The formation and hierarchical assembly of globular cluster populations
我们使用一个半解析模型的球状星团（GC）的形成建立在暗物质合并树，探索形成物理和层次组装在确定GC人口的属性的相对作用。许多以前的作品认为，观察到的总GC质量和晕质点之间的线性关系点的基本GC -暗物质连接或表明GC形成在非常高的红移之前，反馈过程引入非线性的重子-暗物质质量关系。我们表明，在$M_{\rm vir}(z=0) \gtrsim 10^{11.5} M_{\odot}$，晕质量和总GC质量之间的恒定比例实际上是一个几乎不可避免的后果的分级组装：由中心极限定理，预计在$z=0$独立的GC-晕质量关系在GC形成的时候。在$M_{\rm vir}(z=0) < 10^{11.5} M_{\odot}$的GC-晕质量关系对GC形成过程的细节更敏感。在我们的基准模型中，GC的形成发生在星系中的气体表面密度超过一个临界值。这个模型自然地预测双峰GC颜色分布类似于在附近的星系中观察到的，并再现GC系统金属丰度和晕质量之间的关系。它预测宇宙GC形成率在$z$ $\sim$ 4时达到峰值，太晚了，GC在再电离过程中对UV光度密度的贡献太大。
2018-11-02 astro-ph.GA
Formation History of Metal-Poor Halo Stars with Hierarchical Model and the Effect of ISM accretion on the Most Metal-Poor Stars
我们根据扩展的Press-Schechter理论，考虑了ΛCDM方案中星系的合并历史，研究了早期宇宙中的恒星形成和化学演化.我们给出了一些可能的限制与极端贫金属（EMP）星的观测比较。结果表明：（1）分级结构的形成可以解释在[Fe/H]~（-4）附近出现突变的金属丰度分布函数的特征。(2)根据碳增强型EMP星的统计数据（Komiya et al. 2007），一个峰值质量约为10 Msun的高质量IMF以及双星的贡献，预测了低质量幸存者的频率，与在-4~<[Fe/H]~<-2.5时观测到的EMP星的数量一致。(3)在第一次超新星爆发前由原始气体形成的恒星在其宿主微晕中被指定为[Fe/H]~-5的HMP星。(4)对于星系晕的场星，在金属丰度为-4~<[Fe/H]~<-2.5或更大时，IMF和双星贡献没有明显变化。我们进一步研究了表面污染的影响，通过吸积ISM沿化学和动力学演化的银河系低质量的Pop。III和EMP幸存者。由于小晕的电位较浅，这些恒星诞生的小晕中的ISM吸积主导了表面金属污染。这可以解释HMP星表面铁的丰度，如果考虑到它们出生时的小晕中气体的冷却和浓度。我们还研究了非常大质量的Pop. III恒星的反馈效应。PISNe的金属预污染被证明是兼容的，与所观察到的缺乏他们的核合成签名时，一些积极的反馈气体冷却工程和改变IMF从非常大规模的高质量。
2010-05-14 astro-ph.GA
The large-scale structure of the halo of the Andromeda galaxy II. Hierarchical structure in the Pan-Andromeda Archaeological Survey
泛仙女座考古调查是以仙女座星系（M31）和三角座星系（M33）为中心的$>400$平方度的调查，提供了最广泛的$L_\star$星系群全景，以大投影的银河中心半径。在这里，我们整理和总结我们的知识的子结构的M31的恒星晕的现状，并讨论这些功能之间的连接。我们估计，13个最独特的子结构产生了至少5个不同的吸积事件，都在过去的3或4个Gyr。我们认为，一些子结构最远的M31可能是壳从一个单一的吸积事件。我们计算了一些突出的子结构，以前的估计是不可用的光度，我们估计的恒星质量预算的外晕的M31。我们重新审视的问题，量化的高度结构化的数据集的属性，具体来说，我们使用的OPTICS聚类算法来量化M31的恒星晕的层次结构，并确定三个新的微弱的结构。M31的晕，在投影中，似乎是由两个“巨型结构”，这可以被认为是合并树的两个最重要的分支，通过打破M31的恒星晕成越来越小的结构的基础上的恒星空间集群。我们的结论是，OPTICS是一个强大的算法，可用于任何天文应用，涉及层次聚类的点。这篇文章的出版恰逢所有PAndAS数据产品的公开发布。
2018-10-25 astro-ph.GA
A Stochastic Theory of the Hierarchical Clustering III. The Non-universality and Non-stationarity of the Halo Mass Function
在层次聚类的随机理论的框架下，我们研究了描述暗物质晕统计的Fokker-Planck方程的时间相关解，并讨论了这些收敛到稳态所需的典型时间尺度，远离初始条件。虽然我们表明，固定的解决方案可以重现国家的最先进的$N-$体模拟的结果在$z\approx 0$到一个很大的准确性，一个需要超越充分考虑宇宙演化的模拟晕质量函数向高红移。具体来说，我们证明了福克-普朗克方程的时间相关的解决方案可以描述，合理的初始条件下，模拟晕质量函数的非普适演化。与标准的理论估计相比，我们的随机理论预测的晕数密度更高的几个因素对$z\gtrsim 10$，这可能是有助于阐明早期和即将到来的数据从JWST的结果。最后，我们指出了我们的方法在设计，解释和模拟目前和未来的$N-$身体实验的相关性。
2022-11-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Finding Halos in the Lyman-$α$ forest I. Introducing a hierarchical absorption framework
Aix Marseille Univ, CNRS, CNES, LAM（艾克斯-马赛大学）；Universität Heidelberg, Zentrum für Astronomie, ITA（海德堡大学天文学中心）；CIEMAT（西班牙能源、环境和工业技术研究中心）；Facultad de Físicas, Universidad de Sevilla（塞维利亚大学物理学院）
利用TNG50模拟的合成光谱，研究强混合莱曼-α吸收（SBLA）系统与暗晕的关联，发现67%的SDSS SBLA位于暗晕中，并通过分层框架将莱曼-α森林转化为暗晕搜寻工具，可探测暗晕质量范围约10^9.5至10^11.5太阳质量。
2026-06-23 astro-ph.GA
Effectiveness of halo and galaxy properties in reducing the scatter in the stellar-to-halo mass relation
本研究通过分析L-Galaxies、EAGLE和TNG模拟，发现晕浓度、形成时间及星系属性（如恒星形成率、年龄和黑洞质量）在不同质量范围内对恒星-晕质量关系离散度的影响各异，且AGN反馈可增加离散度。
2024-05-24 astro-ph.GA
Europium enrichment and hierarchical formation of the Galactic halo
本研究通过层级成团框架下的随机化学演化模型，结合中子星并合动力学，解释了银河系晕极端贫金属恒星中[Eu/Fe]比值的观测弥散，并验证了延迟时间分布与混合产生机制的作用。
2023-04-25 astro-ph.GA
The evolution of the baryon fraction in halos as a cause of scatter in the galaxy stellar mass in the EAGLE simulation
EAGLE模拟套件以前已被用来调查星系，$M_{*}$，和暗物质晕的属性之间的关系，使用流体动力学参考模拟结合暗物质（DMO）模拟具有相同的初始条件。在具有$M_{\mathrm{200c}} > 10^{11} \mathrm{M_{\odot}}$的晕中，中心星系的恒星质量与DMO晕的最大圆速度相关，而$\approx 0.2$的散射指数与DMO晕的其他性质无关。在这里，我们重新审视$z = 0.1$中EAGLE中$M_{*}-V_{\mathrm{max, DMO}}$关系中分散的起源。我们发现，在$M_{*}$的散射与星系恒星人口的平均年龄，使固定的$V_{\mathrm{max, DMO}}$更大的星系是年轻的。恒星质量和平均恒星人口年龄的分散是由星系祖先的重子质量（$M_{\mathrm{bary}} = M_{\mathrm{gas}} + M_{*}$）在固定的晕质量和浓度下的变化引起的。在峰值相关红移（$z \approx 1$）处，在$z=0.1$ $M_{*}-V_{\mathrm{max, DMO}}$关系中，祖先重子质量占方差的$75\%$。重子质量的散射，反过来，主要是由反馈强度的差异和气体吸积在每个晕的演化过程中。
2019-01-02 astro-ph.GA
The galaxy - halo connection in low mass halos
星系的性质随其母体暗物质晕的质量而系统地变化。这个基本的星系晕连接显示了相当数量的散射，其起源还没有完全了解。在这里，我们研究晕组装历史的差异如何影响中心星系在低质量（M_halo < 10^12 M_sun）晕z=2-6的帮助下的MassiveFIRE宇宙学模拟套件。在以前的作品，领带星系的性质晕的浓度和晕形成红移，我们专注于晕的增长率作为衡量组装历史。我们发现，在固定的晕质量，快速增长的晕往往有较低的恒星质量和较高的单位恒星质量的SFR，但类似的整体SFR。我们提供了一个简单的解释，这些发现的帮助下，分析模型，捕捉我们的流体动力学模拟的行为。具体来说，在给定当前质量的晕中，快速增长的晕具有较低的恒星质量（因此具有较高的sSFR），因为它们的质量较小，并且在过去比缓慢增长的晕具有更低的冷气质量和SFR。通过结合这些发现与估计的晕增长率的分散，我们表明，在固定的晕质量的增长率的变化可以在很大程度上解释恒星质量晕质量关系的分散。相比之下，晕生长的变化可能只扮演一个小角色，在低质量星系的恒星形成序列的分散。
2019-01-25 astro-ph.GA
Self-similar decomposition of the hierarchical merger tree of dark matter halos
本文利用宇宙学模拟和 HBT+ 发现暗物质晕第1层子晕峰值质量函数具有近似普适性，并通过自卷积构建任意层级子晕模型，揭示其层级并合起源及对卫星星系的意义。
2025-06-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The dark side of galaxy stellar populations II: The dependence of star formation histories on halo mass and on the scatter of the main sequence
附近的星系是它们宇宙演化的最终结果，据预测，这将受到它们宿主暗物质晕生长的影响。这种共同进化可能会在当今观测到的星系特性中留下签名，这对于进一步了解星系的生长和特性如何与其宿主晕相关联至关重要。在这项工作中，我们研究了附近星系的演化历史，无论是在他们的主机晕和恒星形成的主要序列的散射调查的时间分辨恒星星族使用吸收光谱从斯隆数字巡天。我们发现，星系恒星形成的历史取决于他们的主机晕的质量，因此，他们塑造的恒星形成的主序列在宇宙时间的演变。此外，我们还发现z=0恒星形成主序列周围的散射并不是（完全）随机的，因为目前具有不同恒星形成率的星系平均经历了不同的恒星形成历史。我们的研究结果表明，暗物质晕可能在调节星系中恒星形成的演化过程中起着关键作用，因此，主序列，并进一步表明，星系在不同的演化阶段有助于观察到的这种关系的分散。
2022-11-21 astro-ph.GA
Rigging dark halos: why is hierarchical galaxy formation consistent with the inside-out build-up of thin discs?
最先进的流体动力学模拟表明，通过暗物质晕维里球的气体流入是集中的（即具有优选的流入方向）、一致的（即其方向在时间上是稳定的）和放大的（即其平流比角动量的幅度随时间增加）。我们解释这是一个结果的动力学的宇宙网络附近的晕，它产生稳定的，角动量丰富的冷气体的对流流入。在大尺度上，邻近斑块内的动力学将物质从周围的空隙中驱逐出来，进入墙壁和细丝，然后最终被吸积到维里化的暗物质晕上。由于这些壁/细丝构成了不对称空隙的边界，它们获得了净横向运动，这解释了来自更远处的后来的下落的角动量丰富的性质。我们推测，这种大规模的驱动一致性解释了为什么冷流是如此有效地建立高红移薄盘从内到外。
2011-08-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Quantifying scatter in galaxy formation at the lowest masses
我们预测的恒星质量-晕质量（SMHM）的矮星系的关系，使用模拟星系的峰值晕质量M $_{\rm peak} = 10^{11}$ M $_{\odot}$到超微弱的矮范围M $_{\rm peak} =$ 10 $^7$ M $_{\odot}$。我们模拟的矮星的恒星质量为M $_{\rm star} = $ 790 M $_{\odot}$到$8.2 \times 10^8$ M $_{\odot}$，对应的$V$波段的星等从$-2$到$-18.5$ .对于M $_{\rm peak} > 10^{10}$ M $_{\odot}$，模拟的SMHM关系与文献测定一致，包括表现出0.3 dex的小分散。然而，在SMHM关系的分散增加低质量晕。我们首先提出的结果，以及解决晕，包含模拟恒星人口，但认识到，无论是晕主机的星系是固有的质量分辨率依赖。因此，我们采用概率模型来填充我们的分辨率限制以下的“暗”晕，以预测SMHM关系的“内在”斜率和散射。我们拟合线性增长的对数正态散射的恒星质量，这增长到1倍以上的M $_{\rm peak}$ $=$ 10 $^8$ M $_{\odot}$。在我们的模拟所探测的SMHM关系的最暗端，一个星系不能仅仅根据它的光度来分配一个独特的晕质量。相反，我们提供了一个公式来随机填充低质量晕以下我们的结果。最后，我们表明，我们不断增长的对数正态散射陡峭的预测恒…
2021-01-14 astro-ph.GA
Revealing modified gravity signal in matter and halo hierarchical clustering
我们使用一组N体模拟采用修改后的重力（MG）模型与Vainshtein筛选研究物质和晕层次聚类。作为测试情况下，我们考虑两个正常的分支Dvali-Gabadadze-Porrati（NDGP）重力模型与温和和强烈的增长率增强。我们研究高阶相关函数$ξ_n(R)$到$n=9$和相关的分级幅度$S_n(R)\equivξ_n(R)/σ(R)^{2n-2}$。我们发现，在$50h^{-1}$ Mpc尺度下，第五种力对物质PDF的影响很大，在$z=0$尺度下，与GR的偏差最大.对于减少累积量$S_n$，我们发现，在小规模的$R\leq10h^{-1}$ Mpc的MG的特点是较低的值，与$7\%$的偏差增长减少偏度甚至$40\%$在$S_5$。为了研究晕聚类，我们使用一个简单的丰度匹配，并将晕划分为三个固定数量密度的样本。晕圈两点函数的影响很弱，只有在最小的对分离（$r\leq 5h^{-1}$ Mpc）出现几个百分点的相对提升。相比之下，我们发现一个强大的MG信号在$S_n(R)$的，这是增强相比，GR。强模型表现出$>3σ$水平的信号在各种尺度的所有晕样本和所有的累积量。在这种情况下，我们发现，减少峰度是一个特别有前途的宇宙学探测MG。即使是温和的nDGP模型在小尺度$R\leq3h^{-1}$ Mpc下也会留下$3σ$印记，而更强的模型在几乎所有尺度下都偏离GR签名，显著性为$>5σ$…
2017-03-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
HI-selected Galaxies in Hierarchical Models of Galaxy Formation and Evolution
在这项工作中，我们研究的基本统计特性的HI选择星系提取六个不同的半解析模型，所有运行在相同的宇宙学N体模拟。一个模型包括一个显式的处理为原子和分子氢的冷气体的分区。所有的模型都很好地符合测量HI质量函数在本地宇宙中，与测量HI和星系恒星质量之间的标度关系，并与预测的2点关联函数HI丰富的星系。一个例外是，有一个模型预测，在10^12兆太阳以上的晕中，与星系相关的HI非常少：我们认为这是由于中央星系的射电模反馈过于有效，以及有效的恒星反馈和卫星的热气体瞬时剥离的结合。我们表明，卫星星系的治疗在低HI质量引入了很大的不确定性。虽然模型假设非瞬时剥离热气体往往形成卫星星系HI质量略小于那些中心具有相同的恒星质量，瞬时气体剥离不一定翻译在较低的HI质量。事实上，所采用的恒星反馈和恒星形成也会影响卫星。我们分析了模拟晕的HI含量和自旋之间的关系：低自旋晕倾向于托管HI贫穷的星系，而高自旋晕的星系在一个广泛的HI质量。在我们的模拟中，这是由于初始气体盘大小和晕自旋之间的相关性。
2016-11-07 astro-ph.GA
Formation of first star clusters under the supersonic gas flow -- III. Environmental trends and halo-to-halo scatter in the Pop III IMF
Kanagawa University（神奈川大学）；University of Tokyo（东京大学）
研究通过138个宇宙放大模拟测试了I Ⅲ IMF的假设，发现高红移、高质量晕和高SV环境导致高质量恒星形成，而低质量晕仅形成少量恒星，且环境差异显著。
2026-04-03 astro-ph.GA
What to expect from dynamical modelling of galactic haloes II: the spherical Jeans equation
球形Jeans方程（SJE）是银河系晕势动力学模拟中的一个常用方程。我们使用晕和星系的宇宙学千禧年-II模拟和流体动力学APOSTLE模拟的性能的SJE在恢复MW质量晕的基本质量配置文件。当使用暗物质粒子作为示踪剂时，最佳拟合的晕质量和浓度参数在其输入值附近分别分散25%和40%。当使用星粒子时，这种散射变得大到3倍。这显著大于与使用SJE相关的估计统计不确定性。相关相空间结构的存在，违反了稳态假设的SJE以及非球形几何形状的散射的主要来源。二元晕表现出更大的散射，因为它们的形状更像非球面，并且具有更扰动的动力学状态。我们的研究结果证实了Wang et al.（2017）先前的研究，即独立相空间结构的数量对基于稳态假设的动力学推断设置了内在的限制精度。用与半径无关的速度各向异性建模，或在有限的外半径内使用示踪剂，会导致明显更大的散射，但整个晕样本的整体平均测量值近似无偏。
2018-03-13 astro-ph.GA
Halo concentrations from extended Press-Schechter merger histories
我们将Ludlow等人提出的晕浓度与形成历史相关的模型应用于使用基于偏移集理论的算法生成的合并树。我们发现，虽然该模型正确地预测晕浓度和质量之间的中位数关系，它低估了在固定质量的浓度分散。由于相同的模型适用于N-体合并树预测正确的分散，我们假设，失踪的分散是由于缺乏任何环境的依赖性，合并树来自偏移集理论。我们表明，一个简单的修改合并树的构造算法，这使得合并率依赖于环境，可以增加所需的量的分散，同时提供了一个定性正确的环境和形成时代之间的相关性的漂移集合并树。
2018-12-14 astro-ph.GA
The origin of galaxy colour bimodality in the scatter of the Stellar-to-Halo Mass Relation
最近的观测表明，在给定的恒星质量下，蓝色星系倾向于生活在质量较低的晕中，而红色星系则生活在质量更大的宿主晕中。这背后的物理驱动因素仍然不清楚，因为理论模型预测，在相同的晕质量下，具有高恒星质量的星系倾向于生活在早期形成的晕中，这天真地导致了相反的趋势。在这里，我们表明，{ \sc Simba}模拟定量再现SHMR的颜色双峰，并揭示了晕形成时间和星系过渡时间之间的反比关系。这表明，这种双峰的起源是植根于冷气体含量的内在变化，由于晕组装的偏见。{ \sc Simba}的SHMR双峰性定量地依赖于其输入物理的两个方面：（1）喷流模式活动星系核反馈，其猝灭星系并设定定性趋势;以及（2）X射线活动星系核反馈，其完全猝灭星系并产生与观测更好的一致性。在{ \sc Simba}中，冷气体的增长和活动星系核的淬灭相互作用导致了SHMR双峰现象。
2021-06-29 astro-ph.GA
Physical Correlations of the Scatter between Galaxy Mass, Stellar Content, and Halo Mass
我们使用宇宙机器来分析中央星系质量，晕中的总恒星质量和暗物质晕质量之间的散射源。我们还提出了一个新的晕质量估计，cen+N质量：中央和N个最大质量的卫星的恒星质量的总和。我们表明，当真正的空间位置是完全已知的，cen+N质量分散的竞争与基于丰富度的估计。然而，在红移空间中，cen+N质量受到宇宙机器模型中投影效应的影响较小。因此，cen+N质量是一个可行的低散射晕质量估计，并应被视为一个重要的工具，以约束宇宙学与即将到来的光谱数据从DESI。我们分析了恒星质量的散射在固定的晕质量，并表明，在晕中的恒星总质量是不相关的次级晕属性，但中央恒星质量是晕质量和晕年龄的函数。这是因为在较老的晕中，中央星系有更多的时间通过吸积而成长。如果UniverseMachine模型是正确的，那么对大质量选定样本的准确星系晕建模除了质量之外还需要考虑晕的年龄。
2019-05-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chemical Evolution in Hierarchical Models of Cosmic Structure II: The Formation of the Milky Way Stellar Halo and the Distribution of the Oldest Stars
本文提出了理论恒星形成和化学富集历史的恒星晕的银河系的基础上新的化学动力学模型。本研究的目的是评估在何种程度上贫金属恒星的晕反映恒星形成的条件，发生在晕祖星系在高红移，再电离时代之前和期间。将暗物质晕质量转化为重子气体预算和恒星形成历史的简单处方产生的模型类似于观察到的银河系晕的总恒星质量，金属丰度分布，光度函数和矮卫星星系的化学富集。这些模型晕反过来又允许探测的再电离时代感兴趣的人口分布在物理和相空间，以及它们是如何与相同的金属丰度较低的红移人口的探索。在特定时间或红移之前的恒星比例强烈地依赖于星系内的半径，反映了冷暗物质晕的“由内而外”的增长，以及金属丰度，反映了后期更高的金属丰度的一般趋势。这些结果表明，在寻找z > 6 - 10的恒星时，应该选择[Fe/H] <~ -3的恒星，并优先选择在恒星晕中更紧密束缚轨道上的恒星，其中大多数来自z > 10，15 - 40%来自z > 15。最古老、最缺乏金属的恒星--那些最有可能揭示第一批恒星化学丰度的恒星--最常见于银河系晕的正中心：它们在核球中，但不在核球中。这些模型对于使用来自本地宇宙的数据来约束第一批恒星和星系的性质的更大项目有几个影响。
2009-11-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the Size Evolution of a Galactic Disk in Hierarchical Merging of Cold Dark Matter Halos
我们研究了暗物质暗晕对银盘结构和演化的动力学影响，采用半解析方法，包括近似和经验关系，实现了详细的数值模拟的冷暗物质模型。我们计算的上限的银河系盘的大小在特定的红移$z$，根据其特征在于从主机晕中心的近心距离的subhalos的轨道特性。我们发现，这可能是最大的盘的大小所确定的最小的近心距离的subhalos显示的特征属性，这是基本上与所观察到的星系盘在低和高$z$。也就是说，人们发现大质量盘可以比小质量盘具有更大的尺寸，因为它具有抵抗晕圈破坏效应的稳定性。此外，在质量固定的情况下，低$z$的银盘尺寸可能大于高$z$的银盘尺寸，这反映了暗晕相对于主晕的轨道演化。这些结果表明，银盘的存在和结构可能受到与暗物质子结构的相互作用的动态限制，特别是在高$z$。
2009-07-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining Galaxy Haloes from the Dispersion and Scattering of Fast Radio Bursts and Pulsars
快速射电暴（FRB）可以被其周围环境、宿主星系、沿其视线的居间星系、星系际介质和银河系中的电离气体散射。这些不同介质的相对贡献取决于它们的几何构型和气体的内部性质。当这些相对贡献被很好地理解时，FRB散射是沿着视线的密度波动的有力探测器。FRB 121102和FRB 180916的精确散射测量使我们能够对银河系晕对这些FRB的散射量设定上限。散射时间$τ\propto(\tilde{F} \times {\rm DM}^2) A_τ$，其中${\rm DM}$是色散度量，$\tilde{F}$量化了光滑介质中电子密度随$\tilde{F}=0$的变化，无量纲常数$A_τ$量化了平均散射延迟与通常测量的$1/e$散射时间之间的差异。一个可能性分析所观察到的散射和晕DM的限制发现，$\tilde{F}$是至少一个数量级小于在银河系盘的晕。在1 GHz时，来自晕的最大脉冲展宽为$τ\lesssim12$ $μ$ s。我们比较我们的分析银河系晕与其他星系晕的散射贡献的限制交叉线的视线FRB 181112和FRB 191108。我们的研究结果是一致的晕这些FRB的散射时间的贡献可以忽略不计或非常小。
2022-05-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
Satellite Dwarf Galaxies in a Hierarchical Universe: Infall Histories, Group Preprocessing, and Reionization
在本星系群（LG）中，几乎所有在银河系（MW）和仙女座星系（M31）维里半径内的卫星矮星系都表现出强烈的环境影响。这些卫星的轨道历史提供了理解MW/M31晕、低质量星系团和宇宙再电离对矮星系演化的作用的关键。我们使用ELVIS宇宙学放大无耗散模拟48 MW/M31类晕，研究了M_star = 10^{3-9} M_sun的卫星的维里下落历史。在z = 0时，土星在z = 0.5 - 1时通常在5 - 8 Gyr前落入MW/M31晕。然而，它们通常在7 - 10 Gyr之前在z = 0.7 - 1.5时首次落入任何宿主晕。这种差异的出现是因为许多卫星在落入MW/M31晕之前，在另一个主晕中经历了“群预处理”，通常是M_vir ~ 10^{10-12} M_sun。质量较低和/或接近MW/M31的卫星落在较早的位置，并且更有可能经历过成组预处理;所有M_star < 10^6 M_sun的卫星中有一半在一组中进行了预处理。内陷集团也推动了MW/M31晕内的大多数卫星-卫星合并。最后，在z = 0时，没有一个幸存的卫星在再电离过程中（z > 6）处于其MW/M31晕的维里半径内，只有< 4%的卫星在再电离过程中是任何其他宿主晕的卫星。因此，宇宙再电离与主晕环境对LG中幸存矮星系形成历史的影响发生在不同的时期，通常相隔2 - 4 Gyr，因此它们在理论上和原则上是可分离的。
2015-05-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The origin of scatter in the stellar mass - halo mass relation of central galaxies in the EAGLE simulation
我们利用流体动力学EAGLE模拟研究了中心星系恒星质量-晕质量关系中散射的大小和来源。我们分离的原因和影响相关的恒星质量的重子模拟与晕属性匹配的暗物质（DMO）模拟。恒星质量的散射随红移而增加，随晕质量而减少。在$z = 0.1$时，从$M_{200, \rm DMO} \approx 10^{11}$ M $_{\odot}$时的0.25 dex下降至$M_{200, \rm DMO} \approx 10^{13}$ M $_{\odot}$时的0.12 dex，但在$10^{12}$ M $_{\odot}$以上趋势较弱。对于$M_{200, \rm DMO} < 10^{12.5}$ M $_{\odot}$，高达0.04 dex的散射是由于晕圈浓度的散射。在固定的晕质量下，较大的恒星质量对应于较集中的晕。这可能是因为更高的浓度意味着更早的形成时间，因此有更多的时间用于吸积和恒星形成，和/或因为反馈在具有较高结合能的晕中效率较低。因此，最大圆速度，$V_{\rm max, DMO}$，结合能比晕质量更基本的属性，这意味着他们是更准确的恒星质量的预测，我们提供拟合公式与恒星质量的关系。然而，浓度本身不能解释$M_{\rm star} - M_{200, \rm DMO}$关系中的总散射，也不能解释$M_{\rm star} -V_{\rm max, DMO}$中的散射。晕自旋…
2016-11-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Going, going, gone dark: Quantifying the scatter in the faintest dwarf galaxies
我们预测的恒星质量晕质量（SMHM）的关系，矮星系和他们的卫星居住在晕下降到M $_{halo} =$ 10 $^7$ M $_{\odot}$与10 $^4$ M $_{\odot} <$ M $_{star}$（$z=0$）$< 10^8$ M $_{\odot}$，并量化预测的散射关系在低质量端，使用宇宙学模拟。这些星系是从矮星系的宇宙学模拟中绘制的，使用N体+ SPH代码ChaNGA，以60 pc的高分辨率运行。对于M $_{halo} > 10^9$ M $_{\odot}$，模拟的SMHM关系与文献测定一致，包括表现出小的分散。然而，在SMHM关系的散射显着增加较低质量的晕。我们发现，这种散射的一部分是由于{ \em暗矮星}，没有恒星的晕。然而，即使只考虑包含恒星人口的清晰晕，恒星质量的分散度也接近1 dex，M $_{halo}$（$z=0$）10 $^7$ M $_{\odot}$。这种散射大部分是由于包括矮星系的卫星，它们的晕质量通过潮汐剥离而减少。暗矮星（不含恒星的暗矮星）的比例随着晕质量的减少而显著增加。当考虑这些暗晕时，低质量SMHM中的真实散射甚至更大。在我们的模拟所探测的SMHM关系的最暗端，一个星系不能仅仅根据它的光度来分配一个独特的晕质量。我们提供了一个公式来随机填充低质量晕根据我们的结果。我们预测的低晕质量的大散射增加了由此产生的恒星质量函数在超微…
2017-05-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The scatter in the galaxy-halo connection: a machine learning analysis
我们应用机器学习，一个强大的方法来揭示复杂的相关性，在高维数据，宇宙学流体动力学模拟的星系晕连接。在没有完美信息的情况下，星系和光环变量之间的映射是随机的，但传统的机器学习模型是确定性的，因此无法捕捉其内在的散射。为了克服这一限制，我们设计了一个具有高斯损失函数的神经网络集成，该函数预测概率分布，使我们能够对星系-晕连接中的统计不确定性及其最佳拟合趋势进行建模。我们从地平线AGN和IllustrisTNG 100 -1模拟中提取了一些星系和晕变量，并量化了一个子集的知识在多大程度上能够预测另一个。这使我们能够识别星系晕连接的关键特征，并调查其在各种投影中的散射起源。我们发现，虽然晕质量以外的属性占50%的散射晕恒星质量的关系，恒星的半质量半径或总气体质量的预测是没有实质性的改善，通过添加进一步的晕属性。我们还使用这些结果调查半解析模型的星系大小在两个模拟，发现假设星系大小晕大小或自旋是不成功的。
2022-06-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing Galaxy Quenching Theories with Scatter in the Stellar to Halo Mass Relation
我们使用恒星晕质量关系中的散射来约束星系演化模型。如果吸积重子转化成恒星的效率随时间而变化，那么具有相同现今质量但不同形成历史的晕将具有不同的z=0星系恒星质量。这是固定晕质量时恒星质量散射的来源之一，$σ_{\log M\ast}$。对于在z~2处经历恒星形成快速猝灭的大质量晕，触发这种猝灭的不同机制产生不同的$σ_{\log M\ast}$值。我们使用这个框架来测试各种模型，其中淬火开始后，星系越过阈值在以下物理量：红移，晕质量，恒星质量，恒星晕质量比。我们的模型是高度理想化的，随着更多的物理学被包括在内，可能会出现其他散射源。因此，我们的测试是一个模型是否可以产生低于观测范围的散射，为其他来源留下空间。最近的测量发现10^11 Msol星系的$σ_{\log M\ast}=0.16$ dex。在阈值随时间恒定的假设下，如此低的$σ_{\log M\ast}$值排除了所有这些模型，除了由恒星质量阈值引起的猝灭。大多数物理量，如金属丰度，如果与晕形成历史无关，则会增加散射。因此，为了减少给定模型的分散性，星系的性质将与形成历史紧密相关，从而为它们的聚集创造可测试的预测。理解为什么$σ_{\log M\ast}$如此之小可能是理解星系形成物理学的关键。
2016-07-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Organized Chaos: Scatter in the relation between stellar mass and halo mass in small galaxies
我们使用本星系群计数和ELVIS N体模拟来探索低质量恒星质量与晕质量关系中的散射和斜率之间的关系，$M_\star \simeq 10^5 - 10^8 M_\odot$。假设模型具有关于$M_\star \propto M_\mathrm{halo}^α$形式的中位数关系的对数正态分散，则首选的对数斜率从零分散极限的$α\simeq 1.8$陡峭到固定晕质量下$M_\star$中分散的$2$ dex的情况下的$α\simeq 2.6$。我们提供了最佳拟合关系的拟合函数作为分散的函数，包括关系随着质量的降低而变得越来越随机的情况。我们表明，如果分散在固定的晕质量是足够大的（$\gtrsim 1$ dex），如果中位数的关系是足够陡峭的（$α\gtrsim 2$），那么“太大而不能倒”的问题，在本地组可以自洽地消除约$\sim 5-10\%$的实现。这种情况下，需要最大的subhalos主机不可观测的超暗矮星相当频繁，我们讨论这些系统的潜在可观测的签名。最后，我们比较我们的衍生约束最近的高分辨率模拟矮星系形成的文献。虽然在固定的$M_\mathrm{halo}$下，$M_\star$中的模拟到模拟的散射在不同的作者之间是很大的（$\sim 2$ dex），但是单个代码产生的关系具有更小的散射，并且通常给出会过度产生局部星系计数的关系。
2016-11-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Reusable Hierarchical Framework for Joint Inference of Ultralight-Dark-Matter Mass and Core-Halo Scaling
Wabash College（瓦巴什学院）
本文提出一种分层贝叶斯方法，用于推断SPARC旋转曲线中的溶iton-plus-NFW模型，探讨了先验-边界行为及模型参数的影响。
2026-08-06 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Halo-to-Halo Similarity and Scatter in the Velocity Distribution of Dark Matter
本文研究了从银河系到星系团质量尺度的暗物质晕的速度分布函数。我们确定了一个经验模型的VDF具有更宽的峰值和更陡的尾巴比麦克斯韦-玻尔兹曼分布，并讨论了物理解释。我们量化了宇宙晕VDF中的散射源及其对直接探测暗物质的意义。考虑到现代模拟和观测，我们发现银河系VDF中最显著的不确定性来自太阳系相对于暗物质晕尺度半径的未知径向位置。
2012-12-12 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The definition of environment and its relation to the quenching of galaxies at z=1-2 in a hierarchical Universe
一个良好的校准方法来描述在所有红移星系的环境是必不可少的结构形成的研究。这样的校准应该包括与晕质量的良好理解的相关性，以及识别支配其势阱（中心）的星系及其卫星的可能性。专注于z = 1和2，我们提出了一种环境校准的方法，可应用于下一代的低到中等分辨率的光谱调查。利用最新的星系形成的半解析模型，我们测量了不同尺度下固定孔径中星系的局域密度。有一个明确的相关性的密度与晕质量的卫星星系，而一个显着的人口低质量的中心被发现在高密度的大规模晕附近。在这种情况下，密度只是追踪光圈内最大质量晕的质量。为了确定中央和卫星星系，我们应用一个观测动机恒星质量排名方法，这是非常纯粹和完整的，特别是在更大的质量晕，这样的分工是最有意义的。最后，我们研究了一个测试案例的恢复环境的趋势：被动部分的星系和恒星和晕质量的中心和卫星的依赖。通过仔细的校准，观测定义的量可以很好地恢复模型中的已知趋势。这个结果即使在红移精度降低的情况下也成立，只要样品足够深以保持宽的密度动态范围。
2014-10-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
X-ray Scattering Echoes and Ghost Halos from the Intergalactic Medium: Relation to the nature of AGN variability
X射线明亮的类星体可能被用来通过X射线散射现象追踪环星系和星系际介质中的尘埃，这种散射现象在银河系物体周围观察到，这些物体的光穿过足够的星际气体和尘埃柱。特别令人感兴趣的是大于0.1微米的灰色尘埃的丰度，这在其他波长下很难检测到。为了计算大颗粒的X射线散射，必须放弃传统的瑞利-甘斯近似。宇宙X射线散射光学厚度的米氏解约为1%。这给从钱德拉的点源图像中区分尘埃散射光子带来了很大的困难，钱德拉的点源图像目前在成像分辨率上是无与伦比的。活动星系核的可变性质为这个问题提供了一个解决方案，因为散射光需要更长的路径，因此相对于非散射光会经历一个时间延迟。如果活动星系核由于一个主要的反馈事件而明显变暗（> 3 dex），钱德拉点源图像相对于散射晕将被抑制，X射线回波或鬼晕可能变得可见。我估计了钱德拉在整个天空中可见的散射回波的总数：N_ech ~ 10^3（nu_fb / yr^-1），其中nu_fb是能够使活动星系核迅速变暗的反馈事件的特征频率。
2015-03-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
Modeling the HI-Halo Connection: Evolution, Scatter, and a Halo-based Prescription for 21-cm Mock Catalogs
INAF – Astronomical Observatory of Trieste（意大利国家天体物理研究所的里雅斯特天文台）；IFPU – Institute for Fundamental Physics of the Universe（宇宙基础物理研究所）；Observatoire de la Côte d’Azur, Laboratoire Lagrange（蔚蓝海岸天文台拉格朗日实验室）；Department of Physics & Astronomy, University of the Western Cape（西开普大学物理与天文学系）；Tianjin Astrophysics Center, Tianjin Normal University（天津师范大学天津天体物理中心）；Institute of Physics, Laboratory of Astrophysics, EPFL（洛桑联邦理工学院物理研究所天体物理实验室）
研究中性氢（HI）与晕的联系，利用GAEA半解析模型预测HI质量函数等，刻画其关系、演化及散射，确定次要依赖性，编码相关关系和散射于处方，能构建模拟目录助力SKA相关测量与调查。
2026-07-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining the scatter in the galaxy-halo connection at Milky Way masses
我们开发并实现了两种新的方法来约束星系和暗物质晕之间的关系的散射。这些新技术对低晕质量的散射很敏感，使它们与以前依赖于集群幅度或丰富星系群的限制互补，这两者都只对更大质量的晕敏感。在我们的两种方法中，我们都使用星系群发现者来定位SDSS主星系样本中的中央星系。我们的第一项技术使用的是中心星系与所有低质量星系的小尺度互相关。这个量对低质量星系的卫星部分很敏感，而卫星部分又由晕和星系之间的散射驱动。第二种方法利用中心星系和邻近星系之间视线速度分布的峰度。这个量对包含固定恒星质量的中央星系的晕质量分布很敏感。理论模型构建使用峰值晕圆速度，$V_{\rm peak}$，作为我们的属性连接星系晕。互相关技术产生$σ[ M_\ast|V_{\rm peak}]=0.27\pm 0.05$ dex的约束，其对应于在固定$M_h$下的$\log M_\ast$中的分散，在$M_h=10^{11.8}$ Msun下的$σ[ M_\ast|M_h]=0.38\pm 0.06$ dex。峰度技术产生$σ[ M_\ast|V_{\rm peak}]=0.30\pm0.03$，对应于$M_h=10^{12.2}$ Msun处的$σ[ M_\ast|M_h]=0.34\pm 0.04$。$σ[ M_\ast|M_h]$的值显着大于在更高的质量的约束，与流体动力学模拟的结果一致。这种增加只是部分原因是由于$V_…
2019-10-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Weak lensing constraints on the stellar-to-halo mass relation of galaxy groups with simulation-informed scatter
本文利用弱透镜信号约束星系群的恒星-暗物质晕质量关系，与模拟对比并引入模拟散射改进模型，发现散射模型加强约束，错心效应需考虑但无法区分模型。
2025-09-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Impact of Scatter in the Galaxy UV Luminosity to Halo Mass Relation on Ly$α$ Visibility During the Epoch of Reionization
氢的再电离与宇宙中的第一个结构密切相关，因此了解再电离的时间轴有望揭示这些早期物体的性质。特别是Lyman α（Ly $α$）从星系穿过星系际介质（IGM）的传输对IGM中的中性氢敏感，因此可以用来探测再电离时间轴。在这项工作中，我们实现了一个改进的模型的星系紫外光度暗物质晕质量的关系，推断体积平均分数的中性氢在IGM从Ly $α$观测。许多模型假设，紫外线明亮的星系是由IGM过密区域的大质量暗物质晕所承载的，因此存在于相对较大的电离区域。然而，观测和N-体模拟表明，在紫外光光度晕质量关系的散射是预期的。在这里，我们对散射进行建模（尽管我们假设IGM拓扑不受影响），并评估再电离过程中对Ly $α$可见性的影响。我们发现，紫外线光度晕质量散射减少LY $α$的可见性相比，没有散射的模型，这是最重要的紫外线明亮的星系。然后，我们使用我们的模型与散射推断中性分数，$\overline{x}_{\mathrm{HI}}$，在$z \sim 7$使用的样本莱曼break星系的遗产领域。我们推断，与没有分散的$\overline{x}_{\mathrm{HI}} = 0.59_{-0.14}^{+0.12}$相比，有分散的$\overline{x}_{\mathrm{HI}} = 0.55_{-0.13}^{+0.11}$有非常轻微的下降，并且在不确定性范围内是一致的。最后，我们把我们的结果的…
2020-04-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Scatter in the star formation rate-halo mass relation: secondary bias and its impact on line-intensity mapping
本研究利用 IllustrisTNG 模拟探讨了次级偏置对线强度映射功率谱的影响，发现固定晕质量下恒星形成率与晕偏置的相关性会显著改变双晕和单晕项，并指出需在构建模拟星表和解释观测时考虑次级偏置。
2025-11-02 astro-ph.CO 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
Halo Contraction Effect in Hydrodynamic Simulations of Galaxy Formation
气体和恒星在暗物质晕内部区域的凝聚导致了更集中的暗物质分布。虽然这种效应是基于简单的引力物理学，但它在分层星系形成中的有效性问题在文献中引起了激烈的争论。我们使用一个集合的几个国家的最先进的宇宙流体动力学模拟研究的晕收缩效应的系统，从矮星系到星系团，在高和低的红移。这些模拟由不同的团队使用不同的代码运行，包括分层合并，气体冷却，恒星形成和恒星反馈。我们表明，在我们所有的情况下，内部暗物质密度增加相对于匹配模拟没有重子耗散，至少由几个因素。收缩效应的强度因系统而异，不能简化为一个简单的处方。我们提出了一个修订后的分析模型，描述了收缩的质量配置文件的均方根精度约为10%。该模型可以用来有效地支持暗物质晕对重子耗散的响应。晕圈收缩效应是真实存在的，在星系和星系团的质量分布模型中必须考虑到它。
2011-08-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Prompt cusps in hierarchical dark matter halos: Implications for annihilation boost
GRAPPA Institute, University of Amsterdam（GRAPPA研究所，阿姆斯特丹大学）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe, University of Tokyo（东京大学宇宙物理与数学研究所（Kavli））；Centro de Investigaciones Energéticas, Medioambientales y Tecnológicas (CIEMAT)（能源、环境与技术研究中心）
研究通过引入提示尖点，提升了银河系大小宿主在z=0时的湮灭增强量至约50，强调了尖点形成与并合树演化及环境依赖的统一重要性。
2026-07-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Gravitational scattering of the sterile neutrino halo dark matter
最近的一项研究表明，暗物质的引力散射，以质量为$m \sim 10^3-10^4M_{\odot}$的大质量物体的形式，可以提供一种可能的解决方案，以减轻冷暗物质的小尺度结构问题。散射截面是速度依赖的，因此这种情况下可以解释为什么暗物质的自相互作用是在矮星系，而不是在大质量星系和星系团显着。在这封信中，我们表明，这种黑暗的大质量物体可以由不育中微子与可能的静止质量范围$m_ν \sim 7.6$ keV $-$ 71 MeV。这个质量范围一般满足目前大多数观测的限制。不育中微子晕的整个结构可以简单地从标准物理学中预测出来。
2022-10-21 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The Role of Dwarf Galaxies in Building Large Stellar Halos
星系形成的层次理论基于这样一种观点，即较小的星系结构合并形成了我们今天看到的星系。过去的十年为这种情况提供了显着的观测支持，部分原因是光谱仪器的进步。多目标光谱学使人们能够发现银河系和M31周围的运动学冷子结构，这些结构可能是破坏卫星的碎片。高分辨率光谱学的改进提供了关键证据，表明银河系晕及其矮卫星的丰度模式可以用基于分层组装的银河系化学演化模型来解释。这些突破几乎完全依赖于对银河系中邻近恒星和M31中发光红巨星以及本星系群矮卫星的观测。在接下来的十年里，超大型望远镜将允许观测已知矮星系中的光度函数，并且它们将使观测远离星系晕的单个恒星成为可能。现在可以对银河系进行化学丰度普查，这将使我们最近的邻居M31成为可能。现在可以在M31中进行速度色散测量，这将可能用于本星系群以外的系统，如玉夫座星系和M81星系群。对更多螺旋星系及其卫星中更多单个恒星的详细研究将以新的方式测试等级组合，因为动力学和化学演化模型预测了不同环境中不同质量的晕的不同结果。
2009-02-17 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
