On the mass assembly history of the Milky Way: clues from its stellar halo
本文总结了博士论文工作，通过多层面逐星分析银河系恒星晕的结构，推断其质量组装与演化历史，为解答银河系如何形成及约束其他盘状星系形成提供了新见解。
2024-04-25 astro-ph.GA
The gas fractions of dark matter haloes hosting simulated $\sim L^\star$ galaxies are governed by the feedback history of their black holes
我们研究散射的起源之间的关系的气体分数和质量的暗物质晕托管当今$\sim L^\star$中央星系的EAGLE模拟。散射与中央星系黑洞（BH）的吸积率无关，但与BH的质量强烈且呈负相关，这意味着在整个光环组装过程中，活动星系核反馈的气体排出差异是散射的主要原因。在中心星系中有质量不足的黑洞的晕也倾向于保留较高的气体分数，并表现出较高的恒星形成率（SFR）。中心黑洞质量的多样性主要源于暗物质晕结合能的多样性，因为这些量在固定的晕质量下是强烈正相关的，因此由更（不）紧密结合的晕所承载的$\sim L^\star$星系发展出的中心黑洞比其晕质量的典型质量更（不）大。在固定晕质量下，晕气体分数的变化反映在软X射线亮度和热苏尼亚耶夫-泽尔多维奇通量中，这表明星系性质与其晕气体分数之间强耦合的预测可以通过测量来测试。具有不同SFR但相似晕质量的星系的诊断。
2019-06-04 astro-ph.GA
Reconstructing the Accretion History of the Galactic Stellar Halo from Chemical Abundance Ratio Distributions
在过去的二十年中，晕星的观测研究已经对吸积矮星系对银河系恒星晕的贡献的数量和性质进行了一些限制，通常利用恒星相空间信息来识别最近的晕吸积事件。在这项研究中，我们测试的前景，使用2-D化学丰度比分布（CARDs）中发现的恒星晕的恒星，以确定其形成历史。首先，我们使用模拟数据从11个“MW样”晕生成卫星模板集的2-D CARD的吸积矮卫星，其中包括从各种质量制度和时代的吸积矮星。接下来，我们从这11个晕中随机抽取恒星化学丰度比（[ $α$ /Fe]，[Fe/H]）的$\sim10^{3-4}$模拟观测样本，为我们的CARD生成潜在密度样本，以便在我们的分析中与我们的模板进行比较。最后，我们使用的期望最大化算法来获得吸积的历史中使用的卫星模板集（STS）和样本大小。对于某些STS使用，我们通常可以确定所有吸积卫星的相对质量贡献在2倍之内。我们还发现，这种方法是特别敏感的老吸积事件涉及低亮度的矮星，如超暗矮星-正是那些事件太古老，被看到的恒星的相空间研究和太暗，被看到的早期宇宙的高z研究。由于我们的结果只利用两个化学维度和不久的将来的调查承诺提供$\sim6-9$尺寸，我们的结论是，这些新的高分辨率光谱调查的恒星晕将使我们能够恢复其吸积历史-和亮度功能的矮星系-整个宇宙的时间。
2015-01-28 astro-ph.GA
Convergence properties of halo merger trees; halo and substructure merger rates across cosmic history
我们引入gbpTrees：一种从宇宙学模拟中构建合并树的算法，旨在识别和纠正晕轮发现过程中的错误或模糊所引入的病理情况。gbpTrees是建立在一个光环匹配的方法，利用伪径向矩从径向排序的粒子ID列表（不需要其他信息）和一个方案，用于分类合并树病理从网络的匹配，使到和从光环跨越快照范围向前和向后的时间。在这项工作中，关注Subfind目录，扫描影响我们的合并树构建的参数，产生收敛结果所需的最佳快照节奏和扫描范围。当快照由$\lesssim{0.128}$动态时间间隔时，病理增殖;方便地类似于半分析建模的收敛所需的，如Benson等人所建立的，对于尺寸为$n_{\rm p}\gtrsim{75}$的朋友的朋友（FoF）晕，总合并计数收敛在$\sim{5}$ %的水平，质量分辨率为512倍，但是子结构速率随着质量分辨率收敛得更慢，达到$n_{\rm p}\gtrsim{100}$和颗粒质量$m_{\rm p}{\lesssim}10^{9}M_\odot$的$\sim{10}$ %的收敛。我们目前的分析适合FoF和子结构合并率在几乎所有观测到的银河系的历史（$z{\le}8.5$）。虽然我们发现与Fakhouri等人的FoF晕的结果很好的协议，一个稍微平坦的合并率和增加的主要合并率的依赖，减少以前报道的差异与扩展Press-Schechter估计。当适当定义时，子结构合并率显示出与Fo…
2017-09-05 astro-ph.GA
Star formation history of the Milky Way halo traced by the Oosterhoff dichotomy among globular clusters
在我们最近对多星群范式中奥斯特霍夫二分法的研究中（Jang et al. 2014），我们提出奥斯特霍夫I、II和III群球状星团（GC）中的RR天琴座变星主要分别由第一、第二和第三代恒星（G1、G2和G3）产生。在这里，我们表明，第一次，所观察到的二分法在内部和外部晕GC可以自然地复制时，这些模型扩展到所有的金属丰度制度，同时保持合理的协议，在水平分支类型与[Fe/H]的相关性。为了实现这一点，然而，具体的恒星形成的历史是需要的内部和外部晕。在内晕GC中，恒星形成开始和停止较早，各亚群之间的形成时间尺度相对较短（约0.5 Gyr），而在外晕中，G1的形成延迟约0.8 Gyr，G1和G2之间的时间尺度更长（约1.4 Gyr）。这与银河系晕的双重起源是一致的。尽管在细节上的差异，我们的模型表明，Oosterhoff周期组观察到的外晕和内晕GC的不稳定带内的“人口转移”的影响，其起源可以追溯到两个或三个离散的情节在GC的恒星形成的表现。
2015-05-18 astro-ph.GA
The assembly history of the Galactic inner halo inferred from alpha-patterns
基于阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE）第十四次数据发布（DR 14）中选取的晕星样本，我们探讨了高金属丰度恒星（[Fe/H] > -1.1）的[O/Fe]（和[Mg/Fe]）随银心距离下降的原因。我们还分析了以两个放大的银河系质量大小的星系为例研究的内晕区[ $α$ /Fe]分布的特征。其中一个定性地再现了观测到的趋势，即随着银河系中心距离的减小，富含$α$的恒星的比例更高;另一个则表现出相反的趋势。我们发现[Fe/H] > -1.1的恒星位于[15 - 30] kpc的范围内，与两个恒星爆发的形成一致，最大值相隔约1 Gyr。我们研究了不同起源的恒星星族对[Fe/H] >-1.1的恒星中的[ $α$ /Fe]梯度的贡献。我们的分析表明，模拟的晕，最符合观察到的化学趋势的特点是吸积的历史，涉及低到中等质量的卫星星系与短期和激烈的恒星形成的爆发，并从一个更大的卫星的贡献，动力学质量约10 $^{10}$ M $_{\odot}$，分布在中间半径的低[ $α$ /Fe]星。
2019-02-12 astro-ph.GA
Concentrations of Dark Haloes Emerge from Their Merger Histories
浓度参数是暗物质晕的一个关键特征，它方便地将晕的现代结构与其组装历史联系起来。使用“黑暗的天空”，一套宇宙学$N$体模拟，我们调查如何晕浓度随时间的演变，并出现从质量组装的历史。我们还探讨了浓度和组装历史之间的关系的分散的起源。我们发现晕浓度的演化有两种主要模式：（1）由于伪演化而导致的平滑增加;（2）对物理合并事件的强烈响应。合并事件引起持久的和实质性的变化晕结构，我们观察到的浓度参数的普遍响应。我们认为，合并事件是一个主要的贡献者在固定的晕质量和形成时间的晕浓度的不确定性。事实上，即使是通常被归类为具有静态形成历史的晕，也会经历多次较小的合并。这些轻微的合并驱动小偏离伪进化，这会导致浓度参数的波动，并导致浓度和组装历史之间的关系有效地不可约的分散。因此，当使用当前的晕浓度参数作为晕组装历史的代理时，应谨慎，特别是如果最近的合并历史是未知的。
2020-09-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Characterizing the formation history of Milky Way-like stellar haloes with model emulators
我们使用半解析模型ChemTreeN，再加上宇宙学的N体模拟，探索不同的星系形成的历史可以影响银河系类星系的恒星晕和他们的卫星人口的观测特性。高斯过程用于生成模型仿真器，其允许在p维输入参数空间的任何位置处统计地估计期望的模型输出集合。这使得人们能够比其他方式更快地探索整个输入参数空间的数量级。使用模拟观测数据集生成的ChemTreeN本身，我们表明，它是可以成功地恢复用于生成模拟观测值的输入参数向量，如果合并历史的主机晕是已知的。然而，我们的研究结果表明，对于一个给定的观测数据集的“最佳拟合”参数的确定是非常容易受到特定的合并历史的主机。非常不同的晕合并历史可以重现相同的观测数据集，如果“最佳拟合”参数允许从历史到历史的变化。因此，使用这些技术来描述银河系形成历史的尝试必须进行统计，分析高分辨率N体模拟的大样本。
2012-09-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining the Milky Way Halo Accretion History With Simulated Stellar Halos: Designing the HALO7D-X Survey
本文设计了HALO7D-X巡天，结合HST、Gaia和Keck数据观测银河系恒星晕，并利用Bullock和Johnston模拟晕证明可通过可观测量相似性约束前身卫星的质量分布和吸积时间线，从而揭示银河系恒星晕形成历史。
2025-07-07 astro-ph.GA stat.AP
Chemical Cartography. II. The Assembly History of the Galactic Stellar Halo Traced by Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars
我们提出了一个恒星星族在星系晕的运动学特性的分析，利用超过100,000个主要序列的关闭（MSTO）在斯隆数字巡天观测到的恒星。将星系晕划分为内晕区和外晕区后，根据样品中碳铁比的空间变化，我们发现外晕区的恒星具有明显的$-$ 49 $\pm$ 4 km s $^{-1}$的逆行运动和更接近球形的恒星轨道分布，而IHR中的恒星净自转为零（$-$ 3 $\pm$ 1 km s $^{-1}$），恒星轨道的径向分布更加偏向。此外，我们将MSTO样本中的碳增强贫金属（CEMP）星在每个晕组分中分为CEMP-no和$s$子类，基于它们的绝对碳丰度，$A$（C），并检查与每个子类相关的空间分布和运动学。CEMP-no星是OHR中CEMP星的主要子类（$\sim$ 65%），而IHR中CEMP星的少数子类（$\sim$ 44%），类似于之前几次分析的结果。每个晕区的CEMP-无星比CEMP- $s$星表现出稍高的反旋，但在统计误差范围内。在每个晕区中，CEMP-no星的轨道分布也比CEMP- $s$星更接近球形。这些独特的特征提供了强有力的证据，证明许多低质量的卫星星系（类似于超暗矮星系）为OHR提供了恒星，而质量更大的矮星系则为IHR提供了主要贡献。
2019-09-25 astro-ph.GA
A MaNGA about the Legacy I: Connecting the Assembly of Stellar Halo with the Average Star Formation History in Low-Redshift Massive Galaxies
Tsinghua University（清华大学）
研究通过MaNGA和LegacySurvey数据，揭示了大质量椭圆星系中本地恒星形成与非本地吸积过程对恒星群体特性的影响。
2026-03-03 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
Uncovering the first-infall history of the LMC through its dynamical impact in the Milky Way halo
本文通过50个N体模拟和约1100颗外晕天琴座RR型变星的Gaia观测数据，利用LMC引起的晕星纬度速度扰动区分其首次下落与第二次经过情形，支持大质量LMC首次下落并约束了银河系晕的质量与形状。
2024-09-28 astro-ph.GA
Star Streams and the Assembly History of the Galaxy
薄晕星流起源于球状星团的蒸发，因此提供了早期球状星团人口的信息。观测到的银河系晕状球状星团的潮汐尾比10~Gyr轨道的星团所预期的要短得多。这种差异可能是由于假设这些星团在哈勃时间内一直在一个不演化的星系晕中轨道运行。作为更现实的流历史的第一步，一个玩具模型，结合了一个理想化的合并模型与简化模型的内部碰撞放松个别星团的开发。平均而言，速度分散随距离增加，导致流的密度随距离下降。因此，当前数据中可见的流通常是整个流的一部分。然而，由更大质量的球状星团蒸发形成的星流的高表面密度部分，如果距离小于30 kpc，则在天空的低遮蔽部分都应该是可见的。Pan-STARRS 1晕体积用于比较晕流和球状星团的数量。
2017-01-30 astro-ph.GA
Measuring the splashback feature: Dependence on halo properties and history
University of Oxford（牛津大学）；University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）；Princeton University（普林斯顿大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Durham University（杜伦大学）；Lawrence Berkeley National Laboratory（劳伦斯伯克利国家实验室）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；Institute of Astronomy（天文研究所）；Kavli Institute for Cosmology（卡弗里宇宙学研究所）；York University（约克大学）；New York University（纽约大学）
本研究基于MillenniumTNG流体模拟定义溅落深度与宽度两个新参数，量化二者对暗晕质量、组装历史等性质的依赖关系及拟合公式，可补充现有参数表征暗晕结构与演化。
2025-11-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The accretion history of dark matter halos I: The physical origin of the universal function
了解暗物质晕的普遍吸积历史是确定其结构起源的第一步。我们使用扩展的Press-Schechter形式主义，从初始密度扰动的增长率导出晕质量吸积历史。我们表明，晕质量的历史是很好地描述了指数函数的红移在高红移制度。然而，在低红移区域，质量历史遵循幂律，因为在暗能量主导的时代，由于宇宙的加速膨胀，密度扰动的增长停止了。我们提供了一个解析模型，遵循表达式$M(z) = M_{0}(1+z)^{af(M_{0})}e^{-f(M_{0})z}$，其中$M_{0} = M(z=0)$，$a$依赖于宇宙学和$f(M_{0})$只依赖于线性物质的功率谱。解析模型不依赖于数值模拟的校准，适用于任何宇宙学。我们比较了我们的模型与文献中的质量吸积历史的最新经验模型，发现非常好的协议。我们在线提供模型的数值例程。
2015-08-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Reading the CARDs: the Imprint of Accretion History in the Chemical Abundances of the Milky Way's Stellar Halo
在本星系群（LG）大规模光谱巡天的时代，我们可以探索利用晕星的化学丰度来研究银河系（MW）和M31恒星晕的矮星系祖先的恒星形成和化学富集历史。在本文中，我们调查使用化学吸收比分布（CARD）的七个恒星晕从Latte套件的FIRE-2模拟。我们试图推断星系的组装历史，通过建模的CARD的恒星晕的Latte星系作为一个线性组合的模板CARD从破裂的矮星，不同的恒星质量$M_{\star}$和淬火时间$t_{100}$。我们提出了一种方法来构建这些模板使用当今的矮星系。对于七个Latte晕中的四个，我们恢复了吸积矮星的质量谱，精度为$<10\%$。对于质量吸积的分数作为$t_{100}$的函数，我们发现残差的$20-30\%$的七个模拟。我们讨论了这种方法的失败模式，这是由于矮星系的恒星形成和化学富集历史的多样性。这些故障情况下，可以鲁棒地识别的高模型残差。虽然CARD建模方法不能成功地推断出这些情况下的组装历史，但这些破裂矮星的CARD包含了它们不寻常的形成历史的签名。我们的研究结果是有希望的使用CARDs了解更多关于MW和M31恒星晕的祖先的历史。
2021-10-06 astro-ph.GA
Assembly History and Internal Structure of Cluster Cold Dark Matter Haloes
利用Phoenix模拟发现星系团暗物质晕比星系晕内部更年轻、演化更活跃，其中心质量主要在z=3后吸积，密度轮廓和封闭质量在近70亿年内显著变化，这解释了星系团中心区域的观测特征。
2024-08-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy groups in the low-redshift Universe
我们应用基于晕的群发现器对2 MRS、6dFGS、SDSS和2dFGRS四个大红移巡天进行了研究，以构造低红移宇宙中的群目录。这个星系群探测器是基于Yang等人的星系群探测器，但是改进了晕质量分配，这样它就可以统一地应用于星系的各种红移观测。晕质量是根据成员星系的恒星质量/光度来分配的。分组星系根据常见的晕和晕质量分配的组发现者的性能进行了测试，使用现实的模拟样本构造的流体动力学模拟和经验模型的星系占领的暗物质晕。我们的小组发现正确的真正的成员星系的$\sim 94\%$为$90-95\%$的组中的模拟样本;晕质量分配的小组发现者是无偏见的相对于真正的晕质量，并有一个典型的不确定性$\sim0.2\,{\rm dex}$。描述了由观测样本构造的群星表的性质，并与文献中的类似星表进行了比较。
2017-10-31 astro-ph.GA
Environment Matters: Predicted Differences in the Stellar Mass--Halo Mass Relation and History of Star Formation for Dwarf Galaxies
本研究通过对比不同环境下矮星系的流体动力学模拟，发现环境对矮星系的影响超出银河系质量晕邻近区域，近晕矮星系恒星质量更高、形成更早，孤立矮星系淬灭率更低、氢占比更高、颜色更蓝。
2023-11-08 astro-ph.GA
Formation History of Metal-Poor Halo Stars with Hierarchical Model and the Effect of ISM accretion on the Most Metal-Poor Stars
我们根据扩展的Press-Schechter理论，考虑了ΛCDM方案中星系的合并历史，研究了早期宇宙中的恒星形成和化学演化.我们给出了一些可能的限制与极端贫金属（EMP）星的观测比较。结果表明：（1）分级结构的形成可以解释在[Fe/H]~（-4）附近出现突变的金属丰度分布函数的特征。(2)根据碳增强型EMP星的统计数据（Komiya et al. 2007），一个峰值质量约为10 Msun的高质量IMF以及双星的贡献，预测了低质量幸存者的频率，与在-4~<[Fe/H]~<-2.5时观测到的EMP星的数量一致。(3)在第一次超新星爆发前由原始气体形成的恒星在其宿主微晕中被指定为[Fe/H]~-5的HMP星。(4)对于星系晕的场星，在金属丰度为-4~<[Fe/H]~<-2.5或更大时，IMF和双星贡献没有明显变化。我们进一步研究了表面污染的影响，通过吸积ISM沿化学和动力学演化的银河系低质量的Pop。III和EMP幸存者。由于小晕的电位较浅，这些恒星诞生的小晕中的ISM吸积主导了表面金属污染。这可以解释HMP星表面铁的丰度，如果考虑到它们出生时的小晕中气体的冷却和浓度。我们还研究了非常大质量的Pop. III恒星的反馈效应。PISNe的金属预污染被证明是兼容的，与所观察到的缺乏他们的核合成签名时，一些积极的反馈气体冷却工程和改变IMF从非常大规模的高质量。
2010-05-14 astro-ph.GA
Dark Matter Response to Galaxy Assembly History
目的：众所周知，重子的存在会影响暗物质宿主晕。探索星系聚集的历史以及暗物质晕随时间的性质可以提供一种测量这些效应的方法。研究方法：我们研究了四个银河系质量暗物质晕从宝瓶座项目在其组装历史，$z = 0 - 4$之间的属性。在这项工作中，我们使用的SPH运行Scannapieco等人。（2009）和暗物质唯一的对应物作为案例研究。为了评估我们的研究结果的鲁棒性，我们将它们与使用移动网格技术和不同子网格方案运行的晕之一进行比较。结果：我们的结果表明，暗物质晕轮廓的宇宙演化依赖于重子的组装历史。我们发现，暗物质的配置文件不显着随时间的变化，因此，他们变得稳定，当重子的分数积累在中心区域达到80%的维里半径内的质量。此外，质量吸积的历史表明，较早聚集的晕是那些含有更大量的重子质量的晕，这反过来又使暗物质晕轮廓更早地达到稳定的配置。对于SPH晕，我们发现，特定的角动量的暗物质粒子的维里半径在z = 0的百分之五，保持近似恒定的时间，其中60%的恒星质量被收集。我们探索不同的理论和经验模型的收缩晕通过红移。一个更好地描述通过红移演化的晕收缩的模型必须依赖于内部区域的恒星质量含量。
2019-01-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraints on the assembly history of the Milky Way's smooth, diffuse stellar halo from the metallicity-dependent, radially-dominated velocity anisotropy profiles probed with K giants and BHB stars using LAMOST, SDSS/SEGUE, and Gaia
我们分析的各向异性配置文件的银河系的平滑，弥漫的恒星晕使用SDSS/SEGUE蓝水平分支恒星和SDSS/SEGUE和LAMOST K巨星。这些本质上发光的恒星使我们能够探测距离银河系中心约100 kpc的晕。所有恒星的视线速度、距离、金属丰度和自行都可以通过SDSS/SEGUE、LAMOST和盖亚获得，我们使用这些数据构建了一个完整的7 D集合，包括位置、空间运动和金属丰度。我们删除子结构从我们的样品使用积分的运动的基础上的方法薛等。我们发现径向占主导地位的运动剖面几乎恒定的各向异性在20千秒差距内，超过该各向异性剖面轻轻下降，但仍然径向占主导地位的最大程度上我们的样本。独立于恒星类型或子结构移除，各向异性取决于金属丰度，这样恒星的轨道随着金属丰度的降低而变得不那么径向。对于$-1.7<$ [Fe/H] $<-1$，在银心距离$\sim20$ kpc处，平滑的弥散晕各向异性轮廓开始下降，K巨星从$β\sim0.9$下降到0.7，蓝色水平分支星从$β\sim0.8$下降到0.1。对于[Fe/H] $<-1.7$，平滑，弥漫晕各向异性保持不变，沿所有距离与$0.2<β<0.7$金属丰度范围探测，虽然独立于恒星类型。这些样本是理想的估计总银河系质量，因为它们代表了维里化的恒星晕系统。
2021-04-30 astro-ph.GA
Potamides: Mapping Dark Matter Halo Shapes from Stellar Stream Tracks in the Local Universe
DARK, Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）；Department of Physics, Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院物理系）；Department of Astronomy, Case Western Reserve University（凯斯西储大学天文学系）；DTU Space, Technical University of Denmark（丹麦技术大学空间研究所）；Department of Astrophysical Sciences, Princeton University（普林斯顿大学天体物理科学系）；Departamento de Física de la Tierra y Astrofísica, Universidad Complutense de Madrid（马德里康普顿斯大学地球与天体物理学系）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）；Centro de Estudios de Física del Cosmos de Aragón (CEFCA), Unidad Asociada al CSIC（阿拉贡宇宙物理学研究中心（CEFCAS））；ARAID Foundation（ARAID基金会）
通过恒星流轨迹的曲率约束暗物质晕形状，研究发现边缘面缠绕或尖锐转折点的流体提供最强约束，而类似大圆的流体信息有限，证明流形态可为外部星系提供晕形状约束。
2026-05-08 astro-ph.GA
Dense Gas History of the Universe: from ASPECS to the ngVLA
我们回顾了宇宙平均分子气体密度的演变，大回头看的时间，使用CO的旋转跃迁的观测。分子气体是星系中恒星形成的燃料。对遥远星系的CO辐射的深入研究已经描绘出分子气体的密度回到$z \sim 5$，或者在大爆炸的1~Gyr之内。结果显示，气体密度的上升和下降与宇宙恒星形成率密度的上升和下降平行，并可能驱动宇宙恒星形成率密度的上升和下降。我们提出了下一代甚大阵列的潜力，以图像的早期星系中的分子气体的分布和动力学，并作出宇宙的致密气体的历史的精确测量。
2022-02-28 astro-ph.GA
Galaxy formation history through hod model from euclid mock catalogs
晕占据分布（Halo Occupation Distribution，HOD）是一个模型，给出了暗物质晕中星系的平均数量，其质量和其他内在属性的函数，如到晕中心的距离，亮度和组成星系的红移。据信，这些参数也可能与星系的形成历史有关。我们希望进一步研究这种关系，以便测试和更好地完善这个模型。为了做到这一点，我们从EUCLID模拟星表中提取了不同光度削减和红移范围从0.1 < z < 3.0的HOD指标。我们研究和解释这些变化的指标函数的趋势，并试图追溯星系形成的历史，以下的想法，星系的演化是结合，而不是冲突的两个主要提出的想法：旧的分层质量合并驱动的范式和最近的缩小恒星形成驱动的方法。
2015-09-29 astro-ph.GA
UniverseMachine: The Correlation between Galaxy Growth and Dark Matter Halo Assembly from z=0-10
我们提出了一种方法来灵活和自洽地确定个别星系的恒星形成率（SFR）从他们的主机晕的势阱深度，组装的历史，和红移。该方法受到星系观测到的恒星质量函数、SFR（特定和宇宙）、猝灭分数、UV光度函数、UV-SM关系、IRX-UV关系、自相关和交叉关联函数（包括猝灭和恒星形成子样本）以及猝灭对环境的依赖性的限制;每个观测值都在整个红移范围内重现，直到0<z<10。主要调查结果包括：星系组装与晕组装密切相关; z>1处的淬灭与晕质量密切相关;固定晕质量处的淬灭分数随红移的增加而减少;大质量淬灭星系比固定星系质量处的恒星形成星系位于更高质量的晕中;固定质量处的恒星形成和淬灭星系的恒星形成历史在z<0.5处差异最大;卫星星系在坠落后的猝灭时间尺度上有很大的分散性，并且比中央星系的猝灭分数略高;普朗克宇宙学导致早期恒星质量-晕质量比低0.3 dex;尽管如此，恒星质量-晕质量比在z>5时上升。还提出了修订恒星质量晕质量关系的所有，淬火，恒星形成，中央和卫星星系;恒星形成的历史上晕质量，恒星质量和星系SSFR的依赖;淬火分数和淬火时标分布的卫星;和预测高红移星系关联函数和弱透镜表面密度。公开数据发布（DR 1）包括大规模并行（>10^5个核心）实现（宇宙机器），新编译和重新测量的观测数据，导出的星系形成约束，以及包括光锥在内的模拟星表。
2019-07-26 astro-ph.GA
Characterizing the assembly of dark matter halos with protohalo size histories: I. Redshift evolution, relation to descendant halos, and halo assembly bias
Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学科维理天文与天体物理研究所）；University of Massachusetts Amherst（马萨诸塞大学阿默斯特分校）；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）
本研究提出用原初晕大小历史量化暗物质晕组装的新方法，发现其可用双幂律描述，与后代晕中心-总恒星质量比强相关，能捕捉质量吸积历史丢失的信息，为关联原星系团与后代星系团提供新工具。
2024-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Metallicity Gradient and Complex Formation History of the Outermost Halo of the Milky Way
我们基于对本地（距离太阳4 kpc以内，约16，500颗恒星）和非本地（约21，700颗恒星）样本的分析，对银河系最外层恒星晕的金属丰度分布函数进行了检查。这些样本是使用斯隆数字巡天的光谱金属丰度和SkyMapper南方巡天的光度金属丰度编制的。我们在最外层的晕（距离银河系中心r > 35 kpc）中检测到负的金属丰度梯度，并发现在我们最远的样本中，外晕区域中非常贫金属（[Fe/H] < -2.0）的恒星的频率高达~60%，与以前的理论预测相当。这一结果为外晕的分级形成提供了明确的证据。最外层晕中的逆行恒星表现出大致恒定的金属丰度，这可能与红杉祖先的吸积有关。相比之下，在最外层的晕中的恒星表现出强烈的金属性距离依赖性，表明它们可能起源于比红杉祖先星系质量小的星系的吸积。
2020-03-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The special growth history of central galaxies in groups and clusters
星系群和星系团中的中央星系（CG）被认为在早期形成并聚集了相当大一部分恒星质量，但它们也通过星系自食在晚期吸积了相当大的质量，即与经历动力学摩擦的伴星群或星系团星系合并。这些合并对CG的结构和运动学的影响不仅取决于吸积卫星的性质，而且还取决于相遇的轨道参数。在这里，我们提出了数值模拟的结果，旨在估计合并的卫星的轨道参数的分布由CG在组和集群中的蚕食。由于动力摩擦，卫星轨道的演变损失了能量和角动量，没有明显的轨道圆化趋势。中心卫星相遇的轨道参数的分布是显着不同的分布中发现的晕晕合并在宇宙学模拟。被CG吸积的卫星的轨道平均来说比宇宙学的晕-晕相遇的轨道约束更小，偏心率也更小。我们提供了适合的中央卫星合并轨道参数的分布，可用于研究合并驱动的CG的标度关系的演变。
2017-01-13 astro-ph.GA
On the influence of halo mass accretion history on galaxy properties and assembly bias
晕组装偏差是暗物质晕在固定质量下的组装历史对暗物质晕成簇的次要依赖。这种既定的依赖性预计将体现在星系群的聚集上，这是一种通常被称为星系组装偏差的潜在效应。使用IllustrisTNG 300磁流体动力学模拟，我们分析了依赖的属性和集群的星系的形状上的特定质量吸积历史的托管晕（sMAH）。我们首先表明，几个晕和星系的性质强烈相关的sMAH（$β$）在固定的晕质量的斜率。也就是说，具有越来越陡峭的$β$的晕在早期更快地增加它们的晕质量，并且它们的宿主星系呈现出更大的恒星与晕质量比，更快地失去它们的气体，在更高的红移处达到它们的恒星形成历史的峰值，并且更早地熄灭。我们还表明，$β$是更直接地连接到这些关键的星系形成属性比其他广泛采用的晕代理，如形成时间。最后，我们测量了在固定晕质量下星系团对$β$的二次依赖性作为红移的函数。通过追溯单个晕的演化，我们发现，$z=0$星系的祖先星系组装偏置信号的振幅随红移而增加，对于$M_\mathrm{halo}=10^{11.5}-10^{12}$ $h^{-1}\mathrm{M}_\odot$的晕，在$z = 1$处达到2倍。对组装偏差沿合并树演化的度量为二次偏差的研究提供了一个新的理论视角。我们的研究结果表明，晕吸积和星系群的聚类和观测特性之间存在紧密的关系，对于即将到来的宇宙学调查的模拟目录的生成也有重要的影响。
2021-05-11 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
Assembly History and Structure of Galactic Cold Dark Matter Halos
我们使用宝瓶座模拟系列研究的银河系质量的冷暗物质晕的结构上的装配历史的印记。我们的研究结果证实了早期的工作，关于合并的质量密度分布和内向外增长的晕的影响。包含可见星系的内部区域从早期起就很稳定，只有在重大合并时才会受到显着影响。扩散吸积或微小合并的粒子主要出现在晕的外围。我们的分析揭示了与目前对分层晕组装的看法背道而驰的趋势。例如，主要的合并（即祖先质量比大于1：10的合并）对光环的总质量增长贡献很小，平均不到我们的六个宝瓶座光环的20%。小的合并和没有分解成单个物体的“扩散”物质大致相等地贡献了大部分。这与基于扩散集理论的建模是一致的，该理论表明大约一半的这种扩散材料不应该是任何规模的晕的一部分。有趣的是，模拟本身表明，一个显着的部分是不是真正的扩散，因为它是从早期的晕合并之前，他们加入主系统弹出。宝瓶座号的模拟将晕解析到比预期保留气体或形成恒星的质量尺度低得多的质量尺度。因此，这些结果证实了大多数形成可见星系的重子是扩散吸积的，而不是通过合并，并且它们表明只有相对罕见的主要合并才会在以后的时间影响星系结构。
2010-09-02 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
On Detecting Halo Assembly Bias with Galaxy Populations
暗物质晕的聚集不仅取决于它们的质量，而且还取决于形成时代，这是冷暗物质结构形成理论的一个突出但微妙的特征，被称为组装偏差。在低质量尺度（$\sim 10^{12}\,h^{-1}M_\odot$），早期形成的晕预测更强烈的集群比晚形成的。在这项研究中，我们的目标是强大的检测签名的组装偏差观测，利用低质量晕的中央星系的形成时间指标作为代理的晕形成的历史。弱引力透镜是用来确保我们的早期和晚期形成的晕样品具有相似的质量，并且没有来自更大质量晕的卫星污染。对于使用的两个形成时间指标（解决恒星形成历史和当前特定的恒星形成率），我们没有找到令人信服的证据组装偏差。对于一对平均质量为$M_{200c} \approx 9\times10^{11}\,h^{-1}M_\odot$的早期和晚期形成星系样本，相对偏差为$1.00\pm 0.12$。我们将缺乏检测的可能性归因于这些指标的当前测量太嘈杂，或者它们与晕形成历史没有很好的相关性。替代代理的晕形成的历史，应该表现得更好，为今后的研究提出了建议。
2016-02-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
ZOMG II: Does the halo assembly history influence central galaxies and gas accretion?
星系大小的暗物质晕的增长率和内部动力学取决于它们在宇宙网中的位置。位于节点处的光环直到现在都在质量上增长，并由径向轨道控制。相反，嵌入突出的丝状体中的晕在大小上变化不大，并且主要由切向轨道控制。使用变焦流体动力学模拟，包括恒星的形成和反馈，我们研究气体如何吸积到这些不同类别的对象，为简单起见，我们配音'吸积'和'停滞'晕。我们发现，所有的晕得到一个新的供应，新的吸积气体在其内部区域，虽然这慢慢减少随着时间的推移，特别是停滞的晕。新气体的流入量总是高于（但与之相当）回收材料的流入量。总的来说，冷气体部分增加（减少）随着时间的吸积（停滞）晕。在所有的情况下，一个恒星盘和一个凸起的形式在模拟晕的中心。恒星总质量与基于丰度匹配技术的预期非常一致。中央星系的许多性质似乎与晕所处的大尺度环境无关。然而，有两个明显的例外，相对于它们的吸积对应物，星系晕是不稳定的：i）星系盘包含更古老的恒星星族; ii）它的垂直尺度高度是两倍或更多。这种增厚很可能是由于合并和近距离飞越对长寿盘的加热。
2017-05-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
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。
2024-08-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Dual Origin of Stellar Halos II: Chemical Abundances as Tracers of Formation History
完全宇宙学的，高分辨率的N-Body + SPH模拟被用来研究模拟恒星晕中恒星的化学丰度趋势作为其起源的函数。这些模拟采用了物理激励的超新星反馈配方，以及金属富集，金属冷却和金属扩散。正如在早期的论文中所提出的，在这项研究中的模拟星系被恒星晕包围，其内部区域包含从卫星星系吸积的恒星和在主星系中心区域原位形成的恒星，后来通过合并转移到它们的内晕。分析了位于类太阳观测者10 kpc范围内的晕星的丰度分布（[Fe/H]和[O/Fe]）。我们发现，对于没有经历过最近的重大合并的星系，在原位恒星的金属丰度分布函数的高端[Fe/H]比吸积恒星在类似的[Fe/H]更[α/Fe]-丰富。在给定的[Fe/H]下，晕星的[O/Fe]的这种二分法是由原位和吸积晕星形成的不同势阱引起的。这些结果与最近对本地银河系晕星的观测结果定性相符。因此，通过观察银河系和其他L* 星系晕群的变化趋势，观测者可能会发现不同物理过程对恒星晕形成的相对贡献。
2010-07-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo assembly bias from Separate Universe simulations
我们提出了一种使用分离宇宙技术的晕组装偏差的校准。具体来说，我们测量的响应晕丰度在固定的质量和浓度的存在下，一个无限波长的初始扰动。我们开发了一个分析框架，用于描述这种峰值背景分裂晕偏置的浓度依赖性-组装偏置的措施-依赖于固定晕质量的晕浓度的近对数正态分布。这种分析框架和分离宇宙技术的结合使我们能够实现非常高的精度校准的线性组件偏差$b_1$，并定性地再现已知的趋势，如单调减少（增加）的$b_1$与晕浓度在大（小）群众。同样的框架扩展到浓度依赖的高阶偏置参数$b_n$，我们提出了第一次校准组装偏置$b_2$。我们的校准是直接适用于分析晕模型计算，力求稳健地检测观测样本中的星系组装偏差。我们检测到一个非普遍性的$b_1 - b_2$的关系所产生的装配偏差，并建议同时测量这些偏差参数可以用来检测组装偏差的签名，以及减轻其在宇宙学分析的影响。
2017-04-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing the shape and history of the Milky Way halo with orbital spectral analysis
通过银河巡天获得的单个晕星的相空间坐标使得能够计算它们的完整三维轨道。Halo轨道的谱分析可用于构造“频率图”，其提供6维相空间分布函数的紧凑表示。频率图确定了重要的主要轨道家族，轨道丰度反映了暗物质晕相对于盘的形状和方向。我们应用光谱分析晕轨道在一系列控制模拟盘星系。虽然模拟晕的形状随半径而变化，但局限于内晕的晕轨道的局部样本的频率图包含了关于晕的全球形状及其主要轨道家族的大部分信息。静止或绝热盘的形成导致晕轨道在共振轨道族（即具有可重复频率的轨道）中的显著捕获。如果能很好地估计内晕的银河势（在~ 50 kpc范围内），那么在晕轨道的频率图中出现的强而稳定的共振将使我们能够确定由盘势引起的共振捕获的程度。这些共振族的位置和强度由晕的整体形状及其分布函数决定。因此，在银河系的恒星晕中识别这种共振将提供绝热盘生长延长期的证据。如果银河系的势并不精确，那么测量10^4个晕轨道的大样本的扩散率可以帮助区分真实的势和错误的势。本文所描述的轨道谱分析方法提供了一个强大的补充，现有的方法来约束潜在的银河系晕及其恒星分布函数（ABRIDGED）。
2011-09-14 astro-ph.GA nlin.CD
Constraints on the Galactic Inner Halo Assembly History from the Age Gradient of Blue Horizontal-branch Stars
我们提出了银河系晕的相对年龄分布的分析，根据从全景巡天望远镜和快速响应系统和\textit{Galaxy Evolution Explorer}测光，以及斯隆数字巡天光谱样本获得的蓝色水平分支（BHB）恒星的样本。一个机器学习的方法来选择BHB恒星的开发，使用支持向量分类，我们产生的银河系晕的计时年龄图，从银河系中心40\，kpc。我们在BHB样本的相对年龄剖面中确定了一个特征性的断裂，对应于$R_{\rm{GC}} \sim 14$ \，kpc的银河系中心半径。在断裂半径内，我们发现年龄梯度为$-63.4 \pm 8.2$ Myr kpc $^{-1}$，这比以前的研究所获得的明显更陡，以前的研究没有区分内晕和外晕区域。在我们的光谱校准样品的金属丰度的影响进行校正后，相对年龄分布和断裂半径签名的梯度仍然存在。我们的结论是，既不是由于以前公认的金属丰度梯度的晕，从内晕到外晕区域。我们的研究结果与内晕人口的耗散形成一致，涉及一些相对较大的祖先卫星，例如那些被提出来解释\textit{Gaia} -土卫二组装的卫星，然后与银河系的内晕合并。
2019-09-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Early Growth in a Perturbed Universe: Exploring Dark Matter Halo Populations in 2LPT and ZA Simulations
我们用两种宇宙学N体模拟初始化技术研究了z = 300到z = 6的暗物质晕的结构和演化。虽然二阶拉格朗日微扰理论（2LPT）和Zel'dovich近似（ZA）都能给出精确的现今晕质量函数，但2LPT中致密区域的早期坍缩会导致高红移时更大的质量晕。通过三个2LPT和三个ZA初始化的宇宙学模拟，我们探讨了初始化方法对暗物质晕质量和浓度的影响。我们发现，2LPT诱导更快速的晕生长，导致更大规模的晕相比，ZA。这种效应在高质量晕和高红移时最为明显。平均而言，晕圈浓度在2LPT和ZA之间基本相似，但当被视为晕圈质量的函数时，保留了差异。对于质量和浓度，典型的个体晕之间的差异可能非常大，突出了ZA初始化模拟高z晕人口研究的缺点。
2014-12-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The multidimensional dependence of halo bias in the eye of a machine: a tale of halo structure, assembly and environment
我们开发了一种新的方法，探索联合依赖的晕偏置多晕属性使用高斯过程回归。利用$Λ$ CDM $N$ -体模拟，我们进行了全面的研究联合偏置依赖晕结构，形成历史和环境。我们表明，偏见是一个多变量函数的晕属性，分为三个制度。对于大规模的晕，晕质量解释了大部分的偏差变化。对于早期形成的晕，偏见敏感地依赖于最近的质量吸积的历史。对于低质量和后期形成的晕，偏差更多地取决于晕的结构，如它的形状和旋转。我们的框架使我们能够令人信服地证明，$V_\mathrm{max}/V_\mathrm{vir}$是一个有损耗的代理形成时间的偏差建模，而质量，自旋，形状和形成时间变量是非冗余的。结合质量和形成时间在很大程度上解释了偏置的质量吸积历史依赖性。结合所有的内部晕属性充分考虑了内部晕的密度分布依赖性，并预测了在$\sim 10\mathrm{Mpc}h^{-1}$的$20\%$水平上个体晕的聚类变化。当环境密度是测量$1\mathrm{Mpc}h^{-1}$以外的晕中心，它优于并在很大程度上占的内部晕结构的偏置依赖，解释偏置变化以上的$30\%$的水平。
2018-10-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy Formation as a Cosmological Tool. I: The Galaxy Merger History as a Measure of Cosmological Parameters
由于星系形成和演化在很大程度上取决于宇宙的结构，星系的组装历史可能是了解宇宙本身的一个强有力的方法。在本文中，我们研究合并历史的暗物质晕的基础上扩展的Press-Schechter形式主义的宇宙学参数，红移和晕质量的函数。我们计算如何主要的晕合并的宇宙学值的变化的影响$Ω_{\rm m}$，$Ω_Λ$，$σ_{8}$，暗物质粒子温度（温暖与冷暗物质），和一个常数和不断变化的状态方程参数$w(z)$的值。我们发现，在一个给定的晕质量的合并分数的变化高达三个因素的冷暗物质的假设下形成的晕，在不同的基础宇宙学参数。我们发现，目前的合并历史的测量，通过观察到的星系对以及通过结构测量，是一致的和谐宇宙学与当前最适合给$1 - Ω_{\rm m} = Ω_{\rm Λ} = 0.84^{+0.16}_{-0.17}$。为了获得一个更精确的约束与最近测量的宇宙学参数的普朗克和WMAP要求测量的合并精度为$δf_{\rm m} \sim 0.01$，这意味着调查与精确测量的合并历史超过2 - 20度$^{2}$，这将是可行的下一代成像和光谱调查，如欧几里得和LSST。
2014-07-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Core-halo mass relation of ultralight axion dark matter from merger history
在超轻轴子暗物质的结构形成的背景下，我们提供了一个替代的解释孤子核心和它们的主机晕在数值模拟中观察到的质量关系。我们的论点是完全基于二进制核心的主要合并过程中发生的质量增益，并在很大程度上独立于初始的核心晕质量关系分配给主机，刚刚崩溃。我们发现晕质量$M_h$和相应的核心质量$M_c$，$M_c\propto M_h^{2β-1}$，其中$(1-β)$是核心质量损失分数之间的关系。在随机合并树的核心群众的演变，我们发现我们的模型的经验证据。我们的结果是有用的统计模型的暗物质核心的星系及其子结构的性质在轴子暗物质宇宙学的影响。
2017-02-14 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
The Gaia DR2 halo white dwarf population: the luminosity function, mass distribution and its star formation history
我们分析了由盖亚第二次数据发布确定的95个晕白矮星候选者的体积有限的几乎完整的100 pc样本。基于一个详细的人口合成模型，我们应用的方法，依赖于盖亚天体测量和测光精确地推导出个人的白矮星参数（质量，半径，有效温度，辐射热光度和年龄）。用我们的25颗白矮星进行了测试，我们对它们进行了光谱分析。我们建立和分析的晕白矮星光度函数，我们发现第一次可能的证据，在其最暗的结束，导致年龄估计$\simeq12\pm0.5 $陀螺。样品的质量分布在$0.589\,M_{\odot}$处达到峰值，白矮星的$71\%$质量低于$0.6\,M_{\odot}$，只有两颗质量超过$0.8\,M_{\odot}$的白矮星。从年龄分布中，我们发现了三颗总年龄超过12 Gyr的白矮星，其中J1312-4728是已知年龄最大的白矮星，年龄为$12.41\pm0.22 $ Gyr。我们证明，恒星形成的历史主要特点是爆发的恒星形成，发生在10至12 Gyr在过去，但延长到8 Gyr。我们还发现，恒星形成历史的峰值集中在11 Gyr左右，这与盖亚-土卫二相遇的当前年龄相符。最后，我们的晕样本的$13\%$被高速年轻物体（总年龄<7 Gyr）污染。这些白矮星的起源尚不清楚，但它们的年龄分布可能与人马座星系的遭遇相符。
2021-01-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The mass accretion history of dark matter haloes down to Earth mass
本研究利用“Cosmic-Zoom”项目探讨了降至地球质量的暗物质晕质量吸积历史，发现扩展Press-Schechter理论在整个质量范围内能较好预测暗物质晕的层级构建。
2025-04-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Emergence of the First Star-free Atomic Cooling Haloes in the Universe
利用文艺复兴时期的模拟套件，我们研究了早期宇宙中既无金属又无恒星的原始原子冷却晕的出现。金属的缺乏防止了灾难性的冷却，抑制了碎片化，并可能允许形成巨大的黑洞种子。在这里，我们报告的原始原子冷却晕的丰度发现和特定的物理条件，允许这些直接坍缩黑洞（DCBH）晕的形成。在我们的模拟中，我们发现在红移11.6之前总共形成了79个DCBH晕。我们发现，原始的原子晕的形成是由快速组装的原子冷却晕合并，无论是轻微的和/或重大的，达到原子冷却极限的要求之前。然而，集合晕保持不受（外部）金属富集的能力同样重要，并强调了在这种模拟中跟踪金属迁移的必要性。我们发现的候选DCBH宿主晕已经暴露在J $_{LW}$ $\sim$ 1 J $_{21}$的平均莱曼-沃纳辐射场中，并且通常距离最近的大质量星系至少10 kpc（物理）。晕的增长率达到每单位红移大于10 $^7$ M $_{\odot}$的值，导致显着的动态加热和抑制有效的冷却，直到晕越过原子冷却阈值。最后，我们还发现了五个同步晕候选人的原始原子冷却晕出现的空间和时间同步。
2020-01-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
UniverseMachine: Predicting Galaxy Star Formation over Seven Decades of Halo Mass with Zoom-in Simulations
我们应用经验星系晕连接模型UniverseMachine的暗物质只放大模拟孤立的银河系（MW）的质量晕随着他们的父宇宙学模拟。这个应用程序扩展\textsc{UniverseMachine}预测到超微弱矮星系制度（$ 10^{2}\,\mathrm{M_{\odot}} \leqslant M_{\ast} \leqslant 10^{5}\,\mathrm{M_{\odot}}$），并产生一个良好的解决恒星质量晕质量（SMHM）的关系在峰值晕质量范围$10^8\,\mathrm{M_{\odot}}$ $10^{15}\,\mathrm{M_{\odot}}$。放大模拟提供的广泛的动态范围使我们能够评估\textsc{UniverseMachine}预测的矮星系演化的具体方面。特别是，虽然UniverseMachine不受约束的矮星系与$M_* \lesssim 10^{8}\,\mathrm{M_{\odot}}$，我们预测的SMHM关系是一致的推断MW卫星星系在$z=0$使用丰度匹配。然而，宇宙机器预测，几乎所有的星系都在$M_{\ast}\sim 10^{7}\,\mathrm{M_{\odot}}$以下活跃地形成恒星，这些系统通常在$z\lesssim 4$形成超过一半的恒星，这与有利于早期淬灭的本星系群矮星系的恒星形成历史不一致。这表明目前的宇宙机器模型并没有完全捕捉到…
2021-06-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
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。
2017-10-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic Web-Halo Connection Between Twin Universes
模拟和观测数据都表明，暗物质晕的自旋和形状与其附近的大尺度环境有关。由于不同尺度上的结构形成是强耦合的，因此将晕的形成与大尺度环境分开是一种技巧，使得难以推断哪一个是晕自旋/形状与大尺度结构之间相关性的驱动力。在本文中，我们使用N体模拟来产生孪生宇宙，它们在小尺度上具有相同的初始条件，但在大尺度上不同。这是通过在初始条件下改变那些小于给定尺度的k个模式的相位的随机种子来实现的。通过这种方式，我们能够解开晕和大尺度结构的形成，使得研究晕的自旋和形状如何在大尺度上对应于环境的变化成为可能。我们确定在孪生模拟匹配的光环对共享彼此内的相同粒子的最大数量。利用这些匹配的晕对，我们研究了晕自旋的交叉匹配及其与大尺度结构的相关性。据发现，当大规模的环境变化（本征向量）之间的孪生模拟，晕自旋相应地旋转，虽然不显着，以保持普遍的相关性，在每个模拟。我们的研究结果表明，大尺度结构是驱动晕性质与环境相关性的主要因素。
2021-07-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Physics of star formation history and the luminosity function of galaxies therefrom
我们表明，恒星的形成历史，再电离的历史和现在的光度函数的星系再现在一个简单的引力坍缩模型内的$Λ$ CDM制度，几乎定量的准确性，当考虑到的物理条件，金斯准则和冷却过程。采用合理的模型参数，再电离发生在红移$1+z\simeq 7.5$附近，由此产生的光度函数在$L\simeq 10^{10.7}L_\odot$关闭，显示出恒星形成历史和宇宙再电离之间的一致性。该模型给出了恒星总数$Ω_\mathrm{star}=0.004$的临界密度的单位相比，观察$0.0044$与回收因子$1.6$包括在内。为了解释观测到的恒星形成率和目前的光度函数，恒星形成效率不是晕质量独立的，而是在晕质量$\simeq 10^{12}M_\odot$处达到最大值，并且对于更小和更大质量的晕都被抑制。
2022-03-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Effects of large-scale environment on the assembly history of central galaxies
我们研究大尺度环境是否会影响其中心星系的质量组装历史。为了促进这一点，我们构建了暗物质晕合并树的宇宙学N体模拟和计算星系的形成和演化，使用半解析方法。我们证实了早期的结果，较小的晕显示出显着的差异，形成时间与大尺度环境的轻度依赖。然而，使用半解析模型，我们发现，平均而言，中央星系的恒星质量的增长率在很大程度上是不敏感的大尺度环境。虽然我们的研究结果表明，恒星形成率（SFR）和恒星质量的较小的晕中心星系的晕的组装偏差略有影响，这些星系是微弱的，在SFR的差异是微小的，因此，它是具有挑战性的，在真正的星系目前的观测精度。未来的星系调查，如BigBOSS实验和大型综合巡天望远镜，预计将提供较暗物体的观测数据，将提供一个测试我们模型预测的机会。
2014-09-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The star-formation history of the Universe with the SKA
射电波长提供了追踪星系中恒星形成总速率的独特可能性，无论是模糊的还是清晰的。因此，它们可以提供宇宙恒星形成历史的最可靠的测量。在本章中，我们强调了SKA可以对宇宙的恒星形成历史的演变，所需的调查区域，以克服样本方差，空间分辨率的要求，以及多波长的辅助数据，将发挥重要作用，在最大限度地提高SKA的科学承诺。所需的深度和分辨率的组合意味着，追踪宇宙中恒星形成的调查应该使用分辨率至少为~ 0.5角秒的设施进行，在< 1 GHz时具有高灵敏度。我们还提出了一个战略，将使新的参数空间进行探索的SKA扩展在未来十年。
2014-12-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
