Galaxy halo masses and satellite fractions from galaxy-galaxy lensing in the SDSS: stellar mass, luminosity, morphology, and environment dependencies
The relationship between galaxies and dark matter can be characterized by the halo mass of the central galaxy and the fraction of galaxies that are satellites. Here we present observational constraints from the SDSS on these quantities as a function of r-band luminosity and stellar mass using galaxy-galaxy weak lensing, with a total of 351,507 lenses. We use stellar masses derived from spectroscopy and virial halo masses derived from weak gravitational lensing to determine the efficiency with which baryons in the halo of the central galaxy have been converted into stars. We find that an L* gal…
2006-05-01 astro-ph
Galaxy Disruption in a Halo of Dark Matter
在银河系和仙女座周围已经发现了分裂的卫星星系的遗迹，但是在早期阶段被分裂的卫星星系的直接证据仍然难以捉摸。我们已经发现了一个矮卫星星系，它正被引力潮汐力撕裂，因为它与一个更大的星系的暗物质晕合并。我们的结果说明了矮星系的潮汐相互作用和星系晕的持续积累的形态转变。
2003-08-31 astro-ph
Properties of Galaxy Groups in the SDSS: I.-- The Dependence of Colour, Star Formation, and Morphology on Halo Mass
使用一个大的星系群目录构建的SDSS，我们调查各种星系的性质和晕质量之间的相关性。我们根据星系的颜色和特定的恒星形成率，将星系分为早期类型、晚期类型和中间类型。在固定的光度下，早型分数随晕质量的增加而增加。最重要的是，这种质量依赖性是平滑的，并且在探测的整个质量范围内持续存在，在任何质量尺度下都没有任何中断或特征。我们认为，以前声称的星系群尺度上的特征是一个文物的环境估计。在固定的晕质量，光度依赖的类型分数是令人惊讶的弱：星系类型更强烈地依赖于晕质量比光度。我们还发现，早型分数随晕心半径的增加而减小。与以前的研究相反，我们发现，这种径向依赖性也存在于低质量晕。卫星星系的性质与其中心星系的性质密切相关。特别是，早期型卫星的比例是显着较高的晕与早期型中央星系比在晕的质量相同，但晚型中央星系。这种现象，我们称之为“银河一致性”，存在于所有质量的晕和所有光度的卫星中。最后，中间型星系的比例总是~ 20%，与光度无关，与晕质量无关，与晕中心半径无关，与星系是中心星系还是卫星星系无关。我们讨论了所有这些发现对星系形成和演化的影响。
2005-09-06 astro-ph
Horizontal Branch Stars in the Galactic Stellar Halo
我回顾银河系的恒星晕的属性，特别是跟踪水平分支恒星，但与其他恒星示踪剂的参考和比较。我讨论的晕密度分布，水平分支形态与银河系的位置的变化，和晕星在银河系的几个地区的运动学。我总结了水平分支恒星的发现，并把它们放在当前流行的星系晕形成的背景下。
1997-10-02 astro-ph
NGC 5907 revisited: a stellar halo formed by cannibalism?
我们报告了对NGC 5907的发光晕的进一步观测。新的V，I和B深测光证实存在一个扩展的恒星晕红比磁盘。我们的数据与一个由富含金属的古老恒星星族组成的微弱晕或非常厚的盘相一致。我们建议，它可能是一个合并的小椭圆的残余，我们支持我们的假设与N体模拟。
1998-04-10 astro-ph
Constraining halo properties from galaxy-galaxy lensing and photo-z
在这里，我们提出的结果，从极大似然分析星系星系弱透镜效应的测量在北欧光学望远镜，在西班牙拉帕尔马12.5'× 12.5'领域。分析采用光度红移，并给出了圆速度与以前的弱透镜工作。
2002-01-31 astro-ph
Constraining the nature of galaxy haloes with gravitational mesolensing of QSOs by halo substructure objects
研究了背景致密天体如活动星系核和类星体被扩展的中等质量透镜如球状星团和质量为10^5 - 10^8 M_sun的暗物质团的引力透镜效应。结果表明，对星系-类星体成协的观测研究是对大质量星系晕性质的一个有力的直接观测检验。VLTI和Keck仪器的光学干涉观测能够约束质量和数量的子结构晕对象。本文给出了螺旋星系晕和椭圆星系晕中球状星团的引力透镜的证据。
2008-09-19 astro-ph
Early-type Galaxy Halo Dynamics inferred using the PN Spectrograph
一种新的仪器正在为探测椭圆星系中暗晕的结构提供关键数据。
2003-10-31 astro-ph
Connecting Galaxy Disk and Extended Halo Gas Kinematics
利用类星体光谱中观测到的Mg Ⅱ晕气体吸收，选取了10个中等红移星系，利用它们的旋转曲线（Keck/ESI）研究了星系盘/扩展晕气体的运动学关系。以前的结果，沿其主轴探测六个边缘上的星系，表明观察到的晕气体速度是一致的扩展盘状晕旋转在银河系中心的距离为25-72千秒差距。使用我们的新样本，我们表明，气体速度是由和大不一致的直接耦合到星系运动学。因此，除了共旋转动力学之外的机制（即，气体流入，反馈，星系-星系相互作用等）必须被调用来解释晕圈气体的总体观察到的运动学。为了更好地理解星系/晕/宇宙网环境的动态相互作用，我们在Lambda-CDM宇宙学模拟中对星系和气态晕进行了类似的模拟观测。我们讨论了一个例子的情况下，z=0.92星系的各种方向探测晕气体在一系列的位置。利用模拟的类星体吸收线推断的气体动力学与观测数据是一致的。
2007-10-25 astro-ph
The Galaxy and its stellar halo - insights from a hybrid cosmological approach
我们使用一系列高分辨率的N体模拟的'银河系'晕，再加上半解析技术，研究我们自己的银河系和恒星晕的形成。我们的模型银河系是一个相对年轻的系统，其物理性质与观测结果相当吻合。在我们的模型中，恒星晕主要是由星系生命早期吸积的几个大质量卫星形成的。晕中的恒星并没有表现出任何金属丰度梯度，但金属丰度高的恒星比丰度低的恒星更集中。这是因为构成恒星晕的质量最大的卫星也更富含金属，动力学摩擦将它们拉向主晕的内部区域。
2008-07-07 astro-ph
Metallicity distribution of halo stars and minor merger processes of the Galaxy
本文提出了贫金属晕星金属丰度的高分散性与银河系历史上的小合并过程之间的一种可能关系。卫星星中的外来星族通过微小的合并过程对星系晕的形成做出了重要贡献，从而改变了晕星的金属丰度分布。我们的模型再现了银河系中极端贫金属晕场星金属丰度分布的观测趋势。考虑到我们模型的所有参数，预测了极贫金属晕星在$-5<[Fe/H]<-4$中的密度为$1.9\times 10^{-3}kpc^{-3}$，这解释了为什么迄今为止还没有观测到这样的恒星。
2001-05-30 astro-ph
An Upper Limit on the Granularity of the Local Stellar Halo
我用4588附近的晕星的统计特性表明，如果当地的恒星晕是由冷流破坏矮卫星流行的宇宙学预测，然后在95%的置信度至少有1350个这样的流。此外，没有一条星流包含超过2.3%的本地恒星，而平均星流包含的本地恒星必须少于0.08%。
2003-04-15 astro-ph
The sizes of galaxy halos in galaxy cluster Abell 1689
在星系团Abell 1689中观测到的多幅图像不仅对星系团的质量分布提供了强有力的约束，而且对星系团的系综性质也提供了强有力的约束。利用参数化的强透镜模型，并假设截断半径s和速度色散σ之间的标度律，我们能够导出团星系的暗物质晕的大小。对于星系团环境中的标度律（s propto sigma），我们得到s = 64^{+15}-14}（sigma / 220 km/s）kpc。对于在s propto sigma场中的星系所使用的标度律，我们发现s = 66^{+18}_{-16}（sigma / 220 km/s）^2 kpc。与场星系的晕相比，Abell 1689星系团的晕被严重截断。
2006-11-02 astro-ph
The accretion origin of the Milky Way's stellar halo
我们使用斯隆数字巡天（SDSS）数据发布5的数据来探索银河系恒星晕的整体结构和子结构，使用大约400万颗颜色选择的主序星关闭恒星。我们用扁圆和三轴破幂律模型拟合数据，发现恒星晕的“最佳拟合”扁圆度为0.5<c/a<0.8，晕恒星质量在银心半径1和40千秒差距（3.7+/-1.2 x10 ^8 M_sun）之间。恒星晕的密度分布近似为r^{-3};幂律斜率可能在20 kpc以内较浅，而在20 kpc以外较陡。然而，我们发现，所有光滑和对称的模型是非常差的适合恒星晕星的分布，因为数据表现出大量的空间子结构。在考虑了泊松不确定性的（已知）贡献后，我们使用模型轮廓周围数据的RMS（尺度>~ 100 pc）量化了与光滑扁圆/三轴模型的偏差。实际恒星分布与任何平滑的参数化晕模型的均方根偏差都大于40%，因此恒星晕是高度结构化的。我们比较了观测结果与模拟的银河系恒星晕形成完全从吸积的卫星在宇宙学的背景下，通过分析模拟的数据以同样的方式。虽然模拟恒星晕的质量，整体配置文件和程度的子结构显示出相当大的分散，在银河系的晕子结构的属性和程度匹配以及一个“典型的”恒星晕的属性完全建立了从破碎的卫星星系的碎片。因此，我们的研究结果指向这样一幅图景，即银河系的恒星晕中有很大一部分是从卫星星系中吸积而来的。
2008-03-15 astro-ph
A giant stream of metal-rich stars in the halo of the galaxy M31
最近的观测揭示了银河系晕中的气体流和恒星流，它们是我们的银河系与它的一些矮伴星系（人马座矮星系和麦哲伦星云）之间相互作用的碎片。对这些物质的分析表明，大部分晕是由被吞噬的卫星星系组成的，而暗物质在银河系中几乎呈球形分布。然而，尚不清楚的是，相食的子结构是否像星系形成理论预测的那样在星系晕中普遍存在。在这里，我们报告了在最近的大星系M31（仙女座星系）的晕内发现的一个巨大的富含金属的恒星流。这股恒星流的来源可能是矮星系M32和NGC205，它们是M31的近伴星，可能由于潮汐相互作用而失去了大量的恒星。结果表明，星系的建设时代仍在继续，虽然在一个温和的速度，潮汐流可能是星系晕的一个通用功能。
2001-07-06 astro-ph
What is L*?: Anatomy of the Galaxy Luminosity Function
利用中心星系光度与晕质量、晕中星系总光度与晕质量之间的经验关系，构造了星系光度函数（LF）。对于给定质量的晕中中央星系的光度，我们分配对数正态散射，并根据观测结果校准平均值。在星系总光度超过中央星系光度的晕中，卫星星系的光度呈幂律分布。结合晕质量函数，这种描述再现了LF星系的观测特征，包括与谢克特函数一致的形状。当所有星系都包括在内时，无论环境或哈勃类型如何，谢克特L* 是中心星系光度-晕质量关系的光度标度; L* 对应于晕质量标度上的~10^{13}Msun。在大质量星系团中的中心星系被忽略的巡天中，无论是设计上的还是由于宇宙方差的原因，L* 仅仅是在选定质量范围上端的晕中的中心星系的平均光度。谢克特函数向高光度方向的平滑指数衰减反映了中心星系光度晕质量关系中的内在散射。除了LF，该模型成功地再现了观测到的星系团的光度偏差的依赖。
2005-05-02 astro-ph
Galaxy Evolution from Halo Occupation Distribution Modeling of DEEP2 and SDSS Galaxy Clustering
在Halo Occupation Distribution（HOD）框架下，我们模拟了DEEP 2（z~1）和SDSS（z~0）星系与光度相关的投影两点关联函数。在这两个时期，有一个紧密的相关性，中央星系光度和晕质量，与斜率和散射降低较大的晕质量，和卫星星系的比例降低在较高的光度。中心L* 星系位于晕中，其质量在z~1处比z~0处大几倍。我们发现，在相同的光度阈值以上的中央星系和卫星星系的宿主晕的质量尺度之间的关系几乎没有演变。结合这些HOD结果和晕典型生长的理论预测，我们通过将z~0中心星系和z~1中心星系联系起来，建立了两个红移处星系种群之间的演化联系，从而使我们能够研究星系演化作为晕质量的函数。我们发现星系的质量增长依赖于晕质量。平均而言，大部分位于z~0低质量晕（~5x10^11 Msun/h）的中心星系的恒星质量和只有一小部分位于高质量晕（~10^13 Msun/h）的中心星系的恒星质量是在z~1和z~0之间形成的。此外，恒星形成效率达到最大值的晕的质量尺度被发现随着时间的推移向低质量转移。未来的工作可以结合不同红移星系团的HOD模拟与暗物质晕的组装历史和动力学演化。这将有助于理解恒星质量的增长，由于合并和恒星形成作为主机晕质量的函数，并提供强有力的测试星系形成理论。（节录）。
2007-10-05 astro-ph
Are galaxy properties only determined by the dark matter halo mass?
暗物质晕的条件光度函数（CLF）通过给这些星系分配光度分布，取代了星系数量作为晕质量或所谓的晕占据数的函数的简单模型。现在已经有人提出，除了晕质量之外，给定的暗物质晕的集群强度和宿主星系的属性还取决于晕的年龄和环境。基于简单的CLF模型，我们发现，至少有一个建议，利用中央星系的属性可能会受到不确定性的影响，从集群属性的测量，以解决年龄的依赖性的组目录。确定固定质量晕的星系属性如何随环境或年龄而变化是具有挑战性的，如果不是不可能的话，考虑到集团和集群目录的不确定性。通过对光度和颜色分布的综合研究，以及光度和颜色相关的星系聚类，所有这些都是星系过密度的函数，尽管没有单一的统计数据可能提供最终的答案，但可能可以解决这个问题。考虑到与基于条件函数的建模方法相关的改进，认为晕偏差的年龄依赖性使星系分布的分析模型无效的建议还为时过早。
2006-01-04 astro-ph
Red Galaxy Growth and the Halo Occupation Distribution
我们已经追踪了过去7个Gyr的红星系恒星质量增长的暗物质晕。利用观测到的光度函数和牧夫座星系中40，696个0.2<z<1.0的红星系的聚类，我们确定了晕占据分布，它描述了星系如何在暗物质晕中存在。10^{11.9} Msun/h晕的一半拥有一个红色的中心星系，并且这一比例随着晕质量的增加而增加。我们没有观察到红星系恒星质量和宿主晕质量之间关系的任何演变，尽管我们预计星系恒星质量和晕质量都会随着宇宙时间的推移而演变。我们发现，包含在红色人口的恒星质量增加了一倍，因为z=1，与红色卫星星系内的恒星质量在这个红移范围内的三倍。在星系团质量晕中，大部分恒星质量存在于卫星星系和星系团内光中，少数恒星质量存在于中央星系中。最明亮的红色中央星系的恒星质量与晕质量的三分之一次方成正比。因此，我们得出结论，晕合并并不总是导致中心星系的快速增长。虽然在过去的7 Gyr中，质量非常大的晕的质量通常会增加一倍，但它们中央星系的恒星质量通常只增加30%。
2008-04-15 astro-ph
Kinematics and Dynamics of the Galactic Stellar Halo
综述了银河系恒星晕的结构、运动学和动力学，包括晕星空间分布和运动学中的亚结构证据。星系形成理论的影响，随后进行了讨论，特别是有人认为，观察到的外星系晕中的恒星的运动学可以作为一个重要的约束可行的星系形成的情况。
1998-12-18 astro-ph
What are Machos? Limits on Stellar Objects as the Dark Matter of our Halo
在微透镜实验中看到的大质量致密晕天体的性质，以及在我们银河系的晕中被解释为暗物质的性质，仍然是一个谜。有人认为这些事件可能不是普通的恒星或星下物体，即，它们很可能不是暗淡的恒星、褐矮星、白矮星或中子星。在理论上，人们要么被推到异国情调的解释，要么被推到一个“没有男子气概”的光环（在光环中，男子气概居住在别处）。事实上，光环中的非重子成分似乎是必需的。
1999-01-13 astro-ph
A morphological comparison between giant radio halos and radio mini--halos in galaxy clusters
本文根据射电X射线光度关系（P_{1.4} -L_X）和射电光度-大小关系（P_{1.4} -R_H），对星系团中的射电巨晕和射电小晕进行了形态学比较。我们报告的证据表明，P_{1.4} -L_X和P_{1.4} -R_H的趋势也可能存在的迷你晕：迷你晕集群共享的巨晕集群在（P_{1.4}，L_X）平面上的同一区域，而它们在（P_{1.4}，R_H）平面上明显分开。微型晕的同步辐射率比巨型晕的同步辐射率大50倍以上，这意味着它们的起源是一个非常有效的过程。通过假设一个偶发的湍流粒子再加速的巨大和迷你晕的情况下，我们讨论这些来源之间的基本物理差异。不管湍流的起源，一个更有效的粒子注入源，最终参与再加速过程，需要在迷你晕，这可能是由于中央射电星系或从质子-质子碰撞在密集的冷核心区域。
2008-06-11 astro-ph
Discovery of an Extended Halo of Metal-poor Stars in the Andromeda Spiral Galaxy
这篇论文被撤回了。请参见astro-ph/0502366。
2006-07-13 astro-ph
Lambda-Cold Dark Matter, Stellar Feedback, and the Galactic Halo Abundance Pattern
（节略）恒星晕的等级形成方案需要矮星系的吸积和分裂，但与矮球状（dSph）星系中类似的低金属丰度恒星相比，低金属丰度晕星富含α元素。我们解决这个主要的挑战，为恒星晕的层次结构的形成方案相结合的化学演化模型与宇宙学动机的质量吸积历史的银河系暗晕及其卫星。我们表明，恒星晕和矮星系的丰度模式可以解释自然的LCDM框架内。我们的解决方案从根本上依赖于LCDM模型的预测，即恒星晕中的大多数恒星都是在几个相对大质量的、约5 x 10^10 Msun、矮不规则（dIrr）大小的暗物质晕中形成的，这些暗物质在过去约10 Gyr被吸积和破坏。这些系统必然有短暂而快速的恒星形成历史，主要是由II型超新星和增强的[a/Fe]丰度的宿主恒星富集。相比之下，矮球状星系存在于~10^9 Msun的低质量暗物质宿主中，超新星风在设定观测到的中间[a/Fe]比值方面很重要。我们的模型包括从Ia型和II型超新星以及恒星风的富集，并包括一个物理动机的超新星反馈处方校准，以重现当地矮星系恒星质量-金属丰度关系。我们使用的暗物质晕类型的代表性例子，我们预计主机被摧毁的"恒星晕祖“的矮，一个幸存的dIrr，和一个幸存的dSph星系，并显示其衍生的丰度模式，恒星质量和气体质量与观察到的每种类型的系统是一致的。
2005-12-19 astro-ph
Can MACHOs Probe the Shape of the Galaxy Halo?
我们研究的前景，目前的微透镜搜索，最近发现了几个候选人，产生有用的信息扁平的星系暗物质晕。HI翘曲模型和星系形成的N体模拟表明，盘通常形成在扁晕中，盘和晕对称轴之间有倾斜。大麦云云的微透镜光学深度敏感地依赖于银河系盘晕的倾斜角。我们的结论是，一个更大的传播值$τ(LMC)$是一致的旋转曲线的限制比以前认为的，和比$τ(SMC)/τ(LMC)$的光学深度的小和大麦云云是不是一个干净的测试晕扁平。
1993-12-17 astro-ph
Probing the Structure of Dark Matter in Galaxy Halos and Clusters using Supernovae
研究了一种测量高红移Ia型超新星引力透镜的新方法。该方法利用前景星系和超新星亮度之间的相关性，以大大减少可能的系统误差，并增加信噪比。研究表明，如果暗物质是由微观粒子组成的，那么这种透镜效应可以与星系晕和星系团的质量、大小和亚结构有关。这种技术可能特别适用于测量暗物质晕的大小，这是一种不适合星系透镜效应的测量方法，也适用于测量星系晕中的子结构水平，这是冷暗物质模型的一个有问题的预测。对来自星系晕和星系团的信号的贡献进行了建模，并估计了来自星系数计数波动、星系红移误差、SN光度色散和样本方差的噪声贡献。超新星光度的本征分布和它的红移演化作为不确定性的主要来源被删除。该方法被发现是补充星系-星系透镜。对于$\simgt 100$超新星的观测要求已经被提出来用于宇宙学参数估计。
2001-04-29 astro-ph
Galaxy Galaxy Lensing as a Probe of Galaxy Dark Matter Halos
引力透镜现已成为测量宇宙中各种尺度结构质量分布的常用工具。在这里，我们专注于星系尺度的暗物质晕的星系-星系透镜技术的研究：观察遥远的背景星系的形状，已被前景星系的透镜使我们能够映射前景星系的质量分布。与星系的固有椭圆率分布相比，透镜效应是很小的，因此需要一种统计方法来获得对平均透镜群的一些约束。这种方法的一个优点是，它提供了一个探测星系晕的引力势到非常大的半径，在那里很少有经典的方法是可行的，因为动力学和流体动力学示踪剂的潜力不能在这个半径找到。我们将首先回顾迄今为止所获得的星系-星系透镜效应的探测结果。接下来，我们将提出一个极大似然分析模拟数据，我们进行评估的准确性和鲁棒性的约束，可以得到星系晕属性。然后，我们将应用这种方法来研究位于z~0.2的大质量星系团透镜中的星系的性质。这项工作的主要结果是发现团星系的暗物质晕显着更紧凑相比，暗物质晕周围的场星系的光度相等，在协议与早期的星系星系透镜的研究和理论预期，特别是与潮汐剥离的情况。因此，我们提供了一个强有力的确认潮汐截断从一个均匀的样本的星系团。此外，这是第一次利用星系-星系透镜技术从地面数据成功探测星系团。
2006-06-19 astro-ph
Cosmology and the Stellar Halo
如果这个受欢迎的等级宇宙学模型是正确的，那么在过去的12 Gyr里，银河系应该已经吸积了大约100个低质量星系，并随后潮汐地摧毁了它们。我们使用混合半解析加N-体方法模拟这个过程，并表明被破坏的系统自然导致恒星晕的质量和密度分布非常像我们自己的银河系的恒星晕。我们提出的恒星晕的性质的预测，并表明，我们的可能是占主导地位的子结构超过50 kpc和更空间平滑的半径内。平均恒星晕密度分布预计会比暗物质更快地随半径下降，因为恒星晕是由下落系统中最紧密结合的物质形成的，而大多数吸积的暗物质被剥离并沉积在更大的半径处。我们认为，与内晕相关的恒星在化学上应该与幸存的卫星中的恒星完全不同，也不同于外晕中的恒星或在最近的破坏事件中释放的恒星。我们将讨论如何深晕调查和化学探针可能是有用的工具，发现吸积的证据。这种类型的观测提供了一个直接的测试，以检验宇宙学在小尺度上是否真的是有等级的。
2004-01-30 astro-ph
Halo masses for optically-selected and for radio-loud AGN from clustering and galaxy-galaxy lensing
我们计算两点关联函数，并测量剪切信号，由于星系星系透镜的80,000光学识别和5,700射电大声AGN从数据发布4（DR 4）的斯隆数字巡天。晕占据模型被用来估计晕质量和卫星分数为这两种类型的活动星系核。大的样本量使我们能够根据其宿主星系的恒星质量来分离AGN。我们研究了在固定的M* 下，光学和射电活动星系核的晕质量与母体的晕质量的差异。从聚类和从透镜效应推导出的晕质量令人满意地一致。射电活动星系核比光学活动星系核存在于质量更大的晕中：在我们的样本中，它们的平均晕质量分别为1.6 x 10^{13}和8 x 10^{11} M_{sun} /h。光学AGN遵循相同的恒星质量和晕质量之间的关系，选择星系不考虑核属性，但射电响亮AGN偏离这个关系显着。射电噪声活动星系核的暗物质晕大约是相同恒星质量的控制星系的两倍。这种增强与射电光度无关，即使我们的分析仅限于场星系，它也会持续存在。星系的大尺度气体环境显然在产生可观测到的无线电辐射方面起着至关重要的作用。暗物质晕的质量，我们得到的活动星系核在我们的两个样本是在最近的模型，其中来自无线电活动星系核的反馈成为占主导地位的气体冷却准静态的晕。
2008-10-24 astro-ph
The galaxy halo formation rate
星系晕形成的速率被认为在解释许多可观测到的宇宙学现象中起着关键作用，例如发光物质形成的初始时代和活动星系的分布。在这里，我们将展示如何Press-Schechter理论可以用来提供一个简单的，完全的分析模型的晕形成率。该模型与Monte-Carlo和N体模拟结果吻合较好。
1998-09-25 astro-ph
Halo Mergers, Galaxy Mergers, and Why Hubble Type Depends on Mass
在CDM宇宙学框架中，结构是从与更小的结构合并而成的。合并应该会对星系产生可观察到的影响，包括破坏圆盘和产生球状体。这篇论文的目的是对宇宙学模拟中合并是如何发生的做一个简要的概述。在这一点上，重要的是要理解暗物质晕合并不是星系合并;一个星系形成的理论是必要的连接两者。流体动力学模拟中的星系合并比N体模拟中的晕合并对质量的依赖性更强。如果我们知道如何将星系与暗物质晕联系起来，那么暗物质晕的合并率就可以转化为星系的合并率。当这样做的时候，很明显，在更大的星系中，主要的合并要常见许多倍，这为哈勃类型依赖于星系质量提供了一个可能的解释。
2008-01-29 astro-ph
The Rise and Fall of Galaxy Activity in Dark Matter Haloes
我们使用SDSS星系群目录研究星系活动对恒星质量，晕质量和集团层次结构（中心与卫星）的依赖。我们将星系样本分为恒星形成星系、具有光学活动星系核活动的星系和射电源。我们发现晕质量随着中心星系活动从恒星形成到活动星系核的光学活动再到射电辐射的变化呈现一个平滑的过渡。恒星形成中心优先居住在M<10^{12} Msun的晕中，具有光学活动星系核活动的中心星系通常居住在M \sim 10^{13} Msun的晕中，而射电辐射中心主要居住在质量大于10^{14} Msun的晕中。虽然这似乎表明环境（晕质量）决定了其中央星系的活动类型，但我们发现恒星质量也有类似的趋势：中央恒星形成者的恒星质量通常低于10^{10} Msun，而光学活动星系核宿主和中央射电源的特征恒星质量分别为10^{10.8} Msun和10^{11.6} Msun。由于更大质量的晕通常拥有更大质量的中心，因此尚不清楚中心星系的活动是否与其恒星质量或晕质量有因果关系。一般来说，卫星星系的活动受到相同恒星质量的中心星系的抑制。在恒星质量固定的情况下，我们发现卫星星系的活动对晕质量的依赖很弱。事实上，对于卫星星系，星系活动对晕质量的依赖性比对恒星质量的依赖性弱四倍以上。正如我们所讨论的，所有这些结果都与低质量晕吸积冷气体的图片相一致，而大质量晕有热气体的日冕，促进其中央星系的射电活动。[删节]
2008-07-25 astro-ph
The Masses and Shapes of Dark Matter Halos from Galaxy-Galaxy Lensing in the CFHTLS
我们提出的第一个星系星系弱透镜的结果使用早期的数据从加拿大-法国-夏威夷望远镜遗产调查（CFHTLS）。这些结果基于~22 sq.°的的i数据。从这些数据中，我们估计了一个红移为0.3的L* 星系的平均速度色散为137 +- 11 km/s，维里质量M_{200}为1.1 +- 0.2 \times 10^{12} h^{-1} Msun，静止坐标系R波段质光比为173 +- 34 h Msun/Lsun。我们还详细研究了各种可能的系统误差来源。此外，我们将镜头样本分成两个子样本，除以视星等，从而得到平均红移。从这些早期的数据中，我们没有发现星系暗物质晕质光比从0.45到0.27的红移有显著的演化。最后，我们测试非球形星系暗物质晕。我们的研究结果有利于暗物质晕的椭圆率约为0.3，在2西格玛水平时，平均在所有星系。如果前景透镜星系的样本选择有利于椭圆星系，平均晕椭圆率和这一结果的意义增加。
2007-07-11 astro-ph
Observation of the halo of the edge-on galaxy IC5249
本文报道了S_c，d星系IC 5249的光度学和HI合成观测。这些观测主要是为了确定IC 5249周围是否有一个红色的光晕，类似于最近在星系NGC 5907的北部边缘周围发现的光晕。星系IC 5249几乎是完全的边缘，它没有显示出弯曲或向外扩张到其光学半径的直接迹象。它的光度低，自转速度慢。我们发现它与NGC 5907具有非常相似的晕。在距离星系盘3千秒差距处可以看到晕，在6千秒差距处，表面亮度约为28等角秒^-2。晕光的测量分布与暗物质的预期分布相似。红矮星和红巨星可能是晕光的来源。如果红矮星是源，并且它们像暗物质一样分布，那么它们在银河系中心半径r = 8.5 kpc处的密度是晕红矮星在银河系局部密度的（7+/-3）倍。它们对IC 5249质量的总贡献约为星系质量的10%。如果红巨星是观测到的晕光的主要来源，如果它们像银河系的球状星团一样分布，那么它们在r = 8.5 kpc的密度是晕巨星的局部银河系密度的1.0 + 1.0 - 0.5倍，并且它们提供了银河系质量的一个引力无关紧要的部分。需要进一步的光学测量来识别IC 5249中的光晕光源，并更精确地确定其分布。进一步的无线电测量需要检查的HI分布和旋转速度超出星系的光学半径。
1998-07-21 astro-ph
Supermassive black holes in scalar field galaxy halos
超轻标量场提供了一个有趣的替代WIMPS晕暗物质。本文考虑了超大质量黑洞嵌入这样的晕中的效应，并估计了暗物质对黑洞的吸收几率和吸积率。我们表明，吸积率将是一个典型的晕的寿命很小，因此，超大质量中心黑洞可以共存的标量场晕。
2002-11-15 astro-ph gr-qc
