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 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
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
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
Redshift evolution of the dark matter haloes shapes
利用 CIELO 与 IllustrisTNG 流体动力学模拟，研究类银河系暗物质晕形状随红移的演化，揭示纤维吸积、四极模式及重子对三轴性和球形化的影响。
2023-02-17 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
Connecting the first galaxies with ultra faint dwarfs in the Local Group: chemical signatures of Population~III stars
我们研究了孤立的本星系群超暗矮星系（UFD;恒星质量范围为10^2太阳质量< M_star <10^5太阳质量）和富含气体的低质量矮星（Leo P类似物;恒星质量范围为10^5太阳质量< M_star <10^6太阳质量）的恒星形成历史和化学演化。我们进行了一套宇宙流体动力学放大模拟，以跟踪它们从第一代恒星时代到z=0的演化。我们确认，再电离，结合超新星（SN）的反馈，是主要负责截断恒星形成的UFD。具体来说，维里质量M_vir < 2 x 10^9太阳质量的晕在再电离前形成了> 90%的恒星。我们的工作进一步证明了第三星族（Pop~III）星在产生低金属丰度星（$\rm [Fe/H]\lesssim-4$）和碳增强贫金属星（CEMP）方面的重要性，这些星具有固有的高$\rm [C/Fe]$产额和相关的外部金属富集。我们发现UFD是一个复合系统，由多个祖先晕组装而成，其中一些仅容纳在邻近晕中SNe外部富集的环境中形成的PopII星，自然产生金属丰度极低的PopII星。我们说明了如何模拟化学富集可用于约束恒星形成历史（SFHS）的真实观测UFD。我们发现Leo P类似物可以形成晕，M_vir ~ 4 x 10^9太阳质量（z=0）。这样的系统受再电离的影响较小，并继续形成恒星，直到z=0，导致更高的金属丰度尾。最后，我们预测在LG UFD星系中存在极低金属丰度的恒星，它们保留了Pop…
2017-09-25 astro-ph.GA
The Emergence of the First Star-free Atomic Cooling Haloes in the Universe
利用文艺复兴时期的模拟套件，我们研究了早期宇宙中既无金属又无恒星的原始原子冷却晕的出现。金属的缺乏防止了灾难性的冷却，抑制了碎片化，并可能允许形成巨大的黑洞种子。在这里，我们报告的原始原子冷却晕的丰度发现和特定的物理条件，允许这些直接坍缩黑洞（DCBH）晕的形成。在我们的模拟中，我们发现在红移11.6之前总共形成了79个DCBH晕。我们发现，原始的原子晕的形成是由快速组装的原子冷却晕合并，无论是轻微的和/或重大的，达到原子冷却极限的要求之前。然而，集合晕保持不受（外部）金属富集的能力同样重要，并强调了在这种模拟中跟踪金属迁移的必要性。我们发现的候选DCBH宿主晕已经暴露在J $_{LW}$ $\sim$ 1 J $_{21}$的平均莱曼-沃纳辐射场中，并且通常距离最近的大质量星系至少10 kpc（物理）。晕的增长率达到每单位红移大于10 $^7$ M $_{\odot}$的值，导致显着的动态加热和抑制有效的冷却，直到晕越过原子冷却阈值。最后，我们还发现了五个同步晕候选人的原始原子冷却晕出现的空间和时间同步。
2020-01-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Adding a Suite of Chemical Abundances to the MACER Code for the Evolution of Massive Elliptical Galaxies
我们添加了一套化学丰度的MACER（大规模AGN控制的椭圆解析）的2D代码，通过解决12个额外的连续性方程的H，He，C，N，O，Ne，Mg，Si，S，Ca，Fe和Ni分别与AGB星和Ia型和II型超新星的来源与金属产量的基础上标准恒星物理。新的恒星，形成于图姆雷不稳定的环核盘（大小为$\lesssim150$秒差距），被认为具有头重脚轻的初始质量函数，幂指数为1.65。由于宇宙吸积的金属稀释效应也包括在内。利用中心区几个秒差距的高分辨率、可分辨的黑洞吸积和活动星系核反馈，我们可以在速度色散为$\sim280$ km/s的模型大质量椭圆星系中跟踪金属的富集、输运和稀释。我们反演了活动星系核中央发射的BAL风的化学成分，综合了热ISM的X射线特征，发现（1）模拟的BAL风的金属丰度可达$\sim 8 Z_\odot$，而主星系的热ISM的金属丰度为$\sim 2.3 Z_\odot$，与SDSS观测的BLR气体相吻合;（2）发射X射线的热气体是富集金属的，其典型值为$\sim2.5 Z_\odot$：（3）环核冷气盘在金属富集中起着关键作用，金属在环核冷气盘中冷凝、进一步富集和再循环;（4）黑洞吸积速率$\dot{M}_{\rm BH}$与恒星形成速率$\dot{M}_\star^+$（即$\dot{M}_\star^+ \sim 7.7 \dot{M}_{\rm BH}$）呈线性相…
2019-04-08 astro-ph.GA
Parametrizing the Stellar Haloes of Galaxies
通过对来自SDSS DR 9的45508个星系的$0.06\,\le\,z\,\le\,0.1$和$10^{10.0} M_{\odot} < M_{*} < 10^{11.4} M_{\odot}$ r波段图像进行叠加，研究了70-100 kpc范围内星系的恒星晕与恒星质量和星系类型的关系。我们推导出表面亮度分布的深度几乎为$μ_r \sim 32 \,\mathrm{mag\,arcsec}^{-2}$。我们发现，恒星晕的椭圆率是星系恒星质量的函数，高浓度（$C > 2.6$）星系的晕比低浓度（$C < 2.6$）星系的更椭圆。高浓度星系的$g$ - $r$色廓线表明，恒星晕中恒星群体的$g$ - $r$色比主星系中的偏蓝，而质量较大的星系的恒星晕颜色偏红。我们进一步证明，我们的星系堆的完整的二维表面强度分布只能通过多分量Sérsic模型拟合。使用模型的外部组件中的光的分数作为吸积恒星光的分数的代理，我们表明，这部分是恒星质量和星系类型的函数。对于高浓度的星系，吸积恒星光的比例从$30\%$上升到$70\%$的恒星质量范围从$10^{10.0} M_{\odot}$到$10^{11.4} M_{\odot}$的星系。在低浓度系统中，吸积光的比例要小得多，在相同的质量范围内，从$2\%$增加到$25\%$。这项工作为从理论上理解星系星晕的形成提供了重要的约束条件。
2014-04-08 astro-ph.GA
Chemical Enrichment of Isolated Relic Galaxy Mrk1216
本研究通过X射线观测孤立遗迹星系Mrk1216，发现其中心高[Mg/Fe]比值和平坦SNIa比率分布，证实早期剧烈恒星形成导致的化学增丰，凸显遗迹星系作为研究早期星系演化的基准。
2025-09-18 astro-ph.GA
Gas accretion as fuel for residual star formation in Galaxy Zoo elliptical galaxies
在这封信中，我们构建了一个大样本的早期类型的星系测量气相金属丰度从斯隆数字巡天和星系动物园，以调查燃料的气体的起源，其剩余的恒星形成。我们使用这个样本来表明，恒星形成的椭圆星系有一个显着不同的气相金属丰度分布从螺旋星系，与~7.4%具有非常低的气相金属丰度为他们的质量。这些系统通常在气相中的金属比它们在恒星光球中的金属要少，这强烈表明，为它们最近的恒星形成提供燃料的物质是从外部来源吸积的。我们使用的化学演化模型表明，低金属丰度气体的富集时间尺度是非常短的，因此，宇宙吸积和轻微的合并可能会提供气体在>37%的恒星形成ETG，在良好的协议与其他独立技术的估计。
2019-09-03 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
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
Downsizing revised: Star formation timescales for elliptical galaxies with an environment-dependent IMF and number of SNIa
以往对大质量椭圆（E）~星系的恒星平均金属丰度和[Mg/Fe]值的研究表明，它们的恒星形成时间很短，这与恒星星族合成（SPS）研究的估计和分级组装理论不一致。应用先前开发的化学演化程序GalIMF，它允许一个环境依赖的恒星初始质量函数（IMF）被应用在集成星系初始质量函数（IGIMF）理论，而不是一个不变的正则IMF，恒星形成时标（SFT）的E星系重新评估。该代码的独特之处在于它允许银河系范围内的IMF和相关的化学富集随着银河系物理条件的变化而演变。对于质量较大的E~星系，如果单位质量的Ia型超新星（SNIa）数目增加，则计算的SFT与独立的SPS结果一致。这是恒星形成率较高的星系产生更大质量的星团的自然结果，每个恒星产生更多的SNIa祖先。计算结果表明，具有恒星质量$\approx 10^{9.5} M_\odot$的E~星系具有最长的平均SFT $\approx2\,$ Gyr.大部分质量较大的E~星系形成得更快（SFT $\,\approx 1\,$ Gyr），导致被M~矮星和更大的动态质光比所支配，而质量较低的星系由于其较浅的潜力而更容易失去气体供应，因此也具有类似的短平均SFT。这项工作首次实现了化学富集和SPS建模之间的早期型星系的SFT的一致性，并导致更好地了解恒星形成环境如何影响每单位恒星质量形成的SNIa总数。
2021-07-07 astro-ph.GA
The metal enrichment of passive galaxies in cosmological simulations of galaxy formation
大质量的早型星系比质量较小的星系具有更高的金属丰度和更高的$α$元素与铁的比率。在半解析模型和宇宙学流体动力学模拟中，再现这些相关性一直是分层星系形成理论的一个问题。我们表明，在大规模的黑暗晕中的气体冷却淬灭的无线电模式的活动星系核（AGN）反馈的模拟自然再现观测到的趋势之间的$α$ /Fe和星系的速度色散，$σ$。对于质量较大的星系，淬灭发生得更早。因此，这些星系在$α$ /Fe被Ia型超新星稀释之前就完成了恒星的形成。对于质量大于$\sim 10^{11}~M_\odot$的星系，其$α$ /Fe与恒星质量正相关，我们发现质量-金属丰度关系呈负相关。这是一个常见的问题，在模拟中，恒星形成的大质量星系是淬火无论是类星体或无线电模式活动星系核反馈。大质量星系的前身气体冷却的早期抑制阻止了它们重新捕获以风形式喷出的浓缩气体。因此，在当前的星系形成框架中，同时再现[ $α$ /Fe]- $σ$关系和质量-金属丰度关系是困难的。
2016-10-27 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
Stellar haloes of simulated Milky Way-like galaxies: Chemical and kinematic properties
我们调查的化学和运动学性质的扩散恒星晕的六个模拟银河系的宝瓶座计划。采用结合能准则定义了两种动态上不同的恒星星族：扩散内晕和外晕，它们由具有特殊化学和运动学特征的不同恒星亚族组成。我们模拟的内晕和外晕恒星星族得到了碎片星（形成于亚星系系统，而它们的主要祖先星系的维里半径之外）和内碎片星（形成于富含气体的亚星系系统内的暗物质晕）的贡献。内晕具有额外的贡献，从磁盘加热的恒星在范围$\sim 3 - 30 %$，平均值为$\sim 20% $。圆盘加热的恒星可能表现出运动学支持的特征，特别是在最年轻的恒星中。内部碎片加上圆盘加热的恒星定义了所谓的\insitu恒星星族。在这两个内晕和外晕恒星星族，我们检测到的贡献，从中等到低的[ $α$ /Fe]的比率，主要与内部碎片或磁盘加热的子人口的恒星。观测到的内晕区的丰度梯度受化学富集水平和每个恒星子群的相对贡献的影响。内晕区的陡峭丰度梯度与盘加热和内部碎片星的贡献有关，这些恒星往往比碎片星的结合能低。（节录）。
2013-04-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Model for Clumpy Self-Enrichment in Globular Clusters
对球状星团（GCs）的详细观测揭示了自富集的证据：我们今天在恒星中看到的一些重元素是由星团恒星本身产生的。此外，GC内部的子种群具有不同的元素丰度，包括在某些情况下，由超新星产生的元素，如铁。本文提出了一个GC形成的理论模型，其动机是对银河系恒星形成区的观测和对恒星形成的模拟，其中巨大的分子云碎片成多个团块，这些团块在略微不同的时间进行恒星形成。来自早期形成的星团的核心坍缩超新星可以丰富后来形成的星团，使喷出物可以保留在引力势阱中，从而导致一旦星团合并形成最终的星团，就会产生具有不同总金属丰度的亚群。该模型匹配的质量金属丰度的关系，在GC人口周围的大规模椭圆星系，并预测金属丰度的传播与银河系GC中看到的非常一致的集群内，即使对于那些内部丰度的传播是如此之大，他们的整个身份作为GC的问题。内部金属丰度分布是一个很好的测量有多少自富集发生在一个集群，一个结果是非常强大的模型参数的变化。
2018-07-04 astro-ph.GA
Are Over-massive Haloes of Ultra Diffuse Galaxies Consistent with Extended MOND?
基于扩展修正牛顿动力学（EMOND）模型，对后发座星系团超扩散星系（UDG）进行了模拟，旨在解释在这些星系团中观测到的大的类暗物质效应.我们首先建立了一个模型的后发座星系团的EMOND的背景下，使用气体和星系的质量配置文件的文献。然后假设UDG的动力学质量满足其他椭圆星系的基本流形，并且UDG的恒星质光比与它们的颜色相匹配，我们可以通过比较UDG重子质量的两个预测来验证EMOND公式。我们发现，EMOND可以解释的UDG质量，在预期的建模误差，如果他们躺在基本流形的椭球，然而，鉴于测量显示一个UDG躺在基本流形，观测更多的UDG需要确认这一假设。
2017-03-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Too small to succeed: the difficulty of sustaining star formation in low-mass haloes
我们提出了高分辨率的模拟一个孤立的矮球状（dSph）星系之间的红移$z\sim10$和$z\sim 4$，时代时，几个银河系dSph卫星经历了扩展的恒星形成，为了详细了解的物理过程，影响低质量的晕的能力，保留气体。众所周知，超新星反馈对于从$3\times 10^7$ M $_\odot$晕中排出气体是非常有效的，$_\odot$晕是质量为$\sim10^9$ M $_\odot$的红移0晕的典型红移10祖先的质量。我们调查的条件下，这样的晕是能够保留足够的高密度气体，以支持扩展的恒星形成。特别是，我们探讨的影响：增加相对浓度的气体相比，暗物质;更高浓度的暗物质晕;显着降低超新星速率;增强金属冷却由于从早期超新星富集。我们发现，盘状气体分布保留更多的气体比球形的，主要是由于较短的气体冷却时间在磁盘。然而，与标准初始质量函数相比，超新星的数量仍然需要显着减少，以允许保留高密度气体。我们的结论是，所观察到的dSphs的祖先只会保留维持恒星形成所需的气体，如果他们的质量，浓度和气体形态已经不寻常的dSphs质量晕祖细胞的红移为10。
2017-02-06 astro-ph.GA
Colors of Ellipticals from GALEX to Spitzer
本文提出了一种利用形态学和孤立度方法选取大样本局部椭圆星系的多色测光方法。该样本使用GALEX、SDSS、2 MASS和Spitzer的数据，以涵盖NUV、ugri、JHK和3.6 μ m滤光片。使用2 MASS J滤波器中定义的半光孔径的各种双色图从颜色到颜色都非常一致，这意味着定义为红色的星系在一种颜色中总是红色的。与球状星团颜色的比较表明，椭圆星系不是由单一的年龄、单一的金属丰度组成的（例如，[Fe/H]）恒星星族，但需要使用化学富集情景的多金属丰度模型。这样一个模型足以解释双色图和所有颜色的颜色-星等关系，只使用金属丰度作为一个变量，在一个单独的12 Gyrs恒星星族没有证据的恒星年龄小于10 Gyrs。与星系颜色相匹配的[Fe/H]值在-0.5到+0.4之间，比从Lick/IDS线强度系统研究中推导出的人口特征要高得多（也更老），表明星系颜色和线指数值之间的不一致性，原因不明。NUV的颜色有不寻常的行为信号的上升和下降的紫外线上升与椭圆光度。具有BHB轨迹的模型可以再现这种行为，表明UV上升严格地说是金属丰度效应。
2016-09-23 astro-ph.GA
The UV Upturn in Elliptical galaxies and Environmental Effects
椭圆星系中的紫外线（UV）上转现象与球状星团中的伸展水平支星有共同的起源。氦的丰度极高（Y~0.4）允许一个工作假设，但其来源尚不清楚。Peng & Nagai（2009）提出，在宇宙时间尺度上，暗晕中的原始氦沉积可能导致星系团中心的极端氦丰度。在这种情况下，紫外线的上升应该仅限于最亮的星系团（BCGs）。这是一个明确而可检验的预测。我们使用Yoon等人（2008）的星系团对这一假设进行了检验，这些星系团是由斯隆数字巡天和星系演化探测器中等成像巡天探测到的。使用一个新的紫外线分类方案的基础上远紫外线，近紫外线，和光学光度学，我们发现只有5%的集群椭圆星系显示紫外线上升，而27%和68%被归类为“最近的恒星形成”和“紫外线弱”的椭圆星系，分别。这些数据揭示了紫外线上升部分与星系速度色散的适度正相关性，这与Burstein等人（1988）的早期发现一致，也可能与氦沉降理论一致。然而，我们没有看到任何依赖于星系的等级或光度。此外，BCGs没有显示任何显着的差异，在紫外线上升的分数或强度，这是不一致的预测。我们的结论是，上述氦沉降理论及其推断的环境效应是不支持现有的数据。
2011-06-30 astro-ph.GA
Nonlinear Color-Metallicity Relations of Globular Clusters. III. On the Discrepancy in Metallicity between Globular Cluster Systems and their Parent Elliptical Galaxies
河外天文学的难题之一是观测到的早期型星系的两个主要恒星组成部分--球状星团（GC）和晕场星之间的金属丰度分布函数（MDF）的差异。这通常被认为是GC系统和它们的母星系之间高度分离的演化历史的证据。然而，在这里，我们表明，在连接所观察到的GC颜色，其内在的金属性的新发展建议非线性颜色-金属性转换，这将观察到的颜色分布转化为强峰值，单峰的MDF与广泛的贫金属的尾巴。值得注意的是，推断的GC MDFs是类似的解析场星附近的椭圆星系的MDFs和化学演化模型的星系。气相色谱仪的形状，其特征是一个尖锐的峰与金属贫尾部，表明一个几乎连续的化学富集与一个相对较短的时间尺度。特征形状出现在宿主星系质量的三个数量级上，表明各种GC系统之间存在普遍的化学富集过程。由于GC比同一星系中的场星更蓝，因此GC的化学富集过程可能比场恒星星族的化学富集过程更早停止，如果是这样的话，GC优先追踪星系形成中主要的、充满活力的恒星形成事件。我们进一步提出了GC系统之间可能存在的系统性年龄差异，即在更明亮的星系中GC系统更老。这与星系的缩小范例一致，并支持GC和场星共享的类似性质。我们的发现表明GC系统和它们的母星系比以前认为的有着更共同的起源，因此大大简化了星系形成的理论。
2011-09-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
NGC 307 and the Effects of Dark-Matter Haloes on Measuring Supermassive Black Holes in Disc Galaxies
我们目前的恒星动力学测量的中心超大质量黑洞（SMBH）在S 0星系NGC 307，使用自适应光学IFU数据从VLT-SINFONI。我们调查的影响，包括暗物质晕，以及多个恒星组件具有不同的质量-光（M/L）比的动力学模型。没有晕和一个单一的恒星成分的模型产生一个相对较差的拟合与一个低的值的SMBH质量（$7.0 \pm 1.0 \times 10^{7} M_{\odot}$）和一个高的恒星M/L比（K波段M/L = $1.3 \pm 0.1$）。添加晕圈会产生更好的拟合，SMBH质量（$2.0 \pm 0.5 \times 10^{8} M_{\odot}$）显著更大，M/L比（$1.1 \pm 0.1$）更低。没有晕圈但具有单独的隆起和椎间盘组件的模型产生了类似的良好拟合，SMBH质量（$3.0 \pm 0.5 \times 10^{8} M_{\odot}$）略大，隆起组件的M/L比相同，尽管椎间盘M/L比偏高（椎间盘M/L $ = 1.9 \pm 0.1$）。在两恒星成分模型中加入一个晕，会使$1.0 \pm 0.1$的盘面M/L比更加合理，但对SMBH质量（$2.2 \pm 0.6 \times 10^{8} M_{\odot}$）只有适度的影响，而凸起的M/L比保持不变。这表明，测量SMBH质量在盘星系中只使用一个单一的恒星组件和没有晕有同样的缺点，因为它没有椭圆星系，…
2017-09-26 astro-ph.GA
Color-Magnitude Relations within Globular Cluster Systems of Giant Elliptical Galaxies: The Effects of Globular Cluster Mass Loss and the Stellar Initial Mass Function
最近的几项研究为大质量椭圆星系中的“底部重”恒星初始质量函数提供了证据。在这里，我们研究了IMF形状对最近发现的此类星系中的球状星团（GC）之间的颜色-星等关系（CMR）的影响。为此，我们使用的GC质量损失的计算由于恒星和动力学演化评估（一）形状的恒星质量功能的GC后，12 Gyr的演化作为当前GC质量的函数，以及它们对集成光的颜色和质量-光比的影响，和（ii）它们的影响GC自富集的影响使用2009年的“参考”模型的Bailin & Harris。至于贫金属GC类，我们发现观察到的CMR的形状（通常被称为“蓝倾”）是非常好地再现贝林和哈里斯的参考自富集模型，一旦12 Gyr的GC质量损失被考虑在内。国际货币基金组织对这一结果的影响是微不足道的。然而，我们发现，如果IMF是底部重的（例如，在$dN/dM \propto M^α$中的$-3.0 <~ α<~ -2.3$），这使得太阳质量以下的恒星质量函数相对强烈地依赖于GC质量。这进一步证明了在巨型椭圆星系中富含金属的恒星星族是由底部重的IMF形成的。
2013-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Missing Iron Problem and Type Ia Supernova Enrichment of Hot Gas in Galactic Spheroids
Ia型超新星（Ia SNe）为银河系恒星球状体中的热气体提供了丰富的铁源。然而，没有观察到预期的超太阳铁丰度的热气体。相反，X射线观测经常显示铁丰度向银河系中心区域下降，预计Ia SN富集度最高。我们通过研究富集过程及其对热气体X射线丰度测量的影响来研究这种缺铁问题的原因。Ia SN铁喷出物的演化模拟的背景下，银河系范围内的热气体流出，在超音速和亚音速的情况下，可以预期的热气体在银河系的凸起或椭圆星系的中间质量。SN反向冲击加热的铁喷射物通常被发现具有非常高的温度和低密度，因此产生很少的X射线发射。这样的热喷出物，由其巨大的浮力驱动，可以迅速达到比周围介质高得多的向外速度，而周围介质主要由演化恒星的质量损失所控制。喷出物在大的星系半径处逐渐动态地与介质混合。喷出物也慢慢地被稀释和冷却{ \sl原位}质量注入从演化的恒星。这些过程一起自然地导致在热气体的平均径向铁丰度分布中观察到的正梯度，即使质量加权。这种趋势是除了X射线测量偏差，倾向于低估具有温度分布的热气体的铁丰度。
2010-06-25 astro-ph.GA
Solar chemical composition in the hot gas of cool-core ellipticals, groups, and clusters of galaxies
热的团内介质（ICM）遍布星系团和星系群，富含金属，这些金属是由数十亿颗超新星合成的，并在星系团引力阱中积累了几个陀螺。由于在ICM中发现了Ia型超新星和核心坍缩超新星的产物--预计它们会在不同的时间尺度上爆炸--精确地限制这些热大气的化学成分可以提供关于大尺度结构富集历史的宝贵信息。最近，Hitomi观测报告了英仙座星系团核心的太阳丰度比，与之前对44个冷核星系团、星系群和大质量椭圆星系（CHEERS样本）的XMM-牛顿测量结果相矛盾。在这项工作中，我们通过使用用于拟合数据的光谱代码的更新版本（SPEXACT v3）来重新访问CHEERS结果，与用于获得Hitomi测量结果相同。尽管在光谱分辨率的限制，平均Cr/Fe和Ni/Fe的比例，现在发现是非常一致的统一和Hitomi的结果非常一致。我们最新的测量结果表明，英仙座ICM的太阳成分在附近的冷核系统中是一个非常常见的特征。
2018-07-30 astro-ph.GA
Halo Mass and Assembly History Exposed in the Faint Outskirts: the Stellar and Dark Matter Haloes of Illustris Galaxies
我们使用Illustris模拟来深入了解围绕星系的外部低表面亮度区域的建立。我们的特点是恒星晕的对数斜率的球形平均恒星密度分布，alphaSTARS在z=0，我们与这些斜率的基本暗物质（DM）晕，他们的中央星系，和他们的组装历史的属性。我们分析了大约5,000个星系的样本，每个星系的粒子数超过5x10^4，并且跨越了各种形态和晕质量（3x10^11 < Mvir < 10^14 Msun）。我们发现恒星晕斜率和总晕质量之间有一个很强的趋势，质量较大的天体比质量较小的天体具有较浅的恒星晕（在所研究的质量范围内，-5.5 \pm 0.5 < alphaSTARS <-3.5 \pm 0.2）。在固定的晕质量，我们表明，盘状，蓝色，年轻，更大的星系所包围的显着陡峭的恒星晕比椭圆形，红色，老年人，质量较低的星系。总的来说，恒星密度剖面下降更陡峭的基础DM，并没有明确的趋势之间的恒星斜率和DM晕浓度。然而，最近形成的DM晕，或从坠落的卫星吸积较大比例的恒星质量，表现出较浅的恒星晕比他们的老类似物具有类似的质量，由达Delta（alphaSTARS）~ 0.5-0.7。我们的研究结果，结合最近对M31和银河系截然不同的恒星幂律指数的测量，似乎有利于一个大质量的M31，以及一个在过去10个Gyrs中比它的同伴更安静的吸积历史的银河系。
2014-09-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Lensed Lyman-Alpha MUSE Arcs Sample (LLAMAS) : I. Characterisation of extended Lyman-alpha haloes and spatial offsets
本文介绍了从MUSE和HST观测的17个透镜星系团中选出的LensedLyman-AlphaMUSE弧样品（LLAMAS）。该样品由603个连续微弱（-23<M_UV<-14）透镜莱曼α发射体（产生959个图像）组成，光谱红移在2.9和6.7之间。结合集群放大的功率与3D光谱观测，我们能够揭示268莱曼α发射器的分辨形态学特性。我们使用一个正向建模的方法来模拟莱曼α和静止帧紫外连续辐射分布在源平面和测量的空间范围，椭圆度和空间偏移之间的UV和莱曼α发射。我们发现一个显着的相关性之间的UV连续和莱曼α空间范围。我们的表征的莱曼α晕表明，晕的大小与宿主星系的物理性质（SFR，莱曼α EW和莱曼α线FWHM）。我们发现，48%的莱曼α晕是最好的拟合椭圆形的发射分布与中位轴比q=0.48。我们观察到，60%的星系检测到的紫外线和莱曼α发射显示出显着的空间偏移（三角洲）。我们测量整个样本的中位偏移量Delta= 0.58 \pm 0.14 kpc。通过比较空间偏移值与UV分量的大小，我们发现40%的偏移可能是由于UV分量中的恒星形成子结构，而较大的偏移更可能是由于较大的距离过程，如环星系介质内的散射效应或来自微弱卫星或合并星系的发射。放大辐射流体动力学模拟的一个典型的莱曼α发射星系的比较显示出良好的协议与LLAMAS星系，并表明明亮的恒星形成团块和卫星星系可以产生类似的空间偏移分布。（节略）
2022-01-12 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
The cycle of metals in the infalling elliptical galaxy NGC 1404
弥漫在星系团、星系群和早期星系中的热大气富含金属，这些金属是在不同的时代产生的，并通过尚待确定的过程扩散。虽然这种富集已经在集群中进行了常规研究，但较低质量系统中的金属更难以用标准X射线曝光和光谱法进行探测。在本文中，我们专注于非常深的XMM牛顿（$\sim$ 350 ks）观测NGC 1404，一个大质量的椭圆星系经历冲压压力剥离其热大气，同时向天炉座星系团的中心下落，目的是通过其热气体范围来获得丰度。重要的是，我们报告存在一个新的拟合偏差-“双铁偏置”-导致低估的铁丰度时，两个热组件不能现实地模拟复杂的温度结构存在于星系的外层大气。与星团中的“金属难题”相比，NGC 1404的Fe和Mg质量比恒星和超新星可能产生和释放的质量低1-2个数量级。此外，我们注意到显着的太阳丰度比的星系晕，不同于它的恒星对应物，但类似的化学成分的ICM丰富的集群。完成集群制度，所有这些发现提供了额外的支持，对一个场景的早期富集，在发挥超过两个数量级的质量。一些奇特和有趣的功能，如可能的双金属峰，以及一个明显的环附近的星系核心增强硅，也进行了讨论。
2022-02-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
Ca, Fe, and Mg Trends Among and Within Elliptical Galaxies
在一个跨越大范围质量的椭圆星系样本中，以前未使用的Ca指数CaHK显示，[Ca/Fe]和[Ca/Mg]随着椭圆星系质量的增加而系统地降低。金属丰度混合物，年龄效应，恒星色球发射效应，和低质量初始质量函数（IMF）的提升效应被排除的原因。小于0.3 dex的[Ca/Fe]范围足以覆盖所有观察结果。星系内的功能梯度意味着全球钙赤字，而不是一个依赖于半径的现象。一些（但不是全部）II型超新星核合成产额的计算表明，在更大质量的超新星中，Ca/Fe产额比会降低，这可能支持了更大质量的椭圆星系具有有利于更大质量恒星的IMF的假设。没有II型超新星核合成产率计算显示出显着的杠杆作用，在钙/铁比作为一个功能的祖先金属丰度。因此，钙的行为似乎不太可能被解释为一种内在的金属丰度效应，这与只改变II型到Ia型超新星富集率的解释相反。
2012-12-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Investigation of mass substructure in gravitational lens system SDP.81 with ALMA long-baseline observations
European Southern Observatory (ESO)（欧洲南方天文台）；Max Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理研究所）；Kapteyn Astronomical Institute, University of Groningen（格罗宁根大学卡普坦天文研究所）；South African Radio Astronomy Observatory (SARAO)（南非射电天文观测台）；Department of Physics, University of Pretoria（比勒陀利亚大学物理系）
利用ALMA长基线观测研究SDP.81引力透镜系统中的低质量暗物质晕子结构，发现多极项与大质量子晕的透镜特征相似，但未发现先前报告的子晕证据，指出需改进模型以避免误判。
2025-09-03 astro-ph.GA
The Faber-Jackson relation and Fundamental Plane from halo abundance matching
基本平面（FP）描述了椭圆星系的恒星质量、大小和速度色散之间的关系;费伯-杰克逊关系（FJR）是它在{质量、速度}空间的投影。在这项工作中，我们重新部署和扩展了Desmond & Wechsler（2015）的框架，以询问是否基于丰度匹配的LCDM模型在匹配星系的空间分布方面取得了成功，也能够解释FJR和FP的关键特性，包括它们的散射。在我们的框架内，与FJR正常化的协议要求晕扩大，以应对光盘的形成。我们发现，倾斜的FP可以解释由所观察到的星系结构的非同源性和丰度匹配与通用的初始质量函数（IMF）产生的质光比的变化相结合，只要考虑到恒星运动的各向异性。然而，由于在固定的恒星质量的晕属性的变化，位于宇宙学动机的晕星系的FP周围的预测散射大大增加，似乎超过了数据。这意味着星系和晕变量之间的额外相关性可能需要完全调和这些模型与椭圆星系的比例关系。
2016-11-03 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
Formation of galactic nuclei with multiple supermassive black holes at high redshifts
我们研究了由于星系在高红移时的高合并率而在贫气体星系核中形成的多个超大质量黑洞（SMBH）群。我们计算的相对可能性的二进制，三重和四重SMBH系统，考虑相关过程的时间尺度和合并树相结合的N-体模拟的恒星和SMBH在星系核的动态。现今典型的质量为$M_0\approx 10^{14}$ M $_\odot$的晕在$z\sim 6$处的平均质量为$M_{z=6}=5\times 10^{11}$ M $_\odot$，而当前质量为$M_0\gtrsim 10^{15}$ M $_\odot$的稀有晕在该红移处的平均质量为$M_{z=6}=5\times 10^{12}$ M $_\odot$。这些星系团大小的晕被认为是$z\sim 6$中单个星系的宿主。我们预计大约30%的星系中的晕与现今的质量$M_0\approx 10^{14}$ M $_\odot$包含两个以上的SMBH在红移$2\lesssim z\lesssim 6$。对于现今较大的晕，使用$M_0\gtrsim 10^{15}$ M $_\odot$，该分数几乎为60%。在高红移处存在多个SMBH可能解释在大质量椭圆星系的核心中观察到的质量不足，这些星系的质量是其中心BH的5倍。多个SMBH也会导致恒星的潮汐分裂率提高，与孤立的BH双星相比，修改了引力波信号，并以超过2000 km/s $^{-1}$的高速从星系中弹射SM…
2011-07-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The origin of ICM enrichment in the outskirts of present-day galaxy clusters from cosmological hydrodynamical simulations
附近星系团外围的星系团内介质（ICM）富集水平的均匀性表明，在团簇形成之前，化学元素就已经沉积并广泛扩散到星系际介质中。这一观测证据得到了宇宙学流体动力学模拟的数值结果的支持，如Biffi et al.（2017）所述，包括来自活动星系核的热反馈效应。在这里，我们进一步调查这一图片，通过追溯时间的空间起源和金属丰度演化的气体居住在z=0的模拟星系团的外围。在这些区域，我们发现铁丰度的大分布，包括高度富集气体的成分，已经存在于z=2。在z>1时，现在外围的气体分布在主星团数十维里半径的范围内，并且已经在高红移晕中富集。在z=2时，z=0时最富铁的气体中约有40%没有存在于该地区任何质量超过1 e11 Msun/h的晕中，但其平均铁丰度已经是0.4，w.r.t.。Anders & Grevesse（1989）的太阳值。这证实了ICM在现今星系团外围的原位富集并没有发挥重要作用，其均匀的金属丰度是低金属丰度和预富集（z>2）气体从扩散组分和通过合并子结构吸积的结果。这些发现不依赖于集群的质量，也不依赖于其核心属性。
2018-02-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
The history of chemical enrichment in the intracluster medium from cosmological simulations
金属在星系团团内介质（ICM）中的分布为研究其形成和演化、与宇宙恒星形成的关系以及不同气体过程的影响提供了有价值的信息。通过分析一个模拟的星系团样本，我们研究了ICM的化学富集，它的演化，以及它与模拟中的物理过程和核心的热性质的关系。这些模拟，包括重新模拟的29个拉格朗日区域进行了升级版本的SPH GADGET-3代码，已经运行，包括两个不同的重子物理：一个帐户的辐射冷却，恒星形成，金属富集和超新星（SN）的反馈，另一个进一步包括反馈的影响，从活动星系核（AGN）。与观测结果相一致，我们发现了熵和金属丰度之间的反相关性在集群核心，和类似的径向分布的重元素丰度和丰度比大集群中心的距离（~R180）。在外围，即~0.2R180之外，我们发现金属丰度分布非常均匀，由SNIa或SNII产生的元素几乎是平坦的。我们研究了这一现象的起源，发现这是由于早期（z>2-3）活动星系核强烈爆发对小的高红移晕的作用，广泛地置换了富金属气体。我们的研究结果还表明，该样品的热气体的固有金属丰度在整个径向范围内，在z=2和z=0之间平均一致，没有演变。
2017-01-27 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
Galaxy stability within a self-interacting dark matter halo
本文研究了包含自相互作用暗物质晕（SIDM）和de Vaucouleurs恒星分布的球状星系。它们只通过它们共享的引力场耦合，而引力场是根据密度分布计算的。假设质量、动量和角动量守恒，微扰分析揭示了星系对径向扰动的反应。这些模式取决于暗物质的基本性质、恒星质量、晕的质量和半径。恒星和暗物质的耦合稳定了一些在单流体模型中不稳定的晕。然而，中心的密集晕是不稳定的，导致SIDM和恒星的径向流动（有时是相反的方向）。根据暗微物理学，一些高度扩散的晕也是不稳定的。不稳定的星系可能会脱离它们的外围或崩溃。观测到的椭圆星系似乎存在于安全域中。光环脉动是可能的。SIDM波的最内侧节点可能出现在10个半光半径内。如果激发出更高的泛音，在可探测的半径范围内也可能出现诱导的恒星波纹。如果存在任何SIDM，星系的观测skotoseismology可以探测DM物理，测量特定系统的大小，也许有助于解释特殊的物体（例如一些壳星系和红块的生长）。
2012-12-20 astro-ph.CO 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
Radial metal abundance profiles in the intra-cluster medium of cool-core galaxy clusters, groups, and ellipticals
热的团内介质（ICM）渗透在星系团和星系群中，并不是原始的，因为自从恒星形成的主要时期（z ~ 2-3）以来，它不断地被Ia型（SNIa）和核心坍缩（SNcc）超新星合成的金属所富集。团簇/组富集的历史和机制负责释放和混合的金属可以探测通过径向分布的SNIa和SNCC产品内ICM。在本文中，我们使用深XMM-牛顿/EPIC观测从一个样本的44个附近的冷核星系团，集团，和椭圆（CHEERS）约束的平均径向O，Mg，Si，S，Ar，Ca，Fe和Ni的丰度配置文件。所有这些元素的径向分布，平均在一个大样本的第一次，代表了目前最好的约束配置文件。我们发现，整体减少的Fe丰度与半径的~ $0.9 r_{500}$和~ $0.6 r_{500}$的集群和集团，分别与最近的流体动力学模拟的预测。所有其他元素（X）的平均径向分布也在中心达到峰值，当重新换算为它们的平均中心X/Fe比时，很好地遵循Fe分布，至少达到~0.5 $r_{500}$。使用两套SNIa和SNCC产量模型再现以及在核心中的X/Fe丰度模式，我们发现，正如最近的模拟预测，SNIa（SNCC）的相对贡献的总ICM富集是一致的，在所有半径均匀，无论是集群和集团。除了暗示中心金属峰在SNIa和SNcc之间平衡之外，我们的研究结果还表明，富集SNIa和SNcc的产物必须具有相同的起源，并且SNIa和SNcc爆炸之间的延迟必须短于金属扩散…
2017-05-01 astro-ph.GA astro-ph.HE
Chemodynamical simulations with variable IMF
使用自洽化学动力学模拟，包括恒星形成，超新星反馈，和化学富集，我显示宇宙恒星形成和化学富集的历史依赖于初始质量函数（IMF）。Pop-III IMF的影响只能在z>4或[Fe/H]<-2的元素丰度比中看到。在高恒星形成率（SFR）的情况下，较好的IMF具有较平坦的斜率，而在低SFR的情况下，较好的IMF具有较小的上部质量（~ 20 Msun），这与观测到的矮球状星系元素丰度一致。然而，椭圆星系的[alpha/Fe]问题可能需要其他解决方案。
2010-02-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
SURFS: Riding the waves with Synthetic UniveRses For Surveys
我们提出了综合宇宙巡天（{ \sc surfs}）模拟，一组N体/水模拟的和谐$Λ$冷暗物质（\LCDM）宇宙学。这些模拟使用普朗克宇宙学，包含多达100亿个粒子和样本尺度和晕质量下降到$1~$ kpc和$10^8{\rm M}_\odot$。我们使用最先进的6D晕轮查找器和合并树构建器识别和跟踪从$z=24$到今天的晕轮。我们证明了晕合并树的某些属性是数值收敛的$\gtrsim100$粒子组成的晕。晕的质量平稳增长，$V_{\rm max}$，质量历史以$\log M(a)\propto\exp\left[-(a/β)^α\right]$为特征，其中$a$是比例因子，$α(M)\approx0.8$ \& $β(M)\approx0.024$，这些参数随着晕质量的减小而减小。子晕遵循幂律累积质量和速度函数，即$n(>f)\propto f^{-α}$与$α_{M}=0.83\pm0.01$和$α_{V_{\rm max}}=2.13\pm0.03$分别用于质量\速度，独立于红移，如在以前的研究中所看到的。晕到晕的振幅散射是$0.9$ ~dex。晕中亚晕的数量与晕的浓度$c$ \&自旋$λ$弱相关：高$c$ \&低$λ$的晕比低$c$ \&高$λ$的相似质量的晕具有更多的$60\%$亚晕。高节奏跟踪显示subhaloes是动态的居民，与$25\%$离开他们的主机晕暂时，成为一个ba…
2018-01-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The lensing properties of subhaloes in massive elliptical galaxies in sterile neutrino cosmologies
我们使用高分辨率的流体动力学模拟运行的星系形成的EAGLE模型来研究的性质之间的差异-随后的透镜信号- subhaloes的大规模椭圆星系在红移0.2，在冷和不育中微子（SN）暗物质模型。我们专注于两个7千电子伏的SN模型，支架的范围内的物质功率谱兼容的共振产生的SN作为所观察到的3.5千电子伏线的来源。我们推导出一个准确的参数化的subhalo质量函数在这两个SN模型相对于CDM，以及subhalo的空间分布，密度分布，投影数密度和暗物质分数在subhaloes。我们创建模拟透镜映射从模拟晕研究的透镜信号的差异的框架下晕检测。我们发现，subhalo收敛是很好地描述了对数正态分布和信号的subhaloes在功率谱是较低的SN模型相对于CDM，在10%至80%的水平，这取决于规模。然而，不同的投影之间的分散是大的，可能会使目前的透镜图像的典型尺度上的功率谱研究的使用非常困难。此外，在通过引力成像进行单独探测的框架中，需要大约30个平均灵敏度为M_sub= 5 × 10^7M_sun的透镜样本来区分CDM和所考虑的无菌中微子模型。
2019-10-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The filling factor of intergalactic metals at redshift z=3
对类星体吸收线系统的观测表明，z=3的星系际介质（IGM）被重元素污染，污染深度达HI光学深度τ_HI<<10。然而，目前尚不清楚的是，需要用金属富集的体积的比例是多少，以及为了重现观测结果，仅富集靠近星系的区域是否足够。我们使用来自大型宇宙学模拟的气体密度场，与合成类星体光谱和强加的，模型金属分布，调查什么样的富集模式可以重现所观察到的中值光学深度的CIV作为tau_HI的函数。我们的模型只能满足观测约束，如果z=3 IGM主要由位于低质量（m_tot<10^10 M_sun）晕中的星系富集，这些晕可以将金属喷射到>10^2 kpc的距离。更大质量的晕中的Galerkin不可能解释这些观测结果，因为它们太罕见了，它们的流出物无法覆盖足够大的体积。星系团需要将气体富集到远大于其宿主晕维里半径的距离。假设金属在小尺度上很好地混合，我们的建模要求模拟的体积和重子质量中被金属污染的部分分别为>10%和>50%，以便与观测结果相匹配。
2011-10-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy and halo properties around cosmic filaments from Sloan Digital Sky Survey Data Release 7 and the ELUCID simulation
本研究基于SDSS DR7星系和ELUCID模拟暗物质晕，利用COWS方法分析发现星系和暗物质晕的性质随其到宇宙网状结构的距离而变化，证实宇宙大尺度结构在塑造星系和暗物质晕性质中发挥关键作用。
2025-04-11 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
The bulge-halo conspiracy in massive elliptical galaxies: implications for the stellar initial mass function and halo response to baryonic processes
最近的研究表明，大质量椭圆星系在有效半径内的总质量密度分布可以近似为ρ_{tot} \propto r^{-ε '}，平均斜率<ε'>=2.08 \pm 0.03，散射度σ_ε '= 0.16 \pm 0.02。这个小的斜率分散（称为膨胀晕阴谋）在基于LCDM的模型中并不常见，因此包含了关于星系形成过程的信息。我们计算了基于LCDM的模型的γ'分布，该模型再现了SDSS中早期星系的恒星质量、速度色散和有效半径之间观察到的相关性。这些模型具有一系列恒星初始质量函数（IMF）和对星系形成的暗晕响应。观测到的γ'的分布很好地再现了宇宙学动机，但未收缩的暗物质晕，和Salpeter型IMF的模型。其他模型平均被数据排除，即使它们可能发生在个别情况下。具有绝热晕收缩（和较轻IMF）的模型预测的α '值太小。具有晕圈膨胀或质量跟随光的模型预测了过高的“α”值。我们的研究表明，大规模的早期型星系的非同源结构可以精确地复制LCDM模型，如果IMF是不普遍的，如果机制，如活动星系核的反馈，或动力学摩擦，有效地平均抵消收缩的光环预期重子冷却的结果。
2014-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Origin of central abundances in the hot intra-cluster medium - II. Chemical enrichment and supernova yield models
炽热的星系团内介质（ICM）富含金属，这些金属是由超新星（SNe）合成的，并随着时间的推移积累到星系团的深引力势阱中。由于X射线中可见的大多数元素都是由Ia型超新星（SNIa）和/或核心坍缩（SNcc）超新星形成的，测量它们的丰度可以为我们提供自恒星形成高峰期（z~2-3）以来数十亿SNe的核合成产物的直接信息。在这项研究中，我们比较了最准确的平均X/Fe丰度比（编译在以前的工作从XMM-牛顿EPIC和RGS观测的44个星系团，集团，和椭圆形），在附近的ICM的化学富集的代表，各种SNIa和SNCC核合成模型中发现的文献。使用SNCC模型结合任何青睐的标准SNIa模型（爆燃或延迟爆轰）未能再现我们的丰度模式。特别是，Ca/Fe和Ni/Fe比值被模型显著低估。我们表明，Ca/Fe比可以更好地再现，无论是采取SNIa延迟爆轰模型相匹配的第谷超新星遗迹的观测，或通过添加从富钙间隙瞬态SNe，其材料应该很容易混合到热ICM的贡献。另一方面，假设爆燃和延迟爆轰SNIa对ICM富集的贡献比例相似，则可以更好地再现Ni/Fe比。在任一情况下，SNIa占SNe总数的分数（SNIa+SNcc）有助于ICM富集的范围在29- 45%内。这个分数被发现系统地高于相应的SNIa/SNe分数，有助于原太阳能的富集（15-25%）。我们还讨论和量化两个有用的限制SNIa和SNCC，可以推断出ICM丰度比。
2016-08-12 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
