Small-scale stellar haloes: detecting low surface brightness features in the outskirts of Milky Way dwarf satellites
本文提出一种基于Gaia空间、颜色-星等和自行数据的更新算法，用于识别银河系矮星系外围成员星，并在约60个卫星中发现9个矮星系存在低密度外部轮廓，为矮星系恒星晕或潮汐流研究提供新证据。
2023-12-05 astro-ph.GA
Are stellar over-densities in dwarf galaxies the "smoking gun" of triaxial dark matter haloes?
利用N体模拟研究了矮球状星系中球状星团的潮汐演化。我们的模型采用了宇宙学动机的情况下，dSPH近似的静态NFW晕与三轴形状。对于一个大的轨道和投影角，我们研究的空间和速度分布的恒星碎片沉积在星团的完全破坏。我们的模拟显示，在低表面亮度（>26 mag/arcsec ^[2]）下，这些碎片表现为壳层、孤立的团块和拉长的过密度，这让人想起在几个MW dSphs中观察到的亚结构。这些特征是由星系势的三轴性引起的，不会随着时间的推移而消失。因此，以几兆瓦dSphs为单位的恒星超密度可能是暗物质晕在形状上是三轴的证据。我们探讨了一些运动学签名，这将有助于验证（或证伪）这种情况。平均角动量的集群碎片与盒和共振轨道，这是不存在的球势，是零。因此，我们表明，视线的速度分布可能会表现出一个特性的“双峰”取决于相对于祖的轨道平面的视角的取向。dSphs的运动学调查可能有助于检测和识别与星团破裂相关的子结构，以及解决dSphs嵌入其中的暗物质晕的形状。
2010-01-25 astro-ph.GA
A tale of two populations: surviving and destroyed dwarf galaxies and the build up of the Milky Way's stellar halo
我们使用磁流体动力学模拟的银河系质量晕御夫座项目研究生存和破坏的矮星系，这些晕在宇宙时间内吸积的属性。我们发现，在各种御夫座晕中，幸存的和被摧毁的矮星在坠落时的组合光度函数是相似的，并且由被摧毁的矮星主导。然而，它对坠落时间有很强的依赖性：被摧毁的矮星通常有早期的坠落时间，$t_{infall}<6$ Gyr，而大多数在$t_{infall}>10$ Gyr吸积的矮星都存活到了今天。由于它们的坠落时间较晚，今天幸存的卫星在坠落时的金属岩含量高于其被摧毁的类似坠落质量的卫星;这种差异对于今天卫星的金属岩来说更加明显，其中许多卫星在坠落后继续形成恒星。与以前的工作一致，我们发现，少数相对大规模的破坏矮星系主导的恒星晕的质量。然而，有一个显着的径向依赖性：虽然90%的质量在内部区域（$<\,20\,$ kpc）的贡献，平均而言，只有3个大规模的祖细胞，外部区域（$>\,100\,$ kpc）通常有$\sim8$的主要祖细胞相对较低的质量。最后，我们表明，一些大规模的祖先占主导地位的吸积星的金属丰度分布，即使在金属穷人结束。与文献中常见的假设相反，质量为$M_{*}<10^7 \, M_{\odot}$的矮星系在$50\,$ kpc内的吸积贫金属恒星（[Fe/H] $<\,-3$）中所占比例不到10%。
2020-10-07 astro-ph.GA
Ultra-deep imaging of nearby dwarf irregular galaxies: stellar haloes and disk structure
Lowell Observatory（洛厄尔天文台）
研究通过超深V图像拟合椭圆，分析10个低恒星质量矮不规则星系的恒星结构，发现恒星形成活动分布影响光学等高线，并发现部分星系存在恒星晕证据，其可能源于内部演化而非外部吸积。
2026-04-30 astro-ph.GA
GRUMPY: a simple framework for realistic forward-modelling of dwarf galaxies
我们提出了一个简单的调节器类型的框架，专门为模拟形成矮星系。尽管它的简单性，再加上现实的质量吸积历史的晕从模拟和合理的选择模型参数值，该框架可以重现一个显着广泛的观测到的性质的矮星系超过7个数量级的恒星质量。特别是，我们表明，该模型可以同时匹配的恒星质量-晕质量关系，以及恒星质量和气相和恒星金属丰度，气体质量，大小和恒星形成率之间的关系，以及一般形式和多样性的恒星形成历史（SFHS）的观测矮星系的观测约束。因此，该模型可以用来预测的光度学性质的矮星系托管的暗物质晕在$N$体模拟，如颜色，表面亮度，质量与光的比例和前向模型观测矮星系。我们提出了这样的建模的例子，并表明模型星系的颜色和表面亮度分布是在最近的观测调查中观察到的分布与矮星很好的协议。我们还表明，在与常见的假设相比，绝对星等晕质量关系一般预测有一个非幂律形式的矮制度，和主机可检测的超微弱星系的晕的分数是敏感的再电离红移（$z_{\rm rei}$）和预测是一致的观测$z_{\rm rei}\lesssim 9$。
2022-09-08 astro-ph.GA
Predictions on the stellar-to-halo mass relation in the dwarf regime using the empirical model for galaxy formation EMERGE
研究星系形成的主要目标之一是了解宇宙的发光成分--星系--如何与暗物质晕的引力坍缩所主导的结构的生长有关。恒星与晕的质量关系探讨了星系如何占据暗物质晕，以及这对它们的恒星形成历史意味着什么。我们提供了第一个自洽的经验模型，可以把约束的恒星晕质量关系下降到日志恒星质量$\log_{10}(m^*/\mathrm{M}_{\odot}) \leq 5.0$拟合我们的模型直接本地群矮数据。这是通过模仿再电离的影响来惩罚后期形成的低质量晕中的星系生长来实现的。这一过程通过改变固定恒星质量下晕峰质量$M^{\mathrm{peak}}_{h}$的散射来调节星系的数量密度，从而产生比没有高$z$猝灭机制时更紧密的散射。我们的结果表明，以前建立的双幂律恒星晕质量关系可以扩展到包括星系与$\log_{10}(M^{\mathrm{peak}}_{\mathrm{h}}/\mathrm{M}_{\odot})\gtrsim 10.0$。此外，我们表明，与$\log_{10}(M^{\mathrm{peak}}_{\mathrm{h}}/\mathrm{M}_{\odot})\lesssim 9.3$的$z=4$晕不太可能主机与$\log_{10}(m^*/\mathrm{M}_{\odot}) > 5.0$星系。
2023-01-17 astro-ph.GA
Ejection of supermassive black holes and implications for merger rates in fuzzy dark matter haloes
由超轻轴子组成的模糊暗物质（FDM）被用来缓解冷暗物质场景中的银河系尺度问题。通过波的叠加产生的FDM波动可以影响浸没在FDM晕中的中心超大质量黑洞（SMBH）的运动。SMBH将经历由FDM波动引起的随机行走，这可能导致其从中心区域射出。这种效应在矮星系中最强，说明了游荡的SMBH和矮球状星系中AGN的低检测率。此外，一个较低的边界上允许的轴子质量推断都人马座$A^*$和较重的SMBH，以避免从银河系中心，$10^{-22}{\rm eV}$或更轻的数量级的轴子质量被排除。更强的限制推断合并星系。我们发现，FDM晕中SMBH合并的事件率和相关的SMBH增长率可以降低至少一个数量级。
2020-09-23 astro-ph.GA
Associations of dwarf galaxies in a $Λ$CDM Universe
矮星系团是完全由矮星系组成的松散系统。这些系统在三十多年前第一次在地方卷中被确定。我们在$Λ$冷暗物质（$Λ$ CDM）模型的宇宙学框架下研究了这些系统。我们认为小MultiDark普朗克模拟和填充其暗物质晕应用半解析模型的星系形成SAG。我们确定星系系统使用的朋友的朋友的算法与链接长度等于$b=0.4 \,{\rm Mpc}\,h^{-1}$，复制矮星系协会在本地卷中检测到的大小。我们的矮星系样本是除去那些有一个（或多个）恒星质量大于最大阈值$M_{\rm max}$的星系而建立起来的。我们分析了由${\rm log}_{10}(M_{\rm max}[{\rm M}_{\odot}\,h^{-1}]) = 8.5, 9.0$和$9.5$定义的三种不同的样本。平均而言，我们的系统具有典型的$\sim 0.2\,{\rm Mpc}\,h^{-1}$的大小，$\sim 30 {\rm km\,s^{-1}} $的速度分散和估计的总质量的$\sim 10^{11} {\rm M}_{\odot}\,h^{-1}$。如此大的典型尺寸表明，一个给定矮星系团的个体成员存在于不同的暗物质晕中，并且通常不是任何其他晕的子结构。事实上，在我们90%以上的矮星系中，它们的个体成员居住在不同的暗物质晕中，而只有剩下的10%的成员居住在同一个晕中。我们的结果表明，$Λ$ CDM模型可以自然地再现矮星系协…
2020-10-12 astro-ph.GA
Connecting the first galaxies with ultra faint dwarfs in the Local Group: chemical signatures of Population~III stars
我们研究了孤立的本星系群超暗矮星系（UFD;恒星质量范围为10^2太阳质量< M_star <10^5太阳质量）和富含气体的低质量矮星（Leo P类似物;恒星质量范围为10^5太阳质量< M_star <10^6太阳质量）的恒星形成历史和化学演化。我们进行了一套宇宙流体动力学放大模拟，以跟踪它们从第一代恒星时代到z=0的演化。我们确认，再电离，结合超新星（SN）的反馈，是主要负责截断恒星形成的UFD。具体来说，维里质量M_vir < 2 x 10^9太阳质量的晕在再电离前形成了> 90%的恒星。我们的工作进一步证明了第三星族（Pop~III）星在产生低金属丰度星（$\rm [Fe/H]\lesssim-4$）和碳增强贫金属星（CEMP）方面的重要性，这些星具有固有的高$\rm [C/Fe]$产额和相关的外部金属富集。我们发现UFD是一个复合系统，由多个祖先晕组装而成，其中一些仅容纳在邻近晕中SNe外部富集的环境中形成的PopII星，自然产生金属丰度极低的PopII星。我们说明了如何模拟化学富集可用于约束恒星形成历史（SFHS）的真实观测UFD。我们发现Leo P类似物可以形成晕，M_vir ~ 4 x 10^9太阳质量（z=0）。这样的系统受再电离的影响较小，并继续形成恒星，直到z=0，导致更高的金属丰度尾。最后，我们预测在LG UFD星系中存在极低金属丰度的恒星，它们保留了Pop…
2017-09-25 astro-ph.GA
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 spatial distribution of globular clusters in dwarf spheroidal galaxies and the timing problem
矮球状星系尖状暗晕内部区域的大质量球状星团的动力学摩擦时标可以比哈勃时间短得多。这意味着一小部分GC预计将在这些星系的中心附近被捕获。我们比较的径向分布的GC预测在简单的Monte Carlo模型与样品的$38$光谱证实GC加17 GC候选人，主要与低光度dSph星系。如果暗物质晕遵循NFW轮廓，则在投影距离小于星系有效半径的一半处观察到的偏离中心GC的数量明显高于模型预测。这个时间问题可以看作是对起始GC距离的微调。由于中心区域的GC下沉时间尺度较短，预计GC的径向分布将在下一个1-2 Gyr期间发生显著变化。然而，暗物质晕的核心大小相当于星系的有效半径，可以导致一个缓慢的轨道内螺旋的GC在这些星系的中心区域，提供了一个简单的解决方案的时间问题。我们还检查了我们的GC样品的总分布中质量分离的任何迹象。
2022-02-02 astro-ph.GA
EDGE: The shape of dark matter haloes in the faintest galaxies
本研究利用EDGE项目高分辨率模拟，首次揭示超暗矮星系中暗物质晕形状：贫气体星系保持长球状，富气体星系变圆扁，且存在显著径向速度各向异性，为暗物质模型提供新检验。
2023-09-05 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
Non-sphericity of ultralight axion dark matter haloes in the Galactic dwarf spheroidal galaxies
超轻轴子暗物质是解决小尺度问题，特别是核尖点问题的可能方案之一。这是因为暗物质可以在所有暗物质晕中产生一个中心孤子核心，这是由于德布罗意波长以下的量子压力对抗重力，这在轴子质量范围为$\sim10^{-22}$ eV的天体物理尺度上变得明显。在这项工作中，我们应用我们的非球形动力学模型的运动学数据的8个经典矮椭球体（dSphs），以获得更可靠和现实的限制，对中微子质量。这是由于dSphs的光分布不是球形的，也不是暗物质模拟预测的暗物质晕的形状。与以往的球形质量模型下的暗暗物质研究相比，由于非球形度的不确定性，我们的结果比那些约束条件更宽松。另一方面，值得注意的是，我们发现dSphs更喜欢有一个扁平的暗物质晕，而不是一个球形的，特别是天龙座喜欢一个强烈拉长的暗物质晕天真地假设一个孤子核心的配置文件。此外，我们随之而来的非球形核心的配置文件是更平坦的比数值预测的基础上的暗物质，即使仍然有不确定性的估计暗物质晕结构。为了减轻这种差异，可能需要进一步了解小质量尺度上的重子和/或重暗物质物理。
2019-12-04 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Evolution of LMC/M33-mass dwarf galaxies in the EAGLE simulation
在EAGLE星系形成模拟中，我们研究了与大麦云（LMC）和M33相似的恒星质量的矮星系的人口。在这个领域，星系居住在晕中，恒星与晕的质量比为$1.03^{+0.50}_{-0.31}\times10^{-2}$（68%的置信水平）;像LMC这样的系统，有一个SMC质量的卫星，居住在大约1.3倍的晕中，这表明LMC晕质量为$M_{200}=3.4^{+1.8}_{-1.2}\times10^{11}M_\odot$（68%的置信水平）。矮星的颜色分布是双峰的，红色星系（$g-r>0.6$）主要是卫星星系。红LMC质量矮星的比例是15%的中心，而对于卫星，这一比例随着宿主质量的增加而迅速增加：从银河系（MW）质量晕卫星的10%到近90%的集团和集群卫星。猝灭时间尺度，定义为时间后，当一半的卫星已获得红色，主机质量从${>}5$陀螺MW质量主机到$2.5$陀螺集群质量主机。与场星系相比，MW质量晕的卫星星系具有更高的恒星形成率和更蓝的颜色。这是由于在吸积后不久，气体压缩引发了恒星形成的增强。LMC和M33都增强了最近的恒星形成，这可能是这一过程的表现。在进入它们的MW质量的宿主之后，LMC质量的矮星的$g-r$颜色在前2个Gyrs变得更蓝，之后它们迅速变红。LMC质量的矮星只是相对最近才落入它们的MW质量宿主，其中一半以上的进入时间小于3.5 Gyrs。
2018-06-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Magnetic field amplification in cosmological zoom simulations from dwarf galaxies to galaxy groups
本文利用Auriga模型对矮星系到星系群质量范围的盘星系进行宇宙学放大模拟，发现磁场放大在高分辨率下达到收敛，且大质量晕中磁场与湍流能量达到平衡，小质量晕中饱和值偏低，为研究宇宙射线等依赖磁场的物理过程奠定基础。
2024-01-09 astro-ph.GA
Broken and unbroken: the Milky Way and M31 stellar haloes
我们使用Bullock & Johnston的模拟套件来研究L* 型星系恒星晕的密度分布。对银河系和M31恒星晕的观测显示了截然不同的结果：银河系有一个“破碎”的轮廓，密度在25 kpc以上下降得更快，而M31在100 kpc以下有一个平滑的轮廓，没有明显的断裂。仅由矮星系吸积而成的模拟恒星晕也表现出这种行为：一些晕有断裂，而另一些没有。在恒星晕轮廓中是否存在破裂可以与星系的吸积历史有关。我们发现，一个突破半径是密切相关的建立在远心恒星。我们将这些发现与观测结果相关联，并发现银河系密度分布的“断裂”可能与相对较早（约6-9 Gyr前）和大规模吸积事件有关。相比之下，M31的恒星晕轮廓没有破裂，这表明它的吸积卫星有着广泛的远心。因此，M31可能比银河系有更长的吸积历史。
2012-12-08 astro-ph.GA
The impact of filaments on dwarf galaxy properties in the Auriga simulations
通过一个简单的不考虑反馈的星系形成模型的流体动力学模拟，我们以前的工作表明，在高红移的密集和大量的细丝可以提供潜在的阱来捕获和压缩气体，从而影响星系形成在其居住的低质量晕。在本文中，我们利用御夫座模拟，一套高分辨率的放大银河系类星系的流体动力学模拟，研究是否仍然成立的结论在模拟与复杂的星系形成模型。与我们以前的工作结果一致，我们发现，与具有相似晕质量的暗条星系相比，存在于暗条中的矮星系往往具有更高的重子和恒星分数。在固定的母晕质量下，暗条矮星的恒星形成率往往比场矮星略高。但总的来说，我们没有发现暗条和场的星系颜色有明显的差别。我们还表明，在高红移，在矮星系的气体成分往往有他们的自旋与他们居住的细丝对齐。我们的研究结果支持了这样一种观点，即在高红移的大质量暗条有助于气体吸积，并增强了其驻留的矮尺寸暗物质晕中的恒星形成。
2022-05-27 astro-ph.GA
The effect of feedback and reionization on star formation in low-mass dwarf galaxy haloes
我们模拟了10^9 Msun的暗物质晕在宇宙学背景下的演化，并使用自适应网格加密代码模拟了局部低光度矮不规则星系和矮球状星系。本研究的主要目的是探讨再电离和超新星反馈在确定低质量矮星系恒星形成历史中的作用。我们包括了广泛的物理效应，包括金属冷却，分子氢的形成和冷却，光电离和光解从元银河系背景，一个简单的处方自屏蔽，恒星形成，和一个简单的模型超新星驱动的能量反馈。我们依次进行模拟，排除每个主要影响。我们发现，再电离是主要负责驱逐我们的模拟中的大部分气体，但超新星反馈需要分散的密集，冷气体的核心晕。此外，我们表明，再电离的时间可以产生一个数量级的差异，最终恒星质量的系统。对于我们在z=9时再电离的完整物理运行，我们发现z=0时的恒星质量约为10^5 Msun，半光半径内的质光比约为130 Msun/Lsun，与观测到的低光度矮星一致。然而，由此产生的恒星金属丰度中位数为0.06 Zsun，比观测到的系统大得多。此外，我们发现恒星的形成是截断的红移4和7之间，在孤立的矮系统中观察到的晚时间恒星形成的不一致，但与银河系超微弱的矮球体。我们调查我们简单的热能驱动的反馈方案中的能量反馈的功效，并建议它仍然可能遭受过度的辐射损失，尽管达到恒星粒子质量约100 Msun，和11 pc的共动空间分辨率。
2013-03-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Feedback reshapes the baryon distribution within haloes, in halo outskirts, and beyond: the closure radius from dwarfs to massive clusters
本研究通过三组宇宙流体动力学模拟，揭示了不同质量暗晕中重子再分布的主导反馈过程，提出了与质量相关的闭合半径概念及普适关系，为约束反馈物理模型提供了观测对比依据。
2022-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of baryons on the internal structure of dark matter haloes from dwarf galaxies to superclusters in the redshift range 0<z<7
本研究结合IllustrisTNG与MillenniumTNG模拟，在0<z<7红移、10^9.5-10^15.5太阳质量的晕质量范围内，揭示了重子对暗物质晕浓度-质量关系的影响机制，并给出可用于纯暗物质模拟的经验拟合公式。
2025-01-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
ETHOS - an effective theory of structure formation: formation of the first haloes and their stars
在矮星系尺度上，线性物质功率谱的截止点对矮晕及其星系在高红移和低红移时的丰度、形成机制和年龄都有影响。我们使用流体动力学模拟的星系形成的ETHOS框架内的基准模型，有这样一个截止，并已被证明是一个替代的冷暗物质（CDM）模型，强调其矮尺度的挑战。我们展示了星系在这个模型中如何形成不同的CDM晕晕的基础上，在红移$z\ge6$。我们表明，ETHOS晕在半模质量尺度形式与50%的质量比他们的CDM同行，由于他们的形成时间较晚，但他们保留更多的气藏，由于不同的行为的气体和暗物质的整体崩溃的第一晕模型与银河系规模的截止。因此，ETHOS晕中接近截止尺度的星系在$z=10-6$和$z=6$之间迅速增长，最终具有非常相似的恒星质量，更高的气体分数和更高的恒星形成率。我们突出这些差异，预测如何抑制ETHOS的$z=6$星系和贫气体的本星系群化石星系的老恒星星族的星系数量。有趣的是，我们在ETHOS中发现了在高密度和低密度环境中形成的星系之间的年龄梯度。
2018-12-11 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Constraining the distribution of dark matter in dwarf spheroidal galaxies with stellar tidal streams
我们使用高分辨率的N体模拟跟踪与矮球状星系（dSphs）相关的潮汐流的形成和演化。dSph模型嵌入在暗物质（DM）晕中，具有中心发散的“尖点”或非中心密度的“核心”。与以前的研究一致，我们发现，作为潮汐带星系的半光半径和平均速度色散的演变遵循明确的轨道，主要是由质量损失量控制。至关重要的是，不同的形状的DM配置文件的演变轨迹表现不同：在一个固定的残余质量，dSphs嵌入核心晕有更大的尺寸和更高的速度分散比他们的尖状对应。发散的演变是特别明显的星系，其恒星的组成部分是强烈隔离在其DM晕，并成为更加不同的残余质量减少。我们的分析表明，DM配置文件中起着重要的作用，在定义潮流的内部动力学。我们发现，恒星流相关的核心DM模型的速度分散系统地高于他们的尖状对应。我们的研究结果表明，流与已知的dSPH祖先的动态可能会提供强大的约束DM的分布在最小的星系尺度。
2015-03-01 astro-ph.GA
NIHAO -- XXV. Convergence in the cusp-core transformation of cold dark matter haloes at high star formation thresholds
我们利用NIHAO计划的宇宙学流体动力学星系形成模拟来研究冷暗物质（CDM）晕对重子过程的响应。以前的工作表明，晕响应主要是星系恒星质量和总维里质量之间的比率，以及气体有资格形成恒星的密度阈值$n [{\rm cm}^{-3}]$的函数。在低$n$的所有模拟在文献中同意矮星系晕是尖的，但在高$n\ge 100$没有达成共识。我们跟踪在矮星系与$n\ge 100$在以前的一些模拟不足的空间分辨率的光环收缩。提供所采用的恒星形成阈值是适当的模拟的分辨率，我们表明，晕响应是显着稳定的$n\ge 5$，最高的恒星形成阈值，我们测试，$n=500$。这个自由参数可以用观测到的年轻恒星的聚集来校准。模拟低阈值$n\le 1$预测集群是太弱，而模拟高恒星形成阈值$n\ge 5$，是与观察到的集群一致。最后，我们测试的CDM预测对附近的矮星系的圆速度。低阈值预测速度太高，而使用$n\sim 10$的模拟提供了与观测结果的良好匹配。因此，我们的结论是CDM模型提供了一个很好的描述星系的结构kpc尺度上的重子的影响被适当地捕获。
2020-11-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Star Formation and Stellar Mass Assembly in Dark Matter Halos: From Giants to Dwarfs
Lu et al. 2014的经验模型用最近的数据进行了更新，并用于研究星系恒星的形成和组装历史。在$z > 2$，预测的星系恒星质量函数是陡峭的，大量的恒星形成是由低质量的晕，可能会错过在目前的观测。星团中心的大多数恒星形成的时间早于$z\approx 2$，但它们的聚集时间要晚得多。自$z\approx 2$以来，银河系质量星系一直在进行恒星形成，但没有发生重大合并，因此没有发生重大合并产生的显着（经典）凸起。在大质量的星团中，恒星被束缚在星系中，分散在晕中，形成了一个古老的、具有太阳金属丰度的同质种群。相比之下，在银河系的质量系统中，这两个组成部分形成了两个不同的群体，晕星年龄更大，金属含量更少，是$\approx 3$的一个因素。在具有$M_{\rm h} < 10^{11}h^{-1}M_{\odot}$的晕中的矮星系经历了伴随着在$z > 2$的主要合并的恒星形成爆发，然后在$z = 1$之后是几乎恒定的恒星形成速率。早期的爆发留下了一个重要的古老的恒星星族，分布在球状体中。
2015-03-31 astro-ph.GA
Ultra-diffuse galaxies in the Auriga simulations
利用御夫座高分辨率宇宙学磁流体动力学模拟研究了超弥散星系的形成。我们在模拟中识别出一个$92$ UDG样本，该样本匹配广泛的可观测量，如大小、中心表面亮度、Sérsic指数、颜色、空间分布和丰度。御夫座UDG的动力学质量与普通矮星相似。在该领域，它们起源的关键是存在于低质量暗物质晕中的星系大小和晕自旋参数之间的强相关性。场UDG形成于暗物质晕中，与场中的正常矮星相比具有更大的自旋，与先前的半分析模型一致。另一方面，卫星UDG有两种不同的起源：其中$\sim 55\%$在被吸积之前形成为场UDG;其余的$\sim 45\%$是正常的场矮星，随后由于潮汐相互作用而变成UDG。
2019-10-19 astro-ph.GA
TangoSIDM: Tantalizing models of Self-Interacting Dark Matter
我们介绍了TangoSIDM项目，一套宇宙学模拟的结构形成的$Λ$-自相互作用暗物质（SIDM）宇宙。TangoSIDM探索了矮星系尺度上大暗物质（DM）散射截面的影响。受DM相互作用的启发，遵循汤川势，每单位质量的横截面，$σ/m_χ$，假设一个速度依赖的形式，避免违反当前的限制在大尺度上。我们证明，我们的实现准确地模型不仅核心形成晕，但重力热核心崩溃。对于宇宙学体积中的中心晕，频繁的DM粒子碰撞使粒子轨道各向同性，使它们基本上是球形的。我们发现，速度依赖的$σ/m_χ$模型产生了很大的多样性，在卫星晕的圆周速度，随着横截面达到20，60和100厘米$^2$/g的$10^9~\rm{M}_{\odot}$晕的速度增加的蔓延。晕内部结构的大变化是由DM粒子相互作用驱动的，在一些晕中导致扩展核的形成，而在另一些晕中导致重力热核的坍塌。我们的结论是SIDM模型从探戈项目提供了一个很有前途的解释的多样性的密度和速度分布的观测矮星系。
2022-06-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Quiescent Ultra-diffuse galaxies in the field originating from backsplash orbits
超扩散星系（UDG）是已知的表面亮度最低的星系，具有典型的矮星系的恒星质量，但大小与银河系等较大的星系相似。其扩展规模的原因是有争议的，建议内部过程，如角动量，反馈或合并与外部机制或两者的组合。从观测上，我们知道UDG是红色的，在群体和集群中是静止的，而它们在场上的对应物是蓝色的，正在形成恒星。这种二分法表明，环境影响是罪魁祸首。然而，最近在实地观察到孤立的静止的UDG，这一设想受到了挑战。在这里，我们使用$Λ$ CDM宇宙学流体动力学模拟表明，孤立的淬火UDG形成的后溅星系，曾经是另一个星系，集团或集群晕的卫星，但今天几个Mpc远离他们。这些相互作用虽然短暂，但会移除气体，并潮汐式地剥离现已熄灭的孤立UDG的暗物质晕的外围，这些UDG是作为恒星形成场UDG诞生的，占据了矮质量暗物质晕。因此，在暗条和空洞中可以发现数量不可忽略的静止UDG，与具有类似恒星成分的矮星相比，它们具有过去相互作用的标记，即剥离的外部晕，没有暗物质和气体。
2021-09-03 astro-ph.GA
How to Quench a Dwarf Galaxy: The Impact of Inhomogeneous Reionization on Dwarf Galaxies and Cosmic Filaments
我们使用SPHINX套件的高分辨率宇宙辐射流体动力学模拟研究如何在空间和时间上不均匀的再电离影响的重子内容的矮星系和宇宙细丝。SPHINX模拟同时模拟了非均匀再电离，遵循从数千个星系中逃逸的电离辐射，并解决了远低于原子冷却阈值的晕。这使它们成为研究再电离如何影响恒星形成和矮星系气体含量的理想工具。我们比较模拟和没有恒星辐射隔离的辐射反馈的影响，超新星，宇宙膨胀，和数值分辨率。我们发现，宇宙细丝的气体含量可以减少80%以上的再电离。气体流入率与$M_{vir}<10^8M_{\odot}$的晕强烈的影响，并减少了一个数量级以上的模拟相比，没有再电离。晕质量$M_{vir}<7\times10^7M_{\odot}$的气体流出率显着增加。我们的模拟结果表明，流入抑制，而不是光蒸发，是占主导地位的机制，高红移矮星系的重子含量的调节。在固定的红移和晕质量，有一个大的散射在晕重子分数，这是完全由在周围的一个晕，可以改变$Δz>3$在固定的质量的局部区域的再电离的时间决定。最后，虽然高红移矮星系的气体含量受到再电离的显著影响，但我们发现大多数具有$M_{vir}<10^8M_{\odot}$的晕在再电离后很长时间内仍能保持自屏蔽并形成恒星，直到它们的本地气体库耗尽，这表明本星系群矮星系不一定表现出在$z=6$之前达到峰值的恒星形成历史。
2020-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Columba: isolated dwarf galaxy populations in diverse cosmological environments simulated with a cold interstellar medium
Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学）；University of Durham（杜伦大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；University of Nottingham（诺丁汉大学）；Ecole Polytechnique Fédérale de Lausanne (EPFL)（洛桑联邦理工学院）；University of Vienna（维也纳大学）；Leiden University（莱顿大学）
通过高分辨率宇宙学模拟，研究宇宙环境对矮星系形成的影响，发现环境主要影响质量函数归一化，而暗物质晕浓度对恒星-晕质量关系和星系形成时间有更关键作用。
2026-06-26 astro-ph.GA
Tidal disruption of globular clusters in dwarf galaxies with triaxial dark matter haloes
利用N体模拟研究了矮球状星系中球状星团的潮汐演化。我们的模型采用了宇宙学动机的情况下，dSPH近似的静态NFW晕与三轴形状。我们将我们的模型应用于五个GC，跨越三个数量级的恒星密度和两个质量，选择代表的五个GC表现出的天炉座dSph的属性。我们发现，只有代表天炉座最低密度GC（F1）的物体才能被天炉座的内部潮汐场完全破坏-即使它们的轨道衰减到天炉座的中心，四个密度更大的星系团也能生存下来。对于一个大的轨道和投影角，我们研究的空间和速度分布的恒星碎片沉积在完全破坏的F1类GC。我们的模拟显示，在低表面亮度（>26 mag/arcsec ^[2]）下，这些碎片表现为壳层、孤立的团块和拉长的过密度，这让人想起在几个MW dSphs中观察到的亚结构。这些特征是由星系势的三轴性引起的，不会随着时间的推移而消失。碎片的运动学在很大程度上取决于前身的轨道。与盒和共振轨道相关的碎片不显示流运动，如果视角垂直/平行于祖先的轨道平面，则可能比dSph的场群“更冷”/“更热”。与此相反，与环轨道相关的碎片显示出的旋转速度，可能是从星系中心检测到几个千秒差距。化学标记，可以区分GC碎片场星可能会揭示是否合并的GC有助于形成多个恒星组件中观察到的dSphs。
2009-05-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Under the sword of Damocles: plausible regeneration of dark matter cusps at the smallest galactic scales
利用受控N体实验研究了由暗物质吸积驱动的矮星系暗物质晕轮廓的演化。我们的初始条件假设超新星反馈擦除原始DM尖点的晕与$10^{9}-10^{10} \rm{M_{\odot}}$在$z=0$。下落子结构的轨道和质量是从{ \it Aquarius}模拟中借来的。我们的实验表明，一小部分的晕，经历1：3下降到1：30合并容易改革DM尖由$z\approx 0$。尖点再生长是由密度足够大的DM子结构的吸积驱动的，这些子结构在被潮汐破坏之前到达主晕的中心区域。在所报道的质量-浓度关系的平均值上，质量比大于1：6的子结构的落入系统地导致瓣尖再生长。在1：6到1：8和1：8到1：30之间的子结构需要分别位于平均值以上一个和两个sigma。这些致密的低质量子结构的合并时间尺度相对较长$(5-11 \rm{Gyrs})$，这可能会对矮星系DM核心的寿命造成时间尺度问题。这些结果表明，一定程度的分散在中央密度斜坡的星系晕的反馈作用是预期的随机质量吸积的历史低质量晕和不同的恒星形成的历史中观察到的本地群矮。
2014-09-12 astro-ph.GA
Exploring the diversity and similarity of radially anisotropic Milky Way-like stellar haloes: implications for disrupted dwarf galaxy searches
本研究通过模拟类银河系星系中的GSE并合事件，发现其碎片化学动力学性质相似且难以区分，并指出银河中心因低污染和高非原位恒星比例，是搜寻最早星系恒星的理想区域。
2023-09-07 astro-ph.GA
No cores in dark matter-dominated dwarf galaxies with bursty star formation histories
矮星系自转曲线的测量通常被解释为需要一个中心密度恒定的核心，这与$N$ -冷暗物质（CDM）晕体模拟预测的“尖形”内部轮廓不一致。有人认为，这种冲突可以通过恒星形成爆发后气体周期性移动引起的内部引力势波动来解决。早期的研究表明，核心的形成需要一个爆发和延长的恒星形成历史（SFH）。本文研究了在APOSTLE（A Project of Simulating the Local Environment）和AURIGA宇宙学流体动力学模拟中形成的矮星系CDM晕（$M_{\rm DM} \sim 10^9-5\times10^{10}\,{\rm M}_\odot$）的结构。我们的模拟具有可比或更好的分辨率比其他人，使核心（$M_{\rm gas} \sim 10^4\,{\rm M}_\odot$，重力软化$\sim 150$ pc）。然而，我们没有发现在{ \it any}质量下形成核心的证据，也没有发现DM密度分布的内斜率与SFH的时间变化之间的任何相关性。APOSTLE和AURIGA矮星在其累积SFH中显示出与本地群矮星的可用数据相似的多样性。在这两个模拟中的矮人是DM占主导地位的所有解决尺度在任何时候，可能限制的能力，气体流出，以改变显着的中心密度分布的晕。我们的结论是，经常爆发的恒星形成不足以导致核心的形成，重子也必须满足其他条件才能修改中央DM尖点。
2019-05-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Formation and Evolution of sub-structures in tidal tails: Spherical dark matter haloes
最近提出了一个关于球状星团潮尾恒星超密度形成的理论，该理论预言了超密度形成的位置和时间，并成功地用质点星系势中球状星团的N体模拟进行了检验。在这项工作中，我们提出了一个比较这个理论和我们的模拟使用矮星系轨道两个不同形状的暗物质晕研究的核心和尖状晕潮汐尾的形成和演化的影响。我们发现没有区别使用尖或核心晕，但是，我们发现一个有趣的不对称之间的领先和落后的手臂的潮汐尾巴。拖曳臂比引导臂生长得更快，这种不对称性可以在第一次过密度的距离和它的大小上看到。我们建立了到第一个过密度的距离和这个过密度的大小之间的关系。
2017-11-10 astro-ph.GA
The phase space density of fermionic dark matter haloes
我们通过数值实验研究了费米子暗物质粒子的初始热速度对它们所聚集的暗物质晕的物理分布和相空间密度分布的影响，发现粒子的初始热速度在两种分布中都诱导出中心核，这可以在相空间密度理论的框架下得到理解.我们发现模拟的晕的最大粗粒度相空间密度（在6维相空间中使用EnBid程序计算）非常接近理论上的细粒度上界，而伪相空间密度Q ~ ρ/σ^3高估了最大相空间密度达一个数量级。在模拟晕的内部区域的密度很好地描述了一个“伪等温”的核心配置文件。我们已经开发了一个简单的模型，该模型的基础上，观察到的星系的表面亮度分布和中心速度色散，准确地预测其中心相空间密度。应用这个模型的矮球状卫星的银河系产生的值接近0.5千电子伏的质量的一个假设的热暖暗物质粒子，假设卫星晕的核心产生的温暖的暗物质自由流。如此小的值与莱曼-α森林观测设定的1.2 keV下限相冲突。因此，如果银河系的矮球状卫星有核心，这些核心很可能是由于与形成中的星系相关的重子过程，也许是纳瓦罗，埃克和弗伦克提出的那种，并在最近的冷暗物质模型中模拟星系形成。
2013-01-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Re-examining the Too-Big-To-Fail Problem for Dark Matter Haloes with Central Density Cores
最近的研究发现，围绕矮球状星系（dSphs）的暗物质（DM）暗晕的密度明显低于宇宙学模拟中银河系大小星系周围最大质量暗晕的密度，即所谓的“太大而不能倒”（TBTF）问题。一个警告以前的工作一直被认为是黑暗的子结构包含在DM晕中心陡峭的密度尖点，即使DM晕的中心密度结构仍在争论中。在这项研究中，我们重新研究了模型的DM密度结构的核心或浅尖点的TBTF问题。我们的分析表明，TBTF问题得到缓解的对数斜率的中心尖点变得更浅。我们发现，TBTF问题是避免的，如果周围dSphs的DM晕的中心尖点比$r^{-0.6}$浅。
2014-10-28 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
The Characteristic Mass and Energy Conversion Efficiency in the Cusp-Core Transition of Dark Matter Haloes: Implications for Scaling Relations and Supernova feedbacks
University of Tsukuba（筑波大学）；National Institute of Technology, Sendai College（国立仙台高等专门学校）；Tohoku University（东北大学）；The University of Tokyo（东京大学）
研究揭示了暗物质晕尖峰-核心过渡的能量转换效率，发现其约为0.01，并确定了禁止转变区域，对星系形成模型提供约束。
2026-02-22 astro-ph.GA
Dark influences: imprints of dark satellites on dwarf galaxies
在当前的$Λ$ CDM宇宙学模型的背景下，小的暗物质晕是丰富的，矮星系的卫星预计将主要是黑暗的。由于低质量星系具有较小的重子分数，与这些卫星的相互作用可能会留下特别引人注目的印记。我们揭示了这些暗卫星中最大的影响盘状矮星系和可能的动力学和形态的转变，从这些相互作用的结果。我们使用一套精心设置的，受控的孤立矮星系模拟。主矮星系在暗物质晕中只有一个恒星盘，而次矮星系则完全没有重子。我们改变盘质量，晕浓度，初始盘厚度和卫星轨道倾角。盘状矮星系被加热和破坏，由于轻微的合并事件，更极端的卫星盘质量比高，形态和运动学显着改变。此外，对于不太集中的晕，轻微的合并可以完全摧毁盘，留下一个低光度的类球状星系。我们的结论是，矮星系是非常容易受到干扰的暗星系，即使是一个轻微的合并事件可以显着破坏和改变的结构和运动学的矮星系。这一过程可能被看作是矮球状星系形成的一个新通道。
2014-11-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gas clump formation via thermal instability in high-redshift dwarf galaxy mergers
高红移矮星系中的恒星形成是理解早期宇宙中早期星系演化的关键。利用三维流体动力学程序GIZMO，研究了晕质量为$\sim 3 \times 10^{7}~M_{\odot}$的相互作用矮星系中冷、高密度气体云的形成机制，这些气体云很可能是早期星团的形成场所.我们的模拟可以同时解决星际介质的结构在小尺度上的$\lesssim 0.1$ pc和银盘。我们发现，当冷却时间小于星系动力学时间时，冷气体云是通过金属线冷却引起的热不稳定性在激波后区形成的。冷云的质量函数在初始阶段几乎呈幂律分布，并存在一个热不稳定尺度上限。我们发现，一些云合并成更大的质量与$\gtrsim 10^{4}~M_{\odot}$在$\sim 2~{\rm Myr}$。只有含有$\gtrsim 10^{3}~M_{\odot}$的大质量冷云才能因引力不稳定而不断坍缩，从而形成星团。此外，我们还研究了云质量函数对金属丰度和${\rm H_{2}}$丰度的依赖性，并表明低金属丰度（$\lesssim 10^{-2}~Z_{\odot}$）或高${\rm H_{2}}$丰度（$\gtrsim 10^{-3}$）的情况下不能形成具有$\gtrsim 10^{3}~M_{\odot}$的大质量冷云。
2017-10-31 astro-ph.GA
Binary stars as probes of dark substructures in dwarf galaxies
我们使用分析和N-体的方法来研究生存的广泛的恒星双星对反复遇到的黑暗的子结构轨道中的暗物质晕的矮球状星系（dSphs）。我们的模型采用宇宙学动机的条件下，其中dSphs是暗物质占主导地位的系统，形成层次和围绕宿主星系的轨道。我们的分析估计表明，宽的二进制被打乱的速度是成比例的本地密度的黑暗子结构的平均寿命的二进制人口。事实上，外部潮汐可以有效地剥离黑暗的子结构从郊区的dSphs意味着目前的数量和分布的双星强烈耦合与个别星系的质量演化。然而，我们表明，在银河系dSphs的动态质量和银心距离的范围内，在a_max <~ 0.1 pc的分离函数的截断预计在所有这些星系。一个例外可能是人马座dSph，它已经失去了大部分的暗物质信封潮汐，并接近完全破坏。我们的模拟结果表明，当间距大于a_max时，扰动的二元分布标度为dN/da \propto a^{-2.1}，与子结构的质量和密度无关.这些结果可用于确定是否在矮星系中发现的二元分离函数是兼容的无标度的层次图片，设想在所有星系晕的暗子结构的存在。我们表明，哈勃望远镜上的ACS相机可能能够在日心距离<100 kpc的dSphs中测试这一预测，即使双星部分仅占恒星星族的10%。
2010-05-28 astro-ph.GA
Origin and evolution of ultra-diffuse galaxies in different environments
本文利用 TNG50 宇宙学模拟研究超弥散星系（UDGs）的起源，发现 UDG 多诞生于场环境中高自旋、大质量暗晕的矮星系，潮汐效应仅对少数卫星 UDG 的尺寸增长起次要作用。
2023-04-13 astro-ph.GA
The mass loss process in dwarf galaxies from 3D hydrodynamical simulations: the role of dark matter and starbursts
理论$Λ$ CDM宇宙学模型预测的低质量暗物质晕的数量比在本星系群中观察到的要多得多。一个可能的解释是，如果大部分可见物质在早期进化阶段通过星系风丢失，那么探测这些晕的难度就会增加。本文研究了超新星在矮球状星系（dSph）中引发星系风的现有模型，并基于三维流体动力学数值模拟，研究了质量损失率与暗物质晕质量及其径向分布、恒星形成率等重要物理参数之间的相关性。我们发现，风的存在是无处不在的，独立于引力势。我们的模拟显示，瑞利-泰勒不稳定性（RTI）可能在将物质推出这些系统方面发挥重要作用，即使对于非常大的晕。这种不稳定性导致了银河系早期演化过程中5 - 40%的质量损失，在$t > 200$ Myrs时相关性较小。对于不同的暗物质配置文件研究（NFW和对数）获得的质量损失率没有显着差异。我们还发现了质量损失率与晕质量和超新星速率之间的相关性，正如以前的工作中已经报道的那样。此外，大部分重子星系物质从星系中被移除的时代取决于SN率和引力势。后者，结合RTI在每个模型中的重要性，可能会改变我们对矮星系化学演化的理解，以及在高红移星系际介质的重元素污染。
2012-11-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
NIHAO IX: the role of gas inflows and outflows in driving the contraction and expansion of cold dark matter haloes
我们使用~100宇宙学星系形成放大模拟使用平滑粒子流体动力学代码{ \sc gasoline}来研究重子过程对冷暗物质晕质量分布的影响。在我们的研究中，晕的范围从矮星（M_{200} ~10^{10}Msun）到银河系（M_{200} ~10^{12}Msun）。我们的模拟表现出广泛的晕响应，主要是随着质量的变化，从膨胀到收缩，在百分之一的维里半径封闭的暗物质质量的变化高达10倍。与以往的研究结果一致，晕响应与恒星形成的积分效率相关：e_SF=（M_{star} / M_{200}）/（Ω_b/Ω_m）。此外，我们还报道了一个新的与恒星系统致密性的关系式：e_R= r_{1/2} / R_{200} .我们给出了依赖于e_SF和e_R的冷暗物质晕对重子过程响应的解析公式。一个观测上可检验的预测是，在固定质量下，较大的星系经历更多的晕膨胀，而较小的星系经历更多的晕收缩。这种多样性的暗晕反应是由一个玩具模型组成的循环绝热流入（导致收缩）和脉冲气体流出（导致膨胀）。对于净流出，或相等的流入和流出分数，f，总体效果是扩张，随着f的增大，扩张更多。对于净流入，收缩发生在小f（大半径），而膨胀发生在大f（小半径），恢复在我们的模拟中看到的现象。星系形成过程中的这些变化为冷暗物质晕结构的完全预测模型提供了一个步骤。
2016-07-05 astro-ph.GA
A Possible Formation Scenario for Dwarf Spheroidal Galaxies I: Fiducial Model
我们使用数值模拟来研究矮球状星系的形成方案，其中它们的恒星星族是宇宙学暗物质晕内的疏散星团和恒星协会溶解的产物。这篇论文表明，这一过程产生的物体类似于银河系中观测到的矮球状卫星，而不会引起外部影响。这些物体的恒星组成部分中存在长寿的运动学子结构，这会影响它们的预计速度色散。我们发现，这反过来又会影响质量估计的基础上，预计速度色散配置文件，可能高估的实际暗物质晕质量取决于子结构的数量是存在的。我们的模型对dSphs的详细运动学和光度特性进行了预测，这些特性可以使用未来的观测进行测试。
2013-03-18 astro-ph.GA
A dynamical attractor in the evolution of dwarf spheroidal galaxies
University of Edinburgh（爱丁堡大学）；University of California, San Diego（加州大学圣地亚哥分校）
通过N体实验研究矮球星系团在暗物质晕中的动态演化，发现其通过随机力涨落不可逆地趋于具有特定半光半径和速度弥散的动态吸引子，揭示了其结构多样性源于内部加热和潮汐作用而非恒星形成条件。
2026-04-27 astro-ph.GA
Dark matter haloes from dwarf to massive galaxies: no systematic inner-density tension with ΛCDM hydrodynamical simulations
Leiden University（莱顿大学）；University of Surrey（萨里大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC)（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉帕鲁纳大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）
本研究分析48个富气星系和8个贫气卫星星系样本，发现其内暗物质密度与ΛCDM流体动力学模拟大体一致，无系统性张力，从而缓解了尖点-核球和旋转曲线多样性问题。
2026-10-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
NIHAO IV: Core creation and destruction in dark matter density profiles across cosmic time
我们利用NIHAO模拟研究了重子物理对暗物质中心密度分布随时间演化的影响。该样品由$\approx 70$独立的星系形成的高分辨率流体动力学模拟制成，覆盖了很宽的质量范围：1e10< Mhalo <1e12，即，从侏儒到L*。我们证实了以前的结果的内部暗物质密度斜率，$α$，恒星晕质量之间的比率的依赖。我们发现，这种关系保持在所有的红移（与一个内在的散射约0.18在$α$）。这意味着几乎所有的晕，随着恒星质量和总质量的增加，它们的内部密度轮廓的形状在宇宙时间内发生了相当大的变化。因此，根据它们最终的恒星与晕的质量比，晕可以形成并保持一个相当大的密度核心（大小约为1 kpc），或者形成然后破坏核心并重新收缩晕，回到一个尖形轮廓，这甚至比CDM预测的大质量星系（约为1e12 Msun）更陡峭。我们表明，从NIHAO套件的结果与最近的观测测量的矮星系$α$的一致性很好。总的来说，我们的研究结果表明，一个普遍的暗物质晕密度分布的概念不再是有效的星系形成的存在。
2019-05-06 astro-ph.GA
A universal scaling relation incorporating the cusp-to-core transition of dark matter haloes
本研究基于暗物质晕的c-M关系推导出理论标度关系，发现矮星系和星系的观测标度关系源于此，并预测星系团中同样成立，同时提出包含尖点-核转变效应的新标度关系，为观测验证该转变过程提供了理论依据。
2024-07-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the dark matter haloes inner structure and galaxy morphology
在本文中，我们扩展了Del Popolo（2010）的研究，以确定具有不同形态的星系晕的内部密度轮廓的斜率。我们研究了星系形态如何改变星系晕密度剖面的内斜率$α$与恒星质量$M_{*}$或自转速度$V_{\rm rot}$之间的关系。为此，我们使用Del Popolo（2009）的模型，结合来自Romanowsky\& Fall（2012）椭圆星系和螺旋星系样本的观测数据，McConnachie（2012）编制的本星系群样本，以及Cloet-Osselaer等人的模拟结果。我们发现$α$的斜率单调地从$V_{\rm rot} \simeq 250$ km/s的$α\simeq -1 $到$α\simeq 0 $。在$V_{\rm rot}\simeq 25$ km/s之后，斜率开始变陡。陡峭化发生在由非旋转支撑的星系主导的质量范围内（例如，dSphs），并取决于旋转和非旋转主导星系的角动量的偏移水平。这种变陡是球状矮星系中重子含量和角动量减少的结果。最后，我们将我们的结果与Di Cintio的SPH模拟进行了比较。我们的结果与他们的模拟结果在定性上是一致的，主要区别是小质量下的内斜率$α$（$M_* \lesssim10^{8} M_{\odot}$）比他们的模拟结果更平坦.因此，在质量略小于$\simeq 10^6 M_{\odot}$的矮星系中找到一个核心（如Di Cintio…
2016-07-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Diverse dark matter haloes in Two-field Fuzzy Dark Matter
本文通过高分辨率宇宙学模拟，首次揭示双场模糊暗物质模型中暗物质晕的多样结构，发现其孤子核心形态取决于形成时间与潮汐环境。
2025-06-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Expanded haloes, abundance matching and too-big-to-fail in the Local Group
利用观测到的40个本星系群（LG）成员的运动学数据，导出了这些星系的暗物质晕质量。从理论上预期的LG质量函数和两个不同的密度配置文件中选择的光晕被假定，一个标准的通用尖点模型和质量依赖的配置文件，占在修改星系内的暗物质分布的重子的影响。由此产生的恒星和晕质量之间的关系进行比较，从丰度匹配的预期。使用一个普遍的尖形轮廓，LG星系系综适合在相对较低的质量晕，留下“黑暗”的许多大质量的\mhalo $\gtrsim$ 10 $^{10}$ \msun晕：这反映了“太大而不能失败”的问题，并导致\mstar - \mhalo \关系，不同于丰度匹配预测。此外，孤立LG星系的恒星形成效率增加时，采用尖点模型的晕质量的减少。相比之下，使用质量依赖密度剖面，具有\mstar $\gtrsim$ 10 $^{6}$ \msun的矮星系被分配到更大质量的晕，其中心核心分布有暗物质：缓解了“太大而不能倒”的问题，得到的\mstar - \mhalo \关系遵循丰度匹配预测直到当前勘测的完整性极限，孤立成员的恒星形成效率随着晕质量的减小而减小，与理论预期一致。最后，LG星系的尖点/核心空间，提供了一个框架，以了解其密度分布的非普遍性。
2015-04-15 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
