The impact of filaments on dwarf galaxy properties in the Auriga simulations
通过一个简单的不考虑反馈的星系形成模型的流体动力学模拟，我们以前的工作表明，在高红移的密集和大量的细丝可以提供潜在的阱来捕获和压缩气体，从而影响星系形成在其居住的低质量晕。在本文中，我们利用御夫座模拟，一套高分辨率的放大银河系类星系的流体动力学模拟，研究是否仍然成立的结论在模拟与复杂的星系形成模型。与我们以前的工作结果一致，我们发现，与具有相似晕质量的暗条星系相比，存在于暗条中的矮星系往往具有更高的重子和恒星分数。在固定的母晕质量下，暗条矮星的恒星形成率往往比场矮星略高。但总的来说，我们没有发现暗条和场的星系颜色有明显的差别。我们还表明，在高红移，在矮星系的气体成分往往有他们的自旋与他们居住的细丝对齐。我们的研究结果支持了这样一种观点，即在高红移的大质量暗条有助于气体吸积，并增强了其驻留的矮尺寸暗物质晕中的恒星形成。
2022-05-27 astro-ph.GA
Action-based dynamical models of M31-like galaxies
本研究提出基于作用量的类M31星系动力学平衡模型，结合贝叶斯拟合算法，经模拟测试与Auriga样本验证，证实模型精度与双幂律DF的适用性，并分析了晕的各向异性轮廓。
2023-07-19 astro-ph.GA
GalactiKit: reconstructing mergers from $z=0$ debris using simulation-based inference in Auriga
本研究提出GalactiKit方法，基于Auriga模拟通过模拟推断技术，利用z=0时的并合碎片的动力学、化学及联合信息重构类银河系前身天体的并合参数，发现化学-动力学联合模型预测精度最高，助力银河系组装历史研究。
2025-02-20 astro-ph.GA
The prevalence of pseudo-bulges in the Auriga simulations
我们研究了Auriga模拟中的星系凸起，Auriga模拟是一套使用移动网格代码AREPO对银河系大小的暗物质晕中的晚型星系进行的30个宇宙学磁流体动力学放大模拟。我们的目标是在这一大套高分辨率的星系模拟在一个完全宇宙学的背景下，突出的形成机制。御夫座星系的凸起在形状、大小和形成历史上表现出很大的变化。根据观测的分类标准，如Sersic指数和有序旋转度，大多数御夫座隆起可以被归类为伪隆起，而其中一些可以被视为具有经典分量的复合隆起;但是，没有一个可以被归类为经典隆起。御夫座隆起主要表现为原地起源，其中21%的隆起中有可忽略不计的增生部分（facc < 0.01）。一般来说，它们的原位成分是在中心形成的，其中75%的凸起在z=0的凸起区域内形成了大部分恒星。其就地质量增长的一部分是快速的，与合并的影响，而另一部分是更长期的起源。在御夫座星系中，90%的天体的吸积球都来自于四颗以下的卫星，我们研究了吸积星晕与御夫座星系模拟结果的关系。在观测中，总的核球质量与吸积的恒星晕质量没有相关性。然而，吸积质量的隆起往往与各自的吸积恒星晕质量。
2019-07-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Observing the stellar halo of Andromeda in cosmological simulations: the Auriga2PAndAS pipeline
我们提出了一个直接比较的泛仙女座考古调查（PAndAS）观测的恒星晕的M31与恒星晕的御夫座模拟的6个星系。我们通过Auriga2PAndAS管道处理模拟晕，并创建类似PAndAS的模拟，这些模拟包含调查数据的所有观测限制（来自银河系恒星的前景污染，恒星目录的不完整性，光度不确定性等）。这使我们能够以相同的方式研究调查数据和模拟，并生成直接可比的密度图和径向密度剖面。我们表明，模拟是整体兼容的观察。然而，仍存在一些系统性的差异，例如富金属恒星在模拟中占优势。虽然这些差异可能表明M31与模拟系统相比有不同的吸积历史或质量，但更有可能是由于与御夫座模拟的分辨率有关的星系恒星形成历史的不足淬火的结果。通过我们的方法实现的直接比较提供了提高我们对星系形成的理解的途径，因为它们可以帮助确定观测和模拟之间的可观测差异。理想情况下，这种方法将进一步发展，通过应用到其他恒星晕模拟。为了方便这一步，我们发布了管道来生成模拟，以及本文中提供和使用的六个模拟。
2021-02-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
The orbital phase space of contracted dark matter halos
我们研究的轨道相空间的暗物质（DM）晕在银河系类似物的宇宙流体动力学模拟的AURIGA套件。我们通过它们的球形作用分布来描述晕，这是DM粒子的特定角动量和径向作用的函数。通过比较相同的晕的DM只有和流体动力学模拟，我们调查的DM晕的收缩所造成的重子在中心的积累。我们发现一个小的系统抑制的径向作用在DM晕的流体动力学模拟，这表明常用的绝热收缩近似可以导致低估的密度约8%。我们采用迭代算法收缩的AURIGA DM晕给定的重子密度分布和晕质量，恢复真正的收缩DM配置文件的准确度为~ 15%，反映晕到晕的变化。利用这个算法，我们推断银河系的收缩DM晕的总质量分布。我们得到更新的值的关键天体物理输入DM直接检测实验：DM密度和速度分布在太阳附近。
2020-01-21 astro-ph.GA
Aurigaia: mock Gaia DR2 stellar catalogues from the Auriga cosmological simulations
我们提出和分析模拟恒星目录，匹配的选择标准和观测值（包括不确定性）的盖亚卫星数据发布2（DR 2）。源是六个宇宙学高分辨率磁流体动力学$Λ$ CDM变焦模拟银河系类似物的形成从AURIGA项目。提供了$V < 16$等和$|b|>20$度的$V < 20$等恒星的模拟数据。模拟星表使用两种不同的方法：公共SNAPDRAGONS代码和基于Lowing等人的方法，该方法保留了模型恒星的相空间分布。这些公开的星表包含5参数天体测量、径向速度、多波段测光、恒星参数、尘埃消光值以及所有这些量的不确定性。此外，我们还提供了每颗恒星的引力势和起源信息。作为示范，我们将模拟星表应用于年轻恒星盘和恒星晕的分析。我们证明：i）年轻的外恒星盘呈现出一个向外张开的分布，在半径高达15 kpc的A-和B-矮星的高度和垂直速度分布中可以检测到; ii）恒星晕的旋转可以精确地测量到100 kpc的盖亚DR 2 RR天琴座星。这些星表非常适合与观测结果进行比较，应该有助于：i）开发和测试盖亚DR 2数据的分析方法; ii）衡量数据的局限性和偏差; iii）根据$Λ$ CDM宇宙学模型中星系形成的现实$ab$ $initio$模拟的理论预测解释数据。
2018-09-05 astro-ph.GA
On the stellar halo metallicity profile of Milky Way-like galaxies in the Auriga simulations
最近一项对附近类似银河系的星系晕的观测研究表明，目前只有一半（八分之四）的样本显示出强烈的负金属丰度（[Fe/H]）梯度。这与流体动力学模拟的预测不一致，在流体动力学模拟中，这种梯度无处不在。在这封信中，我们使用高分辨率的宇宙流体动力学模拟研究[Fe/H]分布的星系晕。我们发现，运动学选择的恒星晕，包括原位和吸积粒子，有一个扁圆[Fe/H]分布。球形[Fe/H]径向分布在100 kpc内显示出较强的负梯度，与以前的数值结果一致。然而，沿银盘短轴的投影中值[Fe/H]剖面，通常在观测中获得，显着平坦。在一个给定的半径的中值[Fe/H]值是大的球形轮廓比短轴轮廓多达0.4德克斯内50千秒差距。得到类似的结果，如果只吸积恒星的组成部分被认为是球形和短轴配置文件之间的差异，并不纯粹是由热盘星粒子原位形成的驱动。我们的研究强调了模型和观测晕[Fe/H]分布之间进行仔细比较的重要性。
2016-03-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
APOSTLE vs. AURIGA Simulations: How Subgrid Models Shape Milky Way Analogs
School of Physics and Laboratory of Zhongyuan Light, Zhengzhou University（郑州大学物理学院和中原之光实验室）；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）；School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理与天文学院）
通过比较APOSTLE和AURIGA模拟，研究子格物理对银河系详细性质的影响，发现AURIGA星系具有更高的恒星质量与面密度，且盘结构更显著，但卫星人口存在差异。
2026-03-23 astro-ph.GA
The Auriga Project: the properties and formation mechanisms of disc galaxies across cosmic time
我们介绍了一套30个宇宙学磁流体力学变焦模拟孤立的银河系质量暗晕星系的形成。这些都是用移动网格代码\textlcsc{AREPO}进行的，还有一个星系形成物理学的综合模型，包括AGN反馈和磁场，它在大型宇宙学模拟中产生了真实的星系群。我们表明，我们的模拟再现了广泛的现今观测，特别是，两个组件盘为主的星系与适当的恒星质量，大小，旋转曲线，恒星形成率和金属丰度。我们调查的驱动机制，设置当今光盘的大小/规模的长度，并发现它们与晕物质的角动量。我们发现，最大的光盘产生的静态合并，螺旋进入星系和存款到预先存在的光盘高角动量的材料，同时增加旋转的暗物质和气体的晕。更猛烈的合并和强烈的活动星系核反馈分别通过破坏预先存在的盘和抑制气体吸积到外盘上来限制盘的大小。然而，导致光盘的最重要因素只是晕的低角动量。在这些情况下，活动星系核的反馈在限制中心恒星的形成和大质量核球的形成方面起着重要的作用。
2017-01-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Properties of HI discs in the Auriga cosmological simulations
我们分析了御夫座项目中HI气体分布的性质，一组磁流体动力学宇宙学模拟与移动网格代码AREPO和物理模型星系形成，成功地形成现实的晚型星系在该项目中模拟的30个银河系大小的晕。我们使用一个简单的方法来估计中性氢分数在我们的模拟集，分别对待低密度和恒星形成气体，我们探索两种不同的处方，以减去分子氢的贡献，从总HI含量。HI气体在绝大多数系统中形成扩展盘，尽管存在更多的扰动形态。尽管与观测到的HI特性（如径向分布和质量直径关系）基本一致，但御夫座星系比典型的邻近星系系统性地更大，更富含气体。有趣的是，盘平面外的HI气体量与恒星形成率相关，这与大多数平面外HI气体起源于喷泉状流动的图片一致。我们的研究结果是强大的不同的假设采用计算分子氢分数，并没有显着变化，在很宽的数值分辨率。在本文中介绍的HI建模可用于在未来的工作中建立人工干涉HI数据立方体，允许更密切的比较模拟星系的气体动力学与观测。
2017-01-19 astro-ph.GA
Metallicity Properties of the Galactic Bulge Stars Near and Far: Expectations from the Auriga Simulation
利用御夫座模拟的高分辨率类银河系模型，我们研究了银河系膨胀的化学性质，重点是近侧（银河系中心前面）和远侧（银河系中心后面）恒星之间的金属丰度差异。一般来说，沿着某些视线，近侧比远侧更富含金属，这与盘的负垂直金属丰度梯度一致，因为远侧比近侧位于盘平面上方。然而，在$l<0^\circ$和$|b|\le6^\circ$区域，近端比远端更贫金属，它们的差异随着银河经度而变化。这主要是由于短轴附近的恒星比长轴附近的恒星更贫金属。由于棒是倾斜的，在负经度区域，近侧主要是由靠近短轴区域的恒星贡献，而远侧则是造成这种金属丰度差异的主要原因。我们通过识别近端和远端的过密度来提取X形结构中的恒星。它们的金属丰度性质与整个银河系核球的结果一致。这种四四方方的花生状凸起可以很自然地解释观测中双红团簇星的金属丰度差异。没有必要涉及一个经典的球分量与不同的恒星星族。
2022-07-11 astro-ph.GA
Auriga Superstars: Improving the resolution and fidelity of stellar dynamics in cosmological galaxy simulations
针对宇宙学星系模拟中恒星分辨率受计算限制的问题，提出Superstars方法，在固定暗物质和气体分辨率下低成本提升恒星质量分辨率，改善恒星采样与动力学保真度，可广泛应用于相关模拟。
2025-10-09 astro-ph.GA astro-ph.IM
Overview and public data release of the augmented Auriga Project: cosmological simulations of dwarf and Milky Way-mass galaxies
本文发布了增强版 Auriga 宇宙学模拟的公开数据，涵盖 40 个银河系质量与 26 个矮星系质量暗晕，并验证了其对 Tully-Fisher 关系等观测标度关系的良好再现，同时展示了气体盘运动学演化分析的应用。
2024-07-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The parametrization of gas flows in discs in the Auriga simulations
我们研究的径向运动的冷，恒星形成气体的长期演化阶段的一组14个磁流体宇宙学放大模拟银河系质量的星系。我们研究了一系列同心环中圆盘平面内物质的径向输运。对于给定时间每个环中的气体，我们计算两个量作为时间和半径的函数：1）气体的径向整体流量; 2）气体相对于整体流量的径向扩展。平均从所有的晕的数据，我们发现，径向扩展的增加与半径的幂律的形式与强大的二次依赖的吸积材料的分数和气体的局部径向速度色散。我们发现，大量的气体运动是很好地描述在内部磁盘区域的径向独立的平均向内流动速度$-$ 2.4公里s $^{-1}$。这个值的扩散与气体角动量的变化以及吸积物质的数量有关。这些尺度从完全宇宙学，磁流体模拟星系形成，然后可以用于半解析模型，以更好地参数化径向流动的气体在光盘。
2021-04-22 astro-ph.GA
Warps and waves in the stellar discs of the Auriga cosmological simulations
最近的研究揭示了银河系圆盘垂直结构的振荡不对称性。在这里，我们分析了16个高分辨率，完全宇宙学模拟的个别银河系大小的星系的演化，进行了MHD代码AREPO。在红移为零时，我们的星系盘中大约有$70\%$显示出强烈的垂直模式，振幅可以超过2千秒差距。其中一半是典型的“整数符号”扭曲。其余的是类似于银河系中观察到的振荡。因此，预计这种结构将是常见的。伴随的平均垂直运动可达30 km/s。冷盘气体通常遵循恒星中看到的垂直模式。这些微扰有各种各样的原因：与卫星的近距离相遇，大质量物体的远距离飞越，来自晕陷或合并的错位冷气体的吸积。潮汐引起的垂直模式可以在年轻和年老的恒星星族，而那些起源于冷气体吸积主要是在年轻的人口。具有规则或最多弱扰动圆盘的Galerkin通常（但不总是）不受最近与大质量同伴的相互作用的影响，尽管我们有一种情况，即平衡致密圆盘在合并后重新形成。
2016-11-15 astro-ph.GA
Quantifying the intrinsic variability due to randomness of the Auriga galaxy formation model
本研究通过七个随机实现量化Auriga模型的内在变异性，发现全局属性变化小但恒星形成率可差两倍，分辨率影响更显著。
2025-09-12 astro-ph.GA astro-ph.IM
Cosmological gas accretion history onto the stellar discs of Milky Way-like galaxies in the Auriga simulations -- (I) Temporal dependency
我们使用的30模拟御夫座项目估计的时间依赖性的流入，流出和净吸积率到银河系类星系盘。所有星系的净吸积率在早期都是相似的，迅速增加到$\sim 10~\mathrm{M}_\odot \, \mathrm{yr}^{-1}$。然而，经过$\sim 6~\mathrm{Gyr}$的演化之后，净吸积率是不同的：在大多数星系中，这些吸积率表现出类似指数的衰减，但有些系统反而呈现出增加或近似恒定的水平直到现在。一个指数拟合的净吸积率平均超过MW类似物产生典型的衰变时间尺度的$7.2~\mathrm{Gyr}$。对流入和流出速率的时间演化及其与盘中恒星形成速率（SFR）的关系的分析证实了这些量之间的密切联系。首先，流入$/$流出比保持近似恒定，具有$\dot{M}_\mathrm{out}/ \dot{M}_\mathrm{in} \sim 0.75$的典型值，表明流出中涉及的气体质量比流入中涉及的气体质量低25%的量级。对于SFR $/$流入速率比，发现了类似的行为，其典型值在0.1和0.3之间，并且对于流出速率$/$ SFR，其在范围$3.5$ - $5.5$内变化。我们的研究结果表明，连续流入是关键的SFR水平在盘星系，恒星形成活动和随后的反馈盘是能够产生质量加载的星系风在盘晕界面。
2022-10-06 astro-ph.GA
Structural and photometric properties of barred galaxies from the Auriga cosmological simulations
在这项工作中，我们分析的结构和光度特性的21个酒吧模拟星系的御夫座项目。这些包括银河系质量磁流体力学模拟在$Λ$ CDM宇宙学背景下。为了与观测结果进行比较，我们从z = 0时的数值数据中生成了合成的SDSS样宽带图像，这些数据具有不同的倾角（从正面到边缘）。椭圆拟合被用来确定酒吧的长度，和2D凸起/光盘/酒吧分解与galfit也进行，建模的酒吧组件与修改后的费雷尔配置文件。我们在样品中发现了宽范围的棒的大小和光度，它们的结构参数与观测结果吻合得很好。所有隆起均呈现低Sérsic指数，并被归类为假隆起。关于盘，在实际星系中观察到的表面亮度轮廓中发现了相同的突变，并且这些突变发生的半径与观测结果一致。此外，从z = 0的边缘上的非锐化掩模图像中，在4个杆的内部清楚地识别出方形或花生形（B/P）结构，并且还发现另外2个杆处于屈曲阶段。B/P的大小与从观测中获得的大小相当吻合。因此，我们的结论是，所观察到的光度和结构特性的酒吧，这是长期演化的主要驱动力，可以开发在目前的国家的最先进的$Λ$ CDM宇宙学模拟。
2019-11-05 astro-ph.GA
Bar formation and evolution in the cosmological context: Inputs from the Auriga simulations
本研究利用Auriga模拟探究宇宙学背景下星系棒的形成与演化，发现棒结构稳定且长寿命，其比例随红移增加而下降，高红移棒因并合诱导而天生长度饱和，且棒状星系更受重子主导并影响Tully-Fisher关系，为暗物质存在提供证据。
2025-03-04 astro-ph.GA
HIDES -- I. The population and diversity of HI-rich 'dark' galaxies in the Hestia and Auriga simulations
HIDES研究揭示HI丰富‘暗’星系在不同模拟中的种群特征，发现其多样性由质量组装历史和环境历史共同决定。
2025-11-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Formation and evolution of boxy/peanut bulges in the Auriga cosmological simulations
利用Auriga宇宙学模拟研究盒状/花生状核球的形成与演化，发现其形成于棒形成后约1.1-1.6 Gyr的屈曲事件，并揭示了b/p比例随红移下降的趋势及其与观测的差异。
2025-05-19 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
Shape of Dark Matter Haloes in the Illustris Simulation: Effects of Baryons
我们研究了重子过程对暗物质晕形状的影响。这是一套使用移动网格程序{ \sc arepo}进行的流体动力学（Illustris）和仅含暗物质（Illustris-Dark）的宇宙学模拟。DM晕圈形状是使用迭代方法确定的，该方法基于$z=0$质量（$M_{200} = 1 \times 10^{11} - 3 \times 10^{14} M_\odot$）的惯性张量。收敛性检验表明，局部DM形状剖面仅对$r > 9ε$收敛，$ε$为Plummer等效软化长度，大于预期。来自非辐射模拟（即忽略辐射过程，恒星形成和反馈）的光晕与其DM对应物的形状没有变化：因此单独的移动网格流体动力学不足以导致DM形状的差异。随着星系物理学的全面实施，重子的凝聚导致了明显更圆和更扁的晕，中位短轴与长轴比$\left< s\equiv c/a \right> \approx 0.7$在整个晕和跨晕质量几乎不变。这在一定程度上提高了模拟预测和银河系晕形状的观测估计之间的一致性。一致地，DM的速度各向异性也减少了在Illustris，跨晕质量和半径。在内晕（$r=0.15 R_{200}$）中，$s$和$q$（中长轴比）都表现出与星系质量的非单调性，峰值在$m_* \approx 10^{10.5-11} M_\odot$，我们发现这是由于内晕形状与星系形成效率的强烈相关性。在插图中的重子影响晕的形状与晕的性质…
2018-09-19 astro-ph.GA
NGC 5466: a unique probe of the Galactic halo shape
恒星流提供了独特的探测银河系的潜力，与较长的流通常提供更清晰的测量。在本文中，我们展示了一个短潮汐流的例子，它对银河系暗物质晕的形状特别敏感：球状星团NGC 5466潮汐流。这条溪流在其西部边缘有一个有趣的偏离。我们发现，这样的偏差有利于一个潜在的扁圆或三轴晕（无论银河系盘的属性和特定的晕参数化选择的合理变化）;球形或长圆形的晕形状可以排除在一个高的置信水平。因此，沿着NGC 5466潮汐流的更广泛的数据集保证了对银河系晕形状的强约束。
2012-04-25 astro-ph.GA
Sensitivity of Halo Shape Measurements
星系和星系团的形状测量在宇宙学模拟分析中广泛应用。但这些测量的局限性却没有得到充分的研究。在本文中，我们解释了为什么形状测量的质量不仅取决于数值分辨率，而且对密度梯度。特别是，这会限制晕中心区域的测量质量。我们提出了一个标准来估计的灵敏度的测量形状的基础上的密度梯度的晕，并将其应用到宇宙学模拟的无碰撞和自相互作用的暗物质。通过这一点，我们证明了可靠的测量晕的形状是可能的，以及如何核心的密度分布限制其适用性。
2023-02-14 astro-ph.GA
The Effect of Dark Matter Halo Shape on Bar Buckling and Boxy/Peanut Bulges
已经确定的是，棒在星系盘中形成后会发生显著的演化，经常在盘平面内外改变形状。在某些情况下，它们可能会弯曲或屈曲出椎间盘平面，导致形成方形/花生状/X形凸起。在本文中，我们表明，暗物质晕的形状影响酒吧的形成和屈曲。我们已经进行了N体模拟的非球形暗物质晕酒吧屈曲和跟踪酒吧演变为8 Gyr。我们发现，酒吧形成扁圆晕延迟，导致延迟屈曲，而酒吧形成较早的扁长晕导致早期屈曲。然而，第一次屈曲的持续时间仍然几乎相当。所有的模型显示两个屈曲事件，但最极端的长晕具有三个不同的屈曲功能。与球形和扁圆形晕相比，扁长形晕中的杆也显示出持续时间最长的屈曲特征。由于很少观察到持续的屈曲事件，我们的研究表明，大多数棒星系可能有更多的扁圆或球形晕，而不是长晕。我们对BPX结构的测量还表明，扁长晕比扁长晕和球形晕更能促进棒增厚和盘加热。
2021-10-15 astro-ph.GA
Analytical models of X-shape magnetic fields in galactic halos
从侧面看，外部的螺旋星系在它们的晕中呈现出X形的磁场。我们银河系的晕是否也有一个X形磁场仍然是一个悬而未决的问题。我们希望提供必要的分析工具来检验星系晕中X形磁场的假设。我们提出了一个通用的方法来推导出无发散磁场的解析模型，其场线被指定一个特定的形状。然后，我们利用我们的方法得到四个特殊的模型的X形磁场在星系晕。顺便，我们也推导出两个特殊的模型，占主导地位的水平磁场在星系盘。我们所有的场模型都有螺旋场线，螺旋角在空间上变化。我们的四个晕场模型确实导致合成同步辐射偏振图中的X图案。它们的精确拓扑结构都可以用从银盘或银心向外吹的风的作用来解释。在实践中，我们的场模型可用于拟合目的或作为各种理论问题的输入。
2013-12-06 astro-ph.GA
Recovering chemical bimodalities in observed edge-on stellar disks: insights from AURIGA simulations
本研究利用AURIGA模拟的24个银河系质量星系，分析侧向投影和空间分箱对恒星[Mg/Fe]-[Fe/H]分布的影响，发现模拟IFS观测中双峰性更清晰，且与几何厚薄盘对应，可用于未来侧向星系IFS化学双峰研究。
2024-09-11 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
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
Chemodynamics of barred galaxies in cosmological simulations: On the Milky Way's quiescent merger history and in-situ bulge
我们探讨的化学动力学性质的样本中的棒星系的御夫座磁流体动力学宇宙放大模拟，形成盒状/花生（b/p）的凸起，并比较这些银河系（MW）。我们发现，御夫座星系最好的再现恒星星族的MW核球的化学动力学特性有静态合并的历史，因为红移$z\sim3.5$：他们的最后一次重大合并发生在$t_{\rm lookback}>12\,\rm Gyrs$，而随后的合并有一个恒星的质量比为$\leq$ 1：20，这表明最近提出的盖亚香肠/土卫二合并的质量比的几个百分点的上限。这些御夫座MW类似物在b/p区域（$<1\%$）有一个可以忽略不计的异位星，扁平，厚盘状的金属贫乏的恒星星族。在所有具有b/p的御夫座星系的中心区域，异位恒星的平均比例为3%，明显低于那些没有b/p或bar的星系。虽然这些棒星系的中心区域包含最古老的恒星，但它们也有年龄小于5 Gyrs（>30%）的恒星，并呈现X形的年龄和丰度分布。检查我们样本中的圆盘，我们发现在某些情况下，在棒周围形成一个恒星形成环，这改变了星系内部区域的金属丰度。在圆盘的更远处，棒引起的共振导致$V_ϕ-r$平面中的富含金属的脊--其中最长的脊是由于外林德布拉德共振。我们的研究结果表明，银河系有一个不寻常的安静的合并历史，这导致了一个基本上原位隆起，并突出了酒吧可以对周围的磁盘的显着影响。
2020-04-20 astro-ph.GA
The Milky Way's Missing In-Situ Halo
University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）；Lund University（隆德大学）；Carleton College（卡尔顿学院）；The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；City University of New York（纽约市立大学）
通过比较银河系与FIRE-2和Auriga模拟中24个星系的光晕密度轮廓，发现模拟星系在15 kpc内的轮廓比银河系更陡，且轮廓断裂罕见，表明银河系原位晕缺失，可能源于测量偏差或模拟中早期球状恒星形成过度。
2026-11-03 astro-ph.GA
The shape of the Galactic halo with $Gaia$ DR2 RR Lyrae. Anatomy of an ancient major merger
我们使用$Gaia$ DR 2 RR天琴座样本来获得银河系恒星晕的不间断视图。我们在平行于银河系圆盘的切片中解剖了可用的体积，以表明在距离银河系中心千秒差距的$\sim30$内，晕是三轴的，最长轴与银河系$x$轴的$\sim70^{\circ}$错位。这个解剖过程暴露了两个大的弥漫性超密度与晕的半长轴对齐：武仙座-天鹰座云和室女座超密度。我们揭示了整个内晕的运动学映射出的振幅和方向的RR天琴座自行车。然后将这些与具有不同各向异性的简单模型进行比较，以证明内晕由高偏心轨道上的恒星主导。我们解释的密度和运动学的$Gaia$ DR 2 RR天琴座的形状的证据，有利于一个场景中，大部分的晕沉积在一个单一的大规模合并事件。
2018-10-15 astro-ph.GA
The impact of baryonic discs on the shapes and profiles of self-interacting dark matter halos
我们采用孤立N体模拟研究了自相互作用暗物质（SIDM）晕在重子势存在下的响应。暗物质的自相互作用导致内晕的运动热化，导致暗物质和重子分布之间的紧密相关。深重子势缩短了SIDM核心膨胀的阶段并触发核心收缩。这种效果可以通过大的自散射截面进一步增强。我们发现最终的SIDM密度分布对重子浓度和暗物质自相互作用的强度很敏感。假设初始晕为球形，我们还研究了SIDM晕形状的演化和密度分布。由于非球形盘势的影响，在以后的历元中，晕的形状偏离了球对称性，其意义取决于相对于暗物质的重子对总引力势的贡献。此外，我们构建了一个多分量模型的银河系，包括SIDM晕，恒星盘和隆起，并显示它是一致的观测恒星运动学和流。
2018-06-12 astro-ph.GA
Constraints on the shape of the Milky Way dark matter halo from the Sagittarius stream
我们提出了一个新的银河系的暗物质晕模型，适合人马座矮星系的恒星流的属性。我们的暗晕是扁圆的，当r < 10 kpc时，q_z = 0.9，在较大半径时，可以使暗晕服从Law & Mahavski模型。然而，我们发现，大麦云云对Sgr轨道的动力学扰动是不可忽略的。当考虑到这一点时，我们将银河系的外晕形状限制为短轴与长轴之比（c/a）_Φ= 0.8，中轴与长轴之比（b/a）_Φ= 0.9，与宇宙学的预期非常一致。
2013-07-26 astro-ph.GA
A Random Walk Model for Halo Triaxiality
University of Southern California（南加州大学）；Carnegie Institution for Science（卡内基科学机构）
本文提出一个半解析模型，利用合并树中的随机合并事件序列预测暗物质晕的三轴形状，结合简单松弛模型，预测的轴长比分布与宇宙N体模拟结果一致。
2022-08-29 astro-ph.GA
Effects of Inner Halo Angular Momentum on the Peanut/X-shapes of Bars
宇宙学模拟表明，围绕重子盘的暗物质晕具有很宽的角动量范围，可以用自旋参数（$λ$）来测量。在这项研究中，我们带出的重要性，内角动量（$<$ 30千秒差距），测量的晕自旋参数，长期的演变酒吧使用N体模拟。我们已经改变了晕旋转参数$λ$从0到0.1的同向旋转（逆时针）旋转晕和一个反向旋转（逆行）晕旋转（$λ$ =-0.1）相对于磁盘。我们报告说，随着晕自旋的增加，屈曲也被触发更早，其次是第二个屈曲阶段在高自旋晕模型。第二次屈曲的时间尺度明显长于第一次屈曲。我们发现，在我们所有的模型，这提供了新的见解内晕角动量的作用，不像以前的研究屈曲后，酒吧的强度并没有显着降低。此外，在长期演化阶段，屈曲杆仍然可以传递显着的角动量给晕，但它减少增加晕自旋。在长期的演变阶段，酒吧的强度增加，饱和到几乎相等的值，所有的模型，无论晕旋转和旋转的意义上的磁盘。与非旋转晕相比，在内部区域具有更高角动量的高自旋晕中，最终的方形/花生形状更明显（$\sim$ 20 $\%$）。我们解释我们的结果与角动量之间的磁盘和晕交换。
2022-10-26 astro-ph.GA
The Magellanic Stream to Halo Interface: Processes that shape our nearest gaseous Halo Stream
了解麦哲伦流（MS）和星系晕之间的界面处的流体动力学过程和条件对于理解MS以及其他相互作用星系中的气体尾至关重要。这些过程在相对较小的尺度上运作，不仅有助于形成这一团流，而且还影响中性气体动力学和质量从流到晕的转移，从而影响银河系的金属富集和气体补充。我们描述了一个观测计划，通过高分辨率测量HI发射，HI吸收和Halpha发射前所未有的灵敏度，这些过程的约束。方法将包括结构分析，寻找冷气体核心的团块和分析气体运动学，因为它过渡到晕。后一种方法包括先进的空间积分技术，深入探测中性气体，我们适用于一个新的HI地图从绿岸望远镜获得的MS最高灵敏度HI观测。我们证明，集成技术提高灵敏度，甚至进一步，从而允许检测明显的MS气体成分的密度接近的星系晕。
2009-08-28 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 the Milky Way Halo Shape Using Thin Streams
潮汐流是探测银河系势场形状的有力工具。在本文中，我们介绍了一个简单的测试粒子的方法来适应流数据，使用马尔可夫链蒙特卡罗技术边缘化的祖先的轨道和银河系晕形状参数的不确定性。将其应用到模拟数据的薄流在MW晕，我们表明，即使是非常冷的流，流轨道偏移-在我们的简单方法中没有建模-引入系统的偏差恢复的形状参数。对于我们考虑的流，以及我们对潜在参数化的特定选择，这些误差在晕平坦化参数上约为20%。然而，更大的系统误差可能会出现更一般的流和潜力，这样的偏移需要正确建模，以获得一个无偏恢复的潜在的。在评估已知的银河系流中哪些是最具约束力的，我们发现NGC 5466和NGC 5是最有希望的候选者。它们形成了一个有趣的对，因为它们的轨道平面都近似垂直于彼此和圆盘，对MW晕的形状给出了最佳的约束。我们表明，虽然与目前的数据，他们的潜在参数的约束是穷人-良好的径向速度数据沿2015年流将提供约束qz -扁平垂直于光盘。此外，正如在一个配套文件中所讨论的，NGC 5466可以提供相当强的限制MW晕形状参数，如果初步的证据，从光滑的轨道向其西部边缘偏离得到证实。
2013-09-13 astro-ph.GA
The dark matter halo shape of edge-on disk galaxies - I. HI observations
这是第一个文件的一系列中，我们将试图把限制扁平的黑暗晕盘星系。我们观察为此目的的HI在边缘上的星系，在那里它是在原则上可以测量的力场在晕垂直和径向的气体层耀斑和旋转曲线分解分别。在本文中，我们定义了一个适合于此目的的8个富HI晚型星系的样本，并给出了HI观测结果。
2010-03-16 astro-ph.GA
How gas flows shape the stellar-halo mass relation in the EAGLE simulation
观测到的星系恒星质量函数和预测的暗物质晕质量函数之间的形状差异通常主要由反馈过程来解释。反馈可以通过将气体赶出星系，通过调制气体第一次进入星系（即，预防性反馈），并通过激发喷泉流回收风材料。我们提出并应用一种方法来解开这些影响的流体动力学模拟的星系形成。我们建立了一个线性耦合微分方程模型，通过构造再现了EAGLE宇宙学模拟中星系和晕的气体流动。通过改变这个模型中的个别条款，我们隔离的相对影响，恒星形成，通过流出，第一次流入和风回收的SHM关系。我们发现，晕质量$M_{200} < 10^{12} \, \mathrm{M_\odot}$的SHM关系主要是由组合的喷射从星系和晕，而较大的$M_{200}$预防性反馈也很重要。再循环的影响和恒星形成的效率很小。我们表明，如果我们使用第一次落入的暗物质的累积质量而不是$M_{200}$，SHM关系的演化几乎消失。这表明，演化是由于晕质量的定义，而不是星系形成的物理效率的演变。最后，我们表明，在环银河介质的质量是更敏感的气体流动，特别是回收，比恒星和星际介质的情况。
2021-12-15 astro-ph.GA
A Vertically Orientated Dark Matter Halo Marks a Flip of the Galactic Disk
Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；Institute for Astronomy the School of Physics, Zhejiang University（浙江大学物理学院天体物理研究所）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；School of Physics and Optoelectronic Engineering, Hainan University（海南大学物理与电子工程学院）；Department of Astronomy, Westlake University（西湖大学天文系）；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中心）
研究发现银河系盘可能因小并合扭动而翻转，暗物质晕呈现垂直取向，揭示了盘演化与暗物质晕取向的统一框架。
2026-02-25 astro-ph.GA
Origin of chemically distinct discs in the Auriga cosmological simulations
银河系的恒星盘显示出复杂的空间和丰度结构，这对于理解塑造银河系的关键物理机制至关重要。在这项研究中，我们使用六个非常高分辨率的宇宙学变焦模拟银河系大小的晕研究的流行和形成的化学不同的磁盘组件。我们发现，我们的模拟开发一个明确的双峰分布在$[\rm α/Fe]$ - $[\rm Fe/H]$平面。我们发现两个主要途径，以创造这种二分法，在不同地区的星系运作：a）早期（$z>1$）和内部区域强烈的高$\rm[α/Fe]$恒星形成阶段（$R\lesssim 5$ kpc）由富气体合并引起，随后是更多的静止低$\rm[α/Fe]$星形成;以及b）在外盘中高$\rm[α/Fe]$星形成的早期阶段，随后由于暂时降低的气体吸积速率而导致气体盘收缩，之后盘生长恢复。在过程b）中，围绕着圆盘收缩的时间和半径的双峰恒星形成历史强调了这种二分法。如果早期的恒星形成阶段是延长的（而不是短暂和激烈的），化学演化在内部区域按照过程a）进行，但二分法不太清楚。在外围区域，只有当恒星形成的第一个强烈阶段在盘收缩发生之前覆盖了足够大的径向范围时，这种二分法才是明显的;否则，外围盘只由低$\rm[α/Fe]$序列恒星组成。我们讨论的含义，这两个过程发生在银河系。
2017-11-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
No cores in dark matter-dominated dwarf galaxies with bursty star formation histories
矮星系自转曲线的测量通常被解释为需要一个中心密度恒定的核心，这与$N$ -冷暗物质（CDM）晕体模拟预测的“尖形”内部轮廓不一致。有人认为，这种冲突可以通过恒星形成爆发后气体周期性移动引起的内部引力势波动来解决。早期的研究表明，核心的形成需要一个爆发和延长的恒星形成历史（SFH）。本文研究了在APOSTLE（A Project of Simulating the Local Environment）和AURIGA宇宙学流体动力学模拟中形成的矮星系CDM晕（$M_{\rm DM} \sim 10^9-5\times10^{10}\,{\rm M}_\odot$）的结构。我们的模拟具有可比或更好的分辨率比其他人，使核心（$M_{\rm gas} \sim 10^4\,{\rm M}_\odot$，重力软化$\sim 150$ pc）。然而，我们没有发现在{ \it any}质量下形成核心的证据，也没有发现DM密度分布的内斜率与SFH的时间变化之间的任何相关性。APOSTLE和AURIGA矮星在其累积SFH中显示出与本地群矮星的可用数据相似的多样性。在这两个模拟中的矮人是DM占主导地位的所有解决尺度在任何时候，可能限制的能力，气体流出，以改变显着的中心密度分布的晕。我们的结论是，经常爆发的恒星形成不足以导致核心的形成，重子也必须满足其他条件才能修改中央DM尖点。
2019-05-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Stellar Halo in the Inner Milky Way: Predicted Shape and Kinematics
我们已经使用N体模拟银河系的运动学和结构特性的老贫金属恒星晕在禁止内区域的银河系。我们发现，外推的密度分布的隆起的天琴座RR型恒星，$ρ\sim r^{-3}$，近似匹配的数密度的天琴座RR型在附近的恒星晕。我们遵循这样一个示踪人口的形成和演变的酒吧和盒子/花生凸起的N体模型的演变。我们发现，它的密度分布变化从扁圆三轴，它获得慢旋转与最近的测量。最大径向速度在$| l|\!=10^\circ-30^\circ$处为$\sim15-25$ km/s，速度频散为$\sim120$ km/s。尽管在凸起中模拟的贫金属晕具有条形形状，但只有$12\%$的轨道遵循条形，并且它不跟踪花生/X结构。有了这些特性，银河系隆起中的天琴座RR星群与银河系贫金属恒星晕的向内延伸是一致的。
2016-09-18 astro-ph.GA
Shape, alignment, and mass distribution of baryonic and dark-matter halos in one EAGLE simulation
准确了解晕的形态及其演化是星系形成模型的关键约束，也是强透镜现象的决定性参数。利用宇宙学流体动力学模拟，银河系及其环境的演化和组装（EAGLE），我们的目标是提供一个全面的分析星系晕的形态和它们的质量分布的演变，重点是在红移$z=0.5$的快照。我们开发了一种迭代策略，涉及主成分分析（PCA）的EAGLE晕的属性和不同的组件之间的对齐的差异进行调查。的质量分布的暗物质（DM），气体和恒星晕的特点是半质量半径，浓度参数和（投影）轴比。我们统计了来自EAGLE RefL 0025 N 0376模拟的336\,540个晕的形状参数，并描述了它们从红移$z=15$到$z=0$的演化。我们测量了DM、气体和恒星成分以及所有粒子的三维和二维投影形状参数。在$z=0.5$，气体的短轴与DM的短轴对齐的质量晕（$M>10^{12}$ M $_\odot$），但这种对齐较差的质量晕。DM晕轴比$b/a$和$c/a$的中值分别为$0.82 \pm 0.11$和$0.64 \pm 0.12$。w/和w/o星晕中气体球度与总质量呈负相关，而DM球度对总质量不敏感. $z=0.5$观测到的星晕投影轴比$b_p/a_p$的中值为$0.80 \pm 0.07$，与地面和空间观测结果在1 $σ$以内符合得很好.对于DM晕，我们测量$0.85 \pm 0.06$的值。
2022-12-17 astro-ph.GA
Revisiting the tension between fast bars and the $Λ$CDM paradigm
星系棒旋转的模式速度与其宿主星系内部区域的暗物质数量密切相关。特别是，暗物质晕通过动态摩擦产生的扭矩来减缓棒的速度。对棒星系的观测研究倾向于发现棒星系的旋转速度很快，而在$Λ$ CDM框架中对星系形成和演化的流体动力学宇宙学模拟先前发现棒星系的旋转速度过慢。这导致了快棒和$Λ$ CDM宇宙学范式之间日益紧张的关系。在这项研究中，我们重新审视这个问题，使用御夫座套件的高分辨率，磁流体宇宙放大模拟星系形成和演化的$Λ$ CDM框架，发现酒吧保持快速下降到$z=0$。在御夫座星系中，形成棒的星系中恒星与暗物质的比例更高，并且比以前的宇宙学模拟中更重子占主导地位;这表明，为了使棒保持快速，大质量螺旋星系必须位于常用的丰度匹配关系之上。虽然这减少了前面提到的棒的旋转速度和$Λ$ CDM之间的紧张关系，但它强调了最近报道的动态推断的大质量螺旋的恒星与暗物质的比率与从丰度匹配推断的比率之间的差异。我们的研究结果突出了利用棒动力学来约束星系形成和演化模型的潜力。
2021-05-25 astro-ph.GA
Progressively more prolate dark matter halo in the outer Galaxy as traced by flaring HI gas
螺旋星系中的星系盘通常被认为嵌在一个扩展的暗物质晕中，暗物质晕支配着其外部的动力学。然而，光环的形状并不清楚。在这里，我们表明，在银河系的暗物质晕是扁长的形状。此外，它在更大的半径越来越长，垂直平面轴比在24 kpc时单调增加到2.0。这是通过模拟观测到的急剧燃烧的原子氢气体层在银河系外盘，在那里的气体是由对净引力场的磁盘和晕的压力支持。由此产生的扁长形光环可以解释银河系动力学中几个长期存在的谜题，例如，它允许长期存在的扭曲，从而解释了它们无处不在的性质。
2011-03-30 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
On the Stability of Satellite Planes I: Effects of Mass, Velocity, Halo Shape and Alignment
最近发现的围绕仙女座星系（M31）运行的矮卫星的巨大薄平面增加了本星系群星系人口小规模分布的神秘性。在冷暗物质宇宙学模拟中，这种定义明确的平面结构显然是罕见的，我们对它们的形成和存在缺乏连贯的解释。在本文中，我们探讨了长期生存的薄面的矮星在星系晕，特别是集中在系统模仿所观察到的仙女座分布。关键结果表明，一般来说，矮星系的平面是脆弱的，对暗物质晕的形状和其他扰动效应很敏感。事实上，长寿命的卫星平面只存在于球形暗物质晕的极地轨道上，这对观测到的仙女座平面提出了挑战，仙女座平面相对于光盘明显倾斜。我们的结论是，在标准的宇宙学模型中，卫星平面的寿命通常很短，因此我们必须位于仙女座平面演化的相对特殊的时间，幸运地看到它的连贯模式。
2016-10-18 astro-ph.GA
Discy dwarf disruption and the shape of the Galactic halo
原则上，银河系暗晕的形状可以通过模拟银河系晕中的恒星潮汐流来推断。其中最明亮和最长的是人马座流，它延伸到大的银河系中心距离，因此可以对银河系的潜力施加最严格的限制。在这篇文章中，我们重新审视了人马座流是由旋转的祖先形成的想法。我们证明，磁盘的角动量和祖先的轨道角动量之间的角度不保持恒定的整个中断。相反，它经历了一个戏剧性的演变，部分原因是由于祖先的转动惯量张量的变化。我们表明，即使在一个球形的潜力，作为一个盘状的矮破坏的结果产生的流似乎是“旋进”。然而，这个碎片层的进化是虚幻的，因为它仅仅是由祖先圆盘的摇摆和抖动所造成的。因此，流面岁差不是暗晕非球面性的明确指标。
2016-02-17 astro-ph.GA
Velocity-dependent J-factors for annihilation radiation from cosmological simulations
在Auriga和APOSTLE模拟中，我们确定了一组类银河晕中的暗物质两两相对速度分布。聚焦在光滑的晕组件，相对速度分布是很好地描述了麦克斯韦-玻尔兹曼分布在几乎所有半径的晕。我们探讨速度相关的暗物质湮灭的影响，专注于四个模型的规模作为不同的权力的相对速度：索末菲，s波，p波，d波模型。我们表明，J-因子的规模作为相对速度分布的时刻，和晕晕散射是最大的d波，和最小的索末菲模型。J因子与晕中的暗物质密度有很强的相关性，而与速度色散的相关性很弱。这意味着，如果银河系中的暗物质密度可以鲁棒地确定，人们可以准确地预测暗物质湮灭信号，而不需要确定银河系中的暗物质速度分布。
2021-03-25 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
