Stellar Populations in the Outer Halo of the Massive Elliptical M49
我们利用巨椭圆星系M49（NGC 4472）的深表面测光，作为我们对室女室女星系团漫射光巡天的一部分，来研究其外晕中的恒星星族。我们的数据追踪M49的恒星晕到~ 100 kpc（7 Re），我们发现在内部区域看到的浅颜色梯度变得非常陡峭。银河系的外围区域是相当蓝的（B-V ~ 0.7）;如果这纯粹是金属丰度效应，它就证明了[Fe/H] <-1的极贫金属恒星星族。我们还发现，M49周围的扩展吸积壳明显比星系周围的晕更红，这表明我们很可能目睹了恒星质量和金属丰度在M49的外晕中的积累，这是由于后期的吸积。虽然星系晕的这种增长是由分级吸积模型预测的，但这种增长被认为是由更大规模的吸积事件驱动的，这些事件的平均金属丰度相应地高于M49的晕。因此，M49扩展的晕圈中极度贫金属的性质，对目前椭圆星系形成的模型提出了一些质疑。
2013-01-30 astro-ph.CO
The 6dF Galaxy Survey: Dependence of halo occupation on stellar mass
在本文中，我们研究的恒星质量依赖的星系团在6dF星系巡天。与其他星系调查中使用的光学波段相比，6dFGS的近红外选择允许更可靠的恒星质量估计。利用Halo Occupation Distribution（HOD）模型，通过测量投影关联函数$w_p(r_p)$，研究了暗物质晕质量和卫星质量分数随恒星质量的变化趋势。我们发现典型晕质量（$M_1$）和卫星幂律指数（$α$）随恒星质量的增加而增加。这表明，（1）具有较高恒星质量的星系位于更多质量的暗物质晕中，（2）与低恒星质量星系所占据的晕相比，这些质量更大的暗物质晕随着质量的增加而更快地积累卫星。此外，我们发现$M_1$和最小暗物质晕质量（$M_{\rm min}$）的$M_1 \approx 22\,M_{\rm min}$之间的关系，与SDSS星系类似的发现。6dFGS星系的卫星部分随着恒星质量的增加而下降，从$M_{\rm stellar} = 2.6\times10^{10}h^{-2}\,M_{\odot}$的21%下降到$M_{\rm stellar} = 5.4\times10^{10}h^{-2}\,M_{\odot}$的12%，表明高恒星质量星系更可能是中心星系。我们比较我们的结果来自千年模拟两个不同的半解析模型，发现一些分歧。我们的研究结果可用于放置新的约束条件的半解析模型在未来，特别是发光的红色卫星的行为。最后，我…
2012-12-14 astro-ph.CO
GHOSTS - Bulges, Halos, and the Resolved Stellar Outskirts of Massive Disk Galaxies
我们的GHOSTS巡天测量了14个邻近盘状星系的恒星包络特性，通过使用HST/ACS&WFPC2对它们的分辨恒星星族进行成像。样本中的大部分大质量星系（Vrot >200 km/s）具有非常扩展的恒星包层，在外部区域具有Sersic定律轮廓或μ（r）~r^-2.5幂律轮廓。对于这些大质量星系，我们可以用同一个Sersic轮廓拟合出30 kpc的中心球光和外晕，轮廓的恒星表面密度与哈勃类型和球盘比相关。这表明，中央隆起和内晕是在同一过程中形成的。较小的星系（Vrot ~100 km/s）有更小的恒星包层，但根据几何形状，它们仍然可能比分层星系形成模型中的卫星残骸更明亮。或者，它们可以通过小的暗物质子晕的轰击通过盘加热而产生。我们拟合的晕是高度平坦的，具有较小轴与较大轴的比率c/a=0.6。晕圈比分层模型预测更紧凑。在30 kpc以下，晕的金属丰度梯度很小，大质量星系的[Fe/H]为-0.8。我们在许多星系中发现了晕子结构的迹象，但有些晕似乎非常光滑。
2009-04-17 astro-ph.CO
Mapping stellar content to dark matter halos using galaxy clustering and galaxy-galaxy lensing in the SDSS DR7
观测到的星系恒星质量分布与其下的暗物质晕之间的映射提供了从大尺度结构形成理论到解释星系形成和演化的复杂现象的关键环节。我们开发了一种新的统计方法，晕占据分布模型（HOD）的基础上，解决这一映射，通过联合拟合的星系聚类和银河星系透镜测量斯隆数字巡天（SDSS）。该方法被称为iHOD模型，通过比传统HOD方法多包含约80%的星系，从调查中提取最大信息，并以统计一致的方式考虑恒星质量样本的不完整性。导出的恒星-晕质量关系不仅解释了近40年来SDSS星系在恒星质量上的聚集和透镜效应，而且成功地预测了SDSS中观测到的恒星质量函数。由于其建模能力显着更多的星系，iHOD是能够打破恒星质量在固定晕质量的对数散射和恒星晕质量关系在高质量端的斜率之间的简并，而不需要假设一个强大的散射和/或使用恒星质量函数作为输入之前。我们发现随着晕质量的增加，散射会下降，从10^{12} Msun以下的0.22 dex下降到10^{14} Msun时的0.18 dex。该模型还使严格的限制卫星恒星质量函数在固定的晕质量，预测偏离Schechter功能形式在高质量晕。iHOD模型可以很容易地应用于现有的和未来的光谱数据集，大大提高了统计约束的恒星晕质量关系相比，传统的HOD方法在同一调查。
2015-05-11 astro-ph.CO
A Comprehensive Analysis of Uncertainties Affecting the Stellar Mass - Halo Mass Relation for 0<z<4
我们进行了全面的分析，中央星系和他们的主机暗物质晕，其特点是恒星质量晕质量（SM-HM）的关系，严格考虑的不确定性之间的关系。我们的分析集中在丰度匹配技术的结果上，该技术假设每一个超过特定质量阈值的暗物质晕或次晕都有一个星系。我们讨论了观测到的星系恒星质量函数（GSMFs）（包括恒星质量估计和计数的不确定性），晕质量函数（包括宇宙学和不确定性的子结构），以及用于连接星系晕（包括在这方面的散射）的丰度匹配技术的不确定性的定量影响。我们的分析结果在一个强大的估计SM-HM关系和它的演变从z=0到z=4。对于z < 1，形状和演化受到很好的约束。在这些红移的最大的不确定性是由于恒星质量的估计，但是，未能考虑在固定的晕质量的恒星质量的散射可能会导致类似的错误的SM-HM关系的中央星系在大规模的晕。我们还调查了SM-HM关系z=4，虽然在较高的红移的关系的形状仍然相当不受约束时，考虑到不确定性。这些结果将为星系演化模型提供强有力的工具。[删节]
2010-05-10 astro-ph.CO
Stellar mass -- halo mass relation and star formation efficiency in high-mass halos
利用光学和红外数据精确测量恒星质量，X射线观测精确测量恒星总质量的星系团样本，研究了高质量晕中恒星质量与晕质量之间的关系。我们发现最亮星系团的恒星质量与M*BCG \propto M500 ^a_BCG成比例关系，最佳拟合斜率为a_BCG~0.35 ± 0.1，M*BCG在固定的M500 ~0.2 dex处的散射。我们表明，M*-M关系的丰度匹配或晕建模在最近的研究报告低估了恒星质量的BCGs的一个因素~2-4，因为这些研究使用的恒星质量函数（SMF）的测光的基础上，严重低估了大质量星系的外表面亮度配置文件。我们表明，使用Bernardi等人（2013）基于改进的光度学的最近SMF校准的丰度匹配导出的M*-M关系与我们导出的关系更好地一致。星系的恒星总质量与总质量M500的相关系数为\approx 0.6 ± 0.1，离散度为0.1 dex。这表明重子转化成恒星的效率随着星系团质量的增加而降低。我们发现，对于一个固定的初始质量函数（IMF）的选择，星团中的总恒星分数仅比M \approx 10 ^12 Msun晕中达到的峰值恒星分数低约3-5倍，如果IMF随着早期类型星系质量的增加而逐渐变得更重，则仅低约1.5-3倍，正如最近的观测所表明的那样。在这项研究中导出的M*-M关系的较大的归一化和斜率表明，在大质量晕中恒星形成的整体效率比以前认为的要低得多，并且在大质量晕中恒星形成的反馈…
2014-01-28 astro-ph.CO
The Black Hole Mass, Stellar M/L, and Dark Halo in M87
我们使用中心区域恒星光的高空间分辨率长缝观测、有效半径一半的二维恒星光运动学以及8个有效半径的球状星团速度来模拟M87（NGC 4486）的动力学结构。我们同时拟合了四个参数：黑洞质量、暗晕核心半径、暗晕圆速度和恒星质光比。我们发现一个质量为6.4（+-0.5 x10 ^9 Msun）的黑洞（不确定性为68%置信度，相对于其他参数而言被边缘化）。恒星M/L_V=6.3 ± 0.8。最佳拟合的暗晕核心半径为14+-2 kpc，假设核心对数势。最佳拟合的暗晕圆速度为715 ± 15 km/s。我们的黑洞质量比以前的恒星动力学测量值大2倍以上，我们推导出的恒星M/L比比以前的动力学测量值低2倍。当我们不包括一个黑暗的晕，我们测量的黑洞质量和恒星M/L比是一致的，与以前的措施，这意味着主要的区别是在模型的假设。由我们的模型得到的恒星M/L比与由M87的恒星星族模型得到的结果非常相似。黑洞质量不同的原因是因为我们允许M/L比随半径变化。暗晕随恒星的M/L比而退化，而M/L比又随黑洞质量而退化。我们认为，星系的动力学模型，不包括从暗晕的贡献可能会产生一个有偏见的结果为黑洞质量。这种偏差对于像M87这样光线轮廓较浅的星系来说尤其大，而对于光线轮廓较陡的星系来说可能不会那么严重，除非它们的恒星星族随半径有很大的变化。
2009-06-17 astro-ph.CO
Stellar mass-gap as a probe of halo assembly history and concentration: youth hidden among old fossils
我们调查使用的晕质量差距统计-定义为主机晕和它的最大的卫星subhalo之间的质量的对数差-作为探针的晕年龄和浓度。用宇宙学N体模拟研究了N ~25，000个质量范围为10^12.5 < M_halo/M_sol < 10^14.5的团簇晕。与以前的工作一致，我们发现晕的质量间隙与晕的形成时间和浓度有关。平均而言，年龄较大和浓度较高的晕有较大的晕质量差距，这种趋势是强于在类似的动态范围内的质量浓度关系。然而，由于卫星晕下总体的短暂性质，存在大量的散射，这限制了在逐个物体的基础上使用晕质量间隙统计。例如，我们发现20%的非常大的晕质量间隙系统（类似于“化石群”）是年轻的，并且可能经历了一个巨大的卫星次晕和中央次晕之间的合并。我们通过丰度匹配将晕质量隙与可观测的恒星质量隙联系起来。利用Sloan数字巡天数据Release 7构建的星系群星表，我们发现固定质量星系的恒星形成和结构性质不随恒星质量差的变化而变化。这是尽管变化的晕年龄~2.5 Gyr超过~1.2 dex的恒星质量差距。因此，我们没有发现证据表明，晕形成的历史显着影响星系的性质。
2013-09-02 astro-ph.CO
Stellar-to-halo mass relation of cluster galaxies
在等级形成模型中，星系团是由较小的星系团或孤立的星系吸积而形成的。在星系团的中心，吸积星系的性质发生变化。特别是，观测和数值模拟都表明它的暗物质晕被宿主的潮汐力剥离。我们使用星系-星系弱透镜来测量卫星星系的暗物质晕的平均质量作为到宿主中心的投影距离的函数，对于不同的恒星质量箱。假设银河系中的恒星成分较少受到潮汐剥离的干扰，恒星质量可以被用来作为坠落质量的代理。我们研究恒星晕质量关系的卫星作为集群中心距离的函数来测量潮汐剥离。我们使用DES科学验证档案，CFHTLenS和CFHT条纹82（CS 82）调查的剪切目录，我们从redMapPer星团目录中选择卫星。对于位于星系团外围的星系，我们发现恒星晕质量关系与\citet{moster2013}对中心星系的理论预期吻合得很好。在星系团的中心，我们发现，这种关系被转移到较小的晕质量为一个给定的恒星质量。我们将这一发现解释为高密度环境中暗物质晕潮汐剥离的进一步证据。
2017-09-07 astro-ph.CO
Correlations of Dark Matter, Gas and Stellar Profiles in Dark Matter Halos
类似质量和红移的晕在它们的微分性质上表现出很大程度的可变性，例如暗物质、热气体和恒星质量密度分布。这种变异性是这些暗物质晕的形成历史的多样性的指标，反映在平均关系的散射耦合。在这项工作中，我们表明，这种耦合的强度取决于测量晕配置文件的规模。通过分析输出的IllustrisTNG流体动力学宇宙学模拟，我们报告的径向和质量依赖的耦合之间的暗物质，热气体，和恒星质量径向密度分布利用人口多样性在暗物质晕。我们发现，对于相同质量的晕，重子和暗物质密度分布的散射在大尺度上是强耦合的（$r>R_{200}$），而气体和暗物质密度分布的耦合在晕核附近逐渐减弱（$r < 0.3 R_{200}$）。然后，我们表明，晕轮廓和积分量之间的相关性诱导半径依赖的添加剂的偏见时，晕的轮廓观测选择的性质，而不是他们的质量。我们讨论了这种效应对星系团丰度和交叉相关宇宙学与多波长宇宙学调查的影响。
2022-05-31 astro-ph.CO
The Growth of Galaxy Stellar Mass Within Dark Matter Halos
我们研究星系中恒星质量的演化作为主机晕质量的函数，使用“MPA”和“达勒姆”半解析模型，实现千年运行模拟。两种模型的结果相似。我们发现，在现今质量小于~10^{12} Msun/h的晕中，大约45%的恒星质量已经在z~1处就位。对于更大质量的晕，这一比例增加到约65%。恒星形成效率的峰值从z~1到z~0向低质量晕移动。低质量晕中恒星质量的增长主要来自于恒星形成，而高质量晕中恒星质量的增长主要来自于恒星合并。这些趋势清楚地表明“光环缩小”。我们将我们的发现与Zheng，Coil和Zehavi（2007）开发的现象学方法的结果进行比较。理论预测与这些结果定性一致，但有很大的差异。其中最重要的一个是关于z~1处已经存在于祖星系中的恒星数量，这在两个半解析模型中大约是两倍。我们还使用半解析星表来测试不同的假设，在这项工作中，并说明了平滑吸积的暗物质时，估计合并的贡献的重要性。我们表明，从星系晕连接研究星系演化的方法是强大的约束理论模型，可以指导未来的努力模拟星系演化。相反，半解析模型在改进这些方法方面发挥着重要作用。
2011-04-03 astro-ph.CO
Galaxy clustering in the NEWFIRM Medium Band Survey: the relationship between stellar mass and dark matter halo mass at 1 < z < 2
利用NEWFIRM中带巡天（NMBS）的数据，我们分析了星系团在1 < z < 2处随恒星质量的变化。NMBS产生的精确的光度红移和恒星质量使我们能够定义一系列质量有限的星系样本，这些星系的质量分别大于0.7、1和3 × 10^10 Msun，红移间隔分别以z = 1.1、1.5和1.9为中心。在每个红移区间，我们发现，存在着很强的依赖性的集群强度的恒星质量限制的样品，更大的质量星系表现出更高的集群振幅在所有尺度上。我们进一步解释我们的集群测量在LCDM宇宙学背景下使用星系集群的晕模型。我们发现，中心星系和卫星星系的典型晕质量随着恒星质量的增加而增加，而卫星部分随着恒星质量的减少，定性上与z < 1时相同。在我们狭窄的红移范围内，我们几乎没有看到恒星质量与晕质量关系的任何红移依赖性的证据。然而，当我们与z~0处的类似测量进行比较时，我们看到了这种关系发生变化的明确证据。如果我们假设一个普适的重子分数，恒星质量与晕质量的比值揭示了已经转化为恒星的重子的分数。我们看到，中心星系的恒星形成效率的峰值在更高的红移处向更高的晕质量移动，从z~0处的~ 7 × 10^11 Msun移动到z~1.5处的~ 3 × 10^12 Msun，揭示了“晕缩小”的证据。最后，我们表明，在z > 1的高度偏置的星系种群之间的测量空间密度和集群和晕模型预测的可能存在差异。这可能意味着在这些红移处，晕圈模型的一…
2010-12-08 astro-ph.CO
Clustering properties of galaxies selected in stellar mass: Breaking down the link between luminous and dark matter in massive galaxies from z=0 to z=2
我们研究了从帕洛玛天文台宽视场红外巡天中选取的恒星质量M*> 10^10 M（太阳）的18,482个星系在红移0.4<z<2.0时的成团情况。我们研究这些恒星质量选择的样本作为红移和恒星质量的函数的聚类特性，并讨论了测量的聚类强度的影响，他们可能的晕质量。我们发现，具有高恒星质量的星系有一个逐步更高的集群强度，和振幅，比星系较低的恒星质量。我们还发现，在一个固定的恒星质量范围内的星系有一个较高的集群强度在较高的红移。我们进一步使用我们测量的聚集强度，结合Mo & White（2002）的模型，来确定这些星系的暗物质晕的平均总质量。我们的结论是，在我们的样本中的所有星系的恒星质量总质量比总是低于普遍重子质量分数。使用我们的研究结果，并从文献汇编，我们还表明，有一个很强的相关性之间的恒星质量总质量比和派生晕质量的中心星系，这样，更大的质量晕包含一个较低的分数，其质量的形式在我们的整个红移范围内的恒星。对于质量M（晕）> 10^13 M（太阳）的晕中的中心星系，我们发现这个比值<0.02，比普遍的重子质量分数低得多。我们表明，剩余的重子质量部分包括在这些晕中的卫星星系内的恒星，并作为弥漫的热和温暖的气体。我们还发现，在一个固定的恒星质量，恒星的总质量比增加在较低的红移。这表明，恒星质量固定的星系形成较晚的低质量暗物质晕，而较早的大质量晕。我们将其解释为“晕圈缩小”效应，然而，这种演变的一…
2010-03-14 astro-ph.CO
An analytic distribution function for a massless cored stellar system in a cuspy dark matter halo
我们证明了分布函数的存在，可以用来代表球形无质量的核心恒星系统嵌入尖状暗物质晕恒定温和的切向速度各向异性。特别地，对于β_0 = -0.5和不同的嵌入度，我们解析地导出了Hernquist暗晕中Plummer星球的分布函数的函数形式。该特定示例满足光分布的中心对数斜率γ_0 > 2 β_0的条件。我们的模型有类似于在附近的矮球状星系中观察到的速度色散曲线。因此，它们可以用来产生各种问题的初始条件，包括可能代表本星系群中矮星系的N体模拟。
2013-08-07 astro-ph.CO
Direct detection of galaxy stellar halos : NGC 3957 as a test case
我们提出了一个直接检测的S 0星系NGC 3957的边缘上的恒星晕，使用超深VLT/VIMOS V和R图像。这是通过基于红外技术的天空相减策略来实现的。这些观测使我们能够达到前所未有的高信噪比高达15千秒差距远离星系中心，使光子噪声可以忽略不计。1西格玛的检测限为R = 30.6 mag/arcsec^2，V = 31.4 mag/arcsec^2。我们进行了彻底的分析可能影响数据的系统误差的可能来源：平场，CCD响应的差异，天空背景的缩放，扩展光晕本身，和PSF机翼。我们得出的结论是，V-R色的NGC 3957晕，计算5和8千秒差距以上的盘平面的系统误差是适度的，是一致的老的，优先贫金属的正常恒星星族，就像在附近的星系晕，从他们的解决恒星内容的研究揭示。我们没有发现支持的极端红色的颜色在早期的研究中发现的扩散晕发射，我们认为这可能是由于残留的系统误差。
2010-02-03 astro-ph.CO
The stellar and dark halo mass assembly of galaxies
星系恒星质量（Ms）大会的新兴经验图片显示，星系人口的积累收益从上到下的Ms。通过连接星系LCDM晕和他们的历史，个人（平均）MS增长轨迹可以推断。这些轨迹表明，大质量星系越早聚集它们的M，晕的质量就越大，而质量较小的星系仍在M中活跃生长，越活跃，晕的质量就越小。预测的恒星形成率作为质量的函数，以及将活跃星系与被动星系分开的典型质量的缩小与直接观测结果一致。这意味着LCDM情景与这些观察结果是一致的。现在的挑战是理解重子物理学，它驱动着星系的恒星质量集合从它们相应的晕的质量集合（从晕增大到星系缩小）的显著和系统性的转变。
2011-03-22 astro-ph.CO
Gravitational potential drives the concentration dependence of the stellar mass-halo mass relation
Durham University（杜伦大学）；Leiden University（莱顿大学）；Università degli Studi di Milano Bicocca（米兰比可卡大学）；University of Vienna（维也纳大学）；University of Hull（赫尔大学）
研究发现引力势深度影响恒星质量-暗物质晕质量关系的散射，通过分析恒星金属度和浓度相关性，支持深引力势抑制反馈喷流从而增强物质保留的机制。
2026-08-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Physical Correlations of the Scatter between Galaxy Mass, Stellar Content, and Halo Mass
我们使用宇宙机器来分析中央星系质量，晕中的总恒星质量和暗物质晕质量之间的散射源。我们还提出了一个新的晕质量估计，cen+N质量：中央和N个最大质量的卫星的恒星质量的总和。我们表明，当真正的空间位置是完全已知的，cen+N质量分散的竞争与基于丰富度的估计。然而，在红移空间中，cen+N质量受到宇宙机器模型中投影效应的影响较小。因此，cen+N质量是一个可行的低散射晕质量估计，并应被视为一个重要的工具，以约束宇宙学与即将到来的光谱数据从DESI。我们分析了恒星质量的散射在固定的晕质量，并表明，在晕中的恒星总质量是不相关的次级晕属性，但中央恒星质量是晕质量和晕年龄的函数。这是因为在较老的晕中，中央星系有更多的时间通过吸积而成长。如果UniverseMachine模型是正确的，那么对大质量选定样本的准确星系晕建模除了质量之外还需要考虑晕的年龄。
2019-05-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo Mass and Assembly History Exposed in the Faint Outskirts: the Stellar and Dark Matter Haloes of Illustris Galaxies
我们使用Illustris模拟来深入了解围绕星系的外部低表面亮度区域的建立。我们的特点是恒星晕的对数斜率的球形平均恒星密度分布，alphaSTARS在z=0，我们与这些斜率的基本暗物质（DM）晕，他们的中央星系，和他们的组装历史的属性。我们分析了大约5,000个星系的样本，每个星系的粒子数超过5x10^4，并且跨越了各种形态和晕质量（3x10^11 < Mvir < 10^14 Msun）。我们发现恒星晕斜率和总晕质量之间有一个很强的趋势，质量较大的天体比质量较小的天体具有较浅的恒星晕（在所研究的质量范围内，-5.5 \pm 0.5 < alphaSTARS <-3.5 \pm 0.2）。在固定的晕质量，我们表明，盘状，蓝色，年轻，更大的星系所包围的显着陡峭的恒星晕比椭圆形，红色，老年人，质量较低的星系。总的来说，恒星密度剖面下降更陡峭的基础DM，并没有明确的趋势之间的恒星斜率和DM晕浓度。然而，最近形成的DM晕，或从坠落的卫星吸积较大比例的恒星质量，表现出较浅的恒星晕比他们的老类似物具有类似的质量，由达Delta（alphaSTARS）~ 0.5-0.7。我们的研究结果，结合最近对M31和银河系截然不同的恒星幂律指数的测量，似乎有利于一个大质量的M31，以及一个在过去10个Gyrs中比它的同伴更安静的吸积历史的银河系。
2014-09-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Diverse Stellar Haloes in Nearby Milky Way-Mass Disc Galaxies
我们已经研究了解决恒星星族在大银河系中心的距离沿短轴（从10 kpc到40和75 kpc之间），有限的长轴覆盖范围内，附近的六个高度倾斜的银河系质量盘星系使用HST数据的GHOSTS调查。我们选择红巨星支星来获得恒星晕密度分布。投影的短轴密度分布可以近似为幂律，投影斜率介于$-2$和$-3.7$之间，恒星晕质量的多样性为$1-6\times 10^{9}M_{\odot}$，或总星系恒星质量的$2-14\%$。由于子结构，光滑幂律拟合周围的典型固有散射是$0.05-0.1$ dex。通过比较短轴和长轴轮廓，我们推断出在$0.4-0.75$之间的$\sim 25$ kpc处的投影轴比$c/a$。GHOSTS的恒星晕是多种多样的，介于银河系和M31的（相当非典型的）晕所描绘的极端之间。我们发现恒星晕金属丰度和恒星晕质量之间有很强的相关性。我们比较我们的结果与宇宙学模型，发现我们的观测和吸积模型之间的良好协议，恒星晕的矮卫星的破坏形成。特别是，恒星晕金属丰度和质量之间的强观测相关性是自然再现。低分辨率的流体动力学模型具有不切实际的高恒星晕质量。目前的高分辨率流体动力学模型似乎预测恒星晕质量略高于观察到的，但合理的金属丰度，金属丰度梯度和密度分布。
2016-11-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Architecture of the Andromeda: a quantitative analysis of clustering in the inner stellar halo
我们提出了一个定量测量的集群存在于内部$\sim30$ kpc的仙女座星系（M31）的恒星晕的量。为此，我们分析了M31恒星晕中精心挑选的行星状星云（PNe）的角位置和径向速度。我们研究了角位置和视线速度空间中成对距离的累积分布，发现M31恒星晕中包含的近对恒星比无特征的光滑晕中包含的近对恒星要多得多。与平滑/杂乱分布相比，我们估计M31内晕中的聚集过剩在最大值和平均值$\sim 20\%$上大致为$40\%$。更重要的是，与\cite{2005ApJ...635..931B}的11个恒星晕模型相比，这是在$Λ{\rm CDM}$宇宙学范式的背景下模拟的，我们发现，在M31恒星晕的子结构的数量非常类似的一个典型的$Λ{\rm CDM}$晕。
2016-10-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Auriga Stellar Haloes: Connecting stellar population properties with accretion and merging history
我们研究恒星晕的御夫座模拟，一套30宇宙磁流体动力学高分辨率模拟银河系质量的星系与移动网格代码AREPO。我们研究晕的全球性和径向配置文件到$\sim 150$ kpc的每个星系。御夫座晕在质量和密度分布、平均金属丰度和金属丰度梯度、年龄和形状上各不相同，反映了其吸积和合并历史中固有的随机性。与附近的晚型星系的观测比较显示，大多数观测和模拟晕属性之间非常好的协议。然而，御夫座光环通常太大了。我们发现人口梯度和大规模组装的历史之间的连接：星系与几个显着的祖先有更多的大规模晕，拥有大的负晕金属丰度梯度和陡峭的密度分布。吸积星系的数量，无论是破裂或破裂，贡献90%的吸积晕质量范围从1到14，中位数为6.5，它们的恒星质量跨越三个数量级。观测到的晕质量-金属丰度关系很好地再现了御夫座，是由恒星质量和金属丰度的主要卫星贡献者。这种关系不仅被发现的吸积组件，但也为总（吸积+原位）恒星晕。我们的研究结果突出了可观测的晕属性来推断星系的组装历史的潜力。
2019-02-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tomography of stellar halos: what does anisotropy in a stellar halo tell us?
银河系的恒星晕被认为是一个高亮度的结构，这是由于存在潮汐碎片和来自卫星星系的吸积流。这些子结构的丰度和分布可以为银河系的组装历史提供丰富的信息。我们使用一些信息理论的措施，研究在一组银河系大小的恒星晕的布洛克和约翰斯顿套件的模拟，使用混合的方法耦合半解析和N-体技术的各向异性。我们的分析表明，在每个恒星晕的整个天空的各向异性增加与距离其中心，并最终高原超过一定的半径。所有的恒星晕在半径为$\sim 50$ kpc的范围内都具有非常光滑的结构，而在外围具有高度各向异性的结构。在给定半径处，在固定极角或方位角处的各向异性具有两个不同的分量：（i）近似各向同性分量和（ii）在小空间尺度上具有大密度波动的分量。我们删除的子结构和任何非球形形状的晕随机化的极坐标和方位角坐标的恒星粒子，同时保持其径向距离固定的贡献。我们观察到，各向异性的波动部分被完全消除，并且各向异性的近似均匀的分量在球化后显著减少。原始晕和它们的球形化版本之间的比较表明，近似均匀的各向异性部分源于离散噪声和晕的非球形形状，而子结构有助于波动部分。我们表明，这种各向异性之间的区别有可能约束的形状的恒星晕及其子结构。
2022-10-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar Population Variations in the Milky Way's Stellar Halo
如果盘状星系的恒星晕是由矮星系的分裂形成的，模型预测这些晕内的恒星星族会有高度结构化的变化。我们通过研究蓝色水平分支星（BHB星;在旧的，金属贫乏的人口中更丰富）与主序关闭星（MSTO星;所有人口的一个特征）在银河系恒星晕中的比例来测试这一预测。我们开发并应用了一种改进的技术，仅使用ugr颜色信息来选择BHB星，产生了约9000 g<18个候选者的样本，其中约70%是BHB星。我们在MSTO恒星绝对星等分布所允许的距离分辨率下，绘制了约1/4天空的BHB/MSTO比率。我们发现在恒星晕中BHB/MSTO星比的变化很大。以前确定的，流状晕结构具有独特的BHB/MSTO比，表明不同的年龄/金属丰度。一些晕圈特征，例如，低纬度结构，似乎几乎完全没有BHB星，而其他结构似乎富含BHB星。人马座的潮汐流显示出明显的变化，BHB/MSTO比沿其范围内，我们解释在祖矮星系内的人口梯度。我们对不同恒星晕子结构之间的相干恒星星族变化的探测为恒星晕生长的宇宙学动机模型提供了更多的支持。
2010-10-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The First Systematic Survey of Stellar Halos in High-Inclination Galaxies Reveals Unusually Quiescent Merger Histories of Nearby Galaxies
University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）；Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；University of Oxford（牛津大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉各拉纳大学）
本研究通过系统性调查高倾角星系恒星晕，发现近邻星系的恒星晕分数异常低，暗示安静的合并历史。
2026-02-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Aging Halos: Implications of the Magnitude Gap on Conditional Statistics of Stellar and Gas Properties of Massive Halos
冷暗物质模型预测，大尺度结构是分级生长的。小的暗物质晕首先形成。然后，它们通过不断的合并和增生而逐渐成长。这些晕以热气体和冷恒星相的形式容纳了宇宙中大部分的重子物质。要确定重子是如何划分成这些阶段的，需要对星系形成及其组装历史进行详细的建模。推测相同质量晕的形成时间可能与它们的重子含量有关。为了评估这一假设，我们采用了由IllustrisTNG项目的TNG 300解决方案实现的质量高于$10^{14}\,M_{\odot}$的晕。形成时间不能直接观察。因此，我们依赖于最亮和第四亮晕星系成员之间的星等差距，这表明跟踪主机晕的形成时间。我们计算条件统计的恒星和气体含量的晕条件的总质量和星等差距。我们发现星等差与气体质量、BCG恒星质量和卫星星系恒星质量有很强的相关性，但与晕的总恒星质量没有相关性。视星等差的条件化可以减少晕性质-晕质量关系的离散性，并对条件协方差有显著影响。散射的减少可以达到30%，这意味着更准确的晕质量预测。利用晕丰度来解释星等间隙有可能改善宇宙学约束，并使我们能够深入了解这些系统中的重子演化。
2020-01-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The stellar-to-halo mass relation for Local Group galaxies
我们认为，一个单一的幂律晕质量分布是适当的直接匹配到所观察到的本群矮星系的恒星质量，允许确定的斜率的恒星质量晕质量关系的低质量星系。晕群众的错误被定义为泊松噪声的模拟本地组实现，我们确定使用受约束的本地宇宙模拟（CLUES）。对于恒星质量范围10 $^7$ <M*<10 $^8$ M $_\odot$，我们可能有一个完整的普查观测星系，我们发现，恒星质量晕质量关系遵循幂律与斜率为3.1，显着陡峭比大多数值在文献中。恒星质量和晕质量之间的陡峭关系表明，本星系群矮星系由质量范围较小的暗物质晕构成。我们的方法是强大的恒星质量的人口普查所观察到的本星系群星系是完整的，但显着的不确定性，在目前测得的斜率的恒星晕质量关系将显着降低，如果本星系群的完整性限制是$10^{6.5}$ M $\odot$或以下，突出了这样的限制，以较低的质量和较大的体积的重要性。
2014-02-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Reaching for the Edge II: Stellar Halos out to Large Radii as a Tracer of Dark Matter Halo Mass
University of Maryland（马里兰大学）；Tsinghua University（清华大学）；University of California, Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）；Santa Cruz Institute for Particle Physics（圣克鲁兹粒子物理研究所）
针对最亮星系团星系恒星晕外围质量最优径向定义不明确的问题，本研究通过类HSC模拟观测管线分析IllustrisTNG模拟数据，确定了最优环带半径范围，提出了晕质量相关的Sérsic拟合函数，可支撑未来巡天通过深度成像推断暗物质晕质量。
2025-11-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
A "Universal" Density Profile for the Outer Stellar Halos of Galaxies
星系外围的星晕包含了星系形成历史的重要信息，因为外围的弛豫时间尺度足够长，可以保存记忆，而中心部分的单个形成事件的信息由于混合、恒星形成和弛豫而长期丢失。为了揭示这些微弱的外晕区域中编码的一些信息，我们研究了从完全流体动力学高分辨率宇宙学模拟中选择的星系的恒星外围，称为Magneticum。我们发现，在一个广泛的质量范围内的星系外恒星晕的密度分布可以很好地描述了Einasto轮廓。对于固定的总质量范围，Einasto拟合的自由参数密切相关。星系合并事件越多，其外恒星晕的弯曲度越小，但是，我们没有发现弯曲度与星系形态相关的迹象。外部恒星晕密度的Einasto形状也可以解释银河系和仙女座外部恒星晕之间观察到的差异。
2016-05-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the origin of the stellar halo and multiple stellar populations in the globular cluster NGC 1851
我们认为，所观察到的球状星团（GC）NGC 1851周围的恒星晕是它在其已不复存在的宿主矮星系的中心区域形成的证据。我们数值研究了在强潮汐场作用下嵌入大质量暗物质晕中的有核矮星系的长期动力学演化。矮星系被认为有一个恒星核（或核星团），可能是NGC 1851的祖先。我们发现，虽然暗物质晕和恒星的外壳的主矮星NGC 1851可以几乎完全剥离在其轨道演化过程中围绕银河系，一小部分的恒星在矮星可以保持被困在引力场的核。被剥离的核心可以被观测为没有或几乎没有暗物质的NGC 1851，而核心周围的恒星可以被观测为NGC 1851周围的弥散恒星晕。模拟的恒星晕呈对称分布，密度斜率为~ -2，在距离NGC 1851 ~ 200 pc范围内没有潮汐尾。我们发现，两个GC可以相互合并，形成一个新的核GC嵌入场星由于低恒星速度色散的主机矮。这一结果没有假设的年龄和/或化学丰度的两个合并的GC。因此，观察到的恒星晕和NGC 1851中特有的多个恒星星族表明，NGC 1851最初可能形成于一个古老矮星系的中心区域。
2011-09-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing the spatial and velocity anisotropies in stellar halos from the Aquarius simulations
本研究基于Aquarius模拟分析恒星晕的空间与速度各向异性，明确了内、外晕各向异性的不同成因，指出结合两类各向异性研究可揭示恒星晕的结构与组装历史。
2024-08-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the Edge: the relation between stellar and dark matter haloes of Milky Way-mass galaxies
利用APOSTLE宇宙流体动力学模拟研究了类银河系中吸积恒星晕和暗物质晕的形成。我们表明，恒星晕主要是由从少数大质量矮星剥离的恒星组成的，其中大多数都被今天的破坏。另一方面，暗物质晕主要由小的未分辨的次晕（$\lesssim 10^6$ M $_{\odot}$）和一个由从未与次晕结合的粒子组成的"光滑“成分组成。尽管存在这些差异，构成恒星晕大部分的大质量矮星也贡献了相当大一部分的暗物质。从这些矮星上剥离下来的恒星和暗物质通过它们的运动学联系在一起，这在晕的相空间结构中留下了印记。我们研究了恒星相空间中焦散线等特征的位置与暗晕特性之间的关系。我们表明，“边缘”的恒星晕是一个探针的暗物质晕质量和组装历史。银河系质量星系的边缘在表面亮度为$^{-2}$ 31-36等角秒时应该是可见的。
2023-02-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spatial and velocity anisotropies of stellar halos across cosmic web environments: Insights from IllustrisTNG simulation
Visva-Bharati University（维斯瓦-巴拉蒂大学）
研究宇宙网环境对恒星晕空间和速度各向异性的影响，发现其作用较弱，主要由小尺度过程驱动。
2025-12-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The stellar-to-halo mass relation over the past 12 Gyr
了解星系的性质是如何与它们所处的暗物质晕联系在一起的，以及它们是如何共同进化的，是约束与星系形成相关的过程的有力工具。恒星晕质量关系（SHMR）及其在宇宙历史上的演变提供了对星系形成模型的见解，并允许在N体暗物质模拟中将星系质量分配给晕。我们使用的统计方法来连接观测到的星系恒星质量函数的COSMOS领域的暗物质晕质量函数的DUSTGRAIN模拟和理论参数化从z=0到z=4。我们还提出了一个经验模型来描述恒星晕质量关系的演化作为红移的函数。我们计算了星系的恒星形成效率（SFE），并与以前的工作和半解析模型的结果进行了比较。
2020-01-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Connection between Halo Assembly History and the Stellar Distribution I: The Central Stellar Mass - Richness Plane
Tsinghua University（清华大学）；University of California（加州大学）；University of Maryland（马里兰大学）；New York University Abu Dhabi（纽约大学阿布扎比分校）
利用 IllustrisTNG-300 模拟，研究发现中心恒星质量与卫星富度作为晕质量代理在群级质量上相似但组装历史不同，中心恒星质量-富度平面可有效选择具有特定吸积历史的暗物质晕。
2026-09-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The accreted stellar halo as a window on halo assembly in L* galaxies
理论和观测一致认为，类银河系星系的吸积星晕（ASHS）显示出显著的散射。我利用这种随机性来反转晕组装历史（HAH）和灰之间的联系，使用模拟ASHS对应于750 $Λ$ CDM HAH，共享最终位力质量的$M_{h}(z=0)=10^{12.25}M_\odot$。贫/富ASHs的聚集遵循正交生长模式。在快速增长阶段，具有丰富的ASH的颗粒在$0.5\lesssim z_{infall}\lesssim1.5$经历具有高维里质量比（HVMR，$M_s/M_h\gtrsim 0.1$）的吸积事件（AE）。在这些卫星被$z=0$破坏的情况下，这使吸积的恒星质量最大化。在类似的时间，具有较差的ASH的主机通过较小的合并缓慢增长，只有最近的HVMR AE：这导致全球更丰富的卫星群和独特的幸存大质量卫星（恒星质量$\log M_{s,*}/M_\odot\gtrsim 9$）。银河系的几个性质与这个框架的预测相一致，这些预测针对的是具有较差的、集中的灰星的宿主，包括：i）最近人马座和麦哲伦云的陷落，ii）其暗晕的浓度可能高于平均水平，iii）其晕中相当大一部分恒星星族的快速化学富集的特征。
2017-03-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Stellar Property Statistics of Massive Halos from Cosmological Hydrodynamics Simulations: Common Kernel Shapes
我们研究恒星属性的统计数据，包括卫星星系的占领，实现了三个宇宙流体动力学模拟：BAHAMAS + MACSIS，TNG 300的IllustrisTNG套件，和Magneticum探路者的大规模晕人口。模拟采用了独立的子网格方法，空间分辨率从$1.5$到$6$ kpc，每一个都产生了$1000$或更多的光环样本，$M_{\rm halo}> 10^{13.5} M_{\odot}$在红移$z=0$。应用本地化，线性回归（LLR），我们提取晕质量条件统计（归一化、斜率和内协方差），包括：i）$N_{sat}$，具有恒星质量的卫星星系的数量，晕半径$R_{200c}$内的$M_{\star, \rm sat} > 10^{10} M_{\odot}$; ii）$M_{\star,\rm tot}$，该半径内的总恒星质量，以及; iii）$M_{\star,\rm BCG}$，中心星系在$100 \, \rm kpc$半径范围内的引力束缚恒星质量。标度参数与晕质量的三个属性之间的模拟显示出轻微的差异，部分原因是数值分辨率，但有定性协议的属性相关性，晕具有小于平均中心星系往往也有较小的总恒星质量和大量的卫星星系。边缘化的总晕质量，我们发现卫星星系内核，$p(\ln N_{sat}\,|\,M_{\rm halo},z)$一贯向左倾斜，偏度参数$γ= -0.91 \pm 0.02$，而$\l…
2020-01-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Feedback and the Formation of Dwarf Galaxy Stellar Halos
恒星星族研究表明，在所有环境中的低质量星系都表现出比星系主体更古老和更球形分布的恒星晕。在某些情况下，有一个显着的中间年龄的组成部分，延伸到年轻的磁盘。我们研究了一套光滑粒子流体动力学（SPH）模拟，发现提高早期恒星形成活动与超新星反馈相结合，可以产生一个扩展的恒星分布，类似于这些晕的模型星系范围从$v_{200}$ = 15公里秒$^{-1}$到35公里秒$^{-1}$，而不需要吸积的subhalos。
2009-02-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Resolved Stellar Halo of NGC 253
我们已经获得了麦哲伦/IMACS和HST/ACS的成像数据，解决红巨星分支恒星的恒星晕的星暴星系NGC 253。HST数据覆盖的区域很小，使我们能够准确地解释地面数据，这些数据覆盖了30%的晕，距离为30 kpc，使我们能够对本星系群之外的恒星晕的全球性质和结构进行详细的定量测量。晕的几何形状与盘的几何形状相同，非常平坦，投影轴比为b/a ~ 0.35 +/- 0.1。晕的总恒星质量估计为M_halo ~ 2.5 +/- 1.5 x 10^9 M_sun，或星系总恒星质量的6%，并具有投影径向依赖性，遵循指数为-2.8 +/- 0.6的幂律，对应于三维幂律指数~-4。我们测量的NGC 253的总光度和轮廓形状比银河系和M31的等效值要大一些，也更陡一些，但在宇宙学背景下建立的恒星晕属性的模型预测的分散范围内。晕内的结构可以在不同的尺度上看到：有一个小的kpc尺度的密度变化和一个大的架子状特征靠近中场。已经开发的技术将是必不可少的定量比较我们即将观测到的恒星晕的更大样本的晕形成的模型。
2011-04-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Outskirt Stellar Mass of Low-Redshift Massive Galaxies is an Excellent Halo Mass Proxy in Illustris/IllustrisTNG Simulations
Tsinghua University（清华大学）；University of California（加州大学）；University of Maryland（马里兰大学）；New York University Abu Dhabi（纽约大学阿布扎比分校）；University of California, Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）；Santa Cruz Institute for Particle Physics（圣克鲁兹粒子物理研究所）
本文利用Illustris和IllustrisTNG模拟发现，低红移大质量星系50-100 kpc的外围恒星质量是极佳的暗物质晕质量代理，优于其他孔径质量和累积恒星质量，有助于深化星系-晕连接理解。
2025-09-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Salpeter IMF and an NFW halo: Disentangling the dark and stellar mass of an elliptical galaxy through precise lens modelling of a double-source-plane system
University of Portsmouth（朴茨茅斯大学）；The University of Sydney（悉尼大学）
通过双源平面系统透镜建模，研究暗物质和恒星质量的区分，发现恒星质量-光度比接近常数，暗物质晕符合NFW模型，结果对未来欧几里得任务的暗物质研究有指导意义。
2026-07-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The origin of scatter in the stellar mass - halo mass relation of central galaxies in the EAGLE simulation
我们利用流体动力学EAGLE模拟研究了中心星系恒星质量-晕质量关系中散射的大小和来源。我们分离的原因和影响相关的恒星质量的重子模拟与晕属性匹配的暗物质（DMO）模拟。恒星质量的散射随红移而增加，随晕质量而减少。在$z = 0.1$时，从$M_{200, \rm DMO} \approx 10^{11}$ M $_{\odot}$时的0.25 dex下降至$M_{200, \rm DMO} \approx 10^{13}$ M $_{\odot}$时的0.12 dex，但在$10^{12}$ M $_{\odot}$以上趋势较弱。对于$M_{200, \rm DMO} < 10^{12.5}$ M $_{\odot}$，高达0.04 dex的散射是由于晕圈浓度的散射。在固定的晕质量下，较大的恒星质量对应于较集中的晕。这可能是因为更高的浓度意味着更早的形成时间，因此有更多的时间用于吸积和恒星形成，和/或因为反馈在具有较高结合能的晕中效率较低。因此，最大圆速度，$V_{\rm max, DMO}$，结合能比晕质量更基本的属性，这意味着他们是更准确的恒星质量的预测，我们提供拟合公式与恒星质量的关系。然而，浓度本身不能解释$M_{\rm star} - M_{200, \rm DMO}$关系中的总散射，也不能解释$M_{\rm star} -V_{\rm max, DMO}$中的散射。晕自旋…
2016-11-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The COSMOS-UltraVISTA stellar-to-halo mass relationship: new insights on galaxy formation efficiency out to $z\sim5$
使用精确的星系恒星质量函数测量的COSMOS领域，我们确定的恒星晕质量关系（SHMR）使用参数丰度匹配技术。宇宙中独特的大小和高度完整的恒星质量估计的组合使我们能够确定SHMR在很宽的范围内的晕质量从$z\sim0.2$到$z\sim5$。在$z\sim 0.2$，恒星与晕的质量含量之比在特征晕质量$M_{\rm h} =10^{12} M_\odot$处达到峰值，并在更高和更低的晕质量处下降。这种特征晕质量随着红移而增加，在$z\sim2.3$达到$M_{\rm h} =10^{12.5} M_\odot$，并保持平坦直到$z=4$。我们认为，在我们的恒星质量测量的不确定性的主要来源，也在文献中的晕质量估计的变化。我们表明，我们的研究结果是强大的这些来源的不确定性，并探讨可能的解释我们的结果和那些发表在文献中的差异。特征晕质量随红移的稳步增加表明，在高红移下，冷气体流入在驱动恒星形成方面变得越来越重要，但需要更大的大质量星系样本来严格检验这一假设。
2019-06-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
The elusive stellar halo of the Triangulum Galaxy
大星系的星晕是研究星系演化过程的重要手段。它们是原银河系云坍缩期间恒星形成初期的残余物，加上古代和正在进行的吸积事件的印记。在此之前，我们已经报道了在本星系群螺旋星系三角座星系（M33）中探测到一个可能的、微弱的、扩展的恒星晕。然而，M33周围的亚结构的存在使得对这一特征的解释变得困难。在这里，我们采用了泛仙女座考古调查（PAndAS）的最终数据集，结合改进的校准和新衍生的污染模型，该地区重新审视这一主张。与一系列新的拟合算法，充分考虑污染和大量的子结构以外的突出恒星盘在M33，我们重新分析周围分离的信号的恒星晕和外晕子结构。使用更强大的搜索算法，我们没有检测到一个大规模的顺利恒星晕，并把这样一个功能的$μ_V$ = 35.5磁每平方角秒，或总晕光度$L < 10^6L_{\odot}$的最大表面亮度的限制。
2016-07-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Heated Disc Stars in the Stellar Halo
质量比Msat：Mhost ~ 1：10的小吸积事件在LCDM宇宙学中很常见。我们使用高分辨率的模拟银河系模拟系统，这些合并可以动态地弹出盘星到一个漫射光组件，类似于一个恒星晕空间和运动学。对于不同的轨道构型，我们发现~3- 5e 8 Msun的原始星盘物质被喷射到银道面上方大于5 kpc的距离。这种喷射的贡献与卫星星系本身的潮汐破裂所贡献的质量相似，尽管它的延伸程度较低。如果我们把我们的分析限制在盘平面上的近似太阳邻域，我们发现在那个区域中的初始盘星中有大约1%的星在运动学上被归类为晕星。我们的研究结果表明，银河系恒星晕的内部包含古老的盘状恒星，这些恒星可能是在向外部恒星晕输送物质的同一事件中被释放出来的。
2010-02-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Don't Forget the Forest for the Trees: The Stellar-Mass Halo-Mass Relation in Different Environments
暗物质晕和星系重子之间的联系在宇宙学流体动力学模拟中往往没有得到很好的约束和解决。因此，Halo Occupation Distribution（HOD）模型，分配星系晕质量的基础上，经常被用来解释集群观测，即使它是众所周知的，组装历史的暗物质晕是与他们的集群。在本文中，我们使用高分辨率的流体动力学宇宙学模拟比较星系的晕和恒星质量的增长在一个大规模的密度过大，那些在一个大规模的密度不足（规模约为20兆秒差距）。模拟再现装配偏差，晕有较早的形成时间在过密的环境比在undersense地区。我们发现，在质量在10 $^{11}$-10 $^{12.9}$ M $_{\odot}$之间的晕中，恒星质量与晕质量的比值在中心星系的过密区域较大.当我们强迫z=0时的局部密度（在2 Mpc以内）对于大尺度过密度和欠密度的星系是相同的时，我们发现了相同的结果。我们认为，这种差异可以解释为早期的形成时间，更多的相互作用，在早期与邻居，和更多的纤维喂养星系在过密区域的组合。这一结果使仅根据质量而不是考虑更大环境的恒星质量分配晕的标准做法受到质疑。
2015-09-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galactic stellar haloes in the CDM model
我们提出了六个模拟星系恒星晕的吸积矮星系在一个完全的宇宙学设置的潮汐破裂形成。我们的模型是基于宝瓶座项目，一套高分辨率的N体模拟个人暗物质晕。我们标记的粒子在这些模拟与恒星星族的Galform半解析模型预测的子集。我们的方法自洽地跟踪动力学演化和中断的卫星从高红移。幸存卫星的光度函数和结构特性与观测结果吻合良好，表明这种技术是适当的。我们发现吸积恒星晕是由少于5个重要的祖先星在1<z<7之间聚集而成的。这些祖先是古老的，富含金属的卫星，其恒星质量与最明亮的银河系矮球体相似。与以前的恒星晕模拟相反，我们发现这些主要贡献者中有几个作为自约束系统存活到今天。这些重要的祖先的数量和它们的下落时间都是固有的随机性。这导致了我们的恒星晕之间的巨大差异，这放大了它们的黑暗晕宿主形成历史之间的微小差异。恒星晕的质量和密度/表面亮度分布与银河系和M31的预期一致。每个晕都有复杂的结构，由混合良好的成分、潮汐流、贝壳和其他子成分组成。这种结构是不充分的光滑模型描述。我们找到一个吸积厚盘的例子。晕星和幸存的卫星之间年龄和金属丰度的对比与最近的观测结果基本一致。[摘要]
2010-04-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing galaxy formation models with the GHOSTS survey: The color profile of M81's stellar halo
本文利用HST ACS/WFC对GHOSTS巡天19个视场的观测资料，研究了M81最外层的恒星星族的性质。观察到的场探测到距离银河系中心约50 kpc的投影距离的恒星晕。在F606 W和F814 W过滤器中观察每个视野。色星等图（CMD）的50%完整性水平通常位于红巨星分支（TRGB）尖端以下2等处。在距离近于15千秒差距的领域显示的证据盘占主导地位的人口，而在更大的距离领域主要是由晕星。M81晕CMD的RGB与~ 10 Gyr的等时线和[Fe/H] ~ -1.2 dex的等时线匹配良好，表明M81晕的优势恒星星族具有相似的年龄和金属丰度。M81晕的颜色分布宽度约为0.4等，中位值（F606 W-F814 W）约为1等，用23.7 <F814 W 15 kpc星等范围内的恒星测量< 25.5. When considering only fields located at galactocentric radius R >，没有发现晕的颜色梯度。我们将RGB M81晕星在~ 15和50 kpc的中间颜色之间的差异限制为0.03+/-0.11等，对应于假设10 Gyr的恒定年龄的径向范围内的金属丰度差异为0.08+/-0.35 dex。我们比较这些结果与模型预测的颜色恒星晕形成纯粹通过吸积的卫星星系。当我们以与HST数据相同的方式分析宇宙学激发的模型时，我们发现它们预测恒星晕没…
2013-02-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing Galaxy Quenching Theories with Scatter in the Stellar to Halo Mass Relation
我们使用恒星晕质量关系中的散射来约束星系演化模型。如果吸积重子转化成恒星的效率随时间而变化，那么具有相同现今质量但不同形成历史的晕将具有不同的z=0星系恒星质量。这是固定晕质量时恒星质量散射的来源之一，$σ_{\log M\ast}$。对于在z~2处经历恒星形成快速猝灭的大质量晕，触发这种猝灭的不同机制产生不同的$σ_{\log M\ast}$值。我们使用这个框架来测试各种模型，其中淬火开始后，星系越过阈值在以下物理量：红移，晕质量，恒星质量，恒星晕质量比。我们的模型是高度理想化的，随着更多的物理学被包括在内，可能会出现其他散射源。因此，我们的测试是一个模型是否可以产生低于观测范围的散射，为其他来源留下空间。最近的测量发现10^11 Msol星系的$σ_{\log M\ast}=0.16$ dex。在阈值随时间恒定的假设下，如此低的$σ_{\log M\ast}$值排除了所有这些模型，除了由恒星质量阈值引起的猝灭。大多数物理量，如金属丰度，如果与晕形成历史无关，则会增加散射。因此，为了减少给定模型的分散性，星系的性质将与形成历史紧密相关，从而为它们的聚集创造可测试的预测。理解为什么$σ_{\log M\ast}$如此之小可能是理解星系形成物理学的关键。
2016-07-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar Cores Live Long and Prosper in Cuspy Dark Matter Halos
University of Helsinki（赫尔辛基大学）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学）
研究通过模拟表明，具有核心的恒星系统可在尖峰暗物质晕中稳定存在，挑战了冷暗物质模型的某些结论。
2026-03-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
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。
2009-07-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detecting the disruption of dark-matter halos with stellar streams
银河系晕中狭窄的恒星流对暗物质晕下非常敏感，但许多暗物质晕下可能会被潮汐破坏。我计算恒星和暗物质流之间的相互作用，使用分析和$N$体计算，显示干扰对象可以检测到低浓度的subhalos。通过这种效应，我们可以限制晕的块状度，以及单个暗物质流的轨道和当前位置。这将对晕的形成以及对暗物质的直接和间接探测搜索产生深远的影响。
2016-02-10 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The Correlation Between Halo Mass and Stellar Mass for the Most Massive Galaxies in the Universe
我们目前的测量星系团作为其恒星质量的函数在重子振荡光谱调查。我们使用12种不同的方法来估计恒星质量，隔离的方法，在固定的晕质量具有最小的散射样本的聚类进行比较。在这个测试中，具有最小误差的恒星质量估计在固定数量密度下产生最高的聚类幅度。我们发现Chen et al（2012）的PCA恒星质量与晕质量的相关性最强。PCA质量使用了整个星系光谱，与其他仅使用光学光度信息的估计不同。使用PCA质量，我们测量的大尺度偏差作为Mgal的函数与logMgal>=11.4的星系，校正在我们的测量的低质量端的不完整性。使用丰度匹配的分析来连接暗物质晕质量恒星质量，我们构建的理论模型b（Mgal）匹配相同的恒星质量函数，但有不同的数量的散射在固定的晕质量，sigma_logM的恒星质量。使用这种方法，我们发现sigma_logM=0.18^{+0.01}_{-0.02}。这个值包括内在散射以及恒星质量的随机误差。为了部分去除后者，我们使用重复的光谱来估计恒星质量的统计误差，产生的上限为0.16德克斯的内在散射。
2016-07-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
