The origin of scatter in the stellar mass - halo mass relation of central galaxies in the EAGLE simulation
我们利用流体动力学EAGLE模拟研究了中心星系恒星质量-晕质量关系中散射的大小和来源。我们分离的原因和影响相关的恒星质量的重子模拟与晕属性匹配的暗物质（DMO）模拟。恒星质量的散射随红移而增加，随晕质量而减少。在$z = 0.1$时，从$M_{200, \rm DMO} \approx 10^{11}$ M $_{\odot}$时的0.25 dex下降至$M_{200, \rm DMO} \approx 10^{13}$ M $_{\odot}$时的0.12 dex，但在$10^{12}$ M $_{\odot}$以上趋势较弱。对于$M_{200, \rm DMO} < 10^{12.5}$ M $_{\odot}$，高达0.04 dex的散射是由于晕圈浓度的散射。在固定的晕质量下，较大的恒星质量对应于较集中的晕。这可能是因为更高的浓度意味着更早的形成时间，因此有更多的时间用于吸积和恒星形成，和/或因为反馈在具有较高结合能的晕中效率较低。因此，最大圆速度，$V_{\rm max, DMO}$，结合能比晕质量更基本的属性，这意味着他们是更准确的恒星质量的预测，我们提供拟合公式与恒星质量的关系。然而，浓度本身不能解释$M_{\rm star} - M_{200, \rm DMO}$关系中的总散射，也不能解释$M_{\rm star} -V_{\rm max, DMO}$中的散射。晕自旋…
2016-11-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The AGN-galaxy-halo connection: The distribution of AGN host halo masses to z=2.5
根据对观测到的活动星系核（AGN）样本的聚类测量，广泛报道活动星系核在大部分宇宙时间内都存在于类似质量的宿主暗物质晕中，log $M/M_\odot$ ~12.5-13.0，z~2.5。我们发现，这部分是由于AGN的分数在星系中的恒星质量的增加而上升，结合AGN观测选择效应，加剧了这一趋势。在这里，我们使用活动星系核特定的吸积率分布函数作为恒星质量和红移的函数，分别为恒星形成和静止星系，结合最新的星系晕连接模型，以确定母和子晕质量分布函数的活动星系核的各种观测限制。我们发现，虽然活动星系核的中间（子）晕质量，$\approx10^{12}M_\odot$，是相当恒定的光度，比吸积率，和红移，完整的晕质量分布函数是广泛的，跨越几个数量级。我们发现，广泛使用的方法来推断一个典型的暗物质晕质量的基础上观察到的活动星系核聚类幅度可能会导致偏见，系统高主机晕质量。虽然活动星系核卫星的比例上升与母晕质量的增加，我们发现，中央星系往往不是活动星系核。我们的研究结果阐明了整个宇宙时间的活动星系核宿主晕的明显均匀性的物理原因，并强调了解释观测活动星系核聚类结果时考虑活动星系核选择偏差的重要性。我们进一步表明，活动星系核集群是最容易解释的相对偏差星系样本，而不是从绝对偏差测量。
2021-02-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Going, going, gone dark: Quantifying the scatter in the faintest dwarf galaxies
我们预测的恒星质量晕质量（SMHM）的关系，矮星系和他们的卫星居住在晕下降到M $_{halo} =$ 10 $^7$ M $_{\odot}$与10 $^4$ M $_{\odot} <$ M $_{star}$（$z=0$）$< 10^8$ M $_{\odot}$，并量化预测的散射关系在低质量端，使用宇宙学模拟。这些星系是从矮星系的宇宙学模拟中绘制的，使用N体+ SPH代码ChaNGA，以60 pc的高分辨率运行。对于M $_{halo} > 10^9$ M $_{\odot}$，模拟的SMHM关系与文献测定一致，包括表现出小的分散。然而，在SMHM关系的散射显着增加较低质量的晕。我们发现，这种散射的一部分是由于{ \em暗矮星}，没有恒星的晕。然而，即使只考虑包含恒星人口的清晰晕，恒星质量的分散度也接近1 dex，M $_{halo}$（$z=0$）10 $^7$ M $_{\odot}$。这种散射大部分是由于包括矮星系的卫星，它们的晕质量通过潮汐剥离而减少。暗矮星（不含恒星的暗矮星）的比例随着晕质量的减少而显著增加。当考虑这些暗晕时，低质量SMHM中的真实散射甚至更大。在我们的模拟所探测的SMHM关系的最暗端，一个星系不能仅仅根据它的光度来分配一个独特的晕质量。我们提供了一个公式来随机填充低质量晕根据我们的结果。我们预测的低晕质量的大散射增加了由此产生的恒星质量函数在超微…
2017-05-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Concentration Dependence of the Galaxy-Halo Connection: Modeling Assembly Bias with Abundance Matching
将星系与它们的暗物质晕联系起来的经验方法对于解释星系空间统计的测量已经变得至关重要。在这项工作中，我们提出了一种新的方法参数化的丰度匹配方法中的浓度依赖程度。这种新的参数化提供了一个平滑的插值之间的两个常用的匹配代理：峰值晕质量和峰值晕最大圆周速度。这种参数化控制量的依赖星系光度晕浓度在一个固定的晕质量。有效地，这种插值方案使丰度匹配模型在产生的星系目录中具有可调节的装配偏差。随着新的400 Mpc/h暗空模拟，其较大的体积提供较低的样本方差，我们进一步表明，低红移两点聚类和卫星分数测量SDSS已经可以提供一个联合约束的浓度依赖性和分散的丰度匹配框架内。
2016-12-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo mass, star formation, and morphology in galaxies: A morphology-dependent connection between halo environment and star formation activity
Instituto de Fisica de Cantabria (CSIC-Universidad de Cantabria)（坎塔布里亚物理研究所（西班牙科学研究中心-坎塔布里亚大学））；University of Southampton（南安普顿大学）；National Observatory of Athens（雅典国家天文台）
本研究通过VIPERS和Stripe 82数据，发现暗晕质量与恒星形成活动的关系依赖星系形态，bulge主导星系中该联系更强，而盘主导星系中较弱。
2026-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Star-forming and Quiescent Central Galaxies Cluster Similarly: Implications for the Galaxy-Halo Connection
本研究测量低红移SDSS星系聚集，发现中心星系自相关对比恒星形成率无依赖，仅基于暗晕峰值环行速度的模型能重现观测，表明暗晕组装历史对中心星系聚集影响有限。
2024-08-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the prospect of using the maximum circular velocity of halos to encapsulate assembly bias in the galaxy-halo connection
我们调查的概念修改的晕占领分布的方法，使用晕的当今最大圆周速度，$\vmax$，作为一种替代晕质量。特别是，使用半解析星系形成模型应用于千年WMAP 7模拟，我们探讨的程度，切换到$\vmax$作为主要的晕属性将组装偏差的影响纳入形式主义。我们认为固定数量密度的星系样本排列恒星质量和研究的变化，无论是晕浓度或形成时间的晕占领功能。我们发现，使用$\vmax$的结果在一个显着减少的占有率变化的中央星系，特别是浓度。另一方面，在所有情况下，卫星占用变化都增加。我们发现，有效地没有变化的晕聚类依赖于浓度，固定箱的$\vmax$相比，固定晕质量。最重要的是，我们计算的集群集群的振幅进行比较的洗牌星系样本的组装偏差对星系集群的影响，发现星系组装偏差的水平基本保持不变。我们的研究结果表明，虽然使用$\vmax$作为代理晕质量减少了一些占用的变化表现在星系晕的关系，它是不能够封装的组装偏差的影响可能存在于星系团。使用其他更复杂的晕圈性质，如$\vpeak$，即组装历史中$\vmax$的峰值，提供了一些改进，并保证了进一步的研究。
2019-07-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Exploring the connection between stellar halo profiles and accretion histories in $L_*$ galaxies
我使用一个图书馆的控制次要合并N体模拟，粒子标记技术和蒙特卡罗产生的$Λ$ CDM吸积历史研究的高度随机过程中的恒星沉积到吸积恒星晕（ASHS）的$L_*$星系。我探索的主要物理机制，驱动之间的连接的吸积历史和密度分布的灰。我认为：i）通过动力学摩擦，质量越大的卫星越能有效地将其恒星送入宿主的更深处; ii）因此，在半径和局部质量加权维里卫星-宿主质量比之间，ASH具有负梯度; iii）在$L_*$星系中，大多数ASH的密度分布特征是随着半径的增加而向更尖锐的对数斜率倾斜，尽管具有显著的晕-晕散射; iv）具有最大总离地质量的ASH是这样的，因为少数大质量卫星（而不是大量低质量卫星）的偶然吸积。
2016-07-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Connection between galaxy morphology and dark-matter halo structure I: a running threshold for thin discs and size predictors from the dark sector
本研究利用TNG50模拟，通过新的运动学分解方法揭示星系盘尺寸与暗物质晕自旋、浓度及吸积率的相关性，并发现盘形成需稳定晕条件与持续物质供应。
2025-04-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing Galaxy Quenching Theories with Scatter in the Stellar to Halo Mass Relation
我们使用恒星晕质量关系中的散射来约束星系演化模型。如果吸积重子转化成恒星的效率随时间而变化，那么具有相同现今质量但不同形成历史的晕将具有不同的z=0星系恒星质量。这是固定晕质量时恒星质量散射的来源之一，$σ_{\log M\ast}$。对于在z~2处经历恒星形成快速猝灭的大质量晕，触发这种猝灭的不同机制产生不同的$σ_{\log M\ast}$值。我们使用这个框架来测试各种模型，其中淬火开始后，星系越过阈值在以下物理量：红移，晕质量，恒星质量，恒星晕质量比。我们的模型是高度理想化的，随着更多的物理学被包括在内，可能会出现其他散射源。因此，我们的测试是一个模型是否可以产生低于观测范围的散射，为其他来源留下空间。最近的测量发现10^11 Msol星系的$σ_{\log M\ast}=0.16$ dex。在阈值随时间恒定的假设下，如此低的$σ_{\log M\ast}$值排除了所有这些模型，除了由恒星质量阈值引起的猝灭。大多数物理量，如金属丰度，如果与晕形成历史无关，则会增加散射。因此，为了减少给定模型的分散性，星系的性质将与形成历史紧密相关，从而为它们的聚集创造可测试的预测。理解为什么$σ_{\log M\ast}$如此之小可能是理解星系形成物理学的关键。
2016-07-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Revealing the galaxy-halo connection in IllustrisTNG
我们使用IllustrisTNG（TNG）模拟探索星系晕连接推断从国家的最先进的宇宙学，磁流体动力学模拟。通过结合100 Mpc（TNG 100）和300 Mpc（TNG 300）的体积实现了高质量分辨率和大体积，我们建立了中央和卫星星系的平均占有率和它们对托管它们的暗物质晕的性质的依赖。我们从TNG 100和TNG 300中获得最佳拟合HOD参数，分别对应于最小星系恒星质量的$M_\star\sim1.9\times10^9\,{\rm M}_\odot$和$M_\star\sim3.5\times10^9\,{\rm M}_\odot$，分别为$\bar{n}_g = 0.032\,h^3$ Mpc $^{-3}$和$\bar{n}_g = 0.016\,h^3$ Mpc $^{-3}$的目标星系数密度，在主机质量大于$10^{11}\,{\rm M}_\odot$。与以前的工作一致，我们发现，位于密集的环境中，低浓度，较晚的形成时间，高角动量的晕是最丰富的卫星人口。在低质量，高度集中的晕和那些位于过密区域更有可能包含一个中央星系。环境依赖的程度是敏感的定义所采用的物理边界的主机晕。我们研究星系占用率和晕属性之间的相关性是独立的程度，并表明HOD预测的晕质量和现今的浓度捕获的定性依赖于剩余的晕属性。在固定的晕质量，浓度是一个强有力的预测恒星质量的中央星系，这可能会发挥决定性的作…
2019-05-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Does the Galaxy-Halo Connection Vary with Environment?
SubHalo Abnormal Matching（SHAM）假设一个（子）晕属性，如质量Mvir或峰值圆速度Vpeak，决定了每个（子）晕中的星系属性，如光度或恒星质量。这一假设意味着星系光度函数（GLF）和星系恒星质量函数（GSMF）对环境密度的依赖性取决于相应的晕密度依赖性。在本文中，我们测试这一点，从SDSS样本确定观察到的依赖与环境密度的ugriz GLF和GSMF的所有星系，并分别为中央和卫星星系。然后，我们表明，假的预测是在显着的协议与这些意见，即使当星系人口被划分为中央和卫星星系。然而，我们表明，SHAM未能再现正确的环境密度和所有星系和中央星系的g-r颜色之间的依赖关系，虽然它更好地再现了卫星星系的颜色对环境密度的依赖关系。
2018-02-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Organized Chaos: Scatter in the relation between stellar mass and halo mass in small galaxies
我们使用本星系群计数和ELVIS N体模拟来探索低质量恒星质量与晕质量关系中的散射和斜率之间的关系，$M_\star \simeq 10^5 - 10^8 M_\odot$。假设模型具有关于$M_\star \propto M_\mathrm{halo}^α$形式的中位数关系的对数正态分散，则首选的对数斜率从零分散极限的$α\simeq 1.8$陡峭到固定晕质量下$M_\star$中分散的$2$ dex的情况下的$α\simeq 2.6$。我们提供了最佳拟合关系的拟合函数作为分散的函数，包括关系随着质量的降低而变得越来越随机的情况。我们表明，如果分散在固定的晕质量是足够大的（$\gtrsim 1$ dex），如果中位数的关系是足够陡峭的（$α\gtrsim 2$），那么“太大而不能倒”的问题，在本地组可以自洽地消除约$\sim 5-10\%$的实现。这种情况下，需要最大的subhalos主机不可观测的超暗矮星相当频繁，我们讨论这些系统的潜在可观测的签名。最后，我们比较我们的衍生约束最近的高分辨率模拟矮星系形成的文献。虽然在固定的$M_\mathrm{halo}$下，$M_\star$中的模拟到模拟的散射在不同的作者之间是很大的（$\sim 2$ dex），但是单个代码产生的关系具有更小的散射，并且通常给出会过度产生局部星系计数的关系。
2016-11-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic Web-Halo Connection Between Twin Universes
模拟和观测数据都表明，暗物质晕的自旋和形状与其附近的大尺度环境有关。由于不同尺度上的结构形成是强耦合的，因此将晕的形成与大尺度环境分开是一种技巧，使得难以推断哪一个是晕自旋/形状与大尺度结构之间相关性的驱动力。在本文中，我们使用N体模拟来产生孪生宇宙，它们在小尺度上具有相同的初始条件，但在大尺度上不同。这是通过在初始条件下改变那些小于给定尺度的k个模式的相位的随机种子来实现的。通过这种方式，我们能够解开晕和大尺度结构的形成，使得研究晕的自旋和形状如何在大尺度上对应于环境的变化成为可能。我们确定在孪生模拟匹配的光环对共享彼此内的相同粒子的最大数量。利用这些匹配的晕对，我们研究了晕自旋的交叉匹配及其与大尺度结构的相关性。据发现，当大规模的环境变化（本征向量）之间的孪生模拟，晕自旋相应地旋转，虽然不显着，以保持普遍的相关性，在每个模拟。我们的研究结果表明，大尺度结构是驱动晕性质与环境相关性的主要因素。
2021-07-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mimicking the halo-galaxy connection using machine learning
阐明星系性质与其宿主晕性质之间的联系是星系形成的关键因素。当物体的空间分布也被考虑在内时，它与宇宙学测量非常相关。在本文中，我们使用机器学习技术来分析这些错综复杂的关系，在IllustrisTNG 300磁流体动力学模拟，预测重子性质的晕属性。我们采用了四种不同的算法：极端随机树，K近邻，光梯度增强机和神经网络，以及所有四种方法的结果的独特而强大的组合。总的来说，不同的算法产生一致的结果，从一组输入晕属性，包括晕质量，浓度，自旋和晕过密度预测星系属性。对于恒星质量，皮尔逊相关系数为0.98，对于特定的恒星形成率（sSFR），颜色和大小下降到0.7-0.8。此外，我们申请，在这种情况下，第一次，现有的数据增强方法，合成少数过采样技术与高斯噪声回归（SMOGN），旨在减轻不平衡的数据集的问题，表明它改善了整体形状的预测分布和分散的晕星系的关系。我们还表明，我们的预测是足够好的再现多个星系人口的功率谱，定义在恒星质量，sSFR，颜色和大小的高精度。我们的研究结果与以前的报告一致，表明某些星系的性质不能单独使用晕特征再现。
2022-07-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Connection between Halo Assembly History and the Stellar Distribution I: The Central Stellar Mass - Richness Plane
Tsinghua University（清华大学）；University of California（加州大学）；University of Maryland（马里兰大学）；New York University Abu Dhabi（纽约大学阿布扎比分校）
利用 IllustrisTNG-300 模拟，研究发现中心恒星质量与卫星富度作为晕质量代理在群级质量上相似但组装历史不同，中心恒星质量-富度平面可有效选择具有特定吸积历史的暗物质晕。
2026-09-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy formation in modified gravity -- II. galaxy halo connection and assembly bias
Durham University（杜伦大学）
利用f(R)引力流体模拟生成的ELG和LRG星表，研究修正引力对星系-晕连接和组装偏倚的影响，发现仅依赖晕质量的HOD模型低估了星系成团性，而引入环境密度作为第二变量可将组装偏倚效应降至2-3%。
2026-08-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Revealing the Galaxy-Halo Connection Through Machine Learning
了解星系恒星质量、恒星形成速率和暗物质晕质量之间的联系是星系形成理论的一个关键目标。包括流体力学、恒星形成的物理处理、超新星的反馈和电离光子的辐射转移在内的宇宙学模拟可以捕捉到与建立这些联系相关的过程。这些物理学的复杂性可能很难解开和混淆星系人口中依赖质量的趋势是如何产生的。在这里，我们训练了一种名为可解释助推机（EBM）的机器学习方法，以推断计算机上宇宙再电离（CROC）项目模拟的近600万个星系的恒星质量和恒星形成率如何取决于晕质量的物理特性，星系形成历史$v_\mathrm{peak}$期间的峰值圆速度，宇宙环境和红移。由此产生的EBM模型揭示了这些属性在设置星系恒星质量和恒星形成率的相对重要性，其中$v_\mathrm{peak}$提供了最主要的贡献。环境属性提供了大量的改进，模拟恒星质量和恒星形成率只有$\lesssim10\%$的模拟星系。我们还提供了替代配方的EBM模型，使低分辨率的模拟，它不能跟踪的内部结构的暗物质晕，预测恒星质量和恒星形成率的星系计算的高分辨率模拟详细的重子物理。
2022-04-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Toward Accurate Modeling of Galaxy Clustering on Small Scales: Constraining the Galaxy-Halo Connection with Optimal Statistics
应用晕模型来分析星系的小尺度成团是描述星系与其宿主晕之间联系的一种行之有效的方法。这样的工作往往受到系统误差的困扰，或者局限于可以分析预测的聚类统计。在这项工作中，我们采用了基于模拟的数值模拟程序来研究SDSS DR 7星系的聚类。我们采用标准的晕占据分布（HOD）模型的暗物质只有模拟与LCDM宇宙学。为了约束理论模型，我们利用星系数密度和选定的尺度的投影关联函数，红移空间关联函数，群多重性函数，平均群速度色散，标记关联函数，和计数在细胞统计的组合。我们设计了一个算法来选择一个最佳的测量组合，产生严格和准确的约束我们的模型参数。与以前的工作相比，使用较少的聚类统计，我们发现显着改善的约束条件，我们的晕模型的所有参数为两个不同的亮度阈值星系样本。最有趣的是，我们获得了前所未有的高精度的限制，在星系光度和晕质量之间的关系的散射。然而，我们的最佳拟合模型对两个样本都产生了显著的张力（>4 sigma），这表明需要向标准HOD模型添加二阶特征。为了保证这些结果的鲁棒性，我们进行了广泛的分析，在我们的建模过程中的系统和统计误差，包括第一次的一类研究，我们的约束条件的变化的晕质量函数由于重子物理的敏感性。
2021-10-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Exploring the halo-galaxy connection with probabilistic approaches
本研究比较多种概率机器学习方法，基于IllustrisTNG300模拟预测中心星系属性联合分布，以建模暗物质晕与星系联系的随机性，发现归一化流性能最佳，能高保真生成星系目录。
2024-10-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic Reionization On Computers: The Galaxy-Halo Connection between $5 \leq z \leq10$
利用计算机宇宙再电离（CROC）模拟方法，研究了星系再电离时期（$5 \leq z\leq10$）恒星成分与宿主晕之间的关系。我们比较模拟星系的观测结果，发现CROC低估了丰富的发光星系相比，观察到的紫外光度函数，类似的最大的星系相比，观察到的恒星质量函数。我们可以将恒星形成的缺陷追溯到高红移，其中恒星形成速率与恒星质量关系的斜率与观测结果一致，但归一化系统性较低。这导致恒星形成率密度和恒星质量密度与观测结果有系统地偏移。然而，亮度较低或恒星质量较低的天体的光度和恒星质量与观测数据相当吻合。我们探索恒星与晕的质量比，这是一个在高红移时难以测量的关键量，并且模型并不能一致地预测。在CROC中，恒星与晕的质量比{ \it}随着红移而减小，这一趋势与一些丰度匹配研究相反。这些差异揭示了未来的努力应该集中在哪里，以提高模拟宇宙再电离的保真度。我们还比较了CROC星系的偏差与观测测量使用莱曼-布雷克星系（LBG）的样本。模拟结果与实验数据吻合较好，表明CROC能很好地捕捉到暗物质晕的成簇现象。
2021-04-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the connection between radio mini-halos and gas heating in cool core clusters
在这项工作中，我们提出了一个研究的中心区域的冷核心集群托管无线电迷你晕，这是DI使用同步辐射源扩展到集群规模周围的无线电大声最亮的星系。我们的目标是调查的热和非热成分之间的相互作用，在集群内的介质，以获得更多的洞察这些射电源，其性质仍然不清楚。最近有人提出，湍流对加热冷核中的气体起作用。微型晕的射电光度$νP_ν$和冷却流功率$P_{\rm CF}$之间的相关性，预计在这种情况下，这种湍流也起着相对论粒子的加速作用。我们进行了一个均匀的重新分析的X射线钱德拉数据的最大样本的冷核心集群托管无线电迷你晕目前可用（$\sim20$对象），发现一个准线性相关，$νP_ν \propto P_{\rm CF}^{0.8}$。我们表明，无线电迷你晕和气体加热的冷核心集群的共同起源的情况下，在积极可行的，只要迷你晕跟踪区域的磁场强度是$B \gg 0.5 μG$。
2016-03-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evolution of the Galaxy - Dark Matter Connection and the Assembly of Galaxies in Dark Matter Halos
我们提出了一个新的模型来描述整个宇宙时间的星系-暗物质的连接，这不同于流行的subhalo丰度匹配技术是自洽的，因为它考虑到的事实，即（i）subhalo吸积在不同的时间，和（ii）的属性的卫星星系可能会演变后吸积。利用观测到的星系恒星质量函数、从SDSS星系群星表中得到的$z\sim 0.1$的条件恒星质量函数和$z \sim 0.1$的星系两点关联函数（2 PCF）作为恒星质量的函数，我们将星系与暗物质晕之间的关系限定在从$z \sim 4$到现在的整个宇宙历史中.这个关系，然后被用来预测不同的恒星质量组件的中位数组装历史的暗物质晕（中央星系，卫星星系，晕星）。我们还预测了高$z$星系的2 PCF随恒星质量的变化。我们的主要研究结果如下：（i）我们的模型合理地拟合了观测不确定性范围内的所有数据，表明$Λ$ CDM和谐宇宙学与各种各样的关于宇宙时间内星系人口的数据是一致的。(ii) ... [删节]
2012-03-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modeling the HI-Halo Connection: Evolution, Scatter, and a Halo-based Prescription for 21-cm Mock Catalogs
INAF – Astronomical Observatory of 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）；Observatoire de la Côte d’Azur, Laboratoire Lagrange（蔚蓝海岸天文台拉格朗日实验室）；Department of Physics & Astronomy, University of the Western Cape（西开普大学物理与天文学系）；Tianjin Astrophysics Center, Tianjin Normal University（天津师范大学天津天体物理中心）；Institute of Physics, Laboratory of Astrophysics, EPFL（洛桑联邦理工学院物理研究所天体物理实验室）
研究中性氢（HI）与晕的联系，利用GAEA半解析模型预测HI质量函数等，刻画其关系、演化及散射，确定次要依赖性，编码相关关系和散射于处方，能构建模拟目录助力SKA相关测量与调查。
2026-07-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Strong Conformity and Assembly Bias: Towards a Physical Understanding of the Galaxy-Halo Connection in SDSS Clusters
理解星系团和大质量晕之间的物理联系是减轻下一代星系团宇宙学系统不确定性的关键。我们发展了一种新的方法来推断最亮的中央星系~（BCGs）$M_*^{BCG}$的恒星质量与卫星丰度$λ$之间的符合程度，定义为它们在固定晕质量下的相关系数$ρ_{cc}$，利用SDSS星系团的丰度和弱透镜效应作为$M_*^{BCG}$和$λ$的函数。我们检测到一个晕圈质量依赖一致性为$ρ_{cc}{=}0.60{+}0.08\ln(M_h/3{\times}10^{14}M_{\odot}/h)$。强一致性成功地解决了Zu等人2021年发现的“晕质量相等”难题-当在固定的$M_*^{BCG}$上用$M_*^{BCG}$分裂时，低和高- $M_*^{BCG}$簇具有相同的平均晕质量，尽管平均$M_*^{BCG}$具有$0.34$ dex差异。在最佳拟合的一致性模型的基础上，我们提出了一个基于CosmicGrowth模拟的团簇组装偏差~（AB）公式，并建立了一个用于团簇弱透镜测量的一致性+AB模型。我们的模型预测，在${\sim}20\%$较低的晕圈浓度$c$下，低$M_*^{BCG}$团簇比高$M_*^{BCG}$系统更偏向于${\sim}10\%$，与观测结果非常吻合.我们还表明，所观察到的一致性和装配偏差是不可能的，由于投影效应。最后，我们建立了一个玩具模型，认为虽然早期BCG晕协同进化驱动的$M_*^…
2022-01-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining the scatter in the galaxy-halo connection at Milky Way masses
我们开发并实现了两种新的方法来约束星系和暗物质晕之间的关系的散射。这些新技术对低晕质量的散射很敏感，使它们与以前依赖于集群幅度或丰富星系群的限制互补，这两者都只对更大质量的晕敏感。在我们的两种方法中，我们都使用星系群发现者来定位SDSS主星系样本中的中央星系。我们的第一项技术使用的是中心星系与所有低质量星系的小尺度互相关。这个量对低质量星系的卫星部分很敏感，而卫星部分又由晕和星系之间的散射驱动。第二种方法利用中心星系和邻近星系之间视线速度分布的峰度。这个量对包含固定恒星质量的中央星系的晕质量分布很敏感。理论模型构建使用峰值晕圆速度，$V_{\rm peak}$，作为我们的属性连接星系晕。互相关技术产生$σ[ M_\ast|V_{\rm peak}]=0.27\pm 0.05$ dex的约束，其对应于在固定$M_h$下的$\log M_\ast$中的分散，在$M_h=10^{11.8}$ Msun下的$σ[ M_\ast|M_h]=0.38\pm 0.06$ dex。峰度技术产生$σ[ M_\ast|V_{\rm peak}]=0.30\pm0.03$，对应于$M_h=10^{12.2}$ Msun处的$σ[ M_\ast|M_h]=0.34\pm 0.04$。$σ[ M_\ast|M_h]$的值显着大于在更高的质量的约束，与流体动力学模拟的结果一致。这种增加只是部分原因是由于$V_…
2019-10-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The galaxy - halo connection in low mass halos
星系的性质随其母体暗物质晕的质量而系统地变化。这个基本的星系晕连接显示了相当数量的散射，其起源还没有完全了解。在这里，我们研究晕组装历史的差异如何影响中心星系在低质量（M_halo < 10^12 M_sun）晕z=2-6的帮助下的MassiveFIRE宇宙学模拟套件。在以前的作品，领带星系的性质晕的浓度和晕形成红移，我们专注于晕的增长率作为衡量组装历史。我们发现，在固定的晕质量，快速增长的晕往往有较低的恒星质量和较高的单位恒星质量的SFR，但类似的整体SFR。我们提供了一个简单的解释，这些发现的帮助下，分析模型，捕捉我们的流体动力学模拟的行为。具体来说，在给定当前质量的晕中，快速增长的晕具有较低的恒星质量（因此具有较高的sSFR），因为它们的质量较小，并且在过去比缓慢增长的晕具有更低的冷气质量和SFR。通过结合这些发现与估计的晕增长率的分散，我们表明，在固定的晕质量的增长率的变化可以在很大程度上解释恒星质量晕质量关系的分散。相比之下，晕生长的变化可能只扮演一个小角色，在低质量星系的恒星形成序列的分散。
2019-01-25 astro-ph.GA
Halo-to-Halo Similarity and Scatter in the Velocity Distribution of Dark Matter
本文研究了从银河系到星系团质量尺度的暗物质晕的速度分布函数。我们确定了一个经验模型的VDF具有更宽的峰值和更陡的尾巴比麦克斯韦-玻尔兹曼分布，并讨论了物理解释。我们量化了宇宙晕VDF中的散射源及其对直接探测暗物质的意义。考虑到现代模拟和观测，我们发现银河系VDF中最显著的不确定性来自太阳系相对于暗物质晕尺度半径的未知径向位置。
2012-12-12 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Weak lensing constraints on the stellar-to-halo mass relation of galaxy groups with simulation-informed scatter
本文利用弱透镜信号约束星系群的恒星-暗物质晕质量关系，与模拟对比并引入模拟散射改进模型，发现散射模型加强约束，错心效应需考虑但无法区分模型。
2025-09-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing the galaxy-halo connection with total satellite luminosity
我们证明了卫星星系的总光度是一个强大的探测器周围的中央星系的暗物质晕。该方法交叉相关的光谱星系样本中的中心星系与光度测量中检测到的暗星系。减去背景后，中央星系周围多余的星系代表了暗物质晕内微弱的卫星星系。利用丰度匹配模型，我们证明了星系总光度Lsat与主晕质量成线性关系，使Lsat成为Mh的一个很好的代用指标。Lsat对晕的形成时间也很敏感，因为在固定的Mh下，年轻的晕具有更多的亚结构。我们证明，星系大尺度环境的探测可以打破这种简并。虽然这是一个间接的探测晕，它可以产生一个高的S/N测量的星系预计占据晕在$<10^{12}$ M_sol，在其他方法遭受更大的误差。在本文中，我们专注于观测和理论系统学的L_sat方法。我们测试的鲁棒性，我们的方法找到中央星系和我们的方法估计的背景星系的数量。我们在SDSS数据中的中央星系上实现了这种方法，并在DESI遗产成像调查的微弱成像中识别了卫星。我们发现我们的理论预测和观测测量之间非常吻合。最后，我们比较我们的L_sat测量弱透镜估计的M_h的红色和蓝色的子样本。在测量重叠的恒星质量范围内，我们发现了一致的结果，红色星系生活在更大的晕中。然而，L_sat方法使我们能够探测质量明显较低的星系。在这些质量下，L_sat值相等。本例显示了L_sat作为暗晕探测器的潜力。（节录）
2019-11-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
BASILISK II. Improved Constraints on the Galaxy-Halo Connection from Satellite Kinematics in SDSS
Basilisk II通过四阶运动学建模、卫星丰度约束及杂质建模等改进，利用SDSS卫星运动学更精确地约束星系-晕关联，并首次打破质量-各向异性简并，且不受晕组装偏差影响。
2024-09-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Impact of Scatter in the Galaxy UV Luminosity to Halo Mass Relation on Ly$α$ Visibility During the Epoch of Reionization
氢的再电离与宇宙中的第一个结构密切相关，因此了解再电离的时间轴有望揭示这些早期物体的性质。特别是Lyman α（Ly $α$）从星系穿过星系际介质（IGM）的传输对IGM中的中性氢敏感，因此可以用来探测再电离时间轴。在这项工作中，我们实现了一个改进的模型的星系紫外光度暗物质晕质量的关系，推断体积平均分数的中性氢在IGM从Ly $α$观测。许多模型假设，紫外线明亮的星系是由IGM过密区域的大质量暗物质晕所承载的，因此存在于相对较大的电离区域。然而，观测和N-体模拟表明，在紫外光光度晕质量关系的散射是预期的。在这里，我们对散射进行建模（尽管我们假设IGM拓扑不受影响），并评估再电离过程中对Ly $α$可见性的影响。我们发现，紫外线光度晕质量散射减少LY $α$的可见性相比，没有散射的模型，这是最重要的紫外线明亮的星系。然后，我们使用我们的模型与散射推断中性分数，$\overline{x}_{\mathrm{HI}}$，在$z \sim 7$使用的样本莱曼break星系的遗产领域。我们推断，与没有分散的$\overline{x}_{\mathrm{HI}} = 0.59_{-0.14}^{+0.12}$相比，有分散的$\overline{x}_{\mathrm{HI}} = 0.55_{-0.13}^{+0.11}$有非常轻微的下降，并且在不确定性范围内是一致的。最后，我们把我们的结果的…
2020-04-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Scatter in the star formation rate-halo mass relation: secondary bias and its impact on line-intensity mapping
The University of Tokyo（东京大学）；Durham University（杜伦大学）
本研究利用 IllustrisTNG 模拟探讨了次级偏置对线强度映射功率谱的影响，发现固定晕质量下恒星形成率与晕偏置的相关性会显著改变双晕和单晕项，并指出需在构建模拟星表和解释观测时考虑次级偏置。
2025-11-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Baryons in the CosmicWeb of IllustrisTNG -- II: the Connection among Galaxies, Halos, their Formation Time and their Location in the Cosmic Web
星系之间的联系，它们形成的暗物质晕以及大尺度宇宙网的性质仍然需要完全解开。我们使用的宇宙流体动力学模拟TNG 100的IllustrisTNG套件量化的大尺度密度场和宇宙网络形态之间的关系晕质量和星系恒星质量的影响。我们选择的对象的总动力学质量范围$\geq 6.3\times 10^{10} h ^{-1}\, M_{\odot}$到几个$10^{14} h^{-1} \, M_{\odot}$之间的红移$z=4$和红移$z=0$。使用基于密度场变形张量的方法将宇宙网类（结、丝、片、空）分配给体积的每个区域。我们发现星系恒星质量与总动力学质量和形成时间有很强的相关性，而与大尺度超密度和宇宙网类的相关性较弱。后两个量相互关联，但不完全退化。此外，我们发现，在固定的晕质量，恒星质量低于中值的星系更有可能被发现在空洞和片，而恒星质量高于中值的星系更有可能被发现在细丝和结。最后，我们发现，对环境的依赖性更强的卫星比中心，并讨论这些结果的物理意义。
2019-12-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Galaxy--Halo Connection in High-Redshift Universe: Details and Evolution of Stellar-to-Halo Mass Ratios of Lyman Break Galaxies on CFHTLS Deep Fields
我们提出的莱曼break星系（LBG）在$z\sim3$，$4$，$5$使用加拿大-法国-夏威夷望远镜遗产调查（CFHTLS）的最终数据发布的聚类分析结果。CFHTLS深度调查的深视场和宽视场图像使我们能够获得足够精确的两点角相关函数，以应用晕占据分布分析。平均晕质量，计算为$\langle M_{h} \rangle=10^{11.7}-10^{12.8}h^{-1}M_{\odot}$，随着LBG的恒星质量极限而增加。有一个中心星系的阈值晕质量遵循与低$z$结果相同的增加趋势，而在整个恒星质量范围内，有一个卫星星系的阈值晕质量在$z=3-5$比$z=0.5-1.5$显示出更高的值。脱落星系的卫星部分，即使在质量较小的晕，发现急剧下降，从$z=2$到小于$0.04$在$z=3-5$。这些结果表明，卫星星系的形成效率较低的黑暗晕在$z=3-5$，即使是质量较小的卫星与$M_{\star}<10^{10}M_{\odot}$。我们计算恒星晕质量比（SHMR）假设一个主要的星系序列，这被发现提供一致的SHMR与那些来自光谱能量分布拟合方法。观测到的SHMR与基于$1σ$置信区间内的丰度匹配方法的模型预测吻合良好。我们首次从观测上导出了恒星形成效率最高点的晕质量$M_{\rm h}^{\rm pivot}$，它在$3<z<5$处随宇宙时间的增加有一个小的增加趋势。此外，发现$M_{\rm…
2017-04-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining the galaxy-halo connection of infrared-selected unWISE galaxies with galaxy clustering and galaxy-CMB lensing power spectra
我们提出了第一个详细的分析星系之间的连接和他们的暗物质晕的unWISE星系目录-一个全天空，红外线选择的样本从WISE数据，包含超过5亿个星系。使用unWISE星系-星系自相关和普朗克CMB透镜-星系互相关测量到10弧分角标度，我们约束晕占据分布（HOD），一个描述中心星系和卫星星系如何分布在暗物质晕中的模型，为三个unWISE}星系样本在平均红移$\bar{z} \approx 0.6$，$1.1$，和$1.5$。我们限制的特征最小晕质量主机的中央星系，$M_\mathrm{min}^\mathrm{HOD} = 1.83^{+0.41}_{-1.63} \times 10^{12} M_\odot/h$，$5.22^{+0.34}_{-4.80} \times 10^{12} M_\odot/h$，$6.60 ^{+0.30}_{-1.11} \times 10^{13} M_\odot/h$的unWISE样本在$\bar{z}\approx 0.6$，$1.1$，和$1.5$，分别。我们发现这三个样本都是由中央星系而不是卫星星系主导的。使用我们的约束HOD模型，我们推断出每个unWISE样本的有效线性星系偏差，并发现它不会像以前基于微扰理论的分析中发现的那样随着红移急剧变化。我们讨论了我们的结果中系统不确定性的可能来源，其中最重要的是星系红移分布的不确定性。我们的HOD约束提…
2023-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Tight Empirical Relation between Dark Matter Halo Mass and Flat Rotation Velocity for Late-Type Galaxies
我们提出了一个新的经验关系星系暗物质晕质量（${\rm M_{halo}}$）和速度沿平坦部分的旋转曲线（${\rm V_{flat}}$），来自120晚型星系的数据库。在这个关系中的正交散射是可比的重子塔利-费舍尔关系（BTFR）中观察到的散射，表明在$r\ll R_{\rm vir}$总晕质量和星系运动学之间的紧密耦合。小的垂直散射的关系，使它成为一个非常有竞争力的估计总晕质量。我们证明，这一结论适用于不同的先验$M_*/L_{[3.6μ]}$，给一个紧密的BTFR，但要求晕密度分布如下DC 14，而不是NFW。我们提供了额外的关系${\rm M_{halo}}$和其他速度定义在较小的星系半径（即${\rm V_{2.2}}$，${\rm V_{eff}}$，和${\rm V_{max}}$），这可能是有用的估计晕质量从运动学调查，提供一种替代丰度匹配。此外，我们约束的径向加速关系的暗物质模拟，也发现它的散射是小的，表明重子和暗物质之间的精细平衡，在他们的贡献星系运动学。
2018-10-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining Scatter in the Stellar Mass--Halo Mass Relation for Haloes Less Massive than the Milky Way
大多数星系的主机的质量，看不见的暗物质晕，但很少有人知道的恒星质量的散射-晕质量关系的星系与主机晕质量$M_{h}\le 10^{11}M_{\odot}$。使用基于暗物质模拟的模拟星表，我们发现两个可观察到的签名对恒星质量-晕质量关系中的散射敏感，即使在这些质量尺度下;即，条件恒星质量函数和速度分布函数的邻近星系。我们计算了斯隆数字巡天（SDSS）中恒星质量为$M_{\ast} > 10^9 M_{\odot}$，红移为0.01 $< z <$ 0.307的179,373个星系的这些观测值。然后，我们比较模拟观测产生的$\textit{Bolshoi-Planck}$暗物质模拟恒星质量晕质量散射范围从0到0.6德克斯。观察到的结果与模拟结果的大多数值的分散（$<$ 0.6 dex）是一致的，SDSS统计不足以提供坚定的约束。然而，如果应用于更大的数据集，特别是预期的暗能量光谱仪器明亮星系调查，这种方法可以提供更严格的限制恒星质量-晕质量散射在未来。限制散射的值可能对星系形成和演化有重要意义。
2019-07-19 astro-ph.GA
Modelling the galaxy-halo connection with semi-recurrent neural networks
我们提出了一个人工神经网络的设计，在过去和现在的暗物质晕和他们的本地环境的属性被用来预测时间分辨的恒星形成历史和恒星金属丰度的历史，中央和卫星星系。使用来自IllustrisTNG模拟的数据，我们训练了一个基于TensorFlow的神经网络，该神经网络具有两个输入：一个具有暗物质晕静态属性的标准层，例如晕质量和开始时间;以及一个具有诸如过密度和晕质量吸积率等变量的递归层，该变量在多个时间步长从$0 \leq z \lesssim 20$进行评估。该模型成功地再现了星系晕连接的关键功能，如恒星晕质量关系，缩小，和颜色双峰，为中央和卫星星系。我们确定质量吸积的历史至关重要的几何形状的恒星形成的历史和趋势与晕质量，如缩小，而环境变量是化学富集的重要指标。我们使用这些输出来计算光谱能量分布，并发现它们与IllustrisTNG中的等效结果很好地匹配，恢复了观测统计数据，如颜色双峰和质量-星等图。
2022-10-28 astro-ph.GA
Galaxy-dark matter connection of photometric galaxies from the HSC-SSP Survey: Galaxy-galaxy lensing and the halo model
本文利用HSC巡天弱引力透镜和星系丰度测量，在晕占据分布框架下约束不同恒星质量阈值星系的中心晕质量及其弥散，打破参数简并，揭示红移0.3-0.8范围内星系-暗物质关联无显著演化。
2023-07-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The galaxy - dark matter halo connection: which galaxy properties are correlated with the host halo mass?
我们演示了如何一个星系的属性取决于它的主机暗物质subhalo的质量，使用两个独立的模型的星系形成。对于恒星质量和黑洞质量的情况下，中值属性值显示出单调依赖于subhalo质量。的斜率的关系的变化为subhalo群众加热的活动星系核变得重要。中央星系和卫星星系的中值属性值预测是非常相似的。这两个模型预测相当大的分散周围的中位数属性值，虽然分散的大小是模型相关的。在一个固定的晕下质量下，中值星系的性质只有适度的红移演化。然而，像冷气质量和恒星形成率这样的性质被预测对次晕质量有着复杂的依赖性。在这些情况下，暗晕下的质量并不能很好地反映星系的性质。我们说明了如何在星系的属性- subhalo质量平面的预测不同的假设，在星系聚类的经验模型重建模型输出使用subhalo丰度匹配计划。在其最简单的形式中，丰度匹配通常不再现由模型预测的聚类，通常导致聚类信号的过度预测。我们展示了如何扩展基本的丰度匹配方案，以更忠实地再现模型预测，这对星系聚类分析，特别是低丰度样本的影响。
2015-08-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
A new constraint on galaxy-halo connections of [O II] emitters via HOD modelling with angular clustering and luminosity functions from the Subaru HSC survey
提出一种结合星系光度的暗晕占据分布（HOD）新框架，利用 Subaru HSC 巡天数据联合分析角相关函数与光度函数，对 [O II] 发射星系与暗晕连接提供了更精确的约束，并揭示了其演化潜力。
2025-04-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the galaxy-halo connection in the EAGLE simulation
星系形成的经验模型需要对星系和晕属性之间的相关性进行假设。这些可以根据观测结果进行校准，或者从流体动力学模拟等物理模型中推断出来。在这封信中，我们使用EAGLE模拟研究星系大小与晕属性的相关性。我们之所以进行这种分析，是因为我们注意到，旋转支撑星系中重子和暗物质之间角动量分配的常见假设过度预测了恒星质量-尺寸关系的扩展以及尺寸和速度残差的反相关性，这表明它暗示的星系晕联系存在问题。我们发现EAGLE星系人口在这两个统计数据上表现得更好，并将这一成功追溯到星系大小与晕质量，浓度和自旋在固定恒星质量的相关性的弱点。在经验模型中使用这些相关性将使星系尺度的细粒度方面得以匹配。
2017-06-30 astro-ph.GA
Galactic angular momentum in the IllustrisTNG simulation -- I. Connection to morphology, halo spin, and black hole mass
我们使用TNG 100模拟的IllustrisTNG项目，以调查恒星比角动量（$j_{\ast}$）的$\sim$ 12,000中央星系在$z=0$在一个完整的宇宙学背景下，与恒星质量（$M_{\ast}$）范围从$10^{9}$到$10^{12} \, {\rm M}_{\odot}$。我们发现，$j_{\ast}$ - $M_{\ast}$关系的早期型和晚期型星系在IllustrisTNG是在良好的整体协议与观测，这些星系类型通常“保留”$\sim$ 10-20和$\sim$ 50- 60%的宿主晕的特定角动量，分别与一些依赖于用于测量星系形态的方法。我们目前的模拟星系的运动学以及视觉形态测量的结果。接下来，我们探讨了$j_{\ast}$ - $M_{\ast}$关系中的散射与暗物质晕的自旋和银河系中心超大质量黑洞（BH）的质量的关系。我们发现，星系居住在更快的旋转晕，以及那些托管质量较小的黑洞，往往有一个较高的特定角动量。我们还发现，在固定的星系或晕质量，晕自旋和BH质量是相互关联的，可能是由于更有效的气体流向星系中心在缓慢旋转的系统。最后，我们表明，晕旋转起着重要的作用，在确定星系的大小-更大的光盘形成在中心的快速旋转的晕-虽然趋势打破了大规模的星系与$M_{\ast} \gtrsim 10^{11} \, {\rm M}_{\odot}$，大致的质量尺度，星系的恒星质量成…
2022-04-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Blackhole-Dark Matter Halo Connection
通过星系中心超大质量黑洞（SMBH）的质量与宿主星系最大圆速度的关系，以及球状分量的恒星速度色散与圆速度的关系，探讨了星系中心超大质量黑洞与暗物质晕之间的联系.我们假设圆速度代表了暗物质晕的质量。我们依赖于一个包含所有类型星系的异质样本。唯一的要求是，星系有一个直接测量的质量，它的SMBH和直接测量其圆周速度和速度色散。以往的研究通过圆速度和球速度色散之间的关系分析了SMBH和暗物质晕之间的联系，并假设球速度色散代表SMBH的质量，通过已建立的SMBH质量-球速度色散关系.当人们研究中间关系来解释星系形成和演化的有效成分时，使用中间关系可能会产生误导。我们相信，我们的方法将提供一个更直接的探测SMBH和暗物质晕连接。我们发现，超大质量黑洞的质量和宿主星系的圆周速度之间的相关性是非常弱的，导致我们国家的暗物质晕可能不会在调节黑洞的增长在目前的宇宙中发挥主要作用。
2015-02-03 astro-ph.GA
Weak Lensing Reveals a Tight Connection Between Dark Matter Halo Mass and the Distribution of Stellar Mass in Massive Galaxies
利用超超级凸轮（HSC）调查的深层图像，并利用其前所未有的弱透镜能力，我们揭示了大质量中央星系的恒星质量分布与其宿主暗物质晕质量之间的紧密联系。具有更广泛恒星质量分布的大质量星系倾向于生活在更大质量的暗物质晕中。我们解释了这种联系的现象学模型，假设，（1）晕质量和总的恒星含量之间的紧密关系的晕，（2）在原位和异位质量的分数在$r<10$ kpc取决于晕质量。该模型很好地描述了恒星总质量（$M_{\star}^{\rm Max}$）和10 kpc以内恒星质量（$M_{\star}^{10}$）的质量函数，并再现了不同质量分布的大质量星系的HSC弱透镜信号。最佳拟合模型表明，晕质量的变化显着固定的总恒星质量（高达0.4德克斯）与一个明确的依赖于$M_{\star}^{10}$。我们的双参数$M_{\star}^{\rm Max}$ - $M_{\star}^{10}$描述提供了一个比简单的恒星晕质量关系（SHMR）更准确的星系晕连接在高质量端的图片，并打开了一个新的窗口，连接的组装历史的晕与中央星系。该模型还预测，离位分量占主导地位的星系的质量分布在$r< 10$ kpc的$\log M_{\star} \ge 11.7$）。本文使用的代码可在线获得：https://github.com/dr-guangtou/asap
2018-11-03 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
Learning the galaxy-environment connection with graph neural networks
本文提出用消息传递图神经网络从暗物质子晕属性推断星系恒星质量，整合环境信息，在Illustris TNG300-1模拟上验证，比孤立建模方法更准确。
2023-06-21 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
The Assembly of the Halo System of the Milky Way as Revealed by SDSS/SEGUE -- The CEMP Star Connection
近年来，大量新的光谱数据集，如SDSS（特别是SEGUE子巡天）期间获得的50多万个恒星光谱，提供了制定银河系组装和演化的连贯故事所需的定量细节。我们银河系的盘和晕系统已经被证明比以前想象的更复杂，更有趣。在这里，我们集中在银河系的晕系统。SDSS/SEGUE的新数据显示，晕系统至少包括两个组成部分，即内晕和外晕，它们具有明显不同的特征（金属丰度分布、密度分布、运动学等）。除了提出新的方法来检查这些数据外，内/外晕二分法还使人们能够理解至少一个长期存在的观测结果，即碳增强贫金属（CEMP）恒星的比例随着金属丰度的降低而增加。
2011-11-11 astro-ph.GA
Gravitational scattering of the sterile neutrino halo dark matter
最近的一项研究表明，暗物质的引力散射，以质量为$m \sim 10^3-10^4M_{\odot}$的大质量物体的形式，可以提供一种可能的解决方案，以减轻冷暗物质的小尺度结构问题。散射截面是速度依赖的，因此这种情况下可以解释为什么暗物质的自相互作用是在矮星系，而不是在大质量星系和星系团显着。在这封信中，我们表明，这种黑暗的大质量物体可以由不育中微子与可能的静止质量范围$m_ν \sim 7.6$ keV $-$ 71 MeV。这个质量范围一般满足目前大多数观测的限制。不育中微子晕的整个结构可以简单地从标准物理学中预测出来。
2022-10-21 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Constraining Galaxy Haloes from the Dispersion and Scattering of Fast Radio Bursts and Pulsars
快速射电暴（FRB）可以被其周围环境、宿主星系、沿其视线的居间星系、星系际介质和银河系中的电离气体散射。这些不同介质的相对贡献取决于它们的几何构型和气体的内部性质。当这些相对贡献被很好地理解时，FRB散射是沿着视线的密度波动的有力探测器。FRB 121102和FRB 180916的精确散射测量使我们能够对银河系晕对这些FRB的散射量设定上限。散射时间$τ\propto(\tilde{F} \times {\rm DM}^2) A_τ$，其中${\rm DM}$是色散度量，$\tilde{F}$量化了光滑介质中电子密度随$\tilde{F}=0$的变化，无量纲常数$A_τ$量化了平均散射延迟与通常测量的$1/e$散射时间之间的差异。一个可能性分析所观察到的散射和晕DM的限制发现，$\tilde{F}$是至少一个数量级小于在银河系盘的晕。在1 GHz时，来自晕的最大脉冲展宽为$τ\lesssim12$ $μ$ s。我们比较我们的分析银河系晕与其他星系晕的散射贡献的限制交叉线的视线FRB 181112和FRB 191108。我们的研究结果是一致的晕这些FRB的散射时间的贡献可以忽略不计或非常小。
2022-05-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
Effectiveness of halo and galaxy properties in reducing the scatter in the stellar-to-halo mass relation
本研究通过分析L-Galaxies、EAGLE和TNG模拟，发现晕浓度、形成时间及星系属性（如恒星形成率、年龄和黑洞质量）在不同质量范围内对恒星-晕质量关系离散度的影响各异，且AGN反馈可增加离散度。
2024-05-24 astro-ph.GA
The connection between the Galactic halo and ancient Dwarf Satellites
我们通过比较银河系的经典和超暗矮球状卫星的[O/Fe]和[Ba/Fe]与[Fe/H]模式与在星系晕恒星中观察到的模式，探讨了银河系的经典和超暗矮球状卫星是星系晕的基石的假设。氧丰度偏离观测到的丰度在星系晕恒星[Fe/H]值大于-2 dex，而它们重叠的金属丰度较低。另一方面，对于[Ba/Fe]比值，在所有[Fe/H]值上的差异都扩大了，这表明晕中的大多数恒星可能是在原地形成的。因此，我们认为[Ba/Fe]比[O/Fe]比是更好的诊断。此外，我们显示了一个丰富的气体与相同的化学丰度的物质喷射和/或剥离从银河系的矮卫星上的化学演化的星系晕的影响。我们发现，由此产生的晕星的化学丰度取决于假设的下降时间尺度，并在气体中存在一个阈值恒星形成。
2017-05-18 astro-ph.GA
The galaxy-halo connection in the VIDEO Survey at 0.5<z<1.7
我们提出了一系列的结果，从聚类分析的第一个数据发布的可见光和红外天文望远镜（VISTA）深河外观测（VIDEO）调查。视频是目前唯一能够探测星系中大部分恒星质量的调查，其红移对应于恒星形成的峰值。星系聚类测量的两点关联函数，这是使用非参数核密度估计计算。我们用我们的测量，调查星系和主机暗物质晕使用晕占据分布方法之间的连接，推导偏差，卫星分数，和典型的主机晕质量之间的恒星质量$10^{9.35}M_{\odot}$和$10^{10.85}M_{\odot}$，在红移$0.5<z<1.7$。我们的研究结果表明，典型的晕质量增加与恒星质量（中度散射）和偏差增加与恒星质量和红移与以前的研究一致。我们发现卫星分数增加向低红移，增加从$\sim 5\%$在$z\sim 1.5$，$\sim 20\%$在$z\sim 0.6$，也增加了较低质量的星系。我们结合我们的研究结果得出的恒星质量晕质量比的卫星和中心的晕质量的范围内，并找到最大的恒星形成效率的晕质量对应的峰值是$ \sim 2 \times10^{12} M_{\odot}$在宇宙时间，没有发现进化的证据。
2016-03-26 astro-ph.GA
