DINGO/GAMA /WAVES: HI-halo mass relation
International Centre for Radio Astronomy Research, The University of Western Australia（西澳大利亚大学国际射电天文研究中心）；Australia Telescope National Facility, CSIRO Space & Astronomy（CSIRO空间与天文学部澳大利亚望远镜国家设施）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）
利用DINGO巡天、GAMA光谱数据和WAVES测光数据，通过直接探测和谱线叠加研究HI与暗物质晕质量的双幂律关系，发现卫星星系在高质量端主导HI含量，并引入测光成员星系使高质量晕的HI含量提升1.5-3倍。
2026-04-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Three-Dimensional Stacking as a Line Intensity Mapping Statistic
California Institute of Technology（加州理工学院）；Center for Cosmology and Particle Physics, Department of Physics, New York University（纽约大学物理系宇宙学与粒子物理中心）；Department of Physics, Southern Methodist University（南方卫理公会大学物理系）；Department of Astronomy, Cornell University（康奈尔大学天文学系）；Institute of Theoretical Astrophysics, University of Oslo（奥斯陆大学理论天体物理研究所）；Departement de Physique Théorique, Universite de Genève（日内瓦大学理论物理系）；Canadian Institute for Theoretical Astrophysics, University of Toronto（多伦多大学加拿大理论天体物理研究所）；Department of Physics, University of Toronto（多伦多大学物理系）；David A. Dunlap Department of Astronomy, University of Toronto（多伦多大学戴维·A·邓拉普天文学系）；Department of Physics, University of Miami（迈阿密大学物理系）
本文提出了一种三维堆叠方法用于线强度映射分析，探讨了其在不同实验设计和参数下的表现及局限性。
2026-02-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detection of missing baryons in galaxy groups with kinetic Sunyaev-Zel'dovich effect
利用{ \it Planck}宇宙微波背景图和已知位置、晕质量和特殊速度的$40,000$星系系统的叠加，我们提出了从星系群中探测动力学Sunyaev-Zel'dovich效应（kSZE）信号作为晕质量到$\log (M_{500}/{\rm M_\odot}) \sim 12.3$的函数。来自不同质量的组的信号被同时约束，以照顾附近晕的投影效应。总kSZE通量内晕估计意味着，气体部分的晕是关于普遍重子分数，即使在低质量的晕，表明“失踪重子”found. Various测试进行表明，我们的结果是强大的对系统的影响，如污染的红外/无线电源和背景变化，光束大小的影响和贡献晕exiors。结合热Sunyaev-Zel'dovich效应，我们的结果表明，与星系群相关的“失踪重子”包含在温度介于$10^5$和$10^6\,{\rm K}$之间的温热介质中。
2020-01-04 astro-ph.GA
How to Interpret Measurements of Diffuse Light in Stacked Observations of Groups and Clusters of Galaxies
星系群和星系团内的漫射光为大质量宇宙结构的生长提供了宝贵的见解。在这种背景下，星系群特别有趣，因为它们代表了星系晕和大质量星系团之间的联系。然而，低表面亮度使得它们的漫射光非常难以单独检测。堆叠许多组是一个有前途的替代方案，但它的物理解释是复杂的漫射光剖面与其他组属性的可能系统变化。另一个问题是对群体中心的选择往往模棱两可。我们探索这些挑战使用模拟观测497星系群和星系团的晕质量从$~ 10^{12} \textrm{M}_{\odot}$到$1.5 \times 10^{15}\textrm{M}_{\odot}$在红移$0.1$从绣球宇宙学流体动力学模拟。在至少有5个星系的恒星质量超过$10^{9} \textrm{M}_{\odot}$的星系群中，有18%的星系群中，$r$波段最亮的星系不是引力势中心的星系;视线投影占了这些情况的一半。偏心并没有显着影响合奏平均质量密度分布或表面亮度分布为我们的样本：即使在模糊的中心晕，不同的中心选择导致只有1%的变化，总比例的漫射组内光，$f_{\textrm{IGL}}$。我们发现$f_{\textrm{IGL}}$与中心星系团的光度和晕质量有很强的相关性。因此，在中央星系光度的狭窄区域中堆叠星系群将使信号的物理解释比在广泛的质量范围内组合系统更直接。
2022-11-19 astro-ph.GA
Probing gaseous galactic halos through the rotational kSZ effect
旋转运动学Sunyaev-Zeldovich（rkSZ）信号，由前景星系的气体晕（旋转的“大气”）印在宇宙微波背景（CMB）上，将是星系形成的新探测器。虽然信号太弱，在个别星系检测，我们分析了其统计检测的可行性，通过堆叠CMB数据的许多星系的自旋取向可以估计光谱。我们使用一个“乐观”的模型，其中完全电离的大气包含宇宙重子分数和旋转在晕的圆速度$v_{\rm circ}$，和一个更现实的模型，基于流体动力学模拟，与多相大气旋转在一个分数的$v_{\rm circ}$。我们将现实的噪声估计纳入我们的分析。使用低红移星系的性质从MANGA光谱调查（与中等晕质量的$6.6\times10^{11}\,M_{\odot}$），和CMB数据质量从普朗克，我们发现，$3σ$检测将需要几个$\times 10^4$星系，即使在乐观的模型。这对目前的调查来说太高了，但即将到来的更高角分辨率的CMB实验将大大降低要求：在$\sim10$ deg $^2$中堆叠星系自旋上的CMB数据可以排除乐观的模型，而$\approx$ 350 deg $^2$将足以用ACT进行$3σ$探测。作为概念验证，我们将普朗克数据叠加在$\approx2,000$ MaNGA星系的位置上，与星系的投影自旋对齐，并按比例缩放到它们的晕的角度大小。我们排除了平均温度偶极子大于$\approx1.9\,μ$ K周围场螺旋星系。
2020-04-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The intragroup light in KiDS+GAMA groups: A stacking analysis
本研究利用KiDS深度成像与GAMA星系群样本，通过专用数据处理流程和叠加分析，首次可靠测量了约750个星系群的低表面亮度群内光，给出了IGL占比的约束范围，并与Hydrangea模拟结果对比，为下一代巡天的弥漫光研究提供了参考。
2025-08-29 astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): The group HI mass as a function of halo mass
本研究基于 GAMA 光学选星系群与 ALFA HI 数据，结合直接探测和 345 个星系群光谱叠加，测定 HIHM 关系并校正 Eddington 偏置，结果与既往研究及 SHARK、IllustrisTNG 模拟一致。
2023-05-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
First Identification of 10-kpc Scale [CII] 158um Halos around Star-Forming Galaxies at z=5-7
我们报告了在早期宇宙中发现的10 kpc尺度[CII] 158 μ m晕围绕恒星形成星系。我们选取了18个星系的深ALMA数据，每个星系的恒星形成速率为~ 10-70 Msun，没有活动星系核的特征，它们的[CII]线分别在z=5.153-7.142被探测到，并在紫外可见度平面上进行了[CII]线和尘埃连续谱的叠加。表面亮度的径向剖面显示，在9.2sigma水平的10-kpc尺度[CII]晕显着扩展超过HST恒星连续数据的指数剖面的基础上的一个因素~5，以及尘埃连续。我们还比较了这个时期恒星形成星系中普遍存在的[CII]和Lya晕的径向轮廓，发现标度长度在1 sigma水平内一致。虽然两个独立的流体动力学放大模拟匹配的尘埃和恒星的连续属性，模拟不能再现扩展[CII]线发射。扩展的[CII]晕的存在是早期星系外流残余的证据，并表明外流可能是由冷模流出排出中性气体。
2019-09-28 astro-ph.GA
A universal angular momentum profile for dark matter haloes
暗物质晕和星系的角动量分布是理解它们形成的关键因素。特别是角动量的内部分布与盘状星系的形成密切相关。在这篇文章中，我们使用高分辨率的模拟，Bolshoi模拟，研究特定的角动量，$j(r,θ)$的空间分布的晕识别。我们表明，通过堆叠具有相似质量的晕，以增加信噪比，配置文件可以拟合为一个简单的函数，$j(r,θ)=j_s \sin^2(θ/θ_s) (r/r_s)^2/(1+r/r_s)^4 $，与三个自由参数，$j_s, r_s$，和$θ_s$。具体地，$j_s$与晕圈质量$M_\mathrm{vir}$相关为$j_s\propto M_\mathrm{vir}^{2/3}$，$r_s$对晕圈质量具有弱依赖性为$r_s \propto M_\mathrm{vir}^{0.040}$，并且$θ_s$独立于$M_\mathrm{vir}$。这一轮廓与刚壳模型的轮廓一致，但其起源尚不清楚。我们的普适比角动量剖面$j(r,θ)$在模拟晕的角动量方面是有用的。此外，利用经验恒星质量-晕质量关系，我们可以推断出暗物质晕的平均角动量分布。从我们的配置文件计算的特定角动量恒星质量的关系内的晕显示共享一个类似的形状，从观察到的盘星系。
2017-06-14 astro-ph.GA
A measurement of circumgalactic gas around nearby galaxies using fast radio bursts
所有类型的星系在环星系介质（CGM）中的气体分布受到很差的限制。前景CGM对快速射电暴（FRB）的色散测度（DM）有额外的贡献。我们使用CHIME/FRB首次发布的数据测量了$10^{11}-10^{13}\ M_\odot$晕的CGM的DM过量，这是一个具有挑战性的晕质量范围，以任何其他方式探测。由于FRB角坐标的不确定性，只有附近星系的定位才足以将它们与任何前景晕相交。因此，我们堆叠在80 Mpc内的星系，优化堆叠方案，以近似最小化堆栈的方差和边缘化FRB位置的不确定性。样品具有20-30个FRB交叉晕，其质量为$10^{11}-10^{12}\ M_\odot$和$10^{12}-10^{13}\ M_\odot$，并且这些交叉允许在两个质量箱中检测DM过量的边缘$1-2\,σ$。$10^{11}-10^{12}\ M_\odot$晕仓也显示在1-2维里半径处DM过量。通过比较CGM气体剖面的不同模型的数据，我们发现，与没有DM过量的零假设相比，所有模型都受到高达2- $σ$水平的数据的青睐。随着未来CHIME数据发布的2000-3000次突发，我们计划对CGM进行4- $σ$检测。通过堆叠具有CHIME样定位的FRB来区分可行的CGM模型将需要数万个突发。
2022-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Deep Investigation of Neutral Gas Origins (DINGO): HI stacking experiments with early science data
我们提出了早期的科学结果，从中性气体起源的深度调查（DINGO），HI调查使用澳大利亚平方公里阵列探路者（ASKAP）。使用ASKAP子阵列在其调试阶段，DINGO早期的科学数据是采取了$\sim$ 60度$^{2}$银河和质量大会（GAMA）23小时的区域与35.5小时的集成时间。我们在$z < 0.01$直接探测到六个已知的和一个新的辐射源。利用HI谱叠加，我们研究了不同颜色星系在$0.04 < z< 0.09$上的HI气体含量。结果表明，基于光学颜色的星系形态与HI气体性质密切相关。为了研究环境对星系HI气体含量的影响，我们根据GAMA星表制作了三个次级样品。中央星系团的平均HI质量大于卫星星系和孤立星系，但HI气体含量较低。我们推导出各种HI标度关系的物理性质，我们的样品，包括恒星质量，恒星质量表面密度，$NUV-r$颜色，特定的恒星形成率，和晕质量。我们发现，推导出的HI标度关系是可比的其他公布的结果，一致的趋势也观察到$\sim$ 0.5 dex的恒星质量和恒星表面密度的下限。从我们的数据得到的宇宙HI密度与其他发表的值在类似的红移是一致的。DINGO早期科学突出了HI光谱叠加技术与ASKAP的力量。
2022-10-21 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 physical drivers of the atomic hydrogen-halo mass relation
我们使用SHARK，一个半解析的星系形成模型，研究在$0\leq z \leq 2$的HI晕质量关系的形状，散射和演化所涉及的物理过程。我们比较SHARK与HI聚类和光谱叠加的HI晕质量关系来自观测发现与前者的良好协议和HI在SHARK在$M_{\rm vir}\approx 10^{12-13} M_{\odot}$在后者的不足，但在质量阈值以下和以上的大协议。在SHARK中，我们发现HI质量随着晕质量的增加而增加，直到$\approx 10^{11.8} M_{\odot}$的临界质量;在$\sim 10^{11.8}-10^{13}M_{\odot}$之间，关系中的分散度平均增加0.7 dex，HI质量随着晕质量的增加而减少;在$M_{\rm vir} \geq 10^{13} M_{\odot}$中，HI含量继续随着晕质量的增加而增加。我们发现，$\approx 10^{12} M_{\odot}$的临界晕质量很大程度上是由活动星系核（AGN）的反馈设置的，和HI晕质量关系的确切形状和分散周围的质量是非常敏感的活动星系核反馈是如何建模，与其他物理过程中发挥不太重要的作用。我们确定的主要次要参数负责的HI晕质量关系的分散，即在$M_{\rm vir}\leq 10^{11.8} M_{\odot}$的晕自旋参数，和从子结构的总晕质量的分数贡献$M_{\rm vir}\geq …
2020-07-28 astro-ph.GA
Stacking the Invisibles: A Guided Search for Low-Luminosity Milky Way Satellites
几乎每一个已知的低光度银河系矮球状（dSph）卫星星系都至少包含一颗天琴座RR型恒星。假设一小部分遥远（60 < d_{helio} < 100 kpc）的星系晕RR天琴座恒星是尚未发现的低光度dSph星系的成员，我们执行{ \em引导}搜索这些低光度dSph星系。为了检测dSph星系的存在，我们结合了从超过123个视线中选择的恒星，这些视线集中在由Palomar Transient Factory确定的RR Lyrics恒星上。我们发现，即使此类dSph星系仅占据约20条视线，这种方法也足够灵敏，可以检测到类似Segue 1的星系（M_V=-1.5 ^{+0.6}_{-0.8}，r_h=30 pc）的存在。然而，当我们的方法应用于SDSS DR 10成像目录时，没有检测到信号。将我们的方法应用于由成对的近距离（<200 pc）水平分支恒星占据的视线，也没有得到检测。因此，我们把上限的数量低光度dSph星系的半光半径从30 pc到120 pc，并在探测量的晕。通过将我们的方法应用于以从Pan-STARRS 1调查中选择的RR天琴座恒星为中心的视线，并最终从LSST中获得对光度函数的更强约束。在附录中，我们给出了牧夫座3 dSph的RRab星的光谱观测和牧夫座2 dSph附近的RRab星的光变曲线。
2014-08-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Average X-ray properties of galaxy groups. From Milky Way-like halos to massive clusters
研究通过堆叠分析揭示了银河系类晕到大质量团的X射线特性，发现气体浓度影响X射线亮度-质量关系，同时指出Magneticum在暗物质浓度预测上的不一致。
2024-12-02 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
Maturing Satellite Kinematics into a Competitive Probe of the Galaxy-Halo Connection
在暗物质晕中运动的卫星星系的运动学是对潜在引力势的直接探测。因此，卫星的相空间分布代表了一个强大的工具，以确定从观测星系晕的连接。通过叠加大量卫星星系的信号，即使是平均拥有几颗卫星的晕，也可以释放这种潜力。在这项工作中，我们测试的影响，各种建模假设的约束来自分析卫星相空间分布的非线性，1晕制度。我们讨论他们的潜力来解释平均晕质量来自卫星运动学和引力透镜以前报道的差异。此外，我们开发了一个更新的，更强大的分析，以提取约束的星系晕关系的卫星光谱星系调查，如SDSS的属性。我们使用大量的现实模拟目录测试这种方法的准确性。此外，我们发现，来自这样的分析的约束是互补的和竞争的常用的星系集群和星系-星系透镜观测。
2018-10-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Diffuse Lyman-alpha Halos around ~300 Spectroscopically Confirmed Lyman-alpha Emitters at z ~ 5.7
我们报告了在$z \sim 5.7$上通过叠加310个光谱证实的莱曼α晕（LAEs）来探测恒星形成星系周围的弥散莱曼α晕（LAHs）。大部分的LAE是从我们在$z>5.5$的星系光谱调查中确定的。它们都位于经过充分研究的区域，具有深窄带和宽带成像数据。我们将LAE样本及其子样本组合在窄带NB 816中（即，莱曼α带）和$z$带（即，连续带）。通过将堆叠对象与其相应的点扩散函数进行比较，我们清楚地检测到这些LAE周围的扩展LAH。我们对统计误差和系统误差进行了复杂的模拟和分析，并确认检测到的光晕不是由误差引起的。当用双组分模型描述时，LAHs的尺度长度范围为1.2至5.3 kpc，典型值为$\sim$ 2 kpc。LAH的大小从我们的样本是在协议的个别LAEs在类似的红移测量VLT/MUSE，但相对小于光度选择LAEs在以前的研究。我们还发现，具有较高的莱曼α光度，较高的紫外连续发光或较小的莱曼α等效宽度的LAEs往往有较大的LAH尺寸。我们的研究结果与LAH起源于环星系介质中H I气体对中心星系散射光的假设是一致的。
2020-02-05 astro-ph.GA
X-ray scaling relations from a complete sample of the richest maxBCG clusters
我们使用一个完整的样本的38个最富有的maxBCG星系团的研究ICM星系的标度关系和晕质量选择属性的maxBCG算法，基于X射线和光学观测。这些团簇是从普朗克叠加工作中光学丰度最大的两个仓中选择的，具有maxBCG丰度$N_{200} \geq 78$。我们分析了他们的Chandra和XMM-牛顿数据，导出了ICM的X射线性质。然后，我们使用$P(X|N)$的分布，$X=T_X,\ L_X,\ Y_X$，来研究maxBCG的质量选择$P(M|N)$。与以前的作品的基础上，整个丰富度的样本，一个显着的分数的混合系统与提高丰富度是偏斜到这个最丰富的样本。混合晕的一部分由redMapPer拾取，redMapPer是一种更新的红色序列聚类发现算法，具有较低的质量散射。此外，所有的光学混合晕被分解为单独的X射线晕，以下建立的$L_X-T_X$和$L_X-Y_X$的关系。我们进一步讨论了ICM-星系标度关系之间的差异，特别是对于未来的盲叠加，可以来自几个因素，包括偏心，投影，低质量系统的污染，质量偏差和协方差偏差。我们还评估了在我们的样品中的放松和冷却核心集群的分数。两者均小于SZ或X射线选择样品的结果。此外，受干扰的集群显示出更高水平的质量偏差比放松集群。
2019-01-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
CHANG-ES XXII: Coherent Magnetic Fields in the Halos of Spiral Galaxies
上下文螺旋星系中的磁场已知具有沿银盘的大尺度螺旋结构，并且在某些星系的晕中被观测为X形。虽然盘场可以很好地解释发电机作用，晕场的三维结构和它的物理性质仍然不清楚。目标。作为理解晕场的第一步，我们想弄清楚所观察到的X形场是否是螺旋星系晕中的一个广泛分布的图案，以及这些晕场是否只是由压缩或剪切（各向异性湍流场）排序的湍流场，或者具有大尺度的规则结构。方法.磁晕中法拉第旋转的分析是从大尺度磁场中分辨各向异性湍流场的工具。然而，直到最近，这一直是一个挑战，因为在线性偏振微弱的晕发射。我们对35个螺旋星系的C波段和L波段的VLA宽带观测（称为CHANG-ES）使我们能够在它们的晕中进行RM合成并分析结果。在此基础上，我们对28个CHANG-ES星系的C波段偏振图进行了叠加。结果虽然堆叠的边缘星系具有不同的哈勃类型，恒星形成和相互作用活动，但堆叠的图像清楚地显示了X形的表观磁场结构。我们检测到一个大规模的（相干）晕场在所有16个星系，在他们的晕扩展偏振强度。我们在他们所有的光环中都检测到了大规模的磁场反转。在六个星系中，它们沿着垂直于银河系中平面（垂直RMTL）的线，间距约为2 kpc。只有在NGC 3044和可能在NGC 3448中，我们观察到了类似于最近在NGC 4631中发现的垂直巨磁绳（GMR）。
2020-04-29 astro-ph.GA
Direct-method metallicity gradients derived from spectral stacking with SDSS-IV MaNGA
本研究通过叠加SDSS-IV MaNGA巡天中4140个恒星形成星系的积分场光谱，用直接法测定电子温度与金属丰度，得到了不同恒星质量下的金属丰度梯度变化趋势，验证了强线法的相关结果。
2024-11-12 astro-ph.GA
The stellar halo of isolated central galaxies in the Hyper Suprime-Cam imaging survey
通过叠加HSC巡天的星系图像，并考虑随机采样的剩余天空背景，我们研究了孤立中心星系的微弱星晕。测量了大范围星系恒星质量（$9.2<\log_{10}M_\ast/M_\odot<11.4$）和120 kpc的HSC $r$波段的表面亮度剖面。如果不考虑单个图像噪声水平以下的恒星晕，将导致$\leq 15\%$低估总光度。根据星系光分布的浓度参数对星系进行分裂，发现在20 ~ 100 kpc之间，低浓度星系的表面亮度剖面比高浓度星系的表面亮度剖面下降得快。尽管星系间散射很大，但我们发现恒星晕轮廓具有很强的自相似性。一旦投影距离被晕维里半径缩放，它们就显示出统一的形式。星系的颜色是中心偏红，外部偏蓝，高浓度的星系有更红和更平坦的颜色轮廓。有迹象表明存在一个颜色极小值，超过这个值，外层恒星晕的颜色又会变成红色。然而，这种颜色最小值对掩蔽卫星星系的完整性非常敏感。我们还研究了扩展PSF在测量恒星晕中的作用，这对低质量或低浓度星系尤为重要。PSF校正的表面亮度轮廓可以测量到$\sim$ 31 $\mathrm{mag}/\mathrm{arcsec}^2$，具有3- $σ$显著性。PSF也稍微地改变了测量的颜色配置文件。
2019-05-04 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
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
HISS, a new tool for H I stacking: application to NIBLES spectra
H I叠加已被证明是一个非常有效的工具，统计分析平均H I属性的星系样本，可能会或可能不会被直接检测到。随着大量的H I数据预计从各种即将到来的H I调查与SKA先驱者和探路者望远镜，这将有助于标准化的方式进行叠加分析。在这项工作中，我们提出了一个新的基于Python的包，HISS，旨在堆叠H I（发射和吸收）光谱在一个一致的和可靠的方式。作为一个例子，我们使用HISS研究的H I含量在各种星系的子样本从NIBLES调查的SDSS星系被选中代表他们的整个范围内的总恒星质量没有事先的颜色选择。这使我们能够比较星系的颜色，平均H I含量在检测和未检测到的星系。我们的样本，恒星质量范围为10 ^8 \lt { M}_ \star（M_ \odot）\lt 10^{12}，使我们能够探测氢与恒星质量气体分数的关系，比以前的叠加研究低半个数量级以上。
2019-08-01 astro-ph.GA
The kinetic Sunyaev-Zel'dovich tomography II: probing the circumgalactic medium
我们建议使用的动力学Sunyaev-Zel'dovich（kSZ）效应探测环星系介质（CGM），与援助的光谱调查覆盖同一地区的SZ调查。人们可以设计一个最佳的估计与匹配滤波器的CGM的kSZ效应，并构建之间的互相关估计和从星系调查，这可以通过堆叠一些星系测量恢复的特有的速度。我们调查了两个引人注目的配置文件的CGM，MB配置文件（Maller & Bullock 2004）和$β$配置文件，并估计对协同作用的基准星系调查与数密度$10^{-3}h^3\,$ Mpc $^{-3}$和ACT样SZ调查的可探测性。我们发现，过滤器的形状不会改变太多的红移的$β$配置文件，而有显着的旁瓣在$z<0.1$的MB配置文件。通过在z $\sim 0.5$周围叠加$\sim 10^4$银河系大小的晕，可以得到两个剖面的$\gtrsim$ 1 $σ$信噪比（S/N）。信噪比随着红移的减小而增加，然后达到最大值（对于MB轮廓，$\sim$在z $\simeq$ 0.15处为7.5，对于$β$轮廓，$\sim 19$在$z\simeq 0.03$处）。由于大的光束尺寸，一个类似普朗克的CMB调查可以通过在$z<0.1$上叠加相同数量的星系来勉强检测到kSZ信号。在实际巡天中寻找CGM将涉及将星系划分为具有相似红移和宿主晕质量的子样本，并缩放这里给出的结果以获得S/N。
2016-02-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The eROSITA view on the halo mass-temperature relation: From low-mass groups to massive clusters
利用eROSITA数据结合能谱叠加方法，本研究首次在从低质量星系群到大质量星系团的完整质量范围内建立了质量-温度关系，发现星系群遵循与星系团相同的幂律，证明温度可作为全质量范围的可靠质量代理，为宇宙学研究拓宽了应用前景。
2025-08-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
Detection of missing baryons in galaxy groups with kinetic Sunyaev-Zel'dovich effect
利用{ \it Planck}宇宙微波背景图和已知位置、晕质量和特殊速度的$40,000$星系系统的叠加，我们提出了从星系群中探测动力学Sunyaev-Zel'dovich效应（kSZE）信号作为晕质量到$\log (M_{500}/{\rm M_\odot}) \sim 12.3$的函数。来自不同质量的组的信号被同时约束，以照顾附近晕的投影效应。总kSZE通量内晕估计意味着，气体部分的晕是关于普遍重子分数，即使在低质量的晕，表明“失踪重子”found. Various测试进行表明，我们的结果是强大的对系统的影响，如污染的红外/无线电源和背景变化，光束大小的影响和贡献晕exiors。结合热Sunyaev-Zel'dovich效应，我们的结果表明，与星系群相关的“失踪重子”包含在温度介于$10^5$和$10^6\,{\rm K}$之间的温热介质中。
2020-01-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modeling Galactic Conformity with the Color-Halo Age Relation in the Illustris Simulation
观测调查和星系形成模型之间的比较发现，暗物质晕的质量可以在很大程度上解释星系的恒星质量。然而，它仍然不确定是否额外的环境变量，通常被称为组装偏差，是必要的，以解释其他星系的属性。我们使用的Illustris模拟研究的作用，大会的偏见，在生产银河整合考虑18,000个星系与$M_{stellar}$ > $2 \times 10^9$ $M_{\odot}$。我们发现一个显着的信号，星系的一致性：到距离约10兆秒差距，平均红色部分的星系周围的红星系是高于周围的蓝星系在固定的恒星质量。暗物质晕表现出类似的一致性信号，在固定的晕质量下，早期形成的晕（老晕）的比例在老晕周围比在年轻晕周围高。一个合理的解释是星系晕的一致性信号与星系颜色-晕龄关系的结合：在固定的恒星质量下，特别是朝向低质量的一端，插图座星系的颜色与晕龄相关，最红的星系（通常是卫星星系）优先出现在最老的晕中。事实上，我们可以用一个简单的半经验模型来解释银河系的整合效应，通过基于晕质量（丰度匹配）和基于晕年龄（年龄匹配）分配星系颜色来分配恒星质量。我们调查其他解释的银河一致性，特别是它的依赖于隔离标准和中央卫星信息。关于观察比较，我们得出结论，所采用的选择/隔离标准，投影效应，叠加技术可以有显着的影响，所测得的振幅的一致性信号。
2015-10-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
A weak gravitational lensing recalibration of the scaling relations linking the gas properties of dark halos to their mass
我们利用弱引力透镜测量局域布里渊星系（LBG）周围的平均质量分布。这些天体是从SDSS/DR 7光谱和光度星表中选出的，比任何在1.0 Mpc范围内投射的邻居都要亮，并且红移相差$<1000$ km/s。大多数（$> 83\%$）被认为是其暗物质晕的中心星系。以前的叠加分析使用这个LBG样本来测量平均Sunyaev-Zeldovich通量和平均X射线光度作为LBG恒星质量的函数。在这两种情况下，模拟的星系人口的形成被用来估计有效的晕质量的LBG给定的恒星质量，允许导出晕的气体性质和它们的质量之间的比例关系。通过比较各种模拟的结果，我们的透镜数据，我们表明，这一过程具有显着的模型依赖性，反映：（一）任何给定的模拟再现观测到的星系丰度准确的失败;（二）依赖于宇宙学的模拟基础;和（iii）依赖于星系如何填充晕的细节。我们使用我们的透镜效应的结果来重新校准的比例关系，消除这种模型的依赖性，并明确占剩余建模的不确定性和观测的不确定性在透镜效应的结果。由此产生的标度关系链接的平均气体性质的黑暗晕，他们的质量在一个前所未有的宽范围内，$10^{12.5}<M_{500}/ \mathrm{M_\odot}<10^{14.5}$，应该公平和稳健地代表整个晕人口。
2015-11-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tracing Dark Matter Halos with Satellite Kinematics and the Central Stellar Velocity Dispersion of Galaxies
有人提出星系中心恒星速度色散可以直接追踪暗物质晕质量。我们测试这一假设使用一个完整的光谱样本的孤立星系周围的微弱的卫星星系从斯隆数字巡天数据发布12。我们应用一个朋友的朋友的算法与投影连接长度$ΔD < 100$ kpc和径向速度连接长度$ΔV < 1000$ km s $^{-1}$来构建我们的样本。我们的样本包括$0.01 < z < 0.14$的2807个孤立星系和3417个卫星星系。我们根据主星系的颜色将样本分为两组：红色和蓝色主星系，它们在$(g-r)_{0} = 0.85$处分开。原始星系的中心恒星速度色散与同一星系的光度和恒星质量成正比。根据主星系中心的速度色散对样本进行叠加，得到了其卫星星系的速度色散，它跟踪了主星系的暗物质晕质量。卫星星系的系统速度色散与主星系的中心速度色散在红、蓝两个样本中都表现出非常紧密的相关性。特别地，对于红原色系统，该关系的斜率等于1。这种紧密的关系表明，星系的中心恒星速度色散确实是暗物质晕质量的有效和强大的示踪剂。我们提供了中心恒星速度色散和暗物质晕质量之间的经验关系。
2020-10-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing the Hot Gaseous Halos of Milky Way-like Galaxies in the TNG50 simulation
Xiamen University（厦门大学）；Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；Tsinghua University（清华大学）；Columbia University（哥伦比亚大学）；University of Bologna（博洛尼亚大学）；INAF, Astrophysics and Space Science Observatory Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文台与空间科学观测站）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）
研究通过合成软X射线发射和O VII/O VIII吸收线，分析银河系类星系的热气体晕结构，发现模拟结果在空间分布和高温气体相方面存在不足，暗示TNG50反馈模型需改进。
2026-05-13 astro-ph.GA astro-ph.HE
Measuring the splashback feature: Dependence on halo properties and history
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
The Two-Halo Term in Stacked Thermal Sunyaev-Zel'dovich Measurements: Implications for Self-Similarity
利用热Sunyaev-Zel'dovich（tSZ）效应的叠加图可以研究星系团和星系团晕的质量与积分电子压之间的关系。也许令人惊讶的是，最近的观测结果表明，积分压力和质量之间的比例关系遵循简单的自相似模型的预测，直到低至$10^{12.5} \, M_{\odot}$的晕质量。流体动力学模拟，将充满活力的反馈过程表明，气体应该从这种低质量的晕耗尽，从而降低其tSZ信号相对于自相似的预测。在这里，我们建立在Vikram，Lidz和Jain（2017）的建模基础上，以评估由于相关晕（“双晕”项）的信号而导致的堆叠tSZ测量结果解释的偏差，这在文献中通常被忽略。我们适合理论模型的测量tSZ -星系群交叉关联函数，明确占一个和两个晕的贡献。我们发现适度的证据偏离自相似的压力-质量关系，即使在边缘化保守的偏心效应。我们探讨了在$10^{14} \, M_{\odot}$处断裂的压力-质量模型以及其他变体。我们讨论和测试的不确定性来源，在我们的分析，特别是可能的偏见在晕质量估计和普朗克束的粗分辨率。我们比较我们的研究结果与早期的分析，探讨在何种程度上晕隔离标准可以减少两个晕的贡献。最后，我们表明，正在进行的第三代CMB实验将明确解决低质量组中的单晕项;我们的方法可以应用于这些即将到来的数据集，以获得自相似性问题的明确答案，并提高对低质量晕中热气体的理解。
2018-04-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Universal Profile for Stacked Filaments from Cold Dark Matter Simulations
我们研究了堆叠的细丝连接群质量晕对，使用暗物质只有N体模拟。我们计算了这些堆叠的暗丝在不同红移下的暗物质过密度分布，作为垂直于暗丝轴的距离的函数。一个四参数的通用函数形式，包括三个共动尺度半径和一个振幅参数（核心密度），提供了一个很好的拟合半径为20 cMpc/h的堆叠丝在一个范围内的红移，长度和质量。标度半径近似与红移无关，但随同动暗条长度呈幂律增加。最后，我们比较直接从模拟测量的灯丝质量的标度从晕-晕-物质三点关联函数作为红移的函数和晕对的质量的预测标度。我们发现，这两个测量的缩放是相似的，但比预测，分别为10%和30%，略浅。这些结果提供了一个模板来解释目前和即将到来的观测结果的基础上叠加，例如，弱透镜，热和动力学Sunyaev-Zel'dovich，或X射线观测。
2022-09-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the Diffuse Lyman-alpha Halo Around Lyman-alpha Emitting Galaxies
Ly $α$光子被环星系介质中的中性氢原子散射或在恒星形成星系的晕中产生，预计会导致星系周围的扩展Ly $α$发射。这种低表面亮度的Ly $α$晕（LAH）已经通过叠加高红移恒星形成星系的Ly $α$图像而被探测到。通过对9个$z=3.1$ Lyman-Alpha发射体（LAEs）的辐射转移模型进行高分辨率流体动力学宇宙学星系形成模拟，研究了LAHs的起源。我们开发了一种方法，通过有效地整合在许多不同的观测方向计算的平均Ly $α$表面亮度轮廓的每个LAE。在不调整任何参数的情况下，我们的模型产生了一个平均的Ly $α$表面亮度分布与观测结果非常一致。我们发现，所观察到的LAHs不能单独占来自中央LAE和散射到大半径的环星系气体中的氢原子的光子。相反，来自外晕区域的Ly $α$发射主要负责产生观测中看到的扩展LAH，其中可能包括恒星形成和冷却辐射。在紫外线晕测量对恒星形成贡献的限制下，我们发现冷却辐射在扩展LAHs的形成中起着重要的作用。我们讨论了这样一个图片的影响和警告。
2015-04-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
How do galaxies populate Dark Matter halos?
对于任何假设的恒星初始质量函数，斯隆数字巡天（SDSS）给出了10^8 M_sun < M_* < 10^12 M_sun的星系的恒星质量函数的精确测定。在和谐LCDM宇宙学中，千禧年模拟给出了一个精确的晕质量函数，所有星系可以形成的晕。在一个合理的假设下，星系的恒星质量是其晕所达到的最大质量的递增函数，这些结合起来给出了晕质量作为恒星质量的函数。结果与观测估计的平均晕质量作为恒星质量的函数，从叠加分析的引力透镜信号和卫星动力学的SDSS星系。对于银河系通常假设的恒星质量M_* ~ 5.5 x 10^10 M_sun，隐含的晕质量为~ 2 x 10^12 M_sun，这与最近的直接估计和MW/M31计时论证的推论一致。与每个晕相关联的重子在其中心星系中以恒星形式存在的比例在质量略低于银河系的情况下达到最大值20%，并在更高和更低质量时迅速下降。这些转换效率低于几乎所有最近的星系形成的高分辨率模拟，表明这些还不是星系群典型成员形成的可行模型。当插入到千禧年-II模拟，我们推导出的恒星质量和晕质量之间的关系预测恒星质量的自相关函数与直接在SDSS测量的非常一致。Tully-Fisher关系也与观测结果一致，表明星系光度函数和Tully-Fisher关系可以在LCDM宇宙学中同时重现。
2010-01-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Dark Matter Halos of HI Selected Galaxies
本文根据阿尔法巡天（$α.40$）40%数据中的7857个星系，给出了中性氢质量（$M_{\text{HI}}$）函数（HIMF）和速度宽度（$w_{50}$）函数（HIWF）。HIMF（HIWF）的低质量（速度宽度）端主要由蓝色的星系人口占主导地位，而红色的人口占主导地位的HIMF（HIWF）在高质量（速度宽度）端。我们使用反卷积方法来估计HI旋转速度（$V_{\text{rot}}$）函数（HIVF）从HIWF的总，红色和蓝色的样品。红色和蓝色样本的HIWF和HIVF与其HIMF相比在函数的拐点处分离良好。然后，我们使用最近的堆积的ALOTHFA调查的结果来约束晕质量（$M_{\text{h}}$）HI选择星系的功能。这使我们能够获得$M_{\text{HI}} - w_{50} - V_{\text{rot}} - M_{\text{h}}$，我们目前的各种缩放关系。$M_{\text{HI}} - M_{\text{h}}$关系在小质量时有一个陡的斜率~2.10，在大于过渡晕质量$\log_{10}(M_{\text{ht}} h^2_{70}/M_{\odot})=10.62$的质量时，斜率为~0.34。我们的比例关系是强大的，并与$α.40$的体积有限的样品一致。$M_{\text{HI}} - M_{\text{h}}$关系在性质上类似于$M_{\text{star}…
2021-12-09 astro-ph.CO 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
Agnostic Stacking of Intergalactic Doublet Absorption: Measuring the NeVIII Population
我们提出了一个盲目的搜索双重星系际金属吸收的方法称为“不可知堆叠”。使用一个前瞻性的建模框架，我们结合直接检测文献中测量的整体金属人口。我们应用这种新的方法来搜索NeVIII吸收在一组26高品质COS光谱。我们探测到一个前所未有的低限制的log N $>$ 12.3在0.47 $\leq z \leq$ 1.34在路径长度$Δ$ z = 7.36。该方法选择表观吸收，而不需要了解其来源。堆叠这种混合的人口稀释双重特征的复合光谱中的确定性的方式，使我们能够测量相应的NeVIII吸收的比例。我们在两种情况下叠加潜在的NeVIII吸收：吸收太弱，在直线研究中不显着（12.3 $<$ log N $<$ 13.7），和强吸收剂（log N $>$ 13.7）。我们没有检测到NeVIII吸收在这两个政权。结合我们的测量与直接检测，我们发现，NeVIII人口再现与幂律列密度分布函数的斜率$β= -1.86 \substack{+0.18 \\ -0.26}$和归一化日志$f_{13.7} = -13.99 \substack{+0.20 \\ -0.23}$，导致强NeVIII吸收剂$dn/dz =1.38 \substack{+0.97 \\ -0.82}$的发病率。我们推断NeVIII气体的宇宙质量密度为12.3 $<$ log N $<$ 15.0的$Ω_{NeVIII} = 2.2 \…
2018-03-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
