Dark matter halo shapes in the Auriga simulations
我们目前的形状测量银河系大小的暗物质晕在红移$z=0$在一套30变焦模拟御夫座项目。我们比较结果在全磁流体力学对暗物质只有模拟和重子在使暗物质晕圆在所有半径相比，他们的暗物质只有同行的强烈影响。在$\lesssim 30$ kpc的距离上，更圆的暗物质分布与大质量恒星盘的扩展和低核心气体密度有关。我们测量的光环和光盘的形状在不同的半径之间的对齐，并找到一个高度的对齐在所有半径的星系。在某些情况下，这种排列会随着半径的变化而显著变化，这意味着光环的形状会扭曲;这种效应与最近形成的凸起有关，并且在仅模拟暗物质的情况下几乎不存在。在对观测约束的比较中，我们发现，在我们的样本中的晕的$20\%$是一致的观测结果来自1995年流，有利于一个几乎球形的形状。包括重子是实现这一水平的协议所必需的元素。相比之下，没有一个模拟（无论是暗物质还是重子）符合人马座流的限制，有利于扁圆的暗物质晕。
2019-10-09 astro-ph.GA
The shape of the Galactic halo with $Gaia$ DR2 RR Lyrae. Anatomy of an ancient major merger
我们使用$Gaia$ DR 2 RR天琴座样本来获得银河系恒星晕的不间断视图。我们在平行于银河系圆盘的切片中解剖了可用的体积，以表明在距离银河系中心千秒差距的$\sim30$内，晕是三轴的，最长轴与银河系$x$轴的$\sim70^{\circ}$错位。这个解剖过程暴露了两个大的弥漫性超密度与晕的半长轴对齐：武仙座-天鹰座云和室女座超密度。我们揭示了整个内晕的运动学映射出的振幅和方向的RR天琴座自行车。然后将这些与具有不同各向异性的简单模型进行比较，以证明内晕由高偏心轨道上的恒星主导。我们解释的密度和运动学的$Gaia$ DR 2 RR天琴座的形状的证据，有利于一个场景中，大部分的晕沉积在一个单一的大规模合并事件。
2018-10-15 astro-ph.GA
The impact of baryonic discs on the shapes and profiles of self-interacting dark matter halos
我们采用孤立N体模拟研究了自相互作用暗物质（SIDM）晕在重子势存在下的响应。暗物质的自相互作用导致内晕的运动热化，导致暗物质和重子分布之间的紧密相关。深重子势缩短了SIDM核心膨胀的阶段并触发核心收缩。这种效果可以通过大的自散射截面进一步增强。我们发现最终的SIDM密度分布对重子浓度和暗物质自相互作用的强度很敏感。假设初始晕为球形，我们还研究了SIDM晕形状的演化和密度分布。由于非球形盘势的影响，在以后的历元中，晕的形状偏离了球对称性，其意义取决于相对于暗物质的重子对总引力势的贡献。此外，我们构建了一个多分量模型的银河系，包括SIDM晕，恒星盘和隆起，并显示它是一致的观测恒星运动学和流。
2018-06-12 astro-ph.GA
Sensitivity of dark matter haloes to their accretion histories
我们应用我们最近提出的“二次遗传修饰”的方法来产生和测试的影响，替代质量吸积历史的一个单一的$Λ$ CDM晕。该技术的目标是构建不同的形成历史，改变合并的整体贡献的固定的最终质量。这使得有针对性地研究星系和暗物质晕形成对质量吸积平滑度的敏感性成为可能。在这里，我们专注于两个暗物质晕，每个有四个不同的质量吸积历史。我们发现，这两个光环的浓度系统地减少，因为他们的合并历史变得更加顺利。这种因果趋势跟踪已知的相关性之间的形成时间和浓度参数在整个晕人口。在固定的形成时间，我们进一步建立晕浓度是敏感的合并发生的顺序。这种研究单个晕对其历史变化的反应的能力与基于扩展晕种群的紧急相关性的传统方法是高度互补的。
2019-03-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraints on the shape of the Milky Way dark matter halo from the Sagittarius stream
我们提出了一个新的银河系的暗物质晕模型，适合人马座矮星系的恒星流的属性。我们的暗晕是扁圆的，当r < 10 kpc时，q_z = 0.9，在较大半径时，可以使暗晕服从Law & Mahavski模型。然而，我们发现，大麦云云对Sgr轨道的动力学扰动是不可忽略的。当考虑到这一点时，我们将银河系的外晕形状限制为短轴与长轴之比（c/a）_Φ= 0.8，中轴与长轴之比（b/a）_Φ= 0.9，与宇宙学的预期非常一致。
2013-07-26 astro-ph.GA
A Random Walk Model for Halo Triaxiality
University of Southern California（南加州大学）；Carnegie Institution for Science（卡内基科学机构）
本文提出一个半解析模型，利用合并树中的随机合并事件序列预测暗物质晕的三轴形状，结合简单松弛模型，预测的轴长比分布与宇宙N体模拟结果一致。
2022-08-29 astro-ph.GA
Effects of Inner Halo Angular Momentum on the Peanut/X-shapes of Bars
宇宙学模拟表明，围绕重子盘的暗物质晕具有很宽的角动量范围，可以用自旋参数（$λ$）来测量。在这项研究中，我们带出的重要性，内角动量（$<$ 30千秒差距），测量的晕自旋参数，长期的演变酒吧使用N体模拟。我们已经改变了晕旋转参数$λ$从0到0.1的同向旋转（逆时针）旋转晕和一个反向旋转（逆行）晕旋转（$λ$ =-0.1）相对于磁盘。我们报告说，随着晕自旋的增加，屈曲也被触发更早，其次是第二个屈曲阶段在高自旋晕模型。第二次屈曲的时间尺度明显长于第一次屈曲。我们发现，在我们所有的模型，这提供了新的见解内晕角动量的作用，不像以前的研究屈曲后，酒吧的强度并没有显着降低。此外，在长期演化阶段，屈曲杆仍然可以传递显着的角动量给晕，但它减少增加晕自旋。在长期的演变阶段，酒吧的强度增加，饱和到几乎相等的值，所有的模型，无论晕旋转和旋转的意义上的磁盘。与非旋转晕相比，在内部区域具有更高角动量的高自旋晕中，最终的方形/花生形状更明显（$\sim$ 20 $\%$）。我们解释我们的结果与角动量之间的磁盘和晕交换。
2022-10-26 astro-ph.GA
The Magellanic Stream to Halo Interface: Processes that shape our nearest gaseous Halo Stream
了解麦哲伦流（MS）和星系晕之间的界面处的流体动力学过程和条件对于理解MS以及其他相互作用星系中的气体尾至关重要。这些过程在相对较小的尺度上运作，不仅有助于形成这一团流，而且还影响中性气体动力学和质量从流到晕的转移，从而影响银河系的金属富集和气体补充。我们描述了一个观测计划，通过高分辨率测量HI发射，HI吸收和Halpha发射前所未有的灵敏度，这些过程的约束。方法将包括结构分析，寻找冷气体核心的团块和分析气体运动学，因为它过渡到晕。后一种方法包括先进的空间积分技术，深入探测中性气体，我们适用于一个新的HI地图从绿岸望远镜获得的MS最高灵敏度HI观测。我们证明，集成技术提高灵敏度，甚至进一步，从而允许检测明显的MS气体成分的密度接近的星系晕。
2009-08-28 astro-ph.GA
Influence of the Gaia-Sausage-Enceladus on the density shape of the Galactic stellar halo revealed by halo K giants from the LAMOST survey
我们提出了一个研究的影响盖亚香肠土卫二（GSE）的银河系恒星晕的密度形状使用11624 K巨星LAMOST调查。通过高斯混合模型，根据恒星的球速度和金属丰度，为每颗恒星分配一个成为GSE成员的概率。我们根据得到的概率将恒星晕分为两部分，一部分是由GSE成员组成的，定义为GSE相关晕，另一部分是GSE去除晕。采用非参数方法，两个恒星晕的径向数密度分布可以很好地描述为一个单一的幂律与可变平坦$q$（$r = \sqrt{R^2+[(Z/q(r))]^2}, ν= {ν_0}r^{-α}$）。指数$α$为$4.92\pm0.12$（用于GSE相关晕轮）和$4.25\pm0.14$（用于GSE去除晕轮）。这两个恒星晕在较小的半径处垂直变平，但在较大的半径处变得更加球形。我们发现与GSE有关的晕比去除GSE的晕在垂直方向上更不平坦，并且两个恒星晕之间的$q$的差异在0.07到0.15之间。然而，在考虑偏差之后，认为其在大多数半径内在0.08以内。最后，我们将我们的结果与两个银河系类似物进行比较，它们在TNG 50模拟中经历了一次重大的合并。对这两个类似物的研究还表明，与主并合有关的恒星晕比主并合后的恒星晕具有更小的椭圆率。
2022-05-30 astro-ph.GA
Constraining the Milky Way Halo Shape Using Thin Streams
潮汐流是探测银河系势场形状的有力工具。在本文中，我们介绍了一个简单的测试粒子的方法来适应流数据，使用马尔可夫链蒙特卡罗技术边缘化的祖先的轨道和银河系晕形状参数的不确定性。将其应用到模拟数据的薄流在MW晕，我们表明，即使是非常冷的流，流轨道偏移-在我们的简单方法中没有建模-引入系统的偏差恢复的形状参数。对于我们考虑的流，以及我们对潜在参数化的特定选择，这些误差在晕平坦化参数上约为20%。然而，更大的系统误差可能会出现更一般的流和潜力，这样的偏移需要正确建模，以获得一个无偏恢复的潜在的。在评估已知的银河系流中哪些是最具约束力的，我们发现NGC 5466和NGC 5是最有希望的候选者。它们形成了一个有趣的对，因为它们的轨道平面都近似垂直于彼此和圆盘，对MW晕的形状给出了最佳的约束。我们表明，虽然与目前的数据，他们的潜在参数的约束是穷人-良好的径向速度数据沿2015年流将提供约束qz -扁平垂直于光盘。此外，正如在一个配套文件中所讨论的，NGC 5466可以提供相当强的限制MW晕形状参数，如果初步的证据，从光滑的轨道向其西部边缘偏离得到证实。
2013-09-13 astro-ph.GA
The dark matter halo shape of edge-on disk galaxies - I. HI observations
这是第一个文件的一系列中，我们将试图把限制扁平的黑暗晕盘星系。我们观察为此目的的HI在边缘上的星系，在那里它是在原则上可以测量的力场在晕垂直和径向的气体层耀斑和旋转曲线分解分别。在本文中，我们定义了一个适合于此目的的8个富HI晚型星系的样本，并给出了HI观测结果。
2010-03-16 astro-ph.GA
How gas flows shape the stellar-halo mass relation in the EAGLE simulation
观测到的星系恒星质量函数和预测的暗物质晕质量函数之间的形状差异通常主要由反馈过程来解释。反馈可以通过将气体赶出星系，通过调制气体第一次进入星系（即，预防性反馈），并通过激发喷泉流回收风材料。我们提出并应用一种方法来解开这些影响的流体动力学模拟的星系形成。我们建立了一个线性耦合微分方程模型，通过构造再现了EAGLE宇宙学模拟中星系和晕的气体流动。通过改变这个模型中的个别条款，我们隔离的相对影响，恒星形成，通过流出，第一次流入和风回收的SHM关系。我们发现，晕质量$M_{200} < 10^{12} \, \mathrm{M_\odot}$的SHM关系主要是由组合的喷射从星系和晕，而较大的$M_{200}$预防性反馈也很重要。再循环的影响和恒星形成的效率很小。我们表明，如果我们使用第一次落入的暗物质的累积质量而不是$M_{200}$，SHM关系的演化几乎消失。这表明，演化是由于晕质量的定义，而不是星系形成的物理效率的演变。最后，我们表明，在环银河介质的质量是更敏感的气体流动，特别是回收，比恒星和星际介质的情况。
2021-12-15 astro-ph.GA
The Stellar Halo in the Inner Milky Way: Predicted Shape and Kinematics
我们已经使用N体模拟银河系的运动学和结构特性的老贫金属恒星晕在禁止内区域的银河系。我们发现，外推的密度分布的隆起的天琴座RR型恒星，$ρ\sim r^{-3}$，近似匹配的数密度的天琴座RR型在附近的恒星晕。我们遵循这样一个示踪人口的形成和演变的酒吧和盒子/花生凸起的N体模型的演变。我们发现，它的密度分布变化从扁圆三轴，它获得慢旋转与最近的测量。最大径向速度在$| l|\!=10^\circ-30^\circ$处为$\sim15-25$ km/s，速度频散为$\sim120$ km/s。尽管在凸起中模拟的贫金属晕具有条形形状，但只有$12\%$的轨道遵循条形，并且它不跟踪花生/X结构。有了这些特性，银河系隆起中的天琴座RR星群与银河系贫金属恒星晕的向内延伸是一致的。
2016-09-18 astro-ph.GA
Shape, alignment, and mass distribution of baryonic and dark-matter halos in one EAGLE simulation
准确了解晕的形态及其演化是星系形成模型的关键约束，也是强透镜现象的决定性参数。利用宇宙学流体动力学模拟，银河系及其环境的演化和组装（EAGLE），我们的目标是提供一个全面的分析星系晕的形态和它们的质量分布的演变，重点是在红移$z=0.5$的快照。我们开发了一种迭代策略，涉及主成分分析（PCA）的EAGLE晕的属性和不同的组件之间的对齐的差异进行调查。的质量分布的暗物质（DM），气体和恒星晕的特点是半质量半径，浓度参数和（投影）轴比。我们统计了来自EAGLE RefL 0025 N 0376模拟的336\,540个晕的形状参数，并描述了它们从红移$z=15$到$z=0$的演化。我们测量了DM、气体和恒星成分以及所有粒子的三维和二维投影形状参数。在$z=0.5$，气体的短轴与DM的短轴对齐的质量晕（$M>10^{12}$ M $_\odot$），但这种对齐较差的质量晕。DM晕轴比$b/a$和$c/a$的中值分别为$0.82 \pm 0.11$和$0.64 \pm 0.12$。w/和w/o星晕中气体球度与总质量呈负相关，而DM球度对总质量不敏感. $z=0.5$观测到的星晕投影轴比$b_p/a_p$的中值为$0.80 \pm 0.07$，与地面和空间观测结果在1 $σ$以内符合得很好.对于DM晕，我们测量$0.85 \pm 0.06$的值。
2022-12-17 astro-ph.GA
Group Finding in the Stellar Halo using Photometric Surveys: Current Sensitivity and Future Prospects
SDSS和2 MASS已经证明了恒星晕中普遍存在的亚结构，未来的调查承诺将更详细地探索晕。本文探讨了什么可以从当前和未来的光度数据库使用组查找技术。我们比较了从2 MASS的M-巨星样本中恢复的组与在模拟$Λ$ CDM恒星晕的合成调查中发现的组，并证明了广泛的一致性。我们还发现，这些恢复组可能代表大多数的高光度（$\log(L/L_{Sun})>6.67$）卫星吸积在过去的10 Gyr和远心在100 kpc的轨道上。然而，M-巨星调查的吸积事件，无论是古老的，从低光度的物体或径向轨道上的敏感性是有限的，因为恒星数量少，偏向于高金属丰度的恒星和浅深度。我们研究在何种程度上解决这些限制，目前和未来的调查，特别是目录的主序星关闭（MSTO）从SDSS和LSST，和RR-天琴座恒星从LSST或PanSTARRS。MSTO巡天对低光度事件（$\log(L/L_{Sun}~5$或更低）比2 MASS M-巨星样本更敏感，而RR-Lyrics巡天具有优越的深度，擅长检测高偏心轨道上的事件。当结合起来，我们希望这些测光调查提供一个全面的图片，最后10个银河系吸积陀螺仪。比这更早的事件相位混合太多而无法发现，需要额外的信息，如速度和化学丰度。
2010-12-16 astro-ph.GA
The stellar halos of ETGs in the IllustrisTNG simulations: the photometric and kinematic diversity of galaxies at large radii
我们模拟的早期型星系（ETG）恒星晕的光度和运动学特性的特点，并将它们与观测进行比较。我们在TNG 100和TNG 50模拟中选择了约1200个ETG样本，跨越$10^{10.3}-10^{12}M_{\odot}$的恒星质量范围，并在观测到的ETG的（g-r）颜色和椭圆度图范围内。我们确定光度参数，内在的形状，和运动学观测在其扩展的恒星晕。我们研究了从中心到晕的运动学变化，并将其与星系内在形状的变化联系起来。我们发现模拟的星系样本再现了ETG晕中观察到的运动学特性的多样性。模拟的快速旋转器（FR）几乎均匀地分为三分之一，具有平坦的lambda配置文件和高晕旋转支持，三分之一的配置文件逐渐减少，另三分之一的低晕旋转。慢转者（SR）倾向于在郊区增加旋转，其中一半超过λ =0.2。对于$M_{*}>10^{11.5}M_{\odot}$，光晕旋转不重要。类似的各种性质被发现的恒星晕的内在形状。旋转支持和形状有很深的关系：运动学过渡到较低的旋转支持是伴随着一个变化向圆的内在形状。三轴度在FR晕向外增加，并与恒星质量。模拟SR具有相对恒定的三轴度轮廓。模拟的恒星晕显示出各种各样的结构特性，与定量，但没有明确的定性差异之间的FR和SR。在相同的恒星质量，恒星晕的性质显示出一个逐渐过渡和显着的重叠之间的两个家庭，尽管在中央地区的明显双峰。这与扩展测光和运动学的观测结果是一致的。[删节]
2020-06-18 astro-ph.GA
On the Stability of Satellite Planes I: Effects of Mass, Velocity, Halo Shape and Alignment
最近发现的围绕仙女座星系（M31）运行的矮卫星的巨大薄平面增加了本星系群星系人口小规模分布的神秘性。在冷暗物质宇宙学模拟中，这种定义明确的平面结构显然是罕见的，我们对它们的形成和存在缺乏连贯的解释。在本文中，我们探讨了长期生存的薄面的矮星在星系晕，特别是集中在系统模仿所观察到的仙女座分布。关键结果表明，一般来说，矮星系的平面是脆弱的，对暗物质晕的形状和其他扰动效应很敏感。事实上，长寿命的卫星平面只存在于球形暗物质晕的极地轨道上，这对观测到的仙女座平面提出了挑战，仙女座平面相对于光盘明显倾斜。我们的结论是，在标准的宇宙学模型中，卫星平面的寿命通常很短，因此我们必须位于仙女座平面演化的相对特殊的时间，幸运地看到它的连贯模式。
2016-10-18 astro-ph.GA
Discy dwarf disruption and the shape of the Galactic halo
原则上，银河系暗晕的形状可以通过模拟银河系晕中的恒星潮汐流来推断。其中最明亮和最长的是人马座流，它延伸到大的银河系中心距离，因此可以对银河系的潜力施加最严格的限制。在这篇文章中，我们重新审视了人马座流是由旋转的祖先形成的想法。我们证明，磁盘的角动量和祖先的轨道角动量之间的角度不保持恒定的整个中断。相反，它经历了一个戏剧性的演变，部分原因是由于祖先的转动惯量张量的变化。我们表明，即使在一个球形的潜力，作为一个盘状的矮破坏的结果产生的流似乎是“旋进”。然而，这个碎片层的进化是虚幻的，因为它仅仅是由祖先圆盘的摇摆和抖动所造成的。因此，流面岁差不是暗晕非球面性的明确指标。
2016-02-17 astro-ph.GA
The Shape of Dark Matter Haloes, V. Analysis of observations of edge-on galaxies
在本系列的前几篇论文中，我们已经测量了一个边缘星系样本中的恒星和\hi含量。在本文中，我们进行了同步旋转曲线和垂直力场梯度分解的五个这样的边缘上的星系。旋转曲线分解提供了径向暗物质势的测量，而垂直力场梯度提供了垂直暗物质势的测量。我们拟合暗物质晕模型，这些潜力。使用我们的\hi自吸收结果，我们发现，一个典型的暗物质晕有一个密度较低的核心（$0.094\pm0.230$ \，M $_\odot$ /pc $^3$）相比，光学薄\hi模型（$0.150\pm0.124$ \，M $_\odot$ /pc $^3$）。HI自吸收暗物质晕具有更长的尺度长度$R_c$，为$1.42\pm 3.48$ \，kpc，而光学薄HI模型的$1.10\pm 1.81$为$1.10\pm 1.81$ \，kpc。在$q=1.0\pm0.6$（自吸收\hi）处，中间晕的形状是球形的，而在$q=1.5\pm0.6$处，光学薄的中间晕的形状是扁长的。我们在ESO 274-G 001和UGC 7321中获得了最好的结果，我们能够在论文III中测量它们的速度分散。这两个星系有着截然不同的晕圈形状，一个是扁长的，一个是强长的。总的来说，我们发现，所需的许多假设使这种类型的分析容易出错。
2016-05-26 astro-ph.GA
A MARVEL-ous study of how well galaxy shapes reflect Dark Matter halo shapes in Cold Dark Matter Simulations
本研究通过对80个不同质量的模拟矮星系进行三维形状分析，证实恒星形状可可靠追踪暗物质晕形状，且该关系受恒星盘、星系质量影响，对重子反馈实现方式和近期并合具有鲁棒性。
2025-06-12 astro-ph.GA
Structure and kinematics of the polar ring galaxies: new observations and estimation of the dark halo shape
极环星系（PRG）是一类特殊的星系，其外层物质在与主星系盘大致垂直的平面内旋转。尽管对PRG的研究已经持续了很长时间，但缺乏足够详细的观测数据，仍然存在许多悬而未决的问题。其中最有趣的问题是，在这些系统中的暗物质晕的扁平化的估计和验证的假设，最大的极地结构形成的星系际细丝的物质吸积。我们的团队最近使用SDSS图像收集的新目录增加了已知PRG数量的几倍。本文综述了我们在PRG的形态结构和光度结构研究方面的最新成果。使用恒星和电离气体的运动学数据的基础上，光谱观测与俄罗斯6米望远镜，我们估计的暗物质晕的形状在个别星系。
2014-10-14 astro-ph.GA
Stellar Spiral Structures in Triaxial Dark Matter Haloes
我们采用非常高的分辨率模拟孤立的银河系类星系的指数恒星盘上的三轴暗物质晕的影响进行研究。非绝热晕形状的变化可以触发双臂大设计螺旋结构，一直延伸到圆盘的边缘。它们的模式速度与内部Lindblad共振相一致，表明它们是运动学密度波，可以持续到几个Gyr。在动态冷盘中，大设计螺旋被摆动放大，并且在几个陀螺之后可以导致形成（多臂）瞬时复发螺旋。恒星盘错位的主机三轴晕的主平面发展的特点，整体形状的翘曲，但在其他方面表现出非常相似的螺旋结构对齐光盘。在我们的模拟中的大设计的螺旋，其强度与半径的依赖性是由盘上的扭矩，这表明，通过研究大设计的螺旋没有酒吧，它可能会设置约束的潮汐场和主机暗物质晕的形状。
2016-07-04 astro-ph.GA
NIHAO project II: Halo shape, phase-space density and velocity distribution of dark matter in galaxy formation simulations
我们利用NIHAO（Numerical Investigation of Hundred Astrophysical Objects）宇宙学模拟研究了星系形成对暗物质（DM）晕关键性质的影响。NIHAO由$\simeq 90$高分辨率SPH模拟组成，包括（金属线）冷却，恒星形成，以及来自大质量恒星和超新星的反馈，并覆盖广泛的恒星和晕质量范围：$10^6 < M_* / M_{\odot} < 10^{11}$（$10^{9.5} < M_{\rm halo} / M_{\odot} < 10^{12.5}$）。当与仅DM模拟相比时，NIHAO晕在维里半径R_{\rm vir}处具有类似的形状，但在$\simeq 0.1R_{\rm vir}$内部基本上更圆。在NIHAO模拟中，$c/a$随着晕质量和综合恒星形成效率的增加而增加，达到银河系质量的$\sim 0.8$（相比之下，只有DM的0.5），为观测和DM模拟之间的长期冲突提供了一个合理的解决方案。相空间$Q$参数（$ρ/σ^3$）的径向分布与仅DM模拟中的单一幂律最佳拟合，但对于总质量$M>10^{11} M_{\odot}$，NIHAO在$\simeq 0.1R_{\rm vir}$内显示出平坦化。最后，DM的全球速度分布在DM-only和NIHAO模拟是相似的，但在太阳附近，NIHAO星系偏离麦克斯韦大幅度。分布更对称，大致…
2016-07-13 astro-ph.GA
The impact of filamentary accretion of subhaloes on the shape and orientation of haloes
暗物质晕是由大尺度宇宙环境中的小晕分层合并而成的，因此通过宇宙细丝吸积的各向异性暗物质晕对暗物质晕的结构有一定的影响。最近使用宇宙学模拟的研究表明，晕的方向与宇宙细丝的方向相关，这些相关性显着依赖于晕的质量。利用高分辨率的宇宙学$N$ -体模拟，我们通过将子晕的进入点看作细丝来量化星系和星系群大小的宿主晕（$M_{\rm host}=5\times10^{11-13}M_{\odot}$）的附加子晕吸积强度，并统计研究了红移为零时宿主晕的形状和取向与附加子晕吸积强度的关系。我们证实了以前的研究，发现主机晕质量的依赖性之间的取向的晕和细丝的对齐。我们还表明，第一次，晕的形状和方向弱相关的强度的附属subhalo吸积，即使主机晕质量是相同的。随着吸积作用的增强，晕的短轴与长轴之比趋于减小。具有高度各向异性吸积的晕变得更球形或扁球形，而具有各向同性吸积的晕变得更长球形或三轴形。对于具有强吸积作用的晕，它们的主轴优先与暗条对齐，而它们的角动量矢量倾向于稍微偏离。
2020-04-24 astro-ph.CO 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
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
SHAPE: cosmology with cluster halo intrinsic alignments from subhalo distributions
本文提出SHAPE技术，通过子晕投影分布重建星系团晕形状并研究内禀对齐相关性，证实其能无偏估计结构增长率并提升宇宙学参数约束的统计显著性。
2025-05-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraints on the population level distribution of nearby Dark Matter halo shapes with extragalactic streams
Institute for Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学天体物理研究所）；Department of Physics, University of Surrey（萨里大学物理系）
该研究利用河外星系恒星流，通过分层贝叶斯框架，对暗物质晕形状总体分布进行约束。经正向建模、拟合投影流轨迹等，确定高质量子样本，结合个体后验推断总体分布，结果与模拟预期相符，为相关研究建立了可扩展框架。
2026-07-08 astro-ph.GA
The dark matter halo shape of edge-on disk galaxies - III. Modelling the HI observations: results
这是一系列论文中的第三篇，我们试图对盘星系中暗晕的扁平化进行限制。为此，我们需要分析所观测到的侧边星系的XV图，以准确测量径向HI面密度、旋转曲线和HI速度色散。我们提出了8个HI丰富的，晚型，边缘星系的HI观测建模的结果。在所有这些中，我们发现了微分旋转。大多数系统显示HI速度色散为6.5至7.5 km s $^{-1}$，除一个外，所有系统均显示径向结构。有一个最大的旋转速度，至少高达120公里秒$^{-1}$的平均HI速度色散的增加。接下来，我们分析观测结果，得出HI层厚度的径向变化（耀斑）。我们发现，除了不对称的IC 5052，我们的样本中的所有星系都是三维质量建模测量暗晕形状的良好候选者。耀斑的轮廓是对称的，有一个共同的形状，线性增加的恒星盘内和指数外的引力势是由暗晕为主。在最好的例子中，UGC 7321，我们发现在内部区域的小偏离中平面和伴随的HI层的厚度增加，这可能是一个相对较强的酒吧的扰动的结果。
2010-03-16 astro-ph.GA
Three-point galaxy-galaxy lensing as a probe of dark matter halo shapes
提出了一种利用透镜-剪切-剪切三点关联函数测量暗物质晕椭圆率的方法。这种方法是免疫的星系晕错位的影响，可能会限制2点星系星系透镜测量晕各向异性。使用一个简单的模型投影质量分布的暗物质晕，我们构建了一个椭圆估计，总结了所有可能的三角形配置的3点函数。通过应用我们的估计从N体模拟晕，我们发现，系统误差恢复的椭圆率将在<5%的分数水平。我们估计，未来的成像调查，如LSST将有足够的统计数据来检测晕椭圆使用3点透镜。
2014-07-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the shape of dark matter halos from MultiDark Planck simulations
晕的形状在确定晕的重要观测性质，如质量、浓度和透镜截面方面起着核心作用。透镜星系团的三轴性对最大爱因斯坦半径的分布有着重要的影响，而弱透镜技术对内禀晕椭圆率很敏感。在这项工作中，我们提供的缩放关系的暗物质晕的形状作为质量（峰高）和红移的函数超过四个数量级的晕质量，即从$10^{11.5}$到$10^{15.8}~h^{-1}~$ M $_\odot$。我们已经分析了四个暗物质只有模拟从MultiDark宇宙学模拟套件与超过560亿粒子的盒子内的4.0，2.5，1.0和0.4 $h^{-1}$ Gpc大小假设\textit{Planck}宇宙学。暗物质晕已被确定在模拟中使用{ \sc rockstar}晕发现，它也确定轴比的对角化的惯性张量。为了推断给定质量的假设晕在给定的红移的形状，我们提供拟合函数的短轴到长轴和中间轴到长轴的比率作为峰高的函数。
2017-03-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing the shape and internal structure of dark matter halos with the halo-shear-shear three-point correlation function
弱透镜三点统计是研究暗物质晕结构的有力工具。我们建议使用的相关性的星系的位置与背景星系对的形状，被称为晕剪切剪切相关（HSSC），测量平均晕椭圆率和丰度的subhalos在一个统计的方式。我们运行高分辨率的宇宙学$N$体模拟，并使用输出来测量星系晕和星系团晕的HSSC。非球形晕导致HSSC的特征方位角变化，并且在维里半径附近的外部区域中的大量次晕有助于HSSC振幅的$\sim10\%$。利用我们的$N$-体模拟估计的HSSC及其协方差，我们对未来星系巡天观测中约束暗物质晕内部结构的问题进行了预测。对于1000个质量大于$10^{13.5}\, h^{-1}M_{\odot}$的星系群，平均晕椭圆率可以以10%的精度测量。在$\sim5σ$显著性水平下，可以排除球形、平滑的质量分布。质量在主晕质量的1 - 10%的次晕的存在可以用$\sim10^4$星系/星系团探测到。我们的结论是HSSC提供了有价值的信息暗晕的结构，因此对暗物质的性质。
2017-12-20 astro-ph.CO 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
Loss of halo triaxiality due to bar formation
宇宙学N体模拟表明星系的暗物质晕一般是三轴的。然而，重子盘的存在被认为改变了晕的形状。在这里，我们的目标是研究酒吧的形成是如何影响晕三轴性，以及如何，反过来，酒吧的存在影响晕的形状。我们进行了一组无碰撞N体模拟盘星系与三轴暗物质晕，使用椭圆盘作为初始条件。我们研究模型的不同的晕三轴，并在没有酒吧形成的情况下，调查的晕形状的行为，我们运行的模型与不同的磁盘质量，晕浓度，磁盘速度分散和模型的磁盘形状保持人工轴对称。我们发现，引入一个巨大的磁盘的原因晕三轴性被部分稀释。一旦圆盘完全长大，一个强大的恒星棒在仍然是非轴对称的晕内发展，导致它失去剩余的非轴对称性。在三轴晕的初始条件是这样的酒吧不形成，晕是能够保持三轴和圆化其形状的平面上的磁盘是有限的磁盘增长的时期。我们的结论是，部分循环的光环是由于光盘的增长，但部分必须归因于酒吧的形成。我们发现，最初的圆盘响应过度的三轴电位，并成为高度拉长。它们也比最初的椭圆盘失去更多的角动量，从而形成更强的杆。正因为如此，他们的酒吧在他们的光环上引起的循环也更快。我们还分析了晕的垂直形状，并观察到它们的垂直方向仍然相当大，这意味着晕成为近似扁圆的模拟结束。[删节]
2010-04-22 astro-ph.CO 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
The shape of the inner Milky Way halo from observations of the Pal 5 and GD-1 stellar streams
我们约束的形状的银河系的晕的动力学建模观测到的相空间轨道的G15和GD-1潮汐流。我们发现，从这些流的轨道收集到的关于势的唯一信息是对引力势的形状的精确测量-垂直加速度与径向加速度的比率-在流的位置，对径向和垂直加速度的约束分别较弱。后者将通过盖亚精确的自行测量显着改善。在GD-1（[R，z] ~ [12.5，6.7] kpc）和GD-5（[R，z] ~ [8.4，16.8] kpc）位置，总的势平坦度分别为0.95 ± 0.04和0.94 ± 0.05。结合银河系盘附近的力场的约束，我们确定暗物质晕的密度分布的轴比是1.05 +/- 0.14内的内部20千秒差距，与一个暗示，晕变得更加平坦的边缘附近的体积。20千秒差距内的晕质量为1.1 +/- 0.1 x 10^{11} M_sun。一个如此接近球形的暗物质晕与暗物质晕形成的数值模拟预测相矛盾。
2017-02-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Major mergers between dark matter haloes -- I. Predictions for size, shape, and spin
单个暗物质晕的结构特性，包括形状、自旋、浓度和亚结构，都与晕的生长历史有关，但两者之间的确切联系尚不清楚。一个悬而未决的问题，特别是重大合并晕结构的影响。我们已经进行了大量的模拟隔离晕与各种密度分布之间的二进制等质量合并，映射出的初始条件和合并参数和结构之间的关系的最终残留物。在本文中，我们描述了我们的初始设置和分析方法，并报告合并残留物的大小，形状和自旋的结果。合并的结果最容易理解的尺度无量纲能量参数$κ$和角动量（或自旋）参数$λ$。我们发现轴比$c/a$与能量$κ$大致成线性比例，而轴比$c/b$与自旋$λ$成线性比例。在质量上，径向轨道上的合并产生扁长的残余物，而切向轨道上的合并产生扁圆的残余物。残余物的自旋可以从角动量守恒来预测，而整体大小的变化为$\sim κ^{-5}$，正如在恒定平均密度下的自相似标度所预期的那样。我们讨论了这些简单的模式的潜在的宇宙学应用。
2019-05-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Caught in the cosmic web: Environmental effect on halo concentrations, shape, and spin
利用一组高分辨率的模拟，我们研究了暗物质晕特性与大尺度环境的统计相关性。我们认为晕人口分为四个宇宙网络（CW）的元素：空隙，墙壁，细丝，和节点。我们第一次提出了一个研究连续波效应的晕覆盖六十年的质量：$10^{8}-10^{14}{h^{-1}{\rm M}_{\odot}}$。我们发现，晕生活在各种网络组件的分数是一个强大的功能的质量，与大多数的$M>10^{12}{h^{-1}{\rm M}_{\odot}}$晕生活在细丝和节点。低质量晕更均匀地分布在细丝、壁和空隙中。对于晕密度分布和形成时间，我们发现一个通用的质量阈值$M_{th}\sim6\times10^{10}{h^{-1}{\rm M}_{\odot}}$以下，这些属性随环境而变化。在这里，细丝晕有最陡的浓度-质量关系，壁接近整体平均值，而空洞晕有最平坦的关系。这相当于$c_{200}$的细丝和空隙晕，分别是$14\%$高于和$7\%$低于平均值在$M=2\times10^8{h^{-1}{\rm M}_{\odot}}$，与低质量的节点晕是最有可能飞溅回来。我们发现双幂律拟合，很好地描述了$c(M)$的四个环境中的整个探测质量范围。一个互补的图片被发现的平均形成时间，与质量形成时间的关系以下的趋势所示的浓度：节点晕是最古老的和空晕最年轻的。在研究晕的自旋和形状时，CW环境效应要弱得多。晕质量的趋势相反：$M<10^…
2021-03-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
LSST Strong Lensing Systems Dark Matter Sensitivity Analysis with Neural Ratio Estimators
Ciela Institute（Ciela研究所）；Montreal Institute for Astrophysics and Machine Learning（蒙特利尔天体物理学与机器学习研究所）；Mila - Quebec AI Institute（Mila-魁北克人工智能研究所）；Department of Physics, University of Montréal（蒙特利尔大学物理系）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（Flatiron研究所计算天体物理中心）；Perimeter Institute for Theoretical Physics（理论物理前沿研究所）；Trottier Space Institute, McGill University（麦吉尔大学特罗蒂尔太空研究所）；University of Chicago（芝加哥大学）
本文利用模拟样本和神经比率估计器，研究LSST对暗物质子结构的敏感性，发现样本量越大，对暗物质晕质量函数参数的约束越强，且LOS晕对高红移下的约束作用显著。
2026-08-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Tilt of the Halo Velocity Ellipsoid and the Shape of the Milky Way Halo
大约有1，800个晕状亚矮星的样本，有径向速度和自行，使用重复的多波段斯隆数字巡天光度测量在条纹82中组装。我们的样本晕次矮星提取通过减少自行图和距离获得使用光度计的视差，从而提供完整的相空间信息。计算了速度椭球相对于球极坐标系的倾斜，发现三个倾斜角中的两个与零一致，第三个非常小。证明了如果内晕处于稳态，且三轴速度椭球在球极坐标中处处对齐，则势必定是球对称的。与球形极的可检测但非常轻微的错位与银河系盘对球形暗晕的微扰效应一致。香蕉轨道由圆盘在1：1共振（水平和垂直频率）下产生。在我们的亚矮星样本的典型半径处，它们与更占主导地位的短轴管一起占据银河势。然而，仅从几何学的角度来看，香蕉轨道的倾斜不能消失，这导致了轻微的，但可检测的，不对准。我们认为，恒星晕速度椭球的倾斜，因此提供了一个迄今为止在很大程度上被忽视，但重要的论点，银河系的黑暗晕，占主导地位的潜力，必须是近球形。
2009-02-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar Property Statistics of Massive Halos from Cosmological Hydrodynamics Simulations: Common Kernel Shapes
我们研究恒星属性的统计数据，包括卫星星系的占领，实现了三个宇宙流体动力学模拟：BAHAMAS + MACSIS，TNG 300的IllustrisTNG套件，和Magneticum探路者的大规模晕人口。模拟采用了独立的子网格方法，空间分辨率从$1.5$到$6$ kpc，每一个都产生了$1000$或更多的光环样本，$M_{\rm halo}> 10^{13.5} M_{\odot}$在红移$z=0$。应用本地化，线性回归（LLR），我们提取晕质量条件统计（归一化、斜率和内协方差），包括：i）$N_{sat}$，具有恒星质量的卫星星系的数量，晕半径$R_{200c}$内的$M_{\star, \rm sat} > 10^{10} M_{\odot}$; ii）$M_{\star,\rm tot}$，该半径内的总恒星质量，以及; iii）$M_{\star,\rm BCG}$，中心星系在$100 \, \rm kpc$半径范围内的引力束缚恒星质量。标度参数与晕质量的三个属性之间的模拟显示出轻微的差异，部分原因是数值分辨率，但有定性协议的属性相关性，晕具有小于平均中心星系往往也有较小的总恒星质量和大量的卫星星系。边缘化的总晕质量，我们发现卫星星系内核，$p(\ln N_{sat}\,|\,M_{\rm halo},z)$一贯向左倾斜，偏度参数$γ= -0.91 \pm 0.02$，而$\l…
2020-01-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Halo Shape and Evolution of Polar Disc Galaxies
我们研究的性质和演化的模拟极盘星系。这个星系由两个正交的圆盘组成，其中一个包含老恒星（老恒星圆盘），另一个包含年轻恒星和星系的冷气体（极地圆盘）。通过对暗物质晕内部区域形状的探讨，我们能够确认暗物质晕的形状是一个向极盘方向变扁的扁椭球体。我们还注意到，在形状轮廓中有一个扭曲，最里面的3 kpc晕在垂直于旧圆盘的方向上弯曲，然后与极盘对齐，直到维里半径。然后将这一结果与从两个圆盘的圆周速度推断出的晕形状进行比较。我们还使用模拟的时间信息来跟踪系统的演化，并确定产生这种不寻常的星系类型的过程。我们证实了这样的建议，即极盘星系是最后一次重大合并的结果，其中相互作用的角动量是正交的角度下降的气体。这种合并之后是相干气体的恢复。我们强调，在主要合并之后，圆盘迅速恢复，并且在此事件之后，星系开始倾斜。下落的气体中有相当大的一部分来自细丝。这种从暗条下落的气体给了气体它的角动量，并且，在极盘星系的情况下，气体暗条的方向在最后一次大合并之前或之后都不会改变。
2012-06-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining SIDM with halo shapes: revisited predictions from realistic simulations of early-type galaxies
我们研究了自相互作用暗物质（SIDM）和重子对早型星系（ETG）形状及其暗物质晕的影响，并将其与冷暗物质（CDM）方案的预测进行了比较。我们使用五个流体动力学放大模拟的晕托管ETG（$M_{\rm vir}\sim 10^{13}M_{\odot}$和$M_{*}\sim10^{11}M_{\odot}$），模拟CDM和SIDM模型与恒定截面的$σ_T/m_χ= 1\ \mathrm{cm}^2 \mathrm{g}^{-1}$。我们测量的三维和投影形状的暗物质晕和重子的内容，使用惯性张量和比较我们的测量结果的三个$HST$样本的引力透镜和$Chandra$和$XMM-Newton$ X射线观测。我们发现，重子的列入大大减少了CDM和SIDM之间的差异，以及根据形状绘制约束的能力。透镜测量拒绝CDM暗物质模拟的预测，更喜欢的水文方案之一。当我们考虑透镜的总样本时，观测数据更倾向于CDM水力情景。X射线发射气体的形状与两次水力运行的观测结果一致，CDM预测只有在非常中心才有更高的伸长率。与以前在椭圆星系尺度上的说法相反，我们得出结论，一旦我们在模拟中包括重子，CDM和我们的SIDM模型仍然可以解释观察到的形状。我们的研究结果表明，这是必不可少的，以获得现实的限制，新的模拟需要确认和扩展我们的研究结果。
2022-09-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Intracluster light and dark matter halo shapes reflect common assembly, not mutual coupling: shape correspondence in CDM but not SIDM
School of Physics & Astronomy, University of Nottingham（诺丁汉大学物理与天文学院）；Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学）；Centro de Investigación Avanzada en Física Fundamental (CIAFF), Facultad de Ciencias, Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学理学院基础物理前沿研究中心）；Institute for Astronomy, Royal Observatory, Edinburgh（爱丁堡皇家天文台天体物理研究所）；Laboratoire d’Astrophysique, École Polytechnique Fédérale de Lausanne (EPFL)（洛桑联邦理工学院天体物理实验室）；Donostia International Physics Center (DIPC)（圣塞巴斯蒂安国际物理中心）；Institute of Space Sciences (ICE, CSIC)（空间科学研究所（加泰罗尼亚高等研究理事会））
研究星系团内光与暗物质晕形状对应关系，用CDM和SIDM流体动力学模拟，测量轴比等并量化对应，发现SIDM中DM晕内区变圆与恒星形态解耦，表明CDM中形状对应关系在SIDM宇宙失效。
2026-07-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Intracluster light is a close tracer of the dark matter halo shape
University of Nottingham（诺丁汉大学）；École Polytechnique Fédérale de Lausanne (EPFL)（洛桑联邦理工学院）；Institute of Space Sciences (ICE, CSIC)（空间科学研究所）
研究团内光是否能可靠示踪暗物质晕形状，通过Hydrangea模拟发现团内光与暗物质晕轴比接近，且轴比差异小，表明团内光可作为暗物质晕椭率的代理。
2026-03-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
The shape of dark matter halo in PRG NGC 4262
为了确定暗物质的空间分布，我们对极环星系NGC 4262进行了研究。我们使用的恒星运动学数据的中心星系的光学光谱与信息的中性氢的运动学的极性组件。结果表明，NGC4262是典型的极环星系，其组成部分之间的相对夹角为$88^{\circ}$。从中央星系和环运动学的模拟中，我们发现暗物质分布的形状随半径变化很大。也就是说，暗物质晕向银盘平面$c/a=0.4$变平，但它向远离中央星系$c/a=1.7$的正交（极）平面变长。此外，环演化的模拟让我们确认了环的稳定性和其中准螺旋结构的形成。
2014-01-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo shapes constrained from a pure sample of central galaxies in KiDS-1000
我们目前的测量$f_h$，投影晕和星系椭圆率的对齐组件的比例，使用弱引力透镜数据从千度巡天（KiDS）的中央星系的样本。使用透镜星系的形状估计，是更敏感的外星系区域，我们发现$f_{\rm h}=0.50\pm0.20$为我们的完整的样本和$f_{\rm h}=0.55\pm0.19$为一个固有的红色（因此更高的恒星质量）的子样本，拒绝圆晕和/或星系不与它们的母晕在$2.5σ$和$2.9σ$，分别对齐的假设。我们使用数值模拟和来自星系和质量大会调查的重叠光谱来量化我们中央星系样本的93.4%纯度。这种纯度确保了我们对测量结果的解释不会因为卫星星系的存在而变得复杂。限制我们的中央星系椭圆率测量的内部等照度线，我们发现$f_{\rm h}=0.34\pm0.17$为我们的红色子样本，这表明外星系区域更符合其暗物质晕相比，内部区域。我们的研究结果与以前的研究一致，并表明，较低质量的晕是圆的和/或更少对齐与他们的宿主星系比样本更大的星系，研究星系群和星系团。
2021-05-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Low-mass halo perturbations in strong gravitational lenses at redshift z$\sim$0.5 are consistent with CDM
我们使用的样品17强引力透镜系统从贝尔画廊调查量化的量低质量的暗物质晕内的透镜星系和沿其视线，并限制暗物质的属性。基于10 $σ$的检测标准，我们报告在任何晶状体中均未检出显著性。使用灵敏度函数在10- $σ$水平，我们已经计算出的预测数量的可检测的冷暗物质（CDM）的视线晕是$μ_{l} = 1.17\pm1.08$，与我们的零检测。假设检测灵敏度提高到5- $σ$阈值所暗示的水平，则可检测的视线晕圈的预期数量上升到$μ_l = 9.0\pm3.0$。虽然当前数据在该灵敏度水平下发现零检测（其具有P $^{{\rm5}σ}_{\rm CDM}(n_{\rm det}=0)$ =0.0001的概率，并且将与CDM框架处于强张力中），但是我们发现，这样低的检测阈值导致许多虚假检测和未检测，因此当前检测的缺乏是不可靠的，并且需要具有改进的灵敏度的数据。将该样本与11个SLACS透镜的子样本相结合，我们在2- $σ$水平上将半模质量约束为$\log$（M $_{\rm hm}) < 12.26$）。后者是一致的共振产生的不育中微子质量m $_{\rm s} < 0.8$ keV的轻子不对称性的任何值在2- $σ$水平。
2018-11-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing the shape of the Milky Way dark matter halo with hypervelocity stars: a new method
本文提出了一种新的方法，利用超高速恒星样本的银河系质心切向速度来确定银河系暗物质晕引力势的形状。我们计算不同样本的HVS在MW的重子分布是轴对称的和DM潜在的要么是球形的，要么是球状的或三轴的径向依赖轴比的轨迹。我们确定的DM势的形状与分布的纬向速度$|v_{\vartheta}|$在轴对称的银河系的潜力，或与分布的$|v_{\vartheta}|$和一个函数$\bar v_φ$的方位角速度在非轴对称的银河系的潜力。我们通过比较$|v_{\vartheta}|$和$\bar v_φ$的分布与在不同形状的DM晕中行进的HVS的模拟样品的相应分布来恢复DM势的正确形状。我们使用的$\sim 800$ HVSs的最大可能的样品$4~M_\odot$抛出的希尔斯机制的速度$\sim 10^{-4}$年$^{-1}$，目前向外，位于超过10千秒差距从银河系中心。在我们的理想情况下，银河系的速度为零的不确定性和没有观测的限制，我们的方法恢复正确的形状的DM潜在的成功率$S\gtrsim 89\%$在轴对称的银河系的潜力，和$S > 96\%$在探索的非轴对称的情况下。不成功的情况下产生的DM潜力的轴比是由$\pm 0.1$关闭。成功率随着样本量的减少而降低：例如，对于球形DM晕圈，当样本量从$\sim 800$减少到$\sim 40$ HVS时，$S$从$\sim 98\%$减少到$\sim …
2022-05-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
New tools for probing the phase space structure of dark matter halos
我们总结了最近的发展，在使用光谱方法分析大量的N体模拟的轨道，以获得洞察全球相空间结构的暗物质晕。轨道振荡的基频可以用来理解暗物质晕的形状随中心重子分量的增长而演化的物理机制。晕改变形状主要是因为个别轨道会因应重子分量的成长而改变形状，小半径的轨道会优先变圆。只有当中心质点非常紧凑时，轨道的混沌散射才会发生，并且对于向心长轴管轨道和向心盒轨道同样有效。
2010-02-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
How cosmological merger histories shape the diversity of stellar haloes
我们引入并应用一种新的方法来探测星系恒星晕对宇宙学合并历史和星系形成物理之间相互作用的响应。我们执行暗物质，放大模拟两个银河系质量的主机和有针对性的，控制的变化，他们的宇宙历史使用遗传修饰技术。用半经验的粒子标记方法填充每个历史的恒星晕，然后进行受控研究，所有实例都收敛到相同的大尺度结构，动力学和恒星质量，以$z=0$作为参考。这些相关的合并方案单独产生的恒星晕质量分数（1.5德克斯）的扩展到所观察到的人口，与最大的分散实现增长后期（$z\leq1$）的主要合并，分散现有的恒星，创造大规模的，在原地占主导地位的恒星晕。在$z\sim2$增加最后一次大合并会将更多的吸积恒星带入内部区域，导致外围的散射较小，这些散射主要是由随后的小事件造成的。利用我们的半经验方法的灵活性，我们表明，恒星晕质量的多样性跨场景减少，允许浅斜率的恒星质量-晕质量关系的矮星系，而它仍然保守时，中央恒星诞生的热运动学在宇宙时间。因此，恒星晕的合并依赖多样性明显地响应于分别模拟中央星系和矮星系的假设，开辟了令人兴奋的前景，以约束恒星的形成和反馈，在不同的星系质量尺度与下一代的深，测光天文台。
2022-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining the shape of dark matter haloes with globular clusters
我们探讨如何扩散恒星光和球状星团（GC）可以用来跟踪其主机晕的物质分布使用的观测方法。为此，我们使用117模拟暗物质（DM）晕从$(34.4~\rm cMpc)^3$周期体积的E-MOSAICS项目。对于每个晕，我们比较恒星表面亮度和GC投影数密度图DM和总质量的表面密度。我们发现，在恒星光和GC中确定的主导结构与DM和总质量密切对应。我们的方法不受卫星存在的影响，并且其精度随着较暗的GC样品而提高。我们恢复了DM的表面亮度和GC数密度的轮廓之间的紧密关系，这表明DM的轮廓可以准确地恢复从恒星和GC（$σ\leq0.5~$ dex）。我们量化了DM，恒星和GC的投影形态，发现恒星和GC比DM更平坦。此外，恒星和GC分布的半长轴通常与DM的半长轴错开$\sim 10~$度。我们证明了漫射恒星光和GC的深度成像可以限制其宿主晕的形状，轮廓和方向。这些结果延伸到晕与中央星系$M_{\star}\geq10^{10}~M_{\odot}$，分析将适用于未来的数据从欧几里德，罗马和鲁宾天文台。
2022-04-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Brightest Cluster Galaxies Trace Weak Lensing Mass Bias and Halo Triaxiality in The Three Hundred Project
星系团具有三轴物质分布。弱透镜信号是宇宙学研究的重要组成部分，它测量所有物质沿视线的投影质量，因此随着星系团的方向而变化。研究表明，位于星系团中心的最亮星系团（BCG）的形状可以追溯到潜在的晕形状，从而使一种方法能够解释投影效应。我们使用324个模拟集群在四个红移0.1和0.6之间的“三百工程”量化的BCG和晕的方向和形状之间的相关性。我们发现，晕和它们嵌入的BCG是对齐的，它们的主轴之间的平均$\sim$ 20度角。弱透镜集群质量估计的偏差与晕和BCG的方向相关。模仿观察，我们计算的BCG的投影形状，作为BCG的方向的措施，并发现它是最强烈的相关性弱透镜质量松弛集群。我们还测试了一个2维集群松弛代理BCG质量等值线测量。投影的BCG核心中的恒星质量与总恒星质量相比的集中度提供了BCG方向的替代代理。我们发现，浓度不相关的弱透镜质量的偏见，但与真正的晕质量。这些结果表明，大样本的松弛集群的BCG形状和方向可以提供信息，以改善弱透镜质量的估计。
2022-04-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
DM halo morphological types of MW-like galaxies in the TNG50 simulation: Simple, Twisted, or Stretched
利用TNG 50模拟对25个类银河星系中的暗物质晕的形状进行了全面的分析。使用封闭体积迭代法（EVIM），我们推断出一个扁圆三轴形状的DM晕与中位数$T \simeq 0.24 $。我们将DM晕分为3个不同的类别。简单的晕（32%的人口）建立主轴，其顺序的大小不随半径变化，其方向几乎是固定的整个晕。扭曲晕（32%的人口），经验水平的逐步旋转整个径向剖面。最后，拉伸晕（人口的36%）展示了其主轴长度的拉伸，其中不同特征值的顺序随半径而变化。随后，光晕经历$\sim$ 90度的“旋转”，其中发生拉伸。可视化的3D椭球的每个晕，第一次，我们报告的迹象重新定向椭球在扭曲和拉伸晕。我们研究的影响，重子物理DM晕形状通过比较暗物质只（DMO）模拟。这表明一个三轴（长轴）晕。我们分析了在水力和DMO模拟中，子结构对DM晕形状的影响，并确认它们的影响是次主导的。我们研究了样本中卫星的分布。在简单晕和扭曲晕中，卫星角动量与星系角动量的夹角随半径的增大而增大。然而，拉伸晕显示出平坦的角度分布。将我们的理论结果与文献中的观测结果相叠加，可以建立一个公平的协议。
2021-03-23 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
