From Stellar Halos to Intracluster Light: the physics of the Intra-Halo Stellar Component in cosmological hydrodynamical simulations
在视界-活动星系核宇宙流体动力学模拟中，我们研究了从银河系质量系统到星系团的晕内恒星成分。我们确定IHSC使用改进的相空间星系发现者算法，该算法提供了一个自适应的，物理动机和形状独立的定义，这个恒星组成部分，可以应用于任意质量的晕。我们探讨了IHSC质量分数-总晕的恒星质量，$f_{M*,IHSC}-M*$，关系和它的散射的物理驱动程序。我们发现，平均而言，$f_{M*,IHSC}$随着$M_{*,tot}$的增加而增加，随着质量的增加，分散度从$M_{*,tot}\sim10^{11}M_\odot$的2 dex强烈降低到组质量的0.3 dex。在高质量时，$M_{*,tot}>10^{11.5}M_\odot$、$f_{M*,IHSC}$随子结构的数量增加而增加，并随中央星系与最大卫星星系之间的质量比而增加，在固定的$M_{*,tot}$。在中等大小的星系群和低于$M_{*,tot}<10^{12}M_\odot$的星系中，我们发现在所有探测到的星系和晕的性质中，中央星系的恒星自转-色散速度比V/σ在固定的$M_{*,tot}$下与$f_{M*,IHSC}$的相关性最强，从高V/σ的$f_{M*,IHSC}$ <0.1%过渡到低V/σ的$f_{M*,IHSC}\sim5$ %。通过研究$f_{M*,IHSC}$的时间演化，我们发现，在前者，合并并不总是发生，但如果他们这样做，他…
2019-08-08 astro-ph.GA
The Intracluster Light and its Link with the Dynamical State of the Host Group/Cluster: the Role of the Halo Concentration
本研究通过半解析模型和模拟发现，暗晕集中度而非质量是星系团内光形成的主要驱动因素，且ICL比例在更集中的暗晕中更高。
2023-10-13 astro-ph.GA
The dependence of the intracluster light fraction on galaxy cluster properties
University of New South Wales（新南威尔士大学）；Institute of Space Sciences (ICE, CSIC)（空间科学研究所）；University of Nottingham（诺丁汉大学）
研究通过机器学习探讨星系团性质对团内光分数的影响，发现红移与ICL分数负相关，暗物质质量弱负相关，视亮度差边际正相关，支持ICL主要由星系-星系相互作用形成。
2025-12-04 astro-ph.GA
The outer regions of the giant Virgo galaxy M87. Kinematic separation of stellar halo and intracluster light
我们对室女座A的BCG M87周围总面积约为0. 4度^2的287个行星状星云（PNs）进行了光谱研究。利用这些数据，我们可以区分恒星晕和同空间的团内光（ICL）。PN从其窄且对称的红移λ 5007\4959埃[OIII]发射线以及不存在显著的连续谱来识别。我们实现了一个强大的技术来测量从投影相空间的晕速度色散，以确定PN与M87晕和ICL。光谱证实PN的速度分布是双峰的，包含一个狭窄的组件集中在系统的BCG速度和偏心的更广泛的组件，我们确定为晕和ICL，分别。Halo和ICPN具有不同的空间分布：Halo PN跟随星系的光，而ICPN的特征是较浅的幂律分布。复合PN数密度分布图显示了与M87晕和ICL相关的不同PN种群的叠加，其特征在于不同的PN α参数，ICL每单位光贡献的PN约为3倍。当m_5007=28.8时，M87晕PN光度函数（PNLF）比IC PNLF有更陡的倾斜度，而两者都比M31隆起的标准PNLF更陡。此外，IC PNLF有一个比明亮截止暗1-1.5等的倾角，让人想起具有延长恒星形成历史的系统的PNLF。M87晕和室女座ICL是动力学上不同的两个分量，具有不同的密度剖面和速度分布。晕和ICL的不同α值和PNLF形状表明不同的母恒星星族，与大半径处存在向蓝颜色的梯度相一致。这些结果反映了室女星系团的等级结构。
2015-06-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Photometric dissection of Intracluster Light and its correlations with host cluster properties
我们探索了几种方法来解剖Brilliant Cluster Galeries（BCGs）及其周围的Intracluster Light（ICL），使用表面亮度切割，光度切割，de Vaucouleurs轮廓上方的多余光线，或双重Sérsic分解。假设$M<-21.85~g'~\rm{mag}$以上的所有光都可归因于ICL，我们发现以BCG为中心的所有漫射光的$f^{\rm MT}_{\rm ICL}=71\pm22\%$的平均ICL分数属于ICL。同样，如果我们假设所有比$\rm{SB}>27$ $g'$ mag arcsec $^{-2}$更暗的光都属于ICL，则平均ICL分数为$f^{\rm SB27}_{\rm ICL}=34\pm19\%$。在将de Vaucouleurs轮廓拟合到SB轮廓的内部部分之后，我们检测到大半径处的过量光，对应于$f^{\rm DV}_{\rm ICL}=48\pm20\%$的平均ICL分数。最后，通过将SB轮廓分解成两个Sérsic函数，我们发现与外部Sérsic分量相关联的$f^{\rm S\times}_{\rm ICL}=52\pm21\%$的平均ICL分数。我们测量的ICL和BCG+ICL光度与高分辨率模拟的预测吻合得很好，其中外部Sérsic分量跟踪未松弛的吸积恒星材料。BCG和ICL的性质，以这种方式定义的相关性与集群参数研究的BC…
2020-11-25 astro-ph.GA
Planetary Nebulae and their parent stellar populations. Tracing the mass assembly of M87 and Intracluster light in the Virgo cluster core
星系的弥漫延伸的外部区域很难研究，因为它们很微弱，典型的表面亮度只有黑暗夜空的1%。我们可以通过使用分辨的恒星示踪剂来解决这个问题，这些示踪剂在距离星系中心很远的地方仍然可见。本文介绍了使用行星状星云作为示踪剂和校准其性质的指标，恒星形成的历史，平均年龄和金属丰度的母星在银河系和本星系群星系。然后，我们报告的结果，从深，扩大，行星状星云调查在0.5平方度的区域为中心的最明亮的星系团星系NGC 4486（M87）在室女星系团的核心，进行与SuprimeCam@Subaru和FLAMES-GIRAFFE@VLT。在距离M87中心150千秒差距的范围内发现了两个PN种群。一个与M87晕有关，另一个与室女星系团核心的团内光有关。它们具有不同的视速度和空间分布，以及不同的行星状星云特定频率和光度函数。在观测区域内的星团内行星状星云的光度相当于大麦云云光度的四倍。M87晕状行星状星云是一个更古老、更富含金属的母恒星星族。在M87晕行星状星云的视向速度与长轴距离的投影相空间中检测到的子结构为一个光度为M33两倍的卫星星系最近的吸积事件提供了证据。卫星星在1 Gyr前被潮汐剥离，到达远心点，长轴距离M87中心60-90 kpc。M87的晕在探测到子结构的距离上仍在显著增长。
2015-11-06 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
On the Separation Between the Brightest Cluster Galaxy and the Intracluster Light
Yonsei University（延世大学）
该研究提出基于模型框架定义BCG与ICL的孔径分离，利用半解析模型确定孔径半径，在不同红移下进行测试，结果显示质量趋势相似，恢复的BCG和ICL质量较准确，为观测与模型联系提供了基于物理的孔径定义。
2026-10-08 astro-ph.GA
The dependence of cluster galaxy properties on the central entropy of their host cluster
本文研究了最亮星系团与其宿主星系团之间的联系。使用星系团在$0.1<z<0.3$从Hectospec集群调查（HeCS）的X射线信息从档案的{ \it钱德拉}集群熵轮廓表（ACCEPT），我们确认，BCGs在低中心熵集群是很好地对准X射线中心。此外，BCG和第二亮星之间的星等差也与团内介质的中心熵有关。在红序星系中，我们没有发现红序色散射和恒星星族与主星系团内介质中心熵的显著相关性。然而，低熵星团中的BCGs系统地比高熵星团中的BCGs质量小，尽管这取决于推导BCGs恒星质量的方法。相比之下，BCG的恒星速度色散不依赖于BCG活动和星系团中心熵。这意味着BCG的潜力建立得更早，导致光发射谱线的活性取决于簇核心中簇内介质的性质。
2017-03-07 astro-ph.GA
Quantifying the effect of black hole feedback from the central galaxy on the satellite populations of groups and clusters
超大质量黑洞是我们理论上理解星系形成的基本要素。它们可能是唯一的能量足够调节大质量暗物质晕中恒星形成的来源，但这一过程的观测证据仍然难以捉摸。黑洞反馈的影响预计是晕质量的一个强函数，星系群和星系团是宇宙中质量最大的结构之一。在固定的晕质量，我们发现一个静态的卫星星系和一个更热的X射线群内和群内介质在这些团体和集群托管更多的大质量黑洞在其中心的增强部分。这些结果表明，黑洞的反馈，使淬火过程更有效地通过累积加热的气体intragroup和intraclusters介质。
2019-09-27 astro-ph.GA
Correlation between Outlying Halo Abundance and Host Halo Properties
本研究首次量化了银河系质量宿主晕维里半径之外的外围晕占据数变化，分析了四种宿主晕性质与外围晕丰度的相关性及其随半径的变化，为解释非严格限定于维里半径内的卫星系统提供了理论背景。
2025-08-02 astro-ph.GA
Predicting the Scaling Relations between the Dark Matter Halo Mass and Observables from Generalised Profiles II: Intracluster Gas Emission
本文提出一种基于暗物质晕和气体剖面参数化的团簇内气体密度解析模型，预测了X射线和SZ巡天中的气体发射探针，并约束了多种标度关系，发现结构剖面仅对标度关系贡献次要不确定性。
2024-03-15 astro-ph.GA
Mature but Still Growing: JWST Detection of the Earliest Intracluster Light at z ~ 2
Yonsei University（延世大学）；University of California, Davis（加州大学戴维斯分校）；California Institute of Technology（加州理工学院）；University of Oxford（牛津大学）；University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文学与空间科学研究所）
JWST探测到z ~ 2时最早的星团内光，揭示其在大质量暗物质晕中早期形成并具有动态信息。
2026-03-03 astro-ph.GA
Stellar splashback: the edge of the intracluster light
我们研究的郊区的星系团在C-EAGLE模拟量化的恒星和暗物质分布的“边缘”。暗物质中最陡的斜坡半径，通常被用作回溅半径的替代，位于~ r_200 m;这一特征的强度和位置取决于最近的质量吸积速率，与以前的工作很好地吻合。有趣的是，恒星的分布（或团内光，ICL）也有一个明确的边缘，这与晕的溅回半径直接相关。因此，检测ICL的边缘可以提供一个独立的测量晕的物理边界，和最近的质量吸积率。我们表明，这些焦散也可以看到在投影密度分布，但必须注意考虑到子结构和其他非扩散材料，这可能会导致偏置和/或削弱最陡的斜率的信号的影响。这对于恒星物质来说尤其重要，因为恒星物质比暗物质有更高的比例被束缚在暗晕中。最后，我们指出，“恒星回溅”特征的位置超出了ICL目前的观测限制，但这些大的投影距离（>> 1 Mpc）和低的表面亮度（mu >> 32 mag/arcsec ^[2]）可以通过即将到来的观测设施（如维拉C.鲁宾天文台，南希格雷斯罗马太空望远镜和欧几里得。
2020-11-29 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
L-GALAXIES 2020: The formation and chemical evolution of stellar haloes in Milky Way Analogues and galaxy clusters
利用L-Galerkin 2020星系演化半解析模型，分析了（a）银河系南极（MWA）星系和（b）星系团周围恒星晕的形成和化学演化。观察到的恒星晕属性更好地再现时，假设一个逐渐剥离模型从卫星上去除冷气体和恒星，相比瞬时剥离模型。MWA恒星晕的恒星质量-金属丰度关系的斜率与在本宇宙中观测到的一致。这将L-Galaxies 2020与星系内部气体和恒星的金属丰度观测之间的良好一致性扩展到了星系外部。晕星的贡献平均只有$\sim{}0.1$ %的总环星系介质（CGM）富集的$z=0$在MWA，主要是由AGB星产生的碳喷射。大约四分之一的MWA有一个平均质量为$\sim{}2.3\times{}10^{9}M_{\odot}$的单一“重要祖先”，与盖亚土卫二的测量结果相似。对于星系团，L-Galaxy 2020与恒星晕质量分数的观测结果显示出良好的对应关系，但略微高估了恒星质量。假设恒星晕质量分布的Navarro-Frenk-White剖面提供了最好的一致性。平均而言，团内恒星成分（ICS）占团内中等（ICM）铁富集总量的5.4%，超过了最亮星系团（BCG）的贡献$z=0$。我们发现，考虑逐步剥离的卫星和现实的径向配置文件是至关重要的准确建模恒星晕形成的所有尺度上的半解析模型。
2021-11-24 astro-ph.GA
The Galaxy Replacement Technique (GRT): a New Approach to Study Tidal Stripping and Formation of Intracluster Light in a Cosmological Context
我们介绍的银河系替换技术（GRT），使我们能够模拟潮汐剥离的星系非常高的质量（m $_{\rm{star}}=5.4\times10^4$ ~M $_\odot$ /h）和高空间分辨率（10 pc/h），在一个完全的宇宙学背景下，使用一种高效和快速的技术。该技术的工作原理是用高分辨率模型（包括DM晕和恒星盘）替换基础宇宙学模拟中的多个低分辨率DM晕。我们应用的方法来遵循的层次建立一个集群，因为红移$\sim8$到现在，通过星系的层次吸积，单独或在子结构，如星系群。我们发现，我们可以成功地再现观测到的总质量的观测星系团的红移$\sim$ 1。高分辨率使我们能够准确地解决潮汐剥离过程，并很好地描述了形成超低表面亮度功能的集群（$μ_{V}<32$ mag arcsec $^{-2}$），如集群内光（ICL），贝壳和潮汐流。我们使用几种不同的方法测量了ICL和最亮星系团（BCG）中光的演化。虽然它们对集群质量增长历史的广泛反应是相似的，但这些方法显示出系统性差异，这意味着我们在比较使用不同方法的研究时必须小心。GRT代表了一个强大的新工具，研究潮汐对星系的影响，探索形成通道的ICL在一个完全的宇宙学背景下，与大样本的模拟集团和集群。
2021-10-18 astro-ph.GA
Intracluster light in the core of z~2 galaxy proto-clusters
利用深HST图像在z=2的两个原团簇核心探测到团簇内光，发现其恒星质量占比远超理论预期，结合Hydrangea模拟揭示团簇内恒星是群尺度晕的普遍特征。
2023-05-12 astro-ph.GA
Brightest Cluster Galaxies and the Intracluster Light
本研究探讨星系团中最亮团星系与团内光的形成及特征，明确并合与恒星剥离的增长机制，揭示其与宿主团动力学状态的关联及暗物质示踪潜力。
2024-09-11 astro-ph.GA
Late-formed halos prefer to host quiescent central galaxies. I. Observational results
本研究利用恒星质量与暗晕质量比作为形成时间代理，结合SDSS数据发现晚期形成暗晕中的中心星系静止比例更高、旋涡比例更低，差异约8%，且结果不受群查找算法影响。
2023-05-14 astro-ph.GA
The gas fractions of dark matter haloes hosting simulated $\sim L^\star$ galaxies are governed by the feedback history of their black holes
我们研究散射的起源之间的关系的气体分数和质量的暗物质晕托管当今$\sim L^\star$中央星系的EAGLE模拟。散射与中央星系黑洞（BH）的吸积率无关，但与BH的质量强烈且呈负相关，这意味着在整个光环组装过程中，活动星系核反馈的气体排出差异是散射的主要原因。在中心星系中有质量不足的黑洞的晕也倾向于保留较高的气体分数，并表现出较高的恒星形成率（SFR）。中心黑洞质量的多样性主要源于暗物质晕结合能的多样性，因为这些量在固定的晕质量下是强烈正相关的，因此由更（不）紧密结合的晕所承载的$\sim L^\star$星系发展出的中心黑洞比其晕质量的典型质量更（不）大。在固定晕质量下，晕气体分数的变化反映在软X射线亮度和热苏尼亚耶夫-泽尔多维奇通量中，这表明星系性质与其晕气体分数之间强耦合的预测可以通过测量来测试。具有不同SFR但相似晕质量的星系的诊断。
2019-06-04 astro-ph.GA
The interplay between AGN feedback and precipitation of the intracluster medium in simulations of galaxy groups and clusters
利用高分辨率的流体动力学模拟研究了最亮的星系团星系、其超大质量黑洞（BH）和团内介质（ICM）之间的相互作用。我们创建的初始条件，ICM是在流体静力平衡的引力势从星系和NFW的暗物质晕。与热力学分布相关的两个自由参数确定了团簇气体分数和中心温度，其中后者可用于创建冷芯或非冷芯系统。我们的模拟包括辐射冷却，恒星形成，BH吸积，恒星和活动星系核（AGN）的反馈。尽管活动星系核反馈的能量是各向同性的热注入，但它会导致各向异性的外流和气泡的急剧上升。我们发现，BH吸积率（BHAR）是高度可变的，只有强烈相关的恒星形成率（SFR）和ICM时，它是平均超过$1~\rm Myr$。我们通常发现与理论沉淀框架很好的协议。在$10^{13}~\rm M_\odot$晕中，活动星系核的反馈使中央星系熄灭，并将冷核系统转变为非冷核系统。相比之下，更高质量的冷核星系团周期性地演化。高BHAR的发生将ICM的熵提高到冷却时间与局部动力学时间之比$t_{\rm cool}/t_{\rm dyn} > 10$的半径，从而抑制凝结，并在延迟后抑制BHAR。活动星系核反馈的相应减少使ICM冷却并变得不稳定，从而引发新一轮的高SFR和BHAR。
2022-04-05 astro-ph.GA
A sparse regression approach to modeling the relation between galaxy stellar masses and their host halos
稀疏回归算法已经被提出作为从数据建模系统的控制方程的适当框架，而不需要底层物理的先验知识。在这项工作中，我们使用稀疏回归建立一个准确的和可解释的模型，其主机暗物质（DM）晕的属性的恒星质量的中央星系。我们的数据集包括来自EAGLE流体动力学模拟的9，521个中央星系。通过将宿主晕与仅DM模拟相匹配，我们收集了当前时间的晕质量和比角动量，以及从$z=0$到$z=4$的10个红移仓中它们的主要祖先的晕质量和比角动量。我们的控制方程的主成分是一个三阶多项式的主机晕质量，模型的恒星质量晕质量的关系。关于这种关系的分散是由晕质量演化驱动的，并且被晕质量演化与当前晕质量的二阶和三阶相关性捕获。稀疏回归方法的一个优点是删除了不必要的项。虽然我们包括信息晕特定的角动量，这些参数被丢弃，我们的方法。这表明晕的角动量与星系形成效率几乎没有联系。我们的模型具有$0.167 \log_{10}(M^*/M_\odot)$的均方根误差（RMSE），并且精确地再现了EAGLE的恒星质量函数和中心星系关联函数。该方法似乎是一个令人鼓舞的方法，用于填充的光环DM只有模拟星系，我们讨论了下一步所需的。
2021-08-13 astro-ph.GA
The Decoupled Kinematics of high-z QSO Host Galaxies and their Lya halos
我们提出了一个比较的星际介质跟踪的[CII]（ALMA），和电离晕气体跟踪的Lya（MUSE），在和周围的类星体宿主星系在z~6。迄今为止，已经用MUSE和高分辨率ALMA成像研究了18个在这个红移的类星体;其中8个物体显示Lya晕。使用速度分辨率匹配的数据管，我们比较和对比的空间和运动学信息的Lya晕和宿主星系的[CII]（和灰尘连续）的排放。我们发现Lya晕通常延伸到宿主星系的星际介质之外3-30倍。大部分的Lya晕在它们的速度场中不显示有序运动，而大部分的[CII]速度场显示有序运动。在可以在Lya中测量速度梯度的那些情况下，运动学与从[CII]发射导出的运动学不一致。这意味着Lya发射并没有追踪一个大的旋转盘的外围，而这个旋转盘是[CII]发射中看到的中央星系的简单延伸。它更确切地表明，晕气体的运动学与中央星系的运动学是分离的。考虑到Lya的散射性质，这些结果需要用JWST IFU观察结果进行确认，该观察结果可以使用非共振Ha线进一步约束晕圈运动学。
2022-04-25 astro-ph.GA
Direct-collapse black hole formation induced by internal radiation of host halos
我们估计通过直接坍缩（DC）方案形成的超大质量黑洞（SMBHs）的晕的分数，通过使用宇宙学N体模拟结合星系演化的半解析模型。虽然在大多数早期的研究中，DC的发生仅限于化学原始晕，我们在这里假设，DC也可以发生在晕金属低于阈值$Z_{\rm th} = 0$ - $10^{-3}~{\rm Z}_{\bigodot}$，考虑到超竞争吸积途径DC黑洞（DCBH）的形成。此外，我们首次考虑了宿主晕内恒星的莱曼-沃纳（LW）辐射的影响，即，内部辐射我们发现，与低阈值金属丰度的$Z_{\rm th} \leq 10^{-4}~{\rm Z}_{\bigodot}$，列入内部辐射，而减少了数密度的DCBH从$0.2$ -$0.3$ $0.03$- $0.06~{\rm Mpc}^{-3}$。这是因为恒星的形成由于自我调节而受到抑制，并且邻近晕发射的LW通量减少。只有当$Z_{\rm th}$与$10^{-3}~{\rm Z}_{\bigodot}$一样高时，内辐射才能增强DCBH从$0.4$到$1~{\rm Mpc}^{-3}$的数密度，从而降低阈值晕圈质量，高于该质量，至少一种DCBH从$2\times 10^{9}$形成为$9\times 10^{8}~{\rm M}_{\bigodot}$。我们还发现，具有$M_{\rm halo} \gtrsim 10^{11}$ -- $10^{12…
2023-03-03 astro-ph.GA
The impact of assembly bias on the halo occupation in hydrodynamical simulations
利用两个最先进的流体动力学宇宙学模拟EAGLE和Illustris，研究了星系中暗物质晕占据率随大尺度环境和暗物质晕形成时间的变化.对于这两个模拟，我们使用三个星系样本与恒星质量排名固定的数量密度。对于这些样本，我们发现，在最密集的环境中的低质量晕比在最不密集的环境中更有可能拥有一个中央星系。当分裂的晕人口的形成时间，这些关系更强。因此，在一个固定的低晕质量下，早期形成的晕比晚期形成的晕更有可能拥有一个中心星系，因为它们有更多的时间聚集。卫星占据显示出相反的趋势，早期形成的晕拥有较少的卫星，因为有更多的时间与中央星系合并。我们还分析了恒星质量晕的大尺度环境和形成时间的中央星系的质量关系。我们发现，在最密集的环境中的低质量晕主机相对更大质量的中央星系。这种趋势也被发现时，分裂的年龄晕人口，与早期形成的晕托管更多的大质量星系。我们的研究结果是在协议与以前的研究结果从半解析模型，提供了强大的预测占用变化签名的晕占据分布的星系形成模型。
2018-08-01 astro-ph.GA
The evolution of intracluster medium in stellar clusters
球状星团中的恒星通过缓慢的恒星风失去质量，这些恒星风被星团保留下来，并随着时间的推移形成了不可忽视的星团内介质。然而，到目前为止，所有的观察都只发现GC中的气体量可以忽略不计。我们建议在这里测试不同的机制，如冲压压力剥离的GC在星系晕介质中的运动和电离源的列入，以解释缺乏气体的GC。我们使用全三维流体动力学模拟，考虑到恒星风，电离辐射，辐射加热和辐射压力。我们发现，冲压压力和电离的组合效应能够解释在中等质量和大质量GC的核心中观察到的气体量可以忽略不计。
2019-09-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Intracluster light is a biased tracer of the dark matter distribution in clusters
本研究基于Horizon-AGN模拟发现，尽管团内光（ICL）形态与暗物质晕相似，但其恒星平均比能更低、速度分布更慢且轨道更偏径向，因此ICL是暗物质的有偏示踪剂。
2025-05-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Comparing PyMorph and SDSS photometry. II. The differences are more than semantics and are not dominated by intracluster light
斯隆数字巡天管道测光低估了最明亮星系的亮度。这主要是因为（i）SDSS高估了天空背景，（ii）基于单分量或双分量Sersic的模型比SDSS管道使用的de Vaucouleurs模型更适合星系的表面亮度分布，特别是在高光度下。我们使用PyMorph光度减少隔离效果（ii），并表明它是相同的，在整个样本中的小团体环境中，以及最大规模的集群中的卫星。预计这些都不会受到集群内光（ICL）的显著影响。我们只看到在最大质量的晕中中心的额外效应，但我们认为即使是这样也不是由ICL主导的。因此，对于绝大多数星系来说，PyMorph和SDSS管道测光之间的差异不能归因于在描述大质量星系的恒星质量时是否包括ICL的语义。相反，它们可能反映了恒星形成或聚集历史的差异。由于没有考虑到SDSS的低估，以前对SDSS光度和恒星质量函数的估计都有很大的偏差，因此Halo模型对晕质量和中心星系质量之间z ~ 0.1关系的估计也有偏差。我们还表明，当一个研究的相关性，在固定的群体质量，与数量，这不是用来定义的群体，然后出现选择效应。我们说明了为什么会出现这种效应，并且不应该被误认为是物理效应。
2017-03-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Intracluster light is already abundant at redshift beyond unity
团内光（ICL）是来自恒星的漫射光，这些恒星不是被引力束缚在单个星系上，而是被束缚在星系团的晕上。主流理论预测，ICL分数（由ICL与总光的比率定义）随着红移的增加而迅速减少，在z > 1时减少到百分之几的水平。然而，观测研究仍然没有确定的分数以外的红移单位，因为迄今为止，只有两个集团在这个红移制度已被调查。其中一个在低红移处的分数比平均值低得多，而另一个则具有与低红移值相似的分数。在这里，我们报告的ICL研究的10个星系团在1 \lesssim z \lesssim 2的基础上的深红外成像数据。与主流理论相反，我们的研究发现，ICL在z \lesssim 1处已经很丰富，平均ICL分数约为17%。此外，没有观察到集群质量和ICL分数或ICL颜色和集群中心半径之间的显着相关性。我们的研究结果表明，逐步剥离不再是ICL形成的主导机制。相反，我们的研究支持的情况下，其中占主导地位的ICL生产发生在串联的形成和增长的最明亮的星系团星系和/或通过吸积预处理的流浪星。
2023-01-04 astro-ph.GA
YZiCS: Preprocessing of dark halos in the hydrodynamic zoom-in simulation of clusters
为了理解今天星系团中的星系数量，我们还应该考虑星系团坠落之前的环境的影响，即预处理。我们使用YZiCS，一个流体动力学的高分辨率放大模拟的15个集群，并专注于潮汐剥离所遭受的暗物质晕的集群成员，由于预处理。我们发现今天的集群成员中有48%曾经是其他主机的卫星。这比以前的估计略高，部分原因是我们不仅考虑了群质量主机，而且还考虑了所有质量的主机。因此，我们发现预处理的分数与集群质量相关性很差，而是与每个集群的最近质量增长率相关。质量小于群的粒子是重要的贡献者，提供了超过三分之一的预处理部分。我们发现，晕质量损失是一个明确的函数的时间花费在主机。然而，有两个因素可以大大增加质量损失率：卫星与其宿主的质量比，以及卫星宿主的宇宙学时代。后者意味着我们以前可能低估了高红移群的作用。从今天集群中严重潮汐剥离成员的样本来看，近四分之三以前在宿主中。因此，明显受到干扰的集群成员更有可能经历过预处理。在集群崩溃之前被托管，使集群成员能够在更长的时间内经历潮汐剥离，而不是直接集群崩溃，并且在主机更具破坏性的早期。
2018-09-08 astro-ph.GA
The influence of diffuse scattered light II. Observations of galaxy haloes and thick discs and hosts of BCGs
对星系深层测光的研究发现，在大半径处，表面亮度和颜色分布中存在过量光，其形式为弥漫的微弱晕和厚盘。在大多数情况下，似乎有必要使用外来的恒星星族或替代的物理解决方案来解释过剩。很少有研究仔细审查散射光在这方面的作用。我探索散射光对地面观测的晕和厚盘周围的边缘上的星系，晕周围的面盘星系，周围的蓝色紧凑星系（BCGs）的宿主星系，和晕周围的椭圆星系的影响。表面亮度结构的所有考虑类型的星系进行建模和分析比较散射光晕和厚光盘的测量。我模拟散射光和精确的天空减法简化的Sérsic型和面对盘星系模型的影响。所有星系模型都与下限和更亮的点扩散函数（PSF）卷积;对于少数星系，可以使用专用的PSF。结果显示，几乎所有类型的星系都有明亮的散射光晕和大量的红色过剩，大半径和微弱的表面亮度;例外的是最大的椭圆型星系，散射光的影响较小。研究低估了散射光在解释其表面亮度分布方面的作用。我的分析显示了表面亮度曲线，其中包括散射光，这些散射光与所有半径处的测量结果非常相似并重叠。由于不存在精确的径向扩展PSF，因此从扩散数据推导晕、厚盘和BCG宿主的物理性质是误导性的。显着改进的分析，包括新的测量的PSF需要进一步研究扩散晕。
2015-02-25 astro-ph.GA
Star Formation, Nebulae, and Active Galactic Nuclei in CLASH Brightest Cluster Galaxies. I. Dependence on Core Entropy of Intracluster Medium
本研究基于CLASH的25个星系团，考察BCG恒星形成、星云与AGN对ICM核心熵K$_{0}$的依赖，发现低核心熵、短冷却时间更有利于恒星形成、星云和明亮射电AGN。
2024-08-05 astro-ph.GA
The connection between the host halo and the satellite galaxies of the Milky Way
银河系的暗物质晕的许多性质，包括其质量组装历史，浓度和晕下人口，仍然缺乏约束。我们探索这些属性的银河系和它的卫星星系人口之间的联系，特别是麦哲伦云的存在的银河系晕的属性的含义。利用一套高分辨率的$N$ -体模拟方法对最终Mvir ~ 10^{12.1}Msun的银河系质量晕进行了模拟，发现类麦哲伦云卫星的存在与宿主晕的组装历史、浓度和晕下的人口数密切相关，因此具有麦哲伦云的银河系质量晕系统具有较低的浓度，更快的近期吸积，比相同质量的典型光环质量更大。使用灵活的半解析星系形成模型，调整到重现银河系的经典矮星系与马尔可夫链蒙特卡罗的恒星质量函数，我们表明，采用主机晕不同的质量组装历史和浓度，可以导致不同的最佳拟合模型的星系形成物理，特别是反馈的强度。这些偏差的出现是因为麦哲伦云的存在增加了高质量暗晕的总体数量，因此需要不同的恒星质量与晕质量比来匹配数据。这些偏见也导致显着差异的质量-金属丰度关系，低质量卫星的运动学，与麦哲伦云相关的小卫星的数量计数，以及银河系本身的恒星质量。因此，对这些星系性质的观测可以对银河系晕的性质提供有用的约束。
2016-07-27 astro-ph.GA
Are Some Milky Way Globular Clusters Hosted by Undiscovered Galaxies?
在最近发现的超暗星系波江座II（Eri II）中确认了一个球状星团（GC），这促使我们研究标题中提出的问题。在使用已发表的恒星质量-晕质量关系估计了Eri II的晕质量后，这个星系中的一个GC支持扩展星系托管的GC数量与星系总质量之间的关系，其恒星质量比以前的限制低两个数量级。对于这个经验确定的特定频率在0.06和0.39之间的球状星团每10 $^9$ $M_\odot$的总质量，幸存的银河系（MW）的subhalos质量小于$10^{10} M_\odot$可以容纳多达5至31个GC，大致符合外晕MW GC的实际人口，虽然详细匹配径向分布仍然是一个挑战。使用subhalo质量函数从已发表的高分辨率数值模拟和泊松模型的人口与上述经验约束的频率，这些晕，我们发现，约90 $\%$这些GC躺在低质量subhalos比的Eri II。从我们所知道的恒星质量晕质量函数，subhalo质量函数，和质量归一化的GC比频率，我们得出结论，一些MW的外晕GC很可能是由未检测到的subhalo非常温和的恒星星族。
2016-04-28 astro-ph.GA
A unifying evolutionary framework for infrared-selected obscured and unobscured quasar host haloes
最近的测量暗物质晕质量的红外选择模糊类星体是在紧张-一些表明，模糊类星体有更高的晕质量相比，他们的unobscured同行，而其他人发现没有区别。前一个结果与类星体统一的最简单模型不一致，后者仅依赖于视角，而后者可能支持这种模型。在这里，使用暗物质晕和超大质量黑洞质量之间的经验关系，我们提供了一个简单的进化图，自然地解释了这些发现，是由更复杂的合并驱动的类星体燃料模型的动机。该模型跟踪晕的增长率，黑洞在类星体活动的爆发中增长，以“赶上”$M_{\textrm{BH}}$ - $M_{\textrm{star}}$ - $M_{\textrm{halo}}$关系。类星体相位的第一部分是模糊的，然后是一个未模糊的相位。视样本的光度极限而定，由观测选择效应驱动，晕质量的差异可能很大，也可能不很大。对于高光度的样本，差异可能很大（在被遮蔽的类星体中，质量高出几倍到10倍），而对于低光度的样本，晕质量差异非常小，远远小于目前的观测限制。这样一个简单的模型为被遮蔽的类星体的高质量晕提供了一个定性的解释，以及与看似不同的结果的粗略定量一致。
2016-10-11 astro-ph.GA
Characterising the Intracluster Light over the Redshift Range $0.2 < z < 0.8$ in the DES-ACT Overlap
我们研究了暗能量巡天和阿塔卡马宇宙学望远镜巡天（DES-ACT）重叠区域中发现的星系团中亮中央星系团（BCGs）和周围的团内光（ICL）的性质和演化，覆盖了红移范围$0.20<z<0.80$。使用这个样本，我们测量到在这个红移范围内，log $_{10}(M_{\rm 200m,SZ}$ /M $_{\odot})>$ 14.4的星团中ICL的恒星含量（在50- 300千秒差距之间）没有变化。我们还测量了BCG+ICL系统的恒星质量-晕质量（SMHM）关系，发现表征$M_{\rm 200m,SZ}$对BCG+ICL恒星质量依赖性的斜率$β$随半径增大而增大。外围比核心与晕的相关性更强，这支持BCG+ICL系统遵循两阶段生长，其中最近的生长（$z<2$）发生在BCG的核心之外。此外，我们比较了我们观察到的SMHM关系的结果的IllustrisTNG 300-1宇宙学流体动力学模拟，并发现中等质量的漫射光的量的协议。然而，TNG 300 -1中SMHM关系的斜率更陡，固有散射更低，可能是由于TNG 300 -1中没有投影效应。此外，我们发现，ICL表现出的颜色梯度，这样的郊区是蓝色的核心。此外，对于较低的晕质量集群（日志$_{10}(M_{\rm 200m,SZ}$ /M $_{\odot})<$ 14.59），我们检测到一个温和的变化，颜色梯度的斜率与回望时间，结合恒星质量增长的情况…
2022-09-15 astro-ph.GA
Subhalos are Anisotropically Distributed and Aligned with the Smooth Matter Distribution of Their Host Halos
本研究通过两套N体模拟发现银河系质量晕和星系团质量晕的子晕呈各向异性分布且沿宿主晕长轴对齐，揭示了显著的投影效应及子晕与宿主晕角动量的对齐关系，为星系形成模型等提供参考。
2025-09-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
What to expect from dynamical modelling of cluster haloes I. The information content of different dynamical tracers
使用流体动力学模拟，我们研究如何以及潜在的引力势的星系团可以动态模拟不同类型的示踪剂。为了隔离不同的系统和不同的估计性能的影响，我们首先专注于应用一个通用的最小假设方法（oPDF）模拟晕使用完整的6-D相空间信息。我们发现，晕的质量和浓度可以恢复在一个合奏无偏的方式，与随机偏差，从晕到晕，主要反映了从稳态的示踪剂分布的偏差。当使用暗物质粒子作为示踪剂时，典型的系统不确定度是维里质量的$\sim 0.17$ dex和浓度的$\sim 0.17$ dex。卫星星系的动力学状态接近暗物质粒子的动力学状态，而团内恒星的稳定状态较低，导致质量的系统不确定度为$\sim$ 0.26 dex。与银河晕托管银河类星系相比，集群晕显示出更大的随机偏差在恢复的质量配置文件。我们还测试的准确性，使用团内气体作为动态示踪剂建模通过广义流体静力平衡方程，并找到一个可比的系统的不确定性估计质量使用暗物质。最后，我们通过定量分离它们的统计效率和对系统学的鲁棒性，证明我们的结论在很大程度上适用于包括球形Jeans方程在内的其他稳态动力学模型。我们还估计了在每种情况下导致系统性主导制度的示踪剂的限制数量。
2021-06-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the Orbits of Infalling Satellite Halos
下降的卫星晕的轨道特性设置的初始条件，控制随后的演变subhalos和星系，他们的主机，与质量剥离，恒星形成淬火和合并的影响。使用高分辨率，宇宙学N体模拟，我研究卫星晕的轨道参数，因为它们合并与较大的主机晕，主要集中在轨道圆度和近心。我详细探讨这些轨道参数如何依赖于质量和红移。卫星轨道变得更加径向和陷入更深的主机晕在更高的主机晕质量，但他们不显着依赖于卫星晕质量。此外，卫星轨道变得更加径向和陷入更深的主机晕在更高的红移。我还研究卫星的速度，发现大多数卫星的具体角动量小于主机晕维里值，但卫星是“热”比主机维里速度。讨论了这些结果对星系形成和演化过程的意义，并给出了卫星轨道圆度和近心点对质量和红移依赖性的拟合公式。
2010-11-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
The chosen few: the low mass halos that host faint galaxies
由于再电离阻止了大多数低于3 × 10^9太阳质量的晕形成恒星，矮星系只占据了现有暗物质晕的一小部分。我们使用流体动力学宇宙学模拟的本地集团研究的判别因素星系形成在早期宇宙和连接到现在的属性的星系和晕。与再电离相关的选择效应，以及随后在不同环境中晕的演变相结合，引入了宿主矮星系的晕人口与总晕人口之间的强烈偏差。星系周围的晕形成得更早，更集中。此外，更容易受到潮汐剥离影响的晕更有可能容纳一个给定质量或最大圆速度vmax的星系。因此，卫星晕比场晕更频繁地出现，与本星系群矮椭球体类似，质量为10^8 - 10^9太阳质量或vmax为12 - 20 km/s的卫星晕在进入后经历了比平均值更大的质量和vmax减少。它们在更近、更径向的轨道上，具有更高的坠落速度和更早的坠落时间。总之，这些效应使矮星系成为潜在暗物质分布的高度偏差的示踪剂。
2014-06-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
The edge of the M87 halo and the kinematics of the diffuse light in the Virgo cluster core
我们提出了高分辨率的火焰/VLT光谱的星团内行星状星云（IPN）的候选人，针对三个新领域的室女星系团核心的表面亮度下降到mu_B = 28.5。基于投影相空间信息，我们将旧的和12个新确认的PN分为星系和团内成分。M87 PN被限制在M87的扩展恒星包层中，投影半径约为160 kpc，而ICPN则分散在M87和M86之间的整个测量区域。在投影半径为60 kpc和144 kpc的M87 PNs上测定的速度色散表明，星系的速度色散曲线在外晕中减小，下降到78 +/- 25 km/s。在X射线辐射追踪的引力势中，M87晕星的Jeans模型仅在恒星轨道具有强径向各向异性（β = 0.4，在r = 10 kpc处增加到0.8，在外缘），并且在平均椭圆半径约为150 kpc处截断时才符合观测到的速度色散剖面。根据ICPN的空间和速度分布，我们推断M87和M86正朝着彼此落下，我们可能在第一次近距离通过之前观察到它们。推断的M87晕和ICL的光度特定PN数在古老（> 10 Gyr）恒星星族观测值的范围内（略）。
2009-05-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Intergalactic Stellar Population from Mergers of Elliptical Galaxies with Dark Matter halos
我们提出了模拟干合并遇到的椭圆星系对之间的暗物质晕。这些模拟的目的是研究在抛物线和双曲线碰撞中产生的星系间恒星星族。我们模拟了总质量/光质量比M_T/M_L分别为3和11的祖星系。碰撞星系的初始质量被选择为使得M_1/M_2和10。模型星系中充满了代表恒星的粒子，如Stanghellini等人（2006）和暗物质。这些碰撞产生的合并残余物显示出一群无界粒子，既有黑暗的，也有明亮的。粒子的数量变得无界取决于轨道配置，双曲线的遭遇比抛物线的遭遇产生更大的发光集群内人口。此外，在相同轨道参数的模拟中，较低的M_T/M_L碰撞星系产生的无界发光粒子的比例较大。对于每一个模型的碰撞，无界的初始恒星质量的分数是相同的，在所有的质量箱考虑，类似于我们以前发现的建模遇到的星系没有黑暗的晕。我们模拟得到的星系际光度占总光度的比例在暗亮质量比为10和2时分别为~ 4%和~ 6%。这些无界的总发光分数从17%下降，我们以前发现的情况下，没有黑暗的晕。我们的研究结果与星系群中观察到的星系际光广泛一致，而我们以前的模型没有黑暗的晕的结果更好地包括观察到的集群内人口。我们提出了一个可能的星系际恒星形成的方案。
2009-11-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Symphony: Cosmological Zoom-in Simulation Suites over Four Decades of Host Halo Mass
我们目前的交响乐，汇编$262$宇宙学，冷暗物质放大模拟跨越四十年的主机晕质量，从$10^{11}$ $-$ $10^{15}~M_{\mathrm{\odot}}$。这个汇编包括三个现有的模拟套件在集群和银河系$-$质量尺度，和两个新的套件：$39$大麦哲伦云质量（$10^{11}~M_{\mathrm{\odot}}$）和$49$强透镜模拟（$10^{13}~M_{\mathrm{\odot}}$）集团质量主机。在整个主机晕质量范围内，在这些模拟中的最高分辨率区域解决了与$\approx 3\times 10^{-7}$倍的主机维里质量和普卢默等效引力软化长度$\approx 9\times 10^{-4}$倍的主机维里半径，平均暗物质粒子质量。我们测量subhalo丰度和主机浓度，形成时间和最大subhalo质量，所有这些峰值在银河系主机晕质量尺度之间的相关性。次晕丰度是$\approx 50\%$更高的集群比低质量的主机在固定的子-主机晕质量比。次晕的径向分布是近似自相似的主机质量的函数，并不集中比主机的底层暗物质分布。我们比较我们的结果的半解析模型$\mathrm{\texttt{Galacticus}}$，它预测subhalo质量函数具有较高的归一化在低质量端和径向分布，比交响乐稍微集中。我们使用$\mathrm{\texttt{UniverseMachine}}$模型…
2023-03-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Inferring Host Dark Matter Halo Masses of Individual Galaxies from Neighboring Galaxy Counts
我们能在多大程度上推断出单个星系的主暗物质晕质量？基于晕占据分布（HOD）框架，我们解析计算了在一定红移间隔和半径的圆柱内横向共动距离内的邻近星系数。结果是用来推导的条件概率分布函数（PDF）的主机晕质量的星系，给定的邻近星系计数。我们比较我们的分析结果与使用一个现实的模拟星系目录，找到合理的协议。我们发现最佳的圆柱半径是$\sim 0.5-1h^{-1}{\rm Mpc}$晕质量的推断。PDF通常是宽的，有时在低质量和高质量区域有两个峰值，这是因为沿着视线的偶然投射的影响。本文还讨论了新的理论框架的潜在应用和扩展。
2015-01-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
A New Model for Dark Matter Halos Hosting Quasars
提出了一种新的类星体托管暗物质晕模型，满足两个物理条件。首先，考虑到触发类星体活动的重要相互作用。第二，由于缺乏冷气体，在非常大质量的低红移晕中的卫星被排除在考虑之外。我们分析了{ \em Millennium Simulation}，寻找满足这两个条件的晕，同时匹配类星体的两点自相关函数和类星体与星系之间的互相关函数在$z=0.5-3.2$。发现的晕有一些值得注意的独特性质。发现的类星体主机的质量随着红移的减少而减少，质量阈值为$[(2-5)\times 10^{12}, (2-5)\times 10^{11}, (1-3)\times 10^{11}]\msun$，平均亮度为$\sim[10^{46}, 10^{46}, 10^{45}]$ erg/s，分别在$z=(3.2, 1.4, 0.53)$，一个数量级低于根据晕占据分布模型推断的数量级。在这个模型中，类星体宿主主要是$z\ge 2-3$的大质量中央晕，但越来越多地由经历向低红移的主要相互作用的低质量卫星晕主导。但在$z=1$之下，质量比$\sim 2\times 10^{13}\msun$更大的卫星晕群并不包含类星体。无论是中央或卫星晕，施加显着的相互作用的条件大大提高了集群强度相比，总人口具有相同的质量削减。$3-30$ Myr的$z=0.5-3.2$类星体的推断寿命与观测结果一致。与之前认为的$\sim 3\tim…
2014-12-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
An Optimal and Model-Independent Measurement of the Intracluster Pressure Profile I: Methodology and First Applications
本文提出了一种不依赖于模型的最优方法来提取团内介质（ICM）中热气体的压力分布。利用热Sunyaev-Zeldovich效应，我们通过适当考虑所有主要的宇宙微波背景（CMB）和仪器噪声相关性，同时使用所有频率通道的最大分辨率和灵敏度来约束ICM的平均压力剖面。作为第一个应用程序，我们分析CMB地图的WMAP 9年的数据，通过研究的X射线探测星系团（MCXC）的元目录。我们将通用压力曲线限制为4R_500，置信度为15-sigma，尽管我们的测量值仅在R_200范围内有意义。使用X射线观测约束的温度分布，我们测量的平均气体质量分数到R_200。在统计和系统的不确定性，我们的约束是兼容的宇宙重子分数和预期的气体分数晕。虽然普朗克多频CMB数据预计将减少20倍的统计不确定性，我们认为，系统误差在确定质量的集群占主导地位的气体质量分数测量的不确定性在20%的水平。
2013-07-02 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
The correlation between the sizes of globular cluster systems and their host dark matter haloes
球状星团（GC）的整个系统的大小取决于GC本身的形成和破坏历史，但也取决于他们居住的暗物质（DM）晕的组装，合并和吸积历史。最近的工作表明，在球状星团系统中球状星团的总质量与其宿主暗物质晕的质量之间存在线性关系，这是从弱透镜校正的。在这里，我们扩展到GC系统的大小，通过研究附近星系群中星系周围GC的径向密度分布。我们发现GC系统的径向密度分布与de Vaucouleurs分布很好地拟合。结合我们的结果与文献中的结果，我们发现GC系统的有效半径与其宿主DM晕的维里半径（或质量）之间存在紧密的关系（$\sim 0.2$ dex散射）。这种关系（$R_{e, GCS} \propto R_{200}^{2.5 - 3}$）的陡峭的非线性依赖性目前还没有得到很好的理解，但这是一个重要的线索，关于组装历史的DM晕和GC系统，他们的主机。
2017-07-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Memoirs of mass accretion: probing the edges of intracluster light in simulated galaxy clusters
Department of Physics, Stanford University（斯坦福大学物理系）；SLAC National Accelerator Laboratory（SLAC国家加速器实验室）
通过分析际群光边缘特征，研究其在探测星系团质量累积历史和合并事件中的潜力。
2025-12-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Intracluster light: a luminous tracer for dark matter in clusters of galaxies
星系团中的大部分恒星被限制在它们的组成星系中。这些恒星并不能很好地追踪暗物质的延伸分布，因为它们位于星团暗物质子晕的中心区域。然而，预计有一小部分恒星会遵循星团的整体暗物质形状。这些恒星的扩展空间分布是星系合并活动的结果，并形成了团内光（ICL）。在这项工作中，我们比较了大质量星系团中暗物质的二维分布（由引力透镜模型跟踪）与ICL的分布。为了做到这一点，我们使用了哈勃前沿领域倡议的极好数据。使用修正的Hausdorff距离（MHD）作为量化质量和ICL分布之间的相似性的一种方式，我们发现这两个组件之间的一个很好的协议（MHD~25 kpc）。这一结果表明，ICL精确地遵循全球暗物质分布，提供了一个精确的暗物质发光示踪剂。这一发现开启了仅使用深度成像观测来详细探索星系团中暗物质分布的可能性。
2018-10-23 astro-ph.CO 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
Construct the emission line galaxy-host halo connection through auto and cross correlations
通过自相关和互相关研究了[O\，II]发射线星系（ELG）与宿主晕的联系，提出了一种简洁有效的方法，在不假设参数化晕占据分布（HOD）模型的情况下，在暗物质晕中填充ELG.利用VIMOS公开河外红移巡天（VIPERS）的观测数据，测量了由[O\，II]光度选择的ELG与由恒星质量选择的正常星系之间的自相关函数和交叉关联函数。结合恒星晕质量关系（SHMR）导出的正常星系和ELG的正常星系人口中观察到的分数，我们证明，我们可以建立一个准确的ELG晕连接。利用ELG与星系晕的关联，只要适当地减小伴星系的比例，我们就可以精确地再现ELG与正常星系在实空间和红移空间的自关联函数和交叉关联函数。我们的方法提供了一种新的策略，以产生ELG模拟目录正在进行和即将到来的星系红移调查。我们还提供了一个简单的描述的HOD的ELG。
2022-01-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Co-orbiting planes of sub-halos are similarly unlikely around paired and isolated hosts
在基于暗物质的宇宙学模拟中，子晕倾向于近似各向同性地分布在它们的宿主周围。因此，卫星星系的高度扁平、共轨平面的存在被认为是这些宇宙学模型的一个可能问题，但迄今为止的研究还没有考虑宿主的环境。现在已知的卫星平面围绕着本星系群中的两个主要星系，这提出了一个问题，即它们是否更有可能围绕着成对的宿主。在第一次尝试调查这种可能性，我们专注于11个最明亮的卫星星系的巨大的极地结构（VPOS）周围的银河系（MW）的扁平和轨道的连贯性。我们寻找VPOS类似物的ELVIS宇宙学模拟套件，其中包括24对和24个孤立的主机晕。我们没有发现显着差异的子晕分布周围配对和孤立的主机的属性。观测到的扁平化和观测到的轨道排列，每一个都只有0.2%至2%的成对和孤立系复制，这些系统包括随机取向的星系盘遮蔽的卫星。在所有4800个分析的实现中，只有一个（0.02%）同时再现了这两个参数，但是这个子晕系统的平均轨道极点与所观察到的平面拟合的法线并不一致。MW是一个星系对的一部分，因此，如果卫星星系被确定为在无耗散模拟中发现的子晕，则无助于解释VPOS的存在。
2014-06-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
