Evolutionary phases of merging clusters as seen by LOFAR
大质量的合并星系团通常拥有巨大的、弥散的射电源，这些射电源是由激波和湍流产生的;因此，射电观测可以用于确定星系团的合并状态。为了准备进行更大规模的研究，我们选择了三个集群- Abell 1319，Abell 1314和RXC J1501.3+4220（Z7215）-利用120-168 MHz的新LOFAR两米巡天（LoTSS），并与档案数据一起显示这些集群似乎分别处于合并前，合并和合并后的状态。我们认为，阿贝尔1319可能是在其合并前的阶段，其中三个独立的集群组件即将合并。在这个系统中没有发现射电晕和射电遗迹。Abell 1314是一个高度扰动的低质量星团，可能正在合并过程中。这个低质量的系统没有显示出无线电晕，然而，我们认为，合并激活机制，导致电子再加速的大800 kpc无线电尾与IC~711。在星系团Z7215中，我们发现了星系团中心的弥散射电辐射，我们将这种辐射归类为射电晕，尽管它比射电晕功率与星系团质量相关性的预期要暗和小。我们认为受扰星系团Z7215处于后合并阶段。对LoTSS观察到的更大样本的这种系统研究将有助于限制湍流再加速和底层电子随后的能量损失所涉及的时间尺度。
2018-11-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
A young star-forming galaxy at z = 3.5 with an extended Ly\,$α$ halo seen with MUSE
高红移星系的空间分辨研究是对星系形成过程的重要了解，但主要限于堆叠或异常明亮的物体。利用MUSE对一个典型的（L $^{*}$，M $_\star$ = 6 $\times 10^9$ $M_\odot$）年轻透镜星系进行了观测，获得了Ly $α$的二维分辨空间信息，并首次获得了CIII]发射的二维分辨空间信息.异常的信号噪声的数据揭示了在这些红移很少看到的紫外线发射和吸收线，使我们能够获得重要的物理性质（T $_e\sim$ 15600 K，n $_e\sim$ 300 cm $^{-3}$，覆盖分数f $_c\sim0.4$）使用多种诊断。推断的恒星和气相金属丰度指向一个低金属丰度天体（Z $_{\mathrm{stellar}}$ = $\sim$ 0.07 Z $_\odot$和Z $_{\mathrm{ISM}}$ $<$ 0.16 Z $_\odot$）。的Ly $α$发射延伸超过$\sim$ 10千秒差距整个星系，并提出了一个非常均匀的光谱轮廓，只显示出一个小的速度变化，这是无关的星云发射的内在运动学。Ly $α$的扩展是$\sim$的4倍，比连续辐射大，这使得该天体在低红移时可以与低质量LAEs相媲美，并且比通常在高红移时研究的Lyman break星系和Ly $α$发射体更紧凑。我们使用膨胀气体壳层中的辐射转移代码对Ly $α$线和表面亮度轮廓进行建模，发现该模型…
2015-12-03 astro-ph.GA
CHANG-ES: XVIII---The CHANG-ES Survey and Selected Results
对35个邻近边缘星系的CHANG-ES（邻近星系中的连续晕）调查揭示了它们射电连续辐射的新的，有时是意想不到的和令人震惊的结果。观测是在以1.6和6.0 GHz为中心的宽带内进行的。这项调查的独特之处在于，全极化数据显示了如此大样本的磁场结构的前所未有的细节、分辨率和灵敏度。这里报道了一系列新的结果，其中一些在任何星系中都是前所未有的。我们在活动星系核（AGN）中看到圆偏振和可变性，盘中离散特征，有时只在偏振中看到的盘晕结构，以及具有反向磁场的大尺度晕等。本文总结了迄今为止看到的一些变化ES结果。发布的图片可以在https://www.queensu.ca/changes上找到。
2019-03-26 astro-ph.GA
An observational proxy of halo assembly time and its correlation with galaxy properties
我们发现，中央星系的恒星质量与其宿主晕的质量之比，$f_c \equiv M_{*,c}/M_{\rm h}$，可以被用来作为一个可观察的代理晕组装时间，即具有较高的$f_c$星系团组装他们的质量早。使用Yang等人的SDSS组，我们研究了$f_c$如何与星系的性质，如颜色、恒星形成率、金属丰度、球盘比和大小相关。在具有$f_c>0.02$的星系群中，具有一定恒星质量的中央星系，随着$f_c$的增加，颜色会变得更红，在恒星形成过程中会变得更冷，体积会变得更小，并且会变得更突出。颜色和恒星形成的趋势似乎在$f_c<0.02$发生逆转，反映了一种缩小效应，即大质量晕中的星系形成恒星的时间更早，尽管宿主晕本身组装的时间更晚（较低的$f_c$）。在椭圆星系的大小中没有看到这样的逆转，这表明它们的组装比它们的恒星形成更接近于晕的生长。当$f_c$增加时，在给定晕质量的星系群中，具有给定恒星质量的卫星星系的颜色往往更红，在恒星形成时更淬灭，尺寸也更小。对于一个给定的恒星质量，卫星也往往比中心小。低质量群体的趋势更强。对于质量大于$\sim 10^{13}{\rm M}_\odot$的星系群，在颜色和恒星形成方面可以看到一个微弱的反向趋势。所观察到的恒星形成的趋势是定性再现的经验模型的基础上晕年龄丰度匹配，但不是由半分析模型在这里测试。
2017-06-18 astro-ph.GA
The Shape of Dark Matter Haloes II. The Galactus HI Modelling & Fitting Tool
我们提出了一个新的HI建模工具称为\textsc{Galactus}。该计划的目的是执行自动适合的盘星系模型的观测。它包括气体自吸收的处理。该软件已被发布到公有领域。我们描述的设计理念和内部工作程序。在此之后，我们的脸在星系NGC 2403模型，使用自吸收和光学薄模型，显示自吸收发生，即使在面对星系。结果表明，在本系列论文I中看到的最大表面亮度平台确实是自吸收的迹象。一个边缘星系的视HI质量可以大大低于看到的同一个星系面对。塔利-费舍尔关系被发现是相对自由的自吸收问题。
2016-08-19 astro-ph.GA
Red giants in the outer halo of the elliptical galaxy NGC 5128 / Centaurus A
我们在VLT上使用VIMOS对NGC 5128 / Centaurus A（$(m-M)_0=27.91\pm0.08$）的最外层晕进行了$V$和$I$波段成像，距离星系中心65 kpc，沿着长轴。恒星的星族被分解为$I_0 \approx 27$，$50\%$的完整性极限为$I_0 = 24.7$，远低于红巨星分支（TRGB）的尖端，这在$I_0 \approx 23.9$可以看到。在我们的视野中，NGC 5128晕星的表面密度足够低，昏暗的，未分辨的背景星系是源计数的主要污染物。我们通过保守的星等和色切分离出了一个清晰的红巨星分支（RGB）恒星样本，这些恒星延伸到TRGB以下的$\approx 0.8$等，以去除（主要是蓝色的）未分辨的背景星系。我们通过等时线从恒星的颜色中推导出恒星金属丰度，并通过将我们的观测结果与NGC 5128晕场靠近星系中心的HST成像相结合，测量晕的密度衰减作为金属丰度的函数。我们发现了富金属和贫金属的恒星种群，并发现两者的衰减遵循相同的de Vaucouleurs' law轮廓从$\approx 8$ kpc到$\approx$ 70 kpc。金属丰度分布函数和密度衰减与最近对NGC 5128中类似最外层晕场的两项研究结果一致。我们没有发现在晕的径向轮廓中存在“过渡”的证据，在这种过渡中，富含金属的晕密度会迅速下降，使下面的贫金属晕在更大的径向范围内…
2014-10-30 astro-ph.GA
Disc-halo gas outflows driven by stellar clusters as seen in multiwavelength tracers
我们考虑的动力学和排放从日益增长的超级气泡在一个分层的星际气体盘驱动的能量释放超新星爆炸的星团与{质量$M_{cl}= 10^5-1.6\times 10^6~M_\odot$ }。超新星在$r_c=60$ pc的球体内随机分布，并以特定的速率$1/130~M_\odot^{-1}$注入能量，该速率与星团中的恒星形成速率（SFR）成正比。模型在$0.01$至$0.1~M_\odot$/$^{-1}$范围内的几个SFR值下运行，相应的平均表面能输入速率为$\sim 0.04-0.4$ erg cm $^{-2}$/$^{-1}$。我们发现，孤立SNe的离散能量注入更有效地吹出超气泡：渐近地，它们达到高达3至16 kpc的高度为$M_{cl}=10^5-1.6\times 10^5~M_\odot$，相应地，并保持充满了热的和稀释的等离子体至少30万年。在此期间，它们会发出X射线、H $α$和尘埃红外辐射。我们在这里得到的X射线阈$L_X\propto {\rm SFR}^{3/5}$与恒星形成星系中的观测结果一致。即使小尺寸的灰尘颗粒$a\leq 0.03~μ$ m被溅射在气泡内部，较大的颗粒仍然有助于确保气泡亮度$L_{\rm IR}/{\rm SFR}\sim 5\times 10^7 L_\odot M_\odot^{-1} ~{\rm yr}$。结果表明，银河系北极支的起源可…
2023-01-25 astro-ph.GA
Possible evolution of the circum-galactic medium around QSOs with QSO age and cosmic time revealed by Ly$α$ halos
我们首先提出了新的斯巴鲁窄带观测Ly $α$晕周围的准恒星物体（QSO）CFHQ J232908 $-$ 030158在$z=6.42$，这似乎是最明亮和扩展的晕在$z>5$（$L_{Lyα}=9.8\times10^{43}$尔格s $^{-1}$内$37$ pkpc直径）。然后，结合这些测量和文献中的可用数据，我们发现类星体的Ly $α$晕的两种不同的演变。首先是一个可能的短期演化与类星体年龄看到四个$z>6$类星体。我们发现Ly $α$晕标度与类星体的红外光度之间存在反相关，其中J2329-0301的晕最亮、最大。这表明，当宿主星系的尘埃较少时，电离光子更容易逃逸到环星系区域。我们还发现红外光度和黑洞质量（$M_\text{BH}$）之间存在正相关关系。以$M_\text{BH}$作为类星体年龄的指示，我们提出一个假设：在类星体活动的年轻阶段，由于少量的尘埃，大的Ly $α$晕主要存在于类星体周围。第二个是在$z\sim2-5$上看到的宇宙时间演化。我们发现，表面亮度的增加，以类似的增长率向低红移的暗物质晕（DH）的发展，$M_\text{DH}=10^{12}-10^{13}$ M $_\odot$在$z=2$。还发现Ly $α$晕的程度随着生长DH的维里半径$r_\text{vir} \propto M_\text{DH}^{1/3}$（$1+z$）$^{-1}$以比例增…
2020-02-18 astro-ph.GA
The Early Merger that Made the Galaxy's Stellar Halo
在过去的两年里，人们已经广泛接受了这样一种观点，即银河系晕主要是在早期（8-10 Gyr前）和大规模（$> 10^{10} M_\odot$）合并中形成的。这个想法的根源早于盖亚任务，但盖亚提供的精致自行使这个假设不可抗拒。我们追溯了这个想法的历史，回顾了导致我们目前理解的一系列论文。
2020-02-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Origin and Distribution of Cold Gas in the Halo of a Milky Way-Mass Galaxy
我们分析了一个银河系大小的星系的自适应网格细化流体动力学宇宙学模拟研究的冷气体晕。对银河系和其他附近螺旋的HI观测揭示了这种气体以云和其他扩展结构的形式存在，这表明正在进行的吸积。我们使用高分辨率的模拟（136-272 pc）来研究冷气体在晕中的分布，将其与观测结果进行比较，并研究其起源。z=0时，模拟星系周围冷晕气体的数量（HI中为10^8 Msun）、覆盖率和空间分布与现有观测结果一致。在z=0时，HI质量吸积到盘上的速率为0.2 Msun/yr。我们跟踪了在HI中检测到的20颗卫星在红移区间0.5>z>0的历史，发现它们中的大多数都在损失气体，每颗卫星的平均质量损失率为3.1 x 10^{-3} Msun/yr。该汽提气体是模拟中看到的HI气体的重要组分。此外，我们看到在所有的红移中，从IGM进入晕圈的物质都是多余的。这些气体中的大部分不会直接到达圆盘，但这些结构中的部分气体能够冷却并形成云。气体的金属含量使我们能够区分对流和卫星气体。我们发现，在这里分析的任何红移中，前者至少占晕中冷气的25-75%。对云的形成机制进行限制可以让我们更好地理解星系如何在z=0时吸积气体和燃料星。
2012-03-01 astro-ph.GA
CHANG-ES IX: Radio scale heights and scale lengths of a consistent sample of 13 spiral galaxies seen edge-on and their correlations
垂直晕标高度是了解旋涡星系中宇宙线电子（CRE）传输及其能量损失机制的重要参数。到目前为止，由于在高分辨率下缺乏灵敏度，只能确定少数边缘星系的射电标度高度。我们开发了一种复杂的方法来确定边缘星系的标度高度。利用这一方法，我们测定了CHANG-ES射电连续巡天中13个星系的标度高度和径向标度长度。晕的射电标度高度的样本平均值在C波段为1.1 ± 0.3kpc，在L波段为1.4 ± 0.7kpc。从晕标度高度的频率依赖性分析中，我们发现风速（使用绝热损失时间估计）高于逃逸速度。我们发现，晕标度的高度与射电直径线性增加。为了排除直径的依赖性，我们定义了一个标准化的标度高度，这是非常相似的所有样本星系在两个频段，并不依赖于恒星形成率或磁场强度。然而，归一化的鳞片高度与质量表面密度呈紧密的负相关关系。尺度长度较小的样本星系射电辐射呈球形，尺度长度较大的样本星系射电辐射呈扁平状。射电标度的高度主要取决于星系的射电直径。样本星系与逃逸主导的射电晕与对流宇宙线传播一致，表明星系风是旋涡星系中普遍存在的现象。虽然较高的恒星形成率或恒星形成面密度不会导致较高的风速，但我们认为CRE外流的减速，例如来自银盘的风速降低。
2017-12-11 astro-ph.GA
Realistic estimation for the detectability of dark matter sub-halos with Fermi-LAT
结构形成的数值模拟近年来取得了显著的进展，特别是由于包含了与暗物质组分一起演化的重子物理。我们产生的暗物质子晕人口的Monte Carlo实现的基础上，最近的银河系大小的星系流体动力学模拟套件的结果。然后，我们模拟的伽玛射线天空的设置的3FGL和2FHL费米大面积望远镜（LAT）目录，包括从子晕中的暗物质湮灭的贡献。我们发现，通量灵敏度阈值强烈地依赖于粒子暗物质质量，并在较温和的情况下，它的湮灭通道和观测纬度。3FGL和2FHL星表的结果不同，因为它们的能量阈值不同。我们还预测，暗物质子晕之间的非关联源的数量是非常小的。费米-LAT 3FGL星表中可探测到的亚晕数量为零，这意味着暗物质湮灭到$b\bar{b}$的截面上限为$2 \cdot 10^{-26}$（$5 \cdot 10^{-25}$）cm $^3$ /s，其中$M_{\rm DM}$ = 50（1000）GeV。我们发现在费米LAT 3FGL目录中的扩展子晕不到一个。事实上，在流体动力学和暗物质之间的子晕的空间和质量分布的差异没有显着的伽马射线暗物质现象学的影响。
2016-11-10 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
On the Galactic Halos Rotation by Planck Data
由于星系晕不是直接可见的，关于它们的组成和旋转速度有许多不明确的地方。虽然大部分暗物质是非重子物质，但{ \it有一部分是}，它可以用来追踪晕的旋转。在普朗克的数据中已经看到了CMB对M31的不对称性，并将其归因于M31晕的旋转多普勒频移。随后，同样的方法被用于本星系群的其他五个星系，即M33，M81，M82，NGC 5128和NGC 4594。已经证明，在2.7 K时，可能存在与CMB处于热平衡的稳定的气体和尘埃云，这种云被称为"维里云“。本文采用这种情况，试图对尘埃粒子和气体分子在云中的分数进行约束。
2023-01-09 astro-ph.GA
Death of a cluster: the destruction of M67 as seen by the SDSS
我们使用斯隆数字巡天第六次数据发布的测光数据来探测旧疏散星团M67的空间和动力学结构。利用最佳对比度，或匹配滤波器，算法，我们映射M67的高概率成员的分布。我们发现了一个延伸和拉长的晕圈，半径接近60 '。我们测得的核心半径Rcore = 8。24+/-0. 1960年比以前估计的要大一些。我们将更大的核心半径测量归因于SDSS探测的质量较低的主序星比以前对M67的类似研究，以及SDSS样本中排除后主序星M67成员。我们估计SDSS样本中M67成员的数量为1385+/-67颗恒星。在M67中的二进制分数的下限被测量为45%。在核心中测得的双星比例比在晕中测得的要高，并且发现核心的光度函数中低质量恒星的含量更低。因此，晕是一致的质量偏析内的集群。M67的银河系轨道是根据最近的自行和径向速度测定计算的。拉长的晕大致与星系团的自行一致。这似乎是由于银河系潮汐场造成的质量分离的结果。我们的算法运行在2 MASS光度直接比较以前的研究M67。质量越大，核心半径越小。我们使用1000个人工聚类蒙特卡罗模拟测试我们的算法的准确性。研究发现，匹配滤波技术是适合于恢复低密度的空间结构，以及测量的二进制分数的集群。
2010-01-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Late-formed halos prefer to host quiescent central galaxies. I. Observational results
本研究利用恒星质量与暗晕质量比作为形成时间代理，结合SDSS数据发现晚期形成暗晕中的中心星系静止比例更高、旋涡比例更低，差异约8%，且结果不受群查找算法影响。
2023-05-14 astro-ph.GA
Mapping the Dynamics of a Giant Ly-alpha Halo at z=4.1 with MUSE: The Energetics of a Large Scale AGN-Driven Outflow around a Massive, High-Redshift Galaxy
我们提出了深MUSE积分场单位（IFU）光谱观测的巨大（~150 × 80千秒差距）Ly-alpha晕周围的z=4.1射电星系TNJ J1338-1942。这个9小时的观测映射了Ly-alpha发射穿过晕的二维运动学。我们确定了两个HI吸收体，这是对Ly-alpha发射，这两个都涵盖了完整的150 × 80千秒差距的范围内的晕，所以覆盖分数~1。更强和更蓝移的吸收体（dv~1200 km/s）具有反映底层晕发射的动力学，我们认为这种高柱物质（n（HI）~ 10^19.4 /cm ^2）也可以在CIV吸收中看到，它代表了星系内活动星系核（或恒星形成）驱动的外流壳层。较弱（n（HI）~10^14 /cm^2）和蓝移较小（dv~500 km/s）的吸收体最有可能代表流出壳层和Ly-alpha晕之间空腔中的物质。我们估计壳层中的质量必须在10^10 Msol的数量级--这是z=4的星系的ISM的一个重要部分。这些相干结构的大尺度说明了活动星系核反馈对周围物质分布和能量的潜在强大影响。事实上，在中心射电源附近发现的高速（~1000 km/s）、群晕尺度（即>150 kpc）和质量负载风，大体上与模型的要求一致，这些模型援引活动星系核驱动的外流来调节早期大质量星系中的恒星形成和黑洞生长。
2015-03-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraints from Faraday rotation on the magnetic field structure in the Galactic halo
我们研究了银河系外点源的法拉第旋转测度对银河系晕中磁场结构的约束。由外部螺旋星系的射电偏振观测的指导下，我们特别期待的可能性，场线在星系晕有一个X形。我们采用的分析模型的螺旋，可能是X形磁场在以前的文件中推导出的银河系法拉第深度，我们适合的马尔可夫链蒙特卡罗模拟的帮助下，一个观测参考地图的合成全天空地图。我们发现，星系晕中的磁场更可能是双对称的（方位波数，$m = 1$）比轴对称的（$m = 0$）。如果它确实是双对称的，那么从外面看，它在我们银河系的射电偏振图上一定是X形的，但如果它实际上是轴对称的，那么它一定是几乎平行于银河平面的。
2016-11-30 astro-ph.GA
Deep 230-470 MHz VLA Observations of the mini-halo in the Perseus Cluster
我们提出了一个低频率的看法英仙座集群的新观测从卡尔G。Jansky甚大阵列（JVLA），230-470 MHz。这些数据揭示了许多与迷你晕相关的新结构。小晕似乎既受到活动星系核活动的影响，也受到冷核团气体晃动的影响。此外，它还有一个类似于在合并星团中发现的射电遗迹的结构。我们提出了一个详细的描述的数据集的数据减少和成像过程。观测的深度和分辨率使我们能够首次对迷你晕结构与钱德拉X射线图像中看到的X射线结构进行详细比较。由此产生的图像非常清楚地显示，小晕发射主要包含在冷锋后面，类似于星系团中气体晃动的模拟预测。然而，由于英仙座星系团的接近，以及低射频和X射线波长的数据质量，我们也发现了精细结构的证据。该结构包括几个沿不同方向延伸的径向射电细丝、与南部X射线海湾相关的凹射电结构以及与X射线边缘相关的尖锐边缘。因此，迷你晕并不是简单的弥散、均匀的射电源，而是充满了各种各样的复杂结构。这些结果说明了在低无线电频率下使用新的JVLA可以获得高质量的图像，以及获得更深，高保真度的小型晕和集群晕的无线电图像以进一步了解其起源的必要性。
2017-06-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Deep XMM-Newton Study of the Hot Gaseous Halo Around NGC 1961
我们研究了11个XMM-牛顿观测的巨大的螺旋星系NGC 1961，使我们能够研究热气体晕的螺旋星系在前所未有的细节。我们进行了空间和光谱分析;与前者，热晕被检测到至少80千秒差距，后者的属性可以详细测量到42千秒差距。我们发现的证据是一个负梯度的温度分布是常见的椭圆星系。我们测量了一个粗略的金属丰度曲线，这与在$Z \sim 0.2 Z_{\odot}$处平坦一致。转换为这种金属丰度，去投影密度分布与先前的参数拟合一致，没有证据表明在42 kpc（$\sim$ 0.1 R $_{\text{vir}}$）内出现了断裂。外推到维里半径，我们推断热晕质量相当于星系的恒星质量，以及来自恒星和热气体的重子分数约为30%。热气体的冷却时间比动力学时间长几个数量级，使热晕稳定对冷却不稳定性，我们认为，中性氢的扩展流看到这个星系的西北部，而不是可能是由于星系际介质的吸积。热晕的低金属丰度表明它也可能是吸积的。我们将NGC 1961的热晕与孤立椭圆星系周围的热晕进行了比较，表明总质量比恒星质量更好地决定了热晕的性质。
2015-10-05 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The Ionised- and Cool-Gas Content of The BR1202-0725 System as seen by MUSE and ALMA
我们提出了MUSE对z~4.7的富含气体的主要合并BR 1202 -0725的观测，这构成了早期宇宙中已知的最稠密的领域之一。我们利用这些数据与现有的ALMA观测相结合，比较和对比这个系统的空间分辨电离和冷气体含量，该系统拥有类星体（QSO），亚毫米星系（SMG），两个已知的光学同伴（“LAE 1”，“LAE 2”），以及在这项工作中发现的另一个同伴“LAE 3”，距离QSO北部仅5弧秒。我们发现类星体BR 1202 -0725在表面亮度为SB $\geq$ 1 E-17 erg/s/cm $^2$ /arcsec $^2$时，表现出一个大的Ly $α$晕，覆盖了天空中的$\approx55$ pkpc。相比之下，SMG，类似的远红外光度和恒星形成率（SFR），没有表现出这样的Ly $α$晕。类星体的晕具有高速度宽度（$\sim1000$ km/s），但气体运动在某种程度上与之前观察到的类星体和SMG之间的[CII]桥运动学耦合。我们注意到，在文献中被称为LAE 2的物体没有显示出Ly $α$发射的局部峰值，相反，它的轮廓更符合类星体扩展的Ly $α$晕的一部分。LAE 3的性质是典型的高红移LAE;我们测量F $_{\rm{Lyα}}$（LAE 3）= $0.24\pm$ 0.03 E-16 erg/s/cm $^2$，对应于SFR $_{\rm{Lyα}}\approx\ $ …
2020-07-28 astro-ph.GA
Are the Effects of Structure Formation Seen in the Central Metallicity of Galaxy Clusters?
钱德拉观测到的46个邻近星系团的样本被分析，以产生径向密度，温度，熵和金属丰度分布，以及其他形态测量。熵配置文件计算到更大的径向范围比以前的钱德拉集群样本分析。我们发现，在内部0.15 R500测量的铁的质量分数显示了更大的分散在整个样品的低质量的集群，比它的样品的高质量的集群。我们将这一发现解释为大星系团中比小星系团中混合更多的晕的结果，这导致大星系团中金属含量的平均化，从而导致高质量星系团的金属丰度分散度较小。这种解释支持了这样一种观点，即合并晕中的低熵、富含金属的气体到达了星系团的中心，这解释了核心塌陷超新星产物金属丰度峰值的观测，并在流体动力学模拟中看到。为了支持我们的解释，这些合并晕中的气体必须到达星系团的中心，而不会在外部区域混合。另一方面，金属丰度分散度不随团簇外部区域的质量而变化，这表明大多数外部金属来自金属丰度水平更均匀的来源，例如在预富集期间。我们还测量了低质量团簇中的金属含量和它们的团簇内介质（ICM）在形态上受到干扰的程度之间的相关性，如通过质心位移测量的。这表明了另一种解释的金属丰度分布在低质量的集群，从而在低质量集群的中心的金属丰度提高诱导作为一个过渡状态，在合并过程中的大宽度。
2015-03-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The cosmic web of X-ray active galactic nuclei seen through the eROSITA Final Equatorial Depth Survey (eFEDS)
本研究利用SRG/eROSITA数据构建了低红移完整软X射线AGN样本，结合SDSS-V和HSC数据，通过晕占据分布模型揭示AGN主要寄宿于平均质量约3.9×10^12太阳质量的中心星系，为X射线AGN与暗物质晕的共同演化研究奠定基础。
2023-04-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The baryonic halos of isolated elliptical galaxies
如果没有一些事件的干扰，星系可能会在拥挤的环境中受到影响（例如，剥离，骚扰，扼杀）;孤立的椭圆星系为研究星系形成提供了对照样本。我们提出了一个孤立的椭圆星系样本的研究使用成像从各种望远镜，专注于他们的球状星团系统作为其恒星晕的示踪剂。我们的主要发现是：（a）GC颜色双峰现象即使在最孤立的孤立系中也很常见;（b）GC的比频率随星系质量的变化相当稳定，而不像椭圆星系团那样向高质量系统增加;（c）另一方面，GC的红色部分随星系质量的变化遵循与椭圆星系团相同的倒V形趋势;（d）恒星晕显示出低的Sérsic指数，这与主要的合并起源相一致。
2017-08-22 astro-ph.GA
Unexpected clustering pattern in dwarf galaxies challenges formation models
研究发现孤立弥散蓝色矮星系具有意外强的大尺度成团性，挑战现有ΛCDM模型，自相互作用暗物质可解释此现象。
2025-04-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
HerS-3: An Exceptional Einstein Cross Reveals a Massive Dark Matter Halo
本文研究了罕见的HerS-3爱因斯坦十字，通过NOEMA和ALMA观测确认其五个像具有相同红移，发现仅靠四个可见前景星系无法重现透镜模型，必须引入第五个大质量成分，从而揭示了透镜星系群中存在巨大的暗物质晕。
2025-09-18 astro-ph.GA
Dwarf irregular galaxies with extended HI gas disks: Suppression of small-scale spiral structure by dark matter halo
具有扩展的HI盘分布的矮不规则星系，如DDO 154，允许测量旋转曲线，因此推导出大径向距离的暗物质晕特性，高达光学半径的几倍。这些星系包含一个巨大的暗物质晕库，它占据了盘的大部分。我们研究了暗物质晕对小尺度螺旋特征的影响，通过对5个晚型、富气矮不规则星系，即DDO 154、NGC 3741、DDO 43、NGC 2366和DDO 168的盘进行局部非轴对称扰动分析，这些星系都具有致密致密的暗物质晕。我们发现，当单独处理的气体盘，它允许一个有限的摆动放大，这将导致在外部气体盘的小尺度螺旋结构，但添加暗物质晕的分析结果在一个更高的Toomre Q参数，几乎完全阻止放大。这种趋势在光学半径内的区域也是如此。这意味着在这些星系中没有强大的小尺度螺旋臂，这与观测结果一致。因此，尽管富含气体，并且实际上以气体作为主要的重子成分，这些星系不能支持小尺度的螺旋结构，否则将在正常的富含气体的星系中被预期。
2018-03-06 astro-ph.GA
A peculiar faint satellite in the remote outer halo of M31
我们目前哈勃太空望远镜成像的一个新发现的微弱恒星系统，PAndAS-48，在郊区的M31晕。我们的测光显示，这个天体是由一个古老的、非常贫金属的恒星星族组成的，年龄> 10 Gyr，[Fe/H] <-2.3。我们推断的距离模数为24.57 +/- 0.11，证实PAndAS-48最有可能是一颗遥远的M31卫星，其三维银河系中心半径为149（+19 -8）kpc。我们观察到一个明显的传播颜色的上部红巨星分支，大于光度不确定性应该允许，并简要探讨这一点的影响。在结构上，PAdAS-48是漫射的、微弱的、适度平坦的，半光半径rh = 26（+4 -3）pc，积分亮度Mv = -4.8 +/- 0.5，椭圆率= 0.30（+0.08 -0.15）。在大小-光度平面上，它落在几个邻近星系中看到的扩展球状星团和最近发现的银河系微弱的矮卫星之间;然而，它的特征不允许我们明确地将其归类为任何类型的系统。如果PAndAS-48是一个球状星团，那么它是本星系群中最椭圆、孤立和金属贫乏的星团之一。相反，虽然它的性质与暗银河系矮星的观测结果基本一致，但它的空间范围比任何已知的光度相当的矮星小2-3倍。
2013-04-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Jeans Instability in a Tidally Disrupted Halo Satellite Galaxy
我们使用混合测试粒子/N体模拟，将400万个无质量测试粒子的轨迹整合到一个完全自洽的10^5粒子N体模拟中。无质量粒子的数量使我们能够解决的空间分布和相空间的矮星系的精细结构，因为它是在银河系型星系的潮汐场中断。潮汐尾呈现出几乎周期性的团块状或烟雾状的外观。通过运行不同的卫星粒子质量，晕粒子质量，大量和无质量粒子的数量以及有和没有星系盘的模拟，我们已经确定不稳定性不是由于数字噪声，晕中结构的放大，或者当卫星穿过星系盘时的冲击。我们测量牛仔裤的波长和增长的时间尺度在潮汐尾，并表明，牛仔裤不稳定性是一个可行的解释团块。我们发现，不稳定性导致的速度扰动的顺序为10公里/秒。银河系潮汐尾中的团块可以在恒星径向速度测量和数量计数中看到。我们发现不稳定波长增长对暗物质晕粒子的模拟质量很敏感。一个模拟与更平滑的晕呈现出更冷，更薄的潮汐尾巴与更紧密的间距比模拟与更多的大质量暗物质晕粒子。加热的晕粒子增加的牛仔裤波长的潮汐尾巴影响子结构的发展，这表明潮汐尾巴和暗物质晕子结构之间的错综复杂的连接。
2010-05-26 astro-ph.GA
The Tight Empirical Relation between Dark Matter Halo Mass and Flat Rotation Velocity for Late-Type Galaxies
我们提出了一个新的经验关系星系暗物质晕质量（${\rm M_{halo}}$）和速度沿平坦部分的旋转曲线（${\rm V_{flat}}$），来自120晚型星系的数据库。在这个关系中的正交散射是可比的重子塔利-费舍尔关系（BTFR）中观察到的散射，表明在$r\ll R_{\rm vir}$总晕质量和星系运动学之间的紧密耦合。小的垂直散射的关系，使它成为一个非常有竞争力的估计总晕质量。我们证明，这一结论适用于不同的先验$M_*/L_{[3.6μ]}$，给一个紧密的BTFR，但要求晕密度分布如下DC 14，而不是NFW。我们提供了额外的关系${\rm M_{halo}}$和其他速度定义在较小的星系半径（即${\rm V_{2.2}}$，${\rm V_{eff}}$，和${\rm V_{max}}$），这可能是有用的估计晕质量从运动学调查，提供一种替代丰度匹配。此外，我们约束的径向加速关系的暗物质模拟，也发现它的散射是小的，表明重子和暗物质之间的精细平衡，在他们的贡献星系运动学。
2018-10-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Resolved Stellar Halo of NGC 253
我们已经获得了麦哲伦/IMACS和HST/ACS的成像数据，解决红巨星分支恒星的恒星晕的星暴星系NGC 253。HST数据覆盖的区域很小，使我们能够准确地解释地面数据，这些数据覆盖了30%的晕，距离为30 kpc，使我们能够对本星系群之外的恒星晕的全球性质和结构进行详细的定量测量。晕的几何形状与盘的几何形状相同，非常平坦，投影轴比为b/a ~ 0.35 +/- 0.1。晕的总恒星质量估计为M_halo ~ 2.5 +/- 1.5 x 10^9 M_sun，或星系总恒星质量的6%，并具有投影径向依赖性，遵循指数为-2.8 +/- 0.6的幂律，对应于三维幂律指数~-4。我们测量的NGC 253的总光度和轮廓形状比银河系和M31的等效值要大一些，也更陡一些，但在宇宙学背景下建立的恒星晕属性的模型预测的分散范围内。晕内的结构可以在不同的尺度上看到：有一个小的kpc尺度的密度变化和一个大的架子状特征靠近中场。已经开发的技术将是必不可少的定量比较我们即将观测到的恒星晕的更大样本的晕形成的模型。
2011-04-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Globular Clusters in the Outer Halo of M31
本文介绍了M31外晕中53个球状星团的测光结果，包括：（\sl GALEX）FUV和NUV，SDSS $ugriz$，BATC的15个中带滤光片，以及MASS的2个$JHK_{\rm s}$带。通过比较多色测光与恒星星族合成模型，我们确定了这些GC的金属丰度，年龄和质量，旨在探讨合并/吸积的历史M31。我们没有发现金属丰度和质量与反投影半径的明显趋势。年龄小于$\approx$ 8 Gyr的晕GC主要位于100 kpc左右的去投影半径处，但这可能是由于选择效应。我们还发现，晕GC具有一致的金属丰度与它们的空间相关的子结构，这提供了它们之间的物理关联的进一步证据。M31的盘状和晕状GC都呈现双峰光度分布。然而，我们应该强调的是，有更多的微弱晕GC是没有被看到的磁盘。晕GC的双峰光度函数可能反映了其原始寄主不同的起源或演化环境。M31晕GC包括一个中间金属量基团（$-1.5 <$ [Fe/H] $< -0.4$）和一个贫金属基团（[Fe/H] $<-1.5$），而盘GC多了一个富金属基团。M31的晕GC与银河系（MW）有很大的差异。M31 GC的总数大约是MW的三倍，然而，M31在MW中具有大约六倍的晕GC数量。与M31晕GC相比，银河系晕GC大多是贫金属的。众多的晕GC和高金属丰度的成分都暗示着M31的活跃合并历史。
2019-01-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galaxy-halo size relation from Sloan Digital Sky Survey Data Release 7 and the ELUCID simulation
根据斯隆数字巡天数据第7版中的星系（SDSS DR 7）和暗物质中的暗物质晕，宇宙学和约束ELUCID模拟，我们研究了恒星质量为$\gtrsim 10^{8} h^{-2}{\rm M}_\odot$的中心星系的观测半径与维里质量为$\gtrsim 10^{10.5} h^{-1}{\rm M}_\odot$的宿主暗物质晕的维里半径之间的关系，以及星系晕大小关系对晕自旋和晕浓度的依赖性。采用一种新的邻域暗物质暗物质晕丰度匹配方法，将观测到的暗物质与ELUCID模拟中的暗物质晕进行了匹配。对于星系的二维半光半径$R_{50}$，我们发现早型和晚型星系有相同的幂律指数0.55与$R_{50} \propto R_{\rm vir}^{0.55}$，虽然早型星系有较小的二维半光半径比晚型星系在固定的晕维里半径。当将二维半光半径$R_{50}$转换为三维半质量半径$r_{1/2}$时，早型和晚型星系都显示出与$\log r_{1/2} = 0.55 \log (R_{\rm vir}/210 h^{-1}{\rm kpc}) + 0.39$相似的星系晕尺寸关系。我们发现星系晕的大小比$r_{1/2}/ R_{\rm vir}$随晕质量的增加而减小。在固定的晕质量，有没有显着的依赖于晕自旋或浓度的星系晕的大小比。
2022-11-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
