Kinematical Analysis of Substructure in the Southern Periphery of the Large Magellanic Cloud
我们报告的第一个3-D运动学测量的88颗恒星在最近发现的几个子结构的方向在南部外围的大麦云云（LMC）使用的组合盖亚自行和径向速度的APOGEE-2调查。更具体地说，我们探索恒星位于各种APOGEE-2点在LMC周边地区的各种overdensity的恒星以前已被确定在地图上的恒星从盖亚和DECam。通过使用一个模型的LMC磁盘旋转，我们发现，相当一部分的APOGEE-2恒星具有极端的空间速度是不同的，而不是一个简单的扩展，LMC磁盘。使用N-体流体动力学模拟过去的动态演化和相互作用的LMC和小麦哲伦云（SMC），我们探讨是否极端速度的恒星可以占在这个过程中产生的潮汐碎片的相互作用。我们的结论是，LMC和SMC碎片从他们的相互作用产生的组合是一个很有前途的解释，虽然我们不能排除其他可能的起源，这些新的数据应用于约束未来的模拟LMC-SMC相互作用。我们还得出结论，在LMC南部边缘的许多恒星位于LMC平面外几个kpc。考虑到这些恒星的金属丰度表明它们可能是麦哲伦起源的，我们的研究结果表明，需要对麦哲伦云过去的相互作用历史进行更广泛的探索。
2022-02-25 astro-ph.GA
Models of Tidally Induced Gas Filaments in the Magellanic Stream
从大麦哲伦云和小麦哲伦云（LMC和SMC）延伸到南半球天空200度以上的麦哲伦流和HI的主导臂被认为是由LMC和SMC之间的多次相遇形成的。在这种情况下，流和引导臂中的大部分气体都是从SMC中剥离出来的，但最近的观测显示，尾臂的分叉揭示了一些气体的LMC起源。在流中的吸收测量也揭示了一个数量级以上的气体比目前的潮汐模型。我们提出的流体动力学模拟LMC和SMC之间的多次相遇，在他们的第一次通过银河系周围，假设云是更广泛的和丰富的气体在过去。我们的模型在尾流中从LMC和SMC中创建了气体的非线性结构。虽然SMC尾丝与观测到的流位置相匹配，但LMC丝偏移。此外，在这些模型中的总观测质量的流被低估的四个因素时，电离的成分占。我们的研究结果表明，也应该有气体剥离的LMC和SMC在领导臂，反映在尾流的分叉。这一预测与最近对主导臂化学丰度空间变化的测量结果一致，这表明存在来自多个来源的气体，尽管性质仍然不确定。
2018-03-21 astro-ph.GA
A Magellanic Origin of the DES Dwarfs
我们建立了麦哲伦云（MC）和矮星系候选人之间的联系，发现在暗能量调查（DES）通过建立一个动力学模型的MC卫星人口，一套广泛的定制的数值模拟的基础上。我们的模型考虑到银河系的响应，MC的动力学摩擦所经历的MC和MC卫星的主机的中断。模拟套件的样本在MC的自行，MW和云本身的质量的不确定性，并允许在MC卫星的固有体积密度分布的灵活性。因此，我们可以准确地再现DES卫星的观测位置和运动学。假设银河系（MW）矮星遵循$Λ$ CDM中的亚晕分布，我们进一步证明，在14颗观测到的卫星中，MW晕贡献了不到4（8）颗，置信度为68%（95%），7（12）颗DES矮星属于LMC的概率大于0.7（0.5）。在整个套件的边缘化，我们限制麦哲伦卫星的总数在~70，周围的$10^{11}M_\odot$的大麦哲伦星云的质量，并表明，云可能只经历了一个银河系的近心通道到目前为止。最后，我们给出了预测的视线速度和自行的卫星发现在LMC附近。
2016-03-14 astro-ph.GA
The coherent motion of Cen A dwarf satellite galaxies remains a challenge for $Λ$CDM cosmology
卫星平面问题是标准$Λ$ CDM宇宙学模型最严峻的小尺度挑战之一：银河系和仙女座周围的几个矮星系以薄的平面结构共轨。在附近的椭圆星系半人马座A（Cen A）周围也发现了类似的情况。在这封信中，我们研究了从VLT/MUSE观测中增加的12个具有视线速度的新星系的Cen A卫星系统。我们发现28个矮星系中有21个具有测量的速度共享一个相干运动。类似的扁平和相干移动的结构中发现只有0.2%的Cen A类似物在插图TNG 100宇宙学模拟，独立于我们是否使用其暗物质或流体动力学运行。这些类似物不是共轨的，并且仅通过偶然投射而出现，因此它们在这种模拟中是短暂的结构。我们的研究结果表明，观测到的卫星同向旋转平面是$Λ$ CDM的一个持续的挑战，这在很大程度上是独立于重子物理。
2021-04-09 astro-ph.GA
Declining rotation curves at $z=2$ in $Λ$CDM galaxy formation simulations
选择盘星系的宇宙学，流体动力学模拟Magneticum探路者，我们发现，几乎一半的海报子盘星系在$z=2$显示显着下降的旋转曲线和低暗物质分数，非常类似于最近报道的观测。这些星系没有表现出任何异常的行为，居住在标准的暗物质晕中，通常在质量上显着增长，直到$z = 0$，在那里它们跨越了所有的形态类别，包括与现今旋转曲线相匹配的盘星系和观测到的暗物质分数。我们的研究结果表明，下降的旋转曲线和低的暗物质分数在旋转占主导地位的星系在$z=2$自然出现在$Λ$ CDM范式，并反映了复杂的重子物理，这在恒星形成的高峰时期发挥作用。此外，我们发现一些分散占主导地位的星系在$z=2$主机显着的气体盘，并表现出类似形状的旋转曲线的盘星系人口，使其难以区分这两个人口与目前可用的观测技术。
2018-02-14 astro-ph.GA
Hydrodynamical simulations of galaxy formation with non-Gaussian initial conditions
本文通过{\sc RAMSES}代码在30 Mpc/$h$盒子中进行了星系形成的流体动力学模拟，发现小尺度负$f_{\rm NL}$参数能延缓星系组装并形成更具盘状运动学的星系，可能同时缓解宇宙学和星系形成中的张力。
2023-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Satellites of Satellites: The Case for Carina and Fornax
我们利用Auriga宇宙学模拟对银河系质量星系及其周围环境进行了研究，在$Λ$ CDM中研究了矮星系的卫星星族。正如先前的工作所预期的那样，高于固定恒星质量的卫星的数量是主矮星质量的强函数。对于像大麦云（LMC）一样明亮的星系，以及像大麦哲伦星云（由其旋转速度决定）一样大的光环，模拟预测大约有3颗卫星的恒星质量超过$M_*>10^5\, M_\odot$。如果大麦哲伦星云是在它的第一次近心通过，那么这些卫星应该在大麦哲伦星云附近，并且轨道角动量应该与大麦哲伦星云的轨道角动量大致一致。我们使用3D的位置和速度，从第二次数据发布的盖亚任务重新审视的“经典”MW矮椭球体可能是LMC卫星。天炉座和船底座矮椭球体的新自行使它们的轨道与麦哲伦云的轨道平面紧密对齐，暗示了一个潜在的麦哲伦星系。与小麦哲伦云（SMC）一起，这一结果增加了$3$与$M_*>10^5\, M_\odot$的LMC卫星的数量，正如模拟所预期的那样。这也填补了SMC与超暗卫星Hyi 1、Car2、Hor1和Car3之间的12等亮度差距，这些超暗卫星被证实具有与麦哲伦起源一致的轨道。
2019-11-22 astro-ph.GA
Investigating cosmic strings using large-volume hydrodynamical simulations in the context of JWST's massive UV-bright galaxies
Goethe University（歌德大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（天体物理中心 | 哈佛与史密森尼学会）；McGill University（麦吉尔大学）；Institute for Basic Science（基础科学研究院）；York University（约克大学）
利用大规模流体模拟研究宇宙弦对高红移星系形成的影响，发现其能解释JWST观测到的大量大质量紫外亮星系，同时与标准ΛCDM模型在低红移处保持一致。
2026-02-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark matter haloes from dwarf to massive galaxies: no systematic inner-density tension with ΛCDM hydrodynamical simulations
Leiden University（莱顿大学）；University of Surrey（萨里大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC)（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉帕鲁纳大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）
本研究分析48个富气星系和8个贫气卫星星系样本，发现其内暗物质密度与ΛCDM流体动力学模拟大体一致，无系统性张力，从而缓解了尖点-核球和旋转曲线多样性问题。
2026-10-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
$Λ$CDM Predictions for the Satellite Population of M33
三角座（M33）是仙女座（M31）最大的卫星星系，质量约为$3\times10^9\; M_{\odot}$。根据丰度匹配技术，M33的总质量估计为$10^{11}\; M_{\odot}$量级。$Λ$ CDM模拟预测，M33质量晕拥有几个自己的低质量卫星同伴，但只有一个候选M33卫星已被发现在深测光调查日期。这种“卫星中的卫星”的等级最近在暗能量巡天中银河系麦哲伦云周围发现的矮星系的背景下进行了探索。在这里，我们讨论的卫星星系的数量预测居住在维里半径（$\sim$ 160千秒差距）的M33的基础上$Λ$ CDM模拟。我们还计算了使用各种地面成像仪在N个数据字段中的卫星探测的预期数量。最后，我们讨论了这些卫星人口的预测如何改变M33的过去的轨道历史的函数。如果M33是第一次落入M31的光环，那么它提出的卫星预计今天仍将与M33绑定。然而，如果M33最近与M31发生了潮汐相互作用，那么幸存的卫星的数量在很大程度上取决于由于潮汐剥离效应而在近心处达到的距离。我们的结论是，调查延伸到M33周围的$\sim$ 100千秒差距将足以限制它的轨道历史和它的大部分卫星人口。在WFIRST时代，这种规模的调查将被认为是小型观测计划。
2018-07-17 astro-ph.GA
Response of the Milky Way's disc to the Large Magellanic Cloud in a first infall scenario
我们提出了N体和流体动力学模拟银河系的重子盘的存在下的大麦云云在第一次下降的情况下的反应。对于一个基准银河系模型再现的总属性的银河系，我们探讨了一组六个初始条件的LMC的质量变化，所有的发展，以适应测量的约束，其当前的位置和速度相对于银河系中心。我们发现，LMC可以产生强烈的扰动-翘曲的恒星和气体盘-在银河系中，而不违反约束的相空间分布的恒星在太阳附近。所有模型都正确地再现了翘曲的相位及其关于光盘中平面的反对称形状。如果翘曲是由于LMC单独，那么最大质量模型是有利的（$2.5\times10^{11}\,\rm{M_{\odot}}$）。尽管如此，仍存在一些定量差异，包括$R=22 \,\rm{kpc}$时$ΔZ=0.7 \, \rm{kpc}$和$R=16 \,\rm{kpc}$时$ΔZ=0.7\, \rm{kpc}$的高度不足。这表明，甚至更高的质量为LMC的晕的数据是允许的。与重人马座dSph模式（$10^{11}\,\rm{M_{\odot}}$）引起的垂直扰动的比较表明，预期在$R=16 \, \rm{kpc}$对LMC翘曲有正干扰。我们的结论是，银河系盘的垂直结构超出太阳邻域可能共同塑造其最大的卫星。因此，MW的当前结构表明我们正在看到卫星相互作用的圆盘加热过程。
2016-08-16 astro-ph.GA
A rumble in the dark: signatures of self-interacting dark matter in Super-Massive Black Hole dynamics and galaxy density profiles
首次探讨了流体动力学宇宙学模拟中自相互作用暗物质（SIDM）对大质量星系中暗物质（DM）和重子分布的影响，包括显式重子物理处理.一种新的实现超大质量黑洞（SMBH）的形成和演化的使用，在Tremmel等人。(2015，2016），允许明确遵循星系中心的SMBH动力学。选择高SIDM恒定横截面，$σ$ =10 $\rm cm^2/gr$，以放大与CDM模型的差异。类似银河系的星系在SIDM中形成的DM密度分布比在CDM中形成的DM密度分布更浅，差异已经达到20 kpc尺度。这表明，即使对于最大质量的螺旋，SIDM的影响也超过了重子引起的绝热收缩。引人注目的是，SMBHs的动态在SIDM和参考CDM情况下不同。在SIDM和CDM运行中，大质量螺旋中的SMBH都沉到了宿主星系的中心，而在较小质量的星系中，SIDM运行中大约有80个$\%$的SMBH人口偏离了中心，而在CDM运行中，$\sim$ 90个$\%$的SMBH已经到达了宿主星系的中心。SMBH被发现在距离SIDM星系中心$\sim$ 9千秒差距的地方。这种差异是由于SIDM星系中DM密度较CDM低而导致的动力学摩擦时间尺度增加，从而导致“核心失速”。这项试点工作突出了在一个完整的流体动力学背景下，不同的DM模型相结合的SMBH物理模拟的重要性，研究它们对星系形成的影响。
2017-05-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Magellanic Clouds are very rare in the IllustrisTNG simulations
本文利用 IllustrisTNG 模拟量化了在 ΛCDM 模型内观测到麦哲伦云的概率，发现其相空间密度和轨道极对齐均与观测存在超过 4σ 的张力，表明类似麦哲伦云的双卫星系统在标准宇宙学模型中非常罕见。
2024-09-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
NIHAO X: Reconciling the local galaxy velocity function with Cold Dark Matter via mock HI observations
利用NIHAO的87个高分辨率流体动力学宇宙学模拟，研究了无碰撞模拟中暗物质晕的最大圆速度（Vmax）与流体动力学模拟中同一晕中HI气体速度宽度之间的关系.这两个量通常用于比较理论和观测速度函数，并导致观测和基于冷暗物质（CDM）模型的预测之间可能存在差异。我们发现，低于100公里/秒，有明显的偏见之间的HI为基础的速度和Vmax，导致低估的实际圆速度的晕。当考虑到这种偏差时，CDM模型在再现观测到的速度函数方面没有问题，并且实际上并不缺乏低速星系。我们的模拟还再现了线宽恒星质量（塔利-费舍尔）的关系和HI的大小，表明HI气体在我们的模拟是延长观察。低于预期线宽的物理原因是，与高质量星系相反，低质量星系不再像通常假设的那样具有延伸的薄HI旋转盘。
2016-07-25 astro-ph.GA
H I Kinematics of the Large Magellanic Cloud revisited : Evidence of possible infall and outflow
根据两种新的自行估计，重新讨论了大麦云云（LMC）中性氢原子（H I）的运动学。我们分析了ATCA/Parkes和GASS数据集的强度加权H I速度图。我们校正了视线速度场的系统，横向，岁差，章动的磁盘使用两个最近的自行估计，并估计的H-I盘的运动学参数。使用ATCA/Parkes数据估计的运动主轴的位置角（PA）的值被发现是类似的PA使用恒星示踪剂的最近估计。岁差和章动的影响在PA的估计被发现是显着的。利用ATCA/Parkes数据，发现大麦哲伦星云中的大部分H I气体都位于盘中。我们检测到12.1%的数据点为运动学异常值。我们确定了众所周知的Arm E，Arm S，Arm W，Arm B和一个新的流，Outer Arm，作为离群值组件的一部分。GASS的数据分析显示了麦哲伦桥（MB）的速度细节及其与LMC磁盘的连接。我们发现B臂和外臂连接到MB。我们检测到高速气体在西部磁盘的LMC和西南部和南部的MB。我们提出了两个模型（平面内和平面外）来解释离群气体。我们认为，臂B可能是一个陷入功能，起源于内部MB。E臂可能是流出特征。我们认为可能的流出从西部的LMC磁盘和南部和西南部的MB，这可能是由于冲压压力。在MB中观察到的速度模式表明它正在被剪切。我们认为，在这项研究中确定的各种异常值可能是由于银河系（MW）晕中的LMC的运动的潮汐效应和流体动力学效应的组合。
2014-11-04 astro-ph.GA
Fuzzy Gasoline: Cosmological hydrodynamical simulations of dwarf galaxy formation with Fuzzy Dark Matter
本文利用新代码FUZZY-GASOLINE进行了首批FDM框架下的高分辨率流体动力学宇宙学模拟，发现FDM与重子过程通过不同机制影响暗物质核的形成，但恒星观测量与CDM模型高度相似，难以仅通过恒星观测区分两者。
2024-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
The Three Hundred Project: Substructure in hydrodynamical and dark matter simulations of galaxy groups around clusters
只有暗物质的模拟能够产生一个$Λ$ CDM宇宙的宇宙结构，在一个更低的计算成本比更多的物理动机流体动力学模拟。然而，目前还不清楚仅用暗物质模拟来再现较小的子结构有多好。为了研究这一点，我们直接比较了流体力学和暗物质模拟中星系团和周围星系群的子结构。我们利用ThreeHundred项目，一套324个星系团的模拟，这些星系团是用流体力学模拟的，并且只在暗物质中模拟。我们发现，暗物质的模拟低估了星系群和星系团的中心相对于流体动力学模拟的数量密度，这种影响是在更密集的地区更强。我们还研究了下落星系群的相空间，以表明仅使用暗物质的模拟将这些星系群中心星系的数量密度低估了约四倍。这意味着坠落群的结构和演化可能与仅用暗物质模拟预测的不同。最后，我们讨论了这种低估的潜在原因，同时考虑到物理效应和分析中的数值差异。
2021-01-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The VMC survey - XXIII. Model fitting of light and radial velocity curves of Small Magellanic Cloud classical Cepheids
我们提出的chi 2最小化模型拟合技术应用于光学和近红外光度和径向速度数据的9个基本的和3个第一泛音经典造父变星在小麦哲伦云（SMC）的样本的结果。近红外测光（JK滤光器）由欧洲南方天文台（ESO）公众调查“麦哲伦云系统的VISTA近红外Y; J;Ks调查”（VMC）获得。对于每个对流层，采用非线性对流流体动力学代码计算了等周期模型序列，以再现多滤波器光和（当可用时）径向速度曲线振幅和形态细节。推断的个体距离提供了SMC距离模量的固有平均值为19.01 mag，标准差为0.08 mag，与文献一致。此外，最佳拟合模型的内禀质量和亮度表明，所有这些外禀质量都比经典演化质量-亮度关系（MLR）亮，表明了核超调和/或质量损失的显著效率。假设从典型的MLR推断的偏差是由于质量损失，我们得到的预期分布的百分比质量损失的脉动周期和典型的恒星质量的函数。最后，一个很好的协议被发现之间的预测平均半径和当前的周期半径（PR）的关系在SMC在文献中。这项调查的结果支持的预测能力的理论方案，并铺平了道路的应用程序，以其他广泛的数据库在各种化学成分，包括VMC大麦云星系和银河造父变星与盖亚星系。
2016-12-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the radial acceleration relation of $Λ$CDM satellite galaxies
在明亮星系中测量到的径向加速度与观测到的重子分布产生的径向加速度密切相关，这种现象称为径向加速度关系（RAR）。矮球状卫星星系最近被发现偏离了对更大质量物体测量的RAR的外推，但具有更大的散射。如果得到新数据的证实，这一结果将为低加速度下的引力理论提供强有力的检验，而这需要强有力的理论预测。通过使用高分辨率的流体动力学模拟，我们表明，在宇宙学的标准模型（$Λ$ CDM），卫星星系预计将遵循相同的RAR作为更明亮的系统，但与一个更大的散射不相关的星系的物理性质。在模拟中，RAR随红移的变化是温和的。此外，由于主机的引力场引起的加速度对RAR没有影响。这与修正牛顿动力学（MOND）中的外场效应形成对比，后者导致星系在强外场中偏离RAR。$Λ$ CDM和MOND之间的这种差异提供了一种可能的方法来区分它们。
2018-05-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Beyond the surface: hydrodynamical N-body simulations of the interacting dwarf galaxies NGC 5238 and UGC 8760
本研究利用大双筒望远镜SSH巡天数据发现两个近邻矮星系的低表面亮度潮汐特征，通过流体动力学N体模拟证实其由小质量卫星星系相互作用产生，且卫星性质符合ΛCDM宇宙学模型预测。
2024-05-20 astro-ph.GA
The offsets between galaxies and their dark matter in Lambda-CDM
我们使用“演化和组装的银河系及其环境”（EAGLE）套件的流体动力学宇宙学模拟测量恒星和星系的暗物质组件的中心之间的偏移。我们发现，绝大多数（>95%）的模拟星系显示的偏移小于重力软化长度的模拟（普卢默等效$ε= 700$ pc），无论是场星系和卫星星系团和集团。我们也没有发现暗物质沿着星系运动方向的系统性尾随或领先。偏移与从麦克斯韦分布中随机抽取的一致，其中$σ\leq 196$ pc。由于天体物理效应产生的$1.62^{+0.47}_{-0.49}$ kpc偏移最近在阿贝尔3827中观察到的没有可行的类似物，观测结果是在紧张局势与碰撞冷暗物质模型假设在我们的模拟。
2015-07-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Planes of satellites around simulated disk galaxies II: Time-persistent planes of kinematically-coherent satellites in $Λ$CDM
我们使用两个放大的$Λ$ CDM流体动力学模拟的大规模磁盘星系研究可能存在的固定卫星群，显示出运动学连贯的行为跨越演化（角动量守恒和集群）。我们确定了三个这样的群体在两个模拟，定义运动学连贯的，时间持久的平面（KPP），至少从维里化到$z=0$（超过7个陀螺仪）。这证明了轨道极点聚集不一定发生在低红移，代表了星系系统的长寿特性。KPP是薄而扁的，代表系统中卫星总数的$\sim25-40\%$，并且在某些时期大致垂直于其对应的中央盘星系，与银河系$z=0$的数据一致。KPP卫星成员在统计上与KPP以外的卫星有区别：它们显示出更高的比轨道角动量，轨道更垂直于中央盘星系，并且比后者具有更大的近心距离。我们数值证明，第一次，KPPs和最好的质量的位置平面共享相同的空间配置跨时间，这样KPPs作为“骨架”防止后者在短时间内被淘汰。在其中一个卫星宿主系统中，我们目睹了一个拥有自己卫星系统的大质量矮星系的后期捕获，在捕获之前也组织成KPP配置。我们简要地探讨了这一事件对主机的KPP的后果，并在一个意义上或相反的KPP内旋转的卫星数量的不对称性的可能增强。
2022-11-08 astro-ph.GA
On the Frequency of Multiple Galaxy Mergers in $Λ$CDM Cosmological Simulations
本文利用Illustris与IllustrisTNG模拟量化多重星系并合频率，给出$f_m$与$f_t$的标度关系，并指出并合在时间上强聚集。
2025-10-03 astro-ph.GA
The Lopsidedness of Satellite Galaxy Systems in $Λ$CDM simulations
在斯隆数字巡天（SDSS）中，发现星系对周围的卫星星系的空间分布明显地向各自的伙伴凸出。卫星星系的高度各向异性的平面分布与宇宙学模拟的预期相冲突。卫星系统在宿主星系对周围的不平衡分布是否构成了对宇宙学标准模型的类似挑战？我们调查是否存在这样的卫星分布周围堆叠对主机提取的$Λ$ CDM模拟千禧年-I，千禧年-II，ELVIS，和Illustris-1。通过利用这组模拟涵盖不同的体积，分辨率和物理，我们隐式测试是否存在不平衡的信号为不同范围的卫星星系质量，以及是否包含流体动力学效应产生显着不同的结果。所有的模拟显示类似于观察到的情况的不平衡性。该信号是非常重要的模拟包含足够数量的主机和解决卫星星系（高达$5\,σ$的千禧-II）。我们发现一个投影信号，这是高达两倍的SDSS系统报告的某些开放的角度（$\sim16\%$更多的卫星在对之间的方向比预期的均匀分布）。考虑到SDSS信号是一个下限，由于可能的背面和前景的污染，$Λ$ CDM模拟似乎是符合这一特定的经验性质的星系对。
2017-10-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of the Large Magellanic Cloud on dark matter direct detection signals
本文利用Auraga磁流体动力学模拟，首次证明大麦哲伦云在完全宇宙学银河系类似体中显著改变太阳系局部暗物质分布，使直接探测排除限向更小截面和质量偏移。
2023-10-25 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The edge of galaxy formation III: The effects of warm dark matter on Milky Way satellites and field dwarfs
在本系列的第三篇论文中，我们研究了粒子质量为$m_\mathrm{WDM}=3\,\mathrm{keV}$的暖暗物质对宇宙中最小星系的影响。我们提出了一个样本的21个流体动力学宇宙学模拟的矮星系和20个模拟的卫星-宿主星系的相互作用，我们都在冷暗物质（CDM）和暖暗物质（WDM）的情况下进行。在WDM模拟中，我们观察到一个更高的临界质量的恒星形成的开始。在WDM中，结构生长被延迟，因此WDM晕的恒星星族比CDM晕平均年轻两个陀螺。然而，尽管这种延迟的恒星形成，CDM和WDM星系都能够再现观测到的速度色散，恒星质量，大小和金属丰度的标度关系在$z=0$。WDM卫星晕在银河系质量主机更容易受到潮汐剥离，由于其浓度较低，但他们的星系甚至可以生存更长的时间比CDM同行，如果他们生活在一个暗物质晕与陡峭的中央斜坡。与我们以前的CDM卫星研究一致，我们观察到WDM卫星的中央暗物质密度斜率由于剥离而变陡。CDM和WDM之间卫星星系平均恒星年龄的差异，可以在未来用于解开这两个模型。
2019-02-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the absence of backsplash analogues to NGC 3109 in the $Λ$CDM framework
矮星系NGC 3109的后退速度比$Λ$ CDM对8 Mpc内的本星系群和外部星系群的计时参数分析中预期的快105 km/s（Banik \& Zhao 2018）。如果这个少体模型准确地代表了$Λ$ CDM中的长程相互作用，那么这种高速度表明NGC 3109是一个后溅星系，它曾经在银河系的维里半径内，然后被弹射出银河系。我们发现，像NGC 3109这样大质量（$\geq 4.0 \times 10^{10} M_\odot$）和遥远（$\geq 1.2$ Mpc）的回溅物是非常罕见的，没有一个在与前一个宿主的相互作用中也获得了能量。这可能是由于动力学摩擦。由于我们确定了13225个类似于银河系或M31的宿主星系，我们得出结论，假设NGC 3109是一个后溅星系会导致$>3.96σ$与$Λ$ CDM中预期的后溅星系分布紧张。我们表明，暗物质的唯一版本的TNG 300产生大致相同的结果，证明其稳健性如何重子物理建模。相反，如果NGC 3109不是一个后挡板，与$Λ$ CDM的一致性将需要3D时间参数分析，以105公里/秒的速度为这个相当孤立的矮星，我们认为这是不可能的。我们讨论了NGC 3109和本星系团卫星飞机在MOND背景下的一种可能的替代方案，其中银河系和M31在$7-10$ Gyr前有过近距离飞越。
2021-05-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark matter density profiles of the Milky Way satellite population: reconciling simulations and observations
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）
研究银河系卫星群体暗物质密度分布，通过动力学建模与CDM流体动力学模拟对比，在可观测半径评估模拟斜率，发现观测和模拟星系有质量依赖的核心形成趋势，多数系统模拟与观测相符，固定半径评估斜率改善一致性，Willman 1是异常值。
2026-10-23 astro-ph.GA
Constraining SIDM with halo shapes: revisited predictions from realistic simulations of early-type galaxies
我们研究了自相互作用暗物质（SIDM）和重子对早型星系（ETG）形状及其暗物质晕的影响，并将其与冷暗物质（CDM）方案的预测进行了比较。我们使用五个流体动力学放大模拟的晕托管ETG（$M_{\rm vir}\sim 10^{13}M_{\odot}$和$M_{*}\sim10^{11}M_{\odot}$），模拟CDM和SIDM模型与恒定截面的$σ_T/m_χ= 1\ \mathrm{cm}^2 \mathrm{g}^{-1}$。我们测量的三维和投影形状的暗物质晕和重子的内容，使用惯性张量和比较我们的测量结果的三个$HST$样本的引力透镜和$Chandra$和$XMM-Newton$ X射线观测。我们发现，重子的列入大大减少了CDM和SIDM之间的差异，以及根据形状绘制约束的能力。透镜测量拒绝CDM暗物质模拟的预测，更喜欢的水文方案之一。当我们考虑透镜的总样本时，观测数据更倾向于CDM水力情景。X射线发射气体的形状与两次水力运行的观测结果一致，CDM预测只有在非常中心才有更高的伸长率。与以前在椭圆星系尺度上的说法相反，我们得出结论，一旦我们在模拟中包括重子，CDM和我们的SIDM模型仍然可以解释观察到的形状。我们的研究结果表明，这是必不可少的，以获得现实的限制，新的模拟需要确认和扩展我们的研究结果。
2022-09-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dwarf Galaxies in CDM, WDM, and SIDM: Disentangling Baryons and Dark Matter Physics
我们提出了一套火-2宇宙放大模拟孤立场矮星系，所有的质量$M_\mathrm{halo} \approx 10^{10}\,$ M $_\odot$在$z=0$，在一系列的暗物质模型。我们首次比较了自相互作用暗物质（SIDM）和/或暖暗物质（WDM）模型如何影响矮星的组装历史以及中心密度结构。具有较小恒星半质量半径（r $_{1/2}<500$ pc）的矮星具有较低的$σ_\star/V_\mathrm{max}$比率，强化了较小的矮星可能存在于比天真预期更大的晕中的想法。大多数用自相互作用模拟的矮星实际上经历了它们内部密度分布的收缩，相对于在只含暗物质的运行中产生的核心，它们增加了重子，尽管模拟的矮星的中心密度总是低于$Λ$ CDM。所有模拟的V $_{1/2}-$ r $_{1/2}$关系与局部场矮星的观测结果基本一致，尽管像杜鹃这样的紧凑天体提供了一个独特的挑战。小矮星中心区域的空间分辨旋转曲线（$<400$ pc）可以提供一种区分CDM、WDM和SIDM的方法，然而：在这个模拟套件中探测的质量下，具有小r $_{1/2}$值的矮星的核心密度分布只能源于暗物质自相互作用。
2019-09-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
The effects of self-interacting dark matter on the stripping of galaxies that fall into clusters
我们使用C-EAGLE流体动力学模拟来研究自相互作用暗物质（SIDM）对星系在星系团中的作用。我们发现SIDM星系遵循与冷暗物质（CDM）类似的轨道，但到目前为止，其质量减少了${\sim}$ 25%。三分之一的SIDM星系被完全破坏，相比之下，五分之一的CDM星系。然而，过度剥离将比以前的DM模拟更难观察到，因为大多数剥离的星系形成核心，也失去了恒星：最具辨别力的物体变得不可观察。最好的测试将是测量恒星质量为$10^{10-11}\,\mathrm{M}_{\odot}$的星系的恒星-晕质量关系（SHMR）。在CDM宇宙中，这是星团中的8倍，而在SIDM宇宙中则是13倍。考虑到SHMR中的内禀散射，这些模型可以用${\sim}32$星系团的无噪声星系-星系强透镜来区分。
2021-09-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Properties and observables of massive galaxies in self-interacting dark matter cosmologies
本研究通过流体动力学宇宙学模拟对比了CDM和SIDM模型，发现重子物质的引入显著减小了两者差异，且SIDM中暗物质比例随恒星质量增加下降更快，需分离星系内部暗物质与发光物质以有效约束自相互作用。
2022-12-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark matter annihilation signals from the Large Magellanic Cloud and its impact on the Milky Way
本研究利用Auriga模拟分析大麦哲伦云的暗物质湮灭信号及其对银河系的影响，发现LMC的伽马射线信号显著高于背景，并为速度相关模型设定了更严格的截面上限。
2025-09-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Galaxies with grains: unraveling dust evolution and extinction curves with hydrodynamical simulations
本研究在RAMSES流体动力学模拟中引入尘埃演化模型，将尘埃分解为两种尺寸和化学成分，模拟不同质量与金属丰度的盘状星系，成功再现银河系尘埃性质及低金属丰度下DTM下降，并揭示硅酸盐与碳质尘埃生长阈值差异导致麦哲伦云型消光曲线，阐明CO形成限制碳质尘埃生长。
2024-06-04 astro-ph.GA
Testing baryon-induced core formation in $Λ$CDM: A comparison of the DC14 and coreNFW dark matter halo models on galaxy rotation curves
最近的宇宙流体动力学模拟表明，重子过程，特别是恒星形成爆发后的超新星反馈，可以改变暗物质晕的结构，并将原始尖点转变为较浅的核心。为了评估这种机制是否为尖核争议提供了解决方案，必须将模拟的晕与从星系旋转曲线推断出的真实暗物质晕进行比较。为此，最近从互补质量范围内的星系模拟中获得了两个新的暗物质密度分布：DC 14晕（$10^{10} < M_{\text{halo}}/M_{\odot} < 8 \times 10^{11}$）和核心NFW晕（$10^{7} < M_{\text{halo}}/M_{\odot} < 10^{9}$）。这两种模型已分别被发现，给观察到的旋转曲线很好的拟合。然而，对于DC 14模型，一项研究证实了预测的晕性质与宇宙学标度关系的一致性，但另一项研究强烈反驳了这一点。下一个问题是，这两个模型是否收敛到相同的解决方案，在质量范围内，这两个应该是适当的。为了研究这一点，我们测试了DC 14和cNFW晕模型的旋转曲线的选择星系的晕质量范围内的$4 \times 10^{9}$ - $7 \times 10^{10}$ $M_{\odot}$。我们进一步应用DC 14模型的旋转曲线在较高的晕质量，$9 \times 10^{11}$ $M_{\odot}$，验证协议的宇宙学标度关系。我们发现，这两个模型一般都能够再现观测到的旋转曲线，与早期的结果，和预测的暗物质晕…
2017-06-26 astro-ph.GA
Dynamical History of the Local Group in $Λ$CDM
Scottish Universities Physics Alliance, University of St Andrews（苏格兰大学物理联盟，圣安德鲁斯大学）
研究通过模拟粒子轨迹确定本地团质量，发现ΛCDM模型无法解释观测到的径向速度偏差，可能由MW和M31的近距离飞越引起。
2016-04-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Intracluster light and dark matter halo shapes reflect common assembly, not mutual coupling: shape correspondence in CDM but not SIDM
School of Physics & Astronomy, University of Nottingham（诺丁汉大学物理与天文学院）；Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学）；Centro de Investigación Avanzada en Física Fundamental (CIAFF), Facultad de Ciencias, Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学理学院基础物理前沿研究中心）；Institute for Astronomy, Royal Observatory, Edinburgh（爱丁堡皇家天文台天体物理研究所）；Laboratoire d’Astrophysique, École Polytechnique Fédérale de Lausanne (EPFL)（洛桑联邦理工学院天体物理实验室）；Donostia International Physics Center (DIPC)（圣塞巴斯蒂安国际物理中心）；Institute of Space Sciences (ICE, CSIC)（空间科学研究所（加泰罗尼亚高等研究理事会））
研究星系团内光与暗物质晕形状对应关系，用CDM和SIDM流体动力学模拟，测量轴比等并量化对应，发现SIDM中DM晕内区变圆与恒星形态解耦，表明CDM中形状对应关系在SIDM宇宙失效。
2026-07-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Zooming in on major mergers: dense, starbursting gas in cosmological simulations
我们介绍了“插图变焦模拟项目”，它允许研究选定的星系形成的$Λ$清洁发展机制宇宙学的质量分辨率比在母公司大规模流体动力学插图模拟好40倍。在这里，我们专注于在四个宇宙学模拟的主要合并气体的星爆属性。在我们的高分辨率变焦运行中的星系表现出恒星形成的爆发模式，气体消耗的时间尺度比正常的恒星形成模式短10倍。强烈的爆发只存在于最高分辨率的模拟中，暗示分辨率太低是原始的Illustris模拟显示缺乏星暴星系的原因。在我们研究的四个主要合并中，有两个发生了非常明显的恒星形成爆发。高恒星形成率，短气体消耗时间尺度和这些系统的形态非常类似于观察到的核恒星爆发。这是第一次通过自洽宇宙流体动力学模拟而不是使用碰撞过程中设置的孤立星系模型来研究主要合并的样本。我们还研究了碰撞星系的轨道，发现恒星爆发气体优先出现在具有非常高的碰撞速度的迎头合并中。大碰撞参量的碰撞通常不会导致星爆气体的形成。
2016-07-20 astro-ph.GA
Satellite galaxies in hydrodynamical simulations of Milky Way sized galaxies
CDM宇宙学的无碰撞模拟预测，在银河系大小的星系的晕中有过多的暗物质子结构，但已知的发光卫星星系的数量要少得多，这种差异被称为“卫星失踪问题”。最大质量的子结构被证明是最明亮的卫星的宿主，但仍然不清楚是什么过程阻止了许多其他纯粹黑暗的子结构中的恒星形成。我们使用高分辨率的流体动力学模拟银河系大小的星系的形成，以测试如何以及这种自洽模型的结构形成相匹配的银河系的卫星人口的观测特性。这是第一次，我们在这样的计算中包括超新星注入恒星形成气体的宇宙射线的反馈，以及在银河系中心及其祖先系统生长的超大质量黑洞的能量输入。我们发现，非热粒子的人口相当强烈地抑制最小的星系的恒星形成效率。事实上，我们的宇宙线模型能够再现观测到的卫星光度函数的模糊端，而只包括宇宙再电离或银河风影响的模型则要差得多。我们模拟的卫星群近似匹配卫星上的可用运动学数据及其观测到的空间分布。我们的结论是，一个适当的解决失踪的卫星问题可能需要包括非标准物理调节恒星形成的最小的晕，宇宙再电离可能是不够的。
2010-04-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
The High Fraction of Thin Disk Galaxies Continues to Challenge ΛCDM Cosmology
任何可行的宇宙学框架都必须与观测到的早型和晚型星系的比例相匹配。在这篇文章中，我们专注于宇宙学标准模型（λ冷暗物质，$Λ$ CDM）中星系形态类型的分布。利用最新的宇宙学$Λ$ CDM模拟被称为Illustris，IllustrisTNG和EAGLE，我们计算的内在和天空投影的深晕中的恒星质量$M_* > 10^{10}\,M_\odot$在红移$z=0$的纵横比分布。有一个显着的赤字本质薄盘星系，但包括大多数的本地观测到的星系人口。因此，这些$Λ$ CDM模拟产生的天空投影长宽比分布与星系和质量大会（GAMA）调查和斯隆数字巡天在$\geq 12.52σ$（TNG 50 -1）和$\geq 14.82σ$（EAGLE 50）置信度上不一致。本质上薄的星系的赤字可能是由于一个更少的层次合并驱动的积累所观察到的星系比$Λ$ CDM框架。这也可能是由于实施的子网格模型，或上述流体动力学模拟的有限分辨率。我们估计，$8^5$比TNG 50 -1更好的质量分辨率实现将使与GAMA的紧张关系降低到$5.58σ$水平。最后，我们表明，星系较少的主要合并有一个有点薄的长宽比分布。鉴于预计$Λ$清洁发展机制中小规模合并的频率很高，问题可能是小规模合并造成的。在这种情况下，角动量问题可以在米尔格罗米安动力学（MOND）中得到缓解，因为扩展的暗物质晕之间没有动力学摩擦，从而降低了合并频率。
2022-02-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Hydrodynamical simulations of the galaxy population: enduring successes and outstanding challenges
本文综述 Lambda-CDM 星系流体动力学模拟，比较主流套件与观测，指出其可再现星系统计性质，但 CGM 气体流可区分不同子网格反馈模型。
2023-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The mass loss process in dwarf galaxies from 3D hydrodynamical simulations: the role of dark matter and starbursts
理论$Λ$ CDM宇宙学模型预测的低质量暗物质晕的数量比在本星系群中观察到的要多得多。一个可能的解释是，如果大部分可见物质在早期进化阶段通过星系风丢失，那么探测这些晕的难度就会增加。本文研究了超新星在矮球状星系（dSph）中引发星系风的现有模型，并基于三维流体动力学数值模拟，研究了质量损失率与暗物质晕质量及其径向分布、恒星形成率等重要物理参数之间的相关性。我们发现，风的存在是无处不在的，独立于引力势。我们的模拟显示，瑞利-泰勒不稳定性（RTI）可能在将物质推出这些系统方面发挥重要作用，即使对于非常大的晕。这种不稳定性导致了银河系早期演化过程中5 - 40%的质量损失，在$t > 200$ Myrs时相关性较小。对于不同的暗物质配置文件研究（NFW和对数）获得的质量损失率没有显着差异。我们还发现了质量损失率与晕质量和超新星速率之间的相关性，正如以前的工作中已经报道的那样。此外，大部分重子星系物质从星系中被移除的时代取决于SN率和引力势。后者，结合RTI在每个模型中的重要性，可能会改变我们对矮星系化学演化的理解，以及在高红移星系际介质的重元素污染。
2012-11-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
SIDM Concerto: Compilation and Data Release of Self-interacting Dark Matter Zoom-in Simulations
本文发布SIDM Concerto，即14个CDM与速度依赖SIDM宇宙学放大模拟及公开数据，揭示核心坍缩、子晕质量函数抑制和密度斜率差异，为观测检验SIDM提供基准。
2025-09-29 astro-ph.CO 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
Dark and luminous satellites of LMC-mass galaxies in the FIRE simulations
在$Λ$ CDM中，像大麦哲伦云（LMC）这样的矮星系预计会有许多暗物质暗晕，其中一些应该会有暗淡的矮伴星。最近的盖亚自行确认了除了先前已知的SMC之外，LMC系统的新成员，包括两个经典矮星系（$M_\ast$ > $10^5$ M $_{\odot}$ ;船底座和天炉座）以及几个超暗矮星（Car 2，Car 3，Hor 1和Hyd 1）。我们使用真实环境中的反馈（FIRE）模拟来研究孤立的LMC质量主机（$M_\text{200}$ = $1-3\times10^{11}$ M $_{\odot}$）的黑暗和明亮（下至超微弱质量，$M_\ast$ ~ $6\times10^3$ M $_{\odot}$）的子结构人口，并将盖亚+ DES的结果在宇宙学的背景下。通过比较有和没有重子的模拟中的子晕数，我们发现，在0.2 $r_\text{200}$内，LMC质量宿主耗尽了它们的子结构的~30%，显著低于银河系（MW）质量宿主耗尽的子结构的~70%。对于我们的最高分辨率运行（$m_\text{bary}$ = 880 M $_{\odot}$），~5-10个subhalo形成星系$M_\ast$ > $10^4$ M $_{\odot}$，与7个观测推断的前入轨LMC同伴一致。然而，我们发现更陡峭的模拟光度函数比观察到的，暗示在暗端观察不完整。经典的卫星在消防预测DM内容同意观测估计船…
2019-08-31 astro-ph.GA
The spatial distribution of Milky Way satellites, gaps in streams and the nature of dark matter
银河系暗晕的空间分布为检验宇宙学模型提供了一组重要的观测量。这些包括发光卫星的径向分布，平面配置，以及大量的暗晕，其存在与否是区分暗物质模型的关键。我们利用COCO $N$ -体方法对冷暗物质（CDM）和3.3keV热遗迹暖暗物质（WDM）进行模拟，在重子物理影响最小的极限下，预测了卫星的空间分布。我们证明了当形成星系的最小前晕质量为$>10^{8.5}\mathrm{M}_{\odot}$时，CDM和3. 3 keV-WDM发光卫星的径向分布是相同的。暗subhaloes的分布是显着更集中在WDM由于没有低质量，最近吸积的子结构，通常居住在CDM的MW晕的外部。我们发现，质量$[10^{7},10^{8}]\mathrm{M}_{\odot}$和中心的30千秒差距内的subhalo是剥离的两个模型中较大的晕的残余。因此，它们在WDM中的丰度$3\times$高于从总体WDM晕下种群中预期的丰度。我们估计，CDM和WDM浓度质量关系之间的差异，可以探测到的subhalo流的碰撞参量$<2$ kpc。最后，我们发现WDM对卫星平面的影响可能可以忽略不计。与观测结果的全面比较将需要进一步开展高分辨率、自洽的流体动力学模拟工作。
2023-02-08 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The lensing properties of subhaloes in massive elliptical galaxies in sterile neutrino cosmologies
我们使用高分辨率的流体动力学模拟运行的星系形成的EAGLE模型来研究的性质之间的差异-随后的透镜信号- subhaloes的大规模椭圆星系在红移0.2，在冷和不育中微子（SN）暗物质模型。我们专注于两个7千电子伏的SN模型，支架的范围内的物质功率谱兼容的共振产生的SN作为所观察到的3.5千电子伏线的来源。我们推导出一个准确的参数化的subhalo质量函数在这两个SN模型相对于CDM，以及subhalo的空间分布，密度分布，投影数密度和暗物质分数在subhaloes。我们创建模拟透镜映射从模拟晕研究的透镜信号的差异的框架下晕检测。我们发现，subhalo收敛是很好地描述了对数正态分布和信号的subhaloes在功率谱是较低的SN模型相对于CDM，在10%至80%的水平，这取决于规模。然而，不同的投影之间的分散是大的，可能会使目前的透镜图像的典型尺度上的功率谱研究的使用非常困难。此外，在通过引力成像进行单独探测的框架中，需要大约30个平均灵敏度为M_sub= 5 × 10^7M_sun的透镜样本来区分CDM和所考虑的无菌中微子模型。
2019-10-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
ALMA Observations of DEM L241/LMC P3 in the Large Magellanic Cloud: Evidence for the Formation of Cool Molecular Jets Driven by a Microquasar
Nagoya University（名古屋大学）；Gifu University（岐阜大学）；Institute for Advanced Study, Gifu University（岐阜大学高等研究院）；National Astronomical Observatory of Japan, National Institutes of Natural Sciences（日本国立天文台，国立自然科学研究所）；Institute for Advanced Research, Nagoya University（名古屋大学高等研究院）；Western Sydney University（西悉尼大学）
本研究通过ALMA观测发现大麦哲伦云的DEM L241/LMC P3存在微类星体驱动的冷分子CO喷流，为微类星体喷流塑造CO喷流提供了新证据，也为微类星体的发现开辟了新窗口。
2026-09-01 astro-ph.GA astro-ph.HE
NIHAO -- XXV. Convergence in the cusp-core transformation of cold dark matter haloes at high star formation thresholds
我们利用NIHAO计划的宇宙学流体动力学星系形成模拟来研究冷暗物质（CDM）晕对重子过程的响应。以前的工作表明，晕响应主要是星系恒星质量和总维里质量之间的比率，以及气体有资格形成恒星的密度阈值$n [{\rm cm}^{-3}]$的函数。在低$n$的所有模拟在文献中同意矮星系晕是尖的，但在高$n\ge 100$没有达成共识。我们跟踪在矮星系与$n\ge 100$在以前的一些模拟不足的空间分辨率的光环收缩。提供所采用的恒星形成阈值是适当的模拟的分辨率，我们表明，晕响应是显着稳定的$n\ge 5$，最高的恒星形成阈值，我们测试，$n=500$。这个自由参数可以用观测到的年轻恒星的聚集来校准。模拟低阈值$n\le 1$预测集群是太弱，而模拟高恒星形成阈值$n\ge 5$，是与观察到的集群一致。最后，我们测试的CDM预测对附近的矮星系的圆速度。低阈值预测速度太高，而使用$n\sim 10$的模拟提供了与观测结果的良好匹配。因此，我们的结论是CDM模型提供了一个很好的描述星系的结构kpc尺度上的重子的影响被适当地捕获。
2020-11-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Weighing Milky Way and Andromeda in an expanding $Λ$CDM Universe: Decreasing the Local Group mass
本文在ΛCDM膨胀宇宙背景下用计时论证分析本星系群二体动力学，结合IllustrisTNG模拟和大麦哲伦云效应修正，首次在无需额外暗物质晕的情况下得到较低的本星系群质量估计。
2024-08-26 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Local Group star formation in warm and self-interacting dark matter cosmologies
暗物质的性质可以影响暗物质晕的坍缩时间，因此可以在诸如矮星系的恒星星族年龄和恒星形成历史等可观测数据中留下印记。本文利用EAGLE星系形成程序对冷暗物质（CDM）、无菌中微子暖暗物质（WDM）和自相互作用暗物质（SIDM）模型中的局域群模拟（LG）体积进行了高分辨率的流体动力学模拟，研究了星系形成时间随暗物质模型的变化。我们能够在不同的模拟中识别相同的晕，因为它们具有相同的初始密度场相位。我们发现星系的恒星质量系统地依赖于分辨率，并且在给定的暗物质质量的晕中可以相差多达两倍。SIDM中恒星星族的演化与CDM基本相同，但在WDM中，早期恒星形成被抑制。与CDM模型相比，WDM模型中LG晕通过原子冷却开始形成恒星的时间延迟了$\sim$ 2亿年。为了利用这些观测数据来区分不同的暗物质模型，有必要测量古老星族的恒星年龄，精确度要超过1亿年，并通过再电离的红移--以及潜在的其他重子过程--来解决简并问题。
2020-09-25 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
On the Co-Orbitation of Satellite Galaxies Along the Great Plane of Andromeda: NGC 147, NGC 185, and Expectations from Cosmological Simulations
仙女座星系的卫星星系有一半形成一个狭窄的平面，称为仙女座大平面（GPoA），它们的视线速度显示出旋转结构的相关性。最近报道的第一次自行测量的平面卫星NGC 147和NGC 185表明，他们确实共同轨道沿GPoA。这为将M31卫星系统与$Λ$ CDM预期进行比较提供了一个新的机会。我们执行的第一个详细的比较的轨道排列的两个卫星星系超越银河系的几个流体动力学和暗物质的宇宙学模拟（Illustris TNG-50，TNG-100，ELVIS，PhatELVIS），在卫星星系的平面问题的背景下。与以前的工作一致，我们发现，空间平坦化和视线速度的相关性单独已经在很大的张力与$Λ$ CDM，没有模拟的类似物同时再现这两个参数。几乎没有（3 ~ 4%）的模拟系统包含两颗轨道极与其卫星平面对齐的卫星，如NGC 147和NGC 185的最可能自行所示。然而，在当前的测量不确定性范围内，模拟系统的两颗最佳对准卫星通常（~70%）与轨道对准一致。然而，任何两个模拟的平面卫星与观测到的轨道极对齐的可能性很低（~4%）。我们的结论是，通过改进的测量确认这两个对象的紧密轨道对齐，或发现类似的对齐额外的GPoA成员，持有的潜力，以进一步提高与$Λ$ CDM的期望的紧张局势。
2021-09-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Numerical simulations of bar formation in the Local Group
超过50%的大质量盘状星系都有旋转的恒星棒。它们的形成和动力学已被广泛研究的数值和观测。虽然$Λ$ CDM宇宙学框架中的数值模拟预测了这种恒星成分的形成，但理论和观测结果之间似乎存在张力。模拟的条纹通常尺寸较大，并且具有比观察到的条纹更慢的图案速度。我们研究了棒星系的形成和演化，使用两个$Λ$ CDM放大的流体动力学模拟的CLUES项目，遵循宇宙学的本星系团样体积的演变。我们发现，我们的模拟酒吧，在$z = 0$，都是较短和较快的旋转比以前的宇宙学模拟研究中发现的缓解上述紧张局势。这些条与观察到的条长度分布的短尾端相匹配。与以前的数值计算结果一致，我们发现酒吧的形式在这些系统中，光盘的自引力是占主导地位的暗物质晕，使他们对酒吧的形成不稳定。我们的酒吧在过去的3-4 Gyr发展，直到他们达到目前的长度和强度;随着酒吧的增长，他们的长度增加，而他们的旋转速度下降。尽管这种减速，在红移$z = 0$，它们的旋转速度和大小与观测数据吻合得很好。
2022-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Lowest Metallicity Stars in the LMC: Clues from MaGICC Simulations
使用宇宙流体动力学模拟的星系类似的质量的大麦云（LMC），我们研究其最低金属丰度人口的预测特征。特别是，我们强调的空间分布的第一代（流行III）和第二代（污染的只有直接流行III的祖先）恒星。我们发现，原始组成的恒星不仅形成在中央星系的祖先，但也在局部坍塌的子晕在早期阶段的星系形成。这些次晕中金属丰度最低的恒星最终在宿主周围相对较长的分布，这些吸积恒星拥有现今的银河系中心距离约为40kpc。相比之下，在中央星系内形成的最早的恒星仍然在内部区域，在整个模拟过程中，绝大多数恒星形成都发生在那里。因此，来自最早一代的恒星的比例随着半径的增加而强烈增加。
2013-07-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
