An observational proxy of halo assembly time and its correlation with galaxy properties
我们发现，中央星系的恒星质量与其宿主晕的质量之比，$f_c \equiv M_{*,c}/M_{\rm h}$，可以被用来作为一个可观察的代理晕组装时间，即具有较高的$f_c$星系团组装他们的质量早。使用Yang等人的SDSS组，我们研究了$f_c$如何与星系的性质，如颜色、恒星形成率、金属丰度、球盘比和大小相关。在具有$f_c>0.02$的星系群中，具有一定恒星质量的中央星系，随着$f_c$的增加，颜色会变得更红，在恒星形成过程中会变得更冷，体积会变得更小，并且会变得更突出。颜色和恒星形成的趋势似乎在$f_c<0.02$发生逆转，反映了一种缩小效应，即大质量晕中的星系形成恒星的时间更早，尽管宿主晕本身组装的时间更晚（较低的$f_c$）。在椭圆星系的大小中没有看到这样的逆转，这表明它们的组装比它们的恒星形成更接近于晕的生长。当$f_c$增加时，在给定晕质量的星系群中，具有给定恒星质量的卫星星系的颜色往往更红，在恒星形成时更淬灭，尺寸也更小。对于一个给定的恒星质量，卫星也往往比中心小。低质量群体的趋势更强。对于质量大于$\sim 10^{13}{\rm M}_\odot$的星系群，在颜色和恒星形成方面可以看到一个微弱的反向趋势。所观察到的恒星形成的趋势是定性再现的经验模型的基础上晕年龄丰度匹配，但不是由半分析模型在这里测试。
2017-06-18 astro-ph.GA
Observational Constraints on Sunyaev-Zeldovich Effect Halos Around High-z Quasars
利用ALMA对10个高红移超亮类星体的叠加观测，测量康普顿y参数并约束热电离气体，限制其暗物质晕质量低于10^13太阳质量和反馈风功率低于10^12太阳光度，不足类星体热光度的1%。
2023-10-13 astro-ph.GA
Towards an Observational Detection of Halo Spin Bias using Spin-Orbit Coherence
本研究开发了首个探测晕自旋偏差的观测方法，利用星系相干运动作为自旋代理，通过IllustrisTNG模拟和SDSS数据验证，发现高自旋星系群在特定质量和尺度上表现出更高的聚集偏差。
2025-06-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Observational predictions for the survival of atomic hydrogen in simulated Fornax-like galaxy clusters
本文利用TNG50模拟研究类Fornax星系团中的中性氢分布，预测MFS巡天将观测到显著的HI覆盖比例，且星系外大量气体与卫星星系相关联。
2024-04-25 astro-ph.GA
The dark matter halo masses of elliptical galaxies as a function of observationally robust quantities
上下文大质量椭圆星系恒星组分的聚集历史与其暗物质晕的聚集历史密切相关。测量星系的性质如何与它们的晕质量相关，可以帮助理解它们的演化。目标。利用弱引力透镜观测，我们研究了椭圆星系的暗物质晕质量随其性质的变化。为了最大限度地减少偏差的机会，我们专注于可以鲁棒地确定的星系属性：表面亮度分布和颜色。方法.我们从SDSS光谱样本中选取了2409个中心大质量椭圆星系。我们首先通过将Sersic模型拟合到来自Kilo-Degree Survey（KiDS）的光度数据来测量它们的表面亮度分布和颜色。我们拟合了它们的晕质量分布作为红移，静止框架$r-$带亮度，半光半径和静止框架$u-g$颜色的函数，使用KiDS弱透镜数据和贝叶斯分层方法。为了对表面亮度的大半径行为的假设具有鲁棒性，我们用10 kpc孔径内的亮度$L_{r,10}$和轻加权表面亮度斜率$Γ_{10}$代替总亮度和半光半径重复了分析。结果在固定的红移和光度下，我们没有检测到晕质量与半光半径或颜色之间的任何相关性。结论.我们的研究结果表明，大质量椭圆星系的平均恒星形成效率对它们的最终大小或颜色几乎没有依赖性。这表明，这些天体在大小和颜色分布上的多样性来源于除晕质量以外的性质。
2022-04-15 astro-ph.GA
Observational Constrains on the Sgr A$^*$ Black Hole Immersed in a Dark Matter Halo: Shadow and S2 Star Orbit
School of Science, Jiangsu University of Science and Technology（江苏科技大学理学院）
本文通过分析Sgr A$^*$黑洞阴影和S2星轨道，结合暗物质晕参数，探讨黑洞物理和暗物质分布特性。
2025-11-06 astro-ph.GA gr-qc
LMC-induced Perturbations in the Milky Way Halo:I. HaloDance Simulation Suite and Observational Forecasts
Department of Astronomy, The Ohio State University（俄亥俄州立大学天文学系）；Center for Cosmology and AstroParticle Physics (CCAPP), The Ohio State University（俄亥俄州立大学宇宙学与高能粒子物理中心）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学天文与前沿科学研究院）
本文通过2,848个高分辨率N体模拟构建HaloDance套件，研究LMC对银河系晕的扰动，预测利用Gaia天体测量和光谱数据可对银河系与LMC质量及晕结构参数实现高精度约束。
2026-09-30 astro-ph.GA
Gas and Metal Contents of Galaxies and Gaseous Halos: Preventive versus Ejective Feedback
本文用半解析方法研究了三种星系形成模型对星系内和星系周围重子物质质量和金属丰度的预测特征。这些模型代表了三种不同的反馈方案：一种模型与纯粹的喷射反馈，一种模型与喷射反馈与喷射气体的再结合，和一个预防模型。我们发现，当模型参数进行调整，以预测正确的恒星质量的晕质量范围在10^{10}至10^{12}Msun，这三个方案有非常不同的预测质量和金属丰度的星际和环银河系的媒体。与目前的观测数据相比，实施预防性反馈的模型具有很大的自由度来匹配广泛的观测数据，而弹射模型难以同时匹配多个观测约束，而与弹射和再结合的实施方式无关。我们的研究结果表明，调节低质量星系中恒星和冷气量的反馈过程本质上是预防性的。
2015-04-08 astro-ph.GA
Observational properties of a Schwarzschild black hole surrounded by a Dehnen-type dark matter halo
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；Key Laboratory for Structure and Evolution of Celestial Objects, Chinese Academy of Sciences（中国科学院天体结构与演化重点实验室）；International Centre of Supernovae, Yunnan Key Laboratory（超新星国际研究中心，云南省重点实验室）；College of Physics, Guizhou University（贵州大学物理学院）
本文研究被Dehnen型暗物质晕包围的史瓦西黑洞周围薄吸积盘的观测性质，分析暗物质晕参数对吸积盘属性与成像的影响，发现暗物质会使吸积盘更冷更暗，对黑洞观测特征有显著作用。
2025-11-17 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The dominant role of dark matter halo in quenching central galaxies
暗物质晕质量主导中心星系抑制，研究通过修正AM数据揭示其作用，并发现AGN反馈在特定质量阈值以上起效。
2026-09-18 astro-ph.GA
The Origin of the Milky Way's Halo Age Distribution
我们提出了一个分析的径向年龄梯度的恒星晕的银河系质量大小的系统模拟的宝瓶座项目的一部分。晕显示了年龄趋势的多样性，反映了它们不同的组装历史。其中四个模拟的晕具有明显的负年龄梯度，范围从大约-7到-19百万年/千秒差距，比最近对银河系恒星晕的观测研究所确定的要浅。然而，当仅对吸积成分进行分析时，所有的恒星晕都表现出更陡的负年龄梯度，其值从$-$ 8到$-$ 32百万年/千秒差距不等，更接近银河系中观测到的值。其中两个以吸积为主的模拟晕显示，中心集中了大量的老恒星，与观测报告的古代年表球一致。最能再现银河系年龄分布特征的恒星晕主要是由小卫星星系的吸积形成的。我们的研究结果表明，如果恒星晕是由动力学质量小于~10^9.5M_sun的卫星星系的吸积和破裂组装而成的，并且原位贡献最小，那么等级聚类方案可以再现MW晕的年龄分布。
2018-05-07 astro-ph.GA
Halo millisecond pulsars ejected by intermediate mass black holes in globular clusters
中等质量黑洞是当代天体物理学中最难以捉摸的天体之一。关于它们存在的理论和观测证据都是争论的主题。相反，理论和观测都证实了存在大量的毫秒双星（MSP）和低质量的同伴居住在球状星团（GC）中心。如果IMBH在GC中心也很常见，那么动力学相互作用将不可避免地使许多这样的双星解体，导致星系晕中几个快速MSP的喷射。这种群体的快速晕MSP，难以产生与“标准”MSP的产生机制，将提供一个强有力的，虽然间接的证据，在GC中存在大量的IMBH的人口。在本文中，我们详细研究了这种快速MSP人口的动态形成和演变，突出了相关的观测特性和评估检测前景与即将到来的无线电调查。
2012-08-21 astro-ph.GA
Possible existence of wormholes in the galactic halo region
两个观测结果，密度分布从模拟中进行的$Λ$ CDM方案和所观察到的平坦的银河系旋转曲线，被视为输入的目的是显示的星系晕具有一些需要支持可穿越的虫洞的特性。这一结果应该足以激励科学家在星系晕区域寻找虫洞的观测证据。
2014-02-07 astro-ph.GA gr-qc
Does SEGUE/SDSS indicate a dual Galactic halo?
我们重新审视最近声称的观测证据的双重星系晕的SEGUE/SDSS数据，并追溯到错误的处理和忽视的选择效果。特别是，在晕垂直丰度梯度的检测可以解释为金属丰度的距离偏差。一个类似的偏差，和磁盘污染的影响，影响蓝色水平分支恒星的样本。这些例子强调了为什么非体积完整的样品需要从理论模型或广泛的偏差校正的正演模拟。我们还展示了观测的不确定性如何在观测到的晕星的方位角速度分布中产生特定的非高斯性，这可能被错误地识别为两个高斯分量。当我们对包括距离不确定性的测量过程进行建模时，单个运动学分量产生与观测数据的极好拟合。此外，我们表明，在适当的运动空间中的样本差异的运动学切割的直接后果，并增强距离估计时，不太准确。因此，它们的存在既不能证明存在一个单独的种群，也不能衡量应用距离的可靠性。我们的结论是，目前没有证据表明SEGUE/SDSS，将有利于一个双星系晕在一个单一的晕充满子结构。
2014-03-04 astro-ph.GA
Reconciling observed and simulated stellar halo masses
我们使用宇宙学流体动力学模拟银河系质量的星系从消防项目评估各种战略估计星系的恒星晕的质量从深，集成光图像。我们发现很好的协议与集成光观测，如果我们模仿观测方法来测量质量的恒星晕通过选择区域的图像通过投影半径相对于磁盘规模的长度或其表面密度在恒星质量。然而，这些观测方法系统地低估了吸积恒星的组成部分，在我们的（和大多数）模拟中定义为在宿主星系外形成的恒星质量，高达十倍，因为吸积成分集中在中心，因此基本上被银河系盘所掩盖。此外，这些观测方法引入虚假的依赖关系的估计吸积恒星的恒星质量和大小的星系，可以模糊的趋势吸积恒星质量预测的宇宙学模拟，因为我们发现，在我们的模拟中的大小和形状的中央星系是不是强烈相关的组装历史的吸积恒星晕。这种影响仍然存在，无论星系被视为边缘或面对。我们表明，金属丰度或颜色信息可能提供一种方法，更干净地描绘在观测中的吸积星占主导地位的地区。在没有额外数据的情况下，我们警告说，仅从单波段图像中估计吸积恒星成分的质量应作为下限。
2019-11-04 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
The impact of galactic feedback on the shapes of dark-matter haloes
我们利用宇宙学模拟在红移$z=0$上量化了星系形成对暗物质晕形状的影响。这些晕是从IllustrisTNG项目中绘制的，这是一套星系的磁流体动力学模拟。我们专注于从50-Mpc（TNG 50）和100-Mpc（TNG 100）箱质量$10^{10-14} M_\odot$的晕，并将它们与暗物质（DMO）的类似物和其他模拟，如NIHAO和鹰。我们进一步量化预测的不确定性，通过改变重子反馈模型在一系列较小的25 Mpc $h^{-1}$盒。我们发现：（i）星系形成的结果在圆晕DMO模拟相比，在定性协议与过去的流体动力学模型。质量为$\approx 2\times 10^{12} M_\odot$的晕大多数是球形的，内晕的平均短轴与长轴比为$\left< s \right> \approx 0.75$，与DMO对应物相比增加了40%。低质量$10^{10} M_\odot$晕的形状没有明显的变化：（ii）较强的反馈作用，如增加星系风的速度，减少了重子的影响;（iii）内晕形状与恒星质量分数相关，这可以解释晕形状对不同反馈模型的依赖性;（iv）基准和较弱反馈模型与银河系晕形状的观测估计最一致。然而，在固定的晕质量，非常不同的和可能不切实际的反馈模型都预测内晕的形状，更接近彼此比DMO的结果。这意味着需要更大的观测样本来统计区分不同的重子处方，因为晕的形状在晕与晕之间有很大的变化。
2021-08-31 astro-ph.GA
Observational Evidence of Evolving Dark Matter Profiles at $z\leq 1$
利用KMOS红移一次光谱巡天（KROSS）研究了位于$z\sim 1$的256个盘状星系的暗物质晕。这个样本涵盖了红移$0.6 \leq z \leq 1.04$、有效半径$0.69 \leq R_e [\mathrm{kpc}] \leq 7.76$和恒星总质量$8.7 \leq log(M_{\mathrm{star}} \ [\mathrm{M_\odot}]) \leq 11.32$。我们提出了一个质量模型的方法来研究这些星系的旋转曲线，这使我们能够动态地计算与重子和暗物质晕的物理性质。对于前者，我们假设一个弗里曼盘，而对于后者，我们采用NFW和Burkert晕配置文件，分别。最后，我们将这两种情况的结果与最先进的宇宙学星系模拟（EAGLE，TNG 100和TNG 50）进行了比较。我们发现，{ \em核心}暗物质晕出现在半径为有效半径的1-3倍的主导量。它占总质量的比例与流体动力学星系模拟的结果非常一致。值得注意的是，我们发现$z\sim 1$恒星形成星系的暗物质核心比它们的本地同行更小，密度更大。我们的结论是，暗物质晕在过去的6.5 Gyrs逐渐扩大。也就是说，观测能够捕捉到暗物质对重子过程的响应（例如反馈），从而为我们提供了星系内部区域存在{ \em引力位涨落}的第一个经验证据，这可以通过深空探测和未来的任务来验证。
2022-02-11 astro-ph.GA
Hierarchical Galaxy Growth and Scatter in the Stellar Mass - Halo Mass Relation
星系和暗物质晕之间的关系反映了许多不同物理过程的综合效应。观测结果表明，$z=0$恒星质量晕质量（SMHM）的关系有非常小的恒星质量的分散在固定的晕质量（$\lesssim$ 0.2 dex）与晕质量的依赖性很小。我们调查的起源，这种分散相结合的N-体模拟与观测约束的SMHM关系。我们发现，在组和集群规模（$M_{\rm vir}>10^{14}{M_\odot}$）的分散，由于纯粹的层次组装是$\approx0.16$ dex，这是最近的直接观测估计。在较低质量下，由于$z\approx2$的质量累积主要由原位生长驱动。我们包括一个模型的恒星质量的原位建设，并发现在这个增长通道的$0.2$ dex的内在散射产生的散射和晕质量之间的关系是一致的观测从$10^{12}{M_\odot}<M_{\rm vir}<10^{14.75}{M_\odot}$。因此，在$z=0$处的大范围晕质量上的近似恒定散射似乎是一种巧合，因为它主要是由低质量处的原位生长和高质量处的分级组装决定的。这些结果表明，在SMHM关系中的散射可以提供独特的洞察星系形成过程的规律性。
2018-07-21 astro-ph.GA
Characterizing the formation history of Milky Way-like stellar haloes with model emulators
我们使用半解析模型ChemTreeN，再加上宇宙学的N体模拟，探索不同的星系形成的历史可以影响银河系类星系的恒星晕和他们的卫星人口的观测特性。高斯过程用于生成模型仿真器，其允许在p维输入参数空间的任何位置处统计地估计期望的模型输出集合。这使得人们能够比其他方式更快地探索整个输入参数空间的数量级。使用模拟观测数据集生成的ChemTreeN本身，我们表明，它是可以成功地恢复用于生成模拟观测值的输入参数向量，如果合并历史的主机晕是已知的。然而，我们的研究结果表明，对于一个给定的观测数据集的“最佳拟合”参数的确定是非常容易受到特定的合并历史的主机。非常不同的晕合并历史可以重现相同的观测数据集，如果“最佳拟合”参数允许从历史到历史的变化。因此，使用这些技术来描述银河系形成历史的尝试必须进行统计，分析高分辨率N体模拟的大样本。
2012-09-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraints on circum-galactic media from Sunyaev-Zel'dovich effects and X-ray data
我们使用观测测量的热和动力学Sunyaev-Zel'dovich效应，以及软X射线发射与星系群约束的气体密度和温度在环星系介质（CGM）的暗物质晕质量以上$10^{12.5}M_{\odot}$。一些通用模型与贝叶斯方案一起使用，以进行模型推断。我们发现，气体与一个单一的温度成分不能提供一个一致的模式，以配合观测数据。一个简单的两相模型假设一个热的组件和一个电离的温暖的组件可以容纳所有的三个观测。个别晕中的气体总量被推断为与对应于晕质量的普适重子分数相当。热分量的推断温度与晕维里温度相当。热分量的分数从$10^{12.5}{M}_\odot$晕的$(15-40)\%$增加到$10^{14.5}{M}_\odot$晕的$(40-60)\%$，其中范围反映了假定气体密度分布的不确定性。我们的研究结果表明，一个显着的比例的晕气体是在一个非热化组件的温度远低于维里温度。
2020-09-13 astro-ph.GA
Relaxation of dark matter halos: how to match observational data?
我们表明，适度的能量弛豫形成的暗物质晕总是导致配置文件，在星系的中心区域观察到的相匹配。中心区域的密度分布是通用的，并且对种子扰动形状或弛豫过程的细节不敏感。该剖面有一个中心核;根据观测，中心密度与核半径的乘积几乎与晕质量无关。在核心区域，密度分布表现为低指数Einasto剖面（$n\sim 0.5$）;在较大距离处，它具有广泛的$ρ\propto r^{-2}$区域。这正是观测所显示的星系中心区域的形状。另一方面，这种形状不符合星系团的轮廓。对这一现象的一个可能的解释是，在星系团的情况下，弛豫是剧烈的;然而，当考虑星系或较小的暗物质结构时，弛豫还不够剧烈。我们讨论了其中的原因。
2014-07-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The AGN-galaxy-halo connection: The distribution of AGN host halo masses to z=2.5
根据对观测到的活动星系核（AGN）样本的聚类测量，广泛报道活动星系核在大部分宇宙时间内都存在于类似质量的宿主暗物质晕中，log $M/M_\odot$ ~12.5-13.0，z~2.5。我们发现，这部分是由于AGN的分数在星系中的恒星质量的增加而上升，结合AGN观测选择效应，加剧了这一趋势。在这里，我们使用活动星系核特定的吸积率分布函数作为恒星质量和红移的函数，分别为恒星形成和静止星系，结合最新的星系晕连接模型，以确定母和子晕质量分布函数的活动星系核的各种观测限制。我们发现，虽然活动星系核的中间（子）晕质量，$\approx10^{12}M_\odot$，是相当恒定的光度，比吸积率，和红移，完整的晕质量分布函数是广泛的，跨越几个数量级。我们发现，广泛使用的方法来推断一个典型的暗物质晕质量的基础上观察到的活动星系核聚类幅度可能会导致偏见，系统高主机晕质量。虽然活动星系核卫星的比例上升与母晕质量的增加，我们发现，中央星系往往不是活动星系核。我们的研究结果阐明了整个宇宙时间的活动星系核宿主晕的明显均匀性的物理原因，并强调了解释观测活动星系核聚类结果时考虑活动星系核选择偏差的重要性。我们进一步表明，活动星系核集群是最容易解释的相对偏差星系样本，而不是从绝对偏差测量。
2021-02-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Massive Galaxy Halos Contain Less Inner Dark Matter Than Predicted
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）；Tsung-Dao Lee Institute, and Shanghai Key Laboratory for Particle Physics and Cosmology, Shanghai Jiao Tong University（上海交大泛亚量子科学中心及粒子物理与宇宙学上海市重点实验室，上海交通大学）；Department of Astronomy, School of Physics and Astronomy, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学物理与天文学院天文学系）
本研究结合MaNGA、ALFALFA和SDSS群数据重建星系晕质量分布，发现大质量暗晕内暗物质含量显著低于IllustrisTNG和EAGLE模拟预测，暗示重子加热效应被低估。
2026-09-17 astro-ph.GA
Kinematic Signatures in the Stellar Halo from Cosmological Encounters between the Milky Way and its Clouds
University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）；Institute for Astronomy, University of Hawai‘i（夏威夷大学天体物理研究所）；University of Washington（华盛顿大学）；Boston University（波士顿大学）；Carnegie Observatories（卡内基观测站）；California Institute of Technology（加州理工学院）
研究通过模拟揭示银河系与大麦哲伦星云的宇宙学碰撞如何在银河系晕中产生速度不对称性，利用球谐分解确认其特征并区分偶极子与四极子信号。
2026-02-03 astro-ph.GA
The Evolution of Sizes and Specific Angular Momenta in Hierarchical Models of Galaxy Formation and Evolution
我们扩展了我们以前的工作集中在$z\sim0$，研究星系动力学性质的红移演化使用国家的最先进的半解析模型GAEA：我们表明，预测的大小质量关系的盘状/恒星形成和静止的星系是在良好的协议与观测估计，直到$z\sim2$。膨胀主导星系的大小是偏移低相对于观测估计，主要是由于我们的实施磁盘不稳定性在高红移。在大质量的情况下，静止星系和隆起星系的尺寸都比观测到的要小。我们解释这是因为我们最大的星系具有比观测到的更大的气体质量，因此更受耗散的影响。我们认为，一个适当的治疗类星体驱动的风是必要的，以减轻这个问题。我们的模型致密星系的数量密度与观测估计一致，它们形成的大部分恒星都是小而低角动量的高$z$晕。GAEA预测，在高$z$下形成的致密星系中，有相当一部分必然会与较低红移下的较大结构合并：因此它们不是$z=0$下正常大小被动星系的祖先。我们的模型还预测了恒星晕的大小关系，这是在很好的协议与观测估计。恒星大小和晕大小之间的比例与晕的自旋成正比，并不取决于恒星质量，但对于大多数大质量星系，AGN反馈导致保留因子显着下降（从约80%到20%）。
2019-06-13 astro-ph.GA
The impact of AGN X-ray selection on the AGN halo occupation distribution
本文通过宇宙学N体模拟前向建模AGN活动，发现受光度限制的AGN样本会导致有偏的晕占据分布（HOD），而AGN选取偏差能自然解释观测到的AGN聚类特征及AGN与星系HOD的不一致性。
2024-03-06 astro-ph.GA
Dust abundance and grain size in galaxy halos
我们调查的丰度和属性（特别是，颗粒大小）的尘埃在星系晕中使用现有的观测数据在文献中。主要有两组数据。一个是（i）在红移$z\sim 1$和2处导出的Mg II吸收体的红化曲线，假设它们在星系晕中跟踪介质。二是（ii）直到$z\sim 2$的宇宙绝灭，主要由遥远的背景类星体追踪。对于（i），观察到的红化曲线有利于硅酸盐的颗粒半径为$a\sim 0.03~μ$ m，而石墨由于其强的2175 μ m凸起而不被支持。如果晶粒半径为$a\lesssim 0.03~μ$ m，则与石墨相比，使用无定形碳改善了对红化曲线的拟合。对于（ii），宇宙消光需要硅酸盐的$η\gtrsim 10^{-2}$（$η$是晕尘质量与恒星质量之比;观测建议值为$η\sim 10^{-3}$），如果$a\sim 0.03~μ$ m由红化曲线约束建议。因此，对于硅酸盐，我们找不到任何同时满足（i）和（ii）的颗粒半径，除非晕尘丰度比观测所建议的要大得多。相反，对于无定形碳，宇宙消光接受宽范围的颗粒半径（$a\sim 0.01$ -0.3 ~ $μ$ m）;因此，我们发现结合（i）和（ii）支持$a\sim 0.01$ -0.03 $μ$ m的颗粒半径范围。我们还讨论了星系晕中尘埃的起源，着重讨论了颗粒大小在尘埃供应星系晕的物理机制中的重要性。
2018-04-03 astro-ph.GA
Galactic rotation curves, the baryon-to-dark-halo-mass relation and space-time scale invariance
低加速度时空尺度不变动力学（SID，Milgrom 2009 a）预测了从观测星系动力学中已知的两个基本相关性：重子Tully-Fisher关系（BTFR）和在盘星系的低加速度区域中观测到的质量差异和加速度之间的相关性（MDA）。SID对应于深度调制牛顿动力学（MOND）极限。冷/暖暗物质（C/WDM）宇宙学模拟中出现的MDA数据与观测星系的紧密MDA相关性显着不一致。因此，在标准暗物质宇宙学模型中，最现代的模拟盘状星系被精心挑选，具有安静的合并历史，仍然不能代表正确的旋转曲线。此外，所观察到的紧密相关矛盾的假设随机形成的星系在低质量DM晕。此外，我们发现，SID预测重子表观维里晕（暗物质）的质量关系，这与相关推导观测假设牛顿动力学是有效的，而重子晕质量关系预测CDM模型不同意。观测到的暗物质晕质量与重子质量之比的分布可能是外场效应的经验证据，这是SID中预测的两个星系之间的作用力取决于第三个星系的位置和质量的结果。应用外场效应，我们预测了Miller等人样本中矮星系附近星系的质量。因此，经典的非相对论性引力动力学最好被描述为米尔格罗米氏动力学，而不是牛顿动力学。
2014-10-24 astro-ph.GA
Halo Spin Depends on The Distance to Cosmic Filament
University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）
研究通过半分析方法分析HI丰富星系的暗物质晕旋，发现观测数据中晕旋与接近宇宙丝的距离存在统计显著相关性，暗示宇宙丝的潮汐力可能影响暗物质晕的自转。
2026-04-02 astro-ph.GA
Joint constraints on the Galactic dark matter halo and Galactic Centre from hypervelocity stars
银河系的质量聚集历史可以为星系形成理论和基础宇宙学模型提供信息。因此，它的重子和暗物质内容的属性上的观测约束。在这里，我们表明，超高速恒星（HVS）原则上可以提供这样的约束。我们的模型所观察到的速度分布的HVS，产生的恒星双星的潮汐破裂所造成的Sgr A*。考虑到银河系中心（GC）双星的总体与在观测上更易接近的区域中推断的一致，只有当从GC到50 kpc的逃逸速度为$V_G < 850$ km/s时，才能获得与当前HVS数据的拟合，而不管封闭的质量分布如何。当假设暗物质晕的NFW物质密度分布时，$V_G < 850$ km/s的晕与$Λ$ CDM模型中的预测一致，并且围绕$M_{200} \sim 0.5-1.5 \times 10^{12}$太阳质量和$r_s < 35$ kpc的模型子集也可以再现银河系圆速度数据。目前，仅凭HVS数据无法排除$V_G > 850$ km/s的可能性。最后，从HVS数据的晕质量的具体约束是高度依赖于假设的重子质量势。这第一次尝试同时限制GC和暗晕属性主要是阻碍了数据的缺乏和质量。然而，它证明了我们的方法的潜力，这可能会完全实现与欧空局盖亚任务。
2017-01-23 astro-ph.GA
The masses and metallicities of stellar haloes reflect galactic merger histories
有越来越多的观测和理论证据表明，对于具有银河系恒星质量的星系，金属丰度和恒星晕质量之间存在相关性。使用的插图宇宙流体动力学模拟，我们发现，这种关系的出现，因为一个单一的大规模的大规模祖贡献的大部分质量的吸积恒星组件，以及设置其金属丰度。此外，在Illustris模拟中，这种关系在中央星系的吸积恒星质量中延伸了3个数量级。我们发现，对于银河系般的质量星系，吸积金属丰度在一个固定的吸积恒星质量的分散编码的信息占主导地位的吸积祖恒星质量，而径向密度和金属丰度梯度的吸积恒星组件编码的信息占主导地位的祖吸积的时间。我们证明，对于银河系般的质量星系，Illustris模拟预测，总吸积恒星成分的金属丰度和恒星质量可以重建从沿短轴边缘盘星系的恒星晕的孔径测量。这些相关性突出了恒星晕观测研究的潜力，以量化我们对星系生长历史中最主要事件的理解。我们探索我们的模型的影响，我们的银河系，M31和NGC 5128的吸积历史的理解。特别是，一个相对较晚的大规模吸积有利于M31，此外，我们提供了第一个估计的吸积恒星质量的NGC 5128。
2017-11-27 astro-ph.GA
The long life of ultra diffuse galaxies inside low-density dark matter halos: the case of AGC 114905
针对富气超扩散星系AGC 114905是否能在低密度暗物质晕中稳定存在的问题，通过基于修正观测数据的AREPO数值模拟，发现其恒星盘和气体盘在50亿年内保持稳定，解决了与先前研究的矛盾，表明此类UDGs可在挑战现有宇宙学模型的晕中演化。
2025-02-12 astro-ph.GA
Signatures of a Schwarzschild-like Black Hole Immersed in Dark Matter Halo
Ahmedabad University（艾哈迈达巴德大学）
本研究探讨了浸入Dehnen型暗物质晕的史瓦西类黑洞，通过WKB方法分析扰动并计算准正规模式，结合粒子运动与黑洞阴影观测约束暗物质参数，揭示了暗物质对黑洞观测特征的影响。
2025-11-04 astro-ph.GA gr-qc
Formation of disk galaxies in preheated media: a preventative feedback model
我们介绍了一个半解析的星系形成模型实现了自洽处理热晕气体配置和组装的中心盘。使用该模型，我们探讨了一个预防性的反馈模型，在该模型中，环晕介质被假定为预热到一定的熵水平的早期星爆或其他过程，并比较它与一个喷射反馈模型，在该模型中，重子是第一次吸积到暗物质晕，随后弹出的反馈。该模型表明，当介质被预热到与晕维里熵相当的熵时，重子吸积可以大大减少和延迟。此外，预热的介质可以建立一个扩展的低密度气体晕时，它吸积到暗物质晕，并导致在一个特定的角动量的冷却气体大到足以形成中心磁盘作为延长所观察到的。结合模拟的晕组装的历史，预防性反馈模型可以重现显着良好的观测的标度关系。这些包括冷重子（恒星加上冷气体）质量分数晕质量关系，恒星形成历史，磁盘大小恒星质量关系及其演化，以及作为红移的函数的低质量星系的数量密度。相比之下，传统的喷射反馈模型未能再现这些观察到的趋势。使用该模型，我们表明，盘星系的属性是密切相关的热晕气体的热状态，甚至可能的环晕介质，这表明，观测数据的盘属性和环星系热/暖介质可能共同提供有趣的限制星系形成模型。
2014-02-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Reproducing the Stellar Mass/Halo Mass Relation in Simulated LCDM Galaxies: Theory vs Observational Estimates
我们用完全宇宙学的LCDM高分辨率SPH + N-Body模拟方法研究了一个新的模拟场星系样本的当前恒星-晕质量比（SHM）随晕质量的变化，这些模拟包括对金属线冷却、尘埃和自屏蔽、H2基恒星形成和超新星驱动气体外流的显式处理。这18个模拟的晕的质量从10^8的几倍到近10^12太阳质量不等。在z=0时，我们模拟的星系具有场星系典型的重子含量和形态。在2.2 x 10^3到4.5 x 10^10太阳质量的恒星质量范围内，我们发现模拟中的SHM比率与Moster等人（2012）提出的统计Abstraction Matching Technique的当前预测非常一致。与过去的模拟相比，这种改进是由于许多系统因素，每个因素都降低了SHM比率：1）气体流出，降低了整体SF效率，但允许形成冷气体成分2）使用人工观测和类似于观测中使用的测光技术估计模拟星系的恒星质量3）考虑系统，由于忽略了宇宙时间内的重子损失，在仅使用DM的模拟中，总晕质量被高估了30%。我们的分析表明，基于光度星等的恒星质量估计可能会低估旧恒星星族对总恒星质量的贡献，导致单个星系的恒星质量误差高达50%。这些结果强调了使用适当的技术来比较模拟与观测的重要性，并减少了星系形成模型和真实星系中恒星形成效率之间的紧张关系。
2012-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Siblings, friends and acquaintances: Testing galaxy association methods
为了限制星系巡天中关联方法的局限性，我们分析了宇宙学模拟的$z=0$上的晕目录，试图重现观测巡天所处理的局限性。我们重点介绍了渗滤法，通常称之为友友法，在文学作品中常用。对Multidark项目的暗物质宇宙学模拟MDPL 2进行了分析。结果表明，在高密度环境中，大量的污染物晕。关联参数中的保留和随后的观测特性分析可以减少假阳性的发生。在特殊情况下，对子结构进行测试也是有效的。
2019-08-20 astro-ph.GA
The stellar-to-halo mass relation of central galaxies across three orders of halo mass
European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Excellence Cluster ORIGINS（ORIGINS卓越集群）；Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑大学）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；University of Arizona（亚利桑那大学）；INAF, Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica Cosmica di Milano（意大利国家天体物理研究所米兰空间天体物理与宇宙物理研究所）；INAF, Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio（意大利国家天体物理研究所空间天体物理与科学观测站）
本文通过X射线数据首次观测到覆盖三个暗物质晕质量数量级的SHMR，揭示了恒星质量增长与反馈过程的关系。
2026-10-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
Statistics of Dark Matter Substructure: III. Halo-to-Halo Variance
我们提出了一个前所未有的统计权力的研究晕晕方差的暗物质子结构。使用N体模拟和半解析模型相结合，我们调查的方差subhalo质量分数和subhalo职业数，重点是这些统计数据如何与晕形成时间的比例。我们表明，次晕的质量分数，f_sub，主要是一个函数的晕形成时间，与早期形成的晕具有较少的子结构。在固定的形成红移下，平均f_sub几乎与晕质量无关，因此f_sub的质量依赖性主要是更大质量的晕聚集的表现。我们比较观测约束f_sub从引力透镜我们的模型预测和模拟结果。尽管推断的f_sub显著高于中值LCDM预测，但由于晕圈间方差，它们落在第95百分位数内。我们发现，当亚晕的晕占据分布，P（N| M），对于大的是超泊松的，这是一个很好的结果，对于<2，它变成亚泊松的。<N><N>忽略非泊松性会导致星系团的系统误差只有百分之几，并且具有复杂的尺度和光度依赖性。早期形成的晕具有P（N| M）更接近泊松分布，这表明亚晕的动力学演化驱动统计向泊松分布。与最近的一个说法相反，选择具有固定质量和固定结构红移的晕，亚晕占据统计的非泊松性并不会消失。最后，我们使用subhalo职业统计，把宽松的限制银河系晕的质量和形成红移。利用对最大质量卫星V_max的观测约束，我们推断在90%置信度下，0.25 <M_vir/10^12M_sun/h <1.4和0.1 <z_f <1.4。
2016-10-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
An empirical model to form and evolve galaxies in dark matter halos
基于不同质量晕中星系的恒星形成历史，我们发展了一个暗晕中星系生长的经验模型。这个模型的成分很少，其中任何一个都可以与观测数据相关联，从而进行有效的评估。通过将该模型应用于一个非常高分辨率的宇宙学$N$体模拟，我们预测了一些星系的属性是一个非常好的匹配相关的观测数据。也就是说，无论是中心星系还是卫星星系，直到红移$z\simeq4$的星系恒星质量函数（SMF）和本地宇宙中的条件恒星质量函数（CSMF）都与观测值符合得很好。此外，2点相关性是很好的预测，在不同的恒星质量范围内探索我们的模型。此外，将恒星星族合成模型应用于我们的恒星组成与红移的关系后，我们发现在$^{0.1}u$，$^{0.1}g$，$^{0.1}r$，$^{0.1}i$和$^{0.1}z$波段的光度函数与SDSS观测结果相当一致，直到绝对星等为-17.0。SDSS条件光度函数（CLF）本身预测良好。最后，冷气体来自恒星形成率（SFR）预测HI气体质量在每个模拟星系。我们发现一个非常好的匹配观察到HI-恒星质量比。这些特征确保了这样的星系/气体目录可以用来产生可靠的模拟红移巡天。
2016-05-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Luminosity-Dependent Assembly Bias of Central Galaxies from Weak Lensing and Clustering
Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；Graduate School of Science, Nagoya University（名古屋大学理学研究科）；Kobayashi-Maskawa Institute for the Origin of Particles and the Universe (KMI), Nagoya University（名古屋大学小林-益川粒子宇宙起源研究所）；Institute for Advanced Research, Nagoya University（名古屋大学高等研究院）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (WPI), University of Tokyo（东京大学理化学研究所 Kavli 宇宙粒子物理学研究所）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）；Lorentz Institute for Theoretical Physics, Leiden University（莱顿大学洛伦兹理论物理研究所）；Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics (ASIAA)（中央研究院天文及天文物理研究所）
本研究通过观测最亮团成员星系的亮度，发现其聚类程度与暗物质晕形成历史相关，证实了组装偏差的存在。
2026-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
X-ray Halos around Massive Galaxies: Data and Theory
本文综述了对邻近大质量星系周围高温气态X射线晕的现有观测与理论理解，并探讨了未来仪器的观测前景，强调了X射线晕在星系演化研究中的重要性。
2022-06-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
The coevolution of the velocity and mass functions of galaxies and dark haloes
我们采用偏差校正的丰度匹配技术，调查的LCDM暗晕质量函数（HMF），观测导出的速度色散和恒星质量函数（VDF，SMF）的z=1和0之间的星系的共同演化。我们首次使用Chae（2010）通过强透镜统计约束的VDF演化进行星系-晕丰度匹配研究。作为本地基准，我们使用了两个z ~ 0 VDF（基于SDSS DR 5的Monte-Carlo实现的VDF和基于SDSS DR 6的直接测量的VDF）。然后，我们专注于连接的VDF演化的HMF演化预测的N体模拟和SMF演化星系调查的约束。在VDF-HMF联系上，我们发现局域暗晕维里质量-中心恒星速度色散（Mvir-sigma）关系与已被研究的低红移暗晕的个别性质吻合得很好，并且VDF演化与HMF演化密切平行，意味着Mvir-sigma关系几乎没有演化.在VDF-SMF联系上，把丰度匹配结果与其他独立观测结果和流体动力学模拟结果结合起来，恒星质量-恒星速度色散（Mstar-sigma）关系也可能演化不大。我们的研究结果支持的简单的图片，作为晕层次的增长，恒星质量和中央恒星速度色散平行增长。我们讨论了这种平行的共同演化的星系形成和演化下的LCDM范式的可能影响。
2010-12-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic Reionization On Computers: The Galaxy-Halo Connection between $5 \leq z \leq10$
利用计算机宇宙再电离（CROC）模拟方法，研究了星系再电离时期（$5 \leq z\leq10$）恒星成分与宿主晕之间的关系。我们比较模拟星系的观测结果，发现CROC低估了丰富的发光星系相比，观察到的紫外光度函数，类似的最大的星系相比，观察到的恒星质量函数。我们可以将恒星形成的缺陷追溯到高红移，其中恒星形成速率与恒星质量关系的斜率与观测结果一致，但归一化系统性较低。这导致恒星形成率密度和恒星质量密度与观测结果有系统地偏移。然而，亮度较低或恒星质量较低的天体的光度和恒星质量与观测数据相当吻合。我们探索恒星与晕的质量比，这是一个在高红移时难以测量的关键量，并且模型并不能一致地预测。在CROC中，恒星与晕的质量比{ \it}随着红移而减小，这一趋势与一些丰度匹配研究相反。这些差异揭示了未来的努力应该集中在哪里，以提高模拟宇宙再电离的保真度。我们还比较了CROC星系的偏差与观测测量使用莱曼-布雷克星系（LBG）的样本。模拟结果与实验数据吻合较好，表明CROC能很好地捕捉到暗物质晕的成簇现象。
2021-04-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing the galaxy-halo connection with total satellite luminosity
我们证明了卫星星系的总光度是一个强大的探测器周围的中央星系的暗物质晕。该方法交叉相关的光谱星系样本中的中心星系与光度测量中检测到的暗星系。减去背景后，中央星系周围多余的星系代表了暗物质晕内微弱的卫星星系。利用丰度匹配模型，我们证明了星系总光度Lsat与主晕质量成线性关系，使Lsat成为Mh的一个很好的代用指标。Lsat对晕的形成时间也很敏感，因为在固定的Mh下，年轻的晕具有更多的亚结构。我们证明，星系大尺度环境的探测可以打破这种简并。虽然这是一个间接的探测晕，它可以产生一个高的S/N测量的星系预计占据晕在$<10^{12}$ M_sol，在其他方法遭受更大的误差。在本文中，我们专注于观测和理论系统学的L_sat方法。我们测试的鲁棒性，我们的方法找到中央星系和我们的方法估计的背景星系的数量。我们在SDSS数据中的中央星系上实现了这种方法，并在DESI遗产成像调查的微弱成像中识别了卫星。我们发现我们的理论预测和观测测量之间非常吻合。最后，我们比较我们的L_sat测量弱透镜估计的M_h的红色和蓝色的子样本。在测量重叠的恒星质量范围内，我们发现了一致的结果，红色星系生活在更大的晕中。然而，L_sat方法使我们能够探测质量明显较低的星系。在这些质量下，L_sat值相等。本例显示了L_sat作为暗晕探测器的潜力。（节录）
2019-11-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Determination of the metric of a Schwarzschild black hole surrounded by a halo of dark matter
Centro de Investigación y de Estudios Avanzados del Instituto Politécnico Nacional（墨西哥国立理工学院高级研究中心）
提出一种新方法分析Schwarzschild黑洞与各向异性暗物质晕组成的系统，确保度规是爱因斯坦场方程的精确解，并证明时空与径向度规函数近似满足A(r)B(r)=1+O(10^-6)。
2026-08-31 astro-ph.GA gr-qc
Dark Matter Halos from the Inside Out
证据的平衡表明，单个星系和星系群或星系团嵌入在巨大的冷的，弱相互作用的暗物质分布中。这些暗物质“晕”为宇宙中所有发光结构提供了支架，它们的性质构成了当前宇宙学模型的重要组成部分。我回顾了暗物质晕的内部性质，着重于结构形成的数值模拟预测的简单，普遍的趋势。模拟表明，光环应该都具有大致相同的球平均密度分布和运动学结构，并预测在巨大的光环质量范围内以及所有常见变体的形状、形成历史和密度和运动学亚结构的简单分布。和谐宇宙学。我描述的观测进展，通过测量质量，形状，配置文件和子结构在真正的晕，使用重子示踪剂或引力透镜测试这些预测。模拟晕的一个重要性质（可能是最重要的性质）是它们的动力学“年龄”，或内部弛豫的程度。在决定重子物质的状态时，晕的年龄可能与其质量一样有影响，所以晕的年龄也值得尝试用观测方法来测量。我回顾了最近的引力透镜研究的星系团，应测量子结构和放松在一个大样本的个人集群晕，产生的定量措施的年龄，以及匹配的理论预测。从这些研究中推断出的年龄分布将导致宇宙学模型的第二代测试，以及对星系团组装和星系团内星系演化的更好理解。
2010-10-24 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The Galaxy--Halo Connection in High-Redshift Universe: Details and Evolution of Stellar-to-Halo Mass Ratios of Lyman Break Galaxies on CFHTLS Deep Fields
我们提出的莱曼break星系（LBG）在$z\sim3$，$4$，$5$使用加拿大-法国-夏威夷望远镜遗产调查（CFHTLS）的最终数据发布的聚类分析结果。CFHTLS深度调查的深视场和宽视场图像使我们能够获得足够精确的两点角相关函数，以应用晕占据分布分析。平均晕质量，计算为$\langle M_{h} \rangle=10^{11.7}-10^{12.8}h^{-1}M_{\odot}$，随着LBG的恒星质量极限而增加。有一个中心星系的阈值晕质量遵循与低$z$结果相同的增加趋势，而在整个恒星质量范围内，有一个卫星星系的阈值晕质量在$z=3-5$比$z=0.5-1.5$显示出更高的值。脱落星系的卫星部分，即使在质量较小的晕，发现急剧下降，从$z=2$到小于$0.04$在$z=3-5$。这些结果表明，卫星星系的形成效率较低的黑暗晕在$z=3-5$，即使是质量较小的卫星与$M_{\star}<10^{10}M_{\odot}$。我们计算恒星晕质量比（SHMR）假设一个主要的星系序列，这被发现提供一致的SHMR与那些来自光谱能量分布拟合方法。观测到的SHMR与基于$1σ$置信区间内的丰度匹配方法的模型预测吻合良好。我们首次从观测上导出了恒星形成效率最高点的晕质量$M_{\rm h}^{\rm pivot}$，它在$3<z<5$处随宇宙时间的增加有一个小的增加趋势。此外，发现$M_{\rm…
2017-04-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar haloes outshine disc truncations in low-inclined spirals
在过去的十年里，低倾角螺旋星系中没有恒星盘截断一直是一个争论的问题。在高度倾斜的星系中经常观察到圆盘截断，但迄今为止还没有在正面螺旋星系中发现这种特征。在这里，我们表明，使用一个简单的指数盘加上恒星晕模型的基础上，目前的观测约束，截断面上的投影发生在表面亮度水平相媲美的恒星晕在相同的径向距离的亮度。从这个意义上说，恒星晕在预期的截断位置上比星系盘更亮，迫使他们的研究只能在高度倾斜的方向上进行。
2014-01-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Slow Growth of Massive Galaxies in Rapidly Growing Dark Matter Halos
在冷暗物质宇宙学中，最大质量的暗物质晕被预测在z<1时经历快速增长。虽然人们期望大质量星系也会通过合并迅速增长，但最近的观测研究得出结论，最大质量星系的恒星质量在z<1时仅增长30%。我们利用观测到的空间密度和牧夫座星系中z<1的红星系的聚集来确定这些星系如何填充暗物质晕。在质量最大的暗物质晕中，中央星系的恒星质量与晕质量的三分之一次方成正比，大部分恒星质量都存在于卫星星系中。因此，质量最大的星系成长缓慢，即使它们位于快速成长的暗物质晕中。
2010-01-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The information on halo properties contained in spectroscopic observations of late-type galaxies
本文利用SPARC样本和Kullback-Leibler散度量化了不同光谱观测条件下暗晕质量、聚集度及内部斜率的信息增益，发现光谱速度精度是制约暗晕约束的最关键因素，为优化星系巡天策略提供了依据。
2024-01-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Effects of large-scale environment on the assembly history of central galaxies
我们研究大尺度环境是否会影响其中心星系的质量组装历史。为了促进这一点，我们构建了暗物质晕合并树的宇宙学N体模拟和计算星系的形成和演化，使用半解析方法。我们证实了早期的结果，较小的晕显示出显着的差异，形成时间与大尺度环境的轻度依赖。然而，使用半解析模型，我们发现，平均而言，中央星系的恒星质量的增长率在很大程度上是不敏感的大尺度环境。虽然我们的研究结果表明，恒星形成率（SFR）和恒星质量的较小的晕中心星系的晕的组装偏差略有影响，这些星系是微弱的，在SFR的差异是微小的，因此，它是具有挑战性的，在真正的星系目前的观测精度。未来的星系调查，如BigBOSS实验和大型综合巡天望远镜，预计将提供较暗物体的观测数据，将提供一个测试我们模型预测的机会。
2014-09-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark from light (DfL): Inferring halo properties from luminous tracers with machine learning trained on cosmological simulations. I. Method, proof of concept & preliminary testing
本文提出 Dark from Light（DfL）方法，利用在 IllustrisTNG 和 EAGLE 宇宙学模拟上训练的随机森林回归模型，从星系发光示踪体快速推断暗物质晕质量与群成员资格，并在类观测数据上验证了其优于传统丰度匹配的性能。
2025-07-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
