晚型星系中恒星晕的形成

近场观测可为宇宙中任何结构形成模型提供严格约束——即“边界条件”。银河系（例如 Freeman $\&$ Bland-Hawthorn 2002）的详细观测数据早已可用，并为若干星系形成模型（例如 Abadi et al. 2003, Bekki $\&$ Chiba 2001）提供了严格约束。然而一个隐含假设仍未得到解答：银河系是一个“正常”旋涡星系吗？寻找方向时，很自然地会看向我们的邻居：仙女座星系。将其恒星晕与我们的星系进行对比提供了一条引人入胜的谜题线索，尤其是因为 Mouhcine 等人 (2005) 提出恒星晕金属丰度与星系光度之间存在相关性，这将使银河系晕相对于其他具有可比亮度的旋涡星系成为一个异常值。因此进一步问题产生：是否存在恒星晕-星系形成共生？我们的第一步是通过半解析模型对比银河系与仙女座的化学演化。然后我们通过分析若干半宇宙学晚型星系模拟采取了互补方法，这些模拟涵盖了广泛的并合历史。我们聚焦于红移零处模拟中的恒星晕性质，并表明——在任意给定星系光度下——模拟中恒星晕的金属丰度跨度超过 $\sim$ 1 dex，这一结果被我们执行的稳健性检验所加强。我们提出，晕金属丰度弥散的根本驱动因素可追溯到等级成团范式内固有的星系质量聚集历史的多样性。