Detecting the disruption of dark-matter halos with stellar streams
银河系晕中狭窄的恒星流对暗物质晕下非常敏感，但许多暗物质晕下可能会被潮汐破坏。我计算恒星和暗物质流之间的相互作用，使用分析和$N$体计算，显示干扰对象可以检测到低浓度的subhalos。通过这种效应，我们可以限制晕的块状度，以及单个暗物质流的轨道和当前位置。这将对晕的形成以及对暗物质的直接和间接探测搜索产生深远的影响。
2016-02-10 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Scaling relations, dynamical heating and tidal disruption in spin $s$ ultralight dark matter models
研究自旋s超轻暗物质模型中自相似关系、动力学加热及潮汐破坏特性，揭示自旋对暗物质晕结构和卫星破坏时间的影响。
2025-12-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
What determines satellite galaxy disruption?
在等级结构的形成中，暗物质晕与较大的晕合并后可以作为亚晕存在。这些暗晕很可能是可见星系的宿主。虽然密集的晕环境迅速剥离了暗物质，但致密的发光物质可以在一段时间内保持完整，使得星系与严重剥离的暗物质的对应关系不清楚。许多星系演化模型假设卫星星系最终会与中央星系合并，但这忽略了卫星潮汐破裂的可能性。我们使用一个高分辨率的宇宙体积的$N$体模拟探索卫星星系合并/破裂的标准的基础上暗物质subhalo动力学。我们探讨的影响，卫星合并/中断的晕占领分布和径向轮廓的残余物。使用丰度匹配分配恒星质量/光度的subhalos，我们比较观察到的星系团，卫星分数，集群卫星光度函数，发现subhalos重现这些观测值在所有尺度上。我们的结果意味着，对应于>0.2L* 星系的卫星暗晕必须在落入时被很好地分辨到其质量的1-3%，才能有力地追踪星系人口。我们还探讨了一个简单的分析模型的基础上的动力学摩擦卫星星系的下落，发现我们的subhalo目录和观测结果很好的协议。
2010-01-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Characterizing the disruption of Böotes III: a missing link in the Galactic halo?
Dartmouth College（达特茅斯学院）；University of Victoria（维多利亚大学）；NRC Herzberg Astronomy & Astrophysics（NRC赫茨伯格天文学与天体物理学研究所）；Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学）；l’Université de Strasbourg（斯特拉斯堡大学）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）
研究Boo3与Styx恒星流的关联，结合多波段数据搜索Boo3的潮汐碎片，未发现二者直接关联的证据，凸显需后续光谱观测厘清二者性质。
2026-07-31 astro-ph.GA
Dark matter halo cores and the tidal survival of Milky Way satellites
冷暗物质（CDM）晕的尖形中心密度剖面使它们对潮汐的破坏具有高度的弹性。暗物质粒子之间的自相互作用，或者重子的循环，可能会导致形成一个恒定密度的核心，这将使晕更容易受到潮汐破坏。我们使用N体模拟研究NFW样的“核心”subhaloes在一个大规模的主机的潮汐场的演变，并确定的标准和时间尺度的完整的潮汐中断。我们的研究结果意味着银河系卫星的生存对暗物质核心的大小产生了限制。事实上，我们发现，在近心点小于10千秒差距的轨道上，核心大于其初始NFW尺度半径的1%的次晕都不能存活一个哈勃时间。像杜鹃3号这样的卫星，近心点约为3.5千秒差距，必须有一个小于2秒差距的核心大小，才能在目前的轨道上生存三个轨道周期。自相互作用暗物质（SIDM）模型中预期的核心尺寸（速度无关的截面为1 cm^2/g）似乎与近心半径小的超暗卫星（如Tuc 3、Seg 1、Seg 2、Ret 2、Tri 2和Wil 1）不相容，因为如果这些卫星在10 Gyr前吸积到银河系上，它们应该已经完全破裂。这些结果表明，许多卫星的核心尺寸非常小，与CDM尖点一致。在小近心半径轨道上发现更多的银河系卫星将加强这些结论，并允许对核心大小进行更严格的上限。
2022-12-26 astro-ph.GA
Cosmological Simulations of Early Blackhole Formation: Halo Mergers, Tidal Disruption, and the Conditions for Direct Collapse
大质量原始气体云的引力坍缩被认为是早期宇宙中超大质量黑洞形成的一个有希望的途径。我们研究的条件，所谓的直接坍缩（DC）黑洞形成在一个完全的宇宙学背景下。我们结合了半解析模型的早期星系形成与晕合并树构建暗物质$N$体模拟。我们在一侧的$20\;h^{-1}\;\mathrm{Mpc}$体积中定位总共68个可能的DC位点。然后，我们进行流体动力学模拟42个选定的晕，详细研究他们的大规模云的演变。我们只发现了两个成功的例子，气体云迅速坍缩形成恒星。在其他情况下，引力坍缩是由附近的大质量晕施加的潮汐力阻止的，否则应该作为DC所必需的辐射源。冲压压力剥离干扰云接近源。在许多情况下，DC晕及其附近的光源晕在云坍缩开始之前合并。只有当DC晕通过主要合并聚集时，气体密度才会迅速增加，从而触发引力不稳定性。基于我们的宇宙学模拟，我们得出结论，DC的事件率是一个数量级小于以前的研究中报道的，虽然绝对率仍然是不好的约束。为了确定DC的临界辐射通量，必须跟踪DC云及其附近晕的动力学演化。
2016-11-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Building stellar bulges and halo cores from massive clumps observed in the DYNAMO-HST sample
本研究通过 N 体模拟检验 DYNAMO-HST 大质量恒星团块内迁如何形成核球并加热暗晕成核，揭示团块轮廓与晕性质对星系质量分布和旋转曲线多样性的影响。
2024-02-28 astro-ph.GA
Collapse versus Disruption: The Fate of Compact Stellar Systems in Ultralight Dark Matter Halos
Institute of High Energy Physics, Chinese Academy of Sciences（中国科学院高能物理研究所）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Sun Yat-sen University（中山大学）
研究揭示了紧凑恒星系统在超轻暗物质晕中的演化机制，发现松弛驱动的塌缩与ULDM加热导致的破坏之间的相互作用，提出无量纲参数用于量化其重要性，并构建了演化相图。
2026-01-14 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Revisiting candidate high-velocity stars associated with the Sagittarius dwarf spheroidal galaxy
University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）
研究通过Gaia DR3、DESI DR1和LAMOST DR12数据，识别出95个可能源于人马矮球状星团的高速星候选者，发现其运动学与Hills机制或潮汐破坏不一致，但与银河晕星一致，表明这些候选者更可能是银河晕星而非真实的人马起源高速星。
2026-03-16 astro-ph.GA
The Hercules satellite: a stellar stream in the Milky Way halo?
我们调查的可能性，最近发现的武仙座银河系卫星实际上是一个恒星流的形成，从而解释其非常细长的形状与轴比为3比1。假设武仙座是一个恒星流，它的恒星沿着它的祖先的轨道流动，我们发现一个轨道，最近将使该系统足够接近银河系，以诱导它的分裂和转变，从一个束缚的矮星系到一个恒星流。应用简单的分析技术，对卫星上观测到的暂定径向速度梯度进行分析，得到了对系统切向速度的严格约束（静止银河系标准v_t =-16 ^{+6}_{-22} km/s）。结合它的大的后退速度，确定的切向速度产生一个具有小的近心距离（R_∞ = 6^{+9}_{-2} kpc）的轨道。因此，潮汐破裂是解释武仙座极端形状的有效方案。矮星系的平均扁平度增加，因为人们认为是暗淡的系统，因此可能是其中一些卫星的影响，这些卫星不是由暗物质主导的恒星系统，但事实上，恒星流正在形成，在银河系的恒星晕中脱落它们的恒星。
2010-07-30 astro-ph.GA
Star Cluster Evolution in Dark Matter Dominated Galaxies
我们研究了暗物质晕的外部潮汐场对星团动力学演化的影响，采用直接N体模拟方法，假设暗物质晕是由Navarro，Frenk & White质量分布描述的，该质量分布具有内部密度尖点.我们评估如何改变质量和浓度的晕影响的速度在星团失去质量，我们发现，增加晕质量和浓度驱动增强质量损失率和原则上较短的集群中断时间尺度。此外，我们研究中断的时间尺度在一个星系的三个组件模型（凸起，磁盘和暗物质晕），并找到良好的协议与结果的基础上的经验模型的银河系的潜力，如果我们假设晕质量的~ 1 E12太阳质量。一般来说，暗物质晕对星系质量的贡献很大，在模拟星团演化时不应忽略。我们扩展我们的研究结果，讨论这可能有一个潜在的深远影响的破坏时间尺度的球状星团，这表明我们可能低估了速度，原始球状星团被打乱。
2009-05-11 astro-ph.GA astro-ph.IM
Tidal disruption of globular clusters in dwarf galaxies with triaxial dark matter haloes
利用N体模拟研究了矮球状星系中球状星团的潮汐演化。我们的模型采用了宇宙学动机的情况下，dSPH近似的静态NFW晕与三轴形状。我们将我们的模型应用于五个GC，跨越三个数量级的恒星密度和两个质量，选择代表的五个GC表现出的天炉座dSph的属性。我们发现，只有代表天炉座最低密度GC（F1）的物体才能被天炉座的内部潮汐场完全破坏-即使它们的轨道衰减到天炉座的中心，四个密度更大的星系团也能生存下来。对于一个大的轨道和投影角，我们研究的空间和速度分布的恒星碎片沉积在完全破坏的F1类GC。我们的模拟显示，在低表面亮度（>26 mag/arcsec ^[2]）下，这些碎片表现为壳层、孤立的团块和拉长的过密度，这让人想起在几个MW dSphs中观察到的亚结构。这些特征是由星系势的三轴性引起的，不会随着时间的推移而消失。碎片的运动学在很大程度上取决于前身的轨道。与盒和共振轨道相关的碎片不显示流运动，如果视角垂直/平行于祖先的轨道平面，则可能比dSph的场群“更冷”/“更热”。与此相反，与环轨道相关的碎片显示出的旋转速度，可能是从星系中心检测到几个千秒差距。化学标记，可以区分GC碎片场星可能会揭示是否合并的GC有助于形成多个恒星组件中观察到的dSphs。
2009-05-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Are stellar over-densities in dwarf galaxies the "smoking gun" of triaxial dark matter haloes?
利用N体模拟研究了矮球状星系中球状星团的潮汐演化。我们的模型采用了宇宙学动机的情况下，dSPH近似的静态NFW晕与三轴形状。对于一个大的轨道和投影角，我们研究的空间和速度分布的恒星碎片沉积在星团的完全破坏。我们的模拟显示，在低表面亮度（>26 mag/arcsec ^[2]）下，这些碎片表现为壳层、孤立的团块和拉长的过密度，这让人想起在几个MW dSphs中观察到的亚结构。这些特征是由星系势的三轴性引起的，不会随着时间的推移而消失。因此，以几兆瓦dSphs为单位的恒星超密度可能是暗物质晕在形状上是三轴的证据。我们探讨了一些运动学签名，这将有助于验证（或证伪）这种情况。平均角动量的集群碎片与盒和共振轨道，这是不存在的球势，是零。因此，我们表明，视线的速度分布可能会表现出一个特性的“双峰”取决于相对于祖的轨道平面的视角的取向。dSphs的运动学调查可能有助于检测和识别与星团破裂相关的子结构，以及解决dSphs嵌入其中的暗物质晕的形状。
2010-01-25 astro-ph.GA
Disruption of Dark Matter Substructure: Fact or Fiction?
准确预测暗物质（DM）亚结构的人口统计特征对于天体物理学的许多领域，包括引力透镜、星系演化、晕占据建模以及限制暗物质的性质都具有至关重要的意义。由于其强烈的非线性性质，DM子结构通常使用N体模拟建模，这表明大部分DM子晕发生完全破坏。在本文中，我们使用分析估计和理想化的数值模拟来研究这种破坏是否主要是物理的，由于潮汐加热和剥离，或数值（即，人造的）。我们表明，与天真的期望，subhaloes，经历超过subhalo的结合能，$|E_{\rm b}|$的潮汐冲击$ΔE$，不进行中断，即使当$ΔE/|E_{\rm b}|$是100大。沿着同样的路线，与文献中现有的主张相反，从DM次晕的外围瞬间剥离物质也不会导致其完全破裂，即使瞬时残留物具有正结合能。此外，我们表明，潮汐加热由于高速（脉冲）遇到其他subhaloes（“骚扰”），是可以忽略不计的潮汐效应相比，由于主机晕。因此，我们的结论是，在重子过程的情况下，CDM子结构的完整的物理破坏是非常罕见的，因此，在数值模拟中的大多数破坏必须是人为的。我们讨论了各种过程，已与数值overmerging，并得出结论，不充分的力软化是最有可能的罪魁祸首。
2017-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Disruption of Dwarf Satellite Galaxies without Dark Matter
利用N体模拟研究了类银河系的卫星星系的演化。最初的卫星，包含100万个粒子，已被模拟的普卢默球，而主机星系的潜力是一个三个组成部分的刚性潜力：盘，隆起和暗物质晕。已经发现，卫星的几个轨道允许存在大约1 Gyr或更长时间的不平衡体，可以解释为银河系的dSph卫星星系。此外，通过研究显示出分裂相的卫星的质光比的演变，发现银河系中具有大M/L比的一些dSph星系可能不是暗物质占主导地位，它们的高质光比被观察到是因为它们是不平衡物体。
2011-02-05 astro-ph.GA
Testing the Dark Matter Caustic Theory Against Observations in the Milky Way
我们测试一个特定的理论暗物质，其中暗物质轴子形成环“焦散线”在银河系的平面对银河系恒星的实际观测。根据这一理论，具有角动量的冷的、无碰撞的暗物质粒子在薄片上进出银河系。这些流动在最接近银河系中心的位置形成焦散环（在环的位置，流动的密度形式上是无限的）。我们表明，焦散环暗物质理论再现了一个大致对数晕，大扰动附近的环。我们表明，该理论可以合理地匹配所观察到的银河系的旋转曲线。我们探索焦散环的影响矮星系潮汐破裂使用N体模拟。特别是，模拟人马座矮星系潮汐破裂的腐蚀性环晕潜力匹配观测的尾随潮汐尾远至90千秒差距的银河系中心，他们不，但是，匹配领先的潮汐尾。焦散环、NFW或三轴对数晕都不符合所有数据。计算焦散环光环加速度的源代码已在NEMO Stellar Dynamics和Milkyway@home客户端存储库中公开提供。
2015-08-19 astro-ph.GA
Bypassed Core Formation in Milky Way-Mass SIDM Halos: Implications for the Local Group Past-Pericenter Scenario
Texas A&M University（德克萨斯农工大学）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；Carnegie Observatories（卡内基观测站）；University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）
研究通过模拟银河系与M31的过去近心点接触，探讨SIDM对核心形成的影响，发现SIDM晕在特定条件下绕过传统核心形成阶段，导致中心密度单调增加。
2026-09-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Heavy Seed Black Hole Growth in Metal-Enriched Halos through Disk-Induced Stellar Disruptions: A Semi-Analytical Modelling
Huazhong University of Science and Technology（华中科技大学）；Universität Heidelberg（海德堡大学）；Tsinghua University（清华大学）
本研究通过半解析模型，发现金属增丰晕中盘诱导的星族I/II潮汐瓦解事件可主导重种子黑洞早期增长，使质量在0.1 Gyr内从约1e4太阳质量增至约1e5太阳质量，缓解高红移黑洞候选体的质量张力。
2026-09-14 astro-ph.GA astro-ph.HE gr-qc
Cold Stream Penetration of Virial Shocks: Fragmentation, Coagulation, and Disruption in the Hot Circumgalactic Medium
The Hebrew University（希伯来大学）；University of Washington（华盛顿大学）；University of California, Santa Barbara（加州大学圣巴巴拉分校）
研究沿宇宙网细丝穿透大质量晕维里冲击的冷流，通过三维模拟改变流半径、马赫数等参数，识别出多种演化模式，揭示了不同压力对比下的物理过程，应用于星系演化框架得出不同红移时冷流的情况。
2026-10-08 astro-ph.GA
Dating the tidal disruption of globular clusters with Gaia data on their stellar streams
盖亚任务承诺以前所未有的水平提供精确的天体测量，预示着一个识别银河系恒星运动学和空间坐标的新时代。在这里，我们提出了一种新的技术，用于估计潮汐中断球状星团流的年龄使用自行和示踪星的弛豫。我们发展的碰撞动力学的球状星团内的银河系般的晕从宇宙学$Λ$ CDM模拟提取的演变潜力，并分析由此产生的流，因为它们将被观察到的盖亚。这些模拟对各种球状星团轨道进行了采样，并解释了恒星演化和银河系圆盘的引力影响。我们表明，一个特征的时间尺度，从分散的自行和恒星的流内的flaxes，是一个很好的指标，因为流已经自由地扩大了由于潮汐中断的球状星团的时间。这个时间尺度反过来又对集群的年龄设置了一个下限。年龄可以从天体测量中使用适度数量的恒星推断出来，这个估计的误差取决于流的接近程度和使用的示踪星的数量。
2018-05-21 astro-ph.GA
Do Primordial Black Hole Clusters Survive the Galaxy? Collisional Disruption and Microlensing Implications
Astro Space Center of P.N. Lebedev Physical Institute（P.N.列别捷夫物理研究所天文空间中心）
研究银河系晕中原初黑洞团簇的碰撞破坏，结合多种模拟方法，得出不同质量团簇的碰撞率及幸存质量分数，发现团簇 - 团簇破坏显著，微引力透镜调查需考虑径向变化的平滑分数。
2026-07-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dispersal of tidal debris in a Milky-Way-sized dark matter halo
我们模拟了一个无碰撞的N体球状星团的潮汐破裂，在总共300个不同的轨道选择有银河系中心半径在10和30 kpc之间的四个暗物质晕：（a）一个球形晕没有subhalos，（b）一个球形晕subhalos，（c）一个现实的晕没有subhalos，和（d）一个现实的晕subhalos。这使我们能够分离和研究光环的（缺乏）动力对称性和子结构如何影响潮汐碎片的散布。真实的晕是由Via Lactea II模拟在红移为零时的快照构造的。我们发现，整体晕的动力学对称性的缺乏分散潮汐碎片，使流fluffier，与以前的研究在更大的轨道比我们的矮星系潮汐碎片在这项研究中。另一方面，在现实的潜力，可以局部增强密度沿流，使流密度比他们的对应物在光滑的潜力。我们表明，许多长而薄的流可以生存在一个现实的和明亮的晕哈勃时间。这表明，即将到来的恒星调查可能会发现更多的薄流，其中可能包含密度差距，已被证明是有前途的探测暗物质子结构。
2016-03-02 astro-ph.GA
Thermalization, Fragmentation and Tidal Disruption: The Complex Galactic Dynamics of Dark Matter Superfluidity
本文研究自相互作用玻色子暗物质的超流体模型，发现暗物质晕热化凝聚后碎裂为超流体团块，但除中心孤子外均遭潮汐瓦解，从而解释了矮星系旋转曲线的多样性。
2022-12-20 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Modeling the gravitational potential of a cosmological dark matter halo with stellar streams
恒星流是由卫星和星团在围绕主星系运行时的潮汐破裂产生的，可以非常灵敏地探测主星系的引力势。我们选择并研究在水瓶座宇宙学模拟套件的Milky-Way状暗物质晕中形成的狭窄恒星流，以确定这些恒星流是否可用于约束晕引力势的当今特征参数。我们发现，轨道集成在静态球形和三轴NFW潜力都再现的位置和运动学的各种流相当不错。为了进一步量化这一点，我们通过最大化流星在其行动空间中的聚类量来确定最佳拟合的潜在参数。我们表明，使用我们的一组宝瓶座流，我们恢复的质量分布是一致的球形平均暗物质配置文件的主机晕，虽然我们忽略了三轴性和时间演化的适合。这给了我们信心，这种方法可以应用于盖亚任务将发现的许多流，以确定我们银河系的引力势。
2016-09-06 astro-ph.GA
The Halos and Environments of Nearby Galaxies (HERON) Survey
我们使用加利福尼亚州和以色列的专用0.7米望远镜对本地体积中约200个星系的晕进行了成像，达到29 mag/sq arcsec，样本主要来自2 MASS大星系图集（LGA）。我们用矮星系和更遥远的巨型椭圆星系补充LGA样本。直径超过50千秒差距的低表面亮度晕只在比L* 更明亮的星系中发现，经典的相互作用签名相对罕见。晕的直径与星系的总光度有关。即使在M_V=-18的暗星系中也存在扩展的低表面亮度晕。具有方形凸起的边缘星系往往缺乏扩展的球状晕，而那些具有大型经典凸起的星系则表现出扩展的圆形晕，支持方形或棒状凸起起源于盘的概念。大多数正面螺旋星系的特征似乎是螺旋臂的不规则延伸，尽管极少数情况下表现出平滑的边界，没有恒星形成的迹象。虽然我们偶然发现了一个矮星系在NGC 4449的晕中发生潮汐破裂，但我们在一般调查中没有发现类似的例子。在本体积中搜索类似的例子，确定了hcc 087，武仙座星系团中的一个潮汐扰动矮星系，但我们没有证实矮VCC 1661的半光半径过大。
2016-10-10 astro-ph.GA
Cosmological zoom-in simulation of fuzzy dark matter down to z = 0: tidal evolution of subhaloes in a Milky Way-sized halo
本研究利用GAMER-2代码的流体-波混合方案，对银河系大小的FDM暗晕开展z=0以下的宇宙学缩放模拟，揭示了FDM亚晕的潮汐演化特征与核结构规律，验证了代码解析非线性FDM子结构的能力。
2025-05-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
And In The Darkness Unbind Them: High-Resolution Simulations of Dark Matter Subhalo Disruption in a Milky Way-like Tidal Field
我们比较了高分辨率模拟的结果，个别暗物质subhalos演变的外部潮汐场，重子球和磁盘组件，平均暗物质粒子质量是三个数量级小于宇宙学放大模拟的星系形成。通过Lactea II模拟是用来设置我们的初始条件，并提供了一个基础，为我们的模拟subhalos在一个暗物质-只有潮汐场，而一个观测动机的银河系模型是用于潮汐场，是由一个暗物质晕，恒星盘，和恒星隆起。我们的模拟结果表明，包括恒星成分的潮汐场的结果在银河系中的subhalos的数量只有$65\%$的$Λ$冷暗物质（$Λ$ CDM）的预测。对于具有小近心点（$(r_p \lesssim 25$ kpc）的次晕，次晕丰度进一步降低到$40\%$，幸存的次晕密度较低，并具有切线各向异性轨道分布。相反，具有较大近心点的subhalos受潮汐场中恒星成分的影响最小，外部subhalos的总数为$Λ$ CDM预测的$\approx 75\%$。外晕的密度与$Λ$ CDM的预测相当，其中晕具有各向同性的轨道分布。这些比率高于以前的研究中发现的那些比率，这些研究包括重子物质的影响，重子物质受到低分辨率引起的虚假破坏的影响。
2020-12-17 astro-ph.GA
Photometry of the Stellar Tidal Stream in the Halo of Messier 63
我们提出了一个巨大的，低表面亮度的恒星弧在附近的螺旋星系M63（NGC 5055）的晕的表面测光是一致的是一个恒星流的一部分，从一个矮卫星星系的破坏。利用该流的“大圆”形态及其光度特性，我们估计该流起源于最后几个Gyr中一颗10^8 M太阳卫星的吸积。在我们的测量不确定性范围内，这条星流的B-R颜色与本群矮星一致，也与M63的盘和恒星晕的外部区域相似。此外，我们确定了其他几个低表面亮度的功能，可能与星系的复杂的螺旋结构，或可能是潮汐碎片与星系的外恒星盘的吸积事件的结果中断。使用我们的深度，全景光学视图的M63与其他现有的多波长数据，我们描述了这样的吸积事件在更大的图片的母星系的可能影响。
2012-07-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dwarf Galaxies in the Halo of NGC 891
我们报告的调查结果的区域内的40弧分的NGC 891，附近的一个几乎完美的边缘上的螺旋星系。从GSC 2.3.2星表中选择直径大于15角秒的候选“非星”，并使用存档的\galex、DSS 2、WISE和2MASS图像对几个波段的观测结果进行交叉比较，确定了污染星、伪影和背景星系，所有这些都被排除在外。由此产生的71个星系，其中许多是以前未编目的，包括该地区的大小有限的调查。大部分星系都在NGC 891的背景中，并且大部分是Abell 347星系团的成员，距离大约75 \Mpc。新的发现大约是Abell 347已知成员的两倍，以前被认为是相对稀疏的。我们总共识别出7个矮星系，其中大部分是新发现的。新发现的矮星系是暗淡和气体贫乏的，可能与以前观察到的光环中的RGB晕星弧和突出的HI灯丝以及NGC 891盘中的不平衡特征有关。有几颗矮星显示出分裂的迹象，与古代碰撞的残留物相一致。
2014-05-13 astro-ph.GA
Microhalos and Dark Matter Detection
宇宙结构的形成预测，我们的星系晕包含一个巨大的层次结构和流，合并层次的残余，开始与微小的地球质量微晕。如果这些结构持续到现在，它们可能会极大地影响弱相互作用基本粒子暗物质（WIMP）的探测特征。使用数值模拟，遵循银河系内的潮汐中断潜力和加热恒星相遇，我们发现，无论是微晕，也没有流直接检测有显着的影响，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。
2011-05-20 astro-ph.GA
The Fourcade-Figueroa galaxy: a clearly disrupted superthin edge-on galaxy
研究矮星系和低表面亮度（LSB）星系中的恒星和HI气体运动学对于推导它们的暗物质分布的约束是必不可少的。此外，在LSB的发展过程中，一个关键的组成部分是为什么它们中的一些可以被归类为超薄。我们的目标是调查的性质的原型超薄星系Fourcade-Figueroa（FF），了解所发挥的作用，暗物质晕在形成其超薄的形状，并调查的机制，解释观察到的中断在接近的一面的星系。结合新的HI 21厘米观测获得的巨型米波射电望远镜与档案数据从澳大利亚望远镜紧凑阵列，我们能够获得灵敏的HI观测FF星系。这些数据被建模与3D倾斜环模型，以获得旋转曲线和表面亮度密度的中性氢。随后，我们使用这个模型，结合从文献中的恒星配置文件，推导出FF星系中的暗物质的径向分布。对于FF星系的Navarro-Frenk-White暗物质分布提供了最好的拟合所观察到的旋转曲线。然而，与伪等温晕的差异很小。两种模型都表明，暗物质晕的核心是致密的。尽管FF星系被归类为超薄星系，但星系中心周围的气体厚度显示出与恒星盘边缘一致的气体陡峭的耀斑。正如以前的文献中所建议的，致密的暗物质晕可能是FF中恒星盘超薄结构的主要原因。这个想法通过对上述破坏的探测得到了加强;星系受到干扰的事实似乎也支持了这样一种想法，即它不是孤立的，而是导致其超薄结构的。
2021-06-09 astro-ph.GA
Galactic stellar haloes in the CDM model
我们提出了六个模拟星系恒星晕的吸积矮星系在一个完全的宇宙学设置的潮汐破裂形成。我们的模型是基于宝瓶座项目，一套高分辨率的N体模拟个人暗物质晕。我们标记的粒子在这些模拟与恒星星族的Galform半解析模型预测的子集。我们的方法自洽地跟踪动力学演化和中断的卫星从高红移。幸存卫星的光度函数和结构特性与观测结果吻合良好，表明这种技术是适当的。我们发现吸积恒星晕是由少于5个重要的祖先星在1<z<7之间聚集而成的。这些祖先是古老的，富含金属的卫星，其恒星质量与最明亮的银河系矮球体相似。与以前的恒星晕模拟相反，我们发现这些主要贡献者中有几个作为自约束系统存活到今天。这些重要的祖先的数量和它们的下落时间都是固有的随机性。这导致了我们的恒星晕之间的巨大差异，这放大了它们的黑暗晕宿主形成历史之间的微小差异。恒星晕的质量和密度/表面亮度分布与银河系和M31的预期一致。每个晕都有复杂的结构，由混合良好的成分、潮汐流、贝壳和其他子成分组成。这种结构是不充分的光滑模型描述。我们找到一个吸积厚盘的例子。晕星和幸存的卫星之间年龄和金属丰度的对比与最近的观测结果基本一致。[摘要]
2010-04-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Assembly of the Virgo Cluster, Traced by its Galaxy Halos
运动学研究已经对星系光学范围内的大样本物体的总暗物质质量和平均暗物质密度进行了精确测量。在这里，我们考虑后一个量的理论预测，$\barρ_{dm}$，测量等照度半径$R_{23.5}$，孤立的晕与普遍的密度分布。通过结合经验标度关系，我们表明，$\barρ_{dm}$预计将弱依赖于晕质量和强烈的红移。当星系晕落入更大的群体或集群时，它们会被潮汐剥离，减少它们的总暗物质质量，但这一过程预计将保持中心密度，直到物体接近破裂。我们证实了这一点与碰撞模拟团簇形成，发现subhalos的值接近的分析预测的$\barρ_{dm}$。这表明，$\barρ_{dm}$可能是一个有用的指标落入红移到集群。我们用SHIVir巡天的数据来检验这一假设，该巡天覆盖了室女星系团的一部分。我们发现，具有高$\barρ_{dm}$的星系确实跟踪了星团的致密区域，只有少数值得注意的例外。按环境选择的样本具有更高的密度，显著性为3.5-4 $σ$，而按密度选择的样本在3-3.5 $σ$显著性上更加聚集。我们的结论是，晕密度可以是一个强大的示踪剂的组装历史的集群及其成员星系。
2019-06-18 astro-ph.GA
$S^5$: Tidal Disruption in Crater 2 and Formation of Diffuse Dwarf Galaxies in the Local Group
University of Chicago（芝加哥大学）；University of Toronto（多伦多大学）；University of Surrey（萨里大学）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）；University of Cambridge（剑桥大学）
$S^5$研究Crater 2的潮汐破坏及弥散矮星系形成，发现其速度分散比难以用标准模型解释，可能涉及低浓度暗物质晕或湍流剥离作用。
2026-09-03 astro-ph.GA
Mapping the Galactic Halo VIII: Quantifying substructure
我们已经测量了大量的运动学子结构的星系晕使用的意大利面条项目，一个高纬度的天空调查的最终数据集。我们的样本包含101个光度选择和光谱确认的巨星，具有准确的距离，径向速度和金属丰度信息。我们已经开发了一个新的聚类估计：“4distance”的措施，当应用到我们的数据集导致识别1组和7对丛生的恒星。这个有6个成员的星系群可以自信地与人马座矮星系的潮汐碎片相匹配。两对与已知处女座结构的性质相匹配。使用人马座在具有不同程度暗晕平坦化的银河势中的破裂模型，我们表明这有利于球形或扁长形晕的形状，正如Newberg等人（2007）使用SDSS数据所证明的那样。另外一对可以与更古老的人马座碎片联系起来。我们发现，20%的意大利面条数据集中的恒星是在子结构。从随机数据集的比较，我们得出了一个非常保守的下限为10%的子结构的晕的量。然而，数值模拟的比较表明，我们的研究结果也是一致的晕完全建立了中断的卫星，由于早期合并或相对较重的祖卫星提供的主导功能是相对广泛的。
2009-06-18 astro-ph.GA
Signatures of tidal disruption of the Hercules ultra-faint dwarf galaxy
本研究重新分析Hercules超暗矮星系的成员星与运动学数据，并结合星流形成及潮汐半径演化模型，论证其延展恒星晕可能正在发生潮汐瓦解。
2024-03-01 astro-ph.GA
Streams and Shells Decoded: A Density-Driven Approach to Stellar Clustering in Galactic Halos with AstroLink
本文提出利用AstroLink算法的有序密度图和星团识别方法，通过曲率正负来区分星系晕中的类星流和类壳层潮汐遗迹，为星系演化与暗物质结构研究提供新途径。
2025-07-30 astro-ph.GA
Tidal disruption events as the origin of the eROSITA and Fermi bubbles
本研究通过三维水动力学模拟发现，银河系中心过去10-20 Myr内的规律性潮汐瓦解事件驱动的外流，能同时形成观测到的eROSITA气泡的X射线发射和Fermi气泡的γ射线发射。
2025-03-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
Elemental Abundances in M31: A Comparative Analysis of Iron and Alpha Element Abundances in the Outer Disk, Giant Stellar Stream, and Inner Halo of M31
我们测量了[Fe/H]和[ $α$ /Fe]使用光谱合成的低分辨率恒星光谱学的70个单独的红巨星分支恒星跨越四个领域跨越外盘，巨大的恒星流（GSS），和内晕的M31。在M31中心投影距离为23 kpc的晕、12 kpc的晕、22 kpc的GSS和26 kpc的外盘上的磁场是$α$增强的，$\langle$ [ $α$ /Fe] $\rangle$分别为0.43、0.50、0.41和0.58。23千秒差距和12千秒差距晕带相对贫金属，$\langle$ [Fe/H] $\rangle$ = $-$ 1.54和$-$ 1.30，而22千秒差距GSS和26千秒差距外盘带相对富金属，分别为$\langle$ [Fe/H] $\rangle$ = $-$ 0.84和$-$ 0.92。对于具有亚结构的场，我们将恒星星族分为运动学热恒星晕分量和运动学冷恒星晕分量。在$\sim$ 17-$-$ 22 kpc之间，我们没有发现任何证据表明，在GSS的高表面亮度核心存在[ $α$ /Fe]梯度。然而，我们发现了一个负的[ $α$ /Fe]梯度的恒星晕，这可能表明，不同的祖（S）或形成机制的建立作出了贡献的内部与外部晕的初步建议。此外，富含金属（[Fe/H] $>$ $-$ 1.5）、光滑的内恒星晕（r $_{\rm{proj}}$ $\lesssim$ 26 kpc）的[ $α$ /Fe]分布与类似于…
2020-01-24 astro-ph.GA
The tidal evolution of dark matter substructure -- II. The impact of artificial disruption on subhalo mass functions and radial profiles
最近的几项研究表明，在最先进的暗物质宇宙学模拟中，人工的次晕破裂（次晕的自发、非物理的解体）仍然很普遍。为了量化中断推断subhalo人口的影响，我们增加了半分析SatGen动态subhalo演化模型与改进的潮汐剥离的治疗，使用理想化的高分辨率模拟subhalo演化的DASH数据库进行校准，这是免费的人工中断。我们还开发了一个模型，人工中断，再现中断的Bolshoi模拟的统计特性。使用这个框架，我们预测subhalo质量函数（SHMF），数密度分布，和子结构质量分数，并研究这些数量是如何影响人工破坏和质量分辨率限制。我们发现，人工干扰影响这些数量在$10-20\%$水平，改善以前的担忧，它可能会抑制SHMF多达两个因素。我们证明，半解析子结构建模必须包括轨道集成，以正确地考虑回溅晕，这大约占一半的subhalo人口。我们发现，$N$体模拟的分辨率限制，而不是人为破坏，是在暗物质模拟中发现的次晕数密度径向偏差的主要原因。因此，我们的结论是，质量分辨率仍然是使用这种模拟研究subhaloes的主要限制。我们的模型提供了一个快速，灵活，准确的替代研究子结构统计的情况下，数值分辨率限制和人工中断。
2021-09-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Oscillations and Random Walk of the Soliton Core in a Fuzzy Dark Matter Halo
模糊暗物质（FDM）晕由靠近中心的孤子核和外部区域的NFW状密度分布组成。以往的研究发现，孤立子核心表现出时间振荡和随机游走周围的晕中心的游览。分析一组数值模拟，我们表明，这两种现象可以理解为波干涉的结果-一个合适的叠加的地面（孤子）状态和激发态在一个固定的电位足以占这些现象的主要特点。这样的本征模分析可以揭示卫星晕在潮汐扰动下的演化。随着外层晕被剥离，激发态的振幅减小，基态也随之演化。这表明减少孤子振荡和随机行走的行程，影响考虑在推导恒星加热的约束。
2020-11-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
SatGen -- II. Assessing the impact of a disc potential on subhalo populations
暗物质亚结构的人口统计学特征敏感地依赖于暗物质的性质。最佳地利用这个探头需要准确的理论预测有关的丰度subhaloes。这些预测受到了数值模拟中人为干扰、晕与晕之间的大方差以及结果依赖于星系形成的重子物理的事实的阻碍。特别地，数值模拟已经表明，与仅暗物质的模拟相比，中心盘的形成可以大幅减少子结构的丰度，这归因于由于盘冲击而增强的子结构破坏。我们研究的影响光盘子结构上使用半分析subhalo模型SatGen，准确地模拟潮汐演变的子结构的数值中断，仍然阻碍$N$体模拟。使用样本的10,000合并树银河系般的晕，我们研究了人口统计学的subhaloes下的一系列复合晕盘潜力与前所未有的统计能力。我们发现，整体subhalo丰度是相对不敏感的光盘除了其总质量的属性。对于含有$M_\mathrm{vir}$的$5\%$的椎间盘，相对于无椎间盘的情况，$r_\mathrm{vir}$内的平均次晕丰度被${\lesssim}10\%$抑制，这种差异被晕间方差所掩盖。对于相同的盘质量，在50千秒差距内的subhaloes的丰度减少了${\sim}30\%$。我们认为，光盘主要驱动器过量的质量损失的subhaloes与小pericentric半径和光盘冲击的影响可以忽略不计。
2021-10-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Implications for Dark Matter Direct Detection in the Presence of LIGO-Motivated Primordial Black Holes
我们讨论了形成的暗物质（DM）周围的原始黑洞（PBH）和DM直接检测实验，包括轴子搜索的影响迷你晕。受LIGO观测的启发，我们认为$f_{\textrm{DM}} \simeq 0.01$是质量为$10 M_{\odot} - 70 M_{\odot}$的PBH中DM的分数。在这种情况下，我们预计存在的装饰PBH后，银河系晕形成的小晕群众达到峰值附近$M_{\textrm{halo}} \sim (50-55) M_{\textrm{PBH}}$。我们分析了银河系内潮汐力作用于缀饰PBH的效果。在太阳附近，迷你晕可以抵抗来自星系平均场势的潮汐破坏，并与恒星相遇，但它们会受到磁盘冲击造成的小规模破坏。今天，围绕LIGO驱动的PBH的迷你晕的存在可以减少当地暗物质背景的一半。鼓励高分辨率模拟。如果所提出的方案得以实现，直接检测DM的机会将减少。
2020-06-17 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Dark Matter Substructure in Numerical Simulations: A Tale of Discreteness Noise, Runaway Instabilities, and Artificial Disruption
为了了解复杂的，非线性和数值模拟过程与潮汐演化的暗物质subhaloes在数值模拟，我们进行了一个大的理想化的模拟套件，按照个人N体subhaloes在一个固定的，分析主机晕势。通过改变物理和数值参数，我们调查在什么条件下的subhaloes进行中断。我们证实了我们在van den Bosch等人的分析评估中得出的结论，即大多数破坏是数值起源的;只要以足够的质量和力分辨率解决了次晕，束缚残留物就会存活下来。这意味着，最先进的宇宙学模拟仍然遭受显着的过度合并。我们证明，这主要是由于不充分的力软化，这会导致过度的质量损失和人工潮汐中断。此外，我们表明，在N-体模拟的subhaloes容易失控的不稳定性所引发的离散噪声的放大存在的潮汐场。这两个过程合在一起严重限制了暗物质子结构在最先进的宇宙学模拟中的可靠性。我们提出了两个标准，可用于评估是否在宇宙学模拟的个人subhaloes是可靠的或不，并主张subhaloes，满足这两个标准之一，从进一步的分析被丢弃。我们讨论了在天体物理学的几个领域这项工作的潜在影响。
2018-01-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Heated Disc Stars in the Stellar Halo
质量比Msat：Mhost ~ 1：10的小吸积事件在LCDM宇宙学中很常见。我们使用高分辨率的模拟银河系模拟系统，这些合并可以动态地弹出盘星到一个漫射光组件，类似于一个恒星晕空间和运动学。对于不同的轨道构型，我们发现~3- 5e 8 Msun的原始星盘物质被喷射到银道面上方大于5 kpc的距离。这种喷射的贡献与卫星星系本身的潮汐破裂所贡献的质量相似，尽管它的延伸程度较低。如果我们把我们的分析限制在盘平面上的近似太阳邻域，我们发现在那个区域中的初始盘星中有大约1%的星在运动学上被归类为晕星。我们的研究结果表明，银河系恒星晕的内部包含古老的盘状恒星，这些恒星可能是在向外部恒星晕输送物质的同一事件中被释放出来的。
2010-02-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Identifying Star Streams in the Milky Way Halo
我们开发的统计方法，利用观测到的空间和径向速度分布的银河系晕中识别星流。在一个大的圆内，观测到的空间分布与随机分布的偏差提供了一个潜在恒星流可能性的度量。一个大圆内的径向速度分布和整个样品的径向速度分布之间的比较也测量潜在流的统计显著性。径向速度，使建设一个更强大的联合统计检验，以确定银河系晕中的恒星流。将我们的方法应用于超高速星（HVS）调查中的晕星，我们检测到人马座流具有很高的意义。大圆计数和与理论模型的比较表明，人马座流包含HVS样本中10%至17%的晕星。蓝离散星和蓝水平分支星的数量沿银河流变化，是人马座矮星系破裂前恒星星族分布的潜在探测器。
2011-12-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
On energetics and progenitors of Odd Radio Circles: A causal connection with tidal disruption of stars?
奇射电圈（Odd Radio Circles）是最近发现的边缘明亮、表面亮度较低的圆形射电源。其起源的祖先和天体物理过程目前仍有争议。有些ORC没有宿主，有些似乎在遥远的静止星系中。有两种合理的解释认为，ORC是附近的超新星遗迹，在本星系群的群内介质中大小为几百秒差距，或者是在遥远星系周围几百千秒差距范围内的冲击晕。据估计，产生几百千秒差距大小的ORC所需的输入冲击能量在$10^{55} - 10^{59}$ erg的范围内。它示出在这里，在未绑定的碎片喷射从多个（$10^{5} - 10^{9}$）超过$\sim100$百万年周期的中央大质量黑洞的潮汐破裂事件的累积能量可以满足所需的能量，以产生周围的一些星系，最近经历了合并的ORC。潜在的主机的ORC被确定为丰富的后恒星爆发星系在中间的红移有巨大的黑洞。静止星系周围的ORC和潮汐分裂之间的因果关系可能会发现支持在观测到的主导地位的潮汐分裂事件后星爆星系。
2022-07-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The impact of magnetic fields on cold streams feeding galaxies
观测到高红移、大质量的晕具有持续的高恒星形成率，这需要晕中的冷气量不断补充。热维里化晕气体的冷却时间尺度太长，不能提供冷气体源。超音速的冷流被认为是一种机制，可以在高红移时供给大量的晕，并以观察到的速率提供持续恒星形成所需的冷气体。这种补充冷气库的机制是由一些宇宙学模拟激发的。然而，冷流很可能会受到超音速版本的开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHI），这最终导致流中断。宇宙学模拟尚未获得理解冷流的详细稳定性所需的空间分辨率。在本文中，我们认为，而不是一个理想化的磁化冷流模型，我们空间解决。使用线性理论，我们展示了如何磁场与动态重要的磁场强度不抑制KHI，而是提高其增长率。我们进行非线性模拟磁化流中断，发现磁场可以通过抑制冷气体与环星系介质的混合率来增加流的生存时间。我们发现，磁场可以让流生存$\sim 2-8$倍更长，因此，流$\sim 2-8$倍细可以到达中央星系，如果磁场强度为$\sim 0.3-0.8 μ$ G。
2020-06-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Radial Distributions of Dwarf Satellite Systems in the Local Volume
围绕银河系（MW）类主机的低质量卫星的径向空间分布是模拟小尺度结构的重要基准。该分布对中心盘引起的subhalo的破坏敏感，并且可以指示在MW类似物的模拟中观察到的破坏是否是人为的（即，数字的）或物理的。我们认为一个样本的12个调查良好的卫星系统MW样主机在本地卷是完整的$M_V<-9$和150预计千秒差距。我们研究了卫星的径向分布，并与$Λ$ CDM宇宙学模拟进行了比较，包括大盒子宇宙学模拟和MW级晕的高分辨率放大模拟。我们发现，所观察到的卫星是显着更集中比模拟系统。几个观察到的主机，包括MW，是相对于模拟主机过于集中的$\sim2σ$离群值，而没有观察到的主机集中程度低于模拟。该结果对于测量径向浓度的不同方式是稳健的。我们发现这种差异对于明亮的$M_V<-12$卫星更为显著，这表明这不是观测不完整的结果。我们认为，这种差异可能是由于人工干扰的模拟，但是，如果是这样的话，这有重要的影响恒星晕质量关系是允许在低质量制度所观察到的丰富的卫星。
2020-06-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Star Stream Folding by Dark Galactic Sub-Halos
星系晕中的星流是细长的无约束结构，它们将受到数千个预计在主晕内轨道运行的暗物质子晕的干扰。亚晕通常在气流中引起局部波，其通常演变成“z-折叠”，因为最初尾随的最内部部分比最初领先的最外部部分旋转得更快。随着时间的推移，褶皱变得越来越复杂，导致明显的速度分散增加和流的增厚。我们在模拟中测量了当地平均值周围的等效速度色散，发现它在5 Gyr后上升到约10 km/s，在13 Gyr后上升到20 km/s。目前对晕星流速度色散的测量范围从2公里/秒到略高于20公里/秒。速度弥散为15-20 km/s的气流与次晕加热产生的气流是一致的。对低速弥散流的动力学理解取决于自前身潮破裂成细流以来的时间。如果这些流的年龄几乎和它们的恒星一样大，那么子晕就不可能以预测的数量和质量出现。然而，星流的动力学年龄可能比恒星小得多。如果三个最低速度的流被指定为3 Gyr的年龄，他们是在冲突的次晕加热。主要结论是，恒星流加热是一个强大的和简单的测试亚晕结构。
2009-10-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Petal of the Sunflower: Photometry of the Stellar Tidal Stream in the Halo of Messier 63 (NGC 5055)
我们目前的表面测光的一个非常微弱的，巨大的弧功能的晕附近的螺旋星系NGC 5055（M63），是一致的，是一个恒星流的一部分，从一个矮卫星星系的破坏。这一微弱的特征首先由van der Kruit（1979）在早期的摄影研究中发现;最近由Martínez-Delgado等人（2010）发现，并在这项工作中提出，通过仅0.16米口径的望远镜拍摄的深层图像获得的证据，该环已被认为是最近较小合并的结果。恒星流在黑鸟远程天文台的0.5米和麦克唐纳天文台的0.8米拍摄的额外图像中得到证实。这个围绕星系盘的低表面亮度结构从其中心延伸约29 kpc，投影宽度为3.3 kpc。该流的形态与“大圆”恒星流的可见部分相一致，该恒星流起源于一颗~10^8 M_太阳矮卫星在最后几个Gyr的吸积。从我们的数据来看，祖先卫星目前的位置和命运并不是决定性的。这条恒星流的颜色与本星系群的矮星一致，并且与M63的圆盘和恒星晕的外部区域相似。我们检测到其他低表面亮度的“羽流”，其中一些可能是扩展的螺旋功能有关的星系的复杂的螺旋结构和其他可能是潮汐碎片与星系的外恒星盘的吸积事件的结果中断。我们区分了与潮汐流相关的特征和GALEX卫星先前探测到的星系盘外围的微弱蓝色特征。M63有着高度翘曲的HI气体盘（约20度），它代表了几个孤立旋涡星系的例子之一，翘曲的盘显示出正在进行的小合并的有力证据。
2011-09-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Building the Stellar Halo Through Feedback in Dwarf Galaxies
本文提出了一种新的矮星系星晕形成模型。我们证明，在矮星内部区域自然形成的恒星和星团预计将从富含气体的恒星形成中心迁移到恒星球体。对于矮星系来说，这个过程可能是晕星的主要来源。这种效应是由恒星反馈驱动的致密气体的整体运动引起的，这种运动通过在晕的内部区域引起电势波动，耦合到所有无碰撞的组件。这种效应已经被证明可以在其他尖状的冷暗物质剖面中产生核心，并且在矮星系晕中特别有效。它可以在更大的半径上建造一个年龄更大、金属丰度更低的恒星球体，而不需要一个由外向内的形成模型。球状星团类型的星团可以在银河系的ISM中产生，然后在100 \thinspace Myr的时间尺度上迁移到椭球体。一旦离开内部区域，它们就不太容易受到潮汐扰动的影响，因此寿命很长;在合并过程中，更宽轨道上的星团可能很容易从矮星系中脱离出来，加入更大星系的晕中。一个模拟的矮星系（$\text{M}_{vir}\simeq10^{9}\text{M}_{\odot}$在$z=5$）被用来检查这种引力耦合到暗物质和恒星。
2012-07-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Soliton Random Walk and the Cluster-Stripping Problem in Ultralight Dark Matter
超轻、$\sim 10^{-22}\,\rm eV$、玻色子暗物质的模拟显示出丰富的波状结构，包括在德布罗意尺度上连续自干扰的周围晕内的孤子核心。我们在这里表明，作为一个固有的后果，孤立子经历了一个封闭的无规行走的基础上的晕势。这对波江座II中古老的中央星团的命运具有重要意义，因为搅动的孤立子在$\sim 100\,\rm Myr$的时间尺度上通过引力将星团摇动进出孤立子，因此在$\sim 1\,\rm Gyr$内可以发生星团的完全潮汐破裂。这种破坏性的影响可以通过潮汐剥离波江座II的光环来减轻，从而减少搅动，这取决于它围绕银河系的轨道。我们的模拟结果表明，银河系潮汐对晕的影响远大于孤立子，因此，如果波江二星团在晕剥离后形成，它可以在孤立子中存活超过$5\,\rm Gyr$。
2020-04-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detecting the Figure Rotation of Dark Matter Halos with Tidal Streams
在宇宙学模拟中，围绕着银河系的暗物质晕是三轴的。大约30年前，人们预测，这种三轴暗物质晕应该会在几千兆年的时间内表现出稳定的图形旋转或翻滚运动。宇宙学模拟预测的图形旋转角频率可用图形速度的对数正态分布来描述，其中值为0.15hkm/s/kpc（~ 0.15hrad/Gyr ~ 9 hdeg/Gyr），宽度为0.83km/s/kpc。这些模式速度是如此之小，以至于它们通常被认为是不重要和不可检测的。在这项工作中，我们表明，即使是这种极其缓慢的数字旋转可以显着改变银河系晕中的卫星潮汐破坏产生的扩展恒星流的结构。模拟了不同形状的三轴暗物质晕绕三个主轴旋转时，类人马座极区潮汐流的行为。对于宇宙学晕的典型模式速度，我们第一次证明，人马座般的潮汐流将被改变到即使用目前的观测也能检测到的程度。这一发现将有可能允许未来测量银河系暗晕的图形旋转，并可能使这一相对未探索的LambdaCDM预测的第一个证据成为可能。
2021-02-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
