GalactiKit: reconstructing mergers from $z=0$ debris using simulation-based inference in Auriga
本研究提出GalactiKit方法，基于Auriga模拟通过模拟推断技术，利用z=0时的并合碎片的动力学、化学及联合信息重构类银河系前身天体的并合参数，发现化学-动力学联合模型预测精度最高，助力银河系组装历史研究。
2025-02-20 astro-ph.GA
The Gas Accretion History of Low Mass Halos within the Cosmic Web from Cosmological Simulations
利用高分辨率的流体动力学宇宙学模拟，我们研究了位于类场低密度环境中的低质量晕的气体吸积历史。我们跟踪他们的演变分别从早期，前再电离时代，通过再电离，并超越，直到$z=0$。在再电离之前，低质量的晕以非常快的速度吸积冷的宇宙网气体，通常达到它们所拥有的最高气体质量。但是当再电离发生时，我们看到几乎所有的晕都失去了大量的气体含量，尽管有些反应比其他反应慢。我们发现，响应率的影响晕质量的第一，其次是由其内部的气体密度在再电离的时代。再电离也使宇宙网气体完全电离z $\sim$ 6。因此，最低质量的晕（$\sim$ 10 $^6~h^{-1}$ M $_\odot$在$z=6$）再也不能从宇宙网中重新吸积气体，到了$z\sim5$，所有内部气体都被电离掉了，导致恒星形成在这个时期停止。然而，更大质量的晕可以从它们的气体质量损失中恢复过来，并重新吸积电离的宇宙网络气体。我们发现这种再吸积的效率是晕质量的函数，其次是当地周围的气体密度。更接近宇宙网络结构的晕可以更快地吸积密度更大的气体。我们发现，我们的低质量晕有一个快速，致密的气体吸积的甜蜜点，距离我们的样本中最大质量的晕（$>$ 10 $^8~h^{-1}$ M $_\odot$）大约1-5维里半径，因为这些往往深深地嵌入在宇宙网络中。
2019-12-10 astro-ph.GA
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
Optimized HDBSCAN clustering for reconstructing the merger history of the Milky Way: applications and limitations
Astrophysics Research Institute, Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学天体物理研究所）；School of Computer Science and Mathematics, Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学计算机科学与数学学院）
本文通过优化HDBSCAN算法，研究其在重建银河系合并历史中的应用，发现其在不同吸积历史中表现良好，但需优化以获得准确结果。
2026-03-12 astro-ph.GA
Reconstructing the shock history in the CMZ of NGC 253 with ALCHEMI
本研究利用ALCHEMI项目的ALMA高分辨率观测数据，通过SiO和HNCO两种激波示踪物的多谱线分析，结合非局域热动平衡辐射转移与化学模拟，表征了NGC 253中心分子区的气体性质，重构了其激波历史并提出不同激波情景的时间尺度。
2023-03-22 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
Reconstructing the star formation history of the Milky Way disc(s) from chemical abundances
为了研究银河系的恒星形成历史，我们发展了一个化学演化模型。我们的模型假设银河系是由内部区域的封闭盒状系统形成的，而圆盘的外部部分经历了一些吸积。与通常的程序不同，我们不固定恒星形成的处方（例如肯尼库特定律），以重现化学丰度的趋势。相反，我们用年龄拟合丰度趋势，以恢复银河系的恒星形成历史。我们的方法能够以前所未有的精度恢复银河系在第一个回旋中的恒星形成历史，在太阳附近采样的内盘（R<7- 8 kpc）和外盘（R>9- 10 kpc）。我们表明，在内部光盘，一半的恒星质量形成在厚盘阶段，在第一个4-5 Gyr。这个阶段之后是恒星形成活动的显著下降（在8-9 Gyr）和剩余8 Gyr的大致恒定的低水平恒星形成时期。厚盘阶段在4 Gyr中产生的金属与剩余8 Gyr中的薄盘一样多。我们的研究结果表明，一个封闭的盒子模型是能够适应所有可用的限制在内部光盘。一个封闭的盒子系统在性质上等同于一个制度，在那里的吸积率，在高红移，保持高的气体分数的内部光盘。在这样的条件下，SFR主要由ISM的高湍流控制。到z~1时，大部分吸积可能发生在外盘，而内盘的恒星形成活动主要由厚盘阶段未消耗的气体和早期恒星的连续喷出物维持。外盘遵循的恒星形成历史与内盘非常相似，虽然开始于z~2，大约在内盘薄盘形成之前2 Gyr。
2014-11-07 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
Reconstructing the history of water ice formation from HDO/H2O and D2O/HDO ratios in protostellar cores
最近的干涉仪观测发现，在低质量原恒星NGC 1333-IRAS 2A附近，水冰已经升华，D2 O/HDO丰度比HDO/H2O高出约一个数量级。以往的实验室和理论研究表明，如果HDO和D2 O冰与H2O冰同时形成，则D2 O/HDO冰比应低于HDO/H2O冰比。在这项工作中，我们提出观察到的特征，D2 O/HDO > HDO/H2O，是低质量恒星形成早期冷阶段化学演化的自然结果：1）大部分氧气被锁在水冰和分子云中的其他分子中，其中水氘代是无效的，以及2）水冰形成在冷的星前/原恒星核心中继续以大大降低的效率，氘过程是高度增强的，由于下降的ortho-para比的H2，较弱的紫外辐射场等。使用一个简单的分析模型和气体-冰天体化学模拟跟踪从形成的分子云到原恒星核的演变，我们表明，所提出的方案可以定量地解释所观察到的HDO/H2O和D2 O/HDO的比例。我们还发现，大多数HDO和D2 O冰可能形成于冷的星前/原恒星核中，而不是形成于分子云中，而大部分H2 O冰都是在分子云中形成的。这项工作展示了权力的组合的HDO/H2O和D2 O/HDO的比率作为一种工具，以揭示过去的历史，水冰形成的早期冷阶段的恒星形成时，氘富集在大部分的水发生。需要进一步的观测来探索D2 O/HDO > HDO/H2O的关系是否在低质量的原恒星源中普遍存在。
2015-12-14 astro-ph.GA
The Canada-France Imaging Survey: Reconstructing the Milky Way Star Formation History from its White Dwarf Population
白矮星是初始质量为$\lesssim$ 8 M $_{\odot}$的恒星的残余物，它包含了关于恒星星族形成历史的宝贵信息。在本文中，我们使用深，高品质，u波段测光从加拿大法国成像调查（CFIS），格里兹测光从泛星1（PS1），以及自行从盖亚DR 2，选择25,156白矮星候选人超过$\sim$ 4500度$^2$使用简化自行图。我们开发了一个新的白矮星人口合成代码，返回模拟观测银河系场白矮星人口为一个给定的恒星形成历史，同时考虑到银河系的几何形状，调查参数和选择效果。我们用这个模型推导出薄盘、厚盘和恒星晕的恒星形成历史。我们的研究结果表明，银河系盘开始形成恒星（11.3 $\pm$ 0.5）Gyr前，与（8.8 $\pm$ 1.4）M $_{\odot}$ yr $^{-1}$在（9.8 $\pm$ 0.4）Gyr的峰值率，直到今天缓慢下降到一个恒定的速度--与最近的结果表明与卫星星系合并事件相一致。研究数据和最佳拟合模型之间的残差显示，在过去的3 Gyr中，恒星形成略有增加。我们拟合了氦-大气白矮星的局域分数为（21 $\pm$ 3）%。用未来的宽场巡天数据，如LSST、Euclid、CASTOR和WFIRST，来验证这种方法，应该可以通过白矮星提供一个前所未有的视角来观察银河系最早期的形成。
2019-11-06 astro-ph.GA
Reconstructing the Stripping History of the Sagittarius Stream with Neural Networks
School of Astronomy and Space Sciences, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）
本文利用神经网络方法，基于N体模拟，通过恒星相空间坐标直接推断银河北流的剥离时间，并发现剥离时间与金属丰度呈线性关系，同时预测了多个球状星团的剥离时间。
2026-05-14 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
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
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
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
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
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
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
Reconstructing orbits of galaxies in extreme regions (roger v2.0): an extension to intermediate mass systems
Instituto de Astronomía Teórica y Experimental, CONICET-UNC（国家科学技术研究委员会-科尔多瓦国立大学理论与实验天文学研究所）；Observatorio Astronómico, Universidad Nacional de Córdoba（科尔多瓦国立大学天文台）；Facultad de Matemática, Astronomía, Física y Computación, Universidad Nacional de Córdoba（科尔多瓦国立大学数学、天文学、物理学与计算机科学学院）
本文发布了用于星系轨道分类的roger v2.0代码，新增宿主晕质量输入，扩展适用质量下限，提供Python实现，可稳健分类星系样本并支持定制训练。
2026-10-08 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
Measuring the splashback feature: Dependence on halo properties and history
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
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
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
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
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
Cosmic phylogeny: reconstructing the chemical history of the solar neighbourhood with an evolutionary tree
使用17种化学元素作为恒星DNA的代理，我们提出了一个完整的系统发育研究的恒星在太阳附近。这需要应用分子生物学中广泛使用的聚类技术来构建一个进化树，从中出现三个分支。这些被解释为在年龄和运动学上分离的恒星星族，因此可以归因于薄盘、厚盘和可能起源不同的中间星族。我们还发现了六颗中等年龄的孤星，它们不能被分配到任何具有足够统计意义的人口中。结合恒星的年龄和它们在树上的位置，我们能够量化每个种群的平均化学富集率，从而以纯粹的经验方式表明，厚盘中的恒星形成率远远高于薄盘。我们也能够估计的相对贡献的动态过程，如径向迁移和磁盘加热的化学元素在太阳附近的分布。我们的方法提供了一种替代的方法，化学标记方法的优势，可视化的化学元素在进化树中的行为。这为寻找“共同祖先”提供了一种新的方法，可以揭示太阳邻居恒星的起源。
2017-02-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
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 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
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
Multiple retrograde substructures in the Galactic halo: A shattered view of Galactic history
目的。近年来，在具有逆行运动的银河系晕星中发现了一些运动学和化学亚结构。目前尚不清楚这些不同的结构是如何相互关联的。这封信旨在阐明这一问题。方法.我们探索逆行晕与增强版本的盖亚DR 2 RVS样本，扩展与数据从三个大型光谱调查，即RAVE，APOGEE和LAMOST。在这个数据集中，我们使用HDBSCAN聚类算法识别了几个结构。我们使用所有可用的化学和动力学信息来讨论它们的性质和可能的联系。结果与以前的工作一致，我们发现具有[Fe/H] $<-1$的恒星比具有[Fe/H] $>-1$的恒星有更多的逆行运动。逆行晕包含了来自盖亚-土卫二，红杉，甚至化学定义的厚盘等物体的碎片混合物。我们发现，红杉有一个较小的范围内的轨道能量比以前建议，并局限于高能量。红杉本身可能是一个小星系，但由于它在运动积分空间和化学丰度空间都与盖亚-土卫二的碎片重叠，因此它的性质还不能完全确定。在光环的低能量部分，我们发现了至少一个不同结构的证据：Thamnos。Thamnos中的恒星在低倾角，轻微偏心的逆行轨道上，以$v_ϕ\approx-150$ km/s的速度运动，并且在化学上与其他结构不同。结论.即使有极好的盖亚DR 2数据，将逆行光环中发现的所有碎片拼凑起来仍然具有挑战性。在这一点上，我们非常需要大型数据集，具有高质量的高分辨率光谱和定制的高分辨率星系合并流体动力学模拟。
2019-09-19 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
The stellar halos of ETGs in the IllustrisTNG simulations: II. Accretion, merger history, and dark halo connection
早型星系（ETG）中的恒星晕是由它们的吸积和合并历史形成的。我们在TNG 100模拟中使用了1114个ETG的样本，恒星质量为$10^{10.3}\leq M_{*}/M_\odot\leq 10^{12}$，在g-r颜色范围内选择z=0，并由观测到的ETG填充椭圆率图。我们研究如何旋转的支持和恒星晕的内在形状取决于吸积恒星的分数，整体和单独的主要，次要的，和迷你合并。TNG 100 ETG的吸积历史以及异地星$f_{ex}(R)$的径向分布与恒星质量密切相关。低质量ETG具有特征性的尖峰旋转轮廓和近扁球形，具有完全由原位恒星驱动的圆形晕。在高$f_{ex}$的主要合并降低了在原地的旋转速度峰值，平坦的$V_{*}/σ_{*}(R)$配置文件，并增加了恒星晕的三轴度。运动学过渡半径不跟踪原位和非原位主导区域之间的过渡，但对于具有$M_{*}>10^{10.6}M_\odot$的系统，局部旋转支撑随着局部非原位分数$f_{ex}(R)$而减小，并且三轴度随着$f_{ex}$而增加。这些相关性之后是快速和缓慢的旋转器，具有连续和重叠的属性序列。合并事件动态地耦合恒星和暗物质：在高质量ETG和大半径的$f_{ex}\gtrsim0.5$，这两个组件往往有类似的内在形状和旋转的支持，并几乎对齐主轴和自旋方向。基于这些结果，我们建议扩展测光和运动学的大质量ETGs（$M_{*}>10^{10…
2021-01-16 astro-ph.GA
Reconstructing the Last Major Merger of the Milky Way with the H3 Survey
几条证据表明，银河系在z~2处与一个名为盖亚-香肠-土卫二（GSE）的星系进行了一次大合并。在这里，我们使用H3调查数据认为，GSE进入银河系的逆行轨道的基础上，人口的高度逆行的恒星与化学类似的大部分径向GSE碎片。我们提出了第一个定制的，高分辨率的N体模拟合并。从约500个模拟的网格中，我们发现具有$M_{*}=5\times10^{8}\ M_{\odot}, M_{\rm{DM}}=2\times10^{11} M_{\odot}$（2.5：1总质量合并）的GSE最佳地匹配H3数据。这个模拟显示，逆行的GSE恒星在合并的早期，在轨道失去显著的角动量之前，从其外盘剥离。尽管选择纯粹的角动量和径向分布，这个模拟再现并解释了以下经验现象：（i）内晕的细长的三轴形状（轴比$10:7.9:4.5$），其长轴与平面成35°，连接GSE的远心点，（ii）武仙座-天鹰座云和室女座超密度，由于远心点堆积而产生，（iii）GSE的淬灭和原位晕年龄分布的截断之间的2 Gyr滞后，其跟踪第一个和最后一个GSE近心之间的2 Gyr间隙。我们作出以下预测：（i）内晕有一个“双折”密度分布，在15-18 kpc和30 kpc处都有折点，与GSE远心一致，（ii）外晕有逆行流，其中包含约10%的GSE恒星等待发现，在>30 kpc。逆行（径向）GSE碎片起源于其外（内）盘-利用这一趋势，我们重建的恒星金属丰…
2021-03-17 astro-ph.GA
The Star Formation Histories of the M31 and M33 Spheroids
我回顾了本星系群中的另外两个旋涡星系M33和M31的球状体中恒星形成历史的观测约束。M33没有传统的核球，而是有一个小的核区域，里面有许多不同年龄的恒星。M33晕的恒星形成历史并没有受到严格的限制，但是它的晕球状星团的合成光谱暗示了一个5 - 7年的广泛年龄分布，而在晕中存在的天琴座RR型恒星暗示了至少有一些人口是古老的。虽然可以通过深测光获得M33晕的详细恒星形成历史，但到目前为止还没有这样做。M31拥有一个传统的凸起，显然是由年龄超过10 Gyr的恒星主导的。M31晕的深层测光表明，它既有古老的贫金属恒星的人口，也有一个重要的人口延伸到更年轻的年龄和高金属量，显然是由于它的活跃合并历史。
2009-01-16 astro-ph.GA
The galaxy - halo connection in low mass halos
星系的性质随其母体暗物质晕的质量而系统地变化。这个基本的星系晕连接显示了相当数量的散射，其起源还没有完全了解。在这里，我们研究晕组装历史的差异如何影响中心星系在低质量（M_halo < 10^12 M_sun）晕z=2-6的帮助下的MassiveFIRE宇宙学模拟套件。在以前的作品，领带星系的性质晕的浓度和晕形成红移，我们专注于晕的增长率作为衡量组装历史。我们发现，在固定的晕质量，快速增长的晕往往有较低的恒星质量和较高的单位恒星质量的SFR，但类似的整体SFR。我们提供了一个简单的解释，这些发现的帮助下，分析模型，捕捉我们的流体动力学模拟的行为。具体来说，在给定当前质量的晕中，快速增长的晕具有较低的恒星质量（因此具有较高的sSFR），因为它们的质量较小，并且在过去比缓慢增长的晕具有更低的冷气质量和SFR。通过结合这些发现与估计的晕增长率的分散，我们表明，在固定的晕质量的增长率的变化可以在很大程度上解释恒星质量晕质量关系的分散。相比之下，晕生长的变化可能只扮演一个小角色，在低质量星系的恒星形成序列的分散。
2019-01-25 astro-ph.GA
The role of massive halos in the Star Formation History of the Universe
宇宙恒星形成史（CSFH）最显著的特征是自z~1以来恒星形成（SF）活动急剧下降。在这项工作中，我们调查，如果组装和结构的生长过程是所观察到的下降的主要驱动力之一。我们研究了不同质量晕中星系对CSFH的贡献。这是通过使用斯皮策MIPS和Herschel PACS和SPIRE进行的最深的中红外和远红外巡天，在57个星系团和星系团的样本中研究从红移0到红移z~1.6的总SFR-晕质量红移平面来完成的。我们的研究结果表明，低质量基团在z~1处对CSFH的贡献为60-80%。在过去的80亿年里，这种贡献比CSFH下降得更快，在z<0.3时下降到不到10%，其中整体SF活动由较低质量的晕维持。更大质量的系统在任何时期都只提供边际贡献（<10%）。一个简化的丰度匹配方法表明，z~1处的低质量星系团的巨大贡献是由于大部分（>50%）的非常大的质量，高恒星形成的主序星星系。在z~1以下，大量晕中必须发生淬灭过程，以导致观察到的SF活动的更快抑制。然而，这样的过程必须是一个缓慢的过程，因为大多数模型在吸积卫星中实现了SF活动的快速淬火，大大低估了在任何红移下观测到的大质量晕中的SF水平。饥饿或从冷到热吸积的过渡将提供一个与观测更一致的1 Gyrs的淬火时标。我们的研究结果表明，在这种情况下，由于结构形成过程中，越来越多的星系经历的群体环境，因此，相关的淬火过程。这导致其SF活性的逐渐抑制，从而在z~…
2014-11-11 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
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
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
Reconstructing galactic feedback history via the Lyman-$α$ forest with Habitable Worlds Observatory
本文提出利用宜居世界观测站的紫外光谱仪获取高精度低红移莱曼-α森林数据，以约束星系反馈模型并研究星系际介质热状态。
2025-07-17 astro-ph.GA astro-ph.IM
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
