The 21-cm signature of X-ray heated halos around galaxies during cosmic dawn
该研究通过三维光线追踪辐射传输模拟，探究宇宙黎明时期第一代星系中X射线双星对星系际介质的加热及其产生的21厘米信号，发现探测该信号需数千小时（SKA1-Low）或一千小时（SKA2-Low）积分时间，并受恒星形成率和周围气体密度影响。
2025-09-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dynamical signatures of a LCDM-halo and the distribution of the baryons in M33
我们使用高分辨率的VLA和GBT观测绘制了M33的中性原子气体含量，并拟合了倾斜环模型来确定扩展气体盘的方向及其旋转曲线。M33的圆盘从8 kpc向外翘曲，但相对于视线的倾斜度没有实质性变化。在内盘中，旋转速度随着半径的增加而急剧上升，在4 kpc时达到100 km/s，然后旋转曲线变得更加扰动和平坦，速度高达120-130 km/s到23 kpc。我们推导出恒星质量表面密度图M33的光盘，通过像素-SED拟合方法的基础上人口合成模型，突出了质量-光比的变化。更远的恒星质量表面是从外盘场的深层图像中估计的。恒星和气体的地图，然后在动力学分析的旋转曲线，以约束暗物质分布，这是相关的所有半径。在LCDM宇宙学中，具有Navarro-Frenk-White密度分布的暗物质晕提供了与暗晕浓度C=10和总晕质量为4.3 × 10^{11}Msun的旋转曲线的最佳拟合。这意味着重子分数为0.02阶，这个星系的演化历史应该解释其原始重子含量的大部分损失。
2014-09-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Models of Distorted and Evolving Dark Matter Halos
我们调查的能力，基函数展开再现银河系般的暗物质晕，从宇宙学放大模拟提取的演变。对于每个快照，晕圈的密度被减少到基函数展开，插值用于重建快照之间的演化。晕密度的角度变化由球谐函数描述，径向变化由适于处理截断晕的双正交基函数或由样条函数描述。高保真度的轨道重建是可以实现的，使用类似的计算费用的方法。我们量化重建轨道的误差如何随膨胀阶数和快照间隔而变化。尽管有许多可能的双正交展开式，但很难击败具有中等数量项（$\gtrsim15$径向和$\gtrsim6$角向）的传统Hernquist-Ostriker展开式。作为两个应用程序的开发的机器，我们评估的潜在的时间依赖性的影响（i）银河系卫星的轨道，和（ii）在银河系和其他附近的星系中观察到的卫星平面。过去5 Gyr的时间演化使银河系卫星的轨道参数产生了$\sim 15$ %的不确定性，与观测误差或现今银河系势能的不确定性所引起的不确定性相当。平均而言，卫星的平面在演化和与时间无关的势中以相似的速率生长。如果平面变得更少或更多地与演化的晕的长轴或短轴对齐，则平面的厚度可以有更多或更少的生长。
2020-09-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Signatures of a Schwarzschild-like Black Hole Immersed in Dark Matter Halo
Ahmedabad University（艾哈迈达巴德大学）
本研究探讨了浸入Dehnen型暗物质晕的史瓦西类黑洞，通过WKB方法分析扰动并计算准正规模式，结合粒子运动与黑洞阴影观测约束暗物质参数，揭示了暗物质对黑洞观测特征的影响。
2025-11-04 astro-ph.GA gr-qc
Kinematic Signatures in the Stellar Halo from Cosmological Encounters between the Milky Way and its Clouds
University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）；Institute for Astronomy, University of Hawai‘i（夏威夷大学天体物理研究所）；University of Washington（华盛顿大学）；Boston University（波士顿大学）；Carnegie Observatories（卡内基观测站）；California Institute of Technology（加州理工学院）
研究通过模拟揭示银河系与大麦哲伦星云的宇宙学碰撞如何在银河系晕中产生速度不对称性，利用球谐分解确认其特征并区分偶极子与四极子信号。
2026-02-03 astro-ph.GA
Signatures of Fuzzy Dark Matter Inside Radial Critical Curves
本文研究模糊暗物质晕在径向临界曲线附近的强透镜放大特征，发现其产生增强的中心放大率和次级临界曲线，并指出高放大致密源观测可检验FDM。
2025-06-02 astro-ph.CO 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
The signature of primordial black holes in the dark matter halos of galaxies
本文的目的是调查的索赔，在引力透镜类星体系统的透镜星系中的恒星总是可以解释观察到的类星体图像的微透镜。一个小样本的引力透镜类星体系统被选中的地方，类星体的图像似乎躺在边缘的恒星分布的透镜星系。与大多数类星体系统一样，所有单个类星体的图像都被观察到是微透镜的。透镜星系在类星体图像位置的表面亮度是从HST帧测量的，并转换为恒星表面质量密度。从类星体系统的透镜模型中获得了像点处光滑分布的暗物质的表面密度，并将其应用于恒星表面质量密度，从而给出了微透镜的光学深度。然后，这被用来评估透镜星系中的恒星可能对观察到的微透镜现象负责的概率。这些结果得到了类星体图像周围恒星场的微透镜模拟以及透镜模型中的会聚和剪切值的支持。总的来说，所有观测到的微透镜现象都是由恒星引起的概率约为0.0003。由表面亮度测量、质光比和暗物质晕的贡献引起的误差对这一结果没有显著影响。有人认为，最可能的微透镜候选者是原始的黑洞，无论是在透镜星系的暗物质晕，或更普遍地分布在视线的类星体。
2020-01-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo expansion in cosmological hydro simulations: towards a baryonic solution of the cusp/core problem in massive spirals
冷暗物质模型的一个明确预测是在所有质量尺度上存在尖状暗物质晕密度分布。这是不符合观察到的旋转曲线的旋涡星系，挑战小尺度上，否则成功的CDM范例。本文采用高分辨率的宇宙流体动力学模拟方法研究了耗散过程对类银河天体（M~ 1 e12 Msun）中暗物质内部分布的影响。我们的模拟包括超新星反馈，以及大质量恒星在爆炸成为超新星之前的辐射压力的影响。增加恒星反馈的结果在膨胀的暗物质晕，而不是收缩相对于N体模拟。重子能够擦除暗物质的尖形分布，在一个巨大的银河状晕的中心几千秒差距处产生一个平坦的、核心的、暗物质密度分布。的配置文件是很好的拟合Burkert配置文件，拟合参数与观察一致。此外，我们得到平坦的旋转曲线以及扩展，指数恒星盘配置文件。虽然我们获得的恒星盘仍然部分太厚，不像MW薄盘，但这项初步研究表明，重子分量中有足够的能量可以改变大质量盘星系中的暗物质分布，为长期存在的尖点与核心问题提供了可能的解决方案。
2011-11-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Orbiting Circum-galactic Gas as a Signature of Cosmological Accretion
我们使用宇宙学SPH模拟研究冷气体吸积到一对分辨率良好的星系晕的运动学特征。冷气流和富含气体的合并产生了冷气体的环星系成分，这些气体通常以高角动量围绕星系晕轨道运行，然后落入星系中形成盘。这种宇宙吸积的特征应该可以通过背景物体吸收线研究来观察，这些特征与星系的系统速度相差约100 km/s。吸积气体通常与中央盘共同旋转，形成一个扭曲的、延伸的冷流盘，这样观测到的速度偏移与星系旋转的方向相同，出现在避开星系两极的视线中。这种预测提供了一种方法来观察区分吸积气体流出气体：吸积气体将显示大的单侧速度偏移的吸收线研究，而径向/双锥形流出不会（除了可能在特殊的极投影）。这种旋转签名已经看到在中间红移星系吸收体对的研究，我们认为，这些意见可能是第一个提供间接的观测证据冷吸积到星系晕。冷模晕气体的比角动量通常比暗物质大3-5倍。相关的冷模式磁盘配置可能与扩展HI/XUV磁盘周围的星系在本地宇宙。在低红移的明亮星系周围，随着冷模吸积的消失，具有扩展冷流盘和相关偏移吸收线气体的星系比例应该会减少。
2011-08-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
SDSS-IV MaNGA: Signatures of halo assembly in kinematically misaligned galaxies
我们调查的关系，运动失调的星系与它们的大尺度环境，在晕组装偏差的背景下。根据数值模拟，固定晕质量的晕年龄与宇宙网所创造的大尺度潮汐环境有着内在的联系。我们调查的距离到各种宇宙网的功能和现今的气体吸积率之间的关系。我们选择了一个子样本的900个中央星系的MaNGA调查与定义的全球位置角（PA角，速度变化是最大的）为他们的恒星和H $α$气体成分最小的1.5有效半径（$R_e$）。我们通过气体和恒星之间的错位来分割样本，这是由它们的PA差异定义的。对于每个中心星系，我们发现它的距离节点和细丝内的宇宙网络，并估计主机晕的年龄使用中央恒星质量总晕质量比$M_{*}/M_{h}$。我们还构建晕占领分布使用背景减除技术分裂使用中央星系的运动失调的星系群。我们发现，在固定的晕质量，没有统计学差异，这些属性之间的运动学对齐和错位星系。我们认为，相关性的缺乏可能是指示冷却流从热晕发挥更大的作用比“冷模式”吸积从宇宙网或演示，目前的大规模积分场单元（IFU）调查的空间范围内的大规模环境提取通过这种方法的信息很少。
2018-11-15 astro-ph.GA
Slow stellar halo rotation as a signature of disc flips and GES-like mergers
Durham University（杜伦大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；University of Cambridge（剑桥大学）
本研究利用Auriga宇宙学模拟套件，发现银河系恒星晕的缓慢旋转源于卫星各向异性吸积，类GES子结构、盘翻转均会导致旋转变慢，且恒星与暗物质晕旋转存在相关性，提出银河系经历过盘翻转且暗物质晕旋转缓慢。
2026-09-02 astro-ph.GA
Current signatures and search for Pop. III stars in the Local Universe
最近的数值研究表明，低质量恒星甚至可以在零金属丰度的环境中形成。这些低质量的人口III（人口。III）恒星被认为仍然在发光，并且能够在本地宇宙中被观察到。最低质量的流行。III型星被认为是双星系统中的次级伴星。当它们的主要同伴爆炸成超新星时，它们可以从宿主的迷你晕中逃脱。在本文中，我们估计的逃逸概率的低质量Pop.~ III星从它们的宿主迷你晕。我们发现，$\sim 100$流行。~三颗星都在期待。我们还计算了这些逃逸波普的空间分布。III幸存者的半解析层次化学演化模型的手段。典型地，它们分布在距离银河系$\sim 2$ Mpc的附近，但有5 -$35\%$的逃逸恒星落入银河系晕。这些逃脱的爸爸。III型恒星可能被计划中的大规模巡天探测到。
2013-12-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Super-NFW model: an analytic dynamical model for cold dark matter haloes and elliptical galaxies
提出了一个小半径$ρ\sim r^{-1}$和大半径$ρ\sim r^{-3.5}$的解析星系模型。渐近密度下降比Hernquist模型慢，但比暗物质晕的Navarro-Frenk-White（NFW）轮廓快，因此与宇宙学模拟的最新证据一致。该模型在双正交基函数展开式中提供了零阶项，这意味着可以很容易地添加轴对称、三轴和不平衡的扭曲（很像Hernquist模型本身，它是Hernquist-Ostriker展开式的零阶项）。球模型的属性，包括解析分布函数是各向同性，径向各向异性或切向各向异性，进行了详细讨论。提供了宇宙晕的质量浓度关系的模拟。
2018-02-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gas around galaxy haloes - III: hydrogen absorption signatures around galaxies and QSOs in the Sherwood simulation suite
现代星系形成理论预测，星系对周围的气体环境产生影响，在调节转化为恒星的气体量方面发挥着根本性的作用。虽然恒星形成星系被认为是通过星系风提供反馈，但类恒星物体（QSO）被认为是通过吸积到中央超大质量黑洞上产生的热量提供反馈。反馈对恒星形成星系和类星体的气体环境的影响在数量上的差异还没有通过直接观测建立起来。使用舍伍德宇宙学模拟，我们证明，中性氢的测量在附近的恒星形成星系和类星体的时代的高峰星系形成显示过剩的LyA吸收延伸到共动半径约150 kpc的恒星形成星系和300 - 700 kpc的类星体。模拟包括超新星驱动的风与风速缩放一样的逃逸速度的光环帐户周围的恒星形成星系的吸收，但不是类星体。
2017-01-24 astro-ph.GA
Kinematics of the OVI Circumgalactic Medium: Halo Mass Dependence and Outflow Signatures
我们探测高电离环星系介质通过检查吸收体运动学，银河系运动学，和平均吸收轮廓的31 OVI吸收剂从“多相星系晕”调查作为晕质量，红移，倾角和方位角的函数。这些星系被隔离在$0.12<z_{\rm gal}<0.66$，并被$D\approx 200$ kpc范围内的背景类星体探测。每一对星系都有哈勃太空望远镜的图像和COS类星体的光谱，大多数星系的红移都是从凯克/ESI光谱中精确测量出来的。利用像素速度两点关联函数（TPCF）方法，我们发现OVI吸收体运动学具有很强的晕质量依赖性。吸收主办的$\sim L^{\ast}$星系有最大的速度色散，我们解释为晕维里温度密切匹配的碰撞电离OVI分数峰值的温度。质量较低的星系和星系群环境具有较小的速度色散。总柱密度遵循相同的行为，与理论结果一致。在规范化了所观察到的质量依赖性，我们研究了银河系的运动学与修改后的TPCF，并发现非维里化运动由于流出的气体。边缘上的短轴气体有大的光学深度集中在星系系统速度附近的双极外流的预期，而面对短轴气体有一个平稳下降的光学深度分布到大的归一化星系速度，暗示减速外流气体。由于观察到多个视线结构的“运动学模糊”，没有观察到吸积气体特征。这些结果表明，星系质量占主导地位的OVI性质的重子循环过程。
2019-09-30 astro-ph.GA
Signatures of accretion events in the halos of early-type galaxies from comparing PNe and GCs kinematics
我们比较了天炉座和室女星系团NGC 1399和NGC 4649中两个椭圆星系以及合并残留物NGC 5128（半人马座A）的球状星团（GC）和行星状星云（PNe）的晕运动学。我们发现在所有这三个星系的PN，红色GC和蓝色GC系统的旋转特性的差异。NGC 1399 PNe和GC显示了基于Kolmogorov-Smirnov检验的特定区域的视线速度分布，这些区域存在显着差异。PN系统表现出多自旋分量，内部和外部的旋转方向几乎相反。GCs的速度场在星系的外部区域不是点对称的，这表明系统还没有达到动力学平衡。在NGC 4649 PNe中，红色和蓝色GC具有不同的旋转轴和旋转速度。最后，在NGC 5128中，PNe和GC在星系的外部区域偏离平衡，并且在内部区域，PN系统是旋转支撑的，而GC系统主要是由速度色散。观测到的不同的运动学性质，包括偏离点对称性，PNe和GC之间的表明，这些系统是在不同的时间吸积的宿主星系，最近的吸积发生在几Gyr前，我们讨论了两种情况，这可能会解释一些这些差异：i）潮汐剥离松散的GCs，和ii）多吸积的低光度和矮星系。由于这两种机制主要影响GC系统，因此可以预期与PNe运动学的差异。
2013-09-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Quantifying the impact of the Large Magellanic Cloud on the structure of the Milky Way's dark matter halo using Basis Function Expansions
整个银河系（MW）的不平衡的迹象突出了需要紧凑，灵活，非参数的描述相空间分布的星系。我们提出了一个新的表示目前的暗物质（DM）的分布和潜力来自银河系和大麦云（LMC）系统的N体模拟使用基函数展开（BFE）。我们采用的方法，以最大限度地提高物理信号的表示。结果，代表MW-LMC系统的$10^8$ DM粒子的模拟可以用354个系数来描述。我们发现，LMC诱导不对称扰动（奇数l，m）的MW的晕，这是没有很好地描述扁，长，或三轴晕。此外，在高阶偶模（1，m $\geq$ 2）的能量是类似的平均三轴晕中发现的宇宙学模拟。因此，必须考虑MW的光环对LMC的响应，以恢复其组装历史的印记。LMC导致外晕（$\geq$ 30 kpc）从盘质心（COM）偏移$\sim$ 15-25 kpc，在BFE和晕星的径向速度中表现为偶极子。这种偏移取决于大麦哲伦星云的质量、大麦哲伦星云晕的畸变和微波晕的响应。在30千秒差距内，无论大麦哲伦星云的质量如何，光环示踪物都将围绕着大麦哲伦星云盘的COM轨道运行。的LMC的晕也被扭曲的MW潮汐，我们讨论了其质量损失的影响和当前的麦哲伦卫星的后续影响。
2021-06-04 astro-ph.GA
New Signatures of the Milky Way Formation in the Local Halo and Inner Halo Streamers in the Era of Gaia
我们通过使用斯隆数字巡天的分光光度数据和从指南星表II数据库中提取的多历元位置获得的高质量自行来探索银河系附近。为了确认和研究银河系形成的遗迹，我们首先对距离太阳$3$ kpc的$\rm{[Fe/H] < -1.5}$亚矮星进行分类、选择和研究，作为本地晕系统的示踪物。然后，通过相空间分析，我们发现了五个离散的运动学超密度之间的最快的恒星$67$的统计证据，并比较它们之间的相互作用的高分辨率N-体模拟的银河系和轨道矮星系的合并历史的四个代表性的情况下。观测到的超密度可以解释为化石亚结构，由从其祖先撕裂的流光组成，这些祖先似乎是不同倾角的顺向和逆行轨道上的卫星。特别是，在探测到的五个高密度中，有两个似乎与Helmi等人（1999）的流有关，产生了21个额外的主序星成员，我们的分析证实了这一点。这三个新发现的运动学群可能与Dinescu（2002）和Kepley等人（2007）检测到的逆行流有关，无论其起源如何，其前身都将位于逆行轨道上，倾角在$10^{\circ} ÷60^{\circ}$范围内。最后，我们使用我们的模拟来研究观测误差的影响，并将当前的图像与盖亚任务预期的高度改进的数据的前景进行比较。
2015-08-15 astro-ph.GA
The Variation of Rotation Curve Shapes as a Signature of the Effects of Baryons on Dark Matter Density Profiles
星系自转曲线的形状变化很大，可以用Vrot（1 kpc）/Vmax（1 kpc时测得的自转速度与最大自转速度之比）来表征。我们研究所观察到的散射是否可以解释为结合分散在光盘尺度长度，浓度晕质量关系，和M*-Mhalo关系。我们使用这些散射来创建模型星系种群;当被安置在具有普遍的NFW密度分布的暗物质晕内时，该模型与观测到的最低Vrot（1 kpc）/Vmax值不匹配，并且与观测值相比，Vrot（1 kpc）/Vmax的散射太小。相比之下，一个模型使用质量依赖的暗物质配置文件，其中的内部斜率是由M*/Mhalo的比率，产生的星系的Vrot（1 kpc）/Vmax的值低，散射大得多，都与观测一致。我们的结论是，在Vrot（1 kpc）/Vmax中观察到的大的散射有利于密度分布的重子过程的显着影响。替代的暗物质核心形成模型，如SIDM，也可以解释观测到的旋转曲线形状的变化，但这些观测可能提供重要的限制核心的大小，以及它们是否随晕质量和/或合并历史而变化。
2015-10-16 astro-ph.CO 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
The environment of radio galaxies: A signature of AGN feedback at high redshifts
我们利用星系形成的半解析模型GALFORM来模拟高红移射电星系环境中活动星系核反馈的间接信号。射电星系的预测环境比具有相同恒星质量的射电宁静星系的环境更致密。这与CARLA调查的观察结果一致。我们的模型表明，环境的差异是由于无线电星系被托管的暗物质晕是~1.5德克斯更大的质量比那些托管无线电安静的星系具有相同的恒星质量。通过运行一个控制模拟活动星系核的反馈是关闭的，我们确定活动星系核反馈的主要机制，影响建立的射电星系的恒星成分，从而解释了不同的环境中的射电星系和他们的无线电安静的同行。射电噪星系和射电静星系之间宿主晕质量的差异转化为不同的星系居住在每个环境中。我们预测一个更高比例的被动星系周围的射电响亮的星系相比，他们的无线电安静的同行。此外，如此高比例的被动星系以与观测结果一致的方式塑造了射电星系环境中预测的红外光度函数。我们的研究结果表明，通过研究射电星系的环境，可以揭示活动星系核反馈对高红移的影响以及影响高晕质量星系的环境机制，从而为高红移下的星系形成物理提供新的约束。
2017-12-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The s-process in the Galactic halo: the fifth signature of spinstars in the early Universe?
非常古老的晕星先前被发现显示出至少四种不同的丰度“异常”，快速旋转的大质量恒星（自旋星）模型可以成功地解释这些异常：N/O和C/O的上升，低12 C/13 C以及Be和B的原始演化。在这里，我们展示了这些恒星在早期宇宙中Sr和Ba富集的影响。我们研究了快速旋转大质量恒星的s过程产物是否可以解释金属丰度[Fe/H]<-2.5的晕星中[Sr/Ba]比值的扩展。利用化学非均匀模型计算了大质量恒星在星系晕中Sr和Ba的富集。我们的模型考虑到，第一次，spinstars的贡献。我们的模型（结合了快速旋转大质量恒星的r过程贡献和s过程）能够第一次再现在[Fe/H]<-2.5时观察到的[Sr/Ba]比散射。随着金属丰度的增加，恒星形成的随机性逐渐消失，这是由于爆炸和富集恒星的数量增加，因此预测的散射减小。我们的方案再次基于早期宇宙中自旋星的存在。非常古老的晕星以前被发现显示出至少四个其他丰度“异常”，大质量恒星的旋转模型可以成功地解释。我们的研究结果提供了快速旋转大质量恒星存在的第五个独立签名：宇宙在s过程元素中的早期富集。
2013-05-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
r-Process Abundance Signatures in Metal-Poor Halo Stars
抽象观测表明存在快速中子俘获（即，r-过程）元素的旧星系晕和球状星团恒星。最近对富含r过程的恒星BD +17 3248的观测包括对中子俘获元素Cd I（Z=48）、Lu II（Z = 71）和Os II（Z = 76）的新丰度测定，这是在贫金属的富含r过程的晕星中首次发现这些元素。结合这些和以前的观察，我们现在已经在BD +17 3248中检测到32个n-捕获元素。这是迄今为止最缺乏金属的晕星。对于最富r-过程（即[Eu/Fe] ~= 1）的晕星，如CS 22892-052和BD +17 3248，丰度比较表明，最重的稳定n-俘获元素（即，Ba及以上，Z >= 56）与比例太阳系r-过程丰度分布一致。然而，这些恒星中较轻的n-捕获元素丰度与太阳模式不一致。这些比较，以及最近在贫金属球状星团中对重元素的观测，表明了n-捕获元素的多种合成机制的可能性。大多数贫金属晕星的重元素丰度模式与CS 22892-052不同，但在几乎所有没有s过程富集的贫金属晕星中都存在Ba等重元素，这表明早期银河系中r过程富集是常见的。
2011-06-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Rotational signature of the Milky Way stellar halo
我们用四种不同的方法测量了斯隆数字巡天（SDSS）的两个蓝水平支（BHB）场晕星样本的银河系星晕旋转。这两个样本分别包括1582和2563颗恒星，银河系中心距离达到约50 kpc。测量旋转的两种方法完全依赖于视线速度，即流行的双幂律模型和直接估计的去投影l.o.s.。速度其他两种技术使用完整的3D运动：Schönrich，Binney & Asplund（2012）的基于径向速度的旋转估计器和简单的3D方位角速度平均值。在这种情况下，我们a）批评流行的模型和b）评估估计的可靠性。所有四种方法都同意弱旋转或非旋转晕。此外，我们没有观察到对偶性的子样本旋转不同的金属或在不同的半径。我们追踪了Deason等人（2011）在BHB星的类似样本上测量的金属丰度的旋转梯度，回到了已知被污染的视星等表面重力平面中的区域。在Xue et al.（2011）的光谱选择样本中，我们标记了约500颗热金属贫乏的恒星，因为它们具有独特的运动学w.r.t.与它们的冷的贫金属对应物和同一样品中的富金属恒星都有关系。他们似乎逆行行为的视线速度，这是不确认的三维估计。它们的异常垂直运动暗示着管道问题或类似于流的成分，而不是平稳的逆行种群。
2013-04-09 astro-ph.GA
Observational Measures of Halo Properties Beyond Mass
暗物质晕的不同性质，包括生长速率、浓度、相互作用历史和自旋，以独特的、依赖于尺度的方式与环境相关。虽然这些晕的性质不能直接观察到，但星系将继承它们的宿主晕与环境的相关性。在本文中，我们将展示这些特征的环境签名如何允许使用星系环境的测量来约束哪些暗物质晕属性与可观测到的星系属性最紧密相关。我们发现，除了质量之外，不同的晕属性在星系两点关联函数和星系$k$ th最近邻的距离分布中都留下了不同的尺度依赖特征，这些特征足够强大，即使在低分辨率下也可以访问（例如，棱镜）光谱。作为一个应用，我们计算了观测到的两点关联函数的星系分仓的半质量半径在$z=0$从斯隆数字巡天，表明经典的星系大小模型（即，星系大小与晕旋成正比）以及最近的其他提议都显示出与观测数据之间的严重矛盾。我们发现，与观察到的集群的协议，可以提高一个简单的经验模型，星系大小与晕生长。
2022-01-21 astro-ph.GA
The Case for the Dual Halo of the Milky Way
最近，Alberlo等人将银河系晕中的恒星星族分解为至少两个不同的组成部分：内晕和外晕。这一结果受到了Schoenrich等人的批评，他们声称与外晕相关的逆行签名是由于采用了错误的距离。我们反驳了这一说法，并证明Schoenrich等人的测光距离本身是有缺陷的，因为他们从Ivezić等人的工作中采用了不正确的主序星绝对星等关系。与银河系球状星团的距离尺度有关，并考虑了年龄和金属丰度的影响，Schoenrich等人采用的关系式使主序星转折点（TO）附近的恒星距离缩短了18%。使用正确的关系式，可以使Eschallo等人和Ivezić等人对低金属量矮星的距离在6- 10%之间达成一致。Schoenrich等人还指出，中等重力恒星（3.5 <= log g <= 4.0）的颜色比TO区域更红，这可能是错误的分类，我们同意这一点。我们实施了一个新的程序来重新分配光度分类的TO恒星，需要it. New推导的旋转行为表明，逆行签名和高速色散的外晕人口仍然存在。我们总结了额外的双晕线的证据，包括测试的逆行签名的基础上自行车，并得出结论，优势的证据强烈拒绝单晕的解释。
2011-12-03 astro-ph.GA
Multi-Wavelength Signatures of a Giant Cometary Radio Halo in MACSJ0417-1154
National Centre for Radio Astrophysics, Tata Institute of Fundamental Research（塔塔基础研究所国家射电天体物理中心）；International Centre for Theoretical Sciences, Tata Institute of Fundamental Research（塔塔基础研究所国际理论科学中心）；Dipartimento di Fisica e Astronomia (DIFA), Università di Bologna（博洛尼亚大学物理与天文系）；Istituto Nazionale di Astrofisica – Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica Cosmica (IASF)（意大利国家天体物理研究所空间天体物理与宇宙物理学研究所）
研究MACSJ0417中射电晕，利用多频段数据及X射线分析，发现其光谱特征、亮度边缘等，支持湍流再加速模型，排除纯强子模型，提出该星系团正沿SE - NW轴进行小偏轴解离合并并驱动产生巨大射电晕。
2026-07-10 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Impact of Dark Matter Microhalos on Signatures for Direct and Indirect Detection
当暗物质流经地球上的探测器时，探测它依赖于对它的相空间密度的了解，其规模相当于我们太阳系的大小。数值模拟预测，我们的星系晕包含一个巨大的层次结构，流和焦散，合并层次的残余，开始与微小的地球质量微晕。如果这些束缚或相干结构持续到现在，它们可能会大大改变弱相互作用基本粒子暗物质（WIMP）的探测特征。使用数值模拟，遵循粗粒度的潮汐中断内的银河系的潜力和细粒度的恒星遇到加热，我们发现，微晕，流和焦散影响直接检测签名的可能性可以忽略不计，这意味着暗物质的约束，使用简单的光滑晕模型是相对稳健的。我们还发现，许多密集的中央尖生存，产生一个小的增强信号的间接检测实验。
2010-08-13 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Signatures of dark matter burning in nuclear star clusters
为了描述恒星内部的暗物质（DM）湮灭如何改变星团的面貌，我们计算了具有不同特征的DM晕中0.7 - 3.5 M太阳的恒星直到He燃烧点燃的演化。我们发现，当一个星团被密集的DM晕包围时，星团恒星在H-R图中的位置比在没有DM的经典场景中有一个更亮更热的转折点，因此给了星团一个更年轻的外观。产生这些效应所需的高DM密度预计只在非常特定的位置，例如我们银河系的中心附近。特别是，如果DM是由最近被用来调和直接探测实验结果的8 GeV WIMP形成的，那么这个特征可以预测为密度rho_DM = 3 \cdot 10^5 GeV cm ^3的DM晕。星团内部的DM密度梯度将导致更广泛的主序星区、关闭区和红巨星分支区。此外，我们发现，非常高的DM晕密度的底部的等时线在H-R图上升到更高的光度，导致一个特征的签名上的星团。我们认为，这个签名可以用来间接探测DM粒子在集群的位置的存在。
2011-04-28 astro-ph.GA astro-ph.SR hep-ph
Probing Galactic Halos with Fast Radio Bursts
多重快速射电暴（FRB）在z>0.1星系中的精确定位（<1“）证实了这些神秘源的色散测度（DM）为探测星系周围和星系间弥漫的电离气体提供了新的机会。在这篇手稿中，我们研究了在当前和即将到来的FRB调查中DM观测的暗物质晕（又名晕气）中气体的签名。结合从观测的高速云，OVII吸收，和DM的大麦云与流体静力学模型的晕气体的约束，我们估计，我们的星系晕将有助于${\rm DM}_{\rm MW,halo} \approx 50-80 \rm pc/cm^{-3}$从太阳到200 kpc独立的任何贡献，从银河系ISM。扩展到本地组的分析，我们表明，M31的光环将很容易检测到高样本FRB调查（如CHIME），虽然从一个假定的本地组介质的签名可能会竞争。然后，我们回顾了目前的经验约束晕气体在遥远的星系，并讨论了其DM贡献的影响。我们进一步研究了DM概率分布函数的人口FRB在z >> 0使用更新的晕质量函数和新的模型晕密度分布。最后，我们说明了FRB实验解决重子部分晕通过分析模拟视线通过CASBaH调查的潜力。我们分析的所有代码和数据产品都可以在https://github.com/FRBs上找到。
2019-01-30 astro-ph.GA
FAST Reveals the Extended HI Halo and Accretion Signatures of NGC2683
利用FAST对侧向星系NGC2683的HI观测发现其HI分布比VLA延伸约四倍，并识别出延展HI晕、三个矮星系及三个高速云，揭示该星系存在显著的外部气体吸积过程，HI晕质量约占总HI质量的13%。
2025-05-06 astro-ph.GA
Strong-lensing Perturber Signatures in Self-interacting Dark Matter Simulations
University of California, Riverside（加州大学河滨分校）；University of California, San Diego（加州大学圣地亚哥分校）
基于近期强引力透镜系统中低质量微扰体的发现，利用Concerto套件对自相互作用暗物质进行模拟，研究相关晕属性，识别出与观测一致的模拟晕，证明核心坍缩机制可解释其高密度，凸显强引力透镜对暗物质自相互作用探测的潜力。
2026-07-16 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Predictions for anisotropic X-ray signatures in the circumgalactic medium: imprints of supermassive black hole driven outflows
环星系介质（CGM）编码的签名的星系形成过程中，包括相互作用的星系流出驱动的恒星和超大质量黑洞（SMBH）的反馈与气体晕。超越球对称的径向轮廓，我们研究了$z=0$大质量星系周围CGM性质的\textit{angular}依赖性的IllustrisTNG模拟。我们的特点的角信号的密度，温度和金属丰度的CGM作为星系恒星质量，晕质量，距离和SMBH质量的函数，通过堆叠。TNG预测CGM在大的质量范围$M_*\sim10^{10-11.5}M_\odot$内在其结晶性质和化学含量方面是各向异性的。沿短轴方向，气体密度被稀释，而温度和金属丰度增加。CGM中这些反馈诱导的各向异性的大小为$0.1-0.3$ dex，延伸到晕维里半径，并在银河系质量$M_*\sim10^{10.8}M_\odot$处达到峰值。在TNG中，这种质量规模对应于有效SMBH反馈的开始和强流出的产生。通过比较TNG预测的各向异性信号与其他模拟-- Illustris和EAGLE --我们发现每个模拟都产生不同的签名和质量依赖性，这意味着这种现象对底层物理模型敏感。最后，我们探索X射线发射作为一个观察到的CGM各向异性，发现未来的X射线观测，包括eROSITA全天空调查，将能够检测和表征这个信号，特别是在角度调制的X射线硬度。
2021-09-14 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Expansion Signatures in 35 HII Regions traced by SOFIA [CII] Emission
基于SOFIA [CII] 158微米发射数据，分析35个HII区的膨胀特征，发现约34%表现出明显膨胀，平均速度约12.2 km/s，并区分了热压力与恒星风的驱动作用，为理解HII区反馈与演化提供观测约束。
2025-06-20 astro-ph.GA
Some First Stars Were Red: Detecting Signatures of Massive Population III Formation Through Long-Term Stochastic Color Variations
在最初的10亿年内，识别在原始环境（Pop III）中形成的恒星对于揭示星系的最早生长和化学演化至关重要。然而，Pop III星系通常被认为太微弱，数量太少，无法被未来的仪器探测到，除非有极长的积分时间和/或极端的透镜效应。然而，在恒星形成被抑制直到晕越过原子冷却极限的环境中（例如，通过适度的莱曼-维尔纳通量、高重子流速度和/或动力学加热效应），原始晕可以形成数量更多、质量更大的恒星。这些恒星中的一些反过来会比它们在任何给定时间的热弛豫更快地吸积。使用高分辨率宇宙学放大模拟大质量恒星形成的高Z晕，我们发现，这种快速吸积的恒星产生突出的光谱特征，这将是可检测的{ \it JWST}。晕内的快速吸积事件导致在长时间尺度上将0- 20%的总恒星发射随机再处理到静止框架光学中，这是一种独特的特征，可以允许仅使用中波段和宽波段近红外照相机颜色进行深层观测以识别$z \sim 10-13$以外的此类物体。
2021-09-27 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Connecting the first galaxies with ultra faint dwarfs in the Local Group: chemical signatures of Population~III stars
我们研究了孤立的本星系群超暗矮星系（UFD;恒星质量范围为10^2太阳质量< M_star <10^5太阳质量）和富含气体的低质量矮星（Leo P类似物;恒星质量范围为10^5太阳质量< M_star <10^6太阳质量）的恒星形成历史和化学演化。我们进行了一套宇宙流体动力学放大模拟，以跟踪它们从第一代恒星时代到z=0的演化。我们确认，再电离，结合超新星（SN）的反馈，是主要负责截断恒星形成的UFD。具体来说，维里质量M_vir < 2 x 10^9太阳质量的晕在再电离前形成了> 90%的恒星。我们的工作进一步证明了第三星族（Pop~III）星在产生低金属丰度星（$\rm [Fe/H]\lesssim-4$）和碳增强贫金属星（CEMP）方面的重要性，这些星具有固有的高$\rm [C/Fe]$产额和相关的外部金属富集。我们发现UFD是一个复合系统，由多个祖先晕组装而成，其中一些仅容纳在邻近晕中SNe外部富集的环境中形成的PopII星，自然产生金属丰度极低的PopII星。我们说明了如何模拟化学富集可用于约束恒星形成历史（SFHS）的真实观测UFD。我们发现Leo P类似物可以形成晕，M_vir ~ 4 x 10^9太阳质量（z=0）。这样的系统受再电离的影响较小，并继续形成恒星，直到z=0，导致更高的金属丰度尾。最后，我们预测在LG UFD星系中存在极低金属丰度的恒星，它们保留了Pop…
2017-09-25 astro-ph.GA
Mapping the Distorted Dark Matter Distribution of the LMC-SMC System Prior to Milky Way Infall with Basis Function Expansions
University of Arizona（亚利桑那大学）；University of Maryland（马里兰大学）；Villanova University（维拉诺瓦大学）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）
研究通过基函数展开分析LMC-SMC系统在银河系吞噬前的暗物质分布扰动，揭示了卫星-宿主相互作用对暗物质晕的变形影响。
2026-04-02 astro-ph.GA
Orbital Dynamics and Gravitational Wave Signatures of Extreme Mass Ratio Inspirals in Galactic Dark Matter Halos
Chongqing University of Technology（重庆理工大学）；Sichuan University（四川大学）
研究暗物质晕对极端质量比 inspiral 系统轨道动力学和引力波信号的影响，揭示不同暗物质模型在长期演化中的差异。
2026-03-12 astro-ph.GA gr-qc hep-th
