How do galaxies get their baryons?
理解星系如何在宇宙时间内获得重子，它们的恒星和气体，传统上是通过两种不同的方式来实现的-理论上和观测上。一般来说，观测星系形成的方法包括测量星系的基本性质，如光度、恒星质量、旋转速度、恒星形成速率以及这些特征如何随时间演变。从理论上讲，基于宇宙学的模型整理了驱动星系组装的物理效应-星系合并，气体吸积，恒星形成和反馈等，以形成与星系观测值相匹配的预测。另一种方法是以观测的方式直接检查驱动星系组装的过程，包括反馈的影响。这是理解星系如何从气体吸积和合并中形成的一种新的“第三种方式”，直接探测这些效应，而不是依赖于旨在重现观测结果的模拟。这种理解星系形成的经验方法，包括重子的获得历史，显示了一些显着的差异与最新的星系形成模型，除了直接展示的机制，星系形成的大部分重子质量。
2011-01-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark matter cores in massive high-$z$ galaxies formed by baryonic clumps
一些恒星形成的大质量星系在红移2的旋转曲线下降的径向范围内的几倍的有效半径，表明一个显着的赤字暗物质（DM）的质量在星系中心。DM质量赤字被解释为DM密度核心的存在，而不是标准宇宙学模型预测的尖突结构。最近的一项研究提出，星系合并，其中较小的卫星星系被星系气体的耗散收缩显着压缩，可以加热宿主星系的中心，并有助于形成一个大的DM核心。通过使用一个$N$体模拟，我们发现，大量的DM质量进口到中心的合并卫星，使这种情况下不太可能解决DM质量赤字。在这项工作中，我们考虑在高红移星系中的巨重子团作为另一种热源来创造具有DM核的重子主导星系。由于动力学摩擦，团簇的轨道在几个Gyr中衰减，重子在银河系中心凝聚。作为一个反反应，晕中心被加热，密度尖被压平。重子凝聚和核心形成的结合使得星系重子主要集中在中心2-5 kpc，与观测星系的有效半径相当。因此，巨重子团的动力学加热是解释高红移星系中观测到的DM缺乏的可行机制。
2022-05-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Evolving Baryonic Tully Fisher Relation: A Universal Law from Galaxies to Galactic Clusters
University of Botswana（博茨瓦纳大学）；University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）
本文通过演变的BTFR揭示星系和星系团遵循同一普遍缩放定律，其偏移源于不同的形成时期。
2025-12-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The inner regions of disk galaxies: a constant baryonic fraction?
对于盘状星系（螺旋星系和不规则星系），内圆速度梯度（旋转曲线的内部陡度）与中心表面亮度相关，斜率约为0.5。这意味着中心动力学质量密度几乎与中心重子密度成线性比例。在这里，我表明，这种经验关系是一致的一个简单的模型，其中的中心重子分数f_bar（0）是固定为1（没有暗物质）和观察到的散射是由于重子的质量-光比M_bar/L（范围从1到3的R-波段）和中心恒星组件dz（范围从100到500 pc）的特征厚度的差异。具有较低重子分数的模型是可能的，尽管它们需要对M_bar/L和dz的值进行一些微调。不管f_bar（0）的实际值如何，不同类型的星系在f_bar（0）上没有表现出强烈的变化是令人惊讶的，这可能代表了LCDM宇宙学中星系形成模型的挑战。
2014-06-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Extended Baryonic Tully-Fisher Relation for SDSS MaNGA Galaxies
University of Rochester（罗切斯特大学）
该研究通过扩展 BTFR 关系，利用 SDSS MaNGA 和 TNG100 银河数据，发现 BTFR 斜率在 3.2 到 4.0 之间，支持 Lambda CDM 和 MOND 预测。
2025-12-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Bridging Galaxy Dynamics and Baryon Efficiency of 40 EDGE-CALIFA galaxies
本文应用Jeans轴对称多高斯展开方法对40个Sa-Sd EDGE-CALIFA星系的恒星运动学图进行了处理，并得到了它们的圆速度曲线。使用Kalinova等人（2015）开发的动态分类方法对CVC进行分类。我们还计算了观测重子效率OBE，其中星系的$M_*/M_b=M_*/(M_*+M_{HI}+M_{H_2})$由它们的恒星质量，总中性氢质量和总分子气体从CO光度。慢升型、平顶型和圆峰型CVC对应于特定的OBE、恒星晕和暗物质晕质量值，而尖峰型CVC则跨越整个$10^{11}-10^{14} M_{\odot}$的暗物质晕质量范围。
2015-10-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gas-Rich Mergers in LCDM: Disk Survivability and the Baryonic Assembly of Galaxies
我们使用N体模拟和观测归一化之间的关系暗物质晕质量，恒星质量和冷气质量，以获得强大的，可以说是不可避免的期望重子内容的主要合并红移z~2。首先，我们发现银河系大小的暗物质晕所经历的大部分主要合并（m/M > 0.3）应该是富含气体的，并且富含气体的合并在高红移处越来越常见。虽然在我们的模拟中，星系晕中主要合并的频率大大超过了观测到的晚型星系比例，但在晕质量范围M_DM ~ 10^11-10^13 Msun内，贫气体主要合并的频率与观测到的球状主导星系比例一致。这些结果支持的猜想，合并与重子气体分数发挥了重要作用，在建设和/或保存盘星系在宇宙中。此外，我们发现，一个星系的冷重子直接通过主要合并沉积的整体比例是相当大的。在M_star ~ 10^10 Msun$（M_DM ~ 10^11.5 Msun）星系中，约有30%的冷重子物质在主要的合并中以冷气体的形式被吸积。对于M_star ~ 10^11 Msun（M_DM ~ 10^13 Msun）的更大质量的星系，在合并中积累的重子比例甚至更高，约为50%，但这些吸积的重子大多以恒星的形式直接输送。这种重子质量沉积几乎是不可避免的，并且限制了星系中冷重子的比例，这些重子可以起源于冷流或热晕冷却。（节录）
2009-11-14 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
Physical constraints on the central mass and baryon content of satellite galaxies
最近对银河系卫星星系的分析表明，这些天体有着共同的中心质量密度，尽管它们的光度范围超过五个数量级。这一观测结果可以在星系形成理论的背景下通过量化将中心质量密度限制在一个小范围内的因素来理解。一个极限是由标准冷暗物质宇宙学中结构的分级增长所能坍缩到给定区域的最大质量所设定的。另一个限制来自于气体能够冷却并形成星系的自然阈值。这些卫星的光度范围很广，反映了超新星反馈对保留下来的冷却重子分数的影响。
2009-11-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Missing Baryons in the Milky Way and Local Group
银河系和所有其他星系都缺少大部分重子，因为已知的重子质量与引力质量之比（维里半径内）比WMAP确定的宇宙比小好几倍。这意味着要么重子从未落入星系，要么是强大的星系风带走了大部分重子。如果我们能够发现缺失的重子并测量其性质：空间分布、温度和金属丰度，就有可能区分这两种途径。星系中缺失的重子预计温度为1- 3E 6 K，因此需要X射线观测。在这篇白皮书中，我们展示了如何使用IXO等设备获得X射线观测，以识别和研究这些难以捉摸的重子。
2009-06-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Scale-Dependent Bias of Galaxies from Baryonic Acoustic Oscillations
重子声振荡（BAO）调制宇宙大区域中重子与暗物质的密度比。我们表明，星系的质光比的相关变化应该产生一个振荡的，尺度依赖的星系相对于潜在的暗物质分布的偏差。对这种效应的测量将校准星系特征质光比对大尺度环境中重子质量分数的依赖性。然而，这种偏差不太可能显著影响BAO峰位置的测量。
2010-09-07 astro-ph.CO
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 Baryon Content of Cosmic Structures
我们对从最小的星系到丰富的星系团的结构中的重子质量和引力质量进行了盘点。我们发现，转换成恒星的重子的比例达到最大值之间的M500 = 1E12和1E13 Msun，这表明恒星形成是最有效的明亮的星系群。所有形式的重子所占的比例都与作为质量函数的宇宙重子比例单调偏离。在最大尺度的星系团中，大多数预期的重子都被探测到，而在最小的矮星系中，只有不到1%的重子被探测到。这些消失的重子存在于何处尚不清楚。
2009-11-13 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
What is the amount of baryonic dark matter in galaxies?
本文重新评估星系尘埃质量估算，指出当前模型存在缺陷，忽略大尘埃颗粒和宏观天体，提出尘埃型重子暗物质丰度可能比之前假设高一个数量级甚至更多，黑洞也可能有显著贡献，当前星系模型无法可靠估算重子质量。
2024-11-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cluster density slopes from Dark Matter-Baryons Energy Transfer
在本文中，我们推广了前人关于暗物质密度剖面中质量与内斜率关系的工作。我们计算了从矮星系到星系团的质量范围内的关系。这要归功于通过SN和AGN反馈的能量转移模型，以及通过重子团的动力学摩擦。我们表明，在星系质量以上的质量范围内（星系群和星系团），内部斜率-质量关系改变了其趋势。它在对应于星系群的质量周围变陡（朝向不太尖的轮廓），在大质量的星系团中再次变陡。这种扁平化是由活动星系核的外流（活动星系核反馈）产生的。$α$上的单$ σ$散射在所有质量范围内（$Δα\simeq 0.3$）近似恒定。这是第一篇论文扩展的内部密度轮廓斜率质量关系的星系团，占重子的作用。结果可以用来获得一个完整的密度分布，也考虑到重子。这种密度分布以前只适用于星系。
2021-08-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The baryonic specific angular momentum of disc galaxies
比角动量是控制星系演化的关键参数之一。导出了盘星系的重子比角动量，并研究了它与暗物质比角动量的关系。使用高品质的HI旋转曲线和HI/近红外表面密度的组合，我们均匀地测量恒星（$j_{\rm *}$）和气体（$j_{\rm gas}$）特定的角动量的本地盘星系的大样本。这使我们能够在很宽的质量范围内以高精度确定重子比角动量（$j_{\rm bar}$）。$j_{\ast}-M_\ast$关系是$7 \lesssim$ log（$M_\ast$ / $M_\odot) \lesssim 11.5$，斜率为$0.54 \pm 0.02$）的连续幂律。对于气体组分，我们发现，$j_{\rm gas}-M_{\rm gas}$关系也是一个完整的幂律从$6 \lesssim$日志（$M_{\rm gas}$ / $M_\odot) \lesssim 11$，具有较陡的斜率$1.02 \pm 0.04$。关于重子关系，我们的数据支持一个以斜率为$0.60 \pm 0.02$的单一幂律为特征的关联。我们最大的螺旋星系和最小的矮星都位于同一个$j_{\rm bar}-M_{\rm bar}$序列上。虽然这种关系是紧密的，不间断的，我们发现内部的相关性：在固定的$M_\ast$，具有较大的$j_\ast$的星系有较大的盘尺度长度，在固定的$M_{\rm bar}$，气体贫乏的星系有较低的$j_{\rm…
2021-07-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dwarf galaxies in CDM and SIDM with baryons: observational probes of the nature of dark matter
我们提出了第一个宇宙学模拟的矮星系，其中包括暗物质自相互作用和重子。我们研究了两个矮星系内的冷暗物质，和四个不同的弹性自相互作用的情况下，恒定和速度依赖的横截面，在隐藏的暗物质部门的一个新的力量的动机。我们的最高分辨率模拟的重子质量分辨率为$1.8\times 10^2\,{\rm M}_\odot$，在$z=0$的引力软化长度为$34\,{\rm pc}$。在这第一项研究中，我们主要集中在制度孤立的矮星系与晕质量$\sim10^{10}\,{\rm M}_\odot$暗物质动态占主导地位，即使在次千秒差距尺度。我们发现，虽然这种规模的星系的全球性的影响最小的允许自相互作用，其内部结构的变化显着，如果横截面是足够大的内部次千秒差距区域内。在这些暗物质占主导地位的系统中，自散射将恒星分布的形状与暗物质分布的形状联系在一起。特别是，我们发现恒星的核心半径是密切相关的暗物质核心半径产生的自相互作用。与冷暗物质的情况相比，暗物质碰撞导致矮星系具有更大的恒星核心和更小的恒星中心密度。在前一种情况下，$1\,{\rm kpc}$内的中心金属丰度也大至$\sim 15\%$。我们的结论是，质量分布，并在矮星系的中心恒星的特性，可以潜在地用于探测自相互作用的暗物质的性质。
2014-09-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The clustering of galaxies in the SDSS-III Baryon Oscillation Spectroscopic Survey: mock galaxy catalogues for the low-redshift sample
我们提出了1000个模拟星系星表，用于分析重子振荡光谱巡天数据发布10和11的低红移样本（LOWZ，有效红移z ~ 10.32）。这些模拟是根据Manera 13等人（2013）的PTHalos方法创建的，该方法经过修订以纳入新的开发。主要的改进是在晕占据分布中引入了红移依赖性，以解释星系数密度随红移的变化。这些模拟星表被用于BOSS合作的LOWZ星系团的分析。
2014-01-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Globular Clusters and Dark Satellite Galaxies through the Stream Velocity
没有引力束缚的暗物质的纯重子球状星团的形成仍然是一个理论上的挑战。我们表明，只要重子和暗物质之间存在相对流速，这些物体就可能自然形成。流的速度导致重子和暗物质扰动的线性模式之间的相移，当它们坍缩时，这转化为两个分量之间的空间偏移。对于2sigma（3sigma）密度涨落，质量在1 e5 - 2.5e6 Msun（1 e5 - 4 e6 Msun）范围内的重子团块坍缩在它们对应的暗物质晕的维里半径之外。这些天体可以作为长寿命的无暗物质天体而存在，并可能成为球状星团。此外，它们的暗物质对应物被剥夺了气体，可能成为暗卫星星系。
2014-07-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Giant disk galaxies : Where environment trumps mass in galaxy evolution
我们确定了一些最HI大质量和最快的旋转盘星系在本地宇宙的目的是探索这些极端盘星系的形成过程。通过结合数据从宇宙流项目，它一直重新分析档案星系HI配置文件，和3.6 $μ$米测光与斯皮策太空望远镜，我们可以测量恒星质量，我们使用重子塔利-费舍尔（BTF）的关系，以探讨这些大质量星系是否是不同的。我们讨论了几个结果，但最引人注目的是系统的HI大规模的样品以上的BTF的偏移。这些星系在其盘中比具有类似旋转速度的典型盘星系有更多的气体和更多的恒星。“凝聚的”重子分数，$f_C$，即暗物质晕中的重子分数，以冷气体或恒星的形式进入盘中，在HI质量样本中是典型的两倍，在某些情况下几乎达到了普适重子分数，这表明这些星系中最极端的星系几乎没有热重子成分或冷重子分布在盘外。相比之下，恒星的形成效率，即恒星的质量与恒星和气体的质量之比，在HI质量样本和典型的盘星系之间没有差异。我们的结论是，恒星的形成效率是由一个内部的，自我调节的过程，而$f_C$是受外部因素的影响。我们还发现，最大质量的HI检测到的星系位于优先的灯丝。我们提出的第一个证据的环境对星系演化的影响，使用动态定义的灯丝。
2015-02-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Resolving the baryon-fraction profile in lensing galaxies
利用恒星星族合成和基于像素的质量重建方法，给出了CfA-Arizona空间望远镜LENS巡天中21个透镜星系的恒星重子分数曲线的径向依赖关系.样本覆盖的恒星质量范围为Ms~2x10^9-3x10^11 Msol（太阳质量），对应的总质量范围为ML~7x10^9-3x10^12 Msol（有效半径），范围从0.25到5 Re。通过研究MS到ML依赖于每个星系中心的径向距离，我们发现对小到中等质量尺度的透镜，在大半径接近相同的值，其封闭的总质量，但表现出非常不同的恒星质量和恒星重子分数。这种现象在最大质量的透镜中会减弱。所有的重子分数剖面表明，暗物质晕超过恒星的内容之间的1.5和2.5 Re。我们发现了恒星重子分数在整个质量范围内稳步下降的证据。我们揭示了基本平面之谜，通过显示ML（<R）到Ms（<R）关系的斜率接近最近基本平面研究在大半径下的质光关系。质量较小的暗物质晕被证明受到恒星物质分布的影响，其分辨率低于10千秒差距。目前正在进行的研究解决重子分数档案将有可能评估的有效性，恒星形成模型以及绝热收缩处方中常用的模拟。[删节]
2011-07-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Empirical Relationship Between Dark Matter and Baryon Profiles for Solving the Core-Cusp and Diversity Problems of Galaxies
Tohoku University（东北大学）
本文提出一个基于恒星引力势的暗物质分布模型，通过观测恒星质量分布复现旋转曲线的内升和外平区域，解决了核心-尖峰和多样性问题。
2026-08-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The MOSDEF Survey: Dynamical and Baryonic Masses and Kinematic Structures of Star-Forming Galaxies at $1.4 \leq z \leq 2.6$
本文给出了来自MOSFIRE深演化场巡天的178个恒星形成星系在z~2处的H $α$气体运动学。我们开发了模型，使用从CANDELS HST/F160 W成像中推导出的结构参数来解释固定角多目标光谱的运动学测量结果。对于35个星系，我们测量了解决旋转与中位数$(V/σ_{V,0})_{R_E}=2.1$。我们从运动学和大小获得动力学质量，并将它们与重子质量进行比较，气体质量估计从尘埃校正H $α$恒星形成率（SFR）和肯尼库特-施密特关系。当假设有和没有观测到的旋转星系有相同的中位数$(V/σ_{V,0})_{R_E}$，我们发现动力学和重子质量之间的良好协议，与$σ_{RMS}=0.34$ dex和$Δ\log_{10}M=0.04$ dex的中位数偏移的分散。这种比较意味着一个较低的暗物质分数（8%的有效半径内）的Chabrier初始质量函数（IMF），并不利于萨尔彼得IMF。此外，要求$M_{dyn}/M_{baryon}$应该是独立的倾角产生的中值$(V/σ_{V,0})_{R_E}=2.1$的星系没有观察到的旋转。相反，如果我们把没有检测到自转的星系当作早期星系，质量也是合理的一致（$Δ\log_{10}M=-0.07$ dex，$σ_{RMS}=0.37$ dex）。在该比较中，包含气体质量至关重要;如果排除气体质量，则$M_{dyn}/M_{*}$有增加的趋势，具有更…
2016-01-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Heavy Baryonic Galactic Disc
我们调查的可能性，所观察到的旋转星系可以占调用一个巨大的重子盘，而不需要非重子暗物质或大质量晕。有5个主要原因表明这一点：1。有众所周知的盘表面质量密度分布，自然产生所观察到的星系旋转曲线。2.有许多旋转曲线“谜题”不能用大质量的暗物质晕来解释，即最大圆盘拟合的成功、HI气体与观察到的旋转的比例、圆盘/晕的共谋和Tully-Fisher关系的解释。3.最近的21厘米观测表明，几乎恒定的HI表面密度和一个明显的“截止”或边缘星系盘。我们用光学深度效应或分子气体形成的开始来解释这种恒定的表面密度，从而解释了星系中存在大量气体的可能性。我们认为，HI截止确实标志着银河系盘的边缘。4.最近有越来越多的观测结果表明，银河系外的X_CO可能要高出十倍。这种“暗”气体可能提供足够的质量来解释星系的旋转。5.我们表明，解释星系旋转所需的额外重子质量，正好是使观测到的重子与大爆炸核合成所预测的重子相一致所需的质量。Mestel盘可以直接解释星系的标度律，特别是观测到的自转速度与半径的关系以及常用的Tully-Fisher关系。我们将讨论银河系盘重子内容的意见，并在足够的“隐藏”重子可能会发现占旋转。
2012-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The interaction of dark matter cusp with the baryon component in disk galaxies
本文研究了盘星系的形成和演化对暗晕物质分布的影响。我们对孤立的暗物质晕和两组分暗物质+重子进行了模拟。对恒星粒子和DM粒子采用N体方法，对气体动力学采用TVD MUSCL方案。模拟包括恒星形成、恒星反馈、星际介质加热和冷却等过程。高空间分辨率的数值实验结果让我们得出两个主要结论。首先，恒星形成和超新星反馈的计算解决了宇宙学模拟预测的暗物质分布的所谓尖点问题。第二，暗物质与恒星和气态星系盘的动态子结构的相互作用（例如，螺旋波，酒吧）有一个影响的形状的黑暗晕。特别是，面内分布的暗物质是更对称的运行，其中重子分量考虑。
2012-04-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Further evidence for a population of dark-matter-deficient dwarf galaxies
在标准的宇宙学模型中，暗物质驱动着结构的形成，并构造出星系可能形成的势阱。暗晕中的重子分数在大质量星系团中可以达到普适值（15.7%），并随着系统质量的减小而迅速减小。矮星系的形成对重子过程和暗物质的性质都很敏感，因为它们形成的势阱很浅。在本星系群的矮星系中，即使在它们的光-光半半径（r_e ~ 1 kpc）内，暗物质也占质量的主导地位。然而，最近有人认为，并不是所有的矮星系都由暗物质主导。在这里，我们报告了19个矮星系，它们可能主要由半径远超过r_e的重子组成，在这一点上，它们被暗物质所控制。其中14个是孤立的矮星系，不受附近明亮星系和高密度环境的影响。这一结果提供了观测证据，可以挑战标准宇宙学框架内的低质量星系形成理论。需要进一步的观测，特别是深度成像和空间分辨运动学，以更好地约束这些星系中的重子分数。
2019-12-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of gas disc flaring on rotation curve decomposition and revisiting baryonic and dark-matter relations for nearby galaxies
晚型星系的气盘呈耀斑状，其尺度高度随离星系中心的距离而增加，通常达到kpc尺度。我们研究了气体盘耀斑对旋转曲线分解恢复的暗物质晕参数的影响。为此，我们仔细选择了32个矮星系和螺旋星系的样本，这些星系具有高质量的中性气体、分子气体和恒星质量分布，通过3D运动学建模获得的强大的H\，{ \sc i}旋转曲线，以及可靠的膨胀盘分解。通过假设垂直流体静力平衡，我们得到了原子和分子气体盘的标度高度，并自洽地将暗物质晕拟合到旋转曲线上。我们发现，在旋转曲线分解的气体耀斑的效果可以发挥重要的作用，只有最小的，气体为主的矮星，而对大多数星系的影响是轻微的，可以忽略不计。我们重新讨论了恒星和重子与晕的质量关系（$M_\ast-M_{200}$和$M_{\rm bar}-M_{200}$）。这两个关系平稳地增加到$M_{200} \approx 10^{12}~\rm{ M_\odot}$，在这一端的星系具有高的$M_\ast/M_{200}$和$M_{\rm bar}/M_{200}$比率，接近宇宙学重子分数。在较高的$M_{200}$下，关系显示出较大的分散性。我们星系样本中的大多数晕都严格遵循N体宇宙学模拟得出的浓度-质量（$c_{200}-M_{\rm 200}$）关系。有趣的是，偏离以上和以下的关系的星系有最高和最低的恒星和重子的派别，分别，这表明偏离$c_{200}-M_{\rm 200}…
2022-05-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The distribution of mass components in simulated disc galaxies
利用22个流体动力学模拟星系在LCDM宇宙学背景下，我们恢复不仅观察到的重子Tully-Fisher关系，但也观察到的“质量差异-加速度”的关系，它反映了整个星系盘的主要成分的分布。这意味着模拟的范围为52 < V $_{\rm flat}$ < 222 km/s，其中V $_{\rm flat}$是旋转曲线平坦部分的圆速度，并且匹配星系标度关系，能够恢复我们拥有观测旋转曲线数据的径向范围内恒星、气体和暗物质分布之间的观测关系。此外，我们明确地匹配观察到的重子晕质量关系的第一次与模拟星系。我们讨论了我们的结果的背景下，在这些模拟中固有的重子循环，并与重子过程的影响，对暗物质的分布。
2015-10-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Do Hot Haloes Around Galaxies Contain the Missing Baryons?
星系中缺少大部分重子，许多模型预测这些重子位于星系周围的热晕中。我们建立观测动机的约束，这些晕的质量和半径使用各种独立的参数。首先，观测到的大麦云云中重子的色散测量使我们能够限制银河系周围的热晕：如果它遵守标准的NFW轮廓，它必须包含少于4-5%的银河系中缺失的重子。这与银河系热晕的其他上限相似，例如软X射线背景和高速云周围的压力。其次，我们注意到，在大型孤立星系周围具有NFW轮廓的热晕的X射线表面亮度足够高，应该观察到这样的发射，除非它们的晕包含少于10-25%的丢失重子。第三，我们使用沿活动星系核视线的OVII吸收的非检测热晕的柱密度的限制：在一般情况下，它们必须包含少于70%的失踪重子或延伸到不超过40千秒差距。星系热晕的密度剖面变平会削弱表面亮度约束，因此一个典型的L $_*$星系可能会在晕中保留一半的丢失重子，但OVII约束保持不变，在银河系周围，一个变平的剖面可能只保留银河系中丢失重子的$6-13%$（$2-4 \times 10^{10} M_{\odot}$）。我们还表明，活动星系核和超新星在低到中等的红移-风的理论来源负责驱逐失踪的重子-不产生预期的相关性与重子塔利-费舍尔关系，因此不足以解释失踪的重子从星系。我们的结论是，大多数失踪的重子从星系不在于热晕周围的星系，和失踪的重子从来没有落入潜在的原星系的井摆在首位。它们可能是作为星系形成过程的一部分被驱逐出星系的…
2010-03-16 astro-ph.CO
Baryon Budget of the Hot Circumgalactic Medium of Massive Spiral Galaxies
在本星系周围的重子含量被观测到比大爆炸核合成所需的要少得多。模拟表明，这些“失踪重子”中的很大一部分可能储存在大质量星系周围的热的稀薄环星系介质（CGM）中，这些介质延伸到甚至超过了它们的暗物质晕的维里半径。以前的X射线和Sunyaev-Zel'dovich（SZ）信号观测表明，预期重子的$\sim(1-50)\%$存储在维里半径内的热CGM中。大的散射主要是由基于小径向范围内（通常在维里半径的10 - 20%内）的探测的热气体密度分布的非常不确定的外推造成的。在这里，我们报告堆叠X射线观测的六个本地孤立的大质量螺旋星系的CGM-MASS样本。我们发现，平均密度分布可以由一个单一的幂律的特点，以银河中心半径的$\approx 200\rm~kpc$（或$\approx130\rm~kpc$以上的1~ $σ$背景不确定度），大约一半的维里半径的暗物质晕。我们现在可以估计，维里半径内的热CGM可以解释晕所预期的重子质量的$(8\pm4)\%$。包括恒星在内，重子分数是$(27\pm16)\%$，或$(39\pm20)\%$，假设密度分布在$r\gtrsim130\rm~kpc$。我们的结论是，在大质量星系晕维里半径内的热重子不足以解释“失踪重子”。
2018-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The MOSDEF Survey: Kinematic and Structural Evolution of Star-Forming Galaxies at $1.4\leq z\leq 3.8$
我们提出了电离气体运动学的681个星系在$z\sim 1.4-3.8$从MOSFIRE深演化场调查，测量模型，占随机星系狭缝错位与结构参数来自坎德尔哈勃太空望远镜（HST）成像。动力学和尺寸用于推导动力学质量。重子质量是根据恒星质量和由尘埃修正的恒星形成率（SFR）和肯尼库特-施密特关系推断的气体质量估算的。我们测量了105个星系的旋转。对于其余的576个星系，我们使用模型的基础上HST成像结构参数与综合速度色散和重子质量的统计约束的中位数比的内在有序无序运动，$V/σ_{V,0}$。我们发现，$V/σ_{V,0}$的增加与恒星质量的增加和减少比SFR（sSFR）。这些趋势可能反映了边缘盘稳定性，其中具有较高气体分数的系统具有较厚的盘。对于检测到旋转的星系，我们评估它们的运动学和质量，sSFR和重子表面密度（$Σ_{\mathrm{bar},e}$）之间的趋势。固有色散与$Σ_{\mathrm{bar},e}$相关性最大，速度与质量相关性最大。通过比较星系的动力学质量和重子质量，我们发现处于$z\sim 1.4-3.8$的星系在其有效半径（$R_E$）内是重子占优的，Mdyn/Mbaryon随时间增加。在$R_E$，$f_{\mathrm{bar}}$，推断重子分数随着时间的推移而减少，即使在固定的质量，大小，或表面密度。在固定的红移下，$f_{\mathrm{bar}}$似乎不随…
2020-03-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
A direct measurement of the baryonic mass function of galaxies & implications for the galactic baryon fraction
我们使用HI选择和光学选择的星系样本直接测量星系的丰度作为其“重子”质量（恒星+原子气体）的函数。恒星质量是根据斯隆数字巡天（SDSS）的光学数据计算的，原子气体质量是使用阿雷西博遗产快速ALFA（ALCAFA）巡天的原子氢（HI）发射线数据计算的。利用丰度匹配技术，将星系的重子函数（BMF）与LCDM宇宙中的暗物质晕质量函数相结合，确定了星系重子分数与宿主晕质量的函数关系.我们发现，即使考虑到原子气体，低质量晕的重子分数也比宇宙值小得多。我们发现，银河系重子赤字单调增加，减少晕质量，与以往的研究表明，在低质量端的重子分数近似恒定。我们认为，所观察到的重子分数的低质量晕不能单独用再电离加热解释，必须调用额外的反馈机制（如超新星爆发）。然而，在LCDM宇宙中的星系形成的标准图像中，再现我们的结果所需的流出率并不容易容纳。
2012-09-20 astro-ph.CO
Tidal Dwarf Galaxies and missing baryons
潮汐矮星系是在大质量螺旋星系的相互作用、碰撞或合并过程中形成的。它们在质量、大小上类似于“正常”的矮星系，并成为围绕其巨大祖先运行的矮卫星。然而，它们保留了一些来自其起源的特征，使它们成为宇宙学研究的有趣目标。特别是，它们应该没有来自球状晕的暗物质。平坦的旋转曲线和高的动力学质量可能表明存在一个看不见的分量，并限制了“失踪重子”的性质，已知存在但无法直接观察到。宇宙中矮星系的数量是另一个宇宙学问题，如果潮汐矮星系经常在高红移时形成，当合并率很高时，它们中的许多幸存下来直到今天，这可能会受到显着影响。
2009-07-22 astro-ph.CO
A First Attempt to Calibrate the Baryonic Tully-Fisher Relation with Gas Dominated Galaxies
我们校准重子塔利-费舍尔（BTF）关系使用气体占主导地位的星系的样本。这些决定的绝对规模的重子质量-转速关系的选择独立的恒星质量估计。我们发现BTF斜率为3.94 +/- 0.07（随机）+/- 0.08（系统），零点为1.79 +/- 0.26（随机）+/- 0.25（系统）。我们应用这个关系来估计恒星质量的星占主导地位的星系。该过程再现了由群体合成模型预测的质光比与颜色的趋势。标准化也是正确的，与IMF在这些模型中使用的经验估计一致。
2009-10-23 astro-ph.CO
Effects of baryon removal on the structure of dwarf spheroidal galaxies
矮球状星系（dSphs）是一种极度缺乏气体、以暗物质为主的星系，这使得它们成为测试冷暗物质（CDM）模型预测的理想对象。我们认为，从富含气体的矮不规则星系，dSphs的祖先，重子组件的删除，可以大大降低其中心密度。因此，它可能在缓解CDM模型中与银河系（MW）相对大质量卫星星系结构相关的问题之一方面发挥重要作用。传统上，无碰撞宇宙学N体模拟被用来对抗理论预测与观测。然而，这些模拟假设宇宙中任何地方的重子分数都等于宇宙平均值，这对dSphs来说可能是不正确的。我们发现，结合（i）较低的重子分数dSphs相比，宇宙平均值和（ii）的重子浓度的内部部分的MW晕可以去很长的路要走，解释所观察到的圆速度分布的dSphs。我们发现，当矮星系落入较大星系时，由于撞击压力的作用，重子被吹走，从而降低了卫星星系的圆速度分布，并使中心约200-500 pc的密度降低了（1 - f_b）^[4]~ 0.5倍，其中f_b是重子的宇宙学分数。此外，母星系中心区域增强的重子质量产生了潮汐力，这比传统N体模拟中的亚晕所经历的更大。潮汐力的增加大大改变了近心点小于50千秒差距的卫星的圆速度分布。我们表明，这两个影响是强大的，足以使从CDM模拟的subhaloes的预测与观察到的结构MW dSphs的协议，无论重子过程的细节。
2013-12-11 astro-ph.CO
On the Baryonic Contents of Low Mass Galaxies
重子Tully-Fisher关系是宇宙学和银河系模型中一个重要的观测约束。然而，重要的是要记住，在观测中，只有恒星，分子和原子气体被计算在内，而电离气体的贡献几乎普遍被忽略。然而，电离气体被认为存在于矮星系的气体盘中，仅仅是因为它们暴露在宇宙电离背景和恒星辐射中，这些恒星辐射设法从星系盘的中心区域逃逸到它们的外层。事实上，这样的预期是由宇宙学数值模拟和简单的分析模型所证实的。
2012-06-11 astro-ph.CO
GHASP: an Hα kinematic survey of spiral and irregular galaxies -- IX. The NIR, stellar and baryonic Tully-Fisher relations
我们研究了，第一次，近红外，恒星和重子Tully-Fisher关系的场星系的样本从一个均匀的法布里-珀罗样本的星系（GHASP调查）。GHASP相对于其他样本的主要优点是，最大旋转速度是从2D速度场估计的，避免了对星系倾角和位置角的假设。通过结合这些数据与2 MASS测光，光学颜色，HI质量和不同的质光比估计，我们发现一个斜率为4.48 \pm 0.38和3.64 \pm 0.28恒星和重子Tully-Fisher关系，分别。我们发现，当使用不同的质光比配方时，这些值不会发生显着变化。我们还指出，第一次，上升的旋转曲线，以及不对称的旋转曲线表现出更大的分散在塔利-费舍尔关系比平坦的或对称的。利用星系的重子质量和光学半径，我们发现该样本中所有星系的表面重子质量密度几乎是常数。在这项研究中，我们还强调了在M（H，K）\sim-20的近红外塔利-费舍尔关系的中断的存在，我们证实，晚型星系提出了更高的总重子质量比早型螺旋，这表明超新星反馈实际上是一个重要的问题，在晚型螺旋。由于GHASP星系的Tully-Fisher关系具有良好的样本选择标准和数据分析的均匀性，因此它可以作为研究其他环境和高红移下Tully-Fisher关系的参考。
2011-06-02 astro-ph.CO
On Possible Variation in the Cosmological Baryon Fraction
以重子或暗物质形式存在的那部分物质可能具有重子-暗物质等曲率波动形式的空间波动。我们使用大爆炸核合成计算与观测到的轻元素丰度以及星系团气体分数，以约束重子分数的宇宙学变化。轻元素丰度限制空间变化小于26- 27%，而“放松”的星系团样本显示气体分数的空间变化小于8%。较大的空间变化可能会导致初级宇宙微波背景各向异性的差异屏蔽，导致波动的不对称性，并缓解与晕星7 Li丰度的一些紧张关系。在我们允许的范围内的波动可以导致“B模式”CMB偏振各向异性在一个不可忽略的水平。
2009-07-27 astro-ph.CO
Competitive Accretion and the Baryonic Fraction in Galaxies
本研究提出星系重子组分随暗物质晕质量变化的趋势可由竞争性吸积解释：低质量星系受Bondi-Hoyle吸积限制，大质量星系经潮汐吸积，且小星系群中低质量晕重子组分更高。
2025-03-19 astro-ph.CO
The Link between the Baryonic Mass Distribution and the Rotation Curve Shape
从晚型矮星系到早型螺旋星系，观测到的盘星系的自转曲线可以很好地拟合，只要简单地按比例增加恒星盘和HI盘的贡献。这个“重子标度模型”可以用两个自由参数解释观测到的旋转曲线的全部宽度。对于一小部分星系，特别是早期型旋涡星系，HI标度似乎失败的外部部分，可能是由于观测效应或电离的HI。重子标度模型的整体成功表明，星系的重子质量和其旋转速度之间的众所周知的全球耦合（称为重子塔利-费舍尔关系）也适用于更局部的水平，它似乎暗示了重子质量分布和总质量（包括暗物质）分布之间的联系。
2012-07-11 astro-ph.CO
Formation of First Galaxies inside Density Peaks and Voids under the Influence of Dark Matter-Baryon Streaming Velocity, I: Initial Condition and Simulation Scheme
我们提出了一个系统的研究宇宙的变化，存在于第一个恒星和星系的形成。我们专注于宇宙的变化引起的大规模的密度和速度环境刻在时代的重组。密度环境主要由暗物质过密度决定，速度环境主要由暗物质-重子流速度决定。为此，我们引入了一个新的宇宙学初始条件发生器BCCOMICS，它解决了小尺度扰动下的大尺度密度和流速环境的准线性演化，并产生初始条件的暗物质和重子，无论是粒子或网格数据在一个特定的红移。我们还描述了一个计划来模拟密度峰值和空隙内的第一个星系的形成，其中一个局部环境被视为一个单独的宇宙。作为一个应用程序，在微晕数密度和冷却质量的量所产生的宇宙方差。密度峰值成为增强第一星系形成的场所，这与暗物质-重子流速度对结构形成的负面影响竞争。
2018-11-28 astro-ph.CO
The Baryonic Tully-Fisher Relation of Gas Rich Galaxies as a Test of LCDM and MOND
重子塔利-费雪关系（英语：Baryonic Tully-Fisher Relation，BTFR）是盘状星系中重子质量与自转速度之间的经验关系。它提供了LCDM中的星系形成模型和MOND等替代理论的测试。对富含气体的星系的观测提供了一个比恒星主导的螺旋星系更精确（如果不那么精确的话）的BTFR的斜率和归一化的测量，因为它们的质量对恒星星族建模的细节不敏感。这些星系的最新独立数据与Mb = AVf ^4和A = 47+/-6 Msun（km/s）^-4相一致。这相当于MOND，其中$a_0 = 1.3 +/- 0.3 A/s/s。数据中的分散性与完全由观测不确定性造成的一致。目前还不清楚为什么LCDM中的星系形成物理学恰好挑选出MOND预测的关系。我们引入了一个反馈功效参数E晕的性质，他们的主机的星系。E与恒星形成率和气体分数相关，因为经历了最少恒星形成的星系受到反馈的影响最大。
2011-12-07 astro-ph.CO
Intergalactic Gas in Groups of Galaxies: Implications for Dwarf Spheroidal Formation and The Missing Baryons Problem
具有弯曲喷流的射电星系主要位于星系群和星系团中。我们使用双射电源，假设他们的喷流弯曲的冲压压力，探测星系群内的气体密度。这种方法提供了星系际气体密度的直接测量，并使我们能够探测大半径的IGM气体，以及IGM温度太低而无法被当前一代X射线望远镜探测到的系统。我们发现，在群半径15-700千秒差距范围内，气体的密度为每立方厘米10^（-3）-10 ^（-4）。星系际气体中重子总质量的粗略估计与星系群IGM中缺失的重子是一致的。中性气体很容易从总质量为10^6-10^7太阳质量的矮星系中剥离出来。有迹象表明，IGM气体密度在较小的质量系统，如本星系群应该足够高，剥离气体从矮星，如狮子座T，并结合潮汐，产生矮椭球体。
2011-07-05 astro-ph.CO
Gravitational Redshift of Galaxies in Clusters from the Sloan Digital Sky Survey and the Baryon Oscillation Spectroscopic Survey
引力红移效应允许人们直接探测星系团中的引力势。在Wojtak等人[Nature（London）477，567（2011）]的基础上，我们提出了一种新的测量方法。我们利用斯隆数字巡天和重子振荡光谱巡天第十次数据发布的新数据。我们比较光谱红移的最亮的星系团（BCGs）的星系在星系团的外围，使用的样本与平均质量为$10^{14} M_{\odot}$。我们发现，这些星系的平均相对红移为-11 km/s，与BCGs相比，标准偏差为+7和-5 km/s。我们的测量结果与Wojtak等人的测量结果一致。然而，由于我们考虑了数据集大小之外的各种系统效应，因此我们得出的标准差更大。这一结果与广义相对论的预言是一致的。
2015-02-20 astro-ph.CO
Galaxy Cluster Baryon Fractions Revisited
我们测量了z~0.1，M=1- 5e ~（14）Msun的12个星系团和星系群的恒星组分和热气体组分中的重子。本文改进了我们以前的工作，通过增加XMM数据，使测量的总质量和质量的每个主要重子组件- ICM，星团内的恒星，和恒星在星系-为每个系统。我们恢复的恒星质量与晕质量的关系与我们以前的结果一致。我们证实，重子在恒星和热气体组分之间的分配是M500的强函数;在r500标度内，恒星和X射线气体中的总质量分数分别为M500^-0.45和M500 ^-0.26。我们还证实，BCG和intracluster星的组合是一个越来越重要的贡献者恒星重子预算较低的晕质量。我们发现总重子分数对晕质量的依赖性很弱，但在统计上是显著的，标度为M500 ^[0.16]。对于M500> 2 e14，r500内的重子分数平均比WMAP 7（普朗克）分析的普适值低18%（7%）。对于普朗克来说，普适值和星团重子分数之间的差异小于与M500相关的系统不确定性。总重子分数表现出显著的分散，特别是在M500<2 e14 Msun，它们的范围为WMAP 7（普朗克）普适值的60-90%（65-100%）。在r500范围内，恒星与气体的质量之比，是恒星形成效率的量度，随着M500的增加而急剧下降。这种关系在低质量下仍然紧密，这意味着在这些质量下重子总分数的较大散射来自于重子总含量的真实散射或M500中的观测散射，而不是…
2013-09-13 astro-ph.CO
CMB as a possible new tool to study the dark baryons in galaxies
重子约占我们宇宙的4%，但它们中的大多数都不见了，我们不知道它们隐藏在哪里以及以什么形式隐藏。这就构成了所谓的重子缺失问题。一种可能是这些重子的一部分隐藏在星系晕中。我们展示了如何7年的数据获得的WMAP卫星可用于跟踪附近的巨大的螺旋星系M31的晕。我们检测到的温度不对称的M31晕沿旋转方向高达约120千秒差距。这可能是第一次在微波中探测到星系晕，并可能开辟一条新的途径，利用高精度的CMB测量来探测这些相对较少研究的星系天体中隐藏的重子。
2012-02-14 astro-ph.CO
The baryonic Tully-Fisher relation and its implication for dark matter halos
重子Tully-Fisher关系（BTF）是重子质量与最大自转速度之间的基本关系。它可以用来估计距离，也可以用来约束暗物质的性质及其与可见物质的关系。在本文中，我们探讨了极低质量矮星系是否遵循与高质量星系相同的BTF关系。我们量化的BTF关系中的散射，并使用它来约束允许的伸长的暗物质晕电位。我们获得了11个矮星系的HI合成数据，并得到了几个独立的最大自转速度的估计。构建一个BTF关系使用的数据从文献中的高质量端，从我们的样本中检测到旋转的低质量端的结果在BTF与0.33马格的散射。这种散射约束的椭圆度的潜力在平面上的磁盘的星系的上限为0-0.06，表明矮星系最多只有轻度三轴。我们的结果表明，BTF关系是一个基本的关系，所有的旋转支配星系似乎遵循。
2009-07-31 astro-ph.CO
Influence of baryonic physics on the merger time-scale of galaxies in N-body/hydrodynamical simulations
根据我们以前的工作（Jiang et al.（2008））中，我们在高分辨率的宇宙学水/N体模拟中研究了星系的合并时间尺度，我们研究了重子物理数值实现中的不确定性对合并时间尺度的潜在影响。在以前的工作中使用的模拟遭受过冷的问题，导致中央星系的大晕太大。这可能导致合并的时间尺度比真实宇宙中的时间尺度更短。我们运行类似的模拟，但恒星质量显着减少，以模拟另一种极端情况下的低恒星质量。我们的结果表明，合并的时间尺度是受恒星形成配方的影响很小，除了在近径向轨道的卫星，显示出22%的时间尺度在较低的恒星质量的情况下，高。由于径向轨道只占卫星轨道的一小部分，因此，Jiang等人的拟合公式是不适用的。（2008）仍然适用于合理的精度，几乎不受重子物理学中的不确定性的影响。
2009-02-21 astro-ph.CO
Why Baryons Matter: The Kinematics of Dwarf Spheroidal Satellites
我们使用高分辨率的宇宙学模拟的银河系质量的星系，包括重子和暗物质表明，重子物理（能量反馈超新星和随后的潮汐剥离）显着减少了暗物质质量的发光卫星星系的中心区域。模拟卫星的减少的中心质量再现了银河系和M31卫星作为光度的函数所观察到的内部动态。我们使用这些现实的卫星更新预测观测到的速度和光度函数的卫星周围银河系质量的星系时，重子效应占。我们还预测，在银河系经典卫星相同的光度范围内的场矮星系不应该表现出像卫星一样低的速度，因为场矮星系不经历潮汐剥离。此外，在相同光度下，卫星星系与场星系相比的早期形成时间可能在两个种群的恒星形成历史中很明显。在冷暗物质模型中包括重子物理学自然解释了在银河系矮球状体中观察到的低暗物质密度。因此，我们的模拟解决了冷暗物质理论预测的运动学和卫星观测之间的紧张关系，而没有调用暗物质的替代形式。
2014-04-28 astro-ph.CO
The clustering of galaxies in the SDSS-III Baryon Oscillation Spectroscopic Survey: Measuring D_A and H at z=0.57 from the Baryon Acoustic Peak in the Data Release 9 Spectroscopic Galaxy Sample
我们目前的角直径距离和哈勃参数在z=0.57的测量的重子声学峰的相关星系从斯隆数字巡天III重子振荡光谱调查。我们的分析是基于数据发布9中的样本，该样本包含264，283个星系，面积超过3275平方度，红移范围为0.43<z<0.70。我们使用两种不同的方法，以提供强大的测量声峰的位置跨越和沿视线，以测量宇宙学的距离尺度。我们得到声视界的基准值D_A（0.57）= 1408 +/- 45 Mpc，H（0.57）= 92.9 +/-7.8km/s/Mpc。来自各向异性拟合的这些结果与Anderson等人在2012年提出的球形平均声峰位置的分析完全一致。我们的距离测量结果与标准宇宙学模型的预测非常吻合，该模型具有宇宙学常数和零空间曲率。
2013-03-19 astro-ph.CO
The clustering of galaxies in the SDSS-III Baryon Oscillation Spectroscopic Survey: Baryon Acoustic Oscillations in the correlation function of LOWZ and CMASS galaxies in Data Release 12
我们目前的距离尺度测量的重子声振荡信号的CMASS和LOWZ样品的重子振荡光谱巡天（BOSS）的数据发布12。探测的总量为14.5 Gpc $^3$，比第11版数据增加10%。从球平均的关联函数的分析，我们推断到$z=0.57$的距离为$D_V(z)r^{\rm fid}_{\rm d}/r_ {\rm d}=2028\pm21$ Mpc，到$z=0.32$的距离为$D_V(z)r^{\rm fid}_{\rm d}/r_{\rm d}=1264\pm22$ Mpc，假设宇宙学中$r^{\rm fid}_{\rm d}=147.10$ Mpc。从各向异性分析，我们发现一个角直径距离$z=0.57$的$D_{\rm A}(z)r^{\rm fid}_{\rm d}/r_{\rm d}=1401\pm21$ Mpc和距离$z=0.32$的$981\pm20$ Mpc，分别为1.5%和2.0%的测量。$z=0.57$的哈勃参数为$H(z)r_{\rm d}/r^{\rm fid}_{\rm d}=100.3\pm3.7$ km s $^{-1}$ Mpc $^{-1}$，$z=0.32$的哈勃参数值为$79.2\pm5.6$ km s $^{-1}$ Mpc $^{-1}$，分别为3.7%和7.1%。这些宇宙距离尺度约束与最近的普朗克2015结果发布的宇宙学参数的$Λ$ CDM模型非常一…
2016-01-11 astro-ph.CO
Implications of feedback solutions to the $S_8$ tension for the baryon fractions of galaxy groups and clusters
本文研究了重子效应在缓解$S_8$张力中的作用，通过扩展SP(k)模型预测重子分数，发现固定宇宙学参数时需强抑制且重子分数偏低，而同时边缘化两者则与观测一致且$S_8$值偏低，表明仅靠重子物理难以解决该张力。
2025-06-26 astro-ph.CO
Dwarf Galaxies in Voids: Dark Matter Halos and Gas Cooling
星系巡天观测表明，发光星系主要分布在大丝状体和星系团中。剩下的大体积几乎没有发光的星系。这与从宇宙学模拟中得出的宇宙大尺度结构的形成是一致的。然而，数值计算结果表明，宇宙学空洞中充满了暗物质晕，这些暗物质晕原则上可能是矮星系的宿主。相反，观测工作揭示，空洞显然没有矮星系。我们利用流体动力学宇宙学模拟研究了空洞中矮星系的形成。由于宇宙紫外背景辐射的影响，低质量晕一般表现为重子分数的降低。我们确定的特征质量低于该矮星系是重子不足。我们表明，低于该速度的重子吸积被抑制的圆速度约为40公里/秒。被抑制的重子吸积是由紫外背景光加热引起的。我们建立了一个球晕模型，证明了矮星系外围气体的有效状态方程决定了特征质量。这意味着任何加热矮星系周围气体的过程都会增加特征质量，从而减少可观测的矮星系数量。
2010-01-26 astro-ph.CO
