Intergalactic Lyman-$α$ haloes before reionization are detectable with JWST
本文利用JWST观测到的紫外光度并结合数据驱动方法，预测了再电离时期星系际莱曼-α晕的可探测性，发现单个亮晕可在z≲9被探测，堆叠约10个晕可探测至z∼16，为揭示中性星系际氢提供途径。
2024-10-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Statistical properties of the dark matter haloes of dwarf galaxies and correlations with the environment
根据现在强烈支持的和谐$Λ$ CDM模型，星系可以粗略地描述为嵌入在暗物质晕中的发光成分。这些质量主导晕的密度分布可以通过N体模拟来确定，N体模拟模拟了导致我们今天观察到的结构的过程中微小的初始密度扰动的演变。不幸的是，当考虑重子的影响时，由于模拟它们的物理学的困难，情况变得更加复杂。因此，关于暗物质晕目前应该是什么样子的确切预测仍然没有。在这里，我们从观测的角度重新审视这个问题，把我们的注意力集中在矮星系上。这些系统可能是暗物质占主导地位，是研究当今晕密度分布和检查暗物质相关量是否与恒星或环境相关的理想候选者。通过拟合大量实测旋转曲线样本，我们推断出对晕结构参数（如密度分布的对数斜率及其浓度）和导出量（例如，质量分数和牛顿加速度），然后可以用它来约束星系形成的情况。此外，我们还研究了晕的性质是否与星系所处的环境有关，从而为加深我们对星系形成的理解提供了一个新的工具。
2012-03-15 astro-ph.CO
The mass function dependence on the dynamical state of dark matter haloes
星系团是宇宙中最大质量的暗物质晕的发光示踪物。要将它们用作宇宙学探测器，需要对暗物质晕的性质进行详细描述。我们描述了晕的动力学状态如何影响高质量端的晕质量函数。我们使用了暗物质-唯一的MultiDark模拟套件和其中的高质量物体M > 2.7e13 M/h。我们测量的浓度，偏移量和自旋作为晕质量和红移的函数的平均关系。我们研究了平均值关系周围的分布。我们测量了晕质量函数作为偏移，自旋和红移的函数。我们制定了一个广义的质量函数框架，占动态状态的暗物质晕。我们证实了发现的浓度在高质量上翻，并提供了一个模型，预测浓度为不同的质量和红移值与一个单一的方程。我们模型的平均浓度，偏移量和修改后的Schechter函数的自旋周围的分布。与高质量晕相比，低质量晕的浓度表现出更快的红移演化，特别是在高浓度区域。在低红移的偏移参数是较小的，在最近的时间与结构的松弛协议。其分布的峰值从z = 1.4到z = 0移动了1.5倍。各个模型被组合成一个综合的质量函数模型，作为旋转和偏移的函数。我们的模型恢复基准质量函数，在红移0的3%的准确度，并占红移演化z = 1.5。当测量晕质量函数时，这种方法解释了晕的动力学状态。它与星系团观测中的动力学选择效应有联系。这是使用星团计数作为探测器的精确宇宙学的关键。
2021-06-10 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
Galaxy alignment on large and small scales
星系并不是随机分布在宇宙中，而是在不同的尺度上表现出不同的排列方式。在小尺度上，卫星星系倾向于沿着中央星系的主轴分布，这取决于星系的性质，即红色卫星星系和中央星系的排列比蓝色卫星星系和中央星系的排列更紧密。在大尺度上，发现发光红星系（LRGs）的长轴在30 Mpc/h以下具有相关性。利用恒星形成的流体动力学模拟，我们在不同尺度上研究了星系排列的起源。发现大多数红色卫星星系都位于暗物质晕的内部区域，中心星系的形状与暗物质分布一致。红色中心比蓝色中心有更强的排列，因为它们生活在大质量的晕中，并且中心星系晕排列随着晕质量的增加而增加。在大尺度上，LRGs的排列也来自于星系晕的形状相关，但存在一定程度的错位。大质量晕比连接大质量晕的暗条中的晕有更强的排列。这与宇宙暗条是晕排列的原因的天真期望相反。
2014-10-16 astro-ph.CO
Dwarf Galaxies in Voids: Dark Matter Halos and Gas Cooling
星系巡天观测表明，发光星系主要分布在大丝状体和星系团中。剩下的大体积几乎没有发光的星系。这与从宇宙学模拟中得出的宇宙大尺度结构的形成是一致的。然而，数值计算结果表明，宇宙学空洞中充满了暗物质晕，这些暗物质晕原则上可能是矮星系的宿主。相反，观测工作揭示，空洞显然没有矮星系。我们利用流体动力学宇宙学模拟研究了空洞中矮星系的形成。由于宇宙紫外背景辐射的影响，低质量晕一般表现为重子分数的降低。我们确定的特征质量低于该矮星系是重子不足。我们表明，低于该速度的重子吸积被抑制的圆速度约为40公里/秒。被抑制的重子吸积是由紫外背景光加热引起的。我们建立了一个球晕模型，证明了矮星系外围气体的有效状态方程决定了特征质量。这意味着任何加热矮星系周围气体的过程都会增加特征质量，从而减少可观测的矮星系数量。
2010-01-26 astro-ph.CO
Galaxy properties and the cosmic web in simulations
我们试图了解星系属性和它们的局部环境之间的关系，这需要一个适当的环境概念的制定。我们分析GIMIC套件的宇宙流体动力学模拟的框架内的宇宙网络制定的霍夫曼等人，重点是模拟的DM晕和发光星系的属性相对于空洞，片，丝和结-宇宙网的四个元素。我们发现，晕的质量函数依赖于环境，从而带动了其他星系形成的环境依赖性。网形晕质量函数，并通过其主机晕质量的星系属性的强烈依赖，它也塑造了星系（网）环境的依赖。
2014-12-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Dark Matter Haloes and Host Galaxies of MgII Absorbers at z~1
单离子化镁（Mg II）的强前景吸收特征通常在类星体的光谱中观察到，并被认为可以探测广泛的银河系环境。到目前为止，通过与发光星系的大尺度互相关，对介于其间的Mg II吸收体的平均暗物质晕质量的测量被限制在z<0.7。在这项工作中，我们交叉关联了21个强（Wλ2796>0.6 °A）Mg II吸收系统，这些系统来自斯隆数字巡天数据发布7的类星体光谱，与来自DEEP 2星系红移巡天的约32，000个光谱确认的星系在0.7<z<1.45。我们测量的暗物质（DM）晕偏差b_G=1.44 \pm 0.02和b_A=1.49 \pm 0.45的DEEP 2星系和Mg II吸收体，分别表明它们的集群振幅大致一致。我们对Mg II吸收体测量的具有偏差的晕具有1.8（+4.2/-1.6）\times 10^12 h-1 M_sun的相应质量，尽管实际平均吸收体晕质量将取决于DM晕内吸收体的精确分布。该质量估计值与z=0.6时的观测值一致，表明典型Mg II吸收体的晕质量不会从z~1显著演化。另外，我们还测量了DEEP 2星系周围60 h-1 kpc内Wλ2796>0.6 μ m的平均气体覆盖率f =0.5，并且发现在40 h-1 kpc的投影距离之外，没有强的Mg II吸收。虽然恒星形成z>1的DEEP 2星系被认为表现出普遍的蓝移Mg II吸收，但我们在我们的小样本中没有发现直接证据将Wλ2796…
2011-06-08 astro-ph.CO
Stellar Disks in Aquarius Dark Matter Haloes
我们调查生活恒星盘和它们的暗物质晕之间的引力相互作用，使用LCDM晕类似的质量从宝瓶座项目的银河系。我们介绍了恒星盘，首先允许晕响应的影响，从z = 1.3到z = 1.0的增长刚性磁盘潜力。然后，刚性势被恒星粒子取代，这些恒星粒子与暗物质粒子自洽地演化，直到z = 0.0。无论盘的初始方向如何，当盘生长到其完整尺寸时，晕的内部部分收缩并从长球形变为扁球形。当圆盘法线最初在z=1.3处与晕的长轴对齐时，长轴的长度收缩，并在z=1.0处变为短轴。在我们的主要模拟组中，八个圆盘中有六个形成了条形，六个条形中有五个经历了屈曲不稳定性，导致垂直恒星速度色散的突然跳跃和圆盘表面密度的m=2傅立叶振幅的伴随下降。这些钢筋并没有被屈曲破坏，而是继续生长，直到今天。当盘质量减少两倍或更多时，大部分砂坝都不存在;因此，盘-晕相对质量是砂坝形成和演化的主要因素。一个子集的磁盘是扭曲的边缘，并包含突出的非共面材料与环状结构。许多盘在z=1和z=0之间以大角度重新定向，遵循其内部晕的一致重新定向。更大的重定向产生更强烈的翘曲盘，表明这两种现象之间的紧密联系。条纹和翘曲的起源似乎是独立的：一些具有强条纹的圆盘在外围没有干扰，而具有最弱条纹的圆盘则显示出严重的翘曲。
2012-08-14 astro-ph.CO
Probing dark matter haloes of spiral galaxies at poorly explored distances using satellite kinematics
我们目前的结果，旨在研究的暗物质晕的分布非常大的半径在螺旋星系的试点项目。作为动力学探测，我们使用它们的自转曲线和卫星星系的运动布居。在这个试验阶段，我们观测到了7个光度M_R ~ -22（质量也大致相同）的晚型旋涡星系。我们调查这些星系的运动学，和他们的卫星的径向和角分布。利用VIMOS在VLT，我们进行了光谱调查，在7个14'× 14'领域的每一个晚型孤立的螺旋星系。我们获得了77颗候选卫星的径向速度和空间分布。除去这些闯入者后，我们只剩下61颗真正的卫星。结合主星系的自转曲线，卫星被用来探测主星系的引力势，并通过标准的质量模型技术推导出暗物质晕的性质。我们发现（a）发光螺旋的暗物质晕（M_R ~ -22）的维里半径约为400 kpc，维里质量为3.5 × 10^12 Msun;（b）主星周围卫星的径向速度和角分布是各向同性的;以及（c）由此产生的质量分布与螺旋光学区的质量分布非常一致，并由螺旋的普遍旋转曲线外推到大半径。该项目试验阶段取得的成果已经很有意义，但仅限于少量统计数据。整个项目涉及一个数量级以上的目标，将很可能为我们提供一个明确的图片周围的暗物质分布螺旋出他们的维里半径和超越。
2011-06-25 astro-ph.CO
The rise and fall of radio-luminous merger shocks from a large sample of galaxy cluster simulations
本文基于 The Three Hundred Project 的星系团并合模拟大样本，研究了射电遗迹作为星系团质量和红移函数的中位演化，详细计算了射电激波从产生到消亡的光度输出。
2025-04-03 astro-ph.CO
ZOMG II: Does the halo assembly history influence central galaxies and gas accretion?
星系大小的暗物质晕的增长率和内部动力学取决于它们在宇宙网中的位置。位于节点处的光环直到现在都在质量上增长，并由径向轨道控制。相反，嵌入突出的丝状体中的晕在大小上变化不大，并且主要由切向轨道控制。使用变焦流体动力学模拟，包括恒星的形成和反馈，我们研究气体如何吸积到这些不同类别的对象，为简单起见，我们配音'吸积'和'停滞'晕。我们发现，所有的晕得到一个新的供应，新的吸积气体在其内部区域，虽然这慢慢减少随着时间的推移，特别是停滞的晕。新气体的流入量总是高于（但与之相当）回收材料的流入量。总的来说，冷气体部分增加（减少）随着时间的吸积（停滞）晕。在所有的情况下，一个恒星盘和一个凸起的形式在模拟晕的中心。恒星总质量与基于丰度匹配技术的预期非常一致。中央星系的许多性质似乎与晕所处的大尺度环境无关。然而，有两个明显的例外，相对于它们的吸积对应物，星系晕是不稳定的：i）星系盘包含更古老的恒星星族; ii）它的垂直尺度高度是两倍或更多。这种增厚很可能是由于合并和近距离飞越对长寿盘的加热。
2017-05-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Resolving Subhaloes' Lives with the Hierarchical Bound-Tracing Algorithm
基于暗物质晕的合并层次，我们开发了一个新的程序，层次边界追踪（Hierarchical Bound-Tracing，简称HBT）程序，用于在模拟中寻找和追踪暗物质晕。最近的基准测试发现subhaloes的应用程序表明，HBT代表作为一个最好的代码来跟踪subhaloes的进化历史。该代码的成功在于它仔细处理与subhaloes的演变相关的复杂的物理过程，并在其强大的解绑算法与自适应源subhalo管理。我们保留了完整的合并层次的晕和subhaloes的记录，并允许卫星subhaloes通过吸积从它的“卫星的卫星”，从而允许卫星之间的合并。忽略了背景质量的局部吸积，而允许剥离质量的再结合。这些治疗的理由是提供个案研究的个人subhaloes的生活和成功地找到完整的subhalo目录。我们将我们的结果与其他流行的暗晕探测器进行了比较，结果表明，HBT能够很好地分辨高密度环境中的暗晕，并保持严格的暗晕合并历史的物理跟踪。这段代码是完全并行化的，可根据作者的要求免费提供。
2012-09-12 astro-ph.CO astro-ph.IM
Made-to-Measure Dark Matter Haloes, Elliptical Galaxies and Dwarf Galaxies in Action Coordinates
我们为常用于星系建模的双幂律密度族提供了一系列基于作用的分布函数（DF）。DF本身是一个双幂定律的行动的组合，并减少到已知的限制，在一个纯幂定律的情况下，在小和大半径。我们的方法使模型的速度各向异性进行调整，因此，在内部和外部的各向异性可以指定的手的应用程序。我们提供自洽的DF的Hernquist和Jaffe模型-无论是无处不在的各向同性速度分散，并与运动学，逐渐变得更加径向各向异性向外移动。我们也进行了这项工作的核心暗物质模型。这些都是量身定制的，以代表黑暗的晕和椭圆星系分别从模拟或观测数据推断的运动学特性。最后，我们放松核心发光组件内的暗物质晕提供一个自洽的模型嵌入在暗物质的矮椭球。DF为我们提供了非旋转的球形恒星系统，但与行动的工作的优点之一是相对容易，这样的模型可以转换成轴对称和三轴。
2015-01-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The size evolution of galaxy discs formed within Lambda Cold Dark Matter haloes
通过星系演化模型，我们探索的直接后果的LCDM宇宙演化的星系盘的大小演化，有意避免中间（不确定的）天体物理过程的介绍。基于旋转曲线的形状和简单性准则的指导下，我们采用平均星系质量重子分数为0.03。为了研究一般行为，只分析具有平均初始条件的模型。恒星和B波段的有效半径，R* 和RB，个别星系的增长显着与时间（由内而外盘形成）的法律，是弱依赖于质量，M*，或光度，LB。然而，在固定M* 时，R* 随z的变化是缓慢的;对于z<2.5，R*（M*=const）~（1+z）^-0.4。另一方面，在固定LB下，RB随z的变化很强，类似于单个模型的RB递减规律;当z<0.75时，RB（LB=const）~（1+z）^-0.85，当z> 0.75时，RB（LB =const）~（1+z）^-1.1。我们还发现，在z=0时，R* ~ M*^0.38，RB ~ LB ^0.40，这些关系的斜率在z ~ 3时几乎保持不变。我们的预测是在合理的协议与观测推论的典型半径变化与z的晚型星系更明亮（质量）比高值所施加的选择效应。该模型似乎也是一致的，在大的散射，RB和LB值从非完整的样本的子L * 晚型星系与可用的休息帧光度信息在不同的Z的。LCDM晕的性质和演化似乎是星系盘大小演化的主要驱动力。然而，模型揭示了一个潜在的困难，在解释所观察到的陡峭的RB-LB的关系相对于R*-M* 的一个，一个效果有关的良好…
2009-04-22 astro-ph.CO
Interaction between collisionless galactic discs and nonaxissymmetric dark matter haloes
使用$N$ -体模拟（$N\sim 10^6 - 10^7$），我们研究了如何非轴对称暗晕影响的结构在碰撞（恒星）光盘的动力学演化。我们演示了模型参数，如晕的质量，初始条件在光盘和晕轴比的影响形态和运动学的恒星盘。我们发现，一个非轴对称的晕可以产生一个大规模的螺旋密度图案嵌入恒星盘。这种模式在圆盘旋转的许多时期都可以观察到，即使圆盘在引力作用下是超稳定的。螺旋臂的增长并不伴随着显着的动态加热的磁盘，无关的初始参数。我们还研究了由盘中的长寿命螺旋图案驱动的暗晕形状的转变。我们表明，在恒星盘和螺旋图案中的速度场的分析给了我们一个可能性，找出空间方位的三轴形的暗晕和测量的三轴度。
2013-02-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Do We Expect Most AGN to Live in Disks?
最近的观测表明，大部分低到中等亮度的活动星系核人口生活在盘主导的主机，而更明亮的类星体生活在膨胀主导的主机，与一些以前的模型预测相冲突。因此，我们建立并比较了一个半经验模型的活动星系核燃料的合并和非合并的触发帐户。特别是，我们表明，“随机吸积”模型-其中盘星系中的燃料基本上是一个随机过程，每当致密的气体云到达核-提供了一个很好的匹配，以目前的观测在低/中等亮度。然而，它低于高亮度人口。我们结合这一模型的主要合并引起的活动星系核燃料，导致罕见的，但更明亮的事件，并预测由此产生的丰富的磁盘为主和膨胀为主的活动星系核宿主星系的光度和红移的函数。我们编译和比较观测约束从z~0-2。模型和观测一般显示从磁盘的过渡到隆起的主导地位，在主机附近的塞弗特类星体的过渡，在所有的红移。“随机”燃料在数量上主导活动星系核（在低光度时占主导地位），在现今黑洞质量函数的膝盖以下（<10^7 M_sun），“随机”燃料也主导黑洞的增长。然而，在质量>10^8 M_sun时，它仅占BH质量增长的~10%。总的来说，在盘状宿主中的燃料供应占AGN总光度密度/BH质量密度的约30%。组合模型还准确地预测了活动星系核的光度函数和集群/偏置作为光度和红移的函数，但是，我们认为，这些都不是BH燃料机制的敏感探针。
2015-12-13 astro-ph.CO
The Orbital Ellipticity of Satellite Galaxies and the Mass of the Milky Way
我们使用模拟银河系大小的暗物质晕从宝瓶座项目调查的轨道可能的子结构晕，根据半解析星系形成模型，主机发光的卫星。这些倾向于填充最大质量的subhaloes和更多的径向轨道比大多数的subhaloes内的晕维里半径内发现。这种（温和的）运动学偏差的一个原因是，许多低质量的subhaloes的远心点超过了主宿主的维里半径;因此，它们被排除在维里边界内确定的subhaloes样本之外，减少了径向轨道上的subhaloes数量。另外两个因素之间的黑暗和明亮的subhaloes的轨道形状的差异是他们的动力学演化后，陷入，这影响更显着的低质量（黑暗）subhaloes，和一个弱的依赖性的椭圆率的红移的第一次陷入。发光卫星的椭圆率分布几乎没有晕-晕散射，因此可以与银河系卫星的椭圆率分布进行比较。由于后者敏感地依赖于银河系的总质量，我们可以使用卫星椭圆率的预测分布来限制这个重要参数。利用最新的位置和速度的估计，从文献汇编，我们发现，最有可能的银河系质量位于范围$6 \times 10^{11} M_{\odot} < M_{200} < 3.1 \times 10^{12} M_{\odot}$，与最佳拟合值$M_{200} = 1.1 \times 10^{12} M_{\odot}$。这个值与基于动力示踪剂或时间参数的银河系质量估计一致。
2013-11-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
The shape of dark matter haloes: results from weak lensing in the Ultraviolet Near-Infrared Optical Northern Survey (UNIONS)
本文利用UNIONS巡天的弱引力透镜数据测量SDSS DR7和BOSS亮红星系周围暗物质晕的椭率，发现晕椭率随晕质量增加而增大，与流体动力学模拟预测一致。
2023-05-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Towards an understanding of third-order galaxy-galaxy lensing
三阶星系-星系透镜（G3 L）是新一代的星系-星系透镜技术，它既可以测量透镜对的过剩剪切，也可以测量透镜对的过剩剪切-剪切相关。很明显，这些统计数据评估了星系位置和投影物质密度之间的三点相关性。对于这些新的统计数据的未来应用，我们的目标是更直观地理解G3 L，以隔离可能可以测量的主要功能。我们构建了一个玩具模型（“孤立透镜模型”; ILM）的星系和相关物质的分布，以确定在一个简化的上下文中的两个G3 L关联函数和传统的星系-星系透镜（GGL）的测量量。ILM假设单透镜星系嵌入在任意的物质晕中，然而，这些物质晕在统计上独立于（“孤立”）任何其他的晕或透镜位置。在ILM中，任何大小的星系团的平均质量与星系数量比都不能改变。光靠GGL和星系团并不能将ILM与任何更复杂的情况区分开来。透镜-透镜-剪切相关器结合二阶统计量使我们能够检测到ILM的偏差。这可以通过本文中定义的差信号来量化。我们证明了与ILM，这个相关拿起星系团内的星系对的多余的物质分布。透镜-剪切-剪切相关器对物质晕之间的变化很敏感。原则上，它可以被设计来限制晕的椭圆度，而不需要发光示踪剂，甚至不需要随机的晕子结构。[删节]
2013-01-08 astro-ph.CO
Extending the halo mass resolution of $N$-body simulations
我们提出了一个方案，以扩大晕质量分辨率的N体模拟的层次聚类的暗物质。该方法使用模拟的密度场来预测不同区域中预期的亚分辨率暗物质晕的数量。该技术需要作为输入的一个给定的质量和它们的平均聚类，通过线性和高阶偏置因子表示的晕的丰度。这些量可以通过分析计算，或者更准确地说，可以从这里所做的更高分辨率的模拟中得出。我们的方法可以恢复的丰度和集群在真实和红移空间的质量低于$\sim 7.5 \times 10^{13}h^{-1}M_{\odot}$在$z=0$优于10%的晕。我们证明了它的技术，通过将其应用到50个低分辨率，大容量的$N$体模拟的合奏计算的关联函数和协方差矩阵的明亮的红色星系（LRGs）。原始模拟的有限分辨率导致它们只能解决三分之二的LRG群体。我们扩展的分辨率的模拟晕质量的一个因素为30，以恢复所有的LRG。利用现有的模拟，有可能生成一个与使用20万亿个粒子的$N$体模拟相当的晕目录;这种大小的直接模拟可能在许多年内都无法实现。使用我们的方法，现在是可行的，以建立大量的高分辨率大体积模拟星系目录计算协方差矩阵分析即将到来的星系调查，旨在探测暗能量所需的。
2013-10-14 astro-ph.CO
Building a digital twin of a luminous red galaxy spectroscopic survey: galaxy properties and clustering covariance
明亮的红色星系（LRGs）是星系巡天所使用的宇宙大尺度结构的关键示踪物之一。因此，对它们的属性和聚类进行准确的预测是很重要的，包括这些统计数据的误差。在这里，我们描述了一种新的技术，它使用的半分析模型的星系形成{ \sc Galform}，嵌入在高分辨率的$N$ -体普朗克千年模拟，填充一千晕目录产生的使用PIMEL-PM $N$ -体{ \sc glam}代码。我们的混合方案使我们能够在原始$N$ -身体模拟中无法建模的尺度上进行聚类预测。在红移范围$z=0.6-1$内的LRG是从{ \sc Galform}输出中选择的，在$r$、$z$和$W1$波段中使用与暗能量光谱仪（DESI）测量中使用的类似的颜色幅度切割。我们发现，LRG晕连接是不平凡的，导致预测的非标准的晕占领分布，特别是，中央星系的占领没有达到统一的最大质量的晕，并随着质量的增加而下降。{ \sc glam}星表再现了{ \sc Galform}预测的LRGs的丰度和聚类，并与最近使用光度红移测量的类太阳能LRGs聚类结果显示出良好的一致性。我们使用\glam{}模拟计算的两点相关函数和功率谱的LRGs和它们的背景暗物质密度场的协方差矩阵，揭示了重要的差异。我们还预言了$z=0.6$、$0.74$和$0.93$的线性增长率和重子声振荡距离。所有类似LRG的目录都是公开的。
2020-05-31 astro-ph.CO
Updated Results on the Galaxy-Halo Connection from Satellite Kinematics in SDSS
我们提出了新的结果，中央星系和暗物质晕之间的关系推断从斯隆数字巡天（SDSS）DR 7的卫星运动学观测。我们采用了一个更新的分析框架，其中包括详细的模拟目录，以模拟SDSS中的观测效果。我们的结果限制了暗物质晕的颜色依赖条件光度函数（CLF），以及卫星星系的径向轮廓。与以前的结果相一致，我们发现在固定的光度下，红色中心星系比蓝色中心星系生活在更大质量的晕中。此外，我们的研究结果表明，卫星星系有一个径向轮廓集中比暗物质，但不作为核心解决subhaloes在暗物质-只有模拟。与More等人先前使用卫星运动学的工作相比，我们发现更多的竞争约束的星系晕连接，与那些来自星系集群和星系星系透镜的组合。我们比较我们的结果的星系晕连接到其他研究使用星系团和组目录，这些不同的技术之间显示出很好的协议。我们讨论了卫星运动学在约束宇宙学和星系与暗物质晕之间的关系的背景下，未来的应用。
2018-11-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Doubloon Models of Dark Haloes
本文提出了一类具有平坦圆速度曲线的球晕模型。这包括旋转曲线具有有限中心值但向外下降的模型（如Jaffe模型）。它包括旋转曲线在内部上升，但渐近稳定的模型（如宾尼模型）。该系列包括有限和奇异（尖点）密度分布的模型。导出了依赖于结合能$E$和角动量$L$的自洽分布函数，讨论了模型的运动学性质。这些确实描述了总物质的性质（包括发光和黑暗）。为了与观测结果进行比较，最好考虑示踪星的星族。这些可以用来表示椭圆星系或螺旋星系的球状组成部分。因此，我们研究了具有幂律或Einasto轮廓的示踪剂在双势场中运动的性质。在球面排列的假设下，我们提供了一个简单的方法来解决的Jeans方程的速度色散。这种排列方式得到了银河系恒星晕观测结果的支持。幂律示踪剂到处都有长椭球速度椭球。然而，这是不是Einasto示踪剂的情况下，速度椭球体的变化从长椭球体附近的极点。并导出了逃逸速度附近的速度分布的渐近形式，以便应用于银河系中的高速恒星。幂律示踪剂具有幂律或麦克斯韦速度分布尾部，而Einasto示踪剂具有超指数截止。
2015-03-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Cross-Correlation Analysis of Mg II Absorption Line Systems and Luminous Red Galaxies from the SDSS DR5
我们分析了2，705个明确介入的Mg II（2796，2803 A）类星体吸收线系统与1，495，604个来自斯隆数字巡天第五次数据发布的明亮红色星系（LRGs）在红移范围0.36<=z<=0.8内的互相关。我们高精度地证实了先前报道的等效宽度和暗物质晕质量的弱反相关性，测量平均质量为log M_h当W[2796 A]>=1.4A和0.8A<=W[2796 A]<1.4A时，系统的log M_h（M_[solar] h^-1）=11.29 [+0.36，-0.62]和log M_h（M_[solar]h^-1）=12.70 [+0.53，-1.16]。此外，我们调查的意义，一些潜在的来源固有的偏差在LRG互相关测量，包括吸收体的速度分布和弱透镜的背景类星体，我们确定是能够产生一个20-30%的偏差在角度互相关测量尺度小于2 '。我们在类星体静止坐标系中测量了719个v<60，000 km s^-1的吸收系统的Mg II - LRG互相关，发现这些相关的吸收体通常存在于暗物质晕中，其质量比明显存在于其间的Mg II吸收体的质量大10-100倍。此外，我们发现的红移数密度，dN/dz的演变的证据，与2西格玛的意义，最强的（W>2.0A）的吸收在DR 5样品。这种宽度依赖的dN/dz演化并没有显著影响恢复的等效宽度晕质量反相关，并且增加了现有的证据，即最强的Mg II吸收系统与z<0.8…
2009-05-26 astro-ph.CO
WISE Discovery of Hyper Luminous Galaxies at z=2-4 and Their Implications for Galaxy and AGN Evolution
代表WISE科学团队，我们提出了一类具有极高光度的遥远尘埃笼罩星系的发现。这些星系被选中在中红外线使用美国宇航局的广域红外巡天探测器（WISE）极端红色。它们在光学和近红外区很微弱，主要在z=2-4，红外光度> $10^{13}\, L_{Sun}$，使它们成为超亮红外星系（HyLIRGs）。结合WISE、Spitzer和Herschel PACS和SPIRE测光的SED表明，热尘埃主导了热光度，推测是由活动星系核提供动力的。初步的多波长随访表明，他们是不同的正常人群中的局部M-西格玛关系。它们的低源密度意味着这些物体要么本质上是罕见的，要么是在一个更多的人口中的短暂阶段。如果是后者的话，这些热的、被尘埃笼罩的星系可能是活动星系核和星系之间相互作用的早期阶段。
2013-11-01 astro-ph.CO
Energetic galaxy-wide outflows in high-redshift ultra-luminous infrared galaxies hosting AGN activity
我们提出了积分场光谱观测，涵盖了8个高红移（z=1.4-3.4）超亮红外星系（ULIRG）的[O III] 4959，5007发射线双峰，这些星系拥有活动星系核（AGN）活动，包括已知的亚毫米发光星系（SMG）。这些目标具有中等的射电光度，这是典型的高红移ULIRGs（L（1.4GHz）=10^（24）-10 ^（25）W/Hz），因此不是射电响亮的活动星系核。我们解耦的运动学组件，由于星系的动力学和合并，由于流出。我们在四个最明亮的系统（L（[O III]）>~10^（43）erg/s）中发现了大尺度能量外流特征的证据：在~4- 15 kpc范围内极宽的[O III]发射（FWHM ~ 700- 1400 km/s），与系统红移的高速偏移（高达~ 850 km/s）。四个不太明亮的系统具有较低质量的数据，显示空间扩展流出的证据较弱。我们估计，这些外流可能以相当大的速率（~10^（43）-10 ^（45）erg/s）向其宿主星系沉积能量;然而，由于缺乏对外流物质密度和外流结构的限制，这些估计应该仅用于说明。根据测得的最大速度（v（max）~400- 1400 km/s），观测到的外流可能会从其宿主星系中释放出一部分气体，但不太可能完全从星系晕中移除气体。通过结合使用充满活力的参数和比较ULIRGs没有明确的证据活动星系核活动，我们表明，活动星系核活动可能是主导的动力源驱动所有观察到…
2012-09-24 astro-ph.CO astro-ph.HE
The VIMOS Public Extragalactic Redshift Survey (VIPERS): An unbiased estimate of the growth rate of structure at $\mathbf{\left<z\right>=0.85}$ using the clustering of luminous blue galaxies
我们使用VIPERS的最终数据发布调查的性能的颜色选择人口的星系作为示踪剂的线性大尺度运动。我们凭经验选择蓝色和红色星系的体积有限的样本，以最大限度地减少从两点相关函数的各向异性的增长率$fσ_8$的估计的系统误差。为此，而不是严格地将样本分为两个颜色类别，我们通过基于$(U-V)$颜色分布的权重来定义每个对象的红/蓝分数贡献。使用模拟调查，旨在重现观测到的性质的VIPERS星系，我们发现在恢复$fσ_8$的基准值的系统误差最小化时，使用体积有限的样本的明亮的蓝色星系。我们通过Kaiser模型的Scoccimarro扩展对非线性校正进行建模，发现$fσ_8$的系统误差低于$1-2\%$，使用小至5 $h^{-1}\mathrm{Mpc}$的尺度。我们解释这一结果表明，选择明亮的蓝色星系最大限度地提高了分数，是在他们的暗物质晕的中心对象，这反过来又最小化的贡献，测量$ξ(r_p,π)$从1-晕项，这是占主导地位的非线性运动。如果使用蓝色物体的全部星等限制样本，则增益较差，这与存在大量由非流轨道速度主导的蓝色、较暗卫星相一致。我们测量的值$fσ_8=0.45 \pm 0.11$的单红移范围$0.6\le z\le 1.0$，对应于一个有效的红移的蓝色星系$\left<z\right>=0.85$。在可能性中包括蓝-红星系互相关函数中包含的潜在额外信息不会导致误差条的明显改善，而它会增加…
2017-10-23 astro-ph.CO
The mass and angular momentum distribution of simulated massive early-type galaxies to large radii
我们研究的黑暗和明亮的质量分布，圆速度曲线（CVC），视线运动学，和角动量的样本的42个宇宙学变焦模拟的大质量星系。使用时间平滑技术，我们能够达到大半径。我们发现：（i）几千秒差距以外的暗物质晕密度分布遵循简单的幂律模型，低质量系统的暗物质CVC是平坦的，高质量晕的CVC是上升的。在大半径处的投影恒星密度分布可以用n>10的Sersic函数拟合，比典型的ETG大。（ii）大质量系统在大半径处的总CVC几乎是平的，而质量较小的系统的CVC略有减少。在大半径处的CVC的斜率与v_circ本身相关。（iii）Re内的暗物质分数在15-30%之间，在5 Re时增加到40-65%。更大更重的星系有更高的暗物质分数。（iv）模拟星系的短轴和它们的宿主暗物质晕是很好地对准的，它们的短轴与长轴的比率是相关的。（v）恒星vrms（R）剖面正在缓慢下降，这与大多数ETG外晕中的行星状星云观测结果一致。（vi）视线速度场v表明，小半径和大半径处的旋转特性是相关的。累积比角动量参数λ（R）的径向分布在2 ~ 5 Re范围内基本上是平的或略有上升，其值在[0.06，0.75]。（vii）恒星质量、5 Re下的椭圆率和λ（5 Re）是相关的：质量越大的系统，角动量越小，越圆，就像观测到的ETG一样。（viii）更大质量的星系与大部分的吸积星有径向各向异性的速度分布外Re。切向各向异性只出现在原位恒星比例高的星…
2013-12-16 astro-ph.CO
Massive black hole seeds born via direct gas collapse in galaxy mergers: their properties, statistics and environment
我们研究了在富含气体的晚型星系合并过程中形成的大质量黑洞种子的统计和宇宙演化。概括Mayer等人2010年的流体模拟结果，我们设想了一个场景，在这个场景中，一颗超大质量恒星可以在星系的中心形成，这些星系由于多尺度的强大气体流入而刚刚经历了一次大合并，前提是这些星系生活在质量超过10^{11} Msun的晕中，富含气体和盘状主导，并且还没有大质量黑洞。我们假设超大质量恒星的最终坍缩导致在准恒星阶段之后迅速形成一个10^5 Msun的黑洞。使用模型的星系形成应用到千年模拟的输出，我们表明，这种大规模的黑洞形成路线发生在和谐LambdaCDM模型所需的条件实际上是常见的高红移，甚至可以实现在低红移。在质量大于10^{11} Msun的晕中，z~4以上的大多数主要合并可以导致大质量种子的形成，在z~2处，有利合并的比例减少到大约一半。有趣的是，我们发现即使在局部宇宙中，大质量晕中的一小部分（~20%）主要合并仍然满足我们的大质量黑洞形成路线的条件。这些晚期事件发生在具有明显低的集群幅度的星系中，这些星系在其生命的大部分时间里都处于孤立状态，并且第一次经历了重大的合并。我们预测，来自星系合并的大质量黑洞种子可以在高红移（z>4）和中等红移（z~2）的质量函数的大质量端占主导地位，相对于在高红移形成的较轻的种子，例如，由Pop III星的崩溃。最后，这些巨大的种子的一小部分可能在形成后不久就位…
2012-11-15 astro-ph.CO astro-ph.HE
Mapping luminous and dark matter in the Universe
本文探讨了宇宙中发光物质与暗物质分布预测的不确定性及其对宇宙学模型理解的影响，并提出联合建模两者以克服局限，进而为约束超大质量黑洞、星系和气体物理创造新机遇。
2025-02-10 astro-ph.CO hep-th
Growing the First Galaxies' Merger Trees
对特定星系的生长历史进行建模通常涉及生成给定宇宙学中出现的整个物体群并选择具有适当属性的系统。这种方法在针对罕见的系统时效率非常低，例如JWST检测到的极其明亮的高红移星系候选者。在这里，我们提出了一个新的框架，用于生成合并树的分支，保证实现所需的晕质量在选定的红移。这种方法增强了扩展的Press Schechter理论解与约束随机过程称为布朗桥，并在开源半解析模型$\texttt{Galacticus}$中实现。我们产生的合奏约束合并树预测的7个高红移JWST星系候选人的成长历史，发现这些系统最有可能合并$\approx 2~\mathrm{Gyr}$后的观测时期和占据质量晕$\gtrsim 10^{14}~M_{\mathrm{\odot}}$今天。这些计算比现有方法的效率高出数千倍，是分析控制的，并提供了对早期快速生长的晕演化的物理见解。我们的约束合并树实现在http://github.com/galacticusorg/galacticus上公开提供。
2023-03-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
A sample of Seyfert-2 galaxies with ultra-luminous galaxy-wide NLRs -- Quasar light echos?
我们报告了在SDSS-DR 8中发现的Seyfert-2星系，在红移z=0.2-0.6处具有星系范围的超亮窄线区域（NLR）。在z~0.3时，空间密度为每立方Gpc 4.4，这些“绿豆”（GB）是宇宙中最稀有的物体之一。我们正在目睹活动星系核生命周期中的一个异常和/或短暂的现象。本文的主要重点是详细分析GB原型星系J2240-0927（z=0.326）。它的NLR延伸超过26 x44 kpc，并被一个扩展窄线区（ENLR）包围。[OIII]5008的总光度为（5.7+/-0.9 x10 e43 erg/s，这是已知的任何2型星系周围最明亮的NLR之一。使用VLT/XSHOOTER，我们表明，NLR是由AGN供电，我们得到解决消光，密度和电离地图。气体运动学在全球范围内受到干扰，高速外流不存在或微弱。该NLR不同于已知的任何其他NLR或扩展发射线区域（EELR）。光谱与双子座/GMOS揭示了扩展，高光度[OIII]发射也在其他GB。WISE的24微米光度比[OIII]通量预测的低5-50倍，这表明NLR反映了早期非常活跃的类星体状态，这些状态在不到星系的光穿越时间内强烈消退。这些光回波比迄今为止已知的任何其他光回波都要明亮100倍。光电离建模和验证光回波需要X射线数据。
2013-01-11 astro-ph.CO
The host halo masses of AGNs and quasars at $z \sim 3-7$ with TNG-Cluster, FLAMINGO and other cosmological galaxy simulations
Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Universität Heidelberg, Zentrum für Astronomie, ITA（海德堡大学天文中心）；Universität Heidelberg, Interdisziplinäres Zentrum für Wissenschaftliches Rechnen（海德堡大学跨学科科学计算中心）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿天文台，莱顿大学）；INAF — Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio（意大利国家天体物理研究所空间天体物理与科学观测站）
利用多个大尺度流体动力学模拟，研究了宇宙正午前AGN的辐射光度与宿主暗晕质量的关系，发现该关系高度非线性且存在大弥散，高光度类星体通常不居住在最大质量暗晕中。
2026-06-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
SHARP -- VII. New constraints on the dark matter free-streaming properties and substructure abundance from gravitationally lensed quasars
本文分析了七个强引力透镜类星体，并讨论了它们对暗物质性质的限制。我们的结果是通过使用平滑宏观模型和质量范围为10^6至10^9 Msun的低质量晕群的组合对透镜图像位置和通量比进行建模而得出的。我们的透镜模型明确包括高阶复杂性的恒星盘和发光卫星的形式，以及低质量的晕位于沿观测视线的第一次。在冷暗物质（CDM）宇宙学假设下，我们推断出亚结构中的平均总质量分数为f_sub = 0.012^{+0.007}-0.004}（68%置信限），这与CDM流体动力学模拟的预测值在1 σ以内是一致的。这一结果比以前不包括视线晕的研究更接近预测。在热遗迹暗物质模型的假设下，我们推导出m_th > 5.58 keV（95%置信限）的粒子遗迹质量的下限，这与最近对Ly-alpha森林的分析得出的m_th > 5.3 keV的值是一致的。我们还确定了可能的系统误差的两个主要来源，并得出结论，在透镜星系的复杂结构以及背景源的大小进行更深入的调查应该是这个领域的优先事项。
2019-12-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The global mass - to - light ratio of SLACS lenses
早期，-型星系（ETG）的暗物质含量是一个激烈争论的话题与对比的结果争论赞成或反对的有效半径内的显着的暗质量的存在和光度和质量的变化。为了解决这个问题，我们在这里调查的全球质量-光比$Υ(r) = M(r)/L(r)$的样本中观察到的21个镜头斯隆镜头ACS（SLACS）调查。我们遵循通常的方法，将星系建模为两个组成部分的系统，但我们使用的$Υ(r)$的现象学分析，我们中的一些人在Tortora et al.（2007）中提出，能够顺利地插入常数$M/L$模型和广泛的一类暗物质晕。由此产生的星系模型，然后拟合的爱因斯坦半径和速度色散的数据。我们的唯象模型结果是在很好的协议与数据表明存在大量的暗物质晕，以解释透镜和动力学性质的SLACS透镜。根据暗物质质量分数的值，我们认为暗晕可能在数据探测的内部区域起着重要的作用，但这一结论强烈依赖于所采用的恒星星族初始质量函数。最后，我们发现，在$R_{eff}$的暗物质质量分数尺度与总光度和恒星质量在这样一种方式，更明亮（因此更大质量）的星系有一个更大的暗物质的内容。
2009-06-16 astro-ph.CO
Dark Matter in Galaxy Clusters: a Parametric Strong Lensing Approach
我们提出了一个参数强透镜分析的三个大规模集群。我们的目标是探索暗物质晕的内部形状，特别是核的存在。我们采用以下工作假设：任何集团/集群规模的暗物质块在建模中引入应与发光的对应物。我们还在分析中采用了一些额外的动机良好的先验，即使这会降低拟合的质量，使用观察到的图像和模型生成的图像之间的RMS进行量化。特别是，为了减轻平滑底层分量和星系尺度扰动之间的简并性，我们使用Bergamini等人（2019）的光谱活动结果，允许固定星系尺度分量的质量。在单峰星系团AS 1063中，相对于非核心质量模型，核心质量模型更受青睐，在多峰星系团MACSJ 0416中也是如此。在单峰集群MACSJ 1206中，我们未能使用参数化方法在所采用的工作假设内再现强透镜约束。然后，我们成功地添加了一个轻微的扰动的形式叠加的B-样条潜力，允许得到一个体面的拟合（RMS=0.5”），最后发现，核心质量模型是有利的。总的来说，我们的分析表明核心集群规模的暗物质晕的证据。这些发现可能有助于解释替代暗物质的情况下，作为自相互作用的暗物质。我们提出了一个工作假设参数强透镜建模的最佳拟合模型的追求将被平衡的追求提出一个物理动机的质量模型，特别是通过施加先验。
2022-06-16 astro-ph.CO
Velocity Bias from the Small Scale Clustering of SDSS-III BOSS Galaxies
我们提出的测量和建模的投影和红移空间集群的CMASS星系在斯隆数字巡天III重子振荡光谱巡天数据发布11。对于体积有限的发光的红色星系样本的红移范围内的$0.48<z<0.55$，我们进行晕占领分布建模的小和中等规模（$0.1$ - $60h^{-1}{\rm {Mpc}}$）投影和红移空间两点相关函数，与精确的模型建立在高分辨率的$N$体模拟。为了解释测量到的红移空间畸变，星系速度的分布必须不同于$\sim 10^{13}$ -$10^{14}h^{-1}{\rm M_{\odot}}$晕内暗物质的分布，即数据需要存在星系速度偏差。最值得注意的是，平均而言，中心星系相对于其宿主晕的核心（由晕势最小值周围内部25%的粒子定义）并不静止，而是以$0.22^{+0.03}_{-0.04}$倍于暗物质的一维速度色散围绕它移动，这意味着从中心的空间偏移量为晕维里半径的$\lesssim$ 1%。明亮的卫星星系比暗物质运动得更慢，其速度是暗物质速度的$0.86^{+0.08}_{-0.03}$倍，这表明这些卫星星系的速度和空间分布不可能都是无偏的。约束主要来自上帝的手指效应在非线性尺度和平滑的Kaiser效应在translinear政权的结果的鲁棒性证明了各种测试。此外，没有明确的证据被发现一个强大的光度依赖的速度偏置。我们讨论了星系速度偏差的存在对星系形成和宇宙学研究的影响。
2014-10-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Discovery of an Overdensity of Lyman-alpha Emitters Around a $\mathrm{z}\sim4$ QSO with the Large Binocular Telescope
SDSS中类星体聚集的测量结果表明，$\mathrm{z}>4$类星体是宇宙中最具偏差的天体之一。它们的$r_0 \sim 20h^{-1}$ Mpc的大相关长度可以与当今宇宙中最大质量的星系团相媲美，这表明这些类星体可能标志着大质量星系团祖先在高红移的位置。我们报告了在类星体SDSSJ 114514.18 +394715.9周围发现的高密度LBG，这是我们观测的一部分，以识别明亮的$\mathrm{z}\sim4$类星体周围的Lyman-Break星系（LBG）。在这个场中，八个具有安全红移的LBG中有三个与类星体的红移一致。我们发现，这仅仅是一个明显的密度过大，由于场星系的机会选择的可能性只有0.02%，基于模拟和我们的模型选择效率的比较。总的来说，我们的调查发现，15个具有安全红移的LBG中有4个与它们各自的类星体的红移一致，这与居住在较大晕中的发光类星体一致。
2015-03-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Relic proto-stellar disks and the origin of luminous circumstellar interaction in core collapse supernovae
一小部分的核心坍缩超新星（SNe）表明，传出的爆炸波遇到了相当大的质量约1-10 M_sun的星周物质（CSM）在半径约100-1000 AU，远远超过名义上可以解释的爆炸前恒星风。在极端情况下，这种相互作用可能会为迄今发现的最明亮、最具光学能量的SNe提供动力。到目前为止，对CSM起源的解释都集中在核心坍缩前几年到几十年的恒星爆炸性喷发上。在这里，我们考虑另一种可能性，推断CSM是一个遗留磁盘从恒星诞生。我们调查这一假设，通过计算大质量恒星周围的原恒星盘的演化后，他们的早期嵌入阶段使用自相似吸积模型。我们确定了一个初始的引力不稳定（“引力湍流”）阶段，其次是一个更长的时间内的辐射支持的吸积，在此期间，不太有效的非引力形式的角动量运输占主导地位。虽然外部的影响，如存在一个广泛的双同伴，可能会妨碍磁盘的生存在许多系统中，我们发现，大质量（~1-10 M_sun）磁盘可以优先生存周围的最大质量的恒星。这可能是违反直觉的原因，包括：（1）恒星寿命较短;（2）超大质量恒星的光蒸发半径较大（约1000 AU）;（3）由于屏蔽了外部电离源，磁旋转不稳定性受到抑制;（4）大质量盘相对不受低质量恒星碰撞和明亮的蓝色变星爆发的影响。由于非常明亮的超新星是罕见的，测试遗迹盘模型需要限制在一小部分超大质量恒星周围存在长寿盘。
2011-05-30 astro-ph.CO astro-ph.HE
Deadly dark matter cusps vs faint and extended star clusters: Eridanus II and Andromeda XXV
最近在两个本星系群矮星系波江座II和仙女座XXV的中心区域探测到两个暗淡而延伸的星团，这提出了一个问题：具有如此低密度的星团是否能够在具有中心密度尖点的冷暗物质晕的潮汐场中生存下来。使用分析参数和一套无碰撞N体模拟，我表明，这些集群是非常脆弱的，并迅速中断的存在下，中央尖点$ρ\sim r^{-α}$与$α\gtrsim 0.2$。此外，星系团原本质量更大并下沉到晕中心的情况需要非常精细的调整，并且不能自然地重现所观察到的系统。反过来，这些集群长期生活在核心晕中，其中心区域是$α\lesssim 0.2$的安全避难所。唯一可行的情况下，主机已保存其原体尖到目前为止是集群形成在底部的潜力，这是很容易测试的集群内的主机适当的速度测量休息。这提供了一种方法，可以很容易地探测两个像$L_V\sim5\times 10^5 L_\odot$和$L_V\sim6\times10^4 L_\odot$这样微弱的矮星系的中心密度分布，在这两个星系中，恒星反馈不太可能有效。
2017-05-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Massive star evolution: Luminous Blue Variables as unexpected Supernova progenitors
质量大于8 Msun的恒星以超新星（SN）的形式结束了它们的生命，这是一个对整个宇宙都至关重要的事件。理论上，这些恒星在爆炸前可能是红超巨星、蓝超巨星或沃尔夫-拉叶阶段。我们进行了耦合的恒星演化和初始质量在20 Msun和120 Msun之间的恒星的大气建模。我们发现，20 Msun和25 Msun旋转模型，在爆炸为SN之前，光谱不像任何上述类别的大质量恒星。相反，它们与罕见的、不稳定的大质量恒星有着惊人的相似之处，这些恒星被称为发光蓝变星（LBV）。虽然观测结果显示，一些超新星似乎有LBV作为祖先，但还没有理论模型预测恒星会在这个阶段爆炸。我们的模型在单颗恒星演化的框架下为相对低光度的LBV爆发为SN提供了理论支持。这是一个重大的范式转变，意味着一小部分LBV可能是大质量恒星演化的结束阶段，而不是短暂的演化阶段。我们认为IIb型SN可能有LBV作为祖先，一个主要的例子可能是SN 2008 ax。
2013-01-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Quasar Sightline and Galaxy Evolution (QSAGE) survey -- II. Galaxy overdensities around UV luminous quasars at z=1-2
我们证明，紫外线最亮的类星体在z=1-2生活在过密的环境。这是基于深哈勃空间望远镜WFC 3 G141棱晶光谱的星系沿视线的红移范围z=1-2的紫外发光类星体的分析。这构成了WFC 3执行的一些最深的棱栅光谱，在一年的观测中使用了4个滚动角来减轻重叠光谱的影响。在所研究的12个类星体场中，有8个在类星体的红移处显示出星系过密度的证据。其中一个高密度星系PG 0117 +213，z=1.50，在一个半径约为700 kpc的圆柱体内，可能有36个光谱确认的成员，其中19个有稳定的红移，17个有单线红移。它的晕质量估计为log（M/Msol）=14.7。这表明，在遥远的紫外明亮类星体周围进行光谱和窄带观测可能是发现原星系团的绝佳途径。我们的研究结果与以前的类星体人口的统计观测和理论工作的提示，反馈调节黑洞增长预测类星体光度和晕质量之间的相关性。我们还介绍了类星体本身的高信噪比静止坐标系的光谱和光度特性。
2020-08-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The clustering properties of radio-selected AGN and star-forming galaxies up to redshifts z~3
We present the clustering properties of a complete sample of 968 radio sources detected at 1.4 GHz by the VLA-COSMOS survey with radio fluxes brighter than 0.15 mJy. 92% have redshift determinations from the Laigle et al. (2016) catalogue. Based on their radio-luminosity, these objects have been divided into two populations of 644 AGN and 247 star-forming galaxies. By fixing the slope of the auto- correlation function to gamma=2, we find r_0=11.7^{+1.0}_{-1.1} Mpc for the clustering length of the whole sample, while r_0=11.2^{+2.5}_{-3.3} Mpc and r_0=7.8^{+1.6}_{-2.1} Mpc (r_0=6.8^{+1.4}_{-1.8…
2016-10-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Missing dark matter in dwarf galaxies?
我们利用APOSTLE项目的宇宙学流体动力学模拟以及高质量的旋转曲线观测来研究ΛCDM晕中聚集成星系的重子的比例。这种“星系形成效率”与晕质量有很强的相关性，几乎没有散射，朝着矮星系稳定下降。因此，星系的重子质量可以用来确定晕总质量的下限，从而确定其渐近最大圆速度的下限。一些观测到的矮星似乎违反了这一限制，它们的重子质量比它们的旋转速度高出10倍，或者，旋转速度只有它们质量的一半。从表面上看，这些系统要么以非凡的效率形成了星系--考虑到它们的浅势阱，这是极不可能的--要么它们的暗物质含量远低于ΛCDM晕的预期。这种“缺失的暗物质”让人想起旋转曲线缓慢上升的星系的内部质量赤字，但不能用暗质量剖面中恒星形成诱导的“核心”来解释，因为异常赤字适用于比明亮星系本身更大的区域。我们认为，解释这些星系的结构将需要要么大幅修改的标准λ冷暗物质的范例，否则显着修订的不确定性，在他们推断的质量分布，这应该是远远大于报告。倾斜的系统误差可以提供一个简单的解决方案，否则对于当前的范例来说，这将是一个相当棘手的问题。
2018-11-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tiny galaxies and dark substructures: exploring the "dark" subhaloes in TNG50
Durham University（杜伦大学）；University of KwaZulu-Natal（夸祖鲁-纳塔尔大学）；University of Hertfordshire（赫特福德大学）；STAR Institute（STAR研究所）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）
本文基于TNG50模拟研究暗子晕的存在，发现暗子晕在星系团中普遍存在，且质量范围在4.5×10⁷至2.1×10⁸ M☉的子晕更可能出现在强引力透镜区域。
2025-06-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The edge of galaxy formation III: The effects of warm dark matter on Milky Way satellites and field dwarfs
在本系列的第三篇论文中，我们研究了粒子质量为$m_\mathrm{WDM}=3\,\mathrm{keV}$的暖暗物质对宇宙中最小星系的影响。我们提出了一个样本的21个流体动力学宇宙学模拟的矮星系和20个模拟的卫星-宿主星系的相互作用，我们都在冷暗物质（CDM）和暖暗物质（WDM）的情况下进行。在WDM模拟中，我们观察到一个更高的临界质量的恒星形成的开始。在WDM中，结构生长被延迟，因此WDM晕的恒星星族比CDM晕平均年轻两个陀螺。然而，尽管这种延迟的恒星形成，CDM和WDM星系都能够再现观测到的速度色散，恒星质量，大小和金属丰度的标度关系在$z=0$。WDM卫星晕在银河系质量主机更容易受到潮汐剥离，由于其浓度较低，但他们的星系甚至可以生存更长的时间比CDM同行，如果他们生活在一个暗物质晕与陡峭的中央斜坡。与我们以前的CDM卫星研究一致，我们观察到WDM卫星的中央暗物质密度斜率由于剥离而变陡。CDM和WDM之间卫星星系平均恒星年龄的差异，可以在未来用于解开这两个模型。
2019-02-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
