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
The baryonic Tully-Fisher relation and its implication for dark matter halos
重子Tully-Fisher关系（BTF）是重子质量与最大自转速度之间的基本关系。它可以用来估计距离，也可以用来约束暗物质的性质及其与可见物质的关系。在本文中，我们探讨了极低质量矮星系是否遵循与高质量星系相同的BTF关系。我们量化的BTF关系中的散射，并使用它来约束允许的伸长的暗物质晕电位。我们获得了11个矮星系的HI合成数据，并得到了几个独立的最大自转速度的估计。构建一个BTF关系使用的数据从文献中的高质量端，从我们的样本中检测到旋转的低质量端的结果在BTF与0.33马格的散射。这种散射约束的椭圆度的潜力在平面上的磁盘的星系的上限为0-0.06，表明矮星系最多只有轻度三轴。我们的结果表明，BTF关系是一个基本的关系，所有的旋转支配星系似乎遵循。
2009-07-31 astro-ph.CO
A direct measurement of the baryonic mass function of galaxies & implications for the galactic baryon fraction
我们使用HI选择和光学选择的星系样本直接测量星系的丰度作为其“重子”质量（恒星+原子气体）的函数。恒星质量是根据斯隆数字巡天（SDSS）的光学数据计算的，原子气体质量是使用阿雷西博遗产快速ALFA（ALCAFA）巡天的原子氢（HI）发射线数据计算的。利用丰度匹配技术，将星系的重子函数（BMF）与LCDM宇宙中的暗物质晕质量函数相结合，确定了星系重子分数与宿主晕质量的函数关系.我们发现，即使考虑到原子气体，低质量晕的重子分数也比宇宙值小得多。我们发现，银河系重子赤字单调增加，减少晕质量，与以往的研究表明，在低质量端的重子分数近似恒定。我们认为，所观察到的重子分数的低质量晕不能单独用再电离加热解释，必须调用额外的反馈机制（如超新星爆发）。然而，在LCDM宇宙中的星系形成的标准图像中，再现我们的结果所需的流出率并不容易容纳。
2012-09-20 astro-ph.CO
Baryonic acoustic oscillations simulations for the Large Synoptic Survey Telescope (LSST)
重子声波振荡是星系空间分布的特征，如果在不同的年代观测到它，可以探测到暗能量的本质。为了能够高精度地测量暗能量状态方程的参数，必须使用大量的星系样本。大型综合巡天望远镜将用6个300 nm和1100 nm的滤光片巡天，这样一个具有光度红移的星系目录将可用于暗能量研究。在这篇文章中，我们将给出一个粗略的估计的光度红移的不确定性的影响的暗能量参数的计算，通过重建的BAO尺度从一个模拟的光度星表。
2010-09-28 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
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
Dark Matter-Induced Baryonic Feedback in Galaxies
本研究通过星系模拟与解析估计提出，暗物质在白矮星内聚集并触发Ia型超新星，可形成区别于普通超新星反馈的新型重子反馈，从而改变星系结构。
2024-10-24 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
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 inner regions of disk galaxies: a constant baryonic fraction?
对于盘状星系（螺旋星系和不规则星系），内圆速度梯度（旋转曲线的内部陡度）与中心表面亮度相关，斜率约为0.5。这意味着中心动力学质量密度几乎与中心重子密度成线性比例。在这里，我表明，这种经验关系是一致的一个简单的模型，其中的中心重子分数f_bar（0）是固定为1（没有暗物质）和观察到的散射是由于重子的质量-光比M_bar/L（范围从1到3的R-波段）和中心恒星组件dz（范围从100到500 pc）的特征厚度的差异。具有较低重子分数的模型是可能的，尽管它们需要对M_bar/L和dz的值进行一些微调。不管f_bar（0）的实际值如何，不同类型的星系在f_bar（0）上没有表现出强烈的变化是令人惊讶的，这可能代表了LCDM宇宙学中星系形成模型的挑战。
2014-06-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
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 Gaseous Environment of High-z Galaxies: Precision Measurements of Neutral Hydrogen in the Circumgalactic Medium of z ~ 2-3 Galaxies in the Keck Baryonic Structure Survey
我们目前的结果从凯克重子结构调查（KBSS），一个独特的光谱调查，旨在探索星系和星系际重子之间的联系。KBSS在红移范围z~2 - 3内进行了优化，结合了15个超亮类星体的S/N~100 Keck/HIRES光谱和围绕每个类星体视线的密集采样星系红移巡天。我们进行Voigt配置文件分解的所有6000 HI吸收器在整个Lya森林中的类星体光谱。在这里，我们提供的分布，柱密度，运动学，和吸收线宽度的HI周围的886恒星形成的星系，2.0 <z <2.8和3百万秒差距的类星体视线。我们发现，在星系附近，N_HI和HI分量的多重数迅速增加。在~100物理kpc的星系中，最强的HI吸收体的NHI~3 dex比IGM中随机位置附近的高。环银河带的最增强HI吸收（CGM）被发现在300千秒差距和300公里/秒的星系。log（N_HI）> 15.5的吸收体中有近一半位于满足我们光度选择的星系的CGM中，而它们的CGM只占宇宙体积的1.5%。空间覆盖率，吸收分量的多重性，和特征N_HI保持升高到2物理Mpc的横向距离。log（N_HI）> 14.5的吸收体与星系的位置密切相关，而低N_HI的吸收体仅在Mpc尺度上相关。在Mpc尺度上的红移各向异性表明了向星系的相干infall，而在~100 kpc的尺度上，则表明了260 km/s的特殊速度。在1 - 3维里半径范围内的吸收体的多普勒宽度中值比随机选…
2012-02-27 astro-ph.CO
Baryonic solutions and challenges for cosmological models of dwarf galaxies
星系和它们的暗物质晕对暗能量加冷暗物质（LCDM）宇宙学模型提出了几个挑战。观测和理论之间的这些差异在质量最低的（“矮”）星系中加剧。LCDM对低质量暗物质晕的数量、空间分布和内部结构的预测在历史上一直与观测到的矮星系不一致，但这是部分预期的，因为许多预测只模拟了暗物质成分。任何强有力的LCDM预测都必须包括一个星系形成的模型，以了解重子物质如何填充和影响暗物质晕。在这篇文章中，我们回顾了LCDM关于矮星系的最显着的挑战，我们讨论了最近的宇宙学数值模拟如何精确定位重子解决方案，这些挑战。我们确定剩余的紧张局势，包括内部暗物质含量的多样性，卫星，恒星形态，和恒星形成淬火的飞机。它们的解决方案，或作为LCDM的实际问题的验证，可能需要改进星系形成模型和提高模拟中的数值精度。
2022-06-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
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}$和CMB数据对主要宇宙学参数的约束。
2019-08-14 astro-ph.CO gr-qc
The Extended Baryonic Tully-Fisher Relation for SDSS MaNGA Galaxies
University of Rochester（罗切斯特大学）
该研究通过扩展 BTFR 关系，利用 SDSS MaNGA 和 TNG100 银河数据，发现 BTFR 斜率在 3.2 到 4.0 之间，支持 Lambda CDM 和 MOND 预测。
2025-12-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dynamics of clusters of galaxies in the presence of dark energy: Virgo cluster
Byurakan Astrophysical Observatory（比尤拉坎天体物理观测站）
研究通过分析室女星系团的结构特征，提出了一种统计方法来识别星系团内星系的径向运动，并发现子群中星系的亮度与速度正相关，支持星系团扩张的结论。
2025-12-22 astro-ph.CO
Rhapsody-G simulations: galaxy clusters as baryonic closed boxes and the covariance between hot gas and galaxies
在一个足够大的宇宙体积内，重子守恒意味着一个简单的“闭箱”观点，其中重子分量的总和必须等于总封闭质量的一个常数。我们目前的证据，从狂想曲G流体动力学模拟的大规模星系团，封闭的盒子的期望可能会举行一个令人惊讶的程度内的内部，非线性区域的晕。在一个固定的晕质量，我们发现一个显着的反相关性之间的热气体质量分数和星系质量分数（冷气体+恒星），与$R_{500c}$内的秩相关系数为-0.69。由于这种反相关，重子总质量可以作为星团总质量的低散射代理。总重子分数的分数散射近似为$0.02 (Δ_c/100)^{0.6}$，而气体质量或恒星质量的散射幅度较大，并且随着半径的增加而下降得更慢。我们讨论了潜在的观测测试使用集群的光学和热气体特性选择的样本，模拟表明，联合选择恒星和热气体有可能实现5%的总晕质量的散射。
2015-07-22 astro-ph.CO
On the stellar and baryonic mass fractions of central blue and red galaxies
利用丰度匹配技术，我们分别推导了中心蓝星系和中心红星系在Ms~10^8.5-10^12.0 Msun质量范围内的恒星和重子质量-晕质量（Ms-Mh和Mb-Mh）关系.观测输入是杨等人在2009年报告的SDSS中心蓝星系和红星系恒星质量函数，以及蓝星系和红星系测量的局部气体质量-Ms关系。对于中心蓝星系的晕质量函数，使用了不同的LCDM函数，并设置为排除：（i）观察到的群/星系团质量函数（蓝星系很少作为群/星系团的中心），以及（ii）在resdshifts z<0.8处具有中心主合并的晕（干燥的晚期主合并破坏了蓝星系的盘）。对于红色星系，我们取这个函数的补函数。得到的平均Ms-Mh和Mb-Mh关系的中心蓝和红星系没有显着不同的所有中央星系的相应关系。当Mh>10^11.5 Msun时，对于给定的Mh，红色星系的Ms往往比蓝色星系的Ms要高，但差别不超过1.7。对于Mh<10^11.5 Msun，这种趋势是相反的。对于蓝（红）星系：（a）fs=Ms/Mh的最大值为0.021^{+0.016}_{-0.009}（0.034{+0.026}-{0.015}），在log（Mh/Msun）~12.0（log（Mh/Msun）~11.9）;（b）低质量端的fs \propto Mh（fs \propto Mh ^3），而高质量端的fs \propto Mh^-0.4（fs \propto Mh^…
2011-05-19 astro-ph.CO
The impact of baryonic processes on the two-point correlation functions of galaxies, subhaloes and matter
观测到的星系聚集和星系与质量的互相关为宇宙学和星系形成模型提供了重要的限制。尽管与星系形成相关的耗散和反馈过程被认为会影响物质的分布，但基本上所有用于预测聚类数据的模型都是基于无碰撞模拟的。在这里，我们使用大型流体动力学模拟研究如何星系形成影响的自相关函数的星系和subhaloes，以及它们的互相关与物质。我们表明，由于包含重子的变化不仅限于小尺度，甚至存在于由次晕质量选择的样品中。在r > 1 Mpc/h的重子运行中，由次晕质量团选择的样品比重子运行强约10%，并且这种差异随着较小的分离而增加。虽然包含重子在所有尺度上都增强了固定次晕质量的聚集，但次晕与物质的互相关效应的符号可以随半径而变化。我们表明，大规模的影响是由于与星系形成的强反馈所造成的subhalo质量的变化，因此可能不会影响数量密度选择的样本。然而，在尺度r < r_vir上，在考虑晕下质量的变化后，仍然存在显著差异。我们的结论是，预测的星系星系和星系的质量集群模型的基础上碰撞模拟将有误差大于10%的次百万分之一尺度上，除非模拟结果进行修改，以正确地考虑重子的质量和卫星的分布的影响。
2014-03-16 astro-ph.CO
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
What is the amount of baryonic dark matter in galaxies?
本文重新评估星系尘埃质量估算，指出当前模型存在缺陷，忽略大尘埃颗粒和宏观天体，提出尘埃型重子暗物质丰度可能比之前假设高一个数量级甚至更多，黑洞也可能有显著贡献，当前星系模型无法可靠估算重子质量。
2024-11-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
A comprehensive assessment of weak-lensing inferred circular velocity profiles of isolated galaxies
Indian Institute of Technology Hyderabad（印度理工学院海得拉巴分校）
本研究利用三种暗物质轮廓拟合KiDS孤立星系的弱透镜圆速度数据，发现仅伪等温轮廓能适配所有质量区间，NFW和Burkert轮廓均不适用。
2026-09-15 astro-ph.CO
Galaxy Clusters in the Line of Sight to Background Quasars: II. Environmental effects on the sizes of baryonic halo sizes
根据最近在“RCS星系团背后的类星体”巡天（QbC）中对Mg Ⅱ吸收线系统频率的测量结果，分析了星系团环境对星系周围重子晕大小的影响。我们使用两个独立的模型，i）一个经验晕占领模型，适合当前测量的星系在低和高红移的集群和光度函数，和ii）的GALFORM半解析模型的星系形成，它遵循的星系人口的演变从第一原则，调整到匹配的统计数据的低和高红移星系。在这两个模型中，我们约束的MgII晕的大小的场和星系团的观测结果观测到的MgII统计。我们的结果与以前的工作一致，表明在半解析模型中，典型的\mgii晕的尺寸为50 h_71 ^-1 kpc，而在晕占据数方法中，尺寸略低。对于星系团环境，我们发现两个模型都要求MgII晕的平均尺寸r_MgII< 10h_71^-1 kpc，才能再现星系团中观测到的吸收线系统的统计数据。基于Chen & Tinker（2008）的结果，即更强的系统发生在更靠近MgII晕中心的地方，我们发现星系团中的强吸收系统发生在距离星系团中心大约1h_71^-1 Mpc的冷暖晕大小的固定部分。与此相反，较弱的吸收系统似乎发生在逐渐较短的相对分数，这个晕作为集群中心的距离减少。
2009-02-11 astro-ph.CO
The baryonic specific angular momentum of disc galaxies
比角动量是控制星系演化的关键参数之一。导出了盘星系的重子比角动量，并研究了它与暗物质比角动量的关系。使用高品质的HI旋转曲线和HI/近红外表面密度的组合，我们均匀地测量恒星（$j_{\rm *}$）和气体（$j_{\rm gas}$）特定的角动量的本地盘星系的大样本。这使我们能够在很宽的质量范围内以高精度确定重子比角动量（$j_{\rm bar}$）。$j_{\ast}-M_\ast$关系是$7 \lesssim$ log（$M_\ast$ / $M_\odot) \lesssim 11.5$，斜率为$0.54 \pm 0.02$）的连续幂律。对于气体组分，我们发现，$j_{\rm gas}-M_{\rm gas}$关系也是一个完整的幂律从$6 \lesssim$日志（$M_{\rm gas}$ / $M_\odot) \lesssim 11$，具有较陡的斜率$1.02 \pm 0.04$。关于重子关系，我们的数据支持一个以斜率为$0.60 \pm 0.02$的单一幂律为特征的关联。我们最大的螺旋星系和最小的矮星都位于同一个$j_{\rm bar}-M_{\rm bar}$序列上。虽然这种关系是紧密的，不间断的，我们发现内部的相关性：在固定的$M_\ast$，具有较大的$j_\ast$的星系有较大的盘尺度长度，在固定的$M_{\rm bar}$，气体贫乏的星系有较低的$j_{\rm…
2021-07-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxies in LCDM with Halo Abundance Matching: luminosity-velocity relation, baryonic mass-velocity relation, velocity function and clustering
长期以来，宇宙学模型很难同时解释星系的光度、质量和速度分布。我们重新审视这个问题，使用现代汇编的观测数据，以及最好的可用的大尺度宇宙学模拟的暗物质。我们发现，标准的宇宙学模型，结合使用晕丰度匹配（HAM）和简单的动力学校正，适合所有的基本统计的星系的圆速度Vcirc > 80公里/秒。我们的观测约束是光度速度关系，它允许所有类型的星系被包括在内。我们已经收集了从矮不规则星系到巨型椭圆星系的各种星系的数据。这些数据呈现出从50 km/s到500 km/s的清晰单调的光度-速度关系，弯曲度低于80 km/s，晚型和早型星系之间存在系统性偏移。为了与理论进行比较，我们采用了我们的LCDM“Bolshoi”模拟暗物质，它具有前所未有的质量和力的分辨率。我们使用晕丰度匹配来分配秩序星系光度的暗物质晕。由此产生的光度-速度关系的预测是在良好的协议与现有的数据都早型和晚型星系的光度范围从Mr = -14-22。我们还比较了我们对“冷”重子质量的预测（即，恒星和冷气体）的星系作为圆速度的函数与现有的观测，再次发现一个非常好的协议。在80-400 km/s范围内，预测的圆速度函数与星系速度函数一致。然而，我们发现Vcirc < 80 km/s的暗物质晕比具有相同Vcirc的观测星系要丰富得多。我们发现我们模型中星系的两点关联函数与SDSS的结果非常吻合。
2011-09-23 astro-ph.CO
Gas-Rich Mergers in LCDM: Disk Survivability and the Baryonic Assembly of Galaxies
我们使用N体模拟和观测归一化之间的关系暗物质晕质量，恒星质量和冷气质量，以获得强大的，可以说是不可避免的期望重子内容的主要合并红移z~2。首先，我们发现银河系大小的暗物质晕所经历的大部分主要合并（m/M > 0.3）应该是富含气体的，并且富含气体的合并在高红移处越来越常见。虽然在我们的模拟中，星系晕中主要合并的频率大大超过了观测到的晚型星系比例，但在晕质量范围M_DM ~ 10^11-10^13 Msun内，贫气体主要合并的频率与观测到的球状主导星系比例一致。这些结果支持的猜想，合并与重子气体分数发挥了重要作用，在建设和/或保存盘星系在宇宙中。此外，我们发现，一个星系的冷重子直接通过主要合并沉积的整体比例是相当大的。在M_star ~ 10^10 Msun$（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
Metallicity distributions in and around galaxies
金属存在于所有重子相和环境中，过去几年来，我们对它们在“星系内和星系周围”的分布的了解有了很大的提高。理论工作表明，当采用不同的反馈方案时，不同重子分量中的金属分数可以显著变化。因此，对元素丰度的研究提供了所有决定重子宇宙演化的气体动力学过程的重要信息。我在这里简要回顾了最近的观测进展，描述了最近的理论研究的影响，并简要讨论了未来的前景。
2009-12-09 astro-ph.CO
The Radius of Baryonic Collapse in Disc Galaxy Formation
在盘状星系形成的标准图像中，重子和暗物质受到相同的潮汐力矩，因此它们的初始比角动量大致相同。然而，观测表明盘状星系的比角动量通常只有它们的暗物质晕的一半。我们认为这并不一定意味着重子在形成星系时会失去这么多特定的角动量。相反，它可能表明星系与其宿主晕的内部区域最直接相关，正如在晕内部的重子首先坍缩的情况下所预期的那样。一个极限的情况下检查理想化的假设下完美的角动量守恒。也就是说，我们确定的密度对比度三角洲，相对于宇宙的临界密度，其中暗物质晕需要被定义，以具有相同的平均比角动量的星系，他们的主机。在假设星系通过其特征旋转速度与晕相关的情况下，所需的Delta约为600。该Δ对应于平均晕半径和质量，其分别为维里值的~60%和~ 75%（即，对于Delta = 200）。我们把这个半径称为重子坍缩半径R_BC，因为如果比角动量完全守恒，重子将从其中产生，由于涉及复杂的胃物理，它不可能是简单的阶跃函数，因此我们把它作为有效半径。总之，预测的初始和观测到的星系最终比角动量之间的差异，这是传统上归因于角动量损失，可以更自然地解释为一个偏好的重子坍缩在R_BC内，可能有一些后来的角动量转移。
2012-05-01 astro-ph.CO
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
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
Metal-line absorption around $z\approx$2.4 star-forming galaxies in the Keck Baryonic Structure Survey
我们研究了凯克重子结构巡天（KBSS）中854个$z\approx$ 2.4恒星形成星系周围的金属吸收。在这项工作中检查的星系位于15个超亮背景类星体的领域，与星系的碰撞参量范围从35适当kpc（pkpc）到2适当Mpc（pMpc）。使用像素光学深度技术，我们提出了第一个星系为中心的2-D地图的中值吸收OVI，NV，CIV，CIII和SIV，以及更新的结果HI。在小的银河系中心半径，我们检测到一个强大的增强的吸收相对于随机定位的区域，延伸到至少180 pkpc的横向方向，和$\pm$ 240公里/秒沿视线（LOS，~1 pMpc的情况下，纯哈勃流）的所有离子，除了NV。对于CIV（和HI），我们检测到吸收信号在横向上显著增强至2 pMpc，对应于我们样品中的最大碰撞参量。归一化后的中值吸收曲线，以占线强度和检测限的变化，在横向方向上，我们没有发现明显的下降，在金属不同于HI的证据。相反，我们认为，在扩展环星系介质中的一些金属线物种的非检测是一致的检测灵敏度的差异。我们还提出了测量覆盖分数和等效宽度作为投影星系距离的函数。限制样本的340个星系的红移测量从星云发射线并没有减少的程度上的增强沿LOS相比，在横向方向。这排除了红移误差作为观测到的红移空间各向异性的来源，从而意味着我们已经检测到气体特有的速度从下落，流出，或维里运动HI，OVI，CIV，CIII和CIV的签名。
2015-02-09 astro-ph.CO
Baryon dominated ultra-diffuse galaxies
通过21厘米干涉观测和三维运动学建模技术，我们研究了六个富HI超扩散星系（UDG）的气体运动学。我们得到强大的圆速度和重子质量，使我们能够研究我们的UDG的位置相对于重子塔利-费舍尔关系（BTFR）。有些令人惊讶的是，我们发现这些星系是BTFR的强异常值，旋转得太慢，不适合它们的重子质量。此外，它们在圆速度-重子质量平面中的位置意味着它们在与宇宙学平均值相容的维里半径内有重子分数，这意味着它们没有“丢失的重子”。出乎意料的是，我们星系的动力学是由重子主导的，在它们的圆盘中为暗物质留下了很小的空间。
2019-10-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Do Baryons Alter the Halos of Low Surface Brightness Galaxies?
对以暗物质为主的低表面亮度（LSB）星系的高质量观测表明，与在无碰撞模拟晕组装中形成的三轴、中心集中的尖状晕相反，这些星系位于圆形、密度大致恒定的核心晕中。为了使这些数据与LCDM背景下的星系形成相一致，需要改变内晕形状和密度结构的过程。我们编译LSB星系的观测特性，以评估先前较高的重子质量含量和恒星形成的反馈可以修改这些星系的暗物质晕的可能性。我们还比较了在最近的模拟LSB星系样本中形成的无凸盘星系的属性。我们发现，LSB星系恒星形成的历史，结构和运动学的观测约束，使它难以重子物理球化和降低的LSB星系的暗物质晕的中心密度。
2011-09-06 astro-ph.CO
The slope of the Baryonic Tully-Fisher relation
我们提出的重子塔利-费舍尔关系（BTFR）研究的相对孤立的盘星系的本地样本的结果。对于我们的组合\textrm{H\,\scriptsize{I}}和明亮的螺旋盘样品，我们得到了一个在重子质量约4 dex上测量的斜率接近3的BTFR。这个BTFR比TFR（仅恒星质量）更平坦，散射更小，其他样本和研究报告的斜率接近4。接近3的BTFR斜率与包含恒星重子和气体重子的简单$Λ$ CDM宇宙学模拟的预期斜率更一致。TFR/BTFR的散射似乎取决于$W_{20}$：旋转较慢的星系有更多的散射。气体与恒星的原子比在$W_{20} = 250$ \kms \附近出现了一个突变，这可能与恒星形成效率的变化有关。相反，在BTFR中没有这样的断裂表明，这种关系可能是在重子耗散的主要时期设定的，而不是后来星系演化的产物。
2010-04-25 astro-ph.CO
Neutral hydrogen optical depth near star-forming galaxies at z~2.4 in the Keck Baryonic Structure Survey
[摘要]我们通过测量z~2.4恒星形成星系附近中性氢的吸收来研究星系与星系际介质之间的界面。我们的样本由679个静止系紫外选择星系组成，这些星系的光谱红移与15个明亮的背景类星体之一的视线的碰撞参量< 2（适当）Mpc。我们提出的第一个2-D地图的吸收星系周围，绘制的中位数Ly-A像素的光学深度作为横向和视线，LOS，从星系分离的函数。平均光学深度，以及氢原子的平均密度，在100千秒差距附近下降了一个数量级以上，这与被认为是星系所在的晕的维里半径相似。中值保持增强（>3西格玛水平）至至少2.8Mpc（即> 9 Mpc）。在100（200）kpc以内，当速度超过\pm 165 km/s时，Ly-a光学厚度大于1的气体覆盖率为100（+0）（-32）%（86（+14）（-18）%）。tau（Ly-a）> 0.1的吸收体通常比随机的更接近星系。吸收体周围的平均星系过密度随光学深度的增加而增加，也随星系过密度评估的长度尺度的减小而增加。tau（Ly-a）~1的吸收体位于星系数密度接近宇宙平均值的区域，其尺度大于0.25 Mpc。我们检测到两种类型的红移空间各向异性。在< 200 km/s或< 1 Mpc的尺度上，沿视线方向的吸收比横向强。这种“上帝之指”效应可能部分是由于红移误差，但可能是由晕内或非常接近晕的气体运动所主导。另一方面，在1.4 - 2.0 Mpc的尺度上，吸收沿着LOS被压…
2012-03-26 astro-ph.CO
A Heavy Baryonic Galactic Disc
我们调查的可能性，所观察到的旋转星系可以占调用一个巨大的重子盘，而不需要非重子暗物质或大质量晕。有5个主要原因表明这一点：1。有众所周知的盘表面质量密度分布，自然产生所观察到的星系旋转曲线。2.有许多旋转曲线“谜题”不能用大质量的暗物质晕来解释，即最大圆盘拟合的成功、HI气体与观察到的旋转的比例、圆盘/晕的共谋和Tully-Fisher关系的解释。3.最近的21厘米观测表明，几乎恒定的HI表面密度和一个明显的“截止”或边缘星系盘。我们用光学深度效应或分子气体形成的开始来解释这种恒定的表面密度，从而解释了星系中存在大量气体的可能性。我们认为，HI截止确实标志着银河系盘的边缘。4.最近有越来越多的观测结果表明，银河系外的X_CO可能要高出十倍。这种“暗”气体可能提供足够的质量来解释星系的旋转。5.我们表明，解释星系旋转所需的额外重子质量，正好是使观测到的重子与大爆炸核合成所预测的重子相一致所需的质量。Mestel盘可以直接解释星系的标度律，特别是观测到的自转速度与半径的关系以及常用的Tully-Fisher关系。我们将讨论银河系盘重子内容的意见，并在足够的“隐藏”重子可能会发现占旋转。
2012-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the mass assembly of low-mass galaxies in hydrodynamical simulations of structure formation
在Lambda-CDM方案和常见的次网格物理方案的背景下，为了分析低质量星系（M * < 3 x 10^10 M_sun）的恒星、重子和晕质量集合随其当前晕质量的变化趋势，进行了宇宙流体动力学模拟研究。我们得到，较小的星系表现出较高的比恒星形成率和较高的气体分数。虽然这些趋势与观测结果大致一致，但自z~2以来，这些量的绝对值往往低于观测值。模拟的星系恒星质量分数增加晕质量，与半经验推论一致。然而，它们之间的预测相关性显示出可忽略不计的变化，直到高z，而这些推论似乎表明一些进化。在z=0的晕中，热气体质量比中心星系质量高1-1.5倍，对于最小的星系，这个系数在z~2处增加到~5-7。模拟星系的恒星、重子和晕演化轨迹表明，相对于晕星系，较小星系的重子和恒星质量集结往往会延迟。该模型中的超新星反馈处理对这种行为起着关键作用，尽管这种趋势仍然弱于从观测中推断的趋势。在z>2时，模拟星系的整体性质与观测结果并没有太大的差异。
2013-08-13 astro-ph.CO
The MOSDEF Survey: Dynamical and Baryonic Masses and Kinematic Structures of Star-Forming Galaxies at $1.4 \leq z \leq 2.6$
本文给出了来自MOSFIRE深演化场巡天的178个恒星形成星系在z~2处的H $α$气体运动学。我们开发了模型，使用从CANDELS HST/F160 W成像中推导出的结构参数来解释固定角多目标光谱的运动学测量结果。对于35个星系，我们测量了解决旋转与中位数$(V/σ_{V,0})_{R_E}=2.1$。我们从运动学和大小获得动力学质量，并将它们与重子质量进行比较，气体质量估计从尘埃校正H $α$恒星形成率（SFR）和肯尼库特-施密特关系。当假设有和没有观测到的旋转星系有相同的中位数$(V/σ_{V,0})_{R_E}$，我们发现动力学和重子质量之间的良好协议，与$σ_{RMS}=0.34$ dex和$Δ\log_{10}M=0.04$ dex的中位数偏移的分散。这种比较意味着一个较低的暗物质分数（8%的有效半径内）的Chabrier初始质量函数（IMF），并不利于萨尔彼得IMF。此外，要求$M_{dyn}/M_{baryon}$应该是独立的倾角产生的中值$(V/σ_{V,0})_{R_E}=2.1$的星系没有观察到的旋转。相反，如果我们把没有检测到自转的星系当作早期星系，质量也是合理的一致（$Δ\log_{10}M=-0.07$ dex，$σ_{RMS}=0.37$ dex）。在该比较中，包含气体质量至关重要;如果排除气体质量，则$M_{dyn}/M_{*}$有增加的趋势，具有更…
2016-01-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the dwarf galaxies rotation curves diversity problem
本研究针对矮星系旋转曲线形状的多样性问题，通过考虑重子物理效应的星系模拟，对比SPARC样本数据发现二者分布与离散度吻合，证明重子过程产生的非自相似晕可解决该问题，还能重现IC2574这类星系的旋转曲线特征。
2024-10-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gas dynamics in tidal dwarf galaxies: disc formation at z=0
潮汐矮星系（Tidal dwarf galaxies，TDGs）是在相互作用/合并星系的碰撞碎片中形成的回收物体。它们被认为不含非重子暗物质，因为它们只能由祖先星系的圆盘喷射出的耗散物质形成。我们研究了六个真正的TDG样本中的气体动力学围绕三个相互作用和后相互作用系统：NGC 4694，NGC 5291和NGC 7252（“和平原子”）。对于NGC 4694和NGC 5291，我们分析了来自甚大阵（VLA）的现有HI数据，而对于NGC 7252，我们提出了来自Jansky VLA的新HI观测以及长缝和积分场光学光谱。对于所有六个TDG，HI发射可以通过旋转圆盘模型来描述。然而，这些HI盘自相互作用/合并事件发生以来经历了不到一个完整的旋转，这就提出了它们是否处于动力学平衡的问题。假设这些圆盘处于平衡状态，推断出的动力学质量与观测到的重子质量一致，这意味着TDG没有暗物质。这限制了祖先星系中假定的“暗盘”（无论是重子还是非重子）。此外，TDG似乎系统地偏离重子塔利-费舍尔关系。这些结果为MOND等替代理论提供了具有挑战性的测试。
2015-09-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Scaling relations and baryonic cycling in local star-forming galaxies: I. The sample
金属丰度和气体含量在星系的重子交换循环中有着密切的关系，通过量化这种关系可以限制星系的演化。为此，我们编制了一个在本地宇宙中的~400个星系的样本，被称为“MAGMA”（质量组装的金属性和气体），它涵盖了参数空间中前所未有的范围，在恒星质量（Mstar），恒星形成率（SFR）和气体质量（Mgas）上跨越了5个数量级，金属性系数约为60 [Z，12+log（O/H）]。使用IRAC、WISE和GALEX测光重新计算了所有星系的恒星质量和SFR，并在必要时将12+log（O/H）转换为常见的金属丰度校准。为了评估数据的真实维度，我们对样本进行了多维主成分分析（PCA）。在确认以前的工作中，我们发现，即使在MAGMA覆盖的巨大的参数空间，Mstar，SFR，Z和Mgas（MHI+ MH 2）之间的关系只需要两个维度来描述超曲面。为了适应Mstar-Z关系中的曲率，我们应用了分段3D PCA，该PCA成功地预测了观测到的12+log（O/H），精度为~0.1dex。MAGMA是本宇宙中孤立恒星形成星系的代表性样本，可以作为宇宙学模拟的基准，并可以用红移校准演化趋势。
2020-04-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Universal MOND relation between the baryonic and `dynamical' central surface densities of disc galaxies
我得出一个新的MOND关系的纯盘星系：“动态”的中心表面密度，$Σ^0_D$，推导出的测量速度，是一个普遍的功能，只有真正的，“重子”的中心表面密度，$Σ^0_B$：$Σ^0_D=Σ_M \mathcal{S}(Σ^0_B/Σ_M)$，其中$Σ_M\equiv a_0/2πG$是MOND表面密度常数。这一令人惊讶的结果在现有的非相对论MOND理论中都成立。导出了$\mathcal{S}(y)$：$\mathcal{S}(y)=\int_0^yν(y')dy'$，其中$ν(y)$为理论的插值函数。对于$Σ^0_B\ggΣ_M$，该关系表示$Σ^0_D=Σ^0_B$，对于$Σ^0_B\llΣ_M$，该关系表示$Σ^0_D=(4Σ_MΣ^0_B)^{1/2}$。这项研究是由Lelli等人最近发现的盘星系相关属性之间的相关性引起的。（2016）。MOND中心-表面-密度关系与这些结果非常吻合。
2016-09-04 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Globular Clusters and Dark Satellite Galaxies through the Stream Velocity
没有引力束缚的暗物质的纯重子球状星团的形成仍然是一个理论上的挑战。我们表明，只要重子和暗物质之间存在相对流速，这些物体就可能自然形成。流的速度导致重子和暗物质扰动的线性模式之间的相移，当它们坍缩时，这转化为两个分量之间的空间偏移。对于2sigma（3sigma）密度涨落，质量在1 e5 - 2.5e6 Msun（1 e5 - 4 e6 Msun）范围内的重子团块坍缩在它们对应的暗物质晕的维里半径之外。这些天体可以作为长寿命的无暗物质天体而存在，并可能成为球状星团。此外，它们的暗物质对应物被剥夺了气体，可能成为暗卫星星系。
2014-07-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Baryons and Their Halos
星系团是由重子星和气体组成的，它们嵌在暗物质晕中。在这里，我简要地回顾了重子和它们的晕之间的联系的两个方面。(1)观测到的星系重子含量低于宇宙重子分数，其数量随质量系统地变化。这些失踪的重子现在在哪里还不清楚。(2)盘星系的特征加速度与其重子质量面密度密切相关。这意味着引力动力学与星系的纯重子成分之间存在着密切的耦合，而引力动力学可能是由暗物质主导的。
2009-12-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Baryonic Halos of Elliptical Galaxies: Radial Distribution of Globular Clusters and Diffuse Hot Gas
对于一个样本的9个充分研究的巨型椭圆星系，我们比较了投影径向分布的红色和蓝色的球状星团（GC）的子人口与他们的宿主星系恒星和X射线表面亮度配置文件。我们支持以前的研究结果，红色（富含金属）GC的表面密度分布如下的宿主星系星光。我们发现蓝色GC表面密度的外斜率和星系X射线发射之间有很好的一致性。投影径向轮廓的这种重合可能是由于蓝色GC和X射线发射热气体在平衡时共享相同的引力势。当去投影时，X射线发射热气体具有径向密度依赖性，其是GC密度的平方根。我们进一步表明，每单位质量的蓝色GC的能量大约是一半的热气体。
2012-05-24 astro-ph.CO astro-ph.HE
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
Diagnostics of Baryonic Cooling in Lensing Galaxies
结构形成的理论研究发现，暗物质晕的浓度与维里质量成反比。最近，通过对热晕气体的X射线发射的观测，证实了维里质量Mvir > ~ 6 e12 Msun的这种趋势。我们提出了一种替代的方法来解决这个问题，探索浓度的暗物质晕星系尺度上的样本18早期类型的系统。我们的c-Mvir关系与X射线分析一致，向较低的维里质量延伸，覆盖范围从~ 4 e11 Msun到5e 12 Msun。透镜分析与测光数据的结合使我们能够将重子分数限制在几个有效半径内，这与暗物质晕的绝热收缩（AC）处方进行了比较。我们发现，AC的标准方法是非常不受欢迎的，需要额外的机制-如在收缩过程中的质量损失-在晕崩溃后的阶段发挥作用。
2012-04-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Baryonic and dark matter distribution in cosmological simulations of spiral galaxies
我们研究了三个银河系（MW）大小的晕的宇宙学流体动力学模拟，包括与暗物质（DM）的比较。我们发现我们的模拟星系有趣的MW样功能之一。由于一致调整的恒星形成率和超新星的反馈，我们得到一个扩展的磁盘和一个平坦的旋转曲线与一个令人满意的圆速度和合理的DM密度在太阳附近。模拟观测方法，重新推导了恒星质量，得到了质量比降低50%以上的恒星-晕质量比.我们展示了重子和暗物质之间的相互作用，它首先通过恒星形成而收缩，然后通过反馈过程而核心化。事实上，我们报告了一个前所未有的观察到的DM密度分布的中央核心相结合的绝热收缩在较大的星系半径的影响。获得的岩心通常为$\sim$ 5 kpc大。此外，这也影响了太阳半径处的DM密度。在我们的模拟最相似的MW，密度从0.23 GeV/cm $^3$在暗物质只运行到0.36 GeV/cm $^3$（球壳）或0.54 GeV/cm $^3$（圆环）在流体动力学运行。在研究暗晕时，亮卫星中的暗物质也受到重子过程的影响，呈现出有核的轮廓，而暗卫星则是尖的。我们发现一个移动的质量相比，DM-只模拟和获得，在较低的MW质量范围内的晕，一个明亮的卫星分布可比的MW球状矮星系。
2014-12-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
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 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
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
Properties of Galaxies in the Disc Central Surface Brightness Gap
中等表面亮度（ISB）星系的数量少于高表面亮度和低表面亮度（HSB和LSB）星系。从S4 G巡天的一个样品（M_B=-16）中研究ISB特征，发现它们具有中等质量的恒星、气体和重子质量，平均气体量与恒星相当。它们位于HSB和LSB之间的（重子）塔利-费舍尔关系上，尽管它们比后者具有更高的散射。它们的恒星质量与重子质量之比是中间值，不像它们的凝聚重子分数。通过比较它们的环境，如通过局部约束模拟的速度剪切张量的特征值分类的，ISB相对于HSB和LSB具有5-10%的更高（更小）的概率处于片（丝）中。此外，对于丝状星系（与近邻星系），质量和μ_0的相关性比片状星系高2.5（2）sigma。ISBs生活在速度场的发散小于HSB和LSB生活的区域，结果超过50%的显着性。ISB可以作为LSB和HSB之间的不稳定过渡态存在，低流动活性环境最大程度地促进它们的形成。在这些密度较低的环境中，改变中心重子分数的相互作用事件可能以较低的速率发生，而在密度较高的环境中，LSB主要是卫星星系，其吸积受到足够的限制，无法将它们提升为HSB。
2015-10-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Self-interacting dark matter and core formation in field low-surface-brightness galaxies
Tokyo Metropolitan University（东京都立大学）
研究通过分析孤立低表面亮度星系和高红移原团，探讨暗物质自相互作用对星系核心形成的影响，排除了高交叉截面的可能，支持较低的交叉截面值。
2026-05-07 astro-ph.CO hep-ph
