The Co-Evolution of Total Density Profiles and Central Dark Matter Fractions in Simulated Early-Type Galaxies
我们提出的证据从宇宙流体动力学模拟的斜率的总（暗和恒星）质量密度分布，gamma_tot，和暗物质分数的半质量半径，f_DM，在早期类型的星系。对于所有红移的所有系统，该关系可以描述为gamma_tot = AfDM + B。这一趋势是由气体耗散的重要性逐渐降低而决定的，这些气体耗散朝向较低的红移和更大质量的系统。早型星系更小，更集中，在高红移和给定红移的低质量下具有较低的f_DM和较陡的gamma_tot; f_DM和gamma_tot是通过“干”合并生长的良好指标。A和B的值对于不同的反馈模型有明显的变化，这种关系可以用作对这些模型的检验。gamma_tot和恒星质量表面密度Sigma_* 之间存在类似的相关性。一个具有弱恒星反馈和黑洞反馈的模型与观测结果最吻合。所有的模拟，独立于假设的反馈模型，预测陡峭的gamma_tot和较低的f_DM在较高的红移。虽然后者与观察到的趋势一致，但前者与透镜观测相冲突，后者表明gamma_tot恒定或减少。这种差异被证明是人为的：观察到的趋势可以从模拟使用观测方法来计算总密度斜率。
2017-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Bars in early- and late-type disks in COSMOS
我们在COSMOS场中研究了质量完整的M > 10^10.5 Msun盘星系样本中0.2 < z < 0.6时的（大尺度）棒分数。棒斑星盘的比例强烈地依赖于质量、星盘形态和比恒星形成率（SSFR）。在中等恒星质量（10^10.5 < M < 10^11 Msun）下，早型盘中的棒分数在所有红移下都比晚型盘高出约2倍。这种趋势在恒星质量更高（M > 10^11兆太阳）时发生逆转，在所有红移下，早型盘中的棒的比例都明显低于晚型盘。酒吧分数低和高SSFR的星系密切遵循的形态选择的早期型和晚期型人口，分别。这表明在这些早期的时代盘星系的形态和SSFR之间的密切对应关系。有趣的是，在10^10.5 < M < 10^11 Msun的盘中，总的棒分数在所探索的红移区间内增加了约2倍，而对于M > 10^11 Msun的盘，它大致保持不变。这表明，在z ~ 0.6时，大质量盘星系的光谱和形态变化已经基本上收敛到我们在局部宇宙中观察到的熟悉的哈勃序列，而对于中等质量盘，这种收敛至少要持续到z ~ 0.2。此外，这些结果突出了采用质量有限的样品定量的棒星系的演化的重要性。最后，所研究的棒星系种群的演化并不依赖于大尺度的环境密度（至少，在可用的光度红移可以探测的尺度上）。
2010-07-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Activity in galactic nuclei of cluster and field galaxies in the local universe
通过对星系团中星系和野外星系的比较，研究了环境对星系核活动的影响。利用SDSS DR 7的Abell星系团的光谱样本，我们研究了星系团的核活动对星系团以及最近邻星系的物理参数的依赖性。我们还比较了活动星系核宿主星系和非活动星系核星系的性质。我们发现早型星系的活动星系核分数随着星系团中心半径的减小在一个星系团维里半径（r_{200,cl}）附近开始减小，而晚型星系的活动星系核分数在靠近星系团中心（R~0.1-0.5 r_{200,cl}）处开始减小。早型星系团的活动星系核分数平均比早型场星系低3倍。然而，晚型团星系的活动星系核的平均分数是类似的晚型场星系。早型BCGs的活动星系核部分介于其他具有相似光度的早型星系、团星系和场星系之间。在该领域中，活动星系核的分数强烈依赖于最近邻星系的形态和距离。我们发现的活动星系核的分数和集群的速度色散的所有子样本划分的宿主星系的形态和光度之间的反相关。用L_[OIII]/M_BH表示的活动星系核功率与宿主星系的质量密切相关，而与团心半径无关。活动星系核宿主星系和非活动星系核星系在光度、（u-r）色、SFR和（g-i）色梯度等物理参数上的差异在所有的团心半径上都表现为早型和晚型，而两者在结构参数上的差异仅在晚型上显著。这些结果支持了这样一种观点，即当活动星系核有气体供应时，核活动是通过星系-星系相互作用和合并而触发的。
2011-11-08 astro-ph.CO
Kinematic Properties and Dark Matter Fraction of Virgo Dwarf Early-Type Galaxies
当矮星系进入星系团势阱时会发生什么是星系演化研究中的主要未知数之一。一些证据表明，晚型星系进入星系团并转变为矮早型星系（dEs）。我们研究了室女星系团，以了解哪些机制参与了这种转变。我们发现室女座外围的dEs具有与相同光度的晚型星系相似的形状和振幅的旋转曲线。这些dEs是旋转支撑的，具有圆盘状等照度线，并且比室女座中心的dEs年龄更小，室女座中心的dEs是压力支撑的，通常具有盒状等照度线并且更老。因此，公羊压力剥离解释了位于室女座郊区的dE的性质。然而，在中央集群区域的dE，已经失去了他们的角动量，必须遭受更剧烈的转变。冲压压力剥离和骚扰的组合不足以消除这些星系的旋转和螺旋/盘状结构。我们发现，在Faber-Jackson关系和基本面关系上，dEs偏离大质量椭圆星系的趋势，朝向以暗物质为主的星系，如银河系的矮椭球卫星星系和M31.然而，旋转和压力支持的dE两者在这些图中填充相同的区域。这表明dE在其半光半径内具有不可忽略的暗物质部分。
2012-10-29 astro-ph.CO
Suppression and Spatial Variation of Early Galaxies and Minihalos
本文研究了复合期后暗物质和重子流体的相对速度对早期宇宙第一束缚天体演化的影响。最近的研究表明，虽然两种流体的相对运动在形式上是密度的二级效应，但它对第一宇宙结构的形成和分布有着巨大的影响。以气体含量为中心，在较宽的晕质量和红移范围内分析了相对速度对晕性质的影响。我们精确地计算的重子和暗物质波动的线性演化，并量化的分析形式主义的基础上，已仔细检查与模拟的情况下，没有相对速度的晕所产生的影响。我们估计了早期晕中的丰度和气体分数的影响。我们发现，相对速度效应导致了几个变化：（i）区分富气晕和贫气晕的特征质量增加了大约一个数量级，从2 10^4 Msun增加到大约2 10^5 Msun;（ii）该特征质量具有很大的散射（在z=20时，半峰全宽约为1.5 × 10^5 Msun）;（iii）在z=20时，无恒星气体微晕中的重子比例被抑制了4倍;（iv）在z=20时，能够冷却并形成恒星的晕中重子的比例被抑制了1.5倍;（v）这些不同比例的空间变化增强。
2010-12-12 astro-ph.CO
Early dark energy in the pre- and post-recombination epochs
许多精粹模型都有标度或吸引子解，其中暗能量的部分在膨胀的前一个时期跟随主导成分，或者相变可能发生在接近物质辐射相等的时间。一个不可忽略的早期暗能量（EDE）分数周围的物质辐射平等可能有助于缓解$H_0$紧张。我们使用两种方法来约束EDE分数：首先，我们使用流体参数化，模仿过去的主要组件的高原。另一种层析成像方法约束的EDE密度在分箱红移间隔。这使我们能够在CMB光子去耦之前和之后重建$Ω_{de}(z)$。我们使用了普朗克数据2018，Ia型超新星（SNIa），星系聚类数据，SH0ES对SNIa绝对星等的先验，以及KiDS + VIKING-450和DES-Y1的弱透镜（WL）数据。当我们使用一个最小的参数化模仿背景高原，EDE只有一个小的影响，目前的宇宙学紧张局势。当允许其声速变化时，对EDE分数的约束大大减弱。通过我们的分箱分析，我们对CMB去耦时间附近的EDE分数施加了非常严格的约束，$\lesssim 0.4\%$在$2σ$ c.l.我们证实了以前的结果，一个显着的EDE分数在辐射主导的时代（RDE）放松的$H_0$紧张，但往往恶化的$σ_8$之一。在物质主导的时代，EDE的存在有助于缓解这一问题。当SH0 ES先验和WL数据与CMB、SNIa和重子声振荡数据相结合进行拟合分析时，EDE分数被限定为RDE历元的$\lesssim 2.6\%$和$2σ$ c. l.处红移范围…
2021-09-22 astro-ph.CO
Comprehensively Constraining Ultra-Light Primordial Black Holes Through Relic Formation and Early Mergers
本文研究超轻原初黑洞在BBN前蒸发产生的遗迹及早期并合，扩展了对其暗物质比例和坍缩比例的约束范围。
2025-06-19 astro-ph.CO
Dark Energy Scaling from Dark Matter to Acceleration
宇宙的暗区不需要完全分离为不同的暗物质和暗能量成分。我们考虑一个早期暗能量的模型，其中暗能量在早期的演化和扰动中都模仿了暗物质成分。正压以太暗能量的尺度是暗物质密度的一个固定的分数，可能大于1，并且在经历转变之前的早期具有消失的声速。这不仅给出了宇宙膨胀的特征，还给出了声速和不均匀性以及有效中微子种类的数量。模型参数描述了时间，转变的尖锐性，以及早期的相对丰度。与目前的数据比较后，我们发现可行的制度，其中的暗能量的行为像暗物质在早期：为过渡前重组的暗能量，暗物质的分数可以等于或超过1，而近重组的过渡的比例只能是百分之几。在跃迁之后，暗能量将分道扬镳，最终推动宇宙加速，并在这种情况下接近宇宙学常数。
2014-09-04 astro-ph.CO gr-qc
X-ray constraints on the local supermassive black hole occupation fraction
不同的种子形成机制是印在部分矮星系目前包含一个中央超大质量黑洞。通过Pop III残留物播种，预计将产生比直接气体塌陷前体更高的占用率。钱德拉对附近早型星系的观测可以直接探测到甚至是低水平的超大质量黑洞活动，而活动部分立即提供了一个确定的占领部分的下限。在这里，我们使用的体积有限的AMUSE调查的~200光学选择的早期类型的星系的特征，同时，第一次，占用分数和缩放的核X射线光度与恒星质量，占内在散射，测量不确定性，和X射线限制。对于log（M_star/M_sun）<10的早型星系，我们得到了占据率的下限>20%（95%置信度），但不能排除完全占据。log（L_X）对log（M_star）的优选依赖性具有约0.7-0.8的斜率，与先前从AMUSE数据集识别的“缩小”趋势一致，并且在约2 σ处不赞成均匀的爱丁顿效率。我们提供了未来的精度，这些参数可能会与更大或更敏感的样品进行细化的指导方针。
2014-10-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
How early is early dark energy?
我们调查的约束早期暗能量（EDE）从宇宙微波背景（CMB）各向异性，考虑到从WMAP 9的数据结合最新的小尺度测量从南极望远镜（SPT）。对于一个恒定的EDE分数，我们提出了一个新的参数化少一个参数，但仍然足以提供类似的结果，以前在文献中研究。然而，我们分析的主要重点是比较一组新的不同的EDE参数化，揭示了CMB约束如何依赖于红移时期，在该时期暗能量是不可忽略的。我们发现，如果暗能量开始变得不可忽略，那么EDE的界限就会变得相当弱，如果EDE的开始发生在z < 100时，那么早期的暗能量分数Omega_e在2 sigma时会自由上升到约5%。当暗能量在最后一次散射时出现时，即使它的影响在之后关闭，也会得到大约1-2%的紧边界。我们发现，CMB主要限制了暗能量的存在，在其发射的时候，而随后的结构增长的EDE修改是不太重要的。
2013-01-22 astro-ph.CO hep-ph
The Atlas3D project - XX. Mass-size and mass-sigma distributions of early-type galaxies: bulge fraction drives kinematics, mass-to-light ratio, molecular gas fraction and stellar initial mass function
我们研究了薄质量面（MP）（M，sigma，Re）的（M，sigma）和（M，Re）投影，它描述了星系人口的分布。银河系性质在MP上的分布特征为：（i）一个由两个幂律组成的排斥区，在M 3e 10 Msun处有一个间断。这导致平均M-σ关系在小σ和大σ时分别与M σ ^[2.3]和M σ ^[4.7]发生断裂;（ii）质量为M 2 e11 Msun的星系将以具有盘和螺旋星系的扁平快旋星系为主的低质量星系群与以相当圆的慢旋星系为主的大质量星系群分开;（iii）低于该质量，ETG的性质分布趋于沿恒定σ线恒定;（iv）它与旋涡星系的分布形成平行序列;（v）在更低的质量下，快旋ETG和晚旋ETG的分布自然地分别扩展到矮ETG（Sph）和矮不规则星（Im）。我们通过动力学模型表明，西格玛跟踪凸起分数，这将推动观察到的趋势M/L，Hbeta，颜色，IMF和分子气体分数。我们解释这是由于两个主要效应的结合：（i）增加的凸起分数，增加西格玛，大大提高了星系的恒星形成淬火的可能性，（ii）干合并，增加星系质量沿着几乎恒定的西格玛线，同时保持人口不变。[删节]
2013-04-15 astro-ph.CO
A close look at the Centaurus A group of galaxies II. Intermediate-age populations in early-type dwarfs
我们研究了CenA组中早期型矮星系的恒星含量，以估计其中间年龄人口的比例。我们使用VLT/ISAAC仪器拍摄的近红外光度数据，以及先前分析的档案HST/ACS数据。光学和红外波长范围的结合使我们能够确定发光的渐近巨星分支星，这表明在这些星系中的中年人口。我们考虑一个矮椭球星系（CenA-dE1）和两个矮椭圆星系（SGC1319.1 - 4216和ESO 269 - 066），这两个星系都是由一个古老的种群所主导的。据估计，最近的恒星形成时期发生在大约2至5 Gyr前的SGC 1319.1 - 4216和ESO 269 - 066，以及大约9 Gyr前的CenA-dE 1。对于ESO 269 - 066，我们发现中间年龄的人口比主要的老恒星更加集中。在目标星系中，中年人口比例很低（约占总人口的15%）。如果我们考虑到观测的局限性和最近关于理论模型不确定性的讨论，这些值可能会高出两到三倍。我们认为，有一个中间年龄人口比例和接近主导集团星系之间的相关性，与较近的矮星有稍微小这样的分数，虽然我们的样本太小，得出明确的结论。即使将我们的结果视为下限，所研究的矮星的中间年龄人口比例显然远低于银河系周围类似矮星的比例，但与低质量M31同伴的情况相当。我们的结果证实了Rejkuba等人（2006）关于CenA群中早期型矮星的工作。
2011-03-18 astro-ph.CO
The nonlinear evolution of baryonic overdensities in the early universe: Initial conditions of numerical simulations
我们运行非常大的宇宙学N体流体动力学模拟，以统计研究早期暗物质晕中的重子分数。我们批判性地研究了初始条件的差异如何影响红移范围z = 11- 21的气体分数。我们测试了三种不同的线性功率谱的初始条件：（1）一个完整的加热模型，这是我们的基准模型;根据Naoz & Barkana（2005），这个模型正确地遵循了超密度的演变，特别是包括由于来自CMB的康普顿加热引起的气体的声速的空间变化。(2)一个等δ模型，假设初始重子涨落等于暗物质的涨落，同时保持总物质的σ 8。(3)平均cs模型，假定气体的声速均匀。后两种模型在文献中经常使用。在我们的模拟中，我们计算了一个大样本的晕的重子分数。我们的基准模型表明，在再电离和显著的恒星加热发生之前，在整个形成过程中，小晕保持其大部分重子所需的最小质量约为3 * 10^4 Msun。然而，替代模型产生了错误的（高出约50%）最小质量，因为系统保留了初始条件的记忆。我们还证明了这一点，使用“过滤质量”从线性理论，准确地描述了整个模拟红移范围内的重子分数的演变。
2011-05-17 astro-ph.CO
Feedback from the IR Background in the Early Universe
一般认为，宇宙中恒星形成的最早阶段是由全球辐射背景自调节的--要么是由第一批恒星发射的紫外莱曼-沃纳（LW）光子（直接光解H_2），要么是由吸积到这些恒星的黑洞（BH）残余物上产生的X射线（加热气体但催化H_2的形成）。最近的研究表明，第一批恒星中有很大一部分可能质量较低（几个M_sun）。这样的恒星不会留下BH残留物，它们的光谱较柔和，在光子能量约为1 eV时有丰富的红外辐射。与LW和X射线光子类似，这些光子具有与哈勃距离相当的平均自由程，建立了早期的红外背景。本文表明，如果质量为几个M_sun的软光谱恒星贡献了超过1%的紫外背景（或质量分数超过90%），那么它们的红外辐射在早期宇宙中占主导地位。这种反馈与来自大质量恒星的紫外反馈不同，它是通过H^-离子的光分离来实现的，而H^-离子的光分离是高效生成H_2的必要条件。然而，我们发现，为了抑制H_2冷却，低质量恒星必须包含的重子分数仅比高质量恒星高几倍。
2012-06-08 astro-ph.CO
Fast and Slow Rotators in the Densest Environments: a SWIFT IFS study of the Coma Cluster
我们提出了27个星系的后发座星系团与牛津SWIFT摄谱仪观察的积分场光谱，探索集群环境中的运动学形态密度的关系比任何ATLAS 3D调查更丰富，更密集。我们的新数据可以比较三个非常不同的集群（室女座，后发座和阿贝尔1689）的运动形态关系，以及现场/组环境。后发座样本的选择是为了在星团中心半径15'（0.43 Mpc）范围内与早期型星群的母星光度和椭圆率分布相匹配，并且被限制在r' = 16等（相当于M_K = -21.5等），采样了该星群的三分之一。通过对椭圆率图的分析，我们发现15+-6%的早型星系是慢旋星系，这与基于ATLAS 3D数据的观测结果和室女星系团的平均值一致。它也与最近由D 'Eugenio等人在Abell 1689中发现的平均分数相同。因此，早期类型星系的平均慢旋子分数在许多不同的环境中保持非常恒定，在星系数密度上跨越了五个数量级。然而，在每个星系团中，慢旋转体通常出现在投影密度较高的区域，这可能是由于动力学摩擦造成的质量分离。这些结果提供了严格的约束机制，产生早期型星系：他们必须保持一个固定的比例之间的数量的快速旋转和缓慢的旋转，同时也允许总早期型分数增加集群相对于字段。对后发座进行一次完整的调查，采样数百个而不是数十个星系，可以探测更具代表性的后发座体积，并提供更强的约束，特别是在大半径下慢转子分数如何变化。
2013-08-29 astro-ph.CO
A Multi-Axion Ladder Across Cosmic History: From Inflation, BBN, and Early Dark Energy to Late-Time Accelerated Expansion
University at Buffalo, The State University of New York（纽约州立大学布法罗分校）；Fermi National Accelerator Laboratory（费米国家加速器实验室）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）
本文构建均匀多轴子宇宙学模型，包含核合成瞬态、两个早期暗能量及晚时解冻场，数值求解其演化，并展示各时代能量分数及对额外轴子尺度的约束潜力。
2026-09-11 astro-ph.CO hep-ph
SPIDER - VI. The Central Dark Matter Content of Luminous Early-Type Galaxies: Benchmark Correlations with Mass, Structural Parameters and Environment
我们利用SDSS和UKIDSS的高质量ugrizYJHK测光和光谱学分析了\sim 4,500质量（M* \gsim 10^{10} Msun）、低红移（z<0.1）、早型星系（ETG）的中心暗物质（DM）含量。我们估计的“中心”部分DM内的K波段有效半径，\Re，使用球对称各向同性星系模型。我们讨论系统的作用。本文的主要结果如下：（1）DM分数随结构参数和质量代用指标的增加而增加，随中心恒星密度的增加而减小。2)所有涉及DM分数的相关性都是由两个基本的相关性引起的，即星系有效半径和中心速度色散。这些相关性是相互独立的，因此ETG占据了中心DM平面（central-DM plane，简称DM平面），即总质量与恒星质量的比例、有效半径和速度色散之间的相关性，其沿着总质量与恒星质量轴的散射量为\sim 0.15 dex。(3)在一般情况下，假设一个等温或恒定的M/L配置文件的总质量分布，夏布里耶国际货币基金组织是有利于相对于底部较重的萨尔彼得国际货币基金组织，因为后者产生负（即非物理）DM分数超过50%的星系在我们的样本。对于Chabrier IMF，DM估计同意\LambdaCDM玩具星系模型的基础上收缩DM晕密度配置文件。我们也发现协议从流体动力学模拟的预测。(4)ETG的中心DM含量并不显著依赖于星系所在的环境，组和场ETG具有相似的DM趋势。（节录）
2012-06-12 astro-ph.CO
Simulations of Early Baryonic Structure Formation with Stream Velocity: II. The Gas Fraction
了解高红移晕的气体含量对于研究第一代星系的形成和再电离是至关重要的。最近，Tseliakhovich和Hirata表明，在复合时暗物质和重子之间的相对“流”速度-形式上是二阶效应，但异常大-可以影响宇宙后来的结构形成历史。我们使用三组不同的高分辨率宇宙学模拟，量化了流速度对所谓的“特征质量”的影响--特征质量是暗物质晕在其形成时期能够保留大部分重子的最小质量（重子和暗物质具有单独的传递函数），其在盒子大小、粒子数量、以及暗物质和重子之间的相对速度。为了从理论上理解这种效应，我们推广了线性理论过滤质量，以适当地解释由流速度引起的暗物质和重子密度涨落演化之间的差异。我们表明，新的过滤质量提供了一个准确的估计的特征质量，而其他理论ansatzes的特征质量是不太精确。
2012-12-21 astro-ph.CO
Multi-Wavelength Properties of Barred Galaxies in the Local Universe: Environment and evolution across the Hubble sequence
我们调查可能的环境和形态的趋势，在$z\sim0$酒吧部分使用两个精心挑选的样品代表的低密度环境（孤立的星系从AMIGA样本）和密集的环境（在室女座星系团的星系）。星系的恒星质量范围从$10^8$到$10^{12}$ M $_{\odot}$，并使用高分辨率近红外（H波段）成像和光学\texttt{rgb}图像进行视觉分类。我们发现，在盘状星系的酒吧分数是独立的环境表明，酒吧的形成可能发生之前的星系团的形成。早型螺线（$Sa-Sb$）中的棒分数为$\sim$ 50%，是晚型螺线（$Sbc-Sm$）的两倍。早期型螺旋中较高的杆分数可能是由于它们的凸起的显著部分是通过杆的屈曲不稳定性形成的伪凸起。也就是说，哈勃序列的很大一部分是由于长期的过程，使盘状星系从晚期移动到早期类型。有一个暗示，更高的酒吧分数与更高的恒星质量，这可能是由于酒吧的不稳定性的敏感性，作为重子分数增加晕较大的质量。总体而言，$S0$人口有一个较低的酒吧比$Sa-Sb$星系和他们的酒吧分数下降显着减少恒星质量。这支持了$S0s$是通过进入星系团环境的盘状星系的转变而形成的观点。引力骚扰使恒星盘变厚，消除了螺旋图案，最终消除了酒吧-这一过程在较低的星系质量中更有效。
2011-11-07 astro-ph.CO
Central mass-to-light ratios and dark matter fractions in early-type galaxies
对局部ETG和基本面的动力学研究表明，M/L比对光度（和恒星质量）有很强的依赖性，关系式为$M/L \propto L^γ$。$γ$的“倾斜”可能是由多种因素引起的，包括恒星星族特性、IMF、转动支持、光度剖面的非同调性和暗物质（DM）分数。我们使用来自Prugniel & Simien（1997）的本地ETG的大型统一数据集来评估所有这些因素的影响。我们特别注意估计恒星质量，使用一般的恒星形成历史，并比较不同的人口合成模型。我们发现恒星的M/L对倾斜的贡献很小。我们估计的总M/L使用简单的牛仔裤动力学模型，并发现，采用准确的光度分布是很重要的，但并没有删除需要一个额外的倾斜组件，我们归因于DM。我们调查DM分数的趋势在一个有效半径内，发现它是大致恒定的星系比$M_B \sim -20.5$暗淡，并增加亮度的明亮的星系，我们检测到S 0之间没有显着差异和快速和缓慢旋转的椭圆。我们建立了简化的宇宙质量模型，并找到了一般的一致性，DM过渡点是由光度和有效半径之间的关系的变化。一个更精细的模型与不同的星系恒星形成效率表明，从总质量分布（包括DM）的暗淡的星系分布类似的光，近等温配置文件的明亮的星系的过渡。这些结论是敏感的各种系统的不确定性，我们详细调查，但在更大的半径与动力学研究的结果是一致的。
2009-03-11 astro-ph.CO
Early formation of supermassive black holes from the collapse of strongly self-interacting dark matter
本研究提出强自相互作用暗物质早期引力热坍缩可形成超大质量黑洞种子，发现类卢瑟福截面最佳，并预测小星系中的中等质量黑洞作为观测探针。
2025-01-21 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The inner structure of early-type galaxies in the Illustris simulation
早型星系为冷暗物质宇宙学的预测和进入星系形成模型的重子物理假设提供了独特的检验。本文利用Illustris模拟研究了早型星系的三个主要性质，即恒星轨道各向异性、中心暗物质分数和中心径向密度斜率的相关性，以及自$z=1.0$以来它们的红移演化。我们发现，较低质量的星系或星系在较高的红移往往是蓝色的休息帧的颜色，有较高的中心气体分数，并具有更多的切向各向异性轨道和陡峭的中心密度斜率比他们的高质量或低红移的同行，分别。投影中心的暗物质的有效半径内的分数显示了一个非常温和的质量依赖，但正相关的星系有效半径由于光圈效应。通过结合强透镜测量与单孔径运动学得到的中心密度斜率被发现不同于真实密度斜率。我们确定系统偏差在这种测量是由于两个常见的建模假设，各向同性恒星轨道分布和幂律密度分布。我们还比较了早期类型的星系的属性，从现有的星系和强透镜调查，我们发现在一般广泛的协议，但也有一些紧张局势，这构成了一个潜在的挑战，恒星形成和反馈模型所采用的模拟。
2017-04-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Early-type galaxies at z = 1.3. I. The Lynx supercluster: cluster and groups at z=1.3. Morphology and color-magnitude relation
我们确认在山猫超星系团中检测到3个星系团，z~1.3，并给出它们的红移和质量。我们选择了星系团中的89个星系和星系团中的74个星系，并与中心星系团RXJ 0849 +4452和RXJ 0848 +4453进行了比较，研究了星系团的性质。我们通过目视检查对星系进行形态学分类，注意到我们的早期星系（ETG）样本已经被简单的自动分类方法（例如基于Sersic指数）污染了30%-40%。在光度选定的样本，集群和集团显示高分数的Sa星系。ETG分数在簇中从未上升到高于~50%，这与在z~1处的簇中观察到的分数相比是低的。然而，ETG加Sa分数类似于在z~1处的簇中对于ETG观察到的那些。在视觉上被归类为Sas的膨胀主导星系也可能是具有潮汐特征或合并残留物的ETG。它们主要是红色和被动的，并且在光度上跨度很大。它们的恒星形成似乎在经历形态转变之前就已经淬火了。由于它们的分数在较低的红移处较小，它们可能是演化成ETG的螺旋人口。对于质量选择的样品，ETG分数没有显示出显着的演变相对于本地集群，这表明形态转换发生在较低的质量和密度。ETG的质量大小关系表明，在更高的红移在集群和集团的演化向更小的尺寸，而晚型的质量大小关系匹配，在本地观察到的。ETG红色序列组显示出比星团更低的零点和更大的散射，这两个都被认为是一个更年轻的星系群的迹象。与不同星系质量的年龄差异相比，估计的年龄差异很小。
2012-05-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
An Oxford SWIFT Integral Field Spectroscopy study of 14 early-type galaxies in the Coma cluster
作为新的牛津SWIFT积分场摄谱仪的能力的演示，我们提出了一组14个早期型星系的后发座星系团的核心的第一次观测。我们的数据包括I-和Z-波段空间分辨光谱获得的牛津SWIFT摄谱仪，结合r-波段测光从SDSS档案的14个早期型星系。我们从\sim 8500 {AA}处钙三重态吸收特征的观测中获得所有物体的空间分辨运动学。利用这些运动学信息，我们将星系分为快速旋转星系和慢速旋转星系。我们比较了样本中代表附近宇宙致密环境的快旋子和慢旋子的比例与ATLAS 3D调查的结果，发现后发座星系团核心的慢旋子比例比室女星系团或磁场大\sim 50%，根据我们的选择标准增加了1.2 σ。将我们的样本与室女星系团的核心（比后发座的核心密度小24倍）进行比较，我们没有发现慢转子分数增加的证据。结合测量的有效速度色散{σ_e}的光度数据，我们确定的基本面为我们的样本星系。我们发现，使用的平均速度分散在1个有效半径，{σ_e}，减少了13%的残差相对于可比的研究，使用中心速度分散，与其他最近的积分场基本面确定。
2012-08-28 astro-ph.CO
Influence of early dark matter halos on the primordial black holes merger rate
本研究探讨早期暗物质晕对原初黑洞双星并合率的影响，发现晕内动力学摩擦加速演化，扰动大量双星，使引力波对PBH的约束从$10^{-3}$放宽至$0.1$。
2023-10-18 astro-ph.CO
Central dark matter trends in early-type galaxies from strong lensing, dynamics and stellar populations
利用SLACS巡天中的中红移（z ~ 0.2）引力透镜样本，并与z ~ 0星系的更大样本进行比较，分析了早型星系中心暗物质（DM）含量与其大小和年龄之间的相关性。我们分解成DM和恒星组件使用强透镜，恒星动力学，和恒星星族建模的组合dprojected星系质量。对于一个给定的恒星质量，我们发现，对于较大尺寸的星系，DM分数增加，平均DM密度降低，一致的尖状晕预期在宇宙形成的情况下。DM分数也随着恒星年龄的增加而减少，这可以部分地解释为大小和年龄之间的负相关。剩余的趋势可能指向系统的依赖性形成时代的晕收缩或恒星初始质量函数。这些结果与Napolitano，Romanowsky和Tortora（2010）基于本地星系的最新发现一致，并表明除了被动恒星老化之外，过去2.5 Gyr的星系演化证据可以忽略不计。
2010-08-25 astro-ph.CO
Cold Dark Matter Substructures in Early-Type Galaxy Halos
我们目前的初步结果，从“波诺”放大数值模拟的暗物质子结构在大规模的椭圆。两个非常高分辨率的暗物质晕与$M_{\rm vir}=1.2\times 10^{13}$ $M_{\odot}$和$M_{\rm vir}=6.5\times 10^{12}$ $M_{\odot}$和不同的（“暴力”与“静止”）组装历史已被模拟到$z=0$在$Λ$ CDM宇宙学中，共有921，651，914和408，377，544粒子，分别。在维里半径范围内，自结合$M_{\rm sub}>10^6$ $M_{\odot}$子晕的总质量分数在当前时期为15%的暴力主机和16.5%的安静的。在$z=0.7$，这些分数分别增加到19%和33%，因为最近吸积的卫星不太容易被潮汐破坏。在投影中，在距离两个晕中心$R/R_{\rm vir}=0.02$（$\sim 5-10$ kpc）的子结构表面质量密度的平均分数范围从0.6%到$\gtrsim 2$ %，显着高于银河系大小的晕模拟中测得的。具有$M_{\rm sub} < 10^9$ $M_{\odot}$的次晕对预计质量分数的贡献在总量的五分之一和三分之一之间，在静止宿主中发现的份额最小。我们评估重子效应的影响，通过双，低分辨率的流体动力学模拟，包括金属依赖的气体冷却，恒星形成，和延迟辐射冷却计划超新星反馈。重子收缩产生了超等温的总密度分布，并增加了主宿主内部区…
2016-05-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
