The orbital phase space of contracted dark matter halos
我们研究的轨道相空间的暗物质（DM）晕在银河系类似物的宇宙流体动力学模拟的AURIGA套件。我们通过它们的球形作用分布来描述晕，这是DM粒子的特定角动量和径向作用的函数。通过比较相同的晕的DM只有和流体动力学模拟，我们调查的DM晕的收缩所造成的重子在中心的积累。我们发现一个小的系统抑制的径向作用在DM晕的流体动力学模拟，这表明常用的绝热收缩近似可以导致低估的密度约8%。我们采用迭代算法收缩的AURIGA DM晕给定的重子密度分布和晕质量，恢复真正的收缩DM配置文件的准确度为~ 15%，反映晕到晕的变化。利用这个算法，我们推断银河系的收缩DM晕的总质量分布。我们得到更新的值的关键天体物理输入DM直接检测实验：DM密度和速度分布在太阳附近。
2020-01-21 astro-ph.GA
The Auriga Stellar Haloes: Connecting stellar population properties with accretion and merging history
我们研究恒星晕的御夫座模拟，一套30宇宙磁流体动力学高分辨率模拟银河系质量的星系与移动网格代码AREPO。我们研究晕的全球性和径向配置文件到$\sim 150$ kpc的每个星系。御夫座晕在质量和密度分布、平均金属丰度和金属丰度梯度、年龄和形状上各不相同，反映了其吸积和合并历史中固有的随机性。与附近的晚型星系的观测比较显示，大多数观测和模拟晕属性之间非常好的协议。然而，御夫座光环通常太大了。我们发现人口梯度和大规模组装的历史之间的连接：星系与几个显着的祖先有更多的大规模晕，拥有大的负晕金属丰度梯度和陡峭的密度分布。吸积星系的数量，无论是破裂或破裂，贡献90%的吸积晕质量范围从1到14，中位数为6.5，它们的恒星质量跨越三个数量级。观测到的晕质量-金属丰度关系很好地再现了御夫座，是由恒星质量和金属丰度的主要卫星贡献者。这种关系不仅被发现的吸积组件，但也为总（吸积+原位）恒星晕。我们的研究结果突出了可观测的晕属性来推断星系的组装历史的潜力。
2019-02-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark-matter halo mergers as a fertile environment for low-mass Population III star formation
虽然第三星族恒星通常被认为是大质量的，但当气体的冷却特别增强时，可能存在通往低质量Pop III恒星的路径。一个可能的途径是在暗物质晕合并过程中增强HD冷却。合并可以导致高电离度，催化HD分子的形成，并且可以将气体冷却到宇宙微波背景（CMB）温度。在本文中，我们调查合并的质量为几个10 $^5$ M $_\odot$的迷你晕，并探讨这种情况下的可行性。我们进行了三维宇宙流体动力学计算与ENZO代码，解决了热和化学演化的气体采用天体化学包KROME。我们的研究结果表明，HD的丰度增加了两个数量级相比，没有合并的情况下，晕冷却到$\sim$ 60 K触发碎裂。根据金斯的估计，预期的恒星质量约为10 M $_\odot$。我们的研究结果表明，合并的情况下是一个潜在的途径，形成低质量的恒星。
2014-04-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Effect of dark matter halos on the orbital and escape dynamics of barred galaxies
本研究通过三维引力模型分析暗物质晕对棒旋星系恒星轨道与逃逸的影响，发现扁球状暗晕优于NFW暗晕，能解释巨星系旋臂形成及矮星系弱旋臂现象。
2022-06-16 astro-ph.GA
The special growth history of central galaxies in groups and clusters
星系群和星系团中的中央星系（CG）被认为在早期形成并聚集了相当大一部分恒星质量，但它们也通过星系自食在晚期吸积了相当大的质量，即与经历动力学摩擦的伴星群或星系团星系合并。这些合并对CG的结构和运动学的影响不仅取决于吸积卫星的性质，而且还取决于相遇的轨道参数。在这里，我们提出了数值模拟的结果，旨在估计合并的卫星的轨道参数的分布由CG在组和集群中的蚕食。由于动力摩擦，卫星轨道的演变损失了能量和角动量，没有明显的轨道圆化趋势。中心卫星相遇的轨道参数的分布是显着不同的分布中发现的晕晕合并在宇宙学模拟。被CG吸积的卫星的轨道平均来说比宇宙学的晕-晕相遇的轨道约束更小，偏心率也更小。我们提供了适合的中央卫星合并轨道参数的分布，可用于研究合并驱动的CG的标度关系的演变。
2017-01-13 astro-ph.GA
CN Anomalies in the Halo System and the Origin of Globular Clusters in the Milky Way
我们探讨的运动学和轨道性质的样本红巨星的晕系统的银河系，被认为是形成在球状星团，基于其强烈的UV/蓝色CN带。CN-强晕星的轨道参数与内晕和外晕种群的轨道参数进行了比较，和球状星团的轨道参数与研究充分的银河系轨道。CN-强场星和球状星团都表现出与内晕星族相似的运动学和轨道性质，表明剥离或破坏的球状星团可能是内晕场星的重要来源，并表明CN-强场星和大多数球状星团都主要与内晕星族有关。
2013-03-18 astro-ph.GA
On the feasibility of constraining the triaxiality of the Galactic dark halo with orbital resonances using nearby stars
最近有人提出，如果银河系的暗物质晕是三轴的，它将通过轨道共振在太阳邻域的晕星的速度分布中引起块状。因此，这些子结构可以提供一种测量其形状的方法。我们探讨了这个建议的鲁棒性，从一组现实的初始条件，在不同形状的暗晕电位的数值积分轨道。我们分析了由此产生的速度分布在太阳邻域样卷，并进行了统计检验的存在下的运动学子结构。此外，我们已经使用傅立叶分析来表征粒子的轨道。获得的局部速度分布是相对平滑的，统计上是一致的，没有子结构，即使是一个黑暗的晕势与显着的，但合理的三轴。虽然共振确实存在，并且与速度空间的特定区域相关，但与这些区域相关的恒星比例相对较小。事实上，暗晕三轴性最重要的印记是速度椭圆体形状随空间位置的变化。
2018-04-10 astro-ph.GA
Can giant radio halos probe the merging rate of galaxy clusters?
对星系团的射电和X射线观测揭示了星系团合并与巨型射电晕（RH）之间的直接联系，这表明这些源可以用来探测星系团合并速率与宇宙时间的关系。在本文中，我们进行了探索性的研究，结合所观察到的分数合并集群（调频）和RH（fRH）的合并率预测的宇宙学模拟，并试图推断合并属性的集群，出现在X射线干扰和集群RH的约束。我们使用形态学参数来识别合并系统，并分析了目前最大的样本集群与无线电和X射线数据（M500> 6d 14 Msun，和0.2<z<0.33，从普朗克SZ集群目录）。我们发现，在该样品中，fm~62-67%，而fRH~44- 51%。通过比较理论f_m和观测f_m，可以约束组合（xi_m，tau_m），其中xi_m和tau_m是最小合并质量比和合并引起的扰动时间尺度。假设τ_m~ 2-3 Gyr，在模拟的约束下，我们发现当xi_m~0.1-0.18时，观测到的f_m与理论值相匹配。这与样品中团簇的光学和近红外观测结果一致（xi_m~0.14-0.16）。RH仅在一部分合并团簇中发现的事实可能表明，产生RH的合并事件的特征在于较大的质量比;这似乎得到了样品中RH团簇的光学/近红外观测的支持（xi_min~0.2-0.25）。另外，在所有的并合中都可能产生RH，但它们的寿命比τ_m短（约fRH/fm）。这是一个探索性的研究，但它表明，后续研究使用即将到来的无线电调查和足够的数值模拟有可能得…
2016-06-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Resolving the Metallicity Distribution of the Stellar Halo with the H3 Survey
银河系的恒星晕被预测至少部分是由吸积矮星系的潮汐破裂形成的。这段组装历史应该可以从恒星的轨道和化学性质中检测出来。H3巡天正在获得20万颗恒星的光谱，当与盖亚数据相结合时，正在提供星系晕恒星的详细轨道和化学性质。与以往的晕轮巡天不同，H3的目标选择仅基于星等和盖亚视差;因此，这次巡天提供了高纬度整个恒星晕的几乎无偏的视图。在本文中，我们提出的恒星金属丰度分布的函数银心距离和轨道性质的样本4232运动学选择的晕巨星到100千秒差距。恒星晕相对富含金属，[Fe/H]=-1.2，在$6<R_{\rm gal}<100$ kpc范围内没有可辨别的金属丰度梯度。然而，晕金属丰度分布是高度结构化的，包括分别在$R_{\rm gal}<10$ kpc和$R_{\rm gal}>30$ kpc处的明显的富金属和贫金属组分。贫金属星与[Fe/H] $<-2$是一个小的人口晕在所有距离和轨道类别。我们将“原位”恒星晕与在类似晕的轨道上显示厚盘化学的恒星联系起来;这些恒星被限制在$|z|<10$ kpc。大部分的恒星晕在轨道化学空间中被分解成离散的特征，这表明大部分的恒星晕是由矮星系的吸积和潮汐破裂形成的。（简略）
2019-09-04 astro-ph.GA
High-Precision Dark Halo Virial Masses from Globular Cluster Numbers: Implications for Globular Cluster Formation and Galaxy Assembly
我们证实，球状星团（GC）的数量，N $_{GC}$，是一个很好的示踪剂，其宿主星系的晕维里质量M $_{vir}$。简单的线性关系M $_{vir} = 5 \times 10^9$ M $_{\odot} \times$ N $_{GC}$完美地拟合了从M $_{vir} = 10^{10}$ M $_{\odot}$到M $_{vir} = 2 \times 10^{15}$ M $_{\odot}$的数据。这一结果是独立的星系形态和统计扩展到矮星系制度与M $_{vir} = 10^8 - 10^{10}$ M $_{\odot}$，包括极端超弥漫星系DF 44。由于该相关性不依赖于GC质量，因此非常适合高精度测定M $_{vir}$。这种线性最简单的解释是，一个高红移晕种子种群的宇宙学合并，平均每$5 \times 10^8$ M $_{\odot}$的暗物质就有一个GC。我们表明，层次合并也是非常强大的恢复线性相关性和擦除签名，即使是一个强大的长期演化的GC系统。宇宙学的合并方案也意味着一个强大的下降，在$N_{GC}$的散射与维里质量$δN_{GC}/N_{GC} \sim M_{vir}^{-1/2}$的增加相反的观察，显示一个大致恒定的散射，独立的维里质量。这种差异可以解释，如果确定维里质量的运动示踪剂和引力透镜的错误是一个因素的顺序为2。矮卫星星系中的GC对高红…
2019-11-27 astro-ph.GA
On the Size Evolution of a Galactic Disk in Hierarchical Merging of Cold Dark Matter Halos
我们研究了暗物质暗晕对银盘结构和演化的动力学影响，采用半解析方法，包括近似和经验关系，实现了详细的数值模拟的冷暗物质模型。我们计算的上限的银河系盘的大小在特定的红移$z$，根据其特征在于从主机晕中心的近心距离的subhalos的轨道特性。我们发现，这可能是最大的盘的大小所确定的最小的近心距离的subhalos显示的特征属性，这是基本上与所观察到的星系盘在低和高$z$。也就是说，人们发现大质量盘可以比小质量盘具有更大的尺寸，因为它具有抵抗晕圈破坏效应的稳定性。此外，在质量固定的情况下，低$z$的银盘尺寸可能大于高$z$的银盘尺寸，这反映了暗晕相对于主晕的轨道演化。这些结果表明，银盘的存在和结构可能受到与暗物质子结构的相互作用的动态限制，特别是在高$z$。
2009-07-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stochastic Model of the Spin Distribution of Dark Matter Halos
我们采用随机的方法来探测的N体模拟晕自旋的对数正态分布的起源。通过分析晕并树中自旋的演化，发现自旋的变化可以用角动量的随机游动来表征。此外，由随机行走产生的自旋分布与直接从N体模拟获得的自旋分布相当一致。我们从一个广泛使用的自旋定义导出了一个随机微分方程，并测量了大量的晕合并树的角动量变化的概率分布。主要的合并和吸积的作用也统计分析在不断发展的自旋分布。几个因素（本地环境，晕质量，合并质量比，和红移）被发现影响角动量的变化。与模拟的自旋分布相比，在平均场或空隙区域中产生的自旋分布倾向于稍微向更高的自旋值偏移，这似乎是由相关的随机行走引起的。我们验证了在N体模拟中观察到的角动量变化的随机性假设，并检测到行走之间的几个相关度，这可能为模拟和生成的自旋分布之间的差异提供线索。然而，在集团和集群区域生成的自旋分布成功地匹配模拟的自旋分布。我们还证明了自旋分布的对数正态性是晕自旋的随机微分方程的自然结果，这是很好地描述了几何布朗运动模型。
2015-08-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Frequencies, chaos and resonances: a study of orbital parameters of nearby thick disc and halo stars
我们研究了附近厚盘星和晕星在由其特征轨道参数定义的子空间中的分布。我们的目标是建立起源的结构报告，特别是在$R_{\rm max}-z_{\rm max}$空间。为此，我们计算的轨道参数和频率的恒星的通用和Stäckel银河系潜力。我们发现，对于厚盘和晕人口非常相似的突出的子结构是明显的通用银河系的潜力，而没有子结构被视为Stäckel模型。这表明，这些功能的起源是不合并相关的，但由于不可集成的通用潜力。我们对恒星轨道的频率分析加强了这一结论，它揭示了显著共振的存在，与$\sim 30\%$的晕星相关的共振家庭。事实上，共振中的恒星定义了在特征轨道参数空间中看到的子结构。此外，我们发现，在我们的样本和碎片流中的一些恒星与人马座矮星处于相同的共振，这表明该系统也影响了银河系厚盘和晕组件中恒星的分布。我们的研究构成了一个步骤，解开合并碎片的内部动力驱动的子结构的印记。考虑到它们的突出性，这些共振驱动的超密度可能有助于限制银河系势的确切形式。
2020-09-10 astro-ph.GA
Evolutionary phases of merging clusters as seen by LOFAR
大质量的合并星系团通常拥有巨大的、弥散的射电源，这些射电源是由激波和湍流产生的;因此，射电观测可以用于确定星系团的合并状态。为了准备进行更大规模的研究，我们选择了三个集群- Abell 1319，Abell 1314和RXC J1501.3+4220（Z7215）-利用120-168 MHz的新LOFAR两米巡天（LoTSS），并与档案数据一起显示这些集群似乎分别处于合并前，合并和合并后的状态。我们认为，阿贝尔1319可能是在其合并前的阶段，其中三个独立的集群组件即将合并。在这个系统中没有发现射电晕和射电遗迹。Abell 1314是一个高度扰动的低质量星团，可能正在合并过程中。这个低质量的系统没有显示出无线电晕，然而，我们认为，合并激活机制，导致电子再加速的大800 kpc无线电尾与IC~711。在星系团Z7215中，我们发现了星系团中心的弥散射电辐射，我们将这种辐射归类为射电晕，尽管它比射电晕功率与星系团质量相关性的预期要暗和小。我们认为受扰星系团Z7215处于后合并阶段。对LoTSS观察到的更大样本的这种系统研究将有助于限制湍流再加速和底层电子随后的能量损失所涉及的时间尺度。
2018-11-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
Frontier Fields Clusters: Chandra and JVLA View of the Pre-Merging Cluster MACS J0416.1-2403
合并的星系团在重子和非重子星系团成分上留下了持久的特征，包括激波锋、冷锋、X射线子结构、射电晕以及暗物质和气体成分之间的偏移。利用Chandra、Jansky甚大阵、巨型米波射电望远镜和哈勃太空望远镜的观测数据，我们对合并的前沿场星系团MACS J0416.1-2403（z=0.396）进行了多波长分析，该星系团由一个NE和一个SW子星系团组成，其核心在天空中相距约250 kpc。我们发现NE子团有一个致密的核，并有一个X射线腔，但它不是一个冷的核。大约450千秒差距西南偏南的西南子集群，我们检测到一个密度的不连续性，对应的压缩因子为~1.5。这种不连续性很可能是由SW子星系团与子星系团中心SW的透镜图中检测到的质量较小的结构相互作用造成的。对于NE和SW两个子星系团，暗物质和气体成分都排列得很好，这表明MACS J0416.1-2403是一个预合并系统。该星团还拥有一个射电晕，这对于合并前的系统来说是不寻常的。晕的1.4 GHz功率为（1.06 +/- 0.09）x 10^{24} W Hz^{-1}，这比基于星团X射线光度的预期略低。我们认为，我们要么正在见证一个射电晕的诞生，要么已经发现了一个罕见的超陡频谱晕。
2015-05-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
A new test for the Galactic formation and evolution -- prediction for the orbital eccentricity distribution of the halo stars
我们提出的理论计算的微分分布的恒星轨道偏心率在星系晕，假设恒星构成一个球形的，碰撞系统的动态平衡与暗物质晕。对于给定的能量E和角动量L，为了定义晕星的偏心率e，我们采用了两种引力势，即等时势和Navarro-Frenk-White势，它们可以形成两端，覆盖任何实际的暗物质晕势。基于一个f（E，L）形式的分布函数，该分布函数允许速度弥散中的常数各向异性，并以一个参数β为特征，我们发现，对于高度径向各向异性的速度弥散（β> 0.6），偏心率分布是e的单调递增函数，而对于从径向到切向速度各向异性的情况（β< 0.6），偏心率分布呈现出一个驼峰状。我们还发现，当速度各向异性与银河系晕星（β= 0.5-0.7）的观测结果一致时，当e < 0.7时，N（e）αe的偏心率分布近似为线性，与所采用的势无关。我们的理论偏心率分布将是一个重要的工具，检查多远的晕中的动力学平衡已经实现，通过比较晕星的运动学采样在更大的距离。鉴于SEGUE和盖亚项目的大型调查正在进行中，我们讨论了我们的结果将如何作为探索银河系晕形成和演化的新指南。
2010-05-20 astro-ph.GA
Two distinct halo populations in the solar neighborhood. III. Evidence from stellar ages and orbital parameters
在本系列的论文I和II中，在太阳附近发现了两种不同的恒星晕群。对67颗晕星和16颗厚盘星进行了精确的相对年龄和轨道参数的测定，这些恒星的金属丰度范围为-1.4 < [Fe/H] < -0.4，以更好地理解这两种晕族在银河系形成和演化中的背景。通过比较恒星在logT_{eff} -log（g）图中的位置和从Y ^2模型中插值到每颗恒星精确的[Fe/H]和[alpha/Fe]值的等时线，可以得到恒星的年龄。考虑并纠正了T_{eff}和log（g）中可能存在的系统误差。以论文I中的空间速度作为初始条件，利用一个详细的、观测约束的包括棒臂和旋臂的银河系模型进行了轨道积分。“高α”晕星的年龄比"低α“晕星大2-3 Gyr。轨道参数显示出“高α”和“低α”晕星之间的非常明显的差异。“低阿尔法"的r_{max}为30-40 kpc，z_{max}为大约。18千秒差距，而e_{max}的聚集值大于0.85，而“高α”的，r_{max}的约16千秒差距，z_{max}的6-8千秒差距，和e_{max}或多或少均匀分布在0.4-1.0。一个双原位加吸积形成的情况下，最好的解释这两个晕人口的存在和特点，但一个剩余的缺陷是，这个模型是不一致的r_{max}的获得原位“高α”组件;预测值太小。看来，Cen ω可能对“低α”成分的存在作出了重大贡献;最近的模型，包括动力摩擦和潮汐剥离，产生了与“低α”成分一样…
2011-11-17 astro-ph.GA
Orbital Eccentricity Distribution of Solar-Neighbour Halo Stars
我们目前的理论计算的恒星轨道偏心率的微分分布的太阳邻居晕星的样本。对于给定的能量E和角动量L，采用两种静态的球引力势来定义偏心率e，如等时势和Navarro-Frenk-White势，它们可以作为两个极端，覆盖任何实际的银河系晕势。然后，基于速度各向异性参数β在远离星系中心的径向上单调增加的f（E，L）形式的静态分布函数，用公式表示太阳近邻的偏心率分布ΔN（e），使得β小于1（近各向同性速度分散）在中心区域和渐近接近\sim 1（径向各向异性速度色散）在遥远的地区的晕。我们发现ΔN（e）敏感地依赖于β的径向分布，并且这种敏感性被用来约束β的径向分布，并与最近报道的Δ N_{obs}（e）的一些观测性质进行了比较。特别是，线性的e分布和高e恒星在太阳近邻内晕恒星样本中的比例排除了β的恒定分布，这与Bond et al.（2010）的相反主张相反。我们在星系中心的β \lesssim 0. 5的约束表明，作用于内晕的剧烈弛豫在距离星系中心\sim 10 kpc的尺度半径内是有效的。讨论了这一结果对理解银河系晕的形成和演化有一定的帮助。
2011-08-20 astro-ph.GA
The M31 Velocity Vector. III. Future Milky Way-M31-M33 Orbital Evolution, Merging, and Fate of the Sun
我们研究未来的轨道演化和合并的MW-M31-M33系统，使用相结合的碰撞N体模拟和半解析轨道积分。蒙特卡罗模拟被用来探讨在观测不确定性范围内改变初始相空间和质量参数的后果。观测到的M31横向速度意味着MW和M31将在t = 5.86（+1.61-0.72）Gyr合并，在t = 3.87（+0.42-0.32）Gyr的第一个近心之后。M31可能（概率p=41%）直接命中MW（这里定义为第一近心距离小于25 kpc）。最有可能的是，MW和M31将首先合并，M33将在它们周围的轨道上定居。或者，M33可以先用MW直接命中（p=9%），或者M33可以从本地组中被驱逐（p=7%）。MW-M31合并后的残骸将类似于一个椭圆星系。太阳最有可能（p=85%）在距离MW-M31合并残骸中心更大的半径处结束，而不是它目前距离MW中心的距离，可能超过50 kpc（p=10%）。太阳可能（p=20%）在未来10 Gyr的某个时候发现自己正在通过M33（在10 kpc以内），但仍然动态地与MW-M31合并的残余物结合。M31（可能还有M33）的到来和可能与MW的碰撞是下一个影响我们太阳和太阳系环境的重大宇宙事件，可以肯定地预测。（节录）
2012-05-31 astro-ph.GA
ASKAP reveals giant radio halos in two merging SPT galaxy clusters -- Making the case for a direction-dependent pipeline --
来自澳大利亚平方公里阵列探路者（ASKAP）的早期科学观测揭示了与南极望远镜通过其Sunyaev Zel'dovich信号探测到的两个星团有关的漫射无线电发射的清晰信号。SPT CLJ 0553 -3342（MACSJ0553.4-3342）和SPT CLJ 0638 -5358（Abell S 0592）都是经历了重大合并的高质量透镜星系团。为了改进这些ASKAP早期科学观测的数据产品，并创建星系团的科学保真度图像，我们使用最先进的软件{ \sc DMMS}和{ \sc DDFacet}进行了方向相关（DD）校准和成像。我们发现，在ASKAP图像的伪影大大减少后，方向校准。在这里，我们提出了我们的DD校准ASKAP无线电图像的两个集群显示明确的巨型无线电晕与最大的线性尺度为$\sim1$ ~Mpc。MACSJ0553.4-3342中的晕轮先前在323 MHz的GMRT观测中被检测到，但在我们的ASKAP图像中看起来更扩展。虽然有一个冲击检测到在这个集群的热X射线发射，我们发现，在冲击区域的粒子数密度太低，允许产生的射电冲击。Abell S 0592中的射电晕是一个新发现，其西南边界与X射线中检测到的冲击相吻合。我们讨论了这些晕的起源考虑强子和湍流再加速模型以及来源的\textit{seed}电子。这项工作对ASKAP的宇宙演化图（EMU）调查在探测星团内中等射电源方面的潜力给出了…
2020-06-02 astro-ph.GA astro-ph.IM
A spectroscopic survey of Abell 1703: is it a rare relaxed cluster hosting a radio halo or a usual merging system?
我们提出了一个有趣的星系团阿贝尔1703，一个系统托管一个可能的巨大的无线电晕的动力学状态仍然是有争议的内部动力学的研究。我们的分析是基于未发表的光谱数据在意大利国家伽利略望远镜和公开的文献中获得的数据。我们还使用斯隆数字巡天的光度数据。我们选取了147个星系团成员，计算了星系团的红移$\left<z\right>\sim 0.277$和全球视线速度色散$σ_{\rm v}\sim 1300$ km/s。我们推断Abell 1703是一个巨大的星团：$M_{200}\sim 1-2\times 10^{15}$ $M_{\odot}$ .我们的研究结果不同意图片的单峰，松弛的集群所建议的引力透镜分析的基础上，支持最近的作品提出的扰动动力学钱德拉X射线数据的基础上，由以前的研究。动力扰动星系团的第一个强有力的证据来自于BCG速度相对于成员星系速度分布的一阶矩的特殊性。此外，一些统计测试用于研究星系团的运动学发现显着的证据的子结构，是阿贝尔1703由至少两个或三个子块可能被捕获后的核心核心通道。在这个观测方案中，在这个星团中心怀疑存在射电晕并不令人惊讶，并且与描述星团中弥散射电源的理论模型完全一致。
2020-01-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Saying Hallo to M94's Stellar Halo: Investigating the Accretion History of the Largest Pseudobulge Host in the Local Universe
本文利用 Subaru HSC 首次解析 M94 恒星晕中的 RGB 星，发现富金属晕为外盘延续、贫金属晕来自吸积，推断其最大并合星系质量不超过小麦哲伦云，从而说明并合未显著影响其伪核球形成。
2023-04-17 astro-ph.GA
Diffuse radio emission in the complex merging galaxy cluster Abell 2069
具有近期合并迹象的星系团在许多情况下显示出扩展的弥散射电特征。这种发射源自相对论电子，其由于簇内磁场而遭受同步加速器损失。粒子加速的机制和磁场的性质仍然知之甚少。我们在星系团中寻找漫射射电辐射。在这里，我们研究复杂的星系团阿贝尔2069，X射线观测表明最近的合并。我们研究了集群的无线电连续辐射的深韦斯特博克综合射电望远镜（WSRT）在346 MHz的观测和巨米波射电望远镜（GMRT）在322 MHz的观测。我们发现一个扩展的弥漫性无线电功能大致符合集群的主要组成部分。我们将这种发射归类为射电晕，并估计其下限通量密度为25 +/- 9 mJy。此外，我们发现第二个扩展的扩散源位于集群的同伴，估计其通量密度为15 +/- 2 mJy。我们推测这是一个小晕或迷你晕。如果这是真的，那么这个星系团就是第一个在单个星系团中出现双晕的例子。
2014-12-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Accelerated orbital decay of supermassive black hole binaries in merging nuclear star clusters
超大质量黑洞（SMBH）的合并应该会产生宇宙中最强的引力波（GW）源。然而，它们合并的动力学是一个备受争议的话题。在这项研究中，我们使用了一套$N$体模拟遵循合并的两个核星团（NSC），每个托管SMBH在其中心。我们发现，每个SMBH周围的不同的星团的存在下有重要的后果的SMBH二进制的动力学演化：（i）之间的分离SMBH减少了几个数量级的前几个百万年的综合效应的动力摩擦和潮汐剥离的恒星所造成的阻力。事实上，这对于等质量比的双星来说是一个显著的加速，而对于不相等的质量比，例如1：10或1：100，这变得极端，传统的动力学摩擦力本身不允许绑定。(ii)随后的双星硬化是由SMBH双星和恒星之间的引力弹弓驱动的，也取决于SMBH之间的质量比。因此，有了这个额外的阻力，我们发现我们套件中的所有SMBH在哈勃时间内合并。考虑到大约50%的银河系大小的星系主机NSC，我们的结果是令人鼓舞的，即将到来的GW观测与激光干涉仪空间天线- LISA -这将检测SMBH聚结在$10^4-10^7$ $M_{\rm \odot}$质量范围。
2020-02-11 astro-ph.GA
On the co-rotation of Milky Way satellites: LMC-mass satellites induce apparent motions in outer halo tracers
本文利用FIRE-2模拟揭示大质量卫星（如LMC）下落诱发的晕视运动会显著改变外部晕示踪体的轨道极点分布，强调银河系卫星平面研究须考虑LMC扰动。
2023-11-19 astro-ph.GA
Resonant Trapping in the Galactic Disc and Halo and its Relation with Moving Groups
利用一个详细的银河系非轴对称势，观测和动力学约束，在银河系中的酒吧和旋臂的影响进行了研究，在磁盘和恒星晕。特别是详细分析了由银条引起的银道面上的共振对恒星在银盘和星系晕中的捕获作用。为此，提出了一种新的方法来描绘捕获区的经验图中获得的银河势的一些轨道性质。在这些图中，我们在惯性银河系中画出一个特征轨道能量与特征轨道角动量的关系，或者在棒的参考系中画出一个特征轨道能量与轨道雅可比常数的关系，当这是银河势中唯一的非轴对称分量时。利用这些图，利用太阳附近的盘星和晕星的样本，得到了盘星和晕中的一些捕获区。我们计算几个家庭的周期性轨道上的银河平面，一些与这种共振捕获。特别是，我们发现，这些共振对银河系平面的捕获效果可以从这个平面延伸几个千秒差距，捕获恒星的星系晕。我们分析的目的是调查捕获区域是否包含我们银河系中已知的移动群体。我们已经将我们的方法应用于卡普坦群，这是晕中的一个运动群，我们发现这个群似乎与银河平面上的一个特定共振无关。
2015-05-17 astro-ph.GA
On the Orbits of Infalling Satellite Halos
下降的卫星晕的轨道特性设置的初始条件，控制随后的演变subhalos和星系，他们的主机，与质量剥离，恒星形成淬火和合并的影响。使用高分辨率，宇宙学N体模拟，我研究卫星晕的轨道参数，因为它们合并与较大的主机晕，主要集中在轨道圆度和近心。我详细探讨这些轨道参数如何依赖于质量和红移。卫星轨道变得更加径向和陷入更深的主机晕在更高的主机晕质量，但他们不显着依赖于卫星晕质量。此外，卫星轨道变得更加径向和陷入更深的主机晕在更高的红移。我还研究卫星的速度，发现大多数卫星的具体角动量小于主机晕维里值，但卫星是“热”比主机维里速度。讨论了这些结果对星系形成和演化过程的意义，并给出了卫星轨道圆度和近心点对质量和红移依赖性的拟合公式。
2010-11-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Orbital dynamics and histories of satellite galaxies around Milky Way-mass galaxies in the FIRE simulations
卫星星系的轨道编码了关于它们历史的丰富信息。我们调查的轨道动力学和历史的卫星星系周围的银河系（MW）质量的宿主星系使用的FIRE-2宇宙学模拟，其中，如以前的工作所示，产生卫星质量函数和空间分布，广泛同意的意见。我们首先研究在z = 0的轨道动力学的趋势，包括总速度，特定的角动量，和特定的总能量：进入MW质量晕的时间主要决定这些轨道特性。然后，我们检查轨道的历史，重点是回看时间的第一次陷入主机晕和近心距离，时间和计数。大约37%的M星小于10^7 M日的星系在落入MW质量的晕之前被“预处理”为较低质量群中的卫星，通常约为2.7 Gyr。在z = 0的所有卫星中有一半经历了关于其MW质量主机的多个近心点。值得注意的是，对于这些卫星中的大多数（67%），它们最近的近心点不是它们的最小近心点：最小近心点通常小40%，并且发生在6 Gyr之前。这些具有不断增长的近心点的卫星似乎有多个起源：对于大约一半的卫星，它们的特定角动量随着时间的推移逐渐增加，而对于另一半的卫星，它们的第一远心点附近的角动量最迅速地增加，这表明与时间相关的MW-质量晕势和外晕中的动力学扰动的结合导致了这些卫星的近心点的增长。我们的研究结果突出了理想化的，静态的轨道建模的局限性，特别是近中心的历史。
2022-12-06 astro-ph.GA
DarkMix: Mixture Models for the Detection and Characterization of Dark Matter Halos
暗物质模拟需要统计技术来正确识别和分类它们的晕和结构。非参数解决方案提供了这些结构的目录，但缺乏基于模型的算法的额外学习，并且可能在合并情况下对粒子进行错误分类。通过混合模型，我们可以同时将多个密度分布拟合到在暗物质模拟中发现的晕中。在这项工作中，我们使用Einasto剖面（Einasto 1965，1968，1969）来模拟Bolshoi模拟（Klypin等人，2011）样本中发现的晕，并获得它们的位置，大小，形状和质量。我们的代码在R统计软件环境中实现，可以在https://github.com/LluisHGil/darkmix上访问。
2022-08-08 astro-ph.GA
The Orbital Evolution Induced by Baryonic Condensation in Triaxial Halos
使用光谱方法，我们分析了长轴/三轴暗物质（DM）晕的N体模拟的轨道结构，以了解驱动DM晕和椭圆星系的形状的演变过程中，中心质量的增长。一个长期存在的问题是，DM晕形状的变化是否是盒轨道的混沌散射的结果，或者它们是否会随着银河系势的变化而改变形状。我们使用轨道频率来分类轨道，量化轨道形状，并确定共振轨道和混沌轨道。基于频率的方法克服了李雅普诺夫指数对数值离散效应敏感的局限性。无论重子分量的分布如何，DM晕的形状变化主要是由于给定家族中单个轨道形状的变化。具有小的近心半径的轨道比具有大的近心半径的轨道更可能改变它们的轨道类型和形状。演化是规则的（可逆的）还是混沌的（不可逆的），主要取决于重子分量的径向分布。任何形状的扩展重子分量的增长都会导致轨道布居的规则而非混沌的变化。相比之下，一个大规模的和紧凑的中心组件的增长结果在混乱的散射盒和长轴管轨道的一个显着的部分。圆盘的成长会导致相当一部分的晕粒子被主要的全球轨道共振所捕获。尽管DM晕的形状在中心重子分量的增长之后总是相当扁扁的，但其轨道人口的很大一部分具有其三轴或扁长祖先（ABRIDGED）的特征。
2010-02-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing the shape and history of the Milky Way halo with orbital spectral analysis
通过银河巡天获得的单个晕星的相空间坐标使得能够计算它们的完整三维轨道。Halo轨道的谱分析可用于构造“频率图”，其提供6维相空间分布函数的紧凑表示。频率图确定了重要的主要轨道家族，轨道丰度反映了暗物质晕相对于盘的形状和方向。我们应用光谱分析晕轨道在一系列控制模拟盘星系。虽然模拟晕的形状随半径而变化，但局限于内晕的晕轨道的局部样本的频率图包含了关于晕的全球形状及其主要轨道家族的大部分信息。静止或绝热盘的形成导致晕轨道在共振轨道族（即具有可重复频率的轨道）中的显著捕获。如果能很好地估计内晕的银河势（在~ 50 kpc范围内），那么在晕轨道的频率图中出现的强而稳定的共振将使我们能够确定由盘势引起的共振捕获的程度。这些共振族的位置和强度由晕的整体形状及其分布函数决定。因此，在银河系的恒星晕中识别这种共振将提供绝热盘生长延长期的证据。如果银河系的势并不精确，那么测量10^4个晕轨道的大样本的扩散率可以帮助区分真实的势和错误的势。本文所描述的轨道谱分析方法提供了一个强大的补充，现有的方法来约束潜在的银河系晕及其恒星分布函数（ABRIDGED）。
2011-09-14 astro-ph.GA nlin.CD
Mystery solved: discovery of extended radio emission in the merging galaxy cluster Abell 2146
Abell 2146（$z=0.232$）是一个巨大的星系团，目前正在天空平面上进行壮观的合并，具有子弹状的形态。这是第一个在X射线波长（马赫数$\sim2$）下探测到弓形和上游激波锋面的系统，但在深GMRT 325 MHz观测中未能探测到与星团相关的扩展无线电发射，而这在此类系统中是典型的。我们提出了新的，多配置$1-2$ GHz卡尔G。Jansky甚大阵（VLA）对Abell 2146的观测，共16小时。这些数据首次揭示了与阿贝尔2146相关的扩展（$\approx850$ kpc）微弱射电结构的存在。该结构似乎窝藏多个组件，一个与上游冲击，我们归类为无线电遗物和一个与子集群核心，这是由作为一个无线电晕界定的弓冲击。新检测到的结构具有迄今为止在任何簇中检测到的最低无线电功率（$P_{\rm 1.4 GHz, halo}=2.4\pm0.2\times10^{23}$ W Hz $^{-1}$和$P_{\rm 1.4 GHz, relic}=2.2\pm0.2\times10^{23}$ W Hz $^{-1}$）。晕的通量测量，以及它的形态，也表明晕是最近创建的（$\approx0.3$ Gyr核心通道后），符合集群的动力学状态。这些观测结果表明，升级后的VLA有能力探测到极其微弱和扩展的射电结构。基于这些观测结果，我们预测，未来的射电设施，如平方公里阵列（SKA），应该检测到…
2017-12-01 astro-ph.GA astro-ph.HE
Chaotic orbital dynamics of pulsating objects in dark matter halos
恒星脉动现在是一个被广泛理解的课题。然而，还没有关于脉动对整个星系中恒星轨道动力学的影响的研究。我们调查这些振荡是否会导致混乱的行为在恒星轨道，如果它是沉浸在背景暗物质晕。我们表明，对于一定范围的参数的脉动对象，这些影响是存在于一个一般的背景物质场。然而，对于现实天体物理场景的典型参数范围，这些影响太小而无法检测到。
2022-09-19 astro-ph.GA astro-ph.SR nlin.CD
Baryonic impact on the dark matter orbital properties of Milky Way-sized haloes
我们结合光谱方法和银河系大小星系的宇宙学模拟研究了暗物质晕的轨道性质。我们比较了流体动力学和$N$ -体模拟中单个暗物质粒子的动力学和轨道，发现由于重子的影响，暗物质晕的盒、管和共振轨道的比例显著降低。特别是，在流体动力学模拟的暗物质晕的中心区域占主导地位的规则，短轴管轨道，相反，在$N$体运行的混乱，箱和薄的轨道占主导地位。这导致了一个更球形的暗物质晕在流体动力学运行相比，一个扁长的一个常见的$N$体模拟。此外，通过使用基于核的密度估计，我们比较了粗粒度的相空间密度的暗物质晕在两个模拟中，并发现它是较低的$\sim0.5$指数在流体动力学运行由于角动量分布的变化，这表明重子过程，影响暗物质是不可逆的。我们的结果表明，重子在决定星系中暗物质晕的形状、运动学和相空间密度方面起着重要的作用。
2017-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dynamical Evolution of Primordial Dark Matter Haloes through Mergers
原始暗物质（DM）晕是最小的引力束缚DM结构，在早期宇宙中，第一批恒星，黑洞和星系形成和生长。然而，它们的结构是敏感的DM的自由流动规模，这反过来又取决于DM颗粒的性质。在这项工作中，我们测试的假设，在原始DM晕的中心尖点附近的自由流动规模的斜率取决于合并过程的性质。通过结合和分析小尺度物质功率谱截止的宇宙学模拟数据以及一系列受控的、高分辨率的二元合并模拟数据，我们发现：（1）原始DM晕优先通过径向轨道上的主要合并形成;（2）与星系和星系团大小的DM晕相比，它们的中心DM密度轮廓更容易受到合并过程的影响;（3）连续的主并合驱动中心密度斜率接近以NFW轮廓为特征的{ \it universal}形式，该形式对并合的影响具有鲁棒性，并且是DM晕密度结构的吸引子解。我们的工作突出了在黑暗时代的结构形成的动力学过程的重要性。
2016-06-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
The origin of spin in galaxies: clues from simulations of atomic cooling halos
为了阐明星系中暗物质和重子自旋的起源，我们从宇宙学初始条件出发进行了流体动力学模拟。我们研究了红移范围为$100 > z > 9$的原子冷却晕，在红移为$z=10$。我们假设气体具有原始成分，并且在晕中${\rm H_2}$冷却和先前的恒星形成被抑制。本文对四种具有极低（$λ\approx 0.01$）、低（$λ\approx 0.04$）、高（$λ\approx 0.06$）和极高（$λ\approx 0.1$）自旋参数的晕的气体和暗物质性质进行了综合分析。我们的主要结论是，自旋的方向和大小最初是很好地描述了潮汐扭矩的线性理论，但后来决定于合并和吸积历史的每个晕。我们提供的证据表明，合并区域的拓扑结构，即碰撞细丝的数量，给出了一个准确的预测暗物质和气体的自旋：在结的中心晕将有低自旋，而那些在中心的细丝将有高自旋。晕的自旋由$λ\approx 0.05 \times \left(\frac{7.6}{\rm number\,\,\, of \,\,\, filaments}\right)^{5.1}$给出。
2014-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Numerical convergence of pre-initial conditions on dark matter halo properties
生成预初始条件（或粒子载荷）是建立宇宙学N体模拟的第一步。在这项工作中，我们重新审视的数值收敛的前初始条件暗物质晕属性使用一组模拟不同的初始粒子负载，即网格，玻璃，和新引入的容量约束Voronoi镶嵌（CCVT）。我们发现，中位数晕属性同意相当不错（即在百分之几的收敛水平）之间的模拟运行从不同的初始负载。我们还注意到，对于一些在不同模拟中交叉匹配的单个晕，它们的性质的相对差异有时可以达到几十个百分点。通过观察这些收敛性差的晕的演化历史，我们发现它们通常是在合并晕或经历了最近的合并事件，并且它们在不同模拟中的合并过程是不同步的，使得晕圈特性的收敛暂时变差。我们表明，与各向异性网格负载开始的模拟相比，各向同性CCVT负载的模拟收敛略好于玻璃负载的模拟，这也是各向同性的。在具有不同预初始条件的模拟中，在较高密度环境中的晕往往具有稍微好一些的收敛特性。我们的研究结果证实，CCVT负载的行为以及广泛使用的网格和玻璃负载在小尺度上，我们第一次量化的收敛两个独立的各向同性粒子负载（即玻璃和CCVT）晕属性。
2021-09-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Slow Galaxy Growth within Rapidly Growing Dark Matter Halos
在冷暗物质宇宙学中，质量最大的暗物质晕在红移z=1和z=0之间经历快速增长，对应于过去70亿年的宇宙时间。因此有一种期望，即最大质量星系的恒星质量也将通过在这个红移范围内的合并而迅速增长。虽然有一些大质量星系在低红移下合并的例子，但最近的观测表明，大质量星系的恒星质量自z=1以来只增长了30%。一些文献声称，大质量星系的缓慢增长与CDM范式相反，尽管情况不一定如此。为了确定为什么大质量星系没有快速增长，我们模拟了星系如何填充暗物质晕。为此，我们在NOAO深宽视场巡天的Bootes场中测量了红移z<1星系的空间密度和空间聚类。然后，我们使用晕占据分布（HOD）形式主义的观测建模。我们发现最大星系的恒星质量与暗物质晕质量的三分之一次方成正比。在质量最大的暗物质晕中，我们还发现恒星质量主要分布在“卫星”星系中。因此，大型星系的恒星质量预计会相对缓慢地增加，即使它们位于快速增长的暗物质晕中。
2009-09-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Orbital distribution of infalling satellite halos across cosmic time
下沉暗晕的初始轨道在很大程度上决定了暗晕和其中卫星星系的后续演化，并揭示了它们的宿主的组装。使用一个大的宇宙学模拟的各种分辨率，我们量化的轨道分布的subhalos在下降的时间和它的质量和红移的依赖在一个大的动态范围。我们进一步提供了一个统一的和准确的模型验证跨宇宙时间，这可以作为半解析模型的初始条件。我们发现，对于任何晕下质量或红移，下落速度$v$遵循几乎普遍的分布，峰值在宿主维里速度$V_{\mathrm{h}}$附近，而下落轨道在$v\sim V_{\mathrm{h}}$时最径向偏置。此外，具有较高主体质量或较高子主体比的subhalo倾向于沿着更径向的方向移动，其角动量比其低主体质量或低子主体比的对应物相对较小，尽管它们共享相同的归一化轨道能量。这些关系几乎是独立的红移时，使用的密度峰值高度作为代理主机晕质量。上述趋势与大质量结构的动力学环境相对较冷的情况相一致，因为它们自身的重力更有可能主导局部势。基于这一认识，质量越大或越孤立的晕，其速度各向异性越高。
2020-11-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Brightest Cluster Galaxies in the Extended GMRT radio halo cluster sample. Radio properties and cluster dynamics
Brilliant Cluster Galerkin（BCGs）在整个电磁波谱范围内显示出特殊的性质。它们在星系团中心的特殊位置提出了环境对其无线电特性的作用的问题。为了解耦的星系质量和环境中的统计无线电特性的影响，我们调查的可能依赖的发生无线电响度和分数射电光度函数的动态状态的托管集群。我们研究了扩展GMRT射电晕巡天（EGRHS）中BCGs的射电性质。我们获得了59个BCGs的统计样本，根据宿主星系团的动力学状态，将其分为两类，即合并（M）和松弛（R）。在59个BCG中，28个是收音机大声的，31个是收音机安静的。射电强源位于松弛星系团（71%），而射电静源则相反，主要位于合并星系团（81%）。BCGs的分数射电光度函数（RLF）是相当高的弛豫集群中的BCGs，其中的射电响度的总分数达到近90%，相比之下，合并集群的$\sim$ 30%。对于松弛的集群，我们发现BCGs的无线电功率和冷核心的强度之间存在正相关关系，这与以前对本地样本的研究一致。我们的研究表明，BCGs的射电响度强烈依赖于集群动力学，他们的分数是相当高的放松集群。我们比较了我们的结果与类似的调查，并简要地讨论了他们在活动星系核反馈的框架。
2015-06-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Mass Distribution of the Unusual Merging Cluster Abell 2146 from Strong Lensing
Abell 2146由两个星系团组成，它们最近在接近天空平面的地方发生了碰撞，它在$\textit{Chandra X-ray Observatory}$图像上显示出两次巨大的冲击是独一无二的。在早期的合并中，在第一次通过核心后不久，人们会期望星系团和暗物质引导X射线发射等离子体。在这方面，阿贝尔2146-A星系团是非常不寻常的，因为X射线冷核心似乎领先于布里渊星系团（BCG）的轨迹，而不是落后于它。在这里，我们提出了一个强大的透镜分析的$\textit{Hubble Space Telescope}$图像上确定的多个图像系统。特别是，我们专注于在阿贝尔2146-A的质量分布，以确定的暗物质晕的质心。我们使用对象的颜色和形态来识别多个图像系统;非常保守地，这些系统中的四个被用作透镜质量模型的约束。我们发现，质心的暗物质晕，约束使用强透镜的功能，是一致的BCG，与$\approx$ 2千秒差距的暗物质晕和BCG的中心之间的偏移。因此，从强透镜模型来看，X射线冷核也领先于阿贝尔2146-A中暗物质的质心，偏移量为$\approx$ 30 kpc。
2016-09-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The orbital PDF: the dynamical state of Milky Way sized haloes and the intrinsic uncertainty in the determination of their masses
利用真实的银河系大小的晕的宇宙学模拟，我们研究了它们的动力学状态和用动力学示踪剂的稳态模型推断它们的质量分布的准确性。我们使用一种新的方法，描述了相空间分布的稳态示踪剂人口在球势没有任何假设，关于他们的轨道分布。从水瓶座$Λ$ CDM N-体模拟的五个晕应用该方法，我们发现，暗物质粒子是一个准确的示踪剂，使晕质量和浓度参数恢复与$5\%$的准确性。假设NFW形式的电位分布在大多数情况下不会显著影响拟合，除了晕A，晕A的密度分布与NFW形式显著不同，导致动态拟合参数中的$30\%$偏差。暗物质示踪剂中子结构的存在只影响$\sim 1\%$的拟合。应用该方法模拟恒星晕产生的粒子标记技术，我们发现恒星比暗物质粒子更远离平衡，产生系统的偏差$\sim 20\%$推断的质量和浓度参数。从传统的分布函数拟合恒星获得的系统偏差的水平与我们的相当，而类似的适合DM示踪剂显着偏置，与我们的配合。与以前的研究一致，质量偏差在示踪剂半质量半径附近大大降低。
2015-11-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evolution of the Milky Way halo by accretion of dwarf satellite galaxies
在冷暗物质方案中，等级合并范例是通过次级晕的微小合并形成大质量星系晕的自然结果，并且由此形成它们固有的恒星晕。虽然这也必须调用的银河系，晕星和矮球状星系的化学和运动学相干的背景下，尚未解决的一个重点，目前的研究。为了研究这个问题，我们模拟的化学动力学演化系统的卫星从宇宙学通过Lactea II模拟银河系环境相似，但在早期。
2011-03-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Orbital Dynamics and Gravitational Wave Signatures of Extreme Mass Ratio Inspirals in Galactic Dark Matter Halos
Chongqing University of Technology（重庆理工大学）；Sichuan University（四川大学）
研究暗物质晕对极端质量比 inspiral 系统轨道动力学和引力波信号的影响，揭示不同暗物质模型在长期演化中的差异。
2026-03-12 astro-ph.GA gr-qc hep-th
