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
Satellite Dwarf Galaxies in a Hierarchical Universe: Infall Histories, Group Preprocessing, and Reionization
在本星系群（LG）中，几乎所有在银河系（MW）和仙女座星系（M31）维里半径内的卫星矮星系都表现出强烈的环境影响。这些卫星的轨道历史提供了理解MW/M31晕、低质量星系团和宇宙再电离对矮星系演化的作用的关键。我们使用ELVIS宇宙学放大无耗散模拟48 MW/M31类晕，研究了M_star = 10^{3-9} M_sun的卫星的维里下落历史。在z = 0时，土星在z = 0.5 - 1时通常在5 - 8 Gyr前落入MW/M31晕。然而，它们通常在7 - 10 Gyr之前在z = 0.7 - 1.5时首次落入任何宿主晕。这种差异的出现是因为许多卫星在落入MW/M31晕之前，在另一个主晕中经历了“群预处理”，通常是M_vir ~ 10^{10-12} M_sun。质量较低和/或接近MW/M31的卫星落在较早的位置，并且更有可能经历过成组预处理;所有M_star < 10^6 M_sun的卫星中有一半在一组中进行了预处理。内陷集团也推动了MW/M31晕内的大多数卫星-卫星合并。最后，在z = 0时，没有一个幸存的卫星在再电离过程中（z > 6）处于其MW/M31晕的维里半径内，只有< 4%的卫星在再电离过程中是任何其他宿主晕的卫星。因此，宇宙再电离与主晕环境对LG中幸存矮星系形成历史的影响发生在不同的时期，通常相隔2 - 4 Gyr，因此它们在理论上和原则上是可分离的。
2015-05-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Exploring the connection between stellar halo profiles and accretion histories in $L_*$ galaxies
我使用一个图书馆的控制次要合并N体模拟，粒子标记技术和蒙特卡罗产生的$Λ$ CDM吸积历史研究的高度随机过程中的恒星沉积到吸积恒星晕（ASHS）的$L_*$星系。我探索的主要物理机制，驱动之间的连接的吸积历史和密度分布的灰。我认为：i）通过动力学摩擦，质量越大的卫星越能有效地将其恒星送入宿主的更深处; ii）因此，在半径和局部质量加权维里卫星-宿主质量比之间，ASH具有负梯度; iii）在$L_*$星系中，大多数ASH的密度分布特征是随着半径的增加而向更尖锐的对数斜率倾斜，尽管具有显著的晕-晕散射; iv）具有最大总离地质量的ASH是这样的，因为少数大质量卫星（而不是大量低质量卫星）的偶然吸积。
2016-07-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
FLORAH: A generative model for halo assembly histories
FLORAH是一个机器学习框架，用于生成暗物质晕的并合历史，能够恢复质量演化、聚集度、星系-晕质量关系及并合偏差，并构建从z=0到z≈20的宽动态范围主前身分支，为高效精确地构建完整并合树奠定基础。
2024-09-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Universal Merger Histories of Dark-Matter Haloes
我们研究合并历史的暗物质晕在一套N体模拟，跨越不同的宇宙学模型。模拟的情况包括最新的WMAP 5宇宙学和其他测试的情况下，基于Einstein-deSitter宇宙学与不同的功率谱。我们提供了一个强大的拟合函数的条件质量函数（CMF）的祖晕的一个给定的晕。这种拟合对于不同的宇宙学模型和不同的晕质量和红移都是有效的，并且比早期的估计有了显著的改进。基于这种拟合，我们发展了一种简单而精确的技术，用于将给定模拟晕的合并历史转换为不同质量、红移和宇宙学的晕。其他统计数据，如主要祖先的历史和合并率也被准确地转换。该方法可作为研究星系形成的有用工具。它对小时间步长下拟合的低精度不太敏感，因此可以取代更复杂的蒙特卡罗实现任务。作为一种替代方法，我们证实了Neistein和Dekel的早期发现，即主祖细胞遵循对数正态分布。合并树的这种性质使我们能够更好地捕捉它们的行为作为时间和后代质量的函数，但需要更广泛的模拟套件来评估对数正态参数对宇宙模型的依赖性。
2009-12-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo Histories vs. Galaxy Properties at z=0, I: The Quenching of Star Formation
我们测试是否晕年龄和星系年龄相关的固定晕和星系质量。暗物质晕的形成历史和年龄与它们的大尺度密度$ρ$相关，这种效应被称为组装偏差。我们测试这种相关性是否延伸到星系通过测量星系恒星年龄对$ρ$的依赖性。为了澄清理论和观测之间的比较，并消除强烈的环境对卫星的影响，我们使用星系群目录，以确定中央星系和测量其淬火分数，$f_Q$，作为大尺度环境的函数。将光环年龄与中央星系年龄匹配的模型预测$f_Q$和$ρ$之间存在强正相关性。然而，我们表明，这种影响的幅度取决于晕年龄的定义：大会的偏见显着减少时，删除回溅晕的影响-这些晕是中央，但通过了一个更大的晕或经历了强烈的潮汐遭遇。使用峰值时的光环质量而不是当前质量定义年龄可以消除这些影响。在SDSS数据中，在M $_{\rm gal}\gtrsim 10^{10.0}$ M_sol/h $^2$下，从低密度到高密度，$f_Q$中存在$\sim 5\%$增加，这与使用峰值晕质量对暗物质晕的预测一致。在较低的恒星质量下，$f_Q$和$ρ$之间几乎没有相关性。对于这些星系，年龄匹配与我们测试的大范围晕形成指标的数据不一致。这意味着，晕形成的历史有一个小的，但统计上显着的影响淬火的恒星形成在高质量，而淬火过程中低质量的中央星系是不相关的晕形成的历史。
2016-09-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Characterising ultra-high-redshift dark matter halo demographics and assembly histories with the GUREFT simulations
本文利用 GUREFT 暗物质模拟刻画 z>6 超高红移暗物质晕的统计特征与并合历史，提供更精确的质量函数、聚集度、自旋及并合率拟合公式。
2024-05-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Reionization Histories of Milky Way Mass Halos
我们调查的时代之间的再电离和当今宇宙的连接，通过检查扩展的质量再电离历史的暗物质晕确定在z=0。我们结合了一个N体暗物质模拟的600 Mpc的体积与三维，数值再电离模型。这提供了每个粒子的再电离红移，然后可以将其与当前的晕的性质联系起来。我们发现，绝大多数质量大于~几× 10^11 Msun的现今晕，都比宇宙中的其他部分更早地返回地球。我们还发现显着的晕晕多样性的质量再电离的历史，并发现，在现实的非均匀模型，在一个给定的晕内的材料预计不会在同一时间再电离。特别是，在个别晕内的再电离时间的分散通常大于晕之间的分散。从我们的基准再电离模型中，我们发现，对于10^（12 \pm 0.25）Msun的晕，晕内再电离时间的典型68%分散度约为1.15亿年，对于10^（15 \pm 0.25）Msun的晕，其再电离时间略微减少到约9.5亿年。我们发现一个温和的再电离历史和环境之间的相关性：具有较短的再电离历史的晕通常是在更集群的环境中，最强的趋势的规模为20百万秒差距。在银河系质量晕与短的再电离历史的材料优先再电离在相对较大的HII区域，这意味着再电离主要是由外部的源的祖先，今天的晕。我们调查的影响，我们的结果不同的再电离模型参数，它跨越了一系列的再电离的情况下，不同的时间和形态。
2013-06-12 astro-ph.CO
The Mass Function of Unprocessed Dark Matter Halos and Merger Tree Branching Rates
在星系形成的半解析模型中，一种常见的方法是构造质量取自晕质量函数的暗物质晕的合并历史的蒙特卡罗实现。无论是质量函数本身，并用于构建合并历史的合并率校准N体模拟。通常，“后溅”晕（那些曾经是较大晕内的次晕，但后来移动到晕外的晕）在晕质量函数和合并率（或等效的祖质量函数）中都被计算在内。这将导致在蒙特卡罗合并历史中的质量的双重计数，这将使结果相对于N体结果产生偏差。我们测量晕质量函数和合并率与此双重计数删除在一个大的，宇宙学的N体模拟与宇宙学参数符合当前的约束。此外，我们占N-体晕质量估计的固有噪声性质时，拟合函数N-体数据，并显示，忽略这些错误会导致显着的系统偏差，从国家的最先进的N-体宇宙学模拟的精度统计。
2016-10-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo Histories vs. Galaxy Properties at z=0 II: Large-Scale Galactic Conformity
利用SDSS DR 7的群星表，我们试图测量银河系在本地宇宙的整合。我们测量孤立的主星系周围的邻近星系的淬灭分数，将孤立的样本分为恒星形成和静止的对象。我们限制我们的测量尺度$>1$ Mpc探测不同的晕形成历史之间的相关性。在恒星质量范围$10^{9.7} \le M_\ast/M_\odot \le 10^{10.9}$，我们发现最小的统计证据一致。我们进一步比较这些数据的晕年龄匹配模型的预测，其中最古老的星系与最古老的晕在固定的$M_\ast$。对于晕和恒星年龄之间有很强相关性的模型，一致性信号太大，与数据不一致。对于较弱的年龄匹配的实现，银河系的一致性是不是一个敏感的诊断晕组装偏差，并不会产生可检测的信号在SDSS数据。我们重现了考夫曼等人2013年的结果，其中当主星系本身是低恒星形成者时，邻近星系的恒星形成率在主星系周围显着降低。然而，我们发现这一结果主要是由隔离标准中的污染驱动的，当使用我们的群目录去除样本中的一小部分卫星星系时，一致性信号基本上消失了。最后，我们表明，小的一致性信号，即，2-5%的差异，在淬火分数的邻居星系，可以产生的机制以外的晕组装的偏见。例如，如果被动星系比相同恒星质量的恒星形成星系占据更多的质量晕，则可以产生与PRIMUS（Berti et al 2016）最近测量一致的一致性信号。
2017-02-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evaluating the galaxy formation histories predicted by a neural network in pure dark matter simulations
本文评估了神经网络在纯暗物质模拟中预测星系形成历史的表现，发现模型能恢复总体统计量，但对低质量晕和低分辨率模拟存在显著偏差，并指出需考虑晕性质差异和分辨率影响。
2025-07-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Global Semi-Analytic Model of the First Stars and Galaxies Including Dark Matter Halo Merger Histories
本文构建纳入 Monte Carlo 暗物质晕并合树的高红移第一代恒星与星系半解析模型，校准最小成星晕质量，并评估质量离散、LW反馈及有限模拟体积对 SFRD 的影响。
2023-12-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spin Flips: Variation in the Orientation of Dark Matter Halos over their Merger Histories
星系形成的半解析模型通常只通过星系的主要合并形成星系的球状组成部分（“凸起”）。然而，也有可能非合并事件（例如，一个较小的晕“飞越”）可以扰动星系晕系统，足以形成一个隆起。我们提出了一个初步的调查晕和星系自旋方向，这可能是这些事件的签名的主要变化的频率。
2009-12-23 astro-ph.CO
The importance of galaxy formation histories in models of reionization
即将到来的星系巡天和21厘米的实验，针对高红移$z\gtrsim 6$是高度互补的探测星系形成和再电离。然而，为了加快21厘米观测相关的大体积模拟，许多模型的星系内的再电离代码是完全亚网格和/或依赖于晕丰度。在这项工作中，我们将探讨在何种程度上解决和建模个人星系形成的历史影响预测的星系人口检测即将到来的调查和即将到来的21厘米实验的再电离的签名。我们发现，一个共同的方法，其中星系光度被假定为一个函数的晕质量只，是有偏见的模型，其中星系的属性是通过半解析建模，从而反映了多样性的组装历史，自然出现在$N$体模拟通过时间演变。星系形成历史的多样性也导致了这样的场景：最明亮的星系\textit{not}总是位于大的电离区的中心，因为通常有相对低质量的晕正在经历戏剧性的，但短期的，增长。这对于通过互相关检测或验证21 cm背景的尝试具有明确的意义。最后，我们表明，一种混合的方法-其中只有晕托管星系足够明亮，在调查中检测到的详细建模，其余的建模为一个未解决的领域的晕与丰富的大规模的密度-是一种可行的方式来产生大容量的“模拟”非常适合于广域调查和当前一代21厘米的实验，针对相对较大的$k \lesssim 1 \ h \ \text{Mpc}^{-1}$尺度。
2021-07-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
The connection between halo concentrations and assembly histories: a probe of gravity?
我们使用两个高分辨率的N体模拟，一个假设广义相对论，另一个假设$f\left(R\right)$引力的Hu-Sawicki形式和$\vert \bar{f}_{R} \vert = 10^{-6}$，研究了暗物质晕的浓度-形成时间关系.我们堆叠晕在crummically间隔的质量箱，以适应中值密度分布和提取中值形成时间。在固定的质量，在修改后的重力晕更集中比那些在GR，特别是在低质量和低红移，并不遵循的浓度-形成时间的关系中看到GR。我们评估的灵敏度的关系如何定义的浓度和形成时间，以及隔离的晕人口的量的重力筛选。我们发现一个明显的差异晕浓度和组装的历史显示在修改后的重力和GR。现有的模型的质量-浓度-红移关系，已取得成功的冷，暖暗物质模型需要修订$f\left(R\right)$重力。
2019-03-18 astro-ph.CO
N-body Dark Matter Haloes with simple Hierarchical Histories
我们提出了一种新的算法，该集团的subhaloes在宇宙学N体模拟结构发现者，如SUBFIND到暗物质晕的形成历史是严格分层的。这些“Dhalo”优于通常使用的朋友的朋友（FoF）晕的一个优点是，当FoF晕通过粒子的纤细桥或通过它们的外部扩散晕的重叠而被人为地合并时，它们保留了它们的个体身份。因此，Dhaloes非常适合于模拟星系形成和他们的合并树的达勒姆半解析星系形成模型，GALFORM的基础。将Dhalo构造应用于LambdaCDM Millennium-2模拟，我们发现大约90%的Dhalo与相应的FoF halo具有一对一的双射匹配。剩余的10%通常是大FoF晕的次要成分。虽然两种晕的质量函数相似，但Dhaloes的质量与维里质量M200的相关性比FoF晕更紧密。大约80%的FoF以及双射和非双射Dhaloes根据标准准则被放松。对于这些放松晕所有三种类型有类似的浓度M200的关系，在固定的质量，浓度分布准确地描述了对数正态分布。
2014-02-28 astro-ph.CO
The Merger Rates and Mass Assembly Histories of Dark Matter Haloes in the Two Millennium Simulations
我们构建合并树的暗物质晕和量化的合并率和质量增长率使用联合数据集从千年和千年II模拟。千禧年II模拟的更高分辨率使我们能够将我们早期对晕合并统计的分析扩展到前所未有的宽范围，即后代晕质量（10^10 < M0 < 10^15 Msun）、祖先质量比（10^-5 < xi < 1）和红移（0 < z < 15）。我们更新了先前的拟合形式，将每个晕的平均合并率作为M_0，xi和z的函数。这个量的总体行为没有变化：在z~15的范围内，每单位红移的速率几乎与z无关;对晕质量的依赖性很弱（M0 ^0.13）;它几乎是祖先质量比（xi^-2）的幂律。我们还提出了一个简单而准确的拟合公式的平均质量增长率晕的质量和红移的函数。对于z=0的10^12兆太阳晕，平均速率为46兆太阳/年，它随质量增加而增加，增加量为M^{1.1}，红移量为（1+z）^2.5（z > 1）。当适合的平均质量增长率是集成在一个光环的历史，我们发现很好的匹配的平均质量大会的历史模拟晕。通过结合合并率和大规模组装的历史，我们提出的结果合并的数量超过晕的历史和最后一次重大合并的红移的统计。
2010-04-30 astro-ph.CO
Dark matter cores in the Fornax and Sculptor dwarf galaxies: joining halo assembly and detailed star formation histories
我们结合详细的恒星形成历史的天炉座和玉夫座矮球状体的质量大会的历史，他们的暗物质（DM）晕祖先估计，如果超新星II型（SNeII）的能量沉积是足够的，以创建一个实质性的DM核心。假设SNeII注入DM粒子的能量效率为$ε_{\rm gc}=0.05$，我们发现，一个单一的早期事件，$z \gtrsim z_{\rm infall}$，它结合了所有SNeII的能量，由于爆炸超过0.5 Gyr，足以在雕塑家和天炉座创造一个几百秒差距的核心。因此，我们的研究结果表明，这是积极合理的形成核心冷暗物质（CDM）晕通过早期幕式气体外流触发SNeII。此外，基于清洁发展机制的合并率和相空间密度的考虑，我们认为，随后的完全再生的尖点的概率是很小的一个相当大的比例的侏儒大小的晕。
2014-01-28 astro-ph.CO
I can see your halo: Constraining the Milky Way halo DM with FRB population studies
International Centre for Radio Astronomy Research, Curtin University（国际射电天文中心，科廷大学）；Department of Astronomy and Astrophysics, University of California, Santa Cruz（天体物理学系，加州大学圣克鲁兹分校）；Institute for Astronomy, University of Edinburgh, Royal Observatory（天文研究所，爱丁堡大学，皇家天文台）
通过分析98个高纬度FRBs及32个红移数据，研究限制银河系晕的色散测量，发现DM_MW_halo=68±27pc/cm³，表明需更多数据以提高精度。
2026-01-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Average Star Formation Histories of Galaxies in Dark Matter Halos from z=0-8
我们提出了一个强大的方法来约束平均星系恒星形成率，恒星形成的历史，以及作为晕质量的函数的集群内光。我们的研究结果与观测到的星系恒星质量函数，特定的恒星形成率，宇宙恒星形成率从z=0到z=8是一致的。我们考虑了广泛的不确定性对我们的结果的影响，包括那些影响恒星质量，恒星形成率，以及我们分析的核心晕质量函数。由于它们与我们的方法有关，我们还提出了新的校准的暗物质晕质量函数，晕质量吸积的历史，和晕subhalo合并率到z=8。我们还提供了新的宇宙和特定的恒星形成率的汇编;最近的测量结果现在与所有红移的宇宙恒星质量密度的积累一致。我们工作的影响包括：在所有红移中，10^12 Msun附近的晕是最有效的恒星形成源，大质量晕的重子转换效率在z ~ 2.5之后显著下降（与冷模吸积理论一致），预计大质量星系的ICL至少在z ~ 1-1.5范围内是显著的，在低红移的矮星系中，恒星质量与晕质量的比值比以前的预期要高，形成的时间也比大多数理论模型要晚。最后，我们提供了新的拟合公式的恒星形成的历史，比标准的下降τ模型更准确。我们的方法将各种各样的观测有关的星系的恒星形成历史到一个自洽的框架的基础上的现代理解的结构形成LCDM。关于恒星质量-晕质量关系和恒星形成速率的限制可在http://www.peterbehroozi.com/data.html下载。
2013-05-29 astro-ph.CO
SDSS-IV MaNGA: The effect of stellar mass and halo mass on the assembly histories of satellite galaxies
本文利用MaNGA大样本结合SDSS星系群星表，发现卫星星系外围恒星族比中心星系形成更快，且高暗晕质量环境中的卫星星系更老、金属丰度更低、[Mg/Fe]更高，支持环境淬灭机制。
2023-02-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The XXL survey. XLIX. Linking the members star formation histories to the cluster mass assembly in the z=1.98 galaxy cluster XLSSC 122
质量最大的原星系团在$z\sim 2$处形成星系团，这也是其成员星系演化的关键时期。XLSSC 122是一个$z=1.98$星系团，有37个光谱确认的成员。我们的目标是描述他们的恒星形成的历史，并把它们的背景下，集群吸积的历史。我们在12个波段测量它们的光度，并创建一个PSF匹配的集群成员目录。我们采用BAGPIPES来拟合恒星形成的历史，其特征在于恒星形成率呈指数下降。恒星质量、金属和尘埃含量也被视为自由参数。红序星系中最古老的恒星年龄范围从0.5 Gyr到超过$\sim$ 3 Gyr。特征时间在$\sim$ 0.1和$\sim$ 0.3 Gyr之间，并且最老的成员呈现最长的时间。使用MultiDark Planck 2暗物质模拟，我们计算了XLSSC 122样晕的组装，由最古老成员的年龄后验加权。我们发现，74%的这些晕在恒星形成开始时聚集的比例不到10%，当这些星系形成了50%的z=1.98恒星质量时，晕的比例下降到67%。当90%的恒星质量形成时，75%的晕的组装率低于30%。红序列星系的恒星形成历史似乎与特征时间短的恒星形成事件相一致。在最古老的星系中，恒星形成的开始和停止都可能先于XLSSC 122的维里化。
2022-06-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evolution of dwarf spheroidal satellites in the common surface-density dark halos
我们研究了本星系群中与矮卫星星系有关的暗物质晕的生长历史以及由此产生的重子分量的演化。我们的模型是基于最近提出的一个性质，即在最大圆速度V_max下，半径内的暗晕的平均面密度在V_max的大范围内是普适的。20 Msun/pc ^2的表面密度很好地解释了银河系和仙女座星系中的矮卫星，我们发现，在这种常见的表面密度尺度下，暗晕的演化特征是，在z_TT >~ 6或V_max <~ 22 km/s的早期，由其宿主晕的潮汐截断的红移z_TT组装的晕质量迅速增加。在较低的z_TT或较大的V_max下，晕的这种质量增长是缓慢的。考虑到暗晕演化过程中的重子含量，在电离背景辐射的影响下，我们发现矮卫星大致可分为两类：Vmax <~ 22 km/s的矮卫星成星效率高，Vmax较大的矮卫星成星效率低。这个半解析模型与星系形成的高分辨率数值模拟以及观测到的天炉座和Leo~II的恒星形成历史符合得很好。这表明暗晕的演化在理解矮卫星的恒星形成历史中起着关键作用。
2016-06-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining the Halo Mass of Damped Ly$α$ Absorption Systems (DLAs) at $z=2-3.5$ using the Quasar-CMB Lensing Cross-correlation
利用最新的DLA星表和Planck 2018 CMB透镜收敛场，研究了阻尼Ly $α$系统（DLA）与其背景类星体的互相关.我们的测量表明，DLA偏差$b_{\rm DLA}$小于$3.1$，对应于$\log(M/M_\odot h^{-1})\leq 12.3$，置信度为$90\%$。这些约束条件与Alonso等人（2018）以及之前通过DLA和Ly $α$森林之间的互相关进行的测量结果大致一致（例如Font-Ribera等人，2012; Perez-Rafols等人，2018）。此外，我们的结果表明，使用具有更高角分辨率的下一代宇宙微波背景实验，有可能获得对高红移源晕质量更精确的测量。我们分析的基于Python的代码和数据产品可以在https://github.com/LittleLin1999/CMB-lensingxDLA上找到。
2020-11-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark Matter Halo Merger Histories Beyond Cold Dark Matter: I - Methods and Application to Warm Dark Matter
我们描述了一种方法来准确地计算晕质量函数，祖质量函数，合并率和合并树在非冷暗物质宇宙中使用的广义扩展Press-Schechter形式主义的自洽处理。我们的方法允许快速探索的subhalo人口的星系晕在暗物质模型与各种不同的粒子属性或宇宙滚动，截断，或更复杂的功率谱。我们做了详细的比较，解析推导的质量函数和合并的历史与最近的温暖暗物质宇宙学N体模拟，并找到很好的协议。我们表明，一旦吸积的平滑分布的物质占，粗粒度的统计数据，如质量吸积历史的晕可以几乎无法区分冷，暖暗物质的情况下。然而，晕质量函数和祖质量函数显着不同，与温暖的暗物质的情况下，被强烈抑制以下的自由流动尺度的暗物质。我们证明了使用正确的解决方案的漂移集障碍首次穿越分布在温暖的暗物质的重要性-如果一个平坦的障碍的解决方案，而不是使用的截断晕质量函数慢得多，导致高估的低质量晕的数量。
2012-10-07 astro-ph.CO
Constraining the properties of gaseous halos via cross-correlations of upcoming galaxy surveys and thermal Sunyaev-Zel'dovich maps
热Sunyaev-Zel'dovich（tSZ）效应在宇宙微波背景（CMB）温度图中引起康普顿- $y$畸变，该畸变对电离气体压力的视线积分敏感。通过将星系的位置与康普顿- $y$畸变图相关联，人们可以探测重子反馈过程，并研究宇宙中相当一部分气体的热力学性质。使用模型拟合的方法，我们预测如何以及未来的星系和CMB调查将能够测量这些相关性，并显示出强大的限制晕压力剖面可以获得。我们的预测主要集中在即将进行的暗能量光谱仪器调查和西蒙斯天文台和CMB-S4实验的tSZ地图所确定的星系和晕之间的相关性，但对其他调查具有普遍适用性，例如大型综合巡天望远镜。我们包括观测系统学的处方，如晕偏心和晕质量偏差，证明了几个重要的退化与压力剖面参数。假设这些系统学适度的先验，我们发现，测量晕- $y$和星系- $y$与未来的调查的相关性将产生严格的约束组规模的暗物质晕的压力分布，并使当前的反馈模型被确认或排除。
2020-01-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The eventful life journey of galaxy clusters. I. Impact of DM halo and ICM properties on their full assembly histories
本研究通过分析宇宙学模拟，发现暗物质晕自旋与组合指示量最能编码星系团质量组装历史信息，并指出单一指示量无法全面表征其动力学状态。
2025-05-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Simulations of isolated dwarf galaxies formed in dark matter halos with different mass assembly histories
我们对孤立的CDM晕中形成的矮星系进行了高分辨率N体/流体动力学模拟，这些星系具有相同的维里质量，在z=0时Mv~2.5x10^10 Msun，目的是（1）研究晕、恒星和气体组分的质量组装历史（MAH），（2）探索晕MAH对模拟矮星系的恒星/重子组装及其z~0性质的影响。总的来说，模拟的矮星与观测结果大致一致。我们的主要结果是：a）恒星与晕的质量比约为0.01，并且由于z约为1（恒星MAH紧随晕MAH）而保持大致恒定，对于那些稍后聚集其质量的晕，z较高时的值较小。b）星系气体分数fg的演化是偶发的，并且在大多数时间里高于恒星分数。当fg减少（增加）时，晕中的气体分数通常增加（减少），这表明SN驱动的外流在调节矮星的气体分数-从而调节SFR-方面起着重要作用。然而，在大多数情况下，气体的一个重要部分逃离维里半径Rv;在z=4时，Rv内的重子总分数比普适的小1.5-2倍，而在z=0时小2-6倍，早期组装的晕喷射更多的气体。c）SF历史是偶发的，平均而言，因子2-10的SFR发生变化。d）虽然在后期组装晕中形成的矮星显示出更长的SF历史，但它们的z~0 SFR仍然低于局部孤立矮星的测量值。e）重子对Mv的影响是这样的，几乎在任何时候Mv都比纯N体模拟中得到的相应Mv小10-20%。我们的研究结果表明，而不是增加SN驱动的外流的强度，降低SF效率的过程将有助于解决基于CDM的模拟矮星所面临…
2014-03-27 astro-ph.CO
Mass Accretion Rates and Histories of Dark Matter Haloes
我们使用的广泛目录的暗物质晕从千禧年模拟调查的质量吸积历史（MAH）和吸积率约500,000晕从红移z=0到6的统计。我们发现只有约25%的晕有MAH，很好地描述了一个1参数的指数形式。对于其余的晕，在20%（Milky-Way质量）到50%（集群质量）之间经历了比指数更陡峭的后期增长，而其余的晕显示出比指数更浅的平台后期增长。具有较慢的后期增长的晕倾向于居住在密度更大的环境中，这表明潮汐剥离或“更热”的动力学抑制了暗物质在这些晕上的吸积速率。通过引入第二个参数：M（z）\propto（1+z）^beta exp（-gamma z），可以很好地拟合这些与指数增长的偏差。提供了作为晕质量函数的β和γ的完整分布。从M（z）的解析形式出发，我们得到了暗物质平均吸积率dM/dt作为红移和质量的函数的简单公式。在z=0时，1 e12 Msun晕的吸积速率为42 Msun/yr，相当于平均的重子吸积速率为dMbaryon/dt=7 Msun/yr。这个平均速率在低z时大约增加（1+z）^1.5，在高z时大约增加（1+z）^2.5，在z=1、2和3时分别达到dM重子/dt = 27、69和140 Msun/yr。比速率对晕质量的依赖性很弱：dlogM/dt \propto M ^= 0.127。结果的平均率的广泛分布进行了讨论。
2009-08-12 astro-ph.CO
Constraining the scatter in the galaxy-halo connection at Milky Way masses
我们开发并实现了两种新的方法来约束星系和暗物质晕之间的关系的散射。这些新技术对低晕质量的散射很敏感，使它们与以前依赖于集群幅度或丰富星系群的限制互补，这两者都只对更大质量的晕敏感。在我们的两种方法中，我们都使用星系群发现者来定位SDSS主星系样本中的中央星系。我们的第一项技术使用的是中心星系与所有低质量星系的小尺度互相关。这个量对低质量星系的卫星部分很敏感，而卫星部分又由晕和星系之间的散射驱动。第二种方法利用中心星系和邻近星系之间视线速度分布的峰度。这个量对包含固定恒星质量的中央星系的晕质量分布很敏感。理论模型构建使用峰值晕圆速度，$V_{\rm peak}$，作为我们的属性连接星系晕。互相关技术产生$σ[ M_\ast|V_{\rm peak}]=0.27\pm 0.05$ dex的约束，其对应于在固定$M_h$下的$\log M_\ast$中的分散，在$M_h=10^{11.8}$ Msun下的$σ[ M_\ast|M_h]=0.38\pm 0.06$ dex。峰度技术产生$σ[ M_\ast|V_{\rm peak}]=0.30\pm0.03$，对应于$M_h=10^{12.2}$ Msun处的$σ[ M_\ast|M_h]=0.34\pm 0.04$。$σ[ M_\ast|M_h]$的值显着大于在更高的质量的约束，与流体动力学模拟的结果一致。这种增加只是部分原因是由于$V_…
2019-10-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Are Halo and Galaxy Formation Histories Correlated?
暗物质晕的性质，包括质量增长，与固定质量的大尺度环境相关，这种效应称为组装偏差。然而，这种环境依赖性是否表现在星系的性质上仍不清楚。我们应用一个组发现算法的SDSS的DR 7估计每个星系的晕质量和分解成那些存在于不同的晕中心和那些轨道内的卫星较大的晕星系。用4000埃的破裂作为恒星形成历史的量度，我们研究了星系的猝灭分数f_q和大尺度环境ρ之间的相关性。在所有的星系星等上，f_q与ρ之间存在正的单调关系。我们使用组目录分解成中央和卫星星系的贡献作为晕质量的函数，这种相关性。由于卫星星系比中心星系更容易发生猝灭，所以观测到的f_q-rho关联主要是由于晕质量函数随环境的变化，导致了大部分卫星星系处于高rho。对于低质量的中心星系（Mgal <~ 10^10.0 Msol/h^2），f_q与rho之间没有相关性。这些结果是不一致的强大的组装偏见的暗物质晕在这个质量制度，如果最近的星系增长与最近的晕增长，我们通过高分辨率N体模拟证明。我们还发现，淬火中心星系的平均恒星年龄是独立的rho在固定的Mgal，而低质量晕的形成时间变化显着。我们的结论是，停止低质量的中央星系的恒星形成的过程是不相关的形成历史的主机晕，和老星系不居住在老晕优先。（节录）
2011-07-25 astro-ph.CO
The central dark matter content of early-type galaxies: scaling relations and connections with star formation histories
我们使用一套简单的动力学和恒星星族模型，研究了大量低红移早型星系的质量、大小和恒星形成历史之间的相关性。我们确认的大小和恒星年龄之间的反相关性，并调查与暗物质（DM）的中心内容的趋势。中心DM密度与星系大小之间的平均关系为<rho_DM>~ Reff^-2，这是第一次清楚地表明这些星系中存在尖形DM晕--类似于经历绝热收缩的标准LCDM晕。DM密度与星系质量的比例与预期一致，偏离矮星系和晚型星系的普遍晕轮廓的建议。我们引入了一个新的基本约束星系形成的发现，中央DM分数随恒星年龄的下降。这一结果只能部分解释的大小年龄的依赖性，和剩余的趋势是在相反的方向基本DM晕的预期。因此，我们认为，年龄和晕收缩之间可能存在联系，早期形成的星系有更强的重子反馈，扩大了他们的晕，否则笨重的重子吸积，避免晕收缩。另一种解释是较老的恒星星族有较轻的初始质量函数。
2010-03-08 astro-ph.CO
Toward Accurate Modeling of Galaxy Clustering on Small Scales: Constraining the Galaxy-Halo Connection with Optimal Statistics
应用晕模型来分析星系的小尺度成团是描述星系与其宿主晕之间联系的一种行之有效的方法。这样的工作往往受到系统误差的困扰，或者局限于可以分析预测的聚类统计。在这项工作中，我们采用了基于模拟的数值模拟程序来研究SDSS DR 7星系的聚类。我们采用标准的晕占据分布（HOD）模型的暗物质只有模拟与LCDM宇宙学。为了约束理论模型，我们利用星系数密度和选定的尺度的投影关联函数，红移空间关联函数，群多重性函数，平均群速度色散，标记关联函数，和计数在细胞统计的组合。我们设计了一个算法来选择一个最佳的测量组合，产生严格和准确的约束我们的模型参数。与以前的工作相比，使用较少的聚类统计，我们发现显着改善的约束条件，我们的晕模型的所有参数为两个不同的亮度阈值星系样本。最有趣的是，我们获得了前所未有的高精度的限制，在星系光度和晕质量之间的关系的散射。然而，我们的最佳拟合模型对两个样本都产生了显著的张力（>4 sigma），这表明需要向标准HOD模型添加二阶特征。为了保证这些结果的鲁棒性，我们进行了广泛的分析，在我们的建模过程中的系统和统计误差，包括第一次的一类研究，我们的约束条件的变化的晕质量函数由于重子物理的敏感性。
2021-10-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
What Do Dark Matter Properties Tell Us About Their Mass Assembly Histories?
在宇宙学模拟中，单个的暗物质晕在其详细的结构特性上有很大的差异，如形状、旋转、子结构和内部弛豫程度。最近的非参数（主成分）分析表明，一些主成分解释了很大一部分的晕属性的分散。主要的主成分与浓度密切相关，而浓度又与晕的质量吸积历史有关。在这里，我们检查更一般的质量吸积的历史和结构参数之间的联系。质量吸积历史的空间有它自己的主成分。我们发现，最强的两个可以解释为光环的整体年龄和后期增长的加速或减速。这两个组件只占$\sim70$ %\的质量吸积的历史中的分散，然而，由于随机效应的主要合并。有关的结构参数的形成历史，我们发现，浓度强烈相关的早期历史的晕，而弛豫相关的晚期历史。我们研究的推论形成的历史，可以通过分裂成子样本的晕，根据可观察到的属性，如浓度和形状在一些最终的时间。这种方法提出了一些有趣的可能性，例如以严格的定量方式定义星系团的年轻和年老样本的可能性，或者凭经验测试星系形成模型的动力学假设。
2011-12-19 astro-ph.CO
Constraining Extended Reionization Models Through Arcminute-Scale CMB Measurements
在宇宙微波背景（CMB）中测量自由电子的光学厚度τ_r对再电离提供了重要的约束，但它退化为更复杂的再电离模型。小角度尺度CMB测量的动力学Sunyaev-Zeldovich（kSZ）和Ostriker-Vishniac（OV）的影响有可能打破这种简并。我们计算了OV信号的各种扩展再电离的历史所描述的一个简单的解析形式。这些模型的参数化dz，再电离事件的持续时间。对于tau_r值相同的再电离历史，在l = 3000（C_3000）处，dz = 0.1和dz = 3.0的模型之间的OV幅度相差约20%。我们证明，OV信号的z < 6分量的去除将显着增强区分再电离历史的能力，C_3000在dz = 0.1和dz = 3.0的模型之间变化约2倍。如果低红移的OV和相关的kSZ信号可以被适当地减去，这将提供一个重要的观测约束扩展再电离模型。
2009-02-10 astro-ph.CO
The Correlated Formation Histories of Massive Galaxies and Their Dark Matter Halos
利用在COSMOS领域的观测，我们报告了大质量（~10^{11.4} \msol）中心星系的恒星形成活动、它们的恒星质量和它们的群质量（~10^{13.6} \msol）暗物质晕的大尺度（~10 Mpc）环境之间的有趣相关性。探测红移范围z=[0.2，1.0]，我们的测量来自两个独立的来源：一个X射线检测的群目录和来自聚类和弱透镜统计相结合的恒星-晕质量关系的约束。在z=1时，我们发现恒星形成中心的恒星质量比相同晕质量的被动中心小2倍。这意味着群规模中心星中恒星形成的存在或缺乏不可能是一个随机过程。到z=0时，偏移反转，可能是由于这些对象的不同增长率。当按形态而不是星状结构划分样品时，观察到类似但较弱的趋势。值得注意的是，我们发现在z~1的恒星形成中心的群体中，在10 Mpc尺度上比类似的被动中心的质量群体更明显地聚集在一起。我们讨论这个信号的背景下，晕组装和最近的模拟，表明恒星形成的中心更喜欢晕更高的角动量和/或形成历史与最近的增长，这样的晕是已知的发展在密集的大规模环境。如果得到证实，这将是早期建立的大规模晕组装历史与其内部形成的星系未来属性之间联系的证据。
2012-05-18 astro-ph.CO
Formation times, mass growth histories and concentrations of dark matter haloes
我们发展了一个简单的模型来估计暗物质晕的质量增长历史。该模型基于对形成时间分布的拟合，其中形成被定义为合并树的主要分支包含最终质量M的分数f的最早时间。我们的分析利用了这样一个事实，即作为f的函数的中值形成时间与作为时间的函数的主要祖质量分布的中值相同。再加上以前的工作表明，最终晕的浓度c与f \sim 0.04相关的形成时间tf有关，我们的方法提供了一个简单的算法，用于估计晕浓度的分布可能会依赖于质量，红移和背景宇宙学的膨胀历史。我们还表明，可以预测log10 c的精度约为0.13和0.09德克斯，如果只有它的质量，或质量和TF是已知的。相反，我们可以从质量或c预测log10 tf，精度为0.12和0.09 dex，几乎与f无关。将质量添加到基于c的估计值不会导致进一步的改进。后者的结果可能是有用的研究，试图比较年龄的恒星在中央星系的晕与时间的核心是第一次组装。
2012-01-19 astro-ph.CO
Constraining the host galaxy halos of massive black holes from LISA event rates
大质量黑洞双星（质量为$10^4 - 10^7 M_{\odot}$）的合并导致了引力波的发射，这种发射可以用即将到来的LISA天文台检测到高红移（$z \sim 20$）。我们结合理论推导的合并率暗物质晕在不同的红移，与经验驱动的处方，连接质量的暗物质晕和它的中央黑洞。利用对双星黑洞质量（啁啾或约化）、质量比和红移不确定度的期望约束，在三种不同置信度的情况下，对五年LISA巡天的不同红移下的黑洞质量-晕质量关系的占有率、归一化和斜率的测量精度进行了预测.我们使用天空中LISA定位椭圆的预期大小来估计未来宽场光学勘测（例如LSST）可检测到的引力波源的电磁对应物的数量。
2020-10-15 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Constraining the shape of dark matter haloes with globular clusters
我们探讨如何扩散恒星光和球状星团（GC）可以用来跟踪其主机晕的物质分布使用的观测方法。为此，我们使用117模拟暗物质（DM）晕从$(34.4~\rm cMpc)^3$周期体积的E-MOSAICS项目。对于每个晕，我们比较恒星表面亮度和GC投影数密度图DM和总质量的表面密度。我们发现，在恒星光和GC中确定的主导结构与DM和总质量密切对应。我们的方法不受卫星存在的影响，并且其精度随着较暗的GC样品而提高。我们恢复了DM的表面亮度和GC数密度的轮廓之间的紧密关系，这表明DM的轮廓可以准确地恢复从恒星和GC（$σ\leq0.5~$ dex）。我们量化了DM，恒星和GC的投影形态，发现恒星和GC比DM更平坦。此外，恒星和GC分布的半长轴通常与DM的半长轴错开$\sim 10~$度。我们证明了漫射恒星光和GC的深度成像可以限制其宿主晕的形状，轮廓和方向。这些结果延伸到晕与中央星系$M_{\star}\geq10^{10}~M_{\odot}$，分析将适用于未来的数据从欧几里德，罗马和鲁宾天文台。
2022-04-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galactic star formation and accretion histories from matching galaxies to dark matter haloes
本文提出了一种新的统计方法来确定从z~4到现在的整个宇宙历史中星系的恒星质量与其宿主暗物质晕质量之间的关系。这种多历元丰度匹配（MEAM）模型自洽地考虑到卫星星系在比它们被观测到的时间更早的时候首先成为卫星。我们采用红移依赖的恒星晕质量关系的参数化填充晕和subhaloes在千年模拟与星系，需要同时再现观测到的恒星质量函数在几个红移。使用合并树提取的暗物质模拟结合MEAM，我们预测的平均组装历史的星系，分离成恒星形成的星系内（原位）和吸积的恒星（非原位）。随着红移的增加，恒星形成效率的峰值从z=0时的23%下降到z=4时的9%，而相应的晕质量从10^11.8 M \odot增加到10^12.5 M \odot。中心星系的恒星形成率在红移处达到峰值，这取决于晕的质量;对于大质量的晕，这个峰值出现在宇宙早期，而对于低质量的星系，这个峰值还没有达到。在类似于银河的晕中，大约一半的中心恒星质量在z=0.7之后聚集。在低质量晕中，卫星星系的吸积对中心星系的聚集贡献很小，而在大质量晕中，超过一半的中心恒星质量是在z<2的地方形成的，卫星星系的吸积很大。我们发现，我们的方法意味着一个宇宙恒星形成的历史和特定的恒星形成率的演变是一致的直接推断。我们提出了方便的拟合函数恒星质量，恒星形成率，吸积率作为晕质量和红移的函数。
2012-05-25 astro-ph.CO
Constraining the substructure of dark matter haloes with galaxy-galaxy lensing
利用斯隆数字巡天（SDSS）构建的星系群，我们分析了居住在不同宿主晕和位于不同晕中心距离的卫星星系周围的预期星系-星系透镜信号。我们使用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）方法来探索潜在的约束下的质量和密度分布的卫星星系的SDSS类调查和调查类似的大型综合巡天望远镜（LSST）。我们的研究结果表明，SDSS一样的调查，我们只能设置一个松散的约束的平均质量的subhaloes。然而，通过LSST调查，可以很好地限制次晕的平均质量和密度分布。
2013-03-01 astro-ph.CO
Constraining the HI-Halo Mass Relation From Galaxy Clustering
我们研究的依赖性的星系团的原子气体质量使用的样本$\sim$ 16,000星系的红移范围内的$0.0025<z<0.05$和HI质量的$M_{\rm HI}>10^8M_{\odot}$，从70%的完整样本的阿雷西博遗产快速ALFA调查。我们构建子样本的星系与$M_{\rm HI}$以上不同的阈值，并进行体积有限的聚类测量方面的三个统计量：投影两点关联函数，投影交叉关联函数相对于一个参考样本选择从斯隆数字巡天，和红移空间矩。与以前的研究相比，发现没有/弱HI质量依赖性，我们发现在高于几个Mpc的尺度上的聚类幅度和偏倚因子都随着HI质量阈值高于$10^9M_{\odot}$的子样本的HI质量的增加而显著增加。对于HI质量阈值低于$10^9M_{\odot}$，而测量有很大的不确定性所造成的有限的调查量和样本大小，推断的星系偏差因子系统低于最小的晕偏差因子从质量选择的晕样本。简单的晕模型，其中星系的内容只确定晕质量，有困难的解释集群测量的HI选择的样本。我们扩展了简单的模型，包括晕形成时间作为一个额外的参数。一个模型，把HI丰富的星系到晕，形成晚，可以重现集群测量合理。我们提出了我们的最佳拟合模型的HI质量与晕质量和形成时间的相关性，以及晕占据分布和HI质量函数的中央和卫星星系的影响。这些结果进行了比较，从半解析星系形成模型和流体动力学星系形成模拟的预测。
2017-08-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining the galaxy-halo connection at $z>10$ using the neighbors of UV-bright galaxies
Cosmic Dawn Center (DAWN)（宇宙黎明中心）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）
本文提出利用紫外亮星系邻居的距离约束$z>10$处星系-暗晕联系，发现随机性对解释高紫外光度至关重要，并预测了区分模型所需的观测条件。
2026-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining the galaxy-halo connection of infrared-selected unWISE galaxies with galaxy clustering and galaxy-CMB lensing power spectra
我们提出了第一个详细的分析星系之间的连接和他们的暗物质晕的unWISE星系目录-一个全天空，红外线选择的样本从WISE数据，包含超过5亿个星系。使用unWISE星系-星系自相关和普朗克CMB透镜-星系互相关测量到10弧分角标度，我们约束晕占据分布（HOD），一个描述中心星系和卫星星系如何分布在暗物质晕中的模型，为三个unWISE}星系样本在平均红移$\bar{z} \approx 0.6$，$1.1$，和$1.5$。我们限制的特征最小晕质量主机的中央星系，$M_\mathrm{min}^\mathrm{HOD} = 1.83^{+0.41}_{-1.63} \times 10^{12} M_\odot/h$，$5.22^{+0.34}_{-4.80} \times 10^{12} M_\odot/h$，$6.60 ^{+0.30}_{-1.11} \times 10^{13} M_\odot/h$的unWISE样本在$\bar{z}\approx 0.6$，$1.1$，和$1.5$，分别。我们发现这三个样本都是由中央星系而不是卫星星系主导的。使用我们的约束HOD模型，我们推断出每个unWISE样本的有效线性星系偏差，并发现它不会像以前基于微扰理论的分析中发现的那样随着红移急剧变化。我们讨论了我们的结果中系统不确定性的可能来源，其中最重要的是星系红移分布的不确定性。我们的HOD约束提…
2023-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Coming of Age in the Dark Sector: How Dark Matter Haloes grow their Gravitational Potential Wells
我们提出了一个详细的研究如何暗物质晕组装其质量和增长其（中央）的潜力。我们通过他们的质量吸积历史（MAH）和潜在的井生长的历史（PWGH），我们提取的Bolshoi模拟和半解析合并树补充的方法来计算最大圆周速度，Vmax，祖晕这些特征。这两种方法的结果是非常一致的，无论是在平均值和分散。我们发现，MAH和PWGH是紧密相关的，和中心电位的增长之前的组装质量，最大的圆周速度已经是一半的时间，晕吸积只有2%的最终质量的今天的值。最后，我们证明，MAH有一个通用的形式，我们用它来开发一个新的和改进的通用模型，可用于计算平均或中位数的MAH和PWGH的任何质量的晕在任何LCDM宇宙学，而不必运行数值模拟或一组晕合并树。
2014-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Relating the structure of dark matter halos to their assembly and environment
我们使用一个大型的$N$体模拟来研究暗物质晕的结构性质与它们的组装历史和环境的关系。单个晕组装历史的复杂性可以很好地由少量的主成分（PC）来描述，与形成时间相比，它提供了对晕组装历史的更完整的描述，并且与晕结构性质具有更强的相关性。使用随机集成方法建立的决策树，我们发现，约$60\%$，$10\%$，和$20\%$的晕浓度，轴比和自旋的方差，分别可以解释相结合的四个主导的预测：第一PC的组装历史，晕质量，和两个环境参数。晕浓度主要受晕组装的影响。当地的环境被发现是重要的轴比和自旋，但与晕组装退化。已知的装配和环境因素解释了轴比和旋转的小百分比的方差，这表明方差是由许多细微的因素产生的，应该这样建模。晕的内在属性和环境之间的关系是弱的相比，他们的方差，与当地的潮汐场的各向异性具有最强的相关性与晕的属性。我们的降维和回归方法可以帮助简化晕布居的表征，并澄清晕属性之间的简并性。
2020-07-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Distinct core and halo stellar populations and the formation history of the bright Coma cluster early-type galaxy NGC 4889
本文利用斯巴鲁8.2米望远镜FOCAS深中分辨率光谱仪对后发座星系团中最亮的两个星系之一NGC 4889的晕内的恒星星族进行了研究。我们拟合单恒星星族模型的测量线强度（Lick）指数（H β，Mgb，[MgFe]'和<Fe>）。结合文献资料，建立了NGC 4889从中心向外~60 kpc（~ 4 Re）的金属丰度、[α/Fe]元素丰度比和年龄的径向剖面。我们发现的证据不同的化学和恒星形成历史的恒星内部和外部1.2Re = 18千秒差距半径。内部区域的特征是在~2.5倍太阳值处具有陡峭的[Z/H]梯度和高[α/Fe]。在18至60 kpc之间的晕中，[Z/H]接近太阳，具有浅梯度，而[alpha/Fe]显示出强烈的负梯度，在约60 kpc处达到太阳值。我们解释这些数据在不同的形成历史的两个组件。内星系的数据是一致的快速，准单片，耗散合并起源在早期红移，其次是一个或最多几个干合并。那些支持光环的人认为，恒星是从具有更长恒星形成历史的旧系统中吸积而来的。仅内部部分的半光半径估计为~6 kpc，表明该星系过去的尺寸明显较小。这可能是从高红移观测中发现的早型星系尺寸演化的局部恒星星族特征。
2010-06-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy evolution in groups and clusters: satellite star formation histories and quenching timescales in a hierarchical Universe
星系团和星系团中的卫星星系比中心（场）星系更有可能具有低恒星形成率（SFR）和位于红序上。利用SDSS DR 7中的星系群/星系团星表，结合跟踪卫星轨道的宇宙学N体模拟，我们研究了M_star > 5 x 10^9 M_sun在z=0时卫星的恒星形成历史和猝灭时间尺度。我们首先探讨卫星坠落的历史：组预处理和弹射轨道是卫星演化的关键方面，并适当考虑这些，卫星坠落通常发生在z~0.5，或~5 Gyr前。为了获得准确的初始条件的卫星SFR在其首次落入的时间，我们构建了一个经验参数化的中央星系SFR和静止分数的演变。由此，我们将卫星猝灭的重要性和效率限制为卫星和宿主晕质量的函数，发现卫星猝灭是M_star < 10^10 M_sun的所有静止星系形成的主要过程。然后，我们约束卫星恒星形成的历史，发现一个“延迟然后快速”猝灭的场景：卫星SFR演变不受影响的2-4 Gyr后，恒星形成迅速猝灭，与e折叠时间< 0.8 Gyr。这些淬火时间尺度更短的大规模的卫星，但不依赖于主机晕质量：观察到的增加卫星静止分数与晕质量的出现仅仅是因为卫星淬火在一个较低的质量组之前的infall（组预处理），这是负责高达一半的淬火卫星在大规模集群。由于在猝灭开始之前有很长的时间延迟，卫星在坠落后经历了显着的恒星质量增长，几乎与中央星系相同。这一事实提供了关键的物理洞察下晕丰度匹配方法。
2013-04-01 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
Constraining the halo-ISM connection through multi-transition carbon monoxide line-intensity mapping
本研究结合Radex代码与高斯过程模拟器构建CO发射暗物质晕模型，验证多波段COMAP巡天及Triple Deluxe扩展版可反演晕质量与CO丰度关联、约束星际分子气体性质，凸显多频率LIM仪器的重要性。
2023-11-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining the star formation and the assembly histories of normal and compact early-type galaxies at 1<z<2
[摘要]我们提出了一项基于62个早型星系（ETG）样本的研究，其样本为0.9<z_spec<2，旨在限制它们过去的恒星形成和质量组装历史。该样品是由正常的ETG的有效半径相当于当地的平均半径和紧凑的ETG的有效半径从2到6倍小。我们没有发现证据的ETG的紧凑性依赖于他们的恒星质量。我们发现正常ETG的恒星质量形成于z_form<3，而致密ETG的恒星含量形成于2<z_form <10 with a large fraction of them characterized by z_form>5。在z_form>5时形成的早期恒星聚集在致密且质量更大（M_*>10^11 M_sun）的ETG中，而在z_form<3时形成的晚期恒星或在随后的恒星形成阶段形成的恒星聚集在致密和正常ETG中。因此，恒星星族越老，宿主星系的质量就越大，但反之则不然。这表明形成时代可能在大规模ETG的形成中发挥作用，而不是质量本身。正常<z>~1.5 ETG可能是高z致密球体通过随后的干合并扩大的后代的一般方案是不兼容的，目前的模型预测的干合并的数量比所需的数量级低两个数量级。此外，我们没有发现证据支持依赖于它们的组装红移星系的紧凑性。最后，我们提出了一个简单的基于耗散富气合并的ETG恒星质量的形成和组装方案，该方案可以定性地解释在~1.5观测到的正常ETG和致密ETG的共存<z…
2011-02-02 astro-ph.CO
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
Local reionizations histories with merger tree of HII regions
我们约束周围的祖先星系的再电离过程的初始阶段，如初始的HII区域的范围之前，其融合与紫外背景和其传播的持续时间。我们使用了一套再电离模拟不同的分辨率和电离源配方。由于HII区域的合并树，建立了HII区域属性的目录。我们绘制了当地的再电离历史作为时间的函数，并根据该地区的晕质量祖先的变化进行调查。然后，我们外推的晕质量内的区域从高z到z=0的z=0星系的再电离历史的预测。我们发现，HII区出现得越晚，在它看到全球紫外背景之前，它的相关寿命和体积就越小。HII区初始增长的持续时间和范围在很大程度上取决于内晕的质量，可以长达再电离时期的50%。我们发现，最大的质量是今天的晕，它出现的越早，其HII区的扩展和传播的持续时间越大。定量预测不同，取决于盒子的大小或源模型：小的模拟体积受HII区域和基于晕的源模型之间的邻近效应预测较小的区域和较慢的I-前膨胀比模型使用恒星粒子作为电离源。我们的研究结果表明，银河系型晕有一个最大的范围为1.1兆秒差距/小时的初始HII区，建立了自己在150-200 $\pm 20$万年。这与使用受约束的本地群模拟进行的预测一致。考虑到质量与本星系群（MW+M31）相当的晕，我们的结果表明，统计上它没有受到来自室女座星系团的外部锋的影响。
2014-06-23 astro-ph.CO
Constraining the halo mass function with observations
宇宙中暗物质晕的丰度可用晕质量函数（HMF）来描述。它进入了大多数宇宙学分析，并参数化了原始扰动的线性增长如何与这些丰度相联系。有趣的是，这种联系可以近似地与宇宙学无关。这使得通过大规模模拟来详细绘制其近乎普遍的行为成为可能。然而，这种模拟可能会受到系统效应的影响，特别是如果包括重子物理。在本文中，我们问如何观察可以直接约束HMF。我们考虑的观测量是星系团数、星系团功率谱和Ia型超新星的透镜效应。我们的研究结果表明，DES是能够把第一个有意义的限制HMF，而欧几里德和J-PAS可以提供更强的约束，从国家的最先进的模拟。我们还发现，一个独立的测量集群质量是更重要的测量HMF比约束的宇宙学参数，可以大大提高晕质量函数的测定。因此，测量HMF可以用来交叉检查重子物理学的模拟及其实现。如果不能解释偏差，它甚至可以暗示新的物理学。
2016-08-22 astro-ph.CO
