The stellar-to-halo mass relation of GAMA galaxies from 100 square degrees of KiDS weak lensing data
我们研究了在9.7<log_10（M_*/h^-2 M_sun）<11.7和z<0.4范围内的中央星系的恒星-晕质量关系，这些关系是由Kilo Degree巡天（KiDS）和Galaxy And Mass Assembly（GAMA）巡天的联合分析得到的。我们使用~100 deg^2的KiDS数据来研究星系周围的透镜信号，这些星系的光谱红移和恒星质量是由GAMA确定的。我们表明，透镜单独的结果在穷人的约束恒星晕质量的关系，由于卫星分数和晕质量之间的简并，这是解除时，我们同时适合恒星质量函数。当M_sun> 5 × 10^10 h^-2 M_sun时，恒星质量随着晕质量的增加而增加，约为M_h ^0.25。暗物质与恒星质量之比在晕质量为8 × 10^11 h^-1 M_sun时达到最小值，其值为M_h/M_*=56_-10^+16 [h]。我们还使用GAMA组目录选择中心和卫星组有五个或更多的成员，跟踪区域在空间中的局部物质密度高于平均水平，并确定第一次在这些密集的环境中的恒星晕质量关系。我们没有发现显着的差异相比，从完整的样本，这表明恒星晕质量的关系并不强烈的局部密度的变化。此外，我们还发现，仅通过模拟卫星星系的透镜信号和恒星质量函数，也可以得到中心星系的星晕质量关系，这表明在星晕模型中模拟卫星贡献的假设并没有显著地偏离星晕质量关系。最后，我们证明了弱透镜与恒星质量函数的结合可以用…
2017-04-21 astro-ph.GA
Dependence of GAMA galaxy halo masses on the cosmic web environment from 100 square degrees of KiDS weak lensing data
星系和它们的暗物质晕是一个复杂的质量结构网络的一部分，统称为宇宙网。使用潮汐张量处方，这些结构可以分为四个宇宙环境：空洞，片，丝和结。由于宇宙网可能影响暗物质晕及其所在星系的形成和演化，我们的目标是研究这些宇宙环境对星系晕平均质量的影响。为此，我们测量了91，195个星系的星系透镜轮廓，在0.039 <z <0.263范围内，来自光谱星系和质量大会（GAMA）调查，使用来自千度调查（KiDS）的约100平方度的重叠数据。在四个宇宙环境中的每一个，我们模型的贡献，从集团中心，卫星和邻近集团堆叠星系星系透镜配置文件。在校正了透镜样本中恒星质量分布的差异后，我们发现中央星系的平均晕质量不依赖于它们的宇宙环境。我们确实发现，在越来越密集的宇宙环境中，邻近群体对透镜轮廓的平均贡献显着增加。然而，我们发现，观察到的效果可以完全归因于星系密度在更小的尺度（4百万秒差距/小时内），这是与宇宙环境的密度。在我们目前的不确定性中，我们发现星系晕质量与其宇宙环境没有直接关系。
2016-04-25 astro-ph.GA
The masses of satellites in GAMA galaxy groups from 100 square degrees of KiDS weak lensing data
我们使用第一个100平方米。°的Kilo-Degree Survey（KiDS）和Galaxy And Mass Assembly（GAMA）Survey之间的重叠，以确定大质量（$M > 10^{13}h^{-1}{\rm M}_\odot$）星系群中约10，000个光谱确认的卫星星系的星系晕质量。将样本作为到组中心的投影距离的函数进行分离，我们用Navarro-Frenk-White（NFW）密度分布图对卫星及其主机组进行联合建模，充分考虑数据协方差。这些星系群中被探测到的卫星星系的总质量$\log M_{\rm sub} /(h^{-1}{\rm M}_\odot) \approx 11.7 - 12.2$在误差条内的星系群中心距离上是一致的。考虑到它们的典型恒星质量$\log M_{\rm \star,sat}/(h^{-2}{\rm M}_\odot) \sim 10.5$，这样的总质量意味着$M_{\rm \star,sat} /M_{\rm sub} \approx 0.04 h^{-1}$的恒星质量分数。平均subhalo托管这些卫星星系有一个质量$M_{\rm sub} \sim 0.015M_{\rm host}$独立的主机晕质量，在广泛的协议与预期的结构形成在$Λ$ CDM宇宙。
2015-09-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Measurement of circumgalactic extinction in the Kilo-Degree Survey's Data Release 4
本文利用KiDS DR4多波段星等偏移测量星系晕尘埃消光，结合GGL联合约束晕质量与尘埃质量，首次成功验证星系延展重子晕中存在反馈富集的尘埃。
2025-08-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Multi-wavelength scaling relations in galaxy groups: a detailed comparison of GAMA and KiDS observations to BAHAMAS simulations
我们研究星系群的重子含量和总质量之间的标度关系，因为这些系统提供了一种独特的方式来研究非引力过程在结构形成中的作用。使用普朗克和ROSAT数据，我们进行了详细的比较堆叠的热Sunyaev-Zel'dovich（tSZ）和X射线标度关系的星系群中发现的星系和质量大会（GAMA）调查和BAHAMAS流体动力学模拟。我们使用弱引力透镜数据从千度调查（KiDS），以确定所研究的系统的平均晕质量。我们以同样的方式分析模拟，使用现实的弱透镜，X射线，和tSZ合成观测。此外，为了控制选择偏差，我们对观测和模拟采用了完全相同的星系选择和组识别程序。应用这种比较，我们发现，模拟再现的丰富性，大小和恒星质量函数的GAMA组，以及堆叠的弱透镜和tSZ信号组恒星质量的箱。然而，模拟预测的X射线光度高于该光学选择的组样本所观察到的。由于先前显示相同的模拟匹配X射线选择的组的光度，这表明X射线选择的系统可能形成有偏的子集。最后，我们证明了我们的X射线和tSZ信号的观测处理是免费的显着的偏见。我们发现，我们的光学组选择过程，然而，有一些改进的空间。
2021-04-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gravitational Lensing Analysis of the Kilo Degree Survey
Kilo-Degree Survey（KiDS）是一个多波段成像巡天，用于弱透镜和光度红移的宇宙学研究。它使用ESO VLT巡天望远镜及其广角相机OmegaCAM。KiDS图像在类似于SDSS ugri带的四个滤波器中拍摄。最佳视宁时间保留给深r波段观测，达到24.9等5 σ极限的AB星等中值，视宁度中值优于0.7弧秒。最初的KiDS观测集中在靠近天赤道的GAMA区域，那里有广泛的，高度完整的红移目录。总共有109个测量瓦片，每个一平方度，形成了第一组透镜分析的基础，重点是对GAMA星系晕特性的测量。每平方角分有9个星系进入透镜效应分析，有效的反切变方差为每平方角分69个。考虑到形状测量权重，源的中值红移为0.53。KiDS数据处理遵循两条平行轨道，一条用于星系形状测量（弱透镜），另一条用于四个波段的精确匹配孔径测光（测光红移）。这篇技术论文描述了透镜效应和测光红移星表是如何产生的（包括高斯孔径和测光管道的广泛描述），总结了数据质量，并对可能影响透镜效应分析的系统误差进行了广泛的测试。我们还提供了第一次演示的数据适用于宇宙学测量，并解释如何剪切目录是盲目的，以防止确认偏差的科学分析。KiDS剪切和光度红移目录，在本文中介绍，发布给社会通过http://kids.strw.leidenuniv.nl。
2015-09-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Weak Lensing Radial Acceleration Relation: Constraining Modified Gravity and Cold Dark Matter theories with KiDS-1000
我们目前的测量孤立星系周围的径向引力加速度，比较预期的引力加速度重子物质与观测到的引力加速度，使用弱透镜测量的第四次数据发布的千度调查。这些测量将径向加速度关系（RAR）扩展了20年，进入可观测星系外围以外的低加速度区域。我们将我们的RAR测量结果与两个修正引力（MG）理论的预测进行比较：MOND和Verlinde的紧急引力。我们发现，测量的RAR同意与MG的预测。此外，我们发现，至少$6σ$的早期和晚期类型的星系的RAR之间的差异（分裂的Sérsic指数和$u-r$颜色）具有相同的恒星质量。目前的MG理论涉及一个独立于其他星系性质的引力修正，这将无法解释这种行为。如果只有早型星系具有显著的（$M_{gas} \approx M_*$）环星系气体晕，这种差异可能得到解释。在$Λ$ CDM模型中，星系与晕的质量关系取决于星系形成的历史。我们发现，MICE，一个$Λ$ CDM模拟与混合晕占据分布建模和丰度匹配，再现了所观察到的RAR，但显着不同的BAHAMAS，流体动力学宇宙学星系形成模拟。我们的研究结果对环星系气体的数量很敏感;目前的观测限制表明，由此产生的修正可能是温和的。如果星系周围重子质量分布的系统不确定性降低，那么在未来的宇宙学巡天中对透镜RAR的测量将能够进一步区分MG和$Λ$ CDM模型。
2021-06-22 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
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
The dark matter halo masses of elliptical galaxies as a function of observationally robust quantities
上下文大质量椭圆星系恒星组分的聚集历史与其暗物质晕的聚集历史密切相关。测量星系的性质如何与它们的晕质量相关，可以帮助理解它们的演化。目标。利用弱引力透镜观测，我们研究了椭圆星系的暗物质晕质量随其性质的变化。为了最大限度地减少偏差的机会，我们专注于可以鲁棒地确定的星系属性：表面亮度分布和颜色。方法.我们从SDSS光谱样本中选取了2409个中心大质量椭圆星系。我们首先通过将Sersic模型拟合到来自Kilo-Degree Survey（KiDS）的光度数据来测量它们的表面亮度分布和颜色。我们拟合了它们的晕质量分布作为红移，静止框架$r-$带亮度，半光半径和静止框架$u-g$颜色的函数，使用KiDS弱透镜数据和贝叶斯分层方法。为了对表面亮度的大半径行为的假设具有鲁棒性，我们用10 kpc孔径内的亮度$L_{r,10}$和轻加权表面亮度斜率$Γ_{10}$代替总亮度和半光半径重复了分析。结果在固定的红移和光度下，我们没有检测到晕质量与半光半径或颜色之间的任何相关性。结论.我们的研究结果表明，大质量椭圆星系的平均恒星形成效率对它们的最终大小或颜色几乎没有依赖性。这表明，这些天体在大小和颜色分布上的多样性来源于除晕质量以外的性质。
2022-04-15 astro-ph.GA
Bright galaxy sample in the Kilo-Degree Survey Data Release 4: selection, photometric redshifts, and physical properties
我们提出了一个明亮的星系样本与准确和精确的光度红移（photo-zs），选择使用$ugriZYJHK_\mathrm{s}$测光从千度巡天（KiDS）数据发布4（DR 4）。高纯度和完整的数据集是通量有限的$r<20$等，涵盖$\sim1000$度$^2$，并包含约100万个星系后，伪影掩蔽。我们利用与星系和质量大会（GAMA）光谱学的重叠作为校准，用ANNz 2软件中实现的监督机器学习神经网络算法来确定photo-zs。photo-z具有$|\langle δz \rangle| \sim 5 \times 10^{-4}$的平均误差和低散射（$\sim 0.018(1+z)$的缩放平均绝对偏差），两者实际上都独立于$r$带幅度和$0.05 < z_\mathrm{phot} < 0.5$处的photo-z。结合9波段测光，这些使我们能够估计完整样本的绝对星等和恒星质量。为了证明这些数据的有用性，我们将数据集分为红色和蓝色星系，将它们用作透镜，并测量它们周围五个恒星质量箱的弱引力透镜信号。我们将光环模型拟合到这些高精度测量值中，以约束蓝色和红色星系的恒星质量-光环质量关系。我们发现，对于高恒星质量（$M_\star>5\times 10^{11} M_\odot$），红色星系所占据的暗物质晕的质量要比相同恒星质量的蓝色星系所占据的暗物质晕大得多。此处提供的数据通过KiDS网页ht…
2021-07-21 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Morpho-Photometric Classification of KiDS DR5 Sources Based on Neural Networks: A Comprehensive Star-Quasar-Galaxy Catalog
提出一种结合图像形态与光谱能量分布的多模态神经网络，用于KiDS DR5天体源分类，生成包含2700万个源的恒星-类星体-星系全面星表。
2025-05-18 astro-ph.GA
The Halo Boundary of Galaxy Clusters in the SDSS
暗物质晕周围的物质可以分为“下落”物质和至少穿过一个近心的“坍缩”物质。分析模型和模拟预测与这两个制度之间的过渡晕密度分布的快速下降。利用SDSS的数据，我们探索了这样一个功能的星系团的密度分布的证据，并调查这个功能和可能的相空间边界之间的连接。我们首先估计陡峭的星系团周围的外星系密度分布：轮廓显示突然陡峭，提供证据截断的晕轮廓。接下来，我们使用两组基于颜色选择的星系来测量星系团周围的星系密度分布。我们发现了星系颜色突变的证据，这与密度分布变陡的位置相吻合。由于星系很可能在恒星形成过程中被淬灭，并在星系团内部变成红色，因此星系颜色分布的这种变化可以解释为从下降状态到坍缩状态的过渡。我们还测量这种过渡使用的模型比较的方法，最近已被用于研究的“回溅”现象，但发现这种方法是不是一个强大的方式来量化检测回溅功能的意义。最后，我们使用一个独立的集群目录进行测量，以测试潜在的系统误差与集群选择。我们确定了未来工作的几个途径：提高对小尺度星系轮廓的理解，透镜测量，识别代理晕吸积率，和其他测试。随着DES，KiDS和HSC调查的即将到来的数据，我们可以期待晕边界研究的显着改进。
2017-02-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
AMICO galaxy clusters in KiDS-1000: Splashback radius from weak lensing and cluster-galaxy correlation function
Alma Mater Studiorum Università di Bologna（博洛尼亚大学）；INAF - Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文与空间科学观测站）；INFN - Sezione di Bologna（意大利国家核物理研究所博洛尼亚分部）
利用KiDS-1000数据中的AMICO星系团样本，通过测量和建模叠加的弱引力透镜切向剪切和星系团-星系相关函数，约束暗物质晕的溅回半径、质量吸积率以及溅回半径与峰值高度的关系，并与ΛCDM模型预测一致。
2026-05-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy-Galaxy Lensing in EAGLE: comparison with data from 180 square degrees of the KiDS and GAMA surveys
我们从EAGLE流体动力学宇宙学模拟中预测了在红移z=0.18，空间范围0.02 < R/（Mpc/h）< 2，以及在10.3 < $\log_{10}$（Mstar/ $M_{\odot}$）< 11.8的5个等间距恒星质量仓的星系-星系透镜轮廓。我们比较这些多余的表面密度分布观测到的信号从背景星系成像的千度调查光谱确认的前景星系周围的GAMA调查。利用GAMA星系群目录，中央和卫星星系的配置文件分别计算至少有五个成员的集团，以尽量减少污染。EAGLE的预测是在广泛的协议与观察到的配置文件为中心和卫星星系，虽然信号被低估在R $\approx$ 0.5-2 Mpc/h的最高恒星质量仓。当同时考虑中央星系和卫星星系时，只有当详细考虑透镜星系的选择函数时，才能发现一致性。具体而言，在GAMA星系的情况下，它是至关重要的占卫星星系的恒星质量箱的通量有限的性质引起的调查的分数的变化。我们报告推断恒星晕质量关系，我们发现最近发表的结果很好的协议。我们注意到模拟中星系-星系透镜轮廓的精确性如何限制星系-暗物质连接的细粒度方面。
2016-12-14 astro-ph.GA
Full-sky ray-tracing simulation of weak lensing using ELUCID simulations: exploring galaxy intrinsic alignment and cosmic shear correlations
星系的内禀排列是弱透镜巡天中一个重要的系统效应，它会影响到所导出的宇宙学参数。区分不同对准模型并量化其对测量的影响的一种直接方法是产生模拟弱透镜测量。在这项工作中，我们使用全天空光线追踪技术产生模拟图像的星系从ELUCID $N$体模拟运行与WMAP 9宇宙学。在我们的模型中，我们假设中心椭圆星系的形状遵循暗物质晕的形状，螺旋星系遵循晕的自旋。使用模拟的星系图像，结合星系的内在形状和引力剪切，我们比较预测的断层剪切相关的KiDS和DLS的结果。结果发现，我们的预测停留在KiDS和DLS的结果之间。我们排除了卫星星系与中心星系径向对齐的模型，否则在小尺度上的剪切相关性太高。最重要的是，我们发现，虽然螺旋星系的内在排列是非常弱的，它们诱导的引力剪切信号和星系的内在取向（GI）之间的正相关。这是因为螺旋星系与附近的大尺度超密度物质相切排列，与椭圆星系的径向排列相反。我们的研究结果解释了弱透镜巡天探测到的正GI项的来源。我们的结论是，在未来的分析中，GI模型必须包括更详细的星系类型的依赖。
2018-05-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tightening weak lensing constraints on the ellipticity of galaxy-scale dark matter haloes
宇宙学模拟预测，星系被嵌入三轴暗物质晕中，在投影中呈现近似椭圆形。弱引力透镜使我们能够限制这些晕的形状，从而测试暗物质的性质。弱透镜效应已经提供了强有力的探测，在星系团和星系团的质量尺度上，晕的扁平化特征，而星系的结果还有些不确定。在这里，我们结合了五个调查（NGVSLENS，KiDS/KV 450，CFHTLENS，CS 82和RCSLENS）的数据，以收紧观测约束星系尺度晕椭圆光度选择的镜头样本。我们约束$f_\rm{h}$，平均比率之间的对齐组件的晕椭圆率和椭圆率的光分布，发现$f_\rm{h}=0.303^{+0.080}_{-0.079}$的红色透镜和$f_\rm{h}=0.217^{+0.160}_{-0.159}$的蓝色透镜时，假设椭圆NFW密度分布和线性缩放晕椭圆率和星系椭圆率。我们的限制红星系构成了目前最重要的（$3.8σ$）系统校正检测的质量尺度的星系晕平坦的签名。我们的结果是在良好的协议与预期的千年模拟，采用相同的分析方案，并纳入模型的星系晕错位。假设这些错位模型和上述分析假设是正确的，我们的测量意味着一个平均暗物质晕椭圆率为研究的红星系样本$\langle|ε_\rm{h}|\rangle=0.174\pm 0.046$，其中$|ε_{h}|=(1-q)/(1+q)$涉及的比例$q=b/a$的短轴和长轴的投影质量分布。基于更大的即将到来的弱透镜数据集的类似测…
2020-11-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evaluating the galaxy formation histories predicted by a neural network in pure dark matter simulations
本文评估了神经网络在纯暗物质模拟中预测星系形成历史的表现，发现模型能恢复总体统计量，但对低质量晕和低分辨率模拟存在显著偏差，并指出需考虑晕性质差异和分辨率影响。
2025-07-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dwarf galaxy halo masses from spectroscopic and photometric lensing in DESI and DES
本研究结合DESI光谱与DES测光数据，实现了迄今最精确的低质量矮星系弱透镜测量，开启了低质量系统透镜测量新阶段，为约束矮星系形成和暗物质物理铺平道路。
2025-10-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Rich Globular Cluster System in Dragonfly 17: Are Ultra-Diffuse Galaxies Pure Stellar Halos?
在低表面亮度下观测附近的星系团，发现了光度较低的星系，但大小与L* 星系一样大，因此被称为“超扩散星系”（UDG）。UDG在像后发座星系团这样的密集环境中的生存表明，UDG可能存在于更大质量的暗晕中。我们报告了在后发座UDG蜻蜓17（DF 17）周围探测到大量的球状星团（GC）。我们发现DF 17具有高GC比频率S_N=26+/-13。GC系统是扩展的，有效半径为12”+/-2”，在后发座距离处为5.6+/-0.9 kpc，比星系本身大70%。我们还估计了GC光度函数的平均值，推断出97（+17/-14）Mpc的距离，提供了红移无关的确认，这些UDG之一是在后发座星系团。DF 17中富含GC系统的存在表明，尽管它的恒星密度很低，但恒星形成的强度足以形成许多大质量的星团。如果DF 17的GC质量与晕质量之比与其他星系相似，那么DF 17的总质量约为10^11太阳质量，仅为银河系质量的10%，但主要由暗物质组成，M/L_V约为1000。我们认为像DF 17这样的UDG可能是“纯恒星晕”，即，这些星系形成了它们的恒星晕组成部分，但随后遭受了恒星形成的早期停止，从而阻止了任何实质性中心盘或凸起的形成。
2016-04-26 astro-ph.GA
Comparing galactic satellite properties in hydrodynamical and Nbody simulations
在这项工作中，我们研究了不同的性质的银河系卫星在流体动力学和纯暗物质模拟。我们使用三对模拟（碰撞和无碰撞）从相同的初始条件。我们集中我们的分析对卫星的水电和Nbody运行，形成从同一拉格朗日区域。我们看看径向位置，质量损失作为一个功能的时间和轨道参数的这些“双”卫星。我们确认了一个整体较高的径向密度的卫星在流体动力学运行，但发现这些卫星的质量损失和径向位置在内部和外部区域的母晕的趋势不同于纯暗物质的情况下。在晕的外围（维里半径的70%），卫星在纯暗物质运行中经历更强的质量损失和更高的动力学摩擦。在晕的中心区域，情况正好相反，在那里，流体动力卫星的远心距离较小，质量剥离也较大。我们将这种双峰行为部分归因于水文卫星的延迟降落时间，其平均跨越母晕的维里半径0.7 Gyrs后，他们的暗物质双胞胎。最后，我们简要地讨论了不同的卫星轨道参数和质量损失率在流体动力学模拟薄盘加热和破坏的背景下的影响。
2010-12-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Baryons and Their Halos
星系团是由重子星和气体组成的，它们嵌在暗物质晕中。在这里，我简要地回顾了重子和它们的晕之间的联系的两个方面。(1)观测到的星系重子含量低于宇宙重子分数，其数量随质量系统地变化。这些失踪的重子现在在哪里还不清楚。(2)盘星系的特征加速度与其重子质量面密度密切相关。这意味着引力动力学与星系的纯重子成分之间存在着密切的耦合，而引力动力学可能是由暗物质主导的。
2009-12-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The abundance of ultra-diffuse galaxies from groups to clusters: UDGs are relatively more common in more massive haloes
近年来，多项研究报告了本地星系团中大量的大型低表面亮度星系。各种旨在解释这种超漫射星系（UDG）存在的理论已经被提出。一个关键的问题，将有助于区分模型是UDG是否有对应的低质量的主机晕，以及它们的丰度作为晕质量的函数是什么。在这项研究中，我们扩展了我们以前的研究在星系团的UDG星系群。我们测量了来自星系和质量大会（GAMA）调查的325个光谱选择组中UDG的丰度。我们利用的重叠成像从ESO千度巡天（KiDS），从中我们可以识别星系的平均表面亮度在其有效半径下降到25.5马格弧秒$^{-2}$在r波段。我们能够在M200=10^12 Msun的星系群中测量到UDG（大小r_eff > 1.5 kpc）的显著过密度，在这个区域中，大约只有十分之一的星系群包含我们可以检测到的UDG。我们结合了对晕中UDG丰度的测量，这些测量覆盖了晕质量的三个数量级，发现它们的数量与晕质量的比例相当陡峭; N_UDG（R<R200）$\propto$ M200^（1.11+/-0.07）。为了更好地解释这一点，我们还测量了相同GAMA群中$M^*_r$ +2.5以下较亮星系的质量丰富度关系，并发现N_Bright（R<R200）$\propto$ M200^（0.78+/-0.05）的关系要浅得多。这表明，与明亮的星系相比，大质量星系团中的UDG相对更丰富。我们讨论了影响，但这种差异是否与组中UDG的较高…
2017-08-11 astro-ph.GA
On the impact of baryons on the halo mass function, bias, and cluster cosmology
Università di Trieste（的里雅斯特大学）；INAF – Osservatorio Astronomico di Trieste（意大利国家天体物理研究所的里雅斯特天文台）；IFPU – Institute for Fundamental Physics of the Universe（宇宙基础物理研究所）；INFN – Sezione di Trieste（意大利国家核物理研究所的里雅斯特分部）；University Observatory Munich（慕尼黑大学天文台）；Max-Planck-Institut fur Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Núcleo de Astrofísica e Cosmologia & Departamento de Física, Universidade Federal do Espírito Santo（圣埃斯皮里图联邦大学天体物理学与宇宙学中心及物理系）；Instituto de Física, Universidade Federal do Rio de Janeiro（里约热内卢联邦大学物理研究所）
本文研究了守恒物质对星系团的影响及其对团簇宇宙学应用的影响，利用磁力模拟套件展示守恒物质对暗物质质量函数的间接影响，并指出忽略守恒效应会改变高灵敏度观测的宇宙学参数推断。
2026-03-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Baryonic Imprints on DM Halos: Population Statistics from Dwarf Galaxies to Galaxy Clusters
在一个纯冷的暗物质宇宙中，初始物质功率谱及其随后的引力增长不包含特殊的质量或时间尺度，因此内部暗物质（DM）晕属性的新兴人口统计也不包含。使用150万晕从三个IllustrisTNG实现的LambdaCDM宇宙，我们表明，星系形成物理驱动器的非单调功能（“摆动”）到DM属性统计在六十年的晕质量，从矮星系到星系团。我们通过提取晕质量相关的统计数据的五个DM晕属性-速度色散，NFW浓度，密度和速度空间形状，和形成时间-使用核本地化线性回归（KLLR），这些功能的特点。比较精确的估计标准化，斜率，和协方差之间的实现与没有星系形成，我们发现系统的偏差在所有的质量尺度，最大偏差为25%，在银河系质量为1 e12 Msun。不同的冷却和反馈机制之间的相互作用的摆动的质量依赖性，我们讨论了其观测意义。性质协方差强烈依赖于晕质量和物理处理，但大多数相关性是稳健的。使用多变量KLLR和可解释的机器学习，我们表明，晕浓度和速度空间形状的主要贡献者，在不同的质量，速度色散方差。质量吸积率和DM表面压能的统计数据在附录中提供。我们公开发布晕属性目录和KLLR参数的TNG运行在20 epochs到z = 12。
2021-11-20 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 Dual Origin of Stellar Halos
我们使用高分辨率的SPH + N-Body宇宙学模拟研究了四个模拟盘星系的星晕的形成。这些模拟包括对星系形成所涉及的所有主要物理过程的自洽处理。这里模拟的星系每个都有~10^12 M_sun的总质量，但跨越了一系列的合并历史。这些模拟使我们能够研究竞争的重要性，在原位恒星形成（恒星在主星系中形成）和吸积的恒星从subhalos在建设恒星晕在LambdaCDM宇宙。所有四个模拟星系都被恒星晕包围，其内部区域（r < 20 kpc）包含吸积恒星和原位恒星星族。星系晕的外部区域是通过纯粹的吸积和卫星的分裂而组装起来的。大多数原位晕星都是在高红移时由星系势阱内部1千秒差距内平稳吸积的冷气体形成的，可能是其原始盘的一部分。这些恒星通过一系列的大合并从它们的中心位置转移到晕中。我们发现，最近静止的合并历史的两个星系有一个较高的分数（~20-50%）在其内晕的原位恒星比两个星系有许多最近的合并（~5-10%原位分数）。观测研究集中在银河系内晕中的恒星星族将受到具有晕运动学的原位恒星存在的影响最大，因为我们发现它们存在于几十kpc的内部是星系形成的一般特征。
2009-07-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the stellar halo metallicity profile of Milky Way-like galaxies in the Auriga simulations
最近一项对附近类似银河系的星系晕的观测研究表明，目前只有一半（八分之四）的样本显示出强烈的负金属丰度（[Fe/H]）梯度。这与流体动力学模拟的预测不一致，在流体动力学模拟中，这种梯度无处不在。在这封信中，我们使用高分辨率的宇宙流体动力学模拟研究[Fe/H]分布的星系晕。我们发现，运动学选择的恒星晕，包括原位和吸积粒子，有一个扁圆[Fe/H]分布。球形[Fe/H]径向分布在100 kpc内显示出较强的负梯度，与以前的数值结果一致。然而，沿银盘短轴的投影中值[Fe/H]剖面，通常在观测中获得，显着平坦。在一个给定的半径的中值[Fe/H]值是大的球形轮廓比短轴轮廓多达0.4德克斯内50千秒差距。得到类似的结果，如果只吸积恒星的组成部分被认为是球形和短轴配置文件之间的差异，并不纯粹是由热盘星粒子原位形成的驱动。我们的研究强调了模型和观测晕[Fe/H]分布之间进行仔细比较的重要性。
2016-03-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The structure and evolution of cold dark matter halos
在标准宇宙学模型中，一种神秘的冷暗物质（CDM）成分主导着结构的形成。CDM晕形成的数值研究已经产生了一些强大的结果，允许独特的测试的层次聚类范式。从矮星系到星系团，晕的普遍性质，包括它们的质量分布和亚结构性质与观测数据大致一致。解析晕的精细结构使我们能够对正在进行的和计划中的直接和间接暗物质探测实验进行预测。虽然纯CDM晕的模拟现在非常准确，并且一致性很好（最近声称的差异在本文中详细讨论），但我们仍然无法对星系形成以及暗物质分布在此过程中的变化做出可靠的定量预测。虽然观测和模拟之间的差异一直是文献中争论不休的主题，但为了充分测试CDM范式，需要更详细地了解星系形成和演化。无论暗物质粒子的真实性质是什么，它的成团性质必须与冷中性伴子粒子没有太大的不同，以保持模型在匹配大尺度结构数据和晕的整体性质方面的所有成功，这些数据大多与观测结果吻合得很好。
2009-06-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing galaxy formation models with the GHOSTS survey: The color profile of M81's stellar halo
本文利用HST ACS/WFC对GHOSTS巡天19个视场的观测资料，研究了M81最外层的恒星星族的性质。观察到的场探测到距离银河系中心约50 kpc的投影距离的恒星晕。在F606 W和F814 W过滤器中观察每个视野。色星等图（CMD）的50%完整性水平通常位于红巨星分支（TRGB）尖端以下2等处。在距离近于15千秒差距的领域显示的证据盘占主导地位的人口，而在更大的距离领域主要是由晕星。M81晕CMD的RGB与~ 10 Gyr的等时线和[Fe/H] ~ -1.2 dex的等时线匹配良好，表明M81晕的优势恒星星族具有相似的年龄和金属丰度。M81晕的颜色分布宽度约为0.4等，中位值（F606 W-F814 W）约为1等，用23.7 <F814 W 15 kpc星等范围内的恒星测量< 25.5. When considering only fields located at galactocentric radius R >，没有发现晕的颜色梯度。我们将RGB M81晕星在~ 15和50 kpc的中间颜色之间的差异限制为0.03+/-0.11等，对应于假设10 Gyr的恒定年龄的径向范围内的金属丰度差异为0.08+/-0.35 dex。我们比较这些结果与模型预测的颜色恒星晕形成纯粹通过吸积的卫星星系。当我们以与HST数据相同的方式分析宇宙学激发的模型时，我们发现它们预测恒星晕没…
2013-02-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
KiDS J1447-0149: The first spatially resolved spectroscopy of a relic galaxy beyond the local universe. An old high-dispersion core embedded in a compact rotating stellar structure
Finnish Centre for Astronomy with ESO, (FINCA), University of Turku（图尔库大学芬兰ESO天文学中心）；Tuorla Observatory, Department of Physics and Astronomy, University of Turku（图尔库大学图奥拉天文台）；Turku Collegium for Science, Medicine and Technology (TCSMT), University of Turku（图尔库大学图尔库科学、医学与技术学院）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Sub-Department of Astrophysics, Department of Physics, University of Oxford（牛津大学物理系天体物理子部门）；INAF – Osservatorio Astronomico di Capodimonte（意大利国家天体物理研究所卡波迪蒙特天文台）；INAF – Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）
利用MUSE+AO空间分辨光谱研究遗迹星系J1447-0149，揭示其旋转恒星结构包裹的古老高色散核，并确认其遗迹本质。
2026-09-21 astro-ph.GA
Supermassive black holes do not correlate with dark matter halos of galaxies
当观测到的星系足够近，使得搜索可行时，在所有含有凸起成分的星系中都探测到了超大质量黑洞。再加上观察到更大的黑洞生活在更大的凸起中，这导致了黑洞的生长和凸起的形成相互调节的信念。也就是说，黑洞和凸起“共同进化”。因此，关于黑洞和可见星系所处的暗物质晕之间存在类似相关性的报道具有深远的意义。暗物质很可能是非重子物质，因此这些报告表明，未知的奇异物理控制着黑洞的生长。在这里，我们表明-部分基于最近对无凸起星系的测量-暗物质和测量黑洞的参数之间几乎没有相关性，除非星系也包含凸起。我们的结论是黑洞与暗物质没有直接的关联。它们也与星系盘无关。因此，黑洞只与凸起共同演化。这简化了它们共同演化的谜团，因为它把注意力集中在星系合并中产生膨胀的纯重子过程上。
2011-01-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Self-consistent bulge/disk/halo galaxy dynamical modeling using integral field kinematics
我们介绍了一种方法，旨在充分利用积分场光谱（IFS）的数据来模拟盘星系。该方法适合平衡模型，同时再现星系的表面亮度，旋转和速度色散配置文件。该模型是完全自洽的6D分布函数的一个星系的Sersic配置文件恒星隆起，指数盘和参数暗物质晕，生成的更新版本的GalactICS。通过创建逼真的通量加权地图的运动学时刻（通量，平均速度和色散），我们同时适合光度和光谱数据使用最大似然和贝叶斯（MCMC）技术。我们将该方法应用于GAMA螺旋星系（G79635）的运动学从SAMI星系巡天和深$g$ -和$r$ -波段测光从VST-KiDS调查，比较参数约束与传统的2D膨胀盘分解。我们的方法返回广泛一致的结果共享的参数，同时限制恒星组件的质光比和再现HI推断的圆速度远远超出了SAMI数据的限制。虽然该方法是专为拟合积分场运动学数据，它可以使用其他动力学约束，如中央纤维分散体和\HI圆速度，是非常适合模拟星系的组合，深成像和HI和/或光谱（解决或其他）。我们的实现（MagRite）计算效率高，可以在现代处理器上在一分钟内生成分辨率良好的模型和运动学地图。
2017-10-09 astro-ph.GA astro-ph.IM
Pure Density Evolution of the Ultraviolet Quasar Luminosity Function at $2\lesssim z \lesssim6$
类星体光度函数（QLF）反映了活动星系核（AGN）的人口统计学，它是黑洞、星系和暗物质晕在宇宙时间中生长和演化的结果。最近的广泛和深入的调查改善了高红移类星体的普查，使人们有可能在$2\lesssim z\lesssim6$到$M_{1450}=-23$ mag构建可靠的紫外（UV）QLF。通过参数化这些最新观测到的UV QLF，在给定的红移下，它们在光度和调查区域覆盖范围都是最广泛的，我们表明UV QLF具有普遍的形状，并且它们的演化可以通过纯密度演化（PDE）来近似。为了解释观测到的QLF，我们构建了一个模型QLF采用晕质量函数，一些经验标度关系，和爱丁顿比分布。我们还包括活动星系核在其宿主星系上的黯然失色，这使得有可能再现所观察到的QLF（$\sim-1.1$的斜率）的暗淡端的适度平坦形状。该模型成功地解释了在$z>2$观测到的紫外QLF的偏微分方程行为，这意味着在光环质量函数演化的框架下可以理解的QLF在高红移的演化。在我们的模型中，外照效应的重要性也意味着可能有一个隐藏的微弱活动星系核（$M_{1450}\gtrsim-24$ mag），它们被埋在它们的宿主星系光之下。
2021-03-10 astro-ph.GA
Characterising the Structure of Halo Merger Trees Using a Single Parameter: The Tree Entropy
将星系的性质与它们的暗物质晕的聚集历史联系起来是星系演化理论的一个中心目标。本文介绍了一种无量纲参数$s\in[0,1]$，“树熵”，参数化的几何晕的整个质量装配层次结构，建立在一个概括的香农的信息熵。通过构造，最小熵（$s=0$）对应于没有任何合并的平滑组装的晕。相反，最高熵（$s=1$）代表纯粹由等质量双星合并产生的晕。利用从宇宙学$N$ -天体模拟SURFS中提取的模拟合并树，我们计算了$s$的自然分布，这是一条在$s=0.4$附近达到峰值的倾斜钟形曲线。这种分布对晕质量$M$和红移$z$的依赖性很弱，这可以归结为对物质微扰场中的相对峰高$δ_{\rm c}/σ(M,z)$的单一依赖性。通过探讨$s$与SHARK半解析模型产生的全球星系性质之间的相关性，我们发现$s$包含了关于星系$-$形态的大量信息，事实上比晕的自旋、浓度和聚集时间的信息还要多。因此，树熵提供了星系和它们的暗物质晕之间信息丰富的联系。
2020-02-11 astro-ph.CO astro-ph.GA math.CO
An underlying universal pattern in galaxy halo magnetic fields
星系晕中的磁场一般很难观测到。最近，CHANG-ES合作（邻近星系的连续晕-EVLA巡天）详细调查了35个邻近边缘螺旋星系的射电晕，并在其中16个星系中探测到大尺度磁场。我们使用CHANG-ES射电偏振数据为样本中的所有星系创建旋转测量（RM）地图，并将其堆叠，目的是放大星系盘上方和下方晕中的任何潜在通用环形磁场模式。我们发现在堆叠星系轮廓的中心区域存在一个大规模的磁场，这是由于轴向电流普遍从盘平面上方和下方的中心流出。在天体物理喷流中也观察到了类似的破环现象，但在星系晕中从未观察到过。这表明星系晕磁场可能不是由星系中心区域的纯理想磁流体动力学（MHD）过程产生的。其中一个有希望的物理机制是宇宙电池，它运行在中心超大质量黑洞周围最里面的吸积盘中。我们期望我们的发现将激发对天体物理学磁场起源的更广泛的讨论。
2021-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
The shape of the dark matter halo revealed from a hypervelocity star
最近发现的一颗年轻的高速巨星J 01020100 -7122208是从银河系中心弹射出来的超高速恒星的一个很好的候选者，尽管它有一个束缚轨道。如果我们假设这颗恒星是从银河系中心被弹射出来的，那么它就可以用来限制银河系的势能，因为它的轨道与纯径向轨道的偏差告诉我们这颗恒星在被弹射出来后所受到的扭矩。基于这一假设，我们利用盖亚DR 2数据和Eilers等人（2019）的圆速度数据估计了银河系暗物质晕的扁平度。我们的贝叶斯分析表明，J 01020100 -7122208的轨道有利于长暗物质晕内$\sim$ 10千秒差距从银河系中心。密度平坦化$q$的后验分布在$q \gtrsim1$处显示宽分布，在$q \simeq 1.5$处显示峰值。此外，98.5%的后分布位于$q>1$，非常不利于扁圆晕。
2019-09-07 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
A Versatile and Accurate Method for Halo Mass Determination from Phase-Space Distribution of Satellite Galaxies
我们提出了一个通用的和准确的方法来估计晕的质量和浓度的卫星星系的运动学。根据不同晕圈内部动力学的相似性，我们从宇宙学模拟中构造了卫星的6D相空间分布函数。在贝叶斯统计框架内，我们不仅可以有效地推断晕的质量和浓度，而且还可以以严格和直接的方式处理各种观测效应，包括选择函数，不完整的数据和测量误差。通过模拟样本的测试，我们证明了我们的方法是有效的和准确的，比纯稳态方法更精确。它可以限制晕质量在~ 20%，仅使用20个示踪剂，并有一个小的固有的不确定性~ 10%。除了明确的应用到银河系和类似的星系，我们的方法可以扩展到星系群或星系团。
2019-10-24 astro-ph.GA
BEACON: JWST NIRCam Pure-parallel Imaging Survey. IV. A Systematic Search for Galaxy Overdensities and Evidence for Gas Accretion Mode Transition
Astronomical Institute, Tohoku University（东北大学天文研究所）；IPAC, California Institute of Technology（加州理工学院IPAC）；Department of Astronomy, Indiana University（印第安纳大学天文学系）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Department of Physics, University of Oxford（牛津大学物理系）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）
利用BEACON数据系统性搜索星系过密区域，发现207个显著过密区域，揭示星系熄灭在不同红移下的双路径：高质量暗物质晕内星系熄灭率高且恒星形成率低，而局部密度影响在红移较低时更显著，红移3以上出现反转迹象。
2026-07-02 astro-ph.GA
Constraining the Noise-Free Distribution of Halo Spin Parameters
由于用于对暗物质分布函数进行采样的粒子数量有限，并且缺乏低于模拟分辨率的结构，因此使用N体模拟进行的任何测量都会受到噪声的影响。当试图测量本质上很小的量时，这种噪声可能特别显著，例如晕圈自旋。在这项工作中，我们开发了一个模型来描述粒子噪声对晕自旋参数的影响。该模型使用N体模拟，其中粒子噪声可以被视为一个泊松过程的基础暗物质分布函数进行校准，我们证明，这个校准模型再现测量晕自旋参数误差分布先前测量的N体收敛研究。利用这个模型，以及以前的测量晕自旋参数的分布在N体模拟，我们把限制晕自旋的无噪声分布。我们发现，无噪声的中位数自旋比直接从N体模拟测量的低3%，对应于约40倍的统计不确定性，在这种测量中产生的纯粹从晕计数统计的移位。我们还表明，一个单独的晕的自旋测量到10%的精度，需要至少$4\times 10^4$颗粒的晕-对于包含200个粒子的晕的分数误差测量的自旋为个人晕是为了统一。
2017-05-04 astro-ph.GA
How do stars affect $ψ$DM halos?
波暗物质（$ψ$ DM）预测在每个星系中的紧凑的孤子核心和颗粒晕。本文首次模拟研究了包含恒星和$ψ$ DM的椭圆星系，重点研究了中心孤子和晕颗粒的系统变化。我们发现，与纯$ψ$ DM宇宙学模拟中的等温晕相比，随着内晕中恒星的加入，孤子核通过吸收主晕中的质量而变得更加突出，并且内晕中的颗粒变得“非等温”，内晕中的颗粒变得“更热”，外晕中的颗粒变得“更冷”.此外，复合材料（星+ $ψ$ DM）的质量密度被发现遵循$r^{-2}$等温曲线在大多数情况下的半光半径附近。最引人注目的是晕星的速度色散，在加深的孤子引力势引起的半光半径内，它向银河系中心迅速增加至少2倍，这一结果与椭圆星系和螺旋星系中的凸起的观测结果相比毫不逊色。然而，在一些罕见的情况下，我们发现一个相位分离把一个紧凑的恒星分布成两个不同的人口与高和非常低的速度色散;而高速组件主要驻留在晕，非常低的速度组件是绑定到内部的孤子核心，类似于恒星在昏暗的矮球状星系。
2018-04-04 astro-ph.GA
Spectroscopic decomposition of the galaxy and halo of the cD galaxy NGC 3311
cD星系的恒星形成历史和扩展的恒星晕的信息在于它们的光谱。因此，为了确定这些结构是一起进化的还是通过两相形成的，我们需要用光谱法将光从每个成分中分离出来。我们提出了一个试点研究，使用Bracket拟合和提取的光谱的cD星系NGC3311和它的晕在积分场光谱数据管，并进行了一个简单的恒星星族分析，研究其恒星形成的历史。使用MUSE数据，我们能够在整个数据立方体中分离星系及其光环的光，给出纯粹代表每个结构光的光谱。对这两个组成部分的恒星星族分析表明，在这种情况下，晕和中央星系中的大部分恒星都非常古老，但与星系相比，晕更缺乏金属，$α$富集程度更低。这一结果与通过更小的卫星星系的吸积形成的晕一致，这些卫星星系具有更广泛的恒星形成。值得注意的是，整个星系的年龄和金属丰度指标的明显梯度与星系和晕成分的径向变化完全一致，它们各自没有显示梯度。这项研究的成功是有希望的，其应用程序到一个更大的样本的cD星系，目前正在观察的IFU调查。
2018-05-17 astro-ph.GA
Hierarchical Galaxy Growth and Scatter in the Stellar Mass - Halo Mass Relation
星系和暗物质晕之间的关系反映了许多不同物理过程的综合效应。观测结果表明，$z=0$恒星质量晕质量（SMHM）的关系有非常小的恒星质量的分散在固定的晕质量（$\lesssim$ 0.2 dex）与晕质量的依赖性很小。我们调查的起源，这种分散相结合的N-体模拟与观测约束的SMHM关系。我们发现，在组和集群规模（$M_{\rm vir}>10^{14}{M_\odot}$）的分散，由于纯粹的层次组装是$\approx0.16$ dex，这是最近的直接观测估计。在较低质量下，由于$z\approx2$的质量累积主要由原位生长驱动。我们包括一个模型的恒星质量的原位建设，并发现在这个增长通道的$0.2$ dex的内在散射产生的散射和晕质量之间的关系是一致的观测从$10^{12}{M_\odot}<M_{\rm vir}<10^{14.75}{M_\odot}$。因此，在$z=0$处的大范围晕质量上的近似恒定散射似乎是一种巧合，因为它主要是由低质量处的原位生长和高质量处的分级组装决定的。这些结果表明，在SMHM关系中的散射可以提供独特的洞察星系形成过程的规律性。
2018-07-21 astro-ph.GA
Decoupling the rotation of stars and gas -- I: the relationship with morphology and halo spin
我们使用的数据相结合的MANGA调查和MANGA类的观测illustrisTNG 100，以确定恒星和气体的旋转轴之间的错位的流行。这篇普查论文概述了观测和模拟中失调星系的典型特征，以确定它们与形态和角动量的基本关系。我们提出了一个样本的~4500星系从MANGA与运动学分类，我们用它来证明的流行失调是强烈依赖于形态。在早期形态中，失调比例急剧增加（301个早期型星系中有28个$\pm$，占3%; 677个透镜状星系中有10个$\pm$，占1%; 1634个纯晚期型星系中有5.4个$\pm$，占0.6%）。对于早期类型，对齐的星系比未对齐的样本质量更小，而这种趋势对于望远镜和纯粹的晚期类型相反。我们还发现，解耦依赖于组成员资格的早期类型的中心更有可能被解耦比卫星。我们证明，错位星系有类似的恒星角动量星系没有气体旋转，远低于对齐的星系。错位星系的气体质量也比对齐星系低，这表明气体损失是恒星气体旋转脱钩的关键步骤。通过与模拟MaNGA样品的比较，我们发现，在IllustrisTNG 100中，形态和角动量的强烈趋势是真实的。我们证明，降低角动量是，但是，不是一个短暂的属性，并在z = 0的恒星气体错位的可能性与自旋的暗物质晕回到z = 1。
2019-10-23 astro-ph.GA
BEACON: JWST NIRCam Pure-parallel Imaging Survey. III. Constraints on the UV LF and the Clustering of z~7-14 Galaxies
Cosmic Dawn Center (DAWN)（宇宙黎明中心）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）；IPAC, California Institute of Technology（加州理工学院IPAC）；Astronomical Institute, Tohoku University（东北大学天文研究所）；National Astronomical Research Institute of Thailand (NARIT)（泰国国家天文研究所）；Department of Physics and Astronomy, University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校物理与天文学系）；School of Physics, The University of Melbourne（墨尔本大学物理学院）
利用BEACON调查数据，研究z~7-14星系的紫外光度函数及聚类特性，发现高纯度样本并验证了理论模型。
2026-08-07 astro-ph.GA
How to bend galaxy disc profiles: the role of halo spin
恒星星系盘的径向密度分布可以很好地近似为指数分布。然而，与这种典型形式相比，大多数盘星系的轮廓在大半径处显示向下或向上的断裂。目前，在星系形成的背景下，径向轮廓本身，以及两种类型的轮廓断裂没有连贯的解释。利用一组受控的流体动力学模拟的盘星系形成，我们发现之间的相关性的主机晕的初始角动量和由此产生的径向轮廓的恒星盘：星系，生活在晕与低自旋参数λ <~ 0.03显示出一个向上弯曲的突破，在其光盘的密度分布，而星系在晕较高的角动量显示出一个向下弯曲的突破。我们发现纯指数分布（λ ~ 0.035）的情况与宇宙学模拟中自旋参数分布的峰值相吻合。我们的模拟不仅解释了观测到的行为，而且还表明这种效应的物理起源与恒星质量的径向再分布量有关，这与λ是反相关的。
2015-02-19 astro-ph.GA
Gas and Metal Contents of Galaxies and Gaseous Halos: Preventive versus Ejective Feedback
本文用半解析方法研究了三种星系形成模型对星系内和星系周围重子物质质量和金属丰度的预测特征。这些模型代表了三种不同的反馈方案：一种模型与纯粹的喷射反馈，一种模型与喷射反馈与喷射气体的再结合，和一个预防模型。我们发现，当模型参数进行调整，以预测正确的恒星质量的晕质量范围在10^{10}至10^{12}Msun，这三个方案有非常不同的预测质量和金属丰度的星际和环银河系的媒体。与目前的观测数据相比，实施预防性反馈的模型具有很大的自由度来匹配广泛的观测数据，而弹射模型难以同时匹配多个观测约束，而与弹射和再结合的实施方式无关。我们的研究结果表明，调节低质量星系中恒星和冷气量的反馈过程本质上是预防性的。
2015-04-08 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
A LAMOST BHB Catalog and Kinematics Therein I: Catalog and Halo Properties
我们收集了在LAMOST和盖亚观测到的恒星样本，这些恒星的颜色表明温度高于7000 K。我们训练一个机器学习算法LAMOST光谱数据已标记的恒星分类和金属丰度，并使用此机器构建一个目录的蓝色水平分支星（BHB）的金属丰度信息。另一台机器使用盖亚的视差进行训练，以预测这些恒星的绝对星等。最终的13，693个BHB被认为是大约86%的纯度，$σ_{[Fe/H]}\sim$ 0.35 dex和$σ_{G}\sim$ 0.31 mag。这些值通过与球状星团的比较得到了证实，尽管协方差误差似乎影响了我们的星等和丰度估计。我们在星系晕中分析这个星表的一个子集。我们发现，外晕中的BHB人口显得更红，这可能意味着一个年轻的人口，金属丰度梯度是相对平坦的[Fe/H] = -1.9德克斯在我们的样本足迹。我们发现我们的富金属BHB星在所有半径上都比贫金属BHB星（$β\sim 0.62$）处于更多的径向速度色散主导轨道（$β\sim 0.70$）上。
2021-02-18 astro-ph.GA
Coupling Semi-Analytic and N-body Galaxies (CoSANG) for cosmological stellar halo simulations I- Methods and the structure of dark matter halos
提出了一种新的混合模型CoSANG（Coupled Semi-Analytic and N-body Galerkin），用于模拟宇宙学中的暗物质和恒星晕。在这种方法中，无碰撞模型（Gadget 3）用于引力相互作用，而耦合半解析模型（SAGE）计算重子效应在每个时间步。这种在每个时间步的实时自洽交互是CoSANG与主要用于后处理的传统半分析模型之间的关键区别。通过考虑重子的引力效应，CoSANG可以克服纯N体模拟的一些缺陷，同时比流体动力学模拟的计算成本更低。此外，CoSANG可以通过标记示踪暗物质粒子产生恒星晕种群。我们证明了这种方法的性能和动力学精度使用控制测试模拟和一组三个宇宙放大模拟银河系（MW）的质量晕。我们模拟每个目标晕都没有耦合（仅暗物质，以下DMO）和耦合（CoSANG）。我们比较的内部结构（subhalo分布，形状和方向）的晕。与DMO模型相比，CoSANG模型中的亚晕总数减少，$V_{\mathrm{max}}$分布峰值降低，低于DMO模型，轴比变小。DMO和CoSANG模拟的差异在晕形成早期更为显著。
2022-11-09 astro-ph.GA astro-ph.IM
Multiphase turbulence in galactic halos: effect of the driving
超新星爆发、活动星系核喷流、星系间相互作用和星系团合并等都可以驱动环星系介质（CGM）和星系团内介质（ICM）中的湍流。然而，由这些源强迫的湍流的确切性质及其对CGM/ICM的不同统计特性及其全局热力学的影响仍然不清楚。为了研究不同类型的强迫的影响，我们进行高分辨率（$1008^3$分辨率元素）理想化的流体动力学模拟与纯螺线管（无发散）强迫，纯压缩（无卷曲）强迫，和自然的混合强迫（两个组件的等分数）。模拟还包括辐射冷却。我们研究了三种不同的强迫模式（sol、comp、mix）对气体形态、温度和密度分布、涡度拟能的源和汇的影响，螺线管运动，以及热（$\sim10^7~\mathrm{K}$）X射线发射气体和冷（$\sim10^4~\mathrm{K}$）H $α$发射气体的运动学。我们发现，压缩迫使导致更强的变化，密度和温度的气体相比，螺线管强迫。冷相气体形成大规模的压缩强迫和雾状，小规模的螺线管强迫云的对流结构。冷相气体具有较强的大尺度压缩强迫速度。自然混合强迫的运动学和气体分布介于两个极端之间，冷相气体既有大尺度的丝状云，也有小尺度的雾状云。
2022-06-07 astro-ph.GA physics.flu-dyn
Beryllium abundances and the formation of the halo and the thick disk
铍的单一稳定同位素是ISM中宇宙射线散射的纯产物。假设宇宙射线在银河系中进行全球性的传输，铍的产生应该是一个广泛的过程，在给定的时间内，铍的丰度在早期银河系中应该是大致均匀的。因此，它可以作为时间的示踪剂。在对Be作为宇宙计时器的使用及其在银河系中的演变进行调查时，我们发现了证据，即在log（Be/H）与[alpha/Fe]图中，晕星分为两个部分。一个是一致的演化模型的预测，而另一个是化学上无法区分的厚盘恒星。这被解释为两个组成部分的恒星形成历史的差异，并表明局部晕并不是一个单一的均匀种群，可以定义明确的年龄-金属丰度关系。我们还发现证据表明，在厚盘的外部区域，恒星形成率较低，指向一个由内而外的形成。
2010-01-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Rotation curves in Bose-Einstein Condensate Dark Matter Halos
对旋涡星系自转曲线的研究揭示了冷暗物质在核心的密度分布几乎是恒定的。然而，N体模拟导致了银河系尺度上的尖形分布，有一个中心峰。轻粒子的玻色-爱因斯坦凝聚体（BEC）自然地解决了这个问题，它预测了排斥力，阻碍了峰值的形成。在简要介绍了BEC模型后，我们用一组3个高表面亮度（HSB）、3个低表面亮度（LSB）和3个矮星系的自转曲线数据对其进行了检验。BEC模型对样本中所有的HSB和LSB星系给出了与Navarro-Frenk-White（NFW）暗物质模型相似的拟合。对于以暗物质为主的矮星系，BEC分量的加入比NFW分量对纯重子拟合的改善更大。因此，尽管晕密度的急剧截止，BEC暗物质候选者是与所有类型的星系的旋转曲线数据一致。
2013-12-13 astro-ph.GA gr-qc
