Galaxy formation in the Planck Millennium: the atomic hydrogen content of dark matter halos
我们提出了重新校准的GALFORM半解析模型的星系形成在一个新的N体模拟与普朗克宇宙学。普朗克千禧年模拟使用超过1280亿个粒子来解决$800$ Mpc立方体中的物质分布，其中包含超过7700万个质量大于$2.12 \times 10^{9} h^{-1} {\rm M_{\odot}}$的暗物质晕。在重新校准中，只需要对极少数模型参数进行微小的更改。我们提出了预测的原子氢含量（HI）的暗物质晕，这是一个关键的输入到计算的HI强度映射信号预期从宇宙的大尺度结构。我们发现HI质量$-$晕质量关系在活动星系核加热抑制气体冷却的晕质量$\approx 3 \times 10^{11} h^{-1} M_{\rm \odot}$处显示出明显的断裂。在这个晕质量以下，晕的HI含量主要由中央星系决定;在这个质量以上，则是卫星的HI含量占主导地位。我们发现当红移达到$z=3$时，HI质量-晕质量关系几乎没有变化. HI源的偏置显示出尺度依赖性，随着红移的增加而变得更加明显。
2019-06-11 astro-ph.GA
Rotation and Lithium Confirmation of a 500 Parsec Halo for the Open Cluster NGC 2516
最近对盖亚数据的分析已经确定了附近疏散星团周围弥漫的恒星星族。重要的是要证实这些“晕”、“尾”和“弦”与星团中密度较大部分的恒星具有相似的年龄和成分。我们对NGC 2516（$\approx$ 1.5亿年）进行了分析，它具有10 pc的经典潮汐半径和500 pc的明显恒星晕（天空中的$20^\circ$）。结合盖亚的测光，TESS的旋转周期，以及Gaia-ESO和GALAH的锂测量，我们发现NGC 2516的晕与星系团的核心年龄相同。三分之二的运动学选择的晕成员从集群中心的250 pc的旋转周期与gyrochronological年龄为1.5亿年一致。场星的比较样本显示没有这样的趋势。晕中恒星的锂丰度高于场中的锂丰度，并且与恒星自转速率和双星分数相关，这在其他年轻的疏散星团中已经被注意到。一般来说，这项工作支持一个新的范例，其中疏散星团的晕往往比他们的核心人口。我们强调光谱调查的目标，疏散星团分散，年轻恒星周围的行星搜索的影响。
2021-07-16 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Halo and Subhalo Demographics with Planck Cosmological Parameters: Bolshoi-Planck and MultiDark-Planck Simulations
我们报告并提供拟合函数的丰富的暗物质晕和subhalos作为质量，圆速度和红移的函数从新的Bolshoi-普朗克和MultiDark-普朗克$Λ$ CDM宇宙学模拟，普朗克宇宙学参数的基础上。我们还报告了晕质量吸积率，这可能与星系恒星形成率。我们发现，更高的宇宙学物质密度的普朗克参数相比，WMAP参数导致更高丰度的大质量晕在高红移。我们发现，中位数晕自旋参数$λ_{\rm B} = J(2M_{\rm vir}R_{\rm vir}V_{\rm vir})^{-1}$是几乎独立的红移，导致预测的星系大小的演变是一致的观测，而显着减少与红移中位数$λ_{\rm P} = J|E|^{-1/2}G^{-1}M^{-5/2}$预测更多的星系大小比观察到的减少。使用Tully-Fisher和Faber-Jackson的星系速度和质量之间的关系，我们表明，一个简单的模型，星系速度是如何与晕最大圆速度导致宇宙恒星质量密度的增加过度预测的红移增加超过红移$z\sim1$，这意味着这样的速度质量关系必须改变红移$z>1$。通过一个现实的模型，如何观察到的星系速度与晕圆速度，我们表明，最近的光学和无线电观测的星系丰度与我们的$Λ$ CDM模拟吻合得很好。我们的光环人口统计数据基于更新版本的\rockstar \和\ctrees \代码，本文包括解释其所有输出的附录。本文是一系列相关论文的介绍，介绍了…
2017-03-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Updated measurements of the dark matter halo masses of obscured quasars with improved WISE and Planck data
使用最新发布的WISE和普朗克数据，我们进行更新的测量的偏差和典型的暗物质晕质量的红外选择遮蔽和未遮蔽类星体，使用角自相关函数和宇宙微波背景（CMB）透镜互相关。自从我们最近的这类工作以来，WISE Allwise目录发布了改进的测光，普朗克任务完成并发布了改进的产品。这些新的数据提供了一个更可靠的测量类星体的偏差，并提供了一个机会，探索不断变化的调查管道的作用，在下游的结果。我们提出了一个比较红外颜色选择类星体，分为模糊和unobscured人口的基础上光学红外颜色，从两个版本的WISE数据选择。使用哪种数据组合会影响最终的结果，特别是对于模糊的类星体，这既是因为一些系统学的缓解，也是因为新的目录提供了一个略有不同的样本。我们表明，Allwise数据在几个方面是优越的，虽然可能有一些系统的趋势与月球污染，不存在于以前的目录。我们目前选择最保守的样本，以满足我们在以前和新的WISE目录中的选择标准。我们测量了一个更高的偏差和晕质量遮蔽类星体（$b_{\textrm{obsc}} \sim 2.1$，$b_{\textrm{unob}} \sim 1.8$）-在与简单的方向模型的赔率-但在降低的意义（$\sim$ 1.5 $σ$）相比，我们的工作与以前的调查数据。
2015-11-13 astro-ph.GA
On the shape of dark matter halos from MultiDark Planck simulations
晕的形状在确定晕的重要观测性质，如质量、浓度和透镜截面方面起着核心作用。透镜星系团的三轴性对最大爱因斯坦半径的分布有着重要的影响，而弱透镜技术对内禀晕椭圆率很敏感。在这项工作中，我们提供的缩放关系的暗物质晕的形状作为质量（峰高）和红移的函数超过四个数量级的晕质量，即从$10^{11.5}$到$10^{15.8}~h^{-1}~$ M $_\odot$。我们已经分析了四个暗物质只有模拟从MultiDark宇宙学模拟套件与超过560亿粒子的盒子内的4.0，2.5，1.0和0.4 $h^{-1}$ Gpc大小假设\textit{Planck}宇宙学。暗物质晕已被确定在模拟中使用{ \sc rockstar}晕发现，它也确定轴比的对角化的惯性张量。为了推断给定质量的假设晕在给定的红移的形状，我们提供拟合函数的短轴到长轴和中间轴到长轴的比率作为峰高的函数。
2017-03-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The rotational kinetic Sunyaev-Zeldovich contribution to the temperature asymmetry toward the M31 halo
利用普朗克卫星观测的宇宙微波背景（CMB）数据，发现并分析了几个邻近旋涡星系的温度不对称性。它提供了一种探测星系晕旋转的方法，也提供了一种限制星系晕中重子分数的方法。观测到的数据的频率独立性提供了一个强有力的迹象，多普勒频移性质的影响，由于星系晕旋转。有人提出，这种效应可能是由填充在星系晕中的冷气体云的排放引起的。然而，为了证实这一观点，必须详细考虑和研究可能引起CMB数据中温度不对称的其他影响。本论文的主要目的是估计的CMB温度不对称性数据的贡献，由于自由-自由发射热气体（特别是电子）通过旋转动力学的Sunyaev-Zeldovich（rkSZ）效应。我们集中精力，特别是在M31星系晕和比较rkSZ引起的温度不对称的估计值与那些通过使用SMICA管道的普朗克数据发布，已经采用了项目的SZ源和透镜的研究。作为一个额外的一致性检查，我们还验证了在X射线波段的热气体扩散发射不超过ROSAT观测在软X射线波段检测。我们注意到，我们的结果清楚地表明，rkSZ效应只给出了一个微小的贡献，所观察到的M31晕温度不对称的普朗克数据。
2022-06-29 astro-ph.GA
Confirmation of an anomalously low dark matter content for the galaxy NGC1052-DF4 from deep, high resolution continuum spectroscopy
本文通过KCWI高分辨率光谱测得NGC1052-DF4的恒星速度弥散度为8.0 km/s，证实其暗物质含量异常低，排除了正常NFW暗物质晕，使其成为NGC1052星系群中暗物质缺失问题的最严格约束案例。
2023-09-18 astro-ph.GA
Mean Occupation Function of High Redshift Quasars from the Planck Cluster Catalog
我们首次利用直接测量技术在高达$z \sim 1$的红移下观测到暗物质晕中类星体的分布。使用普朗克Sunyaev-Zeldovich（SZ）的星系群星表和斯隆数字巡天（SDSS）DR 12类星体数据集，我们分配主机集群/组的类星体和测量的平均数量的类星体内的暗物质晕作为晕质量的函数。我们发现，一个简单的幂律拟合的$\log\left <N\right> = (2.11 \pm 0.01) \log (M) -(32.77 \pm 0.11)$可以用来模拟类星体分数的暗物质晕。这表明，类星体的比例单调增加的晕质量的函数，甚至高达$z\sim 1$的红移。
2018-01-19 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Rotating baryonic dark halos
星系晕对于我们理解扰动谱中的暗物质性质和原始非高斯性具有重要意义，扰动谱是产生今天观测到的宇宙学波动的物理机制的有力判别。在本文中，我们分析了{ \it普朗克}的数据对星系M104（草帽），发现在微波温度的不对称性，从银河系中心延伸到约$1 \degr$。这种频率无关的不对称性是一致的，由于银河系旋转的多普勒效应引起的，我们发现一个概率小于约$0.2\%$，这是由于随机波动的微波背景。此外，{ \it Planck}数据表明M104星系晕的动力学相对复杂，这似乎与以前的研究一致。鉴于我们以前对附近星系暗晕的分析，这一发现证实了该方法在揭示和绘制相对邻近的边缘星系周围暗晕方面的效率。
2019-08-21 astro-ph.GA
Virial halo mass function in the ${\it Planck}$ cosmology
我们研究晕质量函数的高分辨率$N$体模拟下的$Λ$ CDM宇宙学。我们的模拟采用的宇宙学模型是一致的宇宙微波背景的${\it Planck}$卫星最近的测量。我们校准了$10^{8.5} \lower.5ex\hbox{$\; \buildrel <\over \sim\; $} M_\mathrm{vir} / (h^{-1}M_\odot) \lower.5ex\hbox{$\; \buildrel <\over \sim\; $} 10^{15.0 - 0.45 \, z}$的晕质量函数，其中$M_\mathrm{vir}$是位力球超密度质量，红移范围从$0$到$7$。在我们的模拟中，晕质量函数可以在很宽的晕质量和红移范围内由四参数模型拟合，而我们需要一些红移演化的拟合参数。新的质量函数拟合公式除了在$z\le 7$处的最高质量外，其精度达到5%.我们的模型预测Sheth $\&$ Tormen的分析预测将高估在$z=6$与$M_\mathrm{vir} = 10^{8.5-10}\, h^{-1}M_\odot$的晕丰度由$20-30\%$。我们的校准晕质量函数提供了一个基线模型，以约束温暖的暗物质（WDM）的高$z$星系数计数。我们比较了在$z=6$星系的累积光度函数与总晕丰度基于我们的模型和最近提出的WDM校正。我们发现，WDM的质量轻于$2.71\, \mathrm{…
2021-08-25 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Questioning Planck-selected star-forming high-redshift galaxy protoclusters and their fate
在普朗克全天巡天中，在亚毫米波长处发现了大约2100个z=1-4的恒星形成星系原星系团候选者。一些候选者的后续光谱观测证实了存在实际的星系超密度与大的恒星形成率。在这项工作中，我们使用国家的最先进的流体动力学模拟调查是否普朗克高z亚毫米源的祖先在z=0的大规模集群。为了使PHz源与模拟晕相匹配，我们在TNG 300模拟中选择了z = 3至z =1.3的最多恒星形成晕。模拟的原星系团候选者的总恒星形成率（SFR）是从对应于普朗克光束大小的孔径内的所有星系的SFR计算的，包括那些沿着视线。模拟再现普朗克导出的SFR作为两者的总和，SFR的至少一个最SF高Z晕，和SF源沿视线的平均贡献。专注于光谱证实的赫兹原星系团，我们比较了它们的星系成员的观测特性与最SF模拟晕。我们发现一个很好的协议，在恒星质量和SFR分布，并在星系数计数，但SFR-恒星质量关系的模拟星系往往被转移到较低的SFR相对于观察到的。基于模拟晕的估计最终质量，我们推断，63%和72%之间的普朗克选择的原星团将演变成大规模的星系团在z=0。尽管污染的恒星形成的星系沿视线，我们证实了普朗克的效率，选择恒星形成的原星系团在宇宙正午的模拟，并提供了一个新的标准，选择最大的集群祖先在高Z，使用观测像星系成员的数量和它们的SFR分布。
2022-06-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
ATCA observations of the MACS-Planck Radio Halo Cluster Project - I. New detection of a radio halo in PLCK G285.0-23.7
我们研究了中等红移的大质量星系团PLCK G285.0-23.7（z=0.39，M_500 = 8.39 x 10^（14）M_Sun）中可能存在的弥散射电辐射。我们对PLCK G285.0-23.7的16厘米波段ATCA观测使我们在该星系团的宽带（1.1-3.1 GHz）、全分辨率（~5 arcsec）图像上达到了~11 microJy/beam的均方根噪声水平，使其成为迄今为止发表的最深的ATCA图像之一。我们还重新图像的vitrium在较低的分辨率，以实现更好的灵敏度低表面亮度扩展射电源。我们探测到z>0.35的最低光度无线电晕之一，其特征是与研究充分的1.4 GHz无线电功率与集群质量相关性略有偏移。类似于大多数已知的射电大声星系团（即那些拥有扩散非热源的星系团），PLCK G285.0-23.7具有扰动的动力学状态。我们的分析揭示了类似的拉长的X射线和射电形态。虽然PLCK G285.0-23.7的射电晕的大小小于相同质量范围内的低红移射电云星团，但它与星团维里半径有类似的相关性，正如在等级结构形成的框架中所预期的那样。
2016-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the structure of galactic halos and the microwave temperature maps
对几个邻近螺旋边缘星系的普朗克微波温度图的研究揭示了它们晕中多普勒起源的与频率无关的温度不对称性。作为研究得比较详细的星系，以M31为例，利用尘埃辐射模型和暗物质组态的唯象剖面，研究了尘埃成分在这种效应中的贡献。结果与微波温度不对称数据一致，表明尘埃等辐射机制在揭示暗晕参数方面可能有贡献。
2019-03-26 astro-ph.GA
Spectroscopic confirmation of the dwarf spheroidal galaxy d0944+71 as a member of the M81 group of galaxies
我们使用凯克/DEIMOS光谱测量的第一速度和金属丰度的矮球状（dSPH）星系超出本集团使用解决的恒星。我们的目标d 0944 +71是Chiboucas等人在大质量旋涡星系M81的晕中发现的一个微弱的dSph。我们将27颗恒星的光谱相加，测量了一个$-38\pm10$ ~km/s的日心径向速度。这个速度与d 0944 +71被引力束缚在M81上是一致的。我们共同添加的光谱的23颗恒星是一致的红巨星支星和测量的整体金属丰度的${\rm [Fe/H]}=-1.3 \pm 0.3$的钙三线的基础上。这个金属丰度与d 0944 +71一致，遵循本星系群dSphs的金属丰度$-$光度关系。我们调查了几个潜在的观测偏差的来源，但发现我们的目标恒星的样本是代表的金属丰度分布函数的d 0944 +71和任何恒星的污染，由于看到的效果是可以忽略不计的。星系的低椭圆率和它在金属丰度$-$光度关系中的位置表明，d 0944 +71没有受到强烈的潮汐剥离的影响。
2016-10-12 astro-ph.GA
On the role of dust in the microwave emission of galactic halos
利用普朗克卫星的微波观测资料，探讨了热尘成分在星系晕旋转中的贡献。多普勒性质的温度不对称性揭示了几个边缘星系在几个微波频率的热尘埃排放的贡献进行了分析。利用两个邻近星系M81和M82的353 GHz、545 GHz和857 GHz三个波段的观测数据，导出了尘埃对星系晕旋转的贡献。然后讨论的背景下，修改后的重力理论提出来描述的暗物质配置上的晕旋转的相关性所揭示的属性。
2019-07-02 astro-ph.GA
Hot Extended Galaxy Halos Around Local L* Galaxies From Sunyaev-Zeldovich Measurements
L * 星系中的大多数重子都是未知的，并被预测位于可能超过R200的热气晕（T~3E6 K）中。热的气体晕将产生热Sunyaev-Zeldovich信号，该信号与气体质量和质量加权温度的乘积成比例。为了最好地检测这个信号，我们使用了一个Needlet独立线性组合全天普朗克地图，这是我们从最新的普朗克数据发布中产生的，也包含了WMAP数据。样本是12个距离为3 - 10 Mpc的L * 螺旋星系，它们是空间分辨的，因此可以排除光学星系的污染。其中一个星系，NGC 891，有一个特别强的SZ信号，当排除它时，11个星系的堆栈被检测到大约4 sigma（随着半径下降），并在> 99%的置信度下扩展到至少250 kpc（~R_{200}）。对于Tavg = 3E6 K，半径为250 kpc的球形体积内的气体质量为9.8 +/-2.8 E10 Msun。这大约是平均星系的宇宙重子含量（3.1E11 Msun）的30%，大约等于恒星、盘气体和温暖的晕气体的质量。剩余的重子（~1.4E11 Msun，占总重子含量的40 - 50%）可能是热的，并延伸到400 - 500 kpc的体积，如果没有超过的话。结果高于预测，但在不确定性范围内。
2022-03-23 astro-ph.GA
Triangulum galaxy viewed by Planck
我们使用普朗克数据来研究M33星系，并发现其短轴投影到天空平面上的实质性温度不对称。这种温度的不对称性与HI速度场在21厘米，至少在0.5度的银河系中心的距离，它被发现从星系中心延伸到约3度。我们的结论是，所揭示的效果，即温度不对称性和它的扩展，意味着我们检测到的差异旋转的M33星系和它的扩展重子晕。
2016-07-27 astro-ph.GA
Probing star formation in the dense environments of z~1 lensing halos aligned with dusty star-forming galaxies detected with the South Pole Telescope
我们探测了大质量$\sim10^{13}\,M_{\odot}$暗物质晕环境中的恒星形成，其红移为$z$ $\sim$ $1$。这种恒星形成与我们在普朗克高频仪器的地图中检测到的亚毫米聚类信号有关，这些地图堆叠在从南极望远镜（SPT）2500度$^2$调查中选择的高红移（$z$ $>$ $2$）强透镜尘埃恒星形成星系（DSFG）样本的位置上。聚类信号具有亚毫米的颜色，其与前景透镜晕（$z$ $\sim$ $1$）的平均红移一致。我们报告了一个平均过量的恒星形成率（SFR）相比，该领域的$(2700\pm700)\,M_{\odot}\,{yr}^{-1}$从所有星系有助于这一集群信号半径为3.5'的SPT DSFG。普朗克过剩的大小与当前宇宙红外背景模型的预测大致一致。该模型预测，80 $\%$的过量发射普朗克测量起源于星系位于邻近的透镜晕。使用赫歇尔地图相同的领域，我们发现一个明确的过剩，相对于该领域，个别来源，有助于普朗克过剩。与场相比的平均过量SFR被测量为（$370\pm40)$ $\,M_{\odot}\,{yr}^{-1}$/分辨的聚类源。我们的研究结果表明，这些巨大的$z$ $\sim$ $1$透镜晕周围的环境承载着大约$2\,$ Mpc的强烈恒星形成。在用普朗克数据测量星系的通量密度时，还应考虑成团效应引起的通量增强。
2015-10-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the "Lensing is Low" of BOSS Galaxies
最近Leauthaud等人发现，重子振荡光谱巡天（BOSS）星系的小尺度透镜信号比星系-晕联系的标准模型预测的低40%，而标准模型再现了观测到的星系恒星质量函数（SMF）和成团。我们重新审视这样的“透镜是低”的差异进行全面的光环职业分布（HOD）建模的SMF，集群，和透镜的BOSS LOWZ和CMASS样品在普朗克宇宙学。我们允许卫星星系的选择函数作为恒星质量以及晕质量的函数而变化。对于中心，我们假设他们的选择只取决于恒星质量，直接测量的redMapPer中央星系的检测分数。最佳拟合HOD成功地描述了所有三个观测值，而不会过度预测小尺度透镜信号。这表明该模型将BOSS星系置于正确晕质量的暗物质晕中，从而消除了单晕区的差异，其中透镜效应的信噪比最高。尽管存在很大的不确定性，但观测到的超过1 Mpc/h的透镜振幅仍然与预测不一致，然而，普朗克宇宙学通过集群测量的大尺度星系偏差牢牢地锚定了这一预测。因此，我们表明，“透镜是低”的差异尺度低于1兆秒差距/小时，可以完全解决占晕质量依赖的选择函数。在大尺度上需要提高精度的透镜测量，以区分普朗克偏差和星系晕连接的非线性效应。
2020-10-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Planck view of the M82 galaxy
在70、100和143 GHz波段分析了M82星系的普朗克数据。一个实质性的南北和东西温度不对称被发现，从银河系中心延伸到1度。几乎是频率无关的，这些温度的不对称性是指示多普勒引起的影响，关于线的视线动态的晕尺度，从银河系中心的喷射，甚至可能，潮汐与M81星系的相互作用。因此，温度不对称性作为一个独立于模型的工具来揭示附近边缘螺旋星系的整体动力学，就像星系团的Sunyaev-Zeldovich效应一样。
2015-09-17 astro-ph.GA
SCUBA-2 overdensities associated with candidate protoclusters selected from Planck data
我们用Herschel-SPIRE和SCUBA-2测量了从普朗克高z星表（PHZ）和普朗克致密源星表（PCCS）中选出的46个候选原星系团的850- $μ$ m源密度。本文旨在寻找850- $μ$ m源的超密度，以选择最有可能是真正的原星系团的领域。在46个候选的原星团中，25个有明显的850- $μ$ m源过密度（$>$是场数的5倍），11个有中等过密度（场数的3- 5倍），10个没有过密度（$<$是场数的3倍）。我们发现，增强的数密度是不太可能的结果，样本方差。与另一个从Planck致密源目录中选取的样品的计数相比，这个[PHz+PCCS]选取的样品具有更高比例的具有显著过密度的候选原星团，尽管两个样品都显示出中等水平以上的850- $μ$ m源的过密度。基于估计的恒星形成率密度（SFRDs），我们认为，这两个样本可以有效地选择原星系团与星爆星系的红移附近的全球场SFRD峰值（$2 < z < 3$）。基于对这里发现的超密度的确认，未来对其他Phz目标的后续观测可能会大大增加真正的DSFG丰富的星团/原星团的数量。
2020-04-18 astro-ph.GA
A Stochastic Theory of the Hierarchical Clustering III. The Non-universality and Non-stationarity of the Halo Mass Function
在层次聚类的随机理论的框架下，我们研究了描述暗物质晕统计的Fokker-Planck方程的时间相关解，并讨论了这些收敛到稳态所需的典型时间尺度，远离初始条件。虽然我们表明，固定的解决方案可以重现国家的最先进的$N-$体模拟的结果在$z\approx 0$到一个很大的准确性，一个需要超越充分考虑宇宙演化的模拟晕质量函数向高红移。具体来说，我们证明了福克-普朗克方程的时间相关的解决方案可以描述，合理的初始条件下，模拟晕质量函数的非普适演化。与标准的理论估计相比，我们的随机理论预测的晕数密度更高的几个因素对$z\gtrsim 10$，这可能是有助于阐明早期和即将到来的数据从JWST的结果。最后，我们指出了我们的方法在设计，解释和模拟目前和未来的$N-$身体实验的相关性。
2022-11-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Messier 90 galactic halo rotation in the microwaves
本研究利用Planck数据发现室女座星系团中罕见的蓝移星系M 90存在源于星系晕旋转的显著温度不对称性，延伸距中心约1度，对星系团动力学与星系晕结构研究有潜在意义。
2025-01-16 astro-ph.GA
ATCA observations of the MACS-Planck Radio Halo Cluster Project II. Radio observations of an intermediate redshift cluster sample
一小部分星系团的主机扩散射电源的起源进行了调查，通过集群样本的多波长研究。我们在一个由七个星系团组成的样本中研究了在大部分未被探索的中红移范围（0.3 < z < 0.44）内弥散射电辐射的存在。为了寻找弥散辐射，利用澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）的宽波段（1.1-3.1 GHz）、全分辨率（$\sim$ 5 arcsec）观测，给出了星团的深射电成像。在点源建模和减影后，以及在应用锥形以实现对低表面亮度漫射无线电发射的更好灵敏度后，也以较低分辨率对vibrium成像。在未探测到扩散源的情况下，我们为观测区域内注入扩散射电源的射电源设置上限。此外，我们讨论了所观察到的集群的动力学状态的基础上的X射线形态分析与XMM牛顿。我们在PSZ 2 G284.97-23.69（z=0.39）中探测到一个巨大的射电晕，在近弛豫星系团PSZ 2 G262.73-40.92（z=0.421）中探测到一个可能的弥散源。我们的样本包含三个高度扰动的大质量星系团，在观测到的频率下没有明显的弥散发射痕迹。我们能够注入模拟的无线电晕与低的总通量密度值设置上限检测;然而，与我们的高频观测，我们不能排除RH在这些系统中的存在，因为我们的观测的灵敏度结合所观察到的集群的高z。
2017-12-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The $ν^2$GC Simulations : Quantifying the Dark Side of the Universe in the Planck Cosmology
我们提出了暗物质晕的演化在六个大的宇宙学N体模拟，称为$ν^2$ GC（新数值星系目录）模拟的基础上LCDM宇宙学与观测结果一致的普朗克卫星。最大的模拟由$8192^3$（5500亿）暗物质粒子组成，这些粒子装在一个$1.12 \, h^{-1} \rm Gpc$盒子里（质量分辨率为$2.20 \times 10^{8} \, h^{-1} M_{\odot}$）。在利用大于$1 \, h^{-1} \rm Gpc$的盒子的模拟中，我们的模拟产生了有史以来最高的分辨率模拟。具有最小盒子的$ν^2$ GC模拟由$70 \, h^{-1} \rm Mpc$盒子中的80亿个粒子组成（质量分辨率为$3.44 \times 10^{6} \, h^{-1} M_{\odot}$）。这些模拟可以跟踪质量超过8个数量级的晕的演化，从小型矮星系到大型星系团。利用$ν^2$ GC模拟的高分辨率和强统计特性，我们给出了晕质量函数、质量吸积率、形成红移和合并统计的统计结果，并给出了普朗克宇宙学的精确拟合函数.通过结合我们的新的半解析星系形成模型的$ν^2$ GC模拟，我们能够准备模拟目录的星系和活动星系核，这将是公开的在不久的将来。
2016-04-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Are Some Milky Way Globular Clusters Hosted by Undiscovered Galaxies?
在最近发现的超暗星系波江座II（Eri II）中确认了一个球状星团（GC），这促使我们研究标题中提出的问题。在使用已发表的恒星质量-晕质量关系估计了Eri II的晕质量后，这个星系中的一个GC支持扩展星系托管的GC数量与星系总质量之间的关系，其恒星质量比以前的限制低两个数量级。对于这个经验确定的特定频率在0.06和0.39之间的球状星团每10 $^9$ $M_\odot$的总质量，幸存的银河系（MW）的subhalos质量小于$10^{10} M_\odot$可以容纳多达5至31个GC，大致符合外晕MW GC的实际人口，虽然详细匹配径向分布仍然是一个挑战。使用subhalo质量函数从已发表的高分辨率数值模拟和泊松模型的人口与上述经验约束的频率，这些晕，我们发现，约90 $\%$这些GC躺在低质量subhalos比的Eri II。从我们所知道的恒星质量晕质量函数，subhalo质量函数，和质量归一化的GC比频率，我们得出结论，一些MW的外晕GC很可能是由未检测到的subhalo非常温和的恒星星族。
2016-04-28 astro-ph.GA
Confirmation of Planet-Mass Objects in Extragalactic Systems
类星体微透镜是研究星系和星系团中离散天体的一种独特的方法。该技术的最新进展表明，它可以限制行星尺度的对象超出我们的原生星系通过研究它们的诱导微透镜签名，发射线的能量移动起源于附近的黑洞高红移背景类星体。我们采用这种技术施加有效的约束行星质量的对象分布在两个额外的透镜系统，Q J0158 $-$ 4325（$z_l = 0.317$）和SDSS J1004+4112（$z_l = 0.68$）使用钱德拉观测的两个引力透镜类星体。观测到的发射线峰值能量的变化可以解释为由行星质量微透镜引起的FeK $α$发射区的微透镜效应。为了证实这一点，我们进行微透镜模拟，以确定焦散渡越源区的概率，并将其与观察到的线位移率进行比较。我们的分析产生了对亚恒星星族的限制，质量范围从月球（$10^{-8} M_{\odot}$）到木星（$10^{-3} M_{\odot}$）大小的天体，在这些星系或星团尺度结构中，总质量分数分别为$\sim 3\times10^{-4}$和$\sim 1\times10^{-4}$相对于Q J 0158 $-$ 4325和SDSS J 1004 +4112的晕质量。我们的分析表明，未束缚的行星质量的物体在星系中是普遍存在的，我们认为这些物体要么是自由漂浮的行星，要么是原始黑洞。我们提出了有史以来第一次限制的亚恒星质量分布的星系团内光的星系团。我们的分析产生了最严格的限制原始…
2019-09-25 astro-ph.GA
Testing Dark Matter Halo Models of Quasars With Thermal Sunyaev-Zeldovich Effect
利用Millennium Simulation对中等红移为$1.5$的类星体宿主的叠加康普顿$-y$图进行了统计分析，以解决两个问题，一个是类星体的反馈能量，另一个是测试类星体宿主的暗物质晕模型。首先，我们发现，在普朗克数据的FWHM= $10$ arcmin的分辨率下，观测到的热Sunyaev-Zeldovich（tSZ）效应可以完全用晕的引力坍缩产生的晕热能来解释，而不需要调用额外的大能量源，如类星体或恒星反馈。考虑到尘埃温度的不确定性，在观测到的康普顿$-y$地图的校准，最大的额外反馈能量是$\sim 25\%$，以前建议。其次，我们表明，与FWHM= $1$弧分束，tSZ测量将提供一个潜在的强大的测试类星体托管暗物质晕模型，仅限于可能的观测系统的不确定性，而不是统计的，即使在可能的类星体反馈的存在。
2015-07-28 astro-ph.GA
Detection of missing baryons in galaxy groups with kinetic Sunyaev-Zel'dovich effect
利用{ \it Planck}宇宙微波背景图和已知位置、晕质量和特殊速度的$40,000$星系系统的叠加，我们提出了从星系群中探测动力学Sunyaev-Zel'dovich效应（kSZE）信号作为晕质量到$\log (M_{500}/{\rm M_\odot}) \sim 12.3$的函数。来自不同质量的组的信号被同时约束，以照顾附近晕的投影效应。总kSZE通量内晕估计意味着，气体部分的晕是关于普遍重子分数，即使在低质量的晕，表明“失踪重子”found. Various测试进行表明，我们的结果是强大的对系统的影响，如污染的红外/无线电源和背景变化，光束大小的影响和贡献晕exiors。结合热Sunyaev-Zel'dovich效应，我们的结果表明，与星系群相关的“失踪重子”包含在温度介于$10^5$和$10^6\,{\rm K}$之间的温热介质中。
2020-01-04 astro-ph.GA
RELICS-DP7: Spectroscopic Confirmation of a Dichromatic Primeval Galaxy at z ~ 7
我们报告了在$z=7.0281\pm0.0003$发现的一个光谱学证实的强莱曼- $α$发射体，作为再电离星团透镜巡天的一部分。这个星系被称为“双色原始星系”，位于$z\sim7$（DP 7），显示出两个不同的组成部分。虽然就其紫外（UV）光度（$\sim0.3L^{\ast}_{UV}$，其中$L^{\ast}_{UV}$是特征光度）而言相当不显著，但DP 7在$z>6$处的莱曼-$α$发射体中具有最高的观测到的莱曼-$α$等效宽度（EW）之一（静止帧中的$>200$埃）.强烈的$α$辐射通常表明一个年轻的贫金属，低尘埃星系;然而，我们发现整个星系的紫外线斜率PDMATHAMT比这些红移的典型恒星形成星系更红，$-1.13\pm 0.84$，可能表明，平均而言，相当数量的尘埃遮蔽，或更老的恒星人口。然而，当我们分别测量这两个分量的$β$时，我们发现了不同紫外线颜色的证据，表明存在两个独立的恒星群。此外，我们发现莱曼- $α$在空间上是扩展的，可能大于星系的大小，暗示莱曼- $α$晕的可能存在。返老还童或合并事件可以解释这些结果。这两种情况都需要极端的恒星数量，可能包括第三星族恒星的一部分，或者一个被遮蔽的活动星系核。DP 7的紫外线光度低，莱曼- $α$ EW高，代表了典型的星系，被认为是对宇宙再电离的主要贡献，因此DP 7是詹姆斯·韦伯太空望远镜跟踪的一个很好的目标。
2021-01-25 astro-ph.GA
Cross-correlation of DES Y3 lensing and ACT/${\it Planck}$ thermal Sunyaev Zel'dovich Effect II: Modeling and constraints on halo pressure profiles
热的电离气体通过热Sunyaev Zel'dovich（tSZ）效应在宇宙微波背景上留下印记。引力透镜效应（追踪投射的质量）与tSZ效应（追踪投射的气压）的互相关是整个宇宙中电离重子热状态的有力探测器，并且对重子反馈等效应敏感。在一篇配套论文（Gatti et al. 2021）中，我们介绍了暗能量调查前三年观测的星系剪切测量值与阿塔卡玛宇宙学望远镜和${\it Planck}$观测组合的tSZ测量值之间的互相关的断层测量和验证测试。在这项工作中，我们使用相同的测量来约束模型的压力分布的晕在很宽的范围内的晕质量和红移。我们发现的证据表明，在低质量的晕减少压力，从活动星系核反馈的影响与预测一致。我们推断流体静力学质量偏差（$B \equiv M_{500c}/M_{\rm SZ}$）从我们的测量，发现$B = 1.8\pm0.1$时，采用${\it Planck}$首选的宇宙学参数。我们还发现，我们的测量结果是一致的非零红移的$B$的演变，正确的符号和足够的幅度来解释质量偏差所需的协调集群计数测量与${\it Planck}$首选的宇宙学。我们的分析介绍了一个模型的影响，内在的路线（IA）的星系形状上的剪切-tSZ相关。我们表明，IA可以有显着的影响，这些相关性在当前的噪声水平。
2022-11-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Clustering and Halo Abundances in Early Dark Energy Cosmological Models
考虑早期暗能量（EDE）的LCDM宇宙学模型被提出来解决哈勃常数H_0 = 100 h km/s/Mpc的局部测量值（h ~ 0.73）和由普朗克宇宙微波背景（CMB）和其他早期宇宙测量值加上LCDM的结果（h ~ 0.67）之间的矛盾。EDE模型通过增加一个标量场来实现这一点，该标量场在红移z ~ 3500的辐射主导时代结束时临时增加了相当于宇宙学能量密度约10%的暗能量。在这里，我们比较了线性和非线性预测的普朗克归一化LCDM模型，包括EDE给h = 0.728与标准普朗克归一化LCDM与h = 0.678。我们发现非线性演化减小了低红移处涨落功率谱之间的差异。因此，在z = 0时，星系尺度上的晕质量函数几乎相同，只有1- 2%的差异。然而，在高红移时，差异显著增加。EDE模型预测，在z = 1时，星系团的质量会增加50%，在z = 4时，星系团的质量会增加两倍。在更高的红移处，星系质量晕的丰度甚至会更大地增加，这可能会使用EDE重新定义宇宙变得更容易。预测的星系丰度和集群将很快通过JWST观测进行测试。重子声振荡（BAO）和关联函数的位置在两个模型之间相差约2%--这种效应不会被非线性所消除。这里研究的标准LCDM和EDE模型与目前可用的声学尺度观测结果吻合良好，但DESI和欧几里得测量将提供严格的新测试。
2020-06-26 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Probing gaseous galactic halos through the rotational kSZ effect
旋转运动学Sunyaev-Zeldovich（rkSZ）信号，由前景星系的气体晕（旋转的“大气”）印在宇宙微波背景（CMB）上，将是星系形成的新探测器。虽然信号太弱，在个别星系检测，我们分析了其统计检测的可行性，通过堆叠CMB数据的许多星系的自旋取向可以估计光谱。我们使用一个“乐观”的模型，其中完全电离的大气包含宇宙重子分数和旋转在晕的圆速度$v_{\rm circ}$，和一个更现实的模型，基于流体动力学模拟，与多相大气旋转在一个分数的$v_{\rm circ}$。我们将现实的噪声估计纳入我们的分析。使用低红移星系的性质从MANGA光谱调查（与中等晕质量的$6.6\times10^{11}\,M_{\odot}$），和CMB数据质量从普朗克，我们发现，$3σ$检测将需要几个$\times 10^4$星系，即使在乐观的模型。这对目前的调查来说太高了，但即将到来的更高角分辨率的CMB实验将大大降低要求：在$\sim10$ deg $^2$中堆叠星系自旋上的CMB数据可以排除乐观的模型，而$\approx$ 350 deg $^2$将足以用ACT进行$3σ$探测。作为概念验证，我们将普朗克数据叠加在$\approx2,000$ MaNGA星系的位置上，与星系的投影自旋对齐，并按比例缩放到它们的晕的角度大小。我们排除了平均温度偶极子大于$\approx1.9\,μ$ K周围场螺旋星系。
2020-04-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy formation in the Planck cosmology - IV. Mass and environmental quenching, conformity and clustering
我们在Henriques et al.（2015）的星系形成模拟中研究了恒星形成的猝灭随红移、环境和恒星质量的变化，该模拟在两个千禧年模拟中实现了慕尼黑半解析模型（L-GALAXIES）的更新版本，并将其扩展到普朗克宇宙学。在这个模型中，大质量星系被活动星系核的反馈淬灭，这取决于黑洞和热气体的质量，因此间接地取决于恒星的质量。此外，任何质量的卫星星系都可以通过气体的冲压压力或潮汐剥离以及通过抑制气体流入而熄灭。这种组合的过程产生淬火效率，这取决于恒星质量，主机晕质量，环境密度，距离组中心和组中心星系性质的方式同意定性与观察。一些差异仍然存在于密集的区域和靠近群体中心的地方，那里的淬火似乎仍然太有效。此外，虽然大质量星系的平均恒星年龄与观测结果一致，但假设的活动星系核反馈模型允许在后期有太多的恒星形成。活动星系核的反馈和环境效应在密度较高的环境中更强，这一事实导致了中心星系和卫星星系的淬灭之间的相关性，这大致再现了晕内观察到的一致性趋势。
2016-11-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Fokker-Planck entropic force interpretation of galactic rotation curves
CEDIP-Cámara de Diputados（众议院CEDIP）；Asociación Mexicana para el Avance de la Ciencia (AMEXAC)（墨西哥促进科学协会）；Departamento de Física y Matemáticas, Universidad de Monterrey（蒙特雷大学物理与数学系）；School of Engineering and Sciences, Tecnologico de Monterrey（蒙特雷理工学院工程与科学学院）；Facultad de Ciencias, Universidad Autónoma de San Luis Potosí（圣路易斯波托西自治大学理学院）
本文通过Fokker-Planck方程推导出有效径向力，用熵力解释星系旋转曲线的观测偏差，模型在统计质量上与传统模型相当，且能解释旋转速度与红外亮度的关联，符合Tully-Fisher关系。
2026-04-27 astro-ph.GA gr-qc
Probing the cluster pressure profile with thermal Sunyaev-Zeldovich effect and weak lensing cross-correlation
我们将~ \citet{Arnaud10}提出的普适压力剖面（UPP）与最近由Planck测量的热Sunyaev-Zeldovich（tSZ）效应的互相关函数和由红星系团序列透镜巡天（RCSLenS）测量的弱引力透镜效应进行了比较。利用晕模型计算了透镜会聚和康普顿- $y$参数$ξ^{y-κ}$和透镜切变和康普顿-$y$参数$ξ^{y-γ_{\rm t}}$的预报，并利用观测资料拟合了UPP参数。当将宇宙学固定为WMAP 9年或普朗克2018年最佳拟合值时，我们发现一致的UPP参数。最佳约束参数是压力分布浓度$c_{500}=r_{500}/r_{\rm s}$，我们发现$c_{500} = 2.68^{+1.46}_{-0.96}$（WMAP-9）和$c_{500} = 1.91^{+1.07}_{-0.65}$（Planck-2018）用于$ξ^{y-γ_t}$估计。对于WMAP-9和Planck-2018宇宙学，中半径区域$α$参数的形状指数分别被约束为$α=1.75^{+1.29}_{-0.77}$和$α= 1.65^{+0.74}_{-0.5}$。将UPP参数的不确定性解释为压力剖面导致$3$在形状和大小上的不确定性。进一步的研究表明，大部分的互相关信号来自低红移，内晕轮廓（$r \leqslant r_{\rm vir}/2$）与晕质量的范围内的$10^{14}$ - …
2020-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing primordial non-Gaussianities on galactic scales at high redshift
原始非高斯性提供了暴胀模型的一个重要检验。虽然普朗克宇宙微波背景实验对星系团尺度上的非高斯性产生了很强的限制，但在星系尺度上仍有相当大的非高斯性空间。我们已经测试了本地的非高斯高红移星系人口的影响，运行5个宇宙学N体模拟到z=6.5。对于这些模拟，我们采用相同的初始相位，以及高斯或尺度相关的非高斯原始波动，所有这些都与普朗克对集群尺度的约束一致。然后，我们使用Behroozi et al.（2013）的晕-恒星质量经验关系为每个晕分配恒星质量。我们的模拟与非高斯初始条件产生晕质量函数，显示出明显的偏离从类似的模拟与高斯初始条件在z>~10。我们观察到一个>0.3 dex的增强低端的晕质量函数，这导致了类似的影响星系恒星质量函数，这应该是测试未来的星系调查在z>10。由于宇宙再电离被认为是由高红移的矮星系驱动的，我们的发现可能对宇宙的再电离历史有影响。
2014-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Simple halo model formalism for the cosmic infrared background and its correlation with the thermal Sunyaev Zel'dovich effect
由于星系演化的复杂性，在所有尺度上模拟CIB中的各向异性是一项具有挑战性的任务，因此通常需要太多的参数来拟合观测数据。在本文中，我们提出了一个新的晕模型的各向异性的CIB使用只有四个参数。我们的模型将暗物质晕上的质量吸积与恒星形成速率联系起来。利用这个模型，我们发现具有最大吸积重子转换成恒星效率的晕质量是$\log_{10}M_\mathrm{max} = {12.94}^{+0.02}_{-0.02} \: M_\odot$，与其他研究结果一致。考虑到恒星演化过程中的质量损失，我们发现，对于一个中等年龄的星系，恒星形成效率定义为$M_\star(z)/M_b(z)$是等于0.19和0.21，分别在红移0.1和2，与以前的研究得到的值很好地吻合。这是首次用CIB模型同时拟合Planck和Herschel CIB功率谱。然而，我们发现，大角度尺度的普朗克和赫歇尔数据是不完全兼容的小尺度赫歇尔数据（$\ell>3000$）。CIB可能与星系团的tSZ信号相关。使用此晕模型的CIB，和晕模型的tSZ与一个单一的参数，我们还提供了一个一致的框架来计算这种互相关，这需要没有额外的参数。当用两个宽间隔频率信道（例如143 × 857 GHz）的组合推断时，发现CIB $\times$ tSZ相关性更高。CIB、tSZ和CIB $\times$ tSZ在从CMB功率谱测量kSZ功率谱时充当前景，…
2020-11-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spectroscopic Confirmation of the Existence of Large, Diffuse Galaxies in the Coma Cluster
我们最近确定了一个人口的低表面亮度的对象在外地的z=0.023后发座星系团，使用蜻蜓长焦阵列。在这里，我们提出了凯克光谱的最大的这些“超扩散星系”（UDG），确认它是一个成员的集群。该星系具有显著的吸收特征，包括Ca II H+K线和G带，没有检测到发射线。它的径向速度cz=6280 +- 120 km/s，在后发座星系团的1 sigma速度色散范围内。该星系的有效半径为4.3 +- 0.3 kpc，Sersic指数为0.89 +- 0.06，由凯克成像测量。我们没有发现潮汐尾或其他扭曲的迹象，至少在~2 r_e的半径范围内。我们发现，UDG位于一个以前稀疏的区域的大小-星等平面的静止恒星系统，因为他们是~6级比正常的早期类型的星系暗淡相同的大小。看起来大型静止星系的光度分布并不是连续的，尽管这很大程度上可能是由于选择效应。需要动力学测量来确定UDG的暗物质晕是否与具有相同光度的星系或具有相同大小的星系的暗物质晕相似。
2015-04-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Kinetic Sunyaev-Zel'dovich effect of the Milky Way Halo
利用动力学Sunyaev-Zel'dovich（kSZ）效应计算了银河晕中电离气体对宇宙微波背景（CMB）的影响.与其他银河系前景不同，晕kSZ签名覆盖了整个天空，在大角度尺度上产生各向异性，不伴有光谱失真，因此可能与原始CMB各向异性相混淆。我们建立了各种晕成分的理论模型，包括光滑的扩散气体，冷流入气体和高速云的细丝。我们发现，kSZ效应的所有组件是上述的普朗克卫星的灵敏度，在一定范围内的角尺度。然而，典型的晕贡献远低于宇宙方差噪声在原始CMB功率谱。高速云可能主导晕的贡献，需要更好的观测数据来掩盖它们。我们根据已有的晕气体分布的示踪数据，如中性氢的21 cm图和重组气体的H_α图，得到了预期的kSZ图。这些图与WMAP 5数据的互相关不产生任何统计学显著信号。
2009-06-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Improved Models for Cosmic Infrared Background Anisotropies: New Constraints on the IR Galaxy Population
在整个宇宙恒星形成历史中，宇宙红外背景（CIB）功率谱对恒星形成和暗物质晕之间的联系非常敏感。在这里，我们开发了一个模型，关联恒星形成星系的暗物质晕和他们的subhalos。该模型是基于尘埃处理的红外光度和（子）晕质量之间的参数化关系。通过调整3个自由参数，我们试图同时拟合CIB各向异性功率谱的普朗克测量的4个频带。为了拟合这些数据，我们发现恒星形成效率必须在晕质量标度约为5 × 10^12太阳质量时达到峰值，并且单位质量的红外光度必须随着红移迅速增加。通过比较我们的预测与一个良好的校准的现象学模型的散粒噪声，并与源计数的直接观察，我们表明，基本的红外源的平均占空比必须接近统一，这表明CIB是由长寿命的静止恒星形成，而不是间歇性的短“恒星爆发”。尽管我们的模型的灵活性有所提高，最好的同时适合所有四个普朗克通道仍然相对较差。我们讨论了可能的进一步扩展，以减轻与数据的剩余紧张局势。我们的模型提出了一个理论框架，未来联合分析的背景各向异性和源计数测量。
2011-09-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Population Studies. XIII. A New Analysis of the Bidelman-MacConnell "Weak-Metal" Stars - Confirmation of Metal-Poor Stars in the Thick Disk of the Galaxy
从Bidelman和MacConnell选出的302颗“弱金属”候选星中获得了一组新的高信噪比（S/N > 100/1）、中分辨率（R~3000）光谱。我们使用这些数据来校准最近开发的SEGUE恒星参数管道的泛化，并获得这些非SDSS/SEGUE数据的大气参数（Teff，log g和[Fe/H]）的估计值;我们还获得[C/Fe]的估计值。新的丰度测量结果与现有的高分辨率光谱测定结果一致，并代表了本系列论文I中报告的以前光度估计所获得的准确性的实质性改进。我们的新光谱学证实了几位作者在这个样本中注意到的巨星光度丰度的明显偏移;在矮星中没有发现这种效应。这些新的丰度数据清楚地支持了金属弱厚盘（MWTD）种群的存在。大约25%的金属丰度为-1.8 < [Fe/H] <= -0.8的恒星表现出轨道偏心率e < 0.4，但在林德布拉德能量-角动量图中，它们与具有类似金属丰度的内晕族成员明显分开。一个比较与最近的结果为一个类似大小的样本的RAVE星Ruchti等人。我们的结论是，基于这两个样本，MWTD是真实的，必须考虑在讨论的形成和演化的磁盘系统的银河系。
2014-08-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
A chemical confirmation of the faint Bootes II dwarf Spheroidal Galaxy
我们提出了一个最明亮的确认成员星的超微弱矮星系牧夫座II的Keck/HIRES高分辨率光谱在中等信噪比的化学丰度研究。在[Fe/H] = -2.93 +/- 0.03（静态）时+/- 0.17（系统）这颗恒星在化学上类似于贫金属晕场星，也类似于其他微弱的矮球状星系在相同金属丰度下的特征，因为它显示出增强的[α/Fe]比，太阳Fe峰值元素丰度，以及中子捕获元素Ba的低上限。此外，这颗恒星在我们能够测量的八种元素中没有任何化学特性。这意味着，在其他系统中发现的化学异常值仍然是与各自环境的不寻常富集历史有关的异常值，而Bootes II似乎经历了其非常低质量的典型富集历史。我们还重新校准了以前从钙三重态（CaT）测量的星系金属丰度，发现比以前报告的值低得多。由此产生的广泛的金属丰度分布，超过一个dex，非常贫金属的平均值，以及现在恒星的化学丰度模式意味着牧夫座II是一个低质量，古老，贫金属的矮星系，而不是像以前根据其天空位置和运动学提出的那样与人马座流相关的过度密度。低，平均CaT金属丰度-2.7 dex正好落在从更明亮到最暗的星系的四个数量级的光度-金属丰度关系上。因此，牧夫座II的化学富集似乎代表了星系的原始质量，而潮汐剥离和其他质量损失机制可能并不像其他低质量卫星那样重要。
2014-08-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Running with BICEP2: Implications for Small-Scale Problems in CDM
BICEP 2的结果，当被解释为一个引力波信号，并结合其他CMB数据，表明在原始物质功率谱的功率滚降向小尺度。其中最简单的可能性是光谱指数的运行。在这里，我们表明，运行的首选级别在$Λ$ CDM模型中，甚至比可行的WDM模型更能说明小规模的问题。我们使用银河系大小光环的宇宙学放大模拟以及全箱模拟来比较四种不同宇宙学的预测：BICEP 2启发的运行指数模型（$α_s$ = -0.024）、普朗克提出的两个固定倾斜的$Λ$ CDM模型，以及2.6 keV热WDM模型。我们发现运行的BICEP 2模型降低了大型矮尺寸晕（$V_\mathrm{max}$ ~ 30 - 80 km s $^{-1}$）的中心密度，并与我们采用的普朗克和WDM情况相比，大大简化了太大而不能倒的问题。此外，BICEP 2模型相对于普朗克模型抑制了约50%的小subhalos的计数，并产生了显着较低的“提升”因子的暗物质湮灭信号。我们的研究结果强调，需要了解的原始功率谱的形状，以正确地解释小规模的数据。
2014-09-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
JWST high redshift galaxy observations have a strong tension with Planck CMB measurements
JWST高红移星系观测预测了比标准宇宙学更高的恒星形成效率，这给$Λ$ CDM带来了新的张力。我们发现情况比预期的更糟。真实的情况是，普朗克CMB测量与JWST高红移星系观测有很强的张力。具体地说，我们尝试通过考虑包括暗物质-重子相互作用、$f(R)$引力和动力学暗能量在内的其他宇宙学模型来缓解这种紧张。在普朗克2018 CMB数据的当前宇宙学约束下，我们发现这些模型都无法解释如此大的张力。一个可能的方案，以逃避宇宙学的约束是扩展的Press-Schechter形式主义，在那里我们考虑了当地的环境对大质量星系的早期形成的影响。有趣的是，我们发现适当的高红移晕的非线性环境过密度值可以很好地解释这种张力。
2023-01-03 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
