大质量早型星系内区暗物质晕的平均密度剖面

还没有死：早期型星系晕中的冷环星系气体

Not Dead Yet: Cool Circumgalactic Gas in the Halos of Early Type Galaxies

本文报道了利用哈勃太空望远镜上的宇宙起源摄谱仪进行的COS-Halos巡天对早期型星系晕中的环星系气体的新观测。我们发现，HI周围的早期型星系的检测通常是常见的和强大的恒星形成星系周围，这意味着环星系物质的总质量是可比的两个人口。对于早型星系，在~150 kpc范围内，10^16 cm ^2以上HI吸收的覆盖率约为40-50%。探测到的物质的谱线宽度和运动学表明，与宿主晕的维里温度相比，它是冷的（T ~< 10^5 K）。冷的、光致电离的CGM重子的隐含质量可能高达10^9 - 10^11兆太阳。与一些理论预期相反，强晕HI吸收剂不会作为恒星形成淬灭的一部分而消失。即使是被动星系也保留了大量的晕重子，这些重子可以补充星际气体库，最终形成恒星。这种晕圈气体可以供给在ETG内部经常观察到的扩散和分子气体。

Constraint on the early-formed dark matter halos using the free-free emission in the Planck foreground analysis

We provide a new constraint on the small-scale density fluctuations, evaluating the diffuse background free-free emission from dark matter halos in the dark ages. If there exists a large amplitude of the matter density fluctuations on small scales, the excess enhances the early formation of dark matter halos. When the virial temperature is sufficiently high, the gas in a halo is heated up and ionized by thermal collision. The heated ionized gas emits photons by the free-free process. We would observe the sum of these photons as the diffuse background free-free emission. Assuming the analytical…

星系团内晕的强透镜效应

Strong Lensing In The Inner Halo Of Galaxy Clusters

我们提出了一个轴对称的公式来计算在星系团中发现引力弧的概率，引力弧是由它们的大质量暗物质晕引起的，是星系团红移和维里质量的函数。该公式采用伪椭圆近似，包含了星系团暗物质势的椭圆率。的概率计算和比较两个暗物质晕配置文件，纳瓦罗，弗伦克和怀特（NFW）和非奇异等温球（NSIS）。我们通过Kolmogorov-Smirnov（KS）检验证明了我们的公式对低红移Abell团簇X射线明亮样本的强透镜统计的影响。这个KS测试允许建立NFW配置文件（$c_Δ$）和NSIS配置文件（\rc）的核心半径的浓度参数的值的限制，这是与最低的集群红移（$z_{\rm cut}$），可以观察到强弧。对于NFW暗物质配置文件，我们推断集群晕的浓度是一致的预测$Λ$ CDM模拟。至于NSIS的暗物质配置文件，我们发现只有上限的集群核心半径，因此不排除一个纯粹的SIS模型。对于替代的质量配置文件，我们的配方提供了通过$z_{\rm cut}$的参数，控制在集群晕的内部区域的质量浓度的约束。我们发现，$z_{\rm cut}$预计位于0.0- 0.2红移，强调需要包括非常低的$z$集群的样品中研究集群的质量配置文件。

小尺度密度扰动对暗物质晕轮廓形成的影响

Effect of small scale density perturbations on the formation of dark matter halo profiles

借助一组玩具N体模型，我们研究了小尺度初始扰动对暗晕内部密度分布的影响。我们发现一个显着的平坦的内斜率$α={d \log ρ\over d \log r}$到$α=-0.5$在一定范围内的尺度和振幅的扰动（而在没有这些扰动的情况下，NFW配置文件与$α=-1$再现）。这种效应可能是形成无尖星系晕的原因。

弱引力透镜对暗物质晕内部密度分布的约束

Constraints on the inner density profile of dark-matter haloes from weak gravitational lensing

我们构造了两种基于弱引力透镜的线性滤波技术来约束暗物质晕密度剖面的内斜率$α$。这两种方法都将所有可用的信息结合到这个单一数字的估计中。在理想化假设下，如果晕圈浓度c已知，则$α$被限制为~15%，如果不知道，则被限制为< 30%。我们认为，不可避免的退化之间的密度剖面斜率和晕浓度不能解除在现实条件下，并显示通过费舍尔矩阵方法的线性组合的$α$和c是最好的约束，我们的过滤透镜数据。这定义了一个新的参数，称为P1，然后将其限制为单个大质量晕的15%。如果许多晕的信号可以叠加，那么它们的密度分布应该被这里提出的线性滤波器很好地约束，其中线性滤波器对集群子结构不敏感。

双晕与早型星系的形成

Dual Halos and Formation of Early-Type Galaxies

本文测定了大量椭圆星系和透镜星系（早期星系，简称ETG）中蓝色和红色球状星团系统的二维形状参数。我们使用的是HST/ACS室女星系团巡天的23个ETG中的球状星团的均匀数据集。蓝色和红色GCSs的位置角都与恒星光分布相关，表明GCSs的主轴与其宿主星系的主轴对齐。然而，红色GCSs的形状与恒星的光分布以及其宿主星系的旋转性质有着密切的相关性，而蓝色GCSs的形状与恒星的光分布以及其宿主星系的旋转性质的相关性要小得多，这为蓝、红球状星团的起源不同以及ETG可能具有蓝晕（贫金属）和红晕（富金属）的双重晕提供了明确的几何证据。这两个晕在金属丰度、结构和运动学上显示出显著的差异，表明它们以两种不同的方式形成。红色的晕可能是通过旋转的耗散过程形成的，而蓝色的晕则是通过吸积形成的。

基于SDSS的光度选择Galerkin聚类的Halo模型分析

Halo-model Analysis of the Clustering of Photometrically Selected Galaxies from SDSS

我们测量的角度2点关联函数的星系在体积有限，光度选择的星系样本从斯隆数字巡天的第五次数据发布。我们分裂的亮度和星系类型的样本，并使用晕模型分析，找到晕占领分布，可以同时模拟集群的所有，早期和晚期类型的星系在一个给定的样本。我们的结果为整个星系的样本一般是一致的，与以前的结果使用SDSS光谱样本，考虑到光度和光谱样本的中值红移之间的差异。我们发现，我们的早期和晚期类型的测量不能通过一个模型，允许早期和晚期类型的星系在晕内混合良好。相反，我们引入了一个新的模型，隔离早期和晚期类型的星系到单独的晕，以最大限度地允许。我们确定，在所有情况下，它提供了一个很好的适合我们的数据，从而提供了一个新的统计描述的方式，早期和晚期类型的星系占据晕。

用流速模拟早期重子结构的形成：I。Halo Abhoun

Simulations of Early Baryonic Structure Formation with Stream Velocity: I. Halo Abundance

最近的研究表明，暗物质和重子在复合时的相对速度（vbc）可以影响早期宇宙的结构形成（Tseliakhovich & Hirata 2010）。我们使用大型宇宙学模拟来统计量化这种影响。我们使用三种不同的高分辨率模拟集（重子和暗物质具有单独的传递函数），这些模拟集在盒子大小、粒子数量和暗物质与重子之间的相对速度值方面各不相同。我们发现，当vbc = 1σ（vbc）时，晕的总数密度在z = 25处被抑制了~ 20%，其中σ（vbc）是相对速度的方差，而当vbc = 3.4σ（vbc）时，在相同红移处的相对抑制达到50%，一直保持在30%或以上的水平，直到z = 11。我们还发现了高丰度的“空晕”，即，气体分数低于宇宙平均重子分数fb一半的晕。具体地说，我们发现，当vbc = 1σ（vbc）时，所有低于10 ^5 M \odot的晕在z \geq 19处都是空的。空晕的高丰度导致富气小晕和第一个星系形成的显着延迟。

Chemo-dynamical substructure in the M31 inner halo globular clusters: Further evidence for a recent accretion event

Based upon a metallicity selection, we identify a significant sub-population of the inner halo globular clusters in the Andromeda Galaxy which we name the Dulais Structure. It is distinguished as a co-rotating group of 10-20 globular clusters which appear to be kinematically distinct from, and on average more metal-poor than, the majority of the inner halo population. Intriguingly, the orbital axis of this Dulais Structure is closely aligned with that of the younger accretion event recently identified using a sub-population of globular clusters in the outer halo of Andromeda, and this is stron…

$Λ$ CDM Milky Way大小晕内区卫星星系的丰度

The abundance of satellite galaxies in the inner region of $Λ$CDM Milky Way sized haloes

一致性$Λ$ CDM宇宙学预测了数十个分布在银河系（MW）内部区域（$<40\ \lkpc$）的卫星星系，但目前发现的最多的是$12$，其中包括最近由暗能量巡天（DES）发现的3个和其他巡天（如PanSTARRS，MagLiteS）发现的5个。利用$\aqua$项目中的$5$超高分辨率模拟MW级暗物质晕，结合$\galf$半解析星系形成模型，研究了MW级暗物质晕中$40\ \lkpc$模型卫星星系群的性质.平均而言，在每个晕中，该模型预测了大约$20$内卫星星系，其中$5$的光度与经典卫星星系相当，这与观测中相应的数字形成了鲜明的对比。我们进一步研究了这些模型内卫星的生存能力，在存在一个中央恒星盘与一组理想的模拟。这些都是通过重新演化整个$\aqua$内卫星星系（121）的四分之一（30）来完成的，除了MW晕之外，还包括静态盘势。我们的发现是，额外的磁盘完全破坏了这些卫星的40个子星系，并在每个$\aqua$的$40\ \lkpc$内的$14$卫星星系的结果，在合理的观测结果。

模拟的类Milky Way星系的恒星晕：化学和运动学性质

Stellar haloes of simulated Milky Way-like galaxies: Chemical and kinematic properties

我们调查的化学和运动学性质的扩散恒星晕的六个模拟银河系的宝瓶座计划。采用结合能准则定义了两种动态上不同的恒星星族：扩散内晕和外晕，它们由具有特殊化学和运动学特征的不同恒星亚族组成。我们模拟的内晕和外晕恒星星族得到了碎片星（形成于亚星系系统，而它们的主要祖先星系的维里半径之外）和内碎片星（形成于富含气体的亚星系系统内的暗物质晕）的贡献。内晕具有额外的贡献，从磁盘加热的恒星在范围$\sim 3 - 30 %$，平均值为$\sim 20% $。圆盘加热的恒星可能表现出运动学支持的特征，特别是在最年轻的恒星中。内部碎片加上圆盘加热的恒星定义了所谓的\insitu恒星星族。在这两个内晕和外晕恒星星族，我们检测到的贡献，从中等到低的[ $α$ /Fe]的比率，主要与内部碎片或磁盘加热的子人口的恒星。观测到的内晕区的丰度梯度受化学富集水平和每个恒星子群的相对贡献的影响。内晕区的陡峭丰度梯度与盘加热和内部碎片星的贡献有关，这些恒星往往比碎片星的结合能低。（节录）。

早期宇宙晕形成的非线性偏差

Nonlinear Bias of Cosmological Halo Formation in the Early Universe

我们提出了估计的非线性偏差的宇宙学晕形成，跨越了广泛的范围内的晕质量从$\sim 10^{5} M_\odot$到$\sim 10^{12} M_\odot$，基于一套高分辨率的宇宙学N体模拟和理论预测。在不同的滤波尺度下，晕轮偏差用平均偏差和随机性作为局部超密度（$δ$）的函数来表示，局部超密度被实现为均匀网格中单个单元的密度。采样的过密度范围足够宽，以提供对晕形成的完全非线性偏置效应。$δ$和晕人口过密$δ_h$之间的强相关性被发现，随着相当大的随机性。我们发现，经验平均晕偏差匹配，具有良好的精度，预测的峰值背景分裂方法的基础上的偏移集形式主义，只要使用的经验，全球平均晕质量函数。因此，这种偏差形式主义是不敏感的不确定性所造成的不同晕识别方案，并可以普遍适用。我们还发现，有偏晕数的概率分布函数具有比纯泊松散粒噪声更宽的分布，这归因于亚细胞尺度晕相关。我们明确地计算这个关联函数，并表明，过密和欠密区域具有正相关性，导致随机性大于泊松散粒噪声的范围内的晕和晕崩溃时代，我们研究。

早型场星系中的热气晕

Hot Gas Halos in Early-Type Field Galaxies

本文利用Chandra和XMM-牛顿方法研究了一个场早型星系样品中的热气体含量。我们发现，场星系的L_X-L_K关系比星系团和星系团中的类似星系要陡。LK <Lstar的场星系的低热气含量表明，低质量星系的内部过程，如超新星驱动的风或活动星系核反馈驱逐热气。这样的机制可能是不太有效的组和集群中的组内或集群内介质的存在下，可以限制流出的材料。此外，星系群和星系团中的星系可能能够从周围介质中吸积气体。虽然在保留热气晕的星系群和星系团中存在着大量的L_K < L_恒星星系，但在这些丰富环境中的一些星系，包括更明亮的星系，基本上没有热气。在这些情况下，热气体晕很可能已经通过冲压压力汽提去除。这表明，在丰富的环境中，星系的群内/群内介质和热气晕之间存在着非常复杂的相互作用，环境介质在某些情况下有助于限制甚至增强晕，而在其他情况下则有助于去除气体。相比之下，更孤立的星系的热气含量主要是星系质量的函数，更大质量的星系能够保持它们的晕，而在较低质量的系统中，热气会在外流风中逃逸。

早型星系在低红移星系群和星系团中的比例

The fraction of early-type galaxies in low redshift groups and clusters of galaxies

我们研究了早期型（和螺旋）星系的星系群和星系团中发现的暗物质晕质量的函数的分数。我们使用来自银河动物园项目的形态分类，与C4星团目录和Yang et al（2007）群目录中的晕质量相匹配。我们发现，早期型（或螺旋）星系的比例保持不变（变化小于10%）超过三个数量级的晕质量（13<log MH/Msol/h<15.8）。这个结果是不敏感的晕质量措施，从速度色散或总和光学光度的选择。此外，我们还研究了星系恒星质量M* 仓中的形态-晕质量关系，发现虽然常数分数的趋势保持不变，但质量最大星系的早型分数（11<logM */Msol/h <12）是质量较低星系的早型分数（10<logM*/Msol/h<10.7）的三倍。我们将我们的观测结果与De Lucia等人（2011年）的模拟结果以及以前的观测分析结果进行了比较，并从Millennium Simulation中获得了半解析的隆起（或盘）主导星系。我们发现模拟恢复观察到的类似趋势，但可能过度预测最大质量的隆起为主（早期型）星系的丰度。我们的研究结果表明，大多数形态转变发生在群体规模之前，群体合并成大规模集群。然而，我们发现，在每个晕的形态密度的关系仍然存在：它是总结的总分数的自相似的缩放半径，导致在一个平坦的形态晕质量的关系。

原始非高斯性在暗物质晕轮廓上的印记

Imprint of primordial non-Gaussianity on dark matter halo profiles

利用Dalal { \it et al.}最近提出的半解析模型，研究了原始非高斯性对暗物质晕密度分布的影响.其将初始线性密度场的峰值与暗物质晕的最终密度分布相关联。具有原始非高斯性的模型通常会产生与高斯模型不同的初始密度场。我们利用偏移集理论的路径积分公式计算了非高斯密度场对峰形的修正，导出了非高斯密度场峰的统计特性。在晕轮廓的半解析模型的背景下，目前允许的原始非高斯性值将增加内部暗物质轮廓的形状，但只有在亚百分比水平，除了在最里面的区域。

A Pair of Early- and Late-Forming Galaxy Cluster Samples: a Novel Way of Studying Halo Assembly Bias Assisted by a Constrained Simulation

The halo assembly bias, a phenomenon referring to dependencies of the large-scale bias of a dark matter halo other than its mass, is a fundamental property of the standard cosmological model. First discovered in 2005 from the Millennium Run simulation, it has been proven very difficult to be detected observationally, with only a few convincing claims of detection so far. The main obstacle lies in finding an accurate proxy of the halo formation time. In this study, by utilizing a constrained simulation that can faithfully reproduce the observed structures larger than $2\,$Mpc in the local unive…

银河googly：Milky Way内恒星晕中的旋转-金属丰度偏差

Galactic googly: the rotation-metallicity bias in the inner stellar halo of the Milky Way

恒星速度的一阶矩和二阶矩是银河系晕形成历史的重要信息。然而，由于缺乏切向运动和晕星的不准确距离，银河系晕中的速度矩在很大程度上仍然是“已知的未知数”。幸运的是，我们在银河系中的偏心位置使我们能够单独使用观测到的恒星径向速度来估计银河系中心框架中的这些时刻。我们使用这些速度加上分层贝叶斯方案，它可以很容易地边缘化丢失的数据（正确的运动，和不确定性的距离和视线速度），以测量速度色散，轨道各向异性（$β$）和流动运动（$v_{\rm rot}$）的晕主序星关闭（MSTO）和K-巨星（KG）的内部恒星晕（r $\lesssim 15$ kpc）。我们研究的晕星的运动学的金属丰度偏差，并观察到，相对丰富的金属（[Fe/H] $>-1.4$）和金属贫乏（[Fe/H] $\leq - 1.4$）MSTO样品表现出明显的系统差异$v_{\rm rot} \sim 20-40$ km s $^{-1}$，这取决于如何限制的空间削减剔除磁盘污染。在KG样品中也检测到偏倚，但确定性较低。MSTO和KG星族都表明银河系内的恒星晕是径向偏置的，即$σ_r>σ_θ$或$σ_ϕ$和$β\simeq 0.5$。晕子种群之间的旋转速度的明显的金属丰度矛盾支持在银河系晕，可能已经形成通过不同的形成方案，即在原位与吸积的多个种群的共存。

根据对E15和GD-1恒星流的观测得到的内Milky Way晕的形状

The shape of the inner Milky Way halo from observations of the Pal 5 and GD-1 stellar streams

我们约束的形状的银河系的晕的动力学建模观测到的相空间轨道的G15和GD-1潮汐流。我们发现，从这些流的轨道收集到的关于势的唯一信息是对引力势的形状的精确测量-垂直加速度与径向加速度的比率-在流的位置，对径向和垂直加速度的约束分别较弱。后者将通过盖亚精确的自行测量显着改善。在GD-1（[R，z] ~ [12.5，6.7] kpc）和GD-5（[R，z] ~ [8.4，16.8] kpc）位置，总的势平坦度分别为0.95 ± 0.04和0.94 ± 0.05。结合银河系盘附近的力场的约束，我们确定暗物质晕的密度分布的轴比是1.05 +/- 0.14内的内部20千秒差距，与一个暗示，晕变得更加平坦的边缘附近的体积。20千秒差距内的晕质量为1.1 +/- 0.1 x 10^{11} M_sun。一个如此接近球形的暗物质晕与暗物质晕形成的数值模拟预测相矛盾。

A natural boundary of dark matter haloes revealed around the minimum bias and maximum infall locations

We explore the boundary of dark matter haloes through their bias and velocity profiles. Using cosmological $N$-body simulations, we show that the bias profile exhibits a ubiquitous trough that can be interpreted as created by halo accretion that depletes material around the boundary. The inner edge of the active depletion region is marked by the location of the maximum mass inflow rate that separates a growing halo from the draining environment. This inner depletion radius can also be interpreted as the radius enclosing a highly complete population of splashback orbits, and matches the optimal…

全色哈勃仙女座宝藏II。用蓝色水平支星追踪内M31晕

The Panchromatic Hubble Andromeda Treasury II. Tracing the Inner M31 Halo with Blue Horizontal Branch Stars

我们试图限制的形状M31的内部恒星晕的蓝色水平分支（BHB）恒星的表面密度在银河系的距离范围从2千秒差距到35千秒差距。我们的测量利用解决恒星测光从全色哈勃仙女座宝库（PHAT）调查的一部分，由几个档案哈勃太空望远镜观测补充。我们发现，BHB红巨星的比例是相对恒定的10千秒差距以外，这表明BHB是可靠的示踪晕人口的红巨星分支。在内晕中，我们不期望BHB星由高金属丰度的凸起和盘产生，这使得BHB星成为一个很好的候选者，成为一个可靠的恒星晕示踪剂，以小得多的银河系距离。如果我们假设二维投影面密度BHB分布为幂律分布r ^（-α），则在3 kpc外得到高质量的拟合，其二维幂律指数为α = 2.6 ^{+0.3}-0.2}，在3 kpc内则为α <1.2。该斜率与先前的测量值一致，但锚定到更向内延伸的径向基线。最后，假设方位角对称和恒定的质光比，最佳拟合的轮廓得出晕恒星的总质量为2.1 ^{+1.7}-0.4} x 10^9 M_sun。这些属性是可比的模拟卫星中断单独形成的恒星晕形成，并与模拟，包括一些在原地形成的晕星。

史瓦西黑洞周围暗物质晕的内半径与能量条件

Inner radius and energy conditions of dark matter halos surrounding Schwarzschild black holes

本文研究史瓦西黑洞周围暗物质晕的解析模型，证明当内半径不小于5M/2时三个能量条件均满足，强调内半径对暗物质分布研究的重要性。

恒星晕的双重起源

The Dual Origin of Stellar Halos

我们使用高分辨率的SPH + N-Body宇宙学模拟研究了四个模拟盘星系的星晕的形成。这些模拟包括对星系形成所涉及的所有主要物理过程的自洽处理。这里模拟的星系每个都有~10^12 M_sun的总质量，但跨越了一系列的合并历史。这些模拟使我们能够研究竞争的重要性，在原位恒星形成（恒星在主星系中形成）和吸积的恒星从subhalos在建设恒星晕在LambdaCDM宇宙。所有四个模拟星系都被恒星晕包围，其内部区域（r < 20 kpc）包含吸积恒星和原位恒星星族。星系晕的外部区域是通过纯粹的吸积和卫星的分裂而组装起来的。大多数原位晕星都是在高红移时由星系势阱内部1千秒差距内平稳吸积的冷气体形成的，可能是其原始盘的一部分。这些恒星通过一系列的大合并从它们的中心位置转移到晕中。我们发现，最近静止的合并历史的两个星系有一个较高的分数（~20-50%）在其内晕的原位恒星比两个星系有许多最近的合并（~5-10%原位分数）。观测研究集中在银河系内晕中的恒星星族将受到具有晕运动学的原位恒星存在的影响最大，因为我们发现它们存在于几十kpc的内部是星系形成的一般特征。

RR天琴座内部的恒星LMC：它们是在哪里形成的？

RR Lyrae stars in the inner LMC: Where did they form?

RR型天琴座星（RRLS）属于星族II，通常被用作宿主星系晕的示踪物。研究了内大麦云云（LMC）中RRLS的表面和垂直分布，以了解这些恒星是否真的形成于晕中。OGLE III调查确定的RRLS用于估计其数量密度分布。它们分布的标度高度是用ab型星的消光校正平均星等估计的。密度分布模拟了条形图，证实了文献中的结果。它们的鳞片高度分布表明可能存在两个种群，一个具有较小的鳞片高度，与红色丛星非常相似，而另一个则大得多。红化修正后的星等沿短轴的分布显示出变化，表明有倾斜。倾角估计为i = 31.3（3.5）度，与圆盘的倾角非常相似。因此，在内部LMC的RRLS模仿酒吧和磁盘的倾斜，这表明RRLS的主要部分是在LMC的磁盘中形成的。结果表明，在LMC内的RRLS跟踪磁盘和可能的内晕。他们不跟踪扩展的贫金属晕的LMC。我们认为，大麦哲伦星云在10-12光年前发生了一次重大的恒星形成事件，导致了大部分内RRLS的形成，也可能形成了大麦哲伦星云的球状星团、内晕和盘面。

扰动宇宙中的早期增长：在2LPT和ZA模拟中探索暗物质晕群

Early Growth in a Perturbed Universe: Exploring Dark Matter Halo Populations in 2LPT and ZA Simulations

我们用两种宇宙学N体模拟初始化技术研究了z = 300到z = 6的暗物质晕的结构和演化。虽然二阶拉格朗日微扰理论（2LPT）和Zel'dovich近似（ZA）都能给出精确的现今晕质量函数，但2LPT中致密区域的早期坍缩会导致高红移时更大的质量晕。通过三个2LPT和三个ZA初始化的宇宙学模拟，我们探讨了初始化方法对暗物质晕质量和浓度的影响。我们发现，2LPT诱导更快速的晕生长，导致更大规模的晕相比，ZA。这种效应在高质量晕和高红移时最为明显。平均而言，晕圈浓度在2LPT和ZA之间基本相似，但当被视为晕圈质量的函数时，保留了差异。对于质量和浓度，典型的个体晕之间的差异可能非常大，突出了ZA初始化模拟高z晕人口研究的缺点。

Q球暗物质对暗物质晕密度尖峰的动力学扁平化作用

Dynamical flattening of halo density cusps by Q-ball dark matter

该研究利用含Q球暗物质的玩具模型，提出Q球的相互作用可将暗物质晕中心尖峰扁平化，或能解释星系小尺度观测的相关张力及内轮廓多样性。

来自原始内心运动的光环旋转

Halo Spin from Primordial Inner Motions

对星系自旋的标准解释始于潮汐-力矩理论（TTT），在该理论中，一个椭球形的暗物质原晕被周围的潮汐引力场所扭转，我们讨论了一个互补的图像，使用相对熟悉的速度场，而不是潮汐场，潮汐场与周围可能遥远的物质排列的直观联系更加模糊。在这个“原始内部运动的自旋”（SPIM）概念中，隐含在TTT推导中，但以前没有强调，来自原晕内部重力源速度场的角动量在很大程度上抵消了，但在非球面外围有一些多余的。起初，净自旋是根据线性理论来衡量的，这是一种常见的角动量的共动守恒。然后，在坍缩时，它在物理坐标中守恒。小晕通常会受到角动量的二次交换。TTT对于分析估计是有用的。但是对TTT的字面解释在细节上是不准确的，没有一些关于平滑速度和潮汐场的隐含概念。这可能会导致误解，因为那些第一次了解星系如何旋转。原晕并不是完美的椭球体，也不像TTT的简单解释那样均匀地向上扭转;它们的内部速度场保持着相当大的分散性。此外，在定量上，给定初始条件和原晕边界，SPIM比TTT更直接和准确地预测晕旋。我们还讨论了如何SPIM适用于旋转的灯丝，晕质量和自旋之间的关系，其中的总自旋晕可以被认为是一个随机的贡献之和。

毫米波银河系在宇宙网环境中的演化

Evolution of submillimeter galaxies across cosmic-web environments

研究显示SMG在密集环境中主导恒星形成，其亮度与环境密度密切相关，且在不同红移下表现差异。

通过冷晕子结构深入了解Milky Way的形成。II。ECHOS的元素丰度

Insight Into the Formation of the Milky Way Through Cold Halo Substructure. II. The Elemental Abundances of ECHOS

我们确定的冷晕子结构（ECHOS）的元素的平均金属丰度，我们以前确定在银河系内晕17.5千秒差距的太阳。作为一个人口，我们发现，恒星运动学与ECHOS是化学不同的背景运动学光滑的内晕恒星星族沿同一斯隆扩展银河系的理解和探索（SEGUE）视线。ECHOS系统地更富铁，但比内晕的运动学平滑成分少α增强。ECHOS在化学上也不同于其他银河系的组成部分：比典型的厚盘恒星更贫铁，比典型的薄盘恒星更贫铁和α增强。此外，ECHOS的径向速度频散分布超过σ ~ 20 km s^-1。球状星团不太可能是ECHOS的祖先，因为ECHOS有很大的速度色散，并且在银河系中富含铁的球状星团非常罕见的区域被发现。同样，ECHOS中恒星的化学成分与银河系中形成的恒星的预测不符，随后分散到内晕中。矮球状（dSph）星系可能是ECHOS的祖先，如果ECHOS是通过一个或多个dSph星系的潮汐破裂形成的，那么典型的ECHOS [Fe/H] ~ -1.0和径向速度色散σ ~ 20 km s^-1意味着dSph的M_tot >~ 10^9 M_Sun。我们的观测结果证实了银河系晕形成的理论模型的预测，即突出的子结构可能是富金属的，我们的结果意味着，最近吸积的恒星目前在内晕的最有可能的金属丰度为[Fe/H] ~-1.0。

冷暗物质与温暗物质晕的内部结构：基于粒子动力学

Inner structure of cold and warm dark matter halos from particle dynamics

本研究通过粒子远心点穿越次数和径向作用量分类，发现冷暗物质与温暗物质晕的多流区域密度轮廓呈双幂律结构，内轮廓斜率固定为-1，外轮廓斜率因分类而异，且幅度差异源于晕浓度统计差异。

论暗物质晕的内部结构与星系形态

On the dark matter haloes inner structure and galaxy morphology

在本文中，我们扩展了Del Popolo（2010）的研究，以确定具有不同形态的星系晕的内部密度轮廓的斜率。我们研究了星系形态如何改变星系晕密度剖面的内斜率$α$与恒星质量$M_{*}$或自转速度$V_{\rm rot}$之间的关系。为此，我们使用Del Popolo（2009）的模型，结合来自Romanowsky\& Fall（2012）椭圆星系和螺旋星系样本的观测数据，McConnachie（2012）编制的本星系群样本，以及Cloet-Osselaer等人的模拟结果。我们发现$α$的斜率单调地从$V_{\rm rot} \simeq 250$ km/s的$α\simeq -1 $到$α\simeq 0 $。在$V_{\rm rot}\simeq 25$ km/s之后，斜率开始变陡。陡峭化发生在由非旋转支撑的星系主导的质量范围内（例如，dSphs），并取决于旋转和非旋转主导星系的角动量的偏移水平。这种变陡是球状矮星系中重子含量和角动量减少的结果。最后，我们将我们的结果与Di Cintio的SPH模拟进行了比较。我们的结果与他们的模拟结果在定性上是一致的，主要区别是小质量下的内斜率$α$（$M_* \lesssim10^{8} M_{\odot}$）比他们的模拟结果更平坦.因此，在质量略小于$\simeq 10^6 M_{\odot}$的矮星系中找到一个核心（如Di Cintio…

通过冷晕子结构深入了解Milky Way的形成。I. Milky Way地层的ECHOS

Insight Into the Formation of the Milky Way Through Cold Halo Substructure. I. The ECHOS of Milky Way Formation

我们确定了10 - 7的第一次-冷晕子结构（ECHOS）的元素在17.5千秒差距内的太阳在银河系的内晕的体积。我们的结果是基于观测到的空间和径向速度分布的金属贫主序星关闭（MPMSTO）在137斯隆扩展银河系理解和探索（SEGUE）的视线。我们指出，所观察到的径向速度分布是一致的银河系的内晕整体的平滑恒星组成部分，但不同意显着的径向速度，对应于我们的检测。我们表明，我们所有的检测是统计上显着的，我们希望没有误报。我们还使用我们的检测和完整性估计推断出一个正式的上限为0.34 +/- 0.02的分数的MPMSTO人口的内晕，属于ECHOS。我们的探测结果和完整性计算表明，在内晕中存在着大量的低超密度ECHOS，我们预测内晕的1/3（按体积计算）中存在着MPMSTO恒星数密度n ~ 15 kpc^-3的ECHOS。ECHOS可能比已知的表面亮度子结构更古老，因此我们的探测为我们提供了一个直接测量银河系在尚未充分探索的区域和时间间隔内的吸积历史的方法。与以前的研究相一致，我们的结果表明，合并活动的水平在过去的几个Gyr中大致保持不变，并且在那个时间间隔内没有质量超过银河系质量百分之几的单个恒星系统的吸积。（节略）

早期黑洞形成的宇宙学模拟：晕合并、潮汐破裂和直接坍缩的条件

Cosmological Simulations of Early Blackhole Formation: Halo Mergers, Tidal Disruption, and the Conditions for Direct Collapse

大质量原始气体云的引力坍缩被认为是早期宇宙中超大质量黑洞形成的一个有希望的途径。我们研究的条件，所谓的直接坍缩（DC）黑洞形成在一个完全的宇宙学背景下。我们结合了半解析模型的早期星系形成与晕合并树构建暗物质$N$体模拟。我们在一侧的$20\;h^{-1}\;\mathrm{Mpc}$体积中定位总共68个可能的DC位点。然后，我们进行流体动力学模拟42个选定的晕，详细研究他们的大规模云的演变。我们只发现了两个成功的例子，气体云迅速坍缩形成恒星。在其他情况下，引力坍缩是由附近的大质量晕施加的潮汐力阻止的，否则应该作为DC所必需的辐射源。冲压压力剥离干扰云接近源。在许多情况下，DC晕及其附近的光源晕在云坍缩开始之前合并。只有当DC晕通过主要合并聚集时，气体密度才会迅速增加，从而触发引力不稳定性。基于我们的宇宙学模拟，我们得出结论，DC的事件率是一个数量级小于以前的研究中报道的，虽然绝对率仍然是不好的约束。为了确定DC的临界辐射通量，必须跟踪DC云及其附近晕的动力学演化。

自相互作用暗物质晕的改进模型

Towards an improved model of self-interacting dark matter haloes

本文讨论了暗物质粒子自相互作用强度与暗物质晕内部密度分布的关系。我们提出的结果$N$体模拟28晕冷暗物质和自相互作用的暗物质，具有相同的初始条件下进行的横截面范围。我们提供了一个简单的唯象描述这些结果，并与文献中通常使用的半解析模型进行比较。利用这些结果，我们然后预测如何内暗物质表面密度和核心半径应取决于所观察到的晕的自相互作用截面。

银河系星晕运动学子结构的特征

Signatures of Kinematic Substructure in the Galactic Stellar Halo

来自坠落卫星的潮汐碎片可以在星系晕的相空间分布中留下可观测的结构。这样的子结构可以表现在晕中恒星的空间和/或速度分布中。本文重点研究一类子结构，这是纯粹的运动性质，没有伴随的空间特征。为了研究它的性质，我们使用模拟恒星晕动态填充通过Lactea II高分辨率N体模拟与恒星。在拉克蒂亚大道的内晕中，有相当一部分恒星具有共同的速度和金属丰度，尽管它们在空间上是弥散的。我们认为，这种运动学的子结构是一个通用的功能，潮汐碎片从旧的合并，并可能解释检测径向速度子结构的内晕的斯隆扩展银河系的理解和探索。GAIA卫星将提供数量空前的恒星的自行，它将进一步描述内晕中的运动学亚结构。我们对Via Lactea模拟的研究表明，恒星晕可以用来绘制局部暗物质晕的速度分布，这对暗物质直接探测实验具有重要意义。

银河系形态与暗物质晕结构的关系 II：从暗物质晕属性预测盘结构

Connection between galaxy morphology and dark-matter halo structure II: predicting disk structure from dark-matter halo properties

研究通过TNG50模拟探讨银河盘结构与宿主暗物质晕详细属性的联系，利用随机森林和符号回归方法，基于暗物质晕属性预测盘结构，发现低质量晕预测更准确，盘高度预测比盘大小更易实现。

暗物质晕在星系质量尺度上的尖点到核心转变

Cusp-to-Core Transition of Dark Matter Halos across Galaxy Mass Scales

本研究通过分析SPARC数据库中的星系暗物质分布，发现不同质量尺度的星系暗物质晕存在从尖点到核心的转变，暗示恒星反馈可能在银河质量星系中起关键作用。

环境在早型镓形成中的作用

The Role of Environment on the Formation of Early-Type Galaxies

（节略）我们提出了一个详细的研究恒星星族的体积有限的样本早期类型的星系从SDSS，在一系列的环境-定义为主机暗物质晕的质量。恒星星族探索通过SDSS光谱，通过投影到一组的两个光谱矢量确定的主成分分析。我们发现星系的速度色散是早期型星系不同恒星形成历史背后的主要驱动力。然而，环境影响被认为发挥了作用（尽管很小）。在质量最低的晕中，星系团中的恒星星族平均比其他样本年轻约1Gyr。当占据比3E13Msun更大质量的晕时，具有少量近期恒星形成的星系的比例也被截断。样本被分成卫星星系和中央星系，以进一步分析环境。超新星比相同恒星质量的中央星系年轻。6E12Msun晕中较年轻的卫星星系的恒星星族与我们样本中最低质量晕（即1E12Msun）中发现的中心星系一致。这一结果表明，低质量晕中的星系被吸积成更大的晕。

早型和晚型星系的暗晕响应和恒星初始质量函数

Dark halo response and the stellar initial mass function in early-type and late-type galaxies

本文研究了早型星系（ETG）和晚型星系（LTG）中恒星质量与光学圆速度关系--Faber-Jackson（FJ）和Tully-Fisher（TF）关系的起源。我们结合暗晕质量的测量（从卫星运动学和弱透镜），和星系中重子的分布（从星系标度关系的新汇编），从宇宙学模拟暗晕结构的约束。主要的未知数是晕对星系形成的响应和恒星初始质量函数（IMF）。TF和FJ关系的斜率自然地再现了大范围的晕圈响应和IMF。然而，具有通用IMF和通用晕轮响应的模型不能同时再现TF和FJ关系的零点。对于具有通用Chabrier IMF的模型，LTG需要晕扩张，而ETG需要晕收缩。Salpeter IMF允许用于高质量（sigma > 180 km/s）ETG，但对于中等质量不一致，除非V_circ（R_e）/sigma_e > 1.6。如果国际货币基金组织是普遍的，接近Chabrier，我们推测，一个重大的合并的存在可能是负责收缩的ETGs，而clueroscopic增生流和/或反馈导致扩张的LTG。另一方面，最近提出的IMF的变化不利于晕收缩在这两种类型的星系。最后，我们表明，我们的模型自然地再现平坦的和无特征的圆形速度轮廓内的光学区域的星系没有微调。

早型星系的球状星团系统有多大？它们与星系晕性质成比例吗？

How large are the globular cluster systems of early-type galaxies and do they scale with galaxy halo properties?

众所周知，星系的球状星团系统具有很大的银河系中心半径。在这里，我们量化的GC系统的大小使用的半数半径的22 GC系统周围的早型星系的文献。我们将GC系统的大小与其宿主星系的大小和质量进行比较。我们发现，GC系统通常扩展到4 $\times$的主机星系的大小，但这个因素随着星系恒星质量从约3 $\times$的M $^{\ast}$星系5 $\times$的最大质量的星系在宇宙中。GC系统的大小与维里半径（R $_{200}$）和晕质量（M $_{200}$）的1/3次方近似线性地成比例。银河系的GC系统遵循与早型星系相同的关系。对于超扩散星系，它们的GC系统大小与晕质量和维里半径成比例，对于更大质量的星系。UDG表明，GC系统的大小与恒星质量的线性标度的大质量星系的低恒星质量的星系。我们的缩放与Hudson \& Robison（2017）最近报告的缩放不同。

Building the Stellar Halo Through Feedback in Dwarf Galaxies

We present a new model for the formation of stellar halos in dwarf galaxies. We demonstrate that the stars and star clusters that form naturally in the inner regions of dwarfs are expected to migrate from the gas rich, star forming centre to join the stellar spheroid. For dwarf galaxies, this process could be the dominant source of halo stars. The effect is caused by stellar feedback-driven bulk motions of dense gas which, by causing potential fluctuations in the inner regions of the halo, couple to all collisionless components. This effect has been demonstrated to generate cores in otherwise …

暗物质晕的分层形成和自由流标度

Hierarchical Formation of Dark Matter Halos and the Free Streaming Scale

最小的暗物质晕首先在早期宇宙中形成。根据最近的研究，这些晕的中心密度尖点比像$ρ\propto r^{-(1.5-1.3)}$这样的更大的晕和尺度要陡得多。我们目前的结果非常大的宇宙学$N$体模拟的层次形成和演化的晕在很宽的质量范围内，从最小的晕的形成。我们证实了早期的研究，即在自由流动尺度下，内密度尖点在晕中更陡峭。尖点斜率随着晕质量的增加而逐渐变浅。质量比最小晕大50倍的晕的斜率约为$-1.3$。内坡与崩塌期之间没有很强的相关性。在自由流尺度之上的晕的尖点斜率似乎主要由于主要的合并过程而减小。在目前的宇宙中，估计的浓度预计为$60-70$，与理论模型和早期的模拟一致，并排除了简单的幂律质量浓度关系。微晕可能仍然存在于目前的宇宙中，具有相同的陡峭密度分布。

是什么决定了暗物质晕的中心结构？

What sets the central structure of dark matter haloes?

在密度扰动的热截止尺度附近形成的暗物质（DM）晕是独特的，因为它们是最小的物体，通过整体引力坍缩形成，而较大的晕则相反地经历了合并。虽然标准的冷暗物质（CDM）模拟很容易产生晕，遵循普遍的Navarro-Frenk-White（NFW）密度分布与内斜率，$ρ\propto r^{-α}$，与$α=1$，最近的模拟发现，当自由流截止预期的CDM模型是解决，所产生的晕遵循近幂律密度分布$α\sim1.5$。在本文中，我们使用理想化的$N$体模拟的原晕的崩溃，研究了密度尖点的形成晕。当原晕轮廓最初核心由于粒子自由流在高红移，我们普遍发现$\sim r^{-1.5}$配置文件，无论原晕轮廓斜率以外的核心和大规模的非球形扰动。相反，当原晕具有幂律轮廓时，则当原晕补丁的密度斜率比临界值$α_{\rm ini} \sim 0.3$浅时，我们获得与NFW形状兼容的轮廓，而最终斜率对于$α_{\rm ini}\ga 0.3$可以更陡。我们进一步证明，$r^{-1.5}$配置文件是敏感的小规模的噪音，这逐渐推动他们走向内斜率的$-1$，在那里他们成为弹性这样的扰动。我们表明，$r^{-1.5}$解决方案是在流体静力平衡，在很大程度上符合一个简单的分析模型，并提供参数，角动量出现，以确定内斜率。

从矮星系到大质量星系的暗物质晕：与ΛCDM流体动力学模拟不存在系统性的内密度张力

Dark matter haloes from dwarf to massive galaxies: no systematic inner-density tension with ΛCDM hydrodynamical simulations

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。

大质量星系晕和暗物质晕的双参数匹配方案

A Two-Parameter Matching Scheme for Massive Galaxies and Dark Matter Haloes

Halo Absolute Matching被用来建立星系和暗物质晕之间的单参数映射，假设晕质量和星系光度（或恒星质量）单调相关。虽然这种方法已经相当成功，但已知星系必须至少用两个参数来描述，这可以从大质量早型星系所在的双参数基本平面中看出。在本文中，我们推导出一个连接之间的初始暗物质密度扰动在早期宇宙和现今维里化的暗物质晕假设简单的球形坍缩结合质量和能量守恒。我们发现，$z = 0$晕浓度，或替代内斜率的晕密度分布$α$，是单调和正相关的崩溃红移的晕。这是定性的研究结果的一些以前的作品的基础上数值模拟，我们比较我们的结果。然后，我们描述了如何晕的质量和浓度（或内斜率$α$）可以作为两个晕参数结合两个参数的早期类型的星系，以创建一个改进的丰度匹配计划。

重子物理对暗物质结构的影响：晕密度剖面的详细模拟研究

Impact of baryon physics on dark matter structures: a detailed simulation study of halo density profiles

重子对暗物质晕密度剖面的反作用引起了极大的兴趣，尤其是因为它是试图探测暗物质时的一个重要的系统不确定性。在这里，我们利用一套高分辨率的宇宙流体动力学模拟，系统地研究这个过程及其对与星系形成相关的重子物理的依赖性。如果辐射冷却是有效的并且反馈是弱的，那么重子的加入会导致密度分布更加集中。在这种情况下，星系（星系团）尺度上的暗物质晕浓度可以增加30%（10%）。最显著的影响发生在高红移的星系中，在那里，在晕中心的重子分数与总密度和暗物质密度分布的内斜率之间存在很强的反相关。如果反馈是弱的，等温内部配置文件的形式，在协议的大规模，早期型星系的观测。然而，我们发现活动星系核的反馈，或非常有效的反馈，从大质量的恒星，是必要的，以配合观察到的恒星分数组和集群，以及保持最大的圆速度类似的维里速度观察盘星系。这些强反馈模型减少了星系中的重子分数的3倍，相对于没有反馈的情况下。活动星系核甚至能够将群晕和星系团晕内部区域的重子分数减少2倍。这反过来又导致内部密度分布，这是典型的浅于等温和晕浓度往往低于在重子的情况下。

矮星系的化学畸变模式与早期环境

Chemical Abundance Patterns and the Early Environment of Dwarf Galaxies

最近的观测表明，银河系恒星晕中的低金属丰度恒星和矮卫星星系中的低金属丰度恒星之间存在着丰度模式的差异。本文首先研究了银河系形成前的早期环境在塑造这些恒星星族中可能扮演的角色。特别是，我们认为是否在交叉污染的恒星晕和卫星的祖先之间的差异可能有助于解释丰度模式的差异。使用N体模拟，我们发现，主晕的祖先晕主要聚集在一起，在z=10，而卫星星系的祖先仍然在这个集群的外围。接下来，分析模拟的超新星驱动风表明，主晕祖细胞更有效地相互交叉污染，而卫星星系祖细胞仍然更加孤立。因此，不均匀的交叉污染，由于不同的高Z空间位置的每个系统的祖先可以帮助解释观测到的丰度模式的差异今天。相反，这些差异是早期金属富集不均匀性的标志。

形成环境作为球状星团分类的第二参数

The environment of formation as a second parameter for globular cluster classification

我们进行了一个进化的多元分析的样本的54个银河系球状星团与高品质的颜色星等图和确定的年龄。分析所采用的四个参数是：金属丰度、年龄、水平分支上的最高温度和绝对V星等。我们的分支分析将样本分为三个新的组。后验运动学分析将组1和组2置于晕中，将组3置于厚盘中。晕和盘状星团分别遵循比星系弱得多的斜率的光度-金属丰度关系。利用这一性质提出了一个区分晕和盘簇的新判据。将这两个晕群与星系晕场星的不同性质进行比较表明，第1群的星团起源于星系的内晕，而第2群的星团则形成于星系的外晕。内晕星团可能是最初质量最大的一个，这使得更强烈的氦富集的第二代恒星得以形成，从而解释了造父变星和非常热的水平分支恒星只存在于这个群中。因此，我们得出结论，“第二个参数”是链接到环境中的球状星团的形式，有利于形成的最大质量的集群，随后成为更强烈的自我丰富比他们的银河系外晕和光盘的内部晕。

早型星系晕系统的半经验星表：暗物质密度剖面、晕收缩和暗物质湮灭强度

Semi-empirical catalog of early-type galaxy-halo systems: dark matter density profiles, halo contraction and dark matter annihilation strength

利用SDSS星系数据和最新N体模拟的晕数据，通过恒星质量（M_star）和速度色散（sigma）与晕维里质量（M_vir）的自洽双变量统计匹配，构建了一个早型系统的半经验星表（SEC）.然后，我们分配恒星质量分布和速度色散分布参数的SEC中的每个系统使用它们与M_star和sigma的相关性。同时，我们使用球面Jeans方程求解每个晕的暗物质密度分布。由此得到的暗物质密度剖面一般偏离NFW或Einasto的无耗散剖面，它们的平均内部密度斜率和浓度随M_vir系统地变化。对固定M_vir时剖面分布的统计检验排除了零假设，即它遵循M_vir ~< 10^{13.5-14.5} M_solar时N体模拟预测的分布。这些暗物质分布表明，平均而言，在M_vir < 10^{13.5-14.5} M_vir支持晕收缩的晕内部区域，暗物质密度显著增强。晕收缩的主要特征是：（1）在M_vir = 10^{12} M_solar时，有效半径内的平均暗物质密度增加了一个系统性变化的因子，最高可达~ 3-4;（2）内部密度斜率的平均值为<alpha>~ 1.3，rho（r）~ r^{-α}，晕与晕之间的均方根散射为~ 0.4- 0.5。0.5，对于10^{12} M_solar ~&lt; M_vir ~&lt; 10^{13-14} M_solar，比NFW分布更陡（α =1）。根据我们的研究结果，我…