The Fornax Deep Survey (FDS) with the VST XI. The search for signs of preprocessing between the Fornax main cluster and Fornax A group
我们通过研究天炉座主星系团和正在坠落的天炉座A星系团来研究星系团和星系群的结构特性，并在这个展示性的例子中探索星系预处理的效果。此外，我们比较了天炉座星系的结构复杂性，在室女座星系团和外地。我们的样本由来自天炉座主星系团和天炉座A群的582个星系组成。我们量化了每个星系的光分布的基础上结合光圈测光，Sérsic+PSF（点扩散函数）和多组分分解，和形态的非参数测量（浓度$C$ ;不对称$A$，丛生$S$ ;基尼$G$ ;光的二阶矩$M_{20}$），和结构的复杂性基于多组分分解。然后比较了天炉座主星团和天炉座A星团的这些数量。天炉座星系的结构复杂性也与室女座星系和实地的结构复杂性进行了比较。总的来说，我们发现在天炉座主星团和天炉座A群之间，从Sérsic剖面（$g'-r'$、$r'-i'$、PDMATHAMT和$\barμ_{e,r'}$）和非参数指数（PDMATHAMN和PDMATHAMO）得出的数量分布存在显著差异。此外，我们发现显着的集群中心的趋势与$r'-i'$，$R_e$，和$\barμ_{e,r'}$，以及$A$，$S$，$G$，和$M_{20}$的天炉座主星系团的星系。我们发现星系的结构复杂性随着$r'$带绝对星等的增加而增加（和恒星质量），最大的变化发生在-14 $\lesssim M_{r'}\lesssim$ -19 mag.室女座星系团和该领域的星系中观察到了…
2021-01-14 astro-ph.GA
Surface Brightness Fluctuations in the Hubble Space Telescope ACS/WFC F814W Bandpass and an Update on Galaxy Distances
我们测量表面亮度波动（SBF）的幅度在F814 W过滤器和g-I颜色的9个明亮的早期型天炉座星系团与哈勃太空望远镜高级相机的调查（ACS）成像。目标是实现ACS/F814 W带通的首次系统SBF校准。由于其更高的吞吐量，F814 W是更有效的SBF研究遥远的星系比ACS/F850 LP带通已被用于研究附近的系统。在样本星系所跨越的颜色范围内，1.06<g-I<1.32（AB等），SBF星等mbar_I对g-I的依赖性是线性的，斜率为$\sim2$。当使用ACS天炉座星团巡天的F850 LP SBF距离测量值来推导绝对Mbar_I星等时，对g-I的依赖性变得非常紧密，斜率为$1.8\pm0.2$，分散度为0.03 ma。观测到的小分散度表明估计的随机误差是正确的，并且如预期的那样，来自SBF-颜色关系的固有偏差在F814 W和F850 LP带通之间强烈相关。与恒星星族模型预测的一致性是好的，无论是在斜率和零点，表明我们的平均天炉座距离为20 Mpc是准确的。该模型预测的曲率超出了我们样本的颜色限制;因此，线性校准不应该天真地外推。在附录中，我们重新考虑了Tennis地基和Jensen NICMOS SBF距离星表;我们提供了一个校正公式，以改善前者的小的明显偏差，以及使后者与其他SBF研究一致所需的偏移。我们还列出了ACS室女星系团巡天中观测到的两个新的SBF星系距离。
2010-09-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Fornax Deep Survey (FDS) with the VST: IV. A size and magnitude limited catalog of dwarf galaxies in the area of the Fornax cluster
Fornax Deep Survey（FDS）是一种u '、g'、r '和i'波段的成像调查，与以前的空间完整的Fornax Cluster Catalog（FCC）相比，具有最高的分辨率和图像深度。我们的新数据使我们能够研究r '波段星等m $_{r'}\approx$ 21等（M $_{r'}\approx$ -10.5等）的星系。这些数据为研究天炉座星系团提供了重要的遗留数据集。我们的目标是目前的天炉座深巡天（FDS）矮星系目录，重点是解释数据的减少和校准，评估数据的质量，并描述用于定义目录对象的集群成员的方法。作为第一步，我们使用SExtractor微调矮星系检测，从FDS数据中找到星系，覆盖主星系团的26度$^2$区域，以及天炉座A子结构周围的区域。我们使用GALFIT对识别出的星系进行了二维分解。利用色-星等、光度-半径和光度-浓度关系将星系团与背景星系分离。然后根据星系团的形态将其分为早型星系和晚型星系，并给出了一级形态分类。我们的最终目录包括14，095个星系。我们将590个星系归类为可能的天炉座星系团星系，其中564个是矮星（M $_{r'}$ > -18.5等），构成了我们的天炉座矮星目录。在这些星系团中，我们将470个归类为早期类型，94个归类为晚期类型。我们的最终星表在M等$_{r'}$ = -10.5等和表面亮度$\barμ_{e,r'}$ = 26等角秒…
2018-10-10 astro-ph.GA
The MeerKAT Fornax Survey
我们提出的科学案例和观测计划的MeerKAT天炉座调查，HI和无线电连续调查的天炉座星系团进行与SKA前体MeerKAT。天炉座是20 Mpc以内第二大的星团，也是南半球最大的邻近星团。它的低X射线光度使它代表了大多数星系生活的环境，以及发生重大星系演化的环境。天炉座的持续增长使其成为研究星系团组装、星系团中气体吸积和剥离的物理学以及这些过程与宇宙网中中性介质之间的联系的绝佳实验室。我们将观测到一个12度的$^2$区域，其距离星团中心的投影距离为1.5百万秒差距。我们将在1kpc分辨率下研究低至1e+19 cm $^{-2}$的几倍柱密度的已分辨星系的HI形态，测量低至M（HI）5e+5 M（太阳）的HI质量函数的斜率，并在此基础上研究高至1e+19 cm的几倍柱密度的已分辨星系的HI形态。并试图在10千秒差距的分辨率下探测到宇宙网中达到1e+18 cm $^{-2}$柱密度的HI。
2017-09-05 astro-ph.GA
The Next Generation Fornax Survey (NGFS): III. Revealing the Spatial Substructure of the Dwarf Galaxy Population inside half of Fornax's Virial Radius
利用下一代天炉座巡天（NGFS）的数据，结合托洛洛山美洲天文台Blanco/DECam获得的深度共加的$u'$、$g'$和$i'$图像，在天炉座外星系团区域发现了271个以前未被发现的半径为$r_{\rm vir}/4<\!r\!<r_{\rm vir}/2$的矮星系。从271个候选矮星中，我们发现39个是成核的。加上我们之前对天炉座中心区域的研究，NGFS数据检测到的新矮星有392颗，其中56颗是有核的。因此，NGFS和其他目录中的天炉座矮星系总数上升到643个，其中181个成核，产生$28\%$的总体成核分数。外NGFS矮星的绝对$i'$带幅度在$-18.80\le\,M_{i'}\le\,-8.78$范围内，有效半径为$r_{{\rm eff},i'}\,=\,0.18-2.22$ kpc，平均Sersic指数为$\langle n\rangle_{i'}\,=\,0.81$ .用$Δ\langle M_{i'}\rangle\!=\!2.25$等和$Δ\langle r_{{\rm eff},i'}\rangle\!=\!0.4$ kpc发现无核矮星比有核矮星更暗、更小。我们展示了一个显着的集群规模$\lesssim\!100$千秒差距的矮星系，和投影表面数密度剖面估计，$Σ_N(r)$，显示在$r\!\sim\!350$千秒差距内的天炉座核心区域的矮星系的浓度。$Σ_N(…
2018-03-28 astro-ph.GA
Abundance ratios and IMF slope in the dwarf elliptical galaxy NGC~1396 with MUSE
用VLT/ MUSE摄谱仪在$4750-9350$波段对位于天炉座星系团中的矮椭圆星系NGC 1396（M $_V = -16.60$，质量$\sim 4\times10^8$ M $_\odot$）进行了深度观测。在本文中，我们提出了一个恒星的人口分析研究化学丰度，恒星形成历史（SFH）和恒星初始质量函数（IMF）作为一个函数的银河中心距离。不同的、独立的分析恒星族群的方法得出了$\sim$ 6 Gyr的光度加权年龄和[Fe/H] $\sim$ $-0.4$，类似于其他类似质量的dE。我们发现[Ca/Fe] $\sim +0.1$异常过剩，而钠则不足，[Na/Fe]值在$-0.1$附近，而[Mg/Fe]在所有半径处都过剩，从中心的$\sim+0.1$增加到$\sim +0.2$ dex。我们注意到在这个矮星系中有一个显著的金属丰度和年龄梯度。为了限制NGC 1396的恒星IMF，我们发现NGC 1396的IMF与Kroupa样或头重脚轻的分布一致，而底部重的IMF被坚决排除。对丰度比的分析以及与本星系群中星系的比较表明，NGC 1396的化学富集历史与银河系盘相似，具有延长的恒星形成历史。如果这个星系起源于一个LMC大小的矮星系祖先，它会在落入天炉座星系团的过程中失去气体，那么情况就是这样。
2016-08-25 astro-ph.GA
Stellar Density Profiles of Dwarf Spheroidal Galaxies
我们应用一个灵活的参数模型，广义普卢默配置文件的组合，推断银河系的卫星矮球状星系（dSphs）的恒星密度分布的形状。我们将此模型应用于40 dSphs，使用来自斯隆数字巡天，PanStarrs-1巡天，暗能量巡天和暗能量相机遗产巡天的恒星计数。使用模拟数据，我们研究与建模假设相关的系统误差，并确定条件下，我们的模型可以识别“非标准”的恒星密度分布，有中央尖点和/或陡峭的外斜坡。将我们的模型应用于真正的矮椭球体，我们没有找到证据，中央尖密度分布在15个银河系卫星，我们的测试与模拟数据表明，将有足够的可探测性。我们确实在几个dSphs-Fornax，Leo I，Leo II和Reticulum II-中检测到陡峭的（相对于标准的Plummer模型）外部轮廓，这可能指向这些对象的不同进化途径。然而，恒星密度分布的外斜率与其他观测到的星系性质还没有明显的相关性。
2020-03-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Young stellar populations in early-type dwarf galaxies; occurrence, radial extent and scaling relations
为了了解矮早型星系的恒星星族含量及其环境依赖性，我们比较了邻近的天炉座、室女座和后发座三个星系团的色-星等关系（CMR）的斜率和内禀散射。此外，我们提出并比较这些星系的内部颜色配置文件，以确定中心的蓝色区域与年轻的恒星。我们利用HST/ACS天炉座星团在-18.7 <= M_g' <=-16.0星等范围内的成像，导出了星等、颜色和颜色轮廓，并与文献测量结果进行了比较。基于对颜色剖面的分析，我们报告了在所有三个星团的中心都有大量的年轻恒星星族的dEs。而室女座和后发座的蓝核dE的数量分别为85 +/- 2%和53 +/- 3%，对于天炉座，我们发现所有星系都有一个蓝核。我们发现，蓝色的核心居住在较暗的DE，类似的趋势，在有核DE。我们发现星系的光度与其蓝核的大小之间没有相关性。此外，三个星团的CMR的比较表明，在室女座的CMR的分散是相当大的天炉座和后发座星系团。提出自适应平滑，我们表明，在CMR的蓝色一侧的星系往往显示出尘埃灭绝的证据，这加强了解释，蓝色的颜色是由于年轻的恒星星族。我们还发现，在CMR的红色一侧的离群值比预期的亮度更紧凑。我们在室女座发现了几个这样的红色异常值，它们通常靠近更大质量的星系。在这个星等范围内，在天炉座和后发座中没有发现红色外围致密早期型，而在室女星系团中我们发现了三个。我们认为，大量的离群值和较大的分散发现的室女星系团CMR是一个结果，处女座的不同的组…
2019-04-05 astro-ph.GA
Constraints on the mass-concentration relation of cold dark matter halos with 11 strong gravitational lenses
暗物质晕的质量浓度关系反映了天体在等级结构形成情景中的组装历史，并依赖于宇宙学中的基本量，如原始物质功率谱的斜率。这种关系不受亚星系尺度观测的限制。假设冷暗物质，我们推导出质量浓度关系的第一次测量，使用图像的位置和流量比从11个四重图像强引力透镜（quads）在质量范围$10^{6} - 10^{10} M_{\odot}$。我们的分析框架包括subhalos和视线晕，边缘化的滋扰参数描述的镜头宏模型，考虑有限的源效应透镜观测，并同时约束的质量浓度关系的归一化和对数斜率，和subhalo质量函数的归一化。在$z=0$处，我们将$10^{8} M_{\odot}$晕的浓度限制在$68 \%$ CI处的$c=12_{-5}^{+6}$，以及将$c=12_{-9}^{+15}$限制在$95 \%$ CI处。对于$10^{7} M_{\odot}$晕轮，我们得到$68 \%$（$95 \%$）约束$c=15_{-8}^{+9}$（$c=15_{-11}^{+18}$），而对于$10^{9} M_{\odot}$晕轮，我们得到$c=10_{-4}^{+7}$（$c=10_{-7}^{+14}$）。这些结果与文献中质量浓度关系的理论预测是一致的，并建立了强透镜星系作为一个强大的探测器的晕浓度在亚星系尺度上跨越宇宙学距离。
2019-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
A probabilistic deep learning model to distinguish cusps and cores in dwarf galaxies
在冷暗物质（DM）宇宙学中的数值模拟形成了密度分布具有陡峭的内部斜率（“尖点”）的晕，然而对星系的观测通常指向平坦的中心“核心”。我们开发了一个卷积混合密度神经网络模型，以获得DM晕的内部密度斜率的概率密度函数（PDF）。我们训练网络模拟矮星系从NIHAO和AURIGA项目，其中包括DM尖点和核心：视线速度和二维空间分布的恒星被用作输入，以获得一个PDF表示的概率预测一个特定的内斜率。该模型准确地恢复了预期的DM配置文件：$\sim$ 82 $\%$的星系有一个派生的内部斜率$\pm$ 0.1内的真实值，而$\sim$ 98 $\%$内$\pm$ 0.3。我们将我们的模型应用于四个本星系群矮球状星系，并发现与基于Jeans模型的代码GravSphere获得的结果一致：天炉座dSph具有强烈的迹象，拥有一个中央DM核心，船底座和六分仪有尖点（尽管后者具有很大的不确定性），而雕塑家显示双峰PDF表示尖点是首选，但不能排除核心。我们的研究结果表明，基于模拟的推理与神经网络提供了一个创新的和互补的方法来确定内部的物质密度分布在星系中，这反过来又可以帮助限制难以捉摸的DM的属性。
2022-09-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ultra-light Dark Matter is Incompatible with the Milky Way's Dwarf Satellites
矮星系的密度分布是一个高度变化的集合。如果暗物质是一种超轻粒子，如轴子，那么模拟预测一个独特的和独特的配置文件。如果轴子质量大到足以适合超暗矮（UFD）卫星（$m\gtrapprox 10^{-21}$ eV），那么模型就不适合天炉座和玉夫座的密度分布，并且被超过$3-σ$的置信度排除。如果轴子的质量在可以拟合天炉座和玉夫座矮椭球体的质量分布的质量范围内，那么它的扩展分布意味着UFD的巨大质量（$\approx10^{11}-10^{12}M_{\odot}$）。这些大质量的UFDS被排除在$3-σ$以上的信心动力学摩擦参数。考虑到UFD的恒星形成历史和恒星质量，这种张力会进一步增加。除非未来的重子反馈超轻暗物质（ULDM）模拟显示晕的密度结构发生重大变化，否则当前的数据与ULDM方案不相容。放松经典矮星系的斜率限制将导致排除质量小于$6\times10^{-22}$ eV的ULDM。
2020-03-05 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
An unexpected high concentration for the dark substructure in the gravitational lens SDSSJ0946+1006
在引力透镜星系SDSSJ 0946 +1006中，通过对透镜图像的扰动，先前已经发现了一个不可见的子结构。利用主晕和次晕扰动的灵活模型来拟合透镜图像，我们证明了次晕具有非常高的中心密度和陡峭的密度斜率。次晕的推断浓度远高于类似质量的$Λ$ CDM晕的预期浓度分散度。对于我们所有的透镜模型，我们稳健地推断出在1 kpc内的次晕投影质量为$\sim 2$ - $3.7\times 10^9$ M $_\odot$（$>$ 95% CL），而在0.75-1.25 kpc的径向范围内的次晕投影密度分布的平均斜率被限制为比等温（$γ_{2D} \lesssim -1$）更陡。通过对次晕光的直接模拟，我们得到了其亮度$L_V < 1.2\times 10^8L_\odot$在95%CL处的保守上界，表明扰动源是暗物质。为了与$Λ$ CDM的预期进行比较，我们分析了在许多视线上的Illustris TNG 100 -1模拟中类似透镜星系内的subhalos，并发现数百个subhalos在$\gtrsim 2\times10^9M_\odot$的1 kpc内实现了投影质量。然而，只有不到1%的模拟观测结果产生的对数斜率足够陡，与我们的透镜模型相一致，它们$all$恒星质量超过观测所允许的数量级或更多。我们的结论是，这样一个黑暗的，高度集中的次晕的存在是出乎意料的$Λ$ CDM宇宙。最后，我们表明，…
2020-11-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Hierarchical Formation of Dark Matter Halos and the Free Streaming Scale
最小的暗物质晕首先在早期宇宙中形成。根据最近的研究，这些晕的中心密度尖点比像$ρ\propto r^{-(1.5-1.3)}$这样的更大的晕和尺度要陡得多。我们目前的结果非常大的宇宙学$N$体模拟的层次形成和演化的晕在很宽的质量范围内，从最小的晕的形成。我们证实了早期的研究，即在自由流动尺度下，内密度尖点在晕中更陡峭。尖点斜率随着晕质量的增加而逐渐变浅。质量比最小晕大50倍的晕的斜率约为$-1.3$。内坡与崩塌期之间没有很强的相关性。在自由流尺度之上的晕的尖点斜率似乎主要由于主要的合并过程而减小。在目前的宇宙中，估计的浓度预计为$60-70$，与理论模型和早期的模拟一致，并排除了简单的幂律质量浓度关系。微晕可能仍然存在于目前的宇宙中，具有相同的陡峭密度分布。
2014-05-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The minimum metallicity of globular clusters and its physical origin -- implications for the galaxy mass-metallicity relation and observations of proto-globular clusters at high redshift
在本域宇宙中，金属丰度为$[{\rm Fe}/{\rm H}]<-2.5$的球状星团（GC）极为罕见。在这封信中，GC的形成和星系演化之间的密切联系是用来表明，这GC金属'地板'的结果从星系的质量-金属丰度关系的超低光度星系（ULLGs）在高红移，最贫金属GC必须形成。金属丰度为$[{\rm Fe}/{\rm H}]\lesssim-2.5$的镓的质量太低，无法形成初始质量为$M_{\rm i}\gtrsim10^5~{\rm M}_\odot$的GC，而初始质量是维持哈勃时间所需的。这将星系质量-金属丰度关系转化为$[{\rm Fe}/{\rm H}]\lesssim-1.8$的最大初始星系团质量-金属丰度关系，这自然导致在$z=0$（“蓝倾”）观察到的贫金属GC的颜色-星等关系。它的强度跟踪的斜率的气相质量金属丰度关系的ULLG。基于室女座和天炉座星系团中GC的蓝色倾斜，预测了在$z\gtrsim2$处的$10^5\lesssim M_\star/{\rm M}_\odot\lesssim10^7$的星系质量-金属丰度关系具有$α=0.4\pm0.1$的斜率。GC金属丰度底意味着GC形成的最小宿主星系质量和最大红移。任何在$z>9$发现的原始GC最有可能出现在比银河系更大的星系中，而低质量星系中的GC，如天炉座dSph（$M_\star\approx4\times10^7~{\…
2019-04-22 astro-ph.GA
Constraints on the inner density profile of dark-matter haloes from weak gravitational lensing
我们构造了两种基于弱引力透镜的线性滤波技术来约束暗物质晕密度剖面的内斜率$α$。这两种方法都将所有可用的信息结合到这个单一数字的估计中。在理想化假设下，如果晕圈浓度c已知，则$α$被限制为~15%，如果不知道，则被限制为< 30%。我们认为，不可避免的退化之间的密度剖面斜率和晕浓度不能解除在现实条件下，并显示通过费舍尔矩阵方法的线性组合的$α$和c是最好的约束，我们的过滤透镜数据。这定义了一个新的参数，称为P1，然后将其限制为单个大质量晕的15%。如果许多晕的信号可以叠加，那么它们的密度分布应该被这里提出的线性滤波器很好地约束，其中线性滤波器对集群子结构不敏感。
2010-01-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mass and Concentration estimates from Weak and Strong Gravitational Lensing: a Systematic Study
我们研究如何以及晕属性的星系团，如质量和浓度，恢复使用透镜数据。为了生成大量不同红移的系统样本，我们使用代码MOKA。我们测量晕的质量和浓度，单独使用弱透镜数据（WL），拟合NFW配置文件的减少切向剪切配置文件，或通过结合弱和强透镜数据，通过添加有关爱因斯坦半径（WL+SL）的大小的信息。对于不同的红移，我们测量了质量和浓度的偏差，发现这主要是由晕椭球相对于视线的随机取向引起的。由于我们的模拟帐户的存在下，一个明亮的中央星系，我们进行质量和浓度的测量使用广义NFW配置文件，允许一个自由的内部斜坡。这减少了质量和浓度偏差。我们讨论了如何质量函数和浓度质量关系的变化时，使用WL和WL+SL估计。我们研究了选择效应如何影响测得的浓度-质量关系，表明强透镜群在固定质量下可能具有比平均值高20-30%的浓度，还考虑了强透镜选择的松弛集群样品的特定情况。最后，我们注意到，选择一个放松的星系团的样本，在一些集群调查中所做的，解释了浓度质量关系的偏差。
2014-02-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Dekel-Zhao profile: A mass-dependent dark-matter density profile with flexible inner slope and analytic potential, velocity dispersion, and lensing properties
我们探讨了一个函数的两个形状参数的暗物质晕密度轮廓的重子效应，这是一个特殊的情况下，一般赵族模型适用于模拟暗物质晕Dekel等人。该轮廓具有可变的内斜率和浓度参数，和解析表达式的引力位，速度色散和透镜性质。使用NIHAO宇宙学模拟，我们发现，它提供了更好的拟合比Einasto配置文件和广义NFW配置文件与可变的内斜率，特别是对晕中心。我们发现，轮廓参数与恒星晕质量比$M_{\rm star}/M_{\rm vir}$。这定义了一个质量依赖的密度分布，描述了所有星系中的平均暗物质分布，它可以直接应用于观测到的星系旋转曲线，引力透镜，和半解析模型的星系形成或卫星星系演化。重子的作用表现在内部密度斜率的显著平坦化和浓度参数从$M_{\rm star}/M_{\rm vir} = 10^{-3.5}$到$10^{-2}$（对应于$M_{\rm star} \sim 10^{7-10} M_\odot$）的20%的减小。这种配置文件适合模拟星系的精度类似于某些多参数，质量依赖的配置文件，但其较少的参数和分析性质，使其最可取的许多用途。
2020-09-11 astro-ph.GA
The AIDA-TNG project: dark matter profiles and concentrations in alternative dark matter models
Alma Mater Studiorum Università di Bologna（博洛尼亚大学）；INAF-Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（博洛尼亚天文物理与空间科学研究所）；INFN-Sezione di Bologna（博洛尼亚意大利国家核物理研究所）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）
本文通过AIDA-TNG模拟研究了替代暗物质物理和恒星形成过程对暗物质晕内部结构的影响，揭示了WDM和SIDM模型中暗物质密度剖面和集中度的关系。
2026-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Two-Parameter Matching Scheme for Massive Galaxies and Dark Matter Haloes
Halo Absolute Matching被用来建立星系和暗物质晕之间的单参数映射，假设晕质量和星系光度（或恒星质量）单调相关。虽然这种方法已经相当成功，但已知星系必须至少用两个参数来描述，这可以从大质量早型星系所在的双参数基本平面中看出。在本文中，我们推导出一个连接之间的初始暗物质密度扰动在早期宇宙和现今维里化的暗物质晕假设简单的球形坍缩结合质量和能量守恒。我们发现，$z = 0$晕浓度，或替代内斜率的晕密度分布$α$，是单调和正相关的崩溃红移的晕。这是定性的研究结果的一些以前的作品的基础上数值模拟，我们比较我们的结果。然后，我们描述了如何晕的质量和浓度（或内斜率$α$）可以作为两个晕参数结合两个参数的早期类型的星系，以创建一个改进的丰度匹配计划。
2015-03-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Mass-Concentration Relation and the Stellar-to-Halo Mass Ratio in the CFHT Stripe 82 Survey
我们提出了一个新的测量质量浓度关系和恒星晕质量比的晕质量范围$5\times 10^{12}$至$2\times 10^{14}M_{\odot}$。为了实现这一目标，我们使用弱透镜测量CFHT条纹82调查（CS 82），结合中心星系redMapper集群目录和LOWZ/CMASS星系样本的斯隆数字巡天III重子振荡光谱巡天第十次数据发布。这些样本周围的叠加透镜信号被建模为来自中央星系、其暗物质晕和邻近晕的贡献之和，以及可能的中心误差项。我们测量了质量浓度关系：$c_{200c}(M)=A(\frac{M_{200c}}{M_0})^{B}$与$A=5.24\pm1.24, B=-0.13\pm0.10$（$0.2<z<0.4$）和$A=6.61\pm0.75, B=-0.15\pm0.05$（$0.4<z<0.6$）。这些振幅和斜率与最近模拟的预测完全一致。我们还测量了我们的样品的恒星晕质量比，并发现结果与以前的测量透镜和其他技术相一致。
2017-09-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The core-cusp problem: a matter of perspective
在玉夫座和天炉座矮星系中存在两个运动学和化学性质不同的恒星亚群，这提供了一个机会，可以通过测量两个金属丰度亚群分离良好的半光半径内所含的质量来限制它们的物质晕的密度分布。Walker和Penarrubia使用这种方法来论证这些星系的数据与其内部区域的恒定密度“核心”一致，并排除了具有高统计意义的“尖形”Navarro-Frenk-White（NFW）轮廓，特别是在Sculptor的情况下。我们测试的有效性，这些索赔使用矮星系的APOSTLE（一个项目，模拟本地环境）Lambda冷暗物质宇宙流体动力学模拟的类似物的本地组。这些星系都有NFW暗物质密度分布，其中一个子集发展出两个不同的金属丰度亚群，让人想起玉夫座和天炉座。我们应用一种方法类似于沃克和Penarrubia的53个模拟矮星的样本，发现这个过程往往会导致一个统计上显着的检测核心的配置文件时，在现实中有一个尖点。虽然有多种因素导致了这些失败，但主要原因是违反了质量估计所依据的球对称假设。模拟的矮星的恒星星族倾向于被显著拉长，在某些情况下，两个金属丰度的人口有不同的非球面性和错位。因此，密度分布的斜率范围很广，这取决于观察星系的角度。
2017-12-13 astro-ph.GA
The Energetics of Cusp Destruction
我们提出了一个新的分析估计所需的能量，以创建一个恒定密度的核心内的暗物质晕。我们的新估计，基于更现实的假设，导致所需的能量是数量级低于在早期的工作中声称。我们定义了一个核心的大小的基础上的对数斜率的暗物质密度分布，使其不敏感的函数形式用于拟合观测数据。形成核心所需的能量敏感地取决于径向尺度，在径向尺度上，尖点内的暗物质在晕内重新分布。模拟表明，在一个与居住在晕中的中央星系的活跃恒星形成区相当大小的区域内，在核心形成期间，暗物质粒子的轨道径向增加了2- 3倍。因此，暗物质晕的内部性质，如晕的浓度和最终的核心大小，决定了能量的需求。结果，对于核心尺寸$\lesssim1$ kpc，能量成本随着晕质量缓慢增加，如M $_{\rm{h}}^{0.3-0.7}$。我们使用预期的恒星形成的历史，一个给定的暗物质晕质量来预测矮星系核心的大小。我们发现，在$10^{10}$ M $_{\odot}$矮星系\emph{if}中，仅超新星就能产生远超过4kpc的核，能量100%转移到暗物质粒子轨道上。我们可以通过研究具有已知恒星含量和核心大小的星系（如天炉座）来直接限制效率因子。我们发现，恒星反馈和暗物质轨道能量之间的耦合效率只需要在1%或更低的水平来解释天炉座的1千秒差距的核心。
2015-05-04 astro-ph.GA
Reconciling concentration to virial mass relations
本研究对比模拟与强引力透镜观测星系，探讨暗物质密度剖面等因素对浓度-维里质量关系差异的影响，发现放宽剖面假设可有效调和模拟与观测结果。
2024-11-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Extreme Small Scales: Do Satellite Galaxies Trace Dark Matter?
我们调查的径向分布的星系内的主机暗物质晕建模的小规模集群，测量斯隆数字巡天。具体来说，我们对Jiang等人（2011）测量的星系两点关联函数进行了建模，在很宽的亮度阈值样本范围内（绝对r波段星等为-18到-23），投影分离非常小（10 < r < 400 kpc/h）。我们使用晕占据分布（HOD）框架与自由参数，指定的数量和空间分布的星系内的主机暗物质晕。我们假设，在每个晕的第一个星系生活在晕中心和额外的卫星星系遵循径向密度分布类似的暗物质Navarro-Frenk-White（NFW）的配置文件，除了浓度和内斜率允许变化。我们发现，在低光度的样本，卫星星系的径向配置文件是一致的NFW。M_r < -20和较亮的卫星星系的径向轮廓具有比NFW明显更陡的内斜率（我们发现内对数斜率范围为-1.6到-2.1，而NFW为-1）。我们定义了一个有用的浓度度量M_（1/10），它是包围在晕维里半径十分之一以内的卫星星系（或质量）的分数。我们发现低光度卫星星系的M_（1/10）与NFW一致，而亮星系的M_（1/10）则高出2.5-4倍，这表明这些星系的暗物质晕比暗物质本身更集中。因此，我们的研究结果表明，一旦星系合并成更大的晕，控制星系空间分布的过程必须依赖于光度，这样发光的星系就成为底层暗物质的不良示踪剂。
2012-02-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Size distribution of galaxies in SDSS DR7: weak dependence on halo environment
使用从斯隆数字巡天数据发布7中选择的星系样本（SDSS DR 7）和膨胀盘分解目录，我们研究了星系的大小分布如何依赖于星系的内在性质，如浓度，形态，比恒星形成率（sSFR），和膨胀分数，以及在中心/卫星分解，晕环境，宇宙网络：\cluster，\filament，\sheet ~和\void，以及星系数密度。我们发现，有一个很强的依赖性的光度或质量大小的关系上的星系浓度，形态，sSFR，和凸出分数。与晚型（螺旋）星系相比，早型（椭圆）星系有明显的尺寸变小和斜率变陡的趋势。同样，具有高凸起分数的星系比具有低凸起分数的星系具有更小的尺寸和更陡的斜率。给出了这些不同内禀性质星系的平均光度和质量-尺寸关系的拟合公式。检查星系的大尺度环境，我们发现，质量-尺寸关系有一些弱的依赖于晕质量和中央/卫星分离的星系质量范围内$9.0\le \log M_{\ast} \le 10.5$，卫星或星系在更大质量的晕比他们的同行有略小的尺寸。而宇宙网和局域数密度对质量-尺寸关系的依赖几乎可以忽略不计。
2018-07-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Does Concentration Drive the Scatter in the Stellar-to-Halo Mass Relation of Galaxy Clusters?
浓度是暗物质晕的关键属性之一，它可以驱动大质量星系团的恒星-晕质量关系中的散射。我们得到了强大的光度恒星质量的样本中最亮的中央星系（BCGs）的SDSS redMapper集群在$0.17<z<0.3$，并分裂成两个相等的晕质量的子样本的星团由他们的BCG恒星质量$M_*$。弱透镜配置文件$ΔΣ$的两个集群子样本表现出不同的斜率尺度低于1 M $pc/h$。为了解释这种差异，我们进行了一个全面的贝叶斯模型的两个$ΔΣ$配置文件，包括不同程度的偏心效应之间的两个子样本的X射线观测。发现两个子样品具有相同的平均晕质量$1.74 \times 10^{14} M_{\odot}/h$，但低$M_*$团簇的浓度为$5.87_{-0.60}^{+0.77}$，${\sim}1.5σ$小于高$M_*$团簇的浓度~（$6.95_{-0.66}^{+0.78}$）.此外，星系团弱透镜效应和星系团-星系的互相关都表明，低$M_*$、低浓度星系团的大尺度偏置比高$M_*$、高浓度星系团的大尺度偏置高${\sim}10\%$，这可能是星系团组装偏置效应的证据。我们的研究结果揭示了一个显着的物理联系的恒星质量在20{-}30 k $pc/h$，暗物质质量在${\sim}$ 200 k $pc/h$，和宇宙的超密度在10 M以上的尺度$pc/h$，使一个关键的观测测试的大质量星系团和它们的中央星系之间的共同…
2021-06-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mass Models of Dwarf Spheroidal Galaxies with Variable Stellar Anisotropy. I. Jeans Analysis
使用一个灵活的银河系模型与可变的恒星速度各向异性，我适用于经典的牛仔裤质量建模方法的五个矮球状星系的恒星视线速度的最大的均匀数据集（330和2500恒星之间的星系）-船底座，天炉座，狮子座~I，雕塑家，和六分仪。我进行了详尽的模型参数搜索，为每个参数组合分配绝对概率。我的主要发现是，有一个定义明确的半径（每个星系都是唯一的），在这个半径上，Jeans分析对封闭质量的约束是最严格的，并且比以前建议的半径（例如300 pc）的约束要好得多。对于隆突、天炉座、狮子座~I、雕刻座和六分仪，封闭的DM质量分别为$0.94 \pm 0.20$（410 pc）、$7.1 \pm 0.9$（925 pc）、$1.75 \pm 0.20$（390 pc）、$2.59 \pm 0.42$（435 pc）和$2.3 \pm 0.9$（1035 pc）（2 σ不确定度; $10^7$ ~M $_\odot$单位）。局部DM密度在较小的半径（也是每个星系唯一的）上有最严格的限制。Sculptor的最大中心DM密度约束为：$ρ_0\gtrsim 0.09$ ~ $M_\odot$ ~pc $^{-3}$（在2 σ水平）。我表明，DM密度对数斜率是完全不受约束的牛仔裤分析在所有半径探测的数据（而不仅仅是在中心，如前所述）。恒星速度各向异性只有非常弱的约束。特别是，纯中心切向各向异性被排除在优于两个西格玛水平的三…
2015-04-30 astro-ph.GA
Systematic variation of central mass density slope in early-type galaxies
利用SPIDER巡天数据研究了早型星系（ETG）中心区域（$<\, 1$有效半径，$R_{\rm e}$）的总密度分布。我们每个星系的模型有两个组件（暗物质晕+恒星），探索不同的假设暗物质（DM）晕配置文件，并留下恒星的质量与光（$M_{\rm \star}/L$）的比率作为自由拟合参数的数据。对于Navarro等人（1996年）的曲线，总质量曲线的斜率是不通用的。对于质量最大和最大的ETG，在中心区域（$\sim R_{\rm e}/2$）的轮廓是等温的，而对于质量小和最小的系统，轮廓比等温的更陡，斜率与恒定M/L轮廓的斜率相似。当浓度-质量关系比模拟所预期的更陡时，密度斜率与质量的相关性趋于平缓。我们的研究结果清楚地指出了一个“非同源性”的总质量分布的ETGs，星系形成的模拟表明，可能与不同的作用耗散星系质量。
2015-07-05 astro-ph.GA
Mass models of gas-rich void dwarf galaxies
我们构建了八个富含气体的矮星系的质量模型，位于Lynx-Cancer空隙。通过对暗物质晕轮廓的NFW拟合，我们发现空矮星系晕的浓度参数与正常密度区的矮星系相似。我们还测量了中心暗物质密度分布的斜率，通过将使用3-D（\fat）和2-D（ROTCUR）倾斜环拟合例程获得的旋转曲线转换为质量密度。我们发现，从3-D拟合得到的平均斜率（$α= -1.39 \pm 0.19$）与NFW剖面的预期值一致。另一方面，使用2-D方法测量的平均斜率更接近于等温剖面的预期斜率。这表明速度场分析中的系统效应对中心暗物质密度分布的斜率有显著影响。考虑到我们用于分析的星系数量不多，使用更大的样本来检查这些结果是很重要的。
2019-11-26 astro-ph.GA
Signatures of quenching in dwarf galaxies in local galaxy clusters
晚型星系的转变被认为是星系团中早型矮星系的起源。Venhola等人分析了天炉座星系团中按光度或恒星质量分类的星系的颜色和表面亮度之间的相关性。在有$M_\star<10^8 {\rm M}_\odot$的箱中，作者发现了红色与较暗表面亮度的相关性，并将其解释为矮星系中冲压压力剥离导致恒星形成淬灭的结果。我们进行了相应的分析，为室女星系团，并发现这些表面亮度和颜色的两个集群之间的相关性很大的相似之处，尽管预期的差异，在冲压压力的强度。此外，我们扩展到一个更广泛的光学颜色的两个集群和对比的结果与预期的衰落和变红的恒星星族的分析。总的来说，表面亮度-颜色关系的斜率与这些模型一致。此外，早型和晚型星系在这些低质量下的大小是相当的。这两个结果与转换场景是兼容的。然而，当分别分析早期和晚期星系时，表面亮度-颜色关系的斜率与模型对褪色和变红恒星星族的预期的一致性仅适用于晚期类型。早期型矮星缺乏这种印记，这需要一些额外的解释，我们讨论了几种可能性。最后，室女星系团是一个非典型的星系团，尽管它的星系团质量很大，但在所有星系质量下，静止的早型星系的比例都很低。（节略）
2021-01-26 astro-ph.GA
Halo Concentrations and the New Baseline X-ray Luminosity-Temperature and Mass Relations of Galaxy Clusters
星系团形成的标准自相似模型预言，在没有重子物理（如辐射冷却和来自恒星和黑洞的反馈）的情况下，星系团的X射线光度-温度（$L_X$）关系应该是$L_X\propto T_X^2$。然而，这种基线关系的预测没有考虑这样一个事实，即晕浓度和集群的特征密度增加，因为它们的质量减少，这是宇宙的层次结构形成的结果。在这里，我们表明，实际的基线关系应该是$L_X\propto T_X^α$，其中$α\sim 1.7$，而不是$α=2$，给定的质量依赖的浓度和基本平面关系的星系团。数值模拟结果表明，$α\sim 1.6$与理论预测是一致的.我们还表明，基线亮度质量（$L_X$ - $M_Δ$）的关系应该是$L_X\propto M_Δ^β$，其中$β\sim 1.1$-1.2，与传统的预测（$β=4/3$）。此外，$L_X$ - $M_Δ$关系中的一些分散可归因于浓度-质量（$c$ - $M$）关系中的分散。浅层边坡的确定可以作为系统聚类的一个证明。作为一个例子，我们表明，新的基线关系可以检查通过研究温度或质量依赖的气体质量分数的集群。此外，如果适当地去除冷核和团簇合并的影响，最高温度的团簇将遵循浅基线关系。
2019-04-11 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The stellar population and initial mass function of NGC 1399 with MUSE
我们提出了空间分辨测量恒星初始质量函数（IMF）在NGC 1399，在天炉座星系团中最大的椭圆星系。利用多单元光谱探测器（MUSE）的数据和最新的康罗伊等人的恒星星族合成模型。在2018年，我们使用全光谱拟合来测量低质量IMF，以及一些单个元素丰度，作为该对象半径的函数。我们发现，在NGC 1399的IMF比银河系在其中心重，并保持径向恒定在一个超硝石斜率为0.7 R $_{e}$。当半径大于这个值时，IMF的斜率减小，在R $_{e}$之外与银河系IMF的斜率稍微一致。推断的中央V带M/L比是在极好的协议与先前报道的动态M/L测量霍顿等。al 2006.测量的M/L比的径向形式可能是该物体中两相形成的证据，中心区域与外围区域形成不同。我们还报告测量了从NGC 1399中心延伸4弧秒（$D_{\mathrm{L}}=21.1$ Mpc时为404 pc）的电离气体的空间分辨细丝，具有非常窄的等效宽度和低速色散（$65\pm14$ \kms）。发射的位置，结合对发射线比率的分析，使我们得出结论，NGC 1399的活动星系核是电离辐射的来源。
2018-07-17 astro-ph.GA
BATC 15 Band Photometry of the Open Cluster NGC 188
本文介绍了老疏散星团NGC 188的CCD多色测光。这些观测是作为北京-亚利桑那-台湾-康涅狄格多色巡天的一部分，从1995年2月到2008年3月，使用了15个覆盖3000- 10000流明的中频滤波器。通过对Padova理论等时线的拟合，得到了该星系团的基本参数：$t=7.5\pm 0.5$陀螺年龄、$(m-M)_0=11.17\pm0.08$远距模量和$E(B-V)=0.036\pm0.010$红化。用恒星计数方法获得了NGC 188的径向面密度分布。通过对King模型的拟合，得到NGC 188的结构参数：核心半径为$R_{c}=3.80'$，潮汐半径为$R_{t}=44.78'$，浓度参数为$C_{0}=\log(R_{t}/R_{c})=1.07$。将质量函数拟合为幂律函数$ϕ(m) \propto m^α$，得到了不同空间区域质量函数的斜率。我们发现NGC 188的质量函数呈现出一个斜率突变。断裂质量为$m_{\rm break}=0.885~M_{\odot}$。在高于$m_{\rm break}$的质量范围内，整个区域的斜率为$α=-0.76$。核心区域的斜率为$α=1.09$，外部区域的斜率分别为$α=-0.86$和$α=-2.15$。在低于$m_{\rm break}$的质量范围内，这些斜率分别为$α=0.12$、$α=4.91$、$α=1.33$和$α=-1.0…
2015-06-24 astro-ph.GA
Systematic variations of central mass density slopes in early-type galaxies
利用SPIDER和$\rm ATLAS^{3D}$的观测数据，研究了早型星系（ETGs）中心区（~ 1有效半径，$R_e$）的总密度分布。我们的分析扩展了引力透镜探测星系恒星质量（$M_{\star}$）的范围，下降到~ $10^{10}\, \rm M_{\odot}$。我们每个星系的模型有两个组件（暗物质晕+恒星），探索不同的假设暗物质（DM）晕配置文件（即NFW，NFW收缩，和Burkert配置文件），并留下恒星的质量与光（$M_{\star}/L$）的比率作为自由拟合参数的数据。对于所有合理的晕模型，最佳拟合的$M_{\star}/L$，归一化为夏布里耶IMF，系统地增加星系的大小和质量。对于NFW曲线，总质量曲线的斜率是非通用的，独立于建模中的几种成分（例如，ETG中的晕收缩、各向异性和旋转速度）。对于质量最大的（$M_{\star}$ ~ $10^{11.5} \, M_{\odot}$）或最大的（$R_{\rm e}$ ~ $15 \, \rm kpc$）ETG，其分布在中心区域（~ $R_{\rm e}/2$）是等温的，而对于质量较低的（$M_{\star}$ ~ $10^{10.2} \, M_\odot$）或质量最小的（$R_{\rm e}$ ~ $0.5 \, \rm kpc$）系统，其分布比等温的更陡，其斜率类似于恒定- $M/L$分布的斜率。对于一个陡峭的…
2014-09-01 astro-ph.GA
Galaxy Structure as a Driver of the Star Formation Sequence Slope and Scatter
研究表明：（1）恒星形成速率（SFR）与恒星质量（M $_{\star}$）之间存在一个关系，即"恒星形成序列";（2）恒星形成速率与星系的结构有关，在固定质量下，恒星形成速率低于静止星系。在这里，我们考虑是否散射和斜率的恒星形成序列与系统变化的Sersic指数，$n$，整个SFR-M $_{\star}$平面的星系。我们使用的是从3D-HST光度星表中选出的23，848个星系的质量完整样本，位于$0.5<z<2.5$。由$n$参数化的星系光剖面是基于哈勃空间望远镜的坎德尔近红外成像。我们使用一个单一的SFR指示器，从斯皮策/MIPS 24 $μ$ m成像堆栈中校准，添加未遮蔽和遮蔽的恒星形成。我们发现，恒星形成序列的散射部分与星系结构有关，由于$n$的变化在固定质量的恒星形成星系的散射范围从0.14 $\pm$ 0.02 dex在$z\sim2$到0.30 $\pm$ 0.04 dex在$z<1$。虽然log（SFR）-log（M $_{\star}$）关系的斜率对于盘状星系来说是统一的，但具有$n>2$的星系（意味着更多的主导凸起）的SFR/M $_{\star}$比恒星形成序列的主脊线要低得多。这些结果表明，大质量$z\sim2$星系中的凸起正在积极地形成，中心集中的恒星相对年轻。在$z<1$中，恒星形成星系中较老的凸起的存在降低了全球SFR/M $_{\star}$，降低了…
2015-08-19 astro-ph.GA
A Dark-Matter Halo Profile allowing a Variable Cusp-Core with Analytic Velocity and Potential
本文提出了一个描述暗物质晕轮廓的有用函数，该函数从尖点到核，具有变化的渐近内斜率-α，其中密度、质量速度和势的轮廓对于任何α都是简单的解析表达式。其思想是将平均密度分布表示为一个简单的函数形式，并通过导数得到局部密度。该模型涉及的浓度参数c类似于NFW的配置文件。更大的灵活性是由两个这样的函数，浓度c_1和c_2的总和。一个可选的附加参数是渐近外斜率-γ，它允许在晕的外围更灵活。当γ不等于3时，密度分布和质量-速度分布有解析表达式，但势分布没有解析表达式。我们匹配建议的功能，在不同的变体，在宇宙学模拟中的晕的暗物质配置文件，有和没有重子，跨越内部配置文件，范围从陡峭的尖到平坦的核心，并找到很好的适合。解析势剖面可用于模拟气体流入和流出事件引起的内晕演化。分析剖面，特别是有自由γ的分析剖面，对于研究外晕的环境效应是有用的。一般来说，这些分析轮廓可以用于直接量化模拟和观察到的旋转曲线的形状，而不需要数值积分。
2016-10-05 astro-ph.GA
Dark-Matter Halo Profiles of a General Cusp/Core with Analytic Velocity and Potential
本文给出了适用于具有自由内坡的暗物质（DM）晕从尖点到核的密度、质量-速度和势能剖面的函数，其中密度、质量-速度和势能剖面是简单的解析表达式。通过将平均密度表示为简单的函数形式，并通过微分导出局部密度，获得解析速度。该函数涉及四个形状参数，只有两个或三个自由：浓度参数$c$，内部和外部渐近斜率$α$和$\barγ$，以及中间形状参数$β$。对于$\barγ=3$和$β$，存在电位和速度色散的解析表达式。我们匹配的模型DM晕在宇宙学模拟，有和没有重子，从陡峭的尖点到平坦的核心。使用三个自由参数（$c$、$α$、$\barγ$）和$β=2$获得了极好的拟合。对于解析势，只有两个自由参数（$c$，$α$）的$\barγ=3$和$β=2$得到了相似的拟合;这是我们最喜欢的模型。两个这样的配置文件的线性组合，与一个额外的自由浓度参数，提供了极好的拟合也为$β=1$，其中的表达式更简单。拟合质量与非分析流行模型相当。分析势可用于模拟由于气体流入和流出引起的内晕演化，研究环境对外晕的影响，以及生成用于模拟的晕势或初始条件。分析速度可以量化模拟和观察到的旋转曲线，而无需数值积分。
2017-03-11 astro-ph.GA
The Impact of Star Formation Histories on the Inner Dark Matter Density Slopes of Galaxies
Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC)（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；Department of Physics & Astronomy, University of Southern California（南加州大学物理与天文系）；New York University Abu Dhabi（阿布扎比纽约大学）；Center for Astrophysics and Space Science, New York University Abu Dhabi（阿布扎比纽约大学天体物理学与空间科学中心）
通过分析NIHAO和FIRE-2模拟星系，研究恒星形成历史的爆发性和时间分布如何影响暗物质密度轮廓的核/尖点形成，并提出了基于再电离前后恒星质量比的新解析表达式以改进内部斜率预测。
2026-03-24 astro-ph.GA
Cored galaxies in cuspy dark matter halos
Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；University of Victoria（维多利亚大学）；Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学）；University of Surrey（萨里大学）
通过光度数据研究矮星系和超弱矮星系的内恒星密度分布，探讨核心型分布是否需要非尖峰暗物质晕，发现弱核心分布可与尖峰暗物质分布一致，但强核心分布不一致，且投影难以区分。
2025-12-17 astro-ph.GA
Stellar Abundances for Galactic Archaeology Database IV - Compilation of Stars in Dwarf Galaxies
我们已经建立了恒星的数据库中的本地组使用的SAGA（恒星丰度银河考古学）数据库的扩展版本，其中包含在24个矮球状星系和超暗矮星的恒星。新版本的数据库包括银河系中超过4500颗恒星，删除了以前的金属丰度标准[Fe/H] <=-2.5，以及本星系群中超过6000颗恒星。我们研究了使用元素丰度的组合数据集的有效性。我们还检查了文献值中导出的到单个恒星的距离与到星系的距离之间的一致性。利用更新后的数据库，讨论了矮星系中恒星的特征。我们对α元素丰度的统计分析表明，银河系[α/Fe]相对于[Fe/H]的斜率变化（所谓的“拐点”）发生在[Fe/H] = -1.0+-0.1处。选定的星系的膝关节的位置是通过应用相同的方法。利用累积金属丰度分布函数的斜率探讨了单个星系的恒星形成历史。沿四个方向的径向梯度检查在六个星系中，我们发现没有方向依赖的金属丰度梯度沿长轴和短轴。综合现有资料，我们发现矮星系中缺乏CEMP-s星族，而在很小的样本中也可能存在[Fe/H] <-3的CEMP-no星。Eu和Ba丰度之间的关系的检查证实了在天炉座，这表明预富集的星际气体与r-过程元素的有害的Ba丰富的人口。我们没有发现任何证据的反相关的O-Na和Mg-Al丰度，其特征的丰度趋势在银河系球状星团。
2017-06-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
