M31 Satellite Masses Compared to LCDM Subhaloes
我们比较运动学的M31的卫星星系的subhaloes，他们预计居住在LCDM的质量配置文件。我们认为最大的一个大约M31大小的晕subhaloes，以下的假设单调的星系亮度subhalo质量映射。虽然这种丰度匹配关系与银河系和M31明亮卫星的光度下的星系运动学数据一致，但它与较暗的矮星系（L <~ 10^8 Lsun）的运动学数据不一致。将M31的矮球体（dSph）卫星的运动学与半晕进行比较，发现M31的dSph卫星密度太低，与半晕的质量分布不一致。银河系dSphs和它们预测的subhalo之间也有类似的差异，即“太大而不能失败”的问题。相比之下，矮椭圆（和类似的明亮）卫星的总质量分布与subhaloes一致。然而，它们的暗物质含量有很大的系统不确定性，因为它们的半光半径内的重子有很大的贡献（可能是主要的贡献）。
2014-03-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Missing Massive Satellites of the Milky Way
最近的研究表明，在银河系最亮的12颗卫星中，只有3颗存在最大圆速度V_max超过30 km/s的暗物质晕。这与Aquarius项目的LCDM模拟结果明显矛盾，后者认为MW级的晕应该至少有8个亚晕，且V_max> 30 km/s。因此，在如此巨大的subhalos中没有发光卫星是令人困惑的，可能会对LCDM范式提出挑战。然而，我们注意到，大质量的暗晕的数量敏感地依赖于银河系的维里质量（知之甚少），而且它们的稀缺性使得从水瓶座这样的小型模拟集估计它们的丰度不确定。我们使用千年模拟系列和缩放的晕下速度函数的不变性（即，作为ν的函数的次晕数量，次晕V_max与主晕维里速度之比，V_200），以确保改进对稀有大质量子系统丰度的估计。在0.1<v <0.5的范围内，N_sub（> v）近似于关于<N_sub>=10.2x（v/0.15）^（-3.11）给出的平均值的泊松分布。这略低于宝瓶座晕，但与凤凰项目的最新结果一致。LCDM晕圈具有3个或更少的子晕圈且V_max高于某个阈值V_th的概率则可以直接计算。它随V_th的减小和晕质量的增大而急剧减小。当V_th= 30 km/s时，约40%的M_halo=10^12 M_sun晕通过了测试;当M_halo>= 2 × 10^12 M_sun时，通过测试的概率不到5%;当M_halo>= 3 × 10^12 M_su…
2012-05-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Can cosmological simulations capture the diverse satellite populations of observed Milky Way analogues?
最近出现的对当地银河系“类似物”及其卫星群的深入观测调查使我们能够将银河系置于更广泛的宇宙学背景下，并在小尺度上测试星系形成的模型。在本研究中，我们使用基于LCDM的ARTEMIS宇宙流体动力学模拟套件，其中包含45个银河系模拟宿主晕，以比较观测到的卫星光度函数，径向分布函数和丰度标度关系，从最近的本地体积和SAGA观测调查，除了银河系和M31。我们发现，与以前的一些说法相反，基于LCDM的模拟可以成功地同时捕获的平均趋势和多样性，在观测到的光度和径向分布函数的银河系类似物一旦重要的观测选择标准的因素。此外，我们表明，在固定的晕质量，模拟卫星径向分布的浓度部分地由底层的光滑暗物质晕，虽然随机性，由于有限数量的卫星是主要的驱动程序在固定的晕质量的卫星的径向分布的散射。
2021-05-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Strongly Coupled Dark Energy Cosmologies: preserving LCDM success and easing low scale problems II - Cosmological simulations
在这第二篇论文中，我们提出了第一个Nbody宇宙学模拟强耦合暗能量模型（SCDEW），一类模型，阐明了理论问题的性质有关的暗能量。SCDEW模型假设暗能量（DE）和辅助冷暗物质（CDM）成分之间存在强耦合，同时存在非耦合的暖暗物质成分。CDM和DE之间的强耦合使我们能够保持小尺度的波动，即使温暖的粒子是相当轻（$\approx 100$ eV）。我们的大规模模拟表明，对于$10^{11}<M/M_\odot<10^{14}$，SCDEW晕表现出类似于标准的Lambda冷暗物质（LCDM）模型的数密度和分布，即使它们具有较低的浓度参数。星系晕（$M\sim 10^{12} M_{\odot} $）的高分辨率模拟显示，$\sim 60\%$的子结构比它的LCDM对应，但相同的尖状密度轮廓。在银河系卫星（$M\sim 10^{9} M_{\odot}$）的尺度上，SCDEW的晕与LCDM有很大的不同。由于WDM组件的高热速度，它们几乎没有任何子结构，并呈现强烈的核心暗物质密度分布。这些密度核心延伸了数百秒差距，与银河系卫星的观测结果非常一致。强耦合模式，由于它们能够匹配大尺度和小尺度上的观测结果，可能是简单LCDM模式的有效替代方案。
2015-10-08 astro-ph.CO
The Vast Polar Structure of the Milky Way and Filamentary Accretion of Sub-Halos
银河系（MW）被许多卫星天体所包围：矮星系、球状星团和破裂系统流。它们一起形成了一个巨大的极区结构（VPOS），一个薄的平面，扩展到银河系中心的距离高达250 kpc。卫星星系的轨道方向和流与VPOS的优先排列表明物体在结构内轨道。这种强的相空间相关性与基于冷暗物质宇宙学（LCDM）的结构形成模拟的预期不一致。沿着暗条的次晕的增生被认为是各向异性分布的起源。我们已经使用高分辨率宇宙学模拟的结果测试了这种情况，发现它无法解释MW卫星轨道的大程度相关性。因此，最好寻找其他解释。潮汐矮星系（TDGs）是由相互作用星系的碎片形成的，是VPOS的一种非常自然的形成过程。如果一些MW卫星确实是TDG，错误地解释它们来追踪MW晕的暗物质子结构将显着增强已经困扰LCDM模型的“小尺度”问题。
2012-11-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Spur and the Gap in GD-1: Dynamical evidence for a dark substructure in the Milky Way halo
我们提出了一个模型的GD-1恒星流的相互作用与一个大规模的扰动，自然解释了许多观察到的流功能，包括一个差距和离流马刺的恒星。该模型涉及到一个快速相遇的冲动，之后该流在不同的轨道能量下生长出一个恒星环。在特定的视角下，这个环看起来偏离了水流轨迹。毛刺和间隙特征的定量比较倾向于扰动物在$10^6\,\rm M_\odot$至$10^8\,\rm M_\odot$质量范围内的模型。回溯时间的轨道积分显示，这股气流的相遇不可能是由任何已知的具有确定轨道的球状星团或矮星系引起的，质量、大小和撞击参数的争论也表明，它不可能是由银河系盘中的分子云引起的。对于这种间隙-突刺结构，最合理的解释是与暗物质子结构的相遇，就像LCDM宇宙学中预测的那些填充星系晕的暗物质。然而，在这个质量范围内和银河系的这一部分，LCDM暗晕的预期密度比GD-1扰动的推断密度低$2-3\,σ$。这一观测开启了一种可能性，即对流的详细观测可以测量暗物质子结构的质谱，甚至可以识别星系晕中的单个子结构及其轨道。
2019-06-13 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Not too big, not too small: the dark halos of the dwarf spheroidals in the Milky Way
我们提出了一个新的分析宝瓶座模拟结合半解析星系形成模型。我们的目标是确定是否存在于LCDM模拟银河系类系统的subhalos可以托管矮椭球（dSPH）我们的银河系的卫星。我们的分析表明，与大多数以前的工作中所假设的相反，暗晕的质量分布一般不适合NFW模型，但Einasto配置文件是首选。我们发现，对于形状参数α = 0.2 - 0.5和Vmax = 10 - 30公里/秒，有很好的对应关系与观测的约束获得的9个最明亮的dSph的银河系。然而，为了解释这些系统的内部动力学以及给定圆速度的天体数量，银河系的总质量应该是~ 8x10^11 Msun，这个值与最近的许多测定结果一致，并且在宝瓶座模拟探索的范围的低质量端。我们的模拟显示了明亮卫星数量的重要分散，即使当宝瓶座银河系般的主机被缩放到一个共同的质量时，我们也没有发现银河系中缺少大量subhalo的证据。这一结论也支持当我们检查的M31卫星的动力学。
2012-11-01 astro-ph.CO
Forming Realistic Late-Type Spirals in a LCDM Universe: The Eris Simulation
在冷的暗物质LCDM宇宙中形成晚型螺旋星系的模拟传统上未能产生现实的候选者。在这里，我们报告了一个新的宇宙学N体/SPH模拟极端动态范围中，一个密切的类似银河系盘星系自然产生。这个被称为厄里斯的模拟是在最终维里半径范围内由质量为Mvir= 7.9 × 10^11 Msun的星系晕和总共N= 1860万个粒子（气体+暗物质+恒星）组成的，力分辨率为120 pc。它包括辐射冷却、来自宇宙紫外线场和超新星爆炸的加热、基于高气体密度阈值（nSF=5个原子cm^-3，而不是典型的nSF=0.1个原子cm^-3）的恒星形成配方，并忽略活动星系核反馈。在目前的时代，模拟的星系有一个扩展的旋转支持的磁盘与径向尺度长度Rd=2.5 kpc，一个缓慢下降的旋转曲线与圆速度在2.2盘尺度的长度为V2.2=214 km/s，一个膨胀盘比B/D=0.35，和重子质量分数是30%低于宇宙值。该盘很薄，在螺旋星系占据的Sigma_SFR - Sigma_HI平面区域形成恒星，并符合光度Tully-Fisher和恒星质量-晕维里质量关系。炽热（T>3x10^5 K）的X射线发光晕气体只占普适重子部分的26%，并且在r=100 kpc的范围内遵循与r^-1.13成正比的平坦密度分布。厄里斯似乎是第一个宇宙学的流体动力学模拟，其中星系的结构特性，在各个组成部分的质量预算，以及质量和光度之间的标度关系都是符合主机的观测…
2011-08-25 astro-ph.CO
The Space Motion of Leo I: The Mass of the Milky Way's Dark Matter Halo
我们结合我们的哈勃太空望远镜测量的自行狮子座I矮球状星系（在配套文件中提出）的最高分辨率的数值模拟银河系大小的暗物质晕存在约束银河系的暗物质晕（M_MW）的质量。尽管狮子座I的大银河系为中心的空间速度（200公里/秒）和距离（261千秒差距），我们表明，这是极不可能的，如果银河系卫星与暗物质子结构，在模拟中的99.9%的subhalos绑定到他们的主机。观测到的狮子座I的位置和速度强烈不利于低质量银河系：如果我们假设狮子座I是银河系经典卫星的最小边界，那么我们发现M_MW > 10^{12} M_sun在95%置信度下对于M_MW的各种贝叶斯先验。在质量较低的光环中，很少能发现261 kpc的亚光环移动速度与狮子座I一样快。如果发现另外一个经典卫星比Leo I受约束更小，则M_MW的下限将增加30%。在质量加权LCDM先验下，我们发现银河系维里质量的中位数为M_MW=1.6 x 10^{12} M_sun，90%置信区间为[1.0-2.4] x 10^{12} M_sun。我们还确认了一个强大的相关性subhalo的降落时间和轨道能量的模拟，并表明自行可以帮助显着解释卫星的降落时间和轨道历史。
2013-04-23 astro-ph.CO
Local Group galaxies emerge from the dark
宇宙结构形成的“λ冷暗物质“（LCDM）模型是非常容易证伪的：一旦它的参数在大尺度上固定下来，它就可以在附近的宇宙中得到检验。在我们的本星系群内的观测，包括银河系和仙女座的卫星群，似乎与LCDM的预测相矛盾：卫星星系比暗物质晕少得多（“失踪的卫星”问题），星系似乎避免最大的子结构（“太大而不能倒”问题），而最亮的卫星似乎在一个薄平面上绕着它们的宿主星系运行（“卫星平面”问题）。我们目前的结果，从第一个流体动力学模拟的本地组相匹配的观测到的丰富的星系。我们发现，当重子和暗物质的背景下，同时遵循一个现实的星系形成模型，所有这三个“问题”的LCDM范式内得到解决。
2014-12-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Too big to fail? The puzzling darkness of massive Milky Way subhaloes
我们表明，无耗散LCDM模拟预测，银河系中大多数最大质量的subhalo密度太大，无法容纳任何明亮的卫星（L_V > 10^5 L_sun）。这些暗的次晕在下沉时的圆速度为30-70 km/s，下沉质量为[0.2-4] x 10^10 M_sun。除非银河系是一个统计异常，这意味着星系形成成为有效的随机在这些质量。这与星系光度和晕圈速度（或晕圈质量）之间的单调关系形成鲜明对比。我们表明，至少有两个（通常是四个）这些大规模的黑暗subhaloes预计将产生一个更大的暗物质湮灭流量比天龙座。如果矮卫星中的重子反馈或不同的暗物质物理学能在0.3 - 1千秒差距的尺度上使大质量次晕的中心密度降低一个数量级，那么就有可能绕过这些结论。
2011-05-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
A two-phase scenario for bulge assembly in LCDM cosmologies
我们分析和比较的膨胀的一个样本的L* 螺旋星系的流体动力学模拟在宇宙学的背景下，使用两种不同的代码，P-DEVA和GASOLINE。这些代码以非常不同的方式调节恒星形成，P-DEVA模拟在假设反馈发生在亚网格尺度上的情况下输入低恒星形成效率，而GASOLINE模拟则具有驱动大规模外流的反馈。在所有情况下，显着的膝盖形状的质量聚集轨道，对应于从早期阶段的快速大规模组装到后来的较慢的过渡，分离的模拟凸起内的两个人口的属性。分析的凸起显示了一个重要的早期恒星暴产生的类彗星快速阶段的大规模组装，其次是第二阶段与较低的恒星形成，驱动的各种过程，如磁盘不稳定性和/或合并。根据这两个阶段将z=0时的核球恒星粒子分为老的和年轻的两类，我们发现核球恒星子种群具有不同的运动学、形状、恒星年龄和金属含量。年轻的组分更扁圆，通常更小，更多的旋转支撑，具有更高的金属丰度和更少的α-元素比老的增强。这些结果与当前观测到的凸起状态是一致的，并为一些明显自相矛盾的观测结果提供了解释，例如观测到的凸起年轻化和金属含量梯度。我们的结果表明，L* 星系的凸起通常会有两个凸起种群，可以将其比作经典凸起和伪凸起，差异在于两者的相对比例，这可能会因星系质量和特定质量吸积和合并而变化历史。
2012-11-16 astro-ph.CO
There's no place like home? Statistics of Milky Way-mass dark matter halos
我们提出了一个银河系质量晕的结构特性的分布在千禧年-II模拟（MS-II）的分析。这个在标准LCDM宇宙学中的结构形成模拟包含数千个银河系质量的晕，并且具有足够的分辨率来正确地解决每个主机的许多subhalos。因此，它提供了一个重大的改进，在统计权力可用于探索分布的内部结构晕这种质量。此外，MS-II包含较低分辨率版本的Aquarius项目晕，使我们能够将我们的结果与高得多的分辨率下的六个晕的模拟结果进行比较。我们研究的质量大会的历史，subhalo质量函数和吸积时间，并合并和剥离的历史能够影响磁盘的中心晕subhalos的分布。我们发现，subhalo丰度是没有很好地描述泊松统计在低质量，而是由内在的散射为主。根据下沉时暗晕的质量和丰度匹配的假设，一个M_vir =10^12 M_sun的银河系晕拥有两个像麦哲伦云一样明亮的星系的可能性不到10%。对于M_vir=2.5 x 10^12 M_sun的晕，这种概率上升到25%。与磁盘加热相关的统计数据对被认为相关的质量范围非常敏感。合并时的质量：大于1：30的红移零维里质量很可能会撞击中央星系盘，这几乎是不可避免的，因为z=2，而在同一时期，只有一半的晕与落入质量：红移零维里质量大于1：10合并。
2010-05-18 astro-ph.CO
From dwarf spheroidals to cDs: Simulating the galaxy population in a LCDM cosmology
我们应用更新的半解析星系形成模型，同时存储的晕/subhalo合并千年和千禧-II模拟树。它们的质量分辨率相差125倍，从而可以明确测试分辨率对预测星系属性的影响。我们已经修改了治疗之间的过渡的快速下降和冷却流制度的气体吸积，膨胀和气体和恒星盘的大小，超新星的反馈，中央和卫星状态之间的过渡星系落入更大的系统，气体和恒星剥离一旦他们成为卫星。合理的效率值和标度参数不仅与观测到的恒星质量超过5个数量级、光度超过9个数量级的低红移星系丰度非常吻合，而且与观测到的银河系卫星丰度也非常吻合。这表明，再电离效应可能不需要解决“失踪卫星”的问题，也许，除了最微弱的物体。同样的模型也与观测到的大规模星系团成团现象相吻合，这是恒星质量和颜色的函数。对于大质量星系来说，在30 kpc以下仍然非常适合。然而，对于M* < 6 x 10^10 Msun，模型高估了低于1 Mpc尺度的聚类，这表明模拟中采用的sigma_8（0.9）过高。星系分布在丰富的集群同意之间的模拟和匹配的观察，但只有当星系没有暗物质subhalos（所谓的孤儿）包括在内。我们的模型预测了低质量星系中的被动部分比观测到的要大，以及在z~0.6之外的~ 10^10 Msun星系过多，反映了恒星形成率建模方式的不足。
2011-01-07 astro-ph.CO
Zoomed cosmological simulations of Milky Way sized halos in f(R)-gravity
在Hu & Sawicki的f（R）模型下，我们用MG-GADGET程序对宝瓶座星系团的7个暗物质晕进行了宇宙学变焦模拟，研究了f（R）修正引力对银河系大小的暗物质晕内部性质的影响.此外，我们计算理想的NFW晕，以及在我们的宇宙学模拟的第五力，并将它们与分析模型预测的第五力内的球形物体。我们发现，这些理论预测相匹配的理想晕的力量非常好，而它们的适用性是有限的现实宇宙学晕。我们的模拟表明，f（R）引力显着影响银河系大小的物体的暗物质密度分布以及它们的圆周速度。在未屏蔽区域，速度分散增加高达40%，相对于LCDM可行的f（R）模型。这一差异比以前的作品中报道的要大。太阳圈在$f_{R0} = -10^{-6}$模型中被完全屏蔽，银河系大小的晕，而这个位置对于质量稍小的物体是不屏蔽的。在我们有限的晕样本大小的范围内，我们没有发现一个明确的依赖于$f_{R0}$的暗物质晕的浓度参数。
2016-08-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Statistics of Satellite Galaxies Around Milky Way-Like Hosts
计算了标准宇宙学模型中类银河晕具有观测到的麦哲伦云数的概率。在LCDM模型中的MC的数量的统计是在一个大样本的SDSS星系的观测符合得很好。在星系r-波段光度和晕内速度v_max之间存在小散射关系的子晕丰度匹配假设下，我们与Liu等人（2010）使用SDSS DR 7数据进行的类似测量进行了详细比较。模型和观测数据给出了非常相似的概率，有零个，一个和两个MC样卫星。在这两种情况下，银河系光度宿主只有\sim 10%的机会拥有两颗类似于麦哲伦云的卫星。此外，我们提出了一个预测的概率为一个主机星系Nsats卫星星系作为一个函数的大小的主机和卫星。这种概率及其与宿主属性的比例与质量选择物体的概率有很大不同，因为质量-光度关系中的散射以及恒星形成效率随晕质量的变化。
2011-11-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constrained simulations of the local universe: II. The nature of the local Hubble flow
在不同的冷暗物质（CDM）方案下，利用一套N体模拟，在有宇宙学常数（\LCDM）和无宇宙学常数（OCDM，SCDM）的情况下，研究了模拟中发现的类本星系群（LG）天体周围的本星系团（LV）中的哈勃流（\sigh），并将数值结果与最近的观测结果进行了比较.我们证明了\LCDM和OCDM模型表现出与\sigh相同的行为。因此，我们证明了观测到的哈勃流的冷度不太可能是暗能量的表现，与以前的说法相反。寒冷本身并不构成问题，但只有当局部体积内的平均密度大于平均物质宇宙密度的两倍时，它才会对标准\LCDM模型造成问题。在LG之外的LV中缺乏蓝移星系可以被认为是流动寒冷的另一种表现。最后，我们表明，影响冷流的主要动力学参数是LG的相对隔离，以及附近的银河系的距离内约$3\mpc$的对象的情况下。
2009-05-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The formation of disc galaxies in a LCDM universe
我们研究了盘星系的形成在一个完全宇宙学的框架，使用自适应网格加密模拟。我们进行了广泛的参数研究的主要次网格过程，控制气体如何转化为恒星和超新星反馈的耦合效应。我们认为，以前的尝试，形成盘星系一直是不成功的，因为普遍采用强反馈结合高恒星形成效率。除非在超新星事件中向星际介质注入极大量的能量，否则这些恒星形成参数会导致以凸起为主的S 0/Sa星系，因为恒星形成在z~3处过于有效。我们发现，低效率的恒星形成更密切的模型subparsec的物理过程，特别是在高红移。我们着重讨论了尺度长度r_d=4-5 kpc、旋转曲线平坦、球盘比为B/D~1/4的扩展盘星系的成功形成。我们不仅解决了一个类似银河系的螺旋星系的形成，我们还观察了盘的长期演变，因为它形成了一个伪凸起。盘的性质与观测结果吻合得很好，并与光度和重子Tully-Fisher关系，Kennicutt-Schmidt关系和观察到的螺旋星系的角动量内容是兼容的。我们的结论是，潜在的小尺度恒星形成物理起着更大的作用比以前认为在模拟星系形成。
2010-11-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Quenching of satellite galaxies of Milky Way analogues: reconciling theory and observations
银河系和M31周围的绝大多数低质量卫星星系几乎没有冷气体，也没有最近或正在形成恒星的迹象。宇宙学模拟表明，这种猝灭是预料之中的，是由于卫星在加入本星系团（LG）时面临的恶劣环境条件。然而，最近在SAGA调查中对银河系类似物的观测呈现出一幅非常不同的画面，显示大多数观测到的卫星正在积极形成恒星，对当前模拟的现实性和LG的典型性提出了质疑。在这里，我们使用ARTEMIS高分辨率宇宙流体动力学模拟套件与LG，SAGA，本地容量（LV）调查。我们表明，SAGA和LG和LV调查之间的差异，以及SAGA和ARTEMIS模拟之间的差异，可以通过考虑主机质量分布的差异，（更重要的是）观测选择效应，特别是最近才吸积的低质量卫星更有可能形成恒星，具有更高的光学表面亮度，因此更有可能被纳入SAGA调查。这张照片证实了使用数据从更深的LV调查，这表明在低质量的显着淬火，根据基于LCDM的模拟预测。
2022-01-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Positron Annihilation in the Milky Way and beyond
本文研究了银河系中511 keV的电子正电子湮没γ射线信号，并探讨了可能的暗物质解释。如果所有的正电子都是由暗物质粒子湮灭产生的，那么银河系的卫星星系，显然是由暗物质主导的，也应该显示出可测量的511 keV信号。使用INTEGRAL/SPI，我们测试了39个邻近的矮卫星星系的发射，并发现了一致的趋势对暗物质的情况。其中一个星系，网状二号，显示为一个强大的湮灭发射源，我们解释为一个微类星体的存在，喷射成对的等离子体进入星系的星际介质。
2017-07-21 astro-ph.CO astro-ph.HE
Shaken and Stirred: The Milky Way's Dark Substructures
嵌入较大暗物质晕内的低质量子结构的预测丰度和性质在不同的暗物质模型中有很大不同。由于太小而不能容纳星系本身，这些暗晕仍然可以通过引力透镜，或者通过银河系球状星团流和恒星盘的扰动来检测。在这里，我们使用Apostle宇宙学模拟来预测LCDM中质量为~ 10^12太阳质量的晕中质量为10^6.5-10^8.5太阳质量的亚晕的丰度以及空间和速度分布。虽然这些暗晕本身没有重子，但我们发现重子效应是重要的。相比相应的暗物质只模拟，重子从subhaloes的损失和更强的潮汐中断由于重子的存在附近的中心的主晕，减少subhaloes的数量约1/4至1/2，独立于subhalo质量，但越来越多的主机晕中心。我们还发现，subhaloes有非麦克斯韦轨道速度分布，与中央上升的速度各向异性和积极的速度偏差，减少了低速subhaloes的数量，特别是在晕中心附近。我们参数化的预测人口的subhaloes的质量，galactocentric距离，和速度。我们讨论了我们的研究结果的影响，探测暗物质子结构的前景和可能的推断暗物质的性质。
2016-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Dark Disk of the Milky Way
大量的卫星吸积到早期的星系盘上，会导致暗物质沉积在与星系共同旋转的盘状结构中。这种现象对暗物质探测实验有潜在的戏剧性后果。我们利用集中的，高分辨率的模拟吸积事件到磁盘被设计成银河系类似物，并比较由此产生的磁盘的银河系的厚盘的形态和运动学特性，以括号的范围内的同向旋转吸积暗物质。我们发现银河系的合并历史与LCDM预期的中值相比一定是异常平静的，因此它的暗盘一定相对较小：太阳附近的吸积暗盘物质的部分约为宿主晕密度的20%或更小，而太阳附近的同向旋转暗物质部分，定义为以小于50 km/s的旋转速度滞后移动的粒子，与标准光晕模型相比，增强了约30%或更少。这样的暗盘可能主要有助于直接检测实验的低能量（对于质量为100 GeV的暗物质粒子为keV量级）核反冲事件率，但它不会显著改变检测的可能性。这些暗盘提供了弱相互作用的大质量粒子暗物质模型的可检验的预测，应该在与实验数据的详细比较中加以考虑。我们的研究结果表明，银河系的暗盘可能为间接探测实验提供了可探测的信号，在银河系中心方向上贡献了大约25%的暗物质自湮灭信号，使信号具有明显的扁圆形态。
2009-06-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Why Baryons Matter: The Kinematics of Dwarf Spheroidal Satellites
我们使用高分辨率的宇宙学模拟的银河系质量的星系，包括重子和暗物质表明，重子物理（能量反馈超新星和随后的潮汐剥离）显着减少了暗物质质量的发光卫星星系的中心区域。模拟卫星的减少的中心质量再现了银河系和M31卫星作为光度的函数所观察到的内部动态。我们使用这些现实的卫星更新预测观测到的速度和光度函数的卫星周围银河系质量的星系时，重子效应占。我们还预测，在银河系经典卫星相同的光度范围内的场矮星系不应该表现出像卫星一样低的速度，因为场矮星系不经历潮汐剥离。此外，在相同光度下，卫星星系与场星系相比的早期形成时间可能在两个种群的恒星形成历史中很明显。在冷暗物质模型中包括重子物理学自然解释了在银河系矮球状体中观察到的低暗物质密度。因此，我们的模拟解决了冷暗物质理论预测的运动学和卫星观测之间的紧张关系，而没有调用暗物质的替代形式。
2014-04-28 astro-ph.CO
The Massive Satellite Population of Milky-Way Sized Galaxies
本文给出了几个质量大于ms~ 4 E7 Msun的卫星星系在MW级宿主星系周围的占位分布，并用来预测它们的内部动力学。为此，我们在观测到的星系恒星质量函数的中心和卫星质量函数以及两点关联函数的约束下，构造了一个星系群模拟星表。对于MW大小的宿主，我们发现：6.6%有2颗卫星在SMC-LMC质量范围内;它们有1、2或3颗卫星等于或大于LMC、SMC或Sgr的概率分别为0。26，0。14和0。十四岁;具有3颗卫星>= Sgr（作为MW）的那些主机是最常见的情况之一，尽管这些系统中最大和第二大质量的卫星分别比LMC和SMC小0.7和0.8 dex。累积卫星质量函数是相当广泛的，MW的特定配置是低频的，但不是异常值（它还在1 sig的上限之内）。对于MW卫星构型，我们将晕质量限制为Mh>1.4E12 Msun（1 sig水平）。我们发现，在所有MW级的主机（有没有一个大规模的卫星丢失的问题LCDM）的大规模subhalo的丰度应该同意的大规模卫星的丰度。然而，ms<1 E8 Msun的卫星的暗晕的vmax系统地大于目前对MW亮矮星的观测研究所推断的vmax;与以前的工作不同的是，这个结论是基于对MW大小星系的总体分析。一些证据表明，这个问题可能只涉及卫星矮星，而不是中央矮星;然后，与宿主晕内的矮星相关的环境过程结合SN驱动的核心膨胀可能是Vmax降低的基础。[删节]
2013-06-25 astro-ph.CO
The rotationally stabilized VPOS and predicted proper motions of the Milky Way satellite galaxies
银河系（MW）的卫星星系定义了一个巨大的极结构（VPOS），一个垂直于MW盘的薄平面。现在可对所有11颗最亮的“经典”卫星进行自行测量，从而能够对其轨道极点与这一空间结构的对齐情况进行最新分析。11颗卫星中有7至9颗的相干轨道对准表明，VPOS是一个旋转稳定的结构，而不仅仅是一个压力支撑的扁平椭球体。这使我们能够通过假设MW卫星星系在VPOS内的轨道，以经验和模型独立地预测几乎所有卫星星系的PM。作为对我们方法的测试，正如预期的那样，PM已经受到很好约束的卫星最能满足预测，因为更不确定的测量往往会偏离真实值。改进的和新的PM测量将进一步测试这些预测。在基于暗物质的星系形成模拟中，卫星星系轨道极的强烈对齐是不可能的。然而，卫星星系的轨道方向一致是潮汐矮星系在星系碰撞的碎片中形成的自然结果。因此，MW卫星星系的轨道极点进一步支持了VPOS起源的潮汐情景，并且对标准LCDM宇宙学模型提出了非常重大的挑战。我们还注意到，MW卫星速度对银河系中心距离的依赖性似乎映射出一个恒定速度约为240 km/s至约250 kpc的有效势。单个卫星的速度只是轻微的径向。
2013-09-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Milky Way's plane of satellites: consistent with $Λ$CDM
“卫星平面问题”描述了银河系中11个最亮的卫星星系在一个非常薄的平面上的排列，可能是由旋转支撑的。这显然与标准宇宙学模型相矛盾，在标准宇宙学模型中，银河系被弥散支持的暗物质晕所包围。在这里，我们表明，报告的异常各向异性的卫星系统是强烈的偶然的不平衡的径向分布，早期的模拟未能再现，结合密切，但短暂的连接的两个最遥远的卫星，狮子座I和狮子座II。使用盖亚自行，我们表明，轨道极点对齐是比以前报道的更常见，并揭示了卫星的平面是瞬态的，而不是旋转支持。与新的模拟相比，这种短命的飞机很常见，我们发现银河系卫星与标准模型的预期是兼容的。
2022-05-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Where are the Fossils of the First Galaxies? I. Local Volume Maps and Properties of the Undetected Dwarfs
我们提出了一种新的方法产生初始条件LCDM N体模拟提供了必要的动力学范围，以遵循本地体积，5 - 10百万秒差距，尺度上的第一个星系的化石的演化和分布。粒子的初始分布代表了从预再电离模拟中提取的暗晕和亮晕的位置、速度和质量分布。我们证实了以前的结果，超暗矮星的属性与保存完好的第一个星系的化石兼容。然而，由于最明亮的再电离前矮星优先在偏置区域形成，它们最有可能合并成圆速度> 20 - 30 km/s的非化石晕。因此，我们发现银河系中真化石的最大光度是L_V <10^5 L_solar，这对某些经典dSphs是真化石的解释提出了质疑。此外，我们认为，大多数超暗在小银河系中心距离，R <50千秒差距，其恒星性质的潮汐修改，而大量的化石仍然未被发现，由于其极低的表面亮度日志（Sigma_V）<-1.4。我们估计，在距离银河系R_50（~400 kpc）至1 Mpc的区域内，约有100个V波段光度为10^3 - 10^5 L_太阳半径和半光半径，r_hl~100 - 1000 pc的第一批星系的真正化石。
2011-11-10 astro-ph.CO
A Dynamical Model of the Local Group
这个动力学模型的28个星系的距离小于1.5 Mpc，并没有明显的紧卫星，是由初始条件，在高红移的特殊速度很小，并按照标准宇宙学的增长。该解与大多数测量的红移、距离和自行都是令人满意的拟合，但有一些有趣的例外需要进一步研究。该模型预测银河系的旋转速度为256 km/s，与Reid et al.（2009 a）一致。十个本星系群的星系从超星系低纬度和超星系经度~ 70度处发出，可能是一个较大星系失败的组合的残余物。NGC 6822以红移约0.27经过银河系附近，其轨道类似于麦哲伦云。狮子座I的日心角速度为0.33质量/年，也许可以用平均恒星运动来测量，15个星系的自行大于0.05质量/年，可以用脉泽来测量。
2011-05-27 astro-ph.CO
The globular cluster system of the Milky Way: accretion in a cosmological context
我们研究了银河系的球状星团（GC）的空间分布中的平面排列的意义。我们发现，当分离的水平分支形态和金属丰度的基础上，最外的典型的年轻晕GC样品（在银河系中心半径超过10千秒差距）表现出各向异性的分布，可以等同于一个平面（24 +/- 4）千秒差距厚（rms）和倾斜8度+/- 5度的银河系盘的极轴。为了量化这个平面的重要性，我们确定了各向同性分布复制蒙特卡罗试验中观察到的分布的时间分数。在10 kpc的银河中心半径外，该平面在>95%的水平上保持显著性，在此半径内，空间分布明显各向同性。相比之下，10 kpc以外的旧晕样本的空间分布与各向同性分布很好地匹配。年轻晕球状星团的外表面与银河系的卫星星系的外表面在方向上是不可区分的。模拟显示，当周围大尺度结构的细丝进入银河系的势能时，卫星的平面排列可能会出现。因此，我们认为我们的结果是外部年轻晕球状星团人口吸积起源的直接观测证据。这一结论证实了众多的证据线，同样表明了一个吸积的起源，这组集群从推断集群的属性。
2011-09-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Milky Way Cepheid Standards for Measuring Cosmic Distances and Application to Gaia DR2: Implications for the Hubble Constant
我们提出了一个选定的样本的50个长周期，低消光银河系造父变星测量上相同的WFC 3 F555 W，F814 W，和F160 W波段测光系统作为河外造父变星在SN Ia主机的HST测光。这些明亮的造父变星是在光学和近红外的WFC 3空间扫描模式下观测的，以减轻饱和度并减少像素间的校准误差，以达到每次观测5毫马格的平均光度误差。我们使用新的盖亚DR 2视差和HST测光，同时限制宇宙距离尺度，并测量适合造父变星的DR 2视差零点偏移。我们发现，对于固定的距离尺度，零点偏移值为-46 +/- 13 μ as或+/- 6 μ as，高于类星体，正如预期的那样，对于这些更亮和更红的源。由于需要独立地确定视差偏移，距离刻度从DR 2的精度已经降低了2.5倍。最佳拟合距离尺度为1.006 +/- 0.033，相对于Riess等人2016年的尺度（H 0 =73.24 km/s/Mpc），用于通过光度学预测散射，并且与在2.9 sigma置信水平（99.6%）下匹配Planck 2016 CMB数据与LCDM所需的尺度不一致。在96.5%的置信度下，我们发现正式的DR 2错误可能被低估。我们确定了额外的错误与使用增强造父变星样本利用地面测光，并讨论其可能的起源。包括DR 2的松弛与所有先前的距离阶梯数据提高了目前的张力之间的晚期和早期宇宙路线的哈勃常数到3. 8西格玛（99. 99%）。随着盖亚最终…
2018-05-25 astro-ph.CO astro-ph.SR
A possible impact near the Milky Way of a former major merger in the Local Group
银河系（MW）矮星系呈现出两个特殊的特征，即它形成了一个称为巨大极结构（VPOS）的厚平面，以及两个最大的矮星系，麦哲伦云（MC），是不规则星系，几乎从未在如此接近发光的L* 星系的地方看到过。从我们对M31的建模中调查，作为前一个富含天然气的主要合并的结果，我们发现在事件期间产生的预期潮汐尾之一可能已经达到了MW。这样的巧合可能看起来相当特殊，但MW确实位于由潮汐尾在目前的时代划定的小体积。在我们的设想中，大部分MW矮星，包括MC，可能是在本地集团的前合并期间形成的潮汐尾内形成的。它导致一个公平的再现的VPOS以及一个简单的解释MC接近MW，即占两个特殊功能的MW矮星分布。然而，这种情况下预测暗物质免费MW矮星，这是在明显的矛盾，其固有的大速度色散。为了建立或丢弃，这需要进一步研究它们与MW势的详细相互作用。
2012-11-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence for a Triaxial Milky Way Dark Matter Halo from the Sagittarius Stellar Tidal Stream
观测人马座矮椭球体（Sgr dSph）的破坏所产生的漫长潮汐流，能够对银河系引力势的形状提供强有力的约束。然而，以前的工作，基于不同的流属性在轴对称银河系模型的建模产生了相互矛盾的结果：虽然角进动的Sgr领先的手臂是最一致的球形或略扁的晕，在这个手臂的恒星的径向速度只再现长晕模型。我们证明，这个明显的悖论可以解决，而不是采用三轴潜力。我们的新的星系晕模型，同时适合所有完善的相空间的限制，从Sgr流，提供了第一个确凿的证据，和试探性的测量，在一个单独的暗物质晕的三轴性。在~ 60 kpc范围内的银河系晕的最佳特征是等速线的短轴/长轴比c/a ~ 0.67，中轴/长轴比b/a ~ 0.83，三轴度参数T ~ 0.56。在这个模型中，暗晕的短轴与连接太阳和银河系中心的银河系X轴重合，在15度以内，而长轴也位于银河系平面内，大约沿着银河系Y轴。
2009-08-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Calibrating the Cepheid Period-Luminosity relation from the infrared surface brightness technique I. The p-factor, the Milky Way relations, and a universal K-band relation
我们确定了银河系造父变星在光学和近红外波段的周期光度关系。这些关系式可以直接用作确定造父变星与太阳金属丰度的星系外距离的参考，它们构成了直接与麦哲伦云中恒星以完全相同的方式获得的关系式进行比较的基础，在一份附带的论文中提出。在这篇论文中，我们表明，金属量的影响是非常小的，并与零效应一致，特别是在近红外波段，我们在这里结合所有111造父变星从银河系，LMC和SMC形成一个最佳的关系。我们采用近红外表面亮度（IRSB）的方法来确定直接距离的个人造父变星后，我们已经重新校准的投影因子使用最近的视差测量10银河造父变星和约束造父变星的距离LMC应该是独立的脉动周期。我们证实了我们早先的发现，即把径向速度转换成脉动速度的投影因子与脉动周期有很大的关系，p = 1.550 - 0.186 * log（P），这与最近的理论预测不一致。我们描绘的造父变星PL的关系，使用111造父变星直接距离IRSB分析。的关系是由建设与最近的HST视差距离造父变星和斜率是在很好的协议与斜率的视星等与周期在LMC中观察到。
2011-09-09 astro-ph.CO astro-ph.SR
Stellar Population Variations in the Milky Way's Stellar Halo
如果盘状星系的恒星晕是由矮星系的分裂形成的，模型预测这些晕内的恒星星族会有高度结构化的变化。我们通过研究蓝色水平分支星（BHB星;在旧的，金属贫乏的人口中更丰富）与主序关闭星（MSTO星;所有人口的一个特征）在银河系恒星晕中的比例来测试这一预测。我们开发并应用了一种改进的技术，仅使用ugr颜色信息来选择BHB星，产生了约9000 g<18个候选者的样本，其中约70%是BHB星。我们在MSTO恒星绝对星等分布所允许的距离分辨率下，绘制了约1/4天空的BHB/MSTO比率。我们发现在恒星晕中BHB/MSTO星比的变化很大。以前确定的，流状晕结构具有独特的BHB/MSTO比，表明不同的年龄/金属丰度。一些晕圈特征，例如，低纬度结构，似乎几乎完全没有BHB星，而其他结构似乎富含BHB星。人马座的潮汐流显示出明显的变化，BHB/MSTO比沿其范围内，我们解释在祖矮星系内的人口梯度。我们对不同恒星晕子结构之间的相干恒星星族变化的探测为恒星晕生长的宇宙学动机模型提供了更多的支持。
2010-10-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing Yukawa cosmology at the Milky Way and M31 galactic scales
本文用Yukawa引力势解释银河系和M31旋转曲线，无需暗物质，并通过蒙特卡洛方法和贝叶斯信息准则约束参数，发现特征长度λ在星系尺度与宇宙学尺度上存在量级差异。
2024-04-02 astro-ph.CO gr-qc
The formation and survival of the Milky Way's oldest stellar disk
本研究利用高α星探究银河系盘的年龄相关结构与恒星形成率，发现盘状几何结构在超过13 Gyr的古老星族中即存在，并将该最古老盘成分命名为PanGu，揭示银河系具有异常平静的动力学历史。
2024-10-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The Three-Dimensional Structure of the M31 Satellite System; Strong Evidence for an Inhomogeneous Distribution of Satellites
我们进行调查的M31卫星系统的空间结构，利用在以前的出版物中提出的距离分布。这些距离利用泛仙女座考古调查（PAndAS）的深度和空间覆盖范围的独特组合，提供了一个由M31的27颗卫星组成的大型均匀样本，以及M31本身。我们发现，卫星分布，作为一个整体来看，是没有更多的平面比一个人会期望从一个随机分布的大小相等。然而，一个由15个卫星组成的圆盘被发现是非常重要的，而且非常薄，均方根厚度只有$12.34^{+0.75}_{-0.43}$ kpc。这个圆盘的方向近似于银河系的边缘，几乎垂直于银河系圆盘。它也大致垂直于银河系卫星系统定期报告的盘状结构，并与M31的巨型星流紧密对齐。对M31卫星分布不对称性的类似分析发现，它也明显大于人们对随机分布的预期。特别值得注意的是，27颗卫星中有20颗最有可能位于银河系的一侧，其中形成上述圆盘的卫星子集中的不对称性最明显。考虑到银河系和M31的卫星盘结构之间明显的正交性，这种不平衡性就更加有趣了。
2013-01-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Finding $r$-II sibling stars in the Milky Way with the Greedy Optimistic Clustering algorithm
本研究利用 Gaia EDR3 数据和贪婪乐观聚类方法分析太阳邻域 161 颗 r-II 恒星轨道作用量，发现六个具有相似轨道与化学特征的星团，为完全瓦解的 R 过程增强矮星系遗迹提供了理想候选者。
2023-02-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
