The Outer Stellar Mass of Massive Galaxies: A Simple Tracer of Halo Mass with Scatter Comparable to Richness and Reduced Projection Effects
利用“超级超级凸轮斯巴鲁战略计划”（HSC巡天）的弱引力透镜数据，研究了不同恒星质量估计在追踪晕质量方面的潜力。我们考虑星系的$\log {M_{\star}/M_{\odot}}>11.5$在0.2 < z < 0.5仔细测量的光剖面和集群的redMapPer和CAMIRA丰富的算法。我们设计了一种方法（“TopN”测试），以评估不同的示踪剂和相互比较晕质量代理在四个数量密度箱使用堆叠星系星系透镜配置文件的晕质量可观测的关系的散射。这项测试揭示了三个关键发现。在R<30 kpc范围内，基于cModel测光或孔径光度的恒星质量是晕质量的一个很差的代用指标。相比之下，恒星质量的外层信封是一个很好的晕质量代理。在R=[50，100] kpc，M*[50，100]范围内的恒星质量具有与$\log{M_{\rm vir}/M_{\odot}}>14.0$最先进的基于丰度的星团发现器相当的性能，并且可以在较低的晕质量下成为更好的晕质量示踪剂。最后，使用N体模拟，我们发现M*[50，100]选择的大质量晕的透镜轮廓与没有投影或偏心效应的样本的预期一致。另一方面，丰富度选择的集群在它们的透镜配置文件中在R~1 Mpc处显示出过量，这可能表明来自选择偏差的更显著的影响。这些结果表明，基于Mstar的示踪剂在识别大质量晕方面具有明显的优势，这可能为星团宇宙学开辟新的途径。
2021-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The velocity shear tensor: tracer of halo alignment
在宇宙网的背景下，DM晕和周围的大尺度结构（LSS）的对齐检查。Halo自旋，形状和subhaloes的轨道角动量的研究相对于LSS使用的本征矢量的速度剪切张量上评估的网格上的规模为1兆秒差距/小时，深内的非线性制度。结、丝、片和空隙与同时沿着3、2、1或0个主方向塌陷的区域相关联。每个晕圈都根据晕圈位置处塌陷的性质标记有网分类（即结晕圈、细丝晕圈等）。剪切本征值的完整分布被发现是从标记晕，表明所观察到的速度剪切显着偏置有很大的不同。我们发现，更大的质量晕生活在剪切更各向同性的区域，即膨胀或崩溃更球形。晕的形状和剪切张量的特征向量之间的相关性，与最长（最短）轴的晕的形状与最慢（最快）崩溃的特征向量对齐。这种相关性与网络无关，表明速度剪切是晕排列的基本示踪剂。对于晕自旋与宇宙网的排列也发现了类似的结果。它已被证明，高质量的晕表现出自旋翻转相对于LSS：我们发现，这种自旋翻转发生的质量是网络依赖的，而不是普遍的，如前所述。虽然弱于晕，但亚晕轨道也表现出与LSS对齐，这为银河系卫星系统的高度相关的共同旋转提供了可能的见解。本研究表明，速度剪切张量构成的自然框架，研究方向性的非线性LSS和晕和星系。
2012-11-01 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
Determination of Dark Matter Halo Mass from Dynamics of Satellite Galaxies
我们表明，暗物质晕的质量可以从其卫星星系的动力学状态推断。使用9暗物质模拟晕像银河系（MW），我们发现，目前在每个晕的子结构遵循的轨道结合能和角动量的相空间中的特征分布，这种分布是类似的从晕到晕，但有一个内在的依赖于晕形成的历史。我们构造这个分布直接从模拟一个特定的晕和扩展的结果相似的形成历史，但不同的质量通过缩放晕。观测到的晕的质量，然后可以估计通过最大化的可能性比较测量的运动学参数的卫星星系与这些分布。我们测试了这种方法的有效性和准确性与模拟的模拟样本。利用9个示踪星的位置、径向速度和自行，并假设观测的不确定性与MW卫星星系相当，我们发现晕质量可以恢复到$\sim$ 40%以内。如果使用30个示踪剂，则准确度可提高到$\sim$ 25%以内。然而，相空间分布对晕形成历史的依赖性设定了$\sim$ 20%的最小不确定性，该不确定性不能通过使用更多示踪剂来降低。我们相信，这种最小的不确定性也适用于任何质量测定晕时，使用的相空间信息的其他运动示踪剂。
2017-10-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Brightest galaxies as halo centre tracers in SDSS DR7
在大尺度结构巡天中确定晕中心的位置对于许多宇宙学研究是至关重要的。一个普遍的假设是，晕中心对应于它们最明亮的成员星系的位置。在本文中，我们研究了斯隆数字巡天DR 7中最亮星系相对于其他晕成员的动力学。具体来说，我们看的视线速度和最亮的星系和它们的邻居之间的空间偏移。我们比较详细的模拟目录，构造从高分辨率，暗物质的$N$体模拟，其中假设卫星星系跟踪暗物质subhaloes。这使我们能够对最亮的星系不是中心的晕的比例$f_{\rm BNC}$进行限制。与以往的研究相比，我们明确考虑到非松弛状态的主机晕，速度偏移的晕核和$f_{\rm BNC}$和卫星占领之间的相关性。我们发现，$f_{\rm BNC}$强烈的亮度最亮的星系和主机晕的质量增加而减少。总体而言，在晕质量范围$10^{13} - 10^{14.5} h^{-1} M_\odot$，我们发现$f_{\rm BNC} \sim 30\%$，与以前的研究Skibba等人的协议。我们讨论了这些研究结果的影响推断的星系-晕连接从卫星运动学，模型的条件光度函数和星系形成一般。
2017-11-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Planetary nebulae as kinematic tracers of galaxy stellar halos
星系恒星晕的运动学和动力学特性很难测量，因为这些区域的表面亮度很微弱。螺旋星系可以使用无线电HI发射探测;相反，早型星系包含较少的气体，因此需要使用替代运动示踪剂。行星状星云（PNe）由于其明亮的发射线，可以很容易地在晕中被发现。因此，也有可能绘制早期星系的晕运动学，通常是5个有效半径或更大。由于最近针对河外PNe的光谱调查，我们现在可以依靠几十个星系来测量恒星晕的运动学。在这里，我将回顾过去几十年在这一领域取得的主要成果。
2016-11-30 astro-ph.GA
Intracluster light is a close tracer of the dark matter halo shape
University of Nottingham（诺丁汉大学）；École Polytechnique Fédérale de Lausanne (EPFL)（洛桑联邦理工学院）；Institute of Space Sciences (ICE, CSIC)（空间科学研究所）
研究团内光是否能可靠示踪暗物质晕形状，通过Hydrangea模拟发现团内光与暗物质晕轴比接近，且轴比差异小，表明团内光可作为暗物质晕椭率的代理。
2026-03-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Reaching for the Edge II: Stellar Halos out to Large Radii as a Tracer of Dark Matter Halo Mass
针对最亮星系团星系恒星晕外围质量最优径向定义不明确的问题，本研究通过类HSC模拟观测管线分析IllustrisTNG模拟数据，确定了最优环带半径范围，提出了晕质量相关的Sérsic拟合函数，可支撑未来巡天通过深度成像推断暗物质晕质量。
2025-11-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo orbits in cosmological disk galaxies: tracers of formation history
我们分析了恒星和暗物质粒子的轨道在一个盘状星系的晕形成的宇宙流体动力学模拟。晕在内部~20 kpc内呈扁球形，超过此半径为三轴。大约43%的轨道是短轴管-其余的属于表征三轴势的轨道族（盒子，长轴管和混沌轨道），但它们的形状接近轴对称。我们发现没有证据表明，自洽分布函数的近扁球形内晕主要是由轴对称短轴管轨道。所有族的轨道，以及两种类型的粒子都是高度偏心的，平均偏心率>0.6。我们发现随机选择的晕星样本在“运动积分”空间中没有显示出子结构。然而，在金属丰度与形成时间的关系图中，可以清楚地识别出个别的吸积事件。在动力学上，年轻的潮汐碎片主要出现在单一类型的轨道上。然而，与较老卫星相关的恒星在形成过程中变得混乱混合（可能是由于中央隆起和盘的散射以及重子过程），并出现在所有四种类型的轨道上。我们发现，宇宙流体动力学模拟中的潮汐碎片经历了显着更多的混沌演化比碰撞模拟，使其更难单独使用相空间坐标来识别单个祖先。然而，通过结合恒星年龄和化学丰度的信息与晕星的轨道特性在潜在的自洽潜力，祖先的识别是可能的。
2013-02-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Globular clusters as tracers of the dark matter halo: insights from the E-MOSAICS simulations
球状星团（GCs）是一种明亮的天体，跨越了银河系中心距离的很大范围，因此是暗物质（DM）晕结构的探测器。在这项工作中，我们探讨是否可以使用投影的GC径向配置文件来推断其主机DM晕的结构特性。我们使用模拟的GC人口的样本中的166个中央星系的$(34.4~\rm cMpc)^3$周期量的E-MOSAICS项目。我们发现，更大的星系主机恒星和GC人口较浅的密度分布，更径向延伸。此外，贫金属的GC亚群往往比富金属的子样品，我们涉及到的优先吸积起源的贫金属的GC更浅，更广泛的配置文件。我们发现GC种群的径向分布的斜率和有效半径与DM晕的结构特性（如幂律斜率、尺度半径和浓度参数）之间存在很强的相关性。考虑到对星系恒星质量的依赖性，二维关系的分散性降低了。这表明，GC的投影计数，结合它们的星系质量，跟踪其宿主星系DM晕的密度分布。当应用于河外GC系统，我们恢复的标度半径和范围的DM晕的ETG样本的不确定性小于$0.2~\rm dex$。因此，河外GC系统提供了一个新的途径来探索本星系群之外的DM晕的结构。
2021-06-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
A theorem on central velocity dispersions
它表明，如果示踪剂人口是由一个球形暗晕的核心或尖发散比一个奇异的等温球更慢，对数尖斜率的示踪剂必须精确地给出g=2b，其中b是它们的速度各向异性参数在中心，除非相同的示踪剂是动态冷的中心。如果晕尖点的发散速度比奇异等温球的发散速度快，则示踪剂的速度色散也必须在中心发散。特别地，如果对数晕尖点斜率大于2，则发散速度色散也跟踪势的行为。本文还讨论了该定理在投影量上的意义。我们认为，我们的定理应被理解为一个警告解释结果的基础上简化假设，如各向同性和球对称。
2009-06-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Broken degeneracies: the rotation curve and velocity anisotropy of the Milky Way halo
我们使用银河系中心距离为16 < r/kpc < 48的遥远的蓝色水平分支恒星作为银河系暗晕的运动学示踪剂。我们模型的示踪剂密度作为一个扁圆形，幂律嵌入在一个球形幂律潜在的。使用分布函数的方法，我们估计总的幂律势和速度各向异性的晕示踪剂。我们测得势能的斜率为γ ~ 0.4，50千秒差距内的总质量为~ 4 × 10^11 M_sol。示踪剂的速度各向异性径向偏置β ~ 0.5，这是在良好的协议与当地的太阳附近的研究。我们的结果提供了一个精确的外圆速度分布的银河系，并建议一个相对较高的浓度暗物质晕（c_vir ~ 20）。
2012-05-29 astro-ph.GA
Kinematic transitions and streams in galaxy halos
本星系群以外的星系晕的化学动力学现在可以通过使用球状星团和行星状星云作为明亮的示踪物体，以及综合恒星光的深多缝光谱学来绘制。我们目前的调查结果附近的早期型星系，包括运动学上不同的晕，可能反映两个阶段的星系大会的证据。我们还展示了实用的示踪剂的方法在测量周围的伞星系，这使我们能够重建祖属性和流轨道的恒星子结构的运动学。
2014-01-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Predicting the Scaling Relations between the Dark Matter Halo Mass and Observables from Generalised Profiles I: Kinematic Tracers
本研究通过解析晕模型与Jeans方程通解，推导暗物质晕质量与孔径速度弥散的标度关系，量化参数敏感性，发现晕结构与运动学轮廓对质量估计的不确定度影响较小，为光谱巡天的晕质量测量提供参考。
2024-03-12 astro-ph.GA
Low-metallicity stellar halo populations as tracers of dark matter haloes
我们分析了在$Λ$ -冷暗物质方案中模拟的八个银河系质量星系中的恒星晕种群的密度分布。我们发现，吸积星可以很好地拟合Einasto配置文件，以及根据金属丰度定义的任何子样本。我们检测到一个明确的相关性之间的Einasto拟合参数的低金属丰度恒星星族和那些的暗物质晕。恒星与[Fe/H] $<-3$的相关性使我们能够预测$\sim 10 $ %的残差内的暗物质配置文件的形状，如果原位恒星的贡献仍然很小。使用Einasto参数估计的银河系的恒星晕，并假设后者形成的吸积低质量卫星的显着贡献，我们的模拟预测$α\sim 0.15 $和$r_2 \sim 15$ kpc的暗物质配置文件。这些值，结合观测到的估计当地的暗物质密度，产生一个封闭的暗物质质量在$\sim 8$ kpc的范围内$3.9 - 6.7 \times 10^{10}$ M $_{\odot}$，与最近的观测结果一致。这些发现表明，低金属丰度恒星晕可以存储有关DM晕的信息。即将到来的观察将有助于我们进一步约束我们的模型和预测。
2014-07-22 astro-ph.GA
Concentrations of Dark Haloes Emerge from Their Merger Histories
浓度参数是暗物质晕的一个关键特征，它方便地将晕的现代结构与其组装历史联系起来。使用“黑暗的天空”，一套宇宙学$N$体模拟，我们调查如何晕浓度随时间的演变，并出现从质量组装的历史。我们还探讨了浓度和组装历史之间的关系的分散的起源。我们发现晕浓度的演化有两种主要模式：（1）由于伪演化而导致的平滑增加;（2）对物理合并事件的强烈响应。合并事件引起持久的和实质性的变化晕结构，我们观察到的浓度参数的普遍响应。我们认为，合并事件是一个主要的贡献者在固定的晕质量和形成时间的晕浓度的不确定性。事实上，即使是通常被归类为具有静态形成历史的晕，也会经历多次较小的合并。这些轻微的合并驱动小偏离伪进化，这会导致浓度参数的波动，并导致浓度和组装历史之间的关系有效地不可约的分散。因此，当使用当前的晕浓度参数作为晕组装历史的代理时，应谨慎，特别是如果最近的合并历史是未知的。
2020-09-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Characterizing the formation history of Milky Way-like stellar haloes with model emulators
我们使用半解析模型ChemTreeN，再加上宇宙学的N体模拟，探索不同的星系形成的历史可以影响银河系类星系的恒星晕和他们的卫星人口的观测特性。高斯过程用于生成模型仿真器，其允许在p维输入参数空间的任何位置处统计地估计期望的模型输出集合。这使得人们能够比其他方式更快地探索整个输入参数空间的数量级。使用模拟观测数据集生成的ChemTreeN本身，我们表明，它是可以成功地恢复用于生成模拟观测值的输入参数向量，如果合并历史的主机晕是已知的。然而，我们的研究结果表明，对于一个给定的观测数据集的“最佳拟合”参数的确定是非常容易受到特定的合并历史的主机。非常不同的晕合并历史可以重现相同的观测数据集，如果“最佳拟合”参数允许从历史到历史的变化。因此，使用这些技术来描述银河系形成历史的尝试必须进行统计，分析高分辨率N体模拟的大样本。
2012-09-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Solitary dwarf galaxy groups as tracers of dark matter halos in the local Universe
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；State Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology（射电天文学与技术国家重点实验室）；School of Astronomy, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文学院）
利用光学巡天数据，搜索仅由矮星系组成的群，发现14个孤立矮星系群，其恒星质量远低于标准关系预测，表明这些群是仅包含少量新形成矮星系的原始暗物质晕。
2026-09-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Auriga Stellar Haloes: Connecting stellar population properties with accretion and merging history
我们研究恒星晕的御夫座模拟，一套30宇宙磁流体动力学高分辨率模拟银河系质量的星系与移动网格代码AREPO。我们研究晕的全球性和径向配置文件到$\sim 150$ kpc的每个星系。御夫座晕在质量和密度分布、平均金属丰度和金属丰度梯度、年龄和形状上各不相同，反映了其吸积和合并历史中固有的随机性。与附近的晚型星系的观测比较显示，大多数观测和模拟晕属性之间非常好的协议。然而，御夫座光环通常太大了。我们发现人口梯度和大规模组装的历史之间的连接：星系与几个显着的祖先有更多的大规模晕，拥有大的负晕金属丰度梯度和陡峭的密度分布。吸积星系的数量，无论是破裂或破裂，贡献90%的吸积晕质量范围从1到14，中位数为6.5，它们的恒星质量跨越三个数量级。观测到的晕质量-金属丰度关系很好地再现了御夫座，是由恒星质量和金属丰度的主要卫星贡献者。这种关系不仅被发现的吸积组件，但也为总（吸积+原位）恒星晕。我们的研究结果突出了可观测的晕属性来推断星系的组装历史的潜力。
2019-02-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Measuring the splashback feature: Dependence on halo properties and history
本研究基于MillenniumTNG流体模拟定义溅落深度与宽度两个新参数，量化二者对暗晕质量、组装历史等性质的依赖关系及拟合公式，可补充现有参数表征暗晕结构与演化。
2025-11-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The accretion history of dark matter halos I: The physical origin of the universal function
了解暗物质晕的普遍吸积历史是确定其结构起源的第一步。我们使用扩展的Press-Schechter形式主义，从初始密度扰动的增长率导出晕质量吸积历史。我们表明，晕质量的历史是很好地描述了指数函数的红移在高红移制度。然而，在低红移区域，质量历史遵循幂律，因为在暗能量主导的时代，由于宇宙的加速膨胀，密度扰动的增长停止了。我们提供了一个解析模型，遵循表达式$M(z) = M_{0}(1+z)^{af(M_{0})}e^{-f(M_{0})z}$，其中$M_{0} = M(z=0)$，$a$依赖于宇宙学和$f(M_{0})$只依赖于线性物质的功率谱。解析模型不依赖于数值模拟的校准，适用于任何宇宙学。我们比较了我们的模型与文献中的质量吸积历史的最新经验模型，发现非常好的协议。我们在线提供模型的数值例程。
2015-08-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Multi-tracer intensity mapping: Cross-correlations, Line noise & Decorrelation
线强度测绘（LIM）是一种新兴的多频、低角分辨率的宇宙学和星系形成研究方法。许多LIM应用程序至关重要地依赖于两条线的强度图，或强度图与星系调查或星系/CMB透镜的互相关。我们提出了一个一致的晕模型来预测所有这些互相关，并使联合分析，在三维红移空间和二维投影地图。我们扩展的条件光度函数形式主义的多线的情况下，始终占多个星系线光度之间的相关散射。这使我们能够对两个线强度图之间的尺度相关去相关进行建模，这是前景拒绝和从交叉光谱估计自光谱的方法的关键输入。这也使得LIM互相关能够揭示LIM自谱所不能揭示的星际介质的天体物理性质。我们揭示了LIM中光度散射或“线噪声”的不同来源，并阐明了它们对1-晕和星系散粒噪声项的影响。特别是，我们表明，晕的有效数密度在某些情况下可以超过星系，违反直觉。使用观测和模拟输入，我们实现了H $α$，[Oiii]，莱曼- $α$，CO和[Cii]线的晕模型。我们鼓励观测者和模拟者尽可能地测量成对线的星系光度相关系数。我们的代码可在https://github.com/EmmanuelSchaan/HaloGen/tree/LIM上公开获取。在一个配套文件中，我们使用这个晕模型的形式主义和代码，以突出宇宙学和天体物理学之间的LIM的简并，并比较LIM观测星系检测的一些调查。
2021-06-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Sizes of Globular Clusters as Tracers of Galactic Halo Potentials
我们提出了球状星团的$N$体模拟，探讨了不同星系势对星团大小的影响，$r_h$ .对于不同的银河系中心距离，$R_G$，我们评估如何集群大小的变化时，我们改变维里质量和浓度的宿主星系的暗物质晕。我们发现，GC的大小是由当地的星系质量密度，而不是主星系的维里质量。我们发现，在不太集中的星系的内晕中演化的星系团比在更集中的星系团中演化的星系团要大得多，而在外晕中轨道运行的星系团的大小几乎与浓度无关。在我们的星系模型中加入重子成分并不会对这些结果产生太大的改变，因为它的影响只在非常内部的晕中才显着。我们的模拟表明，有一个$r_h$和$R_G$之间的关系，这系统地依赖于晕的物理参数。因此，在个别星系中观察这种关系可以对暗物质晕特征提出新的观测约束。然而，通过改变晕质量在一个很宽的范围内的$10^{9}\leq M_{vir}/\msun \leq10^{13}$，我们发现，$r_h-R_G$的关系将几乎是独立的晕质量，如果一个假设$M_{vir}$和$c_{vir}$作为两个相关的参数，建议由宇宙学模拟。
2015-12-17 astro-ph.GA
Extended halos and intracluster light using Planetary Nebulae as tracers in nearby clusters
自1996年首次探测到星团内行星状星云以来，成像和光谱巡天发现了这类恒星，以追踪星团中漫射光的径向范围和运动学。这一研究课题与致密环境中星系形成和演化的研究密切相关，因为行星状星云在星系最外层区域和星系团核心的空间分布和运动学关系到宇宙学模拟的约束条件。从这个意义上说，河外行星状星云在近场宇宙学中扮演着非常重要的角色，以便测量作为半径函数的积分质量和位于附近宇宙密集区的结构中恒星的轨道分布。
2016-01-04 astro-ph.GA
Characterizing the assembly of dark matter halos with protohalo size histories: I. Redshift evolution, relation to descendant halos, and halo assembly bias
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）；University of Massachusetts Amherst（马萨诸塞大学阿默斯特分校）；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）
本研究提出用原初晕大小历史量化暗物质晕组装的新方法，发现其可用双幂律描述，与后代晕中心-总恒星质量比强相关，能捕捉质量吸积历史丢失的信息，为关联原星系团与后代星系团提供新工具。
2024-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Estimating the Kinematic Parameters and the Distance-Scale Zero Point for the Thin-Disk, Thick-Disk, and Halo Population Tracers via 3D Velocity Data
我们使用统计视差的方法来约束距离尺度零点，并分析银河系经典造父变星，RR天琴座型变量，蓝色水平分支星，作为标准蜡烛/运动示踪剂的各种银河系人口的广泛样本的运动学。根据天琴座RR型变星晕、BHB星和造父变星自转曲线的平均速度，得到了三个一致的局部圆速度估计值，其平均值为210+/-6 km/s，与BHB星银心距5-40 kpc区间的平均圆速度接近（195+/-5 km/s），从而为银河系自转曲线在距离中心约5 kpc以外的实际平坦形状提供了进一步的支持证据。距离尺度的修正意味着太阳银心距离为7.7+/-0.4 kpc，LMC距离模数为18.42+/-0.06，哈勃常数为73-85 km/s/Mpc。
2010-01-09 astro-ph.GA
On the influence of halo mass accretion history on galaxy properties and assembly bias
晕组装偏差是暗物质晕在固定质量下的组装历史对暗物质晕成簇的次要依赖。这种既定的依赖性预计将体现在星系群的聚集上，这是一种通常被称为星系组装偏差的潜在效应。使用IllustrisTNG 300磁流体动力学模拟，我们分析了依赖的属性和集群的星系的形状上的特定质量吸积历史的托管晕（sMAH）。我们首先表明，几个晕和星系的性质强烈相关的sMAH（$β$）在固定的晕质量的斜率。也就是说，具有越来越陡峭的$β$的晕在早期更快地增加它们的晕质量，并且它们的宿主星系呈现出更大的恒星与晕质量比，更快地失去它们的气体，在更高的红移处达到它们的恒星形成历史的峰值，并且更早地熄灭。我们还表明，$β$是更直接地连接到这些关键的星系形成属性比其他广泛采用的晕代理，如形成时间。最后，我们测量了在固定晕质量下星系团对$β$的二次依赖性作为红移的函数。通过追溯单个晕的演化，我们发现，$z=0$星系的祖先星系组装偏置信号的振幅随红移而增加，对于$M_\mathrm{halo}=10^{11.5}-10^{12}$ $h^{-1}\mathrm{M}_\odot$的晕，在$z = 1$处达到2倍。对组装偏差沿合并树演化的度量为二次偏差的研究提供了一个新的理论视角。我们的研究结果表明，晕吸积和星系群的聚类和观测特性之间存在紧密的关系，对于即将到来的宇宙学调查的模拟目录的生成也有重要的影响。
2021-05-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo Mass and Assembly History Exposed in the Faint Outskirts: the Stellar and Dark Matter Haloes of Illustris Galaxies
我们使用Illustris模拟来深入了解围绕星系的外部低表面亮度区域的建立。我们的特点是恒星晕的对数斜率的球形平均恒星密度分布，alphaSTARS在z=0，我们与这些斜率的基本暗物质（DM）晕，他们的中央星系，和他们的组装历史的属性。我们分析了大约5,000个星系的样本，每个星系的粒子数超过5x10^4，并且跨越了各种形态和晕质量（3x10^11 < Mvir < 10^14 Msun）。我们发现恒星晕斜率和总晕质量之间有一个很强的趋势，质量较大的天体比质量较小的天体具有较浅的恒星晕（在所研究的质量范围内，-5.5 \pm 0.5 < alphaSTARS <-3.5 \pm 0.2）。在固定的晕质量，我们表明，盘状，蓝色，年轻，更大的星系所包围的显着陡峭的恒星晕比椭圆形，红色，老年人，质量较低的星系。总的来说，恒星密度剖面下降更陡峭的基础DM，并没有明确的趋势之间的恒星斜率和DM晕浓度。然而，最近形成的DM晕，或从坠落的卫星吸积较大比例的恒星质量，表现出较浅的恒星晕比他们的老类似物具有类似的质量，由达Delta（alphaSTARS）~ 0.5-0.7。我们的研究结果，结合最近对M31和银河系截然不同的恒星幂律指数的测量，似乎有利于一个大质量的M31，以及一个在过去10个Gyrs中比它的同伴更安静的吸积历史的银河系。
2014-09-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Resolved Stellar Populations as Tracers of Outskirts
星系晕包含了关于星系形成和演化过程的基本线索：等级宇宙学模型预测星系晕是普遍存在的，并且（至少部分）是过去合并和/或吸积事件的产物。在过去的二十年里，宽视场测量的出现彻底改变了我们对银河系及其最近的“姐妹”仙女座的看法，揭示了过去和正在进行的吸积事件中丰富的潮汐流，以及其已知的微弱卫星的数量翻了一番。现在的重点将转移到本星系群之外的星系晕：分辨星系晕重要区域上的单个恒星将能够估计它们的年龄、金属丰度和梯度。收集到的有价值的信息，星系的质量范围，形态和不同的环境将最终测试和定量告知星系形成的理论模型，并阐明了许多挑战所面临的模拟星系规模。
2016-12-16 astro-ph.GA
Assembly History and Structure of Galactic Cold Dark Matter Halos
我们使用宝瓶座模拟系列研究的银河系质量的冷暗物质晕的结构上的装配历史的印记。我们的研究结果证实了早期的工作，关于合并的质量密度分布和内向外增长的晕的影响。包含可见星系的内部区域从早期起就很稳定，只有在重大合并时才会受到显着影响。扩散吸积或微小合并的粒子主要出现在晕的外围。我们的分析揭示了与目前对分层晕组装的看法背道而驰的趋势。例如，主要的合并（即祖先质量比大于1：10的合并）对光环的总质量增长贡献很小，平均不到我们的六个宝瓶座光环的20%。小的合并和没有分解成单个物体的“扩散”物质大致相等地贡献了大部分。这与基于扩散集理论的建模是一致的，该理论表明大约一半的这种扩散材料不应该是任何规模的晕的一部分。有趣的是，模拟本身表明，一个显着的部分是不是真正的扩散，因为它是从早期的晕合并之前，他们加入主系统弹出。宝瓶座号的模拟将晕解析到比预期保留气体或形成恒星的质量尺度低得多的质量尺度。因此，这些结果证实了大多数形成可见星系的重子是扩散吸积的，而不是通过合并，并且它们表明只有相对罕见的主要合并才会在以后的时间影响星系结构。
2010-09-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Connection between Halo Assembly History and the Stellar Distribution I: The Central Stellar Mass - Richness Plane
Tsinghua University（清华大学）；University of California（加州大学）；University of Maryland（马里兰大学）；New York University Abu Dhabi（纽约大学阿布扎比分校）
利用 IllustrisTNG-300 模拟，研究发现中心恒星质量与卫星富度作为晕质量代理在群级质量上相似但组装历史不同，中心恒星质量-富度平面可有效选择具有特定吸积历史的暗物质晕。
2026-09-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Truncations in the X-ray Halos of Early-Type Galaxies as a Tracer of Feedback and Mergers
本研究发现早型星系X射线晕的温度剖面截断受并合/相互作用影响远大于反馈，借此发现3个大质量星系的未知不对称特征，为研究X射线晕形成提供新示踪手段。
2025-06-17 astro-ph.GA
On Detecting Halo Assembly Bias with Galaxy Populations
暗物质晕的聚集不仅取决于它们的质量，而且还取决于形成时代，这是冷暗物质结构形成理论的一个突出但微妙的特征，被称为组装偏差。在低质量尺度（$\sim 10^{12}\,h^{-1}M_\odot$），早期形成的晕预测更强烈的集群比晚形成的。在这项研究中，我们的目标是强大的检测签名的组装偏差观测，利用低质量晕的中央星系的形成时间指标作为代理的晕形成的历史。弱引力透镜是用来确保我们的早期和晚期形成的晕样品具有相似的质量，并且没有来自更大质量晕的卫星污染。对于使用的两个形成时间指标（解决恒星形成历史和当前特定的恒星形成率），我们没有找到令人信服的证据组装偏差。对于一对平均质量为$M_{200c} \approx 9\times10^{11}\,h^{-1}M_\odot$的早期和晚期形成星系样本，相对偏差为$1.00\pm 0.12$。我们将缺乏检测的可能性归因于这些指标的当前测量太嘈杂，或者它们与晕形成历史没有很好的相关性。替代代理的晕形成的历史，应该表现得更好，为今后的研究提出了建议。
2016-02-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
ZOMG II: Does the halo assembly history influence central galaxies and gas accretion?
星系大小的暗物质晕的增长率和内部动力学取决于它们在宇宙网中的位置。位于节点处的光环直到现在都在质量上增长，并由径向轨道控制。相反，嵌入突出的丝状体中的晕在大小上变化不大，并且主要由切向轨道控制。使用变焦流体动力学模拟，包括恒星的形成和反馈，我们研究气体如何吸积到这些不同类别的对象，为简单起见，我们配音'吸积'和'停滞'晕。我们发现，所有的晕得到一个新的供应，新的吸积气体在其内部区域，虽然这慢慢减少随着时间的推移，特别是停滞的晕。新气体的流入量总是高于（但与之相当）回收材料的流入量。总的来说，冷气体部分增加（减少）随着时间的吸积（停滞）晕。在所有的情况下，一个恒星盘和一个凸起的形式在模拟晕的中心。恒星总质量与基于丰度匹配技术的预期非常一致。中央星系的许多性质似乎与晕所处的大尺度环境无关。然而，有两个明显的例外，相对于它们的吸积对应物，星系晕是不稳定的：i）星系盘包含更古老的恒星星族; ii）它的垂直尺度高度是两倍或更多。这种增厚很可能是由于合并和近距离飞越对长寿盘的加热。
2017-05-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Measuring the slopes of mass profiles for dwarf spheroidals in triaxial CDM potentials
我们产生的恒星分布函数（DF）在三轴晕，以检查斜率$Γ\equiv Δ{\rm log} M / Δ{\rm log} r$的可靠性推断通过应用质量估计的形式$M\propto R_eσ^2$（即假设球对称，其中$R_e$和$σ$是发光的有效半径和全球速度色散，分别）到两个恒星子群独立跟踪相同的引力势。DF的形式为$f(E)$，是动态稳定的，并直接对应于在银河系和星系团晕的宇宙学暗物质模拟中形成的subhaloes的三轴电位内产生。此外，我们考虑了不同的示踪剂数密度分布（尖点和核心）推断的质量分布的斜率的影响。对于这里考虑的各向同性的DF，我们发现，晕三轴性往往会引入反相关的$R_e$和$σ$时，估计为各种视角。净效应对与质量分布斜率相关的系统误差的贡献可忽略不计，质量分布斜率继续由更高浓度示踪剂群体的质量高估偏倚主导。我们表明，简单的质量估计两个不同的示踪剂人口可以给可靠的（和宇宙学意义）下限为$Γ$，无论程度的三轴性或形状的示踪剂数密度分布。
2013-03-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the co-rotation of Milky Way satellites: LMC-mass satellites induce apparent motions in outer halo tracers
本文利用FIRE-2模拟揭示大质量卫星（如LMC）下落诱发的晕视运动会显著改变外部晕示踪体的轨道极点分布，强调银河系卫星平面研究须考虑LMC扰动。
2023-11-19 astro-ph.GA
Star-forming and Quiescent Central Galaxies Cluster Similarly: Implications for the Galaxy-Halo Connection
本研究测量低红移SDSS星系聚集，发现中心星系自相关对比恒星形成率无依赖，仅基于暗晕峰值环行速度的模型能重现观测，表明暗晕组装历史对中心星系聚集影响有限。
2024-08-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Accretion History of the Milky Way Dark Matter Halo and the Origin of its Angular Momentum
在邻近星系的引力场模型中，进入银河系和大麦哲伦云的暗物质流产生了银河系暗物质晕的生长历史，最终的角动量大致在观测方向上，它在大麦云周围产生了类似于麦哲伦流的暗物质流。
2014-08-25 astro-ph.GA
Spin speed correlations and the evolution of galaxy-halo systems
基于 IllustrisTNG 的 TNG100 模拟，研究星系—暗晕系统中暗物质、气体与恒星自旋大小的相关性及演化，发现气体可稳定示踪暗晕与原初自旋，而恒星示踪能力受 $ex$ $situ$ 恒星质量分数影响。
2024-07-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark from light (DfL): Inferring halo properties from luminous tracers with machine learning trained on cosmological simulations. I. Method, proof of concept & preliminary testing
本文提出 Dark from Light（DfL）方法，利用在 IllustrisTNG 和 EAGLE 宇宙学模拟上训练的随机森林回归模型，从星系发光示踪体快速推断暗物质晕质量与群成员资格，并在类观测数据上验证了其优于传统丰度匹配的性能。
2025-07-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Extragalactic planetary nebulae -- tracers of kinematics and stellar populations out to 100 Mpc
University of Turku（图尔库大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）；University of Hertfordshire（赫特福德大学）；University of Oxford（牛津大学）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）；Universität Potsdam（波茨坦大学）；Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑大学）
本研究指出河外星系行星状星云（xPNe）是100 Mpc范围内唯一可直接单独探测的恒星示踪体，可用于星系运动学、晕组装等研究，新型大视场光谱仪器将推动相关表征与演化模型改进。
2026-01-16 astro-ph.GA
On the reliability of photometric and spectroscopic tracers of halo relaxation
本研究通过半解析模型评估光度和光谱示踪剂对暗晕弛豫的可靠性，发现光度指标（特别是双变量组合）与动力学年龄相关性更强，且与X射线代理量相关性良好，提供了一种经济有效的弛豫量化方法。
2020-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The multidimensional dependence of halo bias in the eye of a machine: a tale of halo structure, assembly and environment
我们开发了一种新的方法，探索联合依赖的晕偏置多晕属性使用高斯过程回归。利用$Λ$ CDM $N$ -体模拟，我们进行了全面的研究联合偏置依赖晕结构，形成历史和环境。我们表明，偏见是一个多变量函数的晕属性，分为三个制度。对于大规模的晕，晕质量解释了大部分的偏差变化。对于早期形成的晕，偏见敏感地依赖于最近的质量吸积的历史。对于低质量和后期形成的晕，偏差更多地取决于晕的结构，如它的形状和旋转。我们的框架使我们能够令人信服地证明，$V_\mathrm{max}/V_\mathrm{vir}$是一个有损耗的代理形成时间的偏差建模，而质量，自旋，形状和形成时间变量是非冗余的。结合质量和形成时间在很大程度上解释了偏置的质量吸积历史依赖性。结合所有的内部晕属性充分考虑了内部晕的密度分布依赖性，并预测了在$\sim 10\mathrm{Mpc}h^{-1}$的$20\%$水平上个体晕的聚类变化。当环境密度是测量$1\mathrm{Mpc}h^{-1}$以外的晕中心，它优于并在很大程度上占的内部晕结构的偏置依赖，解释偏置变化以上的$30\%$的水平。
2018-10-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Investigating the Dark Matter Halo of NGC 5128 using a Discrete Dynamical Model
本研究利用近1800个多类示踪天体的观测数据，通过离散轴对称各向异性Jeans方法拟合NGC 5128的暗物质晕，得到其NFW晕参数并验证了结果的稳健性。
2023-06-20 astro-ph.GA
The halo model for cosmology: a pedagogical review
本文是宇宙学暗晕模型的教学性综述，介绍其理论基础、经模拟校准的核心要素、多场景应用及配套开源软件pyhalomodel，助力未来多示踪物大尺度结构观测的连贯分析。
2023-11-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Globular cluster systems as tracers of the evolutionary history in NGC 3258 and NGC 3268
利用四台不同望远镜的$B,C,V,R,I$和$z'$滤光片对NGC 3258和NGC 3268球状星团系统进行了新的测光研究。广泛的空间覆盖范围使我们能够估计整个扩展的GCSs更精确地比以前的作品，和新的价值观的丰富的GCs亚群。我们发现蓝色（贫金属）和红色（富金属）球状星团（GC）之间的方位角分布的差异，并确认径向配置文件平坦的星系中心。在这两种情况下，我们检测到一个径向梯度的蓝色GC的颜色峰，这可能与建设的GCSs。我们分析的相似性和差异，在这两个GCSs的背景下，可能的宿主星系的演化历史。我们还通过应用多色金属丰度关系获得了NGC 3258周围大量GC候选者的光度金属丰度。这些结果证实了双峰金属丰度分布。
2018-12-21 astro-ph.GA
Quantifying the Smoothness of the Stellar Halo: A Link to Accretion History
我们调查的效用的三维两点关联函数（3D 2PCF）在量化的子结构在银河系的恒星晕，特别是作为一种手段，约束吸积历史的银河系。我们使用来自两次不同巡天的天琴座RR变星作为银河系恒星晕结构的示踪物。我们将这些数据集中的3D 2PCF测量结果与Bullock和Johnston（2005）的一套恒星晕形成模拟进行比较。虽然有一些解释的空间，但我们发现结构的数量与模拟大致一致，同时在内晕和小尺度下比平均水平更平滑。这表明了一个更好的吸积历史场景，在这个场景中，银河系的恒星晕在大约8千兆年前获得了大部分质量，并且从那以后一直处于静止状态。最后，我们讨论了统计工具的前景，如2PCF在盖亚时代的银河考古学。
2018-04-24 astro-ph.GA
Globular clusters as tracers of the halo assembly of nearby central cluster galaxies
本文介绍了邻近的星系团天炉座和长蛇座I核心的球状星团系统的性质。在天炉座星系团中，我们收集了迄今为止GCS系统中最大的径向速度样本，这使我们能够识别中央星系NGC 1399周围的光度和运动学子群。此外，年龄，金属丰度和[α/Fe]丰度的一个子样本的60个明亮的球状星团（GC）与高S/N光谱显示多模态分布在相关空间的这三个参数，确认异质恒星星族在NGC 1399的晕。在长蛇座I星系团中，发现了非常蓝色的GC。它们并不是均匀地分布在中央星系周围。3-包括U波段在内的彩色测光显示，其中一些是中间年龄。它们的位置与一群受到破坏的矮星系相吻合。这是一个结构年轻的恒星晕“仍在形成”的证据，这也是由晕光的运动学测量，指向一个运动学干扰系统的支持。质量最大的GC通常分为更广泛的超紧凑矮星系（UCD）和真正的紧凑GC。在这两个集群中，UCD的空间分布和运动学不同于真正的GC。假设一些UCD代表剥离星系的核，这些UCD的性质可以用来追踪有核矮星系到中央星系团星系晕的组装。我们通过半分析的方法在宇宙学模拟中，只有最大质量的UCD在天炉座状集群可以解释剥离核，而大多数低质量的UCD属于星团家庭。
2015-12-23 astro-ph.GA
The Age-Thickness Relation as a Tracer of the Merger History of Disk Galaxies
University of Wisconsin-Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）；Osservatorio Astrofisico di Torino, Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF)（都灵天文台，意大利国家天体物理研究所）
研究盘状星系合并历史重建难题，利用TNG50模拟中银河系类似物，通过年龄-厚度关系（由$\Delta_z$量化）来追溯，该关系编码恒星相关信息，此诊断稳健且提供新途径，可助力重建星系合并历史与探测动力学演化。
2026-08-20 astro-ph.GA
The fragility of thin discs in galaxies -- II. Thin discs as tracers of the assembly history of galaxies
本文通过N体模拟研究Fornax星系NGC 1381中薄银盘与核恒星盘在中等质量比干并合下的响应，发现薄银盘更易被扰动、可作为此类并合的示踪体，而核恒星盘更具韧性，并据此推断该星系至少100亿年内未经历中等质量比干并合。
2023-05-22 astro-ph.GA
Far-infrared excess emission as a tracer of disk-halo interaction
考虑到银河系中当前和过去的恒星形成以及有限的气体供应，冷气体库的再燃料是银河系天体物理学的一个重要方面。除其他机制外，\ion{H}{i}晕云的降落有助于解决这一问题。我们研究了中速云IVC 135 +54及其空间相关的高速对应物，以寻找过去或正在进行的相互作用的迹象。使用Effelsberg-Bonn \ion{H}{i} Survey数据，我们研究了不同速度下气体的相互作用。结合远红外普朗克和IRIS数据，我们将这项研究扩展到星际尘埃，并使用数据集的相关性来推断暗气体的信息。速度结构表明，下降的高速云（HVC）的强烈压缩和减速，与远红外过量发射的中速云。这种过量的放射追踪分子氢，证实了IVC 135 +54是极少数分子晕云之一。IVC 135 +54相对于当地气体的高尘埃发射率意味着它由盘状物质组成，并且不像HVC那样具有河外起源。根据高速气流的速度结构和IVC的含尘量，两者之间的物理联系似乎是合乎逻辑的结论。由于这与两个物体之间的距离差不相容，我们得出结论，这个特定的HVC可能比复杂C更接近我们。或者，相互作用的指标是误导性的，有另一个来源。
2014-12-09 astro-ph.GA
History-independent tracers: Forgetful molecular probes of the physical conditions of the dense interstellar medium
分子谱线发射是探测天体物理条件的有力工具，但建模起来可能很复杂，而且对于希望限制给定参数的观测者来说，通常不清楚哪些跃迁是最好的目标。因此，我们产生了一个分子物种的气体历史可以忽略不计，消除了主要的建模复杂性。然后，我们确定这些物种中最好的观察时，试图约束各种物理参数。为了实现这一目标，我们使用了一个大的化学模型与不同的化学历史，以确定哪些物种的丰度在1百万年，是不敏感的初始条件。然后，我们使用辐射转移模型来产生这些分子的每个跃迁的强度。最后，我们计算的物理参数和所有的过渡和过渡比之间的互信息，以确定一个给定的参数的值，以排名他们的有用性。我们发现48种是不敏感的气体，其中23个碰撞数据的化学历史。我们产生的所有这些物种的转换和比率的排名列表，使用它们的相互信息与各种气体性质。我们表明，互信息是一个足够的措施，以及如何过渡可以约束一个物理参数，通过恢复已知的探针，并证明随机森林回归模型成为更准确的预测时，包括高分功能。因此，该列表可用于选择观测的目标跃迁，以便最大限度地了解这些物理参数。
2022-01-04 astro-ph.GA
The Density Profile and Kinematics of the Milky Way with RR Lyrae Stars
大多数已知的RR型天琴座是ab型RR型天琴座（RRLab），它们是绘制银河系及其子结构的极好工具。我们发现，1148 RRLab星确定的德雷克等人。（2013）已经通过SDSS和LAMOST的光谱调查观察到。本文第一部分利用860个晕示踪剂资料，计算了径向速度频散、圆周速度和质量分布。在这里，我们给出了银河系厚盘和晕的恒星密度和径向速度分布。位于厚盘中的288颗RRLab星的平均金属丰度为[Fe/H] $=-1.02$。三个厚盘示踪剂的径向速度低于215 km $\rm s^{-1}$。利用860个平均金属丰度为[Fe/H] $=-1.33$的晕星示踪剂，我们发现了一个由$n(r) \propto r^{-2.8}$和$n(r) \propto r^{-4.8}$组成的双幂律分布，其折点距离为21 kpc。在50千秒差距处的径向速度弥散约为78公里$\rm s^{-1}$。
2018-02-02 astro-ph.GA
