The Baryonic Tully-Fisher Relation of Gas Rich Galaxies as a Test of LCDM and MOND
重子塔利-费雪关系（英语：Baryonic Tully-Fisher Relation，BTFR）是盘状星系中重子质量与自转速度之间的经验关系。它提供了LCDM中的星系形成模型和MOND等替代理论的测试。对富含气体的星系的观测提供了一个比恒星主导的螺旋星系更精确（如果不那么精确的话）的BTFR的斜率和归一化的测量，因为它们的质量对恒星星族建模的细节不敏感。这些星系的最新独立数据与Mb = AVf ^4和A = 47+/-6 Msun（km/s）^-4相一致。这相当于MOND，其中$a_0 = 1.3 +/- 0.3 A/s/s。数据中的分散性与完全由观测不确定性造成的一致。目前还不清楚为什么LCDM中的星系形成物理学恰好挑选出MOND预测的关系。我们引入了一个反馈功效参数E晕的性质，他们的主机的星系。E与恒星形成率和气体分数相关，因为经历了最少恒星形成的星系受到反馈的影响最大。
2011-12-07 astro-ph.CO
Using The Baryonic Tully-Fisher Relation to Measure $H_o$
我们探讨使用重子塔利-费舍尔关系（bTFR）作为一个新的距离指标。近红外成像和恒星星族模型的进步，加上精确的自转曲线，减少了bTFR的散射，使得距离是不确定性的主要来源。使用50个星系与造父变星的精确距离或红巨星分支的尖端星等，我们校准的bTFR的规模独立的$H_o$。然后，我们应用这个校准的bTFR 95个独立的星系，使用CosmicFlows-3的速度，推导出本地值的$H_o$。我们发现$H_o$ = 75.1 +/- 2.3（stat）+/- 1.5（sys）km s $^{-1}$ Mpc $^{-1}$。
2020-07-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Evolving Baryonic Tully Fisher Relation: A Universal Law from Galaxies to Galactic Clusters
University of Botswana（博茨瓦纳大学）；University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）
本文通过演变的BTFR揭示星系和星系团遵循同一普遍缩放定律，其偏移源于不同的形成时期。
2025-12-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The baryonic content and Tully-Fisher relation at z~0.6
[abr.]利用VLT的多积分场光谱仪GIRAFFE，我们预先导出了z~0.6处的恒星质量Tully-Fisher关系（smTFR），并发现这种距离关系向低质量方向系统地偏移了大约2倍。通过建立第一个远距离重子TFR，我们扩展了对TFR演化的研究。为了推导出遥远星系中的气体质量，我们估计了气体半径，并反演了恒星形成率和气体表面密度之间的施密特-肯尼库特定律。我们发现气体比年轻恒星的紫外线延伸得更远，中位数约为30%。我们提出了第一个重子TFR（bTFR）以往任何时候都建立在中等红移，并表明，在+/-0.08 dex的不确定度内，bTFR的零点似乎没有演变之间的z~0.6和z=0。在过去的6 Gyr中，bTFR没有演化，这意味着遥远的旋转盘不需要外部气体吸积来维持恒星的形成，直到z=0，并将大部分气体转化为恒星。最后，我们确认，在遥远的smTFR，因此在bTFR中发现的较大的分散，是完全由主要的合并。这种散射是由于能量从前身中的整体运动转移到残余物中的随机运动的结果，这些运动是由合并过程中的冲击产生的。在这些事件中发生的冲击自然解释了在z~0.6星系中发现的紫外半径的大范围电离气体。本文提出的所有结果都支持Hammer和合作者的“螺旋重建算法”，即，在过去的8 Gyr中，在主要的合并过程中，大部分的局部螺旋盘被重新加工。
2009-12-01 astro-ph.CO
Indefinitely Flat Circular Velocities and the Baryonic Tully-Fisher Relation from Weak Lensing
本研究利用新反投影公式通过弱引力透镜分析孤立星系引力势，发现圆周速度曲线平坦范围远超暗物质晕位力半径，且质量与平坦速度的关联符合重子塔利-费舍尔关系，适用于各类星系。
2024-06-14 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Impact of Supernova feedback on the Tully-Fisher relation
最近的观测结果发现塔利-费雪关系有一个弯曲，低质量系统低于大质量星系所描述的线性关系。我们打算调查的恒星和重子塔利-费舍尔关系的观察到的功能的起源，并分析银河系外流对他们的决心所发挥的作用。为了跟踪星系的动力学演化，进行了包括超新星反馈的宇宙流体动力学模拟。我们发现，超新星反馈是一个基本的过程，以重现所观察到的恒星Tully-Fisher关系的趋势。模拟的慢旋转系统的恒星质量往往比线性拟合到关系的大质量端所预测的要低，与观测结果一致。如果关闭超新星反馈，则不存在此功能。在重子塔利-费舍尔关系的情况下，我们也发现了一个较弱的倾向较小的系统躺在下面的线性关系所描述的较大的。这种行为是由于超新星在调节恒星形成过程中的更有效作用以及在较浅的潜在井中触发强大的星系外流，这些潜在井可能会加热和/或排出部分天然气储层。
2010-06-01 astro-ph.CO
Search for a distance-dependent Baryonic Tully-Fisher Relation at low redshifts
最近的一项工作（arXiv：2104.14481）利用低红移数据（$z<0.1$）发现了重子塔利-费舍尔关系（BTFR）中统计上显著的跃迁，跃迁发生在约9和17 Mpc处。出于这一发现的动机，我们通过将数据拟合到增强的BTFR来进行这种分析的变体，其中指数和归一化常数都作为距离的函数而变化。我们发现，指数和归一化常数都只显示出随距离的边际变化，并且与恒定值一致，在$2σ$内。我们还检查了在9和17 Mpc的距离处分叉数据集后，BTFR结果之间是否存在统计学显著差异。我们发现，几乎所有的子样本集服从BTFR与$χ^2$ /dof接近1和最佳拟合参数一致的子样本。仅含$D<17$ Mpc的子样本显示出BTFR的边际差异（在$1.75σ$）。因此，我们没有发现任何证据表明在9和17 Mpc的距离下BTFR存在统计学显著差异。
2022-06-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Off the baryonic Tully-Fisher relation: a population of baryon-dominated ultra-diffuse galaxies
我们研究了气体运动学跟踪的21厘米的发射样品的六个HI $-$丰富的低表面亮度星系的超扩散星系（UDG）。利用三维运动学模拟程序$\mathrm{^{3D}}$ Barolo，我们得到了一个强有力的圆速度，揭示了一个令人吃惊的功能：HI $-$丰富的UDG是重子Tully-Fisher关系的明显异常值，其圆速度远低于具有相似重子质量的星系。值得注意的是，我们的UDG样品的重子分数与宇宙学值一致：这些UDG与在其维里半径内没有“丢失的重子”是相容的。此外，由重子提供的引力势足以解释旋转曲线的振幅，直到最外面的测量点，与其他具有类似圆速度的星系相反。我们推测，这些物体的任何形成场景都需要非常低效的反馈和内部暗物质内容的广泛多样性。
2019-09-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Tully-Fisher relations for Hickson Compact Group galaxies
我们使用K-波段测光，最大旋转速度来自Fabry-Perot数据和HI观测和预测的质量研究，第一次，K-波段，恒星和重子Tully-Fisher关系的星系在希克森致密群。我们将这些关系与GHASP调查和富含气体星系样本中密度较低的星系定义的关系进行了比较。我们发现，大多数的希克森致密群星系躺在K波段塔利-费舍尔关系定义的场星系与一些低质量的离群值，即HCG 49 b和HCG 96 c，这似乎有强烈的最近爆发的恒星形成。致密星系群的Tully-Fisher关系表现出与K带关系相似的色散，并且对于强恒星形成星系，当适当计算恒星质量时，Tully-Fisher关系没有显著的异常值。如果考虑到气体成分，即，如果考虑重子Tully-Fisher关系。为了解释K波段Tully-Fisher关系的星系位置，我们倾向于一种情况，即它们的光度由于强烈的恒星形成或活动星系核活动而变亮。我们认为，恒星形成的强烈爆发可以影响B和K-波段的HCG 49 b和HCG 96 c的光度，在后者的情况下，活动星系核活动也可能会影响K-波段的幅度相当大，而不影响它们的总质量。
2013-04-16 astro-ph.CO
The baryonic Tully-Fisher relation as an independent direct probe of cosmology and of the nature of dark matter
Institute for Fundamental Physics of the Universe (IFPU)（宇宙基础物理研究所）；SISSA - International School for Advanced Studies（SISSA - 国际高等研究院）；INAF - Osservatorio Astronomico di Trieste（意大利国家天体物理研究所 - 的里雅斯特天文台）；INFN – National Institute for Nuclear Physics（意大利国家核物理研究所）
利用模拟推断和深度神经网络，首次证明重子塔利-费舍尔关系可直接敏感于宇宙学参数Ω_m、σ_8、温暗物质粒子质量M_wdm及天体物理反馈，为宇宙学和基础物理提供新探针。
2026-08-20 astro-ph.CO
The low-mass end of the baryonic Tully-Fisher relation
盘状星系自转速度与重子质量的比例关系（重子塔利-费舍尔关系，BTF）长期以来混淆了星系形成模型。它比与晕维里质量和圆周速度相关的M ~ V^3标度更陡，它的零点意味着星系只包含了很小一部分可用的重子。如此低的星系形成效率原则上可以用演化恒星驱动的风来解释，但是BTF关系的紧密性反对这种强有力的反馈机制所预期的大量分散。我们使用的APOSTLE/EAGLE模拟表明，BTF关系是很好地再现LCDM模拟匹配的大小和数量的星系作为恒星质量的函数。在这样的模型中，星系的旋转速度成正比的晕维里速度和陡峭的速度-质量的依赖性的结果从星系形成效率的下降，减少晕质量需要调和CDM晕质量函数与星系光度函数。尽管有很强的反馈，模拟的BTF中的散射比观察到的要小，即使考虑所有模拟的星系，而不仅仅是旋转支持的星系。模拟预测，BTF应该变得越来越陡峭的微弱结束，虽然在固定质量的速度散射应该保持小。观测到的旋转速度低于~40 km/s的星系似乎偏离了这一预测。我们讨论的观测偏差和建模的不确定性，可能有助于解释这种分歧的背景下，矮星系形成的LCDM模型。
2016-02-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Baryonic Tully-Fisher Relation cares about the Galaxy Sample
重子Tully-Fisher关系（BTFR）是星系形成的基本物理学的清晰表现。因此，它被用来约束和测试星系形成和演化模型。除了关系的斜率之外，特别令人感兴趣的是其固有的散射。在本文中，我们使用EAGLE模拟研究的BTFR的依赖于模拟星系样本的大小。模拟中可用的大量数据点确实是目前观测所无法获得的。计算BTFR的观测研究使用各种（小）尺寸的样本，唯一的义务是拥有跨越大范围质量和旋转速率的星系。因此，为了比较观测结果和理论结果，我们使用相同的标准建立了大量不同大小的数据集，并推导出所有数据集的BTFR。毫无疑问，它们是用来推导关系的星系数量的影响。数字越小，给定大小的星系样本的平均斜率和内在散射的标准差就越大。这一观察使我们能够缓解观测测量和LCDM预测之间的紧张关系。也就是说，观测样本的大小增加了比较观测和模拟关系的复杂性，以怀疑或确认LCDM。类似地，即使是很大的样本，也不能反映星系的分布，平均结果也会有偏差。大尺寸的样本复制星系的基本分布构成了一个补充的必要性，有效地比较观测和模拟。
2016-02-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Accretion of Galaxies around Supermassive Black Holes and a Theoretical Model of the Tully-Fisher and M-Sigma Relations
本研究基于超大质量黑洞周围的星系吸积模型，解释了Tully-Fisher定律、Faber-Jackson定律及M-σ关系，并提出椭圆星系与盘星系的起源差异或与3D、2D吸积模式相关。
2024-01-31 astro-ph.CO
The Extended Baryonic Tully-Fisher Relation for SDSS MaNGA Galaxies
University of Rochester（罗切斯特大学）
该研究通过扩展 BTFR 关系，利用 SDSS MaNGA 和 TNG100 银河数据，发现 BTFR 斜率在 3.2 到 4.0 之间，支持 Lambda CDM 和 MOND 预测。
2025-12-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
The baryonic Tully-Fisher relation for different velocity definitions and implications for galaxy angular momentum
我们研究重子Tully-Fisher关系（BTFR）在z=0使用153个星系从1500样本。我们认为不同的定义的特征速度从HI和H-α旋转曲线，以及HI线宽从单碟观测。结果表明：（1）最紧的BTFR由沿旋转曲线平坦部分的平均速度给出。正交固有散射非常小（6%），最佳拟合斜率为3.85+/-0.09，但系统不确定性可能使斜率从3.5变为4.0。其他的速度定义导致BTFR系统更高的散射和更浅的斜率。(2)我们提供了统计关系，以推断平坦的旋转速度从HI线宽或较少扩展的旋转曲线（如H-α和CO数据）。这对研究大HI巡天的BTFR或高红移的BTFR是有用的。(3)BTFR比角动量和星系质量之间的关系（Fall关系）更基本。Fall关系的散射比BTFR大约多7倍，BTFR仅仅是由星系质量-尺寸关系中的散射驱动的。BTFR已经是星系盘的“基本平面”：没有任何值被添加到径向变量作为第三个参数。
2019-01-17 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
The baryonic Tully-Fisher relation and galactic outflows
宇宙中的大多数重子都不是恒星和星系中的冷气体的形式。由超新星/恒星风驱动的星系外流是解释这一事实的主要机制。星系质量和外旋速度之间的标度关系（也称为重子塔利-费舍尔关系，BTF）最近被用作反对这一观点的证据。我们使用基于LCDM的半解析盘星系形成模型来研究这些说法。在我们的模型中，恒星形成效率较低和气体比例较高的星系在从星系中喷射气体方面更有效。这是因为恒星形成效率较低、气体含量较高的星系往往生活在圆周速度较低的暗物质晕中，从那里逃离势阱所需的能量较少。在我们的模型中，BTF中的本征散射为0.15 dex，并且主要反映暗晕浓度中的散射。所观察到的散射，等于0.24 dex，主要是由测量误差。对固有散射的最佳估计是它小于0.15 dex，因此我们基于LCDM的模型（不包括所有可能的散射源）仅与此一致。在我们的模型中，富含气体的星系，在固定维里速度（V_vir），与较低的恒星质量有较低的重子质量。这与恒星质量较低的星系具有较少的能量来驱动外流的预期一致。然而，当使用外旋转速度（V_flat）时，相关性具有相反的符号，具有与观测一致的斜率。这是由于V_flat和V_vir之间的关系分散。总之，与以前的一些说法相反，我们表明，BTF的基本特征是一致的LCDM为基础的模型，其中的低效率的星系形成是由星系流出。
2012-06-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The baryonic Tully-Fisher Relation predicted by cold dark matter cosmogony
在LCDM范式中，为重子塔利-费舍尔关系（BTFR;螺旋星系中的重子质量与旋转速度）提供理论基础已被证明是有问题的。简单的计算表明斜率太低，散射太高，最近的半解析模型和数值星系模拟通常无法再现这种关系的某些方面。此外，一种模式的假设往往与另一种模式的假设不一致。本文的目的是开发一个严格的预测BTFR的上下文中LCDM，只使用先验预期的效果和关系，最小的理论假设，没有自由参数。将探讨这种关系对银河系关键参数变化的稳健性。我采用模块化的方法，采取每一个独立的星系的关系，必要的建设BTFR从最新的数值模拟的黑暗晕。这些关系--以及它们的预期散射--被用来描述具有一定质量范围的模型螺旋，从而在BTFR空间中产生一个带，代表LCDM预测的当前最佳猜测。对预期LCDM效应的一致处理在很大程度上有助于使朴素斜率-3 LCDM预测与数据相一致，特别是在10^9 M_sun < M_bar < 10^11 M_sun的范围内。理论上的BTFR在M_bar > 10^11 M_sun时变得明显弯曲，但由于缺乏极高质量的螺旋，这很难在观测上进行测试。低质量的富含气体的星系有系统地低于LCDM预测的旋转速度，虽然用于描述重子质量分数的关系必须在这个制度外推。这里推导出的BTFR斜率明显大于早期的预测，这一事实是重子质量分数对总晕质量的预期敏感性相应增加的直接结果。
2012-09-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the Baryonic Contents of Low Mass Galaxies
重子Tully-Fisher关系是宇宙学和银河系模型中一个重要的观测约束。然而，重要的是要记住，在观测中，只有恒星，分子和原子气体被计算在内，而电离气体的贡献几乎普遍被忽略。然而，电离气体被认为存在于矮星系的气体盘中，仅仅是因为它们暴露在宇宙电离背景和恒星辐射中，这些恒星辐射设法从星系盘的中心区域逃逸到它们的外层。事实上，这样的预期是由宇宙学数值模拟和简单的分析模型所证实的。
2012-06-11 astro-ph.CO
The Baryonic Tully-Fisher Relationship for S$^4$G Galaxies and the "Condensed" Baryon Fraction of Galaxies
我们结合了斯皮策银河系恒星结构调查（S $^4$ G）的数据，这是Eskew等人最近校准的经验恒星质量估计器，和一个广泛的数据库HI谱线轮廓检查重子Tully-Fisher（BTF）关系。我们发现1）BTF比经典的塔利-费舍尔（TF）关系具有更低的分散性，并且更好地描述为线性关系，证实了类似的先前结果，2）在BTF中包含径向尺度降低了分散性，但只是适度地，如先前对于TF关系所看到的，以及3）BTF的斜率，我们发现它是$3.5\pm 0.2$（$Δ$ log $M_{baryon}/Δ$ log $v_c$），这意味着平均而言，所有预计在晕中的重子中有一个几乎恒定的分数（$\sim 0.4$）被“凝聚”到旋转支撑星系的中心区域。凝聚重子分数，$M_{baryon}/M_{total}$，是，我们的测量精度，几乎独立的星系圆周速度（我们的样本跨越圆周速度，$v_c$，60和250公里秒$^{-1}$之间，但扩展到$v_c\sim 10$公里秒$^{-1}$使用的数据从文献）。尽管有相当宽松的选择标准，但在这一部分中观察到的星系到星系的散射通常是$\le$ 2的因子。这些结果意味着，冷却和加热过程，如冷与热吸积，质量损失由于恒星风，AGN驱动的反馈，到一定程度上，他们影响的全球银河系的性质参与BTF，是独立的晕质量与$10 < v_c < 250$公里/秒的星系，并通常引入不超过两个范围…
2014-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Link between the Baryonic Mass Distribution and the Rotation Curve Shape
从晚型矮星系到早型螺旋星系，观测到的盘星系的自转曲线可以很好地拟合，只要简单地按比例增加恒星盘和HI盘的贡献。这个“重子标度模型”可以用两个自由参数解释观测到的旋转曲线的全部宽度。对于一小部分星系，特别是早期型旋涡星系，HI标度似乎失败的外部部分，可能是由于观测效应或电离的HI。重子标度模型的整体成功表明，星系的重子质量和其旋转速度之间的众所周知的全球耦合（称为重子塔利-费舍尔关系）也适用于更局部的水平，它似乎暗示了重子质量分布和总质量（包括暗物质）分布之间的联系。
2012-07-11 astro-ph.CO
Gas-rich "ultra-diffuse" galaxies are consistent with the baryonic Tully-Fisher relation and with Milgromian dynamics
本文论证富含气体的超弥散星系偏离BTFR及缺乏暗物质的结论并不可靠，指出其源于倾角和距离不确定性被低估，并证明MOND可在合理参数下拟合两个代表性UDG的旋转曲线，表明UDGs只是偏向正面朝向的低表面亮度矮星系子集。
2024-08-09 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Age-dating the Tully-Fisher relation at moderate redshift
我们分析的塔利-费舍尔关系在中等红移的角度来看，基本的恒星星族，通过比较光学和近红外测光的唯象模型，结合人口合成与一个简单的处方化学富集。该样本包括108个晚型星系，这些星系是从FORS深场（FDF）和William Herschel深场（WHDF）调查中提取的，z<1（中值红移z=0.45）。恒星质量和描述恒星形成历史的参数之间存在相关性，大质量星系形成的时间早（zFOR~3），恒星形成的时间尺度为tau 1 ~4Gyr;尽管有非常有效的化学富集时间尺度（tau 2 ~1Gyr）。相比之下，恒星与动力学质量比--原则上，它将跟踪驱动星系形成的重子过程中反馈的效率--似乎与模型参数无关。在塔利-费舍尔平面上，在固定的圆周速度下没有发现明显的年龄分离，而在固定的恒星动力学质量分数下，年龄分裂样本，在固定的Ms/Mdyn下，较老的星系具有更快的圆周速度。虽然我们的模型没有引入任何事先约束尘埃变红，我们得到了很强的颜色过剩和恒星质量之间的相关性。
2013-10-23 astro-ph.CO
The local Tully-Fisher relation for dwarf galaxies
本文研究了Tully-Fisher（TF）关系在更新的邻近星系表中局部体积（LV）星系中的不同体现。UNGC样本包含656个具有$W_{50}$ HI线宽估计的星系，大多数属于低质量矮星。其中，296个物体的距离测量精度超过10%。对于331个重子质量为$\log M_{bar} > 5.8 \log M_\odot$的LV星系样本，我们得到了一个与观测到的散射度为0.38 dex的关系式$\log M_{bar}= 2.49 \log W_{50} + 3.97$。影响散射的最大因素是小矮星的$K$波段星等和$W_{50}$线宽的观测误差，以及它们倾角的不确定性。我们发现，占LV星系的表面亮度，或其气体分数，或特定的恒星形成率，或隔离指数基本上不减少重子TF图上观察到的散射。我们还注意到，银河系和M31的71 dSph卫星的样本与已知的恒星速度色散$σ^*$倾向于遵循几乎相同的bTF关系，具有略低于晚型矮星。
2016-11-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Presence of a Fundamental Acceleration Scale in Galaxy Clusters
一个$10^{-10}\mathrm{m/s^2}$阶的加速度标度隐含在重子塔利-费希尔关系式和重子费伯-杰克逊关系式中，与任何理论偏好或偏差无关。我们表明，这种规模的存在下，在重子的Faber-Jackson关系是最明显的数据时，从压力支持系统的尺度有很大的不同，包括球状星团，椭圆星系，和星系团一起分析。这表明了加速尺度$10^{-10}\mathrm{m/s^2}$与许多不同长度尺度的结构形成过程的相关性，并可能指向暗物质迄今未知的性质。
2020-09-27 astro-ph.CO
Fingerprints of the hierarchical building up of the structure on the gas kinematics of galaxies
最近的观测和理论工作表明，塔利-费舍尔关系可能被概括为包括分散为主的系统相结合的旋转和分散速度的定义中的运动学指标。合并和相互作用被指出是驱动湍流和无序气体运动学的原因，这可能会产生Tully-Fisher关系异常值。我们打算通过一个模拟的星系样本来研究星系的气体运动学，这个样本包括了气体盘主导的星系和球状体主导的星系。宇宙流体动力学模拟，其中包括一个多相模型和物理动机的超新星反馈进行，以遵循星系的演化，因为它们是组装。重子和恒星的塔利-费舍尔关系的气体盘为主的系统是紧密的，而更多的色散为主的系统被包括在内，散射增加。我们发现$σ/ V_{\rm rot}$和形态之间存在明显的相关性，分散主导的系统表现出较大的值（$> 0.7$）。合并和相互作用可以直接或间接地影响旋转曲线，从而导致塔利-费舍尔关系中的分散度大于自$z \sim 3$以来的模拟演变。结合自转速度和色散速度的运动学指标可以减少重子和恒星质量-速度关系中的色散。我们的研究结果还表明，在这两种关系的最低散射，如果速度指标的旋转曲线的最大值进行测量。此外，在气体旋转曲线的最大值处估计的旋转速度被发现是无论形态如何的势阱的最佳代理。
2012-09-04 astro-ph.CO
Precise Tully-Fisher Relations without Galaxy Inclinations
盘星系的重子质量示踪物与旋转速度之间的幂律关系，即所谓的塔利-费舍尔关系（Tully-Fisher relationships，TFR），在星系演化和宇宙学中有着广泛的应用。然而，旋转速度的测量需要星系倾角，这是很难测量的，从而限制了TFR研究的范围。本文介绍了一种极大似然估计（MLE）方法，用于在倾角信息有限或没有倾角信息的情况下恢复星系样本中的TFR。该方法的鲁棒性和准确性证明使用虚拟和真实的星系样本。有趣的是，MLE可靠地恢复了所有测试样本的TFR，即使没有使用任何倾斜测量-也就是说，假设星系倾斜的sin（i）分布。解释一下，这种“无倾角的MLE”恢复了三个TFR参数（零点，斜率，散射），统计误差仅比基于完全已知的星系倾角的最佳估计值大1.5倍，具有零不确定性。因此，考虑到现实的不确定性，无倾斜的MLE具有很强的竞争力。如果倾角测量的平均误差大于10度，最好不要使用任何倾角，而不是认为倾角测量是精确的。无倾斜的MLE为SKA及其探路者未来的HI调查开辟了有趣的前景。
2013-09-24 astro-ph.CO
The effect of Warm Dark Matter on galaxy properties: constraints from the stellar mass function and the Tully-Fisher relation
在本文中，我们结合高分辨率的N体模拟与星系形成的半解析模型，研究一个可能的暖暗物质（WDM）组件上的星系的可观测性质的影响。我们比较了三个WDM模型的暗物质质量为0.5，0.75和2.0千电子伏，与标准的冷暗物质的情况下。对于描述重子物理学的固定参数集，WDM模型预测低（恒星）质量的星系较少，正如预期的那样，由于小尺度上的功率受到抑制，而在高质量端没有发现实质性差异。然而，当用不同的参数来描述（很大程度上未知的）星系形成过程时，恒星质量函数的这些差异就消失了。我们表明，有可能打破DM属性和重子物理参数化之间的简并相结合的恒星质量函数的观察与塔利-费舍尔关系（恒星质量和旋转速度之间的关系，在大星系半径探测解决HI旋转曲线）。如果WDM模型的候选能量太高（m<0.75 keV），则不能同时再现恒星质量函数和Tully-Fisher关系。我们的结论是，准确测量的星系恒星质量函数和星系和暗物质晕之间的联系下降到非常低的质量端可以给非常严格的限制DM候选人的性质。
2013-04-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
An Analytic Scale-dependent Dark Matter Profile and the Baryonic Tully-Fisher Relation
Aristotle University of Thessaloniki（塞萨洛尼基亚里士多德大学）；Khazar University（阿塞拜疆可汗大学）
本文提出一种具有尺度依赖性的暗物质模型，能解释低表面亮度星系的旋转曲线，并通过相关性推导出恒星质量-泰勒-费舍尔关系。
2026-01-27 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Dynamical properties of AMAZE and LSD galaxies from gas kinematics and the Tully-Fisher relation at z~3
本文对AMAZE和LSD计划中的33个z~3星系进行了SINFONI积分场运动学研究，目的是研究高红移星系的金属丰度和动力学。在本文中分析的星系的数量构成了显着的改善，现有的数据相比，在文献中，这是第一次，获得了一个相对较大的样本的星系在z~3的动力学分析。11个星系显示出有序的旋转运动（约30%的样本），在这些情况下，我们估计动态质量的气体运动学模型与旋转盘和指数质量分布。我们发现动力学质量的范围为2 \times 10^9 M \odot - 2 \times 10^11 M \odot，平均值约为2 \times 10^10 M \odot。通过比较观察到的气体速度色散与预期的模型，我们发现，大多数旋转的物体是动态的“热”，与内在的速度色散的顺序为~90公里秒-1。旋转天体的最大盘旋转速度与内禀速度色散之比的中值为1.6，远低于本星系观测值（~10），略低于z~2值（2 - 4）。最后，我们使用我们的模型的最大旋转速度，以建立一个重子Tully-Fisher关系在z~3。我们的测量结果表明，z~3星系的恒星质量比具有相同动力学质量的本地星系低（平均低10倍）。然而，观测到的大量散射表明，塔利-费舍尔关系在这些早期宇宙年龄还没有“到位”，可能是由于星系的年轻年龄。通过考虑速度频散和使用S_0.5指标，得到Tuly-Fisher关系的较小频散，表明湍流运动可能具有重要的动力学作用…
2010-12-27 astro-ph.CO
Uncorrelated velocity and size residuals across galaxy rotation curves
晚型星系的质量-速度-大小关系可归纳为质量和速度之间的独立关系（塔利-费舍尔关系），以及质量和大小之间的独立关系。这种行为与位于基本平面上的早期类型星系不同。我们研究了Tully-Fisher和质量-尺寸关系在观测（样本）和经验星系形成模型的基础上晕丰度匹配的耦合，旋转曲线拟合与流体动力学动机晕配置文件。我们系统地研究了Tully-Fisher残差$ΔV_r$和质量大小残差$ΔR$之间的相关系数作为测量速度的半径$r$的函数，从而提出了跨旋转曲线的$ΔV_r-ΔR$关系。除了重子质量占主导地位的$r \ll R_\text{eff}$外，我们发现任何$r$的数据或模型都没有显著的相关性。我们发现，这意味着一个固定的重子质量的星系大小和晕浓度（或晕质量）之间的关系，并提供证据反对的假设，星系和晕的比角动量成正比。最后，我们通过对旋转曲线的拟合，研究了重子和暗物质产生的$ΔV_r-ΔR$关系。这些组成部分之间的平衡说明了“磁盘晕阴谋”所需的没有整体的相关性。
2019-01-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Neutral Hydrogen Tully Fisher Relation: The case for Newtonian Gravity
盘星系的内禀光度与自转速度之间存在TullyFisher（TF）关系。重子TF（BTF）关系最近已经用暗物质和牛顿引力以及修正的牛顿动力学（MOND）解释。然而，最近的工作指出，目前使用的BTF关系忽略了热气体的贡献，并过度简化了复杂的星系尺度物理。在这封信中，我们主张使用中性氢TF（HITF）关系，这是免费的尘埃遮蔽和恒星演化的影响，作为一个干净的探测引力和动力学在弱场制度。我们将从超新星反馈驱动的星际介质（ISM）的多孔性的热气体的物理。一个简单的模型，包括超新星反馈，推广到包括参数化的有效引力定律。我们测试我们的模型对目录的星系，跨越整个范围的磁盘从矮星系到巨大的螺旋，以证明恒星形成和简单的牛顿引力的Kennicutt-Schmidt（KS）法是足够的解释所观察到的HI标度关系。在这个模型的范围内，数据排除了MOND类理论。
2011-09-02 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Radial Acceleration Relation from Ultra-light Scalar Dark matter
我们证明了星系中超轻标量暗物质（模糊暗物质）具有约为$10^{-10}\,\mbox{ms}^{-2}$的量子力学典型加速度标度，由此导出重子Tully-Fisher关系.星系中心的重子物质作为暗物质波动方程的边界条件，影响着晕中恒星的自转速度。在没有任何引力或力学修正的情况下，该模型也解释了在具有平坦旋转曲线的星系中发现的径向加速度关系和类似MOND的引力加速度行为。这种分析可以推广到Faber-Jackson关系。
2019-05-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
What do gas-rich galaxies actually tell us about modified Newtonian dynamics?
最近有人声称，重子塔利-费舍尔关系（BTFR），观测到的重子质量和星系外旋转速度之间的幂律关系的测量，支持修正牛顿动力学的预测的斜率和散射的关系，同时挑战冷暗物质（CDM）范式。我们研究了这些说法，发现：1）用于确定BTFR的数据中的分散性与数据上的观测不确定性相冲突; 2）这些数据并没有对最佳拟合BTFR参数做出很强的区分; 3）文献包含各种各样的BTFR测量，其中许多与最近的结果不一致; 4）声称的CDM对BTFR的“预测”是对所涉及的复杂星系尺度物理学的过度简化。我们的结论是，BTFR目前是不值得信赖的CDM的测试。
2012-04-24 astro-ph.CO
Evolution of the infrared Tully-Fisher relation up to z=1.4
塔利-费舍尔关系（TFR）代表了星系基本参数之间的联系，例如它的总质量和恒星锁定的质量。因此，研究这种关系在光学和红外波段的演化，可以通过在每个波段发现的变化提供有关单个星系演化的有价值的信息。这项工作的目的是研究在高红移的B，V，R，I和K波段的TFR，通过与来自红移范围为0.1<z<0.3的大样本星系的局部关系进行比较，以相同的方式处理，并具有与高红移样本相同的仪器约束。利用AEGIS数据库中的大量光度信息，我们研究了获得可靠的k-校正的最佳方法。仪器星等，然后k和消光校正和绝对星等的推导，使用和谐宇宙学模型。利用DEEP 2谱线的谱线宽度计算了旋转速度。最后，形态已确定通过视觉分类的HST图像。我们检测到的B，V和R-波段TFRs在这个意义上，星系在过去的相同的旋转速度更明亮的演变。光度的变化在较蓝的波段更明显。由于本文进行了更可靠的k校正，包括从B到IRAC波段的测光，我们以前的工作（Fernández Lorenzo et al. 2009）中未注意到的这种颜色演变已经被检测到。（V-K）和（R-I）颜色的变化（对于固定的速度）可以解释为恒星星族的老化，这是自z=1.25以来恒星形成减少的结果。此外，我们得出结论，螺旋星系可能在过去的8.6 Gyr中增加了一倍。
2010-05-10 astro-ph.CO
The GALEX Arecibo SDSS Survey. IV. Baryonic Mass-Velocity-Size Relations of Massive Galaxies
作为正在进行的GALEX Arecibo SDSS巡天的一部分，我们展示了一个均匀的、有代表性的约500个大质量星系样本的动力学标度关系，这些星系仅根据恒星质量（>10^10 Msun）和红移（0.025<z<0.05）进行选择。我们比较重子Tully-Fisher（BTF）和Faber-Jackson（BFJ）的关系为这个样本，并研究星系如何分散周围的最佳拟合修剪的磁盘为主和膨胀为主的系统的子集。当BFJ关系应用于它们的最大样本时，BFJ关系比BTF分散得更少，并且不受困扰BTF的倾斜问题的影响。以星系为主导的富含气体的星系系统地偏离了由球状体定义的BFJ关系。我们表明，通过应用一个简单的校正恒星的速度色散，仅取决于星系的浓度指数，我们能够使磁盘和球状体到相同的动力学关系-换句话说，我们得到一个广义的BFJ关系，适用于我们的样本中的所有星系，无论形态，倾斜或气体含量，并具有小于0.1德克斯的散射。我们发现，磁盘和球状体的恒星色散的大小关系的偏移，而偏移被删除时，校正色散代替。广义的BFJ关系代表了全球暗物质和星系重子含量之间的基本相关性，这是服从所有（大质量）系统，无论形态。[删节]
2011-10-19 astro-ph.CO
Thermodynamic Origin of the Tully-Fisher Relation in Dark Matter Dominated Galaxies: A Theoretical-Empirical Derivation
Aristotle University of Thessaloniki（塞萨洛尼基亚里士多德大学）；L.N. Gumilyov Eurasian National University（欧亚国立卢戈尼约夫大学）；Tomsk State University of Control Systems and Radioelectronics（托木斯克州立控制系统与无线电电子大学）
本文通过理论和实证方法，推导了暗物质主导星系中Tully-Fisher关系的热力学起源，揭示了自相互作用暗物质模型如何半理论半经验地产生经典Tully-Fisher关系及恒星级Tully-Fisher关系。
2025-11-17 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
The Arecibo Galaxy Environment Survey VI : The Virgo Cluster (II)
我们提出了21厘米的观测5度区域的室女星系团，作为阿雷西博星系环境调查的一部分。检测到13个集群成员，以及背景中的36个对象。我们将该区域的结果与更大的10 x度区域进行比较和对比。我们结合这两个数据集，以产生一个HI质量函数，它显示出更高的检测率在低质量（但发现更少的大质量星系）比不太敏感的广域调查，如ALCAFA。我们发现，HI检测到的星系分布不同的非检测，无论是在空间上和速度，提供进一步的证据表明，集群仍在组装。我们使用塔利-费舍尔关系来研究形态进化的可能性。我们发现，高度缺乏的星系，以及一些早期类型的星系，有更低的速度宽度比塔利-费舍尔关系预测，表明气体损失通过冲压压力剥离。我们还发现，没有光学对应的HI检测不符合重子塔利-费舍尔关系的预测，这意味着它们不是原始对象。
2012-09-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Modelling of Feedback Processes in Cosmological Simulations of Disk Galaxy Formation
本文系统地研究了圆盘星系形成模拟中的恒星反馈过程。使用一个暗物质晕与银河系的恒星晕的属性相似，我们进行了不同的方法分配相关的反馈过程到周围的气体的能量的比较。一个最有前途的标准模型适用于晕跨越的质量范围内，以比较的结果盘星系标度关系。除了少数例外，我们发现我们的星系几乎没有角动量不足，并且与角动量-尺寸关系很好地吻合。我们的星系与重子Tully-Fisher关系符合得很好，并再现了光度Tully-Fisher关系的斜率。我们发现零点偏移量为0.7至1个量级，这取决于所采用的IMF。我们还研究了我们的标准反馈模型结合其他物理过程，如紫外背景，动力学反馈，延迟的能量沉积，预计Ia型超新星，质量返回和金属依赖冷却。只有综合各种效应才能通过减少星系的膨胀来真正改善星系的质量，而金属依赖性冷却则会再次增加星系的膨胀。我们发现，一般来说，我们的星系的恒星质量分数太高。在一个特别的实验中，我们表明，去除凸起可以调和这一点。然而，Tully-Fisher关系的拟合只能通过延迟恒星形成来改善，而不能完全抑制它。我们的模型似乎没有足够的效率来实现这两种效果。我们的结论是，磁盘的形成是一个复杂的，高度相互关联的问题，我们希望从一个小的影响相结合的解决方案。
2009-09-23 astro-ph.CO
Two mysterious universal dark matter-baryon relations in galaxies and galaxy clusters
从20世纪70年代开始，人们发现了一些暗物质和重子之间的关系，如塔利-费舍尔关系。然而，在星系中发现的许多关系与在星系团中发现的关系大不相同。在这里，我们报告了两个新的神秘的宇宙关系连接暗物质和重子在两个星系和星系团。第一个关系表明，在“维里区域”内，星系或星系团的总动力学质量$M_{500}$与其重子总质量$M_b$之间存在幂律关系：$M_{500} \propto M_b^a$，其中有$a \approx 3/4$。第二个关系式表明，在中心重子区（$M_d \propto M_b$）内，星系和星系团的封闭动力学质量$M_d$几乎与重子质量成正比。两个星系和星系团中暗物质和重子之间的密切关系表明，除了引力之外，暗物质和重子之间可能存在着某种未知的相互作用。
2022-12-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Evolution of the Hubble Sequence: morpho-kinematics of distant galaxies
我的论文的主要目的是为我们提供，第一次，与遥远的哈勃序列的可靠的看法，它的演变在过去的6 Gyr。为了实现这一目标，我们创建了一种新的形态分类方法，该方法（1）包括所有可用的观察数据，（2）可以很容易地复制，（3）呈现出可忽略的主观性。这种方法使我们能够均匀地研究本地和遥远星系的形态。第一步是利用INUS巡天研究星系的演化。这次调查使我们能够建立遥远星系的运动状态，研究过去8 Gyr星系的化学演化，并测试重要的动力学关系，如塔利-费舍尔关系。从运动学中获得的信息确实是至关重要的，以保证对导致当今哈勃序列的不同物理过程的强大理解。使用积分场光谱，我们已经能够测试我们的新形态分类对每个星系的运动状态。我们发现，形态运动学的相关性是更好地使用我们的分类比其他形态分类。将我们的形态分类应用于本地和遥远星系的代表性样本，具有等效的观测数据，我们在本地和遥远的宇宙中获得了哈勃序列。我们的研究结果强烈表明，超过一半的现代螺旋有特殊的形态，6 Gyr前。最后，我提出了进一步的研究有关的历史，个别星系在z < 1，结合运动学和形态观测。我还提出了第一次估计遥远的重子塔利-费舍尔关系，这似乎并没有演变在过去的6 Gyr。
2012-01-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Signatures of Dark Matter Halo Expansion in Galaxy Populations
星系晕内的暗物质核心可以通过恒星形成区域的能量反馈形成：能量平衡表明，最大的核心形成效率出现在M $_{\star}\sim10^{8.5}$ M $_{\odot}$的星系中。我们表明，模型人口的星系，其中的密度分布已被修改，这样的重子反馈，是能够解释所观察到的星系速度函数和塔利-费舍尔关系显着优于一个模型，其中假设一个普遍的尖形密度分布。替代模型，即温暖的或自相互作用的暗物质，也提供了一个更好的匹配这些观察到的关系比一个通用的配置文件模型，但作出不同的预测晕密度轮廓如何随质量相比，重子反馈的情况下。我们建议，不同的核心形成机制可以区分的基础上留下的印记，他们在星系人口在很大范围内的质量。在目前的观测数据中，我们发现了重子反馈产生的核心形成的质量依赖性的预期签名的证据。
2015-07-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The distribution of mass components in simulated disc galaxies
利用22个流体动力学模拟星系在LCDM宇宙学背景下，我们恢复不仅观察到的重子Tully-Fisher关系，但也观察到的“质量差异-加速度”的关系，它反映了整个星系盘的主要成分的分布。这意味着模拟的范围为52 < V $_{\rm flat}$ < 222 km/s，其中V $_{\rm flat}$是旋转曲线平坦部分的圆速度，并且匹配星系标度关系，能够恢复我们拥有观测旋转曲线数据的径向范围内恒星、气体和暗物质分布之间的观测关系。此外，我们明确地匹配观察到的重子晕质量关系的第一次与模拟星系。我们讨论了我们的结果的背景下，在这些模拟中固有的重子循环，并与重子过程的影响，对暗物质的分布。
2015-10-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Puffing up early-type galaxies by baryonic mass loss: numerical experiments
在过去几年中进行的观测表明，在红移z>1时观测到的大质量早型星系（ETG）的尺寸比类似恒星质量的本地ETG小几倍。我们提出了数值模拟的重子质量损失的影响的结构上的球状恒星系统，嵌入在一个暗物质晕。这一过程被认为是对自z \sim 2以来观测到的ETG尺寸增加的一种可能的解释，它可能是由类星体/星暴驱动的星系风，迅速地从早期型星系（ETG）中喷出残余气体并停止恒星形成（星系风），或者是由恒星质量在恒星演化的最后阶段返回到ISM造成的。事实上，我们发现，重子质量的大约50%的可想象的损失可以产生显着的大小增加。然而，当恒星星族比紧凑的高Z ETG的估计年龄>0.5 Gyr年轻得多时，就会发生由于星系风引起的膨胀。因此，虽然它可能在决定ETG的最终结构方面发挥了作用，但它不能解释迄今为止观察到的它们的大小-质量关系的演变;它的签名应该在更年轻的系统中寻找。相反，由于恒星演化而导致的质量损失可能会导致被动演化的恒星系统后来相对温和的膨胀，有助于而不是主导它们的质量-尺寸关系的观测演化。
2011-03-07 astro-ph.CO
The mass discrepancy acceleration relation in a $Λ$CDM context
质量差异加速度关系（MDAR）描述了星系中重子与暗物质（DM）之间的耦合：在给定半径处的总质量与重子质量之比与重子加速度反相关。MDAR被认为是对$Λ$ CDM星系形成模型的挑战，但它可以用修正的牛顿动力学来解释。在这封信中，我们表明，MDAR出现在一个$Λ$ CDM宇宙学一旦观察到的星系标度关系考虑在内。我们建立半经验模型的基础上$Λ$ CDM晕，包括重子效应，再加上经验激励的结构关系。我们的模型可以重现MDAR：具体地说，DM晕的质量依赖密度分布可以完全解释所观察到的MDAR形状，而一个普遍的配置文件显示与矮星系的MDAR与$\rm M^{\star}$ $<$ $\rm10^{9.5}M_{\odot}$，进一步表明DM核心的存在的差异。此外，我们再现斜率和重子塔利-费舍尔关系（BTFR）与0.17德克斯散射归一化。这些结果表明，在$Λ$ CDM中，MDAR是由星系的结构标度关系和DM密度分布形状驱动的，并且由BTFR确定的重子分数与丰度匹配研究所推断的重子分数是一致的.
2015-11-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Fast and Furious in JWST high-$z$ galaxies
JWST发现早期大质量星系过多，提出基于弱引力追踪德西特尺度的无自由参数模型，使星系形成加速一个数量级，并预测动态暗能量以缓解哈勃常数张力。
2023-12-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Impact of Baryonic Physics on the Structure of Dark Matter Halos: the View from the FIRE Cosmological Simulations
我们在FIRE（Feedback In Realistic Environments）项目的宇宙学模拟中研究了$M_{\rm h}\sim10^{9-12}\,M_{\odot}$晕中$M_{\ast}\sim10^{4-11}\,M_{\odot}$星系的冷暗物质（CDM）的分布。FIRE在多相ISM中加入了明确的恒星反馈，并从恒星星族模型中获得能量。我们发现，恒星反馈，没有“微调”的参数，大大简化了小规模的问题，在CDM。反馈导致恒星形成和外流的爆发，改变DM分布。因此，DM晕轮廓（$α$）的内斜率显示出强烈的质量依赖性：轮廓在$M_{\rm h}\sim10^{10}-10^{11}\,M_{\odot}$处较浅，在较高/较低质量处较陡。由此产生的岩心尺寸和斜率与观测结果一致。这与以前的工作使用简单的反馈方案，但我们发现陡峭的质量依赖的$α$，和相对较晚的核心增长。由于恒星形成效率$M_{\ast}/M_{\rm h}$与晕圈质量有很强的相关性，当有足够的反馈能量扰动DM时，$α$会在$M_{\rm h}\sim 10^{10}\,M_{\odot}$（$M_{\ast}\sim10^{6}-10^{7}\,M_{\odot}$）附近发生快速变化。由于DM质量的不断积累，在晕圈快速增长期间不会建立大的核心。相反，核心需要几个恒星形成爆发后，快速积累已经完成。恒星反馈会显著降低…
2015-09-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The baryonic-to-halo mass relation from mass and energy cascade in self-gravitating collisionless dark matter flow
星系的性质与它们所处的暗物质晕之间的关系对于结构的形成和演化是有价值的。本文主要研究重子-晕质量比（BHMR）及其演化。我们首先回顾了自引力无碰撞暗物质流（SG-CFD）的独特性质，然后将其应用于推导BHMR。为了使系统熵最大化，长程相互作用需要形成大尺寸的晕。这些晕有利于从小尺度到大尺度的逆质量和能量级联，具有恒定的能量级联率$\varepsilon_u$。此外，暗物质流表现出尺度相关的流动行为，即在小尺度上不可压缩，在大尺度上无旋。利用这些性质，并考虑给定的具有重子总质量$m_b$、晕质量$m_h$、晕维里尺寸$r_h$和平坦转速$v_f$的晕，BHMR可以通过结合重子Tully-Fisher关系和常数$\varepsilon_u$在小晕和大晕中解析地导出。对于临界质量为$m_{hc}\sim 10^{12}M_{\odot}$的晕，在z=0时发现最大BHMR比约为0.076.对于较小和较大的晕，该比率要低得多，因此可以确定两种状态：i）对于不可压缩的具有质量$m_h<m_{hc}$的小晕，我们有$\varepsilon_u\propto v_f/r_h$、$v_f\propto r_h$和$m_b\propto m_h^{4/3}$ ; ii）对于具有质量$m_h>m_{hc}$的大晕，我们有$\varepsilon_u\propto v_f^3/r_h$、$v_f\prop…
2022-07-30 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.flu-dyn
Mass models of galaxy clusters from a non-parametric weak-lensing reconstruction
本研究利用非参数弱透镜去投影方法分析CLASH星系团，发现其圆周速度在大半径处平坦，且若加入额外正重子成分，星系团可符合星系定义的BTFR和RAR关系。
2025-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Universal Basic Mass Density inside Dark Matter Halos
本文在爱因斯坦方程框架下提出暗物质晕的普适基本质量密度和度规，通过令重子质量为零聚焦暗晕，解释了平坦旋转曲线、常数面密度、NFW轮廓标度关系及core-cusp问题。
2024-06-28 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Dark matter cores in massive high-$z$ galaxies formed by baryonic clumps
一些恒星形成的大质量星系在红移2的旋转曲线下降的径向范围内的几倍的有效半径，表明一个显着的赤字暗物质（DM）的质量在星系中心。DM质量赤字被解释为DM密度核心的存在，而不是标准宇宙学模型预测的尖突结构。最近的一项研究提出，星系合并，其中较小的卫星星系被星系气体的耗散收缩显着压缩，可以加热宿主星系的中心，并有助于形成一个大的DM核心。通过使用一个$N$体模拟，我们发现，大量的DM质量进口到中心的合并卫星，使这种情况下不太可能解决DM质量赤字。在这项工作中，我们考虑在高红移星系中的巨重子团作为另一种热源来创造具有DM核的重子主导星系。由于动力学摩擦，团簇的轨道在几个Gyr中衰减，重子在银河系中心凝聚。作为一个反反应，晕中心被加热，密度尖被压平。重子凝聚和核心形成的结合使得星系重子主要集中在中心2-5 kpc，与观测星系的有效半径相当。因此，巨重子团的动力学加热是解释高红移星系中观测到的DM缺乏的可行机制。
2022-05-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Baryon-induced collapse of dark matter cores into supermassive black holes
研究提出重子气体亚爱丁顿吸积可使稳定费米子暗物质核越过临界质量并坍缩为SMBH，模型可解释高红移及并合星系中的超大质量黑洞快速形成。
2023-12-12 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
