The dominant origin of diffuse Ly$α$ halos around LAEs explored by SED fitting and clustering analysis
恒星形成星系周围弥漫的Ly $α$晕（LAH）的物理起源仍然是一个有争议的问题。本文给出了在$z\sim2$上的$\sim 900$ Ly $α$发射体（LAEs）的LAH光度（$L({\rm Ly}α)_H$）对母星系恒星质量（$M_\star$）、$SFR$、色余（$E(B-V)_\star$）和暗物质晕质量（$M_{\rm h}$）的依赖关系。我们使用Momose等人（2016）的$L({\rm Ly}α)_H$和中心Ly $α$光度之间的叠加观测关系计算了$L({\rm Ly}α)_H$，我们发现这与VLT/MUSE检测到的单个LAE的平均趋势一致。我们发现，我们的LAE具有相对较高的$L({\rm Ly}α)_H$，尽管$M_\star$和$M_{\rm h}$较低，并且$L({\rm Ly}α)_H$与$M_\star$几乎保持不变，并且可能与$M_{\rm h}$保持不变。这些结果与冷流（冷却辐射）方案和卫星-星系恒星形成方案不一致，因为前者预测的$L({\rm Ly}α)_H$较暗，而两者预测的$L({\rm Ly}α)_H$与$M_\star$斜率都较陡。我们认为LAH主要是由Ly $α$光子从主体逃逸，然后在环银河系介质中散射引起的。这一论点得到了H $α$发射体（HAE）的LAH观测的支持。当考虑LAH时，我们的LAE的Ly $α$逃逸分数比具有类似$M_\s…
2019-05-21 astro-ph.GA
The mean flow, velocity dispersion, energy transfer and evolution of rotating and growing dark matter halos
通过将速度色散分解为非自旋和自旋诱导的速度色散，解析求解了轴对称旋转和生长晕的平均流和色散。极向流可以忽略不计，而方位流与色散直接相关。虚拟（“雷诺”）应力作用于平均流，以使能量从平均流转移到随机运动，并使系统熵最大化。对于浓度恒定的大晕（在晕生命早期阶段具有高的峰高$ν$），存在自相似的径向流（在核内向外，在外围向内）。通过快速的质量吸积，晕的质量、尺寸和比角动量随时间线性增加。光环核心的旋转速度比外围快。大的晕以与哈勃参数成比例的角速度旋转，并且自旋诱导色散是主要的。所有的比能（径向/转动/动能/势能）都是时不变的。晕旋（$\sim$ 0.031）和各向异性参数可以解析推导。对于具有稳定核心和缓慢质量吸积的“小”晕（在晕生命的后期阶段低峰值高度$ν$），径向流消失。小晕以恒定的角速度旋转，非自旋轴向色散占主导地位。小晕是球形的，不可压缩，各向同性。径向和方位角色散是可比的，并大于极性色散。由于自旋有限，动能在方位角方向上并不均分，能量最大。与正常物质不同，小晕的温度更高，旋转速度更快。从早期到晚期，晕弛豫包括形状、密度、平均流量、动量和能量的变化。在弛豫期间，晕圈同位素以保守的比旋转动能“伸展”，增加浓度和惯性动量。晕“拉伸”导致角速度减小，角动量和自旋参数增大。
2022-07-13 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.flu-dyn
Velocity-dependent annihilation radiation from dark matter subhalos in cosmological simulations
我们使用一套银河系的Auriga模拟中的星系，以确定湮灭辐射的贡献，从暗物质subhalos在三个速度依赖的暗物质湮灭模型：索末菲，p-波和d-波模型。我们将这些与速度无关的s波湮灭模型中的相应分布进行比较。对于流体动力学和暗物质的模拟，只有在萨默托增强湮灭的情况下，从subhalos的总湮灭通量超过总湮灭通量从光滑的晕组件内的维里半径的晕。从索末菲到s、p和d波模型，晕的平滑分量的贡献变得更占主导地位，这意味着对于p波和d波模型，平滑分量是迄今为止对辐射的主要贡献。与Fermi-LAT观测到的银河系中心过剩相比，对于所有模拟的晕，发射主要是由平滑晕贡献。然而，对于索末菲模型，外推到低于当前模拟分辨率极限的质量尺度可能意味着对银河系中心区域伽马射线辐射的贡献不可忽略。
2022-07-21 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
On the age of field halo stars (Jofre & Weiss, 2011)
本文对斯隆数字巡天（SDSS）的一个样本进行了恒星年龄的研究。与一组球状星团（GC）的结果是统一的，并表明该恒星样本是由一个占主导地位的人口的10-12 Gyr。这支持了埃根的假设，即银河系的内晕可能是在原银河系云坍缩期间迅速形成的。
2012-01-09 astro-ph.GA
The age of the Milky Way halo stars from the Sloan Digital Sky Survey
我们确定的年龄的恒星内容的星系晕考虑主序星关闭。从斯隆数字巡天提供的大量晕星中，我们可以准确地检测到作为最年轻的主导人口的金属丰度函数的关闭，这是通过观察人口中最热（最蓝）的恒星来完成的。使用一个给定的金属丰度的人口的关闭温度，我们寻找与关闭温度和金属丰度的等时线，发现没有年龄梯度作为金属丰度的函数。这意味着星系晕的主要群体迅速形成，可能是在原银河系气体坍缩期间。此外，我们可以发现大量的恒星，其温度比关闭温度更高，这些恒星可能是蓝色水平分支（BHB）恒星，蓝色离散星，或者比主导人口更年轻的主序星，可能是在外部星系中形成的，后来吸积到我们的银河系中。受当前关于旧太阳型恒星内部引力沉降（原子扩散）效率的争论的启发，我们使用有沉降和无沉降的等时线来确定年龄。当忽略扩散的等时线，我们得到的年龄为14-16 Gyr。这一结果是反对古老晕场恒星中抑制扩散的有力论据，因为它导致了与宇宙年龄13.7 Gyr的严重冲突。在等时线中包括扩散的年龄为10-12 Gyr，这与内晕中古老球状星团的绝对年龄一致。
2011-07-21 astro-ph.GA
Granular Structure and Local de Broglie Wavelength in Fuzzy Dark Matter Halos
Universidad Michoacana de San Nicolás de Hidalgo（圣尼古拉斯·德伊达尔戈米却肯大学）
本研究通过动力学弛豫模拟，发现模糊暗物质晕中的颗粒尺度与局部德布罗意波长同数量级且略小，并揭示了核-晕过渡区的非均匀结构，建立了密度涨落与速度场的定量联系。
2026-09-21 astro-ph.GA gr-qc
Dissipative dark matter halos: The steady state solution II
在镜像暗物质模型和一般的耗散暗物质模型中，具有活跃恒星形成的星系（包括螺旋星系和富含气体的矮星）周围的晕是动态的：它们响应于加热和冷却过程而膨胀和收缩。普通的II型超新星（SN）可以提供主要的热源，如果动力学混合相互作用存在强度为$ε\sim 10^{-9} - 10^{-10}$的话。耗散的暗物质晕可以被模拟为由欧拉方程控制的流体。在足够孤立和不受扰动的星系周围，晕可以放松到一个稳定状态的配置，在那里加热和冷却速率局部平衡和流体静力学平衡占上风。这些稳定状态的条件，可以解决导出的物理性质，包括晕密度和温度分布，模型星系。在这里，我们考虑了镜面暗粒子模型中的理想球对称星系，如早期论文[论文I，arXiv：1707.02528]所述，但我们假设SN附近的局部晕加热比辐射源占主导地位。有了这个假设，物理上有趣的稳定状态的解决方案出现，我们计算的模型星系的代表性范围。最终的结果是一个相当简单的描述暗物质晕周围的理想化球对称系统，其特点是原则上只有一个参数，与物理性质非常相似的经验性质的磁盘星系。
2018-05-16 astro-ph.GA hep-ph
A Spatial Characterization of the Sagittarius Dwarf Galaxy Tidal Tails
利用斯隆数字巡天（SDSS）数据，利用统计光度视差，我们测量了人马座矮潮汐流中F型关闭星的空间密度。我们发现一组连续的，一致的参数，描述领先的Sgr流的位置，方向和宽度为15条在北银河帽，3条在南银河帽。我们产生的恒星目录，具有占主导地位的领先Sgr潮汐流的密度特性，可以与模拟进行比较。我们发现，领导（北）潮汐尾的宽度是一致的，最近的三轴和轴对称晕模型模拟。沿流的密度大致一致的常见的中断模型在北方，但可能不是在南方。我们探讨的可能性，一个或多个占主导地位的SGR流已被错误识别，一个或多个的“分叉”件是真正的SGR潮汐尾，但我们没有得出明确的结论。如果两个矮祖先的假设，适合占主导地位的和“分叉”潮汐尾巴的平面有利于协会的Sgr矮球状星系与占主导地位的南流和“分叉”流在北方。在北银帽，最适合的Hernquist密度轮廓的光滑组成部分的恒星晕是扁圆的，与一个压扁参数q = 0.53，和一个标度长度r_0 = 6.73。南方的潮汐碎片和恒星晕的平滑部分的数据与北方的模型不匹配，尽管恒星晕仍然是绝对扁圆的。最后，我们验证，我们可以重现参数适合异步Milkyway@home志愿者计算平台。
2013-04-08 astro-ph.GA
The low density and magnetization of a massive galaxy halo exposed by a fast radio burst
今天的星系被冷却和浓缩的晕气体包围，延伸到数百千秒差距。这种晕气体被认为是未来恒星形成的主要燃料，但对其质量和物理性质的直接限制一直难以获得。本文报道了对一个角秒精度的快速射电暴（FRB 181112）的探测，它穿过了一个前景星系的晕。对爆发的分析表明，晕气体具有低的净磁化和湍流。我们的研究结果意味着在大质量星系晕中主要是扩散气体，即使是那些活跃的超大质量黑洞，与以前的一些结果相反。
2019-09-25 astro-ph.GA
Probing Signals of Self-Interacting Dark Matter Core Collapse in HI-Rich Galaxies
本研究通过分析五个富HI星系的旋转曲线，发现其暗物质晕高内部密度与核心坍缩的SIDM模型相符，暗示这些星系可能形成于具有显著自相互作用的暗物质宇宙节点中。
2025-04-23 astro-ph.GA hep-ph
Bulge mass is king: The dominant role of the bulge in determining the fraction of passive galaxies in the Sloan Digital Sky Survey
我们调查星系双峰的起源，通过量化的内在和环境的驱动程序的相对作用，停止（或“淬火”）超过50万本地斯隆数字巡天（SDSS）星系的恒星形成。我们的样本包含z=0.02-0.2的各种星系，恒星质量为8 < log（M*/M_sun）< 12，跨越了从纯盘到球状体的整个形态范围，局部星系密度和晕质量超过四个数量级。我们利用公布的恒星形成率，并添加到我们小组最近的GIM 2D光度和恒星质量膨胀+磁盘分解。我们发现，星系的被动分数急剧增加恒星质量，晕质量，和隆起质量，与局部星系密度和隆起总恒星质量比（B/T）的依赖性不太陡峭。在内部性质固定的情况下，我们发现中心星系和卫星星系具有不同的被动分数关系。对于中心，我们得出结论，在固定的凸起质量的被动部分的变化较小，比任何其他变量，包括总恒星质量，晕质量，和B/T。这意味着猝灭机制必须与凸起最紧密地耦合。我们认为，无线电模式活动星系核反馈提供了最合理的解释所观察到的趋势。
2014-03-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evaporating the Milky Way halo and its satellites with inelastic self-interacting dark matter
自相互作用的暗物质为冷暗物质范式提供了一个有希望的替代方案，以解决潜在的小尺度星系形成问题。到目前为止，几乎所有的自相互作用暗物质模拟都只考虑了弹性碰撞。在这里，我们提出了一个通用的非弹性模型内的星系晕的模拟，使用一种新的数值实现的阿雷波代码研究任意多状态的非弹性暗物质的情况。对于这个模型，我们发现，非弹性自相互作用可以：（i）创建更大的subhalo密度核心相比，弹性模型相同的截面归一化;（ii）降低丰度的卫星，而不需要一个功率谱截止;（iii）减少约10%的总晕质量;（iv）通过能级去激发将相当于一亿O（100）百万II型超新星的能量注入星系晕;（v）避免由于从晕中心移除粒子而引起的重力热灾难。我们的结论是，一个约5倍大的弹性截面，以实现相同的中心密度减少的非弹性模型。这意味着，如果非弹性碰撞是主导模式，则对自相互作用截面的既定约束必须进行修改。在这种情况下，显著更小的截面可以实现相同的芯密度减小，从而显著增加允许模型的参数空间。
2019-03-16 astro-ph.GA hep-ph
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): The Life and Times of L* Galaxies
在这项工作中，我们详细研究了当地的环境（集团和对）的星系与恒星质量类似的银河系（L * 星系）的影响。一个体积有限的样本6,150星系进行分类，以确定发射功能，形态类型和存在的磁盘。这个样本可以分离星系的特征（例如恒星质量和群晕质量），并确定它们的相互依赖关系。我们观察到星系-星系相互作用在形成星系团晕的演化中起着最重要的作用，晕质量的主要作用是将星系聚集在一起，以鼓励这种相互作用。当成对星系的质量比接近1时，占主导地位的成对星系发现它们的整体恒星形成增强，否则我们观察到的星系与未成对系统中的星系相同。一对星系中的次要星系受其伴星系的影响很大，虽然恒星形成分数相对于同等恒星质量的未配对星系总是被抑制，但当一对星系的质量比增加时，它会变得更低。我们发现，在一般情况下，密切的星系-星系相互作用率下降作为晕质量的函数为一定量的恒星质量。我们发现了一个地方高峰的相互作用银河系恒星质量星系银河晕质量群的证据。低质量晕，特别是本群质量晕，是理解恒星质量单位典型演化路径的重要环境。我们发现令人信服的证据，星系的一致性在两个群体和对，形态类型的一致性是占主导地位的群体，和排放类一致性是占主导地位的对。这表明，群尺度的一致性是许多星系在很长一段时间内相遇的结果，而对一致性是对短暂相互作用的一个相当瞬时的反应。
2013-01-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Thermal and Resonant Emission of Dark Ages Halos in the Rotational Lines of HeH$^{+}$
我们分析了宇宙中最早的化合物之一氦氢化物离子（HeH $^{+}$）的旋转谱线中暗时代晕的CMB辐射的热发射和共振散射。通过计算HeH $^{+}$与氢原子的非弹性碰撞的最低五个转动态的激发/去激发截面和速率系数，评估了黑暗时代晕的光学深度、热亮度温度和共振亮度温度以及光谱通量。结果表明，在黑暗时代，中性氢原子和电子的碰撞激发/去激发是竞争性的，而在更密集的区域，例如，在晕中，与原子氢的碰撞的贡献占主导地位。我们证明了HeH $^{+}$谱线中晕发光的峰状时间依赖性。
2020-02-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chandra centres for COSMOS X-ray galaxy groups: Differences in stellar properties between central dominant and offset brightest group galaxies
我们提出了一个搜索星系团和集团的$\sim2$平方度的COSMOS领域使用所有可用的X射线观测XMM牛顿和钱德拉天文台的结果。利用COSMOS的多波段光度红移和主光谱红移星表，我们在0.5- 2 keV范围内达到了$3\times10^{-16}\;ergs\;cm^{-2}\;s^{-1}$的X射线通量极限，并在$0.08\leq z<1.53$的红移范围内用$M_{200c}=8\times10^{12}-3\times10^{14}\;M_{\odot}$鉴定了247个X射线群。使用高分辨率钱德拉成像确定组的X射线中心。研究了最亮星系团（BGG）距晕X射线中心的偏移量与星系团性质之间的关系，并与半解析模型和流体动力学模拟的结果进行了比较。我们发现BGG偏移量随晕质量的增加和红移的减小而减小，而对X射线通量和信噪比没有很强的依赖性。我们发现，BGG的偏移量作为一个函数的增加幅度差距没有相当大的红移依赖的趋势。与模型预测相比，观测中BGG的恒星质量在更宽的动态范围内延伸。在$z<0.5$中，中心主导BGG比具有大偏移量的BGG更大，最多增加0.3dex，与模型预测一致。在固定的晕质量下，观测到的和预测的低和大偏移距BGG的恒星质量对数正态散射是$\sim0.3$ dex。
2018-12-04 astro-ph.GA
Apocenter Pile-Up: Origin of the Stellar Halo Density Break
我们使用盖亚和斯隆数字巡天提供的7维信息来测量晕星的轨道特性。富含金属的恒星，存在于本地主序星和更遥远的蓝色水平支星中，有非常径向的轨道（离心率~ 0.9）和远心，与恒星晕的“破裂半径”在银河系中心距离r ~ 20 kpc。先前的研究表明，恒星晕密度在超过这个破裂半径后下降得更快。我们认为，高金属丰度，高偏心率的恒星和破碎的密度分布的远心之间的对应关系是由一个共同的矮祖先的远心恒星的积累。虽然径向偏置恒星的金属丰度可能低至[Fe/H] ~ -2，但在更高的金属丰度下，这种优势的增加表明存在一个大质量的矮祖先，其质量至少与天炉座和人马座矮星系相当，可能是内恒星晕的主要祖先。
2018-07-03 astro-ph.GA
Formation and assembly history of stellar components in galaxies as a function of stellar and halo mass
星系质量集合是$Λ$ CDM宇宙学中结构形成的最终产物。作为Lee \& Yi（2013）的推广，我们用半解析方法研究了星系中恒星组分的组装历史与晕环境和恒星质量的关系.在我们的基准模型中，晕质量本质上决定了恒星质量的形成和组装。总的来说，离地分数缓慢增加，在中央星系增加晕质量，但急剧增加$\log M_{*}/M_{\odot}\gtrsim11$。在卫星星系中也发现了类似的趋势，这意味着合并对于在$\log M_{*}/M_{\odot}\sim11$之上建立恒星质量至关重要。我们还研究了质量增长通道的贡献的时间演化。当中心星系的主晕质量开始超过$\log M_{200}/M_{\odot}\sim13$时，合并成为星系质量增长的主要通道。然而，卫星星系很少达到合并主导阶段，尽管它们的恒星形成活动减少，由于环境的影响。
2017-01-26 astro-ph.GA
Feedback reshapes the baryon distribution within haloes, in halo outskirts, and beyond: the closure radius from dwarfs to massive clusters
本研究通过三组宇宙流体动力学模拟，揭示了不同质量暗晕中重子再分布的主导反馈过程，提出了与质量相关的闭合半径概念及普适关系，为约束反馈物理模型提供了观测对比依据。
2022-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing the Galactic halo with RR Lyrae stars $-$ III. The chemical and kinematic properties of the stellar halo
基于$\sim$ 4，300 RR型天琴座恒星的大量光谱样本，通过测量其金属丰度、系统径向速度和距离，详细分析了星系晕的化学和运动学性质。使用这个样本，金属丰度分布函数（Σ）作为$r$和速度各向异性参数$β$配置文件（不同的金属丰度人口）的函数导出的恒星晕。化学和运动学结果都表明，星系晕由两个不同的部分组成，即内晕和外晕。截止半径（$\sim$ 30千秒差距）是类似于以前的恒星晕的密度分布中发现的破裂半径。我们发现，内部的部分是由一个富金属的人口与极端的径向各向异性（$β\sim 0.9$）。这些特征与“{ \it Gaia}-Enceladus-Sausage”（GES）的特征一致，我们认为这种内晕成分主要由这颗古老的合并卫星沉积的恒星组成。我们发现，GES可能有一个轻微的负金属丰度梯度。内晕贫金属粒子具有与外晕相似的各向异性$β\sim 0.5$的长尾结构。外晕的宽度很宽，有几个弱峰，所有金属丰度的$β$值都在0.5左右。
2022-09-16 astro-ph.GA
Redshift evolution of the dark matter haloes shapes
利用 CIELO 与 IllustrisTNG 流体动力学模拟，研究类银河系暗物质晕形状随红移的演化，揭示纤维吸积、四极模式及重子对三轴性和球形化的影响。
2023-02-17 astro-ph.GA
The AGORA High-Resolution Galaxy Simulations Comparison Project VII: Satellite quenching in zoom-in simulation of a Milky Way-mass halo
本研究利用AGORA CosmoRun多代码模拟套件，分析同一银河系质量暗晕中卫星星系的熄灭，发现熄灭比例与SAGA巡天一致，且所有代码均确认断供和冲压剥离为主导机制，但效率对超新星反馈和流体动力学方法敏感。
2025-05-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spiral Galaxies' Disk Dominance and Testing MOND
本文利用引力旋臂放大方法，通过旋臂倾角估算盘面密度对旋转曲线的贡献，发现NGC 7217盘贡献43%而NGC 3198盘贡献88%，后者构成对MOND普适力律修正的反例。
2024-04-01 astro-ph.GA
Substructure Detection Reanalyzed: Dark Perturber shown to be a Line-of-Sight Halo
观测亚星系尺度的结构对于探测暗物质的性质至关重要，暗物质是宇宙中引力的主要来源。对未来的调查来说，区分视线晕和暗晕将变得越来越重要，以避免对暗物质性质的错误推断。我们重新分析了一个亚星系结构（在透镜JVAS B1938 + 666），以前已经发现使用引力成像技术在星系星系透镜系统。这个结构被认为是主透镜星系晕中的卫星。我们用多平面薄透镜近似拟合了系统微扰子的红移作为自由参数，发现微扰子的红移为$z_\mathrm{int} = 1.42\substack{+0.10 \\ -0.15}$（主透镜红移为$z=0.881$）。我们的分析表明，这个结构的质量比以前的结果大一个数量级。这是第一个用引力透镜方法证明是视线晕的暗扰动。
2022-07-08 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The baryonic mass assembly of low-mass halos in a Lambda-CDM Universe
我们分析了在宇宙学数值模拟中在红移z = 0处发现的低质量晕（Mvir ~ 10^10.3 - 10^12.3 M_sun）的暗、气体和恒星质量组装历史。我们的研究结果表明，在一个给定的现代质量仓的晕，气体的重子分数维里半径内不随时间的变化显着，从~0.8的较小的晕到~0.5的最大的。大多数重子实际上并不位于星系中，而是位于晕内气体中;对于质量更大的晕，晕内气体与星系的质量比在所有红移z下都大致相同，但对于质量最小的晕，它随着z的增加而强烈增加。前一种晕中的晕内气体随着时间的推移而变热，在z = 0时占主导地位，而在后一种晕中，它在所有时期都是冷的。在我们的模拟中，多相ISM和热反馈模型在延迟低质量星系的恒星质量增长的方向工作。
2014-06-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Local Stellar Halo is Not Dominated by a Single Radial Merger Event
我们使用晕矮星光度测定确定的金属丰度，位于2千秒差距的太阳，以确定当地的晕子结构。这些恒星的运动学性质并不表明有一个单一的，占主导地位的径向合并事件（RME）。逆行室女座径向合并（VRM）分量具有[Fe/H] =-1.7。第二个非旋转的RME组件我们命名为Nereus，其[Fe/H] = -2.1，具有与VRM相似的能量。第三个可能的RME，我们命名为克罗诺斯，它与磁盘共同旋转，具有比VRM更低的能量，并且[Fe/H] =-1.2。我们在数据中识别出尼克斯流。除了这些子结构，我们观察到贫金属晕星（[Fe/H] ~ -2.0和$σ_v$ ~ 180 km s $^{-1}$）和磁盘/飞溅组件与较低的旋转速度比磁盘和较低的金属丰度比通常与飞溅。额外过量的低速度和金属丰度[Fe/H] = -1.5的晕星可能与较低能量的RME壳层有关，或者表明较低能量的晕星具有较高的金属丰度。组成“盖亚香肠”速度结构的恒星是这项工作中确定的组成部分的组合。
2022-06-16 astro-ph.GA
Direct Measurement of the HI-Halo Mass Relation through Stacking
我们提出了准确的测量总HI质量的暗物质晕在z ~ 0的不同质量，通过堆叠整个群体的HI光谱从阿雷西博快速遗产ALFA调查。这些晕是从斯隆数字巡天DR 7主星系样本构建的光学星系群目录中选择的，具有可靠的晕质量和晕成员资格测量结果。我们发现，HI晕质量关系是不是一个简单的单调函数，假设在几个理论模型。除了晕质量的依赖性，总HI气体质量表现出强烈的依赖于晕的丰富度，较大的HI质量的组中有更多的成员在固定的晕质量。此外，至少有三个成员星系的晕在组目录中有一个急剧减少的HI质量，可能是由维里晕冲击加热和AGN反馈。HI气体对$M<10^{12.5}h^{-1}M_{\odot}$晕的贡献主要来自中央星系，而卫星星系对更大质量的晕的贡献占主导地位。我们的测量结果是一致的HI丰富的星系形成的三个阶段的情况。平稳的冷气体吸积推动了$M<10^{11.8}h^{-1}M_{\odot}$晕中HI质量的增长，晚期形成的晕具有更多的HI吸积。位力晕激波加热和活动星系核反馈将起到减少$10^{11.8}h^{-1}M_{\odot}<M<10^{13}h^{-1}M_{\odot}$晕中HI供应的作用。在质量比$10^{13}h^{-1}M_{\odot}$大的晕中，HI质量通常会随着并合而增长，对晕丰度的依赖性变得弱得多。
2020-04-09 astro-ph.GA
The Progenitors of the Milky Way Stellar Halo: Big Bricks Favoured over Little Bricks
我们提出了一个属于矮星系和球状星团的蓝水平支（BHB）和蓝离散（BS）星的普查，并比较这些计数的银河系恒星晕。我们发现，在协议与早期的研究，在这些卫星种群的BS-BHB星的比例是依赖于恒星质量。矮星系的BS-BHB比随光度增加而增加。而球状星团则相反，NBS/NBHB（< 1）随光度的增加而减小。最暗的（L < 10^5 L_Sun）矮星具有相似数量的BS和BHB星（N_BS/N_BHB ~ 1），而质量更大的矮星往往以BS星为主（N_BS/N_BHB ~ 2-40）。我们发现，恒星晕中的BS/BHB比值相对较高（N_BS/N_BHB ~ 5-6），这与超暗矮星和球状星团中的低比值不一致。我们的研究结果有利于更大质量的矮星作为主导的“积木”的恒星晕，在良好的协议与目前的预测从LambdaCDM模型。
2015-01-12 astro-ph.GA
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
The origin of galactic metal-rich stellar halo components with highly eccentric orbits
利用欧空局盖亚任务的天体测量，以前的工作表明，银河系恒星晕主要由高偏心轨道上的富含金属的恒星组成。为了阐明这一突出的晕组成部分的性质，我们分析了御夫座宇宙流体动力学放大模拟套件中的28个星系类似物。大约四分之三的御夫座星系包含具有高径向速度各向异性的重要组成部分，β> 0.6。然而，只有在三分之一的宿主中，高β星对吸积恒星晕的整体贡献显着，类似于在银河系中观察到的。对于这个特殊的子集，我们揭示了具有高金属丰度[Fe/H]~-1和高轨道各向异性β>0.8的主要恒星晕组分的起源，通过追溯它们的恒星到吸积时代。通常情况下，这些恒星似乎来自一个恒星质量在10^9-10^10 Msol量级的矮星系，该星系在6-10 Gyr前合并，导致晕质量急剧增加。因此，我们的研究建立了银河系晕中过量的径向各向异性恒星碎片与年轻银河系和大质量矮星系之间的古老正面碰撞之间的联系
2020-10-07 astro-ph.GA
H$α$ Emission and the Dependence of the Circumgalactic Cool Gas Fraction on Halo Mass
我们继续我们的经验研究的发射线通量起源于冷（$T\sim10^4$ K）的气体，填充星系晕和它们的环境。具体来说，我们目前的结果获得了近50万个单独的星系，星系团和星系团的样本，超过200万SDSS视线在高达四分之一的维里半径的投影分离。采用简单的幂律关系的环银河系（CGM）冷气体分数和无论是晕或恒星质量，我们提出的CGM冷气体分数的函数，无论是晕或恒星质量，$f_{\rm cool}(M_h) = (0.25^{+0.07}_{-0.06}) \times (M_h/10^{12}M_\odot)^{(-0.39^{+0.06}_{-0.07})}$或$f_{\rm cool}(M_{*}) = (0.28^{+0.07}_{-0.06}) \times (M_{\rm *}/10^{10.0}M_\odot)^{(-0.33\pm 0.06)}$的表达式。在我们可以比较的地方，我们的结果与以前的吸收线研究，我们自己以前的发射线工作和模拟的限制是一致的。冷气体可以是占主导地位的重子CGM成分，包括一部分高达$> 90\%$的晕气态重子，在低质量的晕，$M_h\sim$ $10^{10.5} M_\odot$，和一个次要的部分，$<$ 5\%，在集团和集群，$M_h > 10^{14} M_\odot$。
2019-11-05 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
Deep HST/ACS Photometry of the M81 Halo
我们提出了一个深的颜色星等图个别恒星的晕附近的螺旋星系M81，在一个投影距离为19千秒差距，根据数据与先进的相机上的哈勃太空望远镜（HST）的调查。彩色星等图显示了一个狭窄且相当蓝色的红巨星分支，以及一个水平分支，其中的恒星大多位于天琴座RR不稳定带的红色方向。根据红巨星分支的形状、红丛的大小和红巨星分支的位置，我们推导出我们领域优势种群的平均金属丰度为[M/H] = -1.15 +0.11，年龄为9 + 2 Gyr。我们比较我们的金属丰度和年龄的结果与以前发现的恒星在不同的位置内M81，并在其他附近星系的球状体。
2010-06-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars: CEMP-s and CEMP-no Sub-Classes in the Halo System of the Milky Way
我们从Aoki等人和Yong等人的高分辨率光谱跟踪研究中选取了银河系晕系统中323颗非常贫金属星的样本，研究了它们的运动学和轨道特性。合并样本包含了相当大比例的碳增强贫金属（CEMP）星（22%或29%，取决于对这一定义适用严格或宽松的标准）。绝大多数CEMP恒星的钡丰度（或上限）都是可用的，因此可以将它们分为CEMP- $s$和CEMP-no两个子类。一种新的方法来分配成员的内晕和外晕人口的银河系，利用运动积分，并应用于确定相对分数的CEMP星在这两个子类中的每个晕组件。虽然受到小数量统计的限制，但数据表明银河系内晕中CEMP- $s$恒星的相对数量比CEMP-无恒星的相对数量要高（57%比43%），而外晕中CEMP-无恒星的比例明显高于CEMP- $s$恒星（70%比30%）。虽然需要更大样本的已知钡丰度的CEMP恒星，但这一结果表明，CEMP恒星在两个晕组成部分中的主导祖先是不同的;外晕是大质量恒星，内晕是中等质量恒星。
2014-04-15 astro-ph.GA
CGM properties in VELA and NIHAO simulations; the OVI ionization mechanism: dependence on redshift, halo mass and radius
我们研究了模拟星系的环星系介质（CGM）中冷/热气体的成分，并讨论了光电离与碰撞电离的OVI的相对生产，作为晕质量，红移和距离星系晕中心的函数。这是利用两套不同的放大水文宇宙学模拟，VELA（6晕; $z>1$）和NIHAO（18晕; $z=0$），这提供了广泛的理论基础，因为它们使用不同的代码和物理配方的恒星形成和反馈。在这项工作中研究的所有晕，我们发现，碰撞电离热电子占主导地位，在高红移，而光电离的冷或暖气体的超星系辐射接管附近$z\sim2$。在$\sim 10^{12}M_{\odot}$及以上的晕中，碰撞在$z<0.5$再次变得重要，而对于质量较小的晕，光电离在$z=0$以下仍然很重要。在具有$M_{\textrm v}>3\times10^{11}~M_{\odot}$的晕圈中，在$z\sim 0$下，大部分光电离OVI处于暖的而非冷的气相（$T\lesssim 3\times 10^5$ ~K）。我们还发现，碰撞是占主导地位的中心区域的晕，而光电离是更显着的外围，周围$R_{\textrm v}$，即使在大规模的晕。这也可以用暖气体的存在来解释，或者在质量较低的晕中，用冷气体的流入来解释。
2019-01-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
The Stellar-to-Halo Mass Ratios of Passive and Star-Forming Galaxies at z~2-3 from the SMUVS survey
在这项工作中，我们使用星系恒星质量的测量和两点角关联函数来约束$z\sim2-3$的被动和\np \星系的恒星与晕质量比（SHMR），正如UltraVISTA超深条纹（SMUVS）的\emph{Spitzer}匹配巡天中所确定的那样。我们采用了一个复杂的晕建模方法，统计我们的两个人口分为中央和卫星星系。对于中央星系，我们发现，SHMR的归一化是更大的被动人口。通过对$Λ$冷暗物质晕质量吸积历史的建模，我们表明，只有当重子到恒星的转换在更高的红移下更有效时，才会出现这种情况，此外，被动星系可以合理地解释为居住在具有最高形成红移的晕中（即，具有最低吸积速率的那些）。在一个固定的恒星质量，卫星星系占据主机晕更大的质量比中央星系，我们进一步发现，被动星系的卫星的比例高于人口的总和。这一点，我们推导出的卫星淬火时间尺度，结合文献中的早期估计，支持动力学/环境机制作为卫星淬火在$z\lesssim3$的主导过程。
2019-03-19 astro-ph.GA
A Testable Conspiracy: Simulating Baryonic Effects on Self-Interacting Dark Matter Halos
我们调查的自相互作用的暗物质（SIDM）晕的星系势的增长使用理想化的模拟，每个运行在串联与标准的无碰撞冷暗物质（CDM）。我们发现一个更大的多样性，在SIDM晕配置文件相比，CDM晕配置文件。如果恒星引力势在星系的中心部分占主导地位，那么SIDM晕在可观测尺度上可以像CDM晕一样密集。在极端情况下，高度致密的磁盘核心崩溃可能发生，导致SIDM晕是密集和cuspier比他们的CDM同行。如果恒星势不占主导地位，那么SIDM晕保持密度远低于CDM预测的恒定密度核心。当存在盘势时，内部SIDM晕在盘平面中变为\em{more flattened}而不是CDM晕。这些结果与Kaplinghat et al.（2014）的预测非常吻合。我们还模拟了一个星系团晕，其中心恒星分布与星团A2667中最亮的中心星系相似。一个SIDM晕模拟的横截面超过质量$σ/m = 0.1\ \mathrm{cm^2 g^{-1}}$提供了一个很好的匹配测量的暗物质密度分布的A2667，而绝热收缩的CDM晕是密集和cuspier。用$σ/m = 0.5\ \mathrm{cm^2 g^{-1}}$模拟的相同晕的岩心剖面密度不足以匹配A2667。我们的研究结果与以前的结果一致，$σ/m \gtrsim 0.1\ \mathrm{cm^2 g^{-1}}$是不利的暗物质碰撞速度超过约1500公里/秒。更一般地说，预测重…
2016-09-27 astro-ph.GA
Inverse energy cascade in self-gravitating collisionless dark matter flow and effects of halo shape
晕介导的质量和能量级联是理解暗物质流的关键。这两个级联起源于晕和晕外子系统之间的质量交换。动能可以来自晕的运动和晕中的粒子运动。类似地，势能可以归因于晕圈间和晕圈内的相互作用。晕内维里平衡的建立比晕间快得多。整个系统的能量变化来自于晕中的男性化。在统计稳定状态下，需要连续的质量交换来维持总晕质量$M_h\propto a^{1/2}$和能量$E\propto a^{3/2}$的增长，其中$a$是比例因子。逆叶栅被识别为动能从最小尺度转移到大质量尺度。这是由势能从大到小的直接级联维持的。这两种能量在传播范围内都有一个与尺度和时间无关的通量，它与质量通量成正比。能量级联主要是由质量级联促成的，质量级联可以用典型晕的质量吸积来定量描述。模拟了晕的径向、角动量和角速度，并对晕中的相干径向和旋转运动进行了逆级联识别。在湍流中，旋涡沿其旋转轴的拉伸（形状变化）使能量级联从大尺度到小尺度。然而，晕形状的变化不是能量级联的主导机制，因为形状变化获得的惯性矩小于2倍。大的光环表现出对扁长性的偏好，并且大多数光环的旋转轴垂直于长轴。由于质量级联在质量空间中是局部的，因此晕的形状在质量空间中不断演化，晕是由祖先晕逐渐继承结构而形成的。结果表明，晕的演化具有随尺寸增大而逐渐接近球形的独特路径。
2022-06-23 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.flu-dyn
The Complete Local Volume Groups Sample -- IV. Star formation and gas content in group-dominant galaxies
使用多波段数据，我们检查附近的集团占主导地位的早型星系的完整本地体积集团样本（CLoGS）的恒星形成活动，以及恒星形成，气体含量和本地环境之间的关系。只有一小部分星系（13%; 6/47）被发现是远紫外（FUV）明亮的，FUV到近红外的颜色表明最近活跃的恒星形成（NGC 252，NGC 924，NGC 940，NGC 1106，NGC 7252和ESO 507-25）。这些系统是样本中FUV比恒星形成率最高的星系（sSFR FUV > 5 $\times$ 10 $^{13}$ yr $^{-1}$），重要的冷气库（M（H2）=0.5 - 61 $\times$ 10 $^8$ M $_\odot$），位于X射线微弱群中，并且它们都没有一个拥有强大的射电活动星系核（P $_{1.4GHz}$ < $10^{23}$ W Hz $^{-1}$）。大部分的星系群（87%; 41/47）是FUV昏暗的，没有显著的恒星形成，在大多数情况下根据它们在红外恒星形成主序星上的位置被归类为球状体（87%; 46/53）。检查无线电功率，SFR FUV，和恒星质量之间的关系，我们发现缺乏相关性，这表明在这些星系中的冷气体的起源相结合，包括恒星质量损失，冷却从组内介质（IGRM）或星系晕，并通过合并或潮汐相互作用收购。X射线明亮的系统，除了拥有强大的射电活动星系核之外，还有一系列的SFR，但是除了NG…
2021-12-15 astro-ph.GA
The DREAMS Project: Disentangling the Impact of Halo-to-Halo Variance and Baryonic Feedback on Milky Way Dark Matter Density Profiles
University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Princeton University（普林斯顿大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；CERN（欧洲核子研究组织）；Weizmann Institute of Science（魏茨曼科学研究所）
研究通过DREAMS项目模拟的1024个银河系质量暗物质晕，探讨恒星反馈和星系间方差对暗物质密度剖面的影响，发现大部分变化源于超新星反馈参数的变化，且暗物质剖面与恒星反馈模式相关。
2026-04-07 astro-ph.GA
Exploring Halo Substructure with Giant Stars: Substructure in the Local Halo as Seen in the Grid Giant Star Survey Including Extended Tidal Debris from Omega Centauri
本文给出了南半球格网巨星巡天（GGSS）中3318颗太阳下金属度V<13.5的恒星的纬度归一化视向速度（Vb）分布。样本中包括了大部分距离银河系盘和晕约5千秒差距的巨星。发现附近的晕（1）表现出明显的运动学亚结构，（2）由几个速度相干结构突出地代表，包括在l~285度的非常逆行的恒星“云”和延伸的逆行“流”，可以看到相对较紧的l-vb序列。在银河系第四象限的一个序列位于l-vb空间内，预计包含来自wCentauri“星团”的潮汐碎片。wCen不仅精确地位于这个l-vb序列中，而且成员星的位置和vb与以wCen当前位置和空间运动结束的轨道上潮汐扰动矮星系的N体模拟相匹配。但是，我们很可能发现wCen潮汐流扩展部分的最终证据来自恒星子样本的阶梯光谱，它揭示了一个非常特殊的化学丰度特征，已知只发生在wCen中。新发现的wCen碎片几乎占了GGSS南部所有的银河系第四象限逆行星，这表明wCen是银河系内部逆行巨星的主要贡献者。
2012-02-08 astro-ph.GA
Building the Stellar Halo Through Feedback in Dwarf Galaxies
本文提出了一种新的矮星系星晕形成模型。我们证明，在矮星内部区域自然形成的恒星和星团预计将从富含气体的恒星形成中心迁移到恒星球体。对于矮星系来说，这个过程可能是晕星的主要来源。这种效应是由恒星反馈驱动的致密气体的整体运动引起的，这种运动通过在晕的内部区域引起电势波动，耦合到所有无碰撞的组件。这种效应已经被证明可以在其他尖状的冷暗物质剖面中产生核心，并且在矮星系晕中特别有效。它可以在更大的半径上建造一个年龄更大、金属丰度更低的恒星球体，而不需要一个由外向内的形成模型。球状星团类型的星团可以在银河系的ISM中产生，然后在100 \thinspace Myr的时间尺度上迁移到椭球体。一旦离开内部区域，它们就不太容易受到潮汐扰动的影响，因此寿命很长;在合并过程中，更宽轨道上的星团可能很容易从矮星系中脱离出来，加入更大星系的晕中。一个模拟的矮星系（$\text{M}_{vir}\simeq10^{9}\text{M}_{\odot}$在$z=5$）被用来检查这种引力耦合到暗物质和恒星。
2012-07-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chemo-kinematics of the $Gaia$ RR Lyrae: the halo and the disc
我们提出了一个多组件的运动学模型的大样本的RR Lyrics检测$Gaia$的结果。通过施加一个四重对称性，并采用$Gaia$自行，我们能够推断的行为之间的速度椭球$\approx3$和$\approx30$千秒差距的银河系中心。我们检测到存在两个不同的组件：一个占主导地位的非旋转晕状人口和一个小得多的旋转盘状人口。我们证明，晕RR Lyrics可以被描述为一个各向同性和径向偏置的部分的叠加。晕的径向偏置部分的特征是高轨道各向异性$β\approx0.9$，并在$5<R$（kpc）$<25$处贡献50%至80%的晕RR Lyrics。与以前的研究一致，我们解释这个高$β$组件的碎片云的古老的大规模合并也被称为$Gaia$香肠（GS）的轨道极值，我们限制。RR天琴座的光变曲线特性支持运动学分解：GS星更富含金属，与各向同性晕成分相比，拥有更高的奥斯特霍夫1型和高振幅短周期（HASP）变量。金属丰度/HASP图显示，内10千秒差距的晕可能居住的RR天琴座出生在原地。平均方位角速度和速度色散的光盘RR天琴座出$R\approx30$千秒差距是一致的年轻和金属丰富的薄盘恒星人口的行为。
2021-01-02 astro-ph.GA
Constraining the Low Mass End of the Stellar Halo Mass Relation with Surveys of Satellite Galaxies
本研究针对卫星星系巡天约束恒星-晕质量关系低质量端的难题，提出考虑晕吸积历史离散性的推断框架，发现现有样本量难以有效约束散射，需将样本提升至千量级方可解决。
2024-10-08 astro-ph.GA
Inverse mass cascade in dark matter flow and effects on halo deformation, energy, size, and density profiles
反质量级联是自引力无碰撞暗物质流（SG-CFD）中间统计定态的一个重要特征。本文主要讨论质量级联对晕能量、动量、色散、尺寸和密度的影响。具有快速质量吸积的晕有一个膨胀的核心。质量级联形成一个新的质量层，使原始晕变形，并引起非零径向流（核心向外，外部向内）。向内/向外的流动导致等温轮廓中不存在的额外长度尺度（尺度半径）。对于快速生长的晕，可以推导出晕浓度c=3.5。对于尖点核心的争议，提出了一个双幂律密度作为非零径向流的结果。内/外密度分别由晕变形速率和晕生长控制。中心变形越慢，密度越陡。对于快速生长的晕，中心的径向流只是哈勃流，导致中心核的存在。质量级联导致非零晕表面能/张力和径向流动，增强了外部区域的色散。由于晕圈表面能的存在，获得了有效重力指数$n_e$ =-1.3（而不是-1）。晕圈大小服从几何布朗运动和对数正态分布。粒子的布朗运动在不断发展的晕导致福克-普朗克方程的粒子分布，这是依赖于径向和渗透流。基于一个简单的渗透流模型，给出了颗粒分布的完整解。所提出的模型同意N体模拟的各种晕群的大小。在中心定义参考压力/密度，可以建立相对压力/密度的状态方程。压力，密度，和分散在晕中心。核心大小$x_c$得到的哈勃流占主导地位。简单的封闭提出了自洽晕密度。
2022-06-17 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.flu-dyn
Chemical Cartography. II. The Assembly History of the Galactic Stellar Halo Traced by Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars
我们提出了一个恒星星族在星系晕的运动学特性的分析，利用超过100,000个主要序列的关闭（MSTO）在斯隆数字巡天观测到的恒星。将星系晕划分为内晕区和外晕区后，根据样品中碳铁比的空间变化，我们发现外晕区的恒星具有明显的$-$ 49 $\pm$ 4 km s $^{-1}$的逆行运动和更接近球形的恒星轨道分布，而IHR中的恒星净自转为零（$-$ 3 $\pm$ 1 km s $^{-1}$），恒星轨道的径向分布更加偏向。此外，我们将MSTO样本中的碳增强贫金属（CEMP）星在每个晕组分中分为CEMP-no和$s$子类，基于它们的绝对碳丰度，$A$（C），并检查与每个子类相关的空间分布和运动学。CEMP-no星是OHR中CEMP星的主要子类（$\sim$ 65%），而IHR中CEMP星的少数子类（$\sim$ 44%），类似于之前几次分析的结果。每个晕区的CEMP-无星比CEMP- $s$星表现出稍高的反旋，但在统计误差范围内。在每个晕区中，CEMP-no星的轨道分布也比CEMP- $s$星更接近球形。这些独特的特征提供了强有力的证据，证明许多低质量的卫星星系（类似于超暗矮星系）为OHR提供了恒星，而质量更大的矮星系则为IHR提供了主要贡献。
2019-09-25 astro-ph.GA
The Density Structure of Simulated Stellar Streams
模拟在有和没有一个正常的冷暗物质子晕人口低于4 × 10^8 M_sun的情况下运行，以检查较低质量的子晕在薄潮汐星流中产生密度变化（“间隙”）的作用。由恒星质量粒子组成的致密星团开始于红移3的亚星系暗物质晕分布中，聚集在一起形成了类似银河系的晕。等级组合导致早期的潮汐星流从星团中分散出来，成为围绕在主要的晚期晕中发展的薄流周围的厚流，因为它趋于平衡。这两个模拟被设置为基本上是动态相同的，并导致在半径为50 kpc的大约140个星团，其中40个有薄的潮汐流长度超过40 \degr \，与集群的分离超过20 \degr \从晕中心。在大约20个单独的快照上取平均值，在50 kpc内具有显著密度变化的流的分数在具有低质量子晕的模拟中为$0.58\pm0.02$，在没有低质量晕的模拟中为$0.52\pm0.02$。也就是说，只有$12\pm5$ \%的气流密度变化可以归因于4 × 10^8 M_sun以下的次晕。星系流密度变化的主要来源是随着星系团的聚集，沿着星系团及其星系流的复杂轨迹变化的潮汐场。
2019-12-07 astro-ph.GA
The global structure of the Milky Way's stellar halo based on the orbits of local metal-poor stars
我们分析了银河系（MW）的恒星晕的全球结构，包括其占主导地位的子组件，盖亚香肠土卫二（GSE）。重建这颗老恒星的全球分布的方法是采用覆盖在大MW空间上的轨道的叠加，其中每个轨道权重因子都是根据恒星位于其当前观测位置的概率来分配的。使用{ \it Gaia} EDR 3和SDSS DR 16的${\rm [Fe/H]}<-1$的所选局部贫金属样品显示，在更多贫金属范围内的所有半径处，晕的整体形状系统地更圆，使得${\rm [Fe/H]}<-2.2$的轴比$q$接近1，而$-1.4<{\rm [Fe/H]}<-1.0$的轴比$\sim 0.7$接近1。在相对富含金属的${\rm [Fe/H]}>-1.8$中，晕实际上呈现出类似于花生的形状，这表明发生了一次重大的合并事件。方位向速度的分布在$-1.4<{\rm [Fe/H]}<-1.0$上呈现出盘状的扁平结构，被认为是金属弱厚盘。对于表现出类似GSE运动学的恒星子样本和在${\rm [Fe/H]}>-1.8$，它的全球密度分布比一般晕样本更球形，具有$q \sim 0.9$，在$r\sim20$ ~kpc的外脊。这一球形形状与吸积晕的特征相一致，脊表明GSE的前身星轨道具有$\sim 20$ ~kpc的远心。恒星晕的形成的影响也提出。
2022-01-12 astro-ph.GA
Simulating Binary Primordial Black Hole Mergers in Dark Matter Halos
本文模拟暗物质晕中双原初黑洞（PBH）演化及红移10内的并合率，考虑两体俘获和双星-单体相互作用通道，发现合理假设下后者并合率占优，推进了引力波事件约束PBH性质的理解并对未来探测做了预测。
2025-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Evolution of the Spin Alignments of Dark Matter Halos in the Cosmic Web
Universidad Técnica Federico Santa María（费德里科·圣玛丽亚技术大学）；Millenium Nucleus for Galaxies (MINGAL)（星系千年核心（MINGAL））；Observatoire Astronomique de Strasbourg, Université de Strasbourg, CNRS, UMR 7550（斯特拉斯堡天文台，斯特拉斯堡大学，法国国家科学研究中心，UMR 7550）；Observatorio Astronómico de Córdoba, Universidad Nacional de Córdoba (UNC)（科尔多瓦天文台，科尔多瓦国立大学（UNC））；Instituto de Astronomía Teórica y Experimental, CONICET-UNC（理论与实验天体物理研究所，阿根廷国家科学研究委员会-科尔多瓦国立大学）
研究暗物质晕自旋对齐随时间的演化，探讨晕质量、接近网丝的距离和主要并合如何影响其方向，发现质量依赖的对齐信号，高质量晕倾向于垂直于网丝。
2026-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dissecting the roles of mass and environment quenching in galaxy evolution with EAGLE
我们利用先进的宇宙流体动力学模拟EAGLE，研究晕质量（M_halo），恒星质量（M*）和恒星形成率（SFR）之间的联系如何在红移的演变。使用主成分分析，我们确定这些物理量之间的相关性的关键轴，为整个星系样本和分裂卫星/中央和低/高晕质量。z=0的EAGLE星系群的第一主成分是M_halo、M* 和SFR之间的正相关。这一成分在低质量晕中的中央星系中特别占主导地位。第二个主成分在高质量晕中最显著，是M_halo与SFR之间的负相关，指示环境猝灭。然而，对于M*~10^10M_solar以上的星系，SFR被认为与M_halo-M* 关联解耦;发现这一结果与环境无关，表明质量猝灭效应也在起作用。我们发现非常好的协议之间的EAGLE主成分和SDSS星系，这给我们的结论提供了信心。将我们的研究扩展到z=0-4范围内的EAGLE星系，我们发现，虽然不同子样本中星系的相对数量发生变化，但它们的主成分并不随红移而显著变化。这表明，控制星系在其暗物质晕中演化的物理过程在整个宇宙时间中的作用是相似的。最后，我们提出了适合EAGLE星系的晕占据分布模型，并表明一种灵活的6参数函数形式能够拟合广泛的不同质量和SFR选择的子样本。
2018-06-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Diverse dark matter haloes in Two-field Fuzzy Dark Matter
本文通过高分辨率宇宙学模拟，首次揭示双场模糊暗物质模型中暗物质晕的多样结构，发现其孤子核心形态取决于形成时间与潮汐环境。
2025-06-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Effect of dark matter halo on global spiral modes in a collisionless galactic disc
低表面亮度（LSB）星系是由半径最内的暗物质晕所控制的，因此它们是研究暗物质对旋涡星系不同动力学方面影响的理想候选者。在这里，我们研究了暗物质晕的影响上的大设计，m = 2，螺旋模式的星系盘，作为一个无碰撞系统，进行全球模式分析内的WKB近似。首先，我们研究了一个超薄的LSB星系UGC 7321，并表明它不支持离散的全球螺旋模式时，作为一个单独的磁盘系统或磁盘加暗物质系统建模。即使恒星中心表面密度的适度增加也不会产生任何全局螺旋模式。这自然解释了在LSB中观察到的强大尺度螺旋结构的缺乏。早期的一项工作（Ghosh，Saini & Jog，2016）为了简单起见，将银河系盘视为流体系统，表明主导晕无法捕获全局模式。我们发现，这种差异是由于在两种情况下使用的不同的色散关系，并在全球螺旋模式的搜索中起着至关重要的作用。因此，正确的处理恒星作为一个碰撞系统，在这里做的结果在全球螺旋模式的抑制，与观察一致。我们对银河系进行了类似的模态分析，发现暗物质晕对大尺度螺旋结构的影响可以忽略不计。
2017-01-23 astro-ph.GA
Dark halo structure in the Carina dwarf spheroidal galaxy: joint analysis of multiple stellar components
对船底座dSph的光度和光谱观测显示，该星系包含两个年龄和运动学不同的主要恒星星族。多个种群的共存为星系的暗晕结构提供了新的约束，因为不同的种群应该在同一个暗物质势阱中处于平衡状态。我们开发的非球形动力学模型，包括这样的多个恒星组件，并试图约束船底座的非球形暗晕的属性。我们发现船底座可能有一个更大，更密集的暗晕比在以前的工作中发现的和一个不太尖锐的内部暗物质密度轮廓，即使暗晕参数的不确定性仍然很大，由于小体积的数据样本。利用我们的拟合结果，我们评估了暗物质湮灭和衰变的天体物理因素，发现船底座应该是经典dSph星系中最有前途的可探测目标之一。我们还计算了两个恒星星族的恒星速度各向异性分布，发现它们在内部区域都是径向各向异性的，而在外部区域，较老的人口变得比中间的更切向偏置。这是一致的各向异性预测的潮汐效应的动力学结构的卫星星系，从而可以被认为是运动学证据的潮汐演化的船底座。
2018-08-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Eating Habits of Milky Way Mass Halos: Destroyed Dwarf Satellites and the Metallicity Distribution of Accreted Stars
我们使用一套45个放大的无耗散模拟来研究被摧毁的矮星的质量谱，这些矮星对银河系（MW）质量（M_vir ~ 10^12.1 M_sun）晕的吸积恒星质量有贡献。经验模型与（峰值）subhalo质量矮恒星质量，我们使用z=0的观测和流体动力学模拟的限制，估计吸积恒星材料的金属丰度分布。对吸积恒星质量贡献最大的是质量相对较大的矮星，其M_star约为10^8-10^10 M_sun。具有更多静态吸积历史的晕倾向于具有较低质量的祖星（10^8-10^9 M_sun）和较低的总体吸积恒星质量。超微弱质量（M_star < 10^5 M_sun）的矮星对吸积恒星质量的贡献可以忽略不计（<< 1%），尽管平均金属丰度很低，但提供了一小部分（~2- 5%）[Fe/H] <-2的贫金属恒星。质量为10^5 < M_star/M_sun < 10^8的矮星提供了大量的贫金属恒星物质（~40- 80%），即使是M_star > 10^8 M_sun的相对富金属矮星，如果它们的金属丰度分布具有明显的贫金属尾部，也可以贡献相当大比例（~20- 60%）的贫金属恒星。最后，我们发现，一个静止的组装历史的MW晕的一般假设似乎是在紧张与其幸存的矮星的质谱。我们认为，MW可能是一个“短暂的化石”，一个静止的晕与最近的吸积事件（S），掩盖了前面的形成历史的晕。
2016-01-28 astro-ph.GA
