Impact of filaments on galaxy formation in their residing dark matter haloes
我们利用一个高分辨率的放大流体动力学模拟调查的影响，在其居住的暗物质晕的丝星系形成。提出了一种基于密度场和Hoshen-Kopelman算法的细丝识别方法。我们表明，冷和致密的气体预处理的暗物质丝可以进一步吸积到居住的个人低质量晕的方向沿丝。因此，与场晕相比，暗条晕的气体吸积是非常各向异性的。约30%的吸积气体的居住的灯丝晕的预处理，导致两个不同的热历史的气体在灯丝晕。与场晕相比，暗条晕具有更高的重子和恒星分数。不包括恒星的反馈，我们的研究结果表明，灯丝有助于气体冷却和增强恒星形成在其居住的暗物质晕在高红移（即z=4.0和2.5）。
2019-02-14 astro-ph.GA
Hot gas haloes around disc galaxies: O VII column densities from galaxy formation simulations
盘状星系形成的数值模型预言了在现今的螺旋星系周围存在着扩展的热（T~10^6 K）气体晕。这些晕的X射线光度预计会随着星系质量的增加而强烈增加。然而，迄今为止，对它们的X射线发射的搜索还没有成功。我们计算的所有天空O VII柱密度分布的晕的三个银河系一样的盘星系，导致宇宙学高分辨率，N体/气体动力学模拟。我们进行计算，包括磁盘气体和没有它，所以磁盘的贡献列密度是量化的。据发现，估计为银河系的星系柱密度仅低于观测上限，使测试的热晕范例可能在观测范围内。
2010-07-23 astro-ph.GA
Dark-ages Reionization & Galaxy Formation Simulation II: Spin and concentration parameters for dark matter haloes during the Epoch of Reionization
我们使用高分辨率的N体模拟研究的浓度和自旋参数的暗物质晕的质量范围$10^8\, {\rm M}_{\odot}\, h^{-1} < {\rm M} < 10^{11}\, {\rm M}_{\odot}\, h^{-1}$和红移$5{<}z{<}10$，对应的星系晕被认为是负责再电离。我们建立了一个子样本的平衡晕和对比他们的属性，也包括非放松系统的完整人口。通过将NFW和Einasto剖面拟合到单个晕的球平均密度剖面来计算浓度。在去除平衡外的晕后，我们发现一个$z{>}5$浓度$-$质量（$c(M)$）的关系，几乎是平坦的，以及描述了一个简单的幂律NFW和Einasto拟合。在$z=5$中，平均值关系周围的固有离散度为$Δc_{\rm{vir}}{\sim1}$（或20%）。我们还发现，由Ludlow等人提出的分析模型。再现晕浓度的质量和红移依赖。我们的最佳拟合Einasto形状参数$α$以$α{=}0.0070ν^2{+}0.1839$准确描述的方式取决于峰高$ν$。自旋参数$λ$的分布对平衡态的依赖性很弱;对于我们的弛豫样品，$λ$的峰值大约在${\sim}0.033$，对于全布居，峰值在${\sim}0.04$。自旋-维里质量关系在高红移处有轻微的负相关。
2015-12-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy properties and the cosmic web in simulations
我们试图了解星系属性和它们的局部环境之间的关系，这需要一个适当的环境概念的制定。我们分析GIMIC套件的宇宙流体动力学模拟的框架内的宇宙网络制定的霍夫曼等人，重点是模拟的DM晕和发光星系的属性相对于空洞，片，丝和结-宇宙网的四个元素。我们发现，晕的质量函数依赖于环境，从而带动了其他星系形成的环境依赖性。网形晕质量函数，并通过其主机晕质量的星系属性的强烈依赖，它也塑造了星系（网）环境的依赖。
2014-12-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Angular momentum properties of haloes and their baryon content in the Illustris simulation
在无碰撞N体模拟中，维里化的暗物质晕的角动量特性已经得到了很好的测量，但是对重子自旋的同样精确的分析仍然缺失。我们采用的Illustris模拟套件，第一个模拟的星系形成与完整的流体动力学，产生一个现实的星系人口在一个相当大的体积，量化的重子自旋属性超过$\sim$ 320,000晕。我们首先比较了不同自旋参数和晕定义之间的系统差异，以及样品选择标准对导出性质的影响。我们证实，只有暗物质的晕表现出接近自相似的质量和红移的对数正态形式的自旋分布。然而，星系形成的物理过程从根本上改变了重子自旋的分布。虽然暗物质成分基本上不受影响，但扩散气体和形成的恒星成分的自旋出现了强烈的质量和红移趋势。随着时间的推移，束缚在晕上的重子的自旋矢量与暗物质的自旋矢量发生了偏差，在无辐射的情况下，它们的比角动量增加了$\sim$ 1.3倍，在z = 0的完整物理设置中，增加了$\sim$ 1.8倍。我们发现，这种增强重子自旋可以解释的合并过程中从暗物质到气体的特定角动量转移和从反馈驱逐低特定角动量气体从晕的综合效应。我们的研究结果挑战了某些自旋演化模型，并强调了由重子物理引起的晕结构的重大变化。
2016-11-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The effects of galaxy shape and rotation on the X-ray haloes of early-type galaxies - II. Numerical simulations
通过高分辨率的二维流体动力学模拟，我们研究了热ISM的演化为一个大的早期型星系模型，其特征在于不同程度的扁平和内部旋转。星系是由最先进的轴对称双组分模型描述的，该模型是为再现真实系统而量身定制的;暗物质晕遵循Navarro-Frenk-White或Einasto轮廓。这些气体是由演化中的恒星产生的，并被Ia型超新星加热。我们发现，在一般情况下，旋转星系的ISM的旋转场是非常相似的恒星，从而可以忽略不计的热量贡献从热化的有序运动。在决定热晕最终的X射线光度$L_x$和温度$T_x$时，扁率和自转的相对重要性是星系质量的函数。低质量星系的扁平和旋转有利于全球风的建立，从而减少了$L_x$。在中高质量星系中，扁率和旋转不足以引起全球风，然而，在旋转模型中，气体流动的性质深受角动量守恒的影响，导致$L_x$和$T_x$的减少。
2014-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The response of dark matter haloes to elliptical galaxy formation: a new test for quenching scenarios
我们使用SPH程序对四个质量为M_{200} \sim 10^{13} \Msun的晕进行了宇宙学流体动力学放大模拟，研究了暗物质对椭圆星系形成的响应。我们的模拟包括金属丰度依赖的气体冷却，恒星形成，和反馈的大质量恒星和超新星，但不活动星系核（AGN）。在z=2的祖先星系的恒星晕质量比符合晕丰度匹配，假设萨尔彼得初始质量函数。然而，当z=0时，标准运行会受到众所周知的过冷问题的影响，将恒星质量高估了4倍以上。为了模拟抑制性晕淬灭的场景，在我们的强制淬灭（FQ）模拟中，冷却和恒星形成在z=2时关闭。由此产生的z=0星系的恒星质量，大小和圆周速度接近观察到的。相对于控制模拟，FQ模拟中的暗物质晕已经收缩，中心暗物质密度斜率d \log ρ/d \log r \sim-1.5，表明单独的干合并不能完全逆转z>2时发生的收缩。然而，在文献中的模拟活动星系核反馈，发现膨胀或没有净变化的暗物质晕。因此，暗物质晕对星系形成的反应可能提供一个新的测试，以区分喷射和抑制淬火机制。
2015-07-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of galaxy formation on the total mass, mass profile and abundance of haloes
我们使用宇宙流体动力学模拟研究如何纳入相关的物理过程星系形成（恒星形成，金属线冷却，恒星风，超新星和反馈活动星系核，AGN）改变的性质晕，超过四个数量级的质量。我们发现，气体排出和由超新星驱动的风引起的相关暗物质（DM）膨胀对于质量M200 < 10^13 Msun的晕很重要，相对于仅DM模型，它们的质量降低了20%。活动星系核反馈是防止过冷所必需的，它对晕质量的影响一直到星系团尺度（M200 ~ 10^15 Msun）。重子物理学将晕的总质量分布改变为维里半径的几倍，这种改变不能通过晕浓度的变化来捕获。总晕质量的减少导致晕质量函数减少约20%。这种效应对丰度匹配技术以及大多数星系形成的半解析模型都有重要的影响。我们提供了解析拟合公式，来自模拟，重现观察到的重子分数，以纠正晕质量和质量函数从DM-唯一的模拟。重子物理学（特别是活动星系核反馈）对星系团数计数的影响大约相当于将宇宙学从WMAP 7改为普朗克，即使采用M 500 ~ 10^14 Msun的中等高质量限制。因此，对于精确的宇宙学来说，重子的效应必须被考虑进去。
2014-07-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gas around galaxy haloes: methodology comparisons using hydrodynamical simulations of the intergalactic medium
为了模拟星系的气体环境，我们使用数值重力流体动力学程序GADGET-3和Enzo对红移z ~ 3的星系际介质（IGM）进行了宇宙学模拟。我们使用三种不同的算法识别模拟中的晕。不同的质量结果的晕等级排序，引入了一个限制因素，在确定晕与观测星系。我们还比较了两个代码之间的气体的物理性质，主要集中在气体的维里半径以外，最近的HI吸收测量z ~ 2 - 3星系周围的气体的动机。气体在晕中的内部弥散速度在30 Mpc的盒子尺寸下收敛，但在60 Mpc的盒子尺寸下，晕的质心特征速度没有收敛。的密度和温度的气体内的瞬时回转半径的晕被充分捕获的盒子大小为30 Mpc的一侧，但结果是高度敏感的未解决的，快速冷却的气体的治疗，与气体质量分数的维里半径内严重耗尽的恒星形成在GADGET-3模拟。在大尺度上的气体特有的速度场的收敛需要至少60 Mpc的盒子大小。在转弯半径之外，气体的物理状态与盒子大小和模拟方法之间的一致性达到30%或更好。我们的结论是，通用IGM模拟作出准确的预测星系际气体的性质超出了晕回转半径，但在较小的尺度上的气体性质是高度依赖于恒星的形成和反馈的实现。
2014-10-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
A mass-dependent density profile for dark matter haloes including the influence of galaxy formation
我们引入了一个质量依赖的密度剖面来描述星系内暗物质的分布，它考虑了暗物质对重子过程的响应与恒星-晕质量的依赖关系。这项研究是基于对从矮星系到银河系质量的流体动力学模拟星系的分析，这些星系来自MaGICC项目，已被证明与广泛的磁盘缩放关系相匹配。我们发现，一个通用的双幂律密度分布的最佳拟合参数变化的系统方式，取决于每个星系的恒星晕质量比。因此，数量Mstar/Mhalo约束了暗物质密度的内（$γ$）和外（$β$）斜率，以及斜率（$α$）之间过渡的锐度，从而将模型的自由参数的数量减少到两个。由于恒星质量和晕质量之间的紧密关系，这两个量中的任何一个都足以描述包括重子效应在内的暗物质晕轮廓。在流体动力学模拟中的晕的浓度是一致的N体的期望到银河系质量的星系，在质量的晕成为两倍的浓度相比，纯暗物质运行。这种依赖于质量的密度分布可以直接应用于观测星系的自转曲线数据和半解析的星系形成模型，这是对通常使用的NFW分布的一个显著改进。
2014-04-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Updated Results on the Galaxy-Halo Connection from Satellite Kinematics in SDSS
我们提出了新的结果，中央星系和暗物质晕之间的关系推断从斯隆数字巡天（SDSS）DR 7的卫星运动学观测。我们采用了一个更新的分析框架，其中包括详细的模拟目录，以模拟SDSS中的观测效果。我们的结果限制了暗物质晕的颜色依赖条件光度函数（CLF），以及卫星星系的径向轮廓。与以前的结果相一致，我们发现在固定的光度下，红色中心星系比蓝色中心星系生活在更大质量的晕中。此外，我们的研究结果表明，卫星星系有一个径向轮廓集中比暗物质，但不作为核心解决subhaloes在暗物质-只有模拟。与More等人先前使用卫星运动学的工作相比，我们发现更多的竞争约束的星系晕连接，与那些来自星系集群和星系星系透镜的组合。我们比较我们的结果的星系晕连接到其他研究使用星系团和组目录，这些不同的技术之间显示出很好的协议。我们讨论了卫星运动学在约束宇宙学和星系与暗物质晕之间的关系的背景下，未来的应用。
2018-11-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark Matter Response to Galaxy Assembly History
目的：众所周知，重子的存在会影响暗物质宿主晕。探索星系聚集的历史以及暗物质晕随时间的性质可以提供一种测量这些效应的方法。研究方法：我们研究了四个银河系质量暗物质晕从宝瓶座项目在其组装历史，$z = 0 - 4$之间的属性。在这项工作中，我们使用的SPH运行Scannapieco等人。（2009）和暗物质唯一的对应物作为案例研究。为了评估我们的研究结果的鲁棒性，我们将它们与使用移动网格技术和不同子网格方案运行的晕之一进行比较。结果：我们的结果表明，暗物质晕轮廓的宇宙演化依赖于重子的组装历史。我们发现，暗物质的配置文件不显着随时间的变化，因此，他们变得稳定，当重子的分数积累在中心区域达到80%的维里半径内的质量。此外，质量吸积的历史表明，较早聚集的晕是那些含有更大量的重子质量的晕，这反过来又使暗物质晕轮廓更早地达到稳定的配置。对于SPH晕，我们发现，特定的角动量的暗物质粒子的维里半径在z = 0的百分之五，保持近似恒定的时间，其中60%的恒星质量被收集。我们探索不同的理论和经验模型的收缩晕通过红移。一个更好地描述通过红移演化的晕收缩的模型必须依赖于内部区域的恒星质量含量。
2019-01-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
What to expect from dynamical modelling of cluster haloes I. The information content of different dynamical tracers
使用流体动力学模拟，我们研究如何以及潜在的引力势的星系团可以动态模拟不同类型的示踪剂。为了隔离不同的系统和不同的估计性能的影响，我们首先专注于应用一个通用的最小假设方法（oPDF）模拟晕使用完整的6-D相空间信息。我们发现，晕的质量和浓度可以恢复在一个合奏无偏的方式，与随机偏差，从晕到晕，主要反映了从稳态的示踪剂分布的偏差。当使用暗物质粒子作为示踪剂时，典型的系统不确定度是维里质量的$\sim 0.17$ dex和浓度的$\sim 0.17$ dex。卫星星系的动力学状态接近暗物质粒子的动力学状态，而团内恒星的稳定状态较低，导致质量的系统不确定度为$\sim$ 0.26 dex。与银河晕托管银河类星系相比，集群晕显示出更大的随机偏差在恢复的质量配置文件。我们还测试的准确性，使用团内气体作为动态示踪剂建模通过广义流体静力平衡方程，并找到一个可比的系统的不确定性估计质量使用暗物质。最后，我们通过定量分离它们的统计效率和对系统学的鲁棒性，证明我们的结论在很大程度上适用于包括球形Jeans方程在内的其他稳态动力学模型。我们还估计了在每种情况下导致系统性主导制度的示踪剂的限制数量。
2021-06-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dwarf stellar haloes: a powerful probe of small-scale galaxy formation and the nature of dark matter
Durham University（杜伦大学）；Harvard & Smithsonian（哈佛大学与史密森尼学会）；Polish Academy of Sciences（波兰科学院）
通过N体宇宙学模拟和星系模型，研究矮质量星系的并合历史，发现暗物质类型和星系形成阈值影响并合次数，进而决定矮星星系晕的结构，其观测可约束小尺度模型。
2026-06-15 astro-ph.GA
The impact of stellar feedback on hot gas in galaxy haloes: the Sunyaev-Zel'dovich effect and soft X-ray emission
热Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应和软X射线辐射在大质量星系周围、星系群和星系团中经常被观测到。我们研究了这些星系晕的观测诊断，用于“现实环境中的反馈”项目中的一套宇宙学“放大”模拟，该项目涵盖了晕质量的大范围（10^10-10^13 Msun）。我们探讨了恒星反馈对热气体观测值的影响。我们模拟的群的性质，如重子分数，SZ通量，和X射线光度（L_X），是广泛地与现有的观测，即使反馈的活动星系核是不包括在内。我们预测未来的观测低质量物体的SZ和弥漫X射线测量，发现他们不只是缩小版本的大质量星系，但更强烈的影响由恒星形成驱动的星系风。低质量晕（<~10^11 Msun）保留了少量的重子，这导致了SZ信号的强烈抑制。因此，我们的模拟预测，对于质量小于10^13 Msun的晕，晕质量的标度比自相似更陡。对于质量小于10^12 Msun的晕，L_X是随时间变化的，主要与恒星形成率（SFR）相关。对于这些天体来说，弥漫的X射线发射主要是由星系风提供动力的，而主导X射线发射的气体以接近于晕圈圆速度的径向速度流出。另一方面，对于质量大于~10^13 Msun的晕，L_X的变化要小得多，并且与SFR不相关，因为发射来自准流体静力学的维里化晕气体。
2016-09-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the influence of halo mass accretion history on galaxy properties and assembly bias
晕组装偏差是暗物质晕在固定质量下的组装历史对暗物质晕成簇的次要依赖。这种既定的依赖性预计将体现在星系群的聚集上，这是一种通常被称为星系组装偏差的潜在效应。使用IllustrisTNG 300磁流体动力学模拟，我们分析了依赖的属性和集群的星系的形状上的特定质量吸积历史的托管晕（sMAH）。我们首先表明，几个晕和星系的性质强烈相关的sMAH（$β$）在固定的晕质量的斜率。也就是说，具有越来越陡峭的$β$的晕在早期更快地增加它们的晕质量，并且它们的宿主星系呈现出更大的恒星与晕质量比，更快地失去它们的气体，在更高的红移处达到它们的恒星形成历史的峰值，并且更早地熄灭。我们还表明，$β$是更直接地连接到这些关键的星系形成属性比其他广泛采用的晕代理，如形成时间。最后，我们测量了在固定晕质量下星系团对$β$的二次依赖性作为红移的函数。通过追溯单个晕的演化，我们发现，$z=0$星系的祖先星系组装偏置信号的振幅随红移而增加，对于$M_\mathrm{halo}=10^{11.5}-10^{12}$ $h^{-1}\mathrm{M}_\odot$的晕，在$z = 1$处达到2倍。对组装偏差沿合并树演化的度量为二次偏差的研究提供了一个新的理论视角。我们的研究结果表明，晕吸积和星系群的聚类和观测特性之间存在紧密的关系，对于即将到来的宇宙学调查的模拟目录的生成也有重要的影响。
2021-05-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Numerical convergence of hydrodynamical simulations of galaxy formation: the abundance and internal structure of galaxies and their cold dark matter haloes
我们解决的问题，在宇宙学光滑粒子流体动力学模拟使用一套运行从EAGLE项目得出的数值收敛。我们的模拟采用亚网格模型，在基准质量和力分辨率下产生逼真的星系种群，但系统地改变后者，以研究它们对星系特性的影响。我们提供了几个分析标准，帮助指导选择重力软化流体动力学模拟，并从运行，既坚持和偏离他们目前的结果。不像只有暗物质的模拟，流体动力学模拟对引力软化表现出很强的敏感性，在选择数值参数时必须小心。我们的研究结果-主要集中在恒星形成的历史，星系恒星质量函数和大小-照亮三个主要考虑。首先，由于气体粒子之间的结合能，软化施加最小分辨逃逸速度$v_ε$。采用如此小的软化长度使得$v_ε\gt 10\,{\rm km s^{-1}}$（电离$\sim 10^4\,{\rm K}$气体中的声速）遭受光加热效应的降低的光加热。第二，来自恒星或活动星系核的反馈可能会遭受数值过冷，如果引力软化长度选择低于一个临界值，$ε_{\rm eFB}$。第三，我们注意到，小软化长度加剧了恒星和暗物质粒子在晕中心的分离，往往导致反直觉的结果，星系的大小{ \em增加}作为软化减少。流体动力学运行中的暗物质晕结构对软化的反应，反映了它们的星系种群对数值参数的敏感性。
2020-05-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark matter response to galaxy formation
我们已经重新模拟了宝瓶座计划的六个星系大小的晕，包括金属依赖冷却，恒星形成和超新星反馈。这使我们不仅可以研究暗物质晕如何响应星系形成，而且还可以研究这种响应如何受到晕组装历史细节的影响。与以前的工作一致，我们发现重子凝聚导致增加的暗物质浓度。暗物质密度分布在不同的晕圈形状上有很大的不同，但在所有情况下，速度色散随半径单调减小。一些晕显示出近似恒定的暗物质速度各向异性与$ β\approx 0.1-02$，而其他保留的各向异性结构的重子自由版本。我们的大多数晕在它们的内部区域变得近似扁圆，尽管少数保留了它们的无耗散对应物的形状。当包含重子时，赝相空间密度随蚀变斜率半径的变化服从幂律。暗物质密度分布的形状和浓度不能很好地再现已发表的绝热收缩模型。我们发现，在我们的晕的密度和运动学结构的显着传播似乎与它们的形成历史的差异。这种差异已经影响了无重子模拟的最终结构，但它们因包含重子而得到加强，并产生了新的特征。在星系内部的暗物质结构可以用来约束宇宙学模型或暗物质的性质之前，需要更好地理解星系形成的细节。
2010-04-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The influence of diffuse scattered light II. Observations of galaxy haloes and thick discs and hosts of BCGs
对星系深层测光的研究发现，在大半径处，表面亮度和颜色分布中存在过量光，其形式为弥漫的微弱晕和厚盘。在大多数情况下，似乎有必要使用外来的恒星星族或替代的物理解决方案来解释过剩。很少有研究仔细审查散射光在这方面的作用。我探索散射光对地面观测的晕和厚盘周围的边缘上的星系，晕周围的面盘星系，周围的蓝色紧凑星系（BCGs）的宿主星系，和晕周围的椭圆星系的影响。表面亮度结构的所有考虑类型的星系进行建模和分析比较散射光晕和厚光盘的测量。我模拟散射光和精确的天空减法简化的Sérsic型和面对盘星系模型的影响。所有星系模型都与下限和更亮的点扩散函数（PSF）卷积;对于少数星系，可以使用专用的PSF。结果显示，几乎所有类型的星系都有明亮的散射光晕和大量的红色过剩，大半径和微弱的表面亮度;例外的是最大的椭圆型星系，散射光的影响较小。研究低估了散射光在解释其表面亮度分布方面的作用。我的分析显示了表面亮度曲线，其中包括散射光，这些散射光与所有半径处的测量结果非常相似并重叠。由于不存在精确的径向扩展PSF，因此从扩散数据推导晕、厚盘和BCG宿主的物理性质是误导性的。显着改进的分析，包括新的测量的PSF需要进一步研究扩散晕。
2015-02-25 astro-ph.GA
The Three Hundred Project: Ram pressure and gas content of haloes and subhaloes in the phase-space plane
我们使用ThreeHundred项目，一套324 reimulated大质量星系团嵌入在广泛的环境中，调查（i）周围晕的气体含量如何与相空间位置相关的$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$，我们表明，冲压压力强度也很好地与相空间位置，这是再次集群质量无关。事实上，我们表明，在相空间平面的晕或subhalo和它的本地气体环境之间的高差分速度的区域，几乎是相互排斥的高晕气体含量的地区。这表明物体的气体含量和它们所经历的瞬时冲压压力之间存在因果关系，其中主导因素是速度差。
2019-01-17 astro-ph.GA
The detailed structure and the onset of galaxy formation in low-mass gaseous dark matter haloes
我们提出了一个模型，在早期宇宙中的氢再电离之前和之后的第一个星系的形成。在这个模型中，星系形成只能发生在质量超过与红移相关的临界值的暗物质晕中，该临界值在再电离之前等于（在最简单的情况下）原子氢冷却变得有效的质量，在再电离之后等于气体不能保持流体静力平衡的质量。我们定义晕占据分数（HOF）作为晕质量的函数，作为一个明亮的星系的主机晕的分数。HOF是由晕的临界质量演化和组装历史之间的相互作用建立的，并取决于三个因素：再电离前星系形成的最小晕质量，再电离的红移和（不断变化的）外部光加热率的强度。我们的基准模型预测截止星系质量函数在现今的晕质量，$M_{200} \sim 3\times 10^{8} M_{\odot}$ ; 100\%占领$M_{200} > 5\times 10^9 M_{\odot}$ ;和人口的无星气体晕的现今质量范围内的$10^{6} \lesssim M_{200} / M_{\odot}\lesssim 5\times 10^{9}$，其中气体是在热平衡与紫外线背景辐射和流体静力平衡中的重力势的晕。HOF = 0和HOF=1之间的过渡反映了晕质量增长的随机性。我们将探讨这些特征质量如何随模型假设和参数值而变化。我们的模型的结果与星系形成的宇宙学流体动力学模拟非常一致。
2020-09-04 astro-ph.GA
On the dark matter haloes inner structure and galaxy morphology
在本文中，我们扩展了Del Popolo（2010）的研究，以确定具有不同形态的星系晕的内部密度轮廓的斜率。我们研究了星系形态如何改变星系晕密度剖面的内斜率$α$与恒星质量$M_{*}$或自转速度$V_{\rm rot}$之间的关系。为此，我们使用Del Popolo（2009）的模型，结合来自Romanowsky\& Fall（2012）椭圆星系和螺旋星系样本的观测数据，McConnachie（2012）编制的本星系群样本，以及Cloet-Osselaer等人的模拟结果。我们发现$α$的斜率单调地从$V_{\rm rot} \simeq 250$ km/s的$α\simeq -1 $到$α\simeq 0 $。在$V_{\rm rot}\simeq 25$ km/s之后，斜率开始变陡。陡峭化发生在由非旋转支撑的星系主导的质量范围内（例如，dSphs），并取决于旋转和非旋转主导星系的角动量的偏移水平。这种变陡是球状矮星系中重子含量和角动量减少的结果。最后，我们将我们的结果与Di Cintio的SPH模拟进行了比较。我们的结果与他们的模拟结果在定性上是一致的，主要区别是小质量下的内斜率$α$（$M_* \lesssim10^{8} M_{\odot}$）比他们的模拟结果更平坦.因此，在质量略小于$\simeq 10^6 M_{\odot}$的矮星系中找到一个核心（如Di Cintio…
2016-07-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Diffuse galaxy cluster emission at 168 MHz within the Murchison Widefield Array Epoch of Reionization 0-hour field
我们在再电离时期0小时场内探测到并记录了星系团在168 MHz处的扩展的、弥散的射电辐射：南天以R.~为中心的一个$45^\circ \times 45^\circ$区域。A. ${}= 0^\circ$，decl. ${}=-27^\circ$。我们检测到29个感兴趣的来源;在阿贝尔0141中新检测到的光环;在阿贝尔2751中新检测到的遗迹; 4个新的光环候选者和另外4个新的遗迹候选者;以及在阿贝尔2556中新的凤凰候选者。此外，我们还发现了9个具有不可分类的弥散陡谱发射的星系团，以及一个与RXC J2351.0-1934相关的候选双遗迹系统。我们提出了测量源的属性，如它们的综合通量密度，光谱指数（$α$，其中$S_ν\propto ν^α$），并在可能的情况下的大小。我们发现几个扩散源有超陡峭的光谱，包括在阿贝尔0141的晕，如果得到证实，显示$α\leq -2.1 \pm 0.1$与目前的数据，使其成为已知的最陡峭的光谱晕之一。最后，我们比较我们的样本与以前检测到的晕和重新建立的无线电晕功率（$P_{1.4}$）与集群X射线光度（$L_{\mathrm{X}}$）和质量（$M_{500}$）的标度关系。我们发现，新检测到的晕和候选晕与$P_{1.4}$ - $L_{\mathrm{X}}$和$P_{1.4}$ - $M_{500}$关系一致，并且发现先前发现的关系随着样本量的…
2021-02-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Linking galaxies to dark matter haloes at $z\sim1$ : dependence of galaxy clustering on stellar mass and specific star formation rate
研究了$M_{*}>10^{10}M_{\odot}$星系在$z\sim1$的角两点关联函数对恒星质量（$M_{*}$）和比恒星形成率（sSFR）的依赖关系。来自UKIDSS DXS和CFHTLS的数据覆盖了8.2度$^{2}$样本尺度，在$z\sim1$上大于100 $h^{-1}$ Mpc，使我们能够通过晕建模来研究聚类、$M_{*}$和恒星形成之间的相关性。基于$M_{*}$阈值样本的晕占据分布（HOD），我们推导了$M_{*}$合并星系的HOD，并计算了$M_{*}/M_{\rm halo}$比。中心星系的比率在$M_{\rm halo}\sim10^{12}h^{-1}M_{\odot}$处显示出一个峰值，在星团环境中，卫星主要贡献于总恒星质量，其$M_{*}/M_{\rm halo}$值为0.01- 0.02。使用sSFR分裂的恒星形成星系，我们发现，主序星星系（$\rm log\,sSFR/yr^{-1}\sim-9$）主要是中央星系的$\sim10^{12.5} h^{-1}M_{\odot}$晕与最低的集群振幅，而较低的sSFR星系由中央和卫星星系的混合物，其中那些与最低的$M_{*}$主要是卫星影响他们的环境。考虑到最低的$M_{\rm halo}$样本在每个$M_{*}$仓，大质量的中央星系居住在更多的质量晕与较低的sSFR比低质量的，表明恒星形成的中央星系演…
2015-07-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Controlled Experiments on Dark-Matter Halo Structure and Galaxy Morphology I: What Sets Galaxy Sizes?
Peking University（北京大学）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学科维理天文与天体物理研究所）
通过受控模拟，量化了在固定晕质量下，晕自旋、浓度、内密度轮廓和重子分数对星系大小的影响，发现晕浓度是最重要的预测因子。
2026-05-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy and Mass Assembly (GAMA): halo formation times and halo assembly bias on the cosmic web
我们提出的证据晕组装偏差作为几何环境的函数。通过使用潮汐张量方法将GAMA星系群分类为居住在空隙，薄片，细丝或结中，我们发现居住在结中的低质量晕比居住在空隙中的相同质量的晕更老。这一结果提供了直接支持的理论，连接强晕潮汐相互作用与晕组装时间。几何环境的趋势在大晕质量时是相反的，在结中的晕比在空隙中的相同质量的晕年轻。我们发现了一个明显的光环缩小的信号--更大质量的光环承载着更早聚集恒星的星系。这种总体趋势独立于几何环境。我们支持我们的分析与L-Galerkin半解析模型的深入探索，在这里使用的相关的几个星系的性质与三种不同的定义晕形成时间。我们发现晕形成时间和星系属性之间的复杂关系，具有显着的散射。我们确认恒星质量与晕质量比、比恒星形成率和质量加权年龄是合理的晕形成时间的代用指标，特别是在低晕质量时。瞬时恒星形成率在所有晕质量下都是一个很差的指标。使用相同的半解析模型，我们创建模拟光谱观测使用复杂的恒星形成和化学富集的历史，近似模仿GAMA的典型的信噪比和波长范围。我们使用这些模拟断言如何以及潜在的代理的晕形成时间可以从伽马射线光谱数据恢复。
2017-06-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of assembly bias on the halo occupation in hydrodynamical simulations
利用两个最先进的流体动力学宇宙学模拟EAGLE和Illustris，研究了星系中暗物质晕占据率随大尺度环境和暗物质晕形成时间的变化.对于这两个模拟，我们使用三个星系样本与恒星质量排名固定的数量密度。对于这些样本，我们发现，在最密集的环境中的低质量晕比在最不密集的环境中更有可能拥有一个中央星系。当分裂的晕人口的形成时间，这些关系更强。因此，在一个固定的低晕质量下，早期形成的晕比晚期形成的晕更有可能拥有一个中心星系，因为它们有更多的时间聚集。卫星占据显示出相反的趋势，早期形成的晕拥有较少的卫星，因为有更多的时间与中央星系合并。我们还分析了恒星质量晕的大尺度环境和形成时间的中央星系的质量关系。我们发现，在最密集的环境中的低质量晕主机相对更大质量的中央星系。这种趋势也被发现时，分裂的年龄晕人口，与早期形成的晕托管更多的大质量星系。我们的研究结果是在协议与以前的研究结果从半解析模型，提供了强大的预测占用变化签名的晕占据分布的星系形成模型。
2018-08-01 astro-ph.GA
Simulations of Barred Galaxies in Triaxial Dark Matter Haloes: The Effects of Gas
星系的重子盘被认为改变了它们所处的暗物质晕的形状。我们使用具有气态成分的椭圆盘作为初始条件，对具有三轴暗物质晕的盘星系进行了一组流体动力学N体模拟。我们探索不同的晕三轴模型，也不同的初始气体分数，这使我们能够评估如何影响酒吧的形成。由于恒星的形成，所有光环形状和所有初始气体分数的模型在模拟结束时达到近似相同的气体含量。然而，我们发现，在早期阶段的气体的存在有重要的影响，随后的演变。当初始气体含量较大和晕三轴度较大时，砂体一般较弱。然而，气体的存在，是一个更有效的因素，在抑制形成一个强大的酒吧比晕三轴性。
2012-07-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Radiative feedback and the low efficiency of galaxy formation in low-mass haloes at high redshift
任何成功的星系形成模型都需要解释今天星系的小祖先中恒星形成的低速率。这种低效率是必要的复制低恒星维里质量分数，建议目前的丰度匹配模型。这种低效率的一个可能的驱动因素是来自大质量恒星的电离光子所施加的辐射压力。在宇宙学中，放大星系形成模拟辐射压力的影响被建模为一个非热压力，只在致密和光学厚恒星形成区域的行为。我们还包括大质量恒星的光致电离和光致加热。氢的完全光电离减少了$10^{4-4.5}$ K区域的辐射冷却。辐射压力的主要作用是调节和限制气体密度的高值和可用于恒星形成的气体量。这使得质量约为$z\simeq3$的$10^{11} \ {M_\odot}$的晕中的$\sim 1 \ {\rm M_\odot} \ {\rm yr}^{-1}$恒星形成率较低。红外捕获和光电离/光加热过程是在这个质量范围内的次级效应。居住在这些低质量晕中的星系只包含恒星总维里质量的$\sim0.6\%$，与丰度匹配大致一致。辐射反馈维持着一个具有上升圆速度剖面的扩展星系。
2014-05-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The phase space density of fermionic dark matter haloes
我们通过数值实验研究了费米子暗物质粒子的初始热速度对它们所聚集的暗物质晕的物理分布和相空间密度分布的影响，发现粒子的初始热速度在两种分布中都诱导出中心核，这可以在相空间密度理论的框架下得到理解.我们发现模拟的晕的最大粗粒度相空间密度（在6维相空间中使用EnBid程序计算）非常接近理论上的细粒度上界，而伪相空间密度Q ~ ρ/σ^3高估了最大相空间密度达一个数量级。在模拟晕的内部区域的密度很好地描述了一个“伪等温”的核心配置文件。我们已经开发了一个简单的模型，该模型的基础上，观察到的星系的表面亮度分布和中心速度色散，准确地预测其中心相空间密度。应用这个模型的矮球状卫星的银河系产生的值接近0.5千电子伏的质量的一个假设的热暖暗物质粒子，假设卫星晕的核心产生的温暖的暗物质自由流。如此小的值与莱曼-α森林观测设定的1.2 keV下限相冲突。因此，如果银河系的矮球状卫星有核心，这些核心很可能是由于与形成中的星系相关的重子过程，也许是纳瓦罗，埃克和弗伦克提出的那种，并在最近的冷暗物质模型中模拟星系形成。
2013-01-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Globular clusters vs dark matter haloes in strong lensing observations
爱因斯坦环或巨弧的图像中的微小扭曲提供了探测质量低于$10^9$ M $_{\odot}$的暗物质晕或亚晕的令人兴奋的前景，其中大多数都太小，无法形成可见的星系。在宇宙演化的冷暗物质模型中，预计存在大量这样的晕;相反，其他模型，如暖暗物质，预测没有晕低于这个数量级，这取决于暖暗物质粒子的性质。因此，试图探测这些小扰动可以区分不同种类的暗物质粒子，甚至完全排除冷暗物质模型。透镜星系中的球状星团也会引起图像的扭曲，原则上，这可能会污染测试。本文研究了室女星系团中六个早型星系中球状星团的总体分布。我们发现质量为$\sim10^6$ M $_{\odot}$的球状星团的数密度与暗物质扰动物（包括透镜中的次晕和沿视线的晕）的数密度相当。我们发现，在球状星团和暗物质晕的质量集中程度非常不同，导致不同的透镜畸变。这些可以用毫角秒分辨率的成像来检测，这种成像可以区分球状星团和暗物质晕信号。
2017-07-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ultra-deep Imaging: Structure of Disks and Haloes
深度成像是研究星系最外层结构的基本工具。我们回顾了星系盘和晕的超深成像的最新进展，强调了技术进步和挑战，并总结了现代理论和模拟背景下的观测结果。最深的现代星系成像来自三个主要来源：（1）调查，如斯隆数字巡天的条纹82项目，（2）小型望远镜的长时间曝光，包括业余爱好者，以及（3）最大的专业望远镜的长曝光。所面临的技术挑战在所有这些方法中都是共同的，包括处理大气和望远镜/仪器散射的光，正确的平场，以及在图像中减去非星系光。我们审查的星系盘和晕深成像，包括恒星晕，潮汐特征和恒星流，磁盘截断，厚磁盘的检测和表征的科学成果。超深成像领域仍然是一个非常未开发的领域，未来在这一领域的工作有望在我们对星系形成和演化的理解方面取得重大进展。
2016-12-16 astro-ph.GA
Modeling Galactic Conformity with the Color-Halo Age Relation in the Illustris Simulation
观测调查和星系形成模型之间的比较发现，暗物质晕的质量可以在很大程度上解释星系的恒星质量。然而，它仍然不确定是否额外的环境变量，通常被称为组装偏差，是必要的，以解释其他星系的属性。我们使用的Illustris模拟研究的作用，大会的偏见，在生产银河整合考虑18,000个星系与$M_{stellar}$ > $2 \times 10^9$ $M_{\odot}$。我们发现一个显着的信号，星系的一致性：到距离约10兆秒差距，平均红色部分的星系周围的红星系是高于周围的蓝星系在固定的恒星质量。暗物质晕表现出类似的一致性信号，在固定的晕质量下，早期形成的晕（老晕）的比例在老晕周围比在年轻晕周围高。一个合理的解释是星系晕的一致性信号与星系颜色-晕龄关系的结合：在固定的恒星质量下，特别是朝向低质量的一端，插图座星系的颜色与晕龄相关，最红的星系（通常是卫星星系）优先出现在最老的晕中。事实上，我们可以用一个简单的半经验模型来解释银河系的整合效应，通过基于晕质量（丰度匹配）和基于晕年龄（年龄匹配）分配星系颜色来分配恒星质量。我们调查其他解释的银河一致性，特别是它的依赖于隔离标准和中央卫星信息。关于观察比较，我们得出结论，所采用的选择/隔离标准，投影效应，叠加技术可以有显着的影响，所测得的振幅的一致性信号。
2015-10-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
ZOMG II: Does the halo assembly history influence central galaxies and gas accretion?
星系大小的暗物质晕的增长率和内部动力学取决于它们在宇宙网中的位置。位于节点处的光环直到现在都在质量上增长，并由径向轨道控制。相反，嵌入突出的丝状体中的晕在大小上变化不大，并且主要由切向轨道控制。使用变焦流体动力学模拟，包括恒星的形成和反馈，我们研究气体如何吸积到这些不同类别的对象，为简单起见，我们配音'吸积'和'停滞'晕。我们发现，所有的晕得到一个新的供应，新的吸积气体在其内部区域，虽然这慢慢减少随着时间的推移，特别是停滞的晕。新气体的流入量总是高于（但与之相当）回收材料的流入量。总的来说，冷气体部分增加（减少）随着时间的吸积（停滞）晕。在所有的情况下，一个恒星盘和一个凸起的形式在模拟晕的中心。恒星总质量与基于丰度匹配技术的预期非常一致。中央星系的许多性质似乎与晕所处的大尺度环境无关。然而，有两个明显的例外，相对于它们的吸积对应物，星系晕是不稳定的：i）星系盘包含更古老的恒星星族; ii）它的垂直尺度高度是两倍或更多。这种增厚很可能是由于合并和近距离飞越对长寿盘的加热。
2017-05-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gas around galaxy haloes - II: hydrogen absorption signatures from the environments of galaxies at redshifts 2 < z < 3
我们比较预测的大规模宇宙流体动力学模拟中性氢吸收签名附近的1 e11 - 1e12.5 MSun晕与观测测量。两种不同的流体力学技术和各种处方的气体去除高密度区域进行了检查。恒星形成和风反馈在维里半径外的HI吸收特征中只起次要作用，但在维里半径内起重要作用。因此，我们确定了三个不同的气体区域周围的晕：维里化区域，中银河系介质的维里半径以外所产生的扩展晕的星系约两个转弯半径，和星系际介质超越。对中银河系和星系间介质吸收量的预测在不同的方法中是稳健的，并且预测与在恒星形成星系和类星体宿主星系周围观察到的吸收量一致。然而，恢复维里化区域内的测量吸收量需要在模拟中具有更高的动态范围，或者需要额外的物理，或者两者兼而有之。
2015-05-08 astro-ph.GA
What is the (Dark) Matter with Dwarf Galaxies?
我们目前的宇宙学流体动力学模拟的形成矮星系中的一个代表性的样本从千禧年-II模拟提取的晕。我们的六个晕的z = 0质量约为10^10太阳质量，并显示出不同的质量组装历史，这反映在不同的恒星形成历史中。我们发现恒星的最终质量在5 x 10^7 - 10^8太阳质量之间，这与其他发表的类似质量晕中星系形成的模拟结果一致。我们最后的天体具有与矮椭圆星系和矮不规则星系一致的结构和恒星星族。然而，在一个Lambda CDM宇宙中，10^10太阳质量晕通常必须包含恒星质量比我们模拟对象低得多的星系，如果它们要与观测到的星系丰度相匹配的话。在我们自己的和所有其他目前的流体动力学模拟中形成的矮星系比这种质量的晕预期的要亮一个数量级以上。我们讨论了这一结果的意义和可能的影响。
2010-12-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Effects of Halo Anisotropy on Disc Galaxy Encounters
本文通过数值模拟研究径向各向异性暗晕对盘星系交会的影响，发现各向异性晕能在首次近心点前加速轨道角动量转移，导致更剧烈的相互作用和更大质量的潮汐特征，对并合时标和遗迹形态估计具有启示意义。
2025-08-23 astro-ph.GA
Tightening weak lensing constraints on the ellipticity of galaxy-scale dark matter haloes
宇宙学模拟预测，星系被嵌入三轴暗物质晕中，在投影中呈现近似椭圆形。弱引力透镜使我们能够限制这些晕的形状，从而测试暗物质的性质。弱透镜效应已经提供了强有力的探测，在星系团和星系团的质量尺度上，晕的扁平化特征，而星系的结果还有些不确定。在这里，我们结合了五个调查（NGVSLENS，KiDS/KV 450，CFHTLENS，CS 82和RCSLENS）的数据，以收紧观测约束星系尺度晕椭圆光度选择的镜头样本。我们约束$f_\rm{h}$，平均比率之间的对齐组件的晕椭圆率和椭圆率的光分布，发现$f_\rm{h}=0.303^{+0.080}_{-0.079}$的红色透镜和$f_\rm{h}=0.217^{+0.160}_{-0.159}$的蓝色透镜时，假设椭圆NFW密度分布和线性缩放晕椭圆率和星系椭圆率。我们的限制红星系构成了目前最重要的（$3.8σ$）系统校正检测的质量尺度的星系晕平坦的签名。我们的结果是在良好的协议与预期的千年模拟，采用相同的分析方案，并纳入模型的星系晕错位。假设这些错位模型和上述分析假设是正确的，我们的测量意味着一个平均暗物质晕椭圆率为研究的红星系样本$\langle|ε_\rm{h}|\rangle=0.174\pm 0.046$，其中$|ε_{h}|=(1-q)/(1+q)$涉及的比例$q=b/a$的短轴和长轴的投影质量分布。基于更大的即将到来的弱透镜数据集的类似测…
2020-11-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Revealing the galaxy-halo connection in IllustrisTNG
我们使用IllustrisTNG（TNG）模拟探索星系晕连接推断从国家的最先进的宇宙学，磁流体动力学模拟。通过结合100 Mpc（TNG 100）和300 Mpc（TNG 300）的体积实现了高质量分辨率和大体积，我们建立了中央和卫星星系的平均占有率和它们对托管它们的暗物质晕的性质的依赖。我们从TNG 100和TNG 300中获得最佳拟合HOD参数，分别对应于最小星系恒星质量的$M_\star\sim1.9\times10^9\,{\rm M}_\odot$和$M_\star\sim3.5\times10^9\,{\rm M}_\odot$，分别为$\bar{n}_g = 0.032\,h^3$ Mpc $^{-3}$和$\bar{n}_g = 0.016\,h^3$ Mpc $^{-3}$的目标星系数密度，在主机质量大于$10^{11}\,{\rm M}_\odot$。与以前的工作一致，我们发现，位于密集的环境中，低浓度，较晚的形成时间，高角动量的晕是最丰富的卫星人口。在低质量，高度集中的晕和那些位于过密区域更有可能包含一个中央星系。环境依赖的程度是敏感的定义所采用的物理边界的主机晕。我们研究星系占用率和晕属性之间的相关性是独立的程度，并表明HOD预测的晕质量和现今的浓度捕获的定性依赖于剩余的晕属性。在固定的晕质量，浓度是一个强有力的预测恒星质量的中央星系，这可能会发挥决定性的作…
2019-05-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining the shape of dark matter haloes using only starlight. I. A new technique and its application to the galaxy Nube
提出一种仅用恒星质量面密度约束星系引力势的新技术，通过Eddington反演计算相空间分布函数，舍弃导致DF为负的势，应用于星系Nube时发现其更支持有核势而非尖点NFW势。
2025-01-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mufasa:The strength and evolution of galaxy conformity in various tracers
我们调查星系整合使用Mufasa宇宙流体动力学模拟。我们显示了一个双峰分布的星系颜色与半径，虽然有太多的低质量淬火卫星星系相比，观测。Mufasa在观测到的属性中产生一致性，例如颜色，sSFR和HI含量;即邻近星系具有类似的属性。我们看到类似的趋势，在其他属性，如环境，恒星年龄，H $_2$含量，和金属丰度。我们介绍了使用$S(R)$量化一致性，测量邻居的上四分位数和下四分位数属性的相对差异。我们发现，低质量和非淬灭晕有弱的一致性（$S(R)\leq 0.5$）延伸到大投影半径$R$在所有属性，而高质量和淬灭晕有强的一致性（$S(R)\sim 1$），迅速减少与$R$和消失在$R\geq 1$ Mpc。$S(R)$在低质量晕中对环境的影响最强，在高质量晕中对sSFR（或颜色）的影响最强，除小晕中的HI外，以单晕整合为主。金属丰度在巨大的晕圈中显示出一种奇怪的反整合现象。追踪$z=0$星系的整合演化，显示整合广泛地出现为晚期（$z\leq 1$）现象。然而，对于固定的晕质量仓，一致性是相当恒定的红移出$z\geq 2$。这些趋势是一致的想法，强烈的一致性，只有出现在木法沙的淬火质量尺度$\sim 10^{12}M_\odot$以上的晕增长。因此，在各种性质的一致性的定量测量，随着其演变，代表了一个新的和严格的测试淬火对环境的影响，在目前的星系形成模型。
2017-12-20 astro-ph.GA
The angular momentum of disc galaxies: implications for gas accretion, outflows, and dynamical friction
我们结合星系-暗物质的结构和动力学标度关系的约束条件来研究盘星系的角动量含量。对于质量在10^{11.3} < M_vir/M_sun < 10^{12.7}范围内的晕，我们发现星系的自旋参数与晕质量无关，<J '_gal> =（J_gal/M_gal）/（\sqrt{2} R_vir V_vir）= 0.019^{+0.004}_{-0.003}（1 σ）.这显著低于松弛的LCDM晕，松弛的LCDM晕具有平均自旋参数<Q '_halo> = 0.031。因此，盘状星系的比角动量与其宿主暗物质晕的比角动量之比的平均值为R_j = 0.61^{+0.13}_{-0.10}。这就对大多数（盘状）星系形成的（半解析）模型中的一个标准假设提出了质疑，即R_j=1。利用简单的盘形成模型，我们发现理解为什么Rj与晕质量无关是特别具有挑战性的，而星系形成效率（ε GF，正比于星系质量与晕质量之比）揭示了强烈的晕质量依赖性。我们认为，ε_GF，R_j和晕质量之间的经验标度关系需要两个反馈（即，星系流出）和从重子到暗物质的角动量转移（即，动态摩擦）。角动量损失效率随晕质量的增加而减小。这样的质量依赖性可能反映了对形成稳定的光盘在高质量，低自旋晕或从低质量晕冷模吸积过渡到热模吸积在大规模结束的偏见。然而，目前的流体动力学模拟的星系形成，其中应该包括这些过程，似乎无法重现的经验关系之间的ε_GF和R_j…
2012-01-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The cosmological dependence of halo and galaxy assembly bias
漂移集理论的主要预测之一是，暗物质晕的聚集只取决于晕质量。然而，长期以来人们已经确定，晕的聚集还取决于其他属性，包括形成时间，浓度和自旋;这种效应通常被称为晕组装偏差。我们使用一套重力模拟研究晕组装偏差对宇宙学的依赖性;这些模拟涵盖了跨越10个$σ$的宇宙学参数，包括$Λ$ CDM范式的标准扩展，如中微子质量和动态暗能量。我们发现，在所有的宇宙学研究的浓度和自旋选择的晕，晕组装偏差的强度呈现小于0.05德克斯的变化，让我们得出结论，晕组装偏差对宇宙学的依赖是可以忽略不计的。然后，我们研究的依赖星系组装偏差（即晕组装偏差在星系聚类的表现）对宇宙学使用subhalo丰度匹配。我们发现，星系组装的偏差也提出了很小的依赖宇宙学（$\sim$ 2 $\%$ -4 $\%$的总集群），另一方面，我们发现，这个信号的依赖性上的星系形成参数，我们的星系模型要强得多。综上所述，这些结果让我们得出结论，晕和星系组装偏差对宇宙学的依赖几乎可以忽略不计。
2021-05-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Redshift-Space Clustering of SDSS Galaxies --- Luminosity Dependence, Halo Occupation Distribution, and Velocity Bias
本文介绍了Sloan数字巡天（SDSS）数据Release 7中小到中等尺度（0.1 - 25 Mpc/h）投影和三维（3D）红移空间两点关联函数（2PCF）的测量和模拟。我们发现了一个明确的依赖于星系团的亮度投影和红移空间，一般是更强的更明亮的样本。测量成功地解释晕占领分布（HOD）的框架内与中央和卫星速度偏置参数来描述星系运动学内晕和模型红移空间畸变（RSD）的影响。与以前的研究一致，我们发现更明亮的星系居住在更大质量的晕中。包括红移空间2PCF有助于收紧HOD约束。此外，我们发现明亮的中央星系并不是静止在晕中心，速度色散约为暗物质的30%。这样的相对运动可能反映了星系和晕合并的结果，我们发现，在较低质量的晕中心星系往往是相对于他们的主机晕更放松。卫星星系在明亮样品中的运动与它们跟随暗物质的运动是一致的。对于微弱的样本，卫星往往有较慢的运动，与速度色散约85%的暗物质晕内。我们讨论了速度偏差约束在研究星系演化和宇宙学中的可能应用。在附录中，我们描述了星系红移测量误差的分布，这是一个高斯卷积双指数分布很好地描述。
2019-09-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
How feedback shapes galaxies: an analytic model
我们介绍了一个简单的分析模型的星系形成，链接的暗物质晕在宇宙学背景下的恒星质量的建立在他们的增长。该模型旨在确定在宇宙时间内驱动星系-晕共同进化的物理过程。该模型限制了重子天体物理学的作用，以确定星系和它们的晕之间的关系。使用这种方法，星系的性质可以直接从其宿主暗物质晕的生长来预测。我们探讨模型中，有效的恒星形成效率内晕是一个函数的质量（或维里温度）和独立的时间。尽管它的简单性，该模型再现自洽的形状和演化的宇宙恒星形成率密度，特定的恒星形成率的星系，和星系的恒星质量函数，无论是在目前的时间和高红移。通过系统地改变模型中的有效恒星形成效率，我们探索了星系恒星质量函数特征形状的出现。在低红移观测到的双Schechter函数的起源自然地解释了两个效率制度的恒星晕质量的关系，即恒星反馈调节阶段，和超大质量黑洞调节阶段。通过提供一组解析微分方程，该模型可以很容易地扩展和反演，使天体物理学和宇宙学的作用和影响得以探索和理解。
2019-11-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
THESAN-HR: How does reionization impact early galaxy evolution?
本文提出分辨率提高50倍的THESAN-HR辐射流体动力学模拟，自洽考察再电离对早期星系的反作用，并表明非均匀UV背景对准确预测低质量晕星系性质至关重要。
2023-08-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Extracting galaxy merger timescales I: Tracking haloes with WhereWolf and spinning orbits with OrbWeaver
结构形成的层次模型预测，暗物质晕组装历史的特点是情节合并和与其他晕的相互作用。对这一过程的准确描述将有助于深入了解晕和其中星系的动态演化。使用大型宇宙学N体模拟，我们研究子结构晕和它们的主机之间的相互作用，以及不同的进化历史如何映射到不同类别的轨道？我们使用两个新的软件工具- WhereWolf，它使用晕组目录和合并树，以确保在密集的环境中准确跟踪晕，和OrbWeaver，它量化每个晕的轨道参数。我们演示了WhereWolf如何提高晕合并树的准确性，我们使用OrbWeaver来量化晕的轨道。我们评估如何从文献中的合并时间尺度的分析处方相比，从我们的模拟测得的合并时间尺度，并发现现有的处方表现良好，提供的子结构与主机质量的比例不是太小。在小的子结构与主机的质量比的限制，我们发现，处方可以高估合并的时间尺度大幅，这样的光晕预测生存远远超过模拟结束。这项工作突出了需要一个修订的合并时间尺度，更准确地占过程，如灾难性的潮汐中断的分析处方。
2019-11-22 astro-ph.GA astro-ph.IM
L-GALAXIES 2020: The formation and chemical evolution of stellar haloes in Milky Way Analogues and galaxy clusters
利用L-Galerkin 2020星系演化半解析模型，分析了（a）银河系南极（MWA）星系和（b）星系团周围恒星晕的形成和化学演化。观察到的恒星晕属性更好地再现时，假设一个逐渐剥离模型从卫星上去除冷气体和恒星，相比瞬时剥离模型。MWA恒星晕的恒星质量-金属丰度关系的斜率与在本宇宙中观测到的一致。这将L-Galaxies 2020与星系内部气体和恒星的金属丰度观测之间的良好一致性扩展到了星系外部。晕星的贡献平均只有$\sim{}0.1$ %的总环星系介质（CGM）富集的$z=0$在MWA，主要是由AGB星产生的碳喷射。大约四分之一的MWA有一个平均质量为$\sim{}2.3\times{}10^{9}M_{\odot}$的单一“重要祖先”，与盖亚土卫二的测量结果相似。对于星系团，L-Galaxy 2020与恒星晕质量分数的观测结果显示出良好的对应关系，但略微高估了恒星质量。假设恒星晕质量分布的Navarro-Frenk-White剖面提供了最好的一致性。平均而言，团内恒星成分（ICS）占团内中等（ICM）铁富集总量的5.4%，超过了最亮星系团（BCG）的贡献$z=0$。我们发现，考虑逐步剥离的卫星和现实的径向配置文件是至关重要的准确建模恒星晕形成的所有尺度上的半解析模型。
2021-11-24 astro-ph.GA
Resolved Stellar Populations as Tracers of Outskirts
星系晕包含了关于星系形成和演化过程的基本线索：等级宇宙学模型预测星系晕是普遍存在的，并且（至少部分）是过去合并和/或吸积事件的产物。在过去的二十年里，宽视场测量的出现彻底改变了我们对银河系及其最近的“姐妹”仙女座的看法，揭示了过去和正在进行的吸积事件中丰富的潮汐流，以及其已知的微弱卫星的数量翻了一番。现在的重点将转移到本星系群之外的星系晕：分辨星系晕重要区域上的单个恒星将能够估计它们的年龄、金属丰度和梯度。收集到的有价值的信息，星系的质量范围，形态和不同的环境将最终测试和定量告知星系形成的理论模型，并阐明了许多挑战所面临的模拟星系规模。
2016-12-16 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
GalaxyNet: Connecting galaxies and dark matter haloes with deep neural networks and reinforcement learning in large volumes
我们提出了一种新的宽深度神经网络GalaxyNet，它将星系和暗物质晕的属性联系起来，并使用强化学习直接在观测到的星系统计数据上进行训练。最重要的晕属性来预测恒星质量和恒星形成率（SFR）是晕质量，增长率和质量峰值时的标度因子，这是从随机森林的特征重要性分析中得出的。我们用监督学习训练不同的模型，以找到最佳的网络架构。然后用强化学习方法训练GalaxyNet：对于一组固定的权重和偏差，我们计算所有晕的星系属性，然后导出模拟统计数据（恒星质量函数，宇宙和特定的SFR，淬火分数和聚类）。将这些统计数据与观测值进行比较，我们得到了模型损失，该损失通过粒子群优化最小化。GalaxyNet非常准确地再现了观测数据（$χ_\mathrm{red}=1.05$），并预测了恒星与晕的质量关系，在高红移时比经验模型具有更低的归一化和更浅的低质量斜率。我们发现，在低质量，具有最高的SFR的星系是卫星，虽然大多数卫星淬火。瞬时转换效率的归一化随着红移而增加，但在$z\gtrsim0.7$以上保持恒定。最后，我们使用GalaxyNet填充宇宙体积的$(5.9~\mathrm{Gpc})^3$与星系和预测的BAO信号，偏差，和集群的主动和被动星系到$z=4$，这可以测试与下一代的调查，如LSST和欧几里得。
2020-05-25 astro-ph.GA physics.data-an
Stellar Disc Truncations and Extended Haloes in Face-on Spiral Galaxies
我们使用IAC Stripe 82遗产项目的数据来研究附近的22个表面测光，面对中度倾斜的螺旋星系。条纹82 $g'$、$r'$和$i'$图像的再处理和组合使我们能够探测到29-30 $r'$ -星等/角秒$^2$的星系，从而到达星系非常微弱的外围。在三个星系中发现了截断。另有15个星系被发现有明显的扩展恒星晕。模拟显示，来自星系内部的光被点扩散函数（PSF）散射可以产生类似晕的微弱结构，但这种效应不足以完全解释观察到的晕。这些晕和截断的存在是相互排斥的，我们认为，恒星晕和/或光散射的PSF的存在下，可以隐藏截断。此外，我们发现，恒星晕的发病和截断规模紧密与星系的大小。有趣的是，光的分数与动态质量无关。19个星系被发现在它们的轮廓中有断裂，其半径也与星系的大小相关。
2017-05-09 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
