Galaxy groups in the low-redshift Universe
我们应用基于晕的群发现器对2 MRS、6dFGS、SDSS和2dFGRS四个大红移巡天进行了研究，以构造低红移宇宙中的群目录。这个星系群探测器是基于Yang等人的星系群探测器，但是改进了晕质量分配，这样它就可以统一地应用于星系的各种红移观测。晕质量是根据成员星系的恒星质量/光度来分配的。分组星系根据常见的晕和晕质量分配的组发现者的性能进行了测试，使用现实的模拟样本构造的流体动力学模拟和经验模型的星系占领的暗物质晕。我们的小组发现正确的真正的成员星系的$\sim 94\%$为$90-95\%$的组中的模拟样本;晕质量分配的小组发现者是无偏见的相对于真正的晕质量，并有一个典型的不确定性$\sim0.2\,{\rm dex}$。描述了由观测样本构造的群星表的性质，并与文献中的类似星表进行了比较。
2017-10-31 astro-ph.GA
Satellite Content and Halo Mass of Galaxy Clusters: Comparison between Red-Sequence and Halo-based Optical Cluster Finders
本研究对比红序法与基于暗晕法探测的星系团样本的条件光度函数和弱引力透镜暗晕质量，发现卫星星系含量差异源于质心确定方式，且富度λ>30时两样本质量一致，表明除低富度区间外探测方法选择不会给星系团宇宙学带来强系统偏差。
2023-05-16 astro-ph.GA
Introducing a new, robust galaxy finder algorithm for simulations
在流体动力学模拟中识别星系是一项困难的任务，特别是在高密度区域，如星系群和星系团。我们提出了一个新的无标度形状无关的算法，以强大和准确地识别模拟中的星系，实现内的相空间晕发现代码VANGELCIraptor。这是通过使用粒子分配和迭代调整搜索参数，这有助于我们克服常见的结构发现问题的全相空间色散张量。我们应用我们的改进方法的地平线AGN模拟和比较星系恒星质量（$M_*$），恒星形成率（SFR）和大小与精心配置的空间晕发现，HaloMaker。与$> 1$星系一起生活在晕中的银河系受实空间发现者缺点的影响最大，它们的质量、SFR和大小比宿主（卫星）星系大（小）$> 2$倍。因此，我们的能力，以衡量次要/主要合并率和解开环境的影响，在模拟中，一般会受到阻碍，如果不仔细对待星系的识别。虽然在一对一的基础上获得了大的系统差异，但整体星系恒星质量函数，恒星形成率函数和质量大小关系并没有受到很大影响。这是由于孤立星系是最丰富的人口，占主导地位的广泛统计。
2018-10-25 astro-ph.GA
The halo finding problem revisited: a deep revision of the ASOHF code
上下文新一代的宇宙学模拟提供了大量的数据，其分析本身就成为一个尖端的计算问题。特别是，引力束缚结构的识别，称为晕发现，是主要的分析之一。在过去几年中，已经提出了一些为解决这一任务而开发的代码。目标。我们提出了一个深刻的修订已经存在的代码ASOHF。该算法已被彻底重新设计，以提高其能力，找到绑定结构和子结构，无论是使用暗物质粒子和恒星，其并行性能，并处理大量的粒子模拟输出的能力。ASOHF的这个升级版本被认为是一个公开可用的工具。方法.电池的理想化和现实的测试，以评估性能的新版本的光环发现者。结果在理想化的测试中，ASOHF产生优异的结果，能够找到几乎所有的结构和子结构放置在计算域。当应用于模拟的现实数据时，我们的发现者的性能与其他常用的晕发现者的结果完全一致，在子结构检测方面具有显着的性能。此外，ASOHF在计算成本方面是非常有效的。结论.我们提出了一个公开的，深入修订版本的ASOHF晕发现者。新版本的代码产生显着的结果，发现晕和subhaloes在宇宙学模拟，具有良好的并行性能和包含的计算成本。
2022-05-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Assessing Colour-dependent Occupation Statistics Inferred from Galaxy Group Catalogues
我们调查的能力，目前实施的星系群发现恢复颜色依赖的晕占领统计。为了测试组目录推断的统计数据的保真度，我们运行三个不同的组发现者在文献中使用的模拟，包括星系的颜色在一个现实的方式。总体而言，由此产生的模拟组目录是非常相似的，最颜色依赖的统计数据恢复合理的准确性。然而，也很清楚，某些系统误差的出现是由于在群成员的确定，中心/卫星指定，和晕质量分配的相关误差。我们引入了一个新的统计量，晕跃迁概率（HTP），它捕获了所有这些错误的综合影响。根据经验，误差往往会使不同星系群的属性相等（即红星系与蓝星系或中心星系与卫星星系），并导致推断出的红星系比蓝星系更准确的占领统计数据。一个统计数据，特别是从集团目录恢复是红色部分的中央星系作为晕质量的函数。星系群发现者在恢复星系整合方面做得很好，但也有在没有整合时引入弱整合的倾向。我们得出结论，从组目录中正确推断颜色相关统计数据最好使用正向建模（即，在模拟数据上运行组查找器），或者通过基于HTP实现校正方案，只要后者不是太强的模型依赖性。
2015-05-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark-ages Reionization & Galaxy Formation Simulation I: The dynamical lives of high redshift galaxies
我们提出了黑暗时代再电离和星系形成观测的数值模拟（DRAGONS）程序和Tiamat，碰撞N体模拟程序，DRAGONS是建立在。Tiamat区别于其他大型模拟程序的主要特点是它在高红移时的输出密度（从z=35到z=5为100;大约每1000万年一个），这使得在星系形成迅速且合并非常频繁的时代能够构建非常精确的合并树。我们发现朋友的朋友晕质量函数与Watson等人的预测一致。在高质量时，但在低质量时偏离，这可能是由于我们使用了不同的晕发现者，也可能是因为我们打破了“普遍”行为。然后，我们分析了星系在再电离时期的动力学演化，发现只有一小部分（~20%）的星系晕是松弛的。我们使用标准弛豫度量来说明这一点，以建立两个动态恢复时间尺度：i）晕形成后需要约1.5个动力学时间，ii）主要（3：1）或次要（10：1）合并后需要约2个动力学时间。这在很大的质量范围内是非常一致的。最后，我们使用相空间晕发现者来说明，主要的合并驱动长寿命的大规模相空间结构，需要许多动力学时间消散。这可能会产生显着的差异，推断质量积聚的星系晕，我们建议，必须小心，以确保物理上有意义的匹配之间的星系形成物理的半解析模型和晕发现者提供他们的输入。
2016-03-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Solving Milky Way-sized Systems with Haskap Pie: A Halo finding Algorithm with efficient Sampling, K-means clustering, tree-Assembly, Particle tracking, Python modules, Inter-code applicability, and Energy solving
Haskap Pie是一种基于Python的高效晕寻找算法，能处理多种模拟代码，提供更稳定的晕追踪和更密集的晕质量函数，适用于银河系规模的模拟研究。
2025-12-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Metal-poor Stars Observed with the Automated Planet Finder Telescope. II. Chemodynamical Analysis of Six Low-Metallicity Stars in the Halo System of the Milky Way
本文研究了星系晕中六颗含[Fe/H] $< -2.5$的贫金属星的化学组成和运动学性质。从Lick/APF获得的高分辨率（R $\sim$ ~ 110，000）光谱观测结果中，我们确定了多达23种元素的个别丰度，以定量评估我们的样品。我们确定了两个碳增强的贫金属星（J1630+0953和J2216+0246）没有增强的中子捕获元素（CEMP-无星），而我们的样本星的其余部分是碳中间。通过比较CEMP星的轻元素丰度与非旋转零金属丰度双星模型的预测结果，我们发现J1630+0953和J2216+0246的前身星可能在13-25 M $_{\odot}$质量范围内，爆炸能量为0.3-1.8 $ \times 10^{51}$ erg.此外，可检测到的轻元素和重元素丰度比表明，我们的样本恒星可能是由混合良好的气体云形成的，这与以前的研究一致。我们还提出了一个运动学分析，这表明，我们的大多数程序星可能属于内晕人口，与轨道通过接近$\sim$ 2.9千秒差距从银河系中心。我们讨论了这些结果对CEMP恒星的起源和演化的关键约束的影响，以及我们银河系中金属丰度最低的恒星的第三族祖先的性质。
2019-06-20 astro-ph.GA
The Hierarchical Structure of Galactic Haloes: Classification and characterisation with Halo-OPTICS
我们建立在排序点识别聚类结构（OPTICS），一个层次聚类算法，众所周知是一个强大的数据挖掘机，以产生光环OPTICS，一个算法，设计用于自动检测和提取任何两个任意大小之间的所有有意义的集群。然后，我们将Halo-OPTICS应用于四个独立的合成银河系类型星系中晕粒子的3D空间位置，对恒星和暗物质结构层次进行分类。通过对Halo-OPTICS输出的可视化，我们将其结构识别与最先进的星系/（子）晕轮发现者VALO-CIRAPTOR进行了比较，发现即使Halo-OPTICS在当前实施中不考虑运动学信息，也有很好的一致性。我们的结论是，Halo OPTICS是一个强大的分层晕发现者，虽然它的测定较低的空间密度的功能，如尾部的流可以提高额外的本地化信息，如粒子运动学和恒星金属丰度纳入其距离度量。
2020-12-09 astro-ph.GA
Finding proto-clusters to trace galaxy evolution: I. The finder and its performance
我们开发了一种方法来识别原星系团的基础上，暗物质晕所代表的星系群从高红移星系的调查。我们在N体模拟中测试了该方法在晕上的性能，发现它可以正确识别超过85%的真实原团簇，纯度为$\gtrsim$ 95%，质量估计值与真实值的偏差通常在0.25 dex以内。我们展示了如何由原星系团提供的信息可以用来连接星系在当今的星系团与他们的高红移祖先。我们的测试表明，我们的方法识别的原星系团可以可靠地恢复星系的祖恒星质量分布，从而提供了一个途径，研究现代星系团及其成员星系的形成和演化。
2021-06-03 astro-ph.GA
Satellite Alignment: III. Satellite Galaxies Spatial Distribution and their Dependence on Redshift with A Novel Galaxy Finder
经过广泛的探索，观测和理论之间达成了广泛的一致，卫星优先与其主中心的主轴对齐。在这一问题上仍有一些问题没有解决。在本文中，我们提出了卫星空间分布的研究。为了与观测结果进行比较，本文提出了一种新的流体动力学模拟中的星系发现和重建算法。该算法基于投影模拟图像，充分考虑了点扩散函数、像素大小、表面亮度极限、分辨率和红移调光效应。用这种算法构造星系样本，通过与观测结果的比较，对卫星对准进行了检验。结果发现，观测对准可以再现的红星系，这在这项研究中占主导地位的样本，但不是蓝色的星系。还研究了卫星的径向分布。结果表明，主晕内的外围卫星比内部卫星显示出更强的对准信号，特别是红色卫星，这与以往的研究结果相反。这种分歧主要是由于我们的新星系发现者发现了额外的星系，这些星系主要位于宿主晕的内部区域。我们的研究表明，在较低的红移，排列强度变得更强，而径向分布曲线变得平坦。这表明位于内晕和外晕的卫星之间的角分布演变存在差异，并意味着坠落后的演变减少了原始对准信号，对于坠落时间较晚的卫星，影响也会减小。
2020-03-23 astro-ph.GA
SOAP: A Python Package for Calculating the Properties of Galaxies and Halos Formed in Cosmological Simulations
本研究推出Python包SOAP，可基于子晕查找器后处理的SWIFT模拟，通过mpi4py并行计算暗晕与星系性质，支持多种暗晕定义与两类模拟，输出兼容swiftsimio的HDF5星表。
2025-07-30 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Introducing galactic structure finder: the multiple stellar kinematic structures of a simulated Milky Way mass galaxy
本文首次将高斯混合模型应用于NIHAO高分辨率星系的归一化角动量和结合能的恒星运动学空间，将恒星分离成多个分量。我们使用模拟的银河系类似物，其恒星组成主机：薄和厚的光盘，经典和伪凸起，和恒星晕的方法。这些恒星结构的性质在大小、形状和旋转支持方面与观测预期吻合得很好。有趣的是，这两个运动盘表面的质量密度分布集中比指数，而凸起和恒星晕是纯粹的指数。我们追溯时间的拉格朗日质量的每一个组成部分分别研究他们的形成历史。在z~3和晕维里化的终点z~1.3之间，所有的分量都失去了一小部分角动量。经典的隆突损失最大（约95%），薄盘损失最小（约60%）。两个球丘都在高红移的位置形成了恒星，而薄盘的形成率约为98%，但在最后的11 Gyr内，SFR恒定在1.5 M $_{\rm\odot}$ /年$^{\rm-1}$。吸积星（占恒星总质量的6%）主要合并到厚盘或恒星晕中，它们分别占其质量的8%和45%。我们的分析管道可在https://github.com/aobr/gsf上免费获得。
2018-04-23 astro-ph.GA
Calibrating the BHB Star Distance Scale and the Halo Kinematic Distance to the Galactic Centre
我们报告的第一个确定的距离的银河系中心的基础上晕对象的运动学。我们将视差技术应用于Xue等人（2011）编制的约2500颗蓝色水平分支（BHB）恒星的样本，同时将校正因子限制在这些作者报告的BHB恒星的光度距离和到银河系中心的距离上，以找到R 0 =8.2+/-0.6 kpc。我们还发现，BHB星样品在银河系自转方向上的平均速度V_0 =-240+/-4 km/s，比天琴座RR型晕星的相应速度绝对值大20 km/s左右（V0=-222+/-4 km/s）在6 - 18 kpc的银心距离区间，而BHB样品的总速度弥散（σ V）和径向速度弥散（σ r）比晕RR型Lyrant型变星的速度弥散椭球的相应参数小约40-45 km/s。晕BHB星的速度色散张量被证明比对应的RR Lyrics型变星的张量的各向异性要小得多：对应的各向异性参数值分别等于beta（BHB）=0.51+/-0.02和beta（RR）=0.71+/-0.03。
2020-09-15 astro-ph.GA
Six Dimensional Streaming Algorithm for Cluster Finding in N-Body Simulations
宇宙学N体模拟对于理解宇宙如何演化至关重要。在这些模拟中研究物质的大尺度分布并将其与观测结果进行比较通常涉及检测被称为“晕”的密集粒子团，这些粒子团被引力束缚并有望形成星系。然而，传统的集群查找器在计算上是昂贵的，并且使用大量的内存。Liu et al（Liu et al.（2015））最近的工作显示了集群检测和内存高效流算法之间的联系，并提出了一种基于heavy hitter算法的halo finder。后来，Ivkin等人（Ivkin等人（2018））通过高效的GPU实现改进了建议的流式光晕查找器的可扩展性。这两个作品都将粒子的位置映射到离散的网格上，因此丢失了其余的信息，例如它们的速度。因此，两个相互穿越的晕在位置空间上是不可区分的，而这些晕的速度分布可以帮助识别这一过程，值得进一步研究。在这个项目中，我们分析了千禧年模拟项目（Springel等人（2005））的数据，以激励我们引入的流方法中包含速度。然后，我们展示了使用建议的方法，它允许一个找到相同的光环之前，同时也检测那些在以前的方法是无法区分的。
2019-12-24 astro-ph.GA
CWTHF: Subhalo Identification with Continuous Wavelet Transform
Center for Theoretical Physics, College of Physics, Jilin University（吉林大学物理学院理论物理中心）；Key Laboratory of Material Simulation Methods & Software of Ministry of Education, College of Physics, Jilin University（吉林大学物理学院教育部材料模拟方法与软件重点实验室）；Center for High Energy Physics, Peking University（北京大学高能物理研究中心）
研究利用连续小波变换（CWT）框架扩展出CWTHF代码来识别次晕，改进了解绑程序以可靠识别引力束缚子结构，通过模拟验证方法，该方法继承原始计算框架，保持\(\mathcal{O}(N)\)线性时间复杂度。
2026-07-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Calibrating the SIDM Gravothermal Catastrophe with N-body Simulations
The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；Carnegie Science, Observatories（卡内基科学观测站）；Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室）；Texas A&M University（得克萨斯农工大学）；Institute for Advanced Study（高等研究院）；University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）
本文通过N体模拟研究SIDM理论中暗物质晕核心坍缩过程，确定热传导参数β的有效模型，实现对暗物质密度分布的快速预测。
2025-08-27 astro-ph.GA
Galaxy groups in the 2MASS Redshift Survey
利用2 MASS红移巡天（2 MRS）的晕基星群发现器，构造了一个星系群星表。与一个星系团有关的晕质量是使用基于中央星系的光度及其与其他成员星系的间隙的“间隙”方法估计的。使用模拟样本的测试表明，这种方法是可靠的，特别是对于只包含少数成员的不良系统。平均而言，所有组中有80%的完整性>0.8，并且约65%的组具有零污染。用典型的不确定度$\sim 0.35\,{\rm dex}$估算晕质量。将星群发现器应用于2 MRS，在$z \leq 0.08$的43，246个星系中得到29，904个星群，其中5，286个星群有两个或更多的成员。给出了该星表的一些基本性质，并与重叠区的其它星表作了比较。该星表的深度为$z\sim 0.08$，均匀覆盖了整个天空的91%，为研究局域宇宙网中的星系和重建局域宇宙的质量分布提供了有用的数据基础。
2016-09-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo Occupation Distribution estimation performance for LSST data
Instituto de Astronomía y Física del Espacio, CONICET-UBA（空间物理与天文学研究所，CONICET-UBA）；Instituto de Astronomía Teórica y Experimental - Observatorio Astronómico de Córdoba (IATE, UNC–CONICET)（理论与实验天文学研究所 - 科尔多瓦天文台 (IATE, UNC–CONICET)）；Observatorio Astronómico de Córdoba, Universidad Nacional de Córdoba（科尔多瓦天文台，科尔多瓦国立大学）；Facultad de Matemática, Astronomía y Física, Universidad Nacional de Córdoba (FaMAF–UNC)（数学、天文学与物理学院，科尔多瓦国立大学 (FaMAF–UNC)）；Instituto de Astronomia, Universidad Nacional Autonoma de Mexico（天文学研究所，墨西哥国立自治大学）；Center for Theoretical Physics, Polish Academy of Sciences（波兰科学院理论物理中心）；Universidad Andres Bello, Facultad de Ciencias Exactas, Departamento de Fisica y Astronomia, Instituto de Astrofisica（安德烈斯贝略大学，理学院，物理与天文学系，天体物理研究所）
本研究提出了一种改进的背景减除方法，用于更准确地估计LSST数据中的halo占据分布，以提高聚类分析的统计效力。
2026-03-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
COSTA: the COld STream finder Algorithm. Searching for kinematical substructures in the phase space of discrete tracers
内容：本文提出了COSTA（COld STfinder Algorithm）算法，这是一种在大质量星系晕和团内区行星状星云（PNe）和球状星团（GC）相空间中寻找冷运动学亚结构的新算法。目的：COSTA的目的是探测小尺寸、低速的弥散流，这些弥散流是矮星系最近与更大质量星系晕相互作用产生的，包括位于丰富星系团中心区域的弥散流。研究方法：COSTA是基于一个深的朋友的朋友程序，隔离N个粒子组与小速度分散（10公里和$\sim$ 100公里之间），使用迭代（n）sigma裁剪超过一个定义的数量（k）的邻居粒子。该算法有三个参数（k-n-N），再加上速度分散截止，它定义了“冷”的流，这是使用蒙特卡洛实现下exam. Results的样本设置：在本文中，我们显示的能力COSTA恢复模拟流模拟数据集的离散运动示踪剂具有不同的大小和测量误差，从公开的流体动力学模拟。我们还显示了最好的算法设置为一个现实的情况下，流发现的核心的天炉座集群，未来的应用程序COSTA真正的人口PNE和GC。结论：COSTA可以推广到在有限样本的离散示踪剂的相空间中找到小的子结构的所有问题，只要该算法是在再现特定数据集的真实模拟观测上训练的。
2020-10-05 astro-ph.GA
On the accuracy of dark matter halo merger trees and the consequences for semi-analytic models of galaxy formation
本文研究宇宙学模拟中暗物质晕并合树的数值伪影问题，量化不同工具组合的伪影发生率，发现HBT-HERONS可有效降低伪影，并通过半解析模型SHARK和GALFORM展示伪影对星系预测的影响及修复后的改进。
2025-04-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detecting clusters and groups of galaxies populating the local Universe in large optical spectroscopic surveys
本文基于Magneticum模拟GAMA选择效应，评估三种光学光谱星系群搜寻器的完备性、污染、成员归属与晕质量恢复，验证其在近邻宇宙研究中的可靠性。
2024-11-25 astro-ph.GA astro-ph.HE
MAGGIE: Models and Algorithms for Galaxy Groups, Interlopers and Environment
结合我们的知识晕结构和内部运动学从宇宙学暗物质模拟和分布的晕闯入者在宇宙学星系模拟测量投影相空间，我们开发MAGGIE，一个先验和晕为基础的，概率，丰度匹配（AM）分组算法的双完整子样本（在距离和光度）的通量有限的样品。我们测试MAGGIE-L和MAGGIE-M（其中组质量来自AM适用于组光度和恒星质量，分别）至少有三个星系从模拟斯隆数字巡天遗产红移调查中提取的组，将现实的观测误差对星系光度和恒星质量。与最优的朋友圈（FoF）组发现器相比，MAGGIE提取的组是真实组的次级片段的可能性要小得多;在最初的碎片中，它的星系成员（相对于实空间群的维里球）更完整，通常更可靠，其质量偏差更小，通常散射更小，它的群光度和恒星质量（在MAGGIE中使用成员概率作为权重计算）也是如此。FoF仅在高质量星系团中表现优于MAGGIE：因为星系人口的可靠性和其总质量的分散性。与Yang等人的实现相比，MAGGIE在群总质量、光度和恒星质量上达到了更高的完整性和略低的群碎裂和分散，但在后两者上的偏差略大，可靠性较低。因此，MAGGIE应该导致环境对星系的影响的更清晰的趋势和更准确的质量/轨道建模。
2017-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
A widely applicable Galaxy Group finder Using Machine Learning
提出一种基于双神经网络的机器学习方法，在考虑红移畸变下于实空间识别星系群并预测质量，在模拟数据上识别准确率超92%，且无需重训即可适应多种样本。
2025-04-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
AVISM: Algorithm for Void Identification in coSMology
AVISM是一种结合几何和动态信息的新算法，用于识别宇宙空洞并重建其三维结构，适用于模拟和观测数据。
2025-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Cosmic Ballet II: Spin alignment of galaxies and haloes with large-scale filaments in the EAGLE simulation
我们调查的星系和晕的排列相对于宇宙网细丝使用EAGLE流体动力学模拟。我们通过应用NEXUS+方法的质量分布和Bisous形式主义的星系分布来识别细丝。这两个网络发现者都返回了类似的连续结构，它们排列得很好，并且包含可比较的星系群。EAGLE晕具有与仅暗物质模拟中的对应物相同的与细丝的自旋对准：低质量晕优先平行于细丝自旋而高质量晕优先垂直于细丝自旋的复杂质量依赖趋势。相比之下，星系的自旋并没有表现出这样的自旋转变，并且在所有质量下都有垂直排列的倾向，大质量星系的排列程度最大。该结果对NEXUS+和Bisous长丝均有效。当分裂形态，我们发现，椭圆星系表现出更强的正交自旋-丝排列比螺旋星系类似的质量。它们的晕也是如此，椭圆星系的主晕比螺旋星系的主晕具有更大程度的正交排列。由于星系形状和自旋之间的错位，星系短轴的取向与星系自旋不同。我们发现，短轴垂直于暗条的星系与它们的主晕排列得更好。这表明，许多相同的物理过程决定了星系-灯丝和星系-晕的排列。
2019-03-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Uncovering Mass Segregation with Galaxy Analogues in Dark Matter Simulations
我们研究质量分离集团和集群环境中识别星系类似物在高分辨率的暗物质模拟。由AHF和ROCKSTAR晕轮探测器确定的晕轮具有相似的质量函数，与分辨率无关，但由于明显不同的晕轮层次而具有不同的径向分布。我们提出了一个简单的方法来分类subhalos星系类似物。星系类似物的径向分布同意以及在大晕中心半径AHF和ROCKSTAR，但不同意附近的父晕中心的相空间信息ROCKSTAR是必不可少的。我们看到在小半径（$0.5\,r_{vir}$内）有明显的质量分离，平均星系类似物质量随半径减小。超过维里半径，我们发现一个温和的趋势，平均星系模拟质量随半径增加。这些质量分离趋势在小群体中最强，并由低质量类似物的分离所主导。在大质量星系类似物中缺乏质量分离表明，所观察到的趋势是由母晕复杂的吸积历史驱动的，而不是动力学摩擦。
2016-06-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing dark matter halo properties using self-similarity
我们使用自相似性N体模拟的无标度模型来测试分辨率依赖的质量函数和两点关联函数的暗物质晕。我们使用1024 $^3$粒子模拟与ABACUS进行，并比较与两个光环发现者：朋友的朋友（FOF）和ROCKSTAR得到的结果。的FOF质量函数显示出系统的偏离自相似性，这是解释以前在文献中报道的FOF质量分配的分辨率依赖。只有从几千个粒子的晕开始才能观察到弱的收敛证据，而对于50个粒子的晕，质量函数被高估了至少20- 25%。另一方面，默认的ROCKSTAR晕目录的质量函数（具有束缚维里球形高密度质量）显示出良好的收敛性，从每晕50到100个粒子，在百分之几的水平上没有可检测到的证据表明任何系统依赖于更大的粒子数。实验表明，ROCKSTAR中的质量解绑过程是获得如此高分辨率的关键因素。应用相同的分析晕-晕两点关联函数，我们再次找到强有力的证据，收敛只为ROCKSTAR晕，在分离足够大，使晕不重叠。在这些分离，我们可以排除依赖于分辨率在5- 10%的水平，一旦晕有50至100个粒子的顺序。在较小的分离结果不收敛，即使在显着更大的粒子数，更大的模拟将需要建立收敛所需的分辨率。
2021-02-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Limitations to the "basic'' HOD model and beyond
我们利用的IllustrisTNG宇宙学，流体动力学模拟测试的基本假设的质量为基础的晕占领分布（HOD）的方法来模拟星系晕连接。通过比较300 Mpc TNG盒（TNG 300）中测量的星系团与标准TNG盒预测的星系团，（"基本“）HOD模型，我们发现，平均而言，”基本“HOD模型在$1 \ {\rm Mpc}/h < r < 20 \ {\rm Mpc}/h$的尺度上低估了$\sim$ 15\%的TNG 300盒中的实空间关联函数，这远远超出了下一代星系红移调查所要求的目标精度。我们进行了几个测试，以建立我们的研究结果的鲁棒性系统的影响，包括有限的盒子大小的影响和晕圈取景器的选择。在我们探索的"次要“参数，以增加”基本“的HOD，我们发现，当地环境的晕，速度色散各向异性，$β$，和产品的半质量半径和速度色散，$σ^2 R_{\rm halfmass}$，是三个最有效的措施，帮助调和”基本“的HOD预测的聚类与TNG 300的装配偏差。此外，我们还测试了晕的其他性质，如晕的自旋，形成时代和晕的浓度。我们还发现，在固定的晕质量，在一种类型的环境中的星系集群不同的星系在另一个。我们表明，一个更完整的模型，星系晕连接可以构建，如果我们结合质量和当地的环境信息的晕。
2020-08-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Late-formed halos prefer to host quiescent central galaxies. I. Observational results
本研究利用恒星质量与暗晕质量比作为形成时间代理，结合SDSS数据发现晚期形成暗晕中的中心星系静止比例更高、旋涡比例更低，差异约8%，且结果不受群查找算法影响。
2023-05-14 astro-ph.GA
Self Calibrated Galaxy Groups from the DESI DR1 Bright Galaxy Survey
New York University（纽约大学）；Durham University（杜伦大学）；Lawrence Berkeley National Laboratory（劳伦斯伯克利国家实验室）；Boston University（波士顿大学）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）；Università degli Studi di Milano（米兰大学）；INAF-Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所布拉拉天文台）；University College London（伦敦大学学院）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理学研究所）
本研究利用DESI DR1亮星系巡天数据，采用自校准星系群探测器构建星系群星表，分析相关星系统计关系，并提出HNN技术以减轻光纤不完整性的系统误差。
2026-10-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Outer Stellar Mass of Massive Galaxies: A Simple Tracer of Halo Mass with Scatter Comparable to Richness and Reduced Projection Effects
利用“超级超级凸轮斯巴鲁战略计划”（HSC巡天）的弱引力透镜数据，研究了不同恒星质量估计在追踪晕质量方面的潜力。我们考虑星系的$\log {M_{\star}/M_{\odot}}>11.5$在0.2 < z < 0.5仔细测量的光剖面和集群的redMapPer和CAMIRA丰富的算法。我们设计了一种方法（“TopN”测试），以评估不同的示踪剂和相互比较晕质量代理在四个数量密度箱使用堆叠星系星系透镜配置文件的晕质量可观测的关系的散射。这项测试揭示了三个关键发现。在R<30 kpc范围内，基于cModel测光或孔径光度的恒星质量是晕质量的一个很差的代用指标。相比之下，恒星质量的外层信封是一个很好的晕质量代理。在R=[50，100] kpc，M*[50，100]范围内的恒星质量具有与$\log{M_{\rm vir}/M_{\odot}}>14.0$最先进的基于丰度的星团发现器相当的性能，并且可以在较低的晕质量下成为更好的晕质量示踪剂。最后，使用N体模拟，我们发现M*[50，100]选择的大质量晕的透镜轮廓与没有投影或偏心效应的样本的预期一致。另一方面，丰富度选择的集群在它们的透镜配置文件中在R~1 Mpc处显示出过量，这可能表明来自选择偏差的更显著的影响。这些结果表明，基于Mstar的示踪剂在识别大质量晕方面具有明显的优势，这可能为星团宇宙学开辟新的途径。
2021-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Calibrating galaxy formation effects in galactic tests of fundamental physics
银河尺度的测试已被证明是强有力的工具，在约束基础物理在以前未开发的参数空间的区域。他们所探索的天体物理机制本身就很复杂，而且用来建立这些约束的推理方法应该对重子效应具有鲁棒性。以前的分析假设了简单的经验模型，没有详细的校准或理由的天体物理噪声。我们概述了一个框架，通过构建和测试更先进的重子模型，使用宇宙流体动力学模拟评估这种方法的可靠性。作为一个案例研究，我们使用Horizon-AGN模拟来研究恒星盘的翘曲和星系内气体和恒星之间的偏移，这是屏蔽第五力的有力探针。我们表明，“U”形弯曲的星系的程度是很好的模拟高斯随机噪声，但气体星偏移的幅度与主机晕的维里半径。通过结合这种相关性，我们证实了最近的结果排除了天体物理相关的胡-Sawicki $f(R)$重力，并确定了一个$\sim 30\%$系统的不确定性，由于重子物理。这样的分析必须逐案进行，以便将来对基本物理学进行星系测试。
2021-06-02 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Constraining the scatter in the galaxy-halo connection at Milky Way masses
我们开发并实现了两种新的方法来约束星系和暗物质晕之间的关系的散射。这些新技术对低晕质量的散射很敏感，使它们与以前依赖于集群幅度或丰富星系群的限制互补，这两者都只对更大质量的晕敏感。在我们的两种方法中，我们都使用星系群发现者来定位SDSS主星系样本中的中央星系。我们的第一项技术使用的是中心星系与所有低质量星系的小尺度互相关。这个量对低质量星系的卫星部分很敏感，而卫星部分又由晕和星系之间的散射驱动。第二种方法利用中心星系和邻近星系之间视线速度分布的峰度。这个量对包含固定恒星质量的中央星系的晕质量分布很敏感。理论模型构建使用峰值晕圆速度，$V_{\rm peak}$，作为我们的属性连接星系晕。互相关技术产生$σ[ M_\ast|V_{\rm peak}]=0.27\pm 0.05$ dex的约束，其对应于在固定$M_h$下的$\log M_\ast$中的分散，在$M_h=10^{11.8}$ Msun下的$σ[ M_\ast|M_h]=0.38\pm 0.06$ dex。峰度技术产生$σ[ M_\ast|V_{\rm peak}]=0.30\pm0.03$，对应于$M_h=10^{12.2}$ Msun处的$σ[ M_\ast|M_h]=0.34\pm 0.04$。$σ[ M_\ast|M_h]$的值显着大于在更高的质量的约束，与流体动力学模拟的结果一致。这种增加只是部分原因是由于$V_…
2019-10-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Hierarchical Structure of Galactic Haloes: Generalised N-Dimensional Clustering with CluSTAR-ND
我们介绍Clustar-ND，产生{ \bf}聚集{ \bf S}结构的快速分层星系/（亚）晕发现器通过{ \bf T}转化{ \bf A}聚集和{ \bf T}{ \bf N}-{ \bf D}维中的MATHABMM R}弹出。它的目的是改进Halo-OPTICS -一种从模拟粒子的三维空间位置自动检测和提取重要天体物理簇的算法-减少运行时间，具有度量自适应能力，并易于适用于具有任何特征的数据。我们直接比较这些算法，发现不仅没有ClustAR-ND产生类似的强大的聚类结构，它这样做的运行时，至少是$3$数量级更快。在优化ClustAR-ND的聚类性能时，我们还仔细校准了$7$ ClustAR-ND参数的$4$，除非用户指定，否则这些参数将根据输入数据自动进行优化选择。我们的结论是，ClustAR-ND是一个强大的天体物理聚类算法，可以利用大型合成或观测数据集上找到恒星卫星群。
2022-06-16 astro-ph.GA
Scaling Relations of Halo Cores for Self-Interacting Dark Matter
使用一个简单的分析形式主义，我们证明了显着的暗物质自相互作用产生的晕核，遵守标度关系几乎独立的基本粒子物理参数，如湮灭截面和质量的暗物质粒子。对于矮星系，我们预言其核心密度$ρ_c$和核心半径$r_c$应服从$ρ_c r_c \approx 41 \,\text{M}_\odot \text{pc}^{-2}$，但质量依赖性较弱$\sim M^{0.2}$ .值得注意的是，这种比例关系最近已经被经验推断出来。预测了涉及核心质量、核心半径和核心速度频散的标度关系，并与观测数据吻合良好。通过对数值模拟校准，我们预测这些关系的分散，并发现它们与现有数据非常吻合。未来的观测可以测试我们对不同晕质量和红移的预测。
2016-02-15 astro-ph.GA
The localization of galaxy groups in close proximity to galaxy clusters using cosmic web nodes
本研究利用DisPerSE宇宙网节点识别星系团内落区域的星系群，发现三维中纯度和完备度分别达56%和68%，大质量星系群完备度可达100%，证明该方法可有效解析子结构。
2023-10-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Sussing Merger Trees : The Impact of Halo Merger Trees on Galaxy Properties in a Semi-Analytic Model
晕并合树是星系形成和演化的半解析模型的重要支柱。最近的研究指出，从结构形成的数值模拟中提取合并树是不平凡的;不同的树构建算法可以给出不同的合并历史。在合并树被用作星系形成模型的输入之前，应该仔细理解这些差异。我们研究了不同晕合并树对半解析模型的影响。我们发现，在我们的模型中的z=0星系属性显示树之间的差异时，使用一个共同的参数集。宇宙的恒星形成历史和卫星星系的性质可以在不同构造方法的树之间显示出显着的差异。独立校准每个树的半解析模型可以减少z=0的全球星系属性之间的差异，在增加星系的演化历史的差异的代价。此外，隐含的物理学可能会有所不同，导致关键的数量，如超新星反馈效率相差2倍。这种变化改变了恒星形成主要受到超新星抑制的机制。因此，使用不同但可靠的算法从共同晕目录中提取的晕合并树可能导致半分析模型的差异。然而，考虑到星系形成物理学的不确定性，这些差异可能不一定被视为重要。
2014-10-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
RedMaPPer: Evolution and Mass Dependence of the Conditional Luminosity Functions of Red Galaxies in Galaxy Clusters
我们使用SDSS数据Release 8 RedMapPer星团样本描述了星系团中红色星系的光度分布、晕质量依赖性和红移演化。我们提出了一个简单的处方的中央和卫星星系的光度和它们的主机晕的质量之间的关系，并表明，这个模型是很好的拟合的数据。使用一个更大的星系团样本比以前在文献中使用，我们发现，中央星系的光度规模为$\langle \log L \rangle \propto A_L \log (M_{200b})$，与$A_L=0.39\pm0.04$，并在固定的$M_{200b}$（$σ_{\log L|M}$）的中央星系光度的散射是$0.23 ^{+0.05}_{-0.04}$ dex，与误差酒吧，包括系统由于偏心的集群发现，测光，测光红移估计。我们的数据更倾向于在一个固定的晕质量的中央星系的光度和观察到的丰富的集群之间的正相关，与有效的相关系数$d_{\rm{eff}}=0.36^{+0.17}_{-0.16}$。考虑被动演化后，卫星的特征光度从$z=0.3$到$z=0.1$由$\sim 20\%$逐渐变暗。我们估计最亮的星系不是中心的星系团的比例是$P_{\rm{BNC}} \sim 20\%$。我们讨论的背景下，星系演化和星系晕连接这些发现的影响。
2020-10-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The galaxy size - halo mass scaling relations and clustering properties of central and satellite galaxies
在这项工作中，我们结合的大小和恒星质量的测量从斯隆数字天空服务器（SDSS）的组查找算法的Rodriguez \& Merchán，以确定恒星和晕的质量-大小关系的中心和卫星星系分别。我们发现，虽然中央星系和卫星星系显示类似的恒星质量-大小的关系，它们的晕质量-大小的关系显着不同。正如预期的那样，更大质量的晕往往拥有更大的中央星系。然而，卫星星系的大小仅略微依赖于晕维里质量。我们表明，这些结果是兼容的一个非常简单的模型，在该模型中，中央和卫星星系的规模作为其主机晕质量的立方根，与卫星的归一化为$\sim$ 30 \%小于中央星系，这可以归因于潮汐剥离。我们进一步检查，我们的测量结果与来自IllustrisTNG流体动力学模拟的预测非常一致。在本文的第二部分中，我们分析了中心星系和卫星星系的成团性质如何依赖于它们的大小。我们证明，独立的恒星质量阈值采用，较小的星系比较大的星系更紧密的集群时，无论是整个样本或只有卫星被认为是。相反的趋势是在大尺度上观察到的大小分裂时，仅为中央星系。我们的研究结果显着的限制晕星系连接模型，连接星系的大小与其托管晕的属性。
2021-06-09 astro-ph.GA
Towards a self-consistent numerical model of late-type galaxies: Calibrating the effects of sub-grid physics on galactic models
我们进行了几个孤立的星系演化模拟在一个固定的暗物质晕引力势使用我们的新版本的N体/光滑粒子流体动力学（SPH）代码GCD+。新代码使我们能够更准确地建模和跟踪系统的气体和恒星成分的演变，包括强大的超新星反馈及其对星际介质（ISM）的影响。在这里，我们提出了六个模拟的结果，一个M33大小的晚型盘星系每个不同的值，我们的模型参数，其中包括恒星形成效率（C*），每个超新星爆炸释放的能量（E_SN）和单位时间从恒星风释放的能量（E_SW）。我们进行了一个像素的像素和径向环分析方法，我们的每个星系比较我们的结果所观察到的施密特-肯尼库特定律和垂直气体速度色散与半径的关系等。我们发现，我们的模型与更高的反馈更接近的意见，反馈中起着关键作用，在获得所观察到的施密特-肯尼库特和气体速度色散关系。
2011-12-09 astro-ph.GA
A new approach to finding galaxy groups using Markov Clustering
我们提出了一个新的星系群发现方法，马尔可夫图聚类（MCL;范东根2000年），自然处理概率链接标准的概念证明。我们引入了一个新的品质因数，信息统计的变化（VI; Meila 2003），用于优化MCL算法的自由参数。我们解释说，共同的朋友圈（FoF）的方法是一个子集的MCL。我们测试MCL在真实空间中的一个现实的模拟星系目录构建从N体模拟使用GALFORM模型。在固定连接长度的情况下，FoF产生由VI统计量量化的最佳组目录。通过使链接长度对局部星系密度敏感，FoF和MCL群星表的质量显着提高，MCL由于较小的VI值而优于FoF。MCL组目录准确地恢复在所有多重性的基础晕多重性函数。MCL在所有多重性下提供比FoF更好和更一致的基团纯度和卤素完整性值。由于MCL允许概率成对连接，它是一个很有前途的算法，以寻找星系群的光度调查。
2019-03-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Simulating realistic Lyman-$α$ emitting galaxies including the effect of radiative transfer
本文提出了一种模拟红移2-3的Lyman-α发射星系的模型，结合经验性模型与辐射传输方法，校准参数以重现观测数据，并提供高保真合成目录。
2025-11-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark matter halo properties of the Galactic dwarf satellites: implication for chemo-dynamical evolution of the satellites and a challenge to $Λ$CDM
本研究利用非球形质量模型分析银河系矮卫星系运动学数据，发现部分星系暗物质晕呈尖峰分布，且部分卫星系暗物质密度显著低于模拟子晕，对 $Λ$CDM 模型提出挑战。
2023-06-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Milky Way-like galaxies: stellar population properties of dynamically defined disks, bulges and stellar halos
星系的形成可以根据每种类型的星系成分的组装模式来理解。为了执行这种分析，有必要定义一些标准来分离这些组件。基于动力学性质的分解方法比基于光度测量的方法更具物理动机。我们使用\texttt{galactic structure finder}的无监督高斯混合模型从EAGLE模拟中提取具有银河系质量的星系子样本的成分。所有已确定的子结构的一阶和二阶动力学矩的空间中的聚类揭示了五种类型的星系组成部分：薄和厚磁盘，恒星晕，凸起和球状体。我们分析了这五种成分类型的动力学，形态和恒星星族属性，探索这些属性在多大程度上相互关联，以及它们在多大程度上取决于总星系恒星和暗物质晕质量。所有的星系都包含一个凸起，一个恒星晕和一个盘。60%的对象拥有两个磁盘（薄磁盘和厚磁盘），68%的对象还拥有一个球体。动态盘对总的比率不依赖于恒星质量，但两个盘的旋转速度的中位数。薄盘在恒星年龄、[Fe/H]和$α$ -增强中与三个色散主导的分量分离得很好，而厚盘介于两者之间。除了薄盘，所有组件显示其恒星星族属性之间的相关性：年龄越大意味着较低的金属丰度和较大的$α$ -增强。最后，我们量化了恒星星族性质对各组分动力学的弱依赖性。
2022-07-18 astro-ph.GA
Unveiling the atomic hydrogen-halo mass relation via spectral stacking
测量HI-晕质量标度关系（HIHM）是理解HI在星系形成中的作用及其与结构形成的联系的基础。虽然使用HI光谱叠加可以直接测量晕圈中的HI质量，但报告的关系形状取决于测量它所使用的技术（例如，随质量单调增加与平坦，质量无关）。使用模拟HI和光学调查产生的SHARK半解析星系形成模型，我们调查如何以及不同的观测技术可以恢复内在的，理论上预测的，HIHM关系。我们运行了星系群探测器，并模拟了不同巡天所采用的HI叠加过程，发现我们可以重现它们的观测导出的HIHM关系。然而，所采用的技术都没有恢复由模拟预测的潜在HIHM关系。我们发现，星系团的晕质量估计系统的影响修改的HIHM关系的推断形状的内在的模拟，而污染的星系，不相关的群体，有助于推断HI质量的晕质量仓，当使用大的速度窗口堆叠。污染的影响在Mvir~10^（12-12.5）Msol时最大。叠加方法的基础上总结的HI发射光谱，推断属于一个组的不同属性的星系的平均HI质量遭受最小的污染，但强烈限制使用光学同行，错过了矮星系的贡献。深度光谱测量将提供显著的改进，在保持高光谱完整性的同时进行更深的测量;例如，WAVES测量将恢复Mvir~10^（14）Msol的组的总HI质量的~52%，而GAMA测量仅为~21%。
2021-02-24 astro-ph.GA
The dearth of difference between central and satellite galaxies II. Comparison of observations with L-GALAXIES and EAGLE in star formation quenching
正如我们在第一篇论文中所证明的，只要控制恒星质量，中心星系和卫星星系的猝灭分数作为晕质量的函数是非常相似的。这同样适用于淬火分数作为中心速度色散的函数，这是密切相关的黑洞质量，只要一个控制恒星和晕质量。在这里，我们使用模拟星系目录构建从最新的半解析模型，L-GALAXIES，和最先进的流体动力学模拟，鹰，调查这些模型是否可以重现数据中看到的趋势。我们还检查了用于识别中心和卫星的组查找器如何影响我们的结果。我们发现，L-GALAXIES未能再现的趋势。预测的中心星系淬灭率随$10^{12.5}h^{-1}M_{\odot}$周围晕质量和$\sim10^{6.5}M_{\odot}$周围黑洞质量的增加而急剧增加，而预测的卫星星系淬灭率随晕质量和黑洞质量的增加而逐渐增加。相比之下，EAGLE中的中心和卫星遵循与数据中所见几乎相同的趋势。我们讨论了反馈过程如何调节星系淬火的影响，我们的结果。
2018-07-21 astro-ph.GA
From Stellar Halos to Intracluster Light: the physics of the Intra-Halo Stellar Component in cosmological hydrodynamical simulations
在视界-活动星系核宇宙流体动力学模拟中，我们研究了从银河系质量系统到星系团的晕内恒星成分。我们确定IHSC使用改进的相空间星系发现者算法，该算法提供了一个自适应的，物理动机和形状独立的定义，这个恒星组成部分，可以应用于任意质量的晕。我们探讨了IHSC质量分数-总晕的恒星质量，$f_{M*,IHSC}-M*$，关系和它的散射的物理驱动程序。我们发现，平均而言，$f_{M*,IHSC}$随着$M_{*,tot}$的增加而增加，随着质量的增加，分散度从$M_{*,tot}\sim10^{11}M_\odot$的2 dex强烈降低到组质量的0.3 dex。在高质量时，$M_{*,tot}>10^{11.5}M_\odot$、$f_{M*,IHSC}$随子结构的数量增加而增加，并随中央星系与最大卫星星系之间的质量比而增加，在固定的$M_{*,tot}$。在中等大小的星系群和低于$M_{*,tot}<10^{12}M_\odot$的星系中，我们发现在所有探测到的星系和晕的性质中，中央星系的恒星自转-色散速度比V/σ在固定的$M_{*,tot}$下与$f_{M*,IHSC}$的相关性最强，从高V/σ的$f_{M*,IHSC}$ <0.1%过渡到低V/σ的$f_{M*,IHSC}\sim5$ %。通过研究$f_{M*,IHSC}$的时间演化，我们发现，在前者，合并并不总是发生，但如果他们这样做，他…
2019-08-08 astro-ph.GA
A first estimate of the Milky Way dark matter halo spin
在宇宙学模拟中，暗物质（DM）晕的自旋$λ$服从对数正态分布，与星系观测值几乎没有相关性。因此，目前还没有办法推断出单个星系晕的$λ$参数。在这里，我们提出了第一次尝试测量$λ$从动态不同的恒星组件中确定的高分辨率宇宙学模拟与银河系的结构？在NIHAO星系的子样本中，我们发现DM晕的总角动量（AM）$J_h$和恒星成分的方位角AM $J_z$之间存在紧密的相关关系：log（$J_h$）= $α$ + $β\cdot$ log（$J_z$）。恒星晕与$α=9.50\pm0.42$和$β=0.46\pm0.04$的关系最为密切。另一个紧密的关系是与磁盘：$α=6.15\pm0.92$和$β=0.68\pm0.07$。我们使用盖亚DR2和APOGEE生成一个组合的运动学丰度空间，在那里银河系的薄和厚恒星盘恒星可以整齐地分离，他们的旋转速度剖面，$v_ϕ(R)$，可以计算。对于两个盘，$v_ϕ(R)$随半径减小，$\sim$ 2 km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$对于$R\gtrsim5$ kpc，导致$v_{ϕ,thin}\backsimeq221$ km s $^{-1}$和$v_{ϕ,thick}\backsimeq188$ km s $^{-1}$在$R_{\odot}$。这些速度剖面与Cautun等人（2020）的星系质量模型一起，得到了两个盘的AM：$J_{z,t…
2021-10-21 astro-ph.GA
Measuring Dwarf Galaxy Intrinsic Abundance Scatter with Mid-resolution Spectroscopic Surveys: Calibrating APOGEE Abundance Errors
本文提出一种利用中分辨率APOGEE巡天数据测量矮星系和球状星团本征丰度弥散的方法，通过校准丰度误差，揭示了系统内的丰度弥散幅度并为其恒星形成历史提供了约束。
2024-10-14 astro-ph.GA
NIHAO XXII: Introducing black hole formation, accretion and feedback into the NIHAO simulation suite
我们介绍黑洞物理学的算法，即，黑洞的形成、吸积和反馈，纳入NIHAO（一百个天体物理学物体的数值研究）项目的星系模拟。这使我们能够研究高质量的椭圆星系，其中来自中央黑洞的反馈通常被认为对它们的演化有重大影响。我们进一步扩展了NIHAO套件45模拟，包括$z=0$晕质量从$1 \times 10^{12}$到$4 \times 10^{13}\,\mathrm{M}_{\odot}$，并重新模拟了五个星系从原来的NIHAO样本与黑洞物理，其中有$z=0$晕质量从$8 \times 10^{11}$到$3 \times 10^{12}\,\mathrm{M}_{\odot}$。现在NIHAO包含144个不同的星系，因此拥有最大的星系放大模拟样本，涵盖了从$9 \times 10^{8}$到$4 \times 10^{13}\,\mathrm{M}_{\odot}$的$z=0$晕质量。在本文中，我们专注于测试的算法和校准的自由参数对恒星质量与晕质量的关系和黑洞质量与恒星质量的关系。我们还调查了这些关系的分散，我们发现这是一个随时间而减少的函数，从而与观测结果一致。对于我们的基准选择的参数，我们成功地淬火恒星形成以上的$z=0$晕质量的$10^{12}\,\mathrm{M}_{\odot}$的对象，从而将它们转化为红色和死亡的星系。
2019-09-23 astro-ph.GA
