MassiveBlack-II模拟：晕和星系团到z~0的演化

类星体的多重性函数：来自MassiveBlackII模拟的预测

Multiplicity functions of quasars: Predictions from the MassiveBlackII simulation

我们研究了多个活动星系核系统（三重和四重，特别是）的\texttt{MassiveBlackII}模拟的红移范围内的$0.06\lesssim z \lesssim 4$。我们在不同的尺度（由成员活动星系核之间的最大距离定义）下识别活动星系核系统（具有热光度$L_{\mathrm{bol}}>10^{42}~\mathrm{ergs/sec}$），以确定活动星系核的多重性函数。这被定义为每单位\textit{richness} $R$的活动星系核系统的体积/表面密度，即一个系统中活动星系核的数量。我们发现，引力约束的多个活动星系核系统倾向于填充尺度的$\lesssim0.7~\mathrm{cMpc}/h$，这对应于角分离的$\lesssim100~\mathrm{arcsec}$和视线速度差$\lesssim200~\mathrm{km/sec}$。模拟包含$\sim 10$和$\sim100$三重/四重每$\mathrm{deg}^2$高达深度DESI（$g\lesssim24$）和LSST（$g\lesssim26$）成像分别;至少$20\%$这些应该是可检测的光谱调查。模拟的类星体（$L_{\mathrm{bol}}>10^{44}~\mathrm{ergs/sec}$）三重态和四重态主要存在于$1.5\lesssim z \lesssim 3$。它们的成员具有黑洞质量$1…

z~6类星体星系团的形成

The Formation of Galaxies Hosting z~6 Quasars

我们在包含恒星形成、黑洞吸积和相关反馈的自洽模型MassiveBlack中研究了z~6类星体所在星系的形成和性质。我们表明，MassiveBlack再现当前估计的星系恒星质量函数z=5，6。我们发现模拟中的类星体宿主是致密的富气系统，具有高的恒星形成率，SFR ~ 100-1000 Msun/yr，与观测到的Sloan类星体宿主在红移范围5.5 < z < 6.5的性质一致。我们发现，这些星系中的恒星形成气体主要来自高密度的冷流，这些冷流能够穿透晕并在中心生长星系。MassiveBlack预测偏离了当地的Mbh-西格玛和Mbh-Mstar关系，这意味着对于给定的恒星宿主，在这些红移下，黑洞的质量相对更大。

MassiveBlack-II模拟中星系的内禀排列：两点统计分析

Intrinsic alignments of galaxies in the MassiveBlack-II simulation: analysis of two-point statistics

星系与大尺度密度场的内在排列是即将到来的弱透镜巡天中的一个重要天体物理污染物。我们提出了详细的测量星系的内在排列和相关的椭圆度方向（ED）和投影形状（$w_{g+}$）关联函数的星系在宇宙流体动力学MassiveBlack-II（MB-II）模拟。我们仔细评估对星系形状的影响，不对准的恒星组件与暗物质的形状和两点统计迭代加权（质量和光度）的定义（减少和未减少）惯性张量。我们发现，迭代程序必须采用一个可靠的测量减少张量，但亮度与质量加权只有可以忽略不计的影响。ED和$w_{g+}$相关性的振幅都随着次晕质量的增加而增加（在$10^{10} - 6.0\times 10^{14}h^{-1}M_{\odot}$的范围内），在固定质量下具有弱的红移依赖性（从$z=1$到$z=0.06$）。在$z \sim 0.3$，我们预测一个$w_{g+}$，这是在合理的协议与SDSS LRG测量和振幅减少的一个因素$\sim 5$ -18星系在LSST调查。我们还比较了中心和卫星的内在对齐，在其宿主晕内清晰地检测到卫星径向对齐。最后，我们表明，$w_{g+}$（使用subhalos作为示踪剂的密度）和$w_{δ+}$（使用暗物质密度）的预测从模拟同意与非线性对准模型（NLA）的规模，其中2-晕项占主导地位的相关性（和制表相关的NLA拟合参数）。1-晕项在小尺度下诱导尺度依赖性偏倚，这在NLA模型中未…

MassiveBlack-II模拟中的星系核和内禀排列

Galaxy Shapes and Intrinsic Alignments in The MassiveBlack-II Simulation

星系形状与大尺度密度场的内在对齐是对弱透镜测量的污染，也是星系形成和演化的有趣标志（尽管理论上很难预测）。在这里，我们调查的形状和相对取向的恒星和暗物质的晕和subhalos（中央和卫星）提取的MassiveBlack-II模拟，一个国家的最先进的高分辨率流体动力学宇宙学模拟，其中包括恒星和AGN反馈量的$(100{h^{-1}\mathrm{Mpc}})^3$。我们考虑了从$z=1$到$0.06$的红移演化和在次晕质量范围内的质量演化，$10^{10} -6.0 \times 10^{14.0}{h^{-1}M_{\odot}}$。暗物质分布的形状通常比恒星物质定义的形状更圆。对于$M_{subhalo}> 10^{12.0}{h^{-1}M_{\odot}}$，在$z=0.3$上测得的恒星物质每分量的投影均方根（RMS）椭圆率为$e_\text{rms} = 0.28$，这与观测测量相比是有利的。我们发现，恒星和暗物质的形状更圆的质量较小的subhalos和较低的红移。通过直接测量恒星物质和暗物质子群的相对取向，我们发现，平均而言，两个组件之间的错位较大的质量较小的subhalos。对于$M \sim 10^{10} - 10^{14} {h^{-1}M_{\odot}}$，平均失准角与$\sim 30^{\circ}-10^{\circ}$不同，并显示出对红移的弱依赖性。我们…

根据MaNGA积分场巡天在暗条和星系自旋之间的排列

Alignment between filaments and galaxy spins from the MaNGA integral-field survey

晕和星系在周围大尺度结构坍缩的过程中获得角动量。这一过程在星系自旋和附近的细丝和薄片之间留下了印记。低质量的晕通过吸积到细丝上而生长，使它们的自旋与细丝对齐，而高质量的晕通过沿着细丝合并而生长，产生垂直于细丝的自旋。我们使用“宇宙网重建”算法应用于斯隆数字巡天主要星系样本和星系自旋的MaNGA积分场单位调查确定的细丝来搜索这种对齐信号。MaNGA产生星系旋转速度的地图，允许直接测量星系的旋转方向，或投射到天空的单位角动量矢量。我们没有发现星系自旋和灯丝方向之间的对齐的证据。我们确实发现了质量相关的对齐信号的暗示，这是在2-3 $σ$张力与质量相关的对齐信号在MassiveBlack-II和Illustris流体动力学模拟。然而，当用H $α$发射线速度而不是恒星速度测量星系自旋时，张力消失了。最后，在模拟中，我们发现，从对齐到反对齐的暗物质晕自旋的质量依赖性过渡不一定存在于恒星自旋：我们发现恒星自旋过渡在Illustris中，但不是在MassiveBlack-II，突出的敏感性自旋丝对齐反馈处方和次网格物理。

在MassiveBlack模拟中高红移类星体附近电离锋的生长和各向异性

Growth and anisotropy of ionization fronts near high redshift quasars in the MassiveBlack simulation

我们使用辐射转移来研究周围最亮的，z=8类星体在一个大型宇宙流体动力学模拟，包括黑洞的增长和反馈（MassiveBlack模拟）的电离区域的增长。我们发现，在类星体的存在下，同向运动的HII泡半径达到10 Mpc/h后，20米，而与恒星成分单独的HII泡至少小了一个数量级。我们的计算表明，几个功能没有捕捉到的分析增长模型的Stromgren球。来自硬类星体光谱的X射线光子驱动电离前沿从完全中性到部分中性的平滑过渡。然而，从部分中性到完全电离的转变要复杂得多。我们测量的气泡的边缘的距离作为角度的函数，并使用这些距离的标准偏差作为诊断的电离区域的各向同性。我们发现，从集群晕附近的电离区的重叠不仅增加了各向异性，但也是主要的机制，使外半径的增长。因此，我们预测，类星体电离气泡在这个早期阶段的再电离过程中，应显着更大，更不规则的形状比周围的气泡恒星形成星系。在恒星形成率增加和宇宙完全再电离之前，类星体气泡将形成21厘米地图中最引人注目和可识别的特征。

用流体动力学模拟检验卫星各向异性对大、小尺度内对准的影响

Testing the Impact of Satellite Anisotropy on Large and Small Scale Intrinsic Alignments using Hydrodynamical Simulations

星系内禀排列（IA）长期以来一直被认为是弱透镜宇宙学推论的重要污染物。在本文中，我们试图量化的影响，一个共同的建模假设在分析描述的内在路线：球对称的暗物质晕。了解这种效应是很重要的，因为目前这一代的固有对准模型是有限的，特别是在小尺度上，建立一个准确的理论描述将是必不可少的充分利用信息在未来的透镜数据。我们的分析是基于113，560个星系的目录之间的$z=0.06-1.00$从MassiveBlack-II，盒长度$100 h^{-1}$ Mpc的流体动力学模拟。我们发现卫星各向异性在$\geq 30-40\%$水平上对小尺度对准关联函数有贡献。当分离度大于$1 h^{-1}$ Mpc时，影响大致与尺度无关，导致$\sim20\%$的IA功率谱振幅发生偏移。这些结论在整个红移范围内以及MassiveBlack-II和Illustris模拟之间是一致的。宇宙学的影响，这些结果进行了测试，使用模拟的似然分析。合成宇宙剪切数据是用未来LSST类调查的预期特征（深度、面积和数量密度）构建的。我们的研究结果表明，使用基于球对称的晕模型建模对齐可能会导致$S_8$和$w$在$\sim 1.5σ$水平的宇宙学参数偏差。

用高红移观测值对抗星系恒星质量函数的预测

Confronting predictions of the galaxy stellar mass function with observations at high-redshift

利用一对大宇宙流体动力学模拟{\em MassiveBlack}和{ \em MassiveBlack-II}研究了高红移星系恒星质量函数（$z\ge 5$）的演化.通过结合这些模拟，我们可以研究恒星质量大于$10^{8}\,{\rm M_{\odot}}\,h^{-1}$和（共同运动）数密度为$\log_{10}(ϕ\, [{\rm Mpc^{-3}\,dex^{-1}}\,h^{3}])>-8$的星系的性质。观测测定星系的恒星质量函数在非常高的红移通常假设之间的关系，观察到的紫外光度和恒星的质光比，适用于高红移样本，以估计恒星质量。这种关系也可以从模拟中测量。我们这样做，发现与通常的观测假设有两个显著的不同：它随着红移强烈地演化，并且具有不同的形状。利用这种关系，使星系恒星质量函数之间的一致比较，我们发现，在$z=6$和以上的模拟预测是在整个质量范围内的观测数据很好的协议。如果不使用正确的紫外线光度和恒星质光比，对于大星系$>10^{10}\,{\rm M_{\odot}}\,h^{-1}$，差异将达到两个数量级。然而，在$z=5$，低质量$<10^{9}\,{\rm M_{\odot}}\,h^{-1}$星系的恒星质量函数被高估了几个因素，与紫外光度函数的行为一致，也许是一个迹象，在模拟中的反馈是不够有效的，这些星系。

对高倾角星系恒星晕的首次系统性调查揭示了近邻星系异常安静的合并历史

The First Systematic Survey of Stellar Halos in High-Inclination Galaxies Reveals Unusually Quiescent Merger Histories of Nearby Galaxies

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。

快速增长的暗物质晕中大质量镓的缓慢增长

The Slow Growth of Massive Galaxies in Rapidly Growing Dark Matter Halos

在冷暗物质宇宙学中，最大质量的暗物质晕被预测在z<1时经历快速增长。虽然人们期望大质量星系也会通过合并迅速增长，但最近的观测研究得出结论，最大质量星系的恒星质量在z<1时仅增长30%。我们利用观测到的空间密度和牧夫座星系中z<1的红星系的聚集来确定这些星系如何填充暗物质晕。在质量最大的暗物质晕中，中央星系的恒星质量与晕质量的三分之一次方成正比，大部分恒星质量都存在于卫星星系中。因此，质量最大的星系成长缓慢，即使它们位于快速成长的暗物质晕中。

被选中的少数：微弱星系的低质量晕

The chosen few: the low mass halos that host faint galaxies

由于再电离阻止了大多数低于3 × 10^9太阳质量的晕形成恒星，矮星系只占据了现有暗物质晕的一小部分。我们使用流体动力学宇宙学模拟的本地集团研究的判别因素星系形成在早期宇宙和连接到现在的属性的星系和晕。与再电离相关的选择效应，以及随后在不同环境中晕的演变相结合，引入了宿主矮星系的晕人口与总晕人口之间的强烈偏差。星系周围的晕形成得更早，更集中。此外，更容易受到潮汐剥离影响的晕更有可能容纳一个给定质量或最大圆速度vmax的星系。因此，卫星晕比场晕更频繁地出现，与本星系群矮椭球体类似，质量为10^8 - 10^9太阳质量或vmax为12 - 20 km/s的卫星晕在进入后经历了比平均值更大的质量和vmax减少。它们在更近、更径向的轨道上，具有更高的坠落速度和更早的坠落时间。总之，这些效应使矮星系成为潜在暗物质分布的高度偏差的示踪剂。

Mining the information content of member galaxies in the halo mass modelling

Motivated by previous findings that the magnitude gap between certain satellite galaxy and the central galaxy can be used to improve the estimation of halo mass, we carry out a systematic study of the information content of different member galaxies in the modelling of the host halo mass using a machine learning approach. We employ data from the hydrodynamical simulation IllustrisTNG and train a Random Forest (RF) algorithm to predict a halo mass from the stellar masses of its member galaxies. Exhaustive feature selection is adopted to disentangle the importances of different galaxy members. W…

大质量星系晕和暗物质晕的双参数匹配方案

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

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

巨大星系中因baryon驱动收缩导致的超尖锐暗物质晕

Super cuspy dark matter halos of massive galaxies due to baryon-driven contraction

该研究通过baryon驱动收缩解释了大质量星系中超尖锐暗物质晕的形成，提出新的方法推导暗物质晕并验证其重要性。

超弥散星系遵循球状星团–晕质量关系吗？

Do Ultra-Diffuse Galaxies Follow the Globular Cluster-Halo Mass Relation?

本文利用大半径运动学拟合得到的独立晕质量考察5个超弥散及类超弥散星系，发现它们遵循GC数量–晕质量关系，却系统性偏离恒星质量–晕质量关系。

卫星星系作为Milky Way晕质量的更好示踪剂

Satellite galaxies as better tracers of the Milky Way halo mass

银河系晕质量的推断需要模拟动态示踪剂的相空间结构，不同的示踪剂遵循不同的模型，并具有不同程度的晕质量的敏感性。对于稳态模型，示踪粒子之间的相位相关性导致不可约的随机偏差。这种偏差对于卫星星系和暗物质粒子来说很小，但是对于晕星来说，偏差可以大到2倍。这与卫星星系紧密跟踪暗物质粒子的相空间分布的图像是一致的，而晕星的相混合较少。因此，仅使用$\sim 100$卫星星系可以获得比使用更大样本的晕星所能达到的精度高得多的精度。

星系与$z\sim1$暗物质晕的联系：星系团对恒星质量和特定恒星形成率的依赖性

Linking galaxies to dark matter haloes at $z\sim1$ : dependence of galaxy clustering on stellar mass and specific star formation rate

研究了$M_{*}>10^{10}M_{\odot}$星系在$z\sim1$的角两点关联函数对恒星质量（$M_{*}$）和比恒星形成率（sSFR）的依赖关系。来自UKIDSS DXS和CFHTLS的数据覆盖了8.2度$^{2}$样本尺度，在$z\sim1$上大于100 $h^{-1}$ Mpc，使我们能够通过晕建模来研究聚类、$M_{*}$和恒星形成之间的相关性。基于$M_{*}$阈值样本的晕占据分布（HOD），我们推导了$M_{*}$合并星系的HOD，并计算了$M_{*}/M_{\rm halo}$比。中心星系的比率在$M_{\rm halo}\sim10^{12}h^{-1}M_{\odot}$处显示出一个峰值，在星团环境中，卫星主要贡献于总恒星质量，其$M_{*}/M_{\rm halo}$值为0.01- 0.02。使用sSFR分裂的恒星形成星系，我们发现，主序星星系（$\rm log\,sSFR/yr^{-1}\sim-9$）主要是中央星系的$\sim10^{12.5} h^{-1}M_{\odot}$晕与最低的集群振幅，而较低的sSFR星系由中央和卫星星系的混合物，其中那些与最低的$M_{*}$主要是卫星影响他们的环境。考虑到最低的$M_{\rm halo}$样本在每个$M_{*}$仓，大质量的中央星系居住在更多的质量晕与较低的sSFR比低质量的，表明恒星形成的中央星系演…

宇宙芭蕾II：在EAGLE模拟中星系和晕与大尺度细丝的自旋排列

The Cosmic Ballet II: Spin alignment of galaxies and haloes with large-scale filaments in the EAGLE simulation

我们调查的星系和晕的排列相对于宇宙网细丝使用EAGLE流体动力学模拟。我们通过应用NEXUS+方法的质量分布和Bisous形式主义的星系分布来识别细丝。这两个网络发现者都返回了类似的连续结构，它们排列得很好，并且包含可比较的星系群。EAGLE晕具有与仅暗物质模拟中的对应物相同的与细丝的自旋对准：低质量晕优先平行于细丝自旋而高质量晕优先垂直于细丝自旋的复杂质量依赖趋势。相比之下，星系的自旋并没有表现出这样的自旋转变，并且在所有质量下都有垂直排列的倾向，大质量星系的排列程度最大。该结果对NEXUS+和Bisous长丝均有效。当分裂形态，我们发现，椭圆星系表现出更强的正交自旋-丝排列比螺旋星系类似的质量。它们的晕也是如此，椭圆星系的主晕比螺旋星系的主晕具有更大程度的正交排列。由于星系形状和自旋之间的错位，星系短轴的取向与星系自旋不同。我们发现，短轴垂直于暗条的星系与它们的主晕排列得更好。这表明，许多相同的物理过程决定了星系-灯丝和星系-晕的排列。

z $\sim$ 2星系的成团、宿主晕和环境与其物理性质的关系

Clustering, host halos and environment of z$\sim$2 galaxies as a function of their physical properties

使用的25683恒星形成和2821被动星系在$z\sim2$，在宇宙领域选择以下BzK颜色标准的样本，我们研究托管晕质量和环境的星系作为其物理性质的函数。斯皮策和赫歇尔为星暴星系提供了精确的SFR估计。我们测量了各种星系子样本的自相关函数和交叉关联函数，并使用HOD模型和大尺度线性偏差来推断其宿主晕的性质。我们发现，被动和恒星形成星系服从类似的晕和恒星质量之间的上升关系。在30 ~ 200 M $_\odot$ .yr $^{-1}$之间，恒星形成星系的平均主晕质量随恒星形成速率的增加而增加，但如果我们只选择主序星星系，则主晕质量随恒星形成速率的增加而增加。这反映了预期的过渡，从一个制度的长期共同进化的晕和星系的制度，情节星爆。我们发现类似的大尺度偏差主序星，被动和星爆星系在相同的恒星质量，这表明这些人口生活在晕相同的质量。我们检测到一个多余的集群在小尺度上的被动星系，并表明，通过测量大规模的偏置的密切对，这种过剩是由一小部分（$\sim16%$）的被动星系被托管的大规模晕（$\sim 3 \times 10^{13}$ M $_\odot$）作为卫星。最后，外推增长的晕托管z $\sim$ 2人口，我们表明，M $_\star \sim 10^{10}$ M $_\odot$星系在z $\sim$ 2将演变成大规模的（M $_\star \sim 10^{11}$ M $_\od…

用卫星总光度探讨星系晕的联系

Probing the galaxy-halo connection with total satellite luminosity

我们证明了卫星星系的总光度是一个强大的探测器周围的中央星系的暗物质晕。该方法交叉相关的光谱星系样本中的中心星系与光度测量中检测到的暗星系。减去背景后，中央星系周围多余的星系代表了暗物质晕内微弱的卫星星系。利用丰度匹配模型，我们证明了星系总光度Lsat与主晕质量成线性关系，使Lsat成为Mh的一个很好的代用指标。Lsat对晕的形成时间也很敏感，因为在固定的Mh下，年轻的晕具有更多的亚结构。我们证明，星系大尺度环境的探测可以打破这种简并。虽然这是一个间接的探测晕，它可以产生一个高的S/N测量的星系预计占据晕在$<10^{12}$ M_sol，在其他方法遭受更大的误差。在本文中，我们专注于观测和理论系统学的L_sat方法。我们测试的鲁棒性，我们的方法找到中央星系和我们的方法估计的背景星系的数量。我们在SDSS数据中的中央星系上实现了这种方法，并在DESI遗产成像调查的微弱成像中识别了卫星。我们发现我们的理论预测和观测测量之间非常吻合。最后，我们比较我们的L_sat测量弱透镜估计的M_h的红色和蓝色的子样本。在测量重叠的恒星质量范围内，我们发现了一致的结果，红色星系生活在更大的晕中。然而，L_sat方法使我们能够探测质量明显较低的星系。在这些质量下，L_sat值相等。本例显示了L_sat作为暗晕探测器的潜力。（节录）

The role of dark matter halo in the evolution of the non-stationary disk of spiral galaxies

In this paper, we consider the problem of the evolution of the disk subsystem of galaxies in view of the halo. To this end, we have studied the dependence of the evolution of a non-linearly non-radially disk oscillating in its plane depending on the basic parameters of the dark matter halo numerically. The dark matter halo stabilizes the instabilities in the plane of the disk, but destabilizes its vertical oscillations. The global disk structure is dependent strongly on the mass and shape of the of dark matter halo. The evolutionary dependence of the oscillation process of a self-gravitating d…

晚型和矮球状星系中暗物质晕的标度律

Scaling Laws for Dark Matter Halos in Late-Type and Dwarf Spheroidal Galaxies

Sc-Im和矮球状（dSph）星系的暗物质（DM）晕满足标度律：低光度星系的晕具有较小的核心半径，较高的中心密度和较小的速度色散。这些结果是基于巨星系的最大盘旋转曲线分解和矮星系的Jeans方程分析。(1)我们证明了绝对星等M_V > -18的spiral星系、Im星系和Sph星系形成了一个重子-DM面密度随光度减小而减小的序列。我们认为，这是一个序列的减少重子保留与超新星驱动的损失或减少重子捕获后宇宙学再电离。(2)S+Im星系和Sph星系之间的结构差异很小。两者都主要受到控制重子耗尽的物理学的影响。(3)重子盘的最大自转速度与DM晕中测试粒子的外圆周速度V_circ之间存在线性关系。重子在V_circ = 42+-4 km/s时变得不重要。较小的星系是暗淡或黑暗的。(4)我们发现，在重子“损失”，dSph星系明亮的~4马格和dIm星系明亮的~3.5马格。都有DM晕是大到足以帮助解决“太大而不能失败”的问题与DM星系形成。(5)我们认为，存在着许多星系太暗，发现目前的技术，所需的冷DM理论。(6)DM晕的投影中心密度在M_B ~ -5 ~-22范围内是恒定的。这意味着一个具有晕质量M ~（晕色散）**4的Faber-Jackson定律。

银河系外晕的"普适"密度剖面

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。

Local Group星系的星晕质量关系

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。

螺旋星系团的形成：绝热压缩与杨氏算法及暗物质晕与其原始前身的关系

The Formation of Spiral Galaxies: Adiabatic Compression with Young's Algorithm and the Relation of Dark Matter Haloes to Their Primordial Antecedents

我们利用杨氏算法来模拟绝热压缩的暗物质晕的星系的东西调查，以确定之间的关系的晕适合的旋转曲线和相应的原始晕压缩前。杨氏算法保留了径向作用和角动量，导致比更广泛使用的近似更少的晕压缩。我们发现，估计的NFW晕适合目前的暗物质分布的参数系统高估的浓度和低估的维里速度相应的原始晕。暗物质模拟预测的正是后者;因此，解释压缩是评估大质量星系是否与仅含暗物质的模拟一致的必要步骤。推断的原始晕大致遵循LCDM宇宙演化中预期的c-V200关系，但往往分散到较低的浓度。对于那些用NFW形式描述其当前暗物质晕很差的星系，我们根本无法得到拟合。因此，我们发现一个混合的袋子：有些星系可以用原始NFW晕内的绝热压缩来合理地描述，而另一些星系则需要额外的机制来将暗物质的密度降低到原始初始条件之下。

Tracing Dark Matter Halos with Satellite Kinematics and the Central Stellar Velocity Dispersion of Galaxies

It has been suggested that the central stellar velocity dispersion of galaxies can trace dark matter halo mass directly. We test this hypothesis using a complete spectroscopic sample of isolated galaxies surrounded by faint satellite galaxies from the Sloan Digital Sky Survey Data Release 12. We apply a friends-of-friends algorithm with projected linking length $ΔD < 100$ kpc and radial velocity linking length $ΔV < 1000$ km s$^{-1}$ to construct our sample. Our sample includes 2807 isolated galaxies with 3417 satellite galaxies at $0.01 < z < 0.14$. We divide the sample into two groups based …

晕质量和装配历史在昏暗的郊区暴露：恒星和暗物质晕的插图Galeros

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。

用边对螺旋Galerkin的轴比检验扩展的亮射电晕

Axial Ratio of Edge-On Spiral Galaxies as a Test For Extended Bright Radio Halos

我们使用附近的边缘上的螺旋星系的表面亮度等高线图，以确定是否扩展明亮的无线电晕是常见的。特别是，我们测试了最近的模型的空间结构的漫射无线电连续的Subrahmanyan和Cowsik假定，所观察到的高纬度表面亮度的很大一部分来自一个扩展的星系晕的均匀发射率。在1500兆赫及以下的正常旋涡星系样本内的发射轮廓轴比的测量显示，没有证据表明这样一个明亮的，扩展的无线电晕。与附近的静止螺旋星系相比，银河系是非典型的，或者观察到的大部分高纬度辐射并不来自这种类型的扩展晕。

恒星形成与静止中心星系聚集相似：对星系-暗晕关系的影响

Star-forming and Quiescent Central Galaxies Cluster Similarly: Implications for the Galaxy-Halo Connection

本研究测量低红移SDSS星系聚集，发现中心星系自相关对比恒星形成率无依赖，仅基于暗晕峰值环行速度的模型能重现观测，表明暗晕组装历史对中心星系聚集影响有限。

盘星系晕气体的冲压压力剥离：对不同环境中星系星形成的影响

Ram pressure stripping of halo gas in disk galaxies: Implications on galactic star formation in different environments

我们数值研究了从小星系团到富星系团的不同环境中盘星系周围气体晕的演化，以了解这些环境中星系的演化。我们的模拟自洽地考虑了星系际介质（IGM）的冲压压力对星系盘和星系晕气体的影响以及星系盘和星系晕气体之间的流体动力学相互作用，从而更好地估计了被IGM冲压压力剥离的星系晕气体的质量分数（F_strip）。我们主要研究了F_strip如何依赖于宿主环境的总质量（M_host）、星系质量（M_gal）、IGM的密度和温度（分别为T_IGM和rho_IGM）、IGM与星系的相对速度（V_r）以及盘的物理性质（例如，气体质量分数）。我们发现在M_host为10^{14} M_sun的星系团中，通常60-80%的晕气体可以被有效地剥离。我们还发现F_strip依赖于M_host，M_host越大，F_strip越高。此外，还发现在给定的环境下，M_gal较小的盘星系的F_strip可以更高。我们的模拟结果表明，由于晕和盘气体之间的流体动力学相互作用，盘气体的存在可以抑制晕气体的冲压压力剥离。已发现晕环气体的冲压压力汽提是有效的（即，F_strip>0.5），如果rho_IGM ~ 10^5 M_sun/kpc ^3，V_r ~ 400 km/s，即使在小的和/或紧凑的群中也是如此。基于导出的冲压压力剥离后剩余晕气体的径向分布，我们提出了在盘星系中，晕气体剥离后恒星形成的截断可以从外向内发生。

星系与其暗物质晕的联系

The Connection between Galaxies and their Dark Matter Halos

在我们对星系形成的现代理解中，每个星系都是在暗物质晕中形成的。星系随时间的形成和增长与它们形成的晕的增长有关。大星系巡天和高分辨率宇宙学模拟的出现为研究星系和晕之间的统计关系及其演化提供了一个新的窗口。在这里，我们定义这个星系晕连接的星系和晕属性，可以从观测和模拟的多变量分布。这种联系提供了一个关键的测试物理星系形成模型，它也发挥了重要作用，在约束宇宙学模型使用星系调查和阐明暗物质使用星系的属性。我们审查技术推断的星系晕连接和这些方法产生的见解。我们已经了解到，星系形成的效率是晕质量的一个强函数;在10^12兆太阳质量的枢轴晕周围的晕中，到目前为止，只有不到20%的可用重子变成了恒星;星系恒星质量的内在散射很小，在该枢轴质量以上的给定晕质量下，小于0.2德克斯;在这个枢轴质量之下，星系的恒星质量是晕质量的一个很强的函数;在宇宙时间内，大多数恒星都是在这个枢轴质量周围的狭窄区域内形成的。我们还强调了关于星系和晕如何连接的关键开放问题，包括理解与次级属性的相关性以及这些属性与星系团簇的联系。

Galaxy-halo size relation from Sloan Digital Sky Survey Data Release 7 and the ELUCID simulation

Based on galaxies in the Sloan Digital Sky Survey Data Release 7 (SDSS DR7) and dark matter haloes in the dark matter only, cosmological and constrained ELUCID simulation, we investigate the relation between the observed radii of central galaxies with stellar mass $\gtrsim 10^{8} h^{-2}{\rm M}_\odot$ and the virial radii of their host dark matter haloes with virial mass $\gtrsim 10^{10.5} h^{-1}{\rm M}_\odot$, and the dependence of galaxy-halo size relation on the halo spin and concentration. Galaxies in observation are matched to dark matter (sub-)haloes in the ELUCID simulation using a novel…

星系中的暗晕质量、恒星形成与形态：暗晕环境与恒星形成活动之间依赖于形态的联系

Halo mass, star formation, and morphology in galaxies: A morphology-dependent connection between halo environment and star formation activity

本研究通过VIPERS和Stripe 82数据，发现暗晕质量与恒星形成活动的关系依赖星系形态，bulge主导星系中该联系更强，而盘主导星系中较弱。

作为SDSS DR7晕中心示踪物的亮星系

Brightest galaxies as halo centre tracers in SDSS DR7

在大尺度结构巡天中确定晕中心的位置对于许多宇宙学研究是至关重要的。一个普遍的假设是，晕中心对应于它们最明亮的成员星系的位置。在本文中，我们研究了斯隆数字巡天DR 7中最亮星系相对于其他晕成员的动力学。具体来说，我们看的视线速度和最亮的星系和它们的邻居之间的空间偏移。我们比较详细的模拟目录，构造从高分辨率，暗物质的$N$体模拟，其中假设卫星星系跟踪暗物质subhaloes。这使我们能够对最亮的星系不是中心的晕的比例$f_{\rm BNC}$进行限制。与以往的研究相比，我们明确考虑到非松弛状态的主机晕，速度偏移的晕核和$f_{\rm BNC}$和卫星占领之间的相关性。我们发现，$f_{\rm BNC}$强烈的亮度最亮的星系和主机晕的质量增加而减少。总体而言，在晕质量范围$10^{13} - 10^{14.5} h^{-1} M_\odot$，我们发现$f_{\rm BNC} \sim 30\%$，与以前的研究Skibba等人的协议。我们讨论了这些研究结果的影响推断的星系-晕连接从卫星运动学，模型的条件光度函数和星系形成一般。

由卫星星系动力学确定暗物质晕质量

Determination of Dark Matter Halo Mass from Dynamics of Satellite Galaxies

我们表明，暗物质晕的质量可以从其卫星星系的动力学状态推断。使用9暗物质模拟晕像银河系（MW），我们发现，目前在每个晕的子结构遵循的轨道结合能和角动量的相空间中的特征分布，这种分布是类似的从晕到晕，但有一个内在的依赖于晕形成的历史。我们构造这个分布直接从模拟一个特定的晕和扩展的结果相似的形成历史，但不同的质量通过缩放晕。观测到的晕的质量，然后可以估计通过最大化的可能性比较测量的运动学参数的卫星星系与这些分布。我们测试了这种方法的有效性和准确性与模拟的模拟样本。利用9个示踪星的位置、径向速度和自行，并假设观测的不确定性与MW卫星星系相当，我们发现晕质量可以恢复到$\sim$ 40%以内。如果使用30个示踪剂，则准确度可提高到$\sim$ 25%以内。然而，相空间分布对晕形成历史的依赖性设定了$\sim$ 20%的最小不确定性，该不确定性不能通过使用更多示踪剂来降低。我们相信，这种最小的不确定性也适用于任何质量测定晕时，使用的相空间信息的其他运动示踪剂。

SPARC星系暗物质晕模型的综合目录

A comprehensive catalog of dark matter halo models for SPARC galaxies

我们使用七个暗物质（DM）晕轮廓：伪等温（pISO），Burkert，Navarro-Frenk-White（NFW），Einasto，Di Cintio（2014，DC 14），coreNFW和一个新的半经验轮廓Lucky 13，对来自Spitzer Photometry & Accurate Rotation Curves（Spitzer）数据库的175个晚型星系进行旋转曲线拟合。我们边缘化的恒星质量比，星系距离，磁盘倾角，晕浓度和晕质量（和一个额外的形状参数Einasto）使用马尔可夫链蒙特卡罗方法。我们发现，核心晕模型，如DC 14和Burkert配置文件一般提供更好的拟合旋转曲线比尖NFW配置文件。从丰度匹配的恒星质量晕质量关系恢复的所有晕配置文件一旦作为一个贝叶斯先验，而晕质量浓度的关系是没有重现的任何晕模型的细节。我们提供了一套广泛的数字，以及最适合的参数在机器可读的表格，以方便模型比较和DM晕属性的探索。

星系及其气晕的气体吸积速率和方式

The rates and modes of gas accretion on to galaxies and their gaseous haloes

我们研究气体在星系和晕上的吸积速率，并调查吸积气体在到达星系之前是否受到高温冲击。为此，我们使用一套大型宇宙学，流体动力学模拟从OWLS项目。我们改进以前的工作，考虑更广泛的晕质量和红移，通过区分吸积到晕和星系，包括重要的反馈过程，并通过比较模拟与不同的物理。气体吸积到晕上的比速率与暗物质的比速率一样，仅微弱地依赖于晕质量。当晕质量Mhalo>>10^11 Msun时，它对反馈过程相对不敏感。相反，星系的吸积速率是由辐射冷却和超新星和活动星系核驱动的外流决定的。星系风使中心星系增长最快的晕质量增加了大约两个数量级，达到Mhalo~10^12 Msun。气体吸积是双峰式的，过去的最高温度要么是维里温度，要么是<~10^5 K。在热模中，气体在晕上的吸积分数对反馈和金属线冷却不敏感。它随着红移的减小而增大，但主要由晕质量决定，从10^11兆太阳的小于10%逐渐增大到10^13兆太阳的大于90%。相反，对于星系上的吸积，冷模式总是显着的，两种吸积模式的相对贡献更敏感的反馈和金属线冷却。在任何红移的质量晕中，大多数恒星都是由冷模吸积的气体形成的，尽管热模对M晕>~10^11 M太阳的贡献通常超过10%。星系晕，但不一定是它们的气体晕，主要是由进入宿主晕时没有经历吸积激波的气体提供的。

快速增长的暗物质晕中的缓慢星系增长

Slow Galaxy Growth within Rapidly Growing Dark Matter Halos

在冷暗物质宇宙学中，质量最大的暗物质晕在红移z=1和z=0之间经历快速增长，对应于过去70亿年的宇宙时间。因此有一种期望，即最大质量星系的恒星质量也将通过在这个红移范围内的合并而迅速增长。虽然有一些大质量星系在低红移下合并的例子，但最近的观测表明，大质量星系的恒星质量自z=1以来只增长了30%。一些文献声称，大质量星系的缓慢增长与CDM范式相反，尽管情况不一定如此。为了确定为什么大质量星系没有快速增长，我们模拟了星系如何填充暗物质晕。为此，我们在NOAO深宽视场巡天的Bootes场中测量了红移z<1星系的空间密度和空间聚类。然后，我们使用晕占据分布（HOD）形式主义的观测建模。我们发现最大星系的恒星质量与暗物质晕质量的三分之一次方成正比。在质量最大的暗物质晕中，我们还发现恒星质量主要分布在“卫星”星系中。因此，大型星系的恒星质量预计会相对缓慢地增加，即使它们位于快速增长的暗物质晕中。

Advances in Constraining Intrinsic Alignment Models with Hydrodynamic Simulations

We use galaxies from the IllustrisTNG, MassiveBlack-II and Illustris hydrodynamic simulations to investigate the behaviour of large scale galaxy intrinsic alignments. Our analysis spans four redshift slices over the approximate range of contemporary lensing surveys $z=0-1$. We construct comparable weighted samples from the three simulations, which we then analyse using an alignment model that includes both linear and quadratic alignment contributions. Our data vector includes galaxy-galaxy, galaxy-shape and shape-shape projected correlations, with the joint covariance matrix estimated analytic…

晚型和矮球状星系中暗物质晕的标度律

Scaling Laws for Dark Matter Halos in Late-Type and Dwarf Spheroidal Galaxies

Sc-Im星系的暗物质（DM）晕满足类似于椭圆星系基本平面关系的标度律。在亮度较低的星系中，晕有较小的核心半径，较高的中心密度和较小的中心速度色散。如果矮球状（dSph）和矮麦哲伦不规则（dIm）星系位于这些相关性的外推，那么我们可以估计它们相对于较亮的Sc-Im星系的重子损失。我们发现，如果没有这种增强的重子损失，那么典型的dSph和dIm星系将分别在绝对星等上亮4和3.5等。相反，这些星系失去或保留了气体（在dIm星系中）可能形成恒星的重子。此外，典型的dSph和dIm星系具有比我们想象的更大的DM晕，速度色散约为30 km/s或圆轨道旋转速度V_circ ~ 42 km/s。DM和可见物质相关性的比较证实，在V波段绝对星等小于-18时，dSph和dIm星系在较小的矮星中形成了一个重子与DM质量比递减的序列。我们明确地表明，星系重子含量去（几乎）零晕V_circ = 42 +- 4公里/秒，与我们发现的重子耗尽的估计。我们的研究结果表明，可能有大量的DM晕，基本上是黑暗的和未被发现的。这有助于解决冷DM的涨落谱预测的矮星比我们观测到的要多的问题。

晚型星系晕质量函数的HI运动学研究

The halo mass function of late-type galaxies from HI kinematics

提出了一种测量星系晕质量函数的经验方法。我们确定了单碟观测的\hi线宽和从旋转曲线拟合推断的暗物质晕质量（$M_{200}$）之间的关系，然后我们将这个关系应用于\hi \帕克斯全天巡天（HIPASS）的星系，以获得HMF。该经验HMF通过Schecther函数很好地拟合，并且在范围$10^{10.5} < M_{200} < 10^{12}\;\mathrm{M}_{\odot}$上与$Λ$ CDM中预期的相匹配。更大质量的晕必须是中性气体贫乏的，以保持与$Λ$ CDM预测的幂律一致。我们在低质量下没有发现差异。然而，HIPASS探测到的最低晕质量刚好大于本地组丢失卫星问题的质量尺度。在探测的质量范围内，\hi探测到的星系的暗物质晕的积分质量密度之和为$Ω_{\rm m,gal} \approx 0.03$。

从邻近星系计数推断单个星系的宿主暗物质晕质量

Inferring Host Dark Matter Halo Masses of Individual Galaxies from Neighboring Galaxy Counts

我们能在多大程度上推断出单个星系的主暗物质晕质量？基于晕占据分布（HOD）框架，我们解析计算了在一定红移间隔和半径的圆柱内横向共动距离内的邻近星系数。结果是用来推导的条件概率分布函数（PDF）的主机晕质量的星系，给定的邻近星系计数。我们比较我们的分析结果与使用一个现实的模拟星系目录，找到合理的协议。我们发现最佳的圆柱半径是$\sim 0.5-1h^{-1}{\rm Mpc}$晕质量的推断。PDF通常是宽的，有时在低质量和高质量区域有两个峰值，这是因为沿着视线的偶然投射的影响。本文还讨论了新的理论框架的潜在应用和扩展。

由矮卫星星系吸积引起的Milky Way晕的演化

Evolution of the Milky Way halo by accretion of dwarf satellite galaxies

在冷暗物质方案中，等级合并范例是通过次级晕的微小合并形成大质量星系晕的自然结果，并且由此形成它们固有的恒星晕。虽然这也必须调用的银河系，晕星和矮球状星系的化学和运动学相干的背景下，尚未解决的一个重点，目前的研究。为了研究这个问题，我们模拟的化学动力学演化系统的卫星从宇宙学通过Lactea II模拟银河系环境相似，但在早期。

DM模拟中星系的预处理、质量损失和质量分离

Preprocessing, mass loss and mass segregation of galaxies in DM simulations

我们调查的质量损失的星系团和星系团的高分辨率DM模拟。我们检测到弱质量分离组/集群晕的内部区域，与观测结果一致。这适用于使用它们现在的质量或过去的最大（峰值）质量选择的星系类似物样本。我们发现一个强大的径向趋势的分数质量损失的星系，因为峰，独立于他们的质量。这表明，分离是由于大质量星系形成更接近晕中心，而不是优先破坏晕中心附近的较小星系。我们将样本分为星系，它们是作为一个群体与作为一个单一的，不同的晕吸积的。我们发现了强有力的证据预处理-成组的星系失去了$\sim 35-45\%$的峰值质量之前，被吸积到其最终的主机晕，相比单一的星系失去了$\sim12\%$。然而，在吸积之后，单个星系比成组的星系失去更多的质量。这些结果是一致的情况下，分组星系预处理在较小的晕，而单个星系“赶上”的总质量损失，一旦它们被吸积到最后的主机晕。质量损失的分数与星系质量和宿主质量无关，并随着在稠密环境中的时间增加而增加。

环境在早型镓形成中的作用

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

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

宇宙学模拟中的早期黑洞：光度函数和成团行为

Early Black Holes in Cosmological Simulations: Luminosity Functions and Clustering Behaviour

我们使用MassiveBlack（我们新的流体动力学宇宙学模拟，其中包括一个自洽的黑洞生长和反馈模型）研究了类星体光度函数（QLF）和类星体聚集在高红移（z > 4.75）的预测。我们表明，该模型再现的Sloan QLF在观测的限制在z >= 5。我们发现，高Z QLF是一致的红移无关的占领分布的BH之间的暗物质晕（我们提供），这样的QLF的演变如下的晕质量函数。唯一的例外是在z=6和7的亮端，由于高密度冷流进入晕中心引起的爱丁顿生长的延长期，高质量晕中的BH往往会异常明亮。我们进一步利用这些光度函数对即将到来的巡天中的类星体数密度进行了预测，预测在宇宙组合近红外深河外遗留巡天（CANDELS）的宽（DEEP）视场的F125 W波段，z=5-6时，应该有~119+-28（~87+-28）个类星体可探测到，z=6-7时，应该有~19+-7（~18+-9）个类星体可探测到，z=7-8时为~1.7 ± 1.5（~1.5 ± 1.5）。我们还研究了类星体的成簇性，发现Sloan类星体的相关长度完全符合当前的限制条件（对于m_i = 20.2以上的类星体，z=4时的相关长度为r_0~17 h^{-1} Mpc），并且随着红移的增加而缓慢增长（r_0~22 h^{-1} Mpc）。最后，我们注意到类星体的成团强度在低LBH时对光度的依赖性很弱，但在高LBH时，随着黑洞在高质量晕中的发现，成团强…

高倾斜半导体激光器紫外晕的探测

Detection of Ultraviolet Halos around Highly Inclined Galaxies

我们报告的扩散紫外光发现晚型星系周围的5-20千秒差距的中面使用雨燕和GALEX图像。这种发射与早期型星系的恒星外围一致，但与晚期型星系的情况不同，后者的发射是相当蓝色的，与由从星系逃逸的光和晕中散射的尘埃提供动力的反射星云一致。我们的研究结果与Menard等人（2010）在灭绝中发现的晕尘的预期一致，在几kpc的磁盘范围内，并暗示如果尘埃主要存在于Mg II吸收体中，星系晕中的热和冷气体量相当（20 kpc范围内为几× 10^8 Msun）。这些结果也突出了紫外光光度学在研究单个星系晕方面的潜力。

修正牛顿动力学中椭圆星系性质的注记

Remarks on the properties of elliptical galaxies in modified Newtonian dynamics

在椭圆星系中反对MOND的两个不正确的论点可能是，在比螺旋星系大得多的加速度下，等效圆速度曲线趋于平坦，牛顿暗物质晕比螺旋星系更集中。在这里，我们比较公布的椭圆星系的暗晕的标度关系，预计MONDian幻影晕的标度关系。我们用球形轮廓表示星系的重子含量，用对数晕表示相应的MONDian幻影晕。然后，我们推导出的表面密度，中心密度和相空间密度，并将它们与出版的标度关系进行比较。我们的结论是，它是可能的，以获得平坦的圆速度曲线在高加速度MOND，这发生在该地区的圆速度曲线平坦的Jaffe轮廓描述的重子分布。此外，椭圆星系暗晕的标度关系与MOND幻晕的标度关系非常相似。

重子能改变低表面亮度半导体的晕吗？

Do Baryons Alter the Halos of Low Surface Brightness Galaxies?

对以暗物质为主的低表面亮度（LSB）星系的高质量观测表明，与在无碰撞模拟晕组装中形成的三轴、中心集中的尖状晕相反，这些星系位于圆形、密度大致恒定的核心晕中。为了使这些数据与LCDM背景下的星系形成相一致，需要改变内晕形状和密度结构的过程。我们编译LSB星系的观测特性，以评估先前较高的重子质量含量和恒星形成的反馈可以修改这些星系的暗物质晕的可能性。我们还比较了在最近的模拟LSB星系样本中形成的无凸盘星系的属性。我们发现，LSB星系恒星形成的历史，结构和运动学的观测约束，使它难以重子物理球化和降低的LSB星系的暗物质晕的中心密度。

宇宙学流体模拟中来自热晕的红镓

Red Galaxies from Hot Halos in Cosmological Hydro Simulations

我强调三个结果，从宇宙学流体动力学模拟产生一个现实的红色序列的星系：1）主要的星系合并不负责关闭恒星形成和形成红色序列。在炎热的光环下挨饿是。2)大质量星系在被淬灭后会大幅增长（大约是质量的2倍），主要是通过较小的（1：5）合并。3)热晕淬火自然解释了为什么星系是红色的，当它们（a）是大质量的或（b）生活在稠密的环境中。

自z = 1以来大质量星系的晕占据分布

Halo Occupation Distribution of Massive Galaxies since z = 1

本文对UKIRT红外深空巡天（UKIDSS）和斯隆数字巡天（SDSS）II超新星巡天的55.2 deg 2的~ 60，000个大质量（恒星质量Mstar > 10^{11} Msun）星系进行了聚类分析。对于具有不同恒星质量（Mstar = 10^{11.0-11.5} Msun，10^{11.5-12.0} Msun）或静止坐标系颜色（蓝色：U-V < 1.0，红色：U-V> 1.0）的大质量星系的所有子样本，都检测到了强成团。我们发现，更成熟（更大质量或更红）的星系更集群，这意味着更成熟的星系已经开始恒星质量组装早在高度偏置的区域内的结构形成也开始较早。通过对观测到的角关联函数拟合晕占据分布（HOD）模型，我们推断了下伏宿主暗晕的性质。我们发现，估计的偏置因子和主机晕质量系统较大的星系与较大的恒星质量，这是一致的，托管大质量星系的能力强烈依赖于晕质量的一般协议。估计的有效晕质量约为10^{14} Msun，因此恒星质量与晕质量的比值约为0.003。观测到的偏置因子的演化表明冷暗物质相对于大质量星系的空间分布的快速演化，而宿主晕质量的转变可能意味着晕的质量增长率小于恒星系统。晕质量和中心星系的高比例表明，当前样本中的大质量星系可能相当于星系团的中心星系。

HI半导体的晕占据分布

The Halo Occupation Distribution of HI Galaxies

我们进行了分析的空间聚类性能的HI选择星系从HI帕克斯全天巡天（HIPASS）使用的形式主义的晕占领分布（HOD）。由此产生的参数约束表明，HIPASS星系中的卫星星系（即不是其宿主暗物质晕中心成员的星系）的比例<20%，因此HIPASS中的卫星星系比光学选择星系红移调查中的卫星星系更少。此外，HIPASS星系的红移空间关联函数中缺乏上帝的手指，这可能表明确实存在的富HI卫星是在群质量中而不是在团质量暗物质晕中发现的。我们发现HIPASS星系的晕质量在M~10^11太阳质量的红移分布的峰值处有一个极小值，并且表明HIPASS星系中只有不到10%的重子是HI形式的。从HIPASS星系的HOD模型的定量约束是有限的，通过小调查量引入的不确定性。然而，我们的研究结果意味着，未来更深入的调查将允许HI与环境的分布进行详细研究，通过HI星系的集群。

早型场星系中的热气晕

Hot Gas Halos in Early-Type Field Galaxies

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

GHOSTS -大质量盘状星系的凸起、晕和解析的恒星边缘

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。