Globular cluster numbers in dark matter haloes in a dual formation scenario: an empirical model within EMERGE
我们提出了一个经验模型的球状星团（GC）在星系中的数量的基础上，最近的数据表明，暗物质晕维里质量和GC数之间的紧密关系。虽然一个简单的基础模型形成GC在低质量的晕再现这种关系，我们表明，GC的第二个形成途径是需要考虑到观察到的年轻GC人口。我们确认以前的工作，报告所观察到的线性相关性作为一个结果的层次合并和它的不敏感性的确切的GC形成过程中，在较高的维里质量，即使是一个双形成的情况。我们发现，线性关系的分散性与平滑吸积的相对量密切相关：越多的暗物质平滑吸积，晕的GC就越少，与相同质量的其他晕相比。这种散射小于晕质量测量所引入的散射，表明星系中GC的数量是其暗物质质量的良好示踪剂。平滑的吸积也是低质量晕中每GC平均暗物质质量较低的原因。最后，我们成功地再现了所观察到的一般趋势的GC是老的和更大规模的晕托管老GC系统的趋势。包括第二GC的形成机制，通过富含气体的合并导致更现实的各种GC年龄分布，也介绍了年龄反转的晕维里质量范围$\log M_\mathrm{vir}/\mathrm{M}_\odot = 11{-}13$。
2021-06-11 astro-ph.GA
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
The Cosmic Ballet II: Spin alignment of galaxies and haloes with large-scale filaments in the EAGLE simulation
我们调查的星系和晕的排列相对于宇宙网细丝使用EAGLE流体动力学模拟。我们通过应用NEXUS+方法的质量分布和Bisous形式主义的星系分布来识别细丝。这两个网络发现者都返回了类似的连续结构，它们排列得很好，并且包含可比较的星系群。EAGLE晕具有与仅暗物质模拟中的对应物相同的与细丝的自旋对准：低质量晕优先平行于细丝自旋而高质量晕优先垂直于细丝自旋的复杂质量依赖趋势。相比之下，星系的自旋并没有表现出这样的自旋转变，并且在所有质量下都有垂直排列的倾向，大质量星系的排列程度最大。该结果对NEXUS+和Bisous长丝均有效。当分裂形态，我们发现，椭圆星系表现出更强的正交自旋-丝排列比螺旋星系类似的质量。它们的晕也是如此，椭圆星系的主晕比螺旋星系的主晕具有更大程度的正交排列。由于星系形状和自旋之间的错位，星系短轴的取向与星系自旋不同。我们发现，短轴垂直于暗条的星系与它们的主晕排列得更好。这表明，许多相同的物理过程决定了星系-灯丝和星系-晕的排列。
2019-03-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Cosmic Ballet: spin and shape alignments of haloes in the cosmic web
我们研究了从P-Millennium $Λ$ CDM宇宙学N体模拟中获得的前所未有的大样本暗物质晕与宇宙网细丝的对齐。我们使用最先进的NEXUS形态形式主义，由于其多尺度的性质，同时确定在所有尺度的结构。我们发现强大的和非常重要的路线，与两个主轴的晕和他们特有的速度倾向于沿灯丝取向。然而，自旋-细丝排列显示出更复杂的趋势，从低质量时优先平行变为高质量时优先垂直。这种"自旋翻转"发生在平均质量为$5\times10^{11}~h^{-1}M_\odot$时。该质量随着长丝直径的增加而增加，在最细和最粗的长丝样品之间变化超过一个数量级。我们还发现，晕的内部部分有一个自旋翻转的质量，是几倍小的晕作为一个整体。这些结果证实，最近的吸积是负责的复杂行为的晕自旋丝排列。低质量晕主要沿垂直于其主灯丝的方向吸积质量，因此它们的自旋倾向于沿灯丝取向。相比之下，高质量的晕主要是沿着它们的宿主细丝增生，并且它们的自旋优先垂直于它们。此外，位于较薄的灯丝的晕更有可能沿其宿主灯丝比位于较厚的灯丝相同质量的晕吸积。
2018-09-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Scatter, bias, and chaos of satellite orbits in triaxial dark matter haloes
Yale University（耶鲁大学）
该研究量化了暗物质晕三轴度对卫星轨道的影响，发现三轴度会导致卫星轨道近心距散射、偏差，混沌轨道仅在强扁化宿主中出现，宿主形状和取向的不确定性会显著影响卫星轨道推断，需纳入未来研究。
2026-10-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The spatial distribution of globular clusters in dwarf spheroidal galaxies and the timing problem
矮球状星系尖状暗晕内部区域的大质量球状星团的动力学摩擦时标可以比哈勃时间短得多。这意味着一小部分GC预计将在这些星系的中心附近被捕获。我们比较的径向分布的GC预测在简单的Monte Carlo模型与样品的$38$光谱证实GC加17 GC候选人，主要与低光度dSph星系。如果暗物质晕遵循NFW轮廓，则在投影距离小于星系有效半径的一半处观察到的偏离中心GC的数量明显高于模型预测。这个时间问题可以看作是对起始GC距离的微调。由于中心区域的GC下沉时间尺度较短，预计GC的径向分布将在下一个1-2 Gyr期间发生显著变化。然而，暗物质晕的核心大小相当于星系的有效半径，可以导致一个缓慢的轨道内螺旋的GC在这些星系的中心区域，提供了一个简单的解决方案的时间问题。我们还检查了我们的GC样品的总分布中质量分离的任何迹象。
2022-02-02 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 gas fractions of dark matter haloes hosting simulated $\sim L^\star$ galaxies are governed by the feedback history of their black holes
我们研究散射的起源之间的关系的气体分数和质量的暗物质晕托管当今$\sim L^\star$中央星系的EAGLE模拟。散射与中央星系黑洞（BH）的吸积率无关，但与BH的质量强烈且呈负相关，这意味着在整个光环组装过程中，活动星系核反馈的气体排出差异是散射的主要原因。在中心星系中有质量不足的黑洞的晕也倾向于保留较高的气体分数，并表现出较高的恒星形成率（SFR）。中心黑洞质量的多样性主要源于暗物质晕结合能的多样性，因为这些量在固定的晕质量下是强烈正相关的，因此由更（不）紧密结合的晕所承载的$\sim L^\star$星系发展出的中心黑洞比其晕质量的典型质量更（不）大。在固定晕质量下，晕气体分数的变化反映在软X射线亮度和热苏尼亚耶夫-泽尔多维奇通量中，这表明星系性质与其晕气体分数之间强耦合的预测可以通过测量来测试。具有不同SFR但相似晕质量的星系的诊断。
2019-06-04 astro-ph.GA
The little things matter: relating the abundance of ultrafaint satellites to the hosts' assembly history
超暗矮星系（$M_\star\lesssim10^{5-6}\,{\rm M}_\odot$）是星系形成早期阶段的遗迹。它们包含宇宙中最古老和最贫金属的恒星，可能在氢再电离时代之前形成。这些星系非常微弱，只能作为银河系的卫星被探测到。它们是如此之小，以至于在当前的宇宙流体力学模拟中几乎无法分辨。在这里，我们结合非常高分辨率的宇宙学$N$体模拟与半解析模型的星系形成研究人口和空间分布的超微弱卫星在银河系质量晕。我们发现，这些星系的丰度与主机晕的组装历史：在固定的质量，晕组装较早，平均包含更多的ultrafaint卫星今天比晕组装后。我们确定模拟的星系晕，经历了一个古老的盖亚-土卫二香肠和最近的LMC吸积事件，发现前者发生在33%的样本和后者在9%。只有3%的人经历了这两种事件，这些事件中的超微弱卫星特别丰富，大多数是在古代吸积事件中获得的。我们的模型预测，卫星的径向分布更集中在早期形成的晕。考虑到卫星与中央圆盘的潮汐相互作用，我们发现在整个径向范围内观测到的银河系卫星径向分布非常匹配。这一协议主要是由于我们的模型跟踪“孤儿”星系后，他们的subhaloes低于模拟的分辨率限制的能力。
2019-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Three Hundred Project: The gas disruption of infalling objects in cluster environments
我们分析的气体含量的演变落晕在集群环境中的三百项目，收集了324个数值模拟的星系团。我们样本中的晕是在$z=0$的主星系团晕的$5R_{200}$内选择的，总晕质量为$M_{200}\geq10^{11} h^{-1} M_{\odot}$。我们追踪了它们的主要祖先，并研究了它们进入陷落区后的气体演化，我们将其定义为$1-4R_{200}$。使用完整的相空间信息和视线投影来研究我们种群的径向趋势，我们证实了Arthur等人（2019）的结果，并确定了3D中$1.7R_{200}$周围和投影中$R_{200}$的特征半径，在该半径处，下落晕在下落之前几乎失去了所有的气体。分裂的subhalo状态的趋势，我们表明，subhaloes居住在集团质量和低质量的主机晕在下降区域遵循类似的径向气体损失的趋势，作为他们的主机，而subhaloes的集群质量主机晕被剥夺了他们的气体更远。我们的研究结果表明，下落的对象遭受显着的气体中断，相关的时间，因为-infall，集群为中心的距离和主机质量，气体中断，他们的经验是一个组合的subhalo预处理和对象气体耗尽在一个半径的行为像吸积冲击。
2021-01-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The host dark matter haloes of the first quasars
本研究通过流体动力学模拟预测了z>6类星体伴星系的速度分布，发现其随宿主暗物质晕质量变化，并与观测对比，证明大质量宿主晕（≥5×10^12 M⊙）更可能，速度分布比计数更可靠。
2024-05-24 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
Formation and Evolution of sub-structures in tidal tails: Spherical dark matter haloes
最近提出了一个关于球状星团潮尾恒星超密度形成的理论，该理论预言了超密度形成的位置和时间，并成功地用质点星系势中球状星团的N体模拟进行了检验。在这项工作中，我们提出了一个比较这个理论和我们的模拟使用矮星系轨道两个不同形状的暗物质晕研究的核心和尖状晕潮汐尾的形成和演化的影响。我们发现没有区别使用尖或核心晕，但是，我们发现一个有趣的不对称之间的领先和落后的手臂的潮汐尾巴。拖曳臂比引导臂生长得更快，这种不对称性可以在第一次过密度的距离和它的大小上看到。我们建立了到第一个过密度的距离和这个过密度的大小之间的关系。
2017-11-10 astro-ph.GA
The Influence of Subhaloes on Host Halo Properties
本研究基于高分辨率放大N体模拟，分析排除子暗晕后银河系质量与星系团质量暗晕的浓度、自旋及形状的变化，发现子暗晕会导致暗晕性质测量偏差，偏差幅度主要与移除的子暗晕质量相关。
2023-10-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The ACS Virgo Cluster Survey. XVII. The Spatial Alignment of Globular Cluster Systems With Early-Type Host Galaxies
利用ACS室女星系团巡天的数据，研究了早型星系中球状星团（GC）的方位角分布，并与其宿主星系进行了比较。我们发现，在可见光伸长（λ> 0.2）和中高光度（M_z<-19）的宿主星系中，GC优先沿恒星光的长轴排列。红色（富含金属）GC亚群显示出与宿主星系主轴的强烈对齐，这支持了这些GC与富含金属的场星相关的观点。透镜状星系中富含金属的GC显示出与盘而不是凸起有更强关联的迹象。令人惊讶的是，我们发现蓝色（贫金属）GC也可以显示出相同的相关性。如果贫金属GC是早期形成的晕的一部分，并建立了通过合并，那么我们的研究结果支持的图片晕的形成和合并发生各向异性，并在今天的主轴是一个指标的首选合并轴。
2013-04-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic-web Environmental Impacts on the Halo Substructure Boosts to Dark Matter Annihilation Signals
Center for Theoretical Physics, Polish Academy of Sciences（波兰科学院理论物理中心）
研究探讨了宇宙网环境对暗物质晕子结构的影响，通过模拟校准的环境依赖比例计算了不同环境下的子晕增强因子，发现环境对暗物质湮灭信号有显著调节作用。
2026-10-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Extragalactic archaeology through high-resolution integrated-light spectroscopy of globular clusters
Instituto de Astrofı́sica de Canarias（加那利天体物理学研究所）；Universidad de La Laguna（拉帕尔马大学）；Centre for Astrophysics and Supercomputing, Swinburne University（斯威本大学天文物理与超级计算中心）；Department of Astrophysics, University of Vienna（维也纳大学天体物理学系）；Department of Physics, Centre for Extragalactic Astronomy, Durham University（达勒姆大学河外天文中心物理系）；Department of Astrophysics/IMAPP, Radboud University（拉德堡德大学天体物理学/IMAPP系）
通过高分辨率积分光光谱学研究球状星团，以揭示星系组装历史和 extragalactic 距离测量。
2026-01-09 astro-ph.GA
Evolution of LMC/M33-mass dwarf galaxies in the EAGLE simulation
在EAGLE星系形成模拟中，我们研究了与大麦云（LMC）和M33相似的恒星质量的矮星系的人口。在这个领域，星系居住在晕中，恒星与晕的质量比为$1.03^{+0.50}_{-0.31}\times10^{-2}$（68%的置信水平）;像LMC这样的系统，有一个SMC质量的卫星，居住在大约1.3倍的晕中，这表明LMC晕质量为$M_{200}=3.4^{+1.8}_{-1.2}\times10^{11}M_\odot$（68%的置信水平）。矮星的颜色分布是双峰的，红色星系（$g-r>0.6$）主要是卫星星系。红LMC质量矮星的比例是15%的中心，而对于卫星，这一比例随着宿主质量的增加而迅速增加：从银河系（MW）质量晕卫星的10%到近90%的集团和集群卫星。猝灭时间尺度，定义为时间后，当一半的卫星已获得红色，主机质量从${>}5$陀螺MW质量主机到$2.5$陀螺集群质量主机。与场星系相比，MW质量晕的卫星星系具有更高的恒星形成率和更蓝的颜色。这是由于在吸积后不久，气体压缩引发了恒星形成的增强。LMC和M33都增强了最近的恒星形成，这可能是这一过程的表现。在进入它们的MW质量的宿主之后，LMC质量的矮星的$g-r$颜色在前2个Gyrs变得更蓝，之后它们迅速变红。LMC质量的矮星只是相对最近才落入它们的MW质量宿主，其中一半以上的进入时间小于3.5 Gyrs。
2018-06-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
An upper limit to the central density of dark matter haloes from consistency with the presence of massive central black holes
我们研究了星系中心大质量黑洞的生长速率，这些黑洞是由周围晕圈中的暗物质吸积而来的。通过只考虑由于轨道上的暗物质粒子与中心黑洞的结合而产生的吸积，我们得到了吸积率的一个确定的下限。我们发现，一个失控的吸积制度发生在一个时间尺度上，这取决于三个特征参数的问题：黑洞的初始质量，体积密度和速度分散的暗物质粒子在其附近。吸积率的分析处理产生的结果意味着，对于最大的黑洞质量推断类星体的研究（$>10^{9} M_{\odot}$），失控制度将达到的时间尺度是短于中心暗物质密度超过$250 M_{\odot}$ pc $^{-3}$的问题的晕的寿命。由于达到失控吸积会强烈扭曲宿主暗物质晕，在这个质量范围内的类星体黑洞的推论导致其宿主晕中心暗物质密度的上限为$ρ_{0} < 250 M_{\odot} $ pc $^{-3}$。这个极限与假设的中心黑洞质量成反比。然而，考虑到宇宙学研究所暗示的暗物质分布在银河系中具有普遍性，我们得到了这种结构中暗物质中心密度的严格上限。
2010-02-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Fluorescent rings in star-free dark matter haloes
低质量暗物质（DM）晕中气体的光加热阻止重子冷却，使晕中没有恒星。这些“黑暗”晕中的气体仍然暴露在紫外线背景（UVB）下，因此预计将通过荧光复合线发射。我们提出了一套辐射转移模拟，模型暗晕作为球形气体云在流体静力学平衡与DM晕势，并在热平衡与UVB在红移z = 0。我们使用这些模拟来预测H-alpha中的表面亮度，我们发现在10^9.5和10^9.6 M_sun之间的狭窄质量范围内，H-alpha中的晕具有特征性的环形形态。我们探讨如何发射取决于物理参数，如DM密度分布和UVB光谱。我们预测了天空中荧光晕的丰度，并讨论了可能的检测策略。我们演示了如何详细的观察荧光环可以用来推断的性质的晕主机他们，如他们的密度分布和质量浓度关系，以及直接测量的UVB振幅。
2019-05-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Comprehensive Assessment of the Too-Big-to-Fail Problem
我们使用半解析模型的子结构的暗物质晕评估太大而不能倒（TBTF）的问题。该模型准确地再现了平均subhalo质量和速度函数，以及它们的晕晕方差，在N体模拟。我们构建了数千个银河系（MW）大小的主机晕的实现，使我们能够以前所未有的统计能力调查TBTF问题。我们研究了主机晕质量和宇宙学的依赖，并明确表明，一个可靠的评估TBTF需要大量的样本数百主机晕。我们认为，以前的统计数据用于解决TBTF遭受从别处看的效果和/或忽视某些方面的数据MW卫星人口。我们设计了一个新的统计，是不受这些缺点，并只使用9个已知的MW卫星星系与$V_{\rm max}>15{\rm kms}^{-1}$的数据，证明$1.4^{+3.3}_{-1.1}\%$ MW大小的主机晕有一个subhalo人口统计协议的MW。然而，当使用MW卫星星系的数据下降到$V_{\rm max}=8{\rm kms}^{-1}$，这个MW一致的分数骤降到$<5\times10^{-4}$（在68% CL）。因此，如果发现MW卫星星系的清单是完整的，低至8 km/s，那么MW卫星的最大圆周速度与$Λ$ CDM的预测完全不一致，除非重子效应可以大大增加卫星星系的$V_{\rm max}$值与它们的子晕相比的扩散。
2015-08-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The abundance of satellites depends strongly on the morphology of the host galaxy
利用Sloan Digital Survey Data Release 10的分光星表，我们探索了254个大质量（10^11< M_star < 2 x 10^11 M_sun）本星系（z < 0.025）周围卫星的丰度。我们将样品分为四个形态组（E，S 0，Sa，Sb/c）。我们发现，M_star > 10^9 M_sun和R < 300 kpc的卫星的数量与中央星系的形态密切相关。每个星系宿主的卫星平均数量（N_Sat/N_Host）下降到1：100的质量比，E宿主为4.5 +/- 0.3，S 0为2.6 +/- 0.2，Sa为1.5 +/- 0.1，Sb/c为1.2 +/- 0.2。大质量E型星系周围卫星星系所包含的恒星质量分别是S 0、Sa和Sb/c型卫星星系质量的2、4和5倍。如果这些卫星最终落入宿主星系，对于所有的形态类型，合并通道将主要由卫星-宿主星系质量比$μ$ > 0.1的卫星主导。大质量椭圆星系比大质量螺旋星系有更多的卫星星系，这一事实可以指出，椭圆星系比同等质量的星系拥有更重的暗物质晕。如果这一假设是正确的，晚型螺旋星系的暗物质晕在产生具有相同恒星质量的星系方面比早型星系的暗物质晕的效率高2-3倍。
2015-09-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
MEGA: Merger graphs of structure formation
在跟踪宇宙结构的增长时，我们建议用合并图取代合并树，在合并图中，晕既可以合并，也可以分裂成单独的部分。我们表明，这会导致更平稳的质量增长，并消除灾难性的失败，其中大规模的晕没有祖先或后代。对于那些喜欢坚持合并树的人，我们发现从我们的合并图导出的树具有与以前的方法类似的质量增长特性，但再次没有灾难性的失败。对于未来的星系形成建模，可以使用两种不同的密度阈值来区分宿主晕（扩展的星系晕、星系群和星系团）和密度更高的次晕：星系形成的地点。
2020-05-07 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
A unifying evolutionary framework for infrared-selected obscured and unobscured quasar host haloes
最近的测量暗物质晕质量的红外选择模糊类星体是在紧张-一些表明，模糊类星体有更高的晕质量相比，他们的unobscured同行，而其他人发现没有区别。前一个结果与类星体统一的最简单模型不一致，后者仅依赖于视角，而后者可能支持这种模型。在这里，使用暗物质晕和超大质量黑洞质量之间的经验关系，我们提供了一个简单的进化图，自然地解释了这些发现，是由更复杂的合并驱动的类星体燃料模型的动机。该模型跟踪晕的增长率，黑洞在类星体活动的爆发中增长，以“赶上”$M_{\textrm{BH}}$ - $M_{\textrm{star}}$ - $M_{\textrm{halo}}$关系。类星体相位的第一部分是模糊的，然后是一个未模糊的相位。视样本的光度极限而定，由观测选择效应驱动，晕质量的差异可能很大，也可能不很大。对于高光度的样本，差异可能很大（在被遮蔽的类星体中，质量高出几倍到10倍），而对于低光度的样本，晕质量差异非常小，远远小于目前的观测限制。这样一个简单的模型为被遮蔽的类星体的高质量晕提供了一个定性的解释，以及与看似不同的结果的粗略定量一致。
2016-10-11 astro-ph.GA
Baryons Shaping Dark Matter Haloes
在这项工作中，我们的目标是调查重子的暗物质（DM）晕结构的影响，专注于恒星盘和晕形状的存在和重要性之间的相关性。我们研究了FENTS和EAGLE宇宙学模拟中DM晕子样本的性质。我们检查了质量范围为[10.9 - 992.3] x 10^{10} Msun（z=0）的晕的中心区域，比较了流体动力学运行和它们的暗物质（DMo）对应物。我们的结果表明，重子有显着的影响内晕的形状，主要是在维里半径的20%。我们发现当有重子存在时，晕更像球形。虽然重子的影响取决于晕的质量，我们也发现了一个趋势与形态，这表明重子组装的方式也是相关的协议与以前的作品。我们的研究结果还表明，盘星系优先形成晕的DMO同行原本更球形和更强的速度各向异性。重子的存在改变了晕的DM粒子的轨道结构，这表明它们的速度各向异性减少，朝向更切向偏置的轨道。这种相对的减少在盘状星系的情况下是较弱的。我们的研究结果指出，星系的最终形态和DM晕的内在属性之间的宇宙学联系，得到加强的光盘的增长。
2021-02-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Globular Cluster Formation Within The Aquarius Simulation
水瓶座项目是第一个可以解决潜在的球状团簇形成地点的全部质量范围的模拟。宝瓶座的粒子质量为$m_\mathrm{p}=1.4 \times 10^4$ \Msun，在中心晕的维里半径内产生了超过1亿个粒子，中心晕的质量为$1.8 \times 10^{12}$ \Msun，与银河系相似。有了这个粒子质量，暗物质浓度（晕）小到10 $^6$ M $_\odot$将包含至少100 particle. In这里，我们使用这个模拟来测试模型的金属贫球状团簇形成的基础上崩溃物理。在我们的模型中，球状星团形成时，维里温度的晕第一次超过$10^4$ K，因为这是当电子跃迁允许气体有效地冷却。我们计算了这些第一个星系团中恒星的电离通量，并在星系中所有重子气体电离时停止新星系团的形成。这是通过采用合理的值的恒星形成效率和逃逸分数的电离光子。该模型是成功的，它预测的年龄（峰值年龄$\sim$ 13.3 Gyrs）和贫金属的球状星团的空间分布与银河系中观察到的人口是一致的。然后，我们测试的情况下，富含金属的团簇形成通过检查合并，触发恒星形成的中心气体盘。这导致了更年轻的（$\sim$ 7- 13.3 Gyrs），更中心的星团（40个富含金属的GC在距离宿主中心18 kpc的范围内），这与银河系富含金属的人口一致。我们测试了另一种模型，其中富含金属的球状星团形成于矮星系中，当它们与主晕合并时，这些球状星团会…
2009-10-02 astro-ph.GA
Galaxy and black hole coevolution in dark matter haloes not captured by cosmological simulations
Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe, University of Tokyo（东京大学宇宙物质量子研究科 Kavli 研究所）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学天体物理研究所 Kavli 研究所）；International Centre for Radio Astronomy Research, University of Western Australia（西澳大利亚大学国际射电天文研究中心）
研究发现现有宇宙学模拟未能准确再现星系与黑洞共同演化的关系，需改进AGN物理和气体冷却建模以捕捉观测到的相互作用。
2026-02-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Shapes of dark matter haloes with discrete globular cluster dynamics: The example of NGC 5128 (Centaurus A)
本文以 NGC 5128 的球状星团为离散运动学示踪体，结合轴对称 Jeans 建模，约束其暗物质晕形状，发现晕显著偏离球对称并给出相关质量与扁率参数。
2024-03-19 astro-ph.GA
The morphology of star-forming gas and its alignment with galaxies and dark matter haloes in the EAGLE simulations
我们目前的测量恒星形成的气体在星系中的EAGLE模拟的形态，其相对于恒星和暗物质（DM）的排列。这种气体在射电连续谱中的成像使弱透镜实验成为传统光学方法的补充。恒星形成气体通常比其关联恒星和DM更扁平，特别是对于总质量为$\sim$ $10^{ 12-12.5} \mathrm{M_{ \odot}}$的现今亚晕，它们优先拥有旋转支撑的恒星盘的恒星形成星系。这样的系统有扁球形的恒星形成气体分布，但在质量较小和较大的次晕中，其分布往往是扁长的，其形态与其宿主星系的恒星有着显著的正相关性，无论是在球形度还是三轴度方面。恒星形成气体的短轴通常与其母晕的暗物质短轴对齐，但在长形暗物质中，通常与暗物质分布的另外两个主轴之一更紧密地对齐。恒星形成气体与DM的一致性不如恒星，但其形态短轴与其运动学轴紧密一致，为观测识别未剪切形态轴提供了一条途径。EAGLE中恒星形成气体的椭圆度投影与从高保真无线电连续图像推断的形状一致，并且它们表现出比恒星图像更大的形状噪声，这是由于恒星形成气体相对于恒星更大的特征扁平化。
2022-01-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Non-universal Pseudo Phase-Space Density Profiles of Symphony Host Halos
Fudan University（复旦大学）；Peking University（北京大学）；University of California, San Diego（加州大学圣地亚哥分校）；University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校）
研究揭示宿主晕的伪相空间密度剖面并非普遍规律，其偏离幂律与动力学平衡程度相关，且受形成历史影响，一维自相似流体坍缩模型能较好预测其特征。
2026-04-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modeling the Metallicity Distribution of Globular Clusters
观测到的球状星团的金属丰度反映了它们高红移宿主星系的星际介质的物理条件。大多数大型星系中的球状星团系统显示出双峰的颜色和金属丰度分布，这通常被解释为表明团簇形成的两种不同模式。富金属和贫金属星系团在其宿主星系中具有系统性的不同位置和运动学。然而，红色和蓝色星团具有相似的内部性质，例如质量，大小和年龄。因此，有趣的是，探索是否富金属和贫金属的集群可以形成一个共同的机制，仍然是符合双峰分布。我们提出了这样一个模型，它规定形成的球状星团半分析使用星系组装历史的宇宙学模拟再加上观测到的比例关系的数量和金属量的冷气体可用于恒星形成。我们假设大质量的星团只形成在合并的大规模的富含气体的星系和调整模型参数，以重现在银河系中观察到的分布。一个广泛的，但不是全部的，范围内的模型实现产生的金属丰度分布与数据一致。我们发现，早期合并的较小的主机创建专门的蓝色集群，而随后合并的更大的星系创建红色和蓝色集群。因此，双峰性是少数晚期大规模合并事件的自然结果。这一结论并没有受到我们对高红移星系中恒星质量和冷气体质量的知识的巨大不确定性的显著影响。锁定在球状星团中的银河系恒星质量的比例从z>3时的10%以上下降到目前的0.1%。
2010-05-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence for the First Globular Cluster Stellar Stream beyond the Milky Way
University of Copenhagen（哥本哈根大学）；DTU Space, Technical University of Denmark（丹麦技术大学空间中心）；Princeton University（普林斯顿大学）；University of Arizona（亚利桑那大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Northwestern University（西北大学）
本研究在超弥散星系UGC9050-Dw1中发现首个银河系外球状星团恒星流，通过生成式流建模约束其前身质量，为超弥散星系暗物质晕提供了首个基于恒星流的观测约束，拓展了暗物质科学的研究范畴。
2026-08-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
The very wide-field $gzK$ galaxy survey -- II. The relationship between star-forming galaxies at $z \sim 2$ and their host haloes based upon HOD modelling
本文给出了在$z \sim 2$上对恒星形成星系的晕占据分布（HOD）分析结果。我们获得了高质量的角度关联函数的基础上，一个大的sgzK样本，这使我们能够进行HOD分析。的平均晕质量和HOD质量参数被发现单调增加与增加$K$带的幅度，这表明更明亮的星系居住在更大规模的黑暗晕。HOD质量参数的光度依赖性被发现与本地宇宙相同;然而，在所有的星等范围内，质量都大于本地宇宙。这意味着在$z \sim 2$的星系倾向于形成比在本地宇宙中更大质量的暗晕，这一过程被称为缩小。利用扩展的Press-Schechter公式分析暗晕质量演化和暗晕中卫星星系的数量演化，发现$z \sim 4$处的暗莱曼破裂星系可以演化为$z \sim 2$处最暗的sgzKs $(22.0 < K \leq 23.0)$，并演化为局域宇宙中的类银河星系或椭圆星系。而最明亮的sgzKs $(18.0 \leq K \leq 21.0)$则可能演化成本宇宙中质量最大的系统。发现sgzKs的星晕质量比（SHMR）与模型的预测一致，除了最暗的sgzKs的SHMR小于$z \sim 2$的预测。这种差异可能归因于我们的样本仅限于恒星形成星系。
2016-02-04 astro-ph.GA
Preprocessing, mass loss and mass segregation of galaxies in DM simulations
我们调查的质量损失的星系团和星系团的高分辨率DM模拟。我们检测到弱质量分离组/集群晕的内部区域，与观测结果一致。这适用于使用它们现在的质量或过去的最大（峰值）质量选择的星系类似物样本。我们发现一个强大的径向趋势的分数质量损失的星系，因为峰，独立于他们的质量。这表明，分离是由于大质量星系形成更接近晕中心，而不是优先破坏晕中心附近的较小星系。我们将样本分为星系，它们是作为一个群体与作为一个单一的，不同的晕吸积的。我们发现了强有力的证据预处理-成组的星系失去了$\sim 35-45\%$的峰值质量之前，被吸积到其最终的主机晕，相比单一的星系失去了$\sim12\%$。然而，在吸积之后，单个星系比成组的星系失去更多的质量。这些结果是一致的情况下，分组星系预处理在较小的晕，而单个星系“赶上”的总质量损失，一旦它们被吸积到最后的主机晕。质量损失的分数与星系质量和宿主质量无关，并随着在稠密环境中的时间增加而增加。
2017-04-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The haloes that reionized the Universe
本研究通过JWST观测与EAGLE模拟，发现爆发星系驱动的暗物质晕（质量约10^9太阳质量）是宇宙再电离的主要来源，并构建逃逸分数模型预测了可由SKA检验的21厘米信号峰值。
2025-01-24 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.comp-ph
Stellar Spiral Structures in Triaxial Dark Matter Haloes
我们采用非常高的分辨率模拟孤立的银河系类星系的指数恒星盘上的三轴暗物质晕的影响进行研究。非绝热晕形状的变化可以触发双臂大设计螺旋结构，一直延伸到圆盘的边缘。它们的模式速度与内部Lindblad共振相一致，表明它们是运动学密度波，可以持续到几个Gyr。在动态冷盘中，大设计螺旋被摆动放大，并且在几个陀螺之后可以导致形成（多臂）瞬时复发螺旋。恒星盘错位的主机三轴晕的主平面发展的特点，整体形状的翘曲，但在其他方面表现出非常相似的螺旋结构对齐光盘。在我们的模拟中的大设计的螺旋，其强度与半径的依赖性是由盘上的扭矩，这表明，通过研究大设计的螺旋没有酒吧，它可能会设置约束的潮汐场和主机暗物质晕的形状。
2016-07-04 astro-ph.GA
Cosmological evolution of orientations of cluster-sized dark matter haloes and their central galaxies in the Horizon-AGN simulation
观测上已知，星系团的长轴和它们最亮的星系团星系大致是成一直线的。为了理解这种排列的起源，我们在Horizon-AGN宇宙学流体动力学模拟中识别出40个质量高于$5\times10^{13}~M_{\odot}$的团簇大小的暗物质（DM）晕及其位于$z\approx 0$的中心星系（CG）。我们追踪了$0<z<5$之间50个不同时期的祖细胞。然后，我们适合他们的形状和方向与三轴椭球模型。虽然DM晕和CG的方向变化显着，由于重复合并和质量吸积，它们的相对取向是很好的对齐，在每个时代，即使在高红移，$z>1$。随着宇宙时间的推移，这种排列变得更加紧密;目前CG和它们的宿主DM晕的主轴平均排列在三维空间的$\sim 30^{\circ}$和投影平面的$\sim 20^{\circ}$内。DM晕的主轴方向平均遵循对应于{ \it最慢坍缩}（甚至拉伸）模式的周围潮汐场的特征向量之一，并且与潮汐场的对齐也变得更紧密。这意味着，在目前的时代，CG和DM晕的方向在很大程度上是在宇宙的原始密度场的印记，而强大的动力学相互作用，如合并是很重要的，以解释他们在每个时代的相互对齐。
2019-11-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dynamical friction vs. subhalo heating in Cold Dark Matter haloes
Institute of Corpuscular Physics (IFIC), CSIC–Universitat de València（核物理研究所（IFIC），西班牙科学研究中心-瓦伦西亚大学）；VALER；Institute for Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学天文研究所）；Istituto dei Sistemi Complessi, Consiglio Nazionale delle Ricerche（复杂系统研究所，意大利国家研究委员会）；Osservatorio Astrofisico di Arcetri, Istituto Nazionale di Astrofisica（阿切特里天体物理观测台，意大利国家天体物理研究所）；Istituto nazionale di Fisica Nucleare（意大利国家核物理研究所）；McWilliams centre for Cosmology and Astrophysics, Department of Physics, Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学物理学院麦克威廉斯宇宙学与天体物理学中心）
本研究通过解析与数值实验，发现冷暗物质晕中星团轨道演化存在临界质量，由次晕质量函数高端控制，随机加热可延迟球状星团下沉，缓解Fornax时间问题。
2026-09-30 astro-ph.GA
Role of host galaxy in the formation of multiple stellar populations: Analysis of NGC 1786 and NGC 1898
即使经过几十年的研究，球状星团中多个恒星星族的起源仍然是个谜。至于星系环境是否在它们的形成中起作用的问题仍然没有答案。在这种程度上，我们分析了两个经典的（> 10 Gyr老）大麦云球状星团，即NGC 1786和NGC 1898，使用哈勃太空望远镜的成像数据进行比较和对比，与古老的银河系球状星团，以评估其丰度变化之间可能存在的系统差异。我们计算了它们的红巨星分支宽度，减去金属丰度的影响，并将其与银河系球状星团的现有数据进行比较，将它们与初始和当前星团质量进行绘图。我们看到，这两个集群遵循相同的总趋势，银河系球状星团的，从不同的祖先遵循相同的总趋势，作为另一个，表明星系环境可能只发挥了次要作用，在形成多个恒星星族的球状星团。
2021-07-18 astro-ph.GA
Are the fates of supermassive black holes and galaxies determined by individual mergers, or by the properties of their host haloes?
本研究通过EAGLE模拟的对照实验发现，无并合时类银河系星系的黑洞生长与暗物质晕性质解耦，主并合会破坏星系盘、大幅促进黑洞生长并改变晕性质，表明并合是黑洞质量多样性的关键。
2023-11-06 astro-ph.GA
Are Some Milky Way Globular Clusters Hosted by Undiscovered Galaxies?
在最近发现的超暗星系波江座II（Eri II）中确认了一个球状星团（GC），这促使我们研究标题中提出的问题。在使用已发表的恒星质量-晕质量关系估计了Eri II的晕质量后，这个星系中的一个GC支持扩展星系托管的GC数量与星系总质量之间的关系，其恒星质量比以前的限制低两个数量级。对于这个经验确定的特定频率在0.06和0.39之间的球状星团每10 $^9$ $M_\odot$的总质量，幸存的银河系（MW）的subhalos质量小于$10^{10} M_\odot$可以容纳多达5至31个GC，大致符合外晕MW GC的实际人口，虽然详细匹配径向分布仍然是一个挑战。使用subhalo质量函数从已发表的高分辨率数值模拟和泊松模型的人口与上述经验约束的频率，这些晕，我们发现，约90 $\%$这些GC躺在低质量subhalos比的Eri II。从我们所知道的恒星质量晕质量函数，subhalo质量函数，和质量归一化的GC比频率，我们得出结论，一些MW的外晕GC很可能是由未检测到的subhalo非常温和的恒星星族。
2016-04-28 astro-ph.GA
Velocity Structure and Variability of [O III] Emission in Black Hole Host Globular Cluster RZ2109
我们提出了一个多设施的研究河外球状星团RZ 2109，它拥有一个明亮的黑洞X射线源的光谱。RZ 2109的光谱除了具有典型的球状星团的恒星吸收线外，还显示出强而宽的[O III]λλ 4959，5007发射。我们使用的意见在一段较长的时间来约束这些[O III]发射线的变化。我们发现，在所有的数据集中，线的等效宽度是相似的;在第一次和最后一次观测之间，L[O III]λ5007的变化是\ltsim 10%，这是由467天分开。该线的速度剖面也显示在该间隔上没有显著的变化。利用一个简单的几何模型，我们证明了观测到的[O III]λ5007线速度结构可以用一个两分量模型来描述，其中大部分流量由约1,600 km/s的双极锥形流出贡献，其余部分由FWHM为几百km/s的高斯分量贡献。
2011-07-20 astro-ph.GA
Recent Formation of a Spiral Disk Hosting Progenitor Globular Clusters at the center of the Perseus Brightest Cluster Galaxy: II. Progenitor Globular Clusters
我们讨论了Holtzman等（1992）在距英仙座星系团中心的巨大椭圆星系NGC 1275中心$\sim$ $5\,\rm kpc$半径范围内发现的超级星团（SSC）的性质和起源。我们表明，与随后从该星系中心发现的数量更多的SSC种群（直到$\sim$ $30\,\rm kpc$）相比，中心SSC种群的最大质量高出一个数量级，质量函数具有较浅的幂律斜率。此外，尽管外部SSC群体具有跨越几个$\rm Myr$到至少$\sim$ $1\,\rm Gyr$的年龄，但中心SSC群体具有强烈集中在$\sim$ $500 \rm \, Myr$周围的年龄，其中$\sim$ $100\,\rm Myr$的$1\,σ$分散。这些SSC与“中央螺旋”有着密切的空间和时间关系，后者的半径$\sim$ $5\,\rm kpc$也以NGC 1275为中心，特征恒星年龄为$\sim$ $150\,\rm Myr$（论文I）。我们认为，无论是中央SSC人口和中央螺旋形成的气体沉积的剩余冷却流，与SSC形成第一，其次是形成的恒星体的中央螺旋$\sim$ $300$ - $400\,\rm Myr$后。中心SSC群的年龄意味着它们能够承受NGC 1275中心附近非常强的潮汐场，使它们成为真正的祖先球状星团。显然，最近在一个巨大的椭圆星系的中心形成了一个包含祖先球状星团的螺旋盘。
2022-03-08 astro-ph.GA
Composition of an Emission Line System in Black Hole Host Globular Cluster RZ2109
我们分析了NGC 4472中的球状星团RZ 2109的光谱，它是第一个明确的球状星团黑洞的宿主。我们使用这些光谱来确定与此源相关的发射线系统的元素组成，并约束主机球状星团的年龄和金属丰度。对于RZ 2109的发射线系统，我们的分析表明[O III]5007等效宽度为33.82 ± 0.39 Ang，H β等效宽度为0.32 ± 0.32 Ang，对于覆盖[O~III]全速度宽度的3200 km/s测量孔径，产生106的形式[O~III]5007/H β发射线比。5007线。在一个较窄的600 \kms孔径内，覆盖了线复合体中最高的光度速度结构，我们发现O III]5007/H β = 62。测得的O [III]5007/H β比值明显高于太阳成分的发射线区域的辐射模型，置信区间限制排除了所有模型，但气体质量远大于单个恒星。因此，我们得出结论，从该地区的[O~III]5007排放起源是氢相对于太阳组成气体贫化。这一发现与由氢耗尽的施主恒星（如白矮星）吸积到黑洞上所驱动的吸积动力外流的发射一致。
2014-03-12 astro-ph.GA
Wide-field study of the peculiar globular cluster system hosted by the field lenticular NGC 1172
基于GMOS/Gemini（光学）、FourStar/Magellan（近红外）和ACS/HST（光学）的观测资料，对透镜状星系NGC 1172的球状星团系统（GCS）进行了宽视场研究。这一分析涵盖了整个GCS的范围，并得出了一个比频值（S_N=8.6 +/- 1.5），对于像这样的低密度环境中的中等质量星系来说，这个值特别高。我们发现，GCS似乎是双峰，虽然颜色分布是狭窄的，不允许一个准确的分离的亚群。然而，光学和近红外滤波器的组合使我们能够获得基于支持双峰性的光度测量的金属丰度分布的估计。我们的结论是，存在一个大部分的金属贫球状星团（GC）和高比频率点NGC 1172吸积了大量的GC从低质量的卫星在过去。
2020-09-23 astro-ph.GA
Is the M81 Fast Radio Burst Host Globular Cluster Special?
该研究利用HST数据测量M81中FRB宿主球状星团的结构，发现其遭遇率略高于对比样本，但不足以强约束FRB的动力学形成。
2023-10-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Globular Cluster Luminosity Function Distance to NGC 4993 Hosting a Binary Neutron Star Merger GW170817/GRB 170817A
NGC 4993是一个中子星合并的双星，它发射引力波和电磁波，编号为GW170817/GRB 170817A。到这个星系的距离还没有很好的确定。我们从NGC 4993的Hubble Space Telescope/ACS F606 W图像中选择球状星团候选者，使用检测到的源的结构参数。这些候选星系的径向数密度分布显示，它们在银河系中心距离$r<50''$处有一个显著的中心集中，这表明它们大多是NGC 4993的成员。这些候选者的光度函数也由高斯函数拟合得很好。因此，$r<50''$所选的候选者大多被认为是NGC 4993中的球状星团。我们在球状星团$20''<r<50''$，F606 W（max）$_0= 25.36\pm0.08$（$V_0 =25.52\pm0.11$）} mag的光度函数中导出了一个经消隐校正的周转Vega星等，并采用球状星团周转星等的定标，$M_V({\rm max})=-7.58\pm0.11$，导出了到NGC 4993的距离，$d=41.65\pm3.00$ Mpc（$(m-M)_0=33.10\pm0.16$）.该方法的系统误差可达$\pm0.3$ MAg，这一数值与文献中基于基本平面关系和引力波方法的距离估计值一致。本研究中的距离可以用来约束引力波分析模型中双星系统倾角等参数的取值。
2018-05-03 astro-ph.GA
Globular clusters as the relics of regular star formation in 'normal' high-redshift galaxies
我们提出了一个端到端的，两相模型的起源球状星团（GC）。在该模型中，星团的种群形成于高红移的高压盘中（$z>2$）星系（由于致密星际介质的潮汐扰动导致的快速破坏阶段），之后与分层星系形成相关的星系合并将幸存的大质量星系团重新分配到星系晕中，直到今天（由于潮汐蒸发导致的缓慢破坏阶段）。$z>2$星系的高星系合并率使这些星系团在高密度盘内被破坏之前就被“解放”到星系晕中。这个物理驱动的玩具模型是第一个包括快速破裂阶段的模型，它被证明是同时再现所观察到的GC系统的各种性质所必不可少的，例如它们的普遍特征质量尺度，特定频率对金属丰度和星系质量的依赖，GC系统质量-晕质量关系，每单位超大质量黑洞质量的GC数量恒定，和GC系统的颜色双峰性。该模型预测，这些观测数据中的大多数已经在$z=1$ - $2$中就位，尽管在极少数情况下，GC仍可能在现今的星系中形成。此外，该模型提供了重要的约束模型的多个恒星星族在GC的初始GC质量和原始气体吸积量的限制。本文最后讨论了这些和其他几个预测和影响，以及该领域的主要开放问题。
2015-09-07 astro-ph.GA
Pre-processing, group accretion and the orbital trajectories of associated subhaloes
我们使用一个高分辨率的宇宙学暗物质的模拟研究孤立的主机周围的晕和subhaloes的轨道轨迹。我们仔细地记录所有的拱点，并利用它们来区分第一次坠落的晕和那些占据更进化轨道的晕。我们发现，大约有21%的subhaloes在主机的维里半径目前的第一次下降，还没有达到他们的第一个轨道近心点;大约44%的仍在接近他们的第一个远心点后，下降。对于所研究的宿主质量范围，大约有一半的吸积系统在下落前进行了预处理，约20%是成组吸积的。我们确认，整个人口的吸积subhaloes -通常被称为“相关”subhaloes -远远超出其主机的维里半径，目前大约有一半居住在距离超过$\approx 1.2\times r_{200}$。这些后溅晕中的许多在进入后获得了轨道能量，并占据了极端的轨道，使它们远远超过了最初的转向半径。这种极端的轨道是在松散结合的群体的初始吸积和溶解过程中产生的，但也是通过随后轨道上的subhalo之间的穿透相遇而产生的。同样的过程也可能引起轨道能量的意外突然损失。这些影响结合起来，引起了一个很大的变化，在比率的吸积系统的apocentres。我们发现，在2维里半径从主机中心，第一次降落晕的浓度是非常相似的孤立场晕，而后溅晕，以及系统的预处理，是相当多的集中。
2021-01-07 astro-ph.GA
Quasars at intermediate redshift are not special; but they are often satellites
了解星系中心的超大质量黑洞（SMBH）活动与其宿主暗物质晕之间的联系是现代天体物理学中的一个关键问题。SDSS-IV eBOSS的最终数据发布提供了最大的当代星系和类星体光谱样本。利用这个样本，覆盖红移区间$z=0.7-1.1$，我们测量了eBOSS类星体、发射线星系团（ELG）和发光红星系团（LRGs）的成团性质。我们还测量了类星体的分数作为星系人口定义的过密度的函数。使用这些测量，我们调查类星体如何填充和采样的星系人口，以及类星体的主机暗物质晕样本的基本晕分布。我们发现，一个星系的主机类星体的概率是独立的主机星系的暗物质晕质量。我们还发现约60%的eBOSS类星体是由LRGs主办的，约20- 40%的类星体是由卫星星系主办的。我们发现类星体的轻微偏好，以填充卫星星系的中央星系。这与不同类型星系的主晕质量分布有关。根据我们的分析，类星体应该是由一个非常广泛的分布晕，它们的发生应该只调制的星系形成过程的效率。
2021-09-24 astro-ph.GA
Spatial Structures in the Globular Cluster Distribution of Fornax Cluster Galaxies
我们报告的发现，统计上显着的空间结构的球状星团（GC）系统中最明亮的星系在天炉座星系团中的10个投影的二维分布。我们使用从哈勃太空望远镜（HST）高级巡天相机（ACS）天炉座星团巡天（ACSFCS）成像数据中提取的GC目录。我们表征的大小，形状和位置相对于宿主星系的GC结构，并建议分类的基础上，它们的形态和位置，这是暗示不同的形成机制。我们还研究了GC结构的背景下，其宿主星系的位置相对于一般的空间分布的星系和团内球状星团的天炉座星系团。最后，我们估计的动力学质量的一些GC结构的祖先，假设它们是过去的吸积事件的卫星星系的主机的遗迹。
2022-01-18 astro-ph.GA
Properties of Globular Clusters in Galaxy Clusters: Sensitivity from the Formation and Evolution of Globular Clusters
我们在宇宙学的背景下，用半解析的粒子标记方法研究了星系团中球状星团的性质。我们假设球状星团是由暗物质晕合并形成的，它们的金属丰度是根据宿主暗物质晕的恒星质量和GC的形成红移来分配的。用半解析方法研究了球状星团的动力学演化和破裂，这些演化和破裂受几个自由参数控制。在本文中，我们研究我们的结果是如何改变自由参数的选择。我们比较我们的基准结果与代表性的观测，包括球状星团系统和它的宿主星系之间的质量比，球状星团的占有率，蓝色球状星团的数量分数，和金属丰度梯度与球状星团质量。因为我们可以知道球状星团随时间的位置，所以可以与其他观测结果进行比较，例如，单个星系球状星团系统的中位半径，团内球状星团的平均投影密度分布，具有团心半径的球状星团的金属丰度和年龄梯度。我们还发现每个星系中球状星团系统的比质量随团心半径的不同而不同。
2022-10-27 astro-ph.GA
Auriga Streams I: disrupting satellites surrounding Milky Way-mass haloes at multiple resolutions
本研究基于Auriga模拟，系统统计了银河系质量暗晕周围卫星的潮汐瓦解事件，发现多数卫星已损失大量恒星质量，恒星流普遍存在且受预处理影响，结果跨分辨率稳健，预示未来巡天将发现丰富潮汐结构。
2025-09-08 astro-ph.GA
