The Outer Halo of the Nearest Giant Elliptical: A VLT/VIMOS Survey of the Resolved Stellar Populations in Centaurus A to 85 kpc
我们提出了第一次深入调查解决恒星星族在遥远的外晕我们最近的巨型椭圆（gE），半人马座A（D=3.8 Mpc）。利用VIMOS/VLT光学相机，在投影椭圆半径约30-85 kpc（对应于约5-14 R_{eff}）处，获得了沿长轴和短轴的四个视场的深测光。我们使用解析的恒星计数来映射红巨星分支（RGB）恒星的空间和颜色分布，直到RGB尖端以下2个星等。我们探测到一个扩展的晕到最远的椭圆半径探测（~85千秒差距或~14 R_{eff}），证明了这个系统的巨大范围。我们检测到一个本地化的子结构在这些部分，可见（旧）RGB和（中间年龄）发光的渐近巨星分支恒星，有一些证据表明，外晕变得更加椭圆形，并有一个浅的表面亮度剖面。我们推导了晕RGB星的光度金属丰度分布函数，发现相对较高的中值金属丰度值（[Fe/H]_{med} -0.9 to -1.0 dex），在我们的测量范围内随半径变化很小。经测量，径向金属丰度梯度约为-0.002至-0.004 dex/kpc，贫金属恒星（定义为[Fe/H]<-1.0）的比例在所有半径范围内约为40-50%。我们讨论了这些发现的背景下，星系形成模型的建设GE晕。
2013-03-19 astro-ph.CO
Extragalactic Inverse Compton Light from Dark Matter Annihilation and the Pamela Positron Excess
我们计算了起源于宇宙微波光子的高能电子和正电子的粒子暗物质湮灭事件中产生的向上散射在所有的红移和所有的晕河外的漫发射。我们概述了对这种发射的观测限制，并研究了它对粒子暗物质模型（包括粒子质量及其主导湮没最终状态）以及对结构形成和晕密度分布假设的依赖性。我们发现，对于低质量的暗物质模型，在X射线波段的数据提供了最严格的约束，而伽马射线能量范围探测模型具有大质量和对湮灭率，以及硬谱注入的电子和正电子。具体来说，我们指出，所有的红移，所有晕逆康普顿发射从许多暗物质模型，可能提供一个解释异常的正电子部分测量的帕梅拉有效载荷严重过度产生所观察到的河外伽玛射线背景。
2009-06-30 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Dark Matter Sub-Halo Counts via Star Stream Crossings
暗物质亚晕在星系晕中的恒星流中产生了间隙。我们在模拟的指导下计算了次晕流穿越积分，发现在100 kpc处典型的冷暗物质（CDM）星系晕中，能隙的线性产生率R_gap = 0.0066 M_8^-0.35 kpc^-1 Gyr^-1$，其中M_8 = M/10^8 M_sun，是产生可见能隙的最小质量晕。这个关系可以完全用观测量来表示，即R_gap= 0.059 w^-0.85 kpc^-1 Gyr^-1，其中w的单位为kpc，归一化为100 kpc。利用已发表的数据，估计了M31的西北流和银河系的105流，孤儿流和东部带状结构的间隙的密度。由于不确定的动力年龄和相对嘈杂的流密度测量，估计的间隙创建率都有50%或更多的误差。带隙率宽度数据与CDM预测的关系符合得很好。窄流中的高密度间隙需要在最小质量为10^5 M太阳以上的10^5个次晕的总晕数。
2011-12-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
AtLAST -- Determination of Halo Mass Density Profiles at kpc Scales through Magnification Bias
Universidad de Oviedo（奥维耶多大学）；Instituto Universitario de Ciencias y Tecnologías Espaciales de Asturias (ICTEA)（阿斯图里亚斯空间科学与技术大学研究所）；Institute of Space Sciences (ICE, CSIC)（空间科学研究所）；Institute of Theoretical Astrophysics, University of Oslo（奥斯陆大学理论天体物理研究所）；ESO（欧洲南方天文台）；Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC)（加那利群岛天体物理研究所）；Departamento de Astrofísica, Universidad de La Laguna（拉帕拉哈大学天体物理学系）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Joint ALMA Observatory（ALMA联合天文台）
AtLAST利用放大偏倚技术，通过高通量亚毫米观测揭示银河系和团块的质量密度剖面，克服现有观测限制。
2025-12-15 astro-ph.CO
Inverse Compton X-ray halos around high-z radio galaxies: A feedback mechanism powered by far-infrared starbursts or the CMB?
本文报道了在z~3.6的两个强高z射电星系（4C03.24和4C19.71）周围探测到的扩展X射线辐射，并利用这些辐射来研究扩展的、逆康普顿（IC）驱动的高z X射线晕的起源。晕的X射线亮度为Lx~ 3e 44 erg/s，大小约为60 kpc。它们的形态与这些星系周围的~60 kpc长的射电瓣大致相似，这表明它们是由射电瓣中的相对论电子的IC散射形成的，这些射电瓣中的CMB或FIR光子来自这些星系中的尘埃遮蔽的星爆。这些观察使z>3的HzRG的数量加倍，其中X射线检测到IC晕。我们比较了IC X射线射电光度比为这些新的检测到两个以前检测到的z~3.8 HzRG。考虑到类似的红移，如果CMB mm光子是IC发射的种子场，我们将期望可比较的X射线IC发光度。相反，两个z~3.6 HzRG（在FIR中为~ 4倍微弱）也具有~ 4倍微弱的X射线IC发射。包括文献中另外6个z>2的具有IC X射线晕的射电源，我们认为在更紧凑的（瓣尺寸<100- 200 kpc），大多数射电源中，IC发射的大部分可能是由这些星系内发光的尘埃遮蔽的星爆产生的局部FIR光子散射驱动的，而不是CMB光子。由此产生的X射线发射可以电离这些系统周围约100-200 kpc尺度的气体，从而形成它们的扩展Ly-alpha发射线晕。因此，这些星系中的星暴和活动星系核活动结合起来，产生了一个有效的和广泛的“反馈”过程，作用于…
2012-10-16 astro-ph.CO
Spectroscopic Study of Globular Clusters in the Halo of M31 with Xinglong 2.16m Telescope
利用中国科学院国家天文台兴隆台2.16米望远镜OMR摄谱仪对11个已确认的M31球状星团进行了光谱观测。我们的9个样本星团位于M31的晕中，最远的一个距离银河系中心的投影半径为78.75 kpc。对于我们所有的样本集群，我们测量了舔吸收线指数和径向速度。结果表明，大部分GCs与M31星系的HI旋转曲线不同，特别是B514、MCGC 5、H12和B517，表明大部分GCs与星系的成星盘没有运动学关联。我们使用更新的恒星星族模型Thomas et al.（2010），通过应用$χ^2-$最小化方法，分别用Cassii和Padova的两条不同轨道拟合了吸收线指数。拟合结果表明，所有样品团簇的年龄均大于10 Gyr，且为贫金属（$-0.91 \le $ [Fe/H] $\le -2.38$ dex）。在将我们工作的光谱金属丰度与先前发表的光谱金属丰度合并后，我们将星系团样本扩展到距离星系中心117 kpc的投影半径。我们发现，所有确认的集群的金属丰度梯度存在的斜率为$-0.028\pm0.001$ dex kpc $^{-1}$。然而，对于所有的晕簇，斜率变为$-0.018\pm0.001$ dex kpc $^{-1}$，这要浅得多。如果我们只考虑具有$r_{\rm p}>25$ kpc的外晕团簇，则斜率变为$-0.010\pm0.002$ dex kpc $^{-1}$，如果从外晕样品…
2011-08-10 astro-ph.CO
The M33 Globular Cluster System with PAndAS Data: The Last Outer Halo Cluster?
我们使用CFHT/MegaCam数据来搜索M33中的外晕星团，作为泛仙女座考古调查（PAndAS）的一部分。这项工作将以前的研究扩展到50 kpc的投影半径，覆盖40多平方度。我们只发现了一个新的明确的星团，除了以前已知的五个在M33外晕（10 kpc <= r <= 50 kpc）。虽然我们确定了2440集群候选人的不同程度的信心，从我们的客观图像搜索程序，几乎所有这些都可能是背景污染物，大多是暗淡的未解决的星系。我们测量的光度，颜色和结构参数的新的集群除了五个以前已知的外晕集群。在22 kpc的投影半径下，这个新的星系团比其他外晕星系团略小、暗、红，g' ~ 19.9，（g'-i '）~ 0.6，浓度参数c ~ 1.0，核心半径r_c ~ 3.5pc，半光半径r_h ~ 5.5pc。与M31相比，M33的外晕星团如此之少，表明M33的外晕星团被M31潮汐剥离，或者M33的吸积历史非常不同，更加平静。
2011-01-12 astro-ph.CO
Insight Into the Formation of the Milky Way Through Cold Halo Substructure. III. Statistical Chemical Tagging in the Smooth Halo
我们发现，卫星星系在高红移吸积的银河系的光滑晕的恒星星族的相对贡献随距离的增加，成为可观察到的相对于经典的光滑晕约15千秒差距从银河系中心。特别是，我们确定的视线平均[Fe/H]和[α/Fe]的金属贫主序星关闭（MPMSTO）人口沿每个斯隆扩展银河系的理解和探索（SEGUE）光谱视线。限制我们的样本的视线，沿着我们没有检测到冷晕子结构（ECHOS）的元素，我们编译的最大的光谱样本的恒星在光滑的组成部分的晕有史以来在现场观察超过10千秒差距。我们发现显着的空间自相关[Fe/H]在MPMSTO人口在遥远的一半，我们的样本超过约15千秒差距从银河系中心。然而，在15 kpc内，我们发现[Fe/H]没有显著的空间自相关。与此同时，我们进行SEGUE一样的观测银河系模拟形成的N体模拟。虽然我们发现完全由吸积卫星星系形成的晕与我们在银河系中心15 kpc范围内观察到的晕不匹配，但我们确实在更大距离的模拟中观察到[Fe/H]的空间自相关。这一观测结果是统计化学标记的一个例子，并表明金属丰度的空间自相关是吸积卫星星系形成的恒星晕的一般特征。
2012-02-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
An Inverse-Compton-Boosted Cool Core Unifies Perseus's Radio and X-ray Halos
California Institute of Technology（加州理工学院）；Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）
研究通过反康普顿效应解释船帆座射电和X射线晕的形成，提出宇宙射线晕模型能解释冷核心和冷却流问题，预测了新的观测结果。
2026-05-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
A Deep XMM-Newton Study of the Hot Gaseous Halo Around NGC 1961
我们研究了11个XMM-牛顿观测的巨大的螺旋星系NGC 1961，使我们能够研究热气体晕的螺旋星系在前所未有的细节。我们进行了空间和光谱分析;与前者，热晕被检测到至少80千秒差距，后者的属性可以详细测量到42千秒差距。我们发现的证据是一个负梯度的温度分布是常见的椭圆星系。我们测量了一个粗略的金属丰度曲线，这与在$Z \sim 0.2 Z_{\odot}$处平坦一致。转换为这种金属丰度，去投影密度分布与先前的参数拟合一致，没有证据表明在42 kpc（$\sim$ 0.1 R $_{\text{vir}}$）内出现了断裂。外推到维里半径，我们推断热晕质量相当于星系的恒星质量，以及来自恒星和热气体的重子分数约为30%。热气体的冷却时间比动力学时间长几个数量级，使热晕稳定对冷却不稳定性，我们认为，中性氢的扩展流看到这个星系的西北部，而不是可能是由于星系际介质的吸积。热晕的低金属丰度表明它也可能是吸积的。我们将NGC 1961的热晕与孤立椭圆星系周围的热晕进行了比较，表明总质量比恒星质量更好地决定了热晕的性质。
2015-10-05 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Surface Brightness Profile of Lyman-$α$ Halos out to 320 kpc in HETDEX
利用Hobby-Eberly望远镜暗能量实验（HETDEX）的早期观测数据，计算了968个Lyman-$α$发射星系（LAEs）在红移$1.9<z<3.5$处的中层叠加Lyman-$α$表面亮度剖面。选定的LAE是高置信度的Lyman-$α$探测，具有在良好的视宁度条件下观察到的大信噪比（点扩散函数半峰全宽$<1.4"$），不包括活动星系核（AGN）。LAE的Lyman-$α$光度为$10^{42.4}-10^{43}\, \mathrm{erg}\, \mathrm{s}^{-1}$ .我们在从周围的莱曼- $α$晕到$r\simeq 160$千秒差距（物理）的$(3.6\pm 1.3)\times 10^{-20}\,\mathrm{erg}\,\mathrm{s}^{-1}\,\mathrm{cm}^{-2}\,\mathrm{arcsec}^{-2}$水平上，在中层堆叠径向剖面中探测到微弱的发射。在$r<80\,\mathrm{kpc}$上的中值堆积径向轮廓的形状与用多单元光谱探测器（MUSE）在$3<z<4$上观察到的更暗的LAEs的形状一致，表明中值堆积的莱曼- $α$轮廓在红移$2<z<4$上具有相似的形状，并且在莱曼- $α$光度的$10$的因子上具有相似的形状。虽然我们同意$r<80\,\mathrm{kpc}$的MUSE样品的结果，但我们将轮廓半径扩展了两倍。在…
2022-03-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detection of a Hot Gaseous Halo Around the Giant Spiral Galaxy NGC 1961
所有大型星系周围都有热气晕，这对我们理解星系形成至关重要，但在螺旋星系周围几千秒差距以外的地方从未探测到过。我们使用钱德拉ACIS-I仪器来寻找一个理想的候选星系周围的漫射X射线辐射：孤立的巨大螺旋NGC 1961。我们观察了银河系周围的四个象限，每个象限为30千秒差距，仔细减去背景和点源发射，发现扩散发射似乎延伸到40-50千秒差距。我们拟合$β$模型的排放，并估计热晕质量在50千秒差距的$5\times10^9 M_{\odot}$。当这个轮廓外推到500 kpc（近似维里半径）时，隐含的热晕质量是$1-3\times10^{11} M_{\odot}$。这些质量估计假定气体金属丰度为$Z = 0.5 Z_{\odot}$。这个星系的热晕是一个巨大的气体储存库，但明显低于先前搜索设定的观测上限，并表明NGC 1961相对于宇宙平均值丢失了75%的重子，这将暂时将其置于较小质量星系的重子塔利-费舍尔关系的外推之下。气体的冷却速率不超过0.4 $M_{\odot}$ /年，比恒星形成过程中的气体消耗速率低一个数量级以上。我们讨论了这个晕的影响星系形成模型。
2011-07-27 astro-ph.CO
The Luminosity Profile and Structural Parameters of the Andromeda Galaxy
我们构造了仙女座星系M31的扩展合成光度剖面，并将其分解为三个基本的发光结构成分：凸起、盘和晕。无尘斯皮策/IRAC成像和扩展的空间覆盖范围的地面光学成像和深恒星计数使我们能够映射M31的结构，从它的中心到22千秒差距沿主轴。我们采用不同的分解方法的1D光度分布和2D图像。这些方法包括非线性最小二乘法和贝叶斯蒙特卡罗马尔可夫链分析。M31的基本光度模型是形状指数n = 2.2 ± 0.3，有效半径Re = 1.0 ± 0.2kpc的Sersic球，标度长度Rd = 5.3 ± 0.5kpc的无尘指数盘，参数误差反映了各种分解方法之间的范围。的凸起参数，n，是相当不敏感的带通效应和它的值表明，第一个快速形成通过合并，然后从磁盘的长期增长。M31晕的二维幂律指数约为-2.5 +/- 0.2。我们发现，在R_minor <1.2kpc的范围内，M31的凸起光占主导地位。在1.2 kpc < R_minor < 9 kpc的范围内，圆盘占据主导地位，而在R_minor > 9 kpc时，晕占主导地位。恒星核、球丘、盘和晕的分量分别贡献了M31短轴200 kpc范围内总光的0.05%、23%、73%和4%。对M31核球、盘和晕结构参数的标称误差为20%。如果M31和银河系是典型的，那么在μ i ~ 27 mag/arcsec以下的星系巡天中应该可以经常检测到微弱的恒星晕^[2]。我们强调，我…
2011-06-17 astro-ph.CO
The Panchromatic Hubble Andromeda Treasury II. Tracing the Inner M31 Halo with Blue Horizontal Branch Stars
我们试图限制的形状M31的内部恒星晕的蓝色水平分支（BHB）恒星的表面密度在银河系的距离范围从2千秒差距到35千秒差距。我们的测量利用解决恒星测光从全色哈勃仙女座宝库（PHAT）调查的一部分，由几个档案哈勃太空望远镜观测补充。我们发现，BHB红巨星的比例是相对恒定的10千秒差距以外，这表明BHB是可靠的示踪晕人口的红巨星分支。在内晕中，我们不期望BHB星由高金属丰度的凸起和盘产生，这使得BHB星成为一个很好的候选者，成为一个可靠的恒星晕示踪剂，以小得多的银河系距离。如果我们假设二维投影面密度BHB分布为幂律分布r ^（-α），则在3 kpc外得到高质量的拟合，其二维幂律指数为α = 2.6 ^{+0.3}-0.2}，在3 kpc内则为α <1.2。该斜率与先前的测量值一致，但锚定到更向内延伸的径向基线。最后，假设方位角对称和恒定的质光比，最佳拟合的轮廓得出晕恒星的总质量为2.1 ^{+1.7}-0.4} x 10^9 M_sun。这些属性是可比的模拟卫星中断单独形成的恒星晕形成，并与模拟，包括一些在原地形成的晕星。
2012-09-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The shape of the inner Milky Way halo from observations of the Pal 5 and GD-1 stellar streams
我们约束的形状的银河系的晕的动力学建模观测到的相空间轨道的G15和GD-1潮汐流。我们发现，从这些流的轨道收集到的关于势的唯一信息是对引力势的形状的精确测量-垂直加速度与径向加速度的比率-在流的位置，对径向和垂直加速度的约束分别较弱。后者将通过盖亚精确的自行测量显着改善。在GD-1（[R，z] ~ [12.5，6.7] kpc）和GD-5（[R，z] ~ [8.4，16.8] kpc）位置，总的势平坦度分别为0.95 ± 0.04和0.94 ± 0.05。结合银河系盘附近的力场的约束，我们确定暗物质晕的密度分布的轴比是1.05 +/- 0.14内的内部20千秒差距，与一个暗示，晕变得更加平坦的边缘附近的体积。20千秒差距内的晕质量为1.1 +/- 0.1 x 10^{11} M_sun。一个如此接近球形的暗物质晕与暗物质晕形成的数值模拟预测相矛盾。
2017-02-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The dynamically hot stellar halo around NGC 3311: a small cluster-dominated central galaxy
在星系团中，团内光与中央星系晕的关系是一个重要的悬而未决的问题。在这里，我们报告的结果，从一个正在进行的项目，目的是在NGC 3311周围的长蛇座I（阿贝尔1060）集群的核心动力学状态的特征。方法：我们分析了NGC 3311晕中达到~25 kpc的深长缝吸收线光谱。结果：在R ~ 12 kpc处，速度弥散分布从中心σ 0 =150 km/s急剧增加到σ out ~450 km/s。更远的地方，到25 kpc，sigma似乎是恒定的，这是Hydra I星系速度色散的60%。NGC 3311的热晕动力学不同于其他正常的早型星系。结论：这些结果和从NGC 3311周围的X射线推断出的大量暗物质表明，该星系的恒星晕主要由星团的中央星团内恒星控制，并且从主要的星系束缚星到星团恒星的转变发生在距离NGC 3311中心4到12 kpc的径向范围内。我们评论的晕运动学观察到的星系团中央星系的范围很广，这取决于其主机集群的演化状态。
2010-09-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The dark halo of the Hydra I galaxy cluster: core, cusp, cosmological? Dynamics of NGC 3311 and its globular cluster system
NGC 3311是长蛇座I星系团的中央cD星系。我们利用NGC 3311周围的球状星团，结合星系本身的运动学数据，研究了Hydra I中心区域的暗物质分布。本文利用VLT/VIMOS掩模光谱仪对118个明亮球状星团的径向速度进行了计算，得到了100 kpc的速度色散。NGC 3311是迄今为止进行过此类研究的最遥远的星系。我们还确定速度色散的恒星组成部分从长缝光谱到20千秒差距。此外，我们提出了一个新的光度模型的NGC 3311在V波段。我们在球形Jeans模型的背景下寻找一个暗晕。我们还比较了球状星团和行星状星云的径向速度分布。在20 kpc的半径上，预计的恒星速度色散从185 km/s上升到350 km/s。球状星团的色散也从10 kpc时的500 km/s上升到100 kpc时的800 km/s，与星系团的速度色散相当。一个有核的暗物质晕很好地再现了各向同性下恒星和球状星团的速度色散。由宇宙学NFW晕预测的中心恒星速度色散是不太好的表示，而球状星团允许一个广泛的晕参数。一个可疑的径向各向异性的恒星星族解释了偏差。然而，我们发现与以前的运动学数据，我们不能解决，并可能表明一个更复杂的速度模式的差异。虽然我们不能最终证明NGC 3311的暗物质晕有一个核心而不是一个尖点，但根据目前的数据，核心似乎是首选。需要更完整的速度场和各向异性分析才能得出确切的结论。
2011-03-10 astro-ph.CO
The edge of the M87 halo and the kinematics of the diffuse light in the Virgo cluster core
我们提出了高分辨率的火焰/VLT光谱的星团内行星状星云（IPN）的候选人，针对三个新领域的室女星系团核心的表面亮度下降到mu_B = 28.5。基于投影相空间信息，我们将旧的和12个新确认的PN分为星系和团内成分。M87 PN被限制在M87的扩展恒星包层中，投影半径约为160 kpc，而ICPN则分散在M87和M86之间的整个测量区域。在投影半径为60 kpc和144 kpc的M87 PNs上测定的速度色散表明，星系的速度色散曲线在外晕中减小，下降到78 +/- 25 km/s。在X射线辐射追踪的引力势中，M87晕星的Jeans模型仅在恒星轨道具有强径向各向异性（β = 0.4，在r = 10 kpc处增加到0.8，在外缘），并且在平均椭圆半径约为150 kpc处截断时才符合观测到的速度色散剖面。根据ICPN的空间和速度分布，我们推断M87和M86正朝着彼此落下，我们可能在第一次近距离通过之前观察到它们。推断的M87晕和ICL的光度特定PN数在古老（> 10 Gyr）恒星星族观测值的范围内（略）。
2009-05-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Structure and Population of the Andromeda Stellar Halo from a Subaru/Suprime-Cam Survey
我们提出了一个光度调查的恒星晕的仙女座星系，使用Suprime-Cam的斯巴鲁望远镜。详细分析VI色星等图的解决恒星星族被用来测量的属性，如视距，表面亮度，金属丰度，和年龄，这些被用来隔离和表征不同的组成部分的M31晕：（1）几个子结构，（2）光滑的晕。首先，我们研究了M31的晕子结构沿西北/东南短轴到R ~ 100 kpc和西南长轴区域在R ~ 60 kpc。我们证实了Ibata等人（2007）报道的东南晕中的两个亚结构，并在西北晕中发现了两个过密的亚结构。我们研究了这四个子结构以及包括西大陆架在内的其他结构的性质，发现这些系统之间的恒星星族存在差异，从而表明每个系统都有不同的起源。我们的统计分析表明，M31晕作为一个整体可能包含至少16个子结构，每一个都有不同的起源。其次，我们研究了R > 100 kpc的基础，光滑和扩展的晕分量的性质。我们发现这个光滑晕的表面密度可以用尺度半径为17 kpc的Hernquist模型或R^{-2.17 +/-0.15}的幂律分布拟合。与相对平滑的晕密度分布相反，它的金属丰度分布似乎是空间上不均匀的，随着半径的非单调变化，这表明晕人口没有足够的时间来动态均匀的吸积人口。对M31晕形成的进一步影响进行了讨论。
2009-11-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Statistical properties of substructures around Milky Way-sized haloes and their implications for the formation of stellar streams
在银河系和附近星系周围观测到起源于破裂的矮星系和星团的恒星流。这种亚结构是记录主晕如何吸积祖星系的重要示踪物。基于宇宙学的背景下，我们调查的子结构，如长度和薄度在$z=0$的结构特性之间的关系，和他们的祖先的轨道。我们模拟恒星组件的大样本的银河系大小的晕周围的子结构相结合的半解析模型与高分辨率的宇宙学$N$体模拟。使用粒子标记的方法，我们嵌入恒星组件的祖晕和跟踪相空间分布的子结构下降到$z=0$。我们发现，当宿主晕吸积它们的祖先时，亚结构的长度和厚度随红移的变化是平滑的。对于在$z=0$观测到的类似流的子结构，大部分的祖细胞是由它们的宿主晕在红移$0.5\lesssim z\lesssim 2.5$处吸积的。子结构的祖先在这个吸积红移范围之外，完全或较少地被$z=0$破坏，不能被观察到流。亚结构的长度和厚度随祖细胞的近心点和远心点的变化而变化。观察到的类似流的亚结构倾向于具有特定范围的$10\ {\rm kpc} \lesssim r_{\rm peri}\lesssim100\ {\rm kpc}$和$50\ {\rm kpc} \lesssim r_{\rm apo}\lesssim300\ {\rm kpc}$。
2019-05-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Global Properties of M31's Stellar Halo from the SPLASH Survey. I. Surface Brightness Profile
我们目前的表面亮度轮廓M31的恒星晕的投影半径为175千秒差距。表面亮度的估计是基于来自凯克/DEIMOS光谱观测的M31红巨星分支恒星的确认样本。一组经验的光谱和光度M31成员诊断用于识别和拒绝前景和背景污染物。这使我们能够追踪M31的恒星晕，比以前的测光研究更大的投影距离和更暗的表面亮度。M31晕的表面亮度分布遵循指数为-2.2 +/-0.2的幂律，并延伸到至少约175 kpc的投影距离（约为M31维里半径的2/3），没有证据表明在大半径处有向下的破裂。最佳拟合的椭圆形等照度线的b/a=0.94，晕的长轴与M31的盘的短轴对齐，这与长晕一致，尽管数据也与M31的球对称晕一致。事实上，潮汐碎片的功能是运动学冷的是用来确定子结构的光谱领域的投影半径为90千秒差距，并调查这种子结构的表面亮度剖面上的效果。表面亮度分布的散射减少时，运动学确定的潮汐碎片功能在M31的统计减去，其余的配置文件表明一个比较扩散的恒星组成部分M31的恒星晕存在很大的距离。超过90千秒差距，运动学上的冷潮汐碎片特征由于数量统计不多而无法确定;然而，超过90千秒差距的表面亮度的显着场与场之间的变化表明，M31晕的最外层区域也包括从吸积物体剥离的恒星。
2012-11-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spatially Resolved Velocity Maps of Halo Gas Around Two Intermediate-redshift Galaxies
在一个已知的前景星系附近的多透镜类星体的吸收线光谱学提供了一个独特的机会，超越了传统的一维应用类星体探测器，并建立一个粗略的三维（3D）地图的星系周围的晕气体，记录在气体晕的不同位置的视线速度场。在红移z=1.689的四倍透镜类星体HE 0435 -1223周围的区域中，有两个中等红移的星系作为目标，并在这些星系附近沿着每个透镜类星体进行吸收光谱研究。其中一个星系是典型的L* 星系，z=0.4188，距离透镜星系的投影距离为rho=50 kpc。另一个是超L * 棒旋星系，z=0.7818，ρ =33 kpc。结合已知的四倍透镜类星体对两个前景星系的取向和观测到的沿着单个类星体视线的MgII吸收剖面，首次导致了z>0.2时5-10 kpc尺度上的稀薄晕气体的空间分辨运动学。通过两个星系的晕观察到的每一个视线中检测到镁II吸收剂，记录的吸收剂强度是典型的在以前的密切类星体-星系对研究中看到的。虽然多视线研究证实了MgII从恒星形成盘中吸收rho < 50 kpc气体的统一覆盖率，但星系也提出了两个复杂的晕气体运动学的对比例子。不同的模型，包括一个旋转的磁盘，准直流出，气体流从吸积或潮汐/冲压压力剥离，被认为是与吸收线观测比较，和下落流/剥离气体的宽度>~ 10千秒差距被发现最好地描述了所观察到的气体运动学在多个视线。
2013-11-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Distinct core and halo stellar populations and the formation history of the bright Coma cluster early-type galaxy NGC 4889
本文利用斯巴鲁8.2米望远镜FOCAS深中分辨率光谱仪对后发座星系团中最亮的两个星系之一NGC 4889的晕内的恒星星族进行了研究。我们拟合单恒星星族模型的测量线强度（Lick）指数（H β，Mgb，[MgFe]'和<Fe>）。结合文献资料，建立了NGC 4889从中心向外~60 kpc（~ 4 Re）的金属丰度、[α/Fe]元素丰度比和年龄的径向剖面。我们发现的证据不同的化学和恒星形成历史的恒星内部和外部1.2Re = 18千秒差距半径。内部区域的特征是在~2.5倍太阳值处具有陡峭的[Z/H]梯度和高[α/Fe]。在18至60 kpc之间的晕中，[Z/H]接近太阳，具有浅梯度，而[alpha/Fe]显示出强烈的负梯度，在约60 kpc处达到太阳值。我们解释这些数据在不同的形成历史的两个组件。内星系的数据是一致的快速，准单片，耗散合并起源在早期红移，其次是一个或最多几个干合并。那些支持光环的人认为，恒星是从具有更长恒星形成历史的旧系统中吸积而来的。仅内部部分的半光半径估计为~6 kpc，表明该星系过去的尺寸明显较小。这可能是从高红移观测中发现的早型星系尺寸演化的局部恒星星族特征。
2010-06-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The faint stellar halos of massive red galaxies from stacks of more than 42000 SDSS LRG images
通过叠加斯隆数字巡天的42000多幅亮红星系图像，研究了平均红移z~0.34的大质量星系的性质。这是有史以来用于此类分析的最大数据集，它使我们能够以前所未有的物理尺度探索大规模红色星系的外围。我们的图像堆栈延伸到400千秒差距以上，其中r波段轮廓表面亮度达到30 mag arcsec-2。这一分析证实，发光的红色星系的恒星体遵循一个简单的Sersic轮廓到100千秒差距。在更大的半径下，轮廓偏离最佳拟合Sersic模型，并在g，r，i和z波段堆叠中表现出额外的光。这种多余的光可能是由于未解析的组内或簇内光或光分布本身的变化。我们进一步表明，SDSS深度图像的标准分析通常错过了20%的总恒星光，并低估了10%的LRGs的大小相比，我们最适合的r-波段Sersic模型的n=5.5和r_e=13.1千秒差距。如果把r>100 kpc的多余光看作是星系的一部分，则r波段Sersic参数的最佳拟合值为n=5.8和r_e=13.6 kpc。此外，我们还研究了径向依赖的堆栈椭圆率，发现随着半径的增加，从r=10 kpc时的e=0.25增加到r=100 kpc时的e=0.3。这提供了支持，我们追踪到至少100 kpc的恒星光与星系本身有物理联系，并可能证实单个LRG的晕比它们的中心部分具有更高的椭圆率。最后，我们表明，宽带颜色梯度的堆叠图像是平坦的超过约40千秒差距，这表明恒星星族不随半径的大规模…
2011-02-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
A panoramic VISTA of the stellar halo of NGC 253
大型星系的外围包含了关于星系形成和聚集过程的重要信息，对恒星计数的研究可以探测外晕极低的表面亮度。我们使用VISTA望远镜获得的图像来构建空间分辨的J-Z-J色星等图（CMD）的NGC 253，近边缘盘星系的玉夫座集团。非常深的测光，下至J ~ 23.5，以及覆盖的广泛区域，使我们能够追踪属于NGC 253的外盘和晕的红巨星分支（RGB）和渐近巨星分支（AGB）恒星，沿着星系短轴延伸到50 kpc。我们确认存在一个额外的平面恒星组成部分的磁盘，一个非常突出的南部货架和对称的功能北侧。唯一额外可见的子结构是晕西北部的高密度，距离平面约28 kpc，平行于星系盘延伸超过约20 kpc。从沿主轴的恒星数分布，我们测量的过渡从磁盘的晕在径向距离约25千秒差距，在那里出现一个明确的突破数密度分布。等密度等值线显示，内晕是一个扁平的结构，与一个更广泛的，弥漫的，更圆的外晕混合。这种外部结构可以追溯到我们图像的边缘，距离盘平面50 kpc。星晕中恒星的数密度分布服从指数为-1.6的幂律，是半径的函数。CMD显示整个视场中的恒星星族非常均匀;通过与理论等时线的比较，我们得出结论，RGB星的年龄约为8 Gyr或更大，而AGB星的年龄约为2 x 10^8 Mo，形成于约0.5 Gyr到几Gyr之前。令人惊讶的是，后一种人口的一部分似乎分散在一个广阔的地区。
2014-01-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
A "MeerKAT-meets-LOFAR" Study of 2A 0335+096: Discovery of a Complex 500 kpc Radio Halo in a Disturbed Cool-Core Cluster
Astronomisches Institut der Ruhr-Universität Bochum（波鸿鲁尔大学天文研究所）；Ruhr Astroparticle and Plasma Physics Center（鲁尔天体粒子与等离子体物理中心）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）；INAF – IASF Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica Cosmica di Milano（意大利国家天体物理研究所-米兰空间天体物理学和宇宙物理学研究所）；Institute for Computational Cosmology, Department of Physics, Durham University（杜伦大学物理系计算宇宙学研究所）；INAF – Istituto di Radioastronomia（意大利国家天体物理研究所-射电天文学研究所）；Dipartimento di Fisica e Astronomia, Università di Bologna（博洛尼亚大学物理与天文学系）；Astronomical Institute of the Czech Academy of Sciences（捷克科学院天文研究所）；Thuringer Landessternwarte（图林根州立天文台）
本研究结合MeerKAT与LOFAR的多频射电数据及X射线存档数据，在晃动冷核星系团2A 0335+096中发现嵌有微晕的510 kpc大尺度射电晕，为星系团晃动驱动湍流加速的理论提供了观测支持。
2026-08-26 astro-ph.CO
Are small-scale sub-structures a universal property of galaxy halos? The case of the giant elliptical NGC~5128
我们提出了一个远程晕场的空间和化学的子结构分析在附近的巨型椭圆星系半人马座A（NGC~5128），位于约38千秒差距的星系中心。这些观测是用哈勃太空望远镜上的高级巡天相机拍摄的，并向下到达水平分支。在这个相对较小的3.8千秒差距的3.8千秒差距的领域，校正泊松噪声后，我们没有发现任何统计上的强有力的证据，在恒星的空间分布的尺度大于100秒差距的小规模的子结构的存在。然而，我们确实检测到存在显着的小的空间尺度的不均匀性在恒星的中位数金属在调查领域。我们认为，这些本地化的化学亚结构可能与不完全混合的碎片从低质量系统的破坏。NGC 5128加入了晚型螺旋星系的行列，银河系的恒星晕似乎是由小尺度的空间子结构所主导，而NGC~891则在内部的面外区域检测到了局部的金属丰度变化。这表明小尺度子结构的存在可能是大星系恒星晕的一种普遍性质。
2011-01-12 astro-ph.CO
Testing galaxy formation models with the GHOSTS survey: The color profile of M81's stellar halo
本文利用HST ACS/WFC对GHOSTS巡天19个视场的观测资料，研究了M81最外层的恒星星族的性质。观察到的场探测到距离银河系中心约50 kpc的投影距离的恒星晕。在F606 W和F814 W过滤器中观察每个视野。色星等图（CMD）的50%完整性水平通常位于红巨星分支（TRGB）尖端以下2等处。在距离近于15千秒差距的领域显示的证据盘占主导地位的人口，而在更大的距离领域主要是由晕星。M81晕CMD的RGB与~ 10 Gyr的等时线和[Fe/H] ~ -1.2 dex的等时线匹配良好，表明M81晕的优势恒星星族具有相似的年龄和金属丰度。M81晕的颜色分布宽度约为0.4等，中位值（F606 W-F814 W）约为1等，用23.7 <F814 W 15 kpc星等范围内的恒星测量< 25.5. When considering only fields located at galactocentric radius R >，没有发现晕的颜色梯度。我们将RGB M81晕星在~ 15和50 kpc的中间颜色之间的差异限制为0.03+/-0.11等，对应于假设10 Gyr的恒定年龄的径向范围内的金属丰度差异为0.08+/-0.35 dex。我们比较这些结果与模型预测的颜色恒星晕形成纯粹通过吸积的卫星星系。当我们以与HST数据相同的方式分析宇宙学激发的模型时，我们发现它们预测恒星晕没…
2013-02-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
HALOGAS: HI Observations and Modeling of the Nearby Edge-on Spiral Galaxy NGC 4565
我们提出了21厘米的观测和模型的中性氢在NGC 4565，附近的一个边缘上的螺旋星系，作为Westerbork氢吸积在LOcal GALAXIES（HALOGAS）调查的一部分。这些模型提供洞察力的形态和运动学HI以上，以及内，磁盘。NGC 4565具有明显的翘曲和不对称的圆盘，并带有一个外展层。我们的模型提供了一个大规模的，扩展HI晕的证据。我们看到了一个酒吧和相关的径向运动的证据。此外，有迹象表明，在磁盘的径向运动，可能与一个环的密度较高。我们看到旋转速度随着盘平面以上的高度（滞后）而显著降低，在接近和后退的一半中分别为-40 +5/-20 km/s/kpc和-30 +5/-30 km/s/kpc。这种滞后只在靠近的一半的内部~4.75'（14.9 kpc）和远离的一半的内部~4.25'（13.4 kpc）中看到，这使得它成为一个径向变浅的滞后，现在在几个星系的HI层中可以看到。当比较NGC 4565和其他星系的结果时，有初步迹象表明单位面积的高恒星形成率与晕的存在有关。最后，HI在两个伴星系中被发现，其中一个明显与NGC 4565相互作用。
2012-10-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Lyman-alpha Blobs Like Company : The Discovery of A Candidate 100 kpc Lyman-alpha Blob Near to A Radio Galaxy with A Giant Lyman-alpha halo, B3 J2330+3927 at z=3.1
我们发现了一个巨大的射电宁静莱曼α（Lya）团块（RQLAB）的候选者，它位于一个巨大的Lya晕B3 J2330+3927中的高红移射电星系（HzRG）周围的大尺度结构中，红移z=3.087。我们用Subaru/Suprime-Cam获得了B3 J2330+3927周围的Lya成像，以寻找红移z=3.09+-0.03的Lya发射体（LAEs）和吸收体（LAAs）。我们在31' x 24'的视场中检测到候选127个LAE和26个LAA。我们发现B3 J2330+3927被一个130 kpc的Lya晕和一个大尺度（60 × 20 Mpc）的平行结构所包围。该大尺度结构包含一个突出的局部密度峰，其过密度大于5，其距离B3 J2330+3927 8'（15个同动Mpc）。在这个峰中，我们发现了一个候选的100 kpc RQLAB。这两种类型的Lya星云都存在于同一个大尺度结构中，表明巨大的Lya星云需要特殊的大尺度环境才能形成。然而，在较小的尺度上，与RQLAB相反，B3 J2330+3927的位置在该结构中不是显著的局部密度峰。对于这两个Lya星云局部环境的差异有两种可能的解释。首先，RQLAB可能需要一个突出的（δ ~ 5）密度峰值的星系形成强烈的恒星爆发，由于频繁的星系相互作用/合并和/或连续的气体吸积在过密的环境。另一方面，如果Lya晕主要由其射电和活动星系核活动提供动力，则HzR…
2009-09-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark matter annihilation radiation in hydrodynamic simulations of Milky Way haloes
我们得到的预测冷暗物质湮灭辐射的性质使用高分辨率的流体动力学放大宇宙学模拟银河系类星系（APOSTLE项目）进行的一部分，“演化和组装的银河系及其环境”（EAGLE）计划。模拟中的星系晕与暗物质探测研究中经常使用的“标准晕模型”中假设的星系晕具有显着不同的性质。星系的形成导致了暗物质晕的收缩，其密度分布在$r\approx1.5$ kpc和$r\approx10$ kpc之间形成了比Navarro-Frenk-White（NFW）分布更陡的斜率。在较小的半径（$r\lesssim1.5$ kpc）下，晕的斜率比NFW更平坦。这个意想不到的功能可能是特定于我们的特定选择的次网格物理模型，但尽管如此，暗物质密度分布在30%内同意的质量分辨率增加了150倍。晕的内部区域几乎是完美的球形（轴比$b/a > 0.97$在$r=1$千秒差距内），恒星分布中心和暗晕中心之间的偏移量不超过45千秒差距。预测的暗物质湮灭辐射信号的形态与银河系大纬度地区的$γ$射线观测（$b\gtrsim3^\circ$）基本一致。在较小的角度下，我们四个星系中的一个星系的推断信号与观察到的信号相似，但其他三个星系的信号明显较弱。
2015-11-25 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Dissecting the Gaseous Halos of z~2 Damped Ly$α$ Systems with Close Quasar Pairs
我们使用光谱学的密切对类星体研究扩散气体的环星系介质（CGM）周围的样品的40个阻尼Lya系统（DLAs）。每个类星体对中的主视线探测到红移范围为1.6 < z_DLA < 3.6的DLA，这样第二个类星体的视线就探测到横切DLA的CGM中的Lya、CII、SiII和CIV吸收，投影距离为$R_{\perp} < 300$ kpc。对这些CGM视线中的Lya剖面的分析表明，在DLAs的$R_{\perp} < 200$ kpc范围内，光学厚HI（柱密度N_HI > 10^17.2 cm^-2）的覆盖率（f_C）大于~30%。在$R_{\perp}<100$ kpc内，发生具有等效宽度W_1526 > 0.2 Ang的强SiII 1526吸收，入射率f_C（W_1526 > 0.2 Ang）= 20（+12/-8）%，表明与DLA相关的低电离金属吸收探测物理距离R_3D < 30 kpc处的材料。然而，我们发现强CIV 1548吸收在这些环境中是普遍存在的（f_C（W_1548 > 0.2 Ang）= 57（+12/-13）%在$R_{\perp} < 100$ kpc内），并且另外在高达~175 kpc的尺度上表现出高度的运动学相干性。我们推断，这种高电离物质主要出现在大的，静态的结构延伸到DLA主机暗物质晕的规模，而不是在正在进行的星系风。DLA-CGM中的Lya等效宽度与$R_…
2014-11-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Diverse Stellar Haloes in Nearby Milky Way-Mass Disc Galaxies
我们已经研究了解决恒星星族在大银河系中心的距离沿短轴（从10 kpc到40和75 kpc之间），有限的长轴覆盖范围内，附近的六个高度倾斜的银河系质量盘星系使用HST数据的GHOSTS调查。我们选择红巨星支星来获得恒星晕密度分布。投影的短轴密度分布可以近似为幂律，投影斜率介于$-2$和$-3.7$之间，恒星晕质量的多样性为$1-6\times 10^{9}M_{\odot}$，或总星系恒星质量的$2-14\%$。由于子结构，光滑幂律拟合周围的典型固有散射是$0.05-0.1$ dex。通过比较短轴和长轴轮廓，我们推断出在$0.4-0.75$之间的$\sim 25$ kpc处的投影轴比$c/a$。GHOSTS的恒星晕是多种多样的，介于银河系和M31的（相当非典型的）晕所描绘的极端之间。我们发现恒星晕金属丰度和恒星晕质量之间有很强的相关性。我们比较我们的结果与宇宙学模型，发现我们的观测和吸积模型之间的良好协议，恒星晕的矮卫星的破坏形成。特别是，恒星晕金属丰度和质量之间的强观测相关性是自然再现。低分辨率的流体动力学模型具有不切实际的高恒星晕质量。目前的高分辨率流体动力学模型似乎预测恒星晕质量略高于观察到的，但合理的金属丰度，金属丰度梯度和密度分布。
2016-11-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Lyα Halos around [O III]-Selected Galaxies in HETDEX
利用Hobby-Eberly望远镜暗能量实验（HETDEX），对1034个[O III]选择星系在红移1.9<z<2.35处的Lyman α（Lyα）辐射进行了扩展，得到了800 kpc的Ly α辐射。星系的位置和红移来自3D-HST巡天。在距星系中心r>40 kpc处，[O III]选择星系Lyα发射的表面亮度中值叠加轮廓与968个亮Lyα发射星系（LAEs）的一致。然而，[O III]选择星系周围内部（r<10 kpc）的表面亮度比LAEs暗十倍。我们的结果与这样的观点一致，即主导Lyα晕外部区域的光子不是在中心星系中产生的，而是起源于它们之外。
2022-07-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Mass Profile of the Galaxy to 80 kpc
超高速星巡天提供了目前最大的晕星径向速度测量样本，达到80 kpc。我们应用球形牛仔裤建模这些数据，以获得银河系的质量分布。我们的分析限制在距离银河系中心大于25千秒差距，其中晕星的密度分布很好地近似于一个单一的幂律，对数斜率在-3.5和-4.5之间。有了这个限制，我们也避免了建模一个扁平的银河系盘的复杂性。在25 < r < 80 kpc的范围内，径向速度弥散的下降非常小;其对数斜率的稳健测量值在-0.05和-0.1之间。圆速度分布也随半径的减小而显著减小。V_c（80 kpc）的允许范围在175 ~ 231 km/s之间，最大可能值为193 km/s。与太阳位置的值相比，银河系的圆速度在半径的一个数量级上下降不到20%。这样一个平坦的轮廓需要一个巨大的和扩展的暗物质晕。80 kpc内的质量为6.9（+3.0-1.2）10^11 Msun。我们的径向速度样本足够大，质量中最大的不确定性不是统计性的，而是系统性的，主要由示踪剂种群的密度斜率和各向异性决定。进一步的进展需要在星系形成的真实模拟中对观测数据集进行建模。
2010-07-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
An HST/ACS investigation of the spatial and chemical structure and sub-structure of NGC 891, a Milky Way analogue
我们提出了NGC 891的结构分析，NGC 891是一个边缘星系，长期以来一直被认为是银河系的类似物。利用来自深HST/ACS图像的星数，我们检测到该星系中存在厚盘成分，垂直尺度高度为1.44+/-0.03 kpc，径向尺度长度为4.8+/-0.1 kpc，仅略长于薄盘。从0.5千秒差距的径向距离到25千秒差距的测量边缘检测到一个具有德沃库勒状轮廓的恒星球体;该结构似乎随着距离的增加而变得更加平坦，在探测的最外晕区达到q = 0.50。15 kpc内的晕是中等富金属的（中值[Fe/H] ~ -1.1），中值金属丰度大致均匀。超过该距离，检测到适度的化学梯度，在20千秒差距处中值达到[Fe/H] ~ -1.3。我们发现证据的微妙的，但非常显着的，小规模的变化，在中位数的颜色和密度的晕调查区。我们认为，颜色的变化不太可能是由于内部消光或前景消光，而是反映在恒星金属丰度的变化。它们的存在暗示了一个惊人的结论：这个星系的晕是由大量不完全混合的子种群组成的，证明了它起源于大量的小吸积。
2009-03-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the Shoulders of Giants: Properties of the Stellar Halo and the Milky Way Mass Distribution
晕星的轨道在银河系的势能范围内，因此它们的运动学可以用来理解潜在的质量分布。然而，推断的质量分布敏感地依赖于对示踪剂的密度和速度各向异性剖面所作的假设。此外，还有一个退化之间的参数的晕和磁盘或隆起。在这里，我们将银河系分解为凸起，磁盘和暗物质晕，然后从SEGUE模拟晕BHB和K-巨星的运动学数据。此外，我们使用气体终端速度曲线和Sgr A $^*$自行。对于$R_\odot = 8.5$ kpc，我们的研究揭示了恒星晕的密度在$17.2^{+1.1}_{-1.0}$ kpc处有一个突变，在外围部分从$97.7^{+15.6}_{-15.8}$ kpc开始有一个指数截止。此外，我们发现速度各向异性是径向偏置与$β_s= 0.4\pm{0.2}$外晕。我们测量了晕维里质量$M_{\text{vir}} = 0.80^{+0.31}_{-0.16} \times 10^{12} M_{\odot}$、浓度$c=21.1^{+14.8}_{-8.3}$、$0.95^{+0.24}_{-0.30}\times10^{11} M_{\odot}$的盘质量、$4.9^{+0.4}_{-0.4}$的盘尺度长度kpc和$0.91^{+0.31}_{-0.38} \times 10^{10} M_{\odot}$的隆起质量。晕的质量被发现是小的，这有重要的后果。巨恒星显示，最外层的晕星具有低速色散，有…
2014-08-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Kinematics of Outer Halo Globular Clusters in M31
本文首次对本星系群M31的远外晕球状星团（GC）进行了运动学分析。我们的样本包含53个物体，投影半径为~20-130 kpc，其中44个没有以前的光谱信息。投影半径大于30 kpc的GC表现出围绕M31短轴的净旋转，与内部GC相同，尽管振幅较小，为79 +/-19 km/s。完整晕GC样品的旋转校正速度色散为106 +/-12 km/s，我们观察到随着投影半径的增加而减小。我们发现了令人信服的证据，运动学的连贯性之间的GC项目顶部的晕子结构，包括一个明确的签名的下落GC躺在沿西北流。使用示踪质量估计器，我们估计M31在200 kpc内的动力学质量为M_M31 =（1.2-1.5）+/- 0.2 x 10^12 M_sun。该值高度依赖于所选模型和其中的假设。
2013-03-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
An HST/ACS View of the Inhomogeneous Outer Halo of M31
我们提出了一个高精度的测光视图的恒星星族的外晕的M31，使用的数据与哈勃太空望远镜高级相机的调查（HST/ACS）。我们分析了11个明亮的球状星团附近的星群，这些星团的星心半径范围为18 < R < 100 kpc，光度深度在水平分支（m_F814 W ~27等）以下约2.5星等。色星等图（CMD）的密度达到约60千秒差距，并显示出相对富含金属的红巨星分支，而密度场也显示出明显的红色团块的证据。我们使用达特茅斯等时线来构建金属丰度分布函数（MDF），该函数证实了<[Fe/H]> = -0.6至-1.0 dex的优势种群和0.2至0.3 dex的相当大的金属丰度分散（假设10 Gyr种群和定标太阳丰度）的存在。在30 - 60千秒差距范围内的平均金属丰度为[Fe/H] = -0.8 +/- 0.14 dex，没有明显的径向梯度。贫金属星（[Fe/H] <= -1.3）通常占每个区域人口的10- 20%，与半径无关。假设我们的磁场是对这些部分中占主导地位的恒星星族的无偏探测，我们发现M31的外晕仍然比银河系的外晕更富含金属，至少达到60千秒差距。
2009-03-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Orbits and adiabatic contraction in scalar field dark matter halos: revisiting the cusp-core problem in dwarf galaxies
玻色-爱因斯坦凝聚的暗物质，也被称为标量场暗物质（SFDM），已经成为冷暗物质（CDM）的流行替代品，因为它预测了星系的核心，而不是CDM晕的尖端（“尖端核心问题”）。我们继续研究SFDM与一个强大的，排斥性的自相互作用; SFDM（SFDM-TF）的C-Fermi制度。在该模型中，结构形成被抑制在与TF半径$R_\text{TF}$相关的尺度以下，TF半径接近于这些晕中的中心核的半径。通过研究星系晕中的绝热收缩（AC）过程，首次研究了重子对真实星系SFDM-TF晕轮廓的影响。在此过程中，我们首先分析了适用于SFDM的基本量子Hamilton-Jacobi框架，并计算了暗物质轨道，以验证AC通常所需假设的有效性。然后，我们计算了AC对质量为$\sim 10^{11}~M_{\odot}$的SFDM-TF晕的影响，具有不同的重子分数和核心半径，$R_\text{TF} \sim (0.1 - 4)$ kpc，并将我们的结果与观测的矮星系的速度数据进行了比较。我们发现，AC修改的SFDM-TF晕与kpc大小的核心半径再现的数据很好，这表明恒星反馈可能不需要。另一方面，具有sub-kpc核心半径的晕面临着与CDM相同的问题，因为它们与中央晕部分的星系数据不一致。
2022-05-24 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
