暗物质晕结构与星系形态的受控实验 I：什么决定了星系大小？

螺旋星系周围的紫外晕I.形态

Ultraviolet Halos Around Spiral Galaxies. I. Morphology

我们研究紫外晕周围的样本高度倾斜的星系在25百万秒差距，以测量其形态和光度。尽管污染从银河光散射到翅膀的点扩散函数，我们发现，紫外线晕发生在我们的样本中的每个星系。在大多数星系周围，晕形成了一个厚的、弥散的盘状结构，但是具有星系超级风的星暴星系有着性质不同的晕，它们更广泛，并且有着类似的结构。在恒星形成区上方的紫外线晕的空间重合，与外流或面外电离气体缺乏一致的关联，以及晕与星系紫外线光度之间的强相关性，表明紫外线是河外反射星云。因此，紫外线晕可能代表了2-10千秒差距内的100万至1000万太阳质量的尘埃，其性质可能会随着星暴星系的高度而变化。

银河系形态与暗物质晕结构的关系 II：从暗物质晕属性预测盘结构

Connection between galaxy morphology and dark-matter halo structure II: predicting disk structure from dark-matter halo properties

研究通过TNG50模拟探讨银河盘结构与宿主暗物质晕详细属性的联系，利用随机森林和符号回归方法，基于暗物质晕属性预测盘结构，发现低质量晕预测更准确，盘高度预测比盘大小更易实现。

螺旋星系际磁场引起的耀变体gamma ray晕的形态

Morphology of blazar-induced gamma ray halos due to a helical intergalactic magnetic field

我们研究的特征尺寸和形状的理想耀变体引起的级联晕在$1-100 \, {\rm GeV}$能量范围内假设各种非螺旋和螺旋配置的星系际磁场（IGMF）。当磁场产生一个扩展的晕时，螺旋度为晕提供了一个扭曲。在简化的假设下，我们评估的参数制度，它是可能的测量的大小和形状的晕从一个单一的来源，然后推导出的IGMF的属性。我们发现，blazar晕测量与费米-LAT实验类似，最适合探测螺旋磁场的强度和相干长度范围内的$10^{-17} \lesssim B_{0} / {\rm Gauss} \lesssim 10^{-13}$和$10 \, {\rm Mpc} \lesssim λ\lesssim 10 \, {\rm Gpc}$，其中$\mathcal{H} \sim B_0^2 / λ$是磁螺旋密度。更强的磁场或更小的相干尺度仍有可能被研究，但晕形态和磁场性质之间的联系更为复杂。较弱的磁场或较长的相干尺度需要高的光子统计或优越的角分辨率。

Galactic angular momentum in the IllustrisTNG simulation -- I. Connection to morphology, halo spin, and black hole mass

We use the TNG100 simulation of the IllustrisTNG project to investigate the stellar specific angular momenta ($j_{\ast}$) of $\sim$12,000 central galaxies at $z=0$ in a full cosmological context, with stellar masses ($M_{\ast}$) ranging from $10^{9}$ to $10^{12} \, {\rm M}_{\odot}$. We find that the $j_{\ast}$-$M_{\ast}$ relations for early-type and late-type galaxies in IllustrisTNG are in good overall agreement with observations, and that these galaxy types typically `retain' $\sim$10-20 and $\sim$50-60 per cent of their host haloes' specific angular momenta, respectively, with some dependen…

具有气体和三轴晕的盘星系中棒的形成和演化：形态、棒强度和晕特性

Bar formation and evolution in disc galaxies with gas and a triaxial halo: Morphology, bar strength and halo properties

我们遵循的形成和演化的酒吧在N体模拟的盘星系与气体和/或三轴晕。我们发现相对气体含量和晕形状对坝的形成和演化都起着重要作用。在富含气体的模拟中，圆盘保持近轴对称的时间比缺乏气体的圆盘长得多，而且，当棒开始生长时，它的速度要慢得多。由于这两种效应的结合，大规模的酒吧形成后，在丰富的气体比在气体贫乏的磁盘。这可以解释在大质量的红色盘星系中，棒比在蓝色螺旋星系中更早出现的现象。我们还发现，在酒吧区的形态特征的强烈影响的气体分数。特别是，在模拟结束时的酒吧是在富含气体的情况下弱得多。我们没有看到酒吧被毁。晕三轴度对杆件强度有双重影响。在模拟的早期阶段，它诱导酒吧形成开始较早。另一方面，在后期，长期的演化阶段，三轴晕导致相当少的增加酒吧的强度比球形的。光环的形状随着时间的推移而发生相当大的变化。内晕圈部分可以变得更细长或更球形，这取决于棒强度。初始三轴晕的主体向球形演化，但在初始强三轴的情况下，它停止成为球形。部分被晕吸收的角动量会产生相当大的晕粒子旋转，这些粒子长时间保持在相对靠近圆盘的位置。另一部分产生晕体旋转，这与酒吧相反，随着时间的推移，但保持小。

论暗物质晕的内部结构与星系形态

On the dark matter haloes inner structure and galaxy morphology

在本文中，我们扩展了Del Popolo（2010）的研究，以确定具有不同形态的星系晕的内部密度轮廓的斜率。我们研究了星系形态如何改变星系晕密度剖面的内斜率$α$与恒星质量$M_{*}$或自转速度$V_{\rm rot}$之间的关系。为此，我们使用Del Popolo（2009）的模型，结合来自Romanowsky\& Fall（2012）椭圆星系和螺旋星系样本的观测数据，McConnachie（2012）编制的本星系群样本，以及Cloet-Osselaer等人的模拟结果。我们发现$α$的斜率单调地从$V_{\rm rot} \simeq 250$ km/s的$α\simeq -1 $到$α\simeq 0 $。在$V_{\rm rot}\simeq 25$ km/s之后，斜率开始变陡。陡峭化发生在由非旋转支撑的星系主导的质量范围内（例如，dSphs），并取决于旋转和非旋转主导星系的角动量的偏移水平。这种变陡是球状矮星系中重子含量和角动量减少的结果。最后，我们将我们的结果与Di Cintio的SPH模拟进行了比较。我们的结果与他们的模拟结果在定性上是一致的，主要区别是小质量下的内斜率$α$（$M_* \lesssim10^{8} M_{\odot}$）比他们的模拟结果更平坦.因此，在质量略小于$\simeq 10^6 M_{\odot}$的矮星系中找到一个核心（如Di Cintio…

潮汐流形态学作为暗物质晕几何学的指示：Palomar 5的情况

Tidal Stream Morphology as an Indicator of Dark Matter Halo Geometry: the Case of Palomar 5

本文介绍了一个例子，其中的形态，一个单一的恒星流可以用来排除一个特定的银河势形式，而不需要速度信息。我们研究了球状星团Palomar 5（Palomar 5），它在潮汐作用下分裂成一个寒冷的薄流，在天空中的位置超过22度，典型的宽度为0.7度。我们通过观测来确定105的当前位置、距离和径向速度，同时允许其自行变化，从而生成该流的模型。在球形暗物质晕中，我们很容易找到符合观测形态的模型。然而，在Law & Mauriski（2010）的三轴势中找不到合理的105模型，该模型被提出来解释人马座流的性质。在这种情况下，Pal5流的长、薄和弯曲的形态可以单独用于排除这种潜在的配置。在这种势中，类似的流要么太直，没有观测到的曲率，要么表现出一种不寻常的形态，我们称之为流扇：对势的三轴性敏感的特征。我们的结论是，其他薄潮汐流的存在，必须提供广泛的限制方向和形状的暗物质晕他们居住。

Photometric Objects Around Cosmic Webs (PAC) Delineated in a Spectroscopic survey. II. Morphology, Color and Size Dependences of the Stellar-halo Mass Relation for Massive Galaxies

In this paper, we report a robust measurement of the morphology, color and galaxy size dependences of the stellar-halo mass relation (SHMR) at the high mass end ($10^{11.3}{\rm M_{\odot}}<M_{\star}<10^{11.7}{\rm M_{\odot}}$) at redshift $z_s\sim0.6$ (Throughout the paper, we use $z_s$ for redshift, $z$ for the z-band magnitude.). Applying our method, Photometric objects Around Cosmic webs (PAC), developed in a previous work to CMASS and HSC-SSP observations, we measure the excess surface density ($\bar{n}_2w_p(r_p)$) of satellites around massive central galaxies with different morphologies ind…

Andromeda Galaxy晕的大尺度结构第一部分：全球恒星密度、形态和金属丰度特性

The large-scale structure of the halo of the Andromeda Galaxy Part I: global stellar density, morphology and metallicity properties

我们提出了一个分析的仙女座星系晕的大尺度结构，泛仙女座考古调查（PAndAS）的基础上，目前最完整的解决恒星星族在任何星系晕的地图。尽管有丰富的子结构，全球晕人口密切遵循幂律配置文件，成为陡峭的金属丰度增加。我们将样本分为流样的人口和一个光滑的光环组件。拟合一个三维晕模型显示，大多数贫金属的种群（[Fe/H]<-1.7）近似球形分布（略长，椭圆率c/a=1.09+/-0.03），只有一个相对较小的部分（42%）居住在可辨别的流状结构。古老的光滑成分的球形强烈暗示了暗物质晕也是近似球形的。更多富含金属的星族包含更高比例的恒星（86%[Fe/H]>-0.6）。光滑贫金属组分的空间密度具有-3.08+/-0.07的全局幂律斜率，并且非参数拟合显示斜率从30 kpc到300 kpc几乎保持恒定。在2度以外的晕中，恒星的总质量是1.1x10^10太阳质量，而平滑部分是3x10^9太阳质量。外推到星系内部，光滑晕的总恒星质量可能是8 × 10^9太阳质量。我们检测到一个实质性的金属丰度梯度，从R= 30 kpc的[Fe/H]=-0.7下降到R= 150 kpc的[Fe/H]=-1.5，对于整个样品，在每个半径处，光滑的晕圈比整个样品多0.2dex的金属贫乏。虽然在质量上符合宇宙学模拟的预期，但这些观测非常重要，因为它们提供了一个原型模板，这种模拟现在必须能够在定量细节上重现。

The morphology of star-forming gas and its alignment with galaxies and dark matter haloes in the EAGLE simulations

We present measurements of the morphology of star-forming gas in galaxies from the EAGLE simulations, and its alignment relative to stars and dark matter (DM). Imaging of such gas in the radio continuum enables weak lensing experiments that complement traditional optical approaches. Star-forming gas is typically more flattened than its associated stars and DM, particularly for present-day subhaloes of total mass $\sim$$10^{ 12-12.5} \mathrm{M_{ \odot}}$, which preferentially host star-forming galaxies with rotationally-supported stellar discs. Such systems have oblate, spheroidal star-forming …

Self-Generated Cosmic-Ray Turbulence Can Explain the Morphology of TeV Halos

Observations have shown that spatially extended "TeV halos" are a common (and potentially generic) feature surrounding young and middle-aged pulsars. However, their morphology is not understood. They are larger than the "compact" region where the stellar remnant dominates the properties of the interstellar medium, but smaller than expected in models of cosmic-ray diffusion through the standard interstellar medium. Several explanations have been proposed, but all have shortcomings. Here, we revisit a class of models where the cosmic-ray gradient produced by the central source induces a streamin…

转基因晕：朝向$Λ$ CDM星系形成的受控实验

Genetically modified halos: towards controlled experiments in $Λ$CDM galaxy formation

我们提出了一种方法来产生“遗传修改”（GM）的初始条件，高分辨率的宇宙学背景下的星系形成模拟。基于Hoffman-Ribak算法，我们从具有完全随机初始条件的参考模拟开始，然后对单个光环的特定属性（例如其质量和合并历史）进行控制性更改。该算法对光环及其环境的其他属性进行了最小的更改，使我们能够隔离给定修改的影响。作为对以前工作的重大改进，我们能够计算相对于参考模拟的结果对象的丰度。我们的方法可以应用于广泛的宇宙结构和时代，在这里，我们研究两个问题作为一个概念证明。首先，我们调查的密度分布和浓度的变化作为崩溃时间的三个单独的晕是不同的固定的最终质量，显示出良好的协议与以前的统计研究，使用大型模拟套件。其次，我们修改了晕的$z=0$质量，以表明我们的理论丰度计算正确地恢复晕质量函数。结果表明，该技术是强大的，开辟了一条道路，在星系形成控制实验中使用流体动力学变焦模拟。

The dependence of the galaxy stellar-to-halo mass relation on galaxy morphology

We investigate the dependence of the local galaxy stellar-to-halo mass relation (SHMR) on galaxy morphology. We use data from the Sloan Digital Sky Survey DR7 with morphological classifications from Galaxy Zoo, and compare with the EAGLE cosmological simulation. At fixed halo mass in the mass range $10^{11.7}-10^{12.9}M_{\odot}$, the median stellar masses of SDSS disc galaxies are up to a factor of 1.4 higher than the median masses of their elliptical counterparts. However, when we switch from the stellar masses from Kauffmann et al. to those calculated by Chang et al. or Brinchmann et al., th…

Lambda-CDM宇宙中具有静止最近组装历史的星系的形态

Morphology of galaxies with quiescent recent assembly history in a Lambda-CDM universe

标准的星盘形成假设是气体冷却并流入暗物质晕的中心，保持特定的角动量。重大的合并已被证明能够破坏或高度扰动盘组件。最近，被吸积形成星系的物质的排列被指出是决定星系形态的关键因素。然而，在一个分层的情况下，星系形成是一个复杂的过程，结合这些过程和其他非线性的方式，使星系形态的起源仍然是完全理解。我们的目标是探索不同形态的星系形成历史的差异，但最近的合并历史，以确定哪些机制发挥了重要作用。我们分析了当小合并可以被认为是相关的，以确定星系形态。我们还分别研究了圆盘和中心球分量的比角动量含量。我们使用了宇宙学流体动力学模拟，其中包括一个有效的，物理动机的超新星反馈，能够调节不同质量的晕中的恒星形成。我们分析了宇宙学模拟的15个星系样本的形态和形成历史。我们对选定的星系和它们的祖先系统进行了椭球盘分解。合并系统的角动量方向以及它们的相对质量进行了估计，以分析所发挥的作用的方向和次要的合并在确定的形态。我们发现，光盘形成的特定的角动量守恒按照经典的光盘形成模型。恒星中心椭球体的比角动量与暗物质晕角动量相关，并决定幂律。删节

EAGLE中星系形态学和运动学的关系及其对暗物质晕结构的依赖

The relationship between the morphology and kinematics of galaxies and its dependence on dark matter halo structure in EAGLE

在EAGLE模拟中，我们研究了质量为$M_\star > {10}^{9.5} {\rm M}_\odot$的中央星系中恒星成分的形态和内部运动学之间的联系。我们比较了几种常用的运动学诊断来描述模拟星系，并发现它们之间有很好的一致性。我们模拟的结构，星系椭球体和量化的形态，通过其主轴的比率。我们表明，蓝色恒星形成和红色静止星系的形态诊断的分化可以实现类似的功效，使用运动学诊断，但只有当一个是能够测量的扁平和三轴的星系。扁平扁星系表现出更大的旋转支持比他们的球状同行，但有显着的分散形态和运动学诊断之间的关系，这样的运动学相似的星系可以表现出广泛的形态。扁率与旋转速度和弥散速度之比关系的离散性（$v/σ$）与恒星速度色散的各向异性密切相关：在固定的$v/σ$，较平坦的星系在由中间轴和长轴定义的平面上比在短轴上表现出更大的色散，表明模拟星系的形态受到其速度弥散结构的显着影响。模拟显示，这种各向异性与星系内部暗物质晕的内在形态相关，即在没有耗散重子物理的情况下出现的晕形态。这意味着星系的形态和它们的宿主暗物质晕之间存在因果关系。

黑暗时代再电离和星系形成模拟V：再电离的形态学和统计特征

Dark-ages reionization & galaxy formation simulation V: morphology and statistical signatures of reionization

本文利用数值模拟中的暗期、再电离和星系形成观测量（DRAGONS）框架，研究了星系形成物理对再电离期（EoR）电离氢（HII）区形态和统计的影响。DRAGONS自洽耦合半解析的星系形成模型与非均匀电离紫外背景，因此可以用来研究的电离源星系人口的反馈现象的形态和统计的依赖性的再电离。星系形成物理学的变化改变了HII区域的大小以及21厘米功率谱的振幅和形状。在星系物理学的研究中，我们发现超新星反馈在再电离中起着最重要的作用，在没有这种反馈的情况下，HII区域高达$\approx 20$ %的较小和功率谱振幅的分数差异高达$\approx 17$ %。我们比较我们的星系形成为基础的再电离模型与过去的计算，假设恒定的恒星晕质量比，并发现，正确选择的最小晕质量，这样的模型可以模仿预测的再电离形态。因此，在固定的中性分数的再电离形态是唯一的决定由星系形成的细节，但对托管的电离源的大部分晕的质量是敏感的。因此，简单的EoR参数化是再电离统计的准确预测。然而，使用未来的21厘米观测来完全理解再电离将需要结合其他观测，用现实的星系形成模型来解释。

利用旋臂形态学约束暗物质晕轮廓和星系形成模型。II。13个邻近正面星系的暗物质和恒星质量浓度

Constraining dark matter halo profiles and galaxy formation models using spiral arm morphology. II. Dark and stellar mass concentrations for 13 nearby face-on galaxies

我们调查使用螺旋臂的螺距角作为探测盘星系质量分布。我们证实了我们以前的结果，螺旋臂的螺距角（P）与盘状星系旋转曲线中的剪切率（S）有很好的相关性。我们使用这种相关性认为，单独的成像数据可以提供一个强大的探测银河系的质量分布到大的回望时间。然后，我们使用一个样本的13个星系，与斯皮策3.6- $μ$米成像数据和观测H $α$旋转曲线，演示如何推断剪切速率加上一个膨胀盘分解模型和塔利-费舍尔推导的速度归一化可以用来放置约束星系的重子分数和暗物质晕配置文件。最后，我们表明，似乎有一个趋势（虽然弱相关性）之间的螺旋臂螺距角和晕浓度。我们讨论了建议之间的联系超大质量黑洞（SMBH）的质量和暗晕浓度的影响，使用俯仰角作为SMBH质量的代理。

Baryons Shaping Dark Matter Haloes

In this work we aim at investigating the effects of baryons on the dark matter (DM) haloes structure, focusing on the correlation between the presence and importance of stellar discs and the halo shapes. We study the properties of a subsample of DM haloes from Fenix and EAGLE cosmological simulations. We inspect the central regions of haloes in the mass range [10.9 - 992.3] x 10^{10} Msun at z=0, comparing the hydrodynamic runs and their dark matter only (DMo) counterparts. Our results indicate that baryons have a significant impact on the shape of the inner halo, mainly within ~ 20 percent of…

The Lyman Alpha Reference Sample XII: Morphology of extended Lyman alpha emission in star-forming galaxies

We use Hubble space telescope data of 45 nearby star-forming galaxies to investigate properties of Lyman-alpha (Ly$α$) halos, Ly$α$ morphology, and the star-forming characteristics of galaxies. We study how the morphology of Ly$α$ emission is related to other Ly$α$ observables. Furthermore, we study the interdependencies of Ly$α$ morphological quantities. We studied the spatial extent of Ly$α$ using surface brightness profiles in i) using circular apertures and ii) within faint Ly$α$ isophotes. We measured the average intensity and the size of the regions with a high star formation rate densit…

恒星反馈对Milky Way大小暗物质晕中星系结构、大小和形态的影响

The impact of stellar feedback on the structure, size and morphology of galaxies in Milky Way size dark matter haloes

我们使用宇宙学放大模拟银河系（MW）大小的晕中的星系形成，从相同的初始条件开始，研究星系的大小，重子分数，形态和角动量的演化与不同参数的恒星形成-反馈循环。我们的基准模型具有很高的本地恒星形成效率，这导致有效的反馈，产生一个现实的晚型星系，匹配的晚型星系的基本属性的演变：恒星质量，磁盘大小，形态为主的运动学冷盘，恒星和气体表面密度分布，和特定的角动量。我们认为，反馈的作用是双重的：（1）低角动量气体的去除和（2）保持一个较低的盘-晕质量分数，抑制磁盘不稳定性，导致角动量重新分配和重子的中心浓度。然而，我们的模型具有低的局部恒星形成效率，但每颗超新星的能量输入很大，选择产生一个与我们的基准模型具有类似恒星形成历史的星系，导致一个高度不规则星系，没有运动学冷分量，过度扩展的恒星分布和低角动量。这表明，只有当反馈被允许成为有力的通过本地有效的恒星形成在稠密的冷气体，由此产生的星系大小，气体/恒星表面密度分布和恒星盘角动量同意与观察到的$z=0$星系。

恒星和气体自转的解耦-- I：与形态学和晕旋的关系

Decoupling the rotation of stars and gas -- I: the relationship with morphology and halo spin

我们使用的数据相结合的MANGA调查和MANGA类的观测illustrisTNG 100，以确定恒星和气体的旋转轴之间的错位的流行。这篇普查论文概述了观测和模拟中失调星系的典型特征，以确定它们与形态和角动量的基本关系。我们提出了一个样本的~4500星系从MANGA与运动学分类，我们用它来证明的流行失调是强烈依赖于形态。在早期形态中，失调比例急剧增加（301个早期型星系中有28个$\pm$，占3%; 677个透镜状星系中有10个$\pm$，占1%; 1634个纯晚期型星系中有5.4个$\pm$，占0.6%）。对于早期类型，对齐的星系比未对齐的样本质量更小，而这种趋势对于望远镜和纯粹的晚期类型相反。我们还发现，解耦依赖于组成员资格的早期类型的中心更有可能被解耦比卫星。我们证明，错位星系有类似的恒星角动量星系没有气体旋转，远低于对齐的星系。错位星系的气体质量也比对齐星系低，这表明气体损失是恒星气体旋转脱钩的关键步骤。通过与模拟MaNGA样品的比较，我们发现，在IllustrisTNG 100中，形态和角动量的强烈趋势是真实的。我们证明，降低角动量是，但是，不是一个短暂的属性，并在z = 0的恒星气体错位的可能性与自旋的暗物质晕回到z = 1。

M31外晕中的吸积球状星团与水平支形态

Accreted Globular Clusters and Horizontal Branch Morphology in the Outer Halo of M31

基于HST测光分析M31外晕48个球状星团水平支形态，发现极红HB星团与吸积子结构显著相关，首次直接证实红HB晕星团起源于卫星吸积，揭示M31比银河系具有更漫长的吸积历史。

Dynamical evidence for a morphology-dependent relation between the stellar and halo masses of galaxies

We derive the stellar-to-halo mass relation (SHMR), namely $f_\star\propto M_\star/M_{\rm h}$ versus $M_\star$ and $M_{\rm h}$, for early-type galaxies from their near-IR luminosities (for $M_\star$) and the position-velocity distributions of their globular cluster systems (for $M_{\rm h}$). Our individual estimates of $M_{\rm h}$ are based on fitting a dynamical model with a distribution function expressed in terms of action-angle variables and imposing a prior on $M_{\rm h}$ from the concentration-mass relation in the standard $Λ$CDM cosmology. We find that the SHMR for early-type galaxies d…

连接Angular Momentum和银河系动力学：自旋、质量和形态之间的复杂相互作用

Connecting Angular Momentum and Galactic Dynamics: The complex Interplay between Spin, Mass, and Morphology

在过去的几十年里，暗物质（DM）晕的角动量的演化和分布已经在一些研究中进行了讨论。特别是，角动量守恒应该允许从测量重子分量的角动量来推断整个DM晕的总角动量，重子分量占据了晕的中心，特别是对于盘星系。为了验证这个想法，并了解DM晕和它的星系的角动量之间的联系，我们使用Magneticum模拟。我们成功地产生人口的球状和盘星系自洽。因此，我们能够研究银河系的性质对它们的形态的依赖。我们发现：（1）盘状星系和球状星系中恒星的比角动量随恒星质量的变化与观测结果比较吻合：（2）盘状星系中恒星的比角动量略小于冷气体的比角动量，与观测结果比较吻合;（3）考虑重子分量的模拟结果表明，当按星系的形态类型进行分裂时，特定的恒星角动量分布呈现二分法（这种二分法也可以在自旋参数中看到，与球状星系相比，盘状星系以稍大的自旋填充晕）;（4）盘星系优先分布在中心部分DM分量角动量矢量与整个晕的角动量矢量较好对准的晕中;（5）盘星系中冷气的比角动量比DM晕的比角动量小40%左右，并表现出明显的散射。

超越形态学：分解类草帽星系、晕嵌入盘星系的巨大恒星晕所面临的挑战

Beyond Morphology: Challenges in Decomposing Massive Stellar Halos in Sombrero-like, Halo-Embedded Disk Galaxies

本文利用TNG50模拟中的270个类草帽星系，结合GALFIT光度分解与auto-GMM运动学分解，揭示光度方法会系统高估盘分数且S'ersic指数n不能可靠指示恒星晕存在，表明现有分解方法难以准确识别晕嵌入盘星系结构。

形态-密度-关系：对卫星分数的影响

The Morphology-Density-Relation: Impact on the Satellite Fraction

在过去的几年里，一些作者研究了星系周围卫星的丰度，以便更好地估计宿主星系的晕质量。为了研究这种联系，我们分析星系与$M_\mathrm{star}\geq\,10^{10}\,M_{\odot}$从流体动力学宇宙学模拟Magneticum。我们发现，卫星部分的中心是独立的形态。除了在低红移的非常巨大的星系，我们的研究结果不支持的假设，暗物质（DM）晕的球状星系显着更大的质量比盘星系在固定的$M_\mathrm{star}$。我们发现，密度形态关系开始建立在$z\sim2$，是独立的中心星系的恒星形成的属性。我们的结论是，环境淬火是更重要的卫星比中心。我们的模拟表明，一致性已经在$z=2$，形成红移和当前的恒星形成率（SFR）的中央和卫星星系相关的地方。具有低SFR的中心形成较早（在固定的$M_\mathrm{star}$），而具有高SFR的中心形成较晚，典型的形成红移与观测一致。然而，我们证实了最近的观察，球状星系的卫星的明显数量是显着大于盘星系。这种差异完全源于包含了伴星系，即不位于DM晕潜在最小值的星系。因此，由于密度形态的关系，卫星的数量是不是一个很好的示踪晕质量，除非样品仅限于DM晕的中央星系。

${\rm H{\scriptsize ALO}F{\scriptsize LOW}}$ I：基于星系测光与形态的暗物质晕质量神经推断

${\rm H{\scriptsize ALO}F{\scriptsize LOW}}$ I: Neural Inference of Halo Mass from Galaxy Photometry and Morphology

本研究提出基于归一化流的机器学习方法${\rm H{\scriptsize ALO}F{\scriptsize LOW}}$，利用星系测光、形态及卫星星系信息推断暗物质晕质量，精度较标准方法提升约40%。

星系团和球状星团中的暗物质晕。II：金属性和形态

Dark Matter Halos in Galaxies and Globular Cluster Populations. II: Metallicity and Morphology

越来越多的数据显示星系晕质量与其球状星团（GC）总质量之间存在一对一的线性相关关系，M_{GCS} ~ M_h^{1.03 \pm 0.03}，在5个数量级以上有效。我们探讨这种相关性的性质，不同形态类型的星系，以及贫金属（蓝色）和富金属（红色）GC的亚群。对于不同金属丰度的亚群，我们发现M_{GCS}（蓝色）~ M_h^{0.96 \pm 0.03}和M_{GCS}（红色）~ M_h^{1.21 \pm 0.03}具有相似的散射。这些指数的数值可以从红色和蓝色GC分数与星系质量的详细行为中推导出来，并提供了一组自洽的关系。此外，所有的形态类型（E，S 0，S/Irr）遵循相同的关系，但与螺旋星系的二阶趋势，有一个稍高比例的富金属GC为一个给定的质量。这些结果表明，在高红移的GC形成可用的气体的量几乎是成正比的暗物质晕的潜力，在强烈的对比显着的非线性行为的总恒星质量与晕质量。在几个直接讨论GC形成的理论处理中，Kravtsov & Gnedin（2005）的模型最符合这些观察结果。他们发现，蓝色的贫金属GC在$z > 3$的小晕中形成，并且几乎与晕质量成正比。对于一幅全面的图像，仍然需要类似的模型来处理红色、富含金属的GC的形成速率，并继续降低红移。

X-ray morphology of cluster-mass haloes in self-interacting dark matter

We perform cosmological zoom-in simulations of $19$ relaxed cluster-mass haloes with the inclusion of adiabatic gas in the cold dark matter (CDM) and self-interacting dark matter (SIDM) models. These clusters are selected as dynamically relaxed clusters from a parent simulation with $M_{\rm 200} \simeq 1\operatorname{-}3\times 10^{15}\,{\rm M}_{\odot}$. Both the dark matter and the intracluster gas distributions in SIDM appear more spherical than their CDM counterparts. Mock X-ray images are generated based on the simulations and are compared to the real X-ray images of $84$ relaxed clusters s…

星系主序星的形成受晕吸积控制吗？

Is Main Sequence Galaxy Star Formation Controlled by Halo Mass Accretion?

对于$z < 4$，星系恒星-晕质量关系（SHMR）几乎与时间无关。因此，我们构建了一个独立于时间的SHMR模型的中心星系，其中的恒星形成率（SFR）是由晕质量吸积率（MAR），我们称之为恒星-晕吸积率协同演化（SHARC）。我们发现，$\sim0.3$ dex分散的晕MAR匹配观测到的分散的SFR的恒星形成的主序列（MS）。在“浴缸”型模型的星系形成的背景下，SHARC导致质量依赖的限制SFR和MAR之间的关系。尽管它的简单性和简化处理的质量增长从合并，SHARC模型很可能是一个很好的近似中央星系与$M_*=10^9- 10^{10.5}M_\odot$的MS，代表大部分的恒星形成在宇宙中。SHARC的预测与MS上星系在低红移下观测到的SFR一致，在$z\sim4$上相当一致，但超过了在$z>4$上的观测。假设每个星系的星际气体质量是恒定的（浴缸模型中的“平衡条件”），SHARC模型允许计算流入和流出气体的净质量负载因子。通过基于模拟的预防性反馈假设，SHARC允许计算星系金属丰度演化。如果星系SFR确实跟踪晕MAR，特别是在低红移，这可能有助于解释模型的成功连接星系属性晕（包括年龄匹配）和两晕星系一致性和晕质量吸积一致性之间的相似性。

Milky Way中CEMP-no基团形态的起源

Origin of the CEMP-no Group Morphology in the Milky Way

第一批恒星的元素丰度特征印在CEMP-无恒星的大气层上，因为各种证据表明它们是真正的第二代恒星。最近人们认识到CEMP-no星可以根据它们在$A$（C）-[Fe/H]空间中不同的形态被细分为至少两组，这表明它们可能存在多条形成途径。在这项工作中，我们比较了晕CEMP-no组的形态与银河系的卫星矮星系中发现的恒星-一个非常相似的$A$（C）-[Fe/H]模式被发现，提供了明确的证据表明，晕CEMP-no恒星确实是从他们的主机迷你晕吸积，类似于目前观察到的超暗矮星（UFD）和矮球状（dSph）星系形成的性质。我们还推断，以前注意到的"异常" CEMP-无晕星，（具有高$A$（C）和低[Ba/Fe]比），否则将与I族相关，可能与III族CEMP-无晕星具有相同的起源，通过类比UFD和dSphs中几颗III族CEMP-no星的位置，以及它们与$A$（Ba）中CEMP-$s$星的明显分离，$A$（C）空间。有趣的是，与UFD相关的CEMP-no恒星包括II族和III族恒星，而质量更大的dSphs似乎只有II族恒星。我们的结论是，了解CEMP没有晕星的起源需要知道他们的父母迷你晕，这是有关的恒星形成前的碳稀释量的质量，除了他们的核合成起源的性质。

通过Dark Sage研究大质量星系的角动量与形态序列

Angular momentum and morphological sequence of massive galaxies through Dark Sage

利用Dark Sage半解析模型发现，大质量星系的形态序列主要由暗晕质量而非角动量驱动，核球主导星系所在暗晕质量约为盘主导星系的十倍。

潮汐结构中的形态错觉：非球形暗物质晕中恒星壳层和流体的变化

The Illusion of Morphology in Tidal Structures: Changes to Stellar Shells and Streams in Non-Spherical Haloes

研究探讨了非球形暗物质晕中潮汐结构的形态依赖性，通过分类框架区分壳层和流体结构，揭示暗物质晕形状对潮汐碎片形成和分类的影响。

卫星星系的丰度在很大程度上取决于宿主星系的形态

The abundance of satellites depends strongly on the morphology of the host galaxy

利用Sloan Digital Survey Data Release 10的分光星表，我们探索了254个大质量（10^11< M_star < 2 x 10^11 M_sun）本星系（z < 0.025）周围卫星的丰度。我们将样品分为四个形态组（E，S 0，Sa，Sb/c）。我们发现，M_star > 10^9 M_sun和R < 300 kpc的卫星的数量与中央星系的形态密切相关。每个星系宿主的卫星平均数量（N_Sat/N_Host）下降到1：100的质量比，E宿主为4.5 +/- 0.3，S 0为2.6 +/- 0.2，Sa为1.5 +/- 0.1，Sb/c为1.2 +/- 0.2。大质量E型星系周围卫星星系所包含的恒星质量分别是S 0、Sa和Sb/c型卫星星系质量的2、4和5倍。如果这些卫星最终落入宿主星系，对于所有的形态类型，合并通道将主要由卫星-宿主星系质量比$μ$ > 0.1的卫星主导。大质量椭圆星系比大质量螺旋星系有更多的卫星星系，这一事实可以指出，椭圆星系比同等质量的星系拥有更重的暗物质晕。如果这一假设是正确的，晚型螺旋星系的暗物质晕在产生具有相同恒星质量的星系方面比早型星系的暗物质晕的效率高2-3倍。

SDSS DR7中星系的尺寸分布：对晕环境的弱依赖

Size distribution of galaxies in SDSS DR7: weak dependence on halo environment

使用从斯隆数字巡天数据发布7中选择的星系样本（SDSS DR 7）和膨胀盘分解目录，我们研究了星系的大小分布如何依赖于星系的内在性质，如浓度，形态，比恒星形成率（sSFR），和膨胀分数，以及在中心/卫星分解，晕环境，宇宙网络：\cluster，\filament，\sheet ~和\void，以及星系数密度。我们发现，有一个很强的依赖性的光度或质量大小的关系上的星系浓度，形态，sSFR，和凸出分数。与晚型（螺旋）星系相比，早型（椭圆）星系有明显的尺寸变小和斜率变陡的趋势。同样，具有高凸起分数的星系比具有低凸起分数的星系具有更小的尺寸和更陡的斜率。给出了这些不同内禀性质星系的平均光度和质量-尺寸关系的拟合公式。检查星系的大尺度环境，我们发现，质量-尺寸关系有一些弱的依赖于晕质量和中央/卫星分离的星系质量范围内$9.0\le \log M_{\ast} \le 10.5$，卫星或星系在更大质量的晕比他们的同行有略小的尺寸。而宇宙网和局域数密度对质量-尺寸关系的依赖几乎可以忽略不计。

SDSS DR7中的小尺度和大尺度星系整合

Small- and Large-Scale Galactic Conformity in SDSS DR7

星系整合是指星系性质在距离上表现出比预期的更多的相关性，如果这些性质只依赖于晕质量。我们进行了全面的研究一致性在低红移使用星系群目录从SDSS DR 7光谱样本。我们研究了中央星系和它们的卫星星系（1-晕）之间的相关性，以及中央星系在单独的晕（2-晕）之间的相关性。我们使用淬火分数和显着的关联函数（MCF），探测符合三个星系的属性，$(g-r)$颜色，特定的恒星形成率（sSFR），和形态。我们评估了一套模拟星系目录，没有内置的一致性，但包含相同的组发现和质量分配错误的真实数据的一致性信号的统计意义。在1-晕一致性的情况下，淬火馏分在所有组质量显示出强信号。然而，这些信号在模拟星表中同样强烈，表明一致性信号是虚假的，可能完全是由群体发现系统学引起的，这对以前的1-halo一致性检测提出了质疑。MCF揭示了大量群体内的径向分离的显著检测，但没有一致性的证据。在2-卤素一致性的情况下，淬火馏分显示没有显着的证据一致性的颜色或sSFR一旦与模拟目录相比，但使用形态学的明确信号。相比之下，MCF揭示了低质量组和$0.8-4\ h^{-1}\textrm{Mpc}$标度中所有三种性质的小但高度显著的信号，可能代表2-晕一致性的首次稳健检测。

M31球状星团的水平分支形态。外晕星系团的极端第二参数效应

The horizontal branch morphology of M31 globular clusters. Extreme second parameter effect in outer halo clusters

我们使用深，高品质的彩色星等图获得的哈勃太空望远镜计算简化版本的米罗诺夫指数[SMI; B/（B+R）]参数化的水平分支（HB）形态的23个球状星团在M31星系（样本-A），所有位于外晕在10 kpc和100 kpc之间的投影距离。这使我们能够将它们与银河系的对应物进行比较，我们以完全相同的方式估计SMI，在SMI与[Fe/H]平面中。我们发现，大多数被认为是M31星系团位于一个显着不同的轨迹，在这个平面上，相对于银河系星系团躺在任何距离的银河系中心。特别是在给定的金属丰度下，它们具有更红的HB形态，或者换句话说，具有相同SMI值的星系团在银河系中比M31中的金属丰度高出约0.4 dex。我们讨论了这种差异的可能来源，我们得出的结论是，最有可能的解释是，许多球状星团在M31的外晕形成约1-2 Gyr比他们的同行在银河系外晕，而在集群之间的差异，个别恒星的He丰度分布也可能发挥作用。对另一个25个明亮的M31星团样本（其中18个M_V<=-9.0，Sample-B）的分析表明，在质量最大的M31球状星团中，延伸的蓝色HB尾可能相对频繁，这可能暗示了多个星团的存在。

非轴对称暗晕中星系盘的动力学

Dynamics of galactic disks in the nonaxisymmetric dark halo

本文讨论了淹没在非轴对称暗质量晕中的星系盘动力学的数值模拟结果。利用高分辨率数值流体力学方法（TVD & SPH）和N体模型，对非轴对称暗晕中的星系盘动力学进行了详细的研究.长寿命的双臂螺旋结构产生广泛的参数。螺旋结构是整体的，根据模型参数的不同，螺旋圈数可以是2-3圈。研究了晕和盘参数对螺旋结构形态和运动学的影响。螺旋结构旋转缓慢，角速度呈准周期变化。

IllustrisTNG盘星系的运动学分解：形态学及其与形态结构的关系

Kinematic decomposition of IllustrisTNG disk galaxies: morphology and relation with morphological structures

我们最近开发了一种自动化的方法，自动GMM分解模拟星系。它以准确，高效和无监督的方式提取运动学结构。我们使用auto-GMM来研究来自IllustrisTNG的TNG 100运行的盘星系的恒星运动学结构。我们确定了四到五个结构，这些结构通常存在于不同的星系群中。具有强到中等旋转的结构分别被定义为冷盘和暖盘。由随机运动主导的球状结构被分类为凸起或恒星晕，这取决于它们的紧密结合程度。盘状隆起是具有适度旋转但紧凑形态的结构。在所有的盘状星系中，在3个半质量半径范围内的恒星质量中，运动学球状结构（通过将凸起和晕的恒星相加得到）占总恒星质量的45%，而盘状结构占55%。这项研究也提供了重要的见解运动学和形态学派生的星系结构之间的关系。将运动学结构的形态与传统的球+盘分解的形态进行比较，我们得出结论：（1）形态分解的球是由慢旋转球、内晕和盘状球组成的复合结构：（2）运动学盘状球类似于观测中通常所说的伪球，是具有类似暖盘的旋转的致密盘状成分;（3）从正面看，晕占形态盘外部表面密度的近30%;（4）冷盘和暖盘在中心区域常被截断。

从河外潮汐流的投影形态约束引力势

Constraining the Gravitational Potential from the Projected Morphology of Extragalactic Tidal Streams

本文提出利用二维投影恒星流轨迹曲率快速约束暗物质晕形状的解析方法，并将其应用于NGC 5907，发现其暗物质晕为扁球形，为未来大规模测量河外暗物质晕形状提供了高效途径。

Fingerprints of modified gravity on galaxies in voids

We search for detectable signatures of f(R) gravity and its chameleon screening mechanism in the baryonic and dark matter (DM) properties of simulated void galaxies. The enhancement of the gravitational acceleration can have a meaningful impact on the scaling relations as well as on the halo morphology. The galaxy rotational velocity field (calculated with the velocity of the gas disc and the acceleration fields) deviates from the typical values of the Tully-Fisher Relation (TFR) in GR. For a given stellar mass, f(R) gravity tends to produce greater maximum velocities. On the other hand, the m…

用MaNGA探测早型星系的运动学形态-密度关系

Probing the kinematic morphology-density relation of early-type galaxies with MaNGA

早型星系的“运动学”形态-密度关系假定，那些角动量低的星系优先出现在宇宙中密度最高的区域。我们使用了大量的星系群的晕质量10^12.5 < M_halo < 10^14.5 M_sun/h的样本，这些星系群是在APO附近星系映射（MaNGA）巡天中观测到的，以研究局部环境和旋转支持之间是否存在与恒星质量无关的相关性。我们没有发现令人信服的证据，早期型星系的角动量含量和本地的过密度或径向位置在固定的恒星质量的集团内的关系。

星系的恒星形成历史：星系质量、形态和环境的作用

The star formation history of galaxies: the role of galaxy mass, morphology and environment

我们分析了恒星形成历史（SFH）的星系作为一个功能，今天的环境，星系恒星质量和形态。SFH是通过应用于WINGS星系团和PM2 GC场中z ~ 0.04- 0.1的单个星系的非参数分光光度模型导出的。恒星形成率密度（SFRD）的场重建演化遵循在每个红移处观察到的值（Madau & Dickinson 2014），除了在z > 2处，我们的估计比高z观测值高出约1.7倍。SFRD随时间下降的斜率从低质量到高质量晕逐渐变陡。自z = 2以来，SFRD的减少是由于1）淬火-场中50%的SFRD和z > 2的星系团中75%的SFRD起源于今天的被动星系-以及2）今天恒星形成星系的平均SFR随时间而减少的事实。我们量化的贡献SFRD（z）的星系今天的不同质量和形态。当前的形态与当前的恒星形成活动相关，但与过去的恒星历史无关。平均SFH取决于星系质量，但给定质量的星系根据其环境有不同的历史。我们的结论是，SFRD（z）与环境的变化是不是由不同的星系团和字段中的星系质量和形态的分布驱动，必须是由于加速形成高质量的晕相比，低质量的，即使是星系，最终将有相同的星系质量今天。

解开帕洛玛 5 的形态：棒旋臂、大麦哲伦星系和晕扁率的影响

Disentangling the Morphology of Palomar~5: Effects of the Bar, Spiral Arms, LMC, and Halo Flattening

研究 Pal~5 球状星团及其潮汐尾在银河系势场中的演化，用碰撞直接 \(N\) 体模拟，考虑多种因素，发现不同因素对其形态有不同影响，现有模型无法完全匹配观测，未来可结合多种方法研究差异。

Quijote模拟中的空洞概率函数

Void probability function in the Quijote simulations

本研究利用Quijote模拟系统研究空洞概率函数对宇宙学、红移、晕质量及形态的依赖，发现其可区分ΛCDM扩展模型，为未来巡天提供高效探针。

无星暗物质晕中的荧光环

Fluorescent rings in star-free dark matter haloes

低质量暗物质（DM）晕中气体的光加热阻止重子冷却，使晕中没有恒星。这些“黑暗”晕中的气体仍然暴露在紫外线背景（UVB）下，因此预计将通过荧光复合线发射。我们提出了一套辐射转移模拟，模型暗晕作为球形气体云在流体静力学平衡与DM晕势，并在热平衡与UVB在红移z = 0。我们使用这些模拟来预测H-alpha中的表面亮度，我们发现在10^9.5和10^9.6 M_sun之间的狭窄质量范围内，H-alpha中的晕具有特征性的环形形态。我们探讨如何发射取决于物理参数，如DM密度分布和UVB光谱。我们预测了天空中荧光晕的丰度，并讨论了可能的检测策略。我们演示了如何详细的观察荧光环可以用来推断的性质的晕主机他们，如他们的密度分布和质量浓度关系，以及直接测量的UVB振幅。

围绕RXCJ0232 .2-4420中的Brilliant星团星系的射电晕：过渡中的迷你晕？

A radio halo surrounding the Brightest Cluster Galaxy in RXCJ0232.2-4420: a mini-halo in transition ?

与团内介质有关的漫射射电源是宇宙射线电子和磁场的直接探测器。本文报道了用巨型米波射电望远镜在星系团RXCJ 0232.2 -4420（SPT-CL J 0232 -4421，$z=0.2836$）中发现的一个弥散射电源。弥散射电源围绕在星团内的布里渊星系团周围，像典型的无线电小晕。但其总的范围为$550\times800$ kpc $^{2}$，比小晕大，与射电晕相似。BCG本身也是一个射电源，其核心分辨率为$7''$（30 kpc）。我们测量RH的606 MHz通量密度为$52\pm5$ mJ y。假设频谱指数为1.3，则1.4 GHz无线电功率为$4.5 \times 10^{24}$ W Hz $^{-1}$。的集群的动力学状态已被推断为“放松”，也作为“复杂”的分类方法的基础上的X射线表面亮度的形态。因此，这个系统似乎处于从迷你晕到射电晕的过渡阶段。

无碰撞星系盘与非轴对称暗物质晕的相互作用

Interaction between collisionless galactic discs and nonaxissymmetric dark matter haloes

使用$N$ -体模拟（$N\sim 10^6 - 10^7$），我们研究了如何非轴对称暗晕影响的结构在碰撞（恒星）光盘的动力学演化。我们演示了模型参数，如晕的质量，初始条件在光盘和晕轴比的影响形态和运动学的恒星盘。我们发现，一个非轴对称的晕可以产生一个大规模的螺旋密度图案嵌入恒星盘。这种模式在圆盘旋转的许多时期都可以观察到，即使圆盘在引力作用下是超稳定的。螺旋臂的增长并不伴随着显着的动态加热的磁盘，无关的初始参数。我们还研究了由盘中的长寿命螺旋图案驱动的暗晕形状的转变。我们表明，在恒星盘和螺旋图案中的速度场的分析给了我们一个可能性，找出空间方位的三轴形的暗晕和测量的三轴度。

Tempestuous life beyond R_500: X-ray view on the Coma cluster with SRG/eROSITA. I. X-ray morphology, recent merger, and radio halo connection

This is the first paper in a series of studies of the Coma cluster using the SRG/eROSITA X-ray data obtained in course of the Calibration and Performance Verification observations. The data cover $\sim3^\circ\times 3^\circ$ area around the cluster with a typical exposure time of more than 20 ks. The stability of the instrumental background and operation of the SRG Observatory in the scanning mode provided us with an excellent data set for studies of the diffuse emission up to a distance of $\sim 1.5R_{200}$ from the Coma center. In this study, we discuss the rich morphology revealed by the X-r…

银河系中心伽马射线过剩现象来自通用的三轴晕

Galactic Center gamma-ray excess from a generic triaxial halo

研究通过分析伽马射线观测数据，发现银河系中心过剩现象更可能由三轴且倾斜的暗物质晕产生，而非恒星晕。

宇宙学模拟中的暗物质湮灭反馈II：对气体和晕结构的影响

Dark Matter Annihilation Feedback in Cosmological Simulations II: The Influence on Gas and Halo Structure

我们提出了新的宇宙学流体动力学模拟，将暗物质湮灭反馈（DMAF），从而从暗物质粒子通过衰变通道，如光子或正电子-电子对湮灭释放的能量提供额外的加热源本地重子材料。对于湮没率相当于WIMP类粒子，我们发现DMAF的关键影响是抑制气体吸积到晕。这种减少的气体吸积在晕的寿命早期的结果减少气体分数在较小的晕，和延迟的晕形成时间的较大的结构，这表明DMAF可能会影响星系中的恒星年龄分布，和矮星的形态。对于$m_χ\sim10$ ~MeV的暗物质粒子质量，在$z=0$处存在$\sim10^{13}$ M $_{\odot}$的“临界晕质量”，低于该临界晕质量与$Λ$ CDM相比存在很大差异，例如晕结构丰度降低高达25%，在质量为$\sim10^{12}$ M $_{\odot}$的晕圈内，气体含量减少50%，中心气体密度降低到10%，但在较小的晕圈中效果增加。较高的暗物质粒子质量模型有一个较小的“临界晕质量”。对于$m_χ\sim100$ ~MeV模型，我们发现在$\sim10^{12}$ M $_\odot$和$m_χ\gtrsim 1$ ~GeV模型的晕质量以下开始出现差异，这个质量尺度低于我们模拟的分辨率，尽管我们仍然观察到矮星系形态的变化。

非轴对称暗晕中气态粒子的动力学

Dynamics of Gaseous Disks in a Non-axisymmetric Dark Halo

利用高分辨率的数值流体动力学模型，详细研究了非轴对称（三轴）暗晕中星系盘的动力学。一个长期的，双臂螺旋图案的参数范围很广。螺旋结构是全局的，并且圈数可以是两个或三个，这取决于模型参数。螺旋图案的形态学和运动学的研究作为晕和磁盘参数的函数。螺旋结构旋转缓慢，其角速度准周期性变化。模型与不同的相对晕质量，晕半轴比，物质在磁盘中的分布，气体成分中的马赫数，和角旋转速度的晕被认为是。

Inferring the Morphology of Stellar Distribution in TNG50: Twisted and Twisted-Stretched shapes

We investigate the morphology of the stellar distribution in a sample of Milky Way (MW) like galaxies in the TNG50 simulation. Using a local in shell iterative method (LSIM) as the main approach, we explicitly show evidence of twisting (in about 52% of halos) and stretching (in 48% of them) in the real space. This is matched with the re-orientation observed in the eigenvectors of the inertia tensor and gives us a clear picture of having a re-oriented stellar distribution. We make a comparison between the shape profile of dark matter (DM) halo and stellar distribution and quite remarkably see t…

低红移镓及其近邻的电离气晕的发射

Emission from the Ionized Gaseous Halos of Low Redshift Galaxies and Their Neighbors

使用近50万个星系的样本，超过800万视线从斯隆数字巡天数据发布12，我们扩展了我们以前的研究附近星系的气体晕发射的复合辐射。我们确定的H $α$ +N[{ \small II}]径向发射剖面的径向分布在一个投影半径为$\sim 50$千秒差距的拐点，并建议，超过这个半径的空间相关的晕从电离气体的排放占主导地位的配置文件。我们证实，这是一个可行的假设，使用的结果从一个高度简化的理论处理，其中的暗物质晕分布从宇宙学模拟直接填充气体。我们是否能把晕圈气体的分数（T $= 12,000$ K），光滑（$c = 1$）组件（对于具有M $_* = 10^{10.88}$ M $_\odot$的星系为0.26，对于具有M $_* = 10^{10.18}$ M $_\odot$的星系为0.34），或者从已发表的流体动力学模拟中获取该分数的独立值（分别为0.19和0.38），该模型成功地再现了所观察到的拐点的径向位置和幅度。我们还观察到，气体晕的物理性质连接到主星系形态超越任何关系的星系的恒星质量和恒星形成率。我们将探讨该模型是否再现与中央星系的恒星质量，恒星形成率和形态有关的行为。我们发现，它是不成功的，在这个层次上的细节再现的意见，并讨论我们的简单模型，可能是负责任的各种缺点。