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
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
MEGATRON: The environments of Population III stars at Cosmic Dawn and their connection to present day galaxies
University of Oxford（牛津大学）；University of Chicago（芝加哥大学）；Kavli Institute for Cosmological Physics, University of Chicago（芝加哥大学卡弗里宇宙物理学研究所）；Institut d’Astrophysique de Paris, Sorbonne Université, CNRS（巴黎天体物理研究所，索邦大学，法国国家科学研究中心）；University of Bath（巴斯大学）；Lund University（隆德大学）；Yonsei University（延世大学）
研究通过MEGATRON模拟探索宇宙黎明时期III型恒星形成环境，发现其形成受Lyman-Werner背景影响，最终大部分III型恒星残骸分布在模拟银河系的恒星晕中。
2026-03-19 astro-ph.GA
Mapping the inner stellar halo of the Milky Way from 2MASS and SDSS-III/APOGEE survey
为了研究银河系星晕的形状，利用Besançon银河系模型比较了合成星与2 MASS观测的红外色分布，并考虑了数据的选择函数，补充了SDSS-III/APOGEE巡天的光谱数据。此外，我们将贝桑松星系模型生成的模拟金属丰度分布与APOGEE恒星参数和化学丰度管道（ASPCAP）中可靠恒星参数的固有金属丰度分布进行了比较。比较是在银河系内部的一个大的体积上进行的，揭示了一个贫金属的群体，[M/H] $<-1.2$ dex，可以填充内部星系晕的扩展部分。有了这个数据集，我们能够模拟一个更现实的质量密度分布的银河系的恒星晕组件，假设一个六参数的双幂律模型，并重建的行为的旋转曲线的内部部分的银河系。
2015-10-05 astro-ph.GA
Probing the Galactic halo with RR Lyrae stars $-$ III. The chemical and kinematic properties of the stellar halo
基于$\sim$ 4，300 RR型天琴座恒星的大量光谱样本，通过测量其金属丰度、系统径向速度和距离，详细分析了星系晕的化学和运动学性质。使用这个样本，金属丰度分布函数（Σ）作为$r$和速度各向异性参数$β$配置文件（不同的金属丰度人口）的函数导出的恒星晕。化学和运动学结果都表明，星系晕由两个不同的部分组成，即内晕和外晕。截止半径（$\sim$ 30千秒差距）是类似于以前的恒星晕的密度分布中发现的破裂半径。我们发现，内部的部分是由一个富金属的人口与极端的径向各向异性（$β\sim 0.9$）。这些特征与“{ \it Gaia}-Enceladus-Sausage”（GES）的特征一致，我们认为这种内晕成分主要由这颗古老的合并卫星沉积的恒星组成。我们发现，GES可能有一个轻微的负金属丰度梯度。内晕贫金属粒子具有与外晕相似的各向异性$β\sim 0.5$的长尾结构。外晕的宽度很宽，有几个弱峰，所有金属丰度的$β$值都在0.5左右。
2022-09-16 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
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
The dark matter halo shape of edge-on disk galaxies - II. Modelling the HI observations: methods
这是第二个文件的一系列中，我们试图把限制扁平的黑暗晕盘星系。为此目的，我们观察的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分别从气体层耀斑和旋转曲线分解。为了计算力场，我们需要分析观测到的XV图，以准确测量描述星系平面运动学和分布的所有三个函数：径向HI表面密度，旋转曲线和HI速度色散。在本文中，我们讨论了以前用于测量这些HI性能的方法的改进和局限性。我们扩展的恒定速度分散的方法，包括确定的HI速度分散作为galactocentric半径的函数，并进行广泛的测试的质量的适合。在本系列的第三篇论文中，我们将把这种“径向分解XV建模方法”应用于我们对8个HI丰富的晚型边缘星系的HI观测。
2010-03-16 astro-ph.GA
ZOMG III: The effect of Halo Assembly on the Satellite Population
我们使用变焦流体动力学模拟研究星系大小的暗物质晕与不同的组装历史的卫星的属性。我们考虑了两类在红移$z=0$的晕：“停滞”的晕，组装在$z>1$和“吸积”的，现在仍在形成。以前，我们表明，停滞的晕嵌入在宇宙网的厚丝中，而吸积的晕位于多个细丝汇聚的地方。我们发现这两类卫星既有相似的性质，也有不同的性质。它们的质量谱、径向计数剖面、重子和恒星含量以及它们脱落的物质数量都无法区分。然而，锁定在卫星的质量分数是大得多的吸积晕，因为他们经历了更多的合并在后期。最大的差异是在卫星运动学。子结构下降对吸积晕沿准径向轨迹，而一个重要的切向速度分量的开发，吸积前，而围绕停滞晕的灯丝轨道。因此，卫星的速度各向异性参数（$β$）是积极的吸积晕和消极的停滞。这个特征使我们能够根据最近对$β$的测量，暂时将银河系晕归类为停滞。我们的晕中有一半包含卫星群，它们的轨道角动量对齐，对应于太空中的扁平结构。这些特征不是由重子物理学驱动的，只在拥有宏伟设计的螺旋星系的晕中发现，与它们的组装历史无关。
2017-09-22 astro-ph.GA
The Shape of Dark Matter Haloes II. The Galactus HI Modelling & Fitting Tool
我们提出了一个新的HI建模工具称为\textsc{Galactus}。该计划的目的是执行自动适合的盘星系模型的观测。它包括气体自吸收的处理。该软件已被发布到公有领域。我们描述的设计理念和内部工作程序。在此之后，我们的脸在星系NGC 2403模型，使用自吸收和光学薄模型，显示自吸收发生，即使在面对星系。结果表明，在本系列论文I中看到的最大表面亮度平台确实是自吸收的迹象。一个边缘星系的视HI质量可以大大低于看到的同一个星系面对。塔利-费舍尔关系被发现是相对自由的自吸收问题。
2016-08-19 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
Modelling the Milky Way's globular cluster system
我们构造了一个银河系球状星团系统的模型的基础上，一个现实的引力势和分布函数（DF）解析的作用积分。DF包括盘和晕组件，其功能形式类似于最近用来描述恒星盘和恒星晕。我们使用贝叶斯方法确定模型参数的后验分布。这让我们了解了球状星团数据对我们模型的约束程度。的光盘和晕DF的青睐的参数值是类似的，以前获得的值从适合恒星盘和晕，虽然集群晕系统显示更清晰的旋转比恒星晕。我们的模型再现了球状星团系统的一般特征，即密度分布，平均自转速度。盘簇的分数与所观察到的富金属簇的分数相一致。然而，这些数据表明，要么是编目的星团距离与目前对银河系中心距离的估计不一致，要么是未能识别出凸起后面的星团。随着我们银河系组成部分的数据在未来几年内在数量和精度上的增加，重新审视目前的分析将是有益的。
2017-01-24 astro-ph.GA
Modelling the scattering by porous aggregate dust grains in the Far-Ultraviolet halos of Spica and Achernar
本研究通过理论散射相位函数模拟Spica和Achernar的远紫外光晕，发现其由0.05微米多孔聚集体主导散射，并约束了前景尘埃的光学深度，为研究本地星际介质尘埃性质提供了有效方法。
2025-10-24 astro-ph.GA
Population III Star Formation in an X-ray background: I. Critical Halo Mass of Formation and Total Mass in Stars
宇宙中形成的第一批发光天体产生FUV和X射线波段的辐射背景，影响第三星族恒星的形成。利用宇宙流体动力学网格的放大模拟，我们探讨了莱曼-华纳（LW）和X射线辐射背景对第三星族恒星形成的临界暗物质晕质量和每个晕的恒星总质量的影响。我们发现LW辐射背景降低了H $_2$分数，延迟了星族III星的形成。另一方面，X射线辐射预期坍缩的红移，并降低了临界晕质量，除非X射线背景太强，气体加热关闭气体坍缩到晕中，并阻止恒星形成。因此，X射线背景可以使形成第三星族恒星的暗物质晕的数量增加约十倍，但每个晕中形成的恒星的总质量减少。这是因为X射线辐射增加了坍缩气体的分子分数，降低了坍缩气体的最低温度（或相当于准流体静力核心的质量），因此减缓了气体在中央原恒星上的吸积。
2021-07-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The outer halo globular cluster system of M31 - III. Relationship to the stellar halo
我们利用泛仙女座考古调查的最终目录，调查之间的联系，球状星团系统和场晕在M31在投影半径$R_p=25-150$千秒差距。在这个区域的集群径向密度分布表现出指数$Γ=-2.37\pm0.17$的幂律下降，匹配的恒星晕组件与[Fe/H] $<-1.1$。空间密度图揭示了贫金属场晕中最明亮的子结构与许多球状星团的位置之间惊人的对应关系。通过比较每个集群本地的贫金属晕星的密度与在相称半径的方位角分布，我们拒绝集群和场超密度之间没有相关性的可能性，具有很高的置信度。我们使用我们的恒星密度测量和以前的运动学数据来证明，$\approx35-60\%$的集群表现出的属性一致已被吸积到郊区的M31在晚些时候与他们的母矮星。相反，至少有$\sim40\%$的远程集群显示没有证据表明与晕子结构的链接。这个子群的径向密度分布是没有特征的，并且与贫金属恒星晕中明显光滑的组成部分密切相关。我们推测，这些集群与平滑晕，如果是这样的话，他们的属性似乎与一个场景中的平滑晕是建立在早期通过破坏原始卫星一致。在这张照片中，$R_p=25$ kpc外的整个M31球状星团系统包括了在哈勃成长时间内从外部星系积累的天体。
2019-01-06 astro-ph.GA
Modelling the stellar halo with RR-Lyrae stars
一个七参数分布函数（DF）拟合$20\,000$ RR-天琴座星，只有天体测量数据。观测数据预测的DF结合的自洽模型星系的引力势定义的暗晕，隆起和四个组成部分的光盘的DF。测试的技术开发，以处理丢失的视线速度表明，增加这样的速度只稍微收紧DF的约束。恢复模型的RR-Lyrant人口证实，人口是平坦的，并具有强烈的径向偏置速度分布。在大半径处，它的密度分布趋向于$ρ\sim r^{-4.5}$，但没有幂律能在太阳球内部提供良好的拟合。该模型提供了一个很好的适合的数据比$r=16.5$明亮的恒星，但在一定的approximdes它预测太少的暗淡恒星在银河系中心半径$\sim20\mbox{kpc}$，可能是信号的晕不是轴对称的。DF是用来预测的速度分布的BHB星的空间速度是可用的。成功预测了$z$组分，但预期$v_Rv_ϕ$平面中存在过多的各向异性。
2021-12-28 astro-ph.GA
Modelling the chemical evolution of the Galaxy halo
通过分析星系晕的恒星金属丰度分布函数和一些关键元素的丰度模式，研究了星系晕的化学演化和形成。从银河系的两个下降模型，它预测太少的低金属量的恒星，我们添加了一个气体流出在晕阶段的速度成正比的恒星形成率通过一个自由参数，λ。此外，我们考虑了第一代大质量零金属星在这个两个入口+外流模型采用两个不同的头重脚轻的初始质量函数和特定的人口III产量。当参数λ =14，晕形成的时间尺度不超过0.2 Gyr时，由两次陷落+外流模型预测的晕星金属丰度分布函数与观测值吻合较好。此外，C、N和α元素O、Mg、Si、S、Ca的[X/Fe]与[Fe/H]的丰度模式与观测数据吻合较好。如果包括第III星族恒星，在不同的初始质量函数的假设下，预测的恒星金属丰度分布函数与观测数据的总体一致性比没有第III星族的情况下差。我们的结论是，它是基本的，包括气体的流入和流出的晕形成过程中，以解释所观察到的晕金属丰度分布函数，在一个模型的框架内，假设恒星的内晕形成主要是在原地。此外，我们发现，它不存在一个令人满意的初始质量函数的第III族星，再现所观察到的晕金属丰度分布函数。因此，没有必要用第一代大质量恒星来解释星系晕的演化。
2013-04-16 astro-ph.GA
Massive black hole and Population III galaxy formation in over-massive dark matter halos with violent merger histories
我们提出形成质量为$\sim 10^8~M_\odot$的大量原始暗物质（DM）晕，这是由于在宇宙中相对于DM具有高重子流速度的罕见区域中频繁合并的动力学效应。由于流动运动阻止气体坍缩成DM晕，并延迟了先前的恒星形成事件，气体保持无金属，直到晕维里温度$\gtrsim 2\times 10^4~{\rm K}$。DM晕的最小冷却质量由$\sim 10-30$的因子提高，因为晕的频繁主要合并进一步抑制气体崩溃。我们使用Monte Carlo合并树来模拟DM组装的历史下的流动速度的两倍的均方根值，并估计大量的DM晕包含原始气体的数密度为$\simeq 10^{-4}~{\rm cMpc}^{-3}$。当气体开始进入时，有效的Ly $α$冷却驱动冷流穿透光晕内部并供给中央星系盘。当一股气流与盘碰撞时，强烈的冲击形成了一个致密的热气云，由于有效的碰撞解离，气体永远不会形成H PDMATHAMR分子。结果，一个巨大的气体云因引力不稳定性而形成，并直接坍缩成一个具有$M_\bullet \sim 10^5~M_\odot$的巨大黑洞（BH）。几乎与此同时，一个拥有由第三星族恒星组成的$M_{\star, \rm tot}\sim 10^6~M_\odot$的星系在核区形成。如果典型的恒星质量高达$\sim 100~M_\odot$，即使在$z\gtrsim 15$，詹姆斯韦伯太空望远镜也可以探…
2018-09-17 astro-ph.GA
Gravitational fragmentation in turbulent primordial gas and the initial mass function of Population III stars
我们报告了早期宇宙中恒星形成的数值模拟结果，重点是在不同的初始和环境条件下的无金属气体的动力学行为。特别是，我们调查的湍流，这被认为是无处不在的伴随着高红移晕崩溃的作用。我们区分了两种主要的情况：第III.1星族恒星的诞生-那些形成在原始晕中不受先前恒星形成的影响-和第III.2星族恒星的形成-那些形成在气体仍然不含金属但电离分数增加的晕中。后一种情况可能是由于暴露于邻近晕中恒星源的强烈紫外线辐射，或者是由于与大质量晕形成相关的高维里温度，即质量大于1 e8太阳质量的晕。我们发现，在这两种情况下，湍流原始气体是非常容易破碎，即使在亚音速区的湍流，即均方根速度分散低至20%的声速。与我们最初的预期相反，与电离前相比，原始晕中的碎片化更强烈，更广泛。因此，我们预测Pop III.1恒星的平均质量比Pop III.2恒星要低，并且形成更大的群体。我们发现，碎片质量覆盖超过两个数量级，表明由此产生的人口III初始质量函数的质量显着扩展以及。这就需要对暗物质微晕的形成进行大规模、高分辨率的研究，以解决重子自引力时气体中的湍流。这将有助于确定我们的研究中提出的初始条件中的哪些（如果有的话）在自然界中实现。
2010-12-16 astro-ph.GA
HALO7D III: Chemical Abundances of Milky Way Halo Stars from Medium Resolution Spectra
HALO7D巡天利用Keck II/DEIMOS光谱和哈勃自行数据测量113颗银河系晕恒星的化学丰度与速度各向异性，发现不同天区和金属丰度分箱间存在化学动力学差异，揭示银河系晕由不同前身天体以不同比例贡献构建。
2023-05-09 astro-ph.GA
The very wide-field $gzK$ galaxy survey -- II. The relationship between star-forming galaxies at $z \sim 2$ and their host haloes based upon HOD modelling
本文给出了在$z \sim 2$上对恒星形成星系的晕占据分布（HOD）分析结果。我们获得了高质量的角度关联函数的基础上，一个大的sgzK样本，这使我们能够进行HOD分析。的平均晕质量和HOD质量参数被发现单调增加与增加$K$带的幅度，这表明更明亮的星系居住在更大规模的黑暗晕。HOD质量参数的光度依赖性被发现与本地宇宙相同;然而，在所有的星等范围内，质量都大于本地宇宙。这意味着在$z \sim 2$的星系倾向于形成比在本地宇宙中更大质量的暗晕，这一过程被称为缩小。利用扩展的Press-Schechter公式分析暗晕质量演化和暗晕中卫星星系的数量演化，发现$z \sim 4$处的暗莱曼破裂星系可以演化为$z \sim 2$处最暗的sgzKs $(22.0 < K \leq 23.0)$，并演化为局域宇宙中的类银河星系或椭圆星系。而最明亮的sgzKs $(18.0 \leq K \leq 21.0)$则可能演化成本宇宙中质量最大的系统。发现sgzKs的星晕质量比（SHMR）与模型的预测一致，除了最暗的sgzKs的SHMR小于$z \sim 2$的预测。这种差异可能归因于我们的样本仅限于恒星形成星系。
2016-02-04 astro-ph.GA
The Fornax Cluster VLT Spectroscopic Survey - V. Mass modelling of the BCG NGC 1399 out to 150 kpc
Finnish Centre for Astronomy with ESO (FINCA), University of Turku（芬兰ESO天文学中心，图尔库大学）；Leibniz Institute for Astrophysics Potsdam (AIP)（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Department of Physics “E. Pancini”, University of Naples Federico II（那不勒斯费德里科二世大学物理学系）；INAF–Osservatorio Astronomico di Capodimonte（意大利国家天体物理研究所卡波迪蒙特天文台）；Department of Astrophysics, University of Vienna（维也纳大学天体物理学系）；INAF–Astronomical Observatory of Abruzzo（意大利国家天体物理研究所阿布鲁佐天文台）；Sub-Department of Astrophysics, Department of Physics, University of Oxford（牛津大学物理学系天体物理子部门）
本研究结合FVSS与文献数据，对天炉座星系团中心星系NGC 1399外区球状星团开展动力学质量建模，证实两类暗物质晕均能匹配观测，且纳入星系团内球状星团对建模结果有重要影响。
2026-08-05 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
Made-to-measure galaxy models - III Modelling with Milky Way observations
我们演示了如何Syer和Tremaine量身定做的恒星动力学建模方法，可以适用于模拟一个旋转的银河酒吧。我们使用现有的Shen et al.（2010）银河系棒的N体模型构建的观测结果，以及通过Bulge Radial Velocity Assay（BRAVA）对银河系凸起和棒进行的运动学观测，来验证我们的量身定制的变化。我们的结果为联合确定的酒吧角和酒吧模式的速度（~30度和~40公里/秒/千秒差距）是一致的N体模型所确定的。虽然我们开发的量身定做的技术是使用特定的N体模型和观测数据集应用的，但它们实际上是通用的，可以应用于使用不同N体模型和数据集的其他银河系建模场景。此外，我们使用的练习作为一种工具，说明如何N体和量身定制的方法可能会结合成一个更有效的方法。
2012-10-25 astro-ph.GA
Gas around galaxy haloes - III: hydrogen absorption signatures around galaxies and QSOs in the Sherwood simulation suite
现代星系形成理论预测，星系对周围的气体环境产生影响，在调节转化为恒星的气体量方面发挥着根本性的作用。虽然恒星形成星系被认为是通过星系风提供反馈，但类恒星物体（QSO）被认为是通过吸积到中央超大质量黑洞上产生的热量提供反馈。反馈对恒星形成星系和类星体的气体环境的影响在数量上的差异还没有通过直接观测建立起来。使用舍伍德宇宙学模拟，我们证明，中性氢的测量在附近的恒星形成星系和类星体的时代的高峰星系形成显示过剩的LyA吸收延伸到共动半径约150 kpc的恒星形成星系和300 - 700 kpc的类星体。模拟包括超新星驱动的风与风速缩放一样的逃逸速度的光环帐户周围的恒星形成星系的吸收，但不是类星体。
2017-01-24 astro-ph.GA
GRUMPY: a simple framework for realistic forward-modelling of dwarf galaxies
我们提出了一个简单的调节器类型的框架，专门为模拟形成矮星系。尽管它的简单性，再加上现实的质量吸积历史的晕从模拟和合理的选择模型参数值，该框架可以重现一个显着广泛的观测到的性质的矮星系超过7个数量级的恒星质量。特别是，我们表明，该模型可以同时匹配的恒星质量-晕质量关系，以及恒星质量和气相和恒星金属丰度，气体质量，大小和恒星形成率之间的关系，以及一般形式和多样性的恒星形成历史（SFHS）的观测矮星系的观测约束。因此，该模型可以用来预测的光度学性质的矮星系托管的暗物质晕在$N$体模拟，如颜色，表面亮度，质量与光的比例和前向模型观测矮星系。我们提出了这样的建模的例子，并表明模型星系的颜色和表面亮度分布是在最近的观测调查中观察到的分布与矮星很好的协议。我们还表明，在与常见的假设相比，绝对星等晕质量关系一般预测有一个非幂律形式的矮制度，和主机可检测的超微弱星系的晕的分数是敏感的再电离红移（$z_{\rm rei}$）和预测是一致的观测$z_{\rm rei}\lesssim 9$。
2022-09-08 astro-ph.GA
Modelling Population III stars for semi-numerical simulations
从理论上模拟第三星族星（Pop III星）引起的21厘米信号是从当前和即将到来的21厘米观测中提取关于Pop III星的丰富信息的关键。在这项工作中，我们开发了一个新的模块的波普III星的逃逸分数的电离光子和莱曼-沃纳（LW）的光子，光加热的紫外线辐射，和LW的反馈始终纳入。通过实施该模块到一个公共的21厘米半数值模拟代码，21CMFAST，我们展示了21厘米信号计算和调查的重要性，流行III星建模。我们发现，从波普III星宇宙再电离的贡献显着依赖于逃逸分数的治疗。用我们的逃逸分数模型，Pop III星几乎没有再电离的贡献，因为质量较小的晕，其逃逸分数高，不能主机Pop III星由于LW反馈。另一方面，Pop III型恒星的再电离贡献与传统的恒定逃逸分数。我们还发现，如果宇宙的电离分数高于约1%，紫外光加热对21厘米全球信号和21厘米功率谱有不可忽略的影响。在这种情况下，21厘米全球信号的强度取决于光加热效率，因此也取决于Pop III恒星的质量。我们的结论是，详细的建模流行III星是必不可少的预测21厘米观测准确未来的观测。
2020-11-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo Histories vs. Galaxy Properties at z=0, III: The Properties of Star-Forming Galaxies
我们测量恒星形成中心星系的性质如何与大尺度环境$δ$（在$10$ Mpc/h尺度上测量）相关。我们使用组目录分离出一个强大的中央星系的高纯度和完整性的样本。我们研究的性质是恒星形成率（SFR），指数盘尺度长度$R_{\rm exp}$，和Sersic指数的光剖面，$n$。我们发现，在所有的恒星质量，有一个SFR和$δ$之间的负相关，这意味着高于平均水平的恒星形成中心生活在低密度区域。对于$n$和$R_{\rm exp}$，在$M_{\rm star}\lesssim 10^{10.5}$ $M_\odot$下与$δ$无相关性，但在较高质量下存在正相关性;与$R_{\rm exp}$弱相关性，与$n$强相关性。这些数据是恒星形成群体中组装偏差的证据。SFR的结果与SFR与现今晕吸积率$\dot{M}_h$相关的模型一致。在这个模型中，星系被分配到晕使用的丰度匹配的ANESTAL，它映射到晕质量星系恒星质量。在固定的晕质量，SFR分配到星系使用相同的方法，但$\dot{M}_h$是用来映射到SFR。最佳拟合模型要求在$\dot{M}_h$ -SFR关系中存在一定的离散度。的$R_{\rm exp}$和$n$测量是一致的模型，其中这些量与自旋参数的晕，$λ$。在低晕质量下，晕自旋与$δ$无关，但对于较高质量的晕，高自旋晕在固定的$M_h$下生活在较高密度的环境中。与本系列的前几期一起，这…
2017-05-23 astro-ph.GA
Modelling the Effects of Dark Matter Substructure on Globular Cluster Evolution with the Tidal Approximation
我们提出了直接的$N$体模拟潮汐填充30,000 ${\rm M}_\odot$星团轨道之间的10千秒差距和100千秒差距的星系与一系列的暗物质子结构属性。与时间相关的潮汐力是根据星系的光滑和暗物质暗物质组成的潮汐张量来确定的，暗物质组成的潮汐张量会导致潮汐场的波动，从而加热星系团。这些波动的强度和持续时间是敏感的本地暗物质密度，子结构分数，次晕质量函数，和次晕质量尺寸关系。基于冷暗物质的框架，我们初步假设子晕是Hernquist球，其质量函数介于$10^5$和$10^{11} {\rm M}_\odot$之间，并发现潮汐涨落太弱、太短，不足以影响星团的演化.将子晕视为点质量，以探索更密集的子晕如何影响团簇，我们发现只有质量大于$10^{6} {\rm M}_\odot$的子晕才会导致团簇溶解时间减少。这些相互作用也可以减少集群的大小，同时通过潮汐加热增加外部区域的速度色散和切向各向异性。因此，潮汐张量的波动增加，特别是由于低质量晕引起的波动，不一定会转化为质量损失。我们进一步得出结论，潮汐近似可以用来模拟集群演化的宇宙学模拟的最小冷暗物质子晕质量的$10^{6} {\rm M}_\odot$，作为低质量的子晕对星团的影响是可以忽略不计的潮汐场。
2019-07-30 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
Modelling the mass accretion histories of dark matter haloes using a Gamma formalism
本文提出用 Gamma 函数形式描述暗物质晕质量吸积历史，并结合宇宙学模拟与解析模型约束参数，使其与观测 CSFRD 一致。
2023-05-28 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
Population III stars around the Milky Way
我们探索了观测起源于原始气体的第三星族（PopIII）星的可能性.质量低于$0.8 M_\odot$的Pop~III星应该存在至今，虽然尚未观测到，但银河系晕中存在低金属丰度的恒星[Fe/H] $ < -5$，表明Pop~III星的表面受到了来自星际气体的吸积金属的污染。在本文中，我们研究了Pop~III星从其宿主星晕中逃逸的过程，并考虑了当它们的大质量主恒星爆发为超新星时，次级成员从双星系统中的抛射。这些恒星将它们从表面污染中拯救出来。通过计算恒星的形成和化学演化以及基于扩展的Press-Schechter合并树的分级结构的形成，我们证明了数百到数万个低质量的Pop~III恒星从银河系的构建块中逃逸。第二代和以后的极贫金属（EMP）恒星也从迷你晕中逃脱。在暗物质晕的球形坍缩模型下，通过计算并合树分支中小晕之间的距离，讨论了逃逸星的空间分布。结果表明，逃逸星分布在恒星晕之外，其密度分布接近于暗物质晕，而Pop~III星的密度分布略集中于中心。一些逃逸恒星离开银河系，扩散到星系际空间。在此基础上，讨论了利用原始表面丰度观测Pop~III星的可行性。
2016-03-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Stellar Haloes of Massive Elliptical Galaxies III: Kinematics at Large Radius
本文对33个恒星速度色散大于150 km/s的大质量椭圆星系进行了有效半径约为2-5的二维运动学分析。我们的观测是使用米切尔摄谱仪（以前的VIRUS-P），一个大的107 × 107平方角秒的视野，使我们能够构建强大的，空间分辨的运动学地图的平均速度和速度分散的每个星系延伸到至少2 Re的摄谱仪。利用这些映射，我们研究了恒星角动量和其他运动学性质的径向依赖性。在我们的样本中，我们看到了慢旋子和快旋子之间熟悉的区分，这种区分一直持续到大半径。中心缓慢旋转的星系，几乎普遍具有某种形式的运动学解耦或错位的特征，仍然在它们的晕中缓慢旋转。大多数快速旋转的星系要么表现出比角动量向外增加，要么在$R_e$之外没有变化。慢旋转星系的三轴性质表明它们是通过合并形成的，这与椭圆星系形成的“两相”图相一致。然而，我们没有观察到急剧转变的运动学文献中提出的路标从中央耗散形成的组件外吸积为主的晕。
2014-03-18 astro-ph.GA
Global Properties of M31's Stellar Halo from the SPLASH Survey: III. Measuring the Stellar Velocity Dispersion Profile
我们提出了红巨星分支（RGB）的恒星在M31的晕的速度色散，通过建模的视线速度分布超过5000颗恒星在50个领域遍布M31的恒星晕。该数据集是作为SPLASH（仙女座恒星晕的光谱和光度景观）调查的一部分获得的，覆盖了从M31中心到9到175 kpc的投影半径。所有主要的结构组件沿视线在银河系（MW）和M31被纳入高斯混合模型，包括所有以前确定的M31潮汐碎片的功能，在观察领域。根据一组经验光度和光谱诊断，单个恒星是M31或MW组成部分的概率被作为先验概率包含在混合模型中。发现M31晕中恒星的速度色散仅随投影半径的增加而轻微减小，从最内侧径向仓（8.2至14.1 kpc）的108 km/s到$\sim 80$到投影半径$\sim 80$至130 kpc的90 km/s，并且可以用幂律斜率$-0.12\pm 0.05$进行参数化。引用的幂律斜率的不确定性仅反映了该方法的精度，尽管我们认为其他不确定性来源对总体误差预算的贡献可以忽略不计。
2017-11-07 astro-ph.GA
A MegaCam Survey of Outer Halo Satellites. III. Photometric and Structural Parameters
我们提出了银河系卫星的宽视场均匀成像调查与MegaCam成像仪上的3.6米加拿大-法国-夏威夷望远镜（CFHT）和6.5米麦哲伦-克莱望远镜的结构参数。我们的调查针对的是“外晕”卫星的无偏样本（即，银河中心距离大于25千秒差距的子结构），包括经典的dSph星系，超暗矮星和遥远的球状星团。我们结合了44颗卫星的深度全景$gr$成像和14个额外物体的存档$gr$成像（主要是作为暗能量调查的一部分使用DECam仪器获得的），以测量58颗外晕卫星的光度和结构参数。这是迄今为止对银河系卫星进行的最大和最统一的分析，约占所有已知外晕卫星的四分之三（$58/81 \simeq$ 72%）。我们使用最大似然方法来拟合四个密度定律，以我们的调查中的每个对象：指数，普卢默，国王和Sersic模型。我们系统地检查我们的每个程序对象的等密度等高线图和颜色星等图，提出了与以前的结果进行比较，并列出我们最适合的光度和结构参数，包括椭圆度，位置角，有效半径，Sersic指数，绝对星等，和表面亮度测量。我们调查了外晕卫星在大小-星等图中的分布，并表明，目前的外晕子结构样本在有效半径，光度和表面亮度方面跨越了很宽的范围，几乎没有证据表明在最微弱的光度和表面亮度下，星团和星系群的分离是干净的。
2018-06-18 astro-ph.GA
MAMMOTH-Subaru III. Ly$α$ Halo Extended to $\sim200$ kpc Identified by Stacking $\sim 3300$ Ly$α$ Emitters at $z=2.2-2.3$
在本文中，我们提出了一个Ly $α$晕扩展到$\sim200$ kpc确定堆叠$\sim 3300$ Ly $α$发射体在$z=2.2-2.3$。我们使用Subaru/Hyper Suprime-Cam（HSC）进行成像观察和数据处理。我们的总调查面积为$\sim12$ deg $^2$，成像深度为$25.5-27.0$ ma。使用成像数据，我们分别在$z=2.2$和2.3选择了1，240和2，101个LAE候选者。我们进行光谱观测我们的LAE候选人和数据减少与麦哲伦/IMACS估计我们的LAE候选人的污染率。我们发现我们的样品的污染率很低（8%）。我们堆叠我们的LAE候选人与中位数堆叠方法，以确定在$z=2$的Ly $α$晕。我们表明，Ly $α$晕扩展到$\sim200$ kpc的表面亮度水平的$10^{-20}$ erg的$^{-1}$厘米$^{-2}$ arcsec $^{-2}$。与以前的研究相比，我们的Ly $α$晕在半径为$\sim25-100$ kpc处扩展得更多，这不太可能是由我们样品中的污染引起的，而是由不同的红移和场引起的。为了研究中心星系如何影响周围的LAH，我们将LAE分为子样本的基础上的Ly $α$光度（$L_{\rm Lyα}$），休息帧Ly $α$等效宽度（EW $_0$），和UV星等（M $_{\rm uv}$）。我们堆叠的子样本，发现较高的$L_…
2023-01-18 astro-ph.GA
The formation of supermassive black holes from Population III.1 seeds. III. Galaxy evolution and black hole growth from semi-analytic modelling
本文在星系形成半解析模型中实现星族III.1超大质量黑洞种子机制，通过对比不同隔离距离和种子模型，发现局域星系与黑洞质量函数等观测约束要求隔离距离小于75 kpc。
2025-07-18 astro-ph.GA
DRAGON-III simulation: modelling million-body globular and nuclear star clusters
本研究推出延续DRAGON-II的DRAGON-III项目，用于模拟百万体球状星团与核星团的长期演化，初步模拟前100 Myr得到多种致密天体产物，纳入初始软双星还发现了特殊致密双星系统。
2025-10-04 astro-ph.GA
The critical dark matter halo mass for Population III star formation: dependence on Lyman-Werner radiation, baryon-dark matter streaming velocity, and redshift
第三星族恒星的临界暗物质晕质量（$M_{\rm crit}$）可以定义为典型的最小晕质量，它包含了第一颗恒星形成所需的足够冷的致密气体。Lyman-Werner（UV）辐射的存在，可以离解分子氢，以及重子-暗物质流动速度都通过增加$M_{\rm crit}$来延迟Pop III星的形成。在这项工作中，我们约束$M_{\rm crit}$作为莱曼-维尔纳通量（包括自屏蔽），重子-暗物质流，和红移的函数使用宇宙学模拟与大样本的晕，利用自适应网格细化（AMR）代码ENZO。我们提供了一个适合的$M_{\rm crit}$作为这些量的函数，我们希望是特别有用的早期星系形成的半解析模型。此外，我们发现：（i）在没有辐射或流的情况下，测得的$M_{\rm crit}$的红移依赖性是$(1+z)^{-1.58}$，与恒定维里温度一致;（ii）增加紫外背景会增加$M_{\rm crit}$，同时使红移依赖性变陡，直至$(1+z)^{-5.7}$ ;（iii）重子-暗物质流增强了$M_{\rm crit}$，但使对红移的依赖性变平;（iv）这两种效应的结合并不是简单的倍增。
2020-10-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark-matter halo mergers as a fertile environment for low-mass Population III star formation
虽然第三星族恒星通常被认为是大质量的，但当气体的冷却特别增强时，可能存在通往低质量Pop III恒星的路径。一个可能的途径是在暗物质晕合并过程中增强HD冷却。合并可以导致高电离度，催化HD分子的形成，并且可以将气体冷却到宇宙微波背景（CMB）温度。在本文中，我们调查合并的质量为几个10 $^5$ M $_\odot$的迷你晕，并探讨这种情况下的可行性。我们进行了三维宇宙流体动力学计算与ENZO代码，解决了热和化学演化的气体采用天体化学包KROME。我们的研究结果表明，HD的丰度增加了两个数量级相比，没有合并的情况下，晕冷却到$\sim$ 60 K触发碎裂。根据金斯的估计，预期的恒星质量约为10 M $_\odot$。我们的研究结果表明，合并的情况下是一个潜在的途径，形成低质量的恒星。
2014-04-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The SEGUE K Giant Survey. III. Quantifying Galactic Halo Substructure
我们统计量化的银河系恒星晕的子结构的量使用的样本4568晕K巨星在银河系中心的距离范围在5-125千秒差距。这些恒星已经被斯隆数字巡天的SEGUE项目通过光度测量和光谱确认为K巨星。使用的位置速度聚类估计（4距离）和一个平滑的恒星晕模型，我们量化的子结构的晕，除以距离和金属丰度的量。总的来说，我们发现光环作为一个整体是高度结构化的。我们还证实了早期的工作，使用BHB星，这表明有一个越来越多的子结构随着银河中心半径的增加，并发现，在晕的子结构的数量增加，增加金属丰度。与重采样的BHB星相比，我们发现K巨星和BHB星在相同的银心半径范围内具有相似的子结构数量。使用朋友的朋友算法来识别各个群体的成员，我们发现很大一部分（~33%）的分组恒星与Sgr相关，并识别属于其他晕星流的恒星：孤儿星流，鲸鱼座极流和其他恒星，包括以前未知的子结构。大部分的样本K巨星（超过50%）没有被分组为任何子结构。我们还发现，Sgr流强烈主导集团的外晕，除了最贫金属的恒星，并建议，这是源的子结构与银河中心半径和金属丰度的增加。
2015-11-12 astro-ph.GA
A framework for modelling Population III stars in cosmological simulations
Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Indian Institute of Science Education and Research - Kolkata（印度科学教育与研究学院-加尔各答分院）；Universidad de Granada（格拉纳达大学）；York University（约克大学）
提出一个包含增强热化学网络、详细恒星光谱和超新星反馈的综合框架，用于在宇宙学模拟中模拟第三族恒星的形成与反馈，并验证其对早期星系演化的影响。
2026-05-25 astro-ph.GA
Following The Cosmic Evolution Of Pristine Gas I: Implications For Milky Way Halo Stars
我们利用新的亚网格湍流混合模型来精确地跟踪第一批恒星的宇宙演化，它们的超新星喷出物的混合，以及对星系晕化学成分的影响。使用宇宙学自适应网格细化代码RAMSES，我们实现了一个模型的污染的原始气体中所描述的潘等人。跟踪金属丰度低于临界值的波普III型恒星的金属丰度，使我们能够占的比例Z < Zcrit恒星形成，即使在该地区的气体的平均金属丰度远高于Zcrit。我们证明，这样的部分混合区域占0.5至0.7的所有流行III星形成z = 5。此外，我们还跟踪了Pop III超新星（SNe）产生的“原始金属”（PM）的产生和运输。这些中子捕获不足的金属被第二代恒星吸收，并可能导致碳增强贫金属（CEMP-no）恒星的独特丰度特征。作为一个说明性的例子，我们将原始金属与Keller等人用来解释SMSS J031300.36-670839.3恒星中金属来源的丰度比相关联，发现与观测到的CEMP-无银河系晕星中的[Fe/H]，[C/H]，[O/H]和[Mg/Ca]比非常一致。类似的未来模拟将有助于进一步限制使用CEMP观测的Pop III恒星的属性，以及改进对Pop III恒星空间分布的预测，下一代地面和空间望远镜将探索这一点。
2016-12-02 astro-ph.GA
A Semi-analytic Framework of Population III and Subsequent Galaxy Formation on Cosmological N-body Simulations
该研究提出一个在暗物质晕合并树上运行的半解析框架，自洽考虑莱曼-沃纳反馈和流速度，用于模拟Pop III恒星形成，预测原子冷却晕中可形成超大质量恒星，足以解释高红移类星体。
2025-10-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
A self-consistent hydrostatic mass modelling of pressure supported dwarf galaxy Leo T
假设HI云中的流体静力平衡，建立联合泊松方程并数值求解以计算预期的HI分布。与以往的研究不同，云被认为是非等温的，和{ \it迭代}方法迭代估计的固有速度色散分布使用所观察到的二阶矩的HI数据。我们将我们的{ \it迭代}方法应用到最近发现的矮星系Leo T中，发现如果假设其中没有暗物质，则观测到的HI分布不符合预期。我们用大量的暗物质晕来求解泊松方程，并比较了模型HI的表面密度（$Σ_{HI}$）配置文件的观察，以确定最佳的暗物质晕参数。对于Leo T，我们发现了一个伪等温晕，其核心密度为$ρ_0 \sim 0.67$ $\rm M_{\odot} \thinspace pc^{-3}$，核心半径为$r_s \sim 37$秒差距。在中心300 pc内产生的暗物质晕质量$M_{300}$被发现是$\sim 2.7 \times 10^6$ $\rm M_{\odot}$。我们还发现，一组暗物质晕相似的$M_{300} \sim 3.7 \times 10^6$ $\rm M_{\odot}$，但非常不同的$ρ_0$和$r_s$值，可以产生同样好的$Σ_{HI}$的观测不确定性的轮廓。这反过来表明晕圈参数之间的强简并性，并且最佳拟合值不是唯一的。有趣的是，这也意味着暗物质晕的质量，而不是它的结构主要指导流体静力平衡下预期的HI分布。
2018-08-07 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
Exploring the Dust Content of Galactic Halos with Herschel III. NGC 891
我们目前的深远红外观测附近的边缘星系NGC 891获得的赫歇尔空间天文台和斯皮策太空望远镜。这些地图证实了检测到来自内环星系介质（晕）的热发射，并在空间上解析了尘埃超级气泡和尘埃刺（暗条）。尘埃的晕成分的温度低于盘的温度，但在直径约8.0 kpc的区域内增加，从盘的一侧垂直延伸至少7.7 kpc，我们称之为超级气泡，因为它与热X射线发射和同步加速器尺度高度的最小值有关。这种外流正在突破厚盘并发展成星系风，这是特别令人感兴趣的，因为NGC 891不被认为是星暴星系;恒星形成率表面密度为0.03 Msun/年每平方千秒差距，气体分数仅为10%，表明风形成的阈值低于以前的工作。我们的结论是，恒星形成的表面密度是足够的超级气泡井喷到晕，但宇宙射线电子可能发挥关键作用，在确定这种流出发展成一个喷泉或逃离引力势。尘埃突中的高尘埃-气体比表明，这些物质是通过微晕与NGC 891的盘碰撞而被拉出NGC 891的。我们的结论是，NGC 891提供了一个例子，反馈和卫星相互作用的尘埃运输到一个典型的星系晕。
2020-12-16 astro-ph.GA
Peering into the Milky Way by FAST: III. Magnetic fields in the Galactic halo and farther spiral arms revealed by the Faraday effect of faint pulsars
500米口径球面射电望远镜（FAST）是观测脉冲星最灵敏的射电望远镜。我们使用FAST对大量的微弱和遥远的恒星进行了偏振测量。本文报道了星系晕中134颗暗星的法拉第旋转的新测量结果。对其中15颗脉冲星的一些基本参数也作了显著的改进。我们分析了新确定的旋转措施（RM）的银河系磁场，通过使用这134个晕星系，连同以前可用的RM的星系和河外射电源，也是新确定的RM的另外311个暗星系，无论是新发现的项目中的银河平面脉冲星快照（GPPS）的调查或以前已知的星系没有RM。在银河系第一象限的RM层析分析给出了大致相同的磁场强度约为2~ $μ$ G的大规模环形晕磁场。晕磁场的标度高度至少为2.7 $\pm$ 0.3 kpc。在$26^{\circ}<l<90^{\circ}$的银河经度范围内，银河盘面中大量的恒星的RM分化证明了盾牌臂内部以及盾牌臂和人马臂之间的两个臂间区域中的顺时针磁场（从银河北极观察），以及本地英仙座臂间区域中的顺时针磁场和英仙座臂及其以外的磁场反转。
2022-11-30 astro-ph.GA
The Shape of Dark Matter Haloes III. Kinematics and Structure of the HI disc
我们提出了一种新的战略，适合的结构和运动学的HI在边缘上的星系使用一个适合的终端速度通道地图的HI数据立方体。该策略可以处理自吸收HI气体和翘曲的存在。该方法首先在一系列模型上进行测试。我们证明，拟合光学薄模型，以真正的星系将导致高估的厚度和速度色散，并严重低估的HI面对柱密度。随后，我们适合自吸收和光学薄模型的HI数据的六个边缘上的星系。在其中的三个实验中，我们还测量了速度色散。平均27 \pm 6%的边缘星系的HI总质量被自吸收所隐藏。这意味着，HI的质量，厚度和星系的速度色散通常被低估的文献。
2016-08-19 astro-ph.GA
The Dearth of Difference between Central and Satellite Galaxies III. Environmental Dependence of Mass-Size and Mass-Structure Relations
正如论文I所证明的，只要控制恒星质量和晕质量，中心星系和卫星星系的猝灭性质是非常相似的。在这里，我们扩展到星系的大小和膨胀总光比（B/T）的分析。一般来说，中央星系的大小-恒星质量和B/T-恒星质量关系不同于卫星星系。然而，当控制晕圈质量时，差异被消除。我们还研究了大小和B/T对晕心距离的依赖关系，并在给定晕质量（M $_h$）时发现了一个过渡恒星质量（M $_{*,t}$），它大约是质量为M $_h$的晕中中心星系质量的五分之一。过渡恒星质量的大小，B/T和淬火分数是相似的，在整个晕质量范围内，这表明恒星形成的淬火和星系的结构演化之间的联系。我们的分析进一步表明，基于过渡恒星质量的分类比中心-卫星二分法更基本，并提供了一种更可靠的方法来了解环境对星系性质的影响。我们比较了观测结果与流体动力学模拟，鹰和半解析模式，L-GALAXIES。EAGLE模拟成功地再现了恒星和卫星的相似性，甚至M $_{*,t}$，而L-GALAXIES未能恢复观测结果。
2019-12-12 astro-ph.GA
Uniform Modelling of the Stellar Density of Thirteen Tidal Streams within the Galactic Halo
我们提出了一个灵活的恒星流密度模型拟合银河系周围的13个流的集合，使用DES，DECaLS和泛星测光数据的结果。我们为每个流构建密度图，并沿着每个流的长度在天空，宽度和距离模量曲线上绘制它们的轨迹。我们使用这些测量来计算流的长度和总光度并识别子结构。几条河流显示出显著的子结构，如河流加宽、间隙、河流轨迹的大偏差和河流密度的急剧变化。将这组星系流作为一个总体来研究，正如我们所预期的那样，我们发现具有球状星团祖先的星系流通常比具有矮星系祖先的星系流窄，大约100 pc宽的星系流显示出两个群体之间的重叠。我们还注意到球状星团流的平均光度明显低于完整球状星团的典型光度。可能的解释是观测到的球状星团流优先来自低光度和低密度的星团。这里提出的流测量在一个统一的方式将有助于更详细的流研究，如确定候选流成员的光谱跟踪和恒星流动力学建模。
2022-06-09 astro-ph.GA
LYRA III: The smallest Reionization survivors
被再电离淬灭的星系（“遗迹”）和在再电离中幸存的星系（即继续形成恒星）之间的分界线通常用晕质量阈值来讨论。我们探测这个阈值在物理上更完整和准确的方式比迄今为止，使用五个极高分辨率（$M_\mathrm{target}=4M_\odot$）宇宙学放大模拟的矮星系的晕质量范围内$1-4\times10^9M_\odot$。所采用的LYRA模拟模型的特点解决了星际介质物理和个人，解决了超新星爆炸。在我们的研究结果中，我们发现了一个有趣的中间人口的矮星系接近阈值质量，但既不是充分的再电离遗迹，也没有充分的再电离幸存者。这些星系最初在再电离时熄灭，但仅仅保持静止约5亿年。在$z\approx5$，它们以同步的方式重新开始恒星的形成，并保持恒星的形成直到今天。这些结果表明，$z=0$的晕圈质量不是接近阈值的存活率的良好指标。虽然我们发现的恒星形成的历史是不同的，我们表明，它们直接关系到一个给定的光环保留和冷却气体的能力。而后者是最强烈地依赖于质量（或维里温度）的主机晕在再电离时，它也取决于其生长历史，紫外线背景（和它的减少在后期）和保留在晕内的金属量。
2022-09-07 astro-ph.GA
Modelling Dark Matter Halo Spin using Observations and Simulations: application to UGC 5288
本文通过对低表面亮度矮棒旋星系 UGC 5288 的盘观测性质进行正向建模，结合半解析与宇宙学模拟，估计其暗物质晕自旋和聚集度，发现伪等温核心模型最佳，并揭示棒旋与无棒星系内晕自旋存在差异。
2023-04-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
