Stellar halos from The Dragonfly Edge-on Galaxies Survey
我们介绍了蜻蜓边缘星系巡天（DEGS）的主要结果，该巡天利用蜻蜓长焦阵列对附近12个（$d < 25$ Mpc）边缘盘星系的恒星晕进行了探索。这些星系的边缘朝向使得它们的恒星晕可以被更亮的盘光以最小的遮蔽或混淆来探索。样本中的镓离子跨越了从$10^{9.68} - 10^{10.88} M_\odot$到恒星质量的范围。我们证实，广泛的恒星晕质量分数以前看到的银河系质量的星系中也发现质量较小的螺旋星系。恒星晕质量分数的分散性很大，但我们确实发现，恒星晕质量分数和恒星总质量之间存在显着的正相关关系时，前者被测量超过五个半质量半径。合理良好的协议被发现与宇宙流体动力学模拟的预测，虽然观察到的恒星晕分数似乎比这些模拟预期的要低一些。
2022-04-13 astro-ph.GA
Influence of the Gaia-Sausage-Enceladus on the density shape of the Galactic stellar halo revealed by halo K giants from the LAMOST survey
我们提出了一个研究的影响盖亚香肠土卫二（GSE）的银河系恒星晕的密度形状使用11624 K巨星LAMOST调查。通过高斯混合模型，根据恒星的球速度和金属丰度，为每颗恒星分配一个成为GSE成员的概率。我们根据得到的概率将恒星晕分为两部分，一部分是由GSE成员组成的，定义为GSE相关晕，另一部分是GSE去除晕。采用非参数方法，两个恒星晕的径向数密度分布可以很好地描述为一个单一的幂律与可变平坦$q$（$r = \sqrt{R^2+[(Z/q(r))]^2}, ν= {ν_0}r^{-α}$）。指数$α$为$4.92\pm0.12$（用于GSE相关晕轮）和$4.25\pm0.14$（用于GSE去除晕轮）。这两个恒星晕在较小的半径处垂直变平，但在较大的半径处变得更加球形。我们发现与GSE有关的晕比去除GSE的晕在垂直方向上更不平坦，并且两个恒星晕之间的$q$的差异在0.07到0.15之间。然而，在考虑偏差之后，认为其在大多数半径内在0.08以内。最后，我们将我们的结果与两个银河系类似物进行比较，它们在TNG 50模拟中经历了一次重大的合并。对这两个类似物的研究还表明，与主并合有关的恒星晕比主并合后的恒星晕具有更小的椭圆率。
2022-05-30 astro-ph.GA
Constraining Scatter in the Stellar Mass--Halo Mass Relation for Haloes Less Massive than the Milky Way
大多数星系的主机的质量，看不见的暗物质晕，但很少有人知道的恒星质量的散射-晕质量关系的星系与主机晕质量$M_{h}\le 10^{11}M_{\odot}$。使用基于暗物质模拟的模拟星表，我们发现两个可观察到的签名对恒星质量-晕质量关系中的散射敏感，即使在这些质量尺度下;即，条件恒星质量函数和速度分布函数的邻近星系。我们计算了斯隆数字巡天（SDSS）中恒星质量为$M_{\ast} > 10^9 M_{\odot}$，红移为0.01 $< z <$ 0.307的179,373个星系的这些观测值。然后，我们比较模拟观测产生的$\textit{Bolshoi-Planck}$暗物质模拟恒星质量晕质量散射范围从0到0.6德克斯。观察到的结果与模拟结果的大多数值的分散（$<$ 0.6 dex）是一致的，SDSS统计不足以提供坚定的约束。然而，如果应用于更大的数据集，特别是预期的暗能量光谱仪器明亮星系调查，这种方法可以提供更严格的限制恒星质量-晕质量散射在未来。限制散射的值可能对星系形成和演化有重要意义。
2019-07-19 astro-ph.GA
Stellar Halos of Bright Central Galaxies: A View from the FEGA Semi-Analytic Model of Galaxy Formation and VEGAS Survey
该研究利用星系形成半解析模型FEGA和VEGAS巡天数据，推导并外推了中心群/团星系恒星晕的质量、半径及过渡半径特性，支持恒星晕作为星系束缚恒星与星系团内光过渡区域的观点。
2024-11-27 astro-ph.GA
Resolving the Metallicity Distribution of the Stellar Halo with the H3 Survey
银河系的恒星晕被预测至少部分是由吸积矮星系的潮汐破裂形成的。这段组装历史应该可以从恒星的轨道和化学性质中检测出来。H3巡天正在获得20万颗恒星的光谱，当与盖亚数据相结合时，正在提供星系晕恒星的详细轨道和化学性质。与以往的晕轮巡天不同，H3的目标选择仅基于星等和盖亚视差;因此，这次巡天提供了高纬度整个恒星晕的几乎无偏的视图。在本文中，我们提出的恒星金属丰度分布的函数银心距离和轨道性质的样本4232运动学选择的晕巨星到100千秒差距。恒星晕相对富含金属，[Fe/H]=-1.2，在$6<R_{\rm gal}<100$ kpc范围内没有可辨别的金属丰度梯度。然而，晕金属丰度分布是高度结构化的，包括分别在$R_{\rm gal}<10$ kpc和$R_{\rm gal}>30$ kpc处的明显的富金属和贫金属组分。贫金属星与[Fe/H] $<-2$是一个小的人口晕在所有距离和轨道类别。我们将“原位”恒星晕与在类似晕的轨道上显示厚盘化学的恒星联系起来;这些恒星被限制在$|z|<10$ kpc。大部分的恒星晕在轨道化学空间中被分解成离散的特征，这表明大部分的恒星晕是由矮星系的吸积和潮汐破裂形成的。（简略）
2019-09-04 astro-ph.GA
The total stellar halo mass of the Milky Way
我们测量的总恒星晕光度使用红巨星分支（RGB）从盖亚数据发布2选择的恒星。使用切片的大小，颜色和位置的天空中，我们分解RGB恒星属于光盘和晕拟合2维高斯银河自行分布。RGB恒星的数量计数转换为总恒星晕光度使用一套加权的年龄和金属丰度的等时线，并通过应用体积校正的基础上的恒星晕密度配置文件。我们的方法进行了测试和校准使用Galaxia和N体模型。我们发现总光度（100 kpc）为L_halo = 7.9 +/- 2.0 x 10^8 L_Sun（不包括Sgr），L_halo = 9.4 +/- 2.4 x 10^8 L_Sun（包括Sgr）。这些值是适当的，我们所采用的恒星晕密度分布和金属丰度分布，但与这些假设有关的其他系统学进行了量化和讨论。假设恒星的质光比适合于克鲁帕初始质量函数（M*/L = 1.5），我们估计恒星晕的质量为M*_halo = 1.4 +/- 0.4 x 10^9 M_Sun。这个质量比文献中以前的估计要大，但与新出现的恒星晕由一个大质量的矮祖先主导的图像非常一致。最后，我们认为，质量约为10^9 M_Sun，平均金属丰度<[Fe/H]> ~ -1.5的星系晕表明存在一个古老的（~10 Gyr）合并事件。
2019-10-02 astro-ph.GA
The Stellar Mass - Halo Mass Relation for Low Mass X-ray Groups at 0.5<z<1 in the CDFS with CSI
自z~1以来，锁定在低质量群和星团中的恒星质量密度增长了~8倍。在这里，我们进行了第一次统计测量的低质量X射线集团在0.5<z<1的恒星质量含量，使校准恒星晕质量尺度的宽视场光学和红外调查。从钱德拉深场南方（CDFS）的钱德拉和XMM-牛顿X射线观测组合中选择组。这些超深观测使我们能够在高红移处识别真正的低质量群，并测量它们的总晕质量。我们计算这些晕星系的总恒星质量从Spitzer-IMACS（CSI）光谱红移调查。质量为10^{12.8}<M200/Msun<10^{13.5}（大约是天炉座的质量和室女座质量的1/50）的恒星占晕群总质量的3-4%。补充我们的样本与更高质量的晕在这些红移，我们发现，恒星晕质量比降低向更高的晕质量，与其他工作在本地和高红移宇宙。观测到的恒星晕质量关系的离散度约为0.25 dex，这是相对较小的，表明总的恒星群质量可以作为晕质量的粗略代理。我们没有发现任何证据表明，自z<1以来，恒星-晕质量关系发生了显著的演化。量化的恒星含量组，因为这个时代是至关重要的，层次组装导致这样的晕增长的数量密度和托管静止星系的份额增加。
2015-01-08 astro-ph.GA
Stellar Velocity Dispersion: Linking Quiescent Galaxies to their Dark Matter Halos
我们分析了Illustris-1流体动力学宇宙学模拟，探讨恒星的速度色散的静止星系作为观测探测的暗物质晕速度色散和质量。恒星的速度色散是成正比的暗物质晕速度色散的中心和卫星星系。中心星系的暗物质晕处于维里平衡，因此恒星速度色散也与暗物质晕质量成正比。这种比例性保持即使当一个视线孔径色散计算类似的观察。相反，在给定的恒星速度色散，卫星星系的暗物质晕质量小于维里平衡的预期。这种偏离维里平衡的现象可能是由于外暗物质晕的潮汐剥离。恒星速度色散对潮汐效应不敏感，反映了恒星速度色散与暗物质晕质量之间的相关性。视孔径恒星速度色散与暗物质晕质量之间存在着紧密的关系（<0.2 dex散射），这表明无论是中央星系还是卫星星系，暗物质晕质量都可以通过测量的恒星速度色散来估算。我们评估的影响，如果我们得到的关系是适用于一个统计系综治疗所有对象的中央星系。大部分（>2/3）的大质量静止星系是中心星系，推断的暗物质晕质量的系统不确定性<0.1 dex，从而简化了模拟结果对当前观测的应用。
2018-05-04 astro-ph.GA
Stars made in outflows may populate the stellar halo of the Milky Way
我们研究星晕的形成，使用六个银河系质量的星系在FIRE-2宇宙学变焦模拟。我们发现，$5-40\%$的外部（$50-300$ kpc）在每个系统的恒星晕由$\textit{in-situ}$恒星，出生在流出的主星系。外流星起源于被超级气泡风加速的气体，这些气体可以被压缩，冷却并形成共同运动的恒星。这些恒星中的大多数仍然被束缚在晕中，并以类似于$z=0$的其他恒星晕的轨道性质回落。在外晕中，流出星比吸积恒星晕更均匀，富含金属，α元素增强。在太阳位置，我们的运动学鉴定的晕星中有多达$\sim 10 \%$是在外流中诞生的;对于最富金属的本地晕星（[Fe/H] $> -0.5$），这一比例上升到高达$\sim 40\%$。我们的结论是，银河系恒星晕可能包含本地对应的恒星，观察到形成在遥远的星系中的分子流出。对这样的人口的研究可能提供一种新的近场方法来约束反馈和流出物理。流出物对恒星晕的贡献与埃根、林登-贝尔$\&$ Sandange提出的经典晕形成方案相反，后者认为晕星是在快速形成的$\textit{infalling}$气体云中形成的。恒星外流可以在直接成像外部星系时观察到，并可以为银河系中富含金属的极高速恒星提供来源。
2019-12-06 astro-ph.GA
Formation and assembly history of stellar components in galaxies as a function of stellar and halo mass
星系质量集合是$Λ$ CDM宇宙学中结构形成的最终产物。作为Lee \& Yi（2013）的推广，我们用半解析方法研究了星系中恒星组分的组装历史与晕环境和恒星质量的关系.在我们的基准模型中，晕质量本质上决定了恒星质量的形成和组装。总的来说，离地分数缓慢增加，在中央星系增加晕质量，但急剧增加$\log M_{*}/M_{\odot}\gtrsim11$。在卫星星系中也发现了类似的趋势，这意味着合并对于在$\log M_{*}/M_{\odot}\sim11$之上建立恒星质量至关重要。我们还研究了质量增长通道的贡献的时间演化。当中心星系的主晕质量开始超过$\log M_{200}/M_{\odot}\sim13$时，合并成为星系质量增长的主要通道。然而，卫星星系很少达到合并主导阶段，尽管它们的恒星形成活动减少，由于环境的影响。
2017-01-26 astro-ph.GA
The information content of stellar halos: Stellar population gradients and accretion histories in early-type Illustris galaxies
星系外围的长动力学时间尺度保存了它们吸积历史的信息内容，例如以恒星星族梯度的形式。我们提出了一个详细的分析的统计上有代表性的样本的早期类型的星系从Illustris模拟的恒星晕属性，并表明，恒星星族梯度在大半径确实可以用来推断星系吸积历史的基本属性。我们测量的金属丰度，年龄和表面亮度分布在静止的插图星系范围从$\mathrm{M}_\star = 10^{10} - 2\times 10^{12}\;\mathrm{M}_\odot$，并表明，他们是在合理的协议与观测。在固定的质量，星系吸积很少的恒星晕材料往往有陡峭的金属丰度和表面亮度轮廓之间的2 - 4有效半径（R $_e$）比那些吸积分数较大。从z = 1到现在，恒星晕中的金属丰度和表面亮度的轮廓通常变平。这表明，恒星吸积到恒星晕往往会使金属丰度和表面亮度轮廓变平，这是由恒星晕中两个梯度之间的紧密相关支持的。我们发现没有统计证据的附加信息内容有关的吸积历史恒星晕金属丰度轮廓以外的表面亮度配置文件。恒星晕中的年龄梯度似乎对星系吸积历史不敏感，并且所研究的恒星星族梯度都与平均合并质量比没有强相关性。未来的观测，达到星系外的大半径将有最好的潜力来约束星系吸积的历史。
2016-09-30 astro-ph.GA
The Role of Cluster Environments in Quiescent Galaxy Stellar Halo Assembly
Saint Mary’s University（圣玛丽大学）；Yale University（耶鲁大学）；Academia Sinica（中央研究院）；NRC Herzberg Astronomy and Astrophysics（加拿大国家研究委员会赫茨伯格天文学与天体物理学研究所）；Aix Marseille Université（艾克斯-马赛大学）
研究团簇环境如何影响静止星系在红移0.1至1.0期间的恒星晕组装，发现团簇星系比场星系组装更快，且高质量团簇星系的恒星晕更明亮。
2026-07-28 astro-ph.GA
The (dark) halo-to-stellar mass ratio in the Spitzer Survey of Stellar Structure in Galaxies (S$^4$G)
我们使用3.6 $μ$ m测光的1154盘星系（$i<65^{\circ}$）在斯皮策银河系恒星结构巡天（S $^{4}$ G，Sheth et al. 2010），以获得圆速度的恒星分量。通过结合从文献中的磁盘+隆起旋转曲线与HI线宽测量，我们估计的比晕恒星质量（$M_{\rm halo}/M_{\ast}$）的光盘内，并比较它的总恒星质量（$M_{\ast}$）。我们发现$M_{\rm halo}/M_{\ast}$ - $M_{\ast}$关系与$Λ$ CDM宇宙学模拟中z $\approx$ 0处的最佳拟合模型（例如Moster et al. 2010）非常一致，假设光学半径内的暗物质晕包含其总质量的恒定分数（$\sim4\%$）。
2016-11-06 astro-ph.GA
Where Did the Outskirts Go? Outer Stellar Haloes as a Sensitive Probe of Supernova Feedback
最近Merritt等人（2020）对模拟和观测的银河系质量星系进行了比较，发现模拟和观测星系中恒星晕的外围（$r>20\kpc$）之间存在显著的张力。利用蜻蜓望远镜的观测结果和来自Illustris-TNG 100项目的模拟星系，Merritt等人2020发现模拟星系中恒星晕的外围具有比观测星系更高的表面密度$1-2$ dex。在本文中，我们比较了两套15个模拟银河系的星系，每个从相同的初始条件下绘制，模拟相同的流体动力学代码，但有两个不同的模型从超新星的反馈。我们发现，MUGS模拟，使用一个较老的“延迟冷却”模型的反馈，也产生了太多的恒星质量在外围的光环，与中位数的表面密度远高于观测限制。MUGS 2模拟，而不是使用一个新的，物理动机的"超级气泡“模型的恒星反馈，有$1-2$指数较低的外部恒星晕质量和表面密度。MUGS 2模拟一般匹配的中位数表面密度分布，以及在恒星晕表面密度分布的分散观察到的恒星晕。我们的结论是，在宇宙学模拟中没有“失踪的外围”的问题，只要超新星反馈的建模方式，使其能够有效地调节恒星形成的低质量的恒星晕外围祖环境。
2022-10-27 astro-ph.GA
What is Missing from the Local Stellar Halo?
银河系的恒星晕，延伸到$>100$ kpc，编码了我们银河系的进化历史。然而，迄今为止，大多数对光环的研究都局限在太阳的几kpc范围内。在这里，我们描述了这个本地晕和恒星晕在其整体之间的差异。我们构建了一个复合恒星晕模型相结合的观测动机的N-体模拟银河系的9个最大的被破坏的矮星系，占几乎所有的质量晕。我们发现：（1）与整个晕相比，不同矮星系在局部晕中的质量表示可能被显著高估（例如，Helmi流）或被低估（例如，鲸鱼座）和（2）整体晕的性质（例如，净旋转）是明显有偏差的，因为例如，来自盖亚-香肠-土卫二的高度逆行的碎片从当地的光环中消失了。因此，从局部晕到全局晕的外推应谨慎对待。从11兆瓦样模拟晕的样本分析，我们确定了人口最近吸积（$\lesssim5$陀螺仪）和破坏星系的高角动量轨道是完全失踪的本地样本，并等待发现外晕。我们的研究结果激励需要调查的晕星延伸到银河系的维里半径。
2022-11-08 astro-ph.GA
Potamides: Mapping Dark Matter Halo Shapes from Stellar Stream Tracks in the Local Universe
DARK, Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）；Department of Physics, Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院物理系）；Department of Astronomy, Case Western Reserve University（凯斯西储大学天文学系）；DTU Space, Technical University of Denmark（丹麦技术大学空间研究所）；Department of Astrophysical Sciences, Princeton University（普林斯顿大学天体物理科学系）；Departamento de Física de la Tierra y Astrofísica, Universidad Complutense de Madrid（马德里康普顿斯大学地球与天体物理学系）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）；Centro de Estudios de Física del Cosmos de Aragón (CEFCA), Unidad Asociada al CSIC（阿拉贡宇宙物理学研究中心（CEFCAS））；ARAID Foundation（ARAID基金会）
通过恒星流轨迹的曲率约束暗物质晕形状，研究发现边缘面缠绕或尖锐转折点的流体提供最强约束，而类似大圆的流体信息有限，证明流形态可为外部星系提供晕形状约束。
2026-05-08 astro-ph.GA
Stellar orbital properties as diagnostics of the origin of the stellar halo
我们研究了在宇宙流体动力学MaGICC模拟中形成的银河状盘星系中晕星的金属丰度、年龄和轨道性质。晕星要么是从卫星吸积而来，要么是在星系盘或星系凸起的地方原位形成，然后被踢到晕中（“原位/踢起”星）。无论它们在哪里形成，这两种类型都显示出惊人的相似的轨道特性：这两种类型的大多数恒星都位于短轴管上，具有与圆盘相同的旋转方向-这意味着大部分卫星都以与圆盘相同的角动量吸积到光环上。
2015-10-18 astro-ph.GA
Low-metallicity stellar halo populations as tracers of dark matter haloes
我们分析了在$Λ$ -冷暗物质方案中模拟的八个银河系质量星系中的恒星晕种群的密度分布。我们发现，吸积星可以很好地拟合Einasto配置文件，以及根据金属丰度定义的任何子样本。我们检测到一个明确的相关性之间的Einasto拟合参数的低金属丰度恒星星族和那些的暗物质晕。恒星与[Fe/H] $<-3$的相关性使我们能够预测$\sim 10 $ %的残差内的暗物质配置文件的形状，如果原位恒星的贡献仍然很小。使用Einasto参数估计的银河系的恒星晕，并假设后者形成的吸积低质量卫星的显着贡献，我们的模拟预测$α\sim 0.15 $和$r_2 \sim 15$ kpc的暗物质配置文件。这些值，结合观测到的估计当地的暗物质密度，产生一个封闭的暗物质质量在$\sim 8$ kpc的范围内$3.9 - 6.7 \times 10^{10}$ M $_{\odot}$，与最近的观测结果一致。这些发现表明，低金属丰度恒星晕可以存储有关DM晕的信息。即将到来的观察将有助于我们进一步约束我们的模型和预测。
2014-07-22 astro-ph.GA
Dwarf stellar haloes: a powerful probe of small-scale galaxy formation and the nature of dark matter
Durham University（杜伦大学）；Harvard & Smithsonian（哈佛大学与史密森尼学会）；Polish Academy of Sciences（波兰科学院）
通过N体宇宙学模拟和星系模型，研究矮质量星系的并合历史，发现暗物质类型和星系形成阈值影响并合次数，进而决定矮星星系晕的结构，其观测可约束小尺度模型。
2026-06-15 astro-ph.GA
Resolved SPLASH Chemodynamics in Andromeda's PHAT Stellar Halo and Disk: On the Nature of the Inner Halo Along the Major Axis
恒星运动学和金属丰度是探索星系盘和晕形成情景的关键。在这项工作中，我们的特点之间的关系，运动学和光度金属丰度沿视线M31的磁盘。我们结合了光学HST/ACS光度从全色哈勃仙女座宝库（PHAT）调查与凯克/DEIMOS光谱从仙女座的恒星晕（SPLASH）调查的光谱和光度景观。由此产生的3512颗红巨星分支恒星的样本跨度为4-19 kpc，使其成为一个有用的探测盘和内晕的探针。我们将这些恒星分为磁盘和晕人口建模的视线速度分布作为整个磁盘区域的位置的函数，其中$\sim$ 73%的恒星有很高的可能性属于磁盘和$\sim$ 14%的晕。虽然恒星晕通常被认为是贫金属的，但运动学识别的晕包含大量具有盘状金属丰度（[Fe/H] $_{\rm phot}$ $\sim$ $-0.10$）的恒星（$\sim$ 29%）。这个富含金属的晕人口滞后于气体盘的程度与晕的其余部分相似，表明它不对应于典型的厚盘。它的性质是不一致的潮汐碎片起源于巨型恒星流合并事件。此外，晕圈在化学上不同于先前沿着短轴识别的相混合组分（即，远离盘），这意味着来自不同形成通道的贡献。这些富含金属的晕星提供了直接的化学动力学证据，支持先前提出的M31内部恒星晕中的“反冲”盘人口。
2022-12-12 astro-ph.GA
The stellar halos of ETGs in the IllustrisTNG simulations: the photometric and kinematic diversity of galaxies at large radii
我们模拟的早期型星系（ETG）恒星晕的光度和运动学特性的特点，并将它们与观测进行比较。我们在TNG 100和TNG 50模拟中选择了约1200个ETG样本，跨越$10^{10.3}-10^{12}M_{\odot}$的恒星质量范围，并在观测到的ETG的（g-r）颜色和椭圆度图范围内。我们确定光度参数，内在的形状，和运动学观测在其扩展的恒星晕。我们研究了从中心到晕的运动学变化，并将其与星系内在形状的变化联系起来。我们发现模拟的星系样本再现了ETG晕中观察到的运动学特性的多样性。模拟的快速旋转器（FR）几乎均匀地分为三分之一，具有平坦的lambda配置文件和高晕旋转支持，三分之一的配置文件逐渐减少，另三分之一的低晕旋转。慢转者（SR）倾向于在郊区增加旋转，其中一半超过λ =0.2。对于$M_{*}>10^{11.5}M_{\odot}$，光晕旋转不重要。类似的各种性质被发现的恒星晕的内在形状。旋转支持和形状有很深的关系：运动学过渡到较低的旋转支持是伴随着一个变化向圆的内在形状。三轴度在FR晕向外增加，并与恒星质量。模拟SR具有相对恒定的三轴度轮廓。模拟的恒星晕显示出各种各样的结构特性，与定量，但没有明确的定性差异之间的FR和SR。在相同的恒星质量，恒星晕的性质显示出一个逐渐过渡和显着的重叠之间的两个家庭，尽管在中央地区的明显双峰。这与扩展测光和运动学的观测结果是一致的。[删节]
2020-06-18 astro-ph.GA
Stellar populations of stellar halos: Results from the Illustris simulation
大合并和小合并的影响预计将显着影响星系外围的恒星年龄和金属丰度梯度。对观测到的梯度的测量开始达到星系的大半径，但将这些发现与星系形成的图像联系起来的理论框架仍处于起步阶段。我们分析了恒星星族的统计代表性样本的静止星系在一个广泛的质量范围内的Illustris模拟。我们测量的金属丰度和年龄分布在恒星质量从$10^{10}$到$10^{12} M_\odot$的静止的Illustris星系的恒星晕，占观测投影和亮度加权效应。我们发现，在类似质量的星系之间的恒星星族梯度的变化很大，典型的梯度与观测到的星系。我们发现，在固定的质量，恒星出生在星系内原位的分数与晕中的金属丰度梯度，确认恒星晕包含独特的信息的星系的建立和合并的历史。
2015-09-16 astro-ph.GA
The Dragonfly Nearby Galaxies Survey. I. Substantial variation in the diffuse stellar halos around spiral galaxies
星系团被认为是通过吸积而成长的;随着时间的推移，质量较小的星系被分裂和合并，它们的碎片导致弥漫的，clusified恒星晕包围着中央星系。在这里，我们提出了一个星系的恒星晕的变化的研究，使用的数据从蜻蜓附近星系巡天（DNGS）。该调查包括宽领域，深（$μ_{g} > 31$ mag arcsec $^{-2}$）光学成像附近的星系使用蜻蜓长焦阵列。我们的样本包括八个螺旋星系，其恒星质量与银河系相似，倾角为$16-90$度，距离为$7-18$ Mpc。我们构建恒星质量表面密度分布从观测到的$g$带表面亮度结合的$g-r$颜色作为半径的函数，并计算晕分数从多余的恒星质量（相对于磁盘$+$凸出适合）超出$5$半质量半径。我们发现$0.009 \pm 0.005$的平均晕分数和$1.01^{+0.9}_{-0.26}$ dex的大的RMS分散。峰-峰散射是$>100$的一个因子--虽然一些星系具有类似于M31的强烈结构的晕，但八个星系中有三个的晕在我们的数据中完全没有被检测到。我们的结论是，螺旋星系作为一个类表现出丰富多样的恒星晕属性，这意味着他们的组装历史是高度不均匀的。我们没有找到令人信服的证据，环境或恒星质量的样本中的晕分数的依赖。
2016-06-28 astro-ph.GA
The Dependence of Halo Mass on Galaxy Size at Fixed Stellar Mass Using Weak Lensing
恒星质量已经被证明与晕质量相关，具有不可忽略的散射。星系的恒星质量-大小和光度-大小关系也显示出在固定恒星质量下星系大小的显著分散。在恒星质量和星系颜色固定的情况下，晕的质量可能与星系的大小有关。星系-星系透镜效应使我们能够测量堆积星系样本的暗物质晕的平均质量。我们扩展了CFHTLenS目录中的星系的分析，通过拟合单一的Sérsic表面亮度分布的透镜星系，以恢复半光半径值，使我们能够确定晕质量透镜根据其大小。将我们的晕质量和大小与该恒星质量的基线进行比较，得到了在固定恒星质量下晕质量-星系大小关系的差分测量，定义为$M_{h}(M_{*}) \propto r_{\mathrm{eff}}^η(M_{*})$。我们发现，平均而言，我们的透镜星系有一个$η= 0.42\pm0.12$，即较大的星系生活在更大质量的暗物质晕。$η$在高质量发光红星系（LRGs）中最强。在流体动力学模拟这种关系的调查表明，在一个固定的$M_{*}$，卫星星系有一个更大的$η$和更大的分散在$M_{\mathrm{h}}$和$r_{\mathrm{eff}}$的关系相比，中央星系。
2017-07-16 astro-ph.GA
Strong Correlation between Galactic HI-to-stellar Mass Ratio And Halo Spin Explored by HI-rich Galaxies
本研究利用半解析方法分析ALFA巡天的富HI星系，发现晕自旋与HI-恒星质量比存在强相关性，揭示了高晕自旋通过降低恒星形成率和减弱反馈以保留气体的星系形成机制。
2025-06-26 astro-ph.GA
An HSC view of the CMASS galaxy sample. Halo mass as a function of stellar mass, size and Sérsic index
目的。我们希望确定暗物质晕质量的分布作为恒星质量和恒星质量分布的函数，在大质量星系的BOSS CMASS样本。方法.我们使用grizy测光从HSC获得Sérsic适合和恒星质量的CMASS星系的HSC弱透镜数据是可用的，视觉上选择有球状形态。我们在恒星质量上应用一个切割，$\log{M_*/M_\odot} > 11.0$，选择$\sim$ 10000个天体。使用贝叶斯分层推理方法，我们首先调查的分布的Sérsic指数和大小作为恒星质量的函数。然后，利用剪切测量从HSC，我们测量晕质量的分布作为一个函数的恒星质量，大小和Sérsic指数。结果我们的数据揭示了一个陡峭的恒星质量-尺寸关系$R_e \propto M_*^{β_R}$，$β_R$大于1，以及Sérsic指数和恒星质量之间的正相关：$n \propto M_*^{0.46}$。晕的质量大约是恒星质量的1.7次方。我们没有发现证据的晕质量的大小或Sérsic指数在固定的恒星质量的额外依赖。结论.我们的研究结果不赞成星系演化模型，预测显着差异的大小生长效率的星系生活在低质量和高质量的晕。
2018-11-12 astro-ph.GA
Connecting Galaxies with Halos Across Cosmic Time: Stellar mass assembly distribution modeling of galaxy statistics
在这项工作中，我探索一个经验动机的模型，调查星系恒星质量，恒星形成率和它们的晕质量和质量吸积历史之间的关系。该模型的核心统计量是恒星质量集合分布$P(dM_{*}/dt|\mathbf{X},a)$，它给出了给定一组晕属性$\mathbf{X}$和历元$a$的恒星质量集合率的概率密度分布。从这个模型的预测是通过整合恒星质量大会分布（SMAD）晕合并树，很容易从现代，高分辨率$N$体模拟。通过对恒星质量聚集历史的后处理，利用恒星星族合成模型，可以得到晕内星系的进一步性质。在这个模型的特定示例实现中，我使用\citet{behroozi13a}对晕的中值恒星质量组装率的约束作为它们的质量和红移的函数来构建$P(dM_{*}/dt|\mathbf{X},a)$的示例参数化。然后，该SMAD从z = 4开始，使用简单的规则来考虑合并晕，在来自$N$体合并树的个体晕质量吸积历史上进行积分。我发现，这是一个简单的模型可以再现定性的双峰特征的低红移星系人口，包括定性分裂的两点集群作为一个功能的特定的恒星形成率。这些结果表明，模型直接耦合晕和星系的增长，通过简单的效率函数可以自然地预测恒星形成率双峰高阶统计的星系场，如其两点相关或星系的整合信号。
2015-07-13 astro-ph.GA
Quantifying the Smoothness of the Stellar Halo: A Link to Accretion History
我们调查的效用的三维两点关联函数（3D 2PCF）在量化的子结构在银河系的恒星晕，特别是作为一种手段，约束吸积历史的银河系。我们使用来自两次不同巡天的天琴座RR变星作为银河系恒星晕结构的示踪物。我们将这些数据集中的3D 2PCF测量结果与Bullock和Johnston（2005）的一套恒星晕形成模拟进行比较。虽然有一些解释的空间，但我们发现结构的数量与模拟大致一致，同时在内晕和小尺度下比平均水平更平滑。这表明了一个更好的吸积历史场景，在这个场景中，银河系的恒星晕在大约8千兆年前获得了大部分质量，并且从那以后一直处于静止状态。最后，我们讨论了统计工具的前景，如2PCF在盖亚时代的银河考古学。
2018-04-24 astro-ph.GA
Elemental Abundances in M31: Properties of the Inner Stellar Halo
我们目前的测量[Fe/H]和[ $α$ /Fe]的128个单独的红巨星分支星（RGB）的恒星晕的M31，包括其巨大的恒星流（GSS），获得使用光谱合成的低和中分辨率凯克/DEIMOS光谱（$R \sim 3000$和6000，分别）。我们在M31的恒星晕中观察到四个场（投影半径为9，18，23和31 kpc），以及GSS中的两个场（33 kpc）。结合现有的文献测量，我们已经增加了[Fe/H]和[ $α$ /Fe]测量的样本量从101到229个单独的M31 RGB星。从这个样本中，我们研究了M31内晕的化学丰度特性，发现$\langle$ [Fe/H] $\rangle$ = $-$ 1.08 $\pm$ 0.04和$\langle$ [ $α$ /Fe] $\rangle$ = 0.40 $\pm$ 0.03。在8- 34 kpc之间，内晕具有陡峭的[Fe/H]梯度（$-$ 0.025 $\pm$ 0.002 dex kpc $^{-1}$）和可忽略的[ $α$ /Fe]梯度，其中内晕中的亚结构在给定的投影距离上比晕的光滑部分系统地更富金属。虽然内部恒星晕的化学丰度与现今的矮球状体（dSphs）卫星星系的M31在很大程度上是不一致的，我们确定了22个RGB恒星运动学与恒星晕的光滑组成部分，具有类似于M31 dSphs的化学丰度模式。我们讨论了M31的晕形成的情况下，得出的结论是，…
2020-09-01 astro-ph.GA
Haloes light and dark: dynamical models of the stellar halo and constraints on the mass of the Galaxy
我们开发了一套灵活的基于作用的分布函数（DF）的恒星晕。该结构具有五个自由参数，分别控制内、外密度斜率、破裂半径、平坦度和各向异性。DF产生的扁平恒星晕具有快速变化的密度对数斜率，以及一个长轴指向银河系中心的球形速度椭球-所有这些属性都是银河系恒星晕所拥有的。我们使用我们的行动为基础的分布函数建模的蓝色水平分支恒星从斯隆数字巡天作为恒星晕示踪剂在一个球形的银河系的潜力。由于选择函数很难建模，我们固定了早期研究中的密度定律，并求解了各向异性和引力势参数。我们的最佳拟合模型具有速度各向异性，在向外移动时变得更加径向各向异性。它从银心半径为15千秒差距的$β\approx 0.4$变为60千秒差距的$\approx 0.7$。这是一个温和的增加比通常发现在模拟恒星晕建立从多重吸积较小的系统。我们发现，在这些距离的潜力对应于一个几乎平坦的旋转曲线的振幅为$\approx 200$公里$^{-1}$。这意味着半径为50 kpc的球壳内有一个封闭的$\approx 4.5 \times 10^{11} M_\odot$质量。
2015-08-21 astro-ph.GA
Global Properties of M31's Stellar Halo from the SPLASH Survey: II. Metallicity Profile
我们提出的金属丰度分布的红巨星分支（RGB）恒星在M31的恒星晕，来自光度金属丰度估计超过1500光谱确认的RGB晕星。恒星样本来自凯克/DEIMOS摄谱仪观测到的38个晕场，距离M31中心的投影距离从9到175千秒差距不等，其中包括52颗已确认的超过100千秒差距的M31晕星。虽然在整个晕中可以看到各种各样的金属丰度，但随着半径的增加，金属丰度分布函数的富金属峰变得不那么突出。M31恒星晕的金属丰度剖面显示出从9到~100 kpc的连续梯度，震级为-0.01 dex/kpc。在每个领域的恒星速度分布被用来识别恒星可能与潮汐碎片功能。潮汐碎片特征的去除并没有显著改变M31晕的金属丰度梯度：梯度保持在10至90千秒差距的区域。我们分析的晕金属丰度配置文件，以及与潮汐碎片功能和底层晕人口的恒星的相对金属丰度，在当前模拟恒星晕形成的背景下。我们认为，在M31的晕大规模的梯度意味着M31吸积至少一个相对大规模的祖在过去，而场到场的变化中看到的金属丰度剖面表明，多个较小的祖可能有很大的贡献M31的外晕。
2014-09-12 astro-ph.GA
What Makes the Family of Barred Disc Galaxies So Rich: Damping Stellar Bars in Spinning Haloes
我们模拟和分析了宇宙自旋λ ~ 0 - 0.09的自旋暗物质晕中恒星棒的长期演化。利用高分辨率的恒星和DM数值模拟，我们专注于恒星盘和DM晕的各种轴对称形状-球形，扁球形和长球形之间的角动量交换。我们发现，恒星酒吧经历了不同的演变，这是由母晕的能力，通过引力矩的作用，共振和非共振吸收光盘失去的角动量的指导。我们证实了前面的说法，动力杆不稳定性加速通过共振角动量转移到晕。我们的主要研究结果涉及长期的，长期的演化盘晕系统：随着λ的增加，酒吧经历较少的增长和溶解后，他们通过垂直屈曲不稳定。具体地说，随着晕旋转的增加，（1）恒星棒的垂直屈曲不稳定性与内晕不能吸收角动量相结合-这是削弱或破坏旋转晕中棒的主要因素：（2）棒损失的角动量逐渐减少，它们的模式速度趋于稳定;（3）棒较小，当λ>= 0.06时，它们在屈曲后完全停止增长;（4）λ> 0.03的棒具有正转与棒半径之比R_CR / R_b > 2，代表所谓的慢棒，它不显示偏移的尘埃带。我们提供了一个定量分析的角动量转移的盘晕系统，并解释的原因，没有增长的快速旋转晕和它的观测推论。我们的结论是，恒星酒吧的演变比预期的要复杂得多，酒吧并不像迄今为止所认为的那样有弹性。
2018-01-25 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
Tracing the anemic stellar halo of M101
宇宙学背景下的星系形成模型预测，大质量盘状星系应该具有结构化的扩展恒星晕。然而，最近对综合光的研究报告了一些星系，包括附近的盘星系M101，它们没有可测量的恒星晕到检测极限。我们的目标是通过解析M101的恒星来量化其外围的恒星含量和结构。我们提出了测光的基础上，深F606 W和F814 W的图像与哈勃太空望远镜的一部分，鬼调查。恒星的构造CMD可以达到红巨星分支顶端以下两个星等。我们推导了明亮红巨星分支（RGB）恒星的径向数密度分布。在$R \sim$ 40 - 60 kpc的RGB恒星的平均颜色与银河系中贫金属的球状星团的颜色相似。我们还使用蜻蜓团队提供的公共图像数据导出了径向表面亮度分布。将径向数密度和表面亮度分布转换为径向质量密度分布并组合。我们发现，质量密度分布显示出一个微弱的上升在非常外部的区域，在那里的表面亮度是微弱的$μ_g\approx 34$等角秒$^{-1}$。一个指数盘+幂律晕模型的质量密度剖面发现总恒星晕质量的$M_{halo}=8.2_{-2.2}^{+3.5}\times 10^7M_\odot$。当考虑强截断盘模型时，恒星晕总质量不超过$M_{halo} = 3.2 \times 10^8$ $M_{\odot}$。结合M101的晕质量和恒星总质量，得到了$M_{halo}/M_{gal} = 0.20_{-0.08}^{+0.10}\%$的晕质量分数…
2020-01-31 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
A correlation between accreted stellar kinematics and dark matter halo spin in the ARTEMIS simulations
我们报告的盖亚香肠土卫二（GSE）类似物的存在和暗物质晕旋转的ARTEMIS模拟银河系类星系之间的相关性。在高径向轨道上包含大量吸积恒星的晕（如GSE）平均自旋比具有更各向同性恒星速度分布的对应物低。修正后的自旋参数$λ^\prime$的中值在现今相差$\sim1.7$倍，当远离维里平衡的晕被去除时，具有相似的值。我们还表明，吸积星构成一个较小的比例，恒星星族的晕包含GSE类似物，并剥离卫星与恒星质量通常小$\sim4$倍。我们的研究结果表明，更高的自旋DM晕没有GSE的功能是由于合并与大卫星的恒星质量$\sim10^{10}M_\odot$，这不会导致突出的径向各向异性的功能，如GSE。
2022-12-05 astro-ph.GA
Weak Lensing Reveals a Tight Connection Between Dark Matter Halo Mass and the Distribution of Stellar Mass in Massive Galaxies
利用超超级凸轮（HSC）调查的深层图像，并利用其前所未有的弱透镜能力，我们揭示了大质量中央星系的恒星质量分布与其宿主暗物质晕质量之间的紧密联系。具有更广泛恒星质量分布的大质量星系倾向于生活在更大质量的暗物质晕中。我们解释了这种联系的现象学模型，假设，（1）晕质量和总的恒星含量之间的紧密关系的晕，（2）在原位和异位质量的分数在$r<10$ kpc取决于晕质量。该模型很好地描述了恒星总质量（$M_{\star}^{\rm Max}$）和10 kpc以内恒星质量（$M_{\star}^{10}$）的质量函数，并再现了不同质量分布的大质量星系的HSC弱透镜信号。最佳拟合模型表明，晕质量的变化显着固定的总恒星质量（高达0.4德克斯）与一个明确的依赖于$M_{\star}^{10}$。我们的双参数$M_{\star}^{\rm Max}$ - $M_{\star}^{10}$描述提供了一个比简单的恒星晕质量关系（SHMR）更准确的星系晕连接在高质量端的图片，并打开了一个新的窗口，连接的组装历史的晕与中央星系。该模型还预测，离位分量占主导地位的星系的质量分布在$r< 10$ kpc的$\log M_{\star} \ge 11.7$）。本文使用的代码可在线获得：https://github.com/dr-guangtou/asap
2018-11-03 astro-ph.GA
Unveiling the formation channels of stellar halos through their chemical fingerprints
本研究利用 CIELO 模拟分析 28 个星系恒星晕的化学丰度与组装历史，发现恒星晕主要由吸积物质构成，且其化学指纹对贡献卫星的特征高度敏感。
2024-12-18 astro-ph.GA
The influence of the void environment on the ratio of dark matter halo mass to stellar mass in SDSS MaNGA galaxies
通过比较空洞区星系和致密区星系的暗物质晕质量与恒星质量的比值，研究了空洞环境如何影响宇宙中星系的形成和演化。利用SDSS MaNGA DR 15的光谱观测，我们估算了642个空星系和938个致密星系的暗物质晕质量。我们使用的相对速度的H-α发射线穿过星系的表面，以测量每个星系的旋转曲线，因为运动学的星际介质比恒星运动学更平滑。我们发现，无论是恒星晕质量的关系，也不是气相金属丰度和暗物质晕质量与恒星质量的比值之间的关系是由空洞环境的影响。我们还观察到空星系和致密区域星系之间的暗物质晕质量与恒星质量之比的分布没有差异，这意味着暗物质晕轮廓的形状与星系的环境无关。
2020-06-05 astro-ph.GA
The Coupling of Galactic Dark Matter Halos with Stellar Bars
共振力矩将恒星棒与暗物质晕耦合在一起。在这里，我们使用高分辨率的数值模拟，以证明长期的角动量之间的恒星酒吧和不同方向的暗物质轨道转移。我们表明，酒吧驱动的反转的暗物质轨道方向可以发挥令人惊讶的大作用的酒吧模式的速度的演变。在主要的共旋晕中，暗物质轨道被困在恒星棒中，形成一个平行的暗物质棒。这个暗物质棒的垂直高度是恒星棒的两倍多。在逆行轨道主导的晕中，形成了一个垂直于恒星棒方向的暗物质尾流。这些暗物质过密度为寻找暗物质湮灭或衰变信号提供了一个新的空间。我们预测银河系中有一个与恒星棒对齐的暗物质棒，以及一个暗物质尾流，其近端应该从银河系中心延伸到银河系经度$l \approx 323^\circ$。
2021-05-10 astro-ph.GA
A Detection of the Environmental Dependence of the Sizes and Stellar Haloes of Massive Central Galaxies
我们使用~100平方度深（>28.5 mag arcsec $^{-2}$在i波段），高质量（中位数0.6 arcsec看到）的成像数据从超超级凸轮（HSC）的调查，以揭示晕质量依赖的表面质量密度分布和大质量星系的外部恒星包络。HSC巡天的i波段图像比斯隆数字巡天深4个星等，使我们能够直接追踪恒星质量分布到100 kpc，而不需要叠加。我们的结论是，在固定的恒星质量，恒星配置文件的大质量星系依赖于他们的暗物质晕的质量。平均而言，在质量晕为0.3 < z < 0.5的大质量中心星系中，$\log M_{\star, 100\ \mathrm{kpc}}>11.6$的内部恒星质量密度分布较浅（在10-20 kpc范围内），外部包络较明显。这些差异转化为质量大小关系的晕质量依赖性。在固定恒星质量下，具有$\log M_{\rm{Halo}}>14.0$的晕中的中央星系比具有$R_{\mathrm{50}}$的大20%左右。这种依赖性也反映在10和100千秒差距内的恒星质量之间的关系中。与质量-尺寸关系相比，$\log M_{\star, 100\ \rm{kpc}}$ - $\log M_{\star, 10\ \rm{kpc}}$关系避免了尺寸定义的模糊性，并且可以直接与模拟进行比较。我们的研究结果表明，从HSC的深层图像，我们可以量化晕质量和外部恒星晕之间的联系，这可能会提供新的大质…
2018-03-07 astro-ph.GA
The Saga of M81: Global View of a Massive Stellar Halo in Formation
最近的研究表明，银河系质量的星系显示出令人难以置信的恒星晕特性，但这种多样性的起源尚不清楚。附近的星系M81 $-$目前正与M82和NGC 3077 $-$相互作用，它为这个问题提供了独特的线索。我们提出了一个斯巴鲁超级Suprime-Cam调查解决恒星星族周围的M81，揭示了M81的恒星晕在以前从未见过的细节。我们解决了晕前所未有的$V$带等效表面亮度为33等角秒$^{-2}$，并产生了有史以来第一个全球恒星质量密度图的银河系质量恒星晕以外的本集团。利用短轴，我们确认M81的晕是已知的质量最低、金属含量最少的晕之一（$M_{\star} \simeq 1.16{\times}10^9 M_{\odot}$，[Fe/H] $\simeq {-}1.2$）$-$，这表明它有一个相对平静的吸积历史。然而，我们的全球晕普查发现，来自M82和NGC 3077的潮汐非结合物质提供了大量富含金属的物质（$M_{\star} \simeq 5.4{\times}10^8$ $M_{\odot}$，[Fe/H] $\simeq {-}$ 0.9）。我们进一步表明，在它的大质量卫星M82（以及类似LMC的NGC 3077）吸积之后，M81将拥有附近宇宙中最大质量和最富含金属的恒星晕之一。因此，M81的传奇：在一段被动的历史之后，M81与M82的合并将完全改变其光环，从一个与MW相媲美的低质量，贫血的…
2020-10-26 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
The response of the inner dark matter halo to stellar bars
本文通过模拟星系研究内部暗物质晕对恒星棒的响应，发现晕棒与恒星棒强度紧密相关，且活跃恒星棒诱导的暗物质棒比冻结棒强约两倍。
2024-05-27 astro-ph.GA
Detecting Triaxiality in the Galactic Dark Matter Halo through Stellar Kinematics II: Dependence on Dark Matter and Gravity Nature
最近的研究表明，银河系的全球潜力可能是非球形的。在这种情况下，银河系的聚集过程可能留下了持久的恒星晕运动学化石，这是由于暗物质晕的形状，可能是由轨道共振产生的。我们进一步研究这种可能性，考虑现在的潜在模型进一步远离$Λ$ CDM晕，像标量场暗物质晕，MOND，并包括其他几个因素，可能模仿的出现和永久性的运动群，如，一个球形和三轴晕与嵌入磁盘的潜力。我们发现，无论密度分布（DM性质），运动组只出现在存在的三轴晕势。对于类似MOND的引力理论，不存在运动学结构。我们的结论是，这些运动恒星群的检测可以证实预测的三轴性暗晕在宇宙学星系形成的情况。
2015-03-19 astro-ph.GA
Stellar Bars in Counter-Rotating Dark Matter Halos: The Role of Halo Orbit Reversals
盘星系可以与其宿主暗物质（DM）晕交换角动量和重子。这些晕具有内部自旋，“旋”，这是微不足道的旋转，但影响重子和DM组件之间的相互作用。虽然目前还没有星系中逆时针和逆时针旋转晕的统计数据，但这种晕的存在对星系演化很重要。在以往的工作中，我们分析了在旋晕中恒星棒的动力学和长期演化以及DM对棒扰动的响应，发现棒和DM晕轨道之间的共振相互作用对它进行了修正。在目前的工作中，我们遵循恒星酒吧逆行晕的演变。我们发现，这种演变与文献中讨论的刚性无反应晕的演变有很大不同。首先，我们确认，酒吧不稳定性延迟逐步沿逆行的“λ”序列。第二，在逆行晕酒吧的演变也不同于在逆时针晕，在酒吧继续大幅增长超过10 Gyr的模拟时间。DM的反应也大大弱于这种反应的晕圈。第三，通过对DM轨道结构的轨道谱分析，我们发现了一种我们称之为轨道反转的现象-当逆行DM轨道与恒星棒相互作用时，它们的流动和岁差发生逆转，变成逆行DM轨道。这一过程控制了棒附近的内晕区域，并允许这些轨道被棒捕获，从而提高了由内林德布拉德共振传递角动量的效率。我们在一些例子中明确地证明了这种逆转过程。
2019-09-05 astro-ph.GA
The separate effect of halo mass and stellar mass on the evolution of massive disk galaxies
本研究利用SDSS-IV/MaNGA数据发现中心星系的演化同时受恒星质量和晕质量影响，而卫星星系仅受恒星质量决定，且该依赖性仅存在于星系中心区域，支持晕驱动的形成图景。
2024-04-24 astro-ph.GA
The heartbeat of stellar halos: Insights from the stellar halo mass-metallicity relation
Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教 Pontificia 大学）；Universidad de La Serena（拉塞雷纳大学）；CONICET-UBA（阿根廷国家科学研究委员会-布宜诺斯艾利斯大学）；Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学）
利用CIELO模拟研究红移3.5至0的恒星晕质量-金属丰度关系（MZhR）的演化，发现恒星晕在红移3.5已存在斜率相似的MZhR，并通过定义稳定时间（t_st）和主贡献卫星的并合时间（t_merger）揭示恒星晕金属丰度演化与并合历史的关系。
2026-05-28 astro-ph.GA
The stellar-to-halo mass relation of GAMA galaxies from 100 square degrees of KiDS weak lensing data
我们研究了在9.7<log_10（M_*/h^-2 M_sun）<11.7和z<0.4范围内的中央星系的恒星-晕质量关系，这些关系是由Kilo Degree巡天（KiDS）和Galaxy And Mass Assembly（GAMA）巡天的联合分析得到的。我们使用~100 deg^2的KiDS数据来研究星系周围的透镜信号，这些星系的光谱红移和恒星质量是由GAMA确定的。我们表明，透镜单独的结果在穷人的约束恒星晕质量的关系，由于卫星分数和晕质量之间的简并，这是解除时，我们同时适合恒星质量函数。当M_sun> 5 × 10^10 h^-2 M_sun时，恒星质量随着晕质量的增加而增加，约为M_h ^0.25。暗物质与恒星质量之比在晕质量为8 × 10^11 h^-1 M_sun时达到最小值，其值为M_h/M_*=56_-10^+16 [h]。我们还使用GAMA组目录选择中心和卫星组有五个或更多的成员，跟踪区域在空间中的局部物质密度高于平均水平，并确定第一次在这些密集的环境中的恒星晕质量关系。我们没有发现显着的差异相比，从完整的样本，这表明恒星晕质量的关系并不强烈的局部密度的变化。此外，我们还发现，仅通过模拟卫星星系的透镜信号和恒星质量函数，也可以得到中心星系的星晕质量关系，这表明在星晕模型中模拟卫星贡献的假设并没有显著地偏离星晕质量关系。最后，我们证明了弱透镜与恒星质量函数的结合可以用…
2017-04-21 astro-ph.GA
Predictions on the stellar-to-halo mass relation in the dwarf regime using the empirical model for galaxy formation EMERGE
研究星系形成的主要目标之一是了解宇宙的发光成分--星系--如何与暗物质晕的引力坍缩所主导的结构的生长有关。恒星与晕的质量关系探讨了星系如何占据暗物质晕，以及这对它们的恒星形成历史意味着什么。我们提供了第一个自洽的经验模型，可以把约束的恒星晕质量关系下降到日志恒星质量$\log_{10}(m^*/\mathrm{M}_{\odot}) \leq 5.0$拟合我们的模型直接本地群矮数据。这是通过模仿再电离的影响来惩罚后期形成的低质量晕中的星系生长来实现的。这一过程通过改变固定恒星质量下晕峰质量$M^{\mathrm{peak}}_{h}$的散射来调节星系的数量密度，从而产生比没有高$z$猝灭机制时更紧密的散射。我们的结果表明，以前建立的双幂律恒星晕质量关系可以扩展到包括星系与$\log_{10}(M^{\mathrm{peak}}_{\mathrm{h}}/\mathrm{M}_{\odot})\gtrsim 10.0$。此外，我们表明，与$\log_{10}(M^{\mathrm{peak}}_{\mathrm{h}}/\mathrm{M}_{\odot})\lesssim 9.3$的$z=4$晕不太可能主机与$\log_{10}(m^*/\mathrm{M}_{\odot}) > 5.0$星系。
2023-01-17 astro-ph.GA
From Halos to Galaxies. VII. The Connections Between Stellar Mass Growth History, Quenching History and Halo Assembly History for Central Galaxies
本研究基于SDSS-MaNGA和半解析模型，发现被动中心星系恒星金属丰度更高、组装更早，其熄灭主要由暗晕组装历史驱动，尤其在黄金暗晕质量附近。
2023-10-16 astro-ph.GA
Extreme Value Statistics of the Halo and Stellar Mass Distributions at High Redshift: are JWST Results in Tension with ΛCDM?
在$Λ$ CDM宇宙学中，暗物质晕质量的分布可以得到精确的预言。在一个特定的红移下，一个大质量的晕或星系的存在，假设后者有一些重子和恒星的分数，因此可以用来测试基本的宇宙学模型。最近的一些测量非常大的星系恒星质量在高红移（$z > 8$）激发调查是否有任何这些对象是在紧张与$Λ$ CDM。我们使用极值统计产生的质量红移平面的最极端的质量晕和星系的置信区域。对数值模型的测试表明，无论是在它们的暗物质晕质量还是它们的星系恒星质量中，都没有张力。然而，我们发现试探$> 3σ$张力与最近的观测测定星系质量在高红移从HST和JWST，尽管使用保守的估计恒星分数（$f_{\star} \sim 1$）。这些星系要么与$Λ$ CDM处于紧张状态，要么在它们的恒星质量或红移估计中存在未知的不确定性。
2022-11-09 astro-ph.GA
The weak connection between the stellar haloes and merger histories of Milky Way-mass galaxies
本研究基于EAGLE模拟分析银河系质量星系的恒星晕与并合历史的关联，发现恒星晕质量占比并非并合活动的可靠指标，低恒星晕占比的盘星系也可能拥有活跃并合历史。
2025-08-26 astro-ph.GA
Constraining the assembly time of the stellar haloes of nearby Milky Way-mass galaxies through AGB populations
本研究利用AGB/RGB恒星比值约束近邻3个银河系质量星系的恒星晕形成历史，发现晕质量与年龄呈反相关，即质量越大的恒星晕组装越晚。
2023-08-22 astro-ph.GA
