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
Stellar Halos in Illustris- Probing the Histories of Milky Way-Mass Galaxies
星系周围恒星晕的存在是对Lambda CDM模型等级性质的自然预测。最近对类银河系星系的观测揭示了大范围的恒星晕质量，包括没有统计学意义的恒星晕检测的情况，如M101，NGC 3351和NGC 1042。我们使用的Illustris模拟调查的恒星晕内容的分散，特别是，研究形成的星系与最小的分数，这种扩散组件。恒星晕远不是球形的，这降低了正面圆盘的恒星晕表面亮度。考虑投影效应后，我们发现恒星晕分数f_SH与星系形态和恒星形成速率密切相关，但与环境无关，与观测结果一致。具有最低恒星晕分数的星系是盘状主导的，恒星形成和组装其暗物质晕平均早于具有类似恒星质量的星系。吸积卫星的恒星质量也较低，并且比具有高fSH的中心星具有更早的落入时间。在原位，而不是吸积恒星主导的恒星晕的星系与最低的恒星晕分数，与过渡半径从原位吸积为主r~45千秒差距。我们的结果外推到真正的星系，如M101可能表明，这些星系居住的老晕，经受合并只有在较高的红移和发展相对不受扰动的最后~10 Gyrs。
2018-01-22 astro-ph.GA
Ultraviolet Halos Around Spiral Galaxies. I. Morphology
我们研究紫外晕周围的样本高度倾斜的星系在25百万秒差距，以测量其形态和光度。尽管污染从银河光散射到翅膀的点扩散函数，我们发现，紫外线晕发生在我们的样本中的每个星系。在大多数星系周围，晕形成了一个厚的、弥散的盘状结构，但是具有星系超级风的星暴星系有着性质不同的晕，它们更广泛，并且有着类似的结构。在恒星形成区上方的紫外线晕的空间重合，与外流或面外电离气体缺乏一致的关联，以及晕与星系紫外线光度之间的强相关性，表明紫外线是河外反射星云。因此，紫外线晕可能代表了2-10千秒差距内的100万至1000万太阳质量的尘埃，其性质可能会随着星暴星系的高度而变化。
2016-10-07 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
The Dragonfly Nearby Galaxies Survey. I. Substantial variation in the diffuse stellar halos around spiral galaxies
星系团被认为是通过吸积而成长的;随着时间的推移，质量较小的星系被分裂和合并，它们的碎片导致弥漫的，clusified恒星晕包围着中央星系。在这里，我们提出了一个星系的恒星晕的变化的研究，使用的数据从蜻蜓附近星系巡天（DNGS）。该调查包括宽领域，深（$μ_{g} > 31$ mag arcsec $^{-2}$）光学成像附近的星系使用蜻蜓长焦阵列。我们的样本包括八个螺旋星系，其恒星质量与银河系相似，倾角为$16-90$度，距离为$7-18$ Mpc。我们构建恒星质量表面密度分布从观测到的$g$带表面亮度结合的$g-r$颜色作为半径的函数，并计算晕分数从多余的恒星质量（相对于磁盘$+$凸出适合）超出$5$半质量半径。我们发现$0.009 \pm 0.005$的平均晕分数和$1.01^{+0.9}_{-0.26}$ dex的大的RMS分散。峰-峰散射是$>100$的一个因子--虽然一些星系具有类似于M31的强烈结构的晕，但八个星系中有三个的晕在我们的数据中完全没有被检测到。我们的结论是，螺旋星系作为一个类表现出丰富多样的恒星晕属性，这意味着他们的组装历史是高度不均匀的。我们没有找到令人信服的证据，环境或恒星质量的样本中的晕分数的依赖。
2016-06-28 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
From Halos to Galaxies. VII. The Connections Between Stellar Mass Growth History, Quenching History and Halo Assembly History for Central Galaxies
本研究基于SDSS-MaNGA和半解析模型，发现被动中心星系恒星金属丰度更高、组装更早，其熄灭主要由暗晕组装历史驱动，尤其在黄金暗晕质量附近。
2023-10-16 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
Halo Spin Dependence on Environment for HI-bearing galaxies
本文利用半解析方法计算含HI星系的晕自旋，发现星系在较密环境中晕自旋呈降低趋势，该结果与先前N体模拟不同，差异可能源于环境气体剥离或重子过程对暗物质晕自旋的改变。
2025-03-07 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
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
Stellar halos from The Dragonfly Edge-on Galaxies Survey
我们介绍了蜻蜓边缘星系巡天（DEGS）的主要结果，该巡天利用蜻蜓长焦阵列对附近12个（$d < 25$ Mpc）边缘盘星系的恒星晕进行了探索。这些星系的边缘朝向使得它们的恒星晕可以被更亮的盘光以最小的遮蔽或混淆来探索。样本中的镓离子跨越了从$10^{9.68} - 10^{10.88} M_\odot$到恒星质量的范围。我们证实，广泛的恒星晕质量分数以前看到的银河系质量的星系中也发现质量较小的螺旋星系。恒星晕质量分数的分散性很大，但我们确实发现，恒星晕质量分数和恒星总质量之间存在显着的正相关关系时，前者被测量超过五个半质量半径。合理良好的协议被发现与宇宙流体动力学模拟的预测，虽然观察到的恒星晕分数似乎比这些模拟预期的要低一些。
2022-04-13 astro-ph.GA
Stellar Velocity Dispersion: Linking Quiescent Galaxies to their Dark Matter Halos
我们分析了Illustris-1流体动力学宇宙学模拟，探讨恒星的速度色散的静止星系作为观测探测的暗物质晕速度色散和质量。恒星的速度色散是成正比的暗物质晕速度色散的中心和卫星星系。中心星系的暗物质晕处于维里平衡，因此恒星速度色散也与暗物质晕质量成正比。这种比例性保持即使当一个视线孔径色散计算类似的观察。相反，在给定的恒星速度色散，卫星星系的暗物质晕质量小于维里平衡的预期。这种偏离维里平衡的现象可能是由于外暗物质晕的潮汐剥离。恒星速度色散对潮汐效应不敏感，反映了恒星速度色散与暗物质晕质量之间的相关性。视孔径恒星速度色散与暗物质晕质量之间存在着紧密的关系（<0.2 dex散射），这表明无论是中央星系还是卫星星系，暗物质晕质量都可以通过测量的恒星速度色散来估算。我们评估的影响，如果我们得到的关系是适用于一个统计系综治疗所有对象的中央星系。大部分（>2/3）的大质量静止星系是中心星系，推断的暗物质晕质量的系统不确定性<0.1 dex，从而简化了模拟结果对当前观测的应用。
2018-05-04 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
The galaxy size - halo mass scaling relations and clustering properties of central and satellite galaxies
在这项工作中，我们结合的大小和恒星质量的测量从斯隆数字天空服务器（SDSS）的组查找算法的Rodriguez \& Merchán，以确定恒星和晕的质量-大小关系的中心和卫星星系分别。我们发现，虽然中央星系和卫星星系显示类似的恒星质量-大小的关系，它们的晕质量-大小的关系显着不同。正如预期的那样，更大质量的晕往往拥有更大的中央星系。然而，卫星星系的大小仅略微依赖于晕维里质量。我们表明，这些结果是兼容的一个非常简单的模型，在该模型中，中央和卫星星系的规模作为其主机晕质量的立方根，与卫星的归一化为$\sim$ 30 \%小于中央星系，这可以归因于潮汐剥离。我们进一步检查，我们的测量结果与来自IllustrisTNG流体动力学模拟的预测非常一致。在本文的第二部分中，我们分析了中心星系和卫星星系的成团性质如何依赖于它们的大小。我们证明，独立的恒星质量阈值采用，较小的星系比较大的星系更紧密的集群时，无论是整个样本或只有卫星被认为是。相反的趋势是在大尺度上观察到的大小分裂时，仅为中央星系。我们的研究结果显着的限制晕星系连接模型，连接星系的大小与其托管晕的属性。
2021-06-09 astro-ph.GA
The influence of the void environment on the ratio of dark matter halo mass to stellar mass in SDSS MaNGA galaxies
通过比较空洞区星系和致密区星系的暗物质晕质量与恒星质量的比值，研究了空洞环境如何影响宇宙中星系的形成和演化。利用SDSS MaNGA DR 15的光谱观测，我们估算了642个空星系和938个致密星系的暗物质晕质量。我们使用的相对速度的H-α发射线穿过星系的表面，以测量每个星系的旋转曲线，因为运动学的星际介质比恒星运动学更平滑。我们发现，无论是恒星晕质量的关系，也不是气相金属丰度和暗物质晕质量与恒星质量的比值之间的关系是由空洞环境的影响。我们还观察到空星系和致密区域星系之间的暗物质晕质量与恒星质量之比的分布没有差异，这意味着暗物质晕轮廓的形状与星系的环境无关。
2020-06-05 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
Ghostly Halos in Dwarf Galaxies: Constraints on the Star Formation Efficiency before Reionization
本文通过半解析模拟研究矮星系中由再电离前化石星系潮汐碎片构成的“幽灵晕”，并利用本地星系群六个孤立矮星系的观测约束化石星系的恒星形成效率，发现z~6处10^7-10^9 M_sun暗晕的f_*约为0.05%-0.1%且基本恒定。
2018-10-02 astro-ph.GA
The gas fractions of dark matter haloes hosting simulated $\sim L^\star$ galaxies are governed by the feedback history of their black holes
我们研究散射的起源之间的关系的气体分数和质量的暗物质晕托管当今$\sim L^\star$中央星系的EAGLE模拟。散射与中央星系黑洞（BH）的吸积率无关，但与BH的质量强烈且呈负相关，这意味着在整个光环组装过程中，活动星系核反馈的气体排出差异是散射的主要原因。在中心星系中有质量不足的黑洞的晕也倾向于保留较高的气体分数，并表现出较高的恒星形成率（SFR）。中心黑洞质量的多样性主要源于暗物质晕结合能的多样性，因为这些量在固定的晕质量下是强烈正相关的，因此由更（不）紧密结合的晕所承载的$\sim L^\star$星系发展出的中心黑洞比其晕质量的典型质量更（不）大。在固定晕质量下，晕气体分数的变化反映在软X射线亮度和热苏尼亚耶夫-泽尔多维奇通量中，这表明星系性质与其晕气体分数之间强耦合的预测可以通过测量来测试。具有不同SFR但相似晕质量的星系的诊断。
2019-06-04 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
The separate effect of halo mass and stellar mass on the evolution of massive disk galaxies
本研究利用SDSS-IV/MaNGA数据发现中心星系的演化同时受恒星质量和晕质量影响，而卫星星系仅受恒星质量决定，且该依赖性仅存在于星系中心区域，支持晕驱动的形成图景。
2024-04-24 astro-ph.GA
Late-formed halos prefer to host quiescent central galaxies. I. Observational results
本研究利用恒星质量与暗晕质量比作为形成时间代理，结合SDSS数据发现晚期形成暗晕中的中心星系静止比例更高、旋涡比例更低，差异约8%，且结果不受群查找算法影响。
2023-05-14 astro-ph.GA
Dependency of the Bar Formation Timescale On The Halo Spin
Tsung-Dao Lee Institute, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学李政道研究所）；Department of Astronomy, School of Physics and Astronomy, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学物理与天文学院天文学系）；State Key Laboratory of Dark Matter Physics, School of Physics and Astronomy, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学物理与天文学院暗物质物理全国重点实验室）；Shandong Computer Science Center (National Supercomputing Center in Jinan), Qilu University of Technology (Shandong Academy of Sciences)（齐鲁工业大学（山东省科学院）山东计算机科学中心（国家超级计算济南中心））；Jinan Institute of Supercomputing Technology（济南超算技术研究院）
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
Seeing the halo rotation of nearby spiral galaxies using Planck data
星系晕的旋转是一个迷人的话题，仍然有待解决。普朗克数据显示，附近几个星系的晕存在温度不对称性，例如M31、NGC 5128、M33、M81和M82。然而，这种不对称的原因是一个悬而未决的问题。一种解释观测到的效应的可能性依赖于存在于星系晕中的“冷气体云”，这可能是所谓的重子缺失问题的答案。在这里，我们提出了一种技术来估计的上限旋转速度的一些附近的螺旋星系的晕，通过使用它们的动力学质量和普朗克数据。
2021-11-16 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 Halos and Environments of Nearby Galaxies (HERON) Survey
我们使用加利福尼亚州和以色列的专用0.7米望远镜对本地体积中约200个星系的晕进行了成像，达到29 mag/sq arcsec，样本主要来自2 MASS大星系图集（LGA）。我们用矮星系和更遥远的巨型椭圆星系补充LGA样本。直径超过50千秒差距的低表面亮度晕只在比L* 更明亮的星系中发现，经典的相互作用签名相对罕见。晕的直径与星系的总光度有关。即使在M_V=-18的暗星系中也存在扩展的低表面亮度晕。具有方形凸起的边缘星系往往缺乏扩展的球状晕，而那些具有大型经典凸起的星系则表现出扩展的圆形晕，支持方形或棒状凸起起源于盘的概念。大多数正面螺旋星系的特征似乎是螺旋臂的不规则延伸，尽管极少数情况下表现出平滑的边界，没有恒星形成的迹象。虽然我们偶然发现了一个矮星系在NGC 4449的晕中发生潮汐破裂，但我们在一般调查中没有发现类似的例子。在本体积中搜索类似的例子，确定了hcc 087，武仙座星系团中的一个潮汐扰动矮星系，但我们没有证实矮VCC 1661的半光半径过大。
2016-10-10 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
The oblateness of dark matter halos of nearby galaxies and its correlation with gas mass fractions
Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Instituto de Astrofísica de Andalucía (CSIC)（安达卢西亚天体物理研究所（西班牙高等科学研究委员会））；Case Western Reserve University（凯斯西储大学）；University of Oregon（俄勒冈大学）；Raman Research Institute（拉曼研究所）
研究通过测量邻近星系暗物质晕扁率，发现气体主导星系具有扁暗物质晕，而恒星主导星系则有不同扁率，且扁率与恒星质量正相关。
2023-08-03 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
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
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
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
Cosmic Rays in the Disk and Halo of Galaxies
本文对宇宙线传播模型进行了综述。结果表明，宇宙线起源理论的发展必然导致这样的结论：宇宙线在银河系中的传播是由有效粒子散射决定的，而有效粒子散射可用空间扩散来描述。银盘被一个扩展的晕圈所包围，宇宙射线在逃逸到星系际空间之前被限制在其中。在很长一段时间里，人们认为来自银河系的宇宙射线对流外流（银河风）是微不足道的。然而，对流体动力学稳定性的研究和对ISM动力学（包括宇宙射线）的分析表明，星系风在盘附近发出，并朝着晕加速，在远离盘的地方达到最大速度。因此对流宇宙线输运在星系晕中应该是重要的。最近对EGRET数据的银河系盘中伽马射线发射率的分析表明，宇宙射线在盘的径向方向上或多或少均匀分布，以及对星系晕中软X射线发射的解释，提供了令人信服的证据，证明在恒星形成星系中存在星系风。
2009-05-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
The First Systematic Survey of Stellar Halos in High-Inclination Galaxies Reveals Unusually Quiescent Merger Histories of Nearby Galaxies
University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）；Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；University of Oxford（牛津大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉各拉纳大学）
本研究通过系统性调查高倾角星系恒星晕，发现近邻星系的恒星晕分数异常低，暗示安静的合并历史。
2026-02-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Slow Growth of Massive Galaxies in Rapidly Growing Dark Matter Halos
在冷暗物质宇宙学中，最大质量的暗物质晕被预测在z<1时经历快速增长。虽然人们期望大质量星系也会通过合并迅速增长，但最近的观测研究得出结论，最大质量星系的恒星质量在z<1时仅增长30%。我们利用观测到的空间密度和牧夫座星系中z<1的红星系的聚集来确定这些星系如何填充暗物质晕。在质量最大的暗物质晕中，中央星系的恒星质量与晕质量的三分之一次方成正比，大部分恒星质量都存在于卫星星系中。因此，质量最大的星系成长缓慢，即使它们位于快速成长的暗物质晕中。
2010-01-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Wide binaries from the H3 survey: the thick disk and halo have similar wide binary fractions
由于银河系盘和晕的环境不同，比较盘和晕中的宽双星是理解宽双星形成和演化的关键。通过使用盖亚早期数据第3版，我们在H3巡天中寻找已分辨的宽双星伴星，H3巡天是一项光谱巡天，迄今为止已为厚盘和晕星编制了$\sim$ 150，000个光谱。我们确定了800个高置信度（污染率为4%）宽二进制和两个解决三元组，与二进制分离之间的$10^3$ - $10^5$ AU和最低的[Fe/H]的$-2.7$。根据它们的银河系运动学，其中33个是晕宽双星，其中大部分与Gaia-Sausage-Enceladus星系有关。在厚盘的宽二元分数减少对低金属丰度结束，与以前的研究结果为薄盘一致。我们的关键发现是，晕宽的二元分数是一致的厚盘恒星在一个固定的[Fe/H]。宽二元分数对$α$捕获丰度没有显著依赖性。因此，宽的二元分数主要是由铁的丰度，而不是他们的磁盘或晕的起源，也不是$α$捕获的丰度。我们的研究结果表明，形成环境发挥了重要作用的宽的二进制部分，而不是其他的过程，如径向迁移，只适用于盘星。
2022-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Interaction between dark matter sub-halos & galactic gaseous disk
我们调查的想法，暗物质（DM）的子晕与星系的气体盘的相互作用可以是起源的观察到的洞和壳层中发现的中性氢（HI）的分布。我们使用高分辨率的流体动力学模拟表明，纯DM子晕影响星系盘不能产生孔，相反，它们会导致在磁盘中的高密度区域。然而，含有少量气体的次晕（占次晕总DM质量的百分之几）能够取代盘中的气体并形成洞和壳。这些空穴的大小和寿命取决于次晕气体的质量、密度和撞击速度。质量为$10^8$ $M_{\odot}$且气体质量分数为$\sim 3$ %的DM子晕能够产生kpc尺度的空穴，其寿命与在附近星系中观察到的相似。我们还记录了黑洞边缘恒星形成率的增加，再次与观测结果一致。即使这些模拟结构的属性类似于观测中发现的那些，我们发现预测的洞的数量（基于来自宇宙学N体模拟的DM晕的质量和轨道分布）与观测相比不足。每千兆年只产生少数几个洞。这使我们得出结论，DM晕的影响是不是通过这些孔形成的主要渠道。
2011-11-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
How Does the Surface Density and Size of Disk Galaxies Measured in Hydrodynamic Simulations Correlate with the Halo Spin Parameter?
晚型低表面亮度星系（LSB）是一种暗淡的盘状星系，其中心最大恒星表面密度低于100 Msun/pc ^2。目前对它们起源的最有利的假设是，LSB形成于具有大角动量的快速旋转晕中。我们提出了第一个数值证据，这种情况下使用一套自洽流体动力学模拟的2.3e11 Msun星系晕，在其中我们调查的磁盘恒星/气体表面密度和自旋参数的主机晕之间的相关性。表面密度与晕旋参数λ之间存在明显的反相关，即随着晕旋参数的增大，当恒星表面密度降至0.1 Msun/pc ^2以下时，盘的截止半径单调增大，而在该半径内，盘的平均恒星表面密度减小。λ =0.03时的平均星面密度与λ =0.14时的平均星面密度之比大于15。我们表明，结果是强大的重子分数的变化，确认主机晕的角动量是一个重要的驱动程序形成的LSB。
2013-06-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
