The role of mergers and halo spin in shaping galaxy morphology
在$Λ$ CDM宇宙学中，合并和暗物质晕的旋转是传统上被认为决定星系形态的因素。我们研究这一假设，考虑大约18,000个中央星系在$z=0$与恒星质量$M_{\ast} = 10^{9}-10^{12} \, {\rm M}_{\odot}$选择从插图宇宙流体动力学模拟。吸积恒星的比例-用来衡量大质量、近期和干合并的重要性-随着星系恒星质量的增加而急剧增加，从矮星的不到5%增加到最大质量天体的80%，合并对星系形态的影响也相应增加。对于具有$M_{\ast} \gtrsim 10^{11} \, {\rm M}_{\odot}$的星系，合并具有预期的效果：如果气体贫乏，它们促进球状星系的形成，而气体丰富的合并有利于大质量盘的形成和生存。然而，这种趋势在较低的质量时会中断。对于对象与$M_{\ast} \lesssim 10^{11} \, {\rm M}_{\odot}$，合并似乎并没有发挥任何重要的作用，在确定的形态，吸积恒星分数和平均合并气体分数是无法区分的球状和盘主导的星系。另一方面，晕自旋与形态主要在样品中质量最小的物体（$M_{\ast} \lesssim 10^{10} \, {\rm M}_{\odot}$），但只有弱的星系以上的质量。我们的研究结果支持这样一种情况，即（1）合并在塑造大质量星系的形态中起着主导作用，（2）晕旋对矮星的形态很重要，（3）中等大小的星系（…
2017-02-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Which galaxy property is the best indicator of its host dark matter halo properties?
在这项工作中，我们调查星系的速度色散，质量和其他属性（颜色，形态）与暗物质晕的属性之间的联系，通过比较星系在固定的质量和速度色散的集群。我们使用斯隆数字巡天来定义一个体积有限的样本的大质量星系完整的恒星质量（> 6 e10 Msun）和速度色散（>75公里/秒）。使用这个样本，我们表明，在固定的速度色散有没有集群振幅恒星或动力学质量的依赖。相反，当恒星或动力学质量固定时，速度色散对成团振幅有明显的依赖性，色散越高的星系成团振幅越大。我们还表明，虽然当恒星或动力学质量是固定的，仍然存在的集群振幅形态的依赖性，有没有这样的依赖性时，色散是固定的。然而，当质量和色散都固定时，我们确实看到了聚类幅度对颜色的依赖性。尽管如此，即使我们将我们的样本限制在只有椭圆星系或红星系的色散和集群振幅之间的关系在固定的质量仍然存在。与颜色的剩余相关性似乎很可能是由大质量光环中的卫星星系在固定色散下变得更红所驱动的。缺乏类似的形态依赖性意味着使卫星变红的机制不会改变它们的形态。我们的中心结果是，速度色散是更密切相关的星系的集群振幅比恒星或动力学质量。这意味着速度色散与决定聚类的晕属性（晕质量或年龄）更紧密相关，并支持星系的恒星形成历史与其晕属性的关系比与其整体质量的关系更密切的观点。
2012-01-09 astro-ph.CO
Morphology of blazar-induced gamma ray halos due to a helical intergalactic magnetic field
我们研究的特征尺寸和形状的理想耀变体引起的级联晕在$1-100 \, {\rm GeV}$能量范围内假设各种非螺旋和螺旋配置的星系际磁场（IGMF）。当磁场产生一个扩展的晕时，螺旋度为晕提供了一个扭曲。在简化的假设下，我们评估的参数制度，它是可能的测量的大小和形状的晕从一个单一的来源，然后推导出的IGMF的属性。我们发现，blazar晕测量与费米-LAT实验类似，最适合探测螺旋磁场的强度和相干长度范围内的$10^{-17} \lesssim B_{0} / {\rm Gauss} \lesssim 10^{-13}$和$10 \, {\rm Mpc} \lesssim λ\lesssim 10 \, {\rm Gpc}$，其中$\mathcal{H} \sim B_0^2 / λ$是磁螺旋密度。更强的磁场或更小的相干尺度仍有可能被研究，但晕形态和磁场性质之间的联系更为复杂。较弱的磁场或较长的相干尺度需要高的光子统计或优越的角分辨率。
2015-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Connection between galaxy morphology and dark-matter halo structure I: a running threshold for thin discs and size predictors from the dark sector
本研究利用TNG50模拟，通过新的运动学分解方法揭示星系盘尺寸与暗物质晕自旋、浓度及吸积率的相关性，并发现盘形成需稳定晕条件与持续物质供应。
2025-04-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The AGORA High-resolution Galaxy Simulations Comparison Project. XI: Solving the Non-Spherical Morphology and Evolution of Dark Matter Halos with Haskap Pie
University of Illinois Urbana-Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校）；Lund University（隆德大学）；Seoul National University（首尔大学）；Osaka University（大阪大学）
提出一种基于Haskap Pie束缚粒子搜索技术的非球形暗物质晕求解与追踪程序，通过AGORA合作项目的流体动力学模拟揭示暗物质晕形态对高质量比并合的响应及不同代码间的差异。
2026-05-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar Streams as Probes of Dark Halo Mass and Morphology: A Bayesian Reconstruction
潮汐流提供了一个强有力的工具，通过它可以研究其宿主星系的暗物质晕的物质分布。然而，分析并不简单，因为流并不描绘轨道，对于大多数流，特别是那些在外部星系，运动学信息是缺乏的。我们提出了一种方法，其中流适合与简单的校正可能的轨道的祖先，使用贝叶斯技术被称为并行回火，有效地探索参数空间。我们表明，它是可能的约束的形状的主机晕潜力或其密度分布只使用天空上的潮汐流的投影，如果主机晕被认为是轴对称的。通过添加运动学数据或主机的圆速度曲线的拟合数据，我们能够恢复的物质分布的其他参数，如其质量和轮廓。我们测试我们的方法在几个模拟的低质量恒星流，并探讨需要额外的数据的情况下。
2011-06-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Controlled Experiments on Dark-Matter Halo Structure and Galaxy Morphology I: What Sets Galaxy Sizes?
Peking University（北京大学）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学科维理天文与天体物理研究所）
通过受控模拟，量化了在固定晕质量下，晕自旋、浓度、内密度轮廓和重子分数对星系大小的影响，发现晕浓度是最重要的预测因子。
2026-05-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
SDSS superclusters: morphology and galaxy content
我们比较了附近宇宙（180 < d < 270 Mpc）中不同形态超星系团中的星系种群，以了解超星系团的内部结构和整体形态是否对超星系团中星系的性质具有重要影响。超星系团形态是用Minkowski泛函发现的。我们分析的概率密度分布的颜色，形态类型，恒星质量，恒星形成率（SFR）的星系，和特殊的速度的主要星系群中的超星系团的细丝和蜘蛛型，并在外地。我们发现，红色的，早期型，低SFR星系的比例在超星系团中的不对称型超星系团高于蜘蛛型超星系团;在低密度的全球环境中，它们的比例低于超星系团。在所有的环境中，红色，高恒星质量，低SFR的星系在丰富的群体的比例高于穷人群体。在蜘蛛形态的红色超星系团中，高SFR星系的恒星质量比服从型超星系团更高。组的等丰富主机星系具有较大的恒星质量，早期型和红色星系的一个较大的部分，和一个较高的分数低SFR星系，如果它们位于超星系团的灯丝形态。在丝状超星系团中，星系群中主要星系的特有速度比蜘蛛状超星系团中的要高。超星系团中主星系的高特徴速度的星系群比低特徴速度的星系群处于高密度环境中。最富有的超星系团的星系群之间存在着显着的差异。因此，无论是局部（群）和全球（超星系团）的环境，甚至超星系团的形态在星系的形成和演化中起着重要的作用。
2014-01-14 astro-ph.CO
Connection between galaxy morphology and dark-matter halo structure II: predicting disk structure from dark-matter halo properties
Peking University（北京大学）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学科维理天文与天体物理研究所）；Department of Astronomy, University of Massachusetts, Amherst（马萨诸塞大学阿默斯特分校天文学系）；Carnegie Observatories（卡内基观测站）；TAPIR, California Institute of Technology（加州理工学院 TAPIR）；Center for Astrophysics and Planetary Science, Racah Institute of Physics, The Hebrew University（耶路撒冷希伯来大学拉卡物理学院天体物理学与行星科学中心）
研究通过TNG50模拟探讨银河盘结构与宿主暗物质晕详细属性的联系，利用随机森林和符号回归方法，基于暗物质晕属性预测盘结构，发现低质量晕预测更准确，盘高度预测比盘大小更易实现。
2026-03-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galactic angular momentum in the IllustrisTNG simulation -- I. Connection to morphology, halo spin, and black hole mass
我们使用TNG 100模拟的IllustrisTNG项目，以调查恒星比角动量（$j_{\ast}$）的$\sim$ 12,000中央星系在$z=0$在一个完整的宇宙学背景下，与恒星质量（$M_{\ast}$）范围从$10^{9}$到$10^{12} \, {\rm M}_{\odot}$。我们发现，$j_{\ast}$ - $M_{\ast}$关系的早期型和晚期型星系在IllustrisTNG是在良好的整体协议与观测，这些星系类型通常“保留”$\sim$ 10-20和$\sim$ 50- 60%的宿主晕的特定角动量，分别与一些依赖于用于测量星系形态的方法。我们目前的模拟星系的运动学以及视觉形态测量的结果。接下来，我们探讨了$j_{\ast}$ - $M_{\ast}$关系中的散射与暗物质晕的自旋和银河系中心超大质量黑洞（BH）的质量的关系。我们发现，星系居住在更快的旋转晕，以及那些托管质量较小的黑洞，往往有一个较高的特定角动量。我们还发现，在固定的星系或晕质量，晕自旋和BH质量是相互关联的，可能是由于更有效的气体流向星系中心在缓慢旋转的系统。最后，我们表明，晕旋转起着重要的作用，在确定星系的大小-更大的光盘形成在中心的快速旋转的晕-虽然趋势打破了大规模的星系与$M_{\ast} \gtrsim 10^{11} \, {\rm M}_{\odot}$，大致的质量尺度，星系的恒星质量成…
2022-04-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Bar formation and evolution in disc galaxies with gas and a triaxial halo: Morphology, bar strength and halo properties
我们遵循的形成和演化的酒吧在N体模拟的盘星系与气体和/或三轴晕。我们发现相对气体含量和晕形状对坝的形成和演化都起着重要作用。在富含气体的模拟中，圆盘保持近轴对称的时间比缺乏气体的圆盘长得多，而且，当棒开始生长时，它的速度要慢得多。由于这两种效应的结合，大规模的酒吧形成后，在丰富的气体比在气体贫乏的磁盘。这可以解释在大质量的红色盘星系中，棒比在蓝色螺旋星系中更早出现的现象。我们还发现，在酒吧区的形态特征的强烈影响的气体分数。特别是，在模拟结束时的酒吧是在富含气体的情况下弱得多。我们没有看到酒吧被毁。晕三轴度对杆件强度有双重影响。在模拟的早期阶段，它诱导酒吧形成开始较早。另一方面，在后期，长期的演化阶段，三轴晕导致相当少的增加酒吧的强度比球形的。光环的形状随着时间的推移而发生相当大的变化。内晕圈部分可以变得更细长或更球形，这取决于棒强度。初始三轴晕的主体向球形演化，但在初始强三轴的情况下，它停止成为球形。部分被晕吸收的角动量会产生相当大的晕粒子旋转，这些粒子长时间保持在相对靠近圆盘的位置。另一部分产生晕体旋转，这与酒吧相反，随着时间的推移，但保持小。
2012-11-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The fraction of early-type galaxies in low redshift groups and clusters of galaxies
我们研究了早期型（和螺旋）星系的星系群和星系团中发现的暗物质晕质量的函数的分数。我们使用来自银河动物园项目的形态分类，与C4星团目录和Yang et al（2007）群目录中的晕质量相匹配。我们发现，早期型（或螺旋）星系的比例保持不变（变化小于10%）超过三个数量级的晕质量（13<log MH/Msol/h<15.8）。这个结果是不敏感的晕质量措施，从速度色散或总和光学光度的选择。此外，我们还研究了星系恒星质量M* 仓中的形态-晕质量关系，发现虽然常数分数的趋势保持不变，但质量最大星系的早型分数（11<logM */Msol/h <12）是质量较低星系的早型分数（10<logM*/Msol/h<10.7）的三倍。我们将我们的观测结果与De Lucia等人（2011年）的模拟结果以及以前的观测分析结果进行了比较，并从Millennium Simulation中获得了半解析的隆起（或盘）主导星系。我们发现模拟恢复观察到的类似趋势，但可能过度预测最大质量的隆起为主（早期型）星系的丰度。我们的研究结果表明，大多数形态转变发生在群体规模之前，群体合并成大规模集群。然而，我们发现，在每个晕的形态密度的关系仍然存在：它是总结的总分数的自相似的缩放半径，导致在一个平坦的形态晕质量的关系。
2012-05-11 astro-ph.CO
Quijote PNG: The information content of the halo power spectrum and bispectrum
我们调查有多少可以了解四种类型的原始非高斯性（PNG）从小规模的测量晕场。使用QUIJOTE-PNG模拟，我们量化的信息内容可与测量的晕功率谱和四极，物质功率谱，晕物质交叉谱和晕双谱。这项分析是第一个包括小的，非线性尺度，直到$k_\mathrm{max}=0.5 \mathrm{h/Mpc}$，并探讨这些尺度是否可以打破退化与宇宙学和滋扰参数利用数千个N体模拟。我们用一个由质量为$>3.2 \times 10^{13}~h^{-1}M_\odot$的所有晕组成的样品在红移空间中进行了所有的晕测量。对于局部PNG，使用样本方差消除从功率谱的尺度相关的偏置效应的测量提供比晕圈双谱的测量显著更严格的约束。在这种情况下，小尺度的测量增加了最小的附加约束力。相反，等边和正交PNG的信息主要是通过双谱访问。对于这些形状，小规模的测量增加了约束力的光环双谱高达$\times4$，虽然除了$k\approx 0.3 \mathrm{h/Mpc}$的尺度增加，改善了约束，主要是通过减少退化之间的PNG和其他参数。通过结合功率谱和双谱测量，这些退化甚至更有力地减轻。然而，即使结合测量和小尺度信息，等边非高斯性仍然高度退化与$σ_8$和我们的偏差模型。
2022-12-20 astro-ph.CO
Improved Cosmological Constraints from Morphology-Based Marked Correlation Functions
School of Physics and Astronomy, Sun Yat-Sen University（中山大学物理学院）；Tsung-Dao Lee Institute, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学李政道研究所）；Department of Astronomy, School of Physics and Astronomy, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学物理学院天文学系）；State Key Laboratory of Dark Matter Physics, School of Physics and Astronomy, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学物理学院暗物质物理全国重点实验室）；Key Laboratory for Particle Astrophysics and Cosmology (MOE)/Shanghai Key Laboratory for Particle Physics and Cosmology（粒子天体物理教育部重点实验室/上海粒子物理与宇宙学重点实验室）；Peng Cheng Laboratory（鹏城实验室）；CSST Science Center for the Guangdong–Hong Kong–Macau Greater Bay Area, SYSU（中山大学粤港澳大湾区空间望远镜科学中心）
本研究构建基于宇宙网形态的标记相关函数，结合模拟仿真器提升宇宙学约束精度，连续标记可使FoM较标准2PCF提升约8.6倍，为大尺度结构巡天提取额外宇宙学信息提供新框架。
2026-08-18 astro-ph.CO
A statistical analysis of the late-type stellar content in the Andromeda halo
我们给出了M31晕中碳星与M巨星（C/M）比值的统计特征。基于对Keck/DEIMOS光谱应用伪滤波带通，我们测量了巨大恒星流和远距离晕场中1288颗恒星的81-77色指数。从这个完善的窄带系统中，再加上V-I色，我们只发现了少量的C星候选者（总共五个）。由此产生的10%的低C/M比与文献中M31盘和内晕中的值一致。虽然我们的分析受到小数量统计和样本选择的挑战，但有迹象表明，富氧M巨星在整个晕中的数量相似。我们还发现，在C-星人口的晕场相比，巨大的流没有什么不同。非常低的C/M比与观测到的低金属丰度和大半径的中等年龄恒星的存在不一致。我们观察到在这些区域中没有大量的碳星，这表明M31晕（外部）不可能由盘状或SMC型星系的碎片主导，而是类似于矮椭圆NGC 147。
2010-04-06 astro-ph.CO
Mapping Dark Matter in Merging Clusters with Weak Lensing for CSST: Morphology and Filament Recovery
National Astronomical Observatories (NAOC), Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Science（中国科学院大学天文与空间科学学院）；School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理与天文学院）；South-Western Institute for Astronomy Research (SWIFAR), Yunnan University（云南大学西南天文研究所）；Yunnan Key Laboratory of Survey Science,Yunnan University（云南大学云南省测绘科学重点实验室）；Shanghai Astronomical Observatory (SHAO)（中国科学院上海天文台）；Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology, Chinese Academy of Sciences（中国科学院射电天文与技术重点实验室）
本研究验证了基于深度学习的MIU2Net质量重建框架，结合中国空间站望远镜（CSST）的弱引力透镜数据，可准确恢复并合星系团的暗物质形态与纤维结构，为相关宇宙学研究提供支撑。
2026-10-14 astro-ph.CO
The central dark matter content of early-type galaxies: scaling relations and connections with star formation histories
我们使用一套简单的动力学和恒星星族模型，研究了大量低红移早型星系的质量、大小和恒星形成历史之间的相关性。我们确认的大小和恒星年龄之间的反相关性，并调查与暗物质（DM）的中心内容的趋势。中心DM密度与星系大小之间的平均关系为<rho_DM>~ Reff^-2，这是第一次清楚地表明这些星系中存在尖形DM晕--类似于经历绝热收缩的标准LCDM晕。DM密度与星系质量的比例与预期一致，偏离矮星系和晚型星系的普遍晕轮廓的建议。我们引入了一个新的基本约束星系形成的发现，中央DM分数随恒星年龄的下降。这一结果只能部分解释的大小年龄的依赖性，和剩余的趋势是在相反的方向基本DM晕的预期。因此，我们认为，年龄和晕收缩之间可能存在联系，早期形成的星系有更强的重子反馈，扩大了他们的晕，否则笨重的重子吸积，避免晕收缩。另一种解释是较老的恒星星族有较轻的初始质量函数。
2010-03-08 astro-ph.CO
The HI content of dark matter halos at $z\approx 0$ from ALFALFA
我们结合信息的HI星系的集群中的100%的数据发布的阿雷西博遗产快速ALFA调查（ALCAFA），并从光选择的星系群中发现的斯隆数字巡天（SDSS）的HI内容来约束晕质量$M_h$和其平均总HI质量含量$M_{\rm HI}$之间的关系。我们通过基于晕模型的方法模拟中性氢的丰度和聚集，将$M_{\rm HI}(M_h)$关系参数化为具有指数质量截止的幂律。为了打破$M_{\rm HI}(M_h)$关系的振幅和低质量截止值之间的简并性，我们还包括最近对$α$ .100样品中宇宙HI丰度的测量。我们发现，所有的数据集是一致的幂律指数$α=0.44\pm 0.08$和截止晕质量$\log_{10}M_{\rm min}/(h^{-1}M_\odot)=11.27^{+0.24}_{-0.30}$。我们将这些结果与最先进的磁流体动力学模拟的预测进行比较，发现两者都具有良好的定性一致性，尽管数据有利于更大的截止质量，这与模拟中发现的更高的宇宙HI丰度一致。数据和模拟似乎都预测了在红移$z=0$下HI偏置（$b_{\rm HI}=0.875\pm0.022$）和散粒噪声功率（$P_{\rm SN}=92^{+20}_{-18}\,[h^{-1}{\rm Mpc}]^3$）的类似值。
2018-05-02 astro-ph.CO
MWA and ASKAP observations of atypical radio-halo-hosting galaxy clusters: Abell 141 and Abell 3404
我们报告在星系团Abell 3404中探测到一个巨大的射电晕，并确认在Abell 141中观察到的射电晕（分别具有线性范围$\sim 770$ kpc和$\sim 850$ kpc）。我们使用默奇森宽场阵列（MWA）与澳大利亚平方公里阵列探路者（ASKAP）和澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA），以模拟发射和干预的无线电源从$\sim100$ - $1000$ MHz;幂律模型拟合的频谱能量分布的频谱指数$α_{88}^{1110} = -1.66 \pm 0.07$和$α_{88}^{944} = -1.06 \pm 0.09$的无线电晕在Abell 3404和Abell 141，分别。我们发现Abell~3404的射电和X射线表面亮度之间有很强的相关性，但Abell~141的相关性很小。我们注意到，每个集群有一个非典型的形态的无线电晕-托管集群，与阿贝尔141先前已被报道是在合并前的状态，和阿贝尔3404是很大程度上放松，只有轻微的证据，一个扰动的形态。我们发现，无线电晕的功率与当前的无线电晕样本和$P_ν$ - $M$标度关系是一致的，但注意到，在阿贝尔3404无线电晕是一个超陡谱无线电晕（USSRH），并与其他USSRH略低于最佳拟合的$P_{1.4}$ - $M$关系。我们发现，更新的比例关系与以前的结果是一致的，并转移到150 MHz的频率并没有显着改变与86个无线电晕的…
2021-05-28 astro-ph.CO
The Sloan Great Wall. Morphology and galaxy content
本文介绍了斯隆长城（SGW）的形态和星系含量的研究结果。我们用亮度密度场来确定SGW中的超星系团，用第四类Minkowski泛函V_3和形态特征（K_1-K_2 shapefinders曲线）来表示SGW的不同形态，从单丝状到多分支的、团簇状的平面系统。SGW中最富的超星系团SCl~126，特别是它的核心，类似于一个非常富的细丝，而SGW中另一个富的超星系团SCl~111，类似于一个“多蜘蛛”-一个由星系链连接的高密度区域的集合。使用闵可夫斯基泛函，我们研究的子结构的个别星系的人口所确定的颜色在这些超星系团。我们用晕轮模型和平滑自助法评估结果的统计显著性。我们研究了SGW中两个最富超星系团的星系组成和星系群的性质，特别关注亮红星系（BRG）和SGW星系群中的第一星系。大约1/3的BRG是螺旋。椭圆BRG的颜色散射比螺旋BRG的颜色散射小。大约有一半的BRG和星系群中的第一级星系具有大的奇特速度。以椭圆BRG为第一等级星系的星系群比以螺旋BRG为第一等级星系的星系群更均匀地分布在超星系团中。超星系团SCl~126核心的星系和星系群含量与其外围和超星系团SCl~111相比有一些不同。我们的研究结果表明，在SGW的个别邻居超星系团的形成历史和演化是不同的。
2011-05-09 astro-ph.CO
On the dark matter haloes inner structure and galaxy morphology
在本文中，我们扩展了Del Popolo（2010）的研究，以确定具有不同形态的星系晕的内部密度轮廓的斜率。我们研究了星系形态如何改变星系晕密度剖面的内斜率$α$与恒星质量$M_{*}$或自转速度$V_{\rm rot}$之间的关系。为此，我们使用Del Popolo（2009）的模型，结合来自Romanowsky\& Fall（2012）椭圆星系和螺旋星系样本的观测数据，McConnachie（2012）编制的本星系群样本，以及Cloet-Osselaer等人的模拟结果。我们发现$α$的斜率单调地从$V_{\rm rot} \simeq 250$ km/s的$α\simeq -1 $到$α\simeq 0 $。在$V_{\rm rot}\simeq 25$ km/s之后，斜率开始变陡。陡峭化发生在由非旋转支撑的星系主导的质量范围内（例如，dSphs），并取决于旋转和非旋转主导星系的角动量的偏移水平。这种变陡是球状矮星系中重子含量和角动量减少的结果。最后，我们将我们的结果与Di Cintio的SPH模拟进行了比较。我们的结果与他们的模拟结果在定性上是一致的，主要区别是小质量下的内斜率$α$（$M_* \lesssim10^{8} M_{\odot}$）比他们的模拟结果更平坦.因此，在质量略小于$\simeq 10^6 M_{\odot}$的矮星系中找到一个核心（如Di Cintio…
2016-07-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The large-scale structure of the halo of the Andromeda Galaxy Part I: global stellar density, morphology and metallicity properties
我们提出了一个分析的仙女座星系晕的大尺度结构，泛仙女座考古调查（PAndAS）的基础上，目前最完整的解决恒星星族在任何星系晕的地图。尽管有丰富的子结构，全球晕人口密切遵循幂律配置文件，成为陡峭的金属丰度增加。我们将样本分为流样的人口和一个光滑的光环组件。拟合一个三维晕模型显示，大多数贫金属的种群（[Fe/H]<-1.7）近似球形分布（略长，椭圆率c/a=1.09+/-0.03），只有一个相对较小的部分（42%）居住在可辨别的流状结构。古老的光滑成分的球形强烈暗示了暗物质晕也是近似球形的。更多富含金属的星族包含更高比例的恒星（86%[Fe/H]>-0.6）。光滑贫金属组分的空间密度具有-3.08+/-0.07的全局幂律斜率，并且非参数拟合显示斜率从30 kpc到300 kpc几乎保持恒定。在2度以外的晕中，恒星的总质量是1.1x10^10太阳质量，而平滑部分是3x10^9太阳质量。外推到星系内部，光滑晕的总恒星质量可能是8 × 10^9太阳质量。我们检测到一个实质性的金属丰度梯度，从R= 30 kpc的[Fe/H]=-0.7下降到R= 150 kpc的[Fe/H]=-1.5，对于整个样品，在每个半径处，光滑的晕圈比整个样品多0.2dex的金属贫乏。虽然在质量上符合宇宙学模拟的预期，但这些观测非常重要，因为它们提供了一个原型模板，这种模拟现在必须能够在定量细节上重现。
2013-11-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
The morphology of star-forming gas and its alignment with galaxies and dark matter haloes in the EAGLE simulations
我们目前的测量恒星形成的气体在星系中的EAGLE模拟的形态，其相对于恒星和暗物质（DM）的排列。这种气体在射电连续谱中的成像使弱透镜实验成为传统光学方法的补充。恒星形成气体通常比其关联恒星和DM更扁平，特别是对于总质量为$\sim$ $10^{ 12-12.5} \mathrm{M_{ \odot}}$的现今亚晕，它们优先拥有旋转支撑的恒星盘的恒星形成星系。这样的系统有扁球形的恒星形成气体分布，但在质量较小和较大的次晕中，其分布往往是扁长的，其形态与其宿主星系的恒星有着显著的正相关性，无论是在球形度还是三轴度方面。恒星形成气体的短轴通常与其母晕的暗物质短轴对齐，但在长形暗物质中，通常与暗物质分布的另外两个主轴之一更紧密地对齐。恒星形成气体与DM的一致性不如恒星，但其形态短轴与其运动学轴紧密一致，为观测识别未剪切形态轴提供了一条途径。EAGLE中恒星形成气体的椭圆度投影与从高保真无线电连续图像推断的形状一致，并且它们表现出比恒星图像更大的形状噪声，这是由于恒星形成气体相对于恒星更大的特征扁平化。
2022-01-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark Matter Contraction and the Stellar Content of Massive Early-type Galaxies: Disfavoring "Light" Initial Mass Functions
我们使用恒星动力学，强透镜，恒星星族合成模型，和弱透镜剪切测量约束的暗物质（DM）的配置文件和恒星质量在一个样本的53个大规模的早型星系。我们探索了三种DM晕模型（未扰动Navarro Frenk & White [NFW]晕和Blumenthal和Gnedin的绝热收缩模型），并对恒星和维里质量之间的关系施加了一个模型（即，作为晕质量函数的恒星形成效率的关系）。我们表明，考虑到我们的模型假设，数据显然更喜欢Salpeter样的初始质量函数（IMF），而不是更轻的IMF（例如，Chabrier或Kroupa），无论选择DM晕圈。此外，我们发现数据最多倾向于适度的绝热收缩（布卢门撒尔绝热收缩是强烈不受欢迎的），并且仅与无绝热收缩一致（即，NFW晕），如果假设一个质量依赖的IMF，在这个意义上，一个更大规模的正常化的IMF更大规模的晕。
2010-07-14 astro-ph.CO
How galaxies populate haloes in very low-density environments? An analysis of the Halo Occupation Distribution in cosmic voids
有证据表明，暗物质晕的性质可能会随着大尺度环境的变化而变化。通过研究宇宙空洞中的晕占据分布，有可能获得有用的信息，从而阐明这一主题。由于这些地区的极端环境，这些地区的晕和星系的形成历史可能与全球的行为不同。我们使用两个公共访问的模拟星系目录构建不同的方法：半解析模型和流体动力学模拟。在这两个，我们确定宇宙空洞，我们测量这些地区内的晕占领分布不同的绝对星等阈值。我们比较这些测定与整体结果，我们研究的依赖性的不同特征的空隙。此外，我们还分析了空洞内晕的恒星含量和形成时间，并讨论了一般晕布居结果。在空洞内，我们发现一个显着不同的晕占据分布相对于一般的结果。这在所探索的所有绝对星等范围内都存在。我们没有得到任何迹象的变化有关的空隙特性表明，影响只取决于大规模环境的密度。此外，我们发现，恒星的质量含量也不同的空隙，其中主机晕与质量较小的中央星系（10%）以及卫星显着较低的恒星质量含量（30%）。最后，我们发现一个轻微的差异的形成时间的晕是年轻的空隙比平均人口。这些特征表明，填充空洞的晕有不同的形成历史，导致晕占据分布发生显着变化。
2020-03-13 astro-ph.CO
How to calculate dark matter direct detection exclusion limits that are consistent with gamma rays from annihilation in the Milky Way halo
在比较直接和间接探测实验对弱相互作用大质量粒子（WIMP）性质的限制时，对暗物质（DM）分布所作的假设是现实的和一致的是至关重要的。例如，如果费米-LAT银河系中心的GeV伽马射线过剩是由于WIMP湮灭，那么它的形态将与通常用于解释直接探测实验数据的标准晕模型不兼容。在这篇文章中，我们计算排除限制直接检测实验使用自洽的速度分布，来自银河系的DM晕有一个广义NFW配置文件的质量模型。我们使用两种不同的方法，使质量模型与银河系中心伽马射线过剩的DM解释兼容。首先，我们将DM密度分布的内斜率固定为最适合过量形态的值。其次，我们允许内斜率变化，并包括用于约束银河系引力势的数据集中的过剩形态。由此产生的直接检测极限显着不同，从使用标准晕模型，特别是轻WIMP，由于本地DM密度和速度分布的差异。
2016-05-17 astro-ph.CO hep-ph
Mapping stellar content to dark matter halos using galaxy clustering and galaxy-galaxy lensing in the SDSS DR7
观测到的星系恒星质量分布与其下的暗物质晕之间的映射提供了从大尺度结构形成理论到解释星系形成和演化的复杂现象的关键环节。我们开发了一种新的统计方法，晕占据分布模型（HOD）的基础上，解决这一映射，通过联合拟合的星系聚类和银河星系透镜测量斯隆数字巡天（SDSS）。该方法被称为iHOD模型，通过比传统HOD方法多包含约80%的星系，从调查中提取最大信息，并以统计一致的方式考虑恒星质量样本的不完整性。导出的恒星-晕质量关系不仅解释了近40年来SDSS星系在恒星质量上的聚集和透镜效应，而且成功地预测了SDSS中观测到的恒星质量函数。由于其建模能力显着更多的星系，iHOD是能够打破恒星质量在固定晕质量的对数散射和恒星晕质量关系在高质量端的斜率之间的简并，而不需要假设一个强大的散射和/或使用恒星质量函数作为输入之前。我们发现随着晕质量的增加，散射会下降，从10^{12} Msun以下的0.22 dex下降到10^{14} Msun时的0.18 dex。该模型还使严格的限制卫星恒星质量函数在固定的晕质量，预测偏离Schechter功能形式在高质量晕。iHOD模型可以很容易地应用于现有的和未来的光谱数据集，大大提高了统计约束的恒星晕质量关系相比，传统的HOD方法在同一调查。
2015-05-11 astro-ph.CO
Morphology of galaxies with quiescent recent assembly history in a Lambda-CDM universe
标准的星盘形成假设是气体冷却并流入暗物质晕的中心，保持特定的角动量。重大的合并已被证明能够破坏或高度扰动盘组件。最近，被吸积形成星系的物质的排列被指出是决定星系形态的关键因素。然而，在一个分层的情况下，星系形成是一个复杂的过程，结合这些过程和其他非线性的方式，使星系形态的起源仍然是完全理解。我们的目标是探索不同形态的星系形成历史的差异，但最近的合并历史，以确定哪些机制发挥了重要作用。我们分析了当小合并可以被认为是相关的，以确定星系形态。我们还分别研究了圆盘和中心球分量的比角动量含量。我们使用了宇宙学流体动力学模拟，其中包括一个有效的，物理动机的超新星反馈，能够调节不同质量的晕中的恒星形成。我们分析了宇宙学模拟的15个星系样本的形态和形成历史。我们对选定的星系和它们的祖先系统进行了椭球盘分解。合并系统的角动量方向以及它们的相对质量进行了估计，以分析所发挥的作用的方向和次要的合并在确定的形态。我们发现，光盘形成的特定的角动量守恒按照经典的光盘形成模型。恒星中心椭球体的比角动量与暗物质晕角动量相关，并决定幂律。删节
2014-06-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy Morphology
星系形态有许多结构，暗示着长期演化的不同过程或阶段。内部扰动，如酒吧可以驱动长期的演化，通过重力力矩，移动气体到中心区域，并建立一个扁平的，盘状的中央隆起，或可能转换一个开放的螺旋假环到一个更封闭的环。星系的各个组成部分之间的相互作用，例如棒和暗晕之间，棒和中心质量浓度之间，或者扰动和恒星盘的基本状态之间，也可以驱动长期转变。在这一系列讲座中，我回顾了星系形态的许多方面，以期描绘出不同星系类型之间的一些可能的演化路径。
2013-04-12 astro-ph.CO
Dark-ages reionization & galaxy formation simulation V: morphology and statistical signatures of reionization
本文利用数值模拟中的暗期、再电离和星系形成观测量（DRAGONS）框架，研究了星系形成物理对再电离期（EoR）电离氢（HII）区形态和统计的影响。DRAGONS自洽耦合半解析的星系形成模型与非均匀电离紫外背景，因此可以用来研究的电离源星系人口的反馈现象的形态和统计的依赖性的再电离。星系形成物理学的变化改变了HII区域的大小以及21厘米功率谱的振幅和形状。在星系物理学的研究中，我们发现超新星反馈在再电离中起着最重要的作用，在没有这种反馈的情况下，HII区域高达$\approx 20$ %的较小和功率谱振幅的分数差异高达$\approx 17$ %。我们比较我们的星系形成为基础的再电离模型与过去的计算，假设恒定的恒星晕质量比，并发现，正确选择的最小晕质量，这样的模型可以模仿预测的再电离形态。因此，在固定的中性分数的再电离形态是唯一的决定由星系形成的细节，但对托管的电离源的大部分晕的质量是敏感的。因此，简单的EoR参数化是再电离统计的准确预测。然而，使用未来的21厘米观测来完全理解再电离将需要结合其他观测，用现实的星系形成模型来解释。
2016-08-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Revealing velocity dispersion as the best indicator of a galaxy's color, compared to stellar mass, surface mass density or morphology
使用附近星系的数据从斯隆数字巡天，我们调查是否恒星质量，中心速度色散，表面质量密度，或Sersic n参数是最好的相关性与星系的静止坐标系的颜色。具体来说，我们确定如何平均颜色的星系变化时，另一个参数是固定的。当恒星质量固定时，我们看到，所有其他参数都保持着强趋势，而当表面质量密度、n或速度色散固定时，剩余趋势较弱。整体速度色散是星系典型颜色的最佳指标，当其他三个参数中的任何一个固定时，显示出最大的剩余颜色依赖性，恒星质量最差。其他研究表明，晕和黑洞的性质与速度色散的相关性比与恒星质量、表面质量密度或Sersic n的相关性更好。因此，我们的研究结果是一致的图片，其中一个星系的恒星形成历史和目前的恒星形成率在一定程度上由当前的属性和组装历史的暗物质晕和/或其中央超大质量黑洞的反馈。
2012-01-24 astro-ph.CO
The integrated stellar content of dark matter halos
对星系中恒星总量的测量，作为宿主晕质量的函数，包含了关于调节恒星形成过程效率的关键线索。我们用两种互补的方法导出了恒星总质量分数f_star随晕质量M_（500）c（z=0.2 ~ z=1）的变化关系。首先，我们推导出f_star使用统计Halo职业分布模型联合约束的数据从透镜，集群，和恒星质量函数。这种方法使我们能够探测f_star在更广泛的晕质量范围比集团或集群目录。其次，我们使用COSMOS X射线星表在群尺度上推导出f_star，并证明了两种方法的一致性在30%以内。我们用丰度匹配方法量化了f_star上的系统不确定性，我们表明，f_star上的统计不确定性（~10%）与恒星质量测量相关的系统不确定性（~45%，不包括IMF不确定性）相比相形见绌。假设一个夏布里耶IMF，我们发现在M500 c =10^13 Msun时0.012<f_star<0.025，在M500 c =10^14 Msun时0.0057<f_star<0.015。这些数值大大低于先前公布的估计数。我们调查这种差异的原因，并发现以前的工作高估了f_star由于不准确的恒星质量估计和/或因为他们假设所有星系的组中的早期类型的星系具有恒定的质光比的组合。与先前的说法相反，我们的结果表明，对于10^13 Msun以上的晕，f_star的平均值总是显著低于f_gas。结合我们的结果与最近发表的气体质量分数，我们发…
2011-08-31 astro-ph.CO
Physical Correlations of the Scatter between Galaxy Mass, Stellar Content, and Halo Mass
我们使用宇宙机器来分析中央星系质量，晕中的总恒星质量和暗物质晕质量之间的散射源。我们还提出了一个新的晕质量估计，cen+N质量：中央和N个最大质量的卫星的恒星质量的总和。我们表明，当真正的空间位置是完全已知的，cen+N质量分散的竞争与基于丰富度的估计。然而，在红移空间中，cen+N质量受到宇宙机器模型中投影效应的影响较小。因此，cen+N质量是一个可行的低散射晕质量估计，并应被视为一个重要的工具，以约束宇宙学与即将到来的光谱数据从DESI。我们分析了恒星质量的散射在固定的晕质量，并表明，在晕中的恒星总质量是不相关的次级晕属性，但中央恒星质量是晕质量和晕年龄的函数。这是因为在较老的晕中，中央星系有更多的时间通过吸积而成长。如果UniverseMachine模型是正确的，那么对大质量选定样本的准确星系晕建模除了质量之外还需要考虑晕的年龄。
2019-05-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Impact of Assembly Bias on the Galaxy Content of Dark Matter Halos
我们研究的暗物质晕的星系内容的依赖大尺度环境和晕形成时间使用半解析星系模型应用到千年模拟。我们分析子样本的晕在这些分布的极端和测量的占领功能，他们的主机星系。我们发现这些职业功能的明显差异。对环境的主要影响是，在密度较高的区域中，中心星系（在一个模型中也包括卫星星系）开始形成质量较低的晕。一个类似的，但明显更强的趋势存在与晕年龄，早期形成的晕更有可能主机在较低的晕质量的中央星系。我们讨论了这些趋势的起源和恒星质量晕质量关系的连接。我们发现，在固定的晕质量，较老的晕，并在一定程度上也晕在稠密的环境中往往主机更大的星系。此外，我们看到了卫星星系占据的相反趋势，早期形成的晕有较少的卫星，可能是因为它们有更多的时间与中央星系合并。我们描述这些占用的变化也在占用函数参数的变化，这可以帮助构建现实的模拟星系目录。最后，我们研究了不同样本对应的星系自相关函数和交叉关联函数，并阐明了星系组装偏差对星系成团的影响。我们的研究结果可以为组装偏差的理论模型提供信息，并试图在真实宇宙中检测它。
2017-06-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The evolution of the galaxy content of dark matter haloes
我们使用晕占据分布（HOD）框架来验证两个独立的星系形成模型对星系中暗物质晕含量及其随红移的演化的预测。我们的星系样本对应于由恒星质量和跨度$0 \le z \le 3$定义的固定数量密度范围。我们发现模型预测之间存在显著的相似性。差异出现在低星系数密度是敏感的热晕加热的活动星系核的治疗。HOD形式的演变可以用一种相对简单的方式来描述，我们使用其在$z=0$的值和一个附加的演变参数来模拟每个HOD参数。特别是，我们发现，之间的比率的特征晕质量托管中心和卫星星系可以作为一个敏感的诊断星系演化模型。我们的研究结果可以用来测试和发展星系演化的经验研究，并可以促进未来调查的模拟星系目录的建设。
2016-12-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mining the information content of member galaxies in the halo mass modelling
基于以前的研究结果，即某些卫星星系和中央星系之间的星等差距可以用来提高晕质量的估计，我们进行了系统的研究，不同的成员星系的信息内容的主机晕质量的建模使用机器学习的方法。我们采用流体动力学模拟的数据IllustrisTNG和训练的随机森林（RF）算法来预测晕质量从恒星质量的成员星系。采用穷举特征选择方法对不同星系成员的重要性进行区分。我们证实，一个额外的卫星改善晕质量估计相比，估计由中央单独。然而，使用不同的卫星星系，这种改善的幅度并没有显着差异。当三个星系用于晕质量预测时，最佳组合总是中心星系与最大质量卫星和最小卫星的组合。此外，在前7个星系中，一个中心星系和两个或三个卫星星系的组合给出了一个接近最佳的估计晕质量，并进一步增加星系不会提高预测的精度。我们证明，这些依赖性可以理解的条件卫星分布的形状变化，不同的成员星系占不同的晕依赖功能的累积恒星质量函数的不同部分。
2022-03-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
X-ray morphology of cluster-mass haloes in self-interacting dark matter
我们进行宇宙学放大模拟$19$放松集群质量晕的绝热气体在冷暗物质（CDM）和自相互作用暗物质（SIDM）模型。这些簇被选择为来自具有$M_{\rm 200} \simeq 1\operatorname{-}3\times 10^{15}\,{\rm M}_{\odot}$的父模拟的动态松弛簇。SIDM中的暗物质和团内气体分布都比CDM中的更接近球形。模拟X射线图像的基础上产生的模拟和比较真实的X射线图像的$84$放松集群从钱德拉和ROSAT档案。我们对模拟和真实X射线图像的等照度线进行椭圆拟合，得到了$r\simeq 0.1\operatorname{-}0.2\,R_{\rm 200}$在团簇中心半径处的椭圆度。SIDM模型中的X射线等照度线比CDM模型中的等照度线更圆，表现为椭圆度分布函数的系统性偏移。出乎意料的是，所观察到的非冷核团簇的X射线形态与具有横截面$(σ/m)= 0.5\operatorname{-}1~{\rm cm}^2/{\rm g}$的SIDM模型比CDM和具有$(σ/m)=0.1\,{\rm cm}^2/{\rm g}$的SIDM模型更好地吻合。我们的统计分析表明，后两种模型在$68\%$置信水平（作为保守估计）下不受欢迎。这一结论不会因改变测量的径向范围或应用温度选择标准而改变。然而，主要的不确定性来自绝热模型中重子物理的缺乏，例如冷却，恒星形成和反馈效…
2022-11-01 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Dynamical evidence for a morphology-dependent relation between the stellar and halo masses of galaxies
本文从早型星系的近红外光度（对于$M_\star$）和球状星团系统的位置-速度分布（对于$M_{\rm h}$）出发，导出了早型星系的恒星-晕质量关系（SHMR），即$f_\star\propto M_\star/M_{\rm h}$对$M_\star$和$M_{\rm h}$的关系。我们个人的估计$M_{\rm h}$是基于拟合的动力学模型与表示的作用角变量的分布函数，并施加一个先验$M_{\rm h}$的浓度-质量关系在标准的$Λ$ CDM宇宙学。我们发现，早型星系的SHMR下降的质量超过一个峰值在$M_\star\sim 5\times 10^{10}M_\odot$和$M_{\rm h}\sim 10^{12}M_\odot$（附近的银河系的质量）。这一结果是一致的标准SHMR来自一般人口的星系丰度匹配，并与以前的，不太强大的衍生早期类型的SHMR。然而，它形成鲜明对比的单调上升SHMR晚期类型来自扩展HI旋转曲线和相同的$Λ$ CDM之前$M_{\rm h}$，我们采用的早期类型。大质量星系的SHMR或多或少是连续变化的，从上升到下降，减少盘分数和减少哈勃类型。我们还表明，不同的SHMR晚和早期类型是一致的，它们的恒星速度和质量之间的相似的标度关系（塔利-费舍尔和费伯-杰克逊关系）。恒星和晕维里速度之间的关系的差异占的相似性的标度关系。我们认为，所有这些经验研究结果是一个…
2021-02-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Theoretical Models of the Atomic Hydrogen Content in Dark Matter Halos
宇宙再电离后的氢原子（H I）气体主要存在于暗物质晕中，是恒星形成的燃料。它与宿主晕性质的关系是理解宇宙H I分布的关键。在这项工作中，我们提出了一个灵活的，经验模型的H I晕关系。在这个模型中，虽然H I质量主要取决于主机晕的质量，也有其他晕属性的二次依赖。将该模型应用于Arecibo Fast Legacy ALFA Survey（ALSAFA）的观测数据，发现该模型能成功地拟合宇宙H I丰度（$Ω_{\rm HI}$）、平均H I-晕质量关系（$\langle M_{\rm HI}|M_{\rm h}\rangle$）和H I聚类。最佳拟合的ALCHFA数据拒绝与高置信水平的模型与没有次级晕依赖的H I质量和模型与次级依赖的晕自旋参数（$λ$），并显示出强烈的依赖晕形成时间（$a_{1/2}$）和晕浓度（$c_{\rm vir}$）。为了从流体动力学模拟的角度解释这些发现，IllustrisTNG模拟证实了H I质量对次级晕参数的依赖性。然而，IllustrisTNG结果显示对$λ$的强依赖性和对$c_{\rm vir}$和$a_{1/2}$的弱依赖性，并且还预测了在大尺度上比观测大得多的H I聚类值。模拟和观测之间的这种差异要求从理论和观测两方面改进对H I-晕关系的理解。
2022-07-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gas Morphology of Milky Way-like Galaxies in the TNG50 Simulation: Signals of Twisting and Stretching
本文利用TNG50模拟和局部壳层迭代法分析了25个类银河系星系的气体形态，发现77%的星系存在扭曲模式，且温热气体形态可作为探测暗物质形态的示踪剂，气体分布的长球形特征可能源于恒星和AGN反馈。
2024-01-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mapping stellar content to dark matter halos - III.Environmental dependence and conformity of galaxy colours
最近的研究表明，星系的猝灭特性在几兆秒差距内是相关的。围绕中心星系的大规模“星系整合”现象被认为是“星系组装偏差”或“预热”的潜在特征，这两种现象都将整合解释为直接环境效应作用于星系形成的结果。基于Zu & Mandelbaum（2015，2016）开发的iHOD晕淬灭框架，我们发现我们的基准晕质量淬灭模型，没有任何星系组装偏差，可以成功地解释SDSS中星系颜色的整体环境依赖性和一致性，分别通过星系颜色的标记关联函数和孤立原色周围的红色星系分数来测量。我们的基准iHOD晕淬灭模拟也正确地预测了更多与更少的红色星系子样本之间的空间聚类和星系透镜信号的差异，在固定的恒星质量下被红色序列脊线分割。与此同时，将星系颜色全部或部分与晕组装偏差联系起来的模型很难同时匹配所有这些观测值。因此，我们证明，所观察到的星系颜色的环境依赖性可以自然地解释为1）晕淬灭和2）晕质量函数随环境的变化-由两个独立的物理过程介导的间接环境效应。
2017-04-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mapping stellar content to dark matter halos. II. Halo mass is the main driver of galaxy quenching
我们开发了一种简单而全面的方法来区分星系淬火的潜在驱动因素，使用SDSS中红色和蓝色星系的聚类和星系-星系透镜。基于Zu & Mandelbaum（2015 a）开发的iHOD框架，我们考虑了两种猝灭情景：1）“晕”猝灭模型，其中晕质量是关闭中心和卫星恒星形成的唯一驱动因素; 2）“混合”猝灭模型，其中星系的猝灭分数取决于它们的恒星质量，而卫星猝灭对晕质量有额外的依赖性。这两个最佳拟合模型同样很好地描述了红色星系的聚集和透镜效应，但晕淬灭提供了更好的拟合$10^{11} M_\odot/h^2$以上的蓝色星系。晕淬灭模型也正确地预测了红色和蓝色中心的平均晕质量，与当地最亮星系的直接弱透镜测量结果非常吻合。猝灭与晕质量无关的模型，包括星系颜色取决于固定$M_*$的晕年龄的年龄匹配模型，都无法重现观测到的大质量蓝色中心的晕质量。我们发现类似的临界晕质量负责中心和卫星（~ $1.5\times10^{12} M\odot/h^2$）的淬火，暗示在一个统一的淬火机制，例如，下落气体的维里冲击加热iHOD晕淬灭模型的成功提供了强有力的证据，证明星系中恒星形成淬灭的物理机制主要与其暗物质晕的质量有关，而不是与其恒星成分的性质有关。
2015-09-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
${\rm H{\scriptsize ALO}F{\scriptsize LOW}}$ I: Neural Inference of Halo Mass from Galaxy Photometry and Morphology
本研究提出基于归一化流的机器学习方法${\rm H{\scriptsize ALO}F{\scriptsize LOW}}$，利用星系测光、形态及卫星星系信息推断暗物质晕质量，精度较标准方法提升约40%。
2023-10-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
NeutralUniverseMachine: How Filaments and Dark Matter Halo Influence the Galaxy Cold Gas Content
本研究利用NUM模型与IllustrisTNG模拟，结合DisPerSE识别宇宙网，发现丝状结构对HI气体影响弱于暗物质晕环境，且趋势随暗物质晕质量反转，而H2含量主要由恒星质量与恒星形成率决定。
2025-02-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Metallicity-dependendent kinematics and morphology of the Milky Way bulge
我们使用N体化学动力学模拟研究我们的银河系的酒吧/隆起区域的形态，运动学和金属丰度之间的耦合。我们将我们的结果与现有的观测结果进行了定性比较，发现非常一致。我们的结论是，这个地区是复杂的，因为它包括几个恒星组件具有不同的属性-即一个boxy/花生球，薄和厚盘组件，并在较小的程度上，一个disky pseudoblug，恒星晕和一个小的经典凸起-所有同居在动力学平衡。我们的模型显示了运动学和金属丰度，或形态和金属丰度之间的密切联系，已经建议了一些最近的观察。我们讨论并解释这些联系。
2016-12-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Angular momentum and morphological sequence of massive galaxies through Dark Sage
利用Dark Sage半解析模型发现，大质量星系的形态序列主要由暗晕质量而非角动量驱动，核球主导星系所在暗晕质量约为盘主导星系的十倍。
2019-10-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Particle content, radio-galaxy morphology and jet power: all radio-loud AGN are not equal
正在进行的和未来的无线电调查的目标是跟踪整个宇宙时间的黑洞生长和活动星系核（AGN）的反馈的演变，但是，在翻译无线电光度函数到一个可靠的评估作为星系和/或暗物质晕质量的函数的能量输入仍然存在重大的不确定性。追踪活动星系核喷流活动的射电瓣等离子体的组成是一个关键而长期存在的问题。在本文中，我们进行了一个系统的比较Fanaroff和Riley I类和II类射电星系的等离子体条件，最终证明，它们的内部组成是系统不同的。这种差异是最好的解释存在的一个积极占主导地位的质子人口的FRI，但不是FRII射电星系。我们表明，正如预期的这种系统的粒子含量的差异，无线电形态也会影响喷流功率/射电光度的关系，与FRII射电星系有一个显着较低的喷流功率比射电光度比FRI集群无线电源用于通过X射线腔测量得出喷流功率标度关系。最后，我们还结论性地证明了波瓣组成与吸积模式（光学激发类）无关：低激发和高激发FRII射电波瓣的内部条件是难以区分的。我们的结论是，人口范围的活动星系核的影响的推论需要仔细评估的贡献，不同的喷流子类，特别是考虑到喷流的演变状态的多样性增加，预计将出现在深，低频无线电调查，如LOFAR两米巡天。
2018-01-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
On bursty star formation during cosmological reionization - how does it influence the baryon mass content of dark matter halos?
本文利用半解析模型研究宇宙再电离时期延迟反馈驱动的爆发式恒星形成如何影响暗物质晕的重子含量，发现延迟反馈导致气体质量振荡并显著降低高质量晕的恒星质量占比。
2024-05-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The abundance of satellites depends strongly on the morphology of the host galaxy
利用Sloan Digital Survey Data Release 10的分光星表，我们探索了254个大质量（10^11< M_star < 2 x 10^11 M_sun）本星系（z < 0.025）周围卫星的丰度。我们将样品分为四个形态组（E，S 0，Sa，Sb/c）。我们发现，M_star > 10^9 M_sun和R < 300 kpc的卫星的数量与中央星系的形态密切相关。每个星系宿主的卫星平均数量（N_Sat/N_Host）下降到1：100的质量比，E宿主为4.5 +/- 0.3，S 0为2.6 +/- 0.2，Sa为1.5 +/- 0.1，Sb/c为1.2 +/- 0.2。大质量E型星系周围卫星星系所包含的恒星质量分别是S 0、Sa和Sb/c型卫星星系质量的2、4和5倍。如果这些卫星最终落入宿主星系，对于所有的形态类型，合并通道将主要由卫星-宿主星系质量比$μ$ > 0.1的卫星主导。大质量椭圆星系比大质量螺旋星系有更多的卫星星系，这一事实可以指出，椭圆星系比同等质量的星系拥有更重的暗物质晕。如果这一假设是正确的，晚型螺旋星系的暗物质晕在产生具有相同恒星质量的星系方面比早型星系的暗物质晕的效率高2-3倍。
2015-09-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Small- and Large-Scale Galactic Conformity in SDSS DR7
星系整合是指星系性质在距离上表现出比预期的更多的相关性，如果这些性质只依赖于晕质量。我们进行了全面的研究一致性在低红移使用星系群目录从SDSS DR 7光谱样本。我们研究了中央星系和它们的卫星星系（1-晕）之间的相关性，以及中央星系在单独的晕（2-晕）之间的相关性。我们使用淬火分数和显着的关联函数（MCF），探测符合三个星系的属性，$(g-r)$颜色，特定的恒星形成率（sSFR），和形态。我们评估了一套模拟星系目录，没有内置的一致性，但包含相同的组发现和质量分配错误的真实数据的一致性信号的统计意义。在1-晕一致性的情况下，淬火馏分在所有组质量显示出强信号。然而，这些信号在模拟星表中同样强烈，表明一致性信号是虚假的，可能完全是由群体发现系统学引起的，这对以前的1-halo一致性检测提出了质疑。MCF揭示了大量群体内的径向分离的显著检测，但没有一致性的证据。在2-卤素一致性的情况下，淬火馏分显示没有显着的证据一致性的颜色或sSFR一旦与模拟目录相比，但使用形态学的明确信号。相比之下，MCF揭示了低质量组和$0.8-4\ h^{-1}\textrm{Mpc}$标度中所有三种性质的小但高度显著的信号，可能代表2-晕一致性的首次稳健检测。
2018-08-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
What to expect from dynamical modelling of cluster haloes I. The information content of different dynamical tracers
使用流体动力学模拟，我们研究如何以及潜在的引力势的星系团可以动态模拟不同类型的示踪剂。为了隔离不同的系统和不同的估计性能的影响，我们首先专注于应用一个通用的最小假设方法（oPDF）模拟晕使用完整的6-D相空间信息。我们发现，晕的质量和浓度可以恢复在一个合奏无偏的方式，与随机偏差，从晕到晕，主要反映了从稳态的示踪剂分布的偏差。当使用暗物质粒子作为示踪剂时，典型的系统不确定度是维里质量的$\sim 0.17$ dex和浓度的$\sim 0.17$ dex。卫星星系的动力学状态接近暗物质粒子的动力学状态，而团内恒星的稳定状态较低，导致质量的系统不确定度为$\sim$ 0.26 dex。与银河晕托管银河类星系相比，集群晕显示出更大的随机偏差在恢复的质量配置文件。我们还测试的准确性，使用团内气体作为动态示踪剂建模通过广义流体静力平衡方程，并找到一个可比的系统的不确定性估计质量使用暗物质。最后，我们通过定量分离它们的统计效率和对系统学的鲁棒性，证明我们的结论在很大程度上适用于包括球形Jeans方程在内的其他稳态动力学模型。我们还估计了在每种情况下导致系统性主导制度的示踪剂的限制数量。
2021-06-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dynamics of galactic disks in the nonaxisymmetric dark halo
本文讨论了淹没在非轴对称暗质量晕中的星系盘动力学的数值模拟结果。利用高分辨率数值流体力学方法（TVD & SPH）和N体模型，对非轴对称暗晕中的星系盘动力学进行了详细的研究.长寿命的双臂螺旋结构产生广泛的参数。螺旋结构是整体的，根据模型参数的不同，螺旋圈数可以是2-3圈。研究了晕和盘参数对螺旋结构形态和运动学的影响。螺旋结构旋转缓慢，角速度呈准周期变化。
2010-07-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Inferring the Morphology of Stellar Distribution in TNG50: Twisted and Twisted-Stretched shapes
在TNG 50模拟中，我们研究了类银河星系中恒星分布的形态。使用本地壳迭代法（LSIM）的主要方法，我们明确显示的证据扭曲（约52%的晕）和拉伸（48%）在真实空间。这与在惯性张量的本征向量中观察到的重新定向相匹配，并为我们提供了一个重新定向的恒星分布的清晰图像。比较了暗物质晕的形状轮廓和恒星的分布，发现它们的径向轮廓非常接近，特别是在恒星盘所在的小半径区域。这意味着DM晕在某种程度上与恒星对齐，以响应重子势。对准水平主要是远离中心而降低。我们研究了子结构对轨道圆度参数的影响。它表明，在某些情况下，远的子结构是反旋转的中心恒星相比，并可能翻转的总角动量的符号，从而轨道圆度参数。然而，在150 kpc以上截断它们，保留了最初选择的星系盘状结构。包括恒星形状的子结构的影响，我们明确表明，他们的贡献是次显性的。覆盖我们的理论结果，从以前的文献中观察到的限制，我们建立公平的协议。
2021-06-05 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Hot Gas Content of the Milky Way Halo
银河系似乎缺少重子，因为观测到的恒星和气体的质量远低于宇宙平均值。一种可能性是，银河系的重子中有相当一部分嵌入在一个延伸的百万度热晕中，这一想法得到了对晕中温暖气体云和无气体矮球状卫星的观测的间接支持。X射线观测已经证实，在我们的银河系中，除了局部的热气泡之外，还存在着热气体;然而，它可能分布在一个热的磁盘配置中。此外，最近对X射线约束的研究表明，任何银河系日冕都是微不足道的。在这里，我们重新检查了观测数据，特别是在X射线和无线电波段，以确定是否有可能在~ 10^6 K气体中存在银河系的重子的相当大的一部分。与过去的研究一致，我们发现，重子封闭的晕显然是排除了，如果一个假设，热日冕分布与尖NFW配置文件。然而，如果星系的热日冕是在一个扩展的，低密度的分布，有一个大的中央核心，就像在流体静力平衡的绝热气体所预期的那样，那么它可能包含高达10^11 M_sun的物质，可能解释了所有丢失的银河系重子。我们简要地讨论了一些潜在的途径来区分一个大规模的，扩展的热晕和一个本地的热盘。
2012-11-05 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
