CHANG-ES XIX: Galaxy NGC 4013 -- a diffusion-dominated radio halo with plane-parallel disk and vertical halo magnetic fields
利用卡尔G.利用Jansky甚大阵（VLA）在两个频段（C波段和L波段）上的观测数据，分析了边旋星系NGC 4013的射电性质，包括CR电子的极化和输运过程。利用150 MHz的补充低频阵列射线（LOFAR）数据研究了该星系的低频特性，并利用X射线（Chandra，XMM-Newton）数据研究了该星系的中心区域。中心点源在两个CHANG-ES波段的射电连续谱中占主导地位，但目前还没有明确的活动星系核分类。标度高度分析表明，高斯拟合，晕标度高度为1.2 kpc在C波段，2.0 kpc在L波段，和3.1 kpc在150 MHz，更好地代表强度分布比指数拟合。NGC 4013在C波段的射电连续晕较小，而低频LOFAR资料则显示出较大的射电连续晕。极化数据揭示了平面平行的，规则的磁场在整个磁盘和垂直晕组件的高度约6千秒差距，表明存在一个轴对称的字段具有径向分量指向外。NGC 4013的平均磁场强度为6.6 $μ$ G（使用修正的均分公式），这是相当小的。NGC 4013盘上的相互作用和低的恒星形成率（SFR）可能影响其射电连续谱的出现。几个可观察到的量给出一致的证据表明，在NGC 4013的晕CR运输是扩散：同步加速器的刻度高度，磁盘/晕通量密度比，同步加速器光谱指数的垂直剖面的频率依赖性，小传播速度测量建模与三角帆，和低温度的X射线发射热气体。
2019-06-25 astro-ph.GA
A 500 Parsec Halo Surrounding the Galactic Globular NGC 1851
利用显示四等主序星的图像，我们发现银河系球状星团NGC 1851被一个光晕包围，从潮汐半径700弧秒（41 pc）到超过4500弧秒（>250 pc）都可以看到。这个晕是对称的，密度按照$r^{-1.24}$的幂律下降。它的质量约为NGC 1851的0.1%。没有潮汐尾的证据。目前的球状星团演化模型并不能解释这一特征，尽管潮汐对矮球状星系影响的模拟定性地模拟了这些结果。鉴于已发表的模型的状态，不可能决定这个晕是由孤立的星系团蒸发产生的，还是由潮汐或盘冲击产生的，或者是由这个物体可能曾经嵌入的矮星系的破坏产生的。
2009-09-09 astro-ph.GA
AKARI Detection of Far-Infrared Dust Emission in the Halo of NGC253
我们提出了新的远红外（FIR）图像的边缘上的星暴星系NGC253获得的远红外探测器（FIS）机载AKARI在90微米和140微米的波长。我们已经清楚地检测到远红外尘埃辐射在星系晕中的延伸，有两个从银盘延伸到9 kpc的北部和6 kpc的西北方向的辐射结构。从其空间上与X射线等离子体外流的重合来看，扩展的FIR发射很可能代表由超级风携带的外流尘埃。90 μ m和140 μ m表面亮度的比值表明，在远离盘的区域，星系晕中的尘埃温度逐渐升高，这意味着星系晕中存在额外的尘埃热源。
2009-05-28 astro-ph.GA
CHANG-ES XV: Large-scale magnetic field reversals in the radio halo of NGC 4631
NGC 4631是一个相互作用的星系，它是在边缘星系中观测到的最大的气体晕之一。我们的目标是利用新的射电连续谱数据来检查其盘和晕发射的同步加速器和偏振特性。用卡尔G. Jansky超大阵列在C波段（5.99 GHz）的C & D阵列配置，以及在L波段（1.57 GHz）的B，C，& D阵列配置。利用旋转测度综合算法推导了偏振特性。我们在C波段和L波段探测到线偏振发射。晕中的磁场的特点是在星系中心区域的上方和下方有很强的垂直分量。圆盘中的磁场只有在NGC 4631的东侧才能清楚地看到，在那里它平行于星系长轴的平面。我们第一次在一个外部螺旋星系的晕中探测到大尺度的、平滑的法拉第深度图案，这意味着规则（相干）磁场的存在。在银河系的北晕中发现了法拉第深度的准周期图案和场反转。NGC 4631北晕中的磁场反转，以及观测到的极化角，表明巨磁绳（GMR）具有交替的方向。据我们所知，这是第一次在外部星系中观察到这种逆转。
2019-10-16 astro-ph.GA
Magnetic field structure and halo in NGC 4631
为了弄清NGC 4631是否在其盘的中心区域具有独特的磁场配置，我们提供了高分辨率的法拉第校正的偏振数据。用VLA对NGC 4631进行了4.85GHz射电连续谱观测。此外，还用Effelsberg望远镜在4.85 GHz和8.35 GHz进行了观测。这些与8.35 GHz的VLA存档数据一起进行了分析。NGC 4631的垂直刻度高度在星系内的不同区域变化很大，在4.85 GHz的平均值为2.3 kpc（370 pc），厚（薄）盘高于迄今为止在其他六个边缘螺旋星系中发现的平均值。这可能起源于NGC 4631与其邻近星系的潮汐相互作用。晕中的总场强与盘中的总磁场强度相当，而晕中的有序场强似乎高于盘中的值。由此得到的旋转测量值分布表明NGC 4631具有大尺度规则磁场结构。尽管沿银道面有很强的法拉第去极化，在盘和晕之间的过渡区也有很强的束流去极化，我们的研究强烈地表明，沿盘中心5-7 kpc的磁场取向也是平面平行的。因此，我们认为NGC 4631也有一个磁场结构，沿其整个磁盘平面平行。
2013-12-11 astro-ph.GA
CHANG-ES XIV: Cosmic-ray propagation and magnetic field strengths in the radio halo of NGC 4631
NGC 4631是一个相互作用的星系，在边缘星系中观察到的最大的气体晕之一。我们的目标是研究它的磁盘和晕发射的同步辐射和宇宙射线的传播特性与新的无线电连续数据。用卡尔G. Jansky超大阵列在C波段（5.99 GHz）的C和D阵列配置，以及在L波段（1.57 GHz）的B，C和D阵列配置。使用Effelsberg望远镜在1.42和4.85 GHz对NGC 4631进行了补充观测。将干涉总强度数据与单盘Effelsberg数据相结合，以恢复丢失的大尺度总功率发射。热和非热成分的总无线电发射分离估计的热贡献，通过修正的H $α$发射。使用观察到的H $α$和24 $μ$ m数据的线性组合校正H $α$辐射的消光。NGC 4631在5.99（1.57）GHz处的全球热分数为14 $\pm$ 3%（5.4 $\pm$ 1.1%）。在5.99（1.57）GHz的射电晕（厚盘）中，总辐射的平均标度高度为$1.79\pm0.54$ kpc（$1.75\pm0.27$ kpc），与同步辐射的标度高度大致相同。NGC 4631的总磁场在盘中的平均强度为$\rm{\langle B_{eq}\rangle} \simeq 9 \rm{μG}$，在晕中的平均强度为$\rm{\langle B_{eq}\rangle}~\simeq 7~\rm{μG}$。我们还研究了NGC 4631西南方的一个双叶背景…
2019-10-16 astro-ph.GA
The Metallicity Distribution Function in Outer Halo Fields of Simulated Elliptical Galaxies Compared to Observations of NGC 5128
恒星金属丰度分布函数（δ）已经被测量用于附近星系群中许多星系外晕中的分辨恒星星族。其中，半人马座星系群中央巨椭圆星系NGC5128的发现，为大质量星系形成和星系分级聚集理论提供了必要的约束条件。为了研究巨椭圆星系外晕的形成和化学演化历史，我们对一个类NGC 5128巨椭圆星系的3个放大高分辨率宇宙流体动力学模拟结果进行了分析，并将它们的外晕MDF与观测到的NGC 5128进行了比较.尽管模拟的星系有不同的合并历史和年龄分布，但所有预测的MDF都与观测到的一致。与NGC 5128的观测值$\rm [M/H]=-0.38 \pm 0.02$相比，模拟星系的金属丰度中值平均为$\rm [M/H]=-0.41 \pm 0.06$，观测星系和模拟星系的金属丰度离散度均为$\sim 0.77$ dex。我们调查的起源的恒星最终在模拟星系的外晕场，并表明，大多数有一个“吸积”的起源，形成在其他小星系，后来吸积合并。只有$\sim 15$ %的恒星是在星系的主要祖先内部“原地”形成的，并向外辐射迁移。我们发现，富含金属的原位恒星的贡献是次主导的外晕我们的模拟星系，但可以突出的内部区域。
2022-03-14 astro-ph.GA
Exploring the Dust Content of Galactic Halos with Herschel III. NGC 891
我们目前的深远红外观测附近的边缘星系NGC 891获得的赫歇尔空间天文台和斯皮策太空望远镜。这些地图证实了检测到来自内环星系介质（晕）的热发射，并在空间上解析了尘埃超级气泡和尘埃刺（暗条）。尘埃的晕成分的温度低于盘的温度，但在直径约8.0 kpc的区域内增加，从盘的一侧垂直延伸至少7.7 kpc，我们称之为超级气泡，因为它与热X射线发射和同步加速器尺度高度的最小值有关。这种外流正在突破厚盘并发展成星系风，这是特别令人感兴趣的，因为NGC 891不被认为是星暴星系;恒星形成率表面密度为0.03 Msun/年每平方千秒差距，气体分数仅为10%，表明风形成的阈值低于以前的工作。我们的结论是，恒星形成的表面密度是足够的超级气泡井喷到晕，但宇宙射线电子可能发挥关键作用，在确定这种流出发展成一个喷泉或逃离引力势。尘埃突中的高尘埃-气体比表明，这些物质是通过微晕与NGC 891的盘碰撞而被拉出NGC 891的。我们的结论是，NGC 891提供了一个例子，反馈和卫星相互作用的尘埃运输到一个典型的星系晕。
2020-12-16 astro-ph.GA
The Fornax Deep Survey with VST. I. The extended and diffuse stellar halo of NGC~1399 out to 192 kpc
[摘要]我们已经开始了一个新的深度，多成像调查的天炉座集群，被称为天炉座深度调查（FDS），在VLT调查望远镜。本文给出了星系团核心亮星系NGC 1399周围2平方度范围内的深部测光。我们发现发光星系NGC 1399的周围有一个非常大的、弥散的包层：我们绘制了从星系中心向外33弧分（~ 192千秒差距）的表面亮度图，在g波段下至约31 mag/arcsec ^[2]。深测光使我们能够在NGC 1399和NGC 1387之间的星团内区域探测到一个微弱的恒星桥。通过分析这一特征的综合颜色，我们认为这可能是由于两个星系之间正在进行的相互作用，NGC 1387东侧的外层被剥离。通过对光分布的拟合，我们发现在R=10 arcmin（~58 kpc）处，总光分布中存在一个物理突变半径，该突变半径决定了明亮的中心星系与外指数恒星晕之间的过渡区。我们讨论的主要影响，这项工作的建立恒星晕的天炉座星系团的中心。通过与大质量BCGs恒星晕形成的数值模拟结果的比较，我们发现观测到的恒星晕质量分数与恒星质量在10^8 - 10^11 M_sun范围内的祖先星多次吸积形成的恒星晕相一致。这可能意味着NGC 1399的光环也经历了一次重大的合并事件。在192千秒差距范围内没有大量的发光恒星流和潮汐尾，这表明这种强相互作用的时代可以追溯到早期的形成时代。因此，与室女星系团不同的是，NGC 1399周围的扩展恒星晕…
2016-02-05 astro-ph.GA
The flattening of dark matter halo of Centaurus A galaxy (NGC 5128) out to 40 kpc
本研究通过球状星团作为晕示踪体对NGC 5128进行离散轴对称建模，揭示了该巨型椭圆星系暗物质晕的三轴形状特征，并推导出其质量分布参数。
2023-05-16 astro-ph.GA
The bow-shock and high-speed jet in the faint, 40 arcmin diameter, outer halo of the evolved Helix planetary nebula (NGC 7293)
在以前的NGC 7293非常深的光学图像中，在星云直径为40弧分的微弱晕中发现了一个具有弓形激波形态的特征和一个具有喷流形态的特征。现在已经获得了Halpha和[N II] 6548，6584 A星云发射线的空间分辨长缝轮廓。这个弓形特征的Halpha径向速度接近于NGC 7293的系统日心径向速度，-27 km/s，并且在[N II] 6548，6584 A发射线中很微弱。此外，这些轮廓的全宽度与NGC 7293与其周围星际介质的相对运动相匹配，因此推断该特征是由NGC 7293在穿过该介质时的运动引起的真实弓形激波。中央恒星的自行也指向这个晕特征，这证实了对它起源的解释。类似地，[N II] 6584 A的线剖面显示，喷流状细丝确实是一个准直流出，正如其形态所表明的那样，速度约为300 km/s，湍流宽度约为50 km/s。它的低H α/[N II] 6548，6584 A亮度比表明在高速喷流中预期的碰撞电离。
2013-08-25 astro-ph.GA
Around the Spindle galaxy: the dark halo mass of NGC3115
我们报告的五个矮星系附近的发光的S 0星系NGC 3115的观测与哈勃太空望远镜的高级相机进行调查。通过红巨星分支的尖端确定的它们的距离是：10.05 Mpc（UGCA 193），9.95 Mpc（KKSG 17），10.13 Mpc（2 MASX-J 0957 -0915），10.42 Mpc（2dFGRS-TGN 218 Z179）和11.01 Mpc（KKSG 19）。这五颗矮星的典型距离误差约为0.75 Mpc，它们都是NGC 3115（10.2 $\pm$ 0.2 Mpc）的真正卫星。利用DESI遗留成像巡天，我们还发现了NGC 3115的5颗新的可能的矮卫星，以及NGC 3521周围的4颗新的可能成员，距离NGC 3115群3 Mpc。根据10颗矮伴星的径向速度和投影距离，我们推导出NGC 3115的总（轨道）质量为（4.89 $\pm$ 1.48）$10^{12}$ $M_{\odot}$。NGC 3115的总质量与K光度之比为（50 $\pm$ 15）$M_\odot/L_\odot$，是典型的早型亮星系。
2022-03-03 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
The chemical composition of a regular halo globular cluster: NGC 5897
我们报告的第一次晕星系团NGC 5897（R=12.5千秒差距）的化学成分，根据化学丰度比的27 α，铁峰，和中子捕获元素在7个红巨星。从我们用Magellan/MIKE摄谱仪获得的高分辨率、高信噪比的光谱中，我们发现中性物种的平均铁丰度为[Fe/H] = -2.04 +/- 0.01（stat.）+/- 0.15（系统），这比以前的光度和低分辨率光谱研究所暗示的更贫金属。NGC 5897是α增强的（到0.34 +/- 0.01 dex），并显示出其他（贫金属）晕球状星团（GC）的典型Fe峰元素比，在铁和任何其他重元素中没有整体的、显著的丰度分布。像其他GC一样，NGC 5897显示出明显的Na-O反相关，在那里我们发现了一个突出的原始恒星群体，具有增强的O丰度和太阳Na/Fe比，而两颗恒星富含Na，这为该星团中存在多个群体提供了化学证据。与太阳标度值和文献中贫金属GC M15的重元素丰度比较，证实NGC 5897只经历了很少的s-过程核合成。第一代的一颗恒星非常突出，因为它显示出非常低的La和Eu丰度。总的来说，NGC 5897是一个表现良好的GC，显示出典型的相关性和元素模式，在我们的数据中几乎没有惊喜的空间。我们认为，它较低的金属丰度可以解释在NGC 5897中发现的异常长的周期。
2014-03-05 astro-ph.GA
Constraining the Physical State of the Hot Gas Halos in NGC 4649 and NGC 5846
本文利用\textit{Chandra}/\textit{XMM-Newton}对早型星系NGC 4649和NGC 5846进行了联合分析，旨在研究由X射线数据和光学数据得到的质量分布之间的差异，以探测这些星系中热ISM的状态。如果热ISM处于流体静力平衡（HE）的给定半径，X射线数据可以用来测量星系的总封闭质量。因此，从光学导出的质量分布的差异产生的信息偏离他在热晕。NGC 4649不同角扇区的X射线质量分布总体上是平滑的，在\(12\) kpc范围内没有明显的方位角不对称性。外推这些配置文件超出这个规模产生的结果与光学估计一致。然而，在中心区域（\(r < 3\) kpc），与光学质量分布相比，X射线数据低估了包封质量。与以前的结果一致，我们估计一个非热的压力分量占气体压力的\(30\%\)，可能与核活动。在NGC 5846中，X射线质量分布显示出显著的方位不对称性，特别是在NE方向。在这个方向上的光学质量配置文件的比较表明显着偏离HE，一致的散装气体压缩和减压由于晃动的\(\sim 15\)千秒差距尺度;这种影响消失在西北方向的排放是平滑和扩展。在这一部分，我们发现了一致的X射线和光学质量分布，这表明热晕对强非引力没有反应。
2017-06-07 astro-ph.GA
Evolving Galactic Dynamos and Fits to the Reversing Rotation Measures in the Halo of NGC 4631
NGC 4631的旋转测量（RM）合成图显示，在kpc尺度上，该星系北晕的短轴随着距离的增加而发生显著的符号反转。为了解释这一新现象，我们在尺度不变性的假设下求解发电机方程，寻找旋转对数螺线解。速度场代表吸积到磁盘上，从磁盘流出，和旋转只在磁盘的解决方案被发现，产生RM与反转的迹象被视为edgeon.Model RM地图创建的各种输入参数使用法拉第屏幕和缩放到相同的振幅的观测地图。然后制作残差图像并进行比较以找到最佳拟合。仅旋转的解，即相对于图案均匀旋转的解，一般来说，并不适合NGC 4631的观测。然而，外流模型确实提供了与磁场的合理拟合。最好的结果，为特定区域，在北部晕建模被发现与吸积。由于在NGC 4631中有大量的风和吸积证据，这种建模技术有可能区分星系中的主导流。
2019-05-29 astro-ph.GA
Radio Continuum Halos of 7 Nearby Large Galaxies using uGMRT
本研究利用uGMRT对7个近邻大星系开展0.3-0.5 GHz深度射电观测，首次发现2个中等倾角星系的弥散辐射，证实多类星系射电晕尺度更大，还测得晕区谱指数陡化至约-1.5。
2024-11-04 astro-ph.GA
Investigating Disk-Halo Flows and Accretion: A Kinematic and Morphological Analysis of Extraplanar HI in NGC 3044 and NGC 4302
为了进一步了解平面外气体的起源和物理过程，我们提出了在两个附近的边缘螺旋星系NGC 3044和NGC 4302中HI的观测和运动学模型。我们将NGC 3044模型化为一个单一的厚圆盘。还检测到大量的平面外HI。我们检测到旋转速度随着高度（滞后）的减小而径向变浅，在大约R25处达到零。大规模的运动学不对称的接近和后退的一半表明最近的干扰。室女星系团成员NGC4302的运动学和形态学都受到了很大的扰动。我们将NGC 4302建模为一个薄圆盘和第二个较厚圆盘的组合，后者在中心附近有一个洞。我们检测到滞后的平面外气体，在后退的一半变浅的迹象，虽然它的特点是难以约束。在NGC 4302和它的伴星NGC 4298之间发现了一座桥。我们探讨的趋势，涉及这些星系的平面外HI运动学，以及整个文献中的星系，以及可能的滞后性能与恒星形成和环境之间的联系。测得的滞后被发现是显着陡峭的比那些纯粹的弹道效应建模，表明额外的因素。平面外滞后的径向变浅是典型的，发生在0.5R25和R25之间，这表明内部过程在决定平面外运动学方面很重要。
2014-11-10 astro-ph.GA
Kinematics and line strength indices in the halos of the Coma Brightest Cluster Galaxies NGC 4874 and NGC 4889
本文研究后发座星系团中最亮星系团（BCGs）外晕的恒星运动学和谱线强度指数，获得外晕Vrot和sigma分布，并推导出这些天体形成历史的约束条件。研究方法：我们分析了波长范围在~ 4500 ~ 5900埃的深、中分辨率、长缝光谱中的吸收线，其中NGC 4874的吸收线达到~50 kpc，NGC 4889的吸收线达到~65 kpc，探测区域的表面亮度低至μ R ~24 mag/arcsec ^[2]。结果如下：这些数据提供了沿两个BCG长轴和NGC 4889短轴的恒星速度和速度色散分布。NGC 4874和NGC 4889晕的运动学性质扩展了早型星系晕与明亮光度的关系，并表明外层区域的恒星仍然与这些星系相联系。对于NGC 4889，我们还确定了Hbeta，Mg和Fe线强度指数，发现Mg和Fe的强径向梯度。NGC 4889目前的数据集是半径最大的数据集之一，包括恒星运动学和线强度指数测量。
2010-06-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
{\it HST}/COS Observations of the Warm Ionized Gaseous Halo of NGC 891
星系晕的金属丰度为研究星系的吸积和反馈提供了重要的信息。附近的边缘星系NGC 891有一个多成分的气体晕和一个背景活动星系核（LQAC 035+042 003），在短轴附近投影到盘上方5 kpc。针对活动星系核的紫外连续谱，我们在新的{ \it HST}/COS谱中探测到了与NGC 891有关的13个离子的谱线。大部分吸收来自含有$\log T=4.22\pm0.04$、$\log n_{\rm H}=-1.26\pm0.51$和$\log N_{\rm H}=20.81\pm 0.20$的温暖电离气体。挥发性元素的金属含量（即，C、N和S）约为半太阳能（$\rm[X/H] \approx -0.3\pm 0.3$），而Mg、Fe和Ni显示出较低的金属丰度$\rm[X/H]\approx-0.9$。的吸收系统显示的耗尽模式看到温暖的银河弥漫云，这是一致的喷射太阳金属盘气体和热X射线发射晕（$Z=0.1-0.2Z_\odot$）的混合物。温暖的电离气体比银河系中心周围的冷\ion{H}{1}发射气体的质量大5倍，这可能导致在一段时间内以$10^2~M_\odot\rm~yr^{-1}$的平均速率吸积。我们还在$110\rm~km~s^{-1}$（一个高速云）和$30\rm~km~s^{-1}$的另一条视线（3C 66 A;从NGC 891投射的108 kpc）上探测到朝向LQAC 0…
2019-04-09 astro-ph.GA
Spectroscopic decomposition of the galaxy and halo of the cD galaxy NGC 3311
cD星系的恒星形成历史和扩展的恒星晕的信息在于它们的光谱。因此，为了确定这些结构是一起进化的还是通过两相形成的，我们需要用光谱法将光从每个成分中分离出来。我们提出了一个试点研究，使用Bracket拟合和提取的光谱的cD星系NGC3311和它的晕在积分场光谱数据管，并进行了一个简单的恒星星族分析，研究其恒星形成的历史。使用MUSE数据，我们能够在整个数据立方体中分离星系及其光环的光，给出纯粹代表每个结构光的光谱。对这两个组成部分的恒星星族分析表明，在这种情况下，晕和中央星系中的大部分恒星都非常古老，但与星系相比，晕更缺乏金属，$α$富集程度更低。这一结果与通过更小的卫星星系的吸积形成的晕一致，这些卫星星系具有更广泛的恒星形成。值得注意的是，整个星系的年龄和金属丰度指标的明显梯度与星系和晕成分的径向变化完全一致，它们各自没有显示梯度。这项研究的成功是有希望的，其应用程序到一个更大的样本的cD星系，目前正在观察的IFU调查。
2018-05-17 astro-ph.GA
Detection of a distinct metal-poor stellar halo in the early-type galaxy NGC 3115
本文给出了透镜星系NGC~3115的内晕和外晕中的恒星星族分布。使用深HST观测，我们分析恒星两个星等暗于红巨星分支（TRGB）的尖端。我们研究了沿该星系短轴的三个场，分别距中心19、37和54千秒差距，对应于7、14、21个有效半径（r_{e}）。即使在这些大的银河系中心距离，所有的领域是由一个相对丰富的人口占主导地位，在金属丰度分布的主峰随着半径从[Z/H]~-0.5至-0.65。贫金属星（[Z/H]<-0.95）的比例从16 - 37 kpc的17%增加到~54 kpc的28%。我们观察到一个明显的低金属丰度群体（峰值在[Z/H]~-1.3，总质量为2 * 10 ^{10} M_{\odot}~星系恒星质量的14%），并认为这代表了一个潜在的低金属丰度恒星晕的检测。这种晕通常被星系形成理论所预言，并在包括银河系和M31在内的几个晚型星系中被观测到。NGC~3115恒星晕的金属丰度和空间分布与该星系的球状星团系统一致，后者具有类似的低金属丰度人口，在这些大半径处占主导地位。这一发现支持使用球状星团作为星系晕明亮的化学动力学示踪剂。这些数据也使我们能够对TRGB的星等进行精确的测量，由此我们得出NGC~3115的距离模为30.05 \pm 0.05 \pm 0.10_{sys}（10.2 \pm 0.2 \pm 0.5_{sys} Mpc）。
2014-12-08 astro-ph.GA
The Dark Matter Distribution in the Spiral $NGC~3198$ out to 0.22 $R_{vir}$
我们使用最近非常扩展HI运动学（出48千秒差距），以及以前的H $α$运动学的螺旋星系NGC 3198，以获得其分布的暗物质（DM）。首先，我们使用卡方方法根据DM分布的不同轮廓来模拟该星系的旋转曲线（RC）：通用旋转曲线（URC）质量模型（恒星盘$+$ Burkert晕$+$气体盘），NFW质量模型（恒星盘$+$ NFW晕$+$气体盘）和重子$Λ$ CDM质量模型（恒星盘$+$ NFW晕由重子物理学修改$+$气体盘）。其次，推导DM晕密度分布，我们采用了一种新的方法，不需要一个全球性的，往往是不确定的质量建模。虽然根据标准方法，URC和NFW质量模型都可以解释RC，但新方法导致的密度分布与在λ冷暗物质（$Λ$ CDM）场景中预测的暗晕密度分布严重不一致。我们发现，重子物理的影响修改了原来的$Λ$ CDM晕密度的方式，得到的轮廓是更兼容的DM密度的NGC3198使用我们的新方法。然而，在大的距离，r $\sim$ 25 kpc，也这个修改后的重子$Λ$ CDM晕配置文件似乎创建与派生DM晕密度的张力。
2015-04-10 astro-ph.GA
First resolved stellar halo kinematics of a MW-mass galaxy outside the Local Group: A flat counter-rotating halo in NGC 4945
本研究利用MUSE光谱与HST成像数据，首次对本星系群外银河系质量星系NGC 4945的恒星晕进行了分解析动力学测量，发现其沿主轴34.6 kpc处存在反向旋转且源于吸积的恒星晕，确立了测量近邻星系恒星晕速度场的新技术。
2024-06-25 astro-ph.GA
The Rotation of the halo of NGC 6822 from the radial velocities of carbon stars
利用AAOmega摄谱仪拍摄的光谱，我们测量了100多颗恒星的径向速度，其中许多是中等年龄的碳星，在矮不规则星系NGC 6822的方向。运动学分析表明，样本中的碳星与NGC 6822有关，其径向速度和星系旋转的估计是通过对碳星人口的逐星分析得出的。我们计算了NGC 6822的$-51\pm3$ \kms \的日心径向速度，并表明人口旋转的平均旋转速度$11.2\pm2.1$ \kms \在距离银河系中心的平均距离为1.1千秒差距，旋转轴的位置角为$26^\circ\pm13^\circ$，投影在天空中。这接近HI气体盘的旋转轴，表明NGC 6822不是一个极环星系，但在动力学上更接近一个晚型星系。然而，旋转轴与AGB等密度剖面的短轴并不一致，这仍然是一个谜。
2016-05-18 astro-ph.GA
Streams, Shells, and Substructures in the Accretion-Built Stellar Halo of NGC 300
本研究利用DELVE深度观测解析NGC 300恒星晕，发现延伸星流、壳层、可能的次级绕转及遥远贫金属球状星团，表明其恒星晕由约1:15质量比的矮星系吸积瓦解形成。
2025-01-07 astro-ph.GA
The massive dark halo of the compact, early-type galaxy NGC 1281
我们研究了紧凑的，早期型星系NGC 1281与积分场单位观测映射出5个有效半径的恒星LOSVD和构建基于轨道的动力学模型，以限制其暗物质和发光物质的内容。在质量跟随光的假设下，H波段恒星的质量光比（M/L）为λ = 2.7（+-0.1）λ_{sun}，高于我们根据经典Kroupa（λ = 1.3 λ_{sun}）或Salpeter（λ = 1.7 λ_{sun}）恒星初始质量函数进行的恒星星族合成的预期值。这些模型也不能再现LOSVD的细节。带有暗晕的模型很好地恢复了运动学，并表明NGC 1281以暗物质为主，占运动学边界内总封闭质量的90%。以球形NFW剖面为参数，暗晕质量为11.5 < log（M_{DM} / M_{sun}）< 11.8，恒星M/L为0.6 <log < 1.1。然而，这颗恒星的M/L比其旧的恒星星族预测的要低。此外，在运动学范围内的晕质量比基于ΛCDM预测的预期大十倍，并且外推产生集群大小的暗晕质量。采用λ = 1.7 λ_{sun}得到的暗晕维里质量更适中，但这些模型对运动学的拟合较差。一个非NFW模型可能解决最佳拟合动力学模型和模型的基础上更合理的假设的暗晕和恒星质光比，这是不利的，根据我们的参数估计的非物理后果之间的差异。
2015-11-10 astro-ph.GA
The case of NGC 5824, a cluster possibly embedded in a dark matter halo
Instituto de Alta Investigación, Universidad de Tarapacá（塔拉帕卡大学高等研究所）；Institute for Astronomy, University of Edimburgh（爱丁堡大学天文研究所）；Departamento de Astronomía, Universidad de Chile（智利大学天文学系）
研究NGC 5824星团是否嵌套在暗物质晕中，通过光度学和运动学分析验证其外表面密度分布特征。
2026-03-05 astro-ph.GA
The Stellar Halo of the Spiral Galaxy NGC 1560
我们报告了在NGC 1560周围探测到的恒星晕，NGC 1560是马菲星系群的一个10^9 Mo螺旋星系成员。我们使用10.4米的加那利大望远镜在距离该星系中心约3.7弧分（投影距离为3.5千秒差距）的视场中获得了r和i波段的深度图像。光度函数和CMD显示，在NGC 1560的距离上，相对于预期的前景水平，在比RGB尖端更暗的星等上，有明显多余的恒星。晕星的颜色意味着其金属丰度为Z ~ Zo/50，而它们的数量对应于采样区域中的恒星质量为~ 10^7 Mo。假设晕的表面质量密度为幂律分布，我们的数据表明NGC 1560晕的总恒星质量为10^8 Mo。
2018-05-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the origin of the stellar halo and multiple stellar populations in the globular cluster NGC 1851
我们认为，所观察到的球状星团（GC）NGC 1851周围的恒星晕是它在其已不复存在的宿主矮星系的中心区域形成的证据。我们数值研究了在强潮汐场作用下嵌入大质量暗物质晕中的有核矮星系的长期动力学演化。矮星系被认为有一个恒星核（或核星团），可能是NGC 1851的祖先。我们发现，虽然暗物质晕和恒星的外壳的主矮星NGC 1851可以几乎完全剥离在其轨道演化过程中围绕银河系，一小部分的恒星在矮星可以保持被困在引力场的核。被剥离的核心可以被观测为没有或几乎没有暗物质的NGC 1851，而核心周围的恒星可以被观测为NGC 1851周围的弥散恒星晕。模拟的恒星晕呈对称分布，密度斜率为~ -2，在距离NGC 1851 ~ 200 pc范围内没有潮汐尾。我们发现，两个GC可以相互合并，形成一个新的核GC嵌入场星由于低恒星速度色散的主机矮。这一结果没有假设的年龄和/或化学丰度的两个合并的GC。因此，观察到的恒星晕和NGC 1851中特有的多个恒星星族表明，NGC 1851最初可能形成于一个古老矮星系的中心区域。
2011-09-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Astrophysical and Structural Parameters, And Dynamical Evolution Of The Open Clusters NGC 1245 And NGC 2099
利用2 MASS JHK和Gaia DR 2测光/天体测量数据库，计算了疏散星团NGC 1245和NGC 2099的天体物理和结构参数。它们可能的成员已经从盖亚DR 2自行数据中确定。我们的E（B-V）值（2 MASS）略小于文献值，而我们的E（B-V）值（Gaia DR 2）在不确定性范围内与文献一致。他们的距离模/距离和年龄与文献结果一致。NGC 1245具有较陡的负核质量函数斜率（χ core=-1.24）。它的晕（χ_halo=+0.78）和总（χ_overall=-0.95）MFs意味着它的[τ_rlx（overall），τ_overall ]=[3.02亿年，5]，显示出从核心向外区域的小规模质量分凝迹象。NGC 2099的MFs在核内为非常负的陡度（χ_core=-2.67），在晕内为非常正的陡度（χ_halo=+1.41）。这种从核心到外围的MF斜率表明，由于质量分离，核心中的低质量恒星被转移到星团的外围，而大质量恒星则沉入核心。NGC 2099的平坦的总体MFs（χ_overall=+0.91）和τ_overall=8呈现出质量分离的迹象。这些质量相对较大的OCs（8700 Msolar（NGC 1245）和5660 Msolar（NGC 2099））位于RGC > 9 kpc，暴露于潮汐效应和冲击波等外部扰动，它们的恒星损失比例较低。
2020-12-31 astro-ph.GA
The nature of the UV halo around the spiral galaxy NGC 3628
由于GALEX和Swift的深紫外观测，最近在星系周围发现了漫射紫外晕。根据紫外光的颜色，有人主张螺旋星系周围的紫外光晕是由于从盘发出的紫外线辐射和高纬度尘埃颗粒的散射造成的。详细的紫外辐射转移模型，考虑到散射和吸收可以解释的紫外线晕的形态，他们需要一个额外的厚尘埃盘旁边的传统薄盘的一半的星系在他们的样本。我们测试这样一个额外的厚尘埃盘是否同意在NGC 3628，一个边缘上的星系与一个厚尘埃盘的清晰签名观察到的红外发射。我们将远紫外辐射转移模型推广到全色模型。我们的模型，其中不包含微调，几乎可以完美地再现所观察到的光谱能量分布从紫外到毫米波长。这些结果证实了NGC 3628中的扩展紫外线发射是散射尘埃颗粒的解释，因此存在大量扩散的面外尘埃。然而，一个重要的警告是我们模型的几何简单性和非唯一性：具有不同几何设置的其他模型可能导致类似的光谱能量分布。更详细的辐射转移模拟，比较模型的结果，从紫外线到亚毫米波长的图像是一种方法来打破这种简并性，是紫外线偏振测量。
2016-01-22 astro-ph.GA
The Halo and Rings of the Planetary Nebula NGC 40 in the Mid-Infrared
我们目前的成像和光谱学的NGC 40获得使用斯皮策太空望远镜（斯皮策），红外空间天文台（ISO）。这些被用来调查的性质，从中央星云壳，从星云晕，并从相关的环星云。据指出，多种机制可能有助于中红外（MIR）通量，有证据表明，冷尘埃连续，强离子跃迁，和可观的排放多环芳烃（PAHs）。先前在较短波长下的观测也表明存在较温暖的颗粒，以及H2跃迁的可能贡献。有人建议，一个明显的喷流状结构东北的晕代表的许多发射辐条，渗透壳之一。轮辐可能是由紫外光子透过星云内壳层的渗透造成的，而喷射状的特征由于局部电子密度的升高而增强;这是NGC 40和星际介质之间相互作用的结果。最后指出，PAH的存在，21微米和30微米的光谱特征证明了相当可观的C/O比内的主要星云壳。这样的结果与使用碰撞激发线的丰度测定一致，但与使用光学复合线的丰度测定不一致
2010-10-23 astro-ph.GA
An HI study of NGC 3521 - a galaxy with a slow-rotating halo
本文介绍了作为HI邻近星系巡天的一部分，用VLA对邻近旋涡星系NGC 3521的HI线观测的研究结果。在HI数据立方体中，明显可见的是存在扩散和缓慢旋转的异常HI分量。数据立方体被动态分解为规则和异常HI分量。据估计，异常HI的质量为M_HI=1.5 × 10^9 Msun，占HI总质量的20%。标准HI数据产品和旋转曲线为每个动态组件。在圆周旋转速度方面，发现异常HI滞后于规则HI约25 - 125 km/s。生成三维模型并用于确定异常HI的可能位置。结果强烈表明，它分布在一个厚盘的规模高度为几个千秒差距（~3.5千秒差距）。结论是NGC 3521中的异常HI构成了缓慢旋转的晕气体成分，与其他邻近星系的类似发现一致。对异常HI径向分布的研究表明，它在空间上与恒星形成率最高的恒星盘内部区域一致。它很可能是一个星系喷泉，将气体从星系盘沉积到晕中。
2013-12-09 astro-ph.GA
Investigating the Dark Matter Halo of NGC 5128 using a Discrete Dynamical Model
本研究利用近1800个多类示踪天体的观测数据，通过离散轴对称各向异性Jeans方法拟合NGC 5128的暗物质晕，得到其NFW晕参数并验证了结果的稳健性。
2023-06-20 astro-ph.GA
Hot magnetic halo of NGC628 (M74)
在几个正面观测的螺旋星系中，发现了大尺度有序的磁场（所谓的磁臂），其中一种解释是磁重联的作用，它导致了磁场的更高有序性。磁重联能将磁场的能量同时转化为周围环境的热能，因此多年来一直被认为是星际介质的一种加热机制。直到最近，没有明确的观测证据，这一现象被发现。我们寻找可能的签名气体加热的磁重联效应在无线电和X射线数据的正面螺旋星系NGC628（M74），它提出了明显的磁臂和垂直磁场的证据。螺旋和磁臂中磁场的强度和能量密度，以及盘和晕发射的热气的温度和热能密度。在磁臂区，磁场的能量密度比旋臂区的高，而磁场的能量密度比旋臂区的低。热气体的整体温度在整个圆盘中大致恒定。与星暴星系M83的结果比较表明，磁重联加热可能存在于NGC 628的晕中。对NGC628中磁场和热气性质的联合分析也为可能的与伴星系的潮汐相互作用提供了线索。
2022-07-20 astro-ph.GA
The Young Open Clusters King 12, NGC 7788, and NGC 7790: Pre-Main Sequence Stars and Extended Stellar Halos
利用MegaCam图像研究了疏散星团King 12、NGC 7788和NGC 7790的恒星含量。与等时线的比较得出King 12的年龄小于2000万年，NGC 7788的年龄为2000 - 4000万年，NGC 7790的年龄为6000 - 8000万年，这是基于每个星团中靠近主序关闭（MSTO）的恒星的性质。NGC 7788的红化程度比之前估计的要大得多。King 12和NGC 7788的光度函数（LFs）显示了归因于前主序（PMS）天体的爆发的中断，与PMS演化模型的比较产生了与MSTO附近恒星测量的年龄一致的年龄。相比之下，NGC 7790中主序星的r' LF与基于太阳邻域质量函数的模型中的r' = 20相匹配。通过研究蓝主序星的两点角关联函数，研究了这三个星团的结构特性。国王12和NGC 7788都被一个半径为5弧分（约3.4秒差距）的恒星晕所包围。据建议，这些晕的形式在响应大规模的质量喷射早期的集群的演化，如模型预测。相比之下，NGC 7790中的蓝色主序星的半径约为7.5弧分，没有晕的证据。这表明这三个星团可能起源于同一个恒星形成复合体，但不是在同一个巨大的分子云中。
2012-11-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The oblateness of the Milky Way dark matter halo from the stellar streams of NGC 3201, M68, and Palomar 5
本文利用 NGC 3201、M68 和 Palomar 5 的星流约束了银河系暗物质晕形状，发现暗晕接近球形，与宇宙学模拟预测的扁球状暗晕存在张力。
2023-08-05 astro-ph.GA
Mapping the dark matter halo of early-type galaxy NGC 2974 through orbit-based models with combined stellar and cold gas kinematics
我们提出了一个基于轨道的方法结合恒星和冷气体运动学约束的暗物质配置文件的早型星系。我们将这种方法应用于早型星系NGC 2974，使用泛星成像和SAURON恒星运动学来模拟恒星轨道，并引入VLA观测的HI运动学作为引力势的示踪剂。冷气体运动学的引入显示出显着的影响，特别是暗晕属性的置信限：我们排除超过$95\%$模型内的$1-σ$置信水平的史瓦西模型，只有恒星运动学，并减少相对不确定性的暗物质分数显着$10\%$内$5 R_\mathrm{e}$。采用广义NFW的暗物质配置文件，我们测量一个浅尖形的内斜率的$0.6^{+0.2}_{-0.3}$时，包括在我们的模型中的冷气体运动学。我们不能仅用恒星运动学来约束内斜率。
2019-11-25 astro-ph.GA
A star-forming dwarf galaxy candidate in the halo of NGC 4634
盘状星系的晕形成了星系盘与星系际介质之间的重要联系。位于星系晕中的大质量恒星、HII区或矮星系是最近吸积和/或气体外流的潜在示踪物，也是光子场和气相金属丰度的额外贡献者。我们调查的性质和起源的恒星形成矮星系候选人位于边缘室女座星系NGC 4634的晕的投影距离为1.4千秒差距和H $α$恒星形成率为$\sim 4.7 \times 10^{-3} \text{M}_\odot \text{yr}^{-1}$，以增加我们对这些盘晕过程的理解。用光学长缝光谱测量了星云光学发射线的通量，得到了NGC 4634盘和候选成星矮星系中HII区的氧丰度12 + log（O/H）。从光学长缝数据和哈勃空间望远镜（HST）r波段数据、H $α$数据、巨型米波射电望远镜（GMRT）HI数据以及SDSS和GALEX数据的光度测量得出的丰度用于进一步分析。通过对H $α$光度、HI图和相对速度的$B$波段光度-金属丰度关系的进一步研究，我们能够确定矮星系候选者的可能起源。矮星系候选者的高氧丰度（12 + log（O/H）$\approx$ 8.72）导致它是由预富集的物质形成的结论。对辅助数据的分析表明，矮星系候选者是由来自NGC 4634的物质组成的。我们无法确定这些物质是否是通过潮汐或其他过程喷射出来的，这使得该系统对后续观测非常有趣。
2018-08-08 astro-ph.GA
The Peculiar Chemical Inventory of NGC 2419 -- An Extreme Outer Halo "Globular Cluster"
NGC 2419是一个巨大的外晕星系球状星团，其恒星先前已被证明具有某种特殊的丰度模式。我们用Keck/HIRES在合理的信噪比下观测到了NGC 2419的7颗亮巨星。其中一颗巨行星非常特殊，[Mg/Fe]极低，[K/Fe]极高，但大多数其他元素的丰度正常。丰度模式与任何超新星模型的核合成产率都不匹配。其他六颗恒星的丰度比是典型的内晕星系球状星团，图中以附近球状星团M30中的巨星为代表。虽然我们的测量表明NGC 2419在某些方面是不寻常的，但它的整体性质并没有提供令人信服的证据来证明内晕和外晕球状星团之间的差异。
2011-07-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Halos of Planetary Nebulae in the Mid-Infrared: Evidence for Interaction with the Interstellar Medium
行星状星云（PNe）在星际介质（ISM）中的运动被认为会导致各种观测结果，包括明亮边缘的形成;壳层的变形和破碎;以及中心恒星偏离包层的几何中心。这些和其他特征已经通过在可见光波长范围内的成像而被注意到。我们报告进一步的意见，这样的壳采取中红外（MIR），通过IRAC成像程序进行使用斯皮策太空望远镜（SST）获得。NGC 2440和NGC 6629被证明拥有可能相互作用的晕，以及在外壳一侧的冲压压力剥离物质。类似地，NGC 3242和NGC 6772的外晕似乎已经通过瑞利-泰勒（RT）不稳定性而破碎，导致ISM物质可能流向它们的包层内部。如果这种解释是正确的，那么它将表明NGC 3242正在向东北方向移动;这一建议也得到了相反方向延伸的60微米尾巴的支持，以及在运动方向上的H-α发射的弯曲带-可能是通过磁化ISM中的RT不稳定性产生的分量。
2009-09-09 astro-ph.GA
Dark matter and no dark matter: On the halo mass of NGC 1052
NGC 1052星系群，特别是两个内部速度色散非常低的超弥散星系的发现，最近一直是备受关注的主题。在这里，我们提出了一个样本的77个球状星团与NGC 1052上获得的凯克望远镜的径向速度。它们的平均速度和速度色散与宿主星系一致。利用一个简单的示踪剂质量估计器，我们推断了NGC 1052的封闭动力学质量和暗物质分数。外推我们的测量与NFW质量配置文件，我们推断总晕质量为6.2（$\pm$ 0.2）$\times$ 10 $^{12}$ M $_{\odot}$。这一质量与恒星质量-晕质量关系的预期完全一致，表明NGC 1052具有正常的暗物质晕质量（也就是说，它并不缺乏暗物质，与该星系群中的两个超弥散星系相比）。我们提出了一个相空间图显示的星系，位于投影维里半径（390千秒差距）的NGC 1052。最后，我们简要地讨论了两个暗物质缺乏星系（NGC 1052-DF和DF 4），并考虑MOND是否可以解释其低观测到的内部速度色散。
2019-08-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The dynamically hot stellar halo around NGC 3311: a small cluster-dominated central galaxy
在星系团中，团内光与中央星系晕的关系是一个重要的悬而未决的问题。在这里，我们报告的结果，从一个正在进行的项目，目的是在NGC 3311周围的长蛇座I（阿贝尔1060）集群的核心动力学状态的特征。方法：我们分析了NGC 3311晕中达到~25 kpc的深长缝吸收线光谱。结果：在R ~ 12 kpc处，速度弥散分布从中心σ 0 =150 km/s急剧增加到σ out ~450 km/s。更远的地方，到25 kpc，sigma似乎是恒定的，这是Hydra I星系速度色散的60%。NGC 3311的热晕动力学不同于其他正常的早型星系。结论：这些结果和从NGC 3311周围的X射线推断出的大量暗物质表明，该星系的恒星晕主要由星团的中央星团内恒星控制，并且从主要的星系束缚星到星团恒星的转变发生在距离NGC 3311中心4到12 kpc的径向范围内。我们评论的晕运动学观察到的星系团中央星系的范围很广，这取决于其主机集群的演化状态。
2010-09-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
HALOGAS: HI Observations and Modeling of the Nearby Edge-on Spiral Galaxy NGC 4244
我们提出了21厘米的观测和模型的HI的运动学和分布的NGC 4244，附近的边缘上的Scd星系观察到的Westerbork氢吸积在LOcal GALAXIES（HALOGAS）调查的一部分。我们的模型给洞察HI的运动学和分布，重点是平面外气体的潜在存在，以及在旋转速度与磁盘的平面以上的高度（滞后）的负梯度。我们的模型产生了强有力的证据，对显着扩展的晕，而不是有利于沿视线的翘曲组件作为一个解释的一些观察到增厚的磁盘。根据这些模型，我们在接近的一半和后退的一半中检测到-9 +/-2 km s-1 kpc-1的滞后。在接近和后退的一半，在半径为10 kpc的附近，这种滞后的幅度分别减少到-5+/-2 km s-1 kpc-1和-4+/-2 km s-1 kpc-1。此外，我们检测到几个不同的形态和运动学特征，包括一个壳，这可能是由磁盘内的恒星形成驱动。
2011-07-20 astro-ph.GA
A comprehensive analysis using 9 dark matter halo models on the spiral galaxy NGC 4321
本文利用迄今为止科学文献中缺乏的9种不同的暗物质剖面，即伪等温剖面、Burkert剖面、NFW剖面、Moore剖面、Einasto剖面、core-modified剖面、DC 14剖面、coreNFW剖面和Lucky 13剖面，对旋涡星系NGC 4321（M100）进行了暗物质分析。本文利用VLA HI观测数据，对星系NGC 4321的恒星晕、气态晕和暗物质晕方程进行了非线性拟合，分析了星系NGC 4321的自转曲线。在9个暗物质剖面中，4个暗物质剖面（DC 14、Lucky 13、Burkert和Moore剖面）显示出衰减特征，因此被认为不适合该星系。得出的结论是，这主要是由于这些暗物质配置文件的特点，也由于不同程度的问题内的内部区域配件。对于其余五个被接受的暗物质配置文件，我们进一步进行了分析，通过使用减少卡方检验。五个公认的暗物质分布中有四个分布在0.40 <约化卡方< 1.70的范围内，除了核心修改的分布。此外，伪等温轮廓实现了最佳拟合，即减少卡方最接近1，这主要是由于其在内部区域的线性和在大半径处的平坦度。
2021-02-20 astro-ph.GA
Old Massive Globular Clusters and the Stellar Halo of the Dwarf Starburst Galaxy NGC 4449
我们使用哈勃太空望远镜的图像显示，附近的矮星暴星系NGC 4449有一个不寻常的丰富的发光红色星团。综合测光、低分辨率光谱、动态质光比和分辨色星等图的联合约束提供了证据，证明其中一些星团是古老的球状星团。两个大质量星系团的光谱数据显示中间金属丰度（[Fe/H] ~ -1）和日下Mg增强（[Mg/Fe] ~ -0.1 ~-0.2）。其中一个星团可能是潮汐扰动矮星系的核心;另一个质量非常大（~ 3 x 10^6 M_sun）。我们还发现了一群遥远的晕状球状星团。NGC 4449与矮星系中普遍存在恒星晕的新图像相一致，对其球状星团的研究可能有助于区分吸积和这种晕的原位情景。
2011-12-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
New cluster members and halo stars of the Galactic globular cluster NGC 1851
NGC 1851是一个有趣的银河系球状星团，具有多个恒星演化序列，轻和重元素丰度变化以及周围恒星晕的迹象。我们提出的第一个红巨星的光谱研究结果内和外的潮汐半径的这个集群。我们的研究结果确定了9个可能的新的集群成员（潮汐半径内）与日心径向速度与NGC 1851一致。我们还确定，根据他们的径向速度，四个可能的潮外星团晕星的距离高达~3.1倍的潮汐半径，这是支持以前的发现，NGC 1851是由扩展的恒星晕包围。这13颗恒星中有12颗有自行，并且都与NGC 1851的自行一致。除了星系团成员和星系团晕星，我们观察到的径向速度分布与由Galaxia代码生成的贝桑松盘/N体恒星晕银河系模型的预期分布一致，这表明在我们的领域中不存在其他不同径向速度的结构。这些恒星的金属丰度估计使用近红外钙三重态吸收线的等效宽度测量，并发现，在这种方法的限制，是一致的NGC 1851。此外，我们恢复110红巨星星团成员从以前的研究的基础上，他们的径向速度和识别三颗恒星异常高的径向速度。
2015-07-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence Against Dark Matter Halos Surrounding the Globular Clusters MGC1 and NGC 2419
皮布尔斯（Peebles，1984）首先提出了古老的球状星团（GC）是在其自身的暗物质晕中心形成的猜想，最近又重新提出来解释在许多GC中观察到的令人困惑的丰度模式。在本文中，我们证明了孤立的GC的外部恒星密度分布是非常敏感的扩展的暗晕的存在。GC NGC 2419位于距离我们银河系中心90 kpc的位置，而MG C1位于距离M31中心约200 kpc的位置，是测试GC在大质量暗晕中心形成的理想实验室。将分析模型与这些GC的观测结果进行比较，我们得出结论，这些GC不可能嵌入维里质量大于10^6 Msun的暗晕中，或者等价地说，暗物质晕质量与恒星质量之比必须为Mdm/M_*<1。如果这些GC确实在它们的一生中在弱潮汐场中轨道运行，那么这些限制意味着这些GC不是在它们自己的黑暗晕中形成的。最近的观察，在GC NGC 1851的扩展恒星晕也解释在我们的分析模型的背景下。这些结果的GC的形成的影响进行了简要讨论。
2011-08-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Discovery of a halo around the Helix Nebula NGC 7293 in the WISE all-sky survey
本文报道了宽视场红外巡天探测器全天巡天在12微米波段观测到的行星状星云NGC7293（受阻星云）周围的扩展晕（直径40'）。中红外晕具有轴对称结构，东北方向有一个尖锐的边界，西南方向有一个较弥散的边界，这表明恒星风和星际介质（ISM）之间存在相互作用。晕的对称轴与东北弧的对称轴很好地对齐，这表明这两个结构在物理上是相关的。我们已经试图适应所观察到的几何形状与一个移动的稳态恒星风与ISM相互作用的模型。从这些拟合中得到了ISM密度和恒星速度的可能组合。模型和观测之间的差异表明，恒星质量损失有一个更复杂的历史，包括可能的时间和角度依赖性。
2012-07-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical abundances of giant stars in NGC 5053 and NGC 5634, two globular clusters associated with the Sagittarius dwarf Spheroidal galaxy?
人马座矮椭球星系（Sgr dSph）的潮汐破裂正在产生银河系（MW）晕中最突出的子结构-人马座流。除了场星，Sgr dSph被怀疑已经失去了一些球状星团（GC）。许多银河系GC被怀疑起源于Sgr dSph。虽然对于一些候选者来说，由于化学相似性，Sgr dSph的起源已被证实，但其他候选者的化学成分从未被研究过。NGC 5053和NGC 5634是其中两个研究较少的Sgr dSph候选成员星系团。为了描述它们的组成，我们分析了NGC 5053中的一颗巨星和NGC 5634中的两颗巨星。我们分析高分辨率和信噪比光谱的MyGIsFOS代码的装置，确定大气参数和丰度之间的O和Eu多达21种。的丰度进行了比较与MW晕场星，“不相关”MW晕球状星团，和金属穷人Sgr dSph主体人口。NGC 5053的金属丰度[Fe Ⅱ/H]=-2.26+-0.10，NGC 5634的[Fe Ⅰ/H]=-1.99+-0.075和-1.97+-0.076。这使得NGC 5053成为MW中最缺乏金属的球状星团之一。这两个集群显示一个阿尔法增强类似的晕在可比的金属丰度。NGC 5634中的两颗恒星清楚地显示出在MW球状星团中广泛存在的Na-O关系。大多数其他丰度与标准MW晕趋势吻合良好。Sgr dSph主体种群的化学性质与低金属丰度的晕相似。因此，很难区分NGC 5053和NGC 5634在Sgr dSph中的起…
2015-05-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Ionization State of the Halo Planetary Nebula NGC 2438
NGC 2438是一个典型的多壳或晕行星状星云（PN）。它的中心恒星和主星云被很好地研究。它也是各种流体动力学模拟的目标（Corradi等人，2000年）。这引发了关于晕圈是否主要含有重组气体的讨论（Schoenberner等人，2002年），或者它们是否仍然是电离的（Armsdorfer等人，2003年）。对多个狭缝位置的窄带图像和长狭缝光谱进行了分析，以更深入地了解外壳和晕的形态细节和性质。在这项工作中，有来自ESO（直接成像和长缝光谱）和SAAO（使用小缝扫描整个星云的光谱观测）的数据。使用从发射线的温度测量结果在电子温度，这清楚地表明一个完全电离的阶段。此外，电子密度的测量表明填充因子的变化。
2011-09-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Resolved Stellar Halo of NGC 253
我们已经获得了麦哲伦/IMACS和HST/ACS的成像数据，解决红巨星分支恒星的恒星晕的星暴星系NGC 253。HST数据覆盖的区域很小，使我们能够准确地解释地面数据，这些数据覆盖了30%的晕，距离为30 kpc，使我们能够对本星系群之外的恒星晕的全球性质和结构进行详细的定量测量。晕的几何形状与盘的几何形状相同，非常平坦，投影轴比为b/a ~ 0.35 +/- 0.1。晕的总恒星质量估计为M_halo ~ 2.5 +/- 1.5 x 10^9 M_sun，或星系总恒星质量的6%，并具有投影径向依赖性，遵循指数为-2.8 +/- 0.6的幂律，对应于三维幂律指数~-4。我们测量的NGC 253的总光度和轮廓形状比银河系和M31的等效值要大一些，也更陡一些，但在宇宙学背景下建立的恒星晕属性的模型预测的分散范围内。晕内的结构可以在不同的尺度上看到：有一个小的kpc尺度的密度变化和一个大的架子状特征靠近中场。已经开发的技术将是必不可少的定量比较我们即将观测到的恒星晕的更大样本的晕形成的模型。
2011-04-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The shape of dark matter halo in PRG NGC 4262
为了确定暗物质的空间分布，我们对极环星系NGC 4262进行了研究。我们使用的恒星运动学数据的中心星系的光学光谱与信息的中性氢的运动学的极性组件。结果表明，NGC4262是典型的极环星系，其组成部分之间的相对夹角为$88^{\circ}$。从中央星系和环运动学的模拟中，我们发现暗物质分布的形状随半径变化很大。也就是说，暗物质晕向银盘平面$c/a=0.4$变平，但它向远离中央星系$c/a=1.7$的正交（极）平面变长。此外，环演化的模拟让我们确认了环的稳定性和其中准螺旋结构的形成。
2014-01-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
