NIHAO V: Too big doesn't fail -- reconciling the conflict between LCDM predictions and the circular velocities of nearby field galaxies
我们比较了本星系群中矮星系的半光圆速度V_{1/2}和NIHAO LCDM模拟中预测的星系圆速度曲线。我们使用了一个由34个模拟组成的子集，其中中央星系的恒星光度范围为0.5 x 10^5 < L_V < 2 x 10^8 L_{sun}。NIHAO星系模拟再现了恒星质量和晕质量之间的关系，以及观测到的半光大小与光度的关系。相应的无耗散模拟过度预测了V_{1/2}，恢复了被称为太大而不能失败（TBTF）的问题。相比之下，NIHAO模拟扩大了暗物质晕，并为L_V > 2 x 10 ^6 L_{sun}的星系提供了与V_{1/2}分布的极好匹配。对于较低的光度，我们的模拟预测非常小的晕响应，并倾向于过度预测所观察到的圆速度。在LCDM的背景下，这可能表明在低于M_{halo} \sim 10^{10} M_{sun}的晕中恒星形成的随机性增加，或者环境效应的作用。因此，“太大而不能失败”的晕不会使LCDM失败，但是“太小而不能通过”的晕（星系形成阈值）提供了LCDM的未来测试。
2015-12-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The dark balance: quantifying the inner halo response to active galactic nuclei feedback in galaxies
本研究通过NIHAO数值模拟对比有无AGN反馈的星系，量化了AGN反馈对暗物质晕的驱离量与影响尺度，揭示了不同质量星系中暗物质抑制演化及影响球变化的规律与机制。
2024-03-06 astro-ph.GA
NIHAO X: Reconciling the local galaxy velocity function with Cold Dark Matter via mock HI observations
利用NIHAO的87个高分辨率流体动力学宇宙学模拟，研究了无碰撞模拟中暗物质晕的最大圆速度（Vmax）与流体动力学模拟中同一晕中HI气体速度宽度之间的关系.这两个量通常用于比较理论和观测速度函数，并导致观测和基于冷暗物质（CDM）模型的预测之间可能存在差异。我们发现，低于100公里/秒，有明显的偏见之间的HI为基础的速度和Vmax，导致低估的实际圆速度的晕。当考虑到这种偏差时，CDM模型在再现观测到的速度函数方面没有问题，并且实际上并不缺乏低速星系。我们的模拟还再现了线宽恒星质量（塔利-费舍尔）的关系和HI的大小，表明HI气体在我们的模拟是延长观察。低于预期线宽的物理原因是，与高质量星系相反，低质量星系不再像通常假设的那样具有延伸的薄HI旋转盘。
2016-07-25 astro-ph.GA
NIHAO XXVI: Nature versus nurture, the Star Formation Main Sequence and the origin of its scatter
我们研究了NIHAO星系如何与观测到的恒星形成主序星（SFMS）相匹配以及其散射的起源。NIHAO星系再现了SFMS，与观测基本一致，但斜率约为1，因此明显大于观测值。这是因为在大恒星质量下观测到的星系，虽然仍然是SFMS的一部分，但已经受到淬火的影响。活动星系核反馈对恒星形成的部分抑制导致恒星形成率较低，因此观测到的斜率较低。我们确认，包括活动星系核在我们的星系的影响，导致与观测一致的斜率。我们发现星系偏离SFMS的程度与星系的$z=0$暗物质晕浓度有关，从而与星系晕的形成时间有关。这意味着恒星形成率（SFR）高于平均水平的星系形成较晚，反之亦然。我们通过将位于SFMS上方（SFR高于平均水平）的星系重新解释为位于SFMS左侧（低于平均恒星质量），反之亦然，来解释与SFR的这种明显相关性。因此，较晚形成的晕具有低于平均恒星质量的质量，这仅仅是因为它们形成恒星的时间少于平均时间，反之亦然。因此，这是性质，即如何以及何时这些星系的形成，设置了一个星系在SFR与恒星质量平面的路径。
2020-09-06 astro-ph.GA
NIHAO IX: the role of gas inflows and outflows in driving the contraction and expansion of cold dark matter haloes
我们使用~100宇宙学星系形成放大模拟使用平滑粒子流体动力学代码{ \sc gasoline}来研究重子过程对冷暗物质晕质量分布的影响。在我们的研究中，晕的范围从矮星（M_{200} ~10^{10}Msun）到银河系（M_{200} ~10^{12}Msun）。我们的模拟表现出广泛的晕响应，主要是随着质量的变化，从膨胀到收缩，在百分之一的维里半径封闭的暗物质质量的变化高达10倍。与以往的研究结果一致，晕响应与恒星形成的积分效率相关：e_SF=（M_{star} / M_{200}）/（Ω_b/Ω_m）。此外，我们还报道了一个新的与恒星系统致密性的关系式：e_R= r_{1/2} / R_{200} .我们给出了依赖于e_SF和e_R的冷暗物质晕对重子过程响应的解析公式。一个观测上可检验的预测是，在固定质量下，较大的星系经历更多的晕膨胀，而较小的星系经历更多的晕收缩。这种多样性的暗晕反应是由一个玩具模型组成的循环绝热流入（导致收缩）和脉冲气体流出（导致膨胀）。对于净流出，或相等的流入和流出分数，f，总体效果是扩张，随着f的增大，扩张更多。对于净流入，收缩发生在小f（大半径），而膨胀发生在大f（小半径），恢复在我们的模拟中看到的现象。星系形成过程中的这些变化为冷暗物质晕结构的完全预测模型提供了一个步骤。
2016-07-05 astro-ph.GA
NIHAO XX: The impact of the star formation threshold on the cusp-core transformation of cold dark matter haloes
我们利用NIHAO计划的宇宙学流体动力学星系形成模拟研究了恒星形成阈值对暗物质（DM）晕对重子过程响应的影响。在恒星质量在$10^{7.5} < M_{star} < 10^{9.5} M_{\odot}$范围内的星系中，基准NIHAO阈值$n=10\, {\rm cm}^{-3}$导致DM晕的强烈膨胀。我们发现，较低的阈值，如$n=0.1$（采用的EAGLE/APOSTLE和Illustris/AURIGA项目）不会导致显着的晕扩张在任何质量规模。由超新星反馈驱动的晕膨胀需要局部气体分数在亚动力学时间上的显著波动（即，<5000万年在星系半光半径），这本身是由恒星形成率的变化造成的。在百分之一的维里半径，模拟与$n=10$有气体分数的$\simeq 0.2$和变化的$\simeq 0.1$，而$n=0.1$模拟的数量级较低的气体分数，因此不扩大晕。观测到的矮星系DM圆速度与用$n=0.1$和$n=1$进行的CDM模拟结果不一致，但与$n=10$的结果相当一致。恒星的形成率是更高的$n$，较低的星系质量，当恒星的形成是在较短的时间尺度上测量的变量。例如，使用$n=10$的模拟在特定的恒星形成率中的散射比使用$n=0.1$的模拟高0.4倍。因此，在不久的将来，在观测上限制恒星形成的亚网格模型以及DM的性质应该是可能的。
2019-03-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
NIHAO III: The constant disc gas mass conspiracy
我们表明，冷气体质量的星系盘达到一个稳定的状态，持续许多陀螺后，在宇宙学流体动力学模拟的最后一次重大合并。盘状气体的质量M $_{\rm gas}$取决于星系晕的自旋和维里质量，但不取决于恒星反馈。低自旋的晕有高的恒星形成效率和较低的盘状气体质量。同样，较低的恒星反馈导致更多的恒星形成，因此无论恒星反馈强度如何，气体质量最终几乎相同。即使考虑自旋，M $_{\rm gas}$与晕质量的关系，M $_{200}$仅显示3倍的散射。M $_{\rm gas}$-M $_{200}$关系显示在M $_{200}$ = $2\times10^{11}$ M $_\odot$处的中断，其对应于在M $_{\rm gas}$-M $_\star$关系中观察到的中断。恒定的盘质量源于共享的晕气体密度分布在所有的模拟星系。在它们的外部区域，轮廓是等温的。当轮廓上升到$n=10^{-3}$ cm $^{-3}$以上时，气体容易冷却，轮廓变陡。在圆盘内部，旋转支持具有较平坦密度轮廓的气体，除非超新星爆炸破坏圆盘。来自恒星反馈的能量注入也为晕圈气体提供压力支持，以防止失控的冷却流。由此产生的恒定气体质量使得星系形成的简单模型成为可能，无论是使用"浴缸"模型的恒星形成率，还是在模拟化学演化时。
2015-06-29 astro-ph.GA
NIHAO-LG: The uniqueness of Local Group dwarf galaxies
最近对本星系群矮星系的观测和理论研究突出了它们独特的恒星形成历史、恒星金属丰度、气体含量和运动学。我们调查这些功能的共性比较约束LG和场中心矮晕模拟的数值研究的百天体物理对象（NIHAO）项目。我们的模拟，与NIHAO一样的流体动力学跟踪银河系（MW）和M31以及LG中的~100个矮星的演化，揭示了总气体质量和恒星性质（速度色散，演化历史等）。与场系统相似。然而，相对于场星系，LG矮星有更多的冷气体在其中心部分和更多的富含金属的气体在晕中产生的相互作用与其他矮星生活在一个高密度的环境，如LG。有趣的是，大规模的MW/M31类似物对LG矮星的金属丰度演化的直接影响是最小的; LG矮星吸积高金属丰度气体主要来自其他矮星在晚的时候。我们还测试了金属扩散对LG矮星化学演化的影响，发现它不影响LG矮星的恒星或气体含量。我们的模拟表明，LG矮星的恒星组成部分提供了一个独特的和公正的本地实验室的星系形成的测试和比较，特别是对宇宙中的整体矮人口。
2022-04-14 astro-ph.GA
CGM properties in VELA and NIHAO simulations; the OVI ionization mechanism: dependence on redshift, halo mass and radius
我们研究了模拟星系的环星系介质（CGM）中冷/热气体的成分，并讨论了光电离与碰撞电离的OVI的相对生产，作为晕质量，红移和距离星系晕中心的函数。这是利用两套不同的放大水文宇宙学模拟，VELA（6晕; $z>1$）和NIHAO（18晕; $z=0$），这提供了广泛的理论基础，因为它们使用不同的代码和物理配方的恒星形成和反馈。在这项工作中研究的所有晕，我们发现，碰撞电离热电子占主导地位，在高红移，而光电离的冷或暖气体的超星系辐射接管附近$z\sim2$。在$\sim 10^{12}M_{\odot}$及以上的晕中，碰撞在$z<0.5$再次变得重要，而对于质量较小的晕，光电离在$z=0$以下仍然很重要。在具有$M_{\textrm v}>3\times10^{11}~M_{\odot}$的晕圈中，在$z\sim 0$下，大部分光电离OVI处于暖的而非冷的气相（$T\lesssim 3\times 10^5$ ~K）。我们还发现，碰撞是占主导地位的中心区域的晕，而光电离是更显着的外围，周围$R_{\textrm v}$，即使在大规模的晕。这也可以用暖气体的存在来解释，或者在质量较低的晕中，用冷气体的流入来解释。
2019-01-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
NIHAO -- XXV. Convergence in the cusp-core transformation of cold dark matter haloes at high star formation thresholds
我们利用NIHAO计划的宇宙学流体动力学星系形成模拟来研究冷暗物质（CDM）晕对重子过程的响应。以前的工作表明，晕响应主要是星系恒星质量和总维里质量之间的比率，以及气体有资格形成恒星的密度阈值$n [{\rm cm}^{-3}]$的函数。在低$n$的所有模拟在文献中同意矮星系晕是尖的，但在高$n\ge 100$没有达成共识。我们跟踪在矮星系与$n\ge 100$在以前的一些模拟不足的空间分辨率的光环收缩。提供所采用的恒星形成阈值是适当的模拟的分辨率，我们表明，晕响应是显着稳定的$n\ge 5$，最高的恒星形成阈值，我们测试，$n=500$。这个自由参数可以用观测到的年轻恒星的聚集来校准。模拟低阈值$n\le 1$预测集群是太弱，而模拟高恒星形成阈值$n\ge 5$，是与观察到的集群一致。最后，我们测试的CDM预测对附近的矮星系的圆速度。低阈值预测速度太高，而使用$n\sim 10$的模拟提供了与观测结果的良好匹配。因此，我们的结论是CDM模型提供了一个很好的描述星系的结构kpc尺度上的重子的影响被适当地捕获。
2020-11-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
NIHAO XII: galactic uniformity in a ΛCDM universe
我们使用一个样本的83个高分辨率宇宙学放大模拟和半解析模型（SAM）研究的随机性星系形成晕从矮银河系质量。我们的模拟星系再现所观察到的低效率的星系形成表示通过恒星，气体和重子Tully-Fisher关系。对于HI速度范围（70 < V < 220 km/s），散射仅为0.08至0.14 dex，与在这些尺度下观察到的内禀散射一致。在低速（20 < V < 70 km/s）下，模拟散射为0.2-0.25 dex，这可以通过未来的观测进行测试。在30 < V < 180 km/s时，恒星质量与暗晕速度关系的散射是恒定的，并且当使用仅暗物质模拟的最大圆速度Vmax时，与维里速度（$V_{200}$或$V_{200}^{DMO}$）相比，散射更小（~0.17 dex）。恒星质量的散射与晕的浓度相关，当使用维里半径$\simeq 0.4 R_{200}$的固定分数的圆速度或α~ 0.7的$V_α=V_{200}^{DMO} (V_{max}^{DMO} / V_{200}^{DMO})^α$时，散射最小，与晕成团的约束一致。使用SAM，我们表明晕形成时间和浓度之间的相关性是必不可少的，以重现这一结果。我们在流体动力学模拟和半解析模型中看到的这种星系形成效率的均匀性证明了在Λ冷暗物质宇宙中星系形成的简单性和自我调节的性质。
2017-03-07 astro-ph.GA
NIHAO XXVIII: Collateral effects of AGN on dark matter concentration and stellar kinematics
虽然活动星系核（AGN）的反馈需要在星系的模拟，以调节恒星的形成，进一步的下游效应的暗物质分布的晕和恒星运动学的中央星系可以预期。我们结合数值模拟的星系和无AGN物理的一百天体（NIHAO）研究AGN的暗物质轮廓和中央恒星旋转的宿主星系的影响。具体地说，我们研究了活动星系核反馈如何影响浓度-晕质量（$c-M$）关系和恒星自旋参数（$λ_R$）。我们发现活动星系核物理是至关重要的，以减少模拟的大质量（$\gtrsim 10^{12}$ M $_\odot$）星系的中心密度，并使其浓度与斯皮策测光和精确旋转曲线（SPITZER）样品的结果一致。同样地，活动星系核反馈在复制ATLAS $^{3\text{D}}$巡天观测到的慢旋子和快旋子之间的二分法中起着关键作用。由于AGN反馈，没有恒星形成抑制，快速旋转的数量大大超过了观测限制。我们的研究表明，有几个附带的影响，支持活动星系核反馈在星系形成的重要性，这些影响可以用来限制其实施的数值模拟。
2022-04-28 astro-ph.GA
NIHAO-XXIII: Dark Matter density shaped by Black Hole feedback
我们提出了一个系统的分析反应的暗物质分布到星系形成跨越超过八个数量级的恒星质量。我们扩展了NIHAO-IV论文（Tollet等人）中提出的先前工作。通过增加46个新的高分辨率模拟的大质量星系进行列入黑洞反馈。我们表明，外流产生的活动星系核能够部分抵消暗物质收缩，由于大型中央恒星组成的大规模晕。净效应是放松的中央暗物质分布，移动到一个不太尖的密度分布在晕质量大于$\approx 3 \times 10^{12}$ M $_{\odot}$。密度剖面斜率平均值（$α$）周围的散射是相当恒定的（$Δα\approx 0.3$），除了在$10^{12}$ M $_{\odot}$周围有晕质量的星系，在从恒星到活动星系核反馈主导系统的过渡中，散射几乎增加了三倍。我们提供了有用的拟合公式的斜率的暗物质密度剖面的维里半径的百分之几为整个恒星质量范围：$10^5-10^{12}$ M $_{\odot}$（$2 \times 10^9-5 \times 10^{13}$ M $_{\odot}$晕质量）。
2020-04-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
NIHAO XI: Formation of Ultra-Diffuse Galaxies by outflows
我们解决的起源超扩散星系（UDG），这具有典型的矮星系的恒星质量，但银河系大小的对象的有效半径。它们的形成机制，以及它们是失败的$\rm L_{\star}$星系还是弥漫矮星，都是具有挑战性的问题。使用放大宇宙学模拟NIHAO项目，我们表明，UDG类似物自然形成的中等质量的晕，由于情节的气体流出与恒星形成。模拟的UDG生活在质量为$10^{10-11}\rm M_{\odot}$的孤立晕中，具有$10^{7-8.5}\rm M_{\odot}$的恒星质量，有效半径大于1 kpc和暗物质核心。它们显示出广泛的颜色范围，平均Sérsic指数为0.83，晕旋和浓度的典型分布，以及不可忽略的HI气体质量$10^{7-9}\rm M_{\odot}$，这与星系的范围有关。气体的可用性对于形成UDG的内部过程至关重要：反馈驱动的气体流出，以及随后的暗物质和恒星膨胀，是重现暗淡但异常延伸的星系的关键。这种情况意味着UDG代表了低表面亮度星系的矮人口，应该存在于该领域。最大的孤立UDG应该比类似$\rm M_{\star}$的较小扩展的矮星包含更多的HI气体。
2016-11-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
NIHAO project I: Reproducing the inefficiency of galaxy formation across cosmic time with a large sample of cosmological hydrodynamical simulations
我们介绍项目NIHAO（一百天体物理学对象的数值研究），一组100宇宙放大流体动力学模拟使用汽油代码，改进的SPH算法的实现。在我们的研究中的晕范围从矮银河系的质量，并代表合并的历史，浓度和自旋参数的无偏采样。粒子质量和力软化的选择，以解决质量分布在所有质量维里半径的1%以下，确保星系半光半径得到很好的解决。对每个天体采用相同的恒星形成和恒星反馈处理，模拟的星系再现了观测到的星系形成在宇宙时间内的低效率，表现为恒星质量与晕质量的关系，以及恒星形成速率与恒星质量的关系。因此，我们得出结论，恒星反馈是限制质量小于银河系的星系中恒星形成效率所需的主要物理学因素。
2015-08-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
NIHAO XVII: The diversity of dwarf galaxy kinematics and implications for the HI velocity function
我们使用85对来自NIHAO项目的高分辨率LCDM宇宙学模拟来研究为什么在矮星系中测量的中性氢（HI）线宽在峰值通量的50%处（来自流体动力学模拟）倾向于低估最大圆速度VmaxDMO（来自相应的暗物质模拟）。有两个主要的贡献过程。1)质量较低的星系的旋转支撑较少。这证实了观测偏度的线宽在仓HI质量ALMAFA和HIPASS观测。2)相对于暗物质晕，矮星系中的HI分布的扩展程度较小。再加上较低的重子-晕比，导致旋转曲线在最后一个测量数据点仍在上升，与地球物理学家的观测结果一致。结合这两种效应，在模拟和观测中，较低质量的星系平均具有较低的W_50 / W_20。此外，超新星和投影效应（矮星系通常不是薄盘）导致的质量损失进一步减少了线宽。由NIHAO得到的HI线速度函数与在矮星系宇宙中的观测结果符合得很好：10 < W_50 /2 < 80 km/s。在水力模拟中，仅暗物质的斜率从-2.9降至-1.0。未来对具有更高空间分辨率的无偏样本的无线电观测将能够对模拟进行更严格的测试，从而对LCDM模型进行更严格的测试。
2018-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
NIHAO XIX: How supernova feedback shapes the galaxy baryon cycle
我们使用NIHAO模拟来探索超新星（SNe）如何影响星系中的恒星形成。我们发现，SN反馈操作的所有尺度从星际介质（ISM）的几个维里半径。SNe通过阻止HI凝结成H $_2$和将冷的中性气体移动到热的HII相来调节恒星的形成。第一个效应解释了为什么矮星系中的冷中性气体不能有效地形成恒星。第二个维持了大质量星系的热ISM（HII在较低质量处喷出）。在$v_{\rm vir}\simeq 67{\rm\,km\,s}^{-1}$，流出速率遵循以下关系：$\dot{M}_{\rm out}=23\,(v_{\rm vir}/67{\rm\,km\,s}^{-1})^{-4.6}\,{\rm SFR}$。从星系喷出的气体的$20\%$到$70\%$从晕中逃逸（喷射反馈），但流出的气体主要是冷扫气，其中大部分在$\sim 1\,$ Gyr时间尺度上落回星系。这种“喷泉反馈”将星系的质量减少了2到4倍，因为气体在喷泉中花费了一半到四分之三的时间。不到$10\%$的喷射气体与热的环星系介质混合，这些气体通常不会再吸积。在像$6r_{\rm vir}$这样大的尺度上，星系风将进入的气体从宇宙细丝中转移，并阻止它在星系上吸积（先发制人的反馈）。这一过程是超矮星重子含量低的主要原因。
2019-02-11 astro-ph.GA
NIHAO XXIV: Rotation or pressure supported systems? Simulated Ultra Diffuse Galaxies show a broad distribution in their stellar kinematics
近年来，由于越来越多地发现表面亮度较低的星系，如超漫射星系（UDG），打开了星系演化的新窗口。这些系统的形成机制和运动学性质至今仍是一个有争议的问题。在这项工作中，我们解决这个问题，通过分析恒星运动学的孤立UDG形成的流体动力学模拟套件NIHAO。我们构建投影线的视线速度和速度色散图来计算投影比角动量，$λ_{\rm R}$，来表征这些星系中的恒星的运动学支持。我们发现，UDG涵盖了广泛的分布，从分散到旋转支持的星系，在这两个制度的丰度相似。模拟的UDG的旋转支持度与几个属性，如星系形态，较高的HI分数和较大的有效半径相对于色散支持组，而暗物质晕自旋和质量吸积的历史是相似的两个人口之间。我们证明，在早期$z$的下落重子到原星系的对齐是$z$ =0恒星运动学状态的主要驱动力：压力支持孤立的UDG形式通过不对齐的气体吸积，而旋转支持的建立他们的重子在一个有序的方式。考虑到随机倾角效应，我们预测，一个全面的调查将发现近一半的领域UDG旋转支持恒星盘。
2020-07-16 astro-ph.GA
Metallicity profiles of Ultra Diffuse Galaxies in NIHAO simulations
超新星反馈驱动膨胀已被证明是一种可行的机制来解释超漫射星系（UDG）的平均性质，如大小，颜色，质量和内部运动学。在这里，我们探索的反馈驱动的模拟UDG从NIHAO项目的恒星金属丰度梯度的起源，并将它们与观测到的分布的金属丰度梯度的本群矮星，以及最近观察到的UDG DF44。模拟的UDG显示了各种各样的金属丰度分布，显示出从平到负的梯度，类似于在LG矮星中观察到的，而DF44数据表明从平到正的梯度。模拟中的各种金属丰度梯度是由恒星形成发生的半径和随后的超新星反馈驱动的恒星重新分布之间的相互作用设定的：旋转支持的系统往往具有平坦的金属丰度轮廓，而色散支持的星系则显示出负的和陡峭的轮廓。我们的研究结果表明，UDG是不是奇特的，在什么方面，他们的金属丰度梯度相比，定期矮星。理想的情况是，在未来可以获得更大的UDG梯度观测样本，以检验我们的预测。
2022-06-21 astro-ph.GA
NIHAO-UHD: The properties of MW-like stellar disks in high resolution cosmological simulations
长期以来，模拟薄而扩展的星系盘一直是计算天体物理学的一个挑战。我们介绍了银河系质量星系的宇宙学流体动力学模拟的NIHAO-UHD套件，并研究了恒星盘的性质，如恒星的质量，大小和旋转速度，符合良好的银河系和本地星系的观测。特别是，模拟再现的年龄-速度色散关系和多组分恒星盘观察到的银河系。我们的星系中有一半显示出双指数垂直剖面，而其他星系则由单指数模型很好地描述，我们将其与磁盘合并历史联系起来。在所有情况下，单年龄人口遵循一个单一的指数，其规模的高度单调变化的恒星年龄和半径。鳞片长度随年龄的增加而减小，而鳞片高度则随年龄的增加而增加。恒星盘的一般结构在诞生时就已经确定了，这是由内而外和颠倒形成的结果。随后的进化通过增加所有单龄种群的鳞片长度和高度来修改这种结构。因此，我们的研究结果提出了严格的限制有多少动态记忆恒星盘可以保留在宇宙学的时间尺度。我们的模拟表明，在宇宙学模拟中，只要在低红移处没有显著的恒星合并，就有可能形成薄的星系盘。大部分的恒星质量是在原地形成的，只有百分之几（$\lesssim5\%$）是在早期合并卫星时带来的。红移零点快照和晕目录是公开的。
2020-01-06 astro-ph.GA
Ultra-Diffuse, Ultra-Different: Observed vs. Simulated Ultra-Diffuse Galaxies Live in Fundamentally Different Halos
本文通过对比观测与 NIHAO/HESTIA 模拟的超弥散星系，发现二者动力学质量匹配但暗物质晕质量严重不符，提出观测 UDG 可能具有根本不同的暗物质晕轮廓，并呼吁发展能自洽产生恒星质量约 10^8 太阳质量且暗物质晕形态多样的新模拟。
2025-11-06 astro-ph.GA
NIHAO XXI: The emergence of Low Surface Brightness galaxies
三十年来，人们一直知道存在表面亮度低于夜空的星系$μ$。然而，它们的形成机制和在$\rmΛCDM$宇宙中的出现在很大程度上仍然没有确定。我们首次用M $_{\star}$ $\sim$ 10 $^{9.5-10}$ M $_{\odot}$研究了低表面亮度（LSB）星系的起源，我们能够在NIHAO套件的流体动力学宇宙学模拟中重现。模拟和观测到的LSB具有相似的性质，具有大的HI水库，延长的恒星形成历史和有效半径，低的Sérsic指数和缓慢上升的旋转曲线。探讨了这些天体的形成机制：模拟LSB的形成是由于早期气体的共面同向旋转并合和对准吸积，而垂直并合和不对准气体吸积导致更高的$μ$星系，$z$ =0.合并越大，合并轨道构型与最终$μ$之间的相关性越强。虽然模拟LSB星系的晕旋参数一直很高，但晕浓度、反馈驱动气体流出和合并时间的影响在确定$μ$时只起很小的作用。有趣的是，这种“经典”LSB的形成方案不同于质量较小的M $_{\star}$ $\sim$ 10 $^{7-9}$ M $_{\odot}$，超扩散镓团，后者是由SNae驱动的气体流出的影响造成的：因此，$\sim$ 10 $^9$ M $_{\odot}$的M $_{\star}$代表LSB领域中反馈主导到角动量主导的形成方案之间的过渡状态。观测预测提供空间分辨恒星形成率通过LSB光盘：这些，连同即将到来的调查，可以用来验证…
2019-04-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
NIHAO XV: The environmental impact of the host galaxy on galactic satellite and field dwarf galaxies
我们使用NIHAO项目的四个新的类银河超高分辨率模拟（$N_{\rm part} >10^7$）研究宿主对矮星系性质的影响。我们将样本分为卫星星系（$R<R_{200}$）、近星系（$1<R/R_{200}<2.5$）和场星系（$R>2.5 R_{\rm 200}$）。从所有三个群体的模拟星系是在极好的协议与本群矮星系方面：恒星质量-速度色散，恒星质量-金属丰度关系，恒星形成的历史，和恒星质量函数。与场星系相比，超新星和附近的星系显示出较低的速度色散和气体分数。虽然场星系遵循全球丰度匹配关系，但卫星星系和附近星系偏离它们，对于给定的恒星质量，显示出较低的暗物质质量。暗物质质量出现这种缺陷的原因是附近星系的卫星和$\sim80$在早期在$R_{200}$内部轨道运行时经历了大量的质量损失。然而，如果我们使用它们的维里质量的最大值而不是现在的值，卫星和附近的物体都回到场星系的关系。这使我们能够提供所观察到的本星系群星系的峰值质量的估计。最后，使用径向速度，距离，和速度色散恒星质量的关系，从我们的模拟，我们推导出一个度量来区分星系骚扰的中心对象和未受影响的。将这一度量应用于观测对象，我们发现，即使是像Eri II（$D\approx$ 370 kpc）这样遥远的矮星系，过去也有很大的概率（$\approx 83$ \%）受到银河系的影响。这自然解释了Eri II缺乏气体和最近的恒星形成。
2018-10-30 astro-ph.GA
Panchromatic simulated galaxy observations from the NIHAO project
本文利用 NIHAO 模拟和 SKIRT 辐射传递代码生成了远紫外到远红外的星系光谱能量分布，通过调整亚网格后处理方案重现了邻近星系颜色，并发布测光数据以验证 SED 建模技术。
2023-05-17 astro-ph.GA physics.comp-ph physics.data-an
Keck Spectroscopy of the Coma Cluster Ultra-Diffuse Galaxy Y358: Dynamical Mass in a Wider Context
我们研究超扩散星系（UDG）和它们的关系，非UDG的质量半径光度空间。首先，我们出版凯克/KCWI光谱后发座星系团UDG Y358，我们测量的退行速度和速度色散。我们的后退速度证实了后发座星系团和Y358作为UDG的地位。从我们的速度色散（19 $\pm$ 3公里秒$^{-1}$），我们计算的半光半径内的一个动态质量，这提供了证据的核心Y358的暗物质晕。我们比较这个动力学质量，随着那些球状星团（GC）富/贫UDG在文献中，孤立的，富含气体的UDG和UDG在NIHAO/FIRE模拟的质量配置文件。我们发现GC-穷人的UDG有类似的动力学质量孤立的，富含气体的UDG，这表明两者之间可能存在一个进化途径。相反，富含GC的UDG的动力学质量太大，很难解释为孤立的、富含气体的UDG的演化。模拟的UDG与富含GC的UDG的动力学质量相匹配。然而，一旦在恒星质量-晕质量空间中进行比较，FIRE/NIHAO模拟的UDG与孤立的、富含气体的UDG或在相同恒星质量下富含GC的UDG的晕质量不匹配。最后，我们补充我们的数据Y358与其他UDG的速度分散测量文献中。我们将这个样本与质量半径光度空间中的各种非UDG进行比较，发现UDG与具有相似光度的非UDG具有相似的轨迹，主要区别在于它们的半光半径较大。
2022-11-07 astro-ph.GA
Angular momentum evolution of bulge stars in disc galaxies in NIHAO
在NIHAO星系形成模拟中，我们研究了10个重子质量大于$10^{10}$ M $_\odot$的旋涡星系中球星的起源及其角动量演化。模拟的星系与观测到的特定AM和重子分量质量之间的关系和恒星膨胀与总比（$B/T$）是一致的。我们划分成光盘和凸起组件使用混合动力光度/运动学分解方法，确定所有的中心质量以上的指数盘配置文件的“凸起”的恒星粒子在$z=0$。通过对核球星粒子的追踪，我们发现平均95%的核球星形成{ \it in situ}，3%的核球星形成{ \it ex situ}，只有2%的核球星形成{ \it ex situ}在星系外.膨胀星的AM分布的演化描绘了一幅有趣的画面：最终的$B/T$比率越高，在膨胀形成过程中保留的特定AM就越多。在所有的情况下，核球星都显著地向中心区域迁移，使它们的平均银河系中心半径减小了大约2倍，与最终的$B/T$值无关。然而，在较高的$B/T$（$\gtrsim0.2$）的对象，膨胀星的速度增加和膨胀的AM几乎是保守的，而在较低的$B/T$值，膨胀星的速度降低和膨胀的AM减少。AM和$B/T$的演变之间的相关性表明，隆起和椎间盘的形成是密切相关的，不能被视为独立的过程。
2018-11-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The chemodynamical memory of a major merger in a NIHAO-UHD Milky Way analogue -- II. Were Splash stars heated or already born hot?
Research School of Astronomy and Astrophysics, Australian National University（澳大利亚国立大学天文与天体物理研究学院）；Universität Heidelberg, Interdisziplinäres Zentrum für Wissenschaftliches Rechnen（海德堡大学跨学科科学计算中心）；Universität Heidelberg, Zentrum für Astronomie, Institut für Theoretische Astrophysik（海德堡大学天文学中心理论天体物理研究所）；Dipartimento di Fisica e Astronomia, Universitá degli Studi di Firenze（佛罗伦萨大学物理与天文学系）；The Observatories of the Carnegie Institution for Science（卡内基科学机构天文台）；Institute of Astronomy, University of Cambridge（剑桥大学天文学研究所）；Department of Astronomy, New Mexico State University（新墨西哥州立大学天文学系）
利用高分辨率宇宙学模拟，研究发现银河系Splash恒星（具有盘状化学但晕状运动学）主要源于早期湍动盘的原位形成，而非并合加热，挑战了传统并合加热解释。
2026-06-05 astro-ph.GA
A model for core formation in dark matter haloes and ultra diffuse galaxies by outflow episodes
我们提出了一个简单的模型，一个无耗散的球形系统在其中心的瞬时质量变化的响应，描述了形成扁平的核心在暗物质晕和超扩散星系（UDG）从反馈驱动的外流情节在特定的质量范围。该模型将孤立壳体的简化分析推广到具有连续密度、速度和势分布的系统中。的响应被划分为一个瞬时的变化，由于一个给定的质量损失或增益，然后由能量守恒松弛到一个新的牛仔裤平衡的潜在的恒定速度。晕轮分布由具有可变内斜率和分析势分布的双参数函数建模（Dekel等人，2017），这使得能够确定平衡时的相关动能。该模型进行了测试对NIHAO宇宙放大模拟，它成功地预测了约75%的情况下，连续快照之间的内部暗物质轮廓的演变，主要是在合并的情况下失败。这个模型提供了一个简单的理解暗物质晕核和UDG的形成超新星驱动的外流，和一个有用的分析工具，研究这样的过程。
2019-11-22 astro-ph.GA
The impact of galactic feedback on the shapes of dark-matter haloes
我们利用宇宙学模拟在红移$z=0$上量化了星系形成对暗物质晕形状的影响。这些晕是从IllustrisTNG项目中绘制的，这是一套星系的磁流体动力学模拟。我们专注于从50-Mpc（TNG 50）和100-Mpc（TNG 100）箱质量$10^{10-14} M_\odot$的晕，并将它们与暗物质（DMO）的类似物和其他模拟，如NIHAO和鹰。我们进一步量化预测的不确定性，通过改变重子反馈模型在一系列较小的25 Mpc $h^{-1}$盒。我们发现：（i）星系形成的结果在圆晕DMO模拟相比，在定性协议与过去的流体动力学模型。质量为$\approx 2\times 10^{12} M_\odot$的晕大多数是球形的，内晕的平均短轴与长轴比为$\left< s \right> \approx 0.75$，与DMO对应物相比增加了40%。低质量$10^{10} M_\odot$晕的形状没有明显的变化：（ii）较强的反馈作用，如增加星系风的速度，减少了重子的影响;（iii）内晕形状与恒星质量分数相关，这可以解释晕形状对不同反馈模型的依赖性;（iv）基准和较弱反馈模型与银河系晕形状的观测估计最一致。然而，在固定的晕质量，非常不同的和可能不切实际的反馈模型都预测内晕的形状，更接近彼此比DMO的结果。这意味着需要更大的观测样本来统计区分不同的重子处方，因为晕的形状在晕与晕之间有很大的变化。
2021-08-31 astro-ph.GA
Exploring the origin of low-metallicity stars in Milky Way-like galaxies with the NIHAO-UHD simulations
大多数贫金属恒星的运动学为了解银河系的早期形成和吸积历史提供了一个窗口。本文利用NIHAO-UHD项目中5个类银河星系的高分辨率宇宙学放大模拟（$\sim~5\times10^6$星粒子），研究了低金属丰度星（[Fe/H] $\leq-2.5$）的起源。模拟结果显示，正如最近在银河系中发现的那样，一个突出的低金属量恒星群体被限制在盘平面上。这一发现的普遍性表明，银河系在这方面并不是独一无二的。独立的吸积历史，我们发现，在这个人口中的逆行恒星的$\gtrsim~90$ %带来的最初建立的星系在大爆炸后的头几个Gyrs。因此，我们的研究结果突出了逆行人口作为银河系早期建立的示踪剂的巨大潜力。另一方面，在后来的装配阶段，并采样完整的银河系吸积历史中，吸积面人口。在一个安静的吸积历史的情况下，这种碰撞人口主要是在宇宙演化的前半期（$t\lesssim7$ ~Gyr），而在一个正在进行的积极的吸积历史的情况下，后来的合并在碰撞轨道上也能够贡献这个人口。最后，我们注意到，银河系显示了一个相当大的人口偏心，非常贫金属的平面恒星。这是一个在我们的大多数模拟中看不到的功能，除了一个具有异常活跃的早期构建阶段的模拟。
2020-09-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Finding accreted stars in the Milky Way: clues from NIHAO simulations
本研究利用NIHAO模拟和GALAH数据，验证了[Al/Fe]与[Mg/Mn]诊断指标可区分原位与吸积恒星，并提出结合年龄与化学丰度（不确定性<0.15 dex、年龄<20%）可清晰分离不同吸积群体，为研究银河系形成历史提供了新方法。
2024-04-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Introducing galactic structure finder: the multiple stellar kinematic structures of a simulated Milky Way mass galaxy
本文首次将高斯混合模型应用于NIHAO高分辨率星系的归一化角动量和结合能的恒星运动学空间，将恒星分离成多个分量。我们使用模拟的银河系类似物，其恒星组成主机：薄和厚的光盘，经典和伪凸起，和恒星晕的方法。这些恒星结构的性质在大小、形状和旋转支持方面与观测预期吻合得很好。有趣的是，这两个运动盘表面的质量密度分布集中比指数，而凸起和恒星晕是纯粹的指数。我们追溯时间的拉格朗日质量的每一个组成部分分别研究他们的形成历史。在z~3和晕维里化的终点z~1.3之间，所有的分量都失去了一小部分角动量。经典的隆突损失最大（约95%），薄盘损失最小（约60%）。两个球丘都在高红移的位置形成了恒星，而薄盘的形成率约为98%，但在最后的11 Gyr内，SFR恒定在1.5 M $_{\rm\odot}$ /年$^{\rm-1}$。吸积星（占恒星总质量的6%）主要合并到厚盘或恒星晕中，它们分别占其质量的8%和45%。我们的分析管道可在https://github.com/aobr/gsf上免费获得。
2018-04-23 astro-ph.GA
A first estimate of the Milky Way dark matter halo spin
在宇宙学模拟中，暗物质（DM）晕的自旋$λ$服从对数正态分布，与星系观测值几乎没有相关性。因此，目前还没有办法推断出单个星系晕的$λ$参数。在这里，我们提出了第一次尝试测量$λ$从动态不同的恒星组件中确定的高分辨率宇宙学模拟与银河系的结构？在NIHAO星系的子样本中，我们发现DM晕的总角动量（AM）$J_h$和恒星成分的方位角AM $J_z$之间存在紧密的相关关系：log（$J_h$）= $α$ + $β\cdot$ log（$J_z$）。恒星晕与$α=9.50\pm0.42$和$β=0.46\pm0.04$的关系最为密切。另一个紧密的关系是与磁盘：$α=6.15\pm0.92$和$β=0.68\pm0.07$。我们使用盖亚DR2和APOGEE生成一个组合的运动学丰度空间，在那里银河系的薄和厚恒星盘恒星可以整齐地分离，他们的旋转速度剖面，$v_ϕ(R)$，可以计算。对于两个盘，$v_ϕ(R)$随半径减小，$\sim$ 2 km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$对于$R\gtrsim5$ kpc，导致$v_{ϕ,thin}\backsimeq221$ km s $^{-1}$和$v_{ϕ,thick}\backsimeq188$ km s $^{-1}$在$R_{\odot}$。这些速度剖面与Cautun等人（2020）的星系质量模型一起，得到了两个盘的AM：$J_{z,t…
2021-10-21 astro-ph.GA
Creating a galaxy lacking dark matter in a dark matter dominated universe
我们使用流体动力学宇宙学模拟表明，它是可能的，通过潮汐相互作用，星系缺乏暗物质在暗物质占主导地位的宇宙。我们从NIHAO项目中选择矮星系，在标准的冷暗物质模型中获得，并使用它们作为模拟卫星中心相互作用的初始条件。在具有强径向分量的轨道上经过一次近心通过后，NIHAO矮星系可以失去高达80%的暗物质含量，但是，最有趣的是，它们的中心（$\approx 8$ ~kpc）暗物质与恒星的比值从${\sim}25$的值变化，正如数值模拟和丰度匹配技术所预期的那样，与NGC 1052-DF 2和NGC 1054-DF 4报告的大致一致。恒星的速度色散从坠入前的${\sim}30$ ${\rm km\,s^{-1}}$下降到$6\pm 2$ ~ ${\rm km\,s^{-1}}$。这些，以及大约3 kpc的半光半径，与van Dokkum和合作者的观测结果非常一致。我们的研究表明，从暗物质占主导地位的宇宙中形成的典型矮星系开始，创造一个“没有”暗物质的星系是可能的，只要它们生活在稠密的环境中。
2020-12-07 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
Feedback driven interactions between dark and luminous matter to explain tight galaxy scaling relations
New York University Abu Dhabi（阿布扎比纽约大学）；Center for Astrophysics and Space Science (CASS), 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）；Department of Physics, New York University（纽约大学物理系）
研究通过NIHAO模拟揭示了暗物质与发光物质的反馈机制，发现星系在红移演化中表现出不同演化类型，并展示了星系在红移降低时的缩放关系变化。
2026-05-15 astro-ph.GA
The galactic HI-to-halo mass relation from isolated galaxies to cosmological hydrodynamic simulations
Instituto de Astrofísica de Andalucía (CSIC)（安达卢西亚天体物理研究所）；Laboratoire de Physique et de Chimie de l’Environnement, Université Joseph Ki-Zerbo（约瑟夫·基泽尔博大学环境物理与化学实验室）；Université de Strasbourg, CNRS, Observatoire astronomique de Strasbourg（斯特拉斯堡大学）；Center for Astrophysics and Space Science (CASS), 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）；New York University Abu Dhabi（阿布扎比纽约大学）
本研究利用AMIGA和GHASP样本扩展了HI质量与暗物质晕质量关系的分析，确认该比值在盘状星系中近似恒定（$\log(M_{HI}/M_{200})=-1.90$），与模拟预测的恒星质量依赖性形成对比，暗示存在质量无关的自调控机制。
2026-09-24 astro-ph.GA
The Caterpillar Project: A Large Suite of Milky Way Sized Halos
我们提出了最大数量的银河系大小的暗物质晕模拟在非常高的质量（$\sim$ $10^4$ M $_\odot$ /粒子）和时间分辨率（$\sim$ 5百万年/快照）完成的日期，四倍于目前在文献中。这个初始套件包括$Caterpillar$ $Project$（www.caterpillarproject.org）的前24个光环，其项目目标是60 - 70个光环，完成后将公开。我们解决了$\sim$ 20,000重力约束subhalos维里半径内的每个主机晕。在由我们的空间分辨率设置的范围内，我们的收敛性非常好，并且对当前最先进的晕轮发现器进行了改进，以更好地以如此高的分辨率识别子结构（例如，平均而言，我们在10个以上的$\sim$ M $_\odot$的每个宿主晕中回收了4个$\sim$亚晕，否则使用常规方法是不会发现的）。对于我们的放松晕，内部配置文件是合理的Einasto配置文件（$α$ = 0.169 $\pm$ 0.023），虽然这取决于一个给定的晕的放松性质和组装历史。对所有晕取平均值，子结构质量分数为$f_{m,subs} = 0.121 \pm 0.041$，质量函数斜率为d $N$ /d $M\propto M^{-1.88 \pm 0.10}$，尽管我们发现固定晕质量的归一化值分散，因为在固定晕下质量下，浓度更高的主体具有更少的晕下。由于所有拉格朗日体积类型都包含在…
2016-02-26 astro-ph.GA
The Three Hundred Project: Ram pressure and gas content of haloes and subhaloes in the phase-space plane
我们使用ThreeHundred项目，一套324 reimulated大质量星系团嵌入在广泛的环境中，调查（i）周围晕的气体含量如何与相空间位置相关的$z=0$，和（ii）调查的作用，冲压压力在这种相关性。通过叠加包含169287个晕和亚晕的所有324个归一化相空间平面，我们表明晕气体含量与相空间位置密切相关。在$\sim\,1.5-2\,\text{R}_{\text{200}}$的集群暗物质晕，我们发现了一个非常陡峭的下降晕气体含量的下降下降晕和subhaloes集群质量无关，可能表明存在的吸积冲击。我们还发现，subhaloes特别是气体贫乏，即使在集群的郊区，这可能表明正在进行的预处理的活跃地区。通过模拟的瞬时冲压压力所经历的每个晕和subhalo在$z=0$，我们表明，冲压压力强度也很好地与相空间位置，这是再次集群质量无关。事实上，我们表明，在相空间平面的晕或subhalo和它的本地气体环境之间的高差分速度的区域，几乎是相互排斥的高晕气体含量的地区。这表明物体的气体含量和它们所经历的瞬时冲压压力之间存在因果关系，其中主导因素是速度差。
2019-01-17 astro-ph.GA
The DREAMS Project: Disentangling the Impact of Halo-to-Halo Variance and Baryonic Feedback on Milky Way Dark Matter Density Profiles
University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Princeton University（普林斯顿大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；CERN（欧洲核子研究组织）；Weizmann Institute of Science（魏茨曼科学研究所）
研究通过DREAMS项目模拟的1024个银河系质量暗物质晕，探讨恒星反馈和星系间方差对暗物质密度剖面的影响，发现大部分变化源于超新星反馈参数的变化，且暗物质剖面与恒星反馈模式相关。
2026-04-07 astro-ph.GA
Gas accretion at high redshift: cold flows all the way
利用HELLO和NIHAO项目的宇宙学流体动力学模拟，发现高红移下冷纤维吸积是维持巨椭圆星系高恒星形成率的关键，并提出基于贝叶斯层级框架的模型描述冷分数吸积随红移和晕质量的演化。
2025-01-31 astro-ph.GA
The DREAMS Project: Disentangling the Impact of Halo-to-Halo Variance and Baryonic Feedback on Milky Way Satellite Galaxies
DREAMS项目研究了暗物质晕间方差和恒星反馈对银河卫星星系的影响，发现恒星反馈中的超新星风能对卫星性质有显著影响，而恒星反馈建模的不确定性影响较小。
2025-12-01 astro-ph.GA
Elemental Abundances in M31: Iron and Alpha Element Abundances in M31's Outer Halo
我们提出了[Fe/H]和[ $α$ /Fe]丰度，使用光谱合成技术，在M31的外恒星晕的恒星。21个[Fe/H]测量值和7个[ $α$ /Fe]测量值来自距离M31投影距离为43 - 165 kpc的磁场。我们结合我们的测量与现有的文献测量，并比较由此产生的样品的23颗恒星与[Fe/H]和9颗恒星与[$α$ /Fe]测量在M31的外晕与[ $α$ /Fe]和[Fe/H]测量，也来自光谱合成，在M31的内恒星晕（$r < $ 26 kpc）和dSph星系。M31外晕中的恒星具有[ $α$ /Fe]模式，与M31最大的dSph卫星（And I和And VII）一致。这些丰度提供了初步的证据，表明M31外晕中恒星的[ $α$ /Fe]丰度与银河系晕星的丰度比与M31内晕中恒星的丰度更相似。我们还比较了光谱合成为基础的[Fe/H]测量的恒星在M31的晕与以前的光度[Fe/H]的估计，作为一个函数的投影距离M31。基于光谱合成的[Fe/H]测量结果与先前在M31的恒星晕中观察到的大规模金属丰度梯度一致，投影距离高达100 kpc。
2020-06-09 astro-ph.GA
Constraining the Gravitational Potential from the Projected Morphology of Extragalactic Tidal Streams
本文提出利用二维投影恒星流轨迹曲率快速约束暗物质晕形状的解析方法，并将其应用于NGC 5907，发现其暗物质晕为扁球形，为未来大规模测量河外暗物质晕形状提供了高效途径。
2023-09-13 astro-ph.GA
Abundance matching tested on small scales with galaxy dynamics
我们提出了一个全面的测试恒星和星系总质量之间的关系预测流行的模型的基础上丰度匹配（AM）技术。我们使用“室女星系团座星系团的光谱学和H波段成像”（SHIVir）调查，对190个室女星系团星系团进行光度和动力学剖面测量，以建立等照度半径$r_{23.5}$内测量的恒星质量和动力学质量之间的关系。各种暗物质和星系的尺度关系相结合的结果从NIHAO套件的流体动力学模拟重铸AM预测这些观测到的数量。我们的结果对暗物质轮廓的精确选择和晕对重子坍缩的响应是相当不敏感的。我们发现，理论模型再现的斜率和归一化的观测到的恒星晕质量关系（SHMR）超过三个数量级的恒星质量$(10^8 < M_*/M_{\odot} < 2 \times 10^{11})$。然而，所观察到的SHMR的散射超过AM预测的因子$\sim$ 5。对于恒星质量超过$5 \times 10^{10}~M_{\odot}$的系统，AM对给定的动力学质量高估了观测到的恒星质量。后一个偏移可能支持以前的迹象不同的恒星初始质量函数在这些大质量星系。总的来说，我们的研究结果支持AM预测的有效性在很宽的动态范围。
2020-06-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Light versus dark in strong-lens galaxies: Dark matter haloes that are rounder than their stars
我们测量了11个强透镜星系的投影密度剖面、形状和恒星与暗物质质量分布的排列。我们发现，投影的暗物质密度分布-假设下的Chabrier恒星初始质量函数-显示出显着的变化，从星系到星系。那些最外层的像超过$\sim 10$ kpc的星系与投影的NFW轮廓非常吻合;那些像在10 kpc以内的星系似乎比NFW更集中，如果它们的暗晕由于重子冷却而收缩的话。我们发现，在几个半光半径，这些透镜的暗物质晕比他们的恒星质量分布更圆。虽然这些晕的椭圆度永远不会超过$e_{dm} = 0.2$，但它们的恒星可以延伸到$e_* > 0.2$。具有高暗物质椭圆率和弱外部剪切的星系在明暗之间表现出强烈的对齐;具有强剪切的星系（$γ\gtrsim 0.1$）可能高度错位。这是令人放心的，因为孤立的错位星系预计是不稳定的。我们的结果为星系形成模型提供了一个新的约束条件。对于一个给定的宇宙学，这些理论必须解释非常圆的暗物质晕和错位的强透镜系统的起源。
2015-11-03 astro-ph.GA
The kinematics of globular clusters systems in the outer halos of the Aquarius simulations
恒星晕和球状星团（GC）系统包含了关于其宿主星系的组装历史的有价值的信息。由一个显着的旋转信号的检测外晕GC系统的M31的动机，我们调查的可能性检测到这样的旋转信号的投影，使用宇宙学模拟。为此，我们选择的标记粒子的宝瓶座模拟代表模拟GC系统的光环的子集，并分析其运动学。我们发现，GC系统可以表现出一个不可忽略的旋转信号提供相关的恒星晕也有一个净角动量。检测这种旋转信号的能力在很大程度上取决于观察视角，对于Aquarius套件中的不同光晕，看到比M31中测量的信号更大的信号的概率范围为10%至90%。高值被发现从一个角度来看，这样的GC系统的投影角动量是在40度内的旋转轴确定通过投影位置和视线的GC速度。此外，真实的三维角动量的外恒星晕是相对较好的对齐，在35度内，与模拟GC系统。我们认为，在模拟GC系统的净角动量自然产生时，大部分的材料是从一个优选的方向吸积，即沿占主导地位的暗物质细丝的大尺度结构的晕嵌入。这一点，再加上M31盘的正面影像，表明在它的外晕GC系统中测量到大的旋转信号并不是巧合。
2016-05-31 astro-ph.GA
The Illusion of Morphology in Tidal Structures: Changes to Stellar Shells and Streams in Non-Spherical Haloes
The University of Sydney（悉尼大学）；Universität Heidelberg（海德堡大学）
研究探讨了非球形暗物质晕中潮汐结构的形态依赖性，通过分类框架区分壳层和流体结构，揭示暗物质晕形状对潮汐碎片形成和分类的影响。
2026-04-08 astro-ph.GA
The AGORA High-resolution Galaxy Simulations Comparison Project. V: Satellite Galaxy Populations In A Cosmological Zoom-in Simulation of A Milky Way-mass Halo
本文使用八种模拟代码对银河系质量晕进行高分辨率宇宙学放大模拟，发现在$z\sim2$时卫星星系数量少于暗物质晕，且通过引入重子物理和恒星反馈，在足够分辨率下完全解决了“卫星星系缺失问题”。
2024-02-08 astro-ph.GA
Shape, alignment, and mass distribution of baryonic and dark-matter halos in one EAGLE simulation
准确了解晕的形态及其演化是星系形成模型的关键约束，也是强透镜现象的决定性参数。利用宇宙学流体动力学模拟，银河系及其环境的演化和组装（EAGLE），我们的目标是提供一个全面的分析星系晕的形态和它们的质量分布的演变，重点是在红移$z=0.5$的快照。我们开发了一种迭代策略，涉及主成分分析（PCA）的EAGLE晕的属性和不同的组件之间的对齐的差异进行调查。的质量分布的暗物质（DM），气体和恒星晕的特点是半质量半径，浓度参数和（投影）轴比。我们统计了来自EAGLE RefL 0025 N 0376模拟的336\,540个晕的形状参数，并描述了它们从红移$z=15$到$z=0$的演化。我们测量了DM、气体和恒星成分以及所有粒子的三维和二维投影形状参数。在$z=0.5$，气体的短轴与DM的短轴对齐的质量晕（$M>10^{12}$ M $_\odot$），但这种对齐较差的质量晕。DM晕轴比$b/a$和$c/a$的中值分别为$0.82 \pm 0.11$和$0.64 \pm 0.12$。w/和w/o星晕中气体球度与总质量呈负相关，而DM球度对总质量不敏感. $z=0.5$观测到的星晕投影轴比$b_p/a_p$的中值为$0.80 \pm 0.07$，与地面和空间观测结果在1 $σ$以内符合得很好.对于DM晕，我们测量$0.85 \pm 0.06$的值。
2022-12-17 astro-ph.GA
HELLO project: High-$z$ Evolution of Large and Luminous Objects
HELLO项目通过30个高分辨率宇宙学模拟，研究高红移银河系类似天体的演化，更新化学增丰方案并加入局部光电离反馈，结果与空间望远镜观测标度关系吻合，可支撑星系演化研究。
2024-10-08 astro-ph.GA
The DREAMS Project: A New Suite of 1,024 Simulations to Contextualize the Milky Way and Assess Physics Uncertainties
DREAMS项目通过1024个模拟套件研究银河系形成中的物理不确定性，揭示了星系合并历史与当前属性的关系。
2025-11-28 astro-ph.GA
Global Properties of M31's Stellar Halo from the SPLASH Survey: III. Measuring the Stellar Velocity Dispersion Profile
我们提出了红巨星分支（RGB）的恒星在M31的晕的速度色散，通过建模的视线速度分布超过5000颗恒星在50个领域遍布M31的恒星晕。该数据集是作为SPLASH（仙女座恒星晕的光谱和光度景观）调查的一部分获得的，覆盖了从M31中心到9到175 kpc的投影半径。所有主要的结构组件沿视线在银河系（MW）和M31被纳入高斯混合模型，包括所有以前确定的M31潮汐碎片的功能，在观察领域。根据一组经验光度和光谱诊断，单个恒星是M31或MW组成部分的概率被作为先验概率包含在混合模型中。发现M31晕中恒星的速度色散仅随投影半径的增加而轻微减小，从最内侧径向仓（8.2至14.1 kpc）的108 km/s到$\sim 80$到投影半径$\sim 80$至130 kpc的90 km/s，并且可以用幂律斜率$-0.12\pm 0.05$进行参数化。引用的幂律斜率的不确定性仅反映了该方法的精度，尽管我们认为其他不确定性来源对总体误差预算的贡献可以忽略不计。
2017-11-07 astro-ph.GA
