A Two-Parameter Matching Scheme for Massive Galaxies and Dark Matter Haloes
Halo Absolute Matching被用来建立星系和暗物质晕之间的单参数映射，假设晕质量和星系光度（或恒星质量）单调相关。虽然这种方法已经相当成功，但已知星系必须至少用两个参数来描述，这可以从大质量早型星系所在的双参数基本平面中看出。在本文中，我们推导出一个连接之间的初始暗物质密度扰动在早期宇宙和现今维里化的暗物质晕假设简单的球形坍缩结合质量和能量守恒。我们发现，$z = 0$晕浓度，或替代内斜率的晕密度分布$α$，是单调和正相关的崩溃红移的晕。这是定性的研究结果的一些以前的作品的基础上数值模拟，我们比较我们的结果。然后，我们描述了如何晕的质量和浓度（或内斜率$α$）可以作为两个晕参数结合两个参数的早期类型的星系，以创建一个改进的丰度匹配计划。
2015-03-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Super cuspy dark matter halos of massive galaxies due to baryon-driven contraction
该研究通过baryon驱动收缩解释了大质量星系中超尖锐暗物质晕的形成，提出新的方法推导暗物质晕并验证其重要性。
2023-05-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Do Ultra-Diffuse Galaxies Follow the Globular Cluster-Halo Mass Relation?
本文利用大半径运动学拟合得到的独立晕质量考察5个超弥散及类超弥散星系，发现它们遵循GC数量–晕质量关系，却系统性偏离恒星质量–晕质量关系。
2025-07-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Satellite galaxies as better tracers of the Milky Way halo mass
银河系晕质量的推断需要模拟动态示踪剂的相空间结构，不同的示踪剂遵循不同的模型，并具有不同程度的晕质量的敏感性。对于稳态模型，示踪粒子之间的相位相关性导致不可约的随机偏差。这种偏差对于卫星星系和暗物质粒子来说很小，但是对于晕星来说，偏差可以大到2倍。这与卫星星系紧密跟踪暗物质粒子的相空间分布的图像是一致的，而晕星的相混合较少。因此，仅使用$\sim 100$卫星星系可以获得比使用更大样本的晕星所能达到的精度高得多的精度。
2019-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Linking galaxies to dark matter haloes at $z\sim1$ : dependence of galaxy clustering on stellar mass and specific star formation rate
研究了$M_{*}>10^{10}M_{\odot}$星系在$z\sim1$的角两点关联函数对恒星质量（$M_{*}$）和比恒星形成率（sSFR）的依赖关系。来自UKIDSS DXS和CFHTLS的数据覆盖了8.2度$^{2}$样本尺度，在$z\sim1$上大于100 $h^{-1}$ Mpc，使我们能够通过晕建模来研究聚类、$M_{*}$和恒星形成之间的相关性。基于$M_{*}$阈值样本的晕占据分布（HOD），我们推导了$M_{*}$合并星系的HOD，并计算了$M_{*}/M_{\rm halo}$比。中心星系的比率在$M_{\rm halo}\sim10^{12}h^{-1}M_{\odot}$处显示出一个峰值，在星团环境中，卫星主要贡献于总恒星质量，其$M_{*}/M_{\rm halo}$值为0.01- 0.02。使用sSFR分裂的恒星形成星系，我们发现，主序星星系（$\rm log\,sSFR/yr^{-1}\sim-9$）主要是中央星系的$\sim10^{12.5} h^{-1}M_{\odot}$晕与最低的集群振幅，而较低的sSFR星系由中央和卫星星系的混合物，其中那些与最低的$M_{*}$主要是卫星影响他们的环境。考虑到最低的$M_{\rm halo}$样本在每个$M_{*}$仓，大质量的中央星系居住在更多的质量晕与较低的sSFR比低质量的，表明恒星形成的中央星系演…
2015-07-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Cosmic Ballet II: Spin alignment of galaxies and haloes with large-scale filaments in the EAGLE simulation
我们调查的星系和晕的排列相对于宇宙网细丝使用EAGLE流体动力学模拟。我们通过应用NEXUS+方法的质量分布和Bisous形式主义的星系分布来识别细丝。这两个网络发现者都返回了类似的连续结构，它们排列得很好，并且包含可比较的星系群。EAGLE晕具有与仅暗物质模拟中的对应物相同的与细丝的自旋对准：低质量晕优先平行于细丝自旋而高质量晕优先垂直于细丝自旋的复杂质量依赖趋势。相比之下，星系的自旋并没有表现出这样的自旋转变，并且在所有质量下都有垂直排列的倾向，大质量星系的排列程度最大。该结果对NEXUS+和Bisous长丝均有效。当分裂形态，我们发现，椭圆星系表现出更强的正交自旋-丝排列比螺旋星系类似的质量。它们的晕也是如此，椭圆星系的主晕比螺旋星系的主晕具有更大程度的正交排列。由于星系形状和自旋之间的错位，星系短轴的取向与星系自旋不同。我们发现，短轴垂直于暗条的星系与它们的主晕排列得更好。这表明，许多相同的物理过程决定了星系-灯丝和星系-晕的排列。
2019-03-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Clustering, host halos and environment of z$\sim$2 galaxies as a function of their physical properties
使用的25683恒星形成和2821被动星系在$z\sim2$，在宇宙领域选择以下BzK颜色标准的样本，我们研究托管晕质量和环境的星系作为其物理性质的函数。斯皮策和赫歇尔为星暴星系提供了精确的SFR估计。我们测量了各种星系子样本的自相关函数和交叉关联函数，并使用HOD模型和大尺度线性偏差来推断其宿主晕的性质。我们发现，被动和恒星形成星系服从类似的晕和恒星质量之间的上升关系。在30 ~ 200 M $_\odot$ .yr $^{-1}$之间，恒星形成星系的平均主晕质量随恒星形成速率的增加而增加，但如果我们只选择主序星星系，则主晕质量随恒星形成速率的增加而增加。这反映了预期的过渡，从一个制度的长期共同进化的晕和星系的制度，情节星爆。我们发现类似的大尺度偏差主序星，被动和星爆星系在相同的恒星质量，这表明这些人口生活在晕相同的质量。我们检测到一个多余的集群在小尺度上的被动星系，并表明，通过测量大规模的偏置的密切对，这种过剩是由一小部分（$\sim16%$）的被动星系被托管的大规模晕（$\sim 3 \times 10^{13}$ M $_\odot$）作为卫星。最后，外推增长的晕托管z $\sim$ 2人口，我们表明，M $_\star \sim 10^{10}$ M $_\odot$星系在z $\sim$ 2将演变成大规模的（M $_\star \sim 10^{11}$ M $_\od…
2014-05-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing the galaxy-halo connection with total satellite luminosity
我们证明了卫星星系的总光度是一个强大的探测器周围的中央星系的暗物质晕。该方法交叉相关的光谱星系样本中的中心星系与光度测量中检测到的暗星系。减去背景后，中央星系周围多余的星系代表了暗物质晕内微弱的卫星星系。利用丰度匹配模型，我们证明了星系总光度Lsat与主晕质量成线性关系，使Lsat成为Mh的一个很好的代用指标。Lsat对晕的形成时间也很敏感，因为在固定的Mh下，年轻的晕具有更多的亚结构。我们证明，星系大尺度环境的探测可以打破这种简并。虽然这是一个间接的探测晕，它可以产生一个高的S/N测量的星系预计占据晕在$<10^{12}$ M_sol，在其他方法遭受更大的误差。在本文中，我们专注于观测和理论系统学的L_sat方法。我们测试的鲁棒性，我们的方法找到中央星系和我们的方法估计的背景星系的数量。我们在SDSS数据中的中央星系上实现了这种方法，并在DESI遗产成像调查的微弱成像中识别了卫星。我们发现我们的理论预测和观测测量之间非常吻合。最后，我们比较我们的L_sat测量弱透镜估计的M_h的红色和蓝色的子样本。在测量重叠的恒星质量范围内，我们发现了一致的结果，红色星系生活在更大的晕中。然而，L_sat方法使我们能够探测质量明显较低的星系。在这些质量下，L_sat值相等。本例显示了L_sat作为暗晕探测器的潜力。（节录）
2019-11-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The role of dark matter halo in the evolution of the non-stationary disk of spiral galaxies
本文从晕的角度考虑星系盘子系统的演化问题。为此，我们已经研究了依赖于暗物质晕的基本参数的一个非线性非径向盘振荡在其平面内的演化数值。暗物质晕稳定了圆盘平面的不稳定性，但使其垂直振荡不稳定。全球盘结构强烈依赖于暗物质晕的质量和形状。构造了自引力盘振荡过程与暗物质晕指示参数的演化依赖关系。
2020-12-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Scaling Laws for Dark Matter Halos in Late-Type and Dwarf Spheroidal Galaxies
Sc-Im和矮球状（dSph）星系的暗物质（DM）晕满足标度律：低光度星系的晕具有较小的核心半径，较高的中心密度和较小的速度色散。这些结果是基于巨星系的最大盘旋转曲线分解和矮星系的Jeans方程分析。(1)我们证明了绝对星等M_V > -18的spiral星系、Im星系和Sph星系形成了一个重子-DM面密度随光度减小而减小的序列。我们认为，这是一个序列的减少重子保留与超新星驱动的损失或减少重子捕获后宇宙学再电离。(2)S+Im星系和Sph星系之间的结构差异很小。两者都主要受到控制重子耗尽的物理学的影响。(3)重子盘的最大自转速度与DM晕中测试粒子的外圆周速度V_circ之间存在线性关系。重子在V_circ = 42+-4 km/s时变得不重要。较小的星系是暗淡或黑暗的。(4)我们发现，在重子“损失”，dSph星系明亮的~4马格和dIm星系明亮的~3.5马格。都有DM晕是大到足以帮助解决“太大而不能失败”的问题与DM星系形成。(5)我们认为，存在着许多星系太暗，发现目前的技术，所需的冷DM理论。(6)DM晕的投影中心密度在M_B ~ -5 ~-22范围内是恒定的。这意味着一个具有晕质量M ~（晕色散）**4的Faber-Jackson定律。
2014-11-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
A "Universal" Density Profile for the Outer Stellar Halos of Galaxies
星系外围的星晕包含了星系形成历史的重要信息，因为外围的弛豫时间尺度足够长，可以保存记忆，而中心部分的单个形成事件的信息由于混合、恒星形成和弛豫而长期丢失。为了揭示这些微弱的外晕区域中编码的一些信息，我们研究了从完全流体动力学高分辨率宇宙学模拟中选择的星系的恒星外围，称为Magneticum。我们发现，在一个广泛的质量范围内的星系外恒星晕的密度分布可以很好地描述了Einasto轮廓。对于固定的总质量范围，Einasto拟合的自由参数密切相关。星系合并事件越多，其外恒星晕的弯曲度越小，但是，我们没有发现弯曲度与星系形态相关的迹象。外部恒星晕密度的Einasto形状也可以解释银河系和仙女座外部恒星晕之间观察到的差异。
2016-05-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The stellar-to-halo mass relation for Local Group galaxies
我们认为，一个单一的幂律晕质量分布是适当的直接匹配到所观察到的本群矮星系的恒星质量，允许确定的斜率的恒星质量晕质量关系的低质量星系。晕群众的错误被定义为泊松噪声的模拟本地组实现，我们确定使用受约束的本地宇宙模拟（CLUES）。对于恒星质量范围10 $^7$ <M*<10 $^8$ M $_\odot$，我们可能有一个完整的普查观测星系，我们发现，恒星质量晕质量关系遵循幂律与斜率为3.1，显着陡峭比大多数值在文献中。恒星质量和晕质量之间的陡峭关系表明，本星系群矮星系由质量范围较小的暗物质晕构成。我们的方法是强大的恒星质量的人口普查所观察到的本星系群星系是完整的，但显着的不确定性，在目前测得的斜率的恒星晕质量关系将显着降低，如果本星系群的完整性限制是$10^{6.5}$ M $\odot$或以下，突出了这样的限制，以较低的质量和较大的体积的重要性。
2014-02-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Formation of Spiral Galaxies: Adiabatic Compression with Young's Algorithm and the Relation of Dark Matter Haloes to Their Primordial Antecedents
我们利用杨氏算法来模拟绝热压缩的暗物质晕的星系的东西调查，以确定之间的关系的晕适合的旋转曲线和相应的原始晕压缩前。杨氏算法保留了径向作用和角动量，导致比更广泛使用的近似更少的晕压缩。我们发现，估计的NFW晕适合目前的暗物质分布的参数系统高估的浓度和低估的维里速度相应的原始晕。暗物质模拟预测的正是后者;因此，解释压缩是评估大质量星系是否与仅含暗物质的模拟一致的必要步骤。推断的原始晕大致遵循LCDM宇宙演化中预期的c-V200关系，但往往分散到较低的浓度。对于那些用NFW形式描述其当前暗物质晕很差的星系，我们根本无法得到拟合。因此，我们发现一个混合的袋子：有些星系可以用原始NFW晕内的绝热压缩来合理地描述，而另一些星系则需要额外的机制来将暗物质的密度降低到原始初始条件之下。
2014-01-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tracing Dark Matter Halos with Satellite Kinematics and the Central Stellar Velocity Dispersion of Galaxies
有人提出星系中心恒星速度色散可以直接追踪暗物质晕质量。我们测试这一假设使用一个完整的光谱样本的孤立星系周围的微弱的卫星星系从斯隆数字巡天数据发布12。我们应用一个朋友的朋友的算法与投影连接长度$ΔD < 100$ kpc和径向速度连接长度$ΔV < 1000$ km s $^{-1}$来构建我们的样本。我们的样本包括$0.01 < z < 0.14$的2807个孤立星系和3417个卫星星系。我们根据主星系的颜色将样本分为两组：红色和蓝色主星系，它们在$(g-r)_{0} = 0.85$处分开。原始星系的中心恒星速度色散与同一星系的光度和恒星质量成正比。根据主星系中心的速度色散对样本进行叠加，得到了其卫星星系的速度色散，它跟踪了主星系的暗物质晕质量。卫星星系的系统速度色散与主星系的中心速度色散在红、蓝两个样本中都表现出非常紧密的相关性。特别地，对于红原色系统，该关系的斜率等于1。这种紧密的关系表明，星系的中心恒星速度色散确实是暗物质晕质量的有效和强大的示踪剂。我们提供了中心恒星速度色散和暗物质晕质量之间的经验关系。
2020-10-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo Mass and Assembly History Exposed in the Faint Outskirts: the Stellar and Dark Matter Haloes of Illustris Galaxies
我们使用Illustris模拟来深入了解围绕星系的外部低表面亮度区域的建立。我们的特点是恒星晕的对数斜率的球形平均恒星密度分布，alphaSTARS在z=0，我们与这些斜率的基本暗物质（DM）晕，他们的中央星系，和他们的组装历史的属性。我们分析了大约5,000个星系的样本，每个星系的粒子数超过5x10^4，并且跨越了各种形态和晕质量（3x10^11 < Mvir < 10^14 Msun）。我们发现恒星晕斜率和总晕质量之间有一个很强的趋势，质量较大的天体比质量较小的天体具有较浅的恒星晕（在所研究的质量范围内，-5.5 \pm 0.5 < alphaSTARS <-3.5 \pm 0.2）。在固定的晕质量，我们表明，盘状，蓝色，年轻，更大的星系所包围的显着陡峭的恒星晕比椭圆形，红色，老年人，质量较低的星系。总的来说，恒星密度剖面下降更陡峭的基础DM，并没有明确的趋势之间的恒星斜率和DM晕浓度。然而，最近形成的DM晕，或从坠落的卫星吸积较大比例的恒星质量，表现出较浅的恒星晕比他们的老类似物具有类似的质量，由达Delta（alphaSTARS）~ 0.5-0.7。我们的研究结果，结合最近对M31和银河系截然不同的恒星幂律指数的测量，似乎有利于一个大质量的M31，以及一个在过去10个Gyrs中比它的同伴更安静的吸积历史的银河系。
2014-09-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Axial Ratio of Edge-On Spiral Galaxies as a Test For Extended Bright Radio Halos
我们使用附近的边缘上的螺旋星系的表面亮度等高线图，以确定是否扩展明亮的无线电晕是常见的。特别是，我们测试了最近的模型的空间结构的漫射无线电连续的Subrahmanyan和Cowsik假定，所观察到的高纬度表面亮度的很大一部分来自一个扩展的星系晕的均匀发射率。在1500兆赫及以下的正常旋涡星系样本内的发射轮廓轴比的测量显示，没有证据表明这样一个明亮的，扩展的无线电晕。与附近的静止螺旋星系相比，银河系是非典型的，或者观察到的大部分高纬度辐射并不来自这种类型的扩展晕。
2015-01-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Star-forming and Quiescent Central Galaxies Cluster Similarly: Implications for the Galaxy-Halo Connection
本研究测量低红移SDSS星系聚集，发现中心星系自相关对比恒星形成率无依赖，仅基于暗晕峰值环行速度的模型能重现观测，表明暗晕组装历史对中心星系聚集影响有限。
2024-08-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ram pressure stripping of halo gas in disk galaxies: Implications on galactic star formation in different environments
我们数值研究了从小星系团到富星系团的不同环境中盘星系周围气体晕的演化，以了解这些环境中星系的演化。我们的模拟自洽地考虑了星系际介质（IGM）的冲压压力对星系盘和星系晕气体的影响以及星系盘和星系晕气体之间的流体动力学相互作用，从而更好地估计了被IGM冲压压力剥离的星系晕气体的质量分数（F_strip）。我们主要研究了F_strip如何依赖于宿主环境的总质量（M_host）、星系质量（M_gal）、IGM的密度和温度（分别为T_IGM和rho_IGM）、IGM与星系的相对速度（V_r）以及盘的物理性质（例如，气体质量分数）。我们发现在M_host为10^{14} M_sun的星系团中，通常60-80%的晕气体可以被有效地剥离。我们还发现F_strip依赖于M_host，M_host越大，F_strip越高。此外，还发现在给定的环境下，M_gal较小的盘星系的F_strip可以更高。我们的模拟结果表明，由于晕和盘气体之间的流体动力学相互作用，盘气体的存在可以抑制晕气体的冲压压力剥离。已发现晕环气体的冲压压力汽提是有效的（即，F_strip>0.5），如果rho_IGM ~ 10^5 M_sun/kpc ^3，V_r ~ 400 km/s，即使在小的和/或紧凑的群中也是如此。基于导出的冲压压力剥离后剩余晕气体的径向分布，我们提出了在盘星系中，晕气体剥离后恒星形成的截断可以从外向内发生。
2009-07-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Connection between Galaxies and their Dark Matter Halos
在我们对星系形成的现代理解中，每个星系都是在暗物质晕中形成的。星系随时间的形成和增长与它们形成的晕的增长有关。大星系巡天和高分辨率宇宙学模拟的出现为研究星系和晕之间的统计关系及其演化提供了一个新的窗口。在这里，我们定义这个星系晕连接的星系和晕属性，可以从观测和模拟的多变量分布。这种联系提供了一个关键的测试物理星系形成模型，它也发挥了重要作用，在约束宇宙学模型使用星系调查和阐明暗物质使用星系的属性。我们审查技术推断的星系晕连接和这些方法产生的见解。我们已经了解到，星系形成的效率是晕质量的一个强函数;在10^12兆太阳质量的枢轴晕周围的晕中，到目前为止，只有不到20%的可用重子变成了恒星;星系恒星质量的内在散射很小，在该枢轴质量以上的给定晕质量下，小于0.2德克斯;在这个枢轴质量之下，星系的恒星质量是晕质量的一个很强的函数;在宇宙时间内，大多数恒星都是在这个枢轴质量周围的狭窄区域内形成的。我们还强调了关于星系和晕如何连接的关键开放问题，包括理解与次级属性的相关性以及这些属性与星系团簇的联系。
2018-04-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy-halo size relation from Sloan Digital Sky Survey Data Release 7 and the ELUCID simulation
根据斯隆数字巡天数据第7版中的星系（SDSS DR 7）和暗物质中的暗物质晕，宇宙学和约束ELUCID模拟，我们研究了恒星质量为$\gtrsim 10^{8} h^{-2}{\rm M}_\odot$的中心星系的观测半径与维里质量为$\gtrsim 10^{10.5} h^{-1}{\rm M}_\odot$的宿主暗物质晕的维里半径之间的关系，以及星系晕大小关系对晕自旋和晕浓度的依赖性。采用一种新的邻域暗物质暗物质晕丰度匹配方法，将观测到的暗物质与ELUCID模拟中的暗物质晕进行了匹配。对于星系的二维半光半径$R_{50}$，我们发现早型和晚型星系有相同的幂律指数0.55与$R_{50} \propto R_{\rm vir}^{0.55}$，虽然早型星系有较小的二维半光半径比晚型星系在固定的晕维里半径。当将二维半光半径$R_{50}$转换为三维半质量半径$r_{1/2}$时，早型和晚型星系都显示出与$\log r_{1/2} = 0.55 \log (R_{\rm vir}/210 h^{-1}{\rm kpc}) + 0.39$相似的星系晕尺寸关系。我们发现星系晕的大小比$r_{1/2}/ R_{\rm vir}$随晕质量的增加而减小。在固定的晕质量，有没有显着的依赖于晕自旋或浓度的星系晕的大小比。
2022-11-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo mass, star formation, and morphology in galaxies: A morphology-dependent connection between halo environment and star formation activity
Instituto de Fisica de Cantabria (CSIC-Universidad de Cantabria)（坎塔布里亚物理研究所（西班牙科学研究中心-坎塔布里亚大学））；University of Southampton（南安普顿大学）；National Observatory of Athens（雅典国家天文台）
本研究通过VIPERS和Stripe 82数据，发现暗晕质量与恒星形成活动的关系依赖星系形态，bulge主导星系中该联系更强，而盘主导星系中较弱。
2026-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Brightest galaxies as halo centre tracers in SDSS DR7
在大尺度结构巡天中确定晕中心的位置对于许多宇宙学研究是至关重要的。一个普遍的假设是，晕中心对应于它们最明亮的成员星系的位置。在本文中，我们研究了斯隆数字巡天DR 7中最亮星系相对于其他晕成员的动力学。具体来说，我们看的视线速度和最亮的星系和它们的邻居之间的空间偏移。我们比较详细的模拟目录，构造从高分辨率，暗物质的$N$体模拟，其中假设卫星星系跟踪暗物质subhaloes。这使我们能够对最亮的星系不是中心的晕的比例$f_{\rm BNC}$进行限制。与以往的研究相比，我们明确考虑到非松弛状态的主机晕，速度偏移的晕核和$f_{\rm BNC}$和卫星占领之间的相关性。我们发现，$f_{\rm BNC}$强烈的亮度最亮的星系和主机晕的质量增加而减少。总体而言，在晕质量范围$10^{13} - 10^{14.5} h^{-1} M_\odot$，我们发现$f_{\rm BNC} \sim 30\%$，与以前的研究Skibba等人的协议。我们讨论了这些研究结果的影响推断的星系-晕连接从卫星运动学，模型的条件光度函数和星系形成一般。
2017-11-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Determination of Dark Matter Halo Mass from Dynamics of Satellite Galaxies
我们表明，暗物质晕的质量可以从其卫星星系的动力学状态推断。使用9暗物质模拟晕像银河系（MW），我们发现，目前在每个晕的子结构遵循的轨道结合能和角动量的相空间中的特征分布，这种分布是类似的从晕到晕，但有一个内在的依赖于晕形成的历史。我们构造这个分布直接从模拟一个特定的晕和扩展的结果相似的形成历史，但不同的质量通过缩放晕。观测到的晕的质量，然后可以估计通过最大化的可能性比较测量的运动学参数的卫星星系与这些分布。我们测试了这种方法的有效性和准确性与模拟的模拟样本。利用9个示踪星的位置、径向速度和自行，并假设观测的不确定性与MW卫星星系相当，我们发现晕质量可以恢复到$\sim$ 40%以内。如果使用30个示踪剂，则准确度可提高到$\sim$ 25%以内。然而，相空间分布对晕形成历史的依赖性设定了$\sim$ 20%的最小不确定性，该不确定性不能通过使用更多示踪剂来降低。我们相信，这种最小的不确定性也适用于任何质量测定晕时，使用的相空间信息的其他运动示踪剂。
2017-10-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
A comprehensive catalog of dark matter halo models for SPARC galaxies
我们使用七个暗物质（DM）晕轮廓：伪等温（pISO），Burkert，Navarro-Frenk-White（NFW），Einasto，Di Cintio（2014，DC 14），coreNFW和一个新的半经验轮廓Lucky 13，对来自Spitzer Photometry & Accurate Rotation Curves（Spitzer）数据库的175个晚型星系进行旋转曲线拟合。我们边缘化的恒星质量比，星系距离，磁盘倾角，晕浓度和晕质量（和一个额外的形状参数Einasto）使用马尔可夫链蒙特卡罗方法。我们发现，核心晕模型，如DC 14和Burkert配置文件一般提供更好的拟合旋转曲线比尖NFW配置文件。从丰度匹配的恒星质量晕质量关系恢复的所有晕配置文件一旦作为一个贝叶斯先验，而晕质量浓度的关系是没有重现的任何晕模型的细节。我们提供了一套广泛的数字，以及最适合的参数在机器可读的表格，以方便模型比较和DM晕属性的探索。
2020-01-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The rates and modes of gas accretion on to galaxies and their gaseous haloes
我们研究气体在星系和晕上的吸积速率，并调查吸积气体在到达星系之前是否受到高温冲击。为此，我们使用一套大型宇宙学，流体动力学模拟从OWLS项目。我们改进以前的工作，考虑更广泛的晕质量和红移，通过区分吸积到晕和星系，包括重要的反馈过程，并通过比较模拟与不同的物理。气体吸积到晕上的比速率与暗物质的比速率一样，仅微弱地依赖于晕质量。当晕质量Mhalo>>10^11 Msun时，它对反馈过程相对不敏感。相反，星系的吸积速率是由辐射冷却和超新星和活动星系核驱动的外流决定的。星系风使中心星系增长最快的晕质量增加了大约两个数量级，达到Mhalo~10^12 Msun。气体吸积是双峰式的，过去的最高温度要么是维里温度，要么是<~10^5 K。在热模中，气体在晕上的吸积分数对反馈和金属线冷却不敏感。它随着红移的减小而增大，但主要由晕质量决定，从10^11兆太阳的小于10%逐渐增大到10^13兆太阳的大于90%。相反，对于星系上的吸积，冷模式总是显着的，两种吸积模式的相对贡献更敏感的反馈和金属线冷却。在任何红移的质量晕中，大多数恒星都是由冷模吸积的气体形成的，尽管热模对M晕>~10^11 M太阳的贡献通常超过10%。星系晕，但不一定是它们的气体晕，主要是由进入宿主晕时没有经历吸积激波的气体提供的。
2011-02-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Slow Galaxy Growth within Rapidly Growing Dark Matter Halos
在冷暗物质宇宙学中，质量最大的暗物质晕在红移z=1和z=0之间经历快速增长，对应于过去70亿年的宇宙时间。因此有一种期望，即最大质量星系的恒星质量也将通过在这个红移范围内的合并而迅速增长。虽然有一些大质量星系在低红移下合并的例子，但最近的观测表明，大质量星系的恒星质量自z=1以来只增长了30%。一些文献声称，大质量星系的缓慢增长与CDM范式相反，尽管情况不一定如此。为了确定为什么大质量星系没有快速增长，我们模拟了星系如何填充暗物质晕。为此，我们在NOAO深宽视场巡天的Bootes场中测量了红移z<1星系的空间密度和空间聚类。然后，我们使用晕占据分布（HOD）形式主义的观测建模。我们发现最大星系的恒星质量与暗物质晕质量的三分之一次方成正比。在质量最大的暗物质晕中，我们还发现恒星质量主要分布在“卫星”星系中。因此，大型星系的恒星质量预计会相对缓慢地增加，即使它们位于快速增长的暗物质晕中。
2009-09-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Scaling Laws for Dark Matter Halos in Late-Type and Dwarf Spheroidal Galaxies
Sc-Im星系的暗物质（DM）晕满足类似于椭圆星系基本平面关系的标度律。在亮度较低的星系中，晕有较小的核心半径，较高的中心密度和较小的中心速度色散。如果矮球状（dSph）和矮麦哲伦不规则（dIm）星系位于这些相关性的外推，那么我们可以估计它们相对于较亮的Sc-Im星系的重子损失。我们发现，如果没有这种增强的重子损失，那么典型的dSph和dIm星系将分别在绝对星等上亮4和3.5等。相反，这些星系失去或保留了气体（在dIm星系中）可能形成恒星的重子。此外，典型的dSph和dIm星系具有比我们想象的更大的DM晕，速度色散约为30 km/s或圆轨道旋转速度V_circ ~ 42 km/s。DM和可见物质相关性的比较证实，在V波段绝对星等小于-18时，dSph和dIm星系在较小的矮星中形成了一个重子与DM质量比递减的序列。我们明确地表明，星系重子含量去（几乎）零晕V_circ = 42 +- 4公里/秒，与我们发现的重子耗尽的估计。我们的研究结果表明，可能有大量的DM晕，基本上是黑暗的和未被发现的。这有助于解决冷DM的涨落谱预测的矮星比我们观测到的要多的问题。
2014-07-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The halo mass function of late-type galaxies from HI kinematics
提出了一种测量星系晕质量函数的经验方法。我们确定了单碟观测的\hi线宽和从旋转曲线拟合推断的暗物质晕质量（$M_{200}$）之间的关系，然后我们将这个关系应用于\hi \帕克斯全天巡天（HIPASS）的星系，以获得HMF。该经验HMF通过Schecther函数很好地拟合，并且在范围$10^{10.5} < M_{200} < 10^{12}\;\mathrm{M}_{\odot}$上与$Λ$ CDM中预期的相匹配。更大质量的晕必须是中性气体贫乏的，以保持与$Λ$ CDM预测的幂律一致。我们在低质量下没有发现差异。然而，HIPASS探测到的最低晕质量刚好大于本地组丢失卫星问题的质量尺度。在探测的质量范围内，\hi探测到的星系的暗物质晕的积分质量密度之和为$Ω_{\rm m,gal} \approx 0.03$。
2019-11-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Inferring Host Dark Matter Halo Masses of Individual Galaxies from Neighboring Galaxy Counts
我们能在多大程度上推断出单个星系的主暗物质晕质量？基于晕占据分布（HOD）框架，我们解析计算了在一定红移间隔和半径的圆柱内横向共动距离内的邻近星系数。结果是用来推导的条件概率分布函数（PDF）的主机晕质量的星系，给定的邻近星系计数。我们比较我们的分析结果与使用一个现实的模拟星系目录，找到合理的协议。我们发现最佳的圆柱半径是$\sim 0.5-1h^{-1}{\rm Mpc}$晕质量的推断。PDF通常是宽的，有时在低质量和高质量区域有两个峰值，这是因为沿着视线的偶然投射的影响。本文还讨论了新的理论框架的潜在应用和扩展。
2015-01-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evolution of the Milky Way halo by accretion of dwarf satellite galaxies
在冷暗物质方案中，等级合并范例是通过次级晕的微小合并形成大质量星系晕的自然结果，并且由此形成它们固有的恒星晕。虽然这也必须调用的银河系，晕星和矮球状星系的化学和运动学相干的背景下，尚未解决的一个重点，目前的研究。为了研究这个问题，我们模拟的化学动力学演化系统的卫星从宇宙学通过Lactea II模拟银河系环境相似，但在早期。
2011-03-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Preprocessing, mass loss and mass segregation of galaxies in DM simulations
我们调查的质量损失的星系团和星系团的高分辨率DM模拟。我们检测到弱质量分离组/集群晕的内部区域，与观测结果一致。这适用于使用它们现在的质量或过去的最大（峰值）质量选择的星系类似物样本。我们发现一个强大的径向趋势的分数质量损失的星系，因为峰，独立于他们的质量。这表明，分离是由于大质量星系形成更接近晕中心，而不是优先破坏晕中心附近的较小星系。我们将样本分为星系，它们是作为一个群体与作为一个单一的，不同的晕吸积的。我们发现了强有力的证据预处理-成组的星系失去了$\sim 35-45\%$的峰值质量之前，被吸积到其最终的主机晕，相比单一的星系失去了$\sim12\%$。然而，在吸积之后，单个星系比成组的星系失去更多的质量。这些结果是一致的情况下，分组星系预处理在较小的晕，而单个星系“赶上”的总质量损失，一旦它们被吸积到最后的主机晕。质量损失的分数与星系质量和宿主质量无关，并随着在稠密环境中的时间增加而增加。
2017-04-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Role of Environment on the Formation of Early-Type Galaxies
（节略）我们提出了一个详细的研究恒星星族的体积有限的样本早期类型的星系从SDSS，在一系列的环境-定义为主机暗物质晕的质量。恒星星族探索通过SDSS光谱，通过投影到一组的两个光谱矢量确定的主成分分析。我们发现星系的速度色散是早期型星系不同恒星形成历史背后的主要驱动力。然而，环境影响被认为发挥了作用（尽管很小）。在质量最低的晕中，星系团中的恒星星族平均比其他样本年轻约1Gyr。当占据比3E13Msun更大质量的晕时，具有少量近期恒星形成的星系的比例也被截断。样本被分成卫星星系和中央星系，以进一步分析环境。超新星比相同恒星质量的中央星系年轻。6E12Msun晕中较年轻的卫星星系的恒星星族与我们样本中最低质量晕（即1E12Msun）中发现的中心星系一致。这一结果表明，低质量晕中的星系被吸积成更大的晕。
2010-02-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxies: Lighthouses in the Shoals of Dark Halos
从层次聚类理论可以预测，在很宽的质量范围内，晕之间存在标度关系。从观察上看，由于可见探针的数量很少以及投影中污染物的混淆，很难识别表征这些关系的标记。尽管如此，在有利的情况下，可以确定一个非常有用的标记：第二次转弯时的焦散线半径。在一些有利的情况下，有可能确定第一个转弯的半径，或围绕塌陷区域的零速度表面。具体地说，第二次转向的半径与预期的一样，在质量从10^12到10^15太阳质量的三个数量级上变化。晕的特征在于第二转向焦散线内的分散速度区和第一和第二转向半径之间的落入区。内区主要由贫气体形态填充，外区主要由富气体形态填充。内带中的矮星数量在每单位晕质量上大致是恒定的。
2010-10-19 astro-ph.CO
A halo bias function measured deeply into voids without stochasticity
我们研究暗物质晕和物质之间的关系，在MIP $N$体模拟合奏，它允许精确测量这种关系，甚至深入到空隙。这是因为缺乏离散性、随机性和排斥性，这是通过对数百组可能的初始小尺度模式进行平均来实现的，同时保持固定的大尺度模式，从而形成宇宙网。我们发现：（1）暗物质晕的形成在空洞中受到很大的抑制;在低密度下，幂律物质对晕密度偏置函数呈指数下降。因此，空洞中晕的稀有性类似于最大星系团的稀有性，它们的丰度对宇宙学参数非常敏感。指数下降既出现在一个波动集模型中，也出现在一个模型中，在这个模型中，波动在空隙中演化，就像在一个开放的宇宙中，有效的$Ω_m$与大尺度密度成正比。我们还发现，（ii）晕通常填充的平均晕密度场的超泊松的方式，即方差超过平均值;和（iii）秩高斯晕和暗物质领域是令人印象深刻的相似傅立叶空间。我们比较了它们的功率谱和互相关，支持的结论是，一个大致是一个严格增加映射的其他。MIP合奏，特别是揭示了如何晕丰度变化与“环境”的数量超出当地的物质密度;（四）我们发现一个视觉上的建议，在固定的物质密度，丝更人口比集群的晕。
2014-03-24 astro-ph.CO
Luminous giants populate the dense Cosmic Web: The radio luminosity-environmental density relation for radio galaxies in action
本研究通过贝叶斯大尺度结构重建定位射电星系，发现高光度巨型射电星系倾向于居住在比一般射电星系更致密的宇宙网环境中，证明低密度环境并非巨型生长的先决条件。
2024-04-27 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Detection of Ultraviolet Halos around Highly Inclined Galaxies
我们报告的扩散紫外光发现晚型星系周围的5-20千秒差距的中面使用雨燕和GALEX图像。这种发射与早期型星系的恒星外围一致，但与晚期型星系的情况不同，后者的发射是相当蓝色的，与由从星系逃逸的光和晕中散射的尘埃提供动力的反射星云一致。我们的研究结果与Menard等人（2010）在灭绝中发现的晕尘的预期一致，在几kpc的磁盘范围内，并暗示如果尘埃主要存在于Mg II吸收体中，星系晕中的热和冷气体量相当（20 kpc范围内为几× 10^8 Msun）。这些结果也突出了紫外光光度学在研究单个星系晕方面的潜力。
2014-05-30 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Do Baryons Alter the Halos of Low Surface Brightness Galaxies?
对以暗物质为主的低表面亮度（LSB）星系的高质量观测表明，与在无碰撞模拟晕组装中形成的三轴、中心集中的尖状晕相反，这些星系位于圆形、密度大致恒定的核心晕中。为了使这些数据与LCDM背景下的星系形成相一致，需要改变内晕形状和密度结构的过程。我们编译LSB星系的观测特性，以评估先前较高的重子质量含量和恒星形成的反馈可以修改这些星系的暗物质晕的可能性。我们还比较了在最近的模拟LSB星系样本中形成的无凸盘星系的属性。我们发现，LSB星系恒星形成的历史，结构和运动学的观测约束，使它难以重子物理球化和降低的LSB星系的暗物质晕的中心密度。
2011-09-06 astro-ph.CO
Remarks on the properties of elliptical galaxies in modified Newtonian dynamics
在椭圆星系中反对MOND的两个不正确的论点可能是，在比螺旋星系大得多的加速度下，等效圆速度曲线趋于平坦，牛顿暗物质晕比螺旋星系更集中。在这里，我们比较公布的椭圆星系的暗晕的标度关系，预计MONDian幻影晕的标度关系。我们用球形轮廓表示星系的重子含量，用对数晕表示相应的MONDian幻影晕。然后，我们推导出的表面密度，中心密度和相空间密度，并将它们与出版的标度关系进行比较。我们的结论是，它是可能的，以获得平坦的圆速度曲线在高加速度MOND，这发生在该地区的圆速度曲线平坦的Jaffe轮廓描述的重子分布。此外，椭圆星系暗晕的标度关系与MOND幻晕的标度关系非常相似。
2011-03-15 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Red Galaxies from Hot Halos in Cosmological Hydro Simulations
我强调三个结果，从宇宙学流体动力学模拟产生一个现实的红色序列的星系：1）主要的星系合并不负责关闭恒星形成和形成红色序列。在炎热的光环下挨饿是。2)大质量星系在被淬灭后会大幅增长（大约是质量的2倍），主要是通过较小的（1：5）合并。3)热晕淬火自然解释了为什么星系是红色的，当它们（a）是大质量的或（b）生活在稠密的环境中。
2012-10-17 astro-ph.CO
Halo Occupation Distribution of Massive Galaxies since z = 1
本文对UKIRT红外深空巡天（UKIDSS）和斯隆数字巡天（SDSS）II超新星巡天的55.2 deg 2的~ 60，000个大质量（恒星质量Mstar > 10^{11} Msun）星系进行了聚类分析。对于具有不同恒星质量（Mstar = 10^{11.0-11.5} Msun，10^{11.5-12.0} Msun）或静止坐标系颜色（蓝色：U-V < 1.0，红色：U-V> 1.0）的大质量星系的所有子样本，都检测到了强成团。我们发现，更成熟（更大质量或更红）的星系更集群，这意味着更成熟的星系已经开始恒星质量组装早在高度偏置的区域内的结构形成也开始较早。通过对观测到的角关联函数拟合晕占据分布（HOD）模型，我们推断了下伏宿主暗晕的性质。我们发现，估计的偏置因子和主机晕质量系统较大的星系与较大的恒星质量，这是一致的，托管大质量星系的能力强烈依赖于晕质量的一般协议。估计的有效晕质量约为10^{14} Msun，因此恒星质量与晕质量的比值约为0.003。观测到的偏置因子的演化表明冷暗物质相对于大质量星系的空间分布的快速演化，而宿主晕质量的转变可能意味着晕的质量增长率小于恒星系统。晕质量和中心星系的高比例表明，当前样本中的大质量星系可能相当于星系团的中心星系。
2010-08-03 astro-ph.CO
The Halo Occupation Distribution of HI Galaxies
我们进行了分析的空间聚类性能的HI选择星系从HI帕克斯全天巡天（HIPASS）使用的形式主义的晕占领分布（HOD）。由此产生的参数约束表明，HIPASS星系中的卫星星系（即不是其宿主暗物质晕中心成员的星系）的比例<20%，因此HIPASS中的卫星星系比光学选择星系红移调查中的卫星星系更少。此外，HIPASS星系的红移空间关联函数中缺乏上帝的手指，这可能表明确实存在的富HI卫星是在群质量中而不是在团质量暗物质晕中发现的。我们发现HIPASS星系的晕质量在M~10^11太阳质量的红移分布的峰值处有一个极小值，并且表明HIPASS星系中只有不到10%的重子是HI形式的。从HIPASS星系的HOD模型的定量约束是有限的，通过小调查量引入的不确定性。然而，我们的研究结果意味着，未来更深入的调查将允许HI与环境的分布进行详细研究，通过HI星系的集群。
2009-08-20 astro-ph.CO
Hot Gas Halos in Early-Type Field Galaxies
本文利用Chandra和XMM-牛顿方法研究了一个场早型星系样品中的热气体含量。我们发现，场星系的L_X-L_K关系比星系团和星系团中的类似星系要陡。LK <Lstar的场星系的低热气含量表明，低质量星系的内部过程，如超新星驱动的风或活动星系核反馈驱逐热气。这样的机制可能是不太有效的组和集群中的组内或集群内介质的存在下，可以限制流出的材料。此外，星系群和星系团中的星系可能能够从周围介质中吸积气体。虽然在保留热气晕的星系群和星系团中存在着大量的L_K < L_恒星星系，但在这些丰富环境中的一些星系，包括更明亮的星系，基本上没有热气。在这些情况下，热气体晕很可能已经通过冲压压力汽提去除。这表明，在丰富的环境中，星系的群内/群内介质和热气晕之间存在着非常复杂的相互作用，环境介质在某些情况下有助于限制甚至增强晕，而在其他情况下则有助于去除气体。相比之下，更孤立的星系的热气含量主要是星系质量的函数，更大质量的星系能够保持它们的晕，而在较低质量的系统中，热气会在外流风中逃逸。
2010-04-29 astro-ph.CO
GHOSTS - Bulges, Halos, and the Resolved Stellar Outskirts of Massive Disk Galaxies
我们的GHOSTS巡天测量了14个邻近盘状星系的恒星包络特性，通过使用HST/ACS&WFPC2对它们的分辨恒星星族进行成像。样本中的大部分大质量星系（Vrot >200 km/s）具有非常扩展的恒星包层，在外部区域具有Sersic定律轮廓或μ（r）~r^-2.5幂律轮廓。对于这些大质量星系，我们可以用同一个Sersic轮廓拟合出30 kpc的中心球光和外晕，轮廓的恒星表面密度与哈勃类型和球盘比相关。这表明，中央隆起和内晕是在同一过程中形成的。较小的星系（Vrot ~100 km/s）有更小的恒星包层，但根据几何形状，它们仍然可能比分层星系形成模型中的卫星残骸更明亮。或者，它们可以通过小的暗物质子晕的轰击通过盘加热而产生。我们拟合的晕是高度平坦的，具有较小轴与较大轴的比率c/a=0.6。晕圈比分层模型预测更紧凑。在30 kpc以下，晕的金属丰度梯度很小，大质量星系的[Fe/H]为-0.8。我们在许多星系中发现了晕子结构的迹象，但有些晕似乎非常光滑。
2009-04-17 astro-ph.CO
The stellar and dark halo mass assembly of galaxies
星系恒星质量（Ms）大会的新兴经验图片显示，星系人口的积累收益从上到下的Ms。通过连接星系LCDM晕和他们的历史，个人（平均）MS增长轨迹可以推断。这些轨迹表明，大质量星系越早聚集它们的M，晕的质量就越大，而质量较小的星系仍在M中活跃生长，越活跃，晕的质量就越小。预测的恒星形成率作为质量的函数，以及将活跃星系与被动星系分开的典型质量的缩小与直接观测结果一致。这意味着LCDM情景与这些观察结果是一致的。现在的挑战是理解重子物理学，它驱动着星系的恒星质量集合从它们相应的晕的质量集合（从晕增大到星系缩小）的显著和系统性的转变。
2011-03-22 astro-ph.CO
Dual Halos and Formation of Early-Type Galaxies
本文测定了大量椭圆星系和透镜星系（早期星系，简称ETG）中蓝色和红色球状星团系统的二维形状参数。我们使用的是HST/ACS室女星系团巡天的23个ETG中的球状星团的均匀数据集。蓝色和红色GCSs的位置角都与恒星光分布相关，表明GCSs的主轴与其宿主星系的主轴对齐。然而，红色GCSs的形状与恒星的光分布以及其宿主星系的旋转性质有着密切的相关性，而蓝色GCSs的形状与恒星的光分布以及其宿主星系的旋转性质的相关性要小得多，这为蓝、红球状星团的起源不同以及ETG可能具有蓝晕（贫金属）和红晕（富金属）的双重晕提供了明确的几何证据。这两个晕在金属丰度、结构和运动学上显示出显著的差异，表明它们以两种不同的方式形成。红色的晕可能是通过旋转的耗散过程形成的，而蓝色的晕则是通过吸积形成的。
2013-07-20 astro-ph.CO
Stellar haloes in Milky-Way mass galaxies: From the inner to the outer haloes
我们提出了一个全面的研究银河系质量星系的恒星晕的化学性质，分析内部到外部晕之间的过渡。我们发现的过渡半径之间的相对优势的内晕和外晕恒星星族为~15-20千秒差距为我们的大多数晕，类似于推断的银河系从最近的观测。虽然模拟的内晕种群中的恒星数量密度随着距离的增加而迅速下降，但外晕种群在基准太阳邻域中的贡献约为20- 40%，特别是在最低金属丰度处。我们已经确定了模拟晕的[Fe/H]分布，它们表现出平坦或温和的梯度，范围为[-0.002，-0.01 ] dex/kpc。金属丰度分布函数表现出不同的特征，反映了不同的恒星晕组装历史。我们发现，恒星晕形成较大的贡献，从大规模的亚星系系统有陡峭的金属丰度梯度。贫金属星主要是由低质量的卫星贡献给晕系统。在预测的金属丰度分布函数中有一个明显的趋势，即随着半径的增加，发现了更高比例的低金属丰度恒星。这些特性与观测到的附近星系的恒星晕的行为范围是一致的。
2014-01-23 astro-ph.CO
Halo-model Analysis of the Clustering of Photometrically Selected Galaxies from SDSS
我们测量的角度2点关联函数的星系在体积有限，光度选择的星系样本从斯隆数字巡天的第五次数据发布。我们分裂的亮度和星系类型的样本，并使用晕模型分析，找到晕占领分布，可以同时模拟集群的所有，早期和晚期类型的星系在一个给定的样本。我们的结果为整个星系的样本一般是一致的，与以前的结果使用SDSS光谱样本，考虑到光度和光谱样本的中值红移之间的差异。我们发现，我们的早期和晚期类型的测量不能通过一个模型，允许早期和晚期类型的星系在晕内混合良好。相反，我们引入了一个新的模型，隔离早期和晚期类型的星系到单独的晕，以最大限度地允许。我们确定，在所有情况下，它提供了一个很好的适合我们的数据，从而提供了一个新的统计描述的方式，早期和晚期类型的星系占据晕。
2009-06-26 astro-ph.CO
Galactic star formation and accretion histories from matching galaxies to dark matter haloes
本文提出了一种新的统计方法来确定从z~4到现在的整个宇宙历史中星系的恒星质量与其宿主暗物质晕质量之间的关系。这种多历元丰度匹配（MEAM）模型自洽地考虑到卫星星系在比它们被观测到的时间更早的时候首先成为卫星。我们采用红移依赖的恒星晕质量关系的参数化填充晕和subhaloes在千年模拟与星系，需要同时再现观测到的恒星质量函数在几个红移。使用合并树提取的暗物质模拟结合MEAM，我们预测的平均组装历史的星系，分离成恒星形成的星系内（原位）和吸积的恒星（非原位）。随着红移的增加，恒星形成效率的峰值从z=0时的23%下降到z=4时的9%，而相应的晕质量从10^11.8 M \odot增加到10^12.5 M \odot。中心星系的恒星形成率在红移处达到峰值，这取决于晕的质量;对于大质量的晕，这个峰值出现在宇宙早期，而对于低质量的星系，这个峰值还没有达到。在类似于银河的晕中，大约一半的中心恒星质量在z=0.7之后聚集。在低质量晕中，卫星星系的吸积对中心星系的聚集贡献很小，而在大质量晕中，超过一半的中心恒星质量是在z<2的地方形成的，卫星星系的吸积很大。我们发现，我们的方法意味着一个宇宙恒星形成的历史和特定的恒星形成率的演变是一致的直接推断。我们提出了方便的拟合函数恒星质量，恒星形成率，吸积率作为晕质量和红移的函数。
2012-05-25 astro-ph.CO
Halo Occupation Distribution Modeling of Green Valley Galaxies
本文对绿谷星系近紫外（NUV）光学色选光度箱样本进行了聚类分析。这些星系样本是通过将斯隆数字巡天数据第7版与提供NUV测光的最新星系演化探测器源目录相匹配而构建的。我们提出了交叉关联函数测量和确定晕占领分布的过渡星系使用一种新的多示踪剂分析技术。我们扩展了晕占领形式主义的交叉关联函数之间的感兴趣的星系样本和多个示踪剂人口同时建模。该方法适用于常用的光度阈值样本以及颜色和光度箱选定的星系样本，并提高了稀疏星系种群的聚类分析的准确性。我们证实了以前观察到的趋势，即红色星系居住在更大质量的晕，更有可能是卫星星系比平均星系相似的光度。虽然中央星系的主机质量的变化作为一个函数的颜色只有弱约束，卫星分数和特征晕质量的绿色卫星星系被发现是中间的蓝色和红色的卫星星系。
2012-10-15 astro-ph.CO
Deep Surface Brightness Profiles of Spiral Galaxies from SDSS Stripe82: Touching Stellar Halos
利用SDSS Stripe 82的数据，我们获得了7个从正面到中间倾斜的晚型螺旋的深径向表面亮度剖面，其亮度在r '波段的范围内一直到\sim 30 mag arcsec^-2。我们没有发现任何证据表明，光盘的光分布的急剧切断，但顺利延续到星系的恒星晕。恒星晕在\sim 28等角秒^-2处开始影响星系的表面亮度轮廓，径向距离为\sim 4-10内标度长度。我们发现，从恒星晕的光的贡献可能是负责以前的分类的表面亮度轮廓为III型晚型星系。为了估计恒星晕光对星系总光的贡献，我们对所有分量进行了相似拟合，进行了Bulge/Disk/Stellar Halo分解。晕光对星系总光的贡献从~ 1%到~ 5%不等，但在正在进行的合并中，晕光的比例可以高达~ 10%，与星系的光度无关。我们还探索了我们星系的恒星晕的积分（g '-r'）色。我们发现（g '-r'）颜色范围从~ 0.4到~ 1.2。通过用模型预测来面对这些颜色，我们遇到了用传统IMF将我们非常红的颜色拟合到恒星星族网格上的问题。非常红的晕颜色可以归因于由底重的IMF产生的低到中等金属丰度的非常低质量的恒星所占的恒星星族。
2012-04-13 astro-ph.CO
Not Dead Yet: Cool Circumgalactic Gas in the Halos of Early Type Galaxies
本文报道了利用哈勃太空望远镜上的宇宙起源摄谱仪进行的COS-Halos巡天对早期型星系晕中的环星系气体的新观测。我们发现，HI周围的早期型星系的检测通常是常见的和强大的恒星形成星系周围，这意味着环星系物质的总质量是可比的两个人口。对于早型星系，在~150 kpc范围内，10^16 cm ^2以上HI吸收的覆盖率约为40-50%。探测到的物质的谱线宽度和运动学表明，与宿主晕的维里温度相比，它是冷的（T ~< 10^5 K）。冷的、光致电离的CGM重子的隐含质量可能高达10^9 - 10^11兆太阳。与一些理论预期相反，强晕HI吸收剂不会作为恒星形成淬灭的一部分而消失。即使是被动星系也保留了大量的晕重子，这些重子可以补充星际气体库，最终形成恒星。这种晕圈气体可以供给在ETG内部经常观察到的扩散和分子气体。
2012-09-24 astro-ph.CO
An analytic halo approach to the bispectrum of galaxies in redshift space
在晕近似描述的基础上，利用中心星系和卫星星系的晕占据分布，给出了星系双谱在红移空间的解析表达式。这项工作是以前的工作的星系功率谱，照亮了显着的贡献，卫星星系的更高的多极谱通过非线性红移空间扭曲的随机运动的延伸。的双谱的多极子的行为进行了比较，数值模拟的结果，假设一个光环占领分布的LOWZ样本的SDSS-III BOSS调查。给出了双谱多极子的解析近似公式，有助于理解其特征性质。我们证明了上帝的手指效应是非常重要的双谱在红移空间中的高多极，依赖于晕占据分布参数。
2017-01-11 astro-ph.CO
Reconstructing the distribution of haloes and mock galaxies below the resolution limit in cosmological simulations
我们提出了一种方法，用于填充暗物质模拟与质量低于分辨率限制晕。它是基于随机抽样的一个领域来自密度场的晕目录，使用的约束条件晕质量函数n（m| δ）。我们测试的方法的准确性，并显示其应用的背景下，建立模拟星系样本。我们发现，这种技术可以精确再现的两点统计的星系在模拟样本用这种方法构建。我们的研究结果表明，完整的信息内容的模拟可以有效地沟通，只使用一个目录的更大规模的晕。
2013-07-18 astro-ph.CO
Digging for Formational Clues in the Halos of Early-type Galaxies
早期类型星系（椭圆星系和椭圆星系）的许多基本性质只能通过冒险越过它们经常研究的中心进入它们的大半径晕区来获得。运动学示踪剂观测的进展使早期型晕越来越好地探测。这篇综述集中在角动量和暗物质含量的最新发现，并讨论了一些可能的星系结构和形成的影响。
2010-01-18 astro-ph.CO
