Avoiding baryonic feedback effects on neutrino mass measurements from CMB lensing
中微子质量总和的测量是即将到来的宇宙微波背景（CMB）引力透镜测量的主要应用之一。这种测量可能会被与所谓的“重子效应”有关的不确定性建模所混淆，这些不确定性来自气体动力学、恒星形成以及活动星系核和超新星的反馈。特别是，关于重子对CMB透镜效应的形式的错误假设可以使中微子质量测量产生很大的统计不确定性。在本文中，我们研究了三种方法来减轻这种偏差：（1）限制使用小尺度的CMB透镜信息时，约束中微子质量;（2）使用外部示踪剂，以消除低红移的贡献的CMB透镜映射;（3）边缘化的参数模型的重子效应的大尺度结构。我们使用Fisher矩阵预测来测试这些方法，这些方法用于类似于西蒙斯天文台和CMB-S4的实验，使用各种最近的流体动力学模拟来表示可能的重子效应的范围，并使用鲁宾天文台的LSST测量的宇宙剪切作为方法（2）中的示踪剂。我们发现，（1）和（2）的组合，或（3）本身，将有效地减少重子效应对中微子质量测量的偏差到可以忽略的水平，而不会显着增加相关的统计不确定性。
2020-11-12 astro-ph.CO
Gravitational Lensing Effects on the Baryonic Acoustic Oscillation Signature in the Redshift-Space Correlation Function
通过测量红移-空间关联函数中的重子声振荡（BAO）峰，可以得到角直径距离D_A（z）和哈勃参数H（z）随红移的变化，从而限制了暗能量和空间曲率的性质。通过放大率偏差及其与星系密度的互相关效应，讨论了引力透镜对星系关联函数的扰动。在BAO尺度下，引力透镜效应给星系关联函数增加了一个小的缓慢变化的分量，并且不显著改变其形状，通过该分量可以测量BAO峰值。在角平均关联函数中，由于引力透镜效应，BAO峰的位置相对移动，在z=1时为10^-4，在z=2.5时上升到10^-3。在视线附近，透镜效应更强，但是当星系相关性平均在视线的5度范围内时（在一次调查中只包含0.4%的星系对），相对峰值位移在z=1和z=2.5时仅增加到10^-3.3和10^-2.4。此外，可以单独测量透镜效应的贡献，并从BAO尺度下观察到的相关性中减去。
2010-08-07 astro-ph.CO
The impact of baryonic physics on the abundance, clustering, and concentration of halos
我们研究重子物理学的晕分布的流体动力学模拟（Illustris，IllustrisTNG和EAGLE）的影响，特别是关于它是如何不同于暗物质只（DMO）模拟。我们发现，在一般情况下，DMO模拟产生的晕质量函数（HMF）转移到更高的晕质量比他们的流体动力学同行，由于缺乏重子物理。然而，这种质量移动的确切性质是质量，晕定义，红移和大尺度环境的复杂函数，并且它还取决于模拟中实现的重子物理的细节。我们提出了拟合公式的修正，需要适用于每个DMO晕目录，以重现HMF发现在其流体动力学对应。我们提供这些公式的所有三个模拟，五个不同的晕定义在红移0，1和2。此外，我们还探讨了这种HMF差异对环境的依赖性，发现在大多数情况下，低密度环境中的晕比高密度环境中的晕受重子物理的影响略大。因此，我们还提供了依赖于环境的质量校正公式，可以重现的条件，以及全球，HMF。我们表明，我们的质量校正也修复了大规模的集群晕，虽然环境依赖的校正需要达到优于2%的精度。最后，我们考察了重子物理对晕质量-浓度关系的影响，发现在流体动力学模拟中晕质量-浓度关系的斜率与DMO模拟中的一致。最后，我们建议任何未来的工作依赖于DMO晕目录纳入我们的质量修正，以测试其结果的重子效应的鲁棒性。
2021-11-16 astro-ph.CO
Is Holmberg-II beyond MOND theory?
我们比较了两个富含气体的矮星系：KK 246和Holmberg II（HoII）的基本性质和运动学。HoII在蓝色波段的亮度是KK 246的20倍，其HI质量是KK 246的6倍。然而，这两个星系的旋转曲线（在最后一个测量点）的振幅非常相似，在7 kpc的银河系中心半径下约为40 km/s。这一事实对于修正的引力理论来说是一个挑战，修正的引力理论预测了任何半径的引力和星系中封闭的重子质量之间的一一关系。特别是，修改后的牛顿动力学（MOND）预测HoII的渐进平坦速度为60 km/s。由于HoII的重子质量主要是由气体成分决定的，所以即使恒星盘的质量可以忽略不计，MOND也会过度提升其旋转速度。我们得出结论，HoII的旋转曲线可能与MOND不一致，除非倾角和距离都被微调到非常不可能的值。
2011-05-13 astro-ph.CO
The role of supernova feedback on the origin of the stellar and baryonic Tully-Fisher relations
本文在宇宙学框架下，利用流体力学模拟研究了恒星和重子的Tully-Fisher关系。我们发现，超新星反馈在塑造恒星Tully-Fisher关系中起着重要作用，导致其在低质量端的斜率变陡，与观测结果一致。该关系的弯曲发生在大约100 km/s的特征速度处，与先前的观测和理论发现一致。对于重子塔利-费舍尔关系，该模型预测z~0处呈线性趋势，红移越高，弯曲趋势越弱。在我们的模拟中，这种行为是超新星反馈在调节较小星系中恒星形成过程中更有效作用的结果。
2011-04-12 astro-ph.CO
The Size Difference Between Red And Blue Globular Clusters Is NOT Due To Projection Effects
大质量星系中富含金属的（红色）球状星团平均来说比缺乏金属的（蓝色）球状星团要小。这种现象的一个可能的解释是，两个群体的集群有不同的空间分布。我们测试这个想法，通过比较观察到的集群异常深，高信噪比图像的M87与模拟的球状星团人口中的红色和蓝色集群有不同的空间分布，匹配的意见。我们比较了观察到的和模拟的红色和蓝色亚群的集群有效半径的总体分布以及有效半径和银河距离之间的关系。我们发现，不同的空间分布不会产生显着的大小差异之间的红色和蓝色的亚群作为一个整体，或在一个给定的银河系距离。这些结果表明，红色和蓝色球状星团之间的大小差异可能是由于形成或后期演化过程中的差异
2012-10-09 astro-ph.CO
Do blue compact galaxies have red halos?
红晕是一种微弱的、延伸的、极红的结构，自20世纪90年代中期以来，在各种类型的星系周围都有报道。这些晕圈的颜色太红，与迄今已知的任何类型的恒星星族都不一致，而是表示一个非常底部重的恒星初始质量函数（IMF）。由于这种恒星晕的质光比很大，它们对星系的重子质量有很大的贡献，而对星系的整体光度却贡献甚微。因此，星系的红晕构成了一些重子的潜在储存库，这些重子在低红移宇宙的清单中仍然缺失。虽然大多数对红晕的研究都集中在盘星系上，但在蓝色致密星系（BCGs）的微弱外围也有报告称红色过量。底部重的IMF也可以解释这些结构的颜色，但由于模型的简并性，具有标准IMF和异常高金属丰度的恒星星族也被证明符合数据。在这里，我们表明，由于光谱合成领域的最新发展，在这种替代方案中所需的金属丰度可能不像以前认为的那么极端。这表明在BCGs外围看到的红色过量可能来自一个正常的中等金属丰度的宿主星系，而不是在盘星系周围看到的红色晕。然而，推断出的宿主金属丰度仍然需要宿主比BCGs中心星爆中的气体更富含金属，这与目前对BCGs如何形成的模拟相矛盾。
2009-02-26 astro-ph.CO
The Evolution of the Baryonic Tully-Fisher Relation over the past 6 Gyr
标度关系是星系演化和形成模型的重要组成部分。我总结的结果，从ICOMI调查，它结合了空间分辨的运动学从火焰/GIRAFFE从HST/ACS和其他设施的成像。具体来说，我将集中在恒星质量和重子塔利-费舍尔关系（TFR）从z=0.6到z=0的演变。我们发现了一个显着的演变，在零点和恒星质量TFR的散射相比，当地的宇宙。结合由Schmidt-Kennicutt关系反演得到的气体分数，我们首次导出了高红移下的重子TFR。与恒星质量TFR相反，重子关系似乎并没有在零点演化，这表明在过去的6 Gyr中，大部分转化为恒星的气体已经被引力束缚在z=0.6的星系中。
2011-02-11 astro-ph.CO
Observational Constraints on Red and Blue Helium Burning Sequences
我们推导出光学光度，颜色和比率的蓝色和红色的氦燃烧（HeB）恒星星族从档案哈勃太空望远镜观测的19个星暴矮星系和比较它们与理论等时线从帕多瓦恒星演化模型的金属丰度从Z=0.001至0.009。我们发现，观测数据和理论等时线的蓝色和红色的HeB人口重叠的光学光度和颜色和观测和预测的蓝色到红色的HeB的比例同意超过50万年的恒星在研究的时间仓。这些发现证实了应用等时线来解释HeB种群的观测结果的有用性。然而，有显着的差异，特别是对红色HeB人口。具体而言，我们发现：（1）观测值与理论等时线之间的颜色偏移为0.15等（2）暗于M_V ~-3等的蓝（红）HeB星比预测的蓝;（3）红色HeB序列的斜率比预测的要浅约3倍;（4）模型高估了年龄小于5000万年的最亮蓝色HeB星与红色HeB星的比例。此外，我们发现，对于我们样本中更富含金属的星系（Z> 0.5 Zsolar），红色HeB星与红巨星分支星在色星等图中重叠，从而降低了它们作为年龄> 1亿年的恒星形成指标的有用性。
2011-08-05 astro-ph.CO
The relation between velocity dispersion and mass in simulated clusters of galaxies: dependence on the tracer and the baryonic physics
[摘要]本文分析了从$Λ$ CDM宇宙学N-体和流体动力学模拟中提取的团和群大小的晕的质量与它们的速度色散之间的关系，从$z=2$到$z=0$的不同红移。分析的主要目的是了解重子物理在模拟中的实施如何影响这种关系，即在何种程度上使用的速度色散作为集群质量确定代理重子物理的不完善的知识受到阻碍。在我们的分析中，我们使用了几组不同物理实现的模拟。速度色散是使用三种不同的示踪剂，DM粒子，subhalos，和星系。我们证实，DM粒子跟踪的关系，是完全一致的理论预期的基础上的维里定理和文献中提出的先前的结果。在另一方面，subhalos和星系跟踪陡峭的关系，并具有较大的值的归一化。这种关系意味着星系和subhalos有一个$\sim10$ %的速度偏差相对于DM粒子，这可以是积极的或消极的，这取决于晕质量，红移和物理实现的模拟。我们解释这些差异是由于动力学过程，即动力学摩擦和潮汐破裂，作用于亚结构和星系，但不是DM粒子。这些过程似乎是或多或少有效的，这取决于晕质量和重子冷却的重要性，并可能会创建一个非平凡的依赖性的速度偏置和$\soneD$ - $\Mtwo$关系的示踪剂，晕质量和它的红移。这些结果是相关的应用程序的速度色散作为一个代理集群质量在正在进行的和未来的大红移调查。
2013-02-11 astro-ph.CO
The different star-formation histories of blue and red spiral and elliptical galaxies
[摘要]我们研究了中等质量星系的光谱特性作为颜色和形态的函数。我们使用银河动物园定义三种形态的星系，即早期型（椭圆），晚型（盘为主）面对螺旋和早期型（凸起为主）面对螺旋。我们将这些星系分为蓝色或红色，根据它们的SDSS g-r颜色，并使用光谱拟合代码VESPA计算时间分辨的恒星形成历史，金属丰度和总星光尘埃消光从它们的SDSS纤维光谱。我们发现，红色晚型螺旋显示少恒星形成在过去的5亿年比蓝色晚型螺旋的三倍，但共享类似的恒星形成的历史在更早的时间。最近恒星形成的减少解释了它们更红的颜色：它们的化学成分和尘埃含量是相同的。我们假设红色晚型螺旋是蓝色晚型螺旋的后代，它们的恒星形成在过去的500 Myrs中被削减。然而，在同一时期，红色晚型螺旋星系的恒星形成速度仍然比红色椭圆星系快约17倍。红色早型螺旋星系在近中期恒星形成和尘埃含量方面介于红色晚型螺旋星系和红色椭圆星系之间。因此，这些星系似乎代表了这两个种群之间的进化联系。它们更有可能直接演化成红色椭圆星系，而不是红色晚型螺旋星系。蓝色椭圆星系显示出与蓝色螺旋星系相似的恒星形成历史（无论是哪种类型），除了它们在过去的1亿年中形成的恒星较少。然而，蓝色椭圆星系有不同的尘埃含量，其峰值消光值低于所有螺旋星系。
2013-03-14 astro-ph.CO
Weakening dark-matter cusps by clumpy baryonic infall
我们认为，作为一个简单的和极端的模型的重子物理（忽略了在重力的大规模结构形成的模拟）对暗物质的影响，一个大质量的团块落入暗物质晕。我们发现，这样一个下沉的团块在改变晕的结构和降低其中心密度方面是非常有效的：一个质量为晕质量1%的团块可以从内晕中去除大约两倍的质量，并将尖点转变为核心或较弱的尖点。如果这个团块随后被移走，模仿银河风，中心晕的密度会进一步降低，从内晕移走的质量会加倍。更轻的团块甚至更有效：移除的质量与团块质量的比率朝向更小的团块质量略微增加。初始暗物质速度的径向各向异性越大，这个过程就越有效。虽然这样的星系坍缩可能有些不现实，但它表明重子只需要通过动力学摩擦将其初始能量的一小部分转移到暗物质中，就可以解释预测的暗物质密度分布与从暗物质占主导地位的星系的观测中推断的密度分布之间的差异。
2011-05-20 astro-ph.CO
Galaxy cluster aperture masses are more robust to baryonic effects than 3D halo masses
星系团质量测量的系统不确定性限制了未来探测更多$10^5$星系团的宇宙学约束力。以前，我们认为，可以推断出光圈质量更准确，更精确地比3D质量，而不会损失宇宙学的约束力。在这里，我们使用重子和大质量系统（BAHAMAS）的宇宙学，流体动力学模拟表明，光圈质量也不太敏感的星系形成过程所造成的质量变化。对于具有$m_\mathrm{200m,dmo} > 10^{14} \, h^{-1} \, \mathrm{M}_\odot$的晕，通过其3D晕质量进行分组，重子物理学在类似于晕维里半径的孔径内测量时，同样地影响孔径质量和3D晕质量，达到最大减少$\approx 3 \, \%$。对于代表弱透镜观测的较低质量晕轮$10^{13.5} < m_\mathrm{200m,dmo} / (h^{-1} \, \mathrm{M}_\odot) < 10^{14}$和孔径尺寸$\sim 1 \, h^{-1} \, \mathrm{cMpc}$，孔径质量的减少（$\lesssim 5 \, \%$）始终小于3D晕轮质量（对于$m_\mathrm{200m}$，为$\lesssim 10 \, \%$）。晕质量的减少只是轻微的演变，由$2$百分点，红移0.25和1之间的光圈质量和$m_\mathrm{200m}$。改变强度的模拟反馈，使平均模拟热气体分数涵盖所观察到的散射推断从X射线观测，我们发…
2022-07-21 astro-ph.CO
The simplest model of galaxy formation I: A formation history model of galaxy stellar mass growth
我们引入一个简单的模型，自洽地连接星系的生长，其主机暗物质晕的形成历史。我们的模型由两个简单的函数定义：“重子生长函数”，它控制着新的重子物质可用于恒星形成的速率;“物理函数”，它控制着这种物质转化为恒星的效率。使用简单的，唯象动机的形式只依赖于一个单一的晕属性的功能，我们证明了该模型的能力，再现z = 0的红色和蓝色恒星质量的功能。此外，通过增加红移作为第二个输入变量的物理函数，我们表明，全球恒星质量函数的再现到z = 3的改善。最后，我们讨论了我们的新模型的一般效用，强调其有用性，创造模拟星系样本，有一些关键的优势，比其他技术产生的。
2013-09-04 astro-ph.CO
The Host in Blue Compact Galaxies: Structural Properties and Scaling Relations
我们的特点是潜在的恒星主机在一个样本的28个蓝色紧凑星系（BCGs），通过拟合他们的二维光分布。它们的结构参数与星系的性质有关，如颜色和气体含量。这些性质也与其他星系类型的性质进行了比较。除了一个外，所有BCG宿主都显示出低Sersic指数（0.5 < n < 2），平均有效半径< $r_{e,B}$ >=1.11 $\pm$ 0.74 kpc，平均表面亮度< $μ_{e,B}$ >= 22.59 $\pm$ 0.68 mag arcsec $^{-2}$。宿主有效半径与它们的光度成线性关系，而n和$μ_{\rm e}$则不成线性关系。此外，宿主颜色和结构参数不是线性相关的。总的来说，星暴造成的流量增强约0.8马格，而他们的B-R颜色减少约0.2马格。Galerkin与更多的发光和扩展主机显示更大和发光的星暴组件。BCG宿主显示B-R=0.95 $\pm$ 0.26（中位数）。总体而言，BCG宿主比dIs和大多数dEs更紧凑（约2倍），并且具有更高的中心表面亮度（约2等）。BCG宿主和dIs在B带Tully-Fisher关系（TFR）中不可区分。我们发现，大约50- 60%的星系比具有相同圆速度的晚型盘更暗。当光度被转换成恒星质量时，这个特征更加重要，而当HI气体质量被加入时，它往往会减少。对于一个给定的圆速度从恒星TFR主机质量之间的偏差与他们的HI质光比，而从气体+…
2009-04-29 astro-ph.CO
The star formation histories of red and blue low surface brightness disk galaxies
研究了从Sloan数字巡天（SDSS）数据发布7（DR 7）的主要星系样本中选取的213个红色和226个蓝色近面低表面亮度盘状星系（LSBG）的恒星形成历史（SFH）和恒星星族。我们还想比较两组的恒星星族和SFH。红色和蓝色LSBG的样品在光谱连续区都具有足够的信噪比。我们从MPA/JHU星表中获得了它们的吸收线指数（如Mg_2、Hδ_A）、D_n（4000）和恒星质量，以研究它们的恒星星族和SFH。在简单恒星星族模板的基础上，利用光谱合成程序STARLIGHT拟合了它们的光谱（恒星吸收线和连续谱）。我们发现，红色LSBG往往是相对较老的，更高的金属丰度，更大的质量和更高的表面质量密度比蓝色LSBG。D_n（4000）-Hδ_A平面表明，红、蓝LSBG可能具有不同的SFH：蓝LSBG更可能在现今经历零星的恒星形成事件，而红LSBG更可能在过去的1-2 Gyr内持续形成恒星。此外，最近经历零星形成事件的星系的比例随着恒星质量的增加而减少。此外，还为红、蓝两种LSBG定义了两个子样本：同一恒星质量范围内的子样本为9.5 <= log（M_ \star /M_ \odot）<= 10.3，表面亮度极限子样本为μ_0（R）<= 20.7 mag arcsec^{-2}。它们在对应关系中显示出与总样本一致的结果，这证实了我们比较蓝色和红色LSBG的结果是稳健的。
2010-04-25 astro-ph.CO
Suppression of small baryonic structures due to a primordial magnetic field
我们调查的过滤质量上的原始磁场的存在的影响，表征的最小重子质量，可以形成在暗物质（DM）晕。对于低于过滤器质量的质量，DM晕的重子含量被严重抑制。过滤质量是当一个晕中的重子与DM的质量比等于宇宙中重子与DM的质量比的一半时的质量。过滤质量此前曾用于星系形成的半解析计算，但没有考虑可能存在的原始磁场。我们在这里研究它对过滤器质量的影响。对于$B_0 \sim 1$或2 nG的均匀共动原始磁场和在红移$z_s=11$处开始并在$z_r=8$处完成的再电离时期，滤波器质量在红移8处增加，例如，分别增加4.1和19.8倍。的依赖性的过滤器质量上的参数描述的再电离时代的影响。我们的研究结果对于在均匀原始磁场存在下低质量星系的形成具有特别重要的意义。例如，对于$B_0\sim 1\nG$和$z_s\sim 11$和$z_r\sim7$的再电离时期，我们的结果表明，总质量为$M\sim5 \times 10^8\msun$的星系需要在红移$z_F\gtrsim 2.0$形成，总质量为$M\sim10^8\msun$的星系需要在红移$z_F\gtrsim 7.7$形成。
2010-03-14 astro-ph.CO
Wet Disc Contraction to Galactic Blue Nuggets and Quenching to Red Nuggets
我们研究的起源高红移，紧凑，淬火球状体（红块）通过耗散收缩的气体盘到紧凑的恒星形成系统（蓝块）。由冷气流供给的圆盘经历了剧烈的圆盘不稳定性（disc instability，缩写为DSI），将气体驱动到中心（伴随合并）。当流入的时间尺度小于恒星形成的时间尺度时，它是耗散的。这意味着在盘半径内冷质量与总质量比的阈值为0.28。对于z=2的典型气体分数0.5，这个阈值可以追溯到最大自旋参数0.05，这意味着一半的恒星形成星系收缩为蓝色块，而其余的则形成扩展的恒星盘。因此，蓝星系的表面密度预计为双峰型，约为10^9 Msun/kpc ^2，随质量的增加而略有增加。当气体分数低时，蓝块料预计在低z下是罕见的。蓝块通过内外互补机制淬灭为红块。内部淬火紧凑的凸起，作为一个快速模式，特别是在高z，可能涉及恒星爆发，恒星和AGN反馈，或Q-淬火。10^{12} Msun以上的热介质晕导致的猝灭提供了低红移的维持和较慢的模式。这些预测在模拟中得到了证实，并且与z=0-3时的观测结果一致。
2013-11-26 astro-ph.CO
Differences in baryonic and dark matter scaling relations of galaxy clusters: A comparison between IllustrisTNG simulations and observations
本研究对比SPT-SZ巡天观测与IllustrisTNG模拟的星系团重子标度关系，验证大质量暗晕的自相似性，发现约14%的缺失重子来源，为缺失重子问题提供互补解释。
2025-05-02 astro-ph.CO
Baryonic Feedback across Halo Mass: Impact on the Matter Power Spectrum
University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）；Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics（星际天文学与天体物理学中心）
利用IllustrisTNG流体动力学模拟，研究重子反馈对物质功率谱的抑制随暗晕质量和半径的依赖关系，发现群尺度暗晕主导抑制，并需考虑维里半径外的物质再分布。
2026-03-17 astro-ph.CO
Separate Universe Simulations with IllustrisTNG: baryonic effects on power spectrum responses and higher-order statistics
我们测量功率谱响应函数的存在重子物理过程中使用单独的宇宙模拟与IllustrisTNG星系形成模型。响应函数描述了小尺度功率谱如何对长波长扰动作出反应，并且它们可以通过将长模式的影响吸收到修改的宇宙学中来用分离宇宙技术有效地测量。具体来说，我们专注于总的一阶物质功率谱响应的各向同性密度波动$R_1(k,z)$，这是完全由对数导数的非线性物质功率谱${\rm dln}P_m(k,z)/{\rm dln}k$和生长只响应函数$G_1(k,z)$。我们发现在所有探测尺度（$k \lesssim 15h/{\rm Mpc}$，即长度尺度$\gtrsim 0.4 {\rm Mpc}/h$）和红移$z < 3$的模拟中，$G_1(k,z)$不受重子物理过程的影响.在实践中，这意味着功率谱完全指定了其响应函数的重子依赖性。假设一个理想化的透镜调查设置，我们数值评估重子的影响，压缩透镜双谱和透镜超样本功率谱协方差，这是响应。我们的研究结果表明，这些高阶透镜统计可以显示不同程度的重子效应的敏感性相比，功率谱，与压缩双谱是最不敏感的。我们还表明，忽略重子效应的透镜协方差略高估的误差预算（因此，从参数误差条的角度来看是保守的），并可能有可以忽略不计的影响参数偏差的推断分析。
2020-06-17 astro-ph.CO
Influence of baryonic physics on the merger time-scale of galaxies in N-body/hydrodynamical simulations
根据我们以前的工作（Jiang et al.（2008））中，我们在高分辨率的宇宙学水/N体模拟中研究了星系的合并时间尺度，我们研究了重子物理数值实现中的不确定性对合并时间尺度的潜在影响。在以前的工作中使用的模拟遭受过冷的问题，导致中央星系的大晕太大。这可能导致合并的时间尺度比真实宇宙中的时间尺度更短。我们运行类似的模拟，但恒星质量显着减少，以模拟另一种极端情况下的低恒星质量。我们的结果表明，合并的时间尺度是受恒星形成配方的影响很小，除了在近径向轨道的卫星，显示出22%的时间尺度在较低的恒星质量的情况下，高。由于径向轨道只占卫星轨道的一小部分，因此，Jiang等人的拟合公式是不适用的。（2008）仍然适用于合理的精度，几乎不受重子物理学中的不确定性的影响。
2009-02-21 astro-ph.CO
Measuring the total and baryonic mass profiles of the very massive CASSOWARY 31 strong lens. A fossil system at z ~ 0.7?
本文研究了剑桥和斯隆巡天（CASSOWARY）第31号偏转器中的总质量和重子质量分布。我们确认光谱的四个图像透镜系统在红移1.4870与VLT/X-射手的观察。这些透镜图像分布在一个红移为0.683的明亮早期星系周围，周围是几个光度红移相似的较小星系。我们使用现有的光学和X射线数据来约束偏转器总，恒星，和热气体质量，分别通过强透镜，恒星星族分析，等离子体建模。我们推导出在爱因斯坦半径R_Ein = 70 kpc内投影的总质量为（40 +/- 1）× 10^12 M_Sun，总质量密度的中心对数斜率为-1.7 +/- 0.2。尽管中心星系的恒星质量和速度色散非常高，为（3 +/- 1）x 10^12 M_Sun，（450 +/- 80）km/s，偏转器的累积恒星质量-总质量分布表明，在中心星系有效半径R_e = 25 kpc的投影中，恒星质量分数非常低，只有20%（3%-6%（R = 100千秒差距）。我们还发现，CSWA 31偏转器的属性表明它是迄今为止研究的最遥远和最大的化石系统之一。异常强大的中央暗物质优势和这个系统可能的化石性质使它成为详细测试宇宙学模型和结构形成情景的有趣目标。
2013-05-24 astro-ph.CO
Constraints on Cosmology and Baryonic Feedback with the Deep Lens Survey Using Galaxy-Galaxy and Galaxy-Mass Power Spectra
我们提出了宇宙学参数测量深透镜巡天（DLS）使用星系质量和星系-星系功率谱的多极范围$\ell=250\sim2000$。我们测量了以$z\sim0.27$和$0.54$为中心的两个透镜仓的星系-星系功率谱和星系-质量功率谱，通过互相关的方法测量了这两个透镜仓中星系的位置与以$z\sim0.64$和$1.1$为中心的两个源仓中星系的形状。我们边缘化的重子反馈过程中使用的单参数表示和中微子质量的总和，以及光度红移和剪切校准系统的不确定性。对于一个平坦的$Λ$ CDM宇宙学，我们确定了$S_8\equivσ_8\sqrt{Ω_m/0.3}=0.810^{+0.039}_{-0.031}$，与我们以前的DLS宇宙剪切和普朗克宇宙微波背景（CMB）的测量结果很好地一致。在没有重子反馈边缘化的情况下，由于活动星系核（AGN）的反馈，只有暗物质的功率谱在最高$\ell$处没有抑制，$S_8$降低了$\sim0.05$.结合普朗克CMB测量，我们将重子反馈参数限制为$A_{baryon}=1.07^{+0.31}_{-0.39}$，这表明一个有趣的可能性，即活动星系核的实际反馈可能比OWLS模拟中使用的方法更强。这种解释受到重子反馈模拟的有效性和效应的单参数表示的限制。
2018-11-23 astro-ph.CO
Measuring the transverse baryonic acoustic scale from the SDSS DR11 galaxies
本文报道了斯隆数字巡天（SDSS）第11次数据发布的亮红星系角两点相关函数计算得到的5个重子声学横标度（$θ_{BAO}$）测量结果。每个测量都是通过考虑间隔$ z \in [0.565, 0.660] $中的薄红移壳层（$δz = 0.01$和$0.02$）获得的，其中包含大密度的星系（$\sim 20,000$星系/红移壳层）。从三维重子声学振荡（BAO）测量中，这些数据点几乎是独立于模型获得的，并提供了一种独立于宇宙微波背景（CMB）的方法来估计声视界$ r_s $。假设暗能量的状态方程参数依赖于时间，我们还讨论了$θ_{BAO}$和CMB数据对主要宇宙学参数的约束。
2019-08-14 astro-ph.CO gr-qc
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
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
Regarding the Line-of-Sight Baryonic Acoustic Feature in the Sloan Digital Sky Survey and Baryon Oscillation Spectroscopic Survey Luminous Red Galaxy Samples
分析了斯隆数字巡天（SDSS）亮红星系（LRG）样本（0.16 < z < 0.47）的两点关联函数谱中的视线重子声学特征。通过定义一个狭窄的视线区域，rp < 5.5 Mpc/h，其中rp是横向分离分量，我们测量到在~ 110 Mpc/h时的强烈过度聚集，如先前在文献中所报道的。我们还在另一个坐标系中测试了这些结果，将视线定义为θ < 3°，其中θ是开度角。这种过度聚集似乎比测量得更好的P2P中的特征强得多。红移空间中的一个基准ΛCDM非线性模型预测了一个弱得多的信号。我们使用现实的模拟目录来模拟预期的信号和噪声。我们发现，视线测量可以很好地解释我们的模拟，以及由一个无特征的θ = 0。我们的结论是，没有令人信服的证据表明，强集群测量是视线重子声学特征。我们还评估了在即将到来的重子振荡光谱测量LRG卷（BOSS）中如何检测到这样的信号。模拟LRG目录（z < 0.6）表明：（i）上述定义的窄视线圆柱体和圆锥体可能不会揭示BOSS中可检测的声学特征;（ii）可以排除与当前样品中一样高的聚类测量（或确认）在高置信水平使用BOSS大小的数据集;以及（iii）具有更宽的角度切割的分析，其提供更好的信噪比，然而可以用于比较视线距离和横向距离，并且由此约束膨胀率H（z）和直径距离DA（z）。
2010-04-13 astro-ph.CO gr-qc
Baryonic effects on CMB lensing and neutrino mass constraints
对宇宙微波背景（CMB）引力透镜效应的测量有望在高红移下获得对宇宙学的独特见解。由于与星系形成和演化相关的重子效应，包括气体冷却、恒星形成以及来自活动星系核（AGN）和超新星的反馈，在预测未来CMB巡天的灵敏度时通常被忽略。在本文中，我们确定这些影响使用四套流体动力学模拟，其中包括各种处方重子过程，即OWLS，BAHAMAS，地平线，和IllustrisTNG。我们的分析表明，由于重子效应，在实验可观察到的角尺度下，与仅模拟暗物质相比，CMB透镜的特征功率为百分之几。我们研究了相关的偏见，如即将到来的西蒙斯天文台和CMB-S4的实验推断中微子质量。根据实验精度和模拟中重子反馈的强度，中微子质量和的偏差显示出显著的分散性，范围从非常小到高估1.1 $σ$。我们的结论是重子效应将可能是不可忽略的中微子质量的检测使用CMB透镜。
2020-11-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
NoSOCS in SDSS. V. Red Disc and Blue Bulge Galaxies Across Different Environments
我们研究了“红盘”和“蓝凸起”的典型环境和物理性质，并与蓝云和红序列中的“正常”天体进行了比较。我们的样本由$z \le 0.1$的星系团成员和场星系组成，因此我们可以评估本地和全球环境的影响。我们发现，盘状星系显示出强烈的环境依赖性，变得更红的密度更高。这种效应对于维里半径内的物体更为明显，也与恒星质量密切相关。我们发现，局部和全球环境影响星系的性质，但最有效的参数是恒星质量。我们发现证据的情况下，“蓝色光盘”转化为“红色光盘”，因为它们的质量增长，并移动到集群的内部。根据红、蓝盘的金属丰度差异，以及对它们的恒星形成历史的分析，我们认为猝灭过程是缓慢的。我们估计猝灭时间尺度为$\sim $ 2 $-$ 3 Gyr。我们还发现，从sSFR $-$ M $_*$平面，“红色光盘”逐渐改变，因为他们进入集群。“蓝色凸起”与“蓝色圆盘”有许多相似的性质，但前者的一些表现出强烈的不对称性。高不对称性的“蓝色凸起”显示出与常规对应物相比增强了最近的恒星形成。这表明其中一些系统可能由于合并而增加了它们的恒星形成。尽管如此，这些蓝色早期类型的物体可能没有单一的进化路径。
2016-09-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gas-Rich Mergers in LCDM: Disk Survivability and the Baryonic Assembly of Galaxies
我们使用N体模拟和观测归一化之间的关系暗物质晕质量，恒星质量和冷气质量，以获得强大的，可以说是不可避免的期望重子内容的主要合并红移z~2。首先，我们发现银河系大小的暗物质晕所经历的大部分主要合并（m/M > 0.3）应该是富含气体的，并且富含气体的合并在高红移处越来越常见。虽然在我们的模拟中，星系晕中主要合并的频率大大超过了观测到的晚型星系比例，但在晕质量范围M_DM ~ 10^11-10^13 Msun内，贫气体主要合并的频率与观测到的球状主导星系比例一致。这些结果支持的猜想，合并与重子气体分数发挥了重要作用，在建设和/或保存盘星系在宇宙中。此外，我们发现，一个星系的冷重子直接通过主要合并沉积的整体比例是相当大的。在M_star ~ 10^10 Msun$（M_DM ~ 10^11.5 Msun）星系中，约有30%的冷重子物质在主要的合并中以冷气体的形式被吸积。对于M_star ~ 10^11 Msun（M_DM ~ 10^13 Msun）的更大质量的星系，在合并中积累的重子比例甚至更高，约为50%，但这些吸积的重子大多以恒星的形式直接输送。这种重子质量沉积几乎是不可避免的，并且限制了星系中冷重子的比例，这些重子可以起源于冷流或热晕冷却。（节录）
2009-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Is there a Size Difference between Red and Blue Globular Clusters?
蓝色（贫金属）球状星团的半光半径比红色（富金属）大20%。这种增强的起源尚不清楚，并且已经提出了光度函数或星团实际大小的差异。我分析了一组动态自洽的蒙特卡罗球状星团模拟，以确定这种增强的起源。我发现我模拟的蓝色星团有较大的半光半径，由于贫金属和富金属恒星的光度函数的差异。我发现蓝色星团在物理上也可以更大，但前提是它们有相当数量的黑洞加热它们的中心区域。在这种情况下，半光半径之间的差异明显大于观察到的。我的结论是观察到的红色和蓝色球状星团之间的半光半径的差异是由于它们的光度函数的差异，半光半径是不是一个可靠的代理集群的大小。
2012-04-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
The SDSS-IV extended Baryonic Oscillation Spectroscopic Survey: Luminous Red Galaxy Target Selection
我们描述的算法用于选择明亮的红色星系（LRG）样本的扩展重子振荡光谱调查（eBOSS）的斯隆数字巡天IV（SDSS-IV）使用光度数据从SDSS和宽视场红外巡天探测器（WISE）。LRG目标需要满足一组颜色选择标准，并且分别具有z波段和i波段MODEL幅度z < 19.95和19.9 < i < 21.8。我们的算法每平方度选择大约50个LRG目标，其中绝大多数位于红移范围0.6 < z < 1.0（中值红移0.71）。我们证明了我们的方法在消除恒星污染和低红移星系方面非常有效。我们使用SDSS-III/BOSS的光谱数据进行了一些测试，以确定我们的目标选择的红移可靠性及其满足eBOSS科学要求的能力。SDSS光谱具有足够高的信噪比，至少89%的目标样品产生安全的红移测量。我们还提出了测试的均匀性和同质性的样品，表明它应该是干净的，足以研究宇宙的大尺度结构在更高的红移比SDSS-III/BOSS LRGs达到。
2015-08-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
A method for classification of red, blue and green galaxies using fuzzy set theory
红星系和蓝星系传统上是用一些特定的颜色或其他星系属性来分类的，这些都得到了经验论据的支持。与这种切割相关的严重性可能会在这些样品中引入显著的污染。模糊集是一种模糊边界集，它可以在没有精确边界的情况下有效地捕捉分类的不确定性。我们提出了一种方法，根据它们的颜色使用模糊集理论的星系分类。我们使用的数据从SDSS构建一个模糊集的红星系，其成员具有不同程度的“红度”。我们表明，蓝色和绿色的星系的模糊集，可以从它使用不同的模糊操作。我们还探讨了利用模糊关系来研究不同星系性质之间关系的可能性，并讨论了它的优点和局限性。
2020-08-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dichotomy in host environments and signs of recycled AGN
我们从DR4 SDSS中选取了一个有代表性的红、蓝AGN宿主星系样本，分析了AGN宿主星系性质与大尺度环境的关系。比较两个精心构造的控制样本的非活动星系，覆盖相同的红移范围和颜色基线。交叉关联函数表明，无论是活动星系还是非活动星系，其近邻星系的密度分布几乎相同。虽然活跃的红色星系居住的环境密度低于非活跃的红色星系，但两者都居住在比蓝色宿主密度大得多的环境中。此外，活动星系核相对于星系群中心的径向密度分布比星系集中。这在比较红色活动星系核和非活动星系时尤为明显。蓝色和红色活动星系核的邻近星系和非活动星系的性质反映了这种效应。虽然蓝色样本的邻近区域无法区分，但红色活动星系核周围显示出相对于非活动星系核而言，蓝色恒星形成星系过多。另一方面，活动和非活动的蓝色系统有相似的环境，但明显不同的形态分布，显示出过量的蓝色早期型活动星系核，这被认为是后期合并。这种比较表明，活跃的红色和蓝色宿主星系之间的差异，包括恒星形成历史和活动星系核活动取决于星系形成和演化的环境。
2009-06-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmological Zoom-In Simulations of Milky Way Host Mass Dark Matter Halos with a Blue-Tilted Primordial Power Spectrum
The Chinese University of Hong Kong（香港中文大学）；Leiden University（莱顿大学）
研究用高分辨率宇宙学放大纯暗物质模拟，探讨蓝倾斜原初功率谱对银河系宿主质量晕暗物质子结构的影响，发现其能增强子晕质量和V_max函数，提高缩放累积子结构分数及中心密度，并经高分辨率模拟验证。
2026-07-14 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
The Subaru HSC Galaxy Clustering with Photometric Redshift I: Dark Halo Masses Versus Baryonic Properties of Galaxies at 0.3<z<1.4
我们提出了低$z$ $(z\leq1.4)$星系的聚类特性选择的超级Suprime-Cam斯巴鲁战略计划宽层$145$度$^{2}$。宽视场和多波长观测产生了具有光度红移和物理性质的位于$0.3\leq z\leq1.4$的$5,064,770$星系。这使得角关联函数的精确测量和随后的晕占据分布（HOD）分析允许重子属性和暗晕属性之间的联系。在$z\lesssim1$中质量较小的卫星星系所占的比例在$\sim20\%$中几乎是恒定的，但在$M_{\star} \sim 10^{10.4}h^{-2}M_{\odot}$之外则逐渐减小。然而，在$z>1$卫星星系的丰度是相当小的，即使是质量较小的星系，由于在高$z$的大质量中心的稀有性。这种减少的趋势与$z>3$的莱曼破裂星系的小卫星部分有关。在$0.3\leq z\leq1.4$的恒星晕质量比几乎是一致的，使用最新的经验模型获得的预测，但是，我们确定小的过剩，从理论模型在大规模的结束。枢轴晕质量被发现是不变的，在$10^{11.9-12.1}h^{-1}M_{\odot}$在$0.3\leq z\leq1.4$，我们系统地表明，$10^{12}h^{-1}M_{\odot}$是一个通用的枢轴晕质量$z\sim5$是来自只使用聚类/HOD分析。然而，具有峰值瞬时重子转换效率的晕质量比枢轴晕质量小得多，无论红移如何，最有效的恒星质量组装…
2019-12-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly: Deconstructing Bimodality - I. Red ones and blue ones
我们测量的质量函数一般的红色和蓝色星系，使用z < 0.12样本的log M* > 8.7场星系从星系和质量大会（GAMA）的调查。我们的动机是，正如我们所展示的，现有测量中占主导地位的不确定性源于“红”和“蓝”星系的选择/定义。因此，我们将我们的数据建模为两个自然重叠的种群，每个种群都有自己的质量函数和色质关系，这使我们能够将这两个种群合并，而不必事先指定哪些星系是“红色”和“蓝色”。然后，我们的研究结果提供了手段，以获得客观的操作定义的术语“红”和“蓝”，这是基于现象学的色质图。通过这种描述性建模，我们表明：1。在考虑了尘埃之后，“蓝色”星系的恒星颜色并不强烈地依赖于质量; 2.）紧密平坦的“死序列”在log M* ~ 10.5以下不会延伸太多;相反，3.）“红”星系的恒星颜色随质量变化相当强烈，因此质量较低的“红”星系具有较蓝的恒星星族; 4.）低于log M* ~ 9.3时，“红色”种群消失得模糊不清，谈论两个不同的种群就成了问题;因此，5。很难有意义地将“红”星系质量函数的形状限制在log M* ~ 9以下，包括向上翻转的可能性。第1-4点为星系形成和演化模型提供了有意义的目标。
2014-08-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The roles of environment and interactions on the evolution of red and blue galaxies in the EAGLE simulation
本研究利用EAGLE模拟分析z=3到z=0的红蓝星系演化，发现z=2后两类星系环境差异显著，星系相互作用的SFR随红移和间距变化，且不同环境下成对星系蓝占比演化规律不同，揭示了环境与相互作用对星系演化的影响。
2024-08-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
LoCuSS: Exploring the selection of faint blue background galaxies for cluster weak-lensing
来自星系团的宇宙学约束依赖于对星系团质量和内部结构的精确测量。星系团质量和结构测量中系统不确定性的一个重要来源是安全地选择被星系团引力透镜化的背景星系。这个问题在暗蓝色星系中表现得尤为严重。因此，我们探索暗蓝色背景星系的选择，参考来自宇宙巡天的光度红移目录和我们自己的观测z~0.2的大质量星系团。我们表明，依靠光度红移的星系在/背后的集群通过5个过滤器的观测的基础上，和深30带COSMOS光度红移的方法都不足以确定安全的微弱的蓝色背景星系。这是由于前者使用的滤波器数量较少，而后者在感兴趣的红移处没有大质量的星系团。因此，我们开发了一种实用的方法，结合两套光度红移选择一个人口的蓝色星系纯粹基于光度分析。这个样本产生的叠加弱透镜结果与我们以前发表的基于红星系的结果一致。我们还表明，这些微弱的蓝色星系的堆叠的集群中心数密度分布是一致的预期从考虑的透镜放大信号的集群。事实上，观测到的蓝色背景星系的数量密度在径向范围内变化了约10%-30%，而其他调查认为它是平坦的。
2015-07-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The migration of nearby spirals from the blue to red sequence: AGN feedback or environmental effects?
我们结合紫外到近红外测光和HI 21 cm线观测，对不同环境中的邻近星系（从孤立星系到室女星系团成员）的完整体积有限样本进行了研究，以研究螺旋从蓝色到红色序列的迁移。虽然我们的分析证实，在两个序列之间的过渡区，一个高比例的螺旋主机活动星系核（AGN），它清楚地表明，淬火恒星形成的晚型主要是HI缺乏星系优先发现的室女星系团。这不仅表明环境效应可能在驱动本地星系从蓝色序列迁移中发挥重要作用，而且还意味着活动星系核反馈和猝灭之间的物理联系可能无法从核活动和颜色之间的相关性中假设。
2009-03-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
