What to expect from dynamical modelling of galactic haloes II: the spherical Jeans equation
球形Jeans方程（SJE）是银河系晕势动力学模拟中的一个常用方程。我们使用晕和星系的宇宙学千禧年-II模拟和流体动力学APOSTLE模拟的性能的SJE在恢复MW质量晕的基本质量配置文件。当使用暗物质粒子作为示踪剂时，最佳拟合的晕质量和浓度参数在其输入值附近分别分散25%和40%。当使用星粒子时，这种散射变得大到3倍。这显著大于与使用SJE相关的估计统计不确定性。相关相空间结构的存在，违反了稳态假设的SJE以及非球形几何形状的散射的主要来源。二元晕表现出更大的散射，因为它们的形状更像非球面，并且具有更扰动的动力学状态。我们的研究结果证实了Wang et al.（2017）先前的研究，即独立相空间结构的数量对基于稳态假设的动力学推断设置了内在的限制精度。用与半径无关的速度各向异性建模，或在有限的外半径内使用示踪剂，会导致明显更大的散射，但整个晕样本的整体平均测量值近似无偏。
2018-03-13 astro-ph.GA
Role of galactic gaseous halos in recycling enriched winds from bulges to disks: A new bulge-disk chemical connection
我们首次证明，盘星系的气体晕可以发挥至关重要的作用，在回收富含金属的气体喷出的隆起，从而促进化学演化的磁盘。我们的数值模拟结果表明，当星系晕的平均密度（rho_ hg）高达10^{-5} cm^{-3}时，由于气体喷出物和气体晕之间的流体动力学相互作用，盘状星系中来自球壳的富金属星风可以吸积到薄盘上.通过恒星风从膨胀中喷射出来，然后吸积到盘上的气体总量主要取决于rho_ hg和恒星风的初速度。在一组合理的模型参数下，尺度长度为a_d的盘星系中约有1%的球状喷出物可以吸积到R ~ 2.5 a_ d的盘上。我们讨论了这些结果的背景下，令人惊讶的高金属丰度的太阳附近的星系盘星的起源。我们还讨论了这些结果对不同环境中rho_ hg可能不同的盘星系化学演化的影响。
2009-01-10 astro-ph.GA
The stability of stellar disks in Milky-Way sized dark matter halos
我们采用了一种改进的方法来插入高分辨率的银河系大小的晕的暗物质模拟的活恒星盘，使我们能够调查的命运薄恒星盘在动荡的环境中的冷暗物质结构。我们研究了一组八个不同的光环，从宝瓶座模拟项目，其中恒星盘是按规定的结构生长，然后允许自我一致地演变。在GALIC程序的帮助下，初始速度分布被设置在非常好的平衡中。我们发现，剩余的三轴晕导致显着的磁盘翻滚，定性确认早期的工作。我们表明，盘转动运动是不受影响的星系的结构特性，如存在或不存在的凸起或酒吧。在典型的银河系大小的暗物质晕中，我们预计在z = 1和z = 0之间，盘的平均转动约为40度，大约为6 Gyr。我们还调查的磁盘上的子结构的影响，反过来说，磁盘加热率所造成的暗物质晕子结构。盘的存在减少了中央subhalo丰度的约一个因素的两个，由于从磁盘通道的重力冲击增加蒸发率。我们发现，子结构是重要的恒星盘加热外部，但似乎没有显着影响其内部。
2015-07-14 astro-ph.GA
A Tilted Dark Halo Origin of the Galactic Disk Warp and Flare
银河系外盘的扭曲与外延难以被既有机制定量解释，本研究提出与恒星晕同向倾斜的暗物质晕可诱发与观测数据一致的盘面扭曲与外延，为银河系嵌于倾斜暗晕提供了证据。
2023-09-13 astro-ph.GA
The impact of cosmic rays on dynamical balance and disk-halo interaction in Lstar disk galaxies
宇宙射线是星际介质的重要组成部分，但其对盘-晕界面（距盘小于10 kpc）动力学的影响尚不清楚。利用高分辨率的FIRE-2宇宙学模拟，研究了红移为零的晚型L型星系的CRs对盘上气体的影响。我们比较了有和没有CR反馈的运行（恒定各向异性扩散约3e 29 cm^2/s和流）。我们的模拟捕捉相关的磁盘晕的相互作用，包括流出，流入，和银河喷泉。所有运行中的平面外气体满足动态平衡，其中总压力平衡上覆气体的重量。虽然来自非均匀运动（>1-kpc尺度）的动压在中平面中占主导地位，但热压和体压（或CR压力，如果包括在内）在大高度处占主导地位。结果表明：（1）CRs对热气体（1 e4 K）有缓慢的加速作用;（2）热气体（> 5e 5 K）的尺度高度受到抑制;（3）在盘晕界面上，温热（2 e4 - 5e 5 K）介质成为体积填充最多的相.我们开发了一个新的概念模型的近盘气体动力学在低红移L星星系：与CR，盘晕界面充满了CR驱动的暖风和热的超级气泡，传播到CGM与一小部分回落到磁盘。没有CR，大多数从热超级气泡流出的物质都被现有的热晕和引力所捕获，因此它们通常会形成银河喷泉。
2022-08-20 astro-ph.GA
Galactic Gas Flows from Halo to Disk: Tomography and Kinematics at the Milky Way's Disk-Halo Interface
我们提出了一个新的吸收线调查使用54个蓝色水平支星（BHB）在银河系晕作为背景源，检测在盘晕界面的气体流动。在3.1 - 13.4 kpc的高纬度（$b$> 60 °）背景星的距离测量，结合前所未有的空间采样和光谱分辨率，使我们能够检查的三维空间分布和运动学的气体流动附近的磁盘。我们检测到的吸收签名的平面外钙和碘化钠在凯克HIRES光谱，并发现它们的柱密度表现出与距离的背景源没有任何趋势，这表明这些云位于3.1千秒差距的磁盘。我们计算的覆盖率为$f_{CaII}$ = 63%，$f_{NaI}$ = 26%，和$f_{HI}$ = 52%，与CGM的图片，包括多相云包含小块冷气体在更热，更扩散的气体。我们的测量将这些冷云内任何子结构的尺度限制在<0.5 kpc。CaII和NaI的吸收特征表现出中等速度（IV）分量，相对于当地静止标准，以-75 km/s <v <-25 km/s的速度流入，与以前研究的HI结构一致。我们报告的新检测流入速度梯度$Δv_z$~6 - 9公里/秒/千秒差距在银河平面。这些发现限制了CGM气体流经盘-晕界面的物理和运动学性质，并支持了冷气体降雨回到盘上的星系喷泉模型。
2019-07-22 astro-ph.GA
A Hierarchy of Normalizing Flows for Modelling the Galaxy-Halo Relationship
本文基于 CAMELS 多参数流体动力学模拟训练条件归一化流，对星系与暗晕属性的联合概率建模，并生成暗晕质量函数、星系标度关系和分布函数。
2023-07-13 astro-ph.GA
Modelling the galaxy-halo connection with semi-recurrent neural networks
我们提出了一个人工神经网络的设计，在过去和现在的暗物质晕和他们的本地环境的属性被用来预测时间分辨的恒星形成历史和恒星金属丰度的历史，中央和卫星星系。使用来自IllustrisTNG模拟的数据，我们训练了一个基于TensorFlow的神经网络，该神经网络具有两个输入：一个具有暗物质晕静态属性的标准层，例如晕质量和开始时间;以及一个具有诸如过密度和晕质量吸积率等变量的递归层，该变量在多个时间步长从$0 \leq z \lesssim 20$进行评估。该模型成功地再现了星系晕连接的关键功能，如恒星晕质量关系，缩小，和颜色双峰，为中央和卫星星系。我们确定质量吸积的历史至关重要的几何形状的恒星形成的历史和趋势与晕质量，如缩小，而环境变量是化学富集的重要指标。我们使用这些输出来计算光谱能量分布，并发现它们与IllustrisTNG中的等效结果很好地匹配，恢复了观测统计数据，如颜色双峰和质量-星等图。
2022-10-28 astro-ph.GA
Disk galaxies are self-similar: the universality of the HI-to-Halo mass ratio for isolated disks
本文利用高质量旋转曲线数据发现孤立盘星系中HI与暗物质晕质量比具有普适性，将模拟中大质量盘星系恒星-晕质量比偏差扩展至中性气体领域，揭示盘星系在高至大质量范围内存在尚未完全理解的自相似调节机制。
2023-07-05 astro-ph.GA
Spurious heating of stellar motions in simulated galactic disks by dark matter halo particles
我们使用理想化的N-体模拟嵌入在粗粒暗物质晕平衡恒星盘研究虚假碰撞加热盘的结构和运动学的影响。碰撞加热人为地增加了盘星的垂直和径向速度色散，以及盘的厚度和大小;这种影响在所有的银河中心半径都能感受到。碰撞加热的综合效应取决于暗物质晕粒子的质量（或等价地，由固定晕质量的粒子数量）、它们的局部密度和特征速度色散，但对恒星粒子质量基本不敏感。因此，在宇宙学模拟中，可以通过提高暗物质的质量分辨率来减少这种影响，而提高重子（或恒星）质量分辨率的好处有限。我们提供了一个简单的经验模型，准确地捕捉虚假碰撞加热的影响，对模拟磁盘的结构和运动学，并使用它来评估磁盘加热的重要性，模拟星系形成。我们发现，大多数国家的最先进的变焦模拟，和一些最高分辨率，最小体积的宇宙学运行，在原则上能够解决薄恒星盘在银河系质量晕，但大多数大体积的宇宙学模拟不能。例如，用少于$\approx 10^6$粒子分辨的暗物质晕将碰撞加热恒星半质量半径附近的恒星，使得它们的垂直速度色散在大约一个哈勃时间内增加晕维里速度的$\gtrsim 10$ %。
2021-09-23 astro-ph.GA
Shrinking Galaxy Disks with Fountain-Driven Accretion from the Halo
大多数星系中的恒星形成需要宇宙气体吸积，因为与哈勃时间相比，气体消耗时间很短。这种吸积可能来自于卫星碎片、冷流和热晕气体在冷盘界面的凝结，也许还得到了星系喷泉的帮助。一般来说，吸积物的比角动量与接收它的盘的部分不同，即使气体来自附近的晕。然后，随着时间的推移，气盘会膨胀或收缩。在这里，我们表明，在喷泉模型中的恒星形成率成正比的速率的晕气体的冷凝将保持一个初始的形状，如指数，缩小规模的长度，留下一个恒星盘与稍陡的轮廓的年轻恒星附近的中心。对于大多数星系来说，这个过程是缓慢的，产生了难以察觉的径向速度，它可能由其他扭矩主导，但它对蓝色致密矮星来说可能很重要，因为它们的内部恒星盘往往具有大而不规则的气体储存和陡峭的蓝色轮廓。
2014-11-02 astro-ph.GA
Tilted Dark Halos are Common, Long-Lived, and can Warp Galactic Disks
基于IllustrisTNG模拟，研究发现星系内部暗晕常发生显著倾斜且可持续超5 Gyr，并能产生长期稳定的星系盘扭曲，为解释银河系等观测中扭曲盘的普遍性提供了线索。
2023-09-15 astro-ph.GA
Dynamical Imprint of Dark Matter Halo and Interstellar Gas on Spiral Structure in Disk Galaxies
本论文通过理论模拟和数值计算研究了盘星系的两种结构成分，即暗物质晕和星际气体对盘星系螺旋结构的起源和持久性问题的动力学作用。这些研究是在两种著名的产生旋臂的范式下进行的，即密度波理论和摆动放大产生的小尺度物质臂。银河系盘的基本理论模型涉及引力耦合的两个组件系统（恒星和气体）嵌入在一个刚性和非响应暗物质晕。论文的第一部分研究了低表面亮度（LSB）矮星系和某些具有扩展HI盘的不规则星系中暗物质晕对小尺度螺旋结构的动力学影响。在这两种情况下，旋转曲线被发现是占主导地位的贡献的暗物质晕在一个大的径向距离，从内部地区的星系。论文的下一部分研究了星际气体对盘状星系螺旋结构的持久性和图案速度的可能影响。论文的最后一部分研究了暗物质晕对大尺度螺旋结构的动力学影响。在本文中，暗物质晕和星际物质对旋臂的起源和持久性问题具有相反的动力学效应。暗物质晕抑制了盘状星系中的小尺度和大尺度螺旋不稳定性，这些盘状星系在动力学上由来自最内部区域的暗物质晕主导。另一方面，星际气体帮助旋臂存活更长的时间尺度（几十亿年）。
2018-07-02 astro-ph.GA
The GMRT archive atomic gas survey -- II. Mass modelling and dark matter halo properties across late-type spirals
本文用两种公开流程对GARCIA试点样本11个晚型旋涡星系进行三维HI运动学与质量建模，并验证多种重子—暗物质标度关系。
2023-07-25 astro-ph.GA
Dwarf irregular galaxies with extended HI gas disks: Suppression of small-scale spiral structure by dark matter halo
具有扩展的HI盘分布的矮不规则星系，如DDO 154，允许测量旋转曲线，因此推导出大径向距离的暗物质晕特性，高达光学半径的几倍。这些星系包含一个巨大的暗物质晕库，它占据了盘的大部分。我们研究了暗物质晕对小尺度螺旋特征的影响，通过对5个晚型、富气矮不规则星系，即DDO 154、NGC 3741、DDO 43、NGC 2366和DDO 168的盘进行局部非轴对称扰动分析，这些星系都具有致密致密的暗物质晕。我们发现，当单独处理的气体盘，它允许一个有限的摆动放大，这将导致在外部气体盘的小尺度螺旋结构，但添加暗物质晕的分析结果在一个更高的Toomre Q参数，几乎完全阻止放大。这种趋势在光学半径内的区域也是如此。这意味着在这些星系中没有强大的小尺度螺旋臂，这与观测结果一致。因此，尽管富含气体，并且实际上以气体作为主要的重子成分，这些星系不能支持小尺度的螺旋结构，否则将在正常的富含气体的星系中被预期。
2018-03-06 astro-ph.GA
Metal-Poor Stars in the MW Disk: Resonant Cooling of Vertical Oscillations of Halo Stars in Barred Galaxies
本文通过数值模拟提出了一种由恒星棒与晕族粒子共振相互作用驱动的垂直振荡冷却机制，解释了 MW 盘中贫金属恒星可能起源于恒星晕，并分析了其径向迁移和顺逆行轨道比率特征。
2024-07-25 astro-ph.GA
Semi-analytic modelling of the europium production by neutron star mergers in the halo of the Milky Way
中子星合并（NSM）可能是快速（r-）中子俘获过程元素的主要产生场所。通过对Munich-Groningen半解析星系形成模型中典型的r过程元素Eu的追踪，利用NSM方法研究了银河系星晕的r过程富集，并将其应用于3个高分辨率的Aquarius暗物质模拟。特别是，我们调查的反冲速度的影响，中子星双星收到其形成时，在积木星系（BB），部分形成了恒星晕合并与我们的银河系。当这种反冲大到足以克服BB的逃逸速度时，NSM发生在BB外部，结果是没有r过程富集。我们发现，NS踢速度的标准分布减少[Eu/Mg]丰度的晕星$\sim 0.5$ ~dex相比，NS没有收到踢的模型。低NS踢速度，我们的模拟相匹配的[Eu/Mg]丰度的晕星相当不错，恒星的金属丰度[Mg/H] $\geq -1.5$。只有在宝瓶座晕B-2中，金属丰度较低的恒星的[Eu/Mg]值与观测值相似。我们的结论是，我们的假设的瞬时混合是最有可能不准确的r-过程富集的星系晕，或一个额外的生产网站的r-过程元素的建模是必要的，以解释存在的低金属丰度晕星高铕丰度。
2018-12-07 astro-ph.GA
The dark matter halo shape of edge-on disk galaxies - I. HI observations
这是第一个文件的一系列中，我们将试图把限制扁平的黑暗晕盘星系。我们观察为此目的的HI在边缘上的星系，在那里它是在原则上可以测量的力场在晕垂直和径向的气体层耀斑和旋转曲线分解分别。在本文中，我们定义了一个适合于此目的的8个富HI晚型星系的样本，并给出了HI观测结果。
2010-03-16 astro-ph.GA
Chemical abundances of the Milky Way thick disk and stellar halo II.: sodium, iron-peak and neutron-capture elements
本文对97颗运动学选择的厚盘星、内晕星和外晕星进行了钠、铁峰和中子俘获元素的化学丰度分析，金属丰度为-3.3<[Fe/H]<-0.5。本研究的主要目的是研究属于这些旧银河系组成部分的贫金属恒星之间的化学相似性和差异，作为确定其早期化学动力学演化的线索。在我们之前的论文中，我们通过基于Subaru/HDS获得的高分辨率（R~50000）光谱进行一维LTE丰度分析，获得了α元素的丰度。在本文中，进行了类似的分析，以确定另外17种元素的丰度。结果表明，在金属丰度低于[Fe/H]-2的情况下，厚盘、内晕和外晕子样品中许多元素的丰度比基本相似。相比之下，在较高的金属丰度（[Fe/H]>-1.5），在三个子样本之间的一些丰度比的差异被确定。具体而言，[Na/Fe]，[Ni/Fe]，[Cu/Fe]，[Zn/Fe]比值的内部和外部晕子样品被发现低于那些在厚盘子样品。与我们以前的论文中观察到的[Mg/Fe]相比，[Eu/Fe]比在两个晕子样品中比在厚盘子样品中更增强。在厚盘和内/外晕子样品之间观察到的某些元素的明显化学丰度（[Fe/H]>-1.5）支持了这些组分通过不同机制形成的假设。特别是，我们的研究结果有利于这样的情况下，形成的内部和外部的光环组件通过组装的多个祖系统，经历了不同程度的化学富集，而厚盘通过快速恒星形成与有效的混合化学元素。
2013-06-05 astro-ph.GA
Clustering clusters: unsupervised machine learning on globular cluster structural parameters
球状星团（GC）根据其轨道、化学和内部物理性质，历来被分为两类（盘/晕）或三类（盘/内晕/外晕）。这种细分的定性性质使得不可能确定组的自然数实际上是两个、三个还是更多。在本文中，我们使用聚类分析的$(\log M, \log σ_0, \log R_e, [Fe/H], \log | Z |)$空间表明，GC组的固有数实际上是$k=2$或$k=3$，后者是有利的，虽然不显着。在$k=2$的情况下，围绕中心点的分区（PAM）聚类算法恢复了贫金属晕GC组和富金属盘GC组。使用$k=3$，这三个组可以被解释为盘/内晕/外晕族。对于每个群，我们得到一个中心点，即一个代表性的元素（分别代表圆盘、内晕和外晕的NGC $6352$、NGC $5986$和NGC $5466$），以及一个衡量每个GC与它的群有多强关联的尺度，即所谓的轮廓宽度。使用后者，我们发现与年龄的磁盘和外晕GC的关联越强的GC与磁盘（外晕）组，它是年轻（老年）。
2019-01-16 astro-ph.GA
Elemental Abundances in M31: A Comparative Analysis of Iron and Alpha Element Abundances in the Outer Disk, Giant Stellar Stream, and Inner Halo of M31
我们测量了[Fe/H]和[ $α$ /Fe]使用光谱合成的低分辨率恒星光谱学的70个单独的红巨星分支恒星跨越四个领域跨越外盘，巨大的恒星流（GSS），和内晕的M31。在M31中心投影距离为23 kpc的晕、12 kpc的晕、22 kpc的GSS和26 kpc的外盘上的磁场是$α$增强的，$\langle$ [ $α$ /Fe] $\rangle$分别为0.43、0.50、0.41和0.58。23千秒差距和12千秒差距晕带相对贫金属，$\langle$ [Fe/H] $\rangle$ = $-$ 1.54和$-$ 1.30，而22千秒差距GSS和26千秒差距外盘带相对富金属，分别为$\langle$ [Fe/H] $\rangle$ = $-$ 0.84和$-$ 0.92。对于具有亚结构的场，我们将恒星星族分为运动学热恒星晕分量和运动学冷恒星晕分量。在$\sim$ 17-$-$ 22 kpc之间，我们没有发现任何证据表明，在GSS的高表面亮度核心存在[ $α$ /Fe]梯度。然而，我们发现了一个负的[ $α$ /Fe]梯度的恒星晕，这可能表明，不同的祖（S）或形成机制的建立作出了贡献的内部与外部晕的初步建议。此外，富含金属（[Fe/H] $>$ $-$ 1.5）、光滑的内恒星晕（r $_{\rm{proj}}$ $\lesssim$ 26 kpc）的[ $α$ /Fe]分布与类似于…
2020-01-24 astro-ph.GA
Disk-Halo interface: The "foot point" of the Galactic Molecular Loops
我们研究了盘晕相互作用，在银河系中心（GC）区域的轨道和巨分子环（GML）的背景下。我们在SiO（J=2-1），HCO $^+$（J=1-0）和H $^{13}$ CO $^+$（J=1-0）的中心kpc区域进行了大尺度观测，在两个分子环的足点上对M+5.3-0.3和M-3.8+0.9两个团簇的区域进行了3 mm线的观测，并对选定的位置进行了观测，以追踪来自晕的气体的吸积
2010-02-03 astro-ph.GA
Estimating the Oblateness Of Dark Matter Halos Using Neutral Hydrogen Velocity Dispersion
我们推导了一个富气、面朝盘状星系的暗物质晕的扁率参数q。我们假设晕是三轴的，但它们在盘平面上的轴（a和b）是相等的，所以q=c/a测量晕的扁平。我们使用的HI速度色散，来自堆叠HI发射线和磁盘表面密度，以确定磁盘的潜力和晕的形状在R25和1.5R25半径。我们将模型应用于20个邻近星系，其中6个是M（恒星）>10^10太阳质量的大型盘星系，8个具有中等恒星质量，6个是低表面亮度矮星系。我们最重要的结果是，M（气体）/M（重子）>0.5的富气体星系具有扁圆晕（q < 0.55），而恒星占优星系的q值范围从NGC 4190的0.21 ± 0.07到NGC 5194的1.27 ± 0.61。我们的结果还表明，恒星质量和晕扁率q之间的正相关，这表明具有大质量恒星盘的星系有更高的概率有晕是球形或略长球形，而低质量星系有扁率晕（q < 0.55）。
2023-03-09 astro-ph.GA
Idealized models for galactic disk formation and evolution in 'realistic' LambdaCDM haloes
我们研究了具有理想重子初始条件的“现实”Lambda CDM晕中星系盘形成和演化的动力学。我们在z=1.3的热气体旋转球体中加入了两个完全宇宙学的暗物质晕（再）模拟。气体根据人工和可调节的冷却功能冷却，形成旋转支撑的星系。模拟在完整的宇宙学背景下发展，直到z=0。我们改变初始气体球的角动量和密度分布，冷却时间和角动量矢量的方向来研究对盘演化的影响。最终的磁盘显示现实的结构和运动学特性。冷却/吸积过程越慢，所得到的系统的运动学盘-隆起比D/B越高。我们发现气体角动量相对于晕的初始取向对D/B有很大的影响。最稳定的系统来自平行于晕短轴的方向，但自旋的符号可能有很大的影响。尽管初始气体分布是球形的，并且是相干旋转的，但在数十亿年的时间里，中心盘和外部气体成分的方向以及这些成分之间的相对角度都可以改变90度以上。平行于主轴的初始条件可以形成平行于主轴的初始条件，但内部和外部材料之间通常存在强烈的不对准。在演化过程中重子角动量的方向变化越大，最终D/B越低。晕与晕之间的行为变化很大。即使是我们简单的初始条件也可以导致强棒，主要的凸起，巨大的，错位的环和反向旋转的组件。我们讨论了我们的结果可能涉及到完全宇宙盘形成模拟的失败或成功。（节略）
2012-09-27 astro-ph.GA
X-Ray Detection of Warm Ionized Matter in the Galactic Halo
我们报告的冷和轻度电离的气体重子金属成分的银河系的系统调查，通过分析高分辨率钱德拉和XMM-牛顿光谱的两个样本的银河系和河外源。对位于我们的银河系和河外来源的源的视线之间的比较，使我们第一次能够清楚地区分我们的银河系的磁盘和晕中的气态金属成分。我们发现，一个温暖的电离金属介质（WIMM）渗透在银河系的磁盘上方和下方的大体积，也许到环银河系空间（CGM）。这个Halo-WIMM几乎印刻了我们河外目标光谱中看到的OI和OII吸收的全部，温度为T（Halo-WIMM）=2900 +/- 900 K，密度<n_H>（Halo-WIMM）= 0.023 +/- 0.009 cm-3，金属丰度Z（Halo-WIMM）=（0.4 +/- 0.1）Z_Solar。与以前的工作相一致，我们还确认银河系的盘至少包含两种不同的气态金属成分，一种是冷的和中性的（CNMM：冷中性金属介质），另一种是温暖的和轻度电离的，具有与Halo-WIMM相同的温度，但密度更高（<n_H>E-WIMM）= 0.09 +/- 0.03 cm-3）和金属量（Z（E-WIMM）= 0.8 +/- 0.1$ Z_Solar）。通过对银河系采用一个简单的盘+球几何，我们估算了CNMM的质量以及M（CNMM）<8 e8太阳质量和M（WIMM）~ 8.2e9太阳质量的总（盘+晕）WIMM。
2015-12-11 astro-ph.GA
Dependency of the Bar Formation Timescale On The Halo Spin
本文通过N体模拟研究暗物质晕顺行与逆行自旋对盘星系棒形成时标的影响，发现已有经验关系仍成立，且晕自旋在中等缓慢棒形成中起加速或抑制作用。
2025-11-06 astro-ph.GA
HST/COS Observations of Ionized Gas Accretion at the Disk-halo Interface of M33
我们报告了在附近星系M33的盘晕界面处探测到吸积电离气体的结果。我们分析了均匀分布在M33盘面上的7颗紫外亮恒星的HST/COS吸收线光谱。我们发现硅IV吸收组件一致红移相对于散装M33的ISM吸收沿所有的视线。硅IV探测表明富集，盘宽，电离气体流入磁盘。这种流入很可能是多相的，因为红移分量也可以在具有较低电离状态的离子中观察到（例如，S II、P II、Fe II、Si II）。流入的运动学建模是一致的吸积层在磁盘晕界面的M33，它有一个吸积速度为110 $^{+15}_{-20}$公里秒$^{-1}$在距离为1.5 $^{+1.0}_{-1.0}$千秒差距以上的磁盘。模拟表明，在M33盘近侧的盘-晕界面处的吸积材料的总质量为$\sim3.9\times10^7$ M $_{\odot}$，吸积速率为$\sim2.9$ M $_{\odot}$/$^{-1}$。高的吸积率和金属富集水平表明，流入很可能是M33气体从银河喷泉中回落和/或在M31和M33之间的密切相互作用期间被拉松的气体。我们对M33的研究是第一个明确揭示银河系以外存在盘宽的电离气体流入的研究，从而更好地了解星系盘附近的气体吸积。
2016-11-29 astro-ph.GA
The constraining effect of gas and the dark matter halo on the vertical stellar distribution of the Milky Way
我们详细研究了银河系薄盘的恒星垂直分布，特别关注外盘。我们把银盘看作是一个引力耦合的三分量系统，它由恒星、原子氢气和分子氢气组成，并处于暗物质晕的引力场。在这样一个现实的系统中的恒星和气体的自洽的垂直分布的半径之间的4-22千秒差距。包含一个额外的引力分量约束的垂直恒星分布朝向中平面，使中平面密度更高，磁盘厚度减少，垂直密度分布是陡峭的比在单组件，等温，恒星单独的情况下。结果表明，恒星分布主要受星系内外气体和暗物质晕引力场的制约。我们发现，恒星盘的厚度（测量的垂直密度分布的高宽）随半径增加，耀斑急剧超过R=17千秒差距。由于晕圈的引力场，外星系的盘厚度减小了3-4倍，这可能有助于盘抵抗大半径的变形。如果不考虑暗物质晕的影响，圆盘会更加闪耀。因此，在确定外区银盘的垂直结构和动力学时，考虑暗物质晕的影响是至关重要的。
2018-08-06 astro-ph.GA
Existence of the Metal-Rich Stellar Halo and High-velocity Thick Disk in the Galaxy
基于第二次盖亚数据发布（DR 2），结合LAMOST和APOGEE光谱巡天，我们研究了相对于银河系静止的地方标准，相对速度至少为220 ${\rm km\ s^{-1}}$的高速恒星的运动学和金属丰度分布。具有[Fe/H] $>-1.0$ dex的高速星的自转速度分布可以用双高斯模型很好地描述，其峰值分别位于$V_ϕ\sim +164.2\pm0.7$和$V_ϕ\sim +3.0\pm0.3$ ${\rm km\ s^{-1}}$处，分别与厚盘和晕有关.这意味着银河系中应该存在高速厚盘（HVTD）和富金属恒星晕（MRSH）。HVTD星在托姆雷图中的位置与晕相同，但旋转速度和金属丰度与典型厚盘相同。MRSH星的自转速度、轨道偏心率以及在林德布拉德图和图姆雷图中的位置与典型晕星基本相同，但它们更富含金属。此外，我们的样本星的金属丰度分布函数（ψ）很好地拟合的四高斯模型，分别与外晕，内晕，MRSH，HVTD。化学和运动学性质和年龄暗示MRSH和HVTD星可能在原地形成。
2020-10-27 astro-ph.GA
The Role of Dark Matter in Driving Disk Perturbations: Application to LMC-SMC Like Galaxy Interactions
University of Arizona（亚利桑那大学）；Universidad Tecnica Federico Santa Maria（费德里科·Santa玛利亚理工大学）；University of Maryland（马里兰大学）；Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教 Pontifical 大学）；University of Massachusetts, Amherst（马萨诸塞大学阿默斯特分校）
本研究利用N体模拟和基函数展开，量化了类似LMC-SMC系统中暗物质晕和卫星星系对宿主盘扰动的贡献，发现晕四极畸变是盘翘曲的主要来源，并通过多通道奇异谱分析区分了两种力矩的影响，为暗物质理论提供了检验途径。
2026-10-06 astro-ph.GA
A low pre-infall mass for the Carina dwarf galaxy from disequilibrium modelling
只有暗物质的星系形成模拟预测，类似银河系的星系周围的暗晕数量要比观测到的卫星数量多得多。提出的解决方案要求卫星在落入银河系时居住在质量在10亿到100亿太阳质量之间的暗物质晕中。在这里，我们使用一种独立于宇宙学模拟的建模方法，获得银河系卫星之一：船底座的3.6亿（+3.8亿，-2.3亿）太阳质量的预质量。只有在质量低于100亿个太阳质量的晕中，星系形成变得随机时，船底座低晕质量的确定才能被纳入标准模型。否则，船底座，第八个最明亮的银河系矮星，预计将居住在一个显着更大的光环。这意味着银河系中应该有一群“暗矮星”：没有恒星的光环，但比许多可见的同类更大。
2015-07-08 astro-ph.GA
A 10,000 star spectroscopic survey of the thick disk-halo interface : Phase-space sub-structure in the thick disk
我们分析了10,000星光谱调查，集中在银河系厚盘星通常2-5千秒差距，从太阳，进行了AAOmega光谱仪上的AAT。我们开发的方法进行完整性校正的调查SDSS测光的基础上，我们得到的恒星距离使用改进的等时线拟合方法，精度优于10%。我们确定了厚盘的大尺度运动学（Vphi=172 km/s和sigma（phi，r，z）=（49，51，40）km/s）和丰度性质，表明这些代表性值在太阳约3 kpc和银河平面1-3 kpc的范围内是一个公平的描述。我们确定了一个实质性的超密度的视线内的星系，金属丰度[Fe/H] -1 dex，和更高的视线速度比厚盘，局部化沿方向（l，b）=（48，-26）。这个过密度似乎接近，但比已知的武仙座-天鹰座晕过密度更接近，可能与汉弗莱斯-拉森内星系厚盘的不对称性有关。
2013-02-20 astro-ph.GA
A Vertically Orientated Dark Matter Halo Marks a Flip of the Galactic Disk
Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；Institute for Astronomy the School of Physics, Zhejiang University（浙江大学物理学院天体物理研究所）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；School of Physics and Optoelectronic Engineering, Hainan University（海南大学物理与电子工程学院）；Department of Astronomy, Westlake University（西湖大学天文系）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学天文与前沿科学研究中心）
研究发现银河系盘可能因小并合扭动而翻转，暗物质晕呈现垂直取向，揭示了盘演化与暗物质晕取向的统一框架。
2026-02-25 astro-ph.GA
Chaos in a disk galaxy model induced by asymmetries in the dark halo
我们研究了具有致密核和不对称暗晕的盘状星系运动的规则或混乱本质。两种情况下，2D模型和3D模型，进行了研究。在二维模型中，相平面的相当一部分被混沌轨道所覆盖。两个因素似乎是造成混乱运动的原因：（i）致密的核和（ii）暗晕中的不对称性。我们的数值实验表明，在庞加莱相平面上有几个混沌分量。不同的混沌分量诱导晕的不对称性。每个混沌分量似乎有一个不同的值的李雅普诺夫特征指数，为小的值的不对称参数和一个独特的LCE为较大的值的不对称参数。目前的结果与以前的工作成果的比较。
2012-04-20 astro-ph.GA
Differential rotation of the halo traced by the K-giant stars
利用LAMOST DR 5中的K巨星研究了星系晕在不同空间位置的自转速度变化。模拟的旋转速度分布与晕和磁盘组件，我们发现，晕人口的旋转速度几乎线性下降，增加垂直距离的银盘平面，$Z$，在固定的银河系中心半径，$R$。用$6<R<12$ kpc和$12<R<20$ kpc将样品分成两部分。我们推导出两个子样本沿$Z$的下降速率分别为$-3.07\pm0.63$和$-1.89\pm0.37$ km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$。与TNG模拟结果相比，我们认为这种趋势可能是由盘与晕之间的相互作用引起的。模拟结果表明，只有扁圆晕才能提供随$Z$增大而减小的自转速度。这表明银河晕是扁圆形的，银河中心半径为$R<20$ kpc。另一方面，本研究清楚地追踪了盘组分（主要是厚盘）的张开，$R$在12和20 kpc之间，盘可以垂直延伸到盘平面上方的$6\sim10$ kpc。更有趣的是，我们发现盖亚-土卫二-香肠（GES）组分仅在具有$R<12$ kpc的晕中具有显著贡献，即23 $-$的一部分47\%。而在外部子样本中，贡献太低，无法得到很好的约束。
2020-07-02 astro-ph.GA
SCF-FDPS: A Fast $N$-body Code for Simulating Disk-halo Systems
该研究提出SCF-FDPS快速N体代码，将SCF方法用于晕自引力和盘晕相互作用，仅对盘自引力用树算法，在多核上比调优树码快3倍至近一个数量级，且扩展性好，模拟结果与树码一致。
2023-02-23 astro-ph.GA
Modelling the HI halo of the Milky Way
目的：研究银河系面外中性气体的全局分布和运动学。研究方法：我们建立了一系列银河系HI层的3D模型，将它们投影成内部视图，并将它们与莱顿-阿根廷-波恩21厘米观测结果进行比较。结果如下：我们发现，银河系盘被一个扩展的中性气体晕所包围，其垂直尺度高度为1.6[+0.6/-0.4] kpc，HI质量为3.2[+1.0/-0.9] x10^8太阳质量，占银河系HI总质量的5-10%。这个HI晕的旋转速度比盘慢，垂直速度梯度为-15[+/-4] km/s/kpc。我们发现了一个全球下沉运动的证据，垂直（20[+5/-7] km/s）和径向（30[+7/-5]km/s）。结论：银河系HI晕显示出与外部星系晕相似的性质，并且与主要由盘中的超新星爆炸产生的性质相一致。它最有可能是由质量为10^4-10^5太阳质量的不同气体复合物组成，其中中速云是局部的表现。经典的高速云似乎是一个独立的群体。
2010-10-18 astro-ph.GA
Effects of Halo Spin on Bar Formation in Disk Galaxies
本研究通过改变晕自旋参数和核球质量的N体模拟，揭示顺行晕促进、逆行晕延迟盘星系棒形成，并发现λ=0.06、10%核球模型最符合银河系。
2024-06-13 astro-ph.GA
CHANG-ES XIX: Galaxy NGC 4013 -- a diffusion-dominated radio halo with plane-parallel disk and vertical halo magnetic fields
利用卡尔G.利用Jansky甚大阵（VLA）在两个频段（C波段和L波段）上的观测数据，分析了边旋星系NGC 4013的射电性质，包括CR电子的极化和输运过程。利用150 MHz的补充低频阵列射线（LOFAR）数据研究了该星系的低频特性，并利用X射线（Chandra，XMM-Newton）数据研究了该星系的中心区域。中心点源在两个CHANG-ES波段的射电连续谱中占主导地位，但目前还没有明确的活动星系核分类。标度高度分析表明，高斯拟合，晕标度高度为1.2 kpc在C波段，2.0 kpc在L波段，和3.1 kpc在150 MHz，更好地代表强度分布比指数拟合。NGC 4013在C波段的射电连续晕较小，而低频LOFAR资料则显示出较大的射电连续晕。极化数据揭示了平面平行的，规则的磁场在整个磁盘和垂直晕组件的高度约6千秒差距，表明存在一个轴对称的字段具有径向分量指向外。NGC 4013的平均磁场强度为6.6 $μ$ G（使用修正的均分公式），这是相当小的。NGC 4013盘上的相互作用和低的恒星形成率（SFR）可能影响其射电连续谱的出现。几个可观察到的量给出一致的证据表明，在NGC 4013的晕CR运输是扩散：同步加速器的刻度高度，磁盘/晕通量密度比，同步加速器光谱指数的垂直剖面的频率依赖性，小传播速度测量建模与三角帆，和低温度的X射线发射热气体。
2019-06-25 astro-ph.GA
Disentangling Drivers of Disk Warps in Tilted and Tumbling TNG50 Halos
University of Michigan（密歇根大学）
研究通过分析TNG50模拟中的孤立晕，探讨了三轴晕的翻转和取向如何驱动盘扭曲，并发现多个因素与盘扭曲存在显著相关性。
2026-01-31 astro-ph.GA
Galactic angular momentum in cosmological zoom-in simulations. I. Disk and bulge components and the galaxy--halo connection
我们研究了四个盘状星系的角动量演化，这些星系居住在银河系大小的晕中，这些晕是在宇宙学放大模拟中形成的，具有各种次网格物理和合并历史。我们分解这些星系的运动学和光度，到他们的磁盘和凸起组件。模拟的星系和它们的组成部分位于观测序列的$j_*$ - $M_*$图有关的特定角动量和质量的恒星组件。我们发现，在低密度环境中的星系遵循关系$j_* \propto M_*^α$过去的主要合并，与$α\sim 0.6$的情况下，强反馈，当膨胀盘比是相对恒定的，和$α\sim 1.4$在其他情况下，当长期的过程在较短的时间尺度上操作。我们计算的保留因子（即恒星和暗物质的特定角动量的比率）的磁盘和凸起，并表明，他们变化相对缓慢的平均后，在众多的，但短暂的波动。对于磁盘，保留因子通常接近于1，而对于凸起，它们要小几倍。因此，我们的模拟表明，星系和它们的晕生长在一个准同源的方式。
2016-12-21 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
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
Towards Accurate Modelling of Galaxy Clustering on Small Scales: Testing the Standard $Λ\mathrm{CDM}$ + Halo Model
用晕模型解释星系的小尺度成团现象可以阐明星系与暗物质晕之间的联系。不幸的是，建模通常不够准确，无法在统计上排除模型。因此，很难使用小尺度编码的信息来测试宇宙学模型或探测星系-晕连接的微妙特征。在本文中，我们试图推动晕模型的"准确"的制度，完全数值模拟为基础的方法和统计和系统误差的仔细治疗。通过我们的前向建模方法，我们可以将聚类统计纳入传统的两点统计之外。我们使用这种建模方法来测试标准的$Λ\mathrm{CDM}$+晕模型对SDSS DR 7星系的聚类。具体地说，我们使用投影关联函数，群多重性函数和星系数密度作为约束条件。我们发现，虽然模型分别拟合每个统计量，但它很难同时拟合它们。添加组统计量会导致对模型进行更严格的测试，并对模型参数进行更严格的约束。我们探讨了不同的晕定义和宇宙学模型的影响，发现改变宇宙学有显着的差异。我们尝试的最成功的模型（普朗克宇宙学与Mvir晕）匹配的低光度星系的集群，但表现出2.3 $σ$张力与发光星系的集群，从而提供了证据，"标准"晕模型需要扩展。这项工作打开了大门，增加有趣的自由光环模型，并包括额外的聚类统计作为约束。
2018-08-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Sphericalization of Dark Matter Halos by Galaxy Disks
宇宙学模拟表明，冷暗物质（CDM）晕应该是三轴的。然而，从观测上看，这个理论预测并不简单，因为星系的聚集预计会改变晕的形状，使它们更加轴对称。我们使用一套N体模拟来定量研究中心盘星系的生长对三轴暗物质晕形状的影响。正如预期的那样，光环对圆盘的存在做出反应，变得更加球形。净效应仅微弱地依赖于盘相对于晕主轴的方向或盘组装的时间尺度，但强烈地依赖于盘的整体引力重要性。我们的研究结果表明，指数盘的贡献峰值小于其圆周速度的~50%，无法显着修改其周围晕的引力势的形状。许多矮星系和低表面亮度星系预计将在这一制度，因此，他们的详细运动学可以用来探测晕三轴性，CDM范式的基本预测之一。我们认为，矮星系NGC 2976的复杂盘运动学可能是一个三轴晕的反映。晕三轴性的这种特征在发光成分次显性的星系中应该很常见。
2010-08-17 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
Galactic Warps in Triaxial Halos
我们研究的行为银河磁盘在三轴晕数值和分析，看看是否可以激发和维持翘曲在三轴潜力。我们考虑以下两种情况：1）最初相对于晕的赤道平面倾斜的星系盘（出于教学目的），和2）相对于盘和晕的赤道平面倾斜的暗物质下落。通过对100，000个圆盘粒子在固定的晕势中的数值模拟，我们发现在三轴晕中，扭曲可以像球形或轴对称晕一样被激发和维持，但它们表现出一些振荡行为，如果晕具有类似长轴的三轴性，甚至可以转化为极环系统。晕的非轴对称分量使盘章动，盘内外部分之间的差分章动通常使翘曲的幅度略有减小和波动。我们还发现，在扁圆和扁圆状的三轴晕中，翘曲相对较弱，并且由于这些晕是由宇宙学模拟推断的盘星系的晕配置，我们的结果与大多数观察到的翘曲相当弱的事实是一致的。我们推导出了三轴晕和暗物质环面对盘施加的力矩的近似公式，并利用这些公式成功地描述了盘在模拟中的行为。推导这些公式所使用的技术可应用于具有更复杂结构的真实晕。
2009-03-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing the Accuracy of Halo Occupation Distribution Modelling using Hydrodynamic Simulations
晕模型提供了一个简单和计算成本低廉的方法来研究星系和它们的暗物质晕之间的联系。然而，这些模型依赖于重子的作用可以很容易地在建模过程中参数化的假设。我们的目的是研究晕占据分布（HOD）建模的能力，再现在两个不同的流体动力学模拟，Illustris和EAGLE中发现的星系团。对于每个模拟，我们测量几个星系聚类统计两个不同的光度阈值样本。然后，我们应用一个简单的五参数HOD，这是适合每个模拟单独，相应的暗物质只有模拟，并测量相同的聚类统计。我们发现，晕质量函数被转移到较低的质量在流体动力学模拟，导致在一个星系数密度过高时，HOD被施加到暗物质唯一的模拟。然而，重子改变质量函数的确切方式在两个模拟中是显著不同的。在每次模拟中对晕质量函数进行校正后，HOD能够准确地再现高光度星系样本的所有聚类统计数据。对于低光度的样本，我们发现的证据，除了纠正晕质量函数，包括空间，速度和组装偏差参数的HOD是必要的，以准确地再现聚类统计。
2019-12-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Kinematic imprint of clumpy disk formation on halo objects
背景：在遥远宇宙中，红移z>1的星团盘星系被观察到在它们的盘中有几个巨大的团块。它们被认为对应于盘状星系的早期形成阶段。另一方面，晕天体，如古老的球状星团和晕星，很可能是由星系中最古老的恒星（年龄>10 Gyr）组成的，因此可以假定星团盘的形成发生在一个预先存在的晕系统中。目的：巨大的团块在一个早熟的盘中以相同的方向轨道运行，并且质量如此之大，以至于它们可能会与晕天体发生引力相互作用，并对晕的运动状态产生影响。因此，我仔细研究的可能性，团块留下的clujetdisk形成的晕系统的运动学印记。研究方法：我执行一个限制的N体计算与玩具模型，研究运动学的影响晕的轨道运动的团块，检查依赖的质量（质量损失），数量和轨道半径的团块的结果。结果：我将表明，晕对象可以捕捉到块运动，并获得盘状旋转的块的动力学摩擦时间尺度，~0.5 Gyr。团簇的影响仅限于盘周围的一个区域内，晕系统的净自转速度和轨道偏心率具有垂直梯度。运动学影响的重要性在很大程度上取决于团块的质量，假设团块质量的下限是5x10^8太阳质量。结果还取决于团簇是否经历了快速的质量损失，这是最近研究中争论的一个公开问题。这种大质量团块的存在并不是不现实的，因此我认为，在当前的星系晕中可能仍然存在着过去星团盘形成的印记。
2012-11-15 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
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
The Accretion of Fuel at the Disk-Halo Interface
我们讨论的支持直接在盘晕界面的气体冷却作为一种机制，不断燃料的星系。这可能是一个重要的储存库，因为在星系晕中没有足够的冷气，模拟表明现有的冷云在穿过周围的晕介质时会迅速被破坏。我们显示了可能的证据，在银河系中的WIM层的净下降，模拟结果显示在磁盘晕界面的热云的再冷却，和GALFA HI数据的小，冷HI云，可以代表这种再冷却。
2009-07-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gaseous Galaxy Halos
星系晕气体追踪流入的恒星形成燃料和来自星系盘的反馈，因此对于我们了解星系演化至关重要。本文综述了银河系和低红移旋涡星系晕气的多波长观测特性和起源模型。星系晕包含多相气体流，这些气体流在质量上主要由电离成分控制，并延伸到大半径。在中性氢（HI）中观察到的最冷的弥散性晕气体通常最接近盘（< 20 kpc），吸收线结果表明温暖和温热的弥散性晕气体存在于整个星系的晕中。探测到的热晕气体并不是星系重子的重要组成部分。盘-晕界面是多相流被整合到恒星形成盘中的地方，并且有证据表明，在这个界面上，气体和HI结构的温度和运动梯度都有反馈和燃料。晕气体的起源和命运被认为是在宇宙学和理想化的本地模拟的背景下。在模拟中，沿着宇宙细丝的吸积在热（> 10^5.5 K）和冷模式下都发生，靠近盘的压缩物质最冷，密度最大，与观测结果一致。有证据表明，在晕气体观测辐射和机械反馈机制，包括逃逸光子从磁盘，超新星驱动的风，和银河喷泉。卫星吸积也留下了丰富的晕气体。这些卫星气体与现有的晕介质相互作用，并且这些气体中的大部分将在到达盘之前成为扩散晕的一部分。冷晕和暖晕气体的吸积速率通常低于星系盘的恒星形成速率，但盘-晕界面的气体和恒星反馈可能是重要的额外燃料来源。
2012-07-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
What to expect from dynamical modelling of galactic haloes
银河系晕的许多动力学模型都需要假设示踪剂种群的分布函数应该与时间无关（即，稳态分布函数），并且基础势是球形的。我们研究这种建模的局限性，通过应用一个一般的动力学模型与最小的假设，从宇宙学$N$体和流体动力学模拟星系晕的大样本。使用暗物质粒子作为动力学示踪剂，我们发现，测量的质量和浓度参数的系统不确定性通常有25%至40%的幅度。然而，当恒星被用作示踪剂时，系统的不确定性可以大到$2-3$的一个因子。系统不确定度并不因示踪剂样本量的增加而减小，而且随晕的不同而随机变化。这些系统的不确定性主要是由低估的统计噪声所造成的相关相空间结构，违反了稳态假设。从不确定性水平推断出的独立相空间结构的数量设置了限制样本大小，超过该限制样本大小，进一步增加不再显着提高动力学推断的准确性。系统的不确定性水平取决于晕的合并历史、晕的形状和环境。我们的结论一般适用于任何球形稳态模型。
2017-07-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
