Stellar Profile Independent Determination of the Dark Matter Distribution of the Fornax Local Group Dwarf Spheroidal Galaxy
本星系群矮球状星系是研究暗物质暗晕小尺度结构最有希望的天体物理目标之一。我们描述了一种方法，用于测试建议DM晕模型和LG dSphs内的恒星星族观测之间的对应关系。通过利用任何建议的DM模型的引力势和可用的恒星运动学数据，我们可以得到一个预测的观测到的恒星表面密度的LG dSph，可以直接与观测比较。因为我们不做任何参考假设的表面亮度分布，我们的模型可以应用到异国情调的DM分布，产生非典型的恒星密度分布。我们使用我们的方法来确定，天炉座LG dSph的DM晕更有可能是核心比尖，确定它的特点是由一个半小到半长轴比在较小的张力与模拟，并没有发现实质性的证据的磁盘内dSph的较大DM晕。
2019-12-03 astro-ph.GA gr-qc hep-ph
The SEGUE K giant survey II: A Catalog of Distance Determinations for the SEGUE K giants in the Galactic Halo
我们提出了一个在线目录的距离测定$\rm 6036$ K巨星，其中大多数是银河系的恒星晕的成员。它们的SDSS/SEGUE中分辨率光谱被用来获得金属丰度和粗略的重力估计，以及径向速度。距离模是通过将每颗恒星的视星等与观察到的$(g-r)_0$颜色和光谱[Fe/H]处经验校准的颜色-光度基准点的绝对星等进行比较而得出的。我们采用了一种概率方法，使其简单地正确传播的金属性，幅度和颜色的误差到距离的不确定性。我们还折叠在${\it prior}$信息的巨分支光度函数和不同的金属丰度分布的SEGUE K-巨星的目标子类别。我们发现，金属丰度先验在距离估计中起着很小的作用，但忽略光度先验可能会导致系统的距离模量偏差高达0.25等，相比使用光度先验的情况。我们发现一个中位数距离精度为$16\%$，距离估计最精确的最少的金属贫恒星附近的红巨星分支的尖端。球状星团和疏散星团的观测验证了我们的距离估计的精度和准确性。我们的星表中的恒星距离银河系中心最远可达125千秒差距，超过50千秒差距的恒星有283颗，形成了星系晕中最大的遥远示踪物光谱样本。
2014-02-26 astro-ph.GA
The orbital PDF: the dynamical state of Milky Way sized haloes and the intrinsic uncertainty in the determination of their masses
利用真实的银河系大小的晕的宇宙学模拟，我们研究了它们的动力学状态和用动力学示踪剂的稳态模型推断它们的质量分布的准确性。我们使用一种新的方法，描述了相空间分布的稳态示踪剂人口在球势没有任何假设，关于他们的轨道分布。从水瓶座$Λ$ CDM N-体模拟的五个晕应用该方法，我们发现，暗物质粒子是一个准确的示踪剂，使晕质量和浓度参数恢复与$5\%$的准确性。假设NFW形式的电位分布在大多数情况下不会显著影响拟合，除了晕A，晕A的密度分布与NFW形式显著不同，导致动态拟合参数中的$30\%$偏差。暗物质示踪剂中子结构的存在只影响$\sim 1\%$的拟合。应用该方法模拟恒星晕产生的粒子标记技术，我们发现恒星比暗物质粒子更远离平衡，产生系统的偏差$\sim 20\%$推断的质量和浓度参数。从传统的分布函数拟合恒星获得的系统偏差的水平与我们的相当，而类似的适合DM示踪剂显着偏置，与我们的配合。与以前的研究一致，质量偏差在示踪剂半质量半径附近大大降低。
2015-11-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
New Determinations of the UV Luminosity Functions from z~9 to z~2 show a remarkable consistency with halo growth and a constant star formation efficiency
在这里，我们提供了迄今为止HST在z~2、3、4、5、6、7、8和9处可用的静止帧$UV$ LF的最全面的确定。基本上所有的非星系团河外遗留场都被利用了，包括哈勃超深场（HUDF）、哈勃前沿场平行场和所有五个CANDELS场，总测量面积为1136弧分^[2]。我们的测定包括z~2-3的星系，这些星系利用了在GOODS北区和GOODS南区约150弧分^2区域内的深HDUV、UVUDF和ERS WFC 3/UVIS观测数据。总的来说，我们的集体样本包括> 24，000个来源，比HST以前的选择大2.3倍。在z~2、3、4、5、6、7、8和9处分别识别出5766、6332、7240、3449、1066、601、246和33个源。结合我们的结果与Oesch+2018 a早期的z~10 LF测定，我们量化了$UV$ LF的演变。我们的结果表明：（1）暗端斜率α从z~10处的α ~-2.4平滑平坦到z~2处的-1.5，（2）特征光度M* 在z>~2.5处的变化最小，以及（3）从z~10到z~2，归一化log_10 phi* 单调增加，这可以用简单的二阶多项式很好地描述，符合“加速进化”的假设我们发现，这些趋势（从z~10到z~2.5至少）可以很容易地解释的晕质量函数的演变和一个简单的恒星形成效率恒定模型的基础上。
2021-02-15 astro-ph.GA
Determination of the escape velocity of the Milky Way using a proper motion selected halo sample
{ \it Gaia}任务提供了有史以来最大的具有切向速度信息的源目录。然而，使用这个目录进行动力学研究是困难的，因为大多数恒星缺乏视线速度测量。最近，我们提出了一个选择的$\sim 10^7$晕星的准确距离，已选定的基础上，他们的测光和自行。使用这个例子，我们用幂律分布来模拟速度分布的尾部，这是一种由\cite{Leonard1990THESPEED}首先建立的常用方法。这是有史以来第一次，我们使用切向速度精确测量了前所未有的数量晕星估计逃逸速度。在太阳附近，我们得到了一个非常精确的逃逸速度的估计，它是$497^{+8}_{-8}~{\rm km/s}$。这一估计很可能偏低，我们最好的猜测是10%。因此，真实的逃逸速度很可能更接近于$550~{\rm km/s}$。逃逸速度直接限制了银河系的总质量。为了找到最佳的拟合晕质量和浓度参数，我们调整了现实的银河系潜力的黑暗（球形NFW）晕，同时保持太阳半径固定在$v_c(R_\odot) = 232.8~{\rm km/s}$的圆速度。所得晕圈参数为$M_{200}^{+10\%} = 1.11^{+0.08}_{-0.07} \cdot10^{12} ~{\rm M}_\odot$和浓度参数$c^{+10\%} = 11.8^{+0.3}_{-0.3}$，其中我们使用明确的符号表示这些参数已针对10\%偏倚进行了校正。内星系的逃逸速度…
2021-03-08 astro-ph.GA
Galactic Gas Models Strongly Affect the Determination of the Diffusive Halo Height
本研究指出对银河系旋臂的不精确建模会严重影响通过放射性次级粒子通量确定扩散晕高度的准确性，并利用最先进的旋臂模型提出了新预测以支持未来的测量。
2024-08-24 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Enhanced cluster lensing models with measured galaxy kinematics
本文对CLASH/HFF质量星系团MACS J1206.2-0847（z=0.44），MACS J0416.1-2403（z=0.40），Abell S1063（z=0.35）的总质量分布进行了改进测定。我们专门重建的子晕质量分量与强大的恒星运动学信息的星系团星系，结合精确的强透镜模型的基础上大样本的光谱识别的多个图像。我们使用VLT/MUSE积分场光谱在星系团核心测量恒星速度色散，$σ$，每个星系团的40-60个成员星系，覆盖4-5个星等的$m_{F160W}\simeq 21.5$。我们验证的鲁棒性和量化的速度色散测量的准确性与广泛的频谱模拟。利用这些数据，我们确定了每个星系团中星系$L\mbox{-}σ$ Faber-Jackson关系的归一化和斜率，并使用这些参数作为质量分布建模中次晕人口标度关系的先验。与我们以前的透镜模型相比，包含成员星系的运动学在再现多个图像的位置时提供了类似的精度。然而，中心有效速度色散，$σ_0$，和截断半径，$r_{cut}$，子晕之间的固有简并性大大降低，从而显着减轻可能的系统在测量子晕质量。三个独立的测定的$σ_0\mbox{-}r_{cut}$标度关系，在每个集群被发现是完全一致的，使统计确定的子晕大小作为一个函数的$σ_0$，或晕群众。我们推导了这三个星系团的星系中心速度色散函数，发现它们彼此一致。用这种方法确定的次晕质量函数可以与宇宙学…
2019-10-04 astro-ph.GA
Halo intruders in the Galactic bulge revealed by HST and Gaia: the globular clusters Terzan 10 and Djorgovski 1
低纬度的球状星团Terzan 10和Djorgovski 1被投射在银河系的凸起处，在一个受灭绝影响很大的银河系区域。在文献中存在的差异的一个因素~2关于这些集群的距离测定。我们重新审视了这两个球状星团的颜色星等图（CMD），目的是解开它们的距离确定的模糊性，并首次确定它们的轨道，以确定它们是否是凸起/酒吧区的一部分。我们使用哈勃太空望远镜CMD，其中Terzan 10的过滤器来自ACS的F606 W和WFC 3的F160 W，Djorgosvski~1的过滤器来自ACS的F606 W和F814 W，并将它们与盖亚日期发布2的自行相结合。对于轨道积分，我们采用了一个稳定的银河系模型与酒吧。这些星团的蓝色水平分支第一次被清晰地分辨出来。我们获得了可靠的距离dSun = 10.3+-1.0 kpc和9.3+-0.5 kpc的Terzan 10，Djorgovski 1分别，这表明他们目前都位于隆起体积。从盖亚DR 2自行，加上我们的新的距离测定和最近的文献径向速度，我们能够表明，这两个样本集群有典型的晕轨道是通过凸起/酒吧区，但他们不是这个组件的一部分。这是第一次在凸起中识别出晕入侵者。
2019-01-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Robust Determination of Milky Way Satellite Properties using Hierarchical Mass Modeling
我们介绍了一种新的方法来确定质量分布，以及整体分布，本群卫星星系。具体来说，我们采用了统计多级建模技术，贝叶斯分层建模，同时限制个别本地集团银河系卫星星系的属性和银河系卫星人口的特点。我们表明，这种方法减少了个别矮星系质量测量的不确定性最微弱的星系的几个因素。我们发现，银河系卫星的分布推断的分析，除了明显缺乏高质量的晕，是符合的拉姆达冷暗物质（拉姆达CDM）的范例。特别是，我们发现，无论是测量的最大圆速度和半径之间的关系，在这个速度，以及推断的质量之间的关系在300秒差距和光度，相匹配的最大圆速度低于20公里/秒的晕的Lambda-CDM模拟预测的值。也许更引人注目的是，这项分析似乎表明，这些星系共享一个更尖的“平均”晕形状。虽然这项研究调和了许多观测到的银河系卫星分布的特性与Lambda CDM模拟，我们发现，仍然有一个赤字的卫星的最大圆周速度为20-40公里/秒。
2015-06-19 astro-ph.GA
Evolution of a dwarf satellite galaxy embedded in a scalar field dark matter halo
冷暗物质（CDM）模型有两个未解决的问题：一是对银河系周围卫星丰度的模拟过高，二是与矮星系中心密度的观测不一致，后者更倾向于等密度（核心）分布;另一种解释称为标量场暗物质（SFDM）模型，它假设暗物质是质量的标量场（$\sim 10^{-22}$ eV/ $c^2$）;该模型可以减少由于在$\sim 10^8$ M $_{\odot}$的质量尺度以下缺乏晕形成而导致的过量问题，并且成功地拟合了矮星中的密度分布。该模型的一个有吸引力的特点是预测核心轮廓晕，虽然核心大小的确定是通过拟合观测数据。我们进行\textit{N}体模拟，探讨潮汐力的影响，在恒星分布嵌入在一个SFDM晕轨道MW类SFDM主机晕与磁盘。我们的模拟旨在测试SFDM作为替代模型的可行性，通过比较潮汐效应，导致在这种模式与CDM中获得类似的质量晕。我们发现，星系在subhalos的核心配置文件和高中心密度生存10 Gyr。同样的情况也发生在远离主盘影响的低密度暗晕中的星系，而低密度暗晕中的卫星和紧密轨道中的卫星最终会被剥夺恒星。我们的结论是，SFDM的结果与CDM矮星系的一致性，但自然提供了一种可能性，以解决失踪的卫星问题。
2015-08-20 astro-ph.GA gr-qc
General circular velocity relation of a test particle in a 3D gravitational potential: application to the rotation curves analysis and total mass determination of UGC 8490 and UGC 9753
本文导出了一种新的适用于各种曲线坐标系的三维引力势中试验粒子的圆速度关系式，该关系式适合于简化为正交形式。作为一个说明的潜力，确定的圆速度表达式，我们执行的旋转曲线分析的UGC 8490和UGC 9753，我们估计这两个星系的总质量和暗物质质量的假设下，它们各自的暗物质晕有球形，长球形和扁球形的质量分布。我们采用恒星星族合成模型和总HI密度图，得到了两个星系的恒星和HI+He+金属的自转曲线。从观测到的UGC 8490和UGC 9753的自转曲线中减去恒星加气体的自转曲线，得到两个星系的暗物质圆速度曲线。我们通过新建立的专门针对球形、长球形和扁球形质量分布的圆速度公式，考虑Navarro、Frenk和White、Burkert、Di Cintio、Einasto和Stadel暗物质晕，拟合了UGC 8490和UGC 9753的暗物质自转曲线。我们的主要发现如下：在全球范围内，核心暗物质配置文件Burkert和Einasto优于尖状纳瓦罗，弗伦克和白色和迪Cintio。此外，球形/扁圆形暗物质模型更适合的暗物质旋转曲线的两个星系比长形暗物质晕。
2018-04-20 astro-ph.GA
The outer halos of elliptical galaxies
本文综述了椭圆星系扩展低表面亮度晕区的恒星和暗物质密度分布、恒星运动学和恒星星族性质的研究进展。用积分场吸收光谱和行星状星云作为示踪物，分别跟踪了~4和~5-8有效半径的速度色散和旋转廓线，并在M87中跟踪到~150 kpc的外缘。结果与已知的椭圆星系类型的二分法基本一致，但有些星系在其晕中显示出更复杂的旋转轮廓，并且有更高的失调发生率，表明三轴性。动力学模型显示了总质量分布的一系列斜率，并且椭圆星系内部的暗物质密度高于螺旋星系，这表明了更早的组装红移。对X射线亮椭圆星系中的热X射线发射气体的分析和与动力学质量测定的比较表明，在~10 kpc的内部，压力的非热分量可能是重要的，并且这些系统的性质与它们的群环境密切相关。关于外晕恒星星族特性的第一个结果还没有给出一个清晰的图像。在一个明亮星系的晕中，较低的[α/Fe]丰度表明更长的恒星形成历史，指向晕的晚期吸积。这与正在进行的吸积的独立证据是一致的，并表明与观测到的具有红移的椭圆星系的大小演化有关。
2010-09-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Empirical Determination of Dark Matter Velocities using Metal-Poor Stars
银河系的暗物质晕是由较小的暗物质晕吸积而成的。这些子单元也拥有恒星-典型的是老的和贫金属的-它们是通过分裂事件沉积在银河系内部区域的。在这封信中，我们表明，太阳附近的暗物质和贫金属恒星由于它们的共同起源而具有相似的运动学。使用高分辨率的厄里斯模拟，跟踪的暗物质和重子在一个现实的银河系模拟星系的演变，我们证明，贫金属的恒星确实是有效的示踪剂的本地，维里化的暗物质速度分布。因此，局部的暗物质速度可以从斯隆数字巡天在太阳4千秒差距内对恒星晕的观测中推断出来。这个经验分布在重要方面不同于标准晕模型，并表明对于$\sim$ 10 GeV以下的暗物质质量，自旋无关散射截面上的边界可能会被削弱。来自盖亚的数据将使我们能够进一步完善光滑暗物质成分的预期分布，并测试局部子结构的存在。
2017-12-12 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The Galaxy-Halo Connection Over The Last 13.3 Gyrs
我们提出了新的测定恒星晕质量关系（SHMR）在$z=0-10$匹配的星系恒星质量函数的演变，SFR $-M_*$关系，和宇宙恒星形成率。我们利用文献中40项观察性研究的汇编，并纠正潜在的偏倚。使用我们强大的确定晕质量大会和SHMR，我们推断恒星形成的历史，合并率，和结构特性的平均星系，结合恒星形成和淬火星系。我们的主要发现：（1）晕质量$M_{50}$与sSFR/sMAR $\sim1$相一致，其中sMAR是比晕质量吸积率，超过此质量时，50%的星系会发生猝灭。(2)$M_{50}$随红移而增加，可能是由于冷流在高红移时更有效，而维里激波和活动星系核反馈在低红移时变得更相关。(3)比率sSFR/sMAR具有峰值，其出现在$M_{\rm vir}\sim2\times10^{11}M_{\odot}$附近。(4)1千秒差距以内的恒星质量密度$Σ_1$是银河系全球sSFR的一个很好的指标。(5)在$Σ_1$中，Galerkin在统计上达到最大值后被淬灭，这与气体压缩模型的理论预期一致;这个最大值取决于红移。(6)恒星的原位形成是大多数星系恒星质量增长的原因，特别是对于低质量星系。(7)Galeries从里到外生长。当星系淬灭时，大小-质量关系的斜率发生了显著的变化，从$d\log R_{\rm eff}/d\log M_*\sim0.35$到$\sim2.5$，这可能是干次要合并的结果…
2017-05-15 astro-ph.GA
Detailed Abundance Determination of Metal-Poor Stars with X-Shooter I. Unusual Chemistry in Halo Stars
Research School of Astronomy and Astrophysics, Australian National University（澳大利亚国立大学天体物理学与天文学研究学院）；Theoretical Astrophysics, Department of Physics and Astronomy, Uppsala University（乌普萨拉大学物理与天文学系理论天体物理学）；Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg, Landessternwarte（海德堡大学天文中心州立天文台）
本研究利用X-Shooter光谱分析16颗金属贫乏恒星，发现其中六颗极贫金属恒星，揭示了GSE吸积事件中的恒星分布，并识别出三颗具有异常化学特征的恒星，展示了早期银河系中恒星群体的化学多样性。
2026-02-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detailed Abundance Determination of Metal-Poor Stars with X-Shooter II. - Chemically Disentangling the Halo, Disk and GSE
Research School of Astronomy and Astrophysics, Australian National University（澳大利亚国立大学天体物理与天文学研究学院）；Theoretical Astrophysics, Department of Physics and Astronomy, Uppsala University（乌普萨拉大学物理学与天文学系理论天体物理学）；Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg, Landessternwarte（海德堡大学天文中心，州立天文台）
研究结合X-Shooter观测与文献数据，将贫金属恒星按运动学分类后，发现顺行银盘与银晕的[Sc/Mg]趋势差异显著，还识别出一颗r-I星的特殊丰度特征。
2026-08-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
A new determination of the local dark matter density from the kinematics of K dwarfs
我们采用一种新的方法来确定本地盘物质和暗晕物质密度的\sim 2000 K矮星的运动学和位置数据从文献中。我们的方法只假设光盘是局部的动力学平衡，并在金斯方程的“倾斜”项是小到\sim 1千秒差距以上的平面。我们提出了一个新的计算光度距离的K矮星，并使用蒙特卡罗马尔可夫链边缘化的重子质量分布的不确定性，速度和距离误差为每个单独的明星。我们进行了一系列的测试，以证明我们的结果是不敏感的似是而非的系统误差在我们的距离校准，我们表明，我们的方法恢复正确的答案，从动态演变的N体模拟银河系。我们发现局域暗物质密度ρdm = 0.025+0.014-0.013 M \odotpc^{-3}（0.95+0.53-0.49 GeV cm^{-3}），置信度为90%，假设不对局部旋转曲线的非平坦性进行校正，如果包括修正，ρdm = 0.022+0.015-0.013 M \odotpc^- 3（0.85+0.57-0.50 GeV cm^{-3}）。我们对ρdm的90%的下限大于文献中通常假设的正则值，并且在假设球形晕的旋转曲线外推时处于温和的张力。我们的结果可以解释为一个更大的本地银河系旋转曲线，扁圆暗物质晕，本地光盘的暗物质，或这些组合的归一化。
2012-07-23 astro-ph.GA
Could quasar lensing time delays hint to a core component in halos, instead of H0 tension?
引力透镜类星体的图像之间测量的时间延迟探针的角直径距离的源透镜系统和透镜的质量密度分布的组合。测量这类系统的观测活动已经报道了哈勃参数H 0的测定，该参数显示出与基于宇宙微波背景（CMB）和大尺度结构（LSS）的独立测定的显著张力。我们表明，透镜质量模型，表现出一个核心的组成部分，共存的尖点，探针退化方向的透镜模型参数空间，是一个近似的质量片变换。这一系列的透镜模型还没有被宇宙学分析所考虑。一旦加入到模型中，宇宙学误差预算应该依赖于恒星运动学的不确定性。我们建议，一个核心组件共存的尖点可以使H 0的透镜测量符合CMB/LSS值。
2020-04-21 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Extreme Value Statistics of the Halo and Stellar Mass Distributions at High Redshift: are JWST Results in Tension with ΛCDM?
在$Λ$ CDM宇宙学中，暗物质晕质量的分布可以得到精确的预言。在一个特定的红移下，一个大质量的晕或星系的存在，假设后者有一些重子和恒星的分数，因此可以用来测试基本的宇宙学模型。最近的一些测量非常大的星系恒星质量在高红移（$z > 8$）激发调查是否有任何这些对象是在紧张与$Λ$ CDM。我们使用极值统计产生的质量红移平面的最极端的质量晕和星系的置信区域。对数值模型的测试表明，无论是在它们的暗物质晕质量还是它们的星系恒星质量中，都没有张力。然而，我们发现试探$> 3σ$张力与最近的观测测定星系质量在高红移从HST和JWST，尽管使用保守的估计恒星分数（$f_{\star} \sim 1$）。这些星系要么与$Λ$ CDM处于紧张状态，要么在它们的恒星质量或红移估计中存在未知的不确定性。
2022-11-09 astro-ph.GA
Benchmarking the effective temperature scale of red giant branch stellar models: the case of the metal-poor halo giant HD 122563
本研究以贫金属晕族巨星HD 122563为基准，结合Gaia DR3观测数据重新测定其基本参数，对比恒星演化轨迹发现Teff标度存在差异，指出需更精确的参数测定与对流外层模型优化来解决分歧。
2024-04-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
A low pre-infall mass for the Carina dwarf galaxy from disequilibrium modelling
只有暗物质的星系形成模拟预测，类似银河系的星系周围的暗晕数量要比观测到的卫星数量多得多。提出的解决方案要求卫星在落入银河系时居住在质量在10亿到100亿太阳质量之间的暗物质晕中。在这里，我们使用一种独立于宇宙学模拟的建模方法，获得银河系卫星之一：船底座的3.6亿（+3.8亿，-2.3亿）太阳质量的预质量。只有在质量低于100亿个太阳质量的晕中，星系形成变得随机时，船底座低晕质量的确定才能被纳入标准模型。否则，船底座，第八个最明亮的银河系矮星，预计将居住在一个显着更大的光环。这意味着银河系中应该有一群“暗矮星”：没有恒星的光环，但比许多可见的同类更大。
2015-07-08 astro-ph.GA
The stellar-to-halo mass relation for Local Group galaxies
我们认为，一个单一的幂律晕质量分布是适当的直接匹配到所观察到的本群矮星系的恒星质量，允许确定的斜率的恒星质量晕质量关系的低质量星系。晕群众的错误被定义为泊松噪声的模拟本地组实现，我们确定使用受约束的本地宇宙模拟（CLUES）。对于恒星质量范围10 $^7$ <M*<10 $^8$ M $_\odot$，我们可能有一个完整的普查观测星系，我们发现，恒星质量晕质量关系遵循幂律与斜率为3.1，显着陡峭比大多数值在文献中。恒星质量和晕质量之间的陡峭关系表明，本星系群矮星系由质量范围较小的暗物质晕构成。我们的方法是强大的恒星质量的人口普查所观察到的本星系群星系是完整的，但显着的不确定性，在目前测得的斜率的恒星晕质量关系将显着降低，如果本星系群的完整性限制是$10^{6.5}$ M $\odot$或以下，突出了这样的限制，以较低的质量和较大的体积的重要性。
2014-02-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The dependence of halo bias on age, concentration and spin
晕偏置是联系物质分布和暗物质晕的主要纽带。在其最简单的形式，晕偏差是由晕质量，但也有已知的其他晕属性的准确建模星系集群的后果的额外依赖。在这里，我们提出了最精确的测量晕年龄，浓度和自旋的这些二次偏置的依赖关系，晕质量范围从10 $^{10.7}$到10 $^{14.7}$ $h^{-1}$ M $_{\odot}$。在高质量端，我们没有发现强有力的证据表明，组装偏见的质量以上M $_{vir}$ $\sim10^{14}$ $h^{-1}$ M $_{\odot}$。二次偏置存在，然而，晕浓度和自旋，集群大小的晕，与以前的研究结果一致。对于晕自旋，我们报告，第一次，两种不同的制度：以上M $_{vir}\sim$ 10 $^{11.5}$ $h^{-1}$ M $_{\odot}$，晕具有较大的自旋值有较大的偏差，在固定的质量，效果几乎达到一个因素2。低于这一特征质量时，这一趋势发生逆转。除了这些结果，我们测试，第一次，多示踪剂方法的性能，用于确定不同子集的晕之间的相对偏差。我们表明，这种方法显着增加了二次偏置测量的信噪比相比，传统的方法。这一分析作为后续应用我们的多示踪剂方法的实际数据的基础。
2018-10-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The dark matter halo shape of edge-on disk galaxies - II. Modelling the HI observations: methods
这是第二个文件的一系列中，我们试图把限制扁平的黑暗晕盘星系。为此目的，我们观察的HI在边缘上的星系，在那里它是在原则上可以测量的力场在晕垂直和径向分别从气体层耀斑和旋转曲线分解。为了计算力场，我们需要分析观测到的XV图，以准确测量描述星系平面运动学和分布的所有三个函数：径向HI表面密度，旋转曲线和HI速度色散。在本文中，我们讨论了以前用于测量这些HI性能的方法的改进和局限性。我们扩展的恒定速度分散的方法，包括确定的HI速度分散作为galactocentric半径的函数，并进行广泛的测试的质量的适合。在本系列的第三篇论文中，我们将把这种“径向分解XV建模方法”应用于我们对8个HI丰富的晚型边缘星系的HI观测。
2010-03-16 astro-ph.GA
Connecting the local stellar halo and its dark matter density to dwarf galaxies via blue stragglers
盖亚的HR图显示了在高切向速度下明显年轻的恒星的存在。使用一个简单的分析模型，我表明，这些恒星很可能是蓝离散。一旦标准化到红巨星，附近晕蓝离散星的比例约为20%，非常接近矮星系的测量值。出于这种相似性，我适用于现场蓝离散标度关系推断蓝离散矮星系。对银河系晕这样做，得到的平均恒星密度为3.4 x 10^-5 Msun/pc ^3，距太阳2 kpc范围内的暗物质密度约为0.006 Msun/pc ^3 ~ 0.22 GeV/cm ^3。这些值与文献中的其他测定值相比是有利的，但它们是基于一组独立的假设。这种方法的一些考虑进行了讨论，最值得注意的是，暗物质晕核心密度和恒星质量之间的相关性，在矮星系中看到的似乎也为附近的银河系晕。
2020-05-22 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The Galaxy-Halo Connection for $1.5\lesssim z\lesssim5$ as revealed by the \emph{Spitzer} Matching survey of the UltraVISTA ultra-deep Stripes
UltraVISTA超深条纹（SMUVS）的\emph{Spitzer}匹配巡天在$3.6$和$4.5$ ~ $μ$ m处提供了无与伦比的深度，超过了COSMOS场的$\sim0.66$ ~deg $^2$，从而可以精确地测定红移和恒星质量。从这个独特的数据集，我们可以连接星系样本，选择恒星质量，其主机暗物质晕$1.5<z<5.0$，填充在一个大的迄今未开发的参数空间区域。为了解释所观察到的星系团，我们利用现象学的晕模型，结合一种新的方法来解释所产生的不确定性使用光度红移。我们发现，卫星分数随着红移的增加而减少，并且聚类幅度（例如，共动相关长度/大尺度偏差）随红移和恒星质量呈现单调趋势。应用$Λ$ CDM晕质量吸积的历史和累积丰度的恒星质量含量的演变参数，我们提出了暗物质和恒星质量大会的共同进化的途径。此外，我们能够估计，在恒星晕质量的比例是最大的晕质量是$10^{12.5_{-0.08}^{+0.10}}$ ~M $_{\odot}$在$z\sim2.5$。这个峰值晕质量推断第一次从恒星质量选择集群测量在$z\gtrsim2$，并意味着温和的演变，这个数量的$z\lesssim3$，符合从丰度匹配技术的限制。
2018-01-11 astro-ph.GA
Galaxy spin as a formation probe: the stellar-to-halo specific angular momentum relation
结合标准的$Λ$ CDM潮汐力矩理论，恒星质量与比角动量的观测关系（Fall关系），以及恒星与晕质量关系（SHMR）的各种测定方法，导出了$z=0$星系的恒星与晕比角动量关系（SHSAMR）.我们发现恒星的比角动量与暗物质的比角动量之比$f_j = j_\ast/j_{\rm h}$ i）随质量的变化符合双幂律，ii）在探索的质量范围内它总是有一个峰值，iii）螺旋星系的比角动量比椭圆星系的大$3-5$倍。结果有一定的依赖所采用的SHMR和我们提供的拟合公式在每种情况下。对于SHMR的任何选择，$f_j$的峰值出现在恒星与晕质量比$f_\ast = M_\ast/M_{\rm h}$最大的相同质量处。这主要是由法尔关系的直线性和紧密性所驱动的，这要求$f_j$和$f_\ast$相互关联，大致为$f_j\propto f_\ast^{2/3}$，正如预期的那样，如果晕的外部和更角动量丰富的部分未能吸积到中央星系并形成恒星（有偏坍缩）。我们还确认，在给定的质量的螺旋和椭圆的角动量的差异太大，仅归因于不同的自旋的父暗物质晕（自旋偏置）。
2018-04-14 astro-ph.GA
Quantifying scatter in galaxy formation at the lowest masses
我们预测的恒星质量-晕质量（SMHM）的矮星系的关系，使用模拟星系的峰值晕质量M $_{\rm peak} = 10^{11}$ M $_{\odot}$到超微弱的矮范围M $_{\rm peak} =$ 10 $^7$ M $_{\odot}$。我们模拟的矮星的恒星质量为M $_{\rm star} = $ 790 M $_{\odot}$到$8.2 \times 10^8$ M $_{\odot}$，对应的$V$波段的星等从$-2$到$-18.5$ .对于M $_{\rm peak} > 10^{10}$ M $_{\odot}$，模拟的SMHM关系与文献测定一致，包括表现出0.3 dex的小分散。然而，在SMHM关系的分散增加低质量晕。我们首先提出的结果，以及解决晕，包含模拟恒星人口，但认识到，无论是晕主机的星系是固有的质量分辨率依赖。因此，我们采用概率模型来填充我们的分辨率限制以下的“暗”晕，以预测SMHM关系的“内在”斜率和散射。我们拟合线性增长的对数正态散射的恒星质量，这增长到1倍以上的M $_{\rm peak}$ $=$ 10 $^8$ M $_{\odot}$。在我们的模拟所探测的SMHM关系的最暗端，一个星系不能仅仅根据它的光度来分配一个独特的晕质量。相反，我们提供了一个公式来随机填充低质量晕以下我们的结果。最后，我们表明，我们不断增长的对数正态散射陡峭的预测恒…
2021-01-14 astro-ph.GA
Galactic ionising photon budget during the Epoch of Reionisation in the Cosmic Dawn II simulation
宇宙黎明（“CoDa”）II产生了第一个具有学术意义的确定不同晕质量的星系对再电离的相对贡献，从一个完全耦合的辐射-流体动力学模拟足够大的再电离时代（$\sim$ 100 Mpc）来模拟全球再电离，同时解决$\sim 10^8 M_\odot$以上所有星系晕的形成。高质量晕内的细胞传输是双模式的-电离细胞是透明的，而中性细胞吸收它们的恒星产生的光子-晕逃逸分数$f_{esc}$反映了这些模式之间恒星形成率（“SFR”）的平衡。后者在较高的晕质量下越来越普遍，降低了$f_{esc}$（我们提供了与我们的结果的分析拟合），而晕逃逸光度与$f_{esc} \times$ SFR成正比，随质量增加而增加。在z=7时，当宇宙50%电离时，暗物质质量在$6.10^{8} M_\odot < M_h < 3.10^{10} M_\odot$内的晕产生$\sim 80$ %的逃逸光子，使它们成为宇宙再电离的主要驱动力。质量较小的晕，虽然数量较多，但SFR较低，尽管它们的$f_{esc}$较高，但贡献的光子预算不到10%。高质量晕太少，太不透明，尽管它们的SFR很高，但仍贡献了$<10$ %。当质量函数和再电离一起推进时，在较高（较低）的红移处，主要的质量范围较低（较高）（例如，在z处，$=8.5$，x $_{\rm HI}=0.9$，$M_h < 5.10^9 M_\odot$晕贡献了$\sim$…
2020-06-18 astro-ph.GA
Systematic uncertainties from halo asphericity in dark matter searches
虽然通常假设是球形的，暗物质晕被预测为非球形的N体模拟和它们的非球面性有潜在的影响，在暗物质搜索系统的不确定性。这些不确定性的评估是这项工作的主要目的，在那里我们研究的影响，非球面暗物质密度分布在牛奶路般的晕直接和间接的搜索。利用大N体宇宙学模拟Bolshoi的数据，我们进行了统计分析，并量化了系统的不确定性的确定本地暗物质密度和所谓的$J$因素的暗物质湮灭和衰变从银河系中心。我们发现，由于我们对银河系暗物质晕的非球形程度的无知，系统的不确定性可以高达35%，在95%的最可能的区域内，为0.3-0.4 GeV/cm $^3$的局部密度的球平均值。同样，系统的不确定性的$J$因素评估银河系中心附近的暗物质湮灭和衰变，分别可以高达10%和15%，在95%的最可能的区域。
2014-08-08 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Going, going, gone dark: Quantifying the scatter in the faintest dwarf galaxies
我们预测的恒星质量晕质量（SMHM）的关系，矮星系和他们的卫星居住在晕下降到M $_{halo} =$ 10 $^7$ M $_{\odot}$与10 $^4$ M $_{\odot} <$ M $_{star}$（$z=0$）$< 10^8$ M $_{\odot}$，并量化预测的散射关系在低质量端，使用宇宙学模拟。这些星系是从矮星系的宇宙学模拟中绘制的，使用N体+ SPH代码ChaNGA，以60 pc的高分辨率运行。对于M $_{halo} > 10^9$ M $_{\odot}$，模拟的SMHM关系与文献测定一致，包括表现出小的分散。然而，在SMHM关系的散射显着增加较低质量的晕。我们发现，这种散射的一部分是由于{ \em暗矮星}，没有恒星的晕。然而，即使只考虑包含恒星人口的清晰晕，恒星质量的分散度也接近1 dex，M $_{halo}$（$z=0$）10 $^7$ M $_{\odot}$。这种散射大部分是由于包括矮星系的卫星，它们的晕质量通过潮汐剥离而减少。暗矮星（不含恒星的暗矮星）的比例随着晕质量的减少而显著增加。当考虑这些暗晕时，低质量SMHM中的真实散射甚至更大。在我们的模拟所探测的SMHM关系的最暗端，一个星系不能仅仅根据它的光度来分配一个独特的晕质量。我们提供了一个公式来随机填充低质量晕根据我们的结果。我们预测的低晕质量的大散射增加了由此产生的恒星质量函数在超微…
2017-05-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
How do galaxies populate Dark Matter halos?
对于任何假设的恒星初始质量函数，斯隆数字巡天（SDSS）给出了10^8 M_sun < M_* < 10^12 M_sun的星系的恒星质量函数的精确测定。在和谐LCDM宇宙学中，千禧年模拟给出了一个精确的晕质量函数，所有星系可以形成的晕。在一个合理的假设下，星系的恒星质量是其晕所达到的最大质量的递增函数，这些结合起来给出了晕质量作为恒星质量的函数。结果与观测估计的平均晕质量作为恒星质量的函数，从叠加分析的引力透镜信号和卫星动力学的SDSS星系。对于银河系通常假设的恒星质量M_* ~ 5.5 x 10^10 M_sun，隐含的晕质量为~ 2 x 10^12 M_sun，这与最近的直接估计和MW/M31计时论证的推论一致。与每个晕相关联的重子在其中心星系中以恒星形式存在的比例在质量略低于银河系的情况下达到最大值20%，并在更高和更低质量时迅速下降。这些转换效率低于几乎所有最近的星系形成的高分辨率模拟，表明这些还不是星系群典型成员形成的可行模型。当插入到千禧年-II模拟，我们推导出的恒星质量和晕质量之间的关系预测恒星质量的自相关函数与直接在SDSS测量的非常一致。Tully-Fisher关系也与观测结果一致，表明星系光度函数和Tully-Fisher关系可以在LCDM宇宙学中同时重现。
2010-01-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
