Surface Brightness Bias in the Shape Statistics of High-Redshift Galaxies
本文提出高红移矮星系长椭球比例上升可能源于面亮度偏差：侧向盘星系因面亮度较高更易被探测，而非真实形状演化。
2024-01-20 astro-ph.CO
The Intrinsic Shape of Galaxies in SDSS/Galaxy Zoo
通过模拟SDSS DR 8星系的轴比分布，我们发现了螺旋和椭圆星系的内在三维形状。我们使用银河动物园项目的形态信息，并假设形状的非参数分布，同时考虑到尘埃消光。我们测量的尘埃消光的螺旋星系的完整样本，并找到一个较小的值比以前的估计，与边缘上的消光$E_0 = 0.284^{+0.015}_{-0.026}$在SDSS r带。我们还发现，分布的短轴长轴比的平均值为$ 0.267 \pm 0.009 $，略大于以前的估计，主要是由于较低的消光使用;同样影响的圆度的星系盘，这被发现是不圆的形状比以前的研究，平均椭圆率为$0.215 \pm 0.013$。对于椭圆星系，我们发现，短轴长轴比，平均值为$0.584 \pm 0.006$，是大于以前的估计，由于去除螺旋闯入者存在于样品中的形态信息从光度配置文件。当使用Galaxy Zoo数据选择椭圆时，这些闯入者被删除。我们发现星系的内在形状和它们的尘埃消光随绝对星等、颜色和物理大小而变化。我们发现，明亮的椭圆星系比暗淡的更球形，这一趋势也存在与星系的大小，并没有椭圆星系的形状与颜色的依赖。对于螺旋星系，我们发现最红的星系如预期的那样具有更高的尘埃消光，因为这种变红主要是由于尘埃。我们还发现圆盘的厚度随着光度和大小的增加而增加，并且更亮，更小和更红的星系具有更少的圆盘。
2013-06-13 astro-ph.CO
Dust Content, Galaxy Orientations, and Shape Noise in Imaging Surveys
我们发现，在盘星系的尘埃吸收导致的颜色和方向依赖的质心移动，这是预期可观察到的多波段成像调查。这种质心移动是一个有趣的新探测器，它包含了天体物理学和宇宙学相关的信息：它可以用来探测大样本星系的尘埃含量，并减少形状噪声，由于盘星系的倾斜弱透镜剪切。具体来说，我们发现，数据集可比CFHTLenS，暗能量调查（DES）或超Suprime-Cam（HSC）调查应该提供一个灰尘测量几百个星系每平方度。相反，如果知道尘埃的光学厚度，这种技术将显著降低样本中最亮星系的形状噪声（信噪比大于几百），从而增加它们对弱透镜剪切测量的相对重要性。
2015-06-10 astro-ph.CO
Intrinsic Shape of Star-Forming BzK Galaxies II: Rest-Frame UV and Optical Structures in GOODS-South and SXDS
本文研究了恒星形成BzK星系（sBzK星系）在静止坐标系UV和静止坐标系光波长z~2处的统计内禀形状。sBzK星系在GOODS-South和SXDS领域被选择为K（AB）=24.0等，其中哈勃太空望远镜的高分辨率图像是公开的。在GOODS-S中的1028个星系中，有57%（583个）在ACS/F850 LP图像中显示出单一成分。由于WFC 3/F160 W图像只覆盖了GOODS-S和SXDS的一部分，因此GOODS-S和SXDS中的724/1028和2500/29835 sBzK星系具有WFC 3的覆盖范围。在GOODS-S和SXDS中，分别有86%（626）和82%（2044）的sBzK星系在WFC 3/F160 W图像中显示为单一成分。F850 LP图像中较大比例的单组分天体代表星系中的多个恒星形成区，而F160 W图像中的单组分天体并不明显，显得更平滑。大多数单组分sBzK星系的Sérsic指数为n=0.5-2.5，与盘状星系一致。在F850 LP和F160 W图像中，它们的有效半径分别为1.0-3.0 kpc和1.5-4.0 kpc，与观测场无关。sBzK星系的恒星表面质量密度也与当地的盘星系相当。然而，sBzK星系的内在形状并不像在本地盘星系中看到的那样是一个圆盘。通过比较sBzK星系的视轴比（b/a）分布与假设轴A>B>C的三轴模型下的视轴比分布，发现它们的内禀面视B/…
2012-10-09 astro-ph.CO
Correlations between Nebular Emission and the Continuum Spectral Shape in SDSS Galaxies
我们提出了一个统计研究的相关性和维数的发射线进行的样本超过40,000斯隆数字巡天（SDSS）星系。使用主成分分析，我们发现，11个最强的线的等效宽度可以很好地表示使用三个参数。我们还探讨了发射模式与连续谱的本征空间表示的相关性。所观察到的关系是用来提供一个经验处方的期望值和方差的发射线强度作为光谱形状的函数。我们表明，这种估计的发射线有足够的精度，使其适合于光度应用。该方法已被证明是有用的SDSS光度红移估计。
2011-10-09 astro-ph.CO
On the Shapes and Structures of High-Redshift Compact Galaxies
最近哈勃空间望远镜WFC 3的深空成像表明，大多数z~2的致密静止大质量星系可能包含盘。为了研究这一说法，我们比较了31个精心挑选的高红移大质量静止致密星系的椭圆率分布，一组质量选择的椭圆率和Sersic指数分布从2D结构拟合到~ 40，000 $附近的星系从斯隆数字巡天。柯尔莫哥洛夫-斯米尔诺夫检验表明，高红移星系的椭圆率分布与同样选择的大质量早型星系样本的椭圆率分布一致。然而，高红移样本的Sersic指数的分布与当地早型星系的分布不一致，而是类似于当地盘主导的人口。高红移致密星系的性质与本地早型和盘主导系统的性质之间的不匹配使我们得出结论，高红移致密星系的基本结构可能不太类似于任何单一的本地星系种群。任何类似于当前存在的高红移致密星系的星系群要么是不同类型星系的混合，要么可能是一个独特的天体类别。
2012-06-15 astro-ph.CO
The effects of halo alignment and shape on the clustering of galaxies
我们研究了晕的形状及其与大尺度结构的排列对星系关联函数的影响。我们的分析基于Guo等人的星系形成模型，在千禧模拟上运行我们量化这些影响的重要性，通过随机化的卫星星系晕内的角位置，无论是相干的或单独的，同时保持各自的中央星系的距离固定。我们发现，在r=1.8 Mpc/h附近，破坏与大尺度结构的对准的影响是星系关联函数降低约2%。我们发现，球化的椭球分布的星系晕内的关联函数减少了高达20%的r<1兆秒差距/小时，并增加了它稍微在更大的半径。类似的结果适用于功率谱和红移空间关联函数。基于Halo Occupation Distribution的模型，根据平均径向轮廓将星系球形地放置在Halo内，因此会显着低估次Mpc尺度上的聚类。此外，我们发现晕组装偏差，特别是对晕形状的集群的依赖，传播到星系的集群。我们预测，这方面的组装偏见应通过使用广泛的组目录观察。
2012-06-25 astro-ph.CO
Shapes and Probabilities of Galaxy Clusters
我们发展了一个一般性的理论来估计一个给定形状的星系团存在的概率。该理论是基于观测结果，星系的分布是非常接近准平衡，在其线性和非线性制度。这就限制了处于准平衡状态的星系团的空间结构。特别是，我们表明，一个星系团可以被描述为一个集合的近维里化的子星系团的质量大致相同。包含超过10个子集群的集群很可能被完全维里化。利用我们的理论，我们开发了一种方法，比较不同的空间配置的子集群的概率。作为一个说明性的例子，我们表明，一个星系团排列成一条线是更有可能发生比星系团排列成一个环。
2011-11-27 astro-ph.CO
Phase-space shapes of clusters and rich groups of galaxies
星系团和星系群是高度非球面的，其形状近似于旋转的长椭球。一个同样基本的属性是这些物体在速度空间中的形状，这是全局速度色散张量的各向异性。在这里，我们利用运动学数据，包括大约600个附近的星系团和丰富的星系群从SDSS放置这些对象的相空间形状的约束，即它们的形状在位置和速度空间。我们表明，视线速度色散归一化的质量依赖的速度尺度与表观伸长率，与圆形（拉长）集群表现出过度（递减）归一化的速度色散。这种相关性适用于动态年轻或年老的星系团，因此，它起源于投影其内在的相空间形状，而不是从动态演化。这表明星系团不仅在位置空间上，而且在速度空间上都是优先长轴的。发现位置空间中轴比的分布很好地近似于高斯分布，平均值为0.66+/-0.01，分散度为0.07+/-0.008。代表速度空间形状的速度椭球更接近球形，平均轴比为0.78+/-0.03。这一发现具有重要意义的质量测量的基础上的视线速度分散分布在个别集群。对于典型的轴比的速度椭球在分析集群样本，系统误差的质量估计推断的视线速度分散成为可比的统计不确定性星系团与少至40光谱红移。
2014-01-29 astro-ph.CO
Isophotal shapes of early-type galaxies to very faint levels
我们报告的早期型星系的等照度线形状的研究，非常微弱的水平达到~ 0.1%的天空亮度。这些星系来自使用Palomar 5 m Hale望远镜获得的大画幅相机（LFC）领域，在SDSS r，i和z波段的综合曝光范围为1至4小时。早型星系等照度线的形状与星系的物理性质有关，并受星系形成过程的影响，因此等照度线的形状非常重要。本文报道了在一个LFC场中的132个E和SO星系的样本。我们有其中53个的红移，使用AAOmega在英澳望远镜上获得。早型星系的形状通常随半径而变化。我们推导出平均值的等照度线形状参数在四个不同的径向箱沿半长轴在每个星系。我们得到经验拟合公式的概率分布的sophotal参数在每个箱和调查可能的相关性与其他全球性的星系。我们的主要发现是内部区域的等照度线形状与外部区域的等照度线形状在统计上是不同的。这表明早期类型星系的外部和内部在某种程度上是独立演化的。
2014-07-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo cluster shapes: Insights from simulated galaxies and ICL with prospects for weak lensing applications
我们提出了一个详细的研究的形状和不同的星系团组件使用流体动力学模拟的路线。我们从暗物质（DM）分布、星系成员和星系团内光（ICL）计算形状参数。我们评估如何以及DM集群的形状可以通过确定的星系成员的位置和ICL的约束。此外，我们解决的稀释因子时，估计使用弱透镜堆叠技术，这是由于总的表面质量分布和发光示踪剂的分布之间的不对准的集群伸长。稀释度的计算考虑到DM和Brilliant星团星系，星系成员和ICL之间的对齐。我们的研究表明，星系成员和ICL的分布比DM组件少球形，虽然两者都很好地与后者的半长轴对齐。我们发现，在更集中的subhalos托管的星系成员的分布比DM的分布更拉长。此外，与分布在较不集中的暗晕中的星系相比，这些星系更好地与暗物质成分对齐。我们的结论是，星系成员的位置可以被用来作为合适的示踪剂，以估计集群表面密度的方向，即使当被认为是一个低数量的成员。我们的结果为解释观测研究中对星系团形状的限制提供了有用的信息。
2021-07-07 astro-ph.CO
A constant limiting mass scale for flat early-type galaxies from z=1 to z=0: density evolves but shapes do not
通过分析早型星系的投影轴比分布，测量了早型星系从z~1到z~0的内禀形状分布的演化。我们从SDSS中提取了一个低红移（0.04 < z < 0.08）的早期型星系样本，这些星系具有非常低的恒星形成率，基于颜色选择方案，并通过光谱中没有发射线来验证。这些早型星系的内禀形状分布与质量密切相关：高质量早型星系（> 1 e11 Msun）的内禀短轴与长轴之比为2：3，当质量低于1 e11 Msun时，内禀短轴与长轴之比缩小到1：3，甚至更扁平。以完全类似的方式，我们从两个深场巡天：GEMS和COSMOS中选择了一个高红移样本（0.6 < z < 0.8）。我们发现，对于所有红移的高度平坦早型系统，似乎普遍存在质量~ 1 e11 M_sun。这意味着在这个天花板质量之上生长早期类型星系的过程涉及形成圆形系统。利用参数和非参数检验，我们发现质量大于3e 10 Msun的星系的投影轴比分布没有随红移而演化。同时，我们的样本意味着质量> 3e 10 Msun的早型星系的同向运动数密度增加了2- 3倍，与以前的研究一致。考虑到轴比分布和基本的膨胀盘比分布之间的直接联系，我们的研究结果意味着早期类型星系的数量密度演化并不完全是由膨胀或盘主导的星系的出现驱动的，而是由一个平衡的混合，只取决于星系的恒星质量。星系形成模型面临的挑战是，在人口不断增长的背景下，再现这种整体上不进化的扁平与圆形早期类型星系的比…
2011-09-01 astro-ph.CO
Dissecting the Perseus-Pisces supercluster observed with CFHT-MegaCam: Exploring late-type galaxy shape alignments within the local cosmic web
Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学、巴黎西岱大学、法国原子能和替代能源委员会、法国国家科学研究中心、天体物理学和信息学实验室）；Institute for Astronomy, University of Hawaii（夏威夷大学天文学研究所）
通过CFHT-MegaCam深度巡天数据，测量英仙-双鱼超星系团中早型和晚型星系在不同等照度半径下的本征对齐信号，发现晚型星系主导形状-形状关联且呈边缘朝向，早型星系在致密环境中受潮汐拉伸，为弱引力透镜系统误差建模提供局域宇宙约束。
2026-05-22 astro-ph.CO
A relation between the dark mass of elliptical galaxies and their shape
我们已经研究了大量的椭圆星系，发现它们的暗物质含量和可见形状的椭圆率之间存在相关性。星系被严格选择，因此只考虑典型的中等大小的椭圆星系。拒绝具有不寻常特征的Galerkin，以最大限度地减少点对点数据分散并避免系统偏差。从六种不同的技术提取银河系暗物质含量的数据被用来避免方法的偏差。对椭圆星系属性之间的相互关系进行了彻底的调查，以评估相关性是否源于观测偏差，但没有这样的起源可以确定。从表面上看，发现的相关性意味着在相同的光度下，较圆的中等大小的椭圆星系似乎比较平的椭圆星系包含更少的暗物质，例如，较圆的星系平均质量比较平的星系小四倍。这在宇宙结构形成的传统模型中是令人困惑的。
2014-01-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Structural properties of disk galaxies. II. Intrinsic shape of bulges
本文分析了148个无棒S 0-Sb星系的结构参数，并由此导出了它们的星系核内禀形状。我们发展了一种新的方法来推导的基础上的几何关系的表观和内在的形状的鼓包和磁盘的鼓包的内在形状。根据星系球视长半轴和视短半轴的长度、星系球视长轴与星系节线的扭曲角以及星系倾角，得到了星系球的赤道椭圆率和内禀扁率。我们发现，固有的形状是很好的约束的子样本的115个凸起有利的视角。它们中的大部分以椭圆截面为特征（B/A<0.9）。如果使用它们的最大、平均或中位赤道椭圆率，该分数分别为33%、55%和43%。大多数沿着极轴是扁平的（C<（A+B）/2）。三轴度的分布是强烈的双峰。这种双峰性是由塞尔西克指数n>2的星系核球驱动的，或者等价地说，是由星系核球与总核球之比B/T>0.3的星系核球驱动的。特别地，n \leq 2和B/T \leq 0.3的凸起分别相对于n>2和B/T>0.3的凸起显示出更大比例的扁圆轴对称（或近轴对称）凸起、更小比例的三轴凸起和更少比例的长轴对称（或近轴对称）凸起。根据对鼓包形成的数值模拟的预测，n \leq 2的鼓包可能是耗散小合并的结果，该鼓包显示出高比例的扁圆轴对称（或接近轴对称）形状并且具有B/T \leq 0.3。对于n>2和B/T>0.3的凸起，似乎需要用主要的耗散和无耗散并合来解释所发现的各种形状。
2010-06-28 astro-ph.CO
Intrinsic alignments of galaxies in the Horizon-AGN cosmological hydrodynamical simulation
星系的内在排列被认为是对弱引力透镜测量的污染。在这项工作中，我们研究了地平线-AGN，一个自适应网格细化流体动力学宇宙学模拟箱100 Mpc/h的AGN反馈实现的星系形状和自旋在低红移（$z\sim 0.5$）的对齐。我们发现模拟中的球状星系在暗物质密度场和其他球状体中表现出径向向过密度方向排列的趋势。这一趋势与观测结果一致，但信号的幅度在很大程度上取决于如何测量形状以及如何在模拟中选择星系。盘状星系在三维空间中表现出切向环绕椭球体的倾向。虽然该信号在投影中似乎受到抑制，但这并不能保证在未来的弱透镜勘测中可以安全地忽略光盘对准。Horizon-AGN中亮星系的形状排列与观测和其他模拟工作一致，但我们发现低光度星系的排列较少。我们还描述了模拟中星系形状的系统性，并表明在测量密度场和星系椭圆率的相关性时，它们可以被安全地忽略。
2015-10-22 astro-ph.CO
Shape Evolution of Massive Early-Type Galaxies: Confirmation of Increased Disk Prevalence at z>1
利用高分辨率K波段VLT/HAWK-I 0.25平方度成像研究了大质量早型星系自z1以来的结构演化。质量选定的样本，完成下降到日志（M/M_太阳）~10.7，使“典型的”L* 星系包括在所有的红移，从预先存在的光度红移调查。然后，我们将样本分成不同的红移切片，并根据其特定的恒星形成率将其分类为晚型或早型星系。在红移范围0.6<z 1的约400个早型星系的轴比测量值<1.8 are accurate to 0.1 or better. The projected axis-ratio distributions are then compared with lower redshift samples. We find strong evidence for evolution of the population properties: early-type galaxies at z>平均比z<1时平坦，并且在固定质量下的中值投影轴比随红移而减小。然而，我们也发现，在z<~2的所有历元中，质量最大的早型星系（log（M/M_sun）>11.3）是最圆的，其中明显缺乏投影平坦的星系。合并是一个合理的机制，可以解释这两个结果：在所有的时代，合并是需要的早期类型的星系增长超过log（M/M_sun）~11.3，和所有早期类型随着时间的推移逐渐和部分松动的盘状特征。
2012-11-09 astro-ph.CO
Magnification as a Probe of Dark Matter Halos at high redshift
我们提出了一种新的方法来测量星系群和星系团的质量分布和形状，它使用遥远的背景星系的透镜放大。透镜放大的主要优点是，与透镜剪切不同，它只依赖于精确的光度红移，而不是星系的形状，因此可以研究未解析源星系的暗物质分布。我们提出了一个可行性研究，使用一个真正的人口z > 2.5莱曼Break星系作为源星系，并在那里，类似于星系星系透镜，前景透镜堆叠，以增加信号噪声比。我们发现，引力透镜作为探测高红移处暗物质晕的探测器，存在一个有趣的新观测窗口，它不需要测量星系的形状。
2010-04-21 astro-ph.CO
Fast motions of galaxies in the Coma I cloud: a case of Dark Attractor?
我们注意到，附近的星系具有很高的负的奇特速度是非常不均匀地分布在天空中。这种各向异性的一部分是由“局部速度异常”引起的，即由附近星系远离局部虚空的整体运动引起的。但是，有一半的快速飞行物体位于一个小区域内，RA = [11.5h，13.0h]，Dec = [+20 \circ，+40 \circ ]，称为后发座I云。根据Makarov & Karachentsev（2011）的说法，这个复合体包含8个星系群，5个三胞胎，10对和83个单星系，总质量为4.7 \star 10^13 M \odot。我们利用后发座I区的122个已知距离和径向速度VLG < 3000 km/s的星系来绘制它们的哈勃关系。哈勃图显示了一个Z形的下降效应，其附近一侧的振幅为+200 km/s，背面为-700 km/s。这种现象可以理解为星系向一个质量为\sim 2 \star 10^14 M \odot的暗吸引子坠落，该吸引子距离我们15 Mpc。后发座和室女星系团之间存在的大空洞可能也影响了后发座I周围的哈勃流。
2011-09-13 astro-ph.CO
The ATLAS$^{\rm{3D}}$ project - XXV: Two-dimensional kinematic analysis of simulated galaxies and the cosmological origin of fast and slow rotators
我们提出了一个详细的二维恒星动力学分析样本的44个宇宙学流体动力学模拟的个别中央星系及其卫星。运动学地图的恒星视线速度，速度色散，高阶高斯厄米矩$h_3$和$h_4$构建每个中央星系和最大的卫星。使用$λ_{\mathrm{R}}$参数量化旋转量。模拟星系的速度、速度色散、$h_3$和$h_4$场显示出与ATLAS $^{\rm{3D}}$巡天中观测到的早型星系运动学图相似的多样性。这包括快速（规则），缓慢和错位旋转，嵌入冷盘组件的热球状体以及在速度色散中具有反向旋转核心或中心凹陷的星系。我们把现今的运动学性质与星系的宇宙学形成历史联系起来。一般来说，主要的星系合并有一个显着的影响，在旋转属性，导致自旋下降以及自旋的合并残留物。低质量星系在其形成历史中有显著的恒星原位形成，或者有额外的富含气体的主要合并-导致自旋上升-形成细长的快速旋转体，具有明显的$h_3$和$v/σ$的反相关。快速旋转体的另一个形成路径包括气体贫乏的主要合并，导致残余物的旋转。该形成路径不会导致反相关的$h_3$和$v/σ$。与罕见的非旋转圆形早型星系最一致的星系仅通过气体贫乏的微小合并而成长。一般来说，质量越大的星系，自$z \sim 2$以来，原地恒星形成越少，旋转越慢，恒星星族也越老。（缩短）
2013-11-05 astro-ph.CO
The Shape of Dark Matter Haloes, I. HI Observations of Edge-on Galaxies
我们目前的中性氢观测的8个附近，晚型，边缘星系的样本。所有的星系都在径向上得到了很好的分辨，而六个星系在垂直方向上也得到了很好的分辨。我们发现，每个星系有大约相同的最大表面亮度温度在整个光盘。我们认为，自吸收是这种现象的主要原因，随后的分解将需要治疗。
2016-08-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The intrinsic shapes of dwarf irregular galaxies
我们使用从更新的本地体积星系表中测量的星系B波段轴比来确定矮不规则星系（de Vacouleurs形态类型8、9和10）的内在形状。我们发现，星系的形状随着光度的变化而发生系统性的变化，较暗的星系较厚。特别地，我们将我们的样本分成子样本，发现最明亮的矮星（-19.6 < M_B < -14.8）具有薄的圆盘（厚度约为0.2），圆盘略微椭圆（轴比约为0.8）。在中等光度下，即-14.8 < M_B <-12.6，星系仍具有椭圆盘的特征（轴比~ 0.7），但盘厚一些（厚度~ 0.4）。最暗的矮星，即那些-12.6 < M_B < -6.7的矮星，被很好地描述为轴比约为0.5的扁球体。矮不规则星的星盘厚度随光度的减小而增加，这与速度色散与旋转速度之比随星系尺寸的减小而增加是一致的。
2013-08-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Unbiased estimates of the shapes of haloes using the positions of satellite galaxies
本文提出一种建模采样噪声的方法，以校正利用少量卫星星系示踪暗物质晕形状时的偏差，使投影轴比偏差降低约三分之二，实现更低质量下晕形状的统计测量。
2025-02-24 astro-ph.CO astro-ph.IM
Inferring the 3-D shapes of extremely metal-poor galaxies from sets of projected shapes
星系的三维形状不可避免地与它的形成和演化以及它的暗物质晕有关。局部极贫金属星系（XMP;定义为平均气相金属丰度< 0.1太阳）是理解星系演化的重要对象，主要是因为它们似乎被捕获在从宇宙网吸积气体的行为中，它们的三维形状可能反映了这一点。在这里，我们报告的XMP的3-D形状推断从他们观察到的投影小到主轴比使用分层贝叶斯推断模型，它确定了可能的形状和每个星系的方向，同时推断的平均形状和分散。我们选择了149个XMP样本，并根据物理大小将其分为三个子样本，发现（1）所有大小的XMP的恒星成分都倾向于三轴，中间轴约为最长轴的0.7倍，（2）较小的XMP倾向于相对较厚，最短的轴从大星系最长轴的0.15倍到小星系的0.4倍。我们以电子格式提供了推断出的各个XMP的3-D形状和倾斜度。我们表明，我们的结果为中间轴不云的选择效果对面对XMP。我们讨论了如何一个中间轴显着小于最长轴可能产生的几种机制，包括不平衡的气体吸积，非轴对称的恒星形成，或与拉长的暗物质晕耦合。大的相对厚度可能反映了缓慢的自转，恒星反馈，或最近的气体吸积。
2019-07-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
The shape alignment of satellite galaxies in galaxy pairs in SDSS
无论是在模拟还是观测中，都已经表明，一个大星系的潮汐场可以扭转它的卫星星系，使得卫星星系的主轴指向它们的宿主。这种所谓的“形状排列”在孤立的银河系中被观察到，但在“本星系群”中却没有。在这项研究中，我们调查的星系对的卫星星系的形状排列类似于斯隆数字巡天数据发布13（SDSS DR 13）中确定的本星系群。通过在主星系对周围堆叠数万个卫星星系，我们发现了两个统计上很强的对齐信号。(1)卫星星系的主轴位于两原色之间的（投影）面积（{ \it面向}区域）倾向于垂直于连接卫星和其主机的线（切向对准），而（2）卫星星系的主轴位于远离另一个主星系的区域（{ \it远离}区域）倾向于与连接卫星到其主机的线对准（径向对准）。这些比对在$\sim5σ$水平得到证实。对准信号随着主亮度的增加、对间隔的减小和卫星距离的减小而增加。对准信号也被发现在非常规环境中更强。这些发现将有助于理解潮汐场对星系对中卫星星系的影响机制，并有助于在弱引力透镜分析中研究星系的内在排列。
2019-03-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Three Hundred project: shapes and radial alignment of satellite, infalling, and backsplash galaxies
利用324个数值模拟的星系团，我们调查径向和星系晕排列的暗物质subhaloes和卫星星系内和周围的轨道。我们发现，径向对齐取决于距离的中心的星系团，但出现独立的动力学状态的中央主机集群。此外，我们无法找到晕的径向排列或星系形状与其自身质量之间的关系。我们报告说，后溅星系，即已经通过集群半径，但现在位于郊区的对象，显示出更强的径向对齐比下落的对象。我们进一步发现，有一个人口以及径向对齐的对象通过非常接近中央集群的中心，被发现是在高度径向轨道。
2020-05-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Core shapes and orientations of core-Sersic galaxies
核心-绢英质星系的内外形状和取向可能是其形成和演化的重要线索。因此，我们已经测量了中央和外部的椭圆度和位置角的样本24核心Sersic星系使用档案HST图像和数据。通过选择核-Sersic破裂半径R_b（部分耗尽核的大小）> 0 ~（-2）的星系，我们发现椭圆度和位置角对HST视宁度是相当强的。对于大部分星系，在破裂半径处的椭圆度和位置角与在Re/2 < R <Re（其中Re为球状体的有效半光半径）范围内确定的平均外椭圆度和位置角之间有很好的一致性。然而，有一些有趣的差异。我们发现在R_b处的“内”椭圆率中值e_med = 0.13 +- 0.01，比“外”区域的椭圆率中值e_med = 0.20 +- 0.01更圆，这被认为反映了中心超大质量黑洞在小半径处的影响。此外，我们第一次发现一种趋势，虽然很弱（2西格玛意义），这样的星系与较大（恒星赤字）-（超大质量黑洞）质量比-被认为是一个衡量的主要干合并事件的数量-往往有更圆的内部和外部等照度线，这表明星系形状和合并历史之间的联系。我们表明，这一发现并不简单地反映了众所周知的结果，即更明亮的星系更圆，但它无疑是相关的。
2014-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
How to augment cosmic shear measurements with radio polarimetry of galaxies?
University of California（加州大学）；Perimeter Institute for Theoretical Physics（珀尔默特理论物理研究所）；University of Melbourne（墨尔本大学）；Lawrence Berkeley National Laboratory（劳伦斯伯克利国家实验室）
本文提出利用射电极化数据增强宇宙 shear 测量，引入新的统计模型，推导出无偏估计器，同时估计重力 shear、固有形状对齐和视线极化旋转。
2026-05-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Polarization-shape alignment of IllustrisTNG star-forming galaxies
Xi'an Jiaotong University（西安交通大学）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；Perimeter Institute for Theoretical Physics（理论物理前沿研究所）；Lawrence Berkeley National Laboratory（劳伦斯伯克利国家实验室）
该研究利用IllustrisTNG50模拟计算恒星形成星系在0<z<2的偏振-形状错位角，发现其随红移增加而恶化，但红移可缓解频率退化，并评估了宇宙双折射测量灵敏度。
2025-10-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Shapes of Milky-Way-Mass Galaxies with Self-Interacting Dark Matter
自相互作用暗物质（SIDM）模型提供了一种方法来调和观测和预测之间的不一致性，从碰撞冷暗物质（CDM）模型在矮星系尺度。为了将重子和SIDM相互作用的影响，我们研究了一套宇宙学重子模拟牛奶路（MW）质量星系的反馈在现实环境（FIRE-2）的项目，我们改变SIDM自相互作用截面$σ/m$。我们比较的形状的主要暗物质（DM）晕在红移$z=0$预测的SIDM模拟（在$σ/m=0.1$，$1$和$10$ cm $^2$ g $^{-1}$）与CDM模拟使用相同的初始条件。在存在重子反馈效应的情况下，我们发现SIDM模型并不像SIDM模型预测的那样对MW质量星系的内部结构产生很大的影响。然而，我们确实发现总质量分布的形状开始不同于恒星质量分布的半径依赖于$σ/m$。这种转变可能被用来限制MW中的SIDM横截面。
2022-07-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining SIDM with halo shapes: revisited predictions from realistic simulations of early-type galaxies
我们研究了自相互作用暗物质（SIDM）和重子对早型星系（ETG）形状及其暗物质晕的影响，并将其与冷暗物质（CDM）方案的预测进行了比较。我们使用五个流体动力学放大模拟的晕托管ETG（$M_{\rm vir}\sim 10^{13}M_{\odot}$和$M_{*}\sim10^{11}M_{\odot}$），模拟CDM和SIDM模型与恒定截面的$σ_T/m_χ= 1\ \mathrm{cm}^2 \mathrm{g}^{-1}$。我们测量的三维和投影形状的暗物质晕和重子的内容，使用惯性张量和比较我们的测量结果的三个$HST$样本的引力透镜和$Chandra$和$XMM-Newton$ X射线观测。我们发现，重子的列入大大减少了CDM和SIDM之间的差异，以及根据形状绘制约束的能力。透镜测量拒绝CDM暗物质模拟的预测，更喜欢的水文方案之一。当我们考虑透镜的总样本时，观测数据更倾向于CDM水力情景。X射线发射气体的形状与两次水力运行的观测结果一致，CDM预测只有在非常中心才有更高的伸长率。与以前在椭圆星系尺度上的说法相反，我们得出结论，一旦我们在模拟中包括重子，CDM和我们的SIDM模型仍然可以解释观察到的形状。我们的研究结果表明，这是必不可少的，以获得现实的限制，新的模拟需要确认和扩展我们的研究结果。
2022-09-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
X-Ray Shapes of Elliptical Galaxies and Implications for Self-Interacting Dark Matter
几个已提出的暗物质模型都强调了自相互作用过程的存在，这种过程可以影响暗物质晕的形状，使它们比无碰撞的暗物质的椭球晕更接近球形。探测晕的形状，从而探测暗物质自相互作用强度的一种方法，是通过测量追踪松弛椭圆星系中引力势的X射线气体的形状。在这项工作中，我们确定了一个样本的11个放松，孤立的椭圆星系和测量的引力物质使用X射线图像从XMM-牛顿和钱德拉望远镜的椭圆率。我们探索了各种不同的质量配置，发现这些星系的暗物质晕在$ε\approx 0.2-0.5$周围具有椭圆率。虽然我们发现不可忽略的散射的椭圆率分布，我们的结果是一致的，在一定程度上的自相互作用的规模$σ/m \sim 1$厘米$^2$ /g，但他们也保持兼容的冷暗物质的情况。我们还展示了我们的研究结果可以用来直接约束特定的暗物质模型，并讨论了当前和未来的自我相互作用的暗物质模型模拟的影响。
2021-03-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
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
Shape measurement biases from underfitting and ellipticity gradients
精确的弱引力透镜实验要求对星系形状的测量精确到千分之一以下。我们研究了Voigt and Bridle（2009）和Melchior et al.（2009）指出的测量偏差，这些偏差对于依赖于将椭圆等照度星系模型拟合到观测数据的形状测量方法是常见的。第一个偏差出现在真实的星系形状与模型不匹配时。我们表明，这种“欠拟合偏差”是由于，在根上，这些方法的尝试，使用信息在高空间频率已被破坏的卷积与点扩散函数（PSF）和/或采样。我们提出了一种新的形状测量技术，明确限制在可观察的区域的k空间。第二个偏差出现在椭圆率随半径变化的星系中。对于大多数形状测量方法，这样的星系受到“椭圆率梯度偏差”的影响。我们展示了如何在新的形状测量方法中减少20- 100倍的偏差。由此产生的剪切估计具有乘性误差<1千分之一的高S/N图像，即使是高度非对称的星系。在没有任何训练或重新校准的情况下，新方法在低噪声星系盲剪切重建的GREAT 08挑战中获得了Q=3000，比以前的任何方法都好几倍。
2010-04-20 astro-ph.CO astro-ph.IM
Galaxy Modeling with Compound Elliptical Shapelets
图像的高斯-厄米和高斯-拉盖尔（“shapelet”）分解已经成为星系建模的重要工具，特别是为了从天文数据中提取椭圆率和形态信息。然而，标准的shapelet基函数不能compensate表示具有高椭圆率或大Sersic指数的星系，由此产生的欠拟合偏差已被证明是一个严重的挑战，基于shapelet弱透镜方法。我们在这里提出了一个新的卷积关系和一个复合的“多尺度”shapelet基础来解决这些问题，并提供了一个概念验证演示使用附近星系的小样本。
2010-08-21 astro-ph.CO astro-ph.IM
Merger Effects on the Spin and Shape Alignments of Galaxy Stellar, Cold and Hot Gas, and Dark Matter Components
我们提出了一个数值证据支持的情况下，特殊的校准的星系恒星自旋与本地潮汐张量的主轴线产生的静态演化期间，当星系没有经历最近的合并事件。通过分析IllustrisTNG项目的TNG 300 -1模拟的合并树，我们找到了星系的最新合并时期，$a(z_{m})$，并创建了四个$a(z_{m})$选择的样本，这些样本被控制为共享相同的质量和密度分布。对于每个样本，我们分别确定星系恒星，冷，热气体和暗物质成分的自旋和形状矢量，并计算它们与当地潮汐场的主方向对齐的平均强度以及它们的相互对齐趋势。结果发现，恒星（冷气体）的自旋轴的星系，其最近的合并事件发生在较早的时代更强烈地对齐（弱反对齐）的潮汐场的主要主轴。研究还表明，虽然星系DM自旋的质量相关跃迁与并合事件关系不大，但星系四分量的形态、自旋-形状和形状-剪切排列强度敏感地依赖于$a(z_{m})$ .注意到，恒星组件的星系经历长期的静态演化具有独特的扁圆形状和非常强大的自旋形状的路线，我们建议，本地潮汐场可能会跟踪使用的恒星形状的星系没有签名的合并作为代理的恒星自旋。
2022-08-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing Einstein's Equivalence Principle with Cosmological Fast Radio Bursts behind Clusters of Galaxies
目的：最近，宇宙学快速射电暴（FRB）被用来提供爱因斯坦等效原理（EEP）最严格的限制。我们研究如何进一步测试EEP与FRB。研究方法：未来的系统射电观测肯定会在宇宙学距离上发现大量的FRB，其中一些将不可避免地位于星系团的后面。在这里，我们建议使用这些FRB来进一步测试EEP。结果：我们发现，测试EEP的鲁棒性和准确性可以进一步提高了数量级与这些FRB。同样的方法也可以应用于任何其他类型的快速和明亮的瞬变在宇宙学的距离。
2016-01-15 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
The critical radiation intensity for direct collapse black hole formation: dependence on the radiation spectral shape
已有研究认为，超大质量黑洞（SMBH）是由初始气体中在z gtrsim 10处形成的直接坍缩黑洞（DCBH）在H2冷却被强外辐射抑制的情况下产生的.在这项工作中，我们研究了临界比强度J^crit所需的DCBH形成的各种辐射光谱形状的一系列的一个区域的计算坍缩的原始气体云。我们计算了莱曼-沃纳（LW）带J ^crit_LW，21（单位为10^-21 erg s^-1 Hz^-1 sr^-1 cm^-2）处贫金属星系真实光谱的临界比强度。我们发现，对于J ^crit_LW，21 = 1300-1400的恒恒星形成星系，J ^crit对年龄和金属丰度不敏感，而对于瞬时星暴星系，J^crit随着星系年龄的增大或金属丰度的增加而减小.然而，对于年轻星系或极端贫金属星系，这种对瞬时星暴星系的依赖性很弱：年轻星系的J ^crit_LW，21 = 1000-1400，而极端贫金属星系的J ^crit_LW，21约为1400。实际光谱的J^crit的典型值高于文献中预期的值，这影响了估计的DCBH数密度n_DCBH。通过外推Dijkstra、Ferrara和Mesinger的结果，我们得到了z = 10时的n_DCBH sim 10^-10 cMpc^-3，尽管这一估计仍有很大的不确定性。
2014-07-15 astro-ph.CO 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
Halo shapes constrained from a pure sample of central galaxies in KiDS-1000
我们目前的测量$f_h$，投影晕和星系椭圆率的对齐组件的比例，使用弱引力透镜数据从千度巡天（KiDS）的中央星系的样本。使用透镜星系的形状估计，是更敏感的外星系区域，我们发现$f_{\rm h}=0.50\pm0.20$为我们的完整的样本和$f_{\rm h}=0.55\pm0.19$为一个固有的红色（因此更高的恒星质量）的子样本，拒绝圆晕和/或星系不与它们的母晕在$2.5σ$和$2.9σ$，分别对齐的假设。我们使用数值模拟和来自星系和质量大会调查的重叠光谱来量化我们中央星系样本的93.4%纯度。这种纯度确保了我们对测量结果的解释不会因为卫星星系的存在而变得复杂。限制我们的中央星系椭圆率测量的内部等照度线，我们发现$f_{\rm h}=0.34\pm0.17$为我们的红色子样本，这表明外星系区域更符合其暗物质晕相比，内部区域。我们的研究结果与以前的研究一致，并表明，较低质量的晕是圆的和/或更少对齐与他们的宿主星系比样本更大的星系，研究星系群和星系团。
2021-05-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
How feedback shapes galaxies: an analytic model
我们介绍了一个简单的分析模型的星系形成，链接的暗物质晕在宇宙学背景下的恒星质量的建立在他们的增长。该模型旨在确定在宇宙时间内驱动星系-晕共同进化的物理过程。该模型限制了重子天体物理学的作用，以确定星系和它们的晕之间的关系。使用这种方法，星系的性质可以直接从其宿主暗物质晕的生长来预测。我们探讨模型中，有效的恒星形成效率内晕是一个函数的质量（或维里温度）和独立的时间。尽管它的简单性，该模型再现自洽的形状和演化的宇宙恒星形成率密度，特定的恒星形成率的星系，和星系的恒星质量函数，无论是在目前的时间和高红移。通过系统地改变模型中的有效恒星形成效率，我们探索了星系恒星质量函数特征形状的出现。在低红移观测到的双Schechter函数的起源自然地解释了两个效率制度的恒星晕质量的关系，即恒星反馈调节阶段，和超大质量黑洞调节阶段。通过提供一组解析微分方程，该模型可以很容易地扩展和反演，使天体物理学和宇宙学的作用和影响得以探索和理解。
2019-11-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
IMF shape constraints from stellar populations and dynamics from CALIFA
在这封信中，我们描述了我们如何使用恒星动力学信息来约束的形状恒星IMF的样本中的27个早期类型的星系从CALIFA调查。在均匀孔径为0.5~ $R_{e}$的情况下，我们得到了动力学和恒星的质光比$Υ_\mathrm{dyn}$和$Υ_{\ast}$。在扩展的MILES恒星星族模型的框架下，我们使用约束$Υ_\mathrm{dyn} \ge Υ_{\ast}$来检验两种IMF形状。我们排除了一个单一的幂律IMF形状的星系在我们的样本中的75%。相反，我们发现，一个双幂律IMF形状与不同的高质量端部斜率是兼容的（1 $σ$内）与95%的星系。我们还表明，动力学和恒星IMF的失配因子在这些星系的IMF的系统变化给出了一致的结果。
2016-06-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
