早型和晚型星系的暗晕响应和恒星初始质量函数

矮星系的化学畸变模式与早期环境

Chemical Abundance Patterns and the Early Environment of Dwarf Galaxies

最近的观测表明，银河系恒星晕中的低金属丰度恒星和矮卫星星系中的低金属丰度恒星之间存在着丰度模式的差异。本文首先研究了银河系形成前的早期环境在塑造这些恒星星族中可能扮演的角色。特别是，我们认为是否在交叉污染的恒星晕和卫星的祖先之间的差异可能有助于解释丰度模式的差异。使用N体模拟，我们发现，主晕的祖先晕主要聚集在一起，在z=10，而卫星星系的祖先仍然在这个集群的外围。接下来，分析模拟的超新星驱动风表明，主晕祖细胞更有效地相互交叉污染，而卫星星系祖细胞仍然更加孤立。因此，不均匀的交叉污染，由于不同的高Z空间位置的每个系统的祖先可以帮助解释观测到的丰度模式的差异今天。相反，这些差异是早期金属富集不均匀性的标志。

卡鲁阵列望远镜的早期科学：星系团Abell 3667中的一个小晕候选者

Early Science with the Karoo Array Telescope: a Mini-Halo Candidate in Galaxy Cluster Abell 3667

Abell 3667是南半球研究最充分的星系团之一。它拥有两个巨大的射电遗迹和一个头-尾射电星系，是最亮的星团星系。最近的工作表明，另外存在一个桥梁的扩散同步辐射连接西北无线电遗迹与集群中心。在这项工作中，我们提出了在1.33和1.82 GHz的卡鲁阵列望远镜进行的Abell 3667的全偏振观测。我们的结果显示了射电遗迹以及最明亮的星系团。我们使用辅助的高分辨率数据来减去这个星系的发射，揭示了一个局部的过剩，我们暂时确定为无线电迷你晕。该微晕候选者在1.37 GHz处具有$67.2\pm4.9$ mJ γ束$^{-1}$的积分通量密度，对应于P $_{\rm{1.4\,GHz}}=4.28\pm0.31\times10^{23}$ W Hz $^{-1}$的无线电功率，与微晕功率缩放中的已建立趋势一致。

星系的形态转变和猝灭

The morphological transformation and the quenching of galaxies

利用斯隆数字巡天（SDSS）第七次数据发布（DR 7），研究了星系从晚型到早型的形态转变和猝灭现象。在恒星形成率-质量图（$\lg SFR - \lg M_*$）上，发现早型星系和晚型星系都具有双峰分布。因此，我们将它们分为四种类型：恒星形成早期型（sEs），淬灭早期型（qEs），恒星形成晚期型（sLs）和淬灭晚期型（qLs）。我们检查了各种环境尺度上的许多参数对晚型和早型淬灭率的潜在影响，以及恒星形成星系和淬灭星系之间的早型组分。这些参数包括：恒星质量$M_*$和晕质量$M_{halo}$ ;小尺度环境参数，如晕中心半径$R_p/r_{180}$和第三近邻距离（$d_{3nn}$）;大尺度环境参数，特别是它们是否位于星团、细丝、片或空洞中。我们发现，形态的转变主要是由恒星质量。对于质量较大的星系，猝灭主要由恒星质量驱动，而对于质量较小的星系，猝灭主要由晕质量驱动。此外，我们还观察到早型星系的晕淬灭效应总体上较强，这可能是由于它们缺乏冷气体或较早地吸积到大质量的宿主晕中。

星系晕与暗物质晕的运动学联系

The Kinematic Connection Between Galaxies and Dark Matter Haloes

利用卫星运动学、弱引力透镜和晕丰度匹配对暗晕质量的估计，结合Tully-Fisher和Faber-Jackson关系，我们导出了早型和晚型星系在红移z~0处的光学圆速度V_opt和维里圆速度V_200之间的平均关系。对于晚型星系，V_opt ~ V_200的速度范围为V_opt=90-260 km/s，并且与V_opt = V_maxh（和谐LCDM宇宙学中NFW暗物质晕的最大圆速度）相一致。而早型星系V_opt \ne V_200，除了V_opt simeq为350 km/s的早型星系。这与早期类型的星系通常是全球等温的不一致。对于低质量（V_opt < 250 km/s）的早型，V_opt > V_maxh，表明重子对势阱的修正，而对于高质量（V_opt > 400 km/s）的早型，V_opt < V_maxh。在黑洞质量-速度色散关系的测量中，我们的结果意味着超大质量黑洞-晕质量关系的对数斜率从晕质量为~10^{12} Msun/h时的~1.4变化到晕质量为~10^{13.5} Msun/h时的~0.65。我们推断的银河系和M31的V_opt/V_200值低于目前直接观测和动力学模型所支持的值。这种偏移是由于银河系和M31与相同恒星质量的典型晚型星系相比具有更高的V_opt和更低的V_200。我们表明，目前的高分辨率宇宙流体动力学模拟不能同时再现V_opt/V_200和V_…

暗物质晕对早型星系尺寸和速度弥散演化的影响

The imprint of dark matter haloes on the size and velocity dispersion evolution of early-type galaxies

早期型星系（ETG）被观察到更紧凑，平均而言，在$z \gtrsim 2$比在$z\simeq 0$，在固定的恒星质量。最近的观测工作表明，这种大小的演变可能反映了类似的主机暗物质晕密度的星系淬火时间的函数的演变。我们通过研究晕中心速度色散（$σ_0$）和半质量半径（$r_{\rm h}$）的分布作为晕质量$M$和红移$z$的函数，在宇宙学$Λ$ -CDM $N$ -体模拟中探索了这一假设。在$0\lesssim z\lesssim 2.5$的范围内，我们发现$σ_0\propto M^{0.31-0.37}$和$r_{\rm h}\propto M^{0.28-0.32}$，接近同源病毒化系统的预期值。在$10^{11} M_\odot \lesssim M\lesssim 5.5 \times 10^{14} M_\odot$范围内的固定$M$处，我们发现$σ_0\propto(1+z)^{0.35}$和$r_{\rm h}\propto(1+z)^{-0.7}$。我们表明，这种演变的晕标度律是由个人的晕增长质量的演变轨道$σ_0\propto M^{0.2}$和$r_{\rm h}\propto M^{0.6}$，符合简单的无耗散合并模型，其中遇到轨道能量占。我们比较了$N$体数据与在$0\lesssim z\lesssim3$观测到的ETG，通过在简单但合理的假设下用恒星成…

亮后发座星系团早型星系NGC 4889的核心和晕星恒星星族及形成历史

Distinct core and halo stellar populations and the formation history of the bright Coma cluster early-type galaxy NGC 4889

本文利用斯巴鲁8.2米望远镜FOCAS深中分辨率光谱仪对后发座星系团中最亮的两个星系之一NGC 4889的晕内的恒星星族进行了研究。我们拟合单恒星星族模型的测量线强度（Lick）指数（H β，Mgb，[MgFe]'和<Fe>）。结合文献资料，建立了NGC 4889从中心向外~60 kpc（~ 4 Re）的金属丰度、[α/Fe]元素丰度比和年龄的径向剖面。我们发现的证据不同的化学和恒星形成历史的恒星内部和外部1.2Re = 18千秒差距半径。内部区域的特征是在~2.5倍太阳值处具有陡峭的[Z/H]梯度和高[α/Fe]。在18至60 kpc之间的晕中，[Z/H]接近太阳，具有浅梯度，而[alpha/Fe]显示出强烈的负梯度，在约60 kpc处达到太阳值。我们解释这些数据在不同的形成历史的两个组件。内星系的数据是一致的快速，准单片，耗散合并起源在早期红移，其次是一个或最多几个干合并。那些支持光环的人认为，恒星是从具有更长恒星形成历史的旧系统中吸积而来的。仅内部部分的半光半径估计为~6 kpc，表明该星系过去的尺寸明显较小。这可能是从高红移观测中发现的早型星系尺寸演化的局部恒星星族特征。

早期结构形成模拟：承载原初恒星形成的暗晕的性质

Simulations of early structure formation: Properties of halos that host primordial star formation

本研究通过ΛCDM宇宙大尺度模拟，结合RAMSES流体代码与KROME化学求解器，探究承载原初恒星形成的暗晕的性质，得到了暗晕承载冷致密气体云的质量与H₂质量分数阈值，并发现HD丰度与暗晕温度、自旋参数的关联。

Galaxy-halo size relation from Sloan Digital Sky Survey Data Release 7 and the ELUCID simulation

Based on galaxies in the Sloan Digital Sky Survey Data Release 7 (SDSS DR7) and dark matter haloes in the dark matter only, cosmological and constrained ELUCID simulation, we investigate the relation between the observed radii of central galaxies with stellar mass $\gtrsim 10^{8} h^{-2}{\rm M}_\odot$ and the virial radii of their host dark matter haloes with virial mass $\gtrsim 10^{10.5} h^{-1}{\rm M}_\odot$, and the dependence of galaxy-halo size relation on the halo spin and concentration. Galaxies in observation are matched to dark matter (sub-)haloes in the ELUCID simulation using a novel…

星系形状和旋转对早型星系- II X射线晕的影响。数值模拟

The effects of galaxy shape and rotation on the X-ray haloes of early-type galaxies - II. Numerical simulations

通过高分辨率的二维流体动力学模拟，我们研究了热ISM的演化为一个大的早期型星系模型，其特征在于不同程度的扁平和内部旋转。星系是由最先进的轴对称双组分模型描述的，该模型是为再现真实系统而量身定制的;暗物质晕遵循Navarro-Frenk-White或Einasto轮廓。这些气体是由演化中的恒星产生的，并被Ia型超新星加热。我们发现，在一般情况下，旋转星系的ISM的旋转场是非常相似的恒星，从而可以忽略不计的热量贡献从热化的有序运动。在决定热晕最终的X射线光度$L_x$和温度$T_x$时，扁率和自转的相对重要性是星系质量的函数。低质量星系的扁平和旋转有利于全球风的建立，从而减少了$L_x$。在中高质量星系中，扁率和旋转不足以引起全球风，然而，在旋转模型中，气体流动的性质深受角动量守恒的影响，导致$L_x$和$T_x$的减少。

还没有死：早期型星系晕中的冷环星系气体

Not Dead Yet: Cool Circumgalactic Gas in the Halos of Early Type Galaxies

本文报道了利用哈勃太空望远镜上的宇宙起源摄谱仪进行的COS-Halos巡天对早期型星系晕中的环星系气体的新观测。我们发现，HI周围的早期型星系的检测通常是常见的和强大的恒星形成星系周围，这意味着环星系物质的总质量是可比的两个人口。对于早型星系，在~150 kpc范围内，10^16 cm ^2以上HI吸收的覆盖率约为40-50%。探测到的物质的谱线宽度和运动学表明，与宿主晕的维里温度相比，它是冷的（T ~< 10^5 K）。冷的、光致电离的CGM重子的隐含质量可能高达10^9 - 10^11兆太阳。与一些理论预期相反，强晕HI吸收剂不会作为恒星形成淬灭的一部分而消失。即使是被动星系也保留了大量的晕重子，这些重子可以补充星际气体库，最终形成恒星。这种晕圈气体可以供给在ETG内部经常观察到的扩散和分子气体。

形成较早、浓度较高、是一对星系的一部分，或者包含一个中心星系的星系晕是否有更明显的卫星星系平面？

Do halos that form early, have high concentration, are part of a pair, or contain a central galaxy potential host more pronounced planes of satellite galaxies?

银河系、仙女座星系和半人马座A都有平坦分布的卫星星系，它们的速度趋势一致，表明了旋转。在宇宙学LCDM模拟中，比较极端的卫星结构是非常罕见的，从而产生了“卫星平面问题”。作为一种可能的解释，有人提出，早期形成的，较高浓度的主晕包含更多的扁平和运动学连贯的卫星平面。我们已经测试了这样一个建议的卫星平面和主机晕属性之间的相关性ELVIS套件的模拟。我们既没有找到证据与晕浓度或形成时间的平面压扁的相关性，也没有运动学的相关性与浓度。最薄的子晕平面的高度与宿主维里半径和子晕系统的径向范围相关。这可以被理解为没有考虑到晕底径向分布的差异，而是从与实际观测所覆盖的不同体积中选择晕底。作为像本星系群这样的晕圈对的一部分，也不会导致更窄或更相关的卫星平面。此外，使用PhatELVIS模拟，我们表明，存在一个中央星系的潜力并不有利于更窄或更相关的卫星平面，而是导致略宽的平面。这样的中心势很好地近似了重子物理学在宇宙学模拟中对次晕人口的主导作用。这表明，与其他小尺度问题相比，卫星星系的平面问题由于考虑了重子效应而变得更糟。

宇宙再电离的全耦合模拟。III。最小Galerkin的随机早期再电离

Fully Coupled Simulation of Cosmic Reionization. III. Stochastic Early Reionization by the Smallest Galaxies

以前我们发现了一类新的早期星系，我们估计贡献了30%的电离光子负责再电离。这些是$M_h =10^{6.5}-10^{8} M_{\odot}$范围内的低质量晕，是由之前Pop III恒星形成的超新星喷出物化学富集的。尽管它们的恒星形成率很低，但这些金属冷却晕（MC）是电离辐射的重要来源，特别是在再电离开始时，由于它们的高数密度和电离逃逸分数。在这里，我们提出了一个完全耦合的辐射流体动力学模拟的再电离，包括这些MC以及更大质量的氢原子线冷却晕。我们的方法很新颖：我们在辐射流体动力学模拟的基础上进行了晕的寻找，并使用从银河系分辨文艺复兴模拟中测量的概率分布函数（PDF）将逃逸的电离通量分配给晕。PDF捕获了电离逃逸分数的质量依赖性以及晕正在积极形成恒星的概率。对于MC，再电离开始的时间要早于只包含$10^8 M_{\odot}$及以上的晕的情况，然而再电离完成时的红移只受到轻微的影响，因为这是由更大质量的星系驱动的。由于恒星的形成是间歇性的MC，再电离的最早阶段表现出随机性，与小H II区域形成和重组。只有到后来，一旦质量为$\sim 10^9 M_{\odot}$或更大的晕开始主导电离发射率，再电离才能以从以前的研究中推导出的通常方式顺利进行。在我们的模拟中，这发生在$z\approx 10$。

早型星系质量基面的环境依赖性

The environmental dependence of the stellar mass fundamental plane of early-type galaxies

目标。利用Sloan数字巡天数据第7版（SDSS DR 7）中的早型星系样本研究了恒星质量基本面（FP $_*$）的环境依赖性。方法. FP $_*$是通过用恒星质量代替基本平面（FP）中的光度来计算的。在SDSS星表的基础上，我们根据宿主暗物质晕的质量和在晕中的位置来描述星系的环境。在具有相同质量仓的晕中，中心星系和卫星星系的颜色分布是不同的。因此，我们计算了不同环境中星系的FP $_*$系数，并与FP系数进行比较，以研究恒星星族的贡献。结果我们发现FP $_*$的系数$a$系统地大于FP的系数，但是FP $_*$的系数$b$与FP的系数相似。此外，FP $_*$的环境依赖性与FP相似。对于中心星系，FP $_*$系数显着依赖于晕质量。卫星星系的FP $_*$系数与晕质量的相关性较弱。结论.我们的结论是，倾斜的FP主要不是由恒星星族。

从早期探索晕组装偏置的物理起源

Exploring the physical origins of halo assembly bias from early times

本文追溯 IllustrisTNG 中 z=0 暗物质晕至 z=12 的初始云，发现其运动学与形状性质产生强次级偏置，揭示线性效应对晕组装偏置的重要作用。

用星系布居探测晕集合偏差

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。

Constraint on the early-formed dark matter halos using the free-free emission in the Planck foreground analysis

We provide a new constraint on the small-scale density fluctuations, evaluating the diffuse background free-free emission from dark matter halos in the dark ages. If there exists a large amplitude of the matter density fluctuations on small scales, the excess enhances the early formation of dark matter halos. When the virial temperature is sufficiently high, the gas in a halo is heated up and ionized by thermal collision. The heated ionized gas emits photons by the free-free process. We would observe the sum of these photons as the diffuse background free-free emission. Assuming the analytical…

JWST时代早期星系与AGN群体的暗物质晕质量函数约束

Halo Mass Function Constraints on Early Galaxy and AGN Populations in the JWST Era

本研究构建连接功率谱与晕质量函数的框架，对比ST与KST校准，通过三项检验约束JWST高红移大质量星系和AGN的宿主晕丰度，揭示群体一致性需宿主晕数量充足。

Constraining SIDM with halo shapes: revisited predictions from realistic simulations of early-type galaxies

We study the effect of self-interacting dark matter (SIDM) and baryons on the shape of early-type galaxies (ETGs) and their dark matter haloes, comparing them to the predictions of the cold dark matter (CDM) scenario. We use five hydrodynamical zoom-in simulations of haloes hosting ETGs ($M_{\rm vir}\sim 10^{13}M_{\odot}$ and $M_{*}\sim10^{11}M_{\odot}$), simulated in CDM and a SIDM model with constant cross-section of $σ_T/m_χ= 1\ \mathrm{cm}^2 \mathrm{g}^{-1}$. We measure the three-dimensional and projected shapes of the dark matter haloes and their baryonic content using the inertia tensor …

暗物质晕的分层形成和自由流标度

Hierarchical Formation of Dark Matter Halos and the Free Streaming Scale

最小的暗物质晕首先在早期宇宙中形成。根据最近的研究，这些晕的中心密度尖点比像$ρ\propto r^{-(1.5-1.3)}$这样的更大的晕和尺度要陡得多。我们目前的结果非常大的宇宙学$N$体模拟的层次形成和演化的晕在很宽的质量范围内，从最小的晕的形成。我们证实了早期的研究，即在自由流动尺度下，内密度尖点在晕中更陡峭。尖点斜率随着晕质量的增加而逐渐变浅。质量比最小晕大50倍的晕的斜率约为$-1.3$。内坡与崩塌期之间没有很强的相关性。在自由流尺度之上的晕的尖点斜率似乎主要由于主要的合并过程而减小。在目前的宇宙中，估计的浓度预计为$60-70$，与理论模型和早期的模拟一致，并排除了简单的幂律质量浓度关系。微晕可能仍然存在于目前的宇宙中，具有相同的陡峭密度分布。

双晕与早型星系的形成

Dual Halos and Formation of Early-Type Galaxies

本文测定了大量椭圆星系和透镜星系（早期星系，简称ETG）中蓝色和红色球状星团系统的二维形状参数。我们使用的是HST/ACS室女星系团巡天的23个ETG中的球状星团的均匀数据集。蓝色和红色GCSs的位置角都与恒星光分布相关，表明GCSs的主轴与其宿主星系的主轴对齐。然而，红色GCSs的形状与恒星的光分布以及其宿主星系的旋转性质有着密切的相关性，而蓝色GCSs的形状与恒星的光分布以及其宿主星系的旋转性质的相关性要小得多，这为蓝、红球状星团的起源不同以及ETG可能具有蓝晕（贫金属）和红晕（富金属）的双重晕提供了明确的几何证据。这两个晕在金属丰度、结构和运动学上显示出显著的差异，表明它们以两种不同的方式形成。红色的晕可能是通过旋转的耗散过程形成的，而蓝色的晕则是通过吸积形成的。

基于SDSS的光度选择Galerkin聚类的Halo模型分析

Halo-model Analysis of the Clustering of Photometrically Selected Galaxies from SDSS

我们测量的角度2点关联函数的星系在体积有限，光度选择的星系样本从斯隆数字巡天的第五次数据发布。我们分裂的亮度和星系类型的样本，并使用晕模型分析，找到晕占领分布，可以同时模拟集群的所有，早期和晚期类型的星系在一个给定的样本。我们的结果为整个星系的样本一般是一致的，与以前的结果使用SDSS光谱样本，考虑到光度和光谱样本的中值红移之间的差异。我们发现，我们的早期和晚期类型的测量不能通过一个模型，允许早期和晚期类型的星系在晕内混合良好。相反，我们引入了一个新的模型，隔离早期和晚期类型的星系到单独的晕，以最大限度地允许。我们确定，在所有情况下，它提供了一个很好的适合我们的数据，从而提供了一个新的统计描述的方式，早期和晚期类型的星系占据晕。

晚型星系暗物质晕质量与自转速度的紧密经验关系

The Tight Empirical Relation between Dark Matter Halo Mass and Flat Rotation Velocity for Late-Type Galaxies

我们提出了一个新的经验关系星系暗物质晕质量（${\rm M_{halo}}$）和速度沿平坦部分的旋转曲线（${\rm V_{flat}}$），来自120晚型星系的数据库。在这个关系中的正交散射是可比的重子塔利-费舍尔关系（BTFR）中观察到的散射，表明在$r\ll R_{\rm vir}$总晕质量和星系运动学之间的紧密耦合。小的垂直散射的关系，使它成为一个非常有竞争力的估计总晕质量。我们证明，这一结论适用于不同的先验$M_*/L_{[3.6μ]}$，给一个紧密的BTFR，但要求晕密度分布如下DC 14，而不是NFW。我们提供了额外的关系${\rm M_{halo}}$和其他速度定义在较小的星系半径（即${\rm V_{2.2}}$，${\rm V_{eff}}$，和${\rm V_{max}}$），这可能是有用的估计晕质量从运动学调查，提供一种替代丰度匹配。此外，我们约束的径向加速关系的暗物质模拟，也发现它的散射是小的，表明重子和暗物质之间的精细平衡，在他们的贡献星系运动学。

用流速模拟早期重子结构的形成：I。Halo Abhoun

Simulations of Early Baryonic Structure Formation with Stream Velocity: I. Halo Abundance

最近的研究表明，暗物质和重子在复合时的相对速度（vbc）可以影响早期宇宙的结构形成（Tseliakhovich & Hirata 2010）。我们使用大型宇宙学模拟来统计量化这种影响。我们使用三种不同的高分辨率模拟集（重子和暗物质具有单独的传递函数），这些模拟集在盒子大小、粒子数量和暗物质与重子之间的相对速度值方面各不相同。我们发现，当vbc = 1σ（vbc）时，晕的总数密度在z = 25处被抑制了~ 20%，其中σ（vbc）是相对速度的方差，而当vbc = 3.4σ（vbc）时，在相同红移处的相对抑制达到50%，一直保持在30%或以上的水平，直到z = 11。我们还发现了高丰度的“空晕”，即，气体分数低于宇宙平均重子分数fb一半的晕。具体地说，我们发现，当vbc = 1σ（vbc）时，所有低于10 ^5 M \odot的晕在z \geq 19处都是空的。空晕的高丰度导致富气小晕和第一个星系形成的显着延迟。

在宇宙正午观测到的成熟星系团早期结构形成的教训

Lessons on early structure formation from a mature galaxy cluster observed at cosmic noon

以XLSSC 122星系团为例，提出了一种通过成熟星系团在宇宙正午（z~2）间接约束早期恒星和结构形成的新方法.利用标准的Press Schechter公式，我们根据XLSSC 122星暴后星系中恒星的年龄分布（假设没有尘埃消光，用HST测光法测量），推断出恒星形成效率（恒星质量与晕质量之比）在z~20-13期间从10^-4迅速演化到0.01。在这里，我们考虑所有低质量的晕，包括迷你晕，它们是第一批恒星和星系的宿主（5*10^5 Msun < M_halo < 10^10 Msun）。我们还根据XLSSC 122中大量的z > 13的恒星形成星系，对超轻玻色子质量的模糊暗物质模型（m_a < 5*10^-21 eV/c^2）提出了新的限制。我们的探索性结果与现有的限制是一致的。如果我们的方法扩展到大样本的集群或场后星暴星系在宇宙中午，与改进的模拟晕和恒星星族，将获得更全面的结果。

早型星系中的X射线晕与恒星形成

X-ray haloes and star formation in early-type galaxies

描述早型星系轴对称双分量模型中热ISM演化的高分辨率二维流体动力学模拟很好地再现了观测到的X射线光度（$L_\mathrm{x}$）和温度（$T_\mathrm{x}$）随星系形状和旋转的变化趋势，但也揭示了旋转系统中超大质量冷却气体盘的形成。在这项研究的后续行动中，在这里，我们调查的影响，恒星形成的光盘，包括随之而来的注入质量，动量和能量的预先存在的星际介质。结果表明，后续世代的恒星在赤道区相继产生，新恒星的平均年龄为$> 5$ Gyr，所采用的恒星形成配方可以重现经验的Kennicutt-Schmidt关系。在没有恒星形成的情况下，对热气体的$L_\mathrm{x}$和$T_\mathrm{x}$的研究结果以及它们随星系形状和旋转的变化趋势进行了确认。与此同时，大部分的冷气盘被消耗成新的恒星，导致更现实的最终系统，其冷气质量和恒星形成率与在本地宇宙中观察到的结果吻合得很好。特别是，我们的模型可以解释在大质量，快速旋转的早期星系中观察到的运动学对齐的气体。

晚型星系晕质量函数的HI运动学研究

The halo mass function of late-type galaxies from HI kinematics

提出了一种测量星系晕质量函数的经验方法。我们确定了单碟观测的\hi线宽和从旋转曲线拟合推断的暗物质晕质量（$M_{200}$）之间的关系，然后我们将这个关系应用于\hi \帕克斯全天巡天（HIPASS）的星系，以获得HMF。该经验HMF通过Schecther函数很好地拟合，并且在范围$10^{10.5} < M_{200} < 10^{12}\;\mathrm{M}_{\odot}$上与$Λ$ CDM中预期的相匹配。更大质量的晕必须是中性气体贫乏的，以保持与$Λ$ CDM预测的幂律一致。我们在低质量下没有发现差异。然而，HIPASS探测到的最低晕质量刚好大于本地组丢失卫星问题的质量尺度。在探测的质量范围内，\hi探测到的星系的暗物质晕的积分质量密度之和为$Ω_{\rm m,gal} \approx 0.03$。

早期宇宙中的晕组装偏置：一种探测小红点起源的聚类探针

Halo assembly bias in the early Universe: a clustering probe of the origin of the Little Red Dots

研究通过高分辨率模拟探讨早期宇宙中晕组装偏置与小红点形成机制的关系，发现不同形成场景对聚类特征有不同影响。

早期宇宙晕形成的非线性偏差

Nonlinear Bias of Cosmological Halo Formation in the Early Universe

我们提出了估计的非线性偏差的宇宙学晕形成，跨越了广泛的范围内的晕质量从$\sim 10^{5} M_\odot$到$\sim 10^{12} M_\odot$，基于一套高分辨率的宇宙学N体模拟和理论预测。在不同的滤波尺度下，晕轮偏差用平均偏差和随机性作为局部超密度（$δ$）的函数来表示，局部超密度被实现为均匀网格中单个单元的密度。采样的过密度范围足够宽，以提供对晕形成的完全非线性偏置效应。$δ$和晕人口过密$δ_h$之间的强相关性被发现，随着相当大的随机性。我们发现，经验平均晕偏差匹配，具有良好的精度，预测的峰值背景分裂方法的基础上的偏移集形式主义，只要使用的经验，全球平均晕质量函数。因此，这种偏差形式主义是不敏感的不确定性所造成的不同晕识别方案，并可以普遍适用。我们还发现，有偏晕数的概率分布函数具有比纯泊松散粒噪声更宽的分布，这归因于亚细胞尺度晕相关。我们明确地计算这个关联函数，并表明，过密和欠密区域具有正相关性，导致随机性大于泊松散粒噪声的范围内的晕和晕崩溃时代，我们研究。

早期宇宙吸积光度对碎裂的影响

The Effects of Accretion Luminosity upon Fragmentation in the Early Universe

将吸积原恒星的光度公式引入到光滑粒子流体动力学模拟中，并应用该方法对宇宙学初始条件下产生的5个原始微晕进行了模拟.我们发现吸积光度延迟了晕内的碎片化，但并不能阻止它。在缓慢形成少量原恒星的晕中，吸积光度可以减少在原恒星开始电离周围环境之前形成的碎片数量。然而，快速形成许多原恒星的晕被动力学过程所控制，吸积光度的影响变得可以忽略不计。一般来说，在晕中发现的碎裂在很大程度上取决于初始条件。吸积光度并不会对原恒星的吸积速率产生实质性的影响，并且远不如动力学相互作用重要，动力学相互作用可以导致有效终止吸积的喷射。我们发现，吸积率到内部区域的磁盘（20 AU）周围的原恒星是高度可变的，相反，目前使用的模型中的人口III恒星的主序前演化的吸积率恒定或平稳下降。

早型场星系中的热气晕

Hot Gas Halos in Early-Type Field Galaxies

本文利用Chandra和XMM-牛顿方法研究了一个场早型星系样品中的热气体含量。我们发现，场星系的L_X-L_K关系比星系团和星系团中的类似星系要陡。LK <Lstar的场星系的低热气含量表明，低质量星系的内部过程，如超新星驱动的风或活动星系核反馈驱逐热气。这样的机制可能是不太有效的组和集群中的组内或集群内介质的存在下，可以限制流出的材料。此外，星系群和星系团中的星系可能能够从周围介质中吸积气体。虽然在保留热气晕的星系群和星系团中存在着大量的L_K < L_恒星星系，但在这些丰富环境中的一些星系，包括更明亮的星系，基本上没有热气。在这些情况下，热气体晕很可能已经通过冲压压力汽提去除。这表明，在丰富的环境中，星系的群内/群内介质和热气晕之间存在着非常复杂的相互作用，环境介质在某些情况下有助于限制甚至增强晕，而在其他情况下则有助于去除气体。相比之下，更孤立的星系的热气含量主要是星系质量的函数，更大质量的星系能够保持它们的晕，而在较低质量的系统中，热气会在外流风中逃逸。

Clustering and Halo Abundances in Early Dark Energy Cosmological Models

LCDM cosmological models with Early Dark Energy (EDE) have been proposed to resolve tensions between the Hubble constant H0 = 100h km/s/Mpc measured locally, giving h ~ 0.73, and H0 deduced from Planck cosmic microwave background (CMB) and other early universe measurements plus LCDM, giving h ~ 0.67. EDE models do this by adding a scalar field that temporarily adds dark energy equal to about 10% of the cosmological energy density at the end of the radiation-dominated era at redshift z ~ 3500. Here we compare linear and nonlinear predictions of a Planck-normalized LCDM model including EDE givin…

早型星系在低红移星系群和星系团中的比例

The fraction of early-type galaxies in low redshift groups and clusters of galaxies

我们研究了早期型（和螺旋）星系的星系群和星系团中发现的暗物质晕质量的函数的分数。我们使用来自银河动物园项目的形态分类，与C4星团目录和Yang et al（2007）群目录中的晕质量相匹配。我们发现，早期型（或螺旋）星系的比例保持不变（变化小于10%）超过三个数量级的晕质量（13<log MH/Msol/h<15.8）。这个结果是不敏感的晕质量措施，从速度色散或总和光学光度的选择。此外，我们还研究了星系恒星质量M* 仓中的形态-晕质量关系，发现虽然常数分数的趋势保持不变，但质量最大星系的早型分数（11<logM */Msol/h <12）是质量较低星系的早型分数（10<logM*/Msol/h<10.7）的三倍。我们将我们的观测结果与De Lucia等人（2011年）的模拟结果以及以前的观测分析结果进行了比较，并从Millennium Simulation中获得了半解析的隆起（或盘）主导星系。我们发现模拟恢复观察到的类似趋势，但可能过度预测最大质量的隆起为主（早期型）星系的丰度。我们的研究结果表明，大多数形态转变发生在群体规模之前，群体合并成大规模集群。然而，我们发现，在每个晕的形态密度的关系仍然存在：它是总结的总分数的自相似的缩放半径，导致在一个平坦的形态晕质量的关系。

A Pair of Early- and Late-Forming Galaxy Cluster Samples: a Novel Way of Studying Halo Assembly Bias Assisted by a Constrained Simulation

The halo assembly bias, a phenomenon referring to dependencies of the large-scale bias of a dark matter halo other than its mass, is a fundamental property of the standard cosmological model. First discovered in 2005 from the Millennium Run simulation, it has been proven very difficult to be detected observationally, with only a few convincing claims of detection so far. The main obstacle lies in finding an accurate proxy of the halo formation time. In this study, by utilizing a constrained simulation that can faithfully reproduce the observed structures larger than $2\,$Mpc in the local unive…

早型星系晕中的冷暗物质亚结构

Cold Dark Matter Substructures in Early-Type Galaxy Halos

我们目前的初步结果，从“波诺”放大数值模拟的暗物质子结构在大规模的椭圆。两个非常高分辨率的暗物质晕与$M_{\rm vir}=1.2\times 10^{13}$ $M_{\odot}$和$M_{\rm vir}=6.5\times 10^{12}$ $M_{\odot}$和不同的（“暴力”与“静止”）组装历史已被模拟到$z=0$在$Λ$ CDM宇宙学中，共有921，651，914和408，377，544粒子，分别。在维里半径范围内，自结合$M_{\rm sub}>10^6$ $M_{\odot}$子晕的总质量分数在当前时期为15%的暴力主机和16.5%的安静的。在$z=0.7$，这些分数分别增加到19%和33%，因为最近吸积的卫星不太容易被潮汐破坏。在投影中，在距离两个晕中心$R/R_{\rm vir}=0.02$（$\sim 5-10$ kpc）的子结构表面质量密度的平均分数范围从0.6%到$\gtrsim 2$ %，显着高于银河系大小的晕模拟中测得的。具有$M_{\rm sub} < 10^9$ $M_{\odot}$的次晕对预计质量分数的贡献在总量的五分之一和三分之一之间，在静止宿主中发现的份额最小。我们评估重子效应的影响，通过双，低分辨率的流体动力学模拟，包括金属依赖的气体冷却，恒星形成，和延迟辐射冷却计划超新星反馈。重子收缩产生了超等温的总密度分布，并增加了主宿主内部区…

暗物质晕中自旋方向的早期演化及周围大尺度潮汐场的影响

Early evolution of spin direction in dark matter halos and the effect of the surrounding large-scale tidal field

针对线性潮汐力矩理论无法解释暗物质原初晕角动量早期重定向的问题，本文引入各向异性缩放因子修正TTT方程，利用大尺度潮汐场描述角动量方向随时间的演化，显著提升了坍缩前后的方向预测。

The Tail of Late-forming Dwarf Galaxies in $Λ$CDM

We use a robust analytical model together with a high-resolution hydrodynamical cosmological simulation to demonstrate that in a $Λ$ cold dark matter ($Λ$CDM) universe, a small fraction of dwarf galaxies inhabiting dark matter (DM) halos in the mass range $3\times 10^{9} \lesssim M_{200} / M_{\odot} \lesssim 10^{10}$ form unusually late ($z<3$) compared to the bulk population of galaxies. These galaxies originate from the interplay between the stochastic growth of DM halos and the existence of a time-dependent DM halo mass below which galaxies do not form. The formation epoch of the simulated …

On the Constraints of Galaxy Assembly Bias in Velocity Space

If the formation of central galaxies in dark matter haloes traces the assembly history of their host haloes, in haloes of fixed mass, central galaxy clustering may show dependence on properties indicating their formation history. Such a galaxy assembly bias effect has been investigated by Lin et al. 2016, with samples of central galaxies constructed in haloes of similar mass and with mean halo mass verified by galaxy lensing measurements, and no significant evidence of assembly bias is found from the analysis of the projected two-point correlation functions of early- and late-forming central g…

早型星系晕系统的半经验星表：暗物质密度剖面、晕收缩和暗物质湮灭强度

Semi-empirical catalog of early-type galaxy-halo systems: dark matter density profiles, halo contraction and dark matter annihilation strength

利用SDSS星系数据和最新N体模拟的晕数据，通过恒星质量（M_star）和速度色散（sigma）与晕维里质量（M_vir）的自洽双变量统计匹配，构建了一个早型系统的半经验星表（SEC）.然后，我们分配恒星质量分布和速度色散分布参数的SEC中的每个系统使用它们与M_star和sigma的相关性。同时，我们使用球面Jeans方程求解每个晕的暗物质密度分布。由此得到的暗物质密度剖面一般偏离NFW或Einasto的无耗散剖面，它们的平均内部密度斜率和浓度随M_vir系统地变化。对固定M_vir时剖面分布的统计检验排除了零假设，即它遵循M_vir ~< 10^{13.5-14.5} M_solar时N体模拟预测的分布。这些暗物质分布表明，平均而言，在M_vir < 10^{13.5-14.5} M_vir支持晕收缩的晕内部区域，暗物质密度显著增强。晕收缩的主要特征是：（1）在M_vir = 10^{12} M_solar时，有效半径内的平均暗物质密度增加了一个系统性变化的因子，最高可达~ 3-4;（2）内部密度斜率的平均值为<alpha>~ 1.3，rho（r）~ r^{-α}，晕与晕之间的均方根散射为~ 0.4- 0.5。0.5，对于10^{12} M_solar ~&lt; M_vir ~&lt; 10^{13-14} M_solar，比NFW分布更陡（α =1）。根据我们的研究结果，我…

利用哈勃遗产成像和早期斯巴鲁/Hyper Suprime-Cam巡天数据通过聚类分析识别z=0-7时恒星-晕质量比的演化

Evolution of Stellar-to-Halo Mass Ratio at z=0-7 Identified by Clustering Analysis with the Hubble Legacy Imaging and Early Subaru/Hyper Suprime-Cam Survey Data

我们目前的聚类分析结果，从10,381莱曼break星系（LBG）在z~ 4-7，确定在哈勃遗产的深度成像和新的免费大面积斯巴鲁/超级Suprime-Cam数据。我们测量了这些LBG在z~4、5、6和7处的角关联函数（ACF），并使用晕占据分布（HOD）模型对这些测量值进行拟合，该模型提供了晕质量的估计值M_h~（1-20）x10^11 Msun。我们的M_h估计与以前在UV星等-M_h平面上的聚类研究结果一致，并允许我们计算LBG的星晕质量比（SHMR）。通过与z~0 SHMR的比较，我们在>98%的置信水平上识别了SHMR从z~0到z~4和z~4到z~7的演化。SHMR从z~0到4减小约2倍，并且从z~4到7增大约4倍。我们比较了我们的SHMR与流体动力学模拟和半解析模型的结果，发现这些理论研究并不能预测SHMR从z~4增加到7。我们获得了z~4处LBG的重子转换效率（BCE），发现BCE随着暗物质晕质量的增加而增加。最后，我们比较了我们的聚类+HOD估计与丰度匹配技术的结果，并得出结论，聚类+HOD分析的M_h估计与简单丰度匹配的M_h估计在3倍内一致，并且当使用更复杂的丰度匹配技术时，包括subhalos，不完整性，和/或恒星形成和恒星质量函数的演化时，一致性得到改善。

星系组装偏差对星系暗物质晕含量的影响

The Impact of Assembly Bias on the Galaxy Content of Dark Matter Halos

我们研究的暗物质晕的星系内容的依赖大尺度环境和晕形成时间使用半解析星系模型应用到千年模拟。我们分析子样本的晕在这些分布的极端和测量的占领功能，他们的主机星系。我们发现这些职业功能的明显差异。对环境的主要影响是，在密度较高的区域中，中心星系（在一个模型中也包括卫星星系）开始形成质量较低的晕。一个类似的，但明显更强的趋势存在与晕年龄，早期形成的晕更有可能主机在较低的晕质量的中央星系。我们讨论了这些趋势的起源和恒星质量晕质量关系的连接。我们发现，在固定的晕质量，较老的晕，并在一定程度上也晕在稠密的环境中往往主机更大的星系。此外，我们看到了卫星星系占据的相反趋势，早期形成的晕有较少的卫星，可能是因为它们有更多的时间与中央星系合并。我们描述这些占用的变化也在占用函数参数的变化，这可以帮助构建现实的模拟星系目录。最后，我们研究了不同样本对应的星系自相关函数和交叉关联函数，并阐明了星系组装偏差对星系成团的影响。我们的研究结果可以为组装偏差的理论模型提供信息，并试图在真实宇宙中检测它。

早型星系中心暗物质含量：标度关系和与恒星形成历史的联系

The central dark matter content of early-type galaxies: scaling relations and connections with star formation histories

我们使用一套简单的动力学和恒星星族模型，研究了大量低红移早型星系的质量、大小和恒星形成历史之间的相关性。我们确认的大小和恒星年龄之间的反相关性，并调查与暗物质（DM）的中心内容的趋势。中心DM密度与星系大小之间的平均关系为<rho_DM>~ Reff^-2，这是第一次清楚地表明这些星系中存在尖形DM晕--类似于经历绝热收缩的标准LCDM晕。DM密度与星系质量的比例与预期一致，偏离矮星系和晚型星系的普遍晕轮廓的建议。我们引入了一个新的基本约束星系形成的发现，中央DM分数随恒星年龄的下降。这一结果只能部分解释的大小年龄的依赖性，和剩余的趋势是在相反的方向基本DM晕的预期。因此，我们认为，年龄和晕收缩之间可能存在联系，早期形成的星系有更强的重子反馈，扩大了他们的晕，否则笨重的重子吸积，避免晕收缩。另一种解释是较老的恒星星族有较轻的初始质量函数。

暗物质收缩和大质量早型星系的恒星含量：不利于“轻”初始质量函数

Dark Matter Contraction and the Stellar Content of Massive Early-type Galaxies: Disfavoring "Light" Initial Mass Functions

我们使用恒星动力学，强透镜，恒星星族合成模型，和弱透镜剪切测量约束的暗物质（DM）的配置文件和恒星质量在一个样本的53个大规模的早型星系。我们探索了三种DM晕模型（未扰动Navarro Frenk & White [NFW]晕和Blumenthal和Gnedin的绝热收缩模型），并对恒星和维里质量之间的关系施加了一个模型（即，作为晕质量函数的恒星形成效率的关系）。我们表明，考虑到我们的模型假设，数据显然更喜欢Salpeter样的初始质量函数（IMF），而不是更轻的IMF（例如，Chabrier或Kroupa），无论选择DM晕圈。此外，我们发现数据最多倾向于适度的绝热收缩（布卢门撒尔绝热收缩是强烈不受欢迎的），并且仅与无绝热收缩一致（即，NFW晕），如果假设一个质量依赖的IMF，在这个意义上，一个更大规模的正常化的IMF更大规模的晕。

极端原初暗晕中的磁场：湍流转坍及其对早期类星体形成的启示

Magnetic fields in extreme primordial halos: turbulent collapse and implications for early quasar formation

本研究通过宇宙学高分辨率磁流体动力学模拟，探究极端原初暗晕的磁场演化，发现其由大尺度动力学主导，即使有磁场仍会形成约10^4倍太阳质量的中心大质量天体。

Simulations of Gravitational Heating Due to Early Matter Domination

In cosmologies with an early matter-dominated era (EMDE) prior to Big Bang nucleosynthesis, the boosted growth of small-scale matter perturbations during the EMDE leads to microhalo formation long before halos would otherwise begin to form. For a range of models, halos can even form during the EMDE itself. These halos would dissipate at the end of the EMDE, releasing their gravitationally heated dark matter and thereby imprinting a free-streaming cut-off on the matter power spectrum. We conduct the first cosmological $N$-body simulations of the formation and evaporation of halos during and aft…

早型星系的普适IMF与暗晕响应：用基本面打破简并

Universal IMF vs dark halo response in early-type galaxies: breaking the degeneracy with the fundamental plane

利用SDSS/DR 7中\sim 15万个早型星系的孔径恒星速度色散（σ ap）、恒星质量（M sps）和星系大小（Re）之间的关系，对恒星初始质量函数（IMF）和暗晕对星系形成的响应进行了约束。我们建立了基于LCDM的质量模型，通过构造再现了星系大小、光密度和恒星质量之间的关系，并使用球面Jeans方程来预测σ_ap。给出我们的模型假设（包括恒星星族合成模型中的假设），我们发现用{ \it both}一个普遍的IMF和一个普遍的暗晕响应来再现中值σ_ap与M_sps的关系是不可能的。显着偏离一个普遍的IMF和/或暗晕响应是必需的，但这两个解决方案之间有一个简并。我们发现，利用速度-质量（Δlog σ_ap）和尺寸-质量（Δlog Re）关系的残差之间的相关强度，可以打破这种简并性。这种相关性的斜率d_vr \equiv Δlog σ_ap/Δlog R_e随星系质量的变化而系统地变化，在M_sps \sim 10^{10}M_sun时d_vr \simeq-0.45，到M_sps \sim 10^{11.6} M_sun时d_vr \simeq -0.15。维里基平面（FP）的dvr =-1/2，因此我们发现观察到的FP的倾斜是与质量有关的。再现这种倾斜需要{ \it两者}非通用IMF和非通用晕轮反应。我们的最佳模型在低质量（Msps < 10^{11.2}M_sun）下具有质量…

早Galeros和小晕的压制和空间变化

Suppression and Spatial Variation of Early Galaxies and Minihalos

本文研究了复合期后暗物质和重子流体的相对速度对早期宇宙第一束缚天体演化的影响。最近的研究表明，虽然两种流体的相对运动在形式上是密度的二级效应，但它对第一宇宙结构的形成和分布有着巨大的影响。以气体含量为中心，在较宽的晕质量和红移范围内分析了相对速度对晕性质的影响。我们精确地计算的重子和暗物质波动的线性演化，并量化的分析形式主义的基础上，已仔细检查与模拟的情况下，没有相对速度的晕所产生的影响。我们估计了早期晕中的丰度和气体分数的影响。我们发现，相对速度效应导致了几个变化：（i）区分富气晕和贫气晕的特征质量增加了大约一个数量级，从2 10^4 Msun增加到大约2 10^5 Msun;（ii）该特征质量具有很大的散射（在z=20时，半峰全宽约为1.5 × 10^5 Msun）;（iii）在z=20时，无恒星气体微晕中的重子比例被抑制了4倍;（iv）在z=20时，能够冷却并形成恒星的晕中重子的比例被抑制了1.5倍;（v）这些不同比例的空间变化增强。

早期暗物质晕对原初黑洞并合率的影响

Influence of early dark matter halos on the primordial black holes merger rate

本研究探讨早期暗物质晕对原初黑洞双星并合率的影响，发现晕内动力学摩擦加速演化，扰动大量双星，使引力波对PBH的约束从$10^{-3}$放宽至$0.1$。

早型银河系的形成与演化III恒星形成历史作为质量和过密度的函数

Formation and Evolution of Early-Type Galaxies. III Star formation history as a function of mass and over-density

我们调查的初始原星系的过度密度和质量对它们的演化的影响，了解是否原星系晕的内部属性是足以说明银河系人口的不同属性。通过完全流体动力学N体模拟与代码EvoL进行，我们产生了12个自相似模型的早期类型的星系不同的初始质量和过密度，以下其从z \geq 20到z \leq 1的演变。模拟包括辐射冷却，恒星形成，恒星能量反馈，再电离光加热背景，和化学富集的ISM。我们发现一个很强的相关性之间的初始属性的原晕和他们的恒星形成的历史。大规模（10^13 M \odot）晕经历一次单一的、强烈的恒星形成爆发（\geq 10^3 M \odot /yr），与观测结果一致，对初始超密度的依赖性不太明显;中等质量（10 ^11 M \odot）晕的历史强烈地依赖于它们的初始超密度，而小的（10^9 M \odot）晕总是有着支离破碎的历史，由于“星系呼吸”现象，导致了多个恒星星族。星系模型具有与真实星系相当的形态、结构和光度特性，通常与观测数据密切匹配;尽管仍然存在一些分歧，可能是一些数值选择的结果。我们的结论是，内部属性基本上是足够的解释许多早期类型的星系，特别是复杂的和不同的恒星形成的历史所示的晕的质量非常不同的观察到的功能。在这幅图景中，先天似乎起着主导作用，而后天教育则是次要的。

不可能早期星系问题的宇宙学解

A Cosmological Solution to the Impossibly Early Galaxy Problem

为了理解红移z < 10的星系的形成和演化，必须引入特定的模型（例如，恒星形成），以便充分解释数据。不幸的是，这往往使分析符合理论及其假设，因此共识仍然有些难以捉摸。尽管如此，大质量星系令人惊讶的早期出现挑战了标准模型，并且从z > 4的星系巡天中估计的晕质量函数似乎与LCDM的预测不一致，引起了该领域的一些工作者所称的“不可能早期星系问题”。这个问题可能没有一个简单的解决办法。然而，晕本身的情况更为直接，本文用线性微扰理论导出了R_h=ct宇宙中红移范围z < 10的晕质量函数。我们使用这个预测的晕分布来证明它对质量的依赖性和对红移的非常弱的依赖性都与数据相容。LCDM的困难可能最终会被克服，改进了晕内恒星形成和星系演化的基本理论。然而，就目前而言，我们证明了这种意外的早期结构形成也可能仅仅是由于宇宙学的错误选择，而不是与质量波动凝聚和随后的星系形成相关的未知天体物理问题。

大质量早型星系内区暗物质晕的平均密度剖面

On the average density profile of dark-matter halos in the inner regions of massive early-type galaxies

我们研究了39个红移z < 0.3的大质量早型透镜星系的样本，以确定最内层区域平均暗物质密度分布的斜率。我们保持强透镜和恒星星族合成模型尽可能简单的测量星系总质量和发光质量。通过将星系的爱因斯坦半径和暗物质投影质量的值与星系的有效发光半径和质量的值进行重新标度，我们合并了样本中所有星系的数据。我们发现，在有效半径值的0.3和0.9倍之间，暗物质投影密度分布的平均对数斜率为-1.0 +/-0.2（即，近似等温）或-0.7 +/-0.5（即，浅于等温），如果，分别，一个恒定的Chabrier或更重，Salpeter-like恒星IMF被采用。这些结果提供了积极的证据的影响的重子分量的星系暗物质晕的收缩，相比的预测暗物质-只有宇宙学模拟，并打开一个新的方式来测试模型的结构形成和演化的标准LCDM宇宙学方案。

原初功率谱的局域增强与早期亮星系的丰度

Localized Enhancements of the Primordial Power Spectrum and the Abundance of Early Bright Galaxies

研究局域高斯增强的原初功率谱对早期亮星系丰度的影响，通过Sheth-Tormen质量函数和半解析光度映射，发现小尺度凸起可增强高红移稀有晕并解释JWST观测，但受小尺度约束限制，仅为部分贡献。

极早期宇宙中汤川力导致的晕形成

Halo Formation from Yukawa Forces in the Very Early Universe

本文研究极早期宇宙中由汤川力驱动的暗物质晕形成，通过自洽背景动力学、线性增长近似和N体模拟，发现晕以指数速度在远大于简单估计的尺度上形成，并讨论了其可能的最终命运及对超越标准模型理论的约束意义。

晕形、速度频散与形成时间的关系

The Relation Between Halo Shape, Velocity Dispersion and Formation Time

我们使用的暗物质晕确定的MareNostrum宇宙和星系群中确定的斯隆数据发布7星系目录，研究晕的形状和晕动力学之间的关系，参数化的系统的质量。一个强大的形状动力学，独立的质量，相关性是存在于模拟数据中，我们发现这是由于不同的晕形成时间。早期形成时间的晕，在目前的时代，更球形，并具有较高的速度比晚形成时间的晕的色散。晕圈形状-动力学相关性虽然较弱，但在2D投影中幸存下来（即，在投影形状和1-D速度分散之间）。一个类似的形状动力学的相关性，独立的质量，也被发现在SDSS DR 7星系群，为了调查其原因，我们已经测试和使用，作为一个代理的组形成时间，浓度参数。我们已经发现，在模拟晕的情况下，较低的浓度组，对应于形成时间晚，具有较低的速度分散和较高的伸长率比组具有较高的浓度值，对应于早期的形成时间。

气体和暗物质吸积形成早期黑洞

Early Black Hole Formation by Accretion of Gas and Dark Matter

我们提出了一个模型，在早期的暗物质晕中形成质量为10000 Msun的中等质量黑洞（IMBHs）。我们对吸积的原始恒星进行了详细的恒星演化计算，包括暗物质粒子的湮灭能。我们一直跟踪恒星核心的演化直到引力坍缩。我们表明，非常大质量的恒星，大到10000 Msun，可以形成在早期的暗物质晕。这类恒星非常明亮，Log L/Lsun > 8.2。它们在引力作用下坍缩形成IMBH。这些黑洞可能是早期超大质量黑洞形成的种子。