Updated Results on the Galaxy-Halo Connection from Satellite Kinematics in SDSS
我们提出了新的结果，中央星系和暗物质晕之间的关系推断从斯隆数字巡天（SDSS）DR 7的卫星运动学观测。我们采用了一个更新的分析框架，其中包括详细的模拟目录，以模拟SDSS中的观测效果。我们的结果限制了暗物质晕的颜色依赖条件光度函数（CLF），以及卫星星系的径向轮廓。与以前的结果相一致，我们发现在固定的光度下，红色中心星系比蓝色中心星系生活在更大质量的晕中。此外，我们的研究结果表明，卫星星系有一个径向轮廓集中比暗物质，但不作为核心解决subhaloes在暗物质-只有模拟。与More等人先前使用卫星运动学的工作相比，我们发现更多的竞争约束的星系晕连接，与那些来自星系集群和星系星系透镜的组合。我们比较我们的结果的星系晕连接到其他研究使用星系团和组目录，这些不同的技术之间显示出很好的协议。我们讨论了卫星运动学在约束宇宙学和星系与暗物质晕之间的关系的背景下，未来的应用。
2018-11-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Stellar Haloes of Massive Elliptical Galaxies III: Kinematics at Large Radius
本文对33个恒星速度色散大于150 km/s的大质量椭圆星系进行了有效半径约为2-5的二维运动学分析。我们的观测是使用米切尔摄谱仪（以前的VIRUS-P），一个大的107 × 107平方角秒的视野，使我们能够构建强大的，空间分辨的运动学地图的平均速度和速度分散的每个星系延伸到至少2 Re的摄谱仪。利用这些映射，我们研究了恒星角动量和其他运动学性质的径向依赖性。在我们的样本中，我们看到了慢旋子和快旋子之间熟悉的区分，这种区分一直持续到大半径。中心缓慢旋转的星系，几乎普遍具有某种形式的运动学解耦或错位的特征，仍然在它们的晕中缓慢旋转。大多数快速旋转的星系要么表现出比角动量向外增加，要么在$R_e$之外没有变化。慢旋转星系的三轴性质表明它们是通过合并形成的，这与椭圆星系形成的“两相”图相一致。然而，我们没有观察到急剧转变的运动学文献中提出的路标从中央耗散形成的组件外吸积为主的晕。
2014-03-18 astro-ph.GA
The impact of assembly bias on the halo occupation in hydrodynamical simulations
利用两个最先进的流体动力学宇宙学模拟EAGLE和Illustris，研究了星系中暗物质晕占据率随大尺度环境和暗物质晕形成时间的变化.对于这两个模拟，我们使用三个星系样本与恒星质量排名固定的数量密度。对于这些样本，我们发现，在最密集的环境中的低质量晕比在最不密集的环境中更有可能拥有一个中央星系。当分裂的晕人口的形成时间，这些关系更强。因此，在一个固定的低晕质量下，早期形成的晕比晚期形成的晕更有可能拥有一个中心星系，因为它们有更多的时间聚集。卫星占据显示出相反的趋势，早期形成的晕拥有较少的卫星，因为有更多的时间与中央星系合并。我们还分析了恒星质量晕的大尺度环境和形成时间的中央星系的质量关系。我们发现，在最密集的环境中的低质量晕主机相对更大质量的中央星系。这种趋势也被发现时，分裂的年龄晕人口，与早期形成的晕托管更多的大质量星系。我们的研究结果是在协议与以前的研究结果从半解析模型，提供了强大的预测占用变化签名的晕占据分布的星系形成模型。
2018-08-01 astro-ph.GA
What is the (Dark) Matter with Dwarf Galaxies?
我们目前的宇宙学流体动力学模拟的形成矮星系中的一个代表性的样本从千禧年-II模拟提取的晕。我们的六个晕的z = 0质量约为10^10太阳质量，并显示出不同的质量组装历史，这反映在不同的恒星形成历史中。我们发现恒星的最终质量在5 x 10^7 - 10^8太阳质量之间，这与其他发表的类似质量晕中星系形成的模拟结果一致。我们最后的天体具有与矮椭圆星系和矮不规则星系一致的结构和恒星星族。然而，在一个Lambda CDM宇宙中，10^10太阳质量晕通常必须包含恒星质量比我们模拟对象低得多的星系，如果它们要与观测到的星系丰度相匹配的话。在我们自己的和所有其他目前的流体动力学模拟中形成的矮星系比这种质量的晕预期的要亮一个数量级以上。我们讨论了这一结果的意义和可能的影响。
2010-12-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gravitational and mass distribution effects on stationary superwinds II. Extended dark matter haloes
在第二部分中，我们推广了上一篇论文的结果。我们提出了一个分析的超风解决方案，考虑扩展的引力相互作用的暗物质和重子晕。后者的纳入是至关重要的，因为它们可以对大质量星系产生的超级风的流体动力学产生重大影响。虽然扩展和大质量晕的存在并没有改变第一篇论文中建立的星系闭盒富集的极限，但它们可以触发开盒富集场景的早期激活，因为它们的引力势可以有助于抑制自由超风。此外，纳入扩展晕也将提高背后的超级风模型的物理设置，因为我们认为质量分布的属性，模仿最近的模拟结果的$Λ$ CDM晕。
2010-06-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
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_…
2010-04-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Shape of Dark Matter Haloes III. Kinematics and Structure of the HI disc
我们提出了一种新的战略，适合的结构和运动学的HI在边缘上的星系使用一个适合的终端速度通道地图的HI数据立方体。该策略可以处理自吸收HI气体和翘曲的存在。该方法首先在一系列模型上进行测试。我们证明，拟合光学薄模型，以真正的星系将导致高估的厚度和速度色散，并严重低估的HI面对柱密度。随后，我们适合自吸收和光学薄模型的HI数据的六个边缘上的星系。在其中的三个实验中，我们还测量了速度色散。平均27 \pm 6%的边缘星系的HI总质量被自吸收所隐藏。这意味着，HI的质量，厚度和星系的速度色散通常被低估的文献。
2016-08-19 astro-ph.GA
NIHAO XVI: The properties and evolution of kinematically selected discs, bulges and stellar haloes
我们使用25个模拟星系从NIHAO项目定义和表征各种运动学恒星结构：薄和厚盘，大规模的单盘，经典和伪凸起，球状体，内盘，和恒星晕。这些结构的质量、自旋、形状和旋转支持与理论预期和观测数据非常一致。在暗物质晕质量为$2.5\times10^{\rm~11}M_{\rm\odot}$以上，所有星系都有一个经典的凸起，70%的星系有一个薄而厚的盘。运动（薄）盘遵循幂律角动量和恒星质量之间的关系$J_{\rm *}=3.4M_{\rm *}^{\rm1.26\pm0.06}$，在非常好的协议与预测的基础上的经验恒星晕质量关系在相同的质量范围内，并显示出最大的“观察到的”旋转速度和暗物质晕圆速度$v_{\rm c}=6.4v_{\rm max}^{0.64\pm0.04}$之间的强相关性。追溯这些结构的祖先，我们发现它们都失去了最大角动量的一小部分$1-f_j$。薄的圆盘在保持高红移自旋（$f_j\sim0.70$）方面比厚的圆盘（$f_j\sim0.40$）要好得多。恒星晕的前身重子是在最晚（$z_{\rm~1/2}\sim1.1$）和最长的时间尺度（$τ\sim6.2$ ~Gyr）上组装的，并且在原地诞生的恒星（$f_{\rm in-situ}=0.35\pm0.14$）的比例最小。所有其他结构都有$1.5\lesssim z_{\rm1/2}\lesssim3$、$τ=4\pm2$ ~…
2019-06-04 astro-ph.GA
Dark matter haloes from dwarf to massive galaxies: no systematic inner-density tension with ΛCDM hydrodynamical simulations
Leiden University（莱顿大学）；University of Surrey（萨里大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC)（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉帕鲁纳大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）
本研究分析48个富气星系和8个贫气卫星星系样本，发现其内暗物质密度与ΛCDM流体动力学模拟大体一致，无系统性张力，从而缓解了尖点-核球和旋转曲线多样性问题。
2026-10-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
A constant characteristic volume density of dark matter haloes from SPARC rotation curve fits
我们使用175个银河系数据库中的星系研究了暗物质晕和星系盘之间的标度关系。我们探讨了两个宇宙学动机DM晕配置文件：从DM只模拟和DC 14配置文件从流体动力学模拟的Einasto配置文件。我们使用马尔可夫链蒙特卡罗方法拟合观测到的旋转曲线，并使用近红外测光和$Λ$ CDM激励的先验来打破盘晕简并。我们发现DM晕的特征体积密度$ρ_{\rm s}$在星系光度的$\sim$ 50年内几乎是恒定的。相反，尺度半径$r_s$和特征面密度$ρ_s\cdot r_s$与星系光度相关。这些尺度关系为星系形成的宇宙学模拟提供了一个经验基准。
2018-11-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Made-to-Measure Dark Matter Haloes, Elliptical Galaxies and Dwarf Galaxies in Action Coordinates
我们为常用于星系建模的双幂律密度族提供了一系列基于作用的分布函数（DF）。DF本身是一个双幂定律的行动的组合，并减少到已知的限制，在一个纯幂定律的情况下，在小和大半径。我们的方法使模型的速度各向异性进行调整，因此，在内部和外部的各向异性可以指定的手的应用程序。我们提供自洽的DF的Hernquist和Jaffe模型-无论是无处不在的各向同性速度分散，并与运动学，逐渐变得更加径向各向异性向外移动。我们也进行了这项工作的核心暗物质模型。这些都是量身定制的，以代表黑暗的晕和椭圆星系分别从模拟或观测数据推断的运动学特性。最后，我们放松核心发光组件内的暗物质晕提供一个自洽的模型嵌入在暗物质的矮椭球。DF为我们提供了非旋转的球形恒星系统，但与行动的工作的优点之一是相对容易，这样的模型可以转换成轴对称和三轴。
2015-01-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Diverse Stellar Haloes in Nearby Milky Way-Mass Disc Galaxies
我们已经研究了解决恒星星族在大银河系中心的距离沿短轴（从10 kpc到40和75 kpc之间），有限的长轴覆盖范围内，附近的六个高度倾斜的银河系质量盘星系使用HST数据的GHOSTS调查。我们选择红巨星支星来获得恒星晕密度分布。投影的短轴密度分布可以近似为幂律，投影斜率介于$-2$和$-3.7$之间，恒星晕质量的多样性为$1-6\times 10^{9}M_{\odot}$，或总星系恒星质量的$2-14\%$。由于子结构，光滑幂律拟合周围的典型固有散射是$0.05-0.1$ dex。通过比较短轴和长轴轮廓，我们推断出在$0.4-0.75$之间的$\sim 25$ kpc处的投影轴比$c/a$。GHOSTS的恒星晕是多种多样的，介于银河系和M31的（相当非典型的）晕所描绘的极端之间。我们发现恒星晕金属丰度和恒星晕质量之间有很强的相关性。我们比较我们的结果与宇宙学模型，发现我们的观测和吸积模型之间的良好协议，恒星晕的矮卫星的破坏形成。特别是，恒星晕金属丰度和质量之间的强观测相关性是自然再现。低分辨率的流体动力学模型具有不切实际的高恒星晕质量。目前的高分辨率流体动力学模型似乎预测恒星晕质量略高于观察到的，但合理的金属丰度，金属丰度梯度和密度分布。
2016-11-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
A correlation between accreted stellar kinematics and dark matter halo spin in the ARTEMIS simulations
我们报告的盖亚香肠土卫二（GSE）类似物的存在和暗物质晕旋转的ARTEMIS模拟银河系类星系之间的相关性。在高径向轨道上包含大量吸积恒星的晕（如GSE）平均自旋比具有更各向同性恒星速度分布的对应物低。修正后的自旋参数$λ^\prime$的中值在现今相差$\sim1.7$倍，当远离维里平衡的晕被去除时，具有相似的值。我们还表明，吸积星构成一个较小的比例，恒星星族的晕包含GSE类似物，并剥离卫星与恒星质量通常小$\sim4$倍。我们的研究结果表明，更高的自旋DM晕没有GSE的功能是由于合并与大卫星的恒星质量$\sim10^{10}M_\odot$，这不会导致突出的径向各向异性的功能，如GSE。
2022-12-05 astro-ph.GA
Baryonic Distributions in Galaxy Dark Matter Haloes I: New Observations of Neutral and Ionized Gas Kinematics
我们提出了一个新的和档案中性氢（HI）的观测和新的电离气体光谱观测16个星系的统计代表性的EDGES运动学样本相结合。HI旋转曲线来自甚大射电阵列（VLA）的新的和存档的射电合成观测以及韦斯特博克射电合成望远镜（WSRT）的处理数据产品。的HI旋转曲线的补充与光学光谱积分场单元（IFU）的观测使用SparsePak的WIYN 3.5米望远镜，以限制中央电离气体的运动学在12个星系。每个星系的完整的旋转曲线分解成重子和暗物质晕组件使用3.6 $μ$米图像从斯皮策太空望远镜的恒星内容，中性氢数据的原子气体成分，并在可用时，CO数据从文献中的分子气体成分。在固定的恒星质光比（M/L）和旋转曲线分解中的最大圆盘/凸起假设下，说明了推断的质量分布的差异。
2016-05-05 astro-ph.GA
A mass-dependent density profile for dark matter haloes including the influence of galaxy formation
我们引入了一个质量依赖的密度剖面来描述星系内暗物质的分布，它考虑了暗物质对重子过程的响应与恒星-晕质量的依赖关系。这项研究是基于对从矮星系到银河系质量的流体动力学模拟星系的分析，这些星系来自MaGICC项目，已被证明与广泛的磁盘缩放关系相匹配。我们发现，一个通用的双幂律密度分布的最佳拟合参数变化的系统方式，取决于每个星系的恒星晕质量比。因此，数量Mstar/Mhalo约束了暗物质密度的内（$γ$）和外（$β$）斜率，以及斜率（$α$）之间过渡的锐度，从而将模型的自由参数的数量减少到两个。由于恒星质量和晕质量之间的紧密关系，这两个量中的任何一个都足以描述包括重子效应在内的暗物质晕轮廓。在流体动力学模拟中的晕的浓度是一致的N体的期望到银河系质量的星系，在质量的晕成为两倍的浓度相比，纯暗物质运行。这种依赖于质量的密度分布可以直接应用于观测星系的自转曲线数据和半解析的星系形成模型，这是对通常使用的NFW分布的一个显著改进。
2014-04-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gas around galaxy haloes - II: hydrogen absorption signatures from the environments of galaxies at redshifts 2 < z < 3
我们比较预测的大规模宇宙流体动力学模拟中性氢吸收签名附近的1 e11 - 1e12.5 MSun晕与观测测量。两种不同的流体力学技术和各种处方的气体去除高密度区域进行了检查。恒星形成和风反馈在维里半径外的HI吸收特征中只起次要作用，但在维里半径内起重要作用。因此，我们确定了三个不同的气体区域周围的晕：维里化区域，中银河系介质的维里半径以外所产生的扩展晕的星系约两个转弯半径，和星系际介质超越。对中银河系和星系间介质吸收量的预测在不同的方法中是稳健的，并且预测与在恒星形成星系和类星体宿主星系周围观察到的吸收量一致。然而，恢复维里化区域内的测量吸收量需要在模拟中具有更高的动态范围，或者需要额外的物理，或者两者兼而有之。
2015-05-08 astro-ph.GA
Baryons Shaping Dark Matter Haloes
在这项工作中，我们的目标是调查重子的暗物质（DM）晕结构的影响，专注于恒星盘和晕形状的存在和重要性之间的相关性。我们研究了FENTS和EAGLE宇宙学模拟中DM晕子样本的性质。我们检查了质量范围为[10.9 - 992.3] x 10^{10} Msun（z=0）的晕的中心区域，比较了流体动力学运行和它们的暗物质（DMo）对应物。我们的结果表明，重子有显着的影响内晕的形状，主要是在维里半径的20%。我们发现当有重子存在时，晕更像球形。虽然重子的影响取决于晕的质量，我们也发现了一个趋势与形态，这表明重子组装的方式也是相关的协议与以前的作品。我们的研究结果还表明，盘星系优先形成晕的DMO同行原本更球形和更强的速度各向异性。重子的存在改变了晕的DM粒子的轨道结构，这表明它们的速度各向异性减少，朝向更切向偏置的轨道。这种相对的减少在盘状星系的情况下是较弱的。我们的研究结果指出，星系的最终形态和DM晕的内在属性之间的宇宙学联系，得到加强的光盘的增长。
2021-02-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Cosmic Ballet II: Spin alignment of galaxies and haloes with large-scale filaments in the EAGLE simulation
我们调查的星系和晕的排列相对于宇宙网细丝使用EAGLE流体动力学模拟。我们通过应用NEXUS+方法的质量分布和Bisous形式主义的星系分布来识别细丝。这两个网络发现者都返回了类似的连续结构，它们排列得很好，并且包含可比较的星系群。EAGLE晕具有与仅暗物质模拟中的对应物相同的与细丝的自旋对准：低质量晕优先平行于细丝自旋而高质量晕优先垂直于细丝自旋的复杂质量依赖趋势。相比之下，星系的自旋并没有表现出这样的自旋转变，并且在所有质量下都有垂直排列的倾向，大质量星系的排列程度最大。该结果对NEXUS+和Bisous长丝均有效。当分裂形态，我们发现，椭圆星系表现出更强的正交自旋-丝排列比螺旋星系类似的质量。它们的晕也是如此，椭圆星系的主晕比螺旋星系的主晕具有更大程度的正交排列。由于星系形状和自旋之间的错位，星系短轴的取向与星系自旋不同。我们发现，短轴垂直于暗条的星系与它们的主晕排列得更好。这表明，许多相同的物理过程决定了星系-灯丝和星系-晕的排列。
2019-03-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark matter annihilation radiation in hydrodynamic simulations of Milky Way haloes
我们得到的预测冷暗物质湮灭辐射的性质使用高分辨率的流体动力学放大宇宙学模拟银河系类星系（APOSTLE项目）进行的一部分，“演化和组装的银河系及其环境”（EAGLE）计划。模拟中的星系晕与暗物质探测研究中经常使用的“标准晕模型”中假设的星系晕具有显着不同的性质。星系的形成导致了暗物质晕的收缩，其密度分布在$r\approx1.5$ kpc和$r\approx10$ kpc之间形成了比Navarro-Frenk-White（NFW）分布更陡的斜率。在较小的半径（$r\lesssim1.5$ kpc）下，晕的斜率比NFW更平坦。这个意想不到的功能可能是特定于我们的特定选择的次网格物理模型，但尽管如此，暗物质密度分布在30%内同意的质量分辨率增加了150倍。晕的内部区域几乎是完美的球形（轴比$b/a > 0.97$在$r=1$千秒差距内），恒星分布中心和暗晕中心之间的偏移量不超过45千秒差距。预测的暗物质湮灭辐射信号的形态与银河系大纬度地区的$γ$射线观测（$b\gtrsim3^\circ$）基本一致。在较小的角度下，我们四个星系中的一个星系的推断信号与观察到的信号相似，但其他三个星系的信号明显较弱。
2015-11-25 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The Three Hundred Project: The stellar angular momentum evolution of cluster galaxies
利用THE THREE HUNDRED项目提供的324个数值模拟的星系团，我们研究了晕中恒星成分在首次坠落时的运动学性质的演化。我们选择在$z=0$的主星团晕的$3R_{200}$内具有M $_{\textrm{star}}>5\times10^{10} h^{-1}M_{\odot}$的天体，并跟踪它们的祖先。我们发现，虽然晕被剥夺了他们的暗物质和气体后，进入主集群晕，几乎没有改变，在他们的恒星运动学。对于我们的绝大多数“星系”-定义为形成我们样本的晕内发现的中心恒星组成部分-它们的运动学特性，如有序旋转的分数所描述的，以及它们在特定恒星角动量$-$恒星质量平面$j_{\rm star}$ - M $_{\rm star}$中的位置，大多数都没有受到中心宿主星系团的影响。然而，对于少数下落星系来说，恒星合并和与主星团中心附近的残余恒星核心相遇，特别是在近心点通过期间，能够通过$z=0$使其恒星成分旋转。
2021-05-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The mass loss process in dwarf galaxies from 3D hydrodynamical simulations: the role of dark matter and starbursts
理论$Λ$ CDM宇宙学模型预测的低质量暗物质晕的数量比在本星系群中观察到的要多得多。一个可能的解释是，如果大部分可见物质在早期进化阶段通过星系风丢失，那么探测这些晕的难度就会增加。本文研究了超新星在矮球状星系（dSph）中引发星系风的现有模型，并基于三维流体动力学数值模拟，研究了质量损失率与暗物质晕质量及其径向分布、恒星形成率等重要物理参数之间的相关性。我们发现，风的存在是无处不在的，独立于引力势。我们的模拟显示，瑞利-泰勒不稳定性（RTI）可能在将物质推出这些系统方面发挥重要作用，即使对于非常大的晕。这种不稳定性导致了银河系早期演化过程中5 - 40%的质量损失，在$t > 200$ Myrs时相关性较小。对于不同的暗物质配置文件研究（NFW和对数）获得的质量损失率没有显着差异。我们还发现了质量损失率与晕质量和超新星速率之间的相关性，正如以前的工作中已经报道的那样。此外，大部分重子星系物质从星系中被移除的时代取决于SN率和引力势。后者，结合RTI在每个模型中的重要性，可能会改变我们对矮星系化学演化的理解，以及在高红移星系际介质的重元素污染。
2012-11-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Shapes and alignments of dark matter haloes and their brightest cluster galaxies in 39 strong lensing clusters
利用哈勃前沿场（HFF）、哈勃星系团透镜与超新星巡天（CLASH）和再电离透镜星系团巡天（RENIONationationationLensingClusterSurvey，RICS）中的39个大质量星系团，研究了45个暗物质（DM）晕及其最亮星系团（BCGs）的形状和排列。我们通过强引力透镜测量DM晕的形状，而BCG形状来自于哈勃太空望远镜图像中的光剖面。我们的测量从大样本的大质量星系团在这里提供了新的限制暗物质和集群天体物理学。我们发现，DM晕平均高度拉长，平均椭圆率为$0.482\pm 0.028$，DM晕和它们的BCG的主轴位置角趋于与排列角的平均值$22.2\pm 3.9$度一致。我们发现，DM晕在我们的样品中平均比它们的BCG更细长，它们的椭圆度的平均差为$0.11\pm 0.03$。相比之下，地平线AGN宇宙流体动力学模拟预测DM晕和它们的中央星系之间的平均相似的椭圆率。虽然观测和模拟之间的这种差异可以很好地解释为它们的晕质量尺度的差异，但其他可能性包括强透镜测量固有的偏差，重子物理学的有限知识，或冷暗物质的限制。
2020-05-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Damped Lyman-alpha systems in high-resolution hydrodynamical simulations
本文利用LambdaCDM模型的高分辨率和大盒尺寸宇宙流体动力学模拟研究了阻尼莱曼α系统的性质。使用的数字代码是GADGET-2的修改版，采用了自洽的金属富集机制（Tornatore等人，2007年）。我们探讨了一些相关的物理量的数值收敛，我们改变参数描述的性质的星系风，初始恒星质量函数，线性暗物质功率谱和金属富集模式的IGM（星系际介质）周围DLAs。我们发现，强星系风的速度约为600公里/秒，在一个能量驱动的风的情况下，需要为了匹配所观察到的列密度分布函数的DLAs和中性氢含量的红移的演变。动量驱动的银河风模型的实施，涉及到风的速度和质量负荷的暗物质晕的属性，显示出一种行为，这是中间的能量驱动的银河风的小（100公里/秒）和大（600公里/秒）的速度。在z=3时，质量在10^9 ~ 10^10 h^-1 M_sun之间的晕，对于直径小于10^20.8 cm^-2的DLA，对柱密度分布函数的贡献是显著的。通过插值物理量沿视线通过大量的晕，我们定性地显示不同的星系风模型的影响IGM周围的DLAs。此外，我们分析了与DLAs相关的SiII的速度宽度相关的统计数据：风中的金属丰度似乎是相当cluerous，这产生了低估所观察到的速度宽度。我们概述了这个问题的可能解决方案。
2009-04-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Simulations of Barred Galaxies in Triaxial Dark Matter Haloes: The Effects of Gas
星系的重子盘被认为改变了它们所处的暗物质晕的形状。我们使用具有气态成分的椭圆盘作为初始条件，对具有三轴暗物质晕的盘星系进行了一组流体动力学N体模拟。我们探索不同的晕三轴模型，也不同的初始气体分数，这使我们能够评估如何影响酒吧的形成。由于恒星的形成，所有光环形状和所有初始气体分数的模型在模拟结束时达到近似相同的气体含量。然而，我们发现，在早期阶段的气体的存在有重要的影响，随后的演变。当初始气体含量较大和晕三轴度较大时，砂体一般较弱。然而，气体的存在，是一个更有效的因素，在抑制形成一个强大的酒吧比晕三轴性。
2012-07-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
ZOMG II: Does the halo assembly history influence central galaxies and gas accretion?
星系大小的暗物质晕的增长率和内部动力学取决于它们在宇宙网中的位置。位于节点处的光环直到现在都在质量上增长，并由径向轨道控制。相反，嵌入突出的丝状体中的晕在大小上变化不大，并且主要由切向轨道控制。使用变焦流体动力学模拟，包括恒星的形成和反馈，我们研究气体如何吸积到这些不同类别的对象，为简单起见，我们配音'吸积'和'停滞'晕。我们发现，所有的晕得到一个新的供应，新的吸积气体在其内部区域，虽然这慢慢减少随着时间的推移，特别是停滞的晕。新气体的流入量总是高于（但与之相当）回收材料的流入量。总的来说，冷气体部分增加（减少）随着时间的吸积（停滞）晕。在所有的情况下，一个恒星盘和一个凸起的形式在模拟晕的中心。恒星总质量与基于丰度匹配技术的预期非常一致。中央星系的许多性质似乎与晕所处的大尺度环境无关。然而，有两个明显的例外，相对于它们的吸积对应物，星系晕是不稳定的：i）星系盘包含更古老的恒星星族; ii）它的垂直尺度高度是两倍或更多。这种增厚很可能是由于合并和近距离飞越对长寿盘的加热。
2017-05-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmological evolution of orientations of cluster-sized dark matter haloes and their central galaxies in the Horizon-AGN simulation
观测上已知，星系团的长轴和它们最亮的星系团星系大致是成一直线的。为了理解这种排列的起源，我们在Horizon-AGN宇宙学流体动力学模拟中识别出40个质量高于$5\times10^{13}~M_{\odot}$的团簇大小的暗物质（DM）晕及其位于$z\approx 0$的中心星系（CG）。我们追踪了$0<z<5$之间50个不同时期的祖细胞。然后，我们适合他们的形状和方向与三轴椭球模型。虽然DM晕和CG的方向变化显着，由于重复合并和质量吸积，它们的相对取向是很好的对齐，在每个时代，即使在高红移，$z>1$。随着宇宙时间的推移，这种排列变得更加紧密;目前CG和它们的宿主DM晕的主轴平均排列在三维空间的$\sim 30^{\circ}$和投影平面的$\sim 20^{\circ}$内。DM晕的主轴方向平均遵循对应于{ \it最慢坍缩}（甚至拉伸）模式的周围潮汐场的特征向量之一，并且与潮汐场的对齐也变得更紧密。这意味着，在目前的时代，CG和DM晕的方向在很大程度上是在宇宙的原始密度场的印记，而强大的动力学相互作用，如合并是很重要的，以解释他们在每个时代的相互对齐。
2019-11-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Hybrid analytic and machine-learned baryonic property insertion into galactic dark matter haloes
虽然宇宙学上的暗物质模拟只依赖于引力效应，计算速度非常快，但模拟星系中的重子性质需要复杂的流体动力学模拟，计算成本很高。我们探讨合并的扩展版本的平衡模型，分析形式主义描述的恒星，气体和金属含量的星系的演变，到一个机器学习框架。通过这样做，我们能够恢复比单独的解析形式主义所能提供的更多的属性，从而创建一个高速流体动力学模拟仿真器，在具有重子属性的N体模拟中填充银河系暗物质晕。虽然这种方法提供的准确性和速度优势之间存在权衡，但我们的结果优于仅使用机器学习的重子属性子集的方法。我们证明了这种新型的混合系统能够通过在合理的程度上模仿完整的流体动力学套件的属性来快速完成暗物质的信息，并讨论了混合与机器学习框架的优缺点。在这样做的过程中，我们提供了一个加速宇宙学中常用的模拟。
2022-11-15 astro-ph.GA astro-ph.IM stat.AP
On the Edge: the relation between stellar and dark matter haloes of Milky Way-mass galaxies
利用APOSTLE宇宙流体动力学模拟研究了类银河系中吸积恒星晕和暗物质晕的形成。我们表明，恒星晕主要是由从少数大质量矮星剥离的恒星组成的，其中大多数都被今天的破坏。另一方面，暗物质晕主要由小的未分辨的次晕（$\lesssim 10^6$ M $_{\odot}$）和一个由从未与次晕结合的粒子组成的"光滑“成分组成。尽管存在这些差异，构成恒星晕大部分的大质量矮星也贡献了相当大一部分的暗物质。从这些矮星上剥离下来的恒星和暗物质通过它们的运动学联系在一起，这在晕的相空间结构中留下了印记。我们研究了恒星相空间中焦散线等特征的位置与暗晕特性之间的关系。我们表明，“边缘”的恒星晕是一个探针的暗物质晕质量和组装历史。银河系质量星系的边缘在表面亮度为$^{-2}$ 31-36等角秒时应该是可见的。
2023-02-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of galactic feedback on the shapes of dark-matter haloes
我们利用宇宙学模拟在红移$z=0$上量化了星系形成对暗物质晕形状的影响。这些晕是从IllustrisTNG项目中绘制的，这是一套星系的磁流体动力学模拟。我们专注于从50-Mpc（TNG 50）和100-Mpc（TNG 100）箱质量$10^{10-14} M_\odot$的晕，并将它们与暗物质（DMO）的类似物和其他模拟，如NIHAO和鹰。我们进一步量化预测的不确定性，通过改变重子反馈模型在一系列较小的25 Mpc $h^{-1}$盒。我们发现：（i）星系形成的结果在圆晕DMO模拟相比，在定性协议与过去的流体动力学模型。质量为$\approx 2\times 10^{12} M_\odot$的晕大多数是球形的，内晕的平均短轴与长轴比为$\left< s \right> \approx 0.75$，与DMO对应物相比增加了40%。低质量$10^{10} M_\odot$晕的形状没有明显的变化：（ii）较强的反馈作用，如增加星系风的速度，减少了重子的影响;（iii）内晕形状与恒星质量分数相关，这可以解释晕形状对不同反馈模型的依赖性;（iv）基准和较弱反馈模型与银河系晕形状的观测估计最一致。然而，在固定的晕质量，非常不同的和可能不切实际的反馈模型都预测内晕的形状，更接近彼此比DMO的结果。这意味着需要更大的观测样本来统计区分不同的重子处方，因为晕的形状在晕与晕之间有很大的变化。
2021-08-31 astro-ph.GA
Expanded haloes, abundance matching and too-big-to-fail in the Local Group
利用观测到的40个本星系群（LG）成员的运动学数据，导出了这些星系的暗物质晕质量。从理论上预期的LG质量函数和两个不同的密度配置文件中选择的光晕被假定，一个标准的通用尖点模型和质量依赖的配置文件，占在修改星系内的暗物质分布的重子的影响。由此产生的恒星和晕质量之间的关系进行比较，从丰度匹配的预期。使用一个普遍的尖形轮廓，LG星系系综适合在相对较低的质量晕，留下“黑暗”的许多大质量的\mhalo $\gtrsim$ 10 $^{10}$ \msun晕：这反映了“太大而不能失败”的问题，并导致\mstar - \mhalo \关系，不同于丰度匹配预测。此外，孤立LG星系的恒星形成效率增加时，采用尖点模型的晕质量的减少。相比之下，使用质量依赖密度剖面，具有\mstar $\gtrsim$ 10 $^{6}$ \msun的矮星系被分配到更大质量的晕，其中心核心分布有暗物质：缓解了“太大而不能倒”的问题，得到的\mstar - \mhalo \关系遵循丰度匹配预测直到当前勘测的完整性极限，孤立成员的恒星形成效率随着晕质量的减小而减小，与理论预期一致。最后，LG星系的尖点/核心空间，提供了一个框架，以了解其密度分布的非普遍性。
2015-04-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
How much can we learn from resolved stellar kinematics of galactic haloes using action-based dynamical models?
针对邻近河外星系仅能获取两个天区位置和视向速度的局限，本研究引入基于作用量的轴对称动力学模型，联合约束星系总质量、暗物质成分及恒星晕相空间分布，经模拟测试验证了模型对质量分布的恢复能力及暗物质晕扁平化约束的局限性。
2025-11-13 astro-ph.GA
Radiation Hydrodynamical Simulations of the Birth of Intermediate-Mass Black Holes in the First Galaxies
$z > 6$类星体种子的主要竞争者是在$z \sim$ 20的原子冷却晕中形成的直接坍缩黑洞（DCBH）。然而，形成10 $^5$ \Ms \的DCBH所需的莱曼-沃纳（LW）紫外背景是极端的，大约为10 $^4$ J $_{21}$，并且在早期宇宙中可能是罕见的。在这里，我们研究了中等质量黑洞（IMBHs）的形成在100和500 J $_{21}$的中等LW背景下，这在早期更为常见。这些背景允许晕生长到几个10 $^6$ - 10 $^7$ \Ms \和接近10 $^4$ K的维里温度，但不能完全将它们从H $_2$中灭菌。然后，气体坍缩通过Ly $α$和H $_2$快速冷却进行，其速度是普通Pop III恒星形成晕的10 - 50倍，但低于纯原子冷却晕的速度。以这种速率吸积的Pop III恒星变得蓝色和热，我们发现它们的电离紫外线辐射将它们的最终质量限制在1800 - 2800 \Ms \，在此之后它们会坍缩为IMBH。因此，在早期宇宙中，中等LW背景产生的IMBH远多于DCBH。
2021-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Auriga Stellar Haloes: Connecting stellar population properties with accretion and merging history
我们研究恒星晕的御夫座模拟，一套30宇宙磁流体动力学高分辨率模拟银河系质量的星系与移动网格代码AREPO。我们研究晕的全球性和径向配置文件到$\sim 150$ kpc的每个星系。御夫座晕在质量和密度分布、平均金属丰度和金属丰度梯度、年龄和形状上各不相同，反映了其吸积和合并历史中固有的随机性。与附近的晚型星系的观测比较显示，大多数观测和模拟晕属性之间非常好的协议。然而，御夫座光环通常太大了。我们发现人口梯度和大规模组装的历史之间的连接：星系与几个显着的祖先有更多的大规模晕，拥有大的负晕金属丰度梯度和陡峭的密度分布。吸积星系的数量，无论是破裂或破裂，贡献90%的吸积晕质量范围从1到14，中位数为6.5，它们的恒星质量跨越三个数量级。观测到的晕质量-金属丰度关系很好地再现了御夫座，是由恒星质量和金属丰度的主要卫星贡献者。这种关系不仅被发现的吸积组件，但也为总（吸积+原位）恒星晕。我们的研究结果突出了可观测的晕属性来推断星系的组装历史的潜力。
2019-02-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy properties and the cosmic web in simulations
我们试图了解星系属性和它们的局部环境之间的关系，这需要一个适当的环境概念的制定。我们分析GIMIC套件的宇宙流体动力学模拟的框架内的宇宙网络制定的霍夫曼等人，重点是模拟的DM晕和发光星系的属性相对于空洞，片，丝和结-宇宙网的四个元素。我们发现，晕的质量函数依赖于环境，从而带动了其他星系形成的环境依赖性。网形晕质量函数，并通过其主机晕质量的星系属性的强烈依赖，它也塑造了星系（网）环境的依赖。
2014-12-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Hierarchical Structure of Galactic Haloes: Classification and characterisation with Halo-OPTICS
我们建立在排序点识别聚类结构（OPTICS），一个层次聚类算法，众所周知是一个强大的数据挖掘机，以产生光环OPTICS，一个算法，设计用于自动检测和提取任何两个任意大小之间的所有有意义的集群。然后，我们将Halo-OPTICS应用于四个独立的合成银河系类型星系中晕粒子的3D空间位置，对恒星和暗物质结构层次进行分类。通过对Halo-OPTICS输出的可视化，我们将其结构识别与最先进的星系/（子）晕轮发现者VALO-CIRAPTOR进行了比较，发现即使Halo-OPTICS在当前实施中不考虑运动学信息，也有很好的一致性。我们的结论是，Halo OPTICS是一个强大的分层晕发现者，虽然它的测定较低的空间密度的功能，如尾部的流可以提高额外的本地化信息，如粒子运动学和恒星金属丰度纳入其距离度量。
2020-12-09 astro-ph.GA
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。
2014-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Angular momentum properties of haloes and their baryon content in the Illustris simulation
在无碰撞N体模拟中，维里化的暗物质晕的角动量特性已经得到了很好的测量，但是对重子自旋的同样精确的分析仍然缺失。我们采用的Illustris模拟套件，第一个模拟的星系形成与完整的流体动力学，产生一个现实的星系人口在一个相当大的体积，量化的重子自旋属性超过$\sim$ 320,000晕。我们首先比较了不同自旋参数和晕定义之间的系统差异，以及样品选择标准对导出性质的影响。我们证实，只有暗物质的晕表现出接近自相似的质量和红移的对数正态形式的自旋分布。然而，星系形成的物理过程从根本上改变了重子自旋的分布。虽然暗物质成分基本上不受影响，但扩散气体和形成的恒星成分的自旋出现了强烈的质量和红移趋势。随着时间的推移，束缚在晕上的重子的自旋矢量与暗物质的自旋矢量发生了偏差，在无辐射的情况下，它们的比角动量增加了$\sim$ 1.3倍，在z = 0的完整物理设置中，增加了$\sim$ 1.8倍。我们发现，这种增强重子自旋可以解释的合并过程中从暗物质到气体的特定角动量转移和从反馈驱逐低特定角动量气体从晕的综合效应。我们的研究结果挑战了某些自旋演化模型，并强调了由重子物理引起的晕结构的重大变化。
2016-11-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Extremely Flat Haloes and the Shape of the Galaxy
我们提出了一组具有渐近常数旋转曲线的高度扁平的星系模型。在赤道平面上的质量密度在大半径处像（距离）$^{-1}$一样下降。虽然内部的等值线可能是球形的、扁圆的或长球形的，但外部的部分总是非常平坦的。细长形状由旋转或切向速度各向异性支持。这些模型是加厚的Mestel盘，形成了Miyamoto & Nagai扁平星系序列中以前未被发现的部分。模型的属性-轴比，速度分散，流动速度和分布函数-都进行了详细讨论。我们提出的问题：是非常扁平或盘状晕可能为银河系？这以前从未被研究过，因为没有非常平坦的晕模型。我们拟合的旋转曲线和垂直运动学的盘星在太阳附近，以约束银河系的整体形状。用$q$表示极轴与长轴的比值，我们证明了具有$q\lesssim 0.57$的模型不能同时再现面内和面外约束。人马座星系的运动学也强烈反对高度扁平的模型，因为轨道平面的岁差太大，而到达银河平面以上的高度太小。至少对于我们的银河系来说，在太阳圈，暗晕不可能比E4（或轴比$q \sim 0.57$）更平坦。因此，旋转曲线和垂直运动学的限制排除了用大质量重子盘或衰变中微子来解释暗物质的模型。
2014-06-14 astro-ph.GA
Towards a more realistic population of bright spiral galaxies in cosmological simulations
我们提出了一个更新的多相SPH星系形成代码Scannapieco等人。我们包括一个更详细的处理生产的金属，冷却速率的基础上个别元素丰度，和金属的湍流扩散计划。我们的SN反馈模型现在转移能量的ISM的动力学和热的形式，我们包括一个处方的辐射压力的影响，从大质量的年轻恒星的ISM。我们在已经研究得很好的宝瓶座星系晕上校准了我们的新代码，然后用它来模拟一个样本，其中有16个星系的晕质量在1 × 10^11到3 × 10^12 M_sun之间。在一般情况下，样品的恒星质量同意恒星质量晕质量关系推断的红移z=0-4的丰度匹配技术。然而，在质量最小的晕中，有一种倾向，在z>4时产生过多的恒星，而在z<0.5时产生不足。对于最大质量的晕来说，z<1时过高的SFR可能与我们模型中缺乏活动星系核反馈有关。模拟的样品也显示出合理的协议与观察到的恒星形成率，大小，气体分数和气相金属在z=0-3。剩余的差异可能与丰度匹配对恒星形成历史预测的偏差有关。在z=0时，模型星系显示出真实的形态，恒星表面密度分布，圆速度曲线和恒星金属丰度，但过于平坦的金属丰度梯度。我们的16个星系中有15个含有盘成分，其运动盘分数在15%到65%之间。盘的分数取决于最后一次破坏性合并或未对准的下落事件的时间。考虑到我们的模拟剩余的缺点，我们得出结论，甚至更高的运动磁盘分数可能是可能的LambdaCDM晕安静的合并历史，如宝瓶座晕。
2013-07-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Shape of Dark Matter Haloes in the Illustris Simulation: Effects of Baryons
我们研究了重子过程对暗物质晕形状的影响。这是一套使用移动网格程序{ \sc arepo}进行的流体动力学（Illustris）和仅含暗物质（Illustris-Dark）的宇宙学模拟。DM晕圈形状是使用迭代方法确定的，该方法基于$z=0$质量（$M_{200} = 1 \times 10^{11} - 3 \times 10^{14} M_\odot$）的惯性张量。收敛性检验表明，局部DM形状剖面仅对$r > 9ε$收敛，$ε$为Plummer等效软化长度，大于预期。来自非辐射模拟（即忽略辐射过程，恒星形成和反馈）的光晕与其DM对应物的形状没有变化：因此单独的移动网格流体动力学不足以导致DM形状的差异。随着星系物理学的全面实施，重子的凝聚导致了明显更圆和更扁的晕，中位短轴与长轴比$\left< s\equiv c/a \right> \approx 0.7$在整个晕和跨晕质量几乎不变。这在一定程度上提高了模拟预测和银河系晕形状的观测估计之间的一致性。一致地，DM的速度各向异性也减少了在Illustris，跨晕质量和半径。在内晕（$r=0.15 R_{200}$）中，$s$和$q$（中长轴比）都表现出与星系质量的非单调性，峰值在$m_* \approx 10^{10.5-11} M_\odot$，我们发现这是由于内晕形状与星系形成效率的强烈相关性。在插图中的重子影响晕的形状与晕的性质…
2018-09-19 astro-ph.GA
How cosmological merger histories shape the diversity of stellar haloes
我们引入并应用一种新的方法来探测星系恒星晕对宇宙学合并历史和星系形成物理之间相互作用的响应。我们执行暗物质，放大模拟两个银河系质量的主机和有针对性的，控制的变化，他们的宇宙历史使用遗传修饰技术。用半经验的粒子标记方法填充每个历史的恒星晕，然后进行受控研究，所有实例都收敛到相同的大尺度结构，动力学和恒星质量，以$z=0$作为参考。这些相关的合并方案单独产生的恒星晕质量分数（1.5德克斯）的扩展到所观察到的人口，与最大的分散实现增长后期（$z\leq1$）的主要合并，分散现有的恒星，创造大规模的，在原地占主导地位的恒星晕。在$z\sim2$增加最后一次大合并会将更多的吸积恒星带入内部区域，导致外围的散射较小，这些散射主要是由随后的小事件造成的。利用我们的半经验方法的灵活性，我们表明，恒星晕质量的多样性跨场景减少，允许浅斜率的恒星质量-晕质量关系的矮星系，而它仍然保守时，中央恒星诞生的热运动学在宇宙时间。因此，恒星晕的合并依赖多样性明显地响应于分别模拟中央星系和矮星系的假设，开辟了令人兴奋的前景，以约束恒星的形成和反馈，在不同的星系质量尺度与下一代的深，测光天文台。
2022-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The response of dark matter haloes to elliptical galaxy formation: a new test for quenching scenarios
我们使用SPH程序对四个质量为M_{200} \sim 10^{13} \Msun的晕进行了宇宙学流体动力学放大模拟，研究了暗物质对椭圆星系形成的响应。我们的模拟包括金属丰度依赖的气体冷却，恒星形成，和反馈的大质量恒星和超新星，但不活动星系核（AGN）。在z=2的祖先星系的恒星晕质量比符合晕丰度匹配，假设萨尔彼得初始质量函数。然而，当z=0时，标准运行会受到众所周知的过冷问题的影响，将恒星质量高估了4倍以上。为了模拟抑制性晕淬灭的场景，在我们的强制淬灭（FQ）模拟中，冷却和恒星形成在z=2时关闭。由此产生的z=0星系的恒星质量，大小和圆周速度接近观察到的。相对于控制模拟，FQ模拟中的暗物质晕已经收缩，中心暗物质密度斜率d \log ρ/d \log r \sim-1.5，表明单独的干合并不能完全逆转z>2时发生的收缩。然而，在文献中的模拟活动星系核反馈，发现膨胀或没有净变化的暗物质晕。因此，暗物质晕对星系形成的反应可能提供一个新的测试，以区分喷射和抑制淬火机制。
2015-07-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
The quasi-adiabatic relaxation of haloes in the IllustrisTNG and EAGLE cosmological simulations
已知引力束缚晕中的暗物质含量会受到星系和它所在气体的影响。在流体动力学模拟套件IllustrisTNG和EAGLE中，我们对跨越四个数量级的质量晕的响应进行了验证。我们提出了简单的拟合函数的球平均准绝热弛豫框架，准确地捕捉暗物质的反应在整个范围内的晕质量和晕中心的距离，我们探索。我们发现，常用的计划，认为在半径$r_f/r_i-1$的球形暗物质壳的相对变化是一个功能，只有其质量的相对变化$M_i/M_f-1$，不准确地描述了所测得的响应大多数晕在IllustrisTNG和EAGLE。相反，$r_f/r_i$还明确地取决于具有维里半径$R_{\rm vir}$的晕的晕中心距离$r_f/R_{\rm vir}$，在IllustrisTNG和EAGLE之间以及跨晕质量非常相似。我们还考虑了以前未建模的效应，可能是由反馈相关的流出驱动的，其中具有$r_f/r_i\simeq1$的壳（即，无松弛）的$M_i/M_f$与1显著不同。我们的研究结果是立即适用于一些半分析工具，模拟银河系和大尺度结构。我们还研究了这种响应的依赖性的几个晕和星系的总质量以外的属性，发现它主要是与晕浓度和恒星形成率。我们讨论了这些结果的可能扩展，以建立一个更深层次的物理理解暗物质和重子之间的小尺度连接。
2023-01-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the stellar halo metallicity profile of Milky Way-like galaxies in the Auriga simulations
最近一项对附近类似银河系的星系晕的观测研究表明，目前只有一半（八分之四）的样本显示出强烈的负金属丰度（[Fe/H]）梯度。这与流体动力学模拟的预测不一致，在流体动力学模拟中，这种梯度无处不在。在这封信中，我们使用高分辨率的宇宙流体动力学模拟研究[Fe/H]分布的星系晕。我们发现，运动学选择的恒星晕，包括原位和吸积粒子，有一个扁圆[Fe/H]分布。球形[Fe/H]径向分布在100 kpc内显示出较强的负梯度，与以前的数值结果一致。然而，沿银盘短轴的投影中值[Fe/H]剖面，通常在观测中获得，显着平坦。在一个给定的半径的中值[Fe/H]值是大的球形轮廓比短轴轮廓多达0.4德克斯内50千秒差距。得到类似的结果，如果只吸积恒星的组成部分被认为是球形和短轴配置文件之间的差异，并不纯粹是由热盘星粒子原位形成的驱动。我们的研究强调了模型和观测晕[Fe/H]分布之间进行仔细比较的重要性。
2016-03-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of galaxy formation on the total mass, mass profile and abundance of haloes
我们使用宇宙流体动力学模拟研究如何纳入相关的物理过程星系形成（恒星形成，金属线冷却，恒星风，超新星和反馈活动星系核，AGN）改变的性质晕，超过四个数量级的质量。我们发现，气体排出和由超新星驱动的风引起的相关暗物质（DM）膨胀对于质量M200 < 10^13 Msun的晕很重要，相对于仅DM模型，它们的质量降低了20%。活动星系核反馈是防止过冷所必需的，它对晕质量的影响一直到星系团尺度（M200 ~ 10^15 Msun）。重子物理学将晕的总质量分布改变为维里半径的几倍，这种改变不能通过晕浓度的变化来捕获。总晕质量的减少导致晕质量函数减少约20%。这种效应对丰度匹配技术以及大多数星系形成的半解析模型都有重要的影响。我们提供了解析拟合公式，来自模拟，重现观察到的重子分数，以纠正晕质量和质量函数从DM-唯一的模拟。重子物理学（特别是活动星系核反馈）对星系团数计数的影响大约相当于将宇宙学从WMAP 7改为普朗克，即使采用M 500 ~ 10^14 Msun的中等高质量限制。因此，对于精确的宇宙学来说，重子的效应必须被考虑进去。
2014-07-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Interaction between collisionless galactic discs and nonaxissymmetric dark matter haloes
使用$N$ -体模拟（$N\sim 10^6 - 10^7$），我们研究了如何非轴对称暗晕影响的结构在碰撞（恒星）光盘的动力学演化。我们演示了模型参数，如晕的质量，初始条件在光盘和晕轴比的影响形态和运动学的恒星盘。我们发现，一个非轴对称的晕可以产生一个大规模的螺旋密度图案嵌入恒星盘。这种模式在圆盘旋转的许多时期都可以观察到，即使圆盘在引力作用下是超稳定的。螺旋臂的增长并不伴随着显着的动态加热的磁盘，无关的初始参数。我们还研究了由盘中的长寿命螺旋图案驱动的暗晕形状的转变。我们表明，在恒星盘和螺旋图案中的速度场的分析给了我们一个可能性，找出空间方位的三轴形的暗晕和测量的三轴度。
2013-02-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Suppression of H2-cooling in protogalaxies aided by trapped Lyα cooling radiation
利用高分辨率三维流体动力学模拟研究了紫外辐射下原子冷却晕的热演化。我们考虑了H^-光剥离的影响，Lyα冷却辐射被困在三个这样的晕的光学厚的核心，这一过程还没有包括在以前的模拟。H^-是分子氢的前体，因此，它的破坏可以减少H2丰度和冷却。通过对捕获的Lyα能量密度进行简单的高端估计，我们发现Lyα对H^-的光剥离使抑制H2-冷却的临界UV通量降低了\approx 5倍。对Lyα能量密度作一个更保守的估计，我们发现临界通量只降低了约15- 50%。我们的研究结果表明，Lyα辐射可能有一个重要的影响，热演化的紫外线照射晕，从而对大质量黑洞形成的潜力。
2020-01-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The rates and modes of gas accretion on to galaxies and their gaseous haloes
我们研究气体在星系和晕上的吸积速率，并调查吸积气体在到达星系之前是否受到高温冲击。为此，我们使用一套大型宇宙学，流体动力学模拟从OWLS项目。我们改进以前的工作，考虑更广泛的晕质量和红移，通过区分吸积到晕和星系，包括重要的反馈过程，并通过比较模拟与不同的物理。气体吸积到晕上的比速率与暗物质的比速率一样，仅微弱地依赖于晕质量。当晕质量Mhalo>>10^11 Msun时，它对反馈过程相对不敏感。相反，星系的吸积速率是由辐射冷却和超新星和活动星系核驱动的外流决定的。星系风使中心星系增长最快的晕质量增加了大约两个数量级，达到Mhalo~10^12 Msun。气体吸积是双峰式的，过去的最高温度要么是维里温度，要么是<~10^5 K。在热模中，气体在晕上的吸积分数对反馈和金属线冷却不敏感。它随着红移的减小而增大，但主要由晕质量决定，从10^11兆太阳的小于10%逐渐增大到10^13兆太阳的大于90%。相反，对于星系上的吸积，冷模式总是显着的，两种吸积模式的相对贡献更敏感的反馈和金属线冷却。在任何红移的质量晕中，大多数恒星都是由冷模吸积的气体形成的，尽管热模对M晕>~10^11 M太阳的贡献通常超过10%。星系晕，但不一定是它们的气体晕，主要是由进入宿主晕时没有经历吸积激波的气体提供的。
2011-02-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
NIHAO -- XXV. Convergence in the cusp-core transformation of cold dark matter haloes at high star formation thresholds
我们利用NIHAO计划的宇宙学流体动力学星系形成模拟来研究冷暗物质（CDM）晕对重子过程的响应。以前的工作表明，晕响应主要是星系恒星质量和总维里质量之间的比率，以及气体有资格形成恒星的密度阈值$n [{\rm cm}^{-3}]$的函数。在低$n$的所有模拟在文献中同意矮星系晕是尖的，但在高$n\ge 100$没有达成共识。我们跟踪在矮星系与$n\ge 100$在以前的一些模拟不足的空间分辨率的光环收缩。提供所采用的恒星形成阈值是适当的模拟的分辨率，我们表明，晕响应是显着稳定的$n\ge 5$，最高的恒星形成阈值，我们测试，$n=500$。这个自由参数可以用观测到的年轻恒星的聚集来校准。模拟低阈值$n\le 1$预测集群是太弱，而模拟高恒星形成阈值$n\ge 5$，是与观察到的集群一致。最后，我们测试的CDM预测对附近的矮星系的圆速度。低阈值预测速度太高，而使用$n\sim 10$的模拟提供了与观测结果的良好匹配。因此，我们的结论是CDM模型提供了一个很好的描述星系的结构kpc尺度上的重子的影响被适当地捕获。
2020-11-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Are stellar over-densities in dwarf galaxies the "smoking gun" of triaxial dark matter haloes?
利用N体模拟研究了矮球状星系中球状星团的潮汐演化。我们的模型采用了宇宙学动机的情况下，dSPH近似的静态NFW晕与三轴形状。对于一个大的轨道和投影角，我们研究的空间和速度分布的恒星碎片沉积在星团的完全破坏。我们的模拟显示，在低表面亮度（>26 mag/arcsec ^[2]）下，这些碎片表现为壳层、孤立的团块和拉长的过密度，这让人想起在几个MW dSphs中观察到的亚结构。这些特征是由星系势的三轴性引起的，不会随着时间的推移而消失。因此，以几兆瓦dSphs为单位的恒星超密度可能是暗物质晕在形状上是三轴的证据。我们探讨了一些运动学签名，这将有助于验证（或证伪）这种情况。平均角动量的集群碎片与盒和共振轨道，这是不存在的球势，是零。因此，我们表明，视线的速度分布可能会表现出一个特性的“双峰”取决于相对于祖的轨道平面的视角的取向。dSphs的运动学调查可能有助于检测和识别与星团破裂相关的子结构，以及解决dSphs嵌入其中的暗物质晕的形状。
2010-01-25 astro-ph.GA
Modelling the expulsion of baryons from haloes: the role of feedback and of the cosmological constant
University of Oxford（牛津大学）；Durham University（杜伦大学）
本文提出一个分析模型，基于引力坍缩、流体静压力和宇宙膨胀的平衡，预测恒星系中心距离内包含的气体质量分数等于宇宙值，揭示了暗能量在气体 expulsion 中的作用。
2026-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
MUSE-ALMA Haloes XV: Cold molecular, ionised, and stellar kinematics of HI-rich galaxies at z $\sim$ 0.5
Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Aix Marseille Univ.（艾克斯-马赛大学）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Laboratoire d’Astrophysique de Marseille（马赛天体物理实验室）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；Swinburne University of Technology（斯威本科技大学）；CSIRO Space & Astronomy（CSIRO空间与天文学部）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（莱布尼茨波茨坦天体物理研究所（AIP））
利用 ALMA CO、MUSE 电离气体和恒星数据，研究 z~0.5 六个星系的运动学，发现盘状星系速度弥散较高，暗物质分数约 0.42，支持边缘稳定盘模型。
2026-10-08 astro-ph.GA
Kinematic scaling relations of disc galaxies from ionised gas at $z\sim1$ and their connection with dark matter haloes
Leiden University（莱顿大学）；Università degli Studi di Firenze（佛罗伦萨大学）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；INAF - Padova Astronomical Observatory（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）；Universiteit Gent（根特大学）
研究利用43个主序盘状星系的Hα IFU数据和JWST/HST成像，推导出Tully-Fisher和Fall关系，并发现这些关系在z=0.9时有中等演化，且与暗物质晕参数有关。
2026-04-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The First Billion Years project: birthplaces of direct collapse black holes
我们通过分析宇宙学的流体动力学模拟来研究直接坍缩黑洞可能形成的环境，这是第一个十亿年项目的一部分。这种模拟包括最相关的物理过程，导致直接崩溃的晕，最重要的是，分子氢耗尽的$H_2$和$H^-$从不断发展的莱曼-维尔纳辐射场的解离。我们选择了一个原始的原子冷却晕样本，这些晕在过去从未形成过恒星，没有被重元素污染，主要通过氢原子线冷却。其中，我们确定了六个可能隐藏通过直接坍缩形成的大质量种子黑洞（质量在$10^{4-6} M_{sun}$范围内）的晕。这些直接坍缩黑洞的潜在宿主形成为卫星，在15物理千秒差距的原星系范围内发现，恒星质量在$10^{5-7} M_{sun}$范围内，在过去的500万年里，最大恒星形成率为0.1 Msun/年，并暴露在邻近星系发出的最高通量的莱曼-沃纳辐射中。正是这些原星系的接近性使这些晕与样本的其他部分区分开来。
2017-04-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
