Virial clouds to explain rotational asymmetry in galactic halos
银河系天体的旋转已经被CMB数据中的非对称多普勒频移所看到。维里温度下的分子氢云可能对银晕暗物质有贡献，它们可能是观测到的星系晕转动不对称的原因。我们提出了一种方法来约束这些维里云的参数，因为它们是由一个单一的流体。该方法是这样的，它应该有可能将其扩展到一个以上的流体。
2022-06-30 astro-ph.GA
Testing Feedback-Modified Dark Matter Haloes with Galaxy Rotation Curves: Estimation of Halo Parameters and Consistency with $Λ$CDM
宇宙学$N$ -天体模拟预测了具有陡峭中央尖点的暗物质（DM）晕（例如NFW，Navarro et al. 1996）。这与低质量星系中气体运动学的观测结果相矛盾，这些观测结果意味着存在浅DM核心。重子过程，如绝热收缩和气体外流，原则上，可以改变初始DM密度分布，但它们的相对贡献的晕转变仍然不确定。最近的高分辨率宇宙学流体动力学模拟（Di Cintio et al. 2014，DC 14）预测，内部密度分布系统地取决于恒星与DM质量之比（M $_*$ /M $_{\text{halo}}$）。使用马尔可夫链蒙特卡罗方法，我们测试的NFW和M $_*$ /M $_{\text{halo}}$依赖的DC 14晕模型对样本的147个星系旋转曲线从新的{ \it斯皮策}测光和准确的旋转曲线（SPITZER）数据集。这些星系都有扩展的H{ \small I}旋转曲线的射电干涉测量，以及准确的恒星质量密度分布的近红外测光。与NFW曲线相比，DC 14晕圈曲线提供了对数据的明显更好的拟合。与NFW不同，在我们的旋转曲线拟合中发现的DC 14晕参数自然落在由$Λ$ CDM预测的质量浓度关系和从丰度匹配推断的恒星质量晕质量关系的两个标准差之内，其中异常值很少。因此，由重子过程修改的晕轮廓与$Λ$冷暗物质（$Λ$ CDM）宇宙学的预期更加一致，并且比忽略重子物理的晕模型更好地拟合了星系旋转曲线。我们的…
2017-01-11 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
Slow stellar halo rotation as a signature of disc flips and GES-like mergers
Durham University（杜伦大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；University of Cambridge（剑桥大学）
本研究利用Auriga宇宙学模拟套件，发现银河系恒星晕的缓慢旋转源于卫星各向异性吸积，类GES子结构、盘翻转均会导致旋转变慢，且恒星与暗物质晕旋转存在相关性，提出银河系经历过盘翻转且暗物质晕旋转缓慢。
2026-09-02 astro-ph.GA
Testing baryon-induced core formation in $Λ$CDM: A comparison of the DC14 and coreNFW dark matter halo models on galaxy rotation curves
最近的宇宙流体动力学模拟表明，重子过程，特别是恒星形成爆发后的超新星反馈，可以改变暗物质晕的结构，并将原始尖点转变为较浅的核心。为了评估这种机制是否为尖核争议提供了解决方案，必须将模拟的晕与从星系旋转曲线推断出的真实暗物质晕进行比较。为此，最近从互补质量范围内的星系模拟中获得了两个新的暗物质密度分布：DC 14晕（$10^{10} < M_{\text{halo}}/M_{\odot} < 8 \times 10^{11}$）和核心NFW晕（$10^{7} < M_{\text{halo}}/M_{\odot} < 10^{9}$）。这两种模型已分别被发现，给观察到的旋转曲线很好的拟合。然而，对于DC 14模型，一项研究证实了预测的晕性质与宇宙学标度关系的一致性，但另一项研究强烈反驳了这一点。下一个问题是，这两个模型是否收敛到相同的解决方案，在质量范围内，这两个应该是适当的。为了研究这一点，我们测试了DC 14和cNFW晕模型的旋转曲线的选择星系的晕质量范围内的$4 \times 10^{9}$ - $7 \times 10^{10}$ $M_{\odot}$。我们进一步应用DC 14模型的旋转曲线在较高的晕质量，$9 \times 10^{11}$ $M_{\odot}$，验证协议的宇宙学标度关系。我们发现，这两个模型一般都能够再现观测到的旋转曲线，与早期的结果，和预测的暗物质晕…
2017-06-26 astro-ph.GA
The rotational kinetic Sunyaev-Zeldovich contribution to the temperature asymmetry toward the M31 halo
利用普朗克卫星观测的宇宙微波背景（CMB）数据，发现并分析了几个邻近旋涡星系的温度不对称性。它提供了一种探测星系晕旋转的方法，也提供了一种限制星系晕中重子分数的方法。观测到的数据的频率独立性提供了一个强有力的迹象，多普勒频移性质的影响，由于星系晕旋转。有人提出，这种效应可能是由填充在星系晕中的冷气体云的排放引起的。然而，为了证实这一观点，必须详细考虑和研究可能引起CMB数据中温度不对称的其他影响。本论文的主要目的是估计的CMB温度不对称性数据的贡献，由于自由-自由发射热气体（特别是电子）通过旋转动力学的Sunyaev-Zeldovich（rkSZ）效应。我们集中精力，特别是在M31星系晕和比较rkSZ引起的温度不对称的估计值与那些通过使用SMICA管道的普朗克数据发布，已经采用了项目的SZ源和透镜的研究。作为一个额外的一致性检查，我们还验证了在X射线波段的热气体扩散发射不超过ROSAT观测在软X射线波段检测。我们注意到，我们的结果清楚地表明，rkSZ效应只给出了一个微小的贡献，所观察到的M31晕温度不对称的普朗克数据。
2022-06-29 astro-ph.GA
Rotation Curve Decomposition for Size-Mass Relations of Bulge, Disk, and Dark Halo in Spiral Galaxies
从文献中收集了100多个旋涡星系的自转曲线，并利用$χ^2$拟合将其解卷积为球、盘和暗晕，以确定它们的尺度半径和质量。对满足选择和精度标准的星系进行了拟合参数的相关分析。大小-质量关系表明，大小和质量在不同的组成部分之间是正相关的，以这样一种方式，即较大或较大的质量是暗晕，较大或较大的质量是盘和隆起。通过最小二乘拟合得到了球、盘和暗晕的经验尺寸质量关系。盘晕质量比被发现是系统的3倍，比宇宙学模拟结合测光预测。初步得到了暗晕的质量函数，它由Schechter函数和幂律函数表示。
2015-10-20 astro-ph.GA
Differential rotation of the halo traced by the K-giant stars
利用LAMOST DR 5中的K巨星研究了星系晕在不同空间位置的自转速度变化。模拟的旋转速度分布与晕和磁盘组件，我们发现，晕人口的旋转速度几乎线性下降，增加垂直距离的银盘平面，$Z$，在固定的银河系中心半径，$R$。用$6<R<12$ kpc和$12<R<20$ kpc将样品分成两部分。我们推导出两个子样本沿$Z$的下降速率分别为$-3.07\pm0.63$和$-1.89\pm0.37$ km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$。与TNG模拟结果相比，我们认为这种趋势可能是由盘与晕之间的相互作用引起的。模拟结果表明，只有扁圆晕才能提供随$Z$增大而减小的自转速度。这表明银河晕是扁圆形的，银河中心半径为$R<20$ kpc。另一方面，本研究清楚地追踪了盘组分（主要是厚盘）的张开，$R$在12和20 kpc之间，盘可以垂直延伸到盘平面上方的$6\sim10$ kpc。更有趣的是，我们发现盖亚-土卫二-香肠（GES）组分仅在具有$R<12$ kpc的晕中具有显著贡献，即23 $-$的一部分47\%。而在外部子样本中，贡献太低，无法得到很好的约束。
2020-07-02 astro-ph.GA
Comparing rotation curve observations to hydrodynamic ΛCDM simulations of galaxies
盘的形成和超新星风的反馈影响星系中暗物质的分布。最近，Di Cintio等人（2014 b）通过依赖于恒星与晕质量之比（$M_{\star}/M_{\rm halo}$）来表征流体动力学模拟中重子过程的晕响应。（恒星）质量相关的晕轮廓链接在一起的本地和全球的晕属性（如内斜率和$M_{\rm halo}$），这使得测量$M_{\rm halo}$没有维里示踪剂。我们从文献中编译了大量的旋转曲线样本来测试这种晕轮轮廓。我们发现，这种晕配置文件可以解释旋转曲线的观测范围很广的$M_{\star}$。然而，从我们的样本的全球结果是不一致的$Λ$冷暗物质宇宙。我们没有发现晕圈浓度和$M_{\rm halo}$之间的预期相关性，并且分散度明显大于预期。此外，$M_{\star} \sim 10^{9}\,M_{\odot}$以下的大部分星系被发现由比丰度匹配技术预期的更小的晕所承载。我们发现，我们的结果是强大的统计先验和系统的影响，如倾角，不对称漂移校正，数据源，和恒星的质光比的不确定性。这表明要么是由于重子过程或额外的非标准暗物质物理引起的晕响应的错误描述。
2016-05-17 astro-ph.GA
Mean Occupation Function of High Redshift Quasars from the Planck Cluster Catalog
我们首次利用直接测量技术在高达$z \sim 1$的红移下观测到暗物质晕中类星体的分布。使用普朗克Sunyaev-Zeldovich（SZ）的星系群星表和斯隆数字巡天（SDSS）DR 12类星体数据集，我们分配主机集群/组的类星体和测量的平均数量的类星体内的暗物质晕作为晕质量的函数。我们发现，一个简单的幂律拟合的$\log\left <N\right> = (2.11 \pm 0.01) \log (M) -(32.77 \pm 0.11)$可以用来模拟类星体分数的暗物质晕。这表明，类星体的比例单调增加的晕质量的函数，甚至高达$z\sim 1$的红移。
2018-01-19 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Messier 90 galactic halo rotation in the microwaves
本研究利用Planck数据发现室女座星系团中罕见的蓝移星系M 90存在源于星系晕旋转的显著温度不对称性，延伸距中心约1度，对星系团动力学与星系晕结构研究有潜在意义。
2025-01-16 astro-ph.GA
Galaxy rotation curves disfavor traditional and self-interacting dark matter halos, preferring a disk component or Einasto function
我们使用银河系自转曲线的数据库中比较9个不同的暗物质和修改的重力模型在平等的基础上，特别注意恒星的质光比。我们比较了三个非相互作用的暗物质模型，一个自相互作用的DM（SIDM）模型，两个强子相互作用的DM（HIDM）模型，和三个修改的牛顿动力学类型的模型：MOND，径向加速关系（RAR）和最大盘模型。DM-气体相互作用的模型在暗物质中产生了一个盘状成分，与除Einasto晕之外的所有其他模型相比，这显著改善了旋转曲线的拟合; MOND型模型的拟合效果明显较差。
2021-11-22 astro-ph.GA
Rotation curves of ultralight BEC dark matter halos with rotation
我们研究了超轻BEC暗物质晕的转动曲线。这些晕是初始旋转BEC波动的长寿命解决方案。为了研究这些长寿命的配置，我们考虑的玻色子质量$m=10^{-23}\mathrm{eV/c}^2$的特殊情况下，没有自相互作用的旋转特征的影响。我们发现，这些晕成功地拟合样本的旋转曲线（RC）的LSB星系。
2015-01-26 astro-ph.GA gr-qc
Constraints from Faraday rotation on the magnetic field structure in the Galactic halo
我们研究了银河系外点源的法拉第旋转测度对银河系晕中磁场结构的约束。由外部螺旋星系的射电偏振观测的指导下，我们特别期待的可能性，场线在星系晕有一个X形。我们采用的分析模型的螺旋，可能是X形磁场在以前的文件中推导出的银河系法拉第深度，我们适合的马尔可夫链蒙特卡罗模拟的帮助下，一个观测参考地图的合成全天空地图。我们发现，星系晕中的磁场更可能是双对称的（方位波数，$m = 1$）比轴对称的（$m = 0$）。如果它确实是双对称的，那么从外面看，它在我们银河系的射电偏振图上一定是X形的，但如果它实际上是轴对称的，那么它一定是几乎平行于银河平面的。
2016-11-30 astro-ph.GA
Rotating baryonic dark halos
星系晕对于我们理解扰动谱中的暗物质性质和原始非高斯性具有重要意义，扰动谱是产生今天观测到的宇宙学波动的物理机制的有力判别。在本文中，我们分析了{ \it普朗克}的数据对星系M104（草帽），发现在微波温度的不对称性，从银河系中心延伸到约$1 \degr$。这种频率无关的不对称性是一致的，由于银河系旋转的多普勒效应引起的，我们发现一个概率小于约$0.2\%$，这是由于随机波动的微波背景。此外，{ \it Planck}数据表明M104星系晕的动力学相对复杂，这似乎与以前的研究一致。鉴于我们以前对附近星系暗晕的分析，这一发现证实了该方法在揭示和绘制相对邻近的边缘星系周围暗晕方面的效率。
2019-08-21 astro-ph.GA
Virial halo mass function in the ${\it Planck}$ cosmology
我们研究晕质量函数的高分辨率$N$体模拟下的$Λ$ CDM宇宙学。我们的模拟采用的宇宙学模型是一致的宇宙微波背景的${\it Planck}$卫星最近的测量。我们校准了$10^{8.5} \lower.5ex\hbox{$\; \buildrel <\over \sim\; $} M_\mathrm{vir} / (h^{-1}M_\odot) \lower.5ex\hbox{$\; \buildrel <\over \sim\; $} 10^{15.0 - 0.45 \, z}$的晕质量函数，其中$M_\mathrm{vir}$是位力球超密度质量，红移范围从$0$到$7$。在我们的模拟中，晕质量函数可以在很宽的晕质量和红移范围内由四参数模型拟合，而我们需要一些红移演化的拟合参数。新的质量函数拟合公式除了在$z\le 7$处的最高质量外，其精度达到5%.我们的模型预测Sheth $\&$ Tormen的分析预测将高估在$z=6$与$M_\mathrm{vir} = 10^{8.5-10}\, h^{-1}M_\odot$的晕丰度由$20-30\%$。我们的校准晕质量函数提供了一个基线模型，以约束温暖的暗物质（WDM）的高$z$星系数计数。我们比较了在$z=6$星系的累积光度函数与总晕丰度基于我们的模型和最近提出的WDM校正。我们发现，WDM的质量轻于$2.71\, \mathrm{…
2021-08-25 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Broken degeneracies: the rotation curve and velocity anisotropy of the Milky Way halo
我们使用银河系中心距离为16 < r/kpc < 48的遥远的蓝色水平分支恒星作为银河系暗晕的运动学示踪剂。我们模型的示踪剂密度作为一个扁圆形，幂律嵌入在一个球形幂律潜在的。使用分布函数的方法，我们估计总的幂律势和速度各向异性的晕示踪剂。我们测得势能的斜率为γ ~ 0.4，50千秒差距内的总质量为~ 4 × 10^11 M_sol。示踪剂的速度各向异性径向偏置β ~ 0.5，这是在良好的协议与当地的太阳附近的研究。我们的结果提供了一个精确的外圆速度分布的银河系，并建议一个相对较高的浓度暗物质晕（c_vir ~ 20）。
2012-05-29 astro-ph.GA
The kinematics of globular clusters systems in the outer halos of the Aquarius simulations
恒星晕和球状星团（GC）系统包含了关于其宿主星系的组装历史的有价值的信息。由一个显着的旋转信号的检测外晕GC系统的M31的动机，我们调查的可能性检测到这样的旋转信号的投影，使用宇宙学模拟。为此，我们选择的标记粒子的宝瓶座模拟代表模拟GC系统的光环的子集，并分析其运动学。我们发现，GC系统可以表现出一个不可忽略的旋转信号提供相关的恒星晕也有一个净角动量。检测这种旋转信号的能力在很大程度上取决于观察视角，对于Aquarius套件中的不同光晕，看到比M31中测量的信号更大的信号的概率范围为10%至90%。高值被发现从一个角度来看，这样的GC系统的投影角动量是在40度内的旋转轴确定通过投影位置和视线的GC速度。此外，真实的三维角动量的外恒星晕是相对较好的对齐，在35度内，与模拟GC系统。我们认为，在模拟GC系统的净角动量自然产生时，大部分的材料是从一个优选的方向吸积，即沿占主导地位的暗物质细丝的大尺度结构的晕嵌入。这一点，再加上M31盘的正面影像，表明在它的外晕GC系统中测量到大的旋转信号并不是巧合。
2016-05-31 astro-ph.GA
Rotating halo traced by the K giant stars from LAMOST and Gaia
在Gaia DR 2的帮助下，我们能够从LAMOST DR 5获得完整的6-D相空间信息。利用距太阳4kpc以内的[Fe/H] $<-1$ dex的K巨星，给出了局部星晕的位置、速度和金属丰度的高精度旋转。通过拟合的旋转速度分布与三个高斯分量，恒星晕，磁盘，和一个反旋转的热人口，我们发现，本地晕旋转与$V_T=+27^{+4}_{-5}$ km s $^{-1}$提供本地标准的静止速度$V_{LSR}=232$ km s $^{-1}$。同时，我们得到了旋转速度的色散为$σ_{T}=72^{+4}_{-4}$ km s $^{-1}$ .虽然旋转速度强烈地取决于$V_{LSR}$的选择，但是即使将$V_{LSR}$设置为低至220 km s $^{-1}$时，逆旋转的趋势也是显著的。此外，我们推导出不同金属丰度的子样品的旋转，发现旋转速度基本上与[Fe/H]无关。这可能暗示了地球自转的长期演化起源。计算结果表明，在不考虑选择效应的情况下，快速旋转晕的金属丰度在$<$ [Fe/H] $<$ -1.6范围内达到峰值。我们还发现了一小部分具有较大色散和较低金属丰度的反向旋转恒星。最后，盘分量以$V_T=+182^{+6}_{-6}$ km s $^{-1}$和$σ_T=45^{+3}_{-3}$ km s $^{-1}$旋转，这与金属-弱厚盘布居相当一致。
2018-12-07 astro-ph.GA
The slight spin of the old stellar halo
我们结合盖亚数据发布1天体测量与斯隆数字巡天（SDSS）的图像采取了一些~10-15年前，测量恒星的自行在我们的银河系晕。SDSS-Gaia自行具有典型的统计误差2 mas/yr，低至r ~ 20 mag，并且对星等和颜色的变化具有鲁棒性。有了这套精美的晕自行，我们确定RR天琴座，蓝水平分支（BHB），K巨星晕，并测量其相对于银河系盘的净旋转。我们发现了一个温和的旋转信号（< $V_ϕ$ >~ 5-25公里/秒）的晕星，这表明与银河系中心半径的变化很小的证据50千秒差距。三个群体的平均旋转信号为< $V_ϕ$ >= 14 +/- 2 +/- 10（系统）。km/s。也有初步的证据表明运动学与金属丰度的相关性，即富含金属的BHB和K巨星比贫金属的恒星有稍强的自转。使用御夫座模拟套件，我们发现模拟晕中的老（T >10 Gyr）恒星表现出温和的旋光，对半径或金属丰度的依赖性很小，与观测结果基本一致。微弱的晕旋转表明银河系有一个较小的原位晕成分，并经历了一个相对平静的吸积历史。
2017-05-24 astro-ph.GA
On the role of dust in the microwave emission of galactic halos
利用普朗克卫星的微波观测资料，探讨了热尘成分在星系晕旋转中的贡献。多普勒性质的温度不对称性揭示了几个边缘星系在几个微波频率的热尘埃排放的贡献进行了分析。利用两个邻近星系M81和M82的353 GHz、545 GHz和857 GHz三个波段的观测数据，导出了尘埃对星系晕旋转的贡献。然后讨论的背景下，修改后的重力理论提出来描述的暗物质配置上的晕旋转的相关性所揭示的属性。
2019-07-02 astro-ph.GA
Evolving Galactic Dynamos and Fits to the Reversing Rotation Measures in the Halo of NGC 4631
NGC 4631的旋转测量（RM）合成图显示，在kpc尺度上，该星系北晕的短轴随着距离的增加而发生显著的符号反转。为了解释这一新现象，我们在尺度不变性的假设下求解发电机方程，寻找旋转对数螺线解。速度场代表吸积到磁盘上，从磁盘流出，和旋转只在磁盘的解决方案被发现，产生RM与反转的迹象被视为edgeon.Model RM地图创建的各种输入参数使用法拉第屏幕和缩放到相同的振幅的观测地图。然后制作残差图像并进行比较以找到最佳拟合。仅旋转的解，即相对于图案均匀旋转的解，一般来说，并不适合NGC 4631的观测。然而，外流模型确实提供了与磁场的合理拟合。最好的结果，为特定区域，在北部晕建模被发现与吸积。由于在NGC 4631中有大量的风和吸积证据，这种建模技术有可能区分星系中的主导流。
2019-05-29 astro-ph.GA
Incorporating baryon-driven contraction of dark matter halos in rotation curve fits
在星系形成期间，在暗物质（DM）晕内的重子凝聚应该会导致晕的某些收缩，因为组合系统进入平衡状态。我们量化这种影响的尖原始晕预测DM的重子分布中观察到的银河系的数据库中的模拟。我们发现高表面亮度星系（$Σ_{\rm eff}\gtrsim100$ $L_\odot$ pc $^{-2}$在3.6 $μ$ m）的DM晕经历强烈的收缩。由于压缩，晕变得更尖：内部DM密度斜率随着重子表面质量密度的增加而增加。我们迭代地拟合旋转曲线，以找到初始晕参数（受丰度匹配的约束），压缩和恒星质光比之间的平衡。结果拟合通常需要较低的恒星质量比预期的恒星星族，特别是在星系与隆起：恒星质量必须减少，以腾出空间的DM压缩。这种暗质量和亮质量之间的权衡让人想起矮星系中的尖核问题，但发生在更大质量的系统中：现代DM晕不能从尖状原始晕中得到，除非（1）恒星质光比系统地小于标准恒星星族合成模型的预期值，和/或（2）从初始尖状点开始有一个向外的净质量再分布，即使是在被广泛认为不会受到这种影响的大质量星系中。
2022-08-08 astro-ph.GA
Virial clouds explaining the observed rotational asymmetry in the galactic halos
银河系天体的旋转可以在宇宙微波背景（CMB）中看到，这可以归因于分子氢云，有或没有尘埃污染和其他来源的污染。我们使用纯分子氢，氢氦和/或尘埃的混合物的典型合奏模型的云，以约束这些云的物理参数。由于云是冷的，我们证明使用的正则系综明确计算之间的相互作用的氢分子和CMB光子和确定所需的时间达到热平衡，并表明有足够的时间达到平衡。
2021-09-26 astro-ph.GA
Rotation of Halo Populations in the Milky Way and M31
我们搜索的旋转的迹象，在子系统的银河系和M31的卫星星系，他们的球状星团人口，他们的BHB恒星定义。引入一组简单的分布函数来描述嵌入在近似Navarro-Frenk-White形式的暗晕中的各向异性和旋转的恒星星族。在银河系晕中的BHB星表现出一种二分性，即顺时针旋转的相对富含金属的组分（[Fe/H] > -2）和逆时针旋转的相对贫金属的组分（[Fe/H] < -2）。富镁金属的星族可能与一颗大质量卫星（约10^9太阳质量）的吸积有关。贫金属星族可能掩盖了原始恒星晕，因此净逆行自转可能反映了我们采用的当地标准静止圆速度θ_0的低估。如果θ_0为~ 240 km/s，则贫金属组分没有旋转，并且在富金属组分中存在~45 km/s的净负旋转信号。有合理的证据表明，银河系球状星团和卫星星系系统分别以<v_phi>~50 km/s和<v_phi>~ 40 km/s的速度旋转。此外，当卫星星系的角动量矢量相对于盘的法线倾斜时，发现卫星星系的信号更强。M31的矮球状卫星相对于M31盘呈现出<v_phi>约40 km/s的近轴自转。我们假设这群矮椭球体可能有着共同的起源。我们还发现了M31的球状星团中系统自转的强有力证据，特别是对于最富金属的星团。
2010-09-30 astro-ph.GA
Origin of reduced dynamical friction by dark matter halos with net prograde rotation
该研究针对旋转暗物质晕中星系棒动力学摩擦减弱的矛盾现象，通过线性理论分析证明顺向旋转暗晕会因Lz=0附近分布函数正梯度引发共振转移使摩擦减弱，并用非线性计算验证了结果，解释了数值模拟的观测趋势。
2024-01-29 astro-ph.GA
Rotational signature of the Milky Way stellar halo
我们用四种不同的方法测量了斯隆数字巡天（SDSS）的两个蓝水平支（BHB）场晕星样本的银河系星晕旋转。这两个样本分别包括1582和2563颗恒星，银河系中心距离达到约50 kpc。测量旋转的两种方法完全依赖于视线速度，即流行的双幂律模型和直接估计的去投影l.o.s.。速度其他两种技术使用完整的3D运动：Schönrich，Binney & Asplund（2012）的基于径向速度的旋转估计器和简单的3D方位角速度平均值。在这种情况下，我们a）批评流行的模型和b）评估估计的可靠性。所有四种方法都同意弱旋转或非旋转晕。此外，我们没有观察到对偶性的子样本旋转不同的金属或在不同的半径。我们追踪了Deason等人（2011）在BHB星的类似样本上测量的金属丰度的旋转梯度，回到了已知被污染的视星等表面重力平面中的区域。在Xue et al.（2011）的光谱选择样本中，我们标记了约500颗热金属贫乏的恒星，因为它们具有独特的运动学w.r.t.与它们的冷的贫金属对应物和同一样品中的富金属恒星都有关系。他们似乎逆行行为的视线速度，这是不确认的三维估计。它们的异常垂直运动暗示着管道问题或类似于流的成分，而不是平稳的逆行种群。
2013-04-09 astro-ph.GA
Dark Halos of M31 and the Milky Way
结合星系盘自转速度和卫星星系、球状星团的径向速度，构造了M31和银河系~400 kpc范围内的大自转曲线。银河系的GRC是使用最新的太阳自转速度修订的。通过最小卡方拟合，将导出的GRC解卷积为de Vaucouleurs凸起、指数盘和具有Navarro-Frenk-White（NFW）密度分布的暗晕。最佳拟合参数的比较揭示了两个星系的盘和凸起的相似性，而M31的暗晕质量被发现是银河系的两倍。我们表明，NFW模型可能是一个现实的近似观察到的黑暗晕在这两个巨大的螺旋。
2015-04-21 astro-ph.GA
Questioning Planck-selected star-forming high-redshift galaxy protoclusters and their fate
在普朗克全天巡天中，在亚毫米波长处发现了大约2100个z=1-4的恒星形成星系原星系团候选者。一些候选者的后续光谱观测证实了存在实际的星系超密度与大的恒星形成率。在这项工作中，我们使用国家的最先进的流体动力学模拟调查是否普朗克高z亚毫米源的祖先在z=0的大规模集群。为了使PHz源与模拟晕相匹配，我们在TNG 300模拟中选择了z = 3至z =1.3的最多恒星形成晕。模拟的原星系团候选者的总恒星形成率（SFR）是从对应于普朗克光束大小的孔径内的所有星系的SFR计算的，包括那些沿着视线。模拟再现普朗克导出的SFR作为两者的总和，SFR的至少一个最SF高Z晕，和SF源沿视线的平均贡献。专注于光谱证实的赫兹原星系团，我们比较了它们的星系成员的观测特性与最SF模拟晕。我们发现一个很好的协议，在恒星质量和SFR分布，并在星系数计数，但SFR-恒星质量关系的模拟星系往往被转移到较低的SFR相对于观察到的。基于模拟晕的估计最终质量，我们推断，63%和72%之间的普朗克选择的原星团将演变成大规模的星系团在z=0。尽管污染的恒星形成的星系沿视线，我们证实了普朗克的效率，选择恒星形成的原星系团在宇宙正午的模拟，并提供了一个新的标准，选择最大的集群祖先在高Z，使用观测像星系成员的数量和它们的SFR分布。
2022-06-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
ATCA observations of the MACS-Planck Radio Halo Cluster Project - I. New detection of a radio halo in PLCK G285.0-23.7
我们研究了中等红移的大质量星系团PLCK G285.0-23.7（z=0.39，M_500 = 8.39 x 10^（14）M_Sun）中可能存在的弥散射电辐射。我们对PLCK G285.0-23.7的16厘米波段ATCA观测使我们在该星系团的宽带（1.1-3.1 GHz）、全分辨率（~5 arcsec）图像上达到了~11 microJy/beam的均方根噪声水平，使其成为迄今为止发表的最深的ATCA图像之一。我们还重新图像的vitrium在较低的分辨率，以实现更好的灵敏度低表面亮度扩展射电源。我们探测到z>0.35的最低光度无线电晕之一，其特征是与研究充分的1.4 GHz无线电功率与集群质量相关性略有偏移。类似于大多数已知的射电大声星系团（即那些拥有扩散非热源的星系团），PLCK G285.0-23.7具有扰动的动力学状态。我们的分析揭示了类似的拉长的X射线和射电形态。虽然PLCK G285.0-23.7的射电晕的大小小于相同质量范围内的低红移射电云星团，但它与星团维里半径有类似的相关性，正如在等级结构形成的框架中所预期的那样。
2016-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Comparison of Modeling SPARC spiral galaxies' rotation curves: halo models vs MOND
利用两种暗晕模型（NFW和Burkert）和改进的牛顿动力学（MOND）理论研究了从Spitzer测光和精确旋转曲线数据库中选取的45个HSB非膨胀旋涡星系的旋转曲线。在这三种模型中，以核为主导的Burkert晕模型（$χ_ν^2$ = 0.33）比Navarro，Frenk和White模型（$χ_ν^2$ = 0.45）和MOND模型（$χ_ν^2$ = 0.58）更好地描述了观测数据。结果表明，在暗晕模型中，所选的45个HSB非膨胀旋涡星系更倾向于核密度分布，而不是尖密度分布（NFW）;我们还发现，在Burkert模型中，$ρ_0$和$r_0$之间存在相关性。对于MOND拟合，当我们取$a_0$作为自由参数时，这些HSB旋涡星系的$a_0$与3.6 $μm$处的盘中心表面亮度没有明显的相关性，这符合MOND关于$a_0$应该是普适常数的基本假设。有趣的是，如果我们排除样本中的三个最高值，则我们的拟合给出$a_0$的平均值为$(0.74 \pm 0.45) \times 10^{- 8}\rm {cm\ s^{- 2}}$，该值小于标准值（$1.21 \times 10^{-8}\rm {cm\ s^{- 2}}$）。
2020-08-15 astro-ph.GA
Effect of dark matter halo substructures on galaxy rotation curves
利用一个简单的暗物质成团模型研究了晕子结构对星系自转曲线的影响。一个暗物质晕密度配置文件开发的基础上无标度的性质，导致在星系尺度的子结构的统计自相似分布的集群。用半解析方法导出了这种团块状暗物质密度分布的旋转曲线。结果表明，晕子结构对星系速度场有显著的影响。基于晕的分形几何，这个自洽模型预测了一个NFW样的旋转曲线和无标度的旋转速度波动的功率谱。
2010-09-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
A new look at microlensing limits on dark matter in the Galactic halo
本文的动机是审查的限制设置的星系晕的大麦云方向的微透镜实验的CO2含量。这是由最近对银河系自转曲线的测量所提示的，它表明极限已经被超大质量晕的假设所歪曲。本文首先讨论的安全性的探测效率的计算，这是中央推导出的星系晕的H2O含量。然后，它开始比较各种晕模型的旋转曲线与最近的观测，以建立什么样的限制可以放在一个所有的CAO晕。本文的主旨是调查是否轻晕模型，这是一致的微透镜的所有的O2晕也符合最近的措施，银河系的旋转曲线。在这种情况下，由UNO合作发现的天体数量将构成星系晕的全部暗物质。本文的主要结果是，很容易找到低质量晕模型与观测到的银河系旋转曲线一致，这也意味着光学深度微透镜类似的发现由CNOMO合作。这意味着不能根据他们的观测排除所有的日冕。总之，限制放在星系晕的微透镜调查在麦哲伦云是不一致的和模型依赖的，并没有提供一个安全的基础拒绝所有的星系晕。
2015-03-06 astro-ph.GA
Dark matter-baryon scaling relations from Einasto halo fits to SPARC galaxy rotation curves
星系中的暗物质-重子标度关系对于约束星系形成模型是非常重要的。在这里，我们提供了一个现代的定量评估这些关系，通过模拟的旋转曲线的斯皮策测光和精确的旋转曲线（Einasto暗晕模型）数据库的星系。我们特别关注的是原始的星系参数之间的比较，与恒定的质量-光比的凸起和磁盘，和参数的星系遵循最紧密的径向加速度关系。我们发现，在第二种情况下，适合改善，纯晕标度关系也变得更紧。我们报告说，密度在半径的斜率为-2是强相关的半径，并Einasto指数。对于大量的星系来说，后者接近于统一，这表明它们的核心很大。在暗物质-重子标度方面，我们着重讨论了与尖点-核转换过程有关的核性质与重子分量范围之间的关系。我们报告了小Einasto指数晕的核心大小与恒星盘尺度长度之间的正相关性，以及2 kpc内的平均暗物质密度与该半径处的重子诱导旋转速度之间的正相关性。这一发现与径向加速度关系对旋转曲线形状多样性的影响有关，旋转速度由2 kpc量化。虽然一个紧密的径向加速度关系略有减少观察到的多样性相比，原来的中微子参数，重子诱导的加速度在2千秒差距的多样性是足够的，以诱导一个大的多样性，不符合当前的流体动力学模拟的星系形成，同时保持一个紧密的径向加速度关系。
2019-01-29 astro-ph.GA
The Rotation of the halo of NGC 6822 from the radial velocities of carbon stars
利用AAOmega摄谱仪拍摄的光谱，我们测量了100多颗恒星的径向速度，其中许多是中等年龄的碳星，在矮不规则星系NGC 6822的方向。运动学分析表明，样本中的碳星与NGC 6822有关，其径向速度和星系旋转的估计是通过对碳星人口的逐星分析得出的。我们计算了NGC 6822的$-51\pm3$ \kms \的日心径向速度，并表明人口旋转的平均旋转速度$11.2\pm2.1$ \kms \在距离银河系中心的平均距离为1.1千秒差距，旋转轴的位置角为$26^\circ\pm13^\circ$，投影在天空中。这接近HI气体盘的旋转轴，表明NGC 6822不是一个极环星系，但在动力学上更接近一个晚型星系。然而，旋转轴与AGB等密度剖面的短轴并不一致，这仍然是一个谜。
2016-05-18 astro-ph.GA
Properties of the Magneto-ionic Medium in the Halo of M51 revealed by Wide-band Polarimetry
利用在卡尔G. Jansky甚大阵。通过将观测到的弥散复偏振$Q$ + $iU$作为波长的函数直接拟合到各种去偏振模型，我们发现M51在1-2 GHz的偏振辐射起源于同步加速器盘的顶部，然后在星系近侧的热晕中经历法拉第旋转。因此，在L波段，热气体的刻度高度必须超过同步辐射气体的刻度高度。在L波段观察到的法拉第深度分布是一致的晕场，它包括一个平面平行的双对称分量和垂直分量，产生的法拉第旋转$\sim$ $-$ 9 rad m $^{-2}$。导出的旋转测量结构函数表示的旋转测量波动的特征尺度小于560 pc的磁盘和约1千pc的晕。在M51晕中发现的1 kpc的湍流外尺度与超级气泡和Parker不稳定性是星系晕中主要的能量注入机制相一致。
2014-12-29 astro-ph.GA
Galaxy rotation curve from classical Cepheids
银河系的旋转曲线通常被认为是平坦的。然而，有些星系的旋转曲线低于平坦的旋转曲线。在我们的银河系中，观测到银河经度l=135的星际云的开普勒旋转。我们用运动学的方法来推导经典造父变星的自转速度。旋转速度由径向速度和自行计算。所得的造父变星自转速度介于开普勒自转速度和扁率自转速度之间。我们拟合了一个由黑洞、球、盘和晕组成的星系旋转模型。暗物质晕的密度至少比从平坦旋转曲线获得的值小60%。
2019-07-04 astro-ph.GA
Rotation curves of galaxies and the stellar mass-to-light ratio
在冷暗物质（CDM）理论的背景下，使用NFW暗物质晕密度分布提取一个新的浓度-病毒质量关系（$c-M_{vir}$）的样本的171个低和高表面亮度星系的质量模型。根据3.6 $μm $带表面测光、观测到的中性氢分布和暗晕，计算了由重子物质组成的旋转曲线（RC），其中3个可调参数为恒星质光比、暗晕浓度和维里质量。虽然NFW暗晕剖面可以解释旋转曲线观测，但RC分析所隐含的$c-M_{vir}$关系与不同宇宙学模拟结果强烈不一致。此外，所研究的星系的$M/L-$颜色相关是不一致的，从不同的恒星初始质量函数的恒星星族合成模型的预期。此外，在$Λ$ CDM理论框架下，我们还发现了51个星系（占样本的30%）的最佳拟合恒星$M/L-$比具有非物理意义上的负值.这可以解释为这一理论的严重危机。这表明，通常使用的NFW晕轮廓是$Λ$ CDM宇宙学结构形成的自然结果，并不适合星系的暗晕轮廓，或者需要新的暗物质物理或替代引力模型来解释盘星系的旋转速度。
2018-03-05 astro-ph.GA
Figure Rotation of IllustrisTNG Halos
本研究利用 IllustrisTNG 模拟调查暗晕图形旋转，提出新检测方法，发现重子使旋转更少、更快、更短且更对齐短轴，对银河系暗晕研究有重要意义。
2023-08-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the structure of galactic halos and the microwave temperature maps
对几个邻近螺旋边缘星系的普朗克微波温度图的研究揭示了它们晕中多普勒起源的与频率无关的温度不对称性。作为研究得比较详细的星系，以M31为例，利用尘埃辐射模型和暗物质组态的唯象剖面，研究了尘埃成分在这种效应中的贡献。结果与微波温度不对称数据一致，表明尘埃等辐射机制在揭示暗晕参数方面可能有贡献。
2019-03-26 astro-ph.GA
Kinematical asymmetry in the dwarf irregular galaxy WLM and a perturbed halo potential
WLM是一个矮不规则体，几乎是从侧面看到的，这促使了一些运动学研究，调查它的旋转曲线和它的暗物质含量。在本文中，我们调查的起源强烈的不对称性的旋转曲线，这表明了一个显着的差异之间的接近和后退的一面。我们首先研究是否$m = 1$扰动（不平衡）的晕势可能是一种机制，创造这样的运动学不对称。为此，我们通过$χ-$平方最小化方法将与晕势模型中的$m = 1$扰动相关的理论旋转速度拟合到观测数据。我们发现，一个不平衡的晕势模型可以合理地解释运动学数据的不对称性。然后，我们验证WLM的运动学分类表明，它的速度场显着扰动，由于其不对称的旋转曲线，也是其独特的速度色散图。此外，基于运动学分析，我们发现WLM可能位于盘和合并共存的过渡区。总之，看来WLM的旋转曲线偏离一个理想的旋转盘，这可能会显着影响其暗物质含量的调查显着。
2021-08-22 astro-ph.GA
The stellar halos of ETGs in the IllustrisTNG simulations: II. Accretion, merger history, and dark halo connection
早型星系（ETG）中的恒星晕是由它们的吸积和合并历史形成的。我们在TNG 100模拟中使用了1114个ETG的样本，恒星质量为$10^{10.3}\leq M_{*}/M_\odot\leq 10^{12}$，在g-r颜色范围内选择z=0，并由观测到的ETG填充椭圆率图。我们研究如何旋转的支持和恒星晕的内在形状取决于吸积恒星的分数，整体和单独的主要，次要的，和迷你合并。TNG 100 ETG的吸积历史以及异地星$f_{ex}(R)$的径向分布与恒星质量密切相关。低质量ETG具有特征性的尖峰旋转轮廓和近扁球形，具有完全由原位恒星驱动的圆形晕。在高$f_{ex}$的主要合并降低了在原地的旋转速度峰值，平坦的$V_{*}/σ_{*}(R)$配置文件，并增加了恒星晕的三轴度。运动学过渡半径不跟踪原位和非原位主导区域之间的过渡，但对于具有$M_{*}>10^{10.6}M_\odot$的系统，局部旋转支撑随着局部非原位分数$f_{ex}(R)$而减小，并且三轴度随着$f_{ex}$而增加。这些相关性之后是快速和缓慢的旋转器，具有连续和重叠的属性序列。合并事件动态地耦合恒星和暗物质：在高质量ETG和大半径的$f_{ex}\gtrsim0.5$，这两个组件往往有类似的内在形状和旋转的支持，并几乎对齐主轴和自旋方向。基于这些结果，我们建议扩展测光和运动学的大质量ETGs（$M_{*}>10^{10…
2021-01-16 astro-ph.GA
New Constraints on the Galactic Halo Magnetic Field using Rotation Measures of Extragalactic Sources Towards the Outer Galaxy
本文研究了银河系盘面和晕圈的磁场，用法拉第旋转测量法（RM）对银河系经度100-117度，距银道面30度以内的641个极化河外射电源进行观测。对于< 15度的|b|，我们观察到关于银道面的对称RM分布。这与英仙座星系臂中横跨银河系中面的偶宇称圆盘场是一致的。在15< |b| <30度的范围内，我们发现银河系北半球和南半球的旋转测量中值分别为-15+/-4 rad/m^2和-62+/-5 rad/m^2。如果RM分布是平行于银河平面的大尺度磁场的特征，这表明朝向外星系的晕磁场不会在中平面上反向。在这个经度范围内，RM随银河纬度的变化使得RM在较大的|b|上变得更负。这是一致的方位角磁场强度2微高斯（7微高斯）在0.8-2千秒差距以上（以下）的银河系平面之间的本地和英仙座spiral arm. We建议，银河系可能拥有类似于在M51中观察到的螺旋晕磁场。
2012-06-14 astro-ph.GA
Constraints on stellar rotation from the evolution of Sr and Ba in the Galactic halo
最近的研究表明，Sr和Ba在银河系中的化学演化可以解释，如果考虑到不同的生产地点，托管r-和s-过程。然而，明确识别这些网站的问题仍然没有解决。大质量的恒星被证明在生产的s-材料，如果旋转被认为是一个重要的作用。在这项工作中，我们详细研究了旋转的大质量恒星对Sr和Ba产生的贡献，以解释它们的化学演化，同时也限制了大质量恒星的旋转行为。采用随机化学演化模型再现了星系晕的富集过程。我们开发了新的模型数据比较的方法，这有助于客观地比较随机结果的观察。我们采用这些方法来估计的自由参数的值，描述了大质量恒星的旋转，假设是依赖于恒星的金属丰度。我们使用Sr和Ba的观测值来约束参数。在我们的随机模型中使用这些旋转大质量恒星的参数，我们能够正确地再现Sr和Ba的化学演化，而且Y，Zr和La。这些数据支持的平均旋转速度和它们的分散度与金属丰度的增加减少。我们的研究结果表明，一个金属度相关的旋转是一个必要的假设来解释的s-过程中的大质量恒星。我们的新方法的模型数据比较代表了一个很有前途的工具，为未来的银河系化学演化研究。
2021-01-13 astro-ph.GA
Galactic rotation curves, the baryon-to-dark-halo-mass relation and space-time scale invariance
低加速度时空尺度不变动力学（SID，Milgrom 2009 a）预测了从观测星系动力学中已知的两个基本相关性：重子Tully-Fisher关系（BTFR）和在盘星系的低加速度区域中观测到的质量差异和加速度之间的相关性（MDA）。SID对应于深度调制牛顿动力学（MOND）极限。冷/暖暗物质（C/WDM）宇宙学模拟中出现的MDA数据与观测星系的紧密MDA相关性显着不一致。因此，在标准暗物质宇宙学模型中，最现代的模拟盘状星系被精心挑选，具有安静的合并历史，仍然不能代表正确的旋转曲线。此外，所观察到的紧密相关矛盾的假设随机形成的星系在低质量DM晕。此外，我们发现，SID预测重子表观维里晕（暗物质）的质量关系，这与相关推导观测假设牛顿动力学是有效的，而重子晕质量关系预测CDM模型不同意。观测到的暗物质晕质量与重子质量之比的分布可能是外场效应的经验证据，这是SID中预测的两个星系之间的作用力取决于第三个星系的位置和质量的结果。应用外场效应，我们预测了Miller等人样本中矮星系附近星系的质量。因此，经典的非相对论性引力动力学最好被描述为米尔格罗米氏动力学，而不是牛顿动力学。
2014-10-24 astro-ph.GA
Testing DM halos using rotation curves and lensing: A warning on the determination of the halo mass
有两个星系的观测可以提供一些洞察暗物质（DM）的性质，即旋转曲线和引力透镜。虽然第一个可以用牛顿极限来研究，第二个是完全相对论的。每一个单独不能确定DM的性质，但两者一起给我们这个开放的问题的关键信息。在这项工作中，我们使用一个静态的和球对称的度规模型DM晕在一个星系或星系团。度规包含两个自由函数，一个与质量分布有关，另一个与引力势有关。我们使用银河系，典型的旋转曲线，以明确地确定晕的运动学。我们分别计算了一个完美流体和一个标量场的质量函数，并证明了这两个模型可以拟合的意见，虽然有不同的质量。然后，我们采用透镜来区分这些模型。该程序代表使用两种测量方法对模型进行测试：旋转曲线和透镜效应。
2010-06-24 astro-ph.GA gr-qc
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
Dark Matter Halo Tumbling Induced by Torques from Massive Mergers
University of Michigan（密歇根大学）
本研究通过N体模拟和TNG50星系晕数据，发现大质量并合可诱发暗物质晕的四极矩翻滚，该运动保留了晕最后一次主并合的动力学记忆，为ΛCDM理论提供新检验手段。
2026-09-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detecting the Figure Rotation of Dark Matter Halos with Tidal Streams
在宇宙学模拟中，围绕着银河系的暗物质晕是三轴的。大约30年前，人们预测，这种三轴暗物质晕应该会在几千兆年的时间内表现出稳定的图形旋转或翻滚运动。宇宙学模拟预测的图形旋转角频率可用图形速度的对数正态分布来描述，其中值为0.15hkm/s/kpc（~ 0.15hrad/Gyr ~ 9 hdeg/Gyr），宽度为0.83km/s/kpc。这些模式速度是如此之小，以至于它们通常被认为是不重要和不可检测的。在这项工作中，我们表明，即使是这种极其缓慢的数字旋转可以显着改变银河系晕中的卫星潮汐破坏产生的扩展恒星流的结构。模拟了不同形状的三轴暗物质晕绕三个主轴旋转时，类人马座极区潮汐流的行为。对于宇宙学晕的典型模式速度，我们第一次证明，人马座般的潮汐流将被改变到即使用目前的观测也能检测到的程度。这一发现将有可能允许未来测量银河系暗晕的图形旋转，并可能使这一相对未探索的LambdaCDM预测的第一个证据成为可能。
2021-02-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing star formation in the dense environments of z~1 lensing halos aligned with dusty star-forming galaxies detected with the South Pole Telescope
我们探测了大质量$\sim10^{13}\,M_{\odot}$暗物质晕环境中的恒星形成，其红移为$z$ $\sim$ $1$。这种恒星形成与我们在普朗克高频仪器的地图中检测到的亚毫米聚类信号有关，这些地图堆叠在从南极望远镜（SPT）2500度$^2$调查中选择的高红移（$z$ $>$ $2$）强透镜尘埃恒星形成星系（DSFG）样本的位置上。聚类信号具有亚毫米的颜色，其与前景透镜晕（$z$ $\sim$ $1$）的平均红移一致。我们报告了一个平均过量的恒星形成率（SFR）相比，该领域的$(2700\pm700)\,M_{\odot}\,{yr}^{-1}$从所有星系有助于这一集群信号半径为3.5'的SPT DSFG。普朗克过剩的大小与当前宇宙红外背景模型的预测大致一致。该模型预测，80 $\%$的过量发射普朗克测量起源于星系位于邻近的透镜晕。使用赫歇尔地图相同的领域，我们发现一个明确的过剩，相对于该领域，个别来源，有助于普朗克过剩。与场相比的平均过量SFR被测量为（$370\pm40)$ $\,M_{\odot}\,{yr}^{-1}$/分辨的聚类源。我们的研究结果表明，这些巨大的$z$ $\sim$ $1$透镜晕周围的环境承载着大约$2\,$ Mpc的强烈恒星形成。在用普朗克数据测量星系的通量密度时，还应考虑成团效应引起的通量增强。
2015-10-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Fokker-Planck entropic force interpretation of galactic rotation curves
CEDIP-Cámara de Diputados（众议院CEDIP）；Asociación Mexicana para el Avance de la Ciencia (AMEXAC)（墨西哥促进科学协会）；Departamento de Física y Matemáticas, Universidad de Monterrey（蒙特雷大学物理与数学系）；School of Engineering and Sciences, Tecnologico de Monterrey（蒙特雷理工学院工程与科学学院）；Facultad de Ciencias, Universidad Autónoma de San Luis Potosí（圣路易斯波托西自治大学理学院）
本文通过Fokker-Planck方程推导出有效径向力，用熵力解释星系旋转曲线的观测偏差，模型在统计质量上与传统模型相当，且能解释旋转速度与红外亮度的关联，符合Tully-Fisher关系。
2026-04-27 astro-ph.GA gr-qc
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
A Stochastic Theory of the Hierarchical Clustering III. The Non-universality and Non-stationarity of the Halo Mass Function
在层次聚类的随机理论的框架下，我们研究了描述暗物质晕统计的Fokker-Planck方程的时间相关解，并讨论了这些收敛到稳态所需的典型时间尺度，远离初始条件。虽然我们表明，固定的解决方案可以重现国家的最先进的$N-$体模拟的结果在$z\approx 0$到一个很大的准确性，一个需要超越充分考虑宇宙演化的模拟晕质量函数向高红移。具体来说，我们证明了福克-普朗克方程的时间相关的解决方案可以描述，合理的初始条件下，模拟晕质量函数的非普适演化。与标准的理论估计相比，我们的随机理论预测的晕数密度更高的几个因素对$z\gtrsim 10$，这可能是有助于阐明早期和即将到来的数据从JWST的结果。最后，我们指出了我们的方法在设计，解释和模拟目前和未来的$N-$身体实验的相关性。
2022-11-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Rotation Curve with MOND and Dark Matter Halo profile for ESO138-G014
本文基于暗物质和修正牛顿动力学两个理论，研究了ESO 138-G 014星系的自转问题。在这里，我们做了旋转曲线分析与两个可能的选择的暗物质密度分布，即Burkert和Navarro，弗伦克和怀特配置文件。分析表明，暗物质分布有利于Burkert剖面（核心暗物质）。大多数螺旋星系的标准假设被认为是嵌入在暗物质晕中，现在已经被修正的牛顿动力学（MOND）所掩盖，MOND是暗物质的主要替代品。MOND解决了一个新的基本常数$a_0$的问题，称为加速常数，在该加速常数下，牛顿第二定律的加速标度不成立。在这方面，我们调查这个问题，通过测试的MOND框架内的旋转曲线的意见，以获得可靠的磁盘质量，$M_D$。我们研究了ESO 138-G 014是否与MOND相容，或者暗物质是否仍然有利于星系自转问题。
2014-07-01 astro-ph.GA gr-qc
