The splashback boundary of haloes in hydrodynamic simulations
回溅半径，$R_{\rm sp}$，是一个物理驱动的晕边界，分离降落和坍缩的物质晕。我们研究了$R_{\rm sp}$在流体动力学和暗物质只有illustrisTNG模拟。$R_{\rm sp}$最常用的特征是径向密度分布最陡的半径。因此，我们明确优化我们的密度曲线拟合曲线斜率，并发现这导致了一个$\sim5\%$更大的半径相比，其他优化。我们计算了质量在$10^{13-15}{\rm M}_{\odot}$之间的晕的$R_{\rm sp}$作为晕质量、吸积率和红移的函数。$R_{\rm sp}$减少与质量和红移的晕类似的$M_{\rm200m}$与以前的工作。我们还发现，$R_{\rm sp}/R_{\rm200m}$与晕吸积率减少。我们应用我们的分析暗物质，气体和卫星星系与晕调查的观测潜力的$R_{\rm sp}$。气体剖面中最陡斜率的半径始终小于从暗物质剖面计算的值。在观测中经常使用的星系轮廓中，最陡的斜率往往与暗物质轮廓一致，但对于质量较小的晕，斜率较低。我们比较了$R_{\rm sp}$在流体动力学和N体暗物质的模拟，并没有发现一个显着的差异所造成的重子物理。因此，结果从暗物质只有模拟应适用于现实的晕。
2021-05-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mass Proxy Quality of Massive Halo Properties in the IllustrisTNG and FLAMINGO Simulations: I. Hot Gas
University of Michigan（密歇根大学）；University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；Leiden University（莱顿大学）；Universität Heidelberg（海德堡大学）
本文研究了IllustrisTNG和FLAMINGO模拟中热气体属性与晕质量关系的红移和尺度依赖性，发现大质量晕的热气体质量和Sunyaev-Zel'dovich热能适合用于到z=2的团簇研究。
2025-12-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraints on the inner density profile of dark-matter haloes from weak gravitational lensing
我们构造了两种基于弱引力透镜的线性滤波技术来约束暗物质晕密度剖面的内斜率$α$。这两种方法都将所有可用的信息结合到这个单一数字的估计中。在理想化假设下，如果晕圈浓度c已知，则$α$被限制为~15%，如果不知道，则被限制为< 30%。我们认为，不可避免的退化之间的密度剖面斜率和晕浓度不能解除在现实条件下，并显示通过费舍尔矩阵方法的线性组合的$α$和c是最好的约束，我们的过滤透镜数据。这定义了一个新的参数，称为P1，然后将其限制为单个大质量晕的15%。如果许多晕的信号可以叠加，那么它们的密度分布应该被这里提出的线性滤波器很好地约束，其中线性滤波器对集群子结构不敏感。
2010-01-28 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
The Impact of Environment on Late Time Evolution of the Stellar Mass - Halo Mass Relation
在一个固定的晕质量，具有更高的星等间隙的星系团具有更大的最亮的中央星系（BCG）恒星质量。最近的研究表明，通过在恒星质量-晕质量（SMHM）关系中引入星等间隙（$\rm m_{gap}$）作为一个潜在参数，我们可以对振幅、斜率和内禀散射进行更精确的测量。利用斯隆数字巡天的星系团，我们测量了SMHM- $\rm m_{gap}$关系及其向$z=0.3$的演化。使用一个固定的100千秒差距的同动孔径来定义中央星系的恒星质量，我们报告统计上显着的负演化的斜率的SMHM关系到$z = 0.3$（$> 3.5σ$）。在过去的3.5 Gyrs的斜率变陡，可以解释为在星系团的核心的后期合并活动。我们还发现，推断的斜率取决于用于定义中央星系的径向范围的光圈。在小半径（20 kpc）处，SMHM关系的斜率较浅，表明中央星系的核心与其下的宿主晕的生长关系较小。通过将所有中央星系的光都包含在100千秒差距内，斜率达到了一个渐近线，其值与最近的高分辨率流体动力学宇宙学模拟一致。
2019-01-09 astro-ph.GA
A Two-Parameter Matching Scheme for Massive Galaxies and Dark Matter Haloes
Halo Absolute Matching被用来建立星系和暗物质晕之间的单参数映射，假设晕质量和星系光度（或恒星质量）单调相关。虽然这种方法已经相当成功，但已知星系必须至少用两个参数来描述，这可以从大质量早型星系所在的双参数基本平面中看出。在本文中，我们推导出一个连接之间的初始暗物质密度扰动在早期宇宙和现今维里化的暗物质晕假设简单的球形坍缩结合质量和能量守恒。我们发现，$z = 0$晕浓度，或替代内斜率的晕密度分布$α$，是单调和正相关的崩溃红移的晕。这是定性的研究结果的一些以前的作品的基础上数值模拟，我们比较我们的结果。然后，我们描述了如何晕的质量和浓度（或内斜率$α$）可以作为两个晕参数结合两个参数的早期类型的星系，以创建一个改进的丰度匹配计划。
2015-03-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
A New Estimate of Galaxy Mass-to-Light Ratios from Flexion Lensing Statistics
我们执行的前两个哈勃前沿场集群的弯曲为基础的弱引力分析：阿贝尔2744和MACS 0416。详细描述了一种使用投影屈曲信号作为集群成员质量探针的参数化方法。使用所测量的屈曲信号来确定每个聚类中的$L-θ_E$（作为$L-σ$的代理）缩放关系的归一化和斜率。一个平行的现场分析同时进行，以提供一个基线措施的方法的有效性。我们发现一个协议的费伯-杰克逊斜率$\ell$与星系年龄和形态的两个集群，以及理论上的区别，集群归一化质量。
2022-07-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Measuring the slopes of mass profiles for dwarf spheroidals in triaxial CDM potentials
我们产生的恒星分布函数（DF）在三轴晕，以检查斜率$Γ\equiv Δ{\rm log} M / Δ{\rm log} r$的可靠性推断通过应用质量估计的形式$M\propto R_eσ^2$（即假设球对称，其中$R_e$和$σ$是发光的有效半径和全球速度色散，分别）到两个恒星子群独立跟踪相同的引力势。DF的形式为$f(E)$，是动态稳定的，并直接对应于在银河系和星系团晕的宇宙学暗物质模拟中形成的subhaloes的三轴电位内产生。此外，我们考虑了不同的示踪剂数密度分布（尖点和核心）推断的质量分布的斜率的影响。对于这里考虑的各向同性的DF，我们发现，晕三轴性往往会引入反相关的$R_e$和$σ$时，估计为各种视角。净效应对与质量分布斜率相关的系统误差的贡献可忽略不计，质量分布斜率继续由更高浓度示踪剂群体的质量高估偏倚主导。我们表明，简单的质量估计两个不同的示踪剂人口可以给可靠的（和宇宙学意义）下限为$Γ$，无论程度的三轴性或形状的示踪剂数密度分布。
2013-03-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Shallowed cusp slope of dark matter in disc galaxy formation through clump clusters
尖核问题是银河系暗物质晕中一个有争议的问题。宇宙学的N体模拟已经证明银河系的暗物质晕在中心有一个尖形的密度分布。然而，重子物理学可能会影响暗物质的密度分布。例如，有人认为重子气体的绝热收缩使暗物质尖点更陡。然而，这仍然是一个悬而未决的问题，如果气体落入银河系中心的平滑绝热方式。最近的数值研究表明盘星系在盘形成的早期可能经历团簇阶段，这也可以解释在高红移宇宙中观测到的团簇和链星系。本文利用孤立模型的数值模拟，研究了盘状星系形成过程中，暗物质晕是如何通过团簇阶段对重子成分的团簇性质作出响应的。我们的模拟结果表明，这样的团块相导致一个较浅的密度轮廓的暗物质晕在中心区域，而团块落入中心，由于动力学摩擦。这种机制有助于使维里质量大到5.0*10^11太阳质量的星系的中心暗物质密度轮廓变浅。这种现象是由恒星团与暗物质晕之间的动力学摩擦反应引起的。光环将团块吸引到银河系中心，同时被团块运动学加热。我们还运行了一个暗物质模拟，不包括重子分量，并确认由此产生的较浅的密度分布不是由于模拟中的数值伪影，如两体弛豫。
2011-08-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraints on the mass-concentration relation of cold dark matter halos with 11 strong gravitational lenses
暗物质晕的质量浓度关系反映了天体在等级结构形成情景中的组装历史，并依赖于宇宙学中的基本量，如原始物质功率谱的斜率。这种关系不受亚星系尺度观测的限制。假设冷暗物质，我们推导出质量浓度关系的第一次测量，使用图像的位置和流量比从11个四重图像强引力透镜（quads）在质量范围$10^{6} - 10^{10} M_{\odot}$。我们的分析框架包括subhalos和视线晕，边缘化的滋扰参数描述的镜头宏模型，考虑有限的源效应透镜观测，并同时约束的质量浓度关系的归一化和对数斜率，和subhalo质量函数的归一化。在$z=0$处，我们将$10^{8} M_{\odot}$晕的浓度限制在$68 \%$ CI处的$c=12_{-5}^{+6}$，以及将$c=12_{-9}^{+15}$限制在$95 \%$ CI处。对于$10^{7} M_{\odot}$晕轮，我们得到$68 \%$（$95 \%$）约束$c=15_{-8}^{+9}$（$c=15_{-11}^{+18}$），而对于$10^{9} M_{\odot}$晕轮，我们得到$c=10_{-4}^{+7}$（$c=10_{-7}^{+14}$）。这些结果与文献中质量浓度关系的理论预测是一致的，并建立了强透镜星系作为一个强大的探测器的晕浓度在亚星系尺度上跨越宇宙学距离。
2019-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
A mass-dependent slope of the galaxy size-mass relation out to z~3: further evidence for a direct relation between median galaxy size and median halo mass
我们使用一个新的大小定义和来自3D-HST、CANDELS和COSMOS-DASH巡天的> 29，000个星系的样本，重新评估了z~3的星系大小-质量关系。我们使用包含80%恒星光的半径r_80代替半光半径r_50。我们发现，r_80 - M_star关系具有破缺的幂律形式，在枢轴质量M_p处斜率有明显的变化。在枢轴质量以下，关系较浅（r_80 \propto M_star ^0.15），在枢轴质量以上，关系较陡（r_80 \propto M_star ^0.6）。枢轴质量随红移增加，从z=0.4时的log（M_p/M_sun）~ 10.2增加到z=1.7-3时的log（M_p/M_sun）~ 10.9。我们比较这些r_80-M_星的关系的M_halo-M_星的关系来自星系-星系透镜，聚类分析，和丰度匹配技术。值得注意的是，这两种关系式中的枢轴恒星质量在所有红移处都是一致的，并且当假设M_halo \propto r_80 ^[3]时，枢轴上方和下方的斜率都非常相似。星系大小与晕大小之间的比例因子r_（80）/ R_（vir）= 0.047，与恒星质量和红移无关，在红移0 ~ 1.5的范围内，枢轴质量与恒星形成星系比例为50%的星系质量相一致，表明枢轴质量反映了星系从有耗散到无耗散的转变。最后，我们的结果意味着，对于大质量晕，恒星与晕质量比的离散相对较小（对于M_halo>10^1…
2019-09-30 astro-ph.GA
The Effects of X-Ray and UV Background Radiation on the Low-Mass Slope of the Galaxy Mass Function
尽管在没有偏置的情况下，暗物质功率谱预测在低质量端（M < 10^10 M_solar）的晕数密度为n（M）~ M^-2（即谢希特α值为-2），但流体动力学模拟通常得出的恒星系统的数值与观测值α ~-1非常一致。我们用一个简单的物理参数来解释这一点，并表明一个有效的外部气体加热机制（如紫外线背景包括在所有的氢代码）将产生一个临界晕质量低于晕不能保留其气体和形成恒星。我们测试这一结论与GADGET-2为基础的模拟使用各种紫外线背景，并为第一次，我们还调查了X射线背景的影响。我们表明，在目前的时期，α主要取决于低质量系统（z <~ 3）的恒星形成时期的平均气体温度：没有背景，我们发现α ~-1.5，只有紫外线α ~-1.0，紫外线和X射线α ~-0.75。我们发现恒星形成的临界最终晕质量在紫外背景下约为4 × 10^8 M_solar，在紫外和X射线背景下约为7 × 10^8 M_solar。
2010-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dynamical Evolution of Primordial Dark Matter Haloes through Mergers
原始暗物质（DM）晕是最小的引力束缚DM结构，在早期宇宙中，第一批恒星，黑洞和星系形成和生长。然而，它们的结构是敏感的DM的自由流动规模，这反过来又取决于DM颗粒的性质。在这项工作中，我们测试的假设，在原始DM晕的中心尖点附近的自由流动规模的斜率取决于合并过程的性质。通过结合和分析小尺度物质功率谱截止的宇宙学模拟数据以及一系列受控的、高分辨率的二元合并模拟数据，我们发现：（1）原始DM晕优先通过径向轨道上的主要合并形成;（2）与星系和星系团大小的DM晕相比，它们的中心DM密度轮廓更容易受到合并过程的影响;（3）连续的主并合驱动中心密度斜率接近以NFW轮廓为特征的{ \it universal}形式，该形式对并合的影响具有鲁棒性，并且是DM晕密度结构的吸引子解。我们的工作突出了在黑暗时代的结构形成的动力学过程的重要性。
2016-06-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Universal scaling laws and density slope for dark matter haloes
针对暗物质小尺度难题，提出类似流体湍流的暗物质级联理论，推导相关标度律与最小尺度，解释暗物质晕的普适密度斜率成因。
2023-10-09 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.flu-dyn
The Extreme Small Scales: Do Satellite Galaxies Trace Dark Matter?
我们调查的径向分布的星系内的主机暗物质晕建模的小规模集群，测量斯隆数字巡天。具体来说，我们对Jiang等人（2011）测量的星系两点关联函数进行了建模，在很宽的亮度阈值样本范围内（绝对r波段星等为-18到-23），投影分离非常小（10 < r < 400 kpc/h）。我们使用晕占据分布（HOD）框架与自由参数，指定的数量和空间分布的星系内的主机暗物质晕。我们假设，在每个晕的第一个星系生活在晕中心和额外的卫星星系遵循径向密度分布类似的暗物质Navarro-Frenk-White（NFW）的配置文件，除了浓度和内斜率允许变化。我们发现，在低光度的样本，卫星星系的径向配置文件是一致的NFW。M_r < -20和较亮的卫星星系的径向轮廓具有比NFW明显更陡的内斜率（我们发现内对数斜率范围为-1.6到-2.1，而NFW为-1）。我们定义了一个有用的浓度度量M_（1/10），它是包围在晕维里半径十分之一以内的卫星星系（或质量）的分数。我们发现低光度卫星星系的M_（1/10）与NFW一致，而亮星系的M_（1/10）则高出2.5-4倍，这表明这些星系的暗物质晕比暗物质本身更集中。因此，我们的研究结果表明，一旦星系合并成更大的晕，控制星系空间分布的过程必须依赖于光度，这样发光的星系就成为底层暗物质的不良示踪剂。
2012-02-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Localized massive halo properties in Bahamas and Macsis simulations: scalings, log-normality, and covariance
使用数以万计的晕实现BAHAMAS和MACSIS模拟产生一致的天体物理学治疗，包括AGN反馈，我们验证了多属性统计模型的恒星和热气体质量行为的晕托管集团和星系团。大的样本量使我们能够提取细尺度的质量-属性关系（MPR）进行局部线性回归（LLR）的个人晕恒星质量（${\rm M}_{\rm star}$）和热气体质量（${\rm M}_{\rm gas}$）作为总晕质量（${\rm M}_{\rm halo}$）的函数。我们发现：1）MPR的局部斜率和方差都与质量（主要）和红移（次要）有关; 2）条件似然，$p({\rm M}_{\rm star},\ {\rm M}_{\rm gas} | \ {\rm M}_{\rm halo}, z)$由多元对数正态分布精确描述; 3）在固定的${\rm M}_{\rm halo}$下，${\rm M}_{\rm star}$和${\rm M}_{\rm gas}$的协方差通常为负，反映了高质量晕的部分封闭重子盒模型。我们验证了Evrard等人（2014）的分析群体模型，发现当采用尺度相关MPR参数时，在固定属性$\langle \ln {\rm M}_{\rm halo} | {\rm M}_{\rm gas} \rangle$或$\langle \ln {\rm M}_{\rm halo} | {\rm M}_{\rm star} \ran…
2017-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Dark Matter Halos of Moderate Luminosity X-ray AGN as Determined from Weak Gravitational Lensing and Host Stellar Masses
了解活动星系核（AGN）所在的星系与它们所在的暗物质晕之间的关系是限制黑洞燃料如何触发和调节的关键。以前的努力依赖于简单的晕质量估计推断集群，弱引力透镜，或晕占领分布模型。在实践中，这些方法仍然是不确定的，因为活动星系核，无论他们是如何识别，潜在的生活在一个占领功能，其一般形状和规范化知之甚少的晕质量的范围很广。在这项工作中，我们表明，更好的约束，可以通过严格的比较的集群，透镜，和互相关信号的活动星系核主机的基准恒星晕质量关系（SHMR）推导出的所有星系。我们的技术利用了这样一个事实，即全球SHMR可以测量精度比任何统计来自活动星系核样本单独。利用来自COSMOS场的382个z<1的中等亮度X射线活动星系核，我们首次测量了一个选定的X射线样品的弱引力透镜效应。将这个信号与全球SHMR的预测进行比较，我们发现，与以前的结果相反，大多数X射线活动星系核并不生活在中等大小的星系团中-几乎一半的活动星系核生活在相对较低质量的晕中，Mh~10^12.5 Msun。活动星系核占据函数的形式与所有星系相同，但标准化程度较低-在我们的样本中，活动星系核占据晕的比例仅为百分之几。通过强调相对“正常”的方式，中等亮度的X射线活动星系核主机占据晕，我们的研究结果表明，不同的燃料模式的发光类星体相比，中等亮度的X射线活动星系核的环境签名是不太明显，比以前声称的。
2014-10-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
A mass-dependent density profile for dark matter haloes including the influence of galaxy formation
我们引入了一个质量依赖的密度剖面来描述星系内暗物质的分布，它考虑了暗物质对重子过程的响应与恒星-晕质量的依赖关系。这项研究是基于对从矮星系到银河系质量的流体动力学模拟星系的分析，这些星系来自MaGICC项目，已被证明与广泛的磁盘缩放关系相匹配。我们发现，一个通用的双幂律密度分布的最佳拟合参数变化的系统方式，取决于每个星系的恒星晕质量比。因此，数量Mstar/Mhalo约束了暗物质密度的内（$γ$）和外（$β$）斜率，以及斜率（$α$）之间过渡的锐度，从而将模型的自由参数的数量减少到两个。由于恒星质量和晕质量之间的紧密关系，这两个量中的任何一个都足以描述包括重子效应在内的暗物质晕轮廓。在流体动力学模拟中的晕的浓度是一致的N体的期望到银河系质量的星系，在质量的晕成为两倍的浓度相比，纯暗物质运行。这种依赖于质量的密度分布可以直接应用于观测星系的自转曲线数据和半解析的星系形成模型，这是对通常使用的NFW分布的一个显著改进。
2014-04-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Dekel-Zhao profile: A mass-dependent dark-matter density profile with flexible inner slope and analytic potential, velocity dispersion, and lensing properties
我们探讨了一个函数的两个形状参数的暗物质晕密度轮廓的重子效应，这是一个特殊的情况下，一般赵族模型适用于模拟暗物质晕Dekel等人。该轮廓具有可变的内斜率和浓度参数，和解析表达式的引力位，速度色散和透镜性质。使用NIHAO宇宙学模拟，我们发现，它提供了更好的拟合比Einasto配置文件和广义NFW配置文件与可变的内斜率，特别是对晕中心。我们发现，轮廓参数与恒星晕质量比$M_{\rm star}/M_{\rm vir}$。这定义了一个质量依赖的密度分布，描述了所有星系中的平均暗物质分布，它可以直接应用于观测到的星系旋转曲线，引力透镜，和半解析模型的星系形成或卫星星系演化。重子的作用表现在内部密度斜率的显著平坦化和浓度参数从$M_{\rm star}/M_{\rm vir} = 10^{-3.5}$到$10^{-2}$（对应于$M_{\rm star} \sim 10^{7-10} M_\odot$）的20%的减小。这种配置文件适合模拟星系的精度类似于某些多参数，质量依赖的配置文件，但其较少的参数和分析性质，使其最可取的许多用途。
2020-09-11 astro-ph.GA
Dominant dark matter and a counter rotating disc: MUSE view of the low luminosity S0 galaxy NGC 5102
利用多单元光谱探测器（MUSE）的积分场谱研究了低质量近邻S 0星系NGC 5102的运动学和恒星星族。运动学图首次揭示了NGC 5102具有特征2 sigma峰，表明星系具有反向旋转盘。通过将两个运动学分量拟合到观测到的光谱，定量地证实了这种解释。通过恒星星族分析，我们确认了已知的年轻恒星星族在中心，并发现陡峭的年龄和金属丰度梯度。我们构造了恒星动力学的轴对称Jeans各向异性模型，研究了星系的初始质量函数（IMF）和暗物质晕。模型显示，这个星系与以前用类似方法研究的所有星系都有很大不同：即使在半光半径内，它也不能用自洽的质量跟随光假设来近似。考虑到NFW暗物质晕，我们需要一个重IMF和一个有效半径的球体内的暗物质分数为0.37 ± 0.04来描述恒星运动学。具有自由斜率的暗物质晕的更一般的模型显示斜率和IMF是退化的，但是表明具有更陡（收缩）晕的轻质IMF（Chabrier样）和更高的暗物质分数更好地拟合数据。不管关于晕轮廓的假设如何，我们测量总质量密度的斜率为-1.75+-0.04。这比等温晕的-2斜率要浅，也比已发表的大质量早期星系的斜率要浅。
2016-10-14 astro-ph.GA
Dark matter inner slope and concentration in galaxies: from the Fornax dwarf to M87
我们应用两个新的国家的最先进的方法，模型的分布所观察到的示踪剂在投影相空间解除质量/速度各向异性（VA）的简并和推导的星系的质量分布的约束，以及他们的VA。我们首先展示了如何分布函数为基础的方法应用到卫星运动学，否则孤立的SDSS星系显示令人信服的观测证据的年龄匹配：红色星系有更多的集中暗物质（DM）晕比蓝色星系相同的恒星或晕质量。然后，将MAMPOSSt技术应用于M87（由其红色和蓝色球状星团追踪），我们发现非常尖的DM是有利的，除非我们释放DM浓度或恒星质量的先验（导致不受约束的斜率）。对于天炉座矮椭球（由其富金属和贫金属恒星追踪），内部DM斜率是不受约束的，如果恒星质量固定，则核心的证据很弱。这突出了先验知识对于DM建模的重要性。最后，我们发现M87周围的蓝色GC和天炉座富金属星都有切向的外VA。
2014-10-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
The VIRUS-dE Survey II: Cuspy and round halos in dwarf ellipticals -- A result of early assembly?
该研究通过轨道建模分析矮椭圆星系暗晕的密度斜率与扁率，揭示其形态受环境、角动量和并合时期影响，支持本地dE形成于更高红移。
2024-09-17 astro-ph.GA
The redshift evolution of massive galaxy clusters in the MACSIS simulations
我们提出了大规模的星系团和星系团间结构（MACSIS）项目，一套390个集群模拟重子物理产生现实的大规模星系团能够匹配广泛的观察到的属性。MACSIS将最近的BAHAMAS模拟扩展到更高的质量，从而能够对星系团性质的红移演化进行稳健的预测，并评估仅选择最热系统的影响。在完整的观测质量范围内，我们研究了观测质量标度关系和X射线光温关系。正如预期的那样，我们发现这些标度关系的斜率和它们的归一化与红移的演变显着偏离自相似的预测。然而，对于一个样本的核心切除温度$k_{\rm{B}}T\geq5\,\rm{keV}$的热集群的归一化和斜率的观测质量的关系和它们的演变显着更接近自相似。例外的是温度-质量关系，其中非热压力支持和偏置X射线温度的重要性增加导致在最热的系统中更大地偏离自相似性。因此，这些也影响亮度-温度关系中归一化的斜率和演变。中位热气剖面与$z=0$和$z=1$的观测数据吻合良好，其演化再次显著偏离自相似预测。然而，选择一个热样本的集群产生的配置文件，演变显着更接近自相似的预测。总之，我们的研究结果表明，理解选择函数是至关重要的强大的质量和红移的集群属性的校准。
2016-11-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The slow evolution of dark matter halos from cusp to core naturally produces extended stellar core-like distributions
该研究通过解析模型与绝热不变量表明，暗物质晕由尖点缓慢演化为核心会削弱引力势，从而自然形成扩展的类恒星核心分布。
2025-09-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Organized Chaos: Scatter in the relation between stellar mass and halo mass in small galaxies
我们使用本星系群计数和ELVIS N体模拟来探索低质量恒星质量与晕质量关系中的散射和斜率之间的关系，$M_\star \simeq 10^5 - 10^8 M_\odot$。假设模型具有关于$M_\star \propto M_\mathrm{halo}^α$形式的中位数关系的对数正态分散，则首选的对数斜率从零分散极限的$α\simeq 1.8$陡峭到固定晕质量下$M_\star$中分散的$2$ dex的情况下的$α\simeq 2.6$。我们提供了最佳拟合关系的拟合函数作为分散的函数，包括关系随着质量的降低而变得越来越随机的情况。我们表明，如果分散在固定的晕质量是足够大的（$\gtrsim 1$ dex），如果中位数的关系是足够陡峭的（$α\gtrsim 2$），那么“太大而不能倒”的问题，在本地组可以自洽地消除约$\sim 5-10\%$的实现。这种情况下，需要最大的subhalos主机不可观测的超暗矮星相当频繁，我们讨论这些系统的潜在可观测的签名。最后，我们比较我们的衍生约束最近的高分辨率模拟矮星系形成的文献。虽然在固定的$M_\mathrm{halo}$下，$M_\star$中的模拟到模拟的散射在不同的作者之间是很大的（$\sim 2$ dex），但是单个代码产生的关系具有更小的散射，并且通常给出会过度产生局部星系计数的关系。
2016-11-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Size distribution of galaxies in SDSS DR7: weak dependence on halo environment
使用从斯隆数字巡天数据发布7中选择的星系样本（SDSS DR 7）和膨胀盘分解目录，我们研究了星系的大小分布如何依赖于星系的内在性质，如浓度，形态，比恒星形成率（sSFR），和膨胀分数，以及在中心/卫星分解，晕环境，宇宙网络：\cluster，\filament，\sheet ~和\void，以及星系数密度。我们发现，有一个很强的依赖性的光度或质量大小的关系上的星系浓度，形态，sSFR，和凸出分数。与晚型（螺旋）星系相比，早型（椭圆）星系有明显的尺寸变小和斜率变陡的趋势。同样，具有高凸起分数的星系比具有低凸起分数的星系具有更小的尺寸和更陡的斜率。给出了这些不同内禀性质星系的平均光度和质量-尺寸关系的拟合公式。检查星系的大尺度环境，我们发现，质量-尺寸关系有一些弱的依赖于晕质量和中央/卫星分离的星系质量范围内$9.0\le \log M_{\ast} \le 10.5$，卫星或星系在更大质量的晕比他们的同行有略小的尺寸。而宇宙网和局域数密度对质量-尺寸关系的依赖几乎可以忽略不计。
2018-07-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Measuring the splashback feature: Dependence on halo properties and history
University of Oxford（牛津大学）；University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）；Princeton University（普林斯顿大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Durham University（杜伦大学）；Lawrence Berkeley National Laboratory（劳伦斯伯克利国家实验室）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；Institute of Astronomy（天文研究所）；Kavli Institute for Cosmology（卡弗里宇宙学研究所）；York University（约克大学）；New York University（纽约大学）
本研究基于MillenniumTNG流体模拟定义溅落深度与宽度两个新参数，量化二者对暗晕质量、组装历史等性质的依赖关系及拟合公式，可补充现有参数表征暗晕结构与演化。
2025-11-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Touching The Void: A Striking Drop in Stellar Halo Density Beyond 50 kpc
利用Sloan数字巡天第9版测光数据中的A型恒星，测量了50 kpc以上的银河系恒星晕密度轮廓的外斜率。一个基于似然性的分析模型的UGR光度分布的蓝色水平分支（BHB）和蓝色离散（BS）的明星。在18.5 < g < 20.5的星等范围内，这些恒星星族的日心距离范围为：10 kpc < D_BS < 75 kpc，40 kpc < D_BHB < 100 kpc。污染物的贡献，如类星体，和光度的不确定性的影响，也包括在我们的建模过程。我们发现了一个非常陡峭的外晕轮廓的证据，与幂律指数α ~ 6超过银心半径r=50 kpc，甚至更陡的斜率有利于（α ~ 6-10）在更大的半径。这个结果适用于已知高密度的恒星，如人马座流，包括或排除。我们表明，通过比较数值模拟，恒星晕在大距离较浅的斜坡往往有更近的吸积活动。因此，在过去的几个Gyr中，银河系可能经历了一个相对平静的吸积历史。我们的测量外恒星晕配置文件可能有重要的影响，动态质量模型的银河系，示踪剂密度分布是强烈退化的总质量估计。
2014-04-24 astro-ph.GA
Globular clusters as tracers of the dark matter halo: insights from the E-MOSAICS simulations
球状星团（GCs）是一种明亮的天体，跨越了银河系中心距离的很大范围，因此是暗物质（DM）晕结构的探测器。在这项工作中，我们探讨是否可以使用投影的GC径向配置文件来推断其主机DM晕的结构特性。我们使用模拟的GC人口的样本中的166个中央星系的$(34.4~\rm cMpc)^3$周期量的E-MOSAICS项目。我们发现，更大的星系主机恒星和GC人口较浅的密度分布，更径向延伸。此外，贫金属的GC亚群往往比富金属的子样品，我们涉及到的优先吸积起源的贫金属的GC更浅，更广泛的配置文件。我们发现GC种群的径向分布的斜率和有效半径与DM晕的结构特性（如幂律斜率、尺度半径和浓度参数）之间存在很强的相关性。考虑到对星系恒星质量的依赖性，二维关系的分散性降低了。这表明，GC的投影计数，结合它们的星系质量，跟踪其宿主星系DM晕的密度分布。当应用于河外GC系统，我们恢复的标度半径和范围的DM晕的ETG样本的不确定性小于$0.2~\rm dex$。因此，河外GC系统提供了一个新的途径来探索本星系群之外的DM晕的结构。
2021-06-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Inner structure of cold and warm dark matter halos from particle dynamics
本研究通过粒子远心点穿越次数和径向作用量分类，发现冷暗物质与温暗物质晕的多流区域密度轮廓呈双幂律结构，内轮廓斜率固定为-1，外轮廓斜率因分类而异，且幅度差异源于晕浓度统计差异。
2025-01-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The inner dark-matter structure of TNG50 simulated galaxies
Universidad Técnica Federico Santa María（弗雷德里克·Santa María技术大学）；Pontificia Universidad Católica de Valparaíso（瓦爾帕萊索天主教大學）；Universidad Andres Bello（安德烈斯·貝洛大學）
本文研究了TNG50模拟中星系暗物质密度剖面的内斜率，探讨其与星系属性、红移演化及恒星反馈的关系。
2026-11-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing Dark Matter with Strong Gravitational Lensing through an Effective Density Slope
本文提出通过强引力透镜测量暗物质密度剖面的有效斜率，以区分不同暗物质模型，并在JVAS B1938+666中测得γ=1.96，为冷暗物质模型的2σ异常值。
2022-08-08 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Systematic variations of central mass density slopes in early-type galaxies
利用SPIDER和$\rm ATLAS^{3D}$的观测数据，研究了早型星系（ETGs）中心区（~ 1有效半径，$R_e$）的总密度分布。我们的分析扩展了引力透镜探测星系恒星质量（$M_{\star}$）的范围，下降到~ $10^{10}\, \rm M_{\odot}$。我们每个星系的模型有两个组件（暗物质晕+恒星），探索不同的假设暗物质（DM）晕配置文件（即NFW，NFW收缩，和Burkert配置文件），并留下恒星的质量与光（$M_{\star}/L$）的比率作为自由拟合参数的数据。对于所有合理的晕模型，最佳拟合的$M_{\star}/L$，归一化为夏布里耶IMF，系统地增加星系的大小和质量。对于NFW曲线，总质量曲线的斜率是非通用的，独立于建模中的几种成分（例如，ETG中的晕收缩、各向异性和旋转速度）。对于质量最大的（$M_{\star}$ ~ $10^{11.5} \, M_{\odot}$）或最大的（$R_{\rm e}$ ~ $15 \, \rm kpc$）ETG，其分布在中心区域（~ $R_{\rm e}/2$）是等温的，而对于质量较低的（$M_{\star}$ ~ $10^{10.2} \, M_\odot$）或质量最小的（$R_{\rm e}$ ~ $0.5 \, \rm kpc$）系统，其分布比等温的更陡，其斜率类似于恒定- $M/L$分布的斜率。对于一个陡峭的…
2014-09-01 astro-ph.GA
Cusp-to-Core Transition of Dark Matter Halos across Galaxy Mass Scales
National Institute of Technology, Sendai College（仙台高等专门学校）；Astronomical Institute, Tohoku University（东北大学天文研究所）；ICRR, The University of Tokyo（东京大学宇宙线研究所）；Graduate School of Science and Technology, University of Tsukuba（筑波大学理工学研究科）；Center for Computational Sciences , University of Tsukuba（筑波大学计算科学中心）
本研究通过分析SPARC数据库中的星系暗物质分布，发现不同质量尺度的星系暗物质晕存在从尖点到核心的转变，暗示恒星反馈可能在银河质量星系中起关键作用。
2026-01-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Parkes Galactic Meridian Survey (PGMS): observations and CMB polarization foreground analysis
我们目前的意见和CMB前景分析的帕克斯银河子午线调查（PGMS），调查的银河纬度行为的偏振同步辐射在2.3 GHz的帕克斯射电望远镜。巡天由一条5度宽的带组成，它沿着银河子午线l=254度，从银河平面延伸到银河南极。我们确定了三个区域区分偏振发射特性：光盘，晕，和过渡区连接它们。晕区位于纬度|b| > 40度，在大尺度上有微弱而平滑的偏振辐射，具有中斜率$β_{\rm med} \sim -2.6$的陡峭角功率谱。圆盘区域覆盖了|b| <20度的纬度，并具有更明亮、更复杂的发射，主要是小尺度的中位斜率$β_{\rm med} = -1.8$更平坦的光谱。过渡区有陡峭的光谱，在晕，但发射增加对银河系平面从晕到盘的水平。$b \sim -20\degr$的斜率和发射结构的变化是突然的，表明一个尖锐的盘晕转变。整个光晕部分只是一个延伸超过50度的环境，具有非常低的发射，一旦缩放到70 GHz，就相当于张量与标量扰动功率比r_halo = 3.3 +/- 0.4 x 10^{-3}的CMB B模式发射。应用保守的清洗程序，我们估计了$δr \sim 2\times 10^{-3}$在70 GHz（3-sigma C.L.）假设尘埃极化率<12%，则在150 GHz处有$δr \sim 1\times 10^{-2}$。150千兆赫的限制符合计划中的亚轨道实验的目标，因此可以在这一高频率下进…
2010-07-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
MARVELously Dark: the density profile evolution of dwarf halos in velocity-dependent SIDM
George Mason University（乔治梅森大学）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；University of California, San Diego（加利福尼亚大学圣迭戈分校）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Princeton University（普林斯顿大学）；Rutgers, The State University of New Jersey（新泽西州立罗格斯大学）；Texas A&M University（德克萨斯农工大学）；University of Washington（华盛顿大学）
通过速度依赖自相互作用暗物质（SIDM）宇宙学模拟，研究矮星系晕中暗物质核的形成与坍缩，发现核心斜率能更清晰区分核坍缩与核形成晕。
2026-06-12 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
Dark matter contraction and stellar-mass-to-light ratio gradients in massive early-type galaxies
我们提出了12个强透镜早型星系（ETGs）的暗和亮质量结构模型。我们结合基于像素的建模多波段HST/ACS成像与牛仔裤建模的运动学从凯克/ESI光谱解开黑暗和明亮的贡献的质量。假设暗物质晕具有gNFW轮廓，重子质量具有空间恒定的恒星质光比$Υ_{\star}$，我们推断出$Υ_{\star}$的分布与比银河系重的IMF相一致（具有相对于Chabrier IMF $μ_{αc} = 1.80 \pm 0.14$的全球平均失配参数）和跨越大范围但通常比仅暗物质预测（$μ_{γ'} = 2.01_{-0.22}^{+0.19}$）更尖的晕内密度斜率。我们调查可能的原因高估了晕斜率，包括忽略空间变化的恒星质光比和/或恒星轨道各向异性，并发现四分之一的系统更喜欢径向下降的恒星质光比梯度，但我们的推断晕斜率的整体效果很小。我们提出了一个连贯的解释，这些结果的背景下，由内而外的星系生长，不同的重子过程中形成的黑暗晕的相对重要性可能取决于晕环境。
2018-02-05 astro-ph.GA
Dark matter halos of massive elliptical galaxies at $z \sim 0.2$ are well described by the Navarro-Frenk-White profile
我们在$z\sim 0.2$研究了椭圆星系的内部结构。我们从斯隆透镜ACS（SLACS）调查中选择了23个星系-星系透镜的样本，对哈勃太空望远镜的图像进行建模。而原来的SLACS分析估计的对数斜率相结合的运动学与成像数据，我们估计的对数斜率只从成像数据。我们发现，仅透镜对数斜率的分布具有中值$2.08\pm0.03$和固有散射$0.13 \pm 0.02$，与原始SLACS分析一致。我们将透镜约束与恒星运动学和弱透镜测量相结合，并约束暗物质（DM）晕中的绝热收缩量。我们发现，DM晕是很好地描述了一个标准的Navarro-Frenk-White晕，没有收缩的平均恒星质量与光比（$M/L$）模型和恒星$M/L$梯度模型。对于$M/L$梯度模型，我们发现大多数星系不具有$M/L$梯度。我们推断的恒星质量与那些从恒星星族合成方法得到的比较支持一个沉重的初始质量函数（IMF），如Salpeter IMF。我们讨论我们的结果在以前的观测和模拟的背景下，并认为我们的结果是一致的情况下，活动星系核反馈抵消重子冷却驱动的收缩DM晕。
2021-05-27 astro-ph.GA
MUSE-DARK IV. Comparing Dark Matter Densities to Star Formation Histories in 375 intermediate-z galaxies
Université Lyon 1, ENS de Lyon, CNRS, CRAL（里昂第一大学，巴黎高等师范学院里昂分校，法国国家科学研究中心，里昂银河系与天体物理实验室）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）；Univ. de Strasbourg, CNRS, Observatoire astronomique de Strasbourg（斯特拉斯堡大学，法国国家科学研究中心，斯特拉斯堡天文台）；Institute of Cosmology & Gravitation, University of Portsmouth（朴茨茅斯大学宇宙学与引力研究所）
本研究分析375个中等红移星系，发现恒星质量是暗物质晕内密度斜率的主要驱动因素，恒星形成历史相关量无独立预测能力，结果符合恒星反馈诱导核心的理论预期。
2026-10-14 astro-ph.GA
The SLUGGS Survey: The Inner Dark Matter Density Slope of the Massive Elliptical Galaxy NGC 1407
通过构建大质量椭圆星系NGC 1407的场星和球状星团系统的球对称Jeans模型，研究了该星系的暗物质密度分布。这种模型中的两个主要挑战是恒星质量和暗物质晕轮廓之间的简并性，以及示踪剂种群的轨道各向异性和导致观测到的运动的总质量之间的简并性。我们解决的第一个问题，通过使用新的测量的质光比配置文件从恒星星族的约束，包括径向变化的初始质量函数。为了处理质量各向异性简并，我们利用多个运动示踪剂，包括两个子群的球状星团，除了星系的场星。我们创建了一个分层贝叶斯模型，解决了几个经常被忽视的系统不确定性，如各种数据集的统计权重和采用的距离。在用马尔可夫链蒙特卡罗方法对后验概率分布进行采样后，我们发现了一个中心尖点的证据，其对数斜率为$γ= 1.0^{+0.3}_{-0.4}$。这低于预期的暗物质晕已经经历了绝热收缩，支持推论从引力透镜，一些过程抑制了陡峭的晕在大质量星系。我们还确认了径向偏置轨道的富金属球状星团和切向偏置轨道的金属贫乏的球状星团，这仍然是一个令人费解的发现吸积为主的晕。
2017-12-04 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
The Baryonic Collapse Efficiency of Galaxy Groups in the RESOLVE and ECO Surveys
利用RESOLVE和ECO巡天星系群星表和galform半解析模型（SAM）模拟星表，我们研究了z = 0群积分的恒星和冷重子（恒星+冷原子气体）质量函数（群SMF和CBMF）和重子坍缩效率（群冷重子与暗物质晕质量比）。与理论晕质量函数（HMF）相比，SMF和CBMF组在高质量时下降得更陡，而在低质量时上升得更缓。跃迁发生在群积分的冷重子质量M_coldbary ~ 10^11 Msun。然而，SAM在过渡质量~ 10^11 Msun处的基团明显较少，并且低质量斜率比数据更陡，这表明反馈在低质量晕中太弱，相反，在过渡质量附近太强。使用文献处方，包括热晕气体和潜在的不可观测的星系气体产生一组BMF的斜率类似的HMF，甚至低于过渡质量。它的标准化是一个低的因素~2，与估计的温暖，热的气体弥补剩余的差异。我们计算重子坍缩效率的晕质量计算两种方式，通过晕丰度匹配（HAM）和通过动力学（扩展到所有的方式使用堆叠的三个星系群）。利用HAM，我们发现在晕质量为10^11.4-12 Msun的范围内，重子坍缩效率达到一个平坦的最大值，我们称之为“新生群”。“然而，使用动力学，我们发现重子坍缩效率的分散性更大，这可能表明组热重子与冷重子比率的变化。同样，我们看到更高的散射重子坍缩效率的SAM时，使用其真正的集团和集团晕质量，而不是朋友的朋友集团和HAM质量。
2017-09-21 astro-ph.GA
Dark matter annihilation radiation in hydrodynamic simulations of Milky Way haloes
我们得到的预测冷暗物质湮灭辐射的性质使用高分辨率的流体动力学放大宇宙学模拟银河系类星系（APOSTLE项目）进行的一部分，“演化和组装的银河系及其环境”（EAGLE）计划。模拟中的星系晕与暗物质探测研究中经常使用的“标准晕模型”中假设的星系晕具有显着不同的性质。星系的形成导致了暗物质晕的收缩，其密度分布在$r\approx1.5$ kpc和$r\approx10$ kpc之间形成了比Navarro-Frenk-White（NFW）分布更陡的斜率。在较小的半径（$r\lesssim1.5$ kpc）下，晕的斜率比NFW更平坦。这个意想不到的功能可能是特定于我们的特定选择的次网格物理模型，但尽管如此，暗物质密度分布在30%内同意的质量分辨率增加了150倍。晕的内部区域几乎是完美的球形（轴比$b/a > 0.97$在$r=1$千秒差距内），恒星分布中心和暗晕中心之间的偏移量不超过45千秒差距。预测的暗物质湮灭辐射信号的形态与银河系大纬度地区的$γ$射线观测（$b\gtrsim3^\circ$）基本一致。在较小的角度下，我们四个星系中的一个星系的推断信号与观察到的信号相似，但其他三个星系的信号明显较弱。
2015-11-25 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
SDSS--IV MaNGA : The Inner Density Slopes of nearby galaxies
我们推导出质量加权总密度斜率内的有效（半光）半径，$γ'$，超过2000附近的星系从SDSS-IV的MANGA调查使用牛仔裤各向异性模型应用到IFU的意见。我们的星系跨越了恒星质量（$10^9$ $M_{\rm \odot}< M_* < 10^{12}$ M $_{\odot}$）和速度色散（30 km/s $< σ_v <$ 300 km/s）的广泛范围。我们发现，对于速度色散为$σ_v>100$ km/s的星系，密度斜率有一个平均值$\langle γ^{\prime} \rangle = 2.24$和一个色散$σ_γ=0.22$，几乎与速度色散无关。在$σ\sim 100$ km/s处，$γ'-σ_v$关系出现明显的翻转，低于此值，密度斜率随$σ_v$迅速减小。我们的分析表明，大部分矮星系（低于$M_* = 10^{10}$ M $_{\odot}$）的总密度斜率小于1，这意味着他们可能居住在冷暗物质晕与浅密度斜率。我们比较了我们的结果与星系的流体动力学模拟的EAGLE，Illustris和IllustrisTNG项目，并发现所有的模拟预测浅的密度斜率的大质量星系与高$σ_v$。最后，我们探讨了$γ'$对星系晕中星系位置的依赖性，即中心星系与卫星星系，并发现对于相同的速度色散，$γ'$的振幅高出卫星星系约0.1。
2019-03-22 astro-ph.GA
The Impact of Star Formation Histories on the Inner Dark Matter Density Slopes of Galaxies
Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC)（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；Department of Physics & Astronomy, University of Southern California（南加州大学物理与天文系）；New York University Abu Dhabi（阿布扎比纽约大学）；Center for Astrophysics and Space Science, New York University Abu Dhabi（阿布扎比纽约大学天体物理学与空间科学中心）
通过分析NIHAO和FIRE-2模拟星系，研究恒星形成历史的爆发性和时间分布如何影响暗物质密度轮廓的核/尖点形成，并提出了基于再电离前后恒星质量比的新解析表达式以改进内部斜率预测。
2026-03-24 astro-ph.GA
Systematic variation of central mass density slope in early-type galaxies
利用SPIDER巡天数据研究了早型星系（ETG）中心区域（$<\, 1$有效半径，$R_{\rm e}$）的总密度分布。我们每个星系的模型有两个组件（暗物质晕+恒星），探索不同的假设暗物质（DM）晕配置文件，并留下恒星的质量与光（$M_{\rm \star}/L$）的比率作为自由拟合参数的数据。对于Navarro等人（1996年）的曲线，总质量曲线的斜率是不通用的。对于质量最大和最大的ETG，在中心区域（$\sim R_{\rm e}/2$）的轮廓是等温的，而对于质量小和最小的系统，轮廓比等温的更陡，斜率与恒定M/L轮廓的斜率相似。当浓度-质量关系比模拟所预期的更陡时，密度斜率与质量的相关性趋于平缓。我们的研究结果清楚地指出了一个“非同源性”的总质量分布的ETGs，星系形成的模拟表明，可能与不同的作用耗散星系质量。
2015-07-05 astro-ph.GA
The ARTEMIS simulations: stellar haloes of Milky Way-mass galaxies
我们介绍了ARTEMIS模拟，一套新的42放大，高分辨率（重子粒子质量为~ 2 × 10^4 Msun/h），银河系质量的晕居住的星系的流体动力学模拟，模拟与鹰星系形成代码与重新校准的恒星反馈。在这项研究中，我们分析了恒星晕的结构，特别是质量密度，表面亮度，金属丰度，颜色和年龄径向配置文件，发现一般非常好的协议与最近的观测本地星系。恒星密度分布符合破幂定律，内斜率为~-3，外斜率为~ -4，破幂半径通常为~ 20-40 kpc。破裂半径通常标志着在原地形成和吸积驱动形成的晕之间的过渡。金属丰度、颜色和年龄剖面显示出温和的大规模梯度，特别是当球平均或沿主轴观察时。然而，沿着短轴，轮廓几乎是平坦的，与观察结果一致。总的来说，结构特性可以通过两个因素来理解：原位恒星占主导地位的内部区域，以及它们位于与盘对齐的空间扁平分布中。因此，需要对星系的长轴和短轴进行观测，以获得恒星晕的完整图像。
2020-08-12 astro-ph.GA
Mapping the dark matter halo of early-type galaxy NGC 2974 through orbit-based models with combined stellar and cold gas kinematics
我们提出了一个基于轨道的方法结合恒星和冷气体运动学约束的暗物质配置文件的早型星系。我们将这种方法应用于早型星系NGC 2974，使用泛星成像和SAURON恒星运动学来模拟恒星轨道，并引入VLA观测的HI运动学作为引力势的示踪剂。冷气体运动学的引入显示出显着的影响，特别是暗晕属性的置信限：我们排除超过$95\%$模型内的$1-σ$置信水平的史瓦西模型，只有恒星运动学，并减少相对不确定性的暗物质分数显着$10\%$内$5 R_\mathrm{e}$。采用广义NFW的暗物质配置文件，我们测量一个浅尖形的内斜率的$0.6^{+0.2}_{-0.3}$时，包括在我们的模型中的冷气体运动学。我们不能仅用恒星运动学来约束内斜率。
2019-11-25 astro-ph.GA
A Dark-Matter Halo Profile allowing a Variable Cusp-Core with Analytic Velocity and Potential
本文提出了一个描述暗物质晕轮廓的有用函数，该函数从尖点到核，具有变化的渐近内斜率-α，其中密度、质量速度和势的轮廓对于任何α都是简单的解析表达式。其思想是将平均密度分布表示为一个简单的函数形式，并通过导数得到局部密度。该模型涉及的浓度参数c类似于NFW的配置文件。更大的灵活性是由两个这样的函数，浓度c_1和c_2的总和。一个可选的附加参数是渐近外斜率-γ，它允许在晕的外围更灵活。当γ不等于3时，密度分布和质量-速度分布有解析表达式，但势分布没有解析表达式。我们匹配建议的功能，在不同的变体，在宇宙学模拟中的晕的暗物质配置文件，有和没有重子，跨越内部配置文件，范围从陡峭的尖到平坦的核心，并找到很好的适合。解析势剖面可用于模拟气体流入和流出事件引起的内晕演化。分析剖面，特别是有自由γ的分析剖面，对于研究外晕的环境效应是有用的。一般来说，这些分析轮廓可以用于直接量化模拟和观察到的旋转曲线的形状，而不需要数值积分。
2016-10-05 astro-ph.GA
Dark-Matter Halo Profiles of a General Cusp/Core with Analytic Velocity and Potential
本文给出了适用于具有自由内坡的暗物质（DM）晕从尖点到核的密度、质量-速度和势能剖面的函数，其中密度、质量-速度和势能剖面是简单的解析表达式。通过将平均密度表示为简单的函数形式，并通过微分导出局部密度，获得解析速度。该函数涉及四个形状参数，只有两个或三个自由：浓度参数$c$，内部和外部渐近斜率$α$和$\barγ$，以及中间形状参数$β$。对于$\barγ=3$和$β$，存在电位和速度色散的解析表达式。我们匹配的模型DM晕在宇宙学模拟，有和没有重子，从陡峭的尖点到平坦的核心。使用三个自由参数（$c$、$α$、$\barγ$）和$β=2$获得了极好的拟合。对于解析势，只有两个自由参数（$c$，$α$）的$\barγ=3$和$β=2$得到了相似的拟合;这是我们最喜欢的模型。两个这样的配置文件的线性组合，与一个额外的自由浓度参数，提供了极好的拟合也为$β=1$，其中的表达式更简单。拟合质量与非分析流行模型相当。分析势可用于模拟由于气体流入和流出引起的内晕演化，研究环境对外晕的影响，以及生成用于模拟的晕势或初始条件。分析速度可以量化模拟和观察到的旋转曲线，而无需数值积分。
2017-03-11 astro-ph.GA
The first all-sky view of the Milky Way stellar halo with Gaia+2MASS RR Lyrae
我们利用第一个\gaia数据发布研究银河系恒星晕的性质跟踪RR天琴座。我们证明，它是可以选择一个纯样品的RR天琴座仅使用光度信息在盖亚+2MASS目录。最后一个样本包含约21600 RR天琴座，覆盖了银河系内晕体积（$\text{R}<28$ kpc）的一个前所未有的分数（$\sim60\%$）。我们用参数和非参数方法分析了天球RR分布，研究了星晕的形态。利用均匀的全天空覆盖，我们测试晕模型比通常认为在文献中，如那些不同的扁平化，倾斜和/或偏移的晕相对于银河系盘更复杂。一个一致的画面出现了：内晕是由三轴椭球上恒星的平滑分布很好地再现的。短轴垂直于银河系圆盘，而长轴与银河系Y轴偏离$\sim20^{\circ}$。沿长轴的伸长是温和的（$\text{p}=1.27$），和垂直扁平化的演变从一个压扁状态与$\text{q}\approx0.57$在中心的一个更球形的$\text{q}\approx0.75$在我们的数据集的外缘。密度斜率很好地近似为指数为$α=-2.96$的单一幂律。在探测的范围内，我们没有看到明显的证据表明径向密度斜率的变化，平面倾斜或晕相对于银河系中心的偏移。
2017-11-02 astro-ph.GA
Mass models of gas-rich void dwarf galaxies
我们构建了八个富含气体的矮星系的质量模型，位于Lynx-Cancer空隙。通过对暗物质晕轮廓的NFW拟合，我们发现空矮星系晕的浓度参数与正常密度区的矮星系相似。我们还测量了中心暗物质密度分布的斜率，通过将使用3-D（\fat）和2-D（ROTCUR）倾斜环拟合例程获得的旋转曲线转换为质量密度。我们发现，从3-D拟合得到的平均斜率（$α= -1.39 \pm 0.19$）与NFW剖面的预期值一致。另一方面，使用2-D方法测量的平均斜率更接近于等温剖面的预期斜率。这表明速度场分析中的系统效应对中心暗物质密度分布的斜率有显著影响。考虑到我们用于分析的星系数量不多，使用更大的样本来检查这些结果是很重要的。
2019-11-26 astro-ph.GA
Semi-empirical catalog of early-type galaxy-halo systems: dark matter density profiles, halo contraction and dark matter annihilation strength
利用SDSS星系数据和最新N体模拟的晕数据，通过恒星质量（M_star）和速度色散（sigma）与晕维里质量（M_vir）的自洽双变量统计匹配，构建了一个早型系统的半经验星表（SEC）.然后，我们分配恒星质量分布和速度色散分布参数的SEC中的每个系统使用它们与M_star和sigma的相关性。同时，我们使用球面Jeans方程求解每个晕的暗物质密度分布。由此得到的暗物质密度剖面一般偏离NFW或Einasto的无耗散剖面，它们的平均内部密度斜率和浓度随M_vir系统地变化。对固定M_vir时剖面分布的统计检验排除了零假设，即它遵循M_vir ~< 10^{13.5-14.5} M_solar时N体模拟预测的分布。这些暗物质分布表明，平均而言，在M_vir < 10^{13.5-14.5} M_vir支持晕收缩的晕内部区域，暗物质密度显著增强。晕收缩的主要特征是：（1）在M_vir = 10^{12} M_solar时，有效半径内的平均暗物质密度增加了一个系统性变化的因子，最高可达~ 3-4;（2）内部密度斜率的平均值为<alpha>~ 1.3，rho（r）~ r^{-α}，晕与晕之间的均方根散射为~ 0.4- 0.5。0.5，对于10^{12} M_solar ~< M_vir ~< 10^{13-14} M_solar，比NFW分布更陡（α =1）。根据我们的研究结果，我…
2012-09-12 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
