-ph
The Nuclear Orbital Distribution in Galaxies as Fossil Record of Black Hole Formation from Integral-Field Spectroscopy
在过去的十年中，对超大质量黑洞的研究主要集中在测量黑洞的质量上。这导致了紧密的M_BH-σ关系的发现，这表明BH和它们的宿主球状体的形成之间存在强联系。人们提出了许多方案来解释这种关系，并且都同意黑洞的生长和反馈在塑造其宿主星系中的关键作用。然而，目前可用的观测限制，主要是BH质量和星系测光，不足以最终选择的替代品。黑洞形成的关键信息记录在恒星的轨道分布中，这只能从高分辨率的积分场（IF）恒星运动学中提取。在大型望远镜上采用自适应光学的中频摄谱仪的引入，最终使这一关键因素得以揭示，从而开启了黑洞研究的新纪元。这些信息将与LISA引力波卫星提供的信息相辅相成，后者可以直接探测到正在合并的黑洞。本文给出了一个利用SAURON IF运动学恢复巨椭圆星系M87中心轨道分布的例子，该星系具有很好的解析BH影响球。
2005-10-14 astro-ph
Luminous satellite galaxies in gravitational lenses
在冷暗物质晕中预期的子结构，已经被提出来解释引力透镜中的异常通量比。在宇宙透镜全天巡天（CLASS）中，约有25%的透镜似乎在主透镜星系的约5 kpc/h范围内有发光卫星，这些卫星通常在红移z ~ 0.2-1。在这项工作中，我们使用千年模拟结合半分析技术的星系目录来研究模拟晕中这些卫星的预测频率。晕的分数，主机明亮的卫星（投影）中心区域内是类似的红色和蓝色主机，并发现主机晕质量和红移的函数增加。具体地说，在z = 1时，大约11%的星系大小的晕（质量在10^{12} M_sun/h和10^{13} M_sun/h之间）在5 kpc/h的投影半径内拥有明亮的卫星星系。如果我们只考虑群大小的晕（质量在10^{13} M_sun/h和10^{14} M_sun/h之间）的明亮（所有）卫星，这个比例增加到大约17%（25%）。这些结果与观测到的拥有发光卫星的CLASS透镜星系的比例（约25%）大致一致。在z = 0时，只有约3%的星系大小的晕拥有明亮的卫星星系。分数上升到~ 6%，（10%），如果我们考虑明亮的（所有）卫星只有组大小的晕在z = 0。然而，在内部区域发现的大多数卫星星系都是“孤儿”星系，那里的暗物质晕已被完全剥离。因此，这种一致性在很大程度上取决于这些“孤儿”星系的真实存活率。我们还讨论了数值分辨率和宇宙学对我们的结果的影响。
2008-09-18 astro-ph
Cluster Merger Variance and the Luminosity Gap Statistic
星系团中多个发光星系的存在可以用一个星系下沉到星系团中心并与中央星系合并的有限时间来解释。用来量化星系系统的动力学年龄的最简单的可测量的统计量是光度（星等）差距，这是两个最明亮的星系之间的光度星等差异。我们提出了一个简单的分析估计的光度差距分布的团体和集群的暗物质晕质量的函数。光度差距被用来定义“化石”组;我们预计化石系统的比例会表现出强烈的和与模型无关的质量趋势：大约1-3%的大质量星系团和大约5-40%的组应该是化石系统。我们还表明，在集群尺度上，所观察到的内在散射中心星系光度晕质量关系可以归因于分散在集群内的卫星合并的历史。我们比较我们的预测的光度差距分布在斯隆数字巡天C4目录中的730个集群的样本，并找到很好的协议。这表明，理论上的漂移集合并概率和标准理论的动态隔离是有效的集群规模。
2005-09-21 astro-ph
The ghost of a dwarf galaxy: fossils of the hierarchical formation of the nearby spiral galaxy NGC 5907
我们提出了一个星系外的角度来看，一个扩展的恒星潮汐流周围的边缘上，螺旋星系NGC 5907包装。我们的深层图像首次揭示了一个大规模的弧形环复合体，这是一个很好的例子，说明了低质量的卫星吸积如何产生一种交织的，玫瑰花状的碎片结构，分散在其宿主星系的晕中。这种结构的存在，可能已经形成并存活了几个千兆年，证实了本地宇宙中螺旋星系的晕可能仍然包含大量的星系化石。为了检验外部吸积方案的有效性，我们提出了N体模拟的潮汐破裂的矮星系类系统在盘星系加暗晕的潜力，表明在NGC 5907中观察到的潮汐特征可以解释由一个单一的吸积事件。不幸的是，由于没有运动学数据，只有流的投影几何形状作为约束，我们的模型的参数是相当退化的，现在，必须被认为是说明性的。有趣的是，NGC 5907长期以来一直被认为是相对孤立的扭曲螺旋的典型例子。一个扩展的潮汐流的存在挑战了这一图片，并建议流祖引起的重力扰动可能是导致翘曲。用相当普通的仪器在附近星系中探测到一个古老而复杂的潮汐流，这表明在本体积（< 15 Mpc）中寻找旋涡星系周围河外潮汐子结构的调查是可行的-有可能获得一个具有足够统计意义的普查，以便与宇宙学模拟进行比较。
2008-08-13 astro-ph
A new view of the dwarf spheroidal satellites of the Milky Way from VLT/FLAMES: Where are the very metal poor stars?
作为矮星系丰度和径向速度团队（DART）计划的一部分，我们测量了附近四个矮球状星系（dSph）中大样本恒星的金属丰度：Sculptor，Sextans，Fornax和Carina。这些星系中的低平均金属丰度和非常古老的恒星星族的存在支持了它们是早期宇宙化石的观点。然而，与天真的期望相反，我们发现在所有四个系统中，金属丰度低于[Fe/H] ~ -3 dex的恒星都非常缺乏。这表明，在这些系统中，组成恒星的气体在形成之前就已经均匀富集。此外，dSph金属丰度分布的贫金属尾部与星系晕的贫金属尾部明显不同。这些发现表明，即使在最早的时代，附近dSph的祖先似乎也与银河系的构建块有着根本的不同。
2006-11-14 astro-ph
Building up the Stellar Halo of the Milky Way
我们研究数值模拟的卫星星系分裂的潜力类似于银河系。我们的目标是评估恒星晕的合并起源是否会在附近恒星的相空间分布中留下可观察到的化石结构。我们展示了如何使用粗粒度熵来量化被破坏的卫星的混合。虽然在100亿年之后，粒子在位形空间中的分布几乎没有明显的不对称性，但在速度空间中仍然存在强烈的相关性。我们简要地描述了我们如何可以理解这些效果的基础上保存的细粒度相空间密度的作用角形式主义。我们还讨论了我们的研究结果的恒星晕的已知属性的影响。
1998-11-06 astro-ph
Globular clusters, satellite galaxies and stellar haloes from early dark matter peaks
银河系包含几个不同的古老恒星组成部分，提供了其形成的化石记录。通过将Searle和Zinn（1978）设想的原星系碎片与能够冷却在红移z>10处坍缩的冷暗物质密度场中的气体的罕见峰值联系起来，我们可以理解它们在分层形成情景中的空间分布和运动学。我们使用层次结构形成模拟，探索这些早期的恒星形成结构的运动学和空间分布在今天的星系晕。大多数原星系迅速合并，它们的恒星物质和暗物质变得平滑分布，形成内部的星系晕。贫金属的球状星团和古老的晕星成为这个早期演化阶段的示踪物，中心偏置，自然再现了观察到的半径急剧下降。最外围的山峰很晚才落下，并作为卫星星系存活到今天。该模型成功地再现了观测到的银河系晕星的径向速度色散分布和局部径向速度各向异性。如果这个结构形成的时期与进一步冷却到较低的sigma峰值的抑制相一致，那么我们可以重现Bullock等人（2000）提出的卫星星系的稀有性，运动学和空间分布。在z=12+/-2处的再电离为丢失卫星问题提供了自然的解决方案。测量球状星团的分布和从星系到星系团的晕光，可以用来限制全球与局部再电离模型。如果再电离发生当代，我们的模型预测一个恒定的频率的蓝色球状相对于主机晕质量，除了矮星系的平均相对频率变得更小。
2005-10-12 astro-ph
M31 Transverse Velocity and Local Group Mass from Satellite Kinematics
我们提出了几种不同的统计方法来确定M31的横向速度矢量。基本的假设是，M31卫星平均跟随M31在太空中的运动，而本星系群外部的星系平均跟随本星系群重心在太空中的运动。我们将这些方法分别应用于17颗M31卫星的视向速度、2颗M33和IC 10卫星的自行以及5个本星系群转动半径附近星系的视向速度。这产生了4个独立但相互一致的关于M31在西向和北向的横向速度的测定结果，加权平均值分别<v_W>为-78+/-41 km/s和<v_N>-38+/-34 km/s。M31的银心切向速度为42 km/s，1-sigma置信区间V_tan <= 56 km/s。当本星系群总质量M超过1.72^{+0.26}-0.25} × 10 ^{12}太阳质量时，M31-银河系轨道是有界的。如果真的是束缚的，那么结合已知的宇宙年龄的时间参数意味着M = 5.58^{+0.85}_{-0.72} x10 ^{12}太阳质量。这是在允许的质量范围的高端，这些质量范围分别由M31和银河系的个体结构和动力学的宇宙学模型提出。因此，计时质量可能高估了真实质量，特别是如果考虑到千禧年模拟的最新结果，这些结果表明计时质量估计的理论不确定性为41%（高斯分散）。M31的横向速度意味着M33在M31周围的紧密束缚轨道上。这可能导致了M33的潮汐变形。寻找这方面的观测证据是值得的。
2008-01-23 astro-ph
Modelling and interpreting the dependence of clustering on the spectral energy distributions of galaxies
我们扩展了我们以前的物理为基础的晕占据分布模型，包括集群的光谱能量分布的星系的依赖。高分辨率的千禧年模拟被用来确定模型星系的位置和速度。假设星系的恒星质量只取决于M_{infall}，即当星系最后一次成为其晕的中心主导天体时的晕质量。恒星形成的历史是用两个额外的量来参数化的，这两个量是从每个星系的模拟中测量出来的：它的形成时间（t_{form}），以及它第一次成为卫星的时间（t_{infall}）。中央星系在时间t_{form}开始形成恒星，时间尺度为指数τ c。如果星系成为一个卫星，它的恒星形成将以新的时间尺度τ s下降。我们使用恒星星族合成模型计算了我们的模型星系的4000个破裂强度。通过将这些模型拟合到Sloan Digital Sky Survey中观测到的星系丰度和投影相关性作为断裂强度的函数，我们将τ c和τ s约束为星系恒星质量的函数。我们发现具有大恒星质量的中央星系已经停止形成恒星。在低恒星质量下，中央星系显示出各种不同的恒星形成历史，其中很大一部分经历了最近的恒星爆发。所有质量的卫星星系的恒星形成率都在下降，e折叠时间相似，τ_s ~ 2.5Gyr。这个长的e折叠时间的一个结果是，色密度关系被预测在红移> 1.5时变平，因为大多数卫星的恒星形成还没有显著下降。这与DEEP和VVDS调查的最新观测结果一致。
2007-01-24 astro-ph
Building up the Stellar Halo of the Galaxy
我们研究数值模拟的卫星星系分裂的潜力类似于银河系。我们的目标是评估恒星晕的合并起源是否会在附近恒星的相空间分布中留下可观察到的化石结构。我们展示了如何使用粗粒度熵来量化被破坏的卫星的混合。虽然在10 Gyr之后，在位形空间中的粒子分布中仍然存在一些明显的不对称性，但在速度空间中仍然存在强相关性。我们给出了一个简单的分析描述，这些影响的基础上，线性化处理的作用角变量，这表明如何的运动学和密度结构的泥石流随时间的变化。通过应用这种描述，我们发现，当前光度$10^8 L_\sun$的一颗卫星在10 Gyr前从内晕（平均远心$\sim 12$ kpc）中的轨道中断，将为当地恒星晕贡献大约$\sim 30$运动学上的冷流，其内部速度色散低于5 km/s。如果整个恒星晕都是由被破坏的卫星组成的，那么它应该由300 - 500个这样的星流组成。要想清楚地探测到所有这些结构，需要从几千颗恒星中取样，这些恒星的三维速度要精确到5公里/秒以上。即使速度误差比这个差几倍，预期的块状应该是相当明显的。我们应用我们的形式主义检测到的一组恒星附近的北银河系极点，并得出一个数量级估计的祖系统的初始属性。
1999-07-09 astro-ph
Galaxy Groups in the SDSS DR4: II. halo occupation statistics
我们调查各种晕占领统计使用一个大的星系群目录构建的SDSS DR 4与自适应晕为基础的组查找。条件光度函数（CLF）分别测量所有，红色和蓝色星系，以及在中央和卫星星系。中心星系和卫星星系的CLF分别可以用对数正态分布和修正的Schechter形式来模拟。大约85%的中央星系和大约80%的卫星星系在质量为$M_h\ga 10^{14}\msunh$的晕中是红星系。在含有$M_h \sim 10^{12}\msunh$的晕中，这些数字分别降低到50%和40%。对于给定质量的晕，中央星系的光度分布$L_c$的色散约为0.15 dex。中央星系的平均光度（恒星质量）与晕质量成比例，对于质量为$M\gg 10^{12.5}\msunh$的晕，其$L_c\propto M_h^{0.17}$（$M_{*,c}\propto M_h^{0.22}$），并且对于质量较小的晕，这两种关系都明显陡峭。我们还测量了第一个和第二个最亮（质量最大）的成员星系$\log L_1 - \log L_2$（$\log M_{*,1}-\log M_{*,2}$）之间的光度（恒星质量）差距。这些间隙统计数据，特别是在具有$M_h \la 10^{14.0}\msunh$的晕中，表明中央星系的光度与其卫星星系的光度明显不同。化石群的分数，定义为具有$\log L_1 - \log L_2\ge 0.8$的那些群，范围…
2007-12-20 astro-ph
Evolution in the Halo Masses of Isolated Galaxies between z~1 and z~0: From DEEP2 to SDSS
利用DEEP 2星系红移巡天和Sloan数字巡天的数据，测量了z~1和z~0之间孤立~ L* 星系的维里质光比（M_{200} /L_B）和维里星质量比（M_{200} /M_ \ast）的演化。利用孤立星系周围的卫星星系的运动，我们测量的视线速度色散和推导出这些宿主星系的暗物质晕维里质量。在这两个时期，卫星的速度色散与宿主星系的恒星质量σ \propto M_ \ast^{0.4+/-0.1}相关，而卫星速度色散与宿主星系B波段光度之间的关系可能会从z~1处的σ \propto L_B^{0.6+/-0.1}到z~0处的σ \propto L_B^{0.4+/-0.1}变浅。M_200/M_ \ast从z~1到z~0的演化表现出双峰性，因为恒星质量低于M_ \ast ~10^{11} M_Sun/h的宿主星系保持恒定的比率（内禀增加被限制在1.1+/-0.7倍）而高于M_ \ast ~10^{11} M_Sun/h的宿主星系经历4+/-倍3维里-恒星质量比的增加。这个结果很容易理解，如果低于这个恒星质量尺度的星系继续形成恒星，而在这个尺度以上的星系中的恒星形成是淬火和暗物质晕的星系以上和以下这个规模的增长根据LCDM宇宙学模拟。在U-B色中为红色的宿主星系具有较大的卫星色散，因此在z~1和z~0处平均比蓝色星系居住在更大质量的晕中。M_200/M_ \ast的红移和宿主星系恒星质…
2006-07-11 astro-ph
The Young Globular Clusters of the Milky Way and the Local Group Galaxies: Playing With Great Circles
最近发现的一小群银河系球状星团（GGC）（GGC 12，Terzan 7，Ruprecht 106，Arp 2）比银河系的平均星团人口年轻得多（约3-4 Gyr），它们位于通过银河系一些卫星星系附近和银河系中心本身的平面附近。假设这些配置代表了银河系与这些星系团起源的同伴之间相互作用的化石记录，我们沿着其中一个发现了另一个候选者“”GGC，即IC 4499，其颜色-星等图。各种假说的可能起源的“”GGC“也简要讨论了一个框架内的位置上的优惠飞机可能被视为一个一般特征的本地组成员。
1995-07-18 astro-ph
NGC1600 - Cluster or Field Elliptical?
对椭圆星系NGC 1600场中的星系分布进行了研究。虽然这个星系通常被归类为松散星系群的一员，但所有邻近的星系都要暗淡得多，可以被视为NGC 1600的卫星。在这个星系的领域中的星系的数量密度分布图显示了半径的下降，在大约1.3 Mpc的背景证据。密度和数密度分布与其他孤立的早型星系一致。NGC 1600在X射线中表现为一个扩展源，X射线发射的中心似乎与星系的中心不一致。通过光学光谱观测测量了邻近星系的速度分布，结果表明平均径向速度比NGC 1600小约85 km/s，这表明质心可能位于星系之外。“群”的速度分散度估计为429公里/秒。因此，推断出系统的质量约为10^14太阳质量，这个值对应于一个大的星系群。因此，NGC 1600与X射线探测中发现的“化石群”有一些相似之处，但并不完全相同。这一结果的孤立的早型星系的研究的影响进行了简要的讨论。
2008-02-13 astro-ph
Galaxy growth in the concordance $Λ$CDM cosmology
我们使用千年模拟的公共数据库中的星系和暗晕数据来研究De Lucia等人（2006）的星系形成模型中星系的生长。以前的工作已经表明，这个模型再现了系统的属性和集群的真实星系，在附近的宇宙和高红移的许多方面。它假设星系的恒星质量通过三个过程增加，主要合并，较小卫星系统的吸积和恒星形成。我们表明，这三种模式的相对重要性是一个强大的功能，恒星质量和红移。星系通过主要合并的增长强烈地依赖于恒星质量，但对红移的依赖很弱。除了大质量系统，在所有红移和所有恒星质量下，小合并比大合并对星系生长的贡献更大。对于质量明显小于银河系的星系，恒星形成在所有时期都占主导地位。对于比银河系大得多的星系来说，通过合并的增长是所有时代的主导过程。当恒星质量为$6\times 10^{10}M_\odot$时，恒星形成在$z>1$阶段占主导地位，而合并则在稍后阶段占主导地位。在每一个恒星质量下，恒星形成的增长率都随着红移的增加而迅速增加。特定的恒星形成率是恒星质量的递减函数，不仅在$z=0$，而且在所有更高的红移。为了比较，我们对暗物质晕的生长进行了类似的分析。与星系相反，增长率强烈依赖于红移，但对质量的依赖很弱。他们同意定性分析预测晕增长。
2007-08-14 astro-ph
Milky Way type galaxies in a LCDM cosmology
我们分析了从千年模拟的公开星系目录中提取的52，000个银河系（MW）类型星系的样本，目的是统计研究它们与我们银河系相比的性质的差异和相似之处。模型星系被选择为处于最大圆速度在200-250 km/seg范围内的晕中，并且具有与银河系相似的膨胀盘比。我们发现MW星系是通过冷气体和小卫星系统的吸积而安静地形成的。只有12%的模型星系在其一生中经历了一次重大的合并。大多数恒星是在原地形成的，只有大约15%的最终质量是通过吸积形成的。超新星和活动星系核反馈在这些系统的演化中起着重要的作用。在高红移时，当MW祖先的势阱较浅时，超新星爆炸驱动的风会吹出大部分气体和金属。随着系统质量的增加，SN反馈效应减弱，活动星系核反馈取而代之，在较低红移的恒星形成活动中起着更重要的调节作用。虽然模型银河系星系已被选定位于一个狭窄的范围内的最大圆周速度，但它们仍然表现出显着的分散在最终恒星的质量和金属丰度。我们的分析表明，这种分散的结果从不同的吸积历史的母暗物质晕。静态方面，我们也发现了银河系在相同质量范围内是典型的Sb/Sc星系的证据，为限制星系形成的数值模型提供了一个合适的基准
2009-01-29 astro-ph
