Hypervelocity Collisions of Binary Stars at the Galactic Centre
最近的调查已经在银河系的光环中确定了七颗超高速恒星（HVS）。这些恒星中的大多数可能起源于双星系统被核黑洞SgrA* 分裂。在某些情况下，双星的分裂可能会导致其成员恒星之间的碰撞。我们研究这些碰撞的动力学性质，通过模拟SgrA* 周围的直接N体积分代码的数千个不同的二进制轨道。对于某些轨道参数，两颗恒星的碰撞速度低于它们的逃逸速度，因此可能会合并。合并中的双星有可能以足够的速度逃离星系。此外，Sgr A* 附近的一些大质量S星可能是双星系统合并的残余，但这种产生方法不能解释大多数S星。
2007-01-11 astro-ph
The Milky Way's stellar halo - lumpy or triaxial?
我们提出了最小卡方拟合的幂律和赫恩奎斯特密度分布的F-关断星在8个2.5度宽的条纹SDSS数据：5个在北银河帽和3个在南银河帽。在已知的恒星星系晕中，有大量的潮汐碎片流或其他明亮的结构，或者可能包含来自厚盘的大量污染物的部分，都被避免了。这些数据强烈支持一个关于银河系旋转轴不对称的模型。如果作为一个自由参数，最适合的椭球体的中心是令人惊讶的约3 kpc从银河系中心的方向上的太阳的运动。该模型适合有利于在太阳位置的晕星的密度值较低。一个非轴对称的恒星分布的替代方案是，我们的拟合被以前未识别的luorescent子结构所污染。
2005-07-28 astro-ph
An Alternative Origin for Hypervelocity Stars
具有异常高径向速度的晕星（“超高速”星，或HVS）被认为是不受银河系束缚的恒星，起源于恒星系统与银河系中心的超大质量黑洞的引力相互作用。我们研究了最新的HVS编译，并发现在这个黑洞喷射场景中意想不到的特殊性。例如，很大一部分的HVS聚集在狮子座周围，并共享$\sim 100$-2亿年的共同旅行时间。此外，如果像最近的星系形成模型所建议的那样，银河系嵌入在一个$2.5\times 10^{12} h^{-1} M_{\odot}$暗晕中，维里速度为$\sim 220$ km/s，那么它们的速度就不是真正的极端。在这种情况下，在$\sim 50$ kpc处的逃逸速度将是$\sim 600$ km/s，并且很少HVS将是真正未结合的。我们使用数值模拟表明，破坏矮星系可能会贡献晕星的速度高达，有时超过标称逃逸速度的系统。这些恒星排列在一个薄准直的外向“潮汐尾”中，在最近的近心点通过期间从矮星上剥离下来。因此，我们推测一些HVS可能是最近在银河系中心附近被破坏的矮星的潮汐碎片。在这种解释中，HVS的角度聚类结果是因为从我们的角度来看，尾巴几乎是“端上”，而共同的旅行时间只是反映了这些恒星在一个单一的近心通过期间同时从矮星剥离的事实。这个提议是明显可证伪的，因为它做出了许多与黑洞弹射机制不同的预测，并且应该可以用改进的HVS数据集进行测试。
2008-11-28 astro-ph
Hypervelocity intracluster stars ejected by supermassive black hole binaries
最近在星系外围发现了超高速恒星，如银河系晕中的未束缚恒星，或室女星系团中的三个超高速团内行星状星云（ICPNe）。它们可能是由与一个双超大质量黑洞（SMBBH）的近距离三体相互作用而喷出的，在SMBBH的半长轴内通过的恒星可以获得足够的能量将其从系统中喷出。由SMBBH喷出的恒星可能形成一个重要的子群，其运动学和平均金属丰度与大部分的星团内恒星有很大的不同。被抛出的恒星的数量、运动学和方向可能会限制SMBBH的质量比、半长轴甚至轨道平面。利用高分辨率、自洽的宇宙学N体星系团模拟方法，研究了在团簇势和随时间变化的团簇势下，从SMBBH中喷射出的碎片的演化.我们表明，预测的数量和运动学签名的快速室女座ICPNe是一致的3体散射的SMBBH与质量比$10:1$在中心的M87。
2005-12-13 astro-ph
Hypervelocity Stars from the Andromeda Galaxy
在银河系（MW）晕中发现的超高速恒星（HVS）被认为是从银河系中心的大质量黑洞（MBH）附近喷出的。在本文中，我们调查的HVS的空间和速度分布，这是预期类似的仙女座星系（M31）产生。我们认为三种不同的HVS生产机制：（一）破坏恒星双星的银河系MBH;（二）喷射的恒星由一个螺旋形的中等质量的黑洞;（三）散射的恒星离开一个集群的恒星质量的黑洞围绕MBH轨道。虽然前两种机制会在M31中产生大量的HVS，但我们发现第三种机制在M31中不会有效。我们在一个简单的本星系群模型中数值计算了来自M31的1.2*10^6颗HVS的轨道，从而推断出这些恒星的当前分布。引力聚焦的HVS的MW和弥漫的本地集团介质导致高密度的低质量（太阳质量）M31 HVS MW附近。在维里化的MW晕中，我们预计第一种机制有1000个HVS，第二种机制有几百个HVS;这些恒星中的许多应该有明显的大接近速度（< -500 km/s）。此外，我们预测在M31晕内有5颗超高速RGB星，这些星可以通过观测来识别。因此，未来的MW天体测量或对遥远巨星的搜索可能会发现来自M31的HVS。
2008-02-12 astro-ph
Interaction of massive black hole binaries with their stellar environment: I. Ejection of hypervelocity stars
利用三体散射实验研究了星系中心大质量黑洞双星对超高速星的抛射。从麦克斯韦分布中提取的周围恒星与双星没有结合，被引力弹弓驱逐。精确测量的热平均硬化，质量喷射，和偏心率增长率（H，J和K）的MBHB在一个固定的恒星背景下获得的数值轨道积分从初始条件由Monte Carlo技术。三体相互作用在近径向共转轨道上产生了一个HVS亚群，其空间分布最初在MBHB的螺旋平面中高度平坦，但随着二进制分离的减少而变得更加各向同性。质量不等的双星的各向异性程度较小，而反冲速度较高的恒星的各向异性程度较大。偏心MBHB产生一个更突出的尾巴的高速恒星和打破平面对称性，喷射HVS沿着广泛的喷流垂直于半长轴。射流的双面性随二元质量比的增大而减小，射流张开角随反冲速度和轨道间距的减小而增大。下一代大型天体测量巡天（如GAIA）在银河系晕中探测到大量HVS，可能会提供银河系中心MBH历史、性质和环境的独特特征。
2006-07-10 astro-ph
Milky Way potentials in CDM and MOND. Is the Large Magellanic Cloud on a bound orbit?
我们计算了不同冷暗物质（CDM）模型下的银河系势，并与修正的牛顿动力学（MOND）框架进行了比较。我们计算了各种模型中的势轴比，发现MOND势中的等势球比CDM势中的等势球小。作为这些模型的一个应用，我们预测的逃逸速度作为在银河系中的位置的函数。这可能有助于与计划中或已经进行的运动学调查（RAVE、SDSS、SEGUE、SIM、GAIA或超高速恒星调查）的未来数据进行比较。此外，预测逃逸速度与最近测量的大麦云（LMC）的高自行速度进行了比较。为了将大麦哲伦星系绑定到MOND模型中的银河系，同时仍然与RAVE测量的太阳位置处的局部逃逸速度兼容，我们证明了需要小于$0.03 a_0$的外场模量。
2008-03-06 astro-ph
A Full Loss Cone For Triaxial Galaxies
冲向黑洞的恒星和致密天体要么1）被捕获，随着轨道衰减而发射引力波，要么2）被潮汐破坏，留下一个重子物质盘，3）分散到一个大的半径，在那里它们可以避免与黑洞相遇，要么4）被整个吞下，促进黑洞的生长。这些过程发生在一个动态的时间，这意味着一个静态的球对称恒星系统，损失锥很快被清空。然而，大多数椭圆星系和螺旋星系被认为是三轴的形状。由三轴星系的主干组成的向心轨道被认为是保持充满恒星、恒星残骸和中等质量黑洞的超大质量黑洞周围的损失锥的一种方法。本文利用高分辨率N体模拟研究了三轴星系模型中损失锥粒子数的演化。我们发现，足够的规则轨道流通过角动量空间，以维持一个完整的哈勃时间的损失锥。这使天体物理的捕获率提高了几个数量级。例如，在银河系中，我们发现白矮星的捕获率可以高达每年$10^{-5}$，比以前基于球形模型对凸起的估计大100倍。
2006-01-23 astro-ph
Formation of dwarf galaxies and small-scale problems of CDM
基于冷暗物质的和谐宇宙学模型对宇宙中星系的增长做出了明确的预测，目前正在使用数值模拟积极研究星系的增长。这些预测似乎与矮星系的观测相矛盾。矮暗物质晕比观测到的星系数量更多，中心密度分布也更陡。第一个小规模的问题，即“卫星失踪问题”，可以通过解释矮晕中气体冷却和恒星形成的低效率来解决。新发现的一类超高速恒星将很快使我们能够测试CDM模型的另一个通用预测，即暗物质晕的三轴形状。测量HVS的自行将探测到100 kpc的引力势，并将约束星系晕的轴比和方向。
2006-11-08 astro-ph
The accretion origin of the Milky Way's stellar halo
我们使用斯隆数字巡天（SDSS）数据发布5的数据来探索银河系恒星晕的整体结构和子结构，使用大约400万颗颜色选择的主序星关闭恒星。我们用扁圆和三轴破幂律模型拟合数据，发现恒星晕的“最佳拟合”扁圆度为0.5<c/a<0.8，晕恒星质量在银心半径1和40千秒差距（3.7+/-1.2 x10 ^8 M_sun）之间。恒星晕的密度分布近似为r^{-3};幂律斜率可能在20 kpc以内较浅，而在20 kpc以外较陡。然而，我们发现，所有光滑和对称的模型是非常差的适合恒星晕星的分布，因为数据表现出大量的空间子结构。在考虑了泊松不确定性的（已知）贡献后，我们使用模型轮廓周围数据的RMS（尺度>~ 100 pc）量化了与光滑扁圆/三轴模型的偏差。实际恒星分布与任何平滑的参数化晕模型的均方根偏差都大于40%，因此恒星晕是高度结构化的。我们比较了观测结果与模拟的银河系恒星晕形成完全从吸积的卫星在宇宙学的背景下，通过分析模拟的数据以同样的方式。虽然模拟恒星晕的质量，整体配置文件和程度的子结构显示出相当大的分散，在银河系的晕子结构的属性和程度匹配以及一个“典型的”恒星晕的属性完全建立了从破碎的卫星星系的碎片。因此，我们的研究结果指向这样一幅图景，即银河系的恒星晕中有很大一部分是从卫星星系中吸积而来的。
2008-03-15 astro-ph
Tracing the long bar with red-clump giants
在过去的十年中，一系列的结果支持了银河系中存在一个长而薄的棒的假设，其半长为4.5kpc，位置角约为45度。这显然是一个非常不同的结构从三轴凸起的银河系。在本文中，我们分析了银河系内部4千秒差距的恒星分布，看看是否有两个三轴或棒状结构的明确证据，或者是否只有一个。通过使用红团人口作为内部星系的结构的示踪剂，我们确定了内部星系的表观形态。来自2 MASS的星计数用于为该分析提供额外支持。我们发现，有两个非常不同的大尺度三轴结构共存于银河系内部：一个长薄的恒星酒吧约束到银河系平面（|b| <2度）的位置角为43.1 +- 1.8度，和一个明显的三轴隆起，延伸到至少|b| <7.5度的位置角为12.6 +- 3.2度。条形源分布的标度高度约为100 pc，而对于凸起，此参数的值要大5倍。
2007-02-05 astro-ph
The Halo of the Milky Way
我们证明了银河系椭球体中的恒星数不是关于l=0，l=180度对称的。飞机在l=155 °附近发现最小计数。最大恒星数的银河经度取决于晕星的星等和颜色选择。我们将此解释为证据表明，球状体人口是三轴的主轴取向65度的视线从太阳到银河系中心，并近似垂直于银河酒吧。还观察到来自潮汐碎片和可能的潮汐碎片的大的局部恒星聚集。要全面了解银河系球状体的人口，需要每个子结构中代表性恒星的位置信息和三维空间速度。许多恒星的切向速度将由目前和计划中的天体测量任务提供，但没有计划中的任务将测量足够微弱的恒星，以解开球体的更遥远的部分，其中包含大部分的空间子结构。本文使用的数据来自斯隆数字巡天（SDSS）公共数据发布DR3。
2005-02-18 astro-ph
Tracing intermediate-mass black holes in the Galactic Centre
我们已经开发了一种新的方法后牛顿，高精度的恒星系统包含一个超大质量黑洞（SMBH）的积分，分裂的力量之间的主导中心力和扰动的粒子。我们用这种方法来执行完全碰撞N体模拟的吸入中等质量黑洞（IMBHs）在银河系的中心。我们认为恒星尖不同的幂律指数和不同质量的IMBHs的影响进行了分析，所有从圆形轨道在初始距离为0.1 pc。我们的模拟显示了IMBHs如何耗尽恒星的中央尖点，留下一个与最近观察到的斜率一致的平坦尖点。如果另外一个IMBH螺旋进入这样一个平坦的尖点，它可能需要5000万年或更长的时间才能与中央SMBH合并，从而允许在不久的将来直接观测。两个黑洞的最终合并涉及到引力波辐射，这可能是可观察到的计划引力波探测器。此外，我们的模拟揭示了创建的超高速恒星（HVS）的详细属性，以及如何使用几代HVS来跟踪银河系中心的IMBHs。我们发现，只有在非常快的恒星（v > 1000 km/s）中才能预期HVS的显著旋转（这将是IMBH的证据）。此外，创造一个超高速双星的概率被发现是非常小的。
2008-04-11 astro-ph
Dynamical effects of the long bar in the Milky Way
通过在轴对称盘+球核+暗晕势中插入一个三轴旋转棒，并对104颗示踪星在2 Gyr周期内的三维轨道积分，研究了银河系中“长棒”对盘星的动力学效应. Lopez-Corredoira等人（2007）通过红外线中的“丛巨星”探测到了长棒，估计其半长轴为（3.9：0.6：0.1）kpc，质量为6 10^9 Msun。我们发现这样的结构有轻微的影响，内部磁盘系统，移动示踪剂附近的酒吧到酒吧区，以及到凸起。这些影响正在继续研究中。
2008-11-10 astro-ph astro-ph.GA
The long Galactic bar as seen by UKIDSS Galactic Plane Survey
在过去的十年中，有一系列的结果支持银河系中存在一个长而薄的棒的假设，其半长为4.5 kpc，位置角约为45度。这显然是一个非常不同的结构，从三轴凸起的银河系，这是更厚，更短，并占主导地位的恒星计数在|l| <10度。本文分析了银河系内部的恒星分布，以探讨是否存在银河系中两个三轴或棒状结构的明确证据。通过使用红团人口作为银河系结构的示踪剂，我们确定了银河系内部的表观形态。UKIDSS银河平面巡天的更深和更高空间分辨率的近红外测光使我们能够使用面内数据，即使在最里面的银河系，一个区域的源混淆是一个主导的影响，使其不可能使用其他近红外数据库，如2 MASS或TCS-CAIN。我们表明，以前获得的结果与使用红丛巨星与UKIDSS GPS的面内数据证实。有两种不同的结构共存于内银道面：一个位置角为23.60+-2.19度，可以从银道中心追踪到l=10度（银道凸起），另一个位置角更大，为42.44+-2.14度，在l=28度附近结束（银道长条）。
2008-09-18 astro-ph
The Anisotropic Distribution of Galactic Satellites
本文利用协调LCDM模型的无耗散宇宙学模拟，研究了银河系暗物质晕中暗晕的空间分布。我们发现，subhalos分布各向异性，并优先位于沿主轴的三轴质量分布的主机。从各向同性分布中提取我们模拟的晕下样本的柯尔莫哥洛夫-斯米尔诺夫概率为P_KS \simeq 1.5 \times 10^{-4}。因此，各向同性分布的subhalos是不是正确的零假设测试的CDM范例。在我们的模拟中，观测到的银河系（MW）卫星的近平面分布与从晕下分布中随机抽取的几乎一致（概率\simeq 0.02）。此外，如果我们选择的subhalos可能是发光的，我们发现一个分布，是与观察到的MW卫星。事实上，我们表明，子样本的subhalo人口的中心集中的径向分布，类似的MW矮星，通常表现出相当程度的平面性。我们探讨了所观察到的subhalo各向异性的起源，并得出结论，这可能是由于（1）优先吸积subhalo沿细丝，往往密切对准主晕的主轴，（2）卫星轨道内的长轴，三轴电位典型的CDM晕的演变。预测和观测之间的一致性要求银河系外暗物质晕的长轴几乎垂直于圆盘。我们讨论了可能的观测测试，这种盘晕对齐与当前的大星系调查。
2005-04-23 astro-ph
A comprehensive Maximum Likelihood analysis of the structural properties of faint Milky Way satellites
我们通过SDSS数据的极大似然算法计算了最近发现的银河系极低光度卫星的结构参数。对于每颗卫星，即使只有几十颗恒星可用于SDSS通量限制，该算法产生强大的估计和错误的质心，位置角，椭圆率，指数半光半径和成员星的数量。后一个参数然后与卫星的恒星星族模型结合使用，以推导出它们的绝对星等和恒星质量，并考虑到“CMD散粒噪声”。我们发现，微弱的系统比最初发现的更椭圆，并归因于以前使用的平滑的地图，可以由平滑内核占主导地位。因此，银河系矮星系中最暗的那一半（M_V>-7.5）比最亮的那一半（M_V<-7.5，e=0.32+/-0.02）要平坦得多（4-sigma）（e=0.47+/-0.03）。从我们最好的模型中，我们还研究了卫星表面扭曲的形状，通常被认为是潮汐扭曲的标志，是否可以量化。我们发现，除了CVnI和UMaII的失真的初步证据，这些可以完全占泊松分散在稀疏采样系统。我们考虑三种情况，可以解释，而细长的形状暗淡的卫星：旋转支持系统，恒星的形状更三轴暗物质subhalos，或伸长由于潮汐与银河系的相互作用。虽然没有一个是完全令人满意的，最后一个似乎是最少的问题，但值得更深入的观察，以跟踪这种潮汐相互作用的证据。
2008-05-28 astro-ph
What X-rays tell us about dark matter halos
我们提出了一个详细的非球形模型的基础上仔细分析的最先进的N体模拟的暗物质晕。本文给出的拟合公式对冷暗物质（CDM）模型中晕的三轴密度剖面作了完整而精确的描述。这个模型使我们能够定量地讨论星系和星系团晕的形状观测的影响。一致性$λ$ CDM模型的预测面临着从银河系到X射线星系团的形状观测。
2003-10-20 astro-ph
Origin of the S Stars in the Galactic Center
在过去的15年里，在我们银河系的中央秒差距内观察到了大约100颗非常年轻的恒星。虽然存在的年轻恒星形成一个或两个恒星盘在大约。0.1虽然超大质量黑洞（SMBH）的质量可以通过吸积盘中的恒星形成来理解，但在离SMBH近10倍的地方观测到的S星的起源仍然是一个主要的谜。在这里，我们表明，S星是一个自然的结果，动力学相互作用的两个恒星盘在较大的半径。由于岁差和Kozai相互作用，个别恒星在随机方向上达到极高的离心率。在这种偏心轨道上的恒星双星由于靠近SMBH的通道而被破坏，留下一颗在更紧轨道上的S星。剩下的恒星可能是从SMBH附近喷出的，从而同时为银河系晕中观察到的超高速恒星提供了解释。
2008-07-25 astro-ph
Effect of halo modelling on WIMP exclusion limits
WIMP直接探测实验刚刚达到探测中性伴子形式的银河系暗物质所需的灵敏度。从这些实验中得到的数据通常是在简化的假设下分析的，即银河系晕是一个具有麦克斯韦速度分布的等温球体。观测和数值模拟表明，星系晕实际上是三轴各向异性的。此外，在冷暗物质的范例中，星系晕是由较小的次晕合并而成的，并且至少有一些残余的亚结构幸存下来。我们研究晕模型对WIMP排斥极限的影响，同时考虑到探测器的响应。三轴和各向异性晕模型，与参数的观测和数值模拟，导致显着的变化，这是不同的实验，而如果本地WIMP分布占主导地位的小尺度团块，然后排斥极限的变化显着。
2002-08-19 astro-ph hep-ph
The Distribution of Satellite Galaxies: The Great Pancake
银河系250千秒差距内的11个已知卫星星系在天空中接近一个大圆圈。我们使用高分辨率N体模拟银河系暗物质晕测试，如果这个显着的属性可以理解的背景下，冷暗物质宇宙学。我们从模拟中构建晕合并树，并使用半解析模型来跟踪卫星星系的形成。我们发现，在所有6个模拟中，11颗最亮的卫星确实沿着薄的盘状结构分布，类似于银河系卫星所追踪的结构。这与晕圈中暗物质的总体分布和其中的次晕形成鲜明对比，次晕虽然是三轴的，但并不是高度非球面的。我们发现，卫星的空间分布是显着不同的最大规模的subhalos，但类似的subhalos的子集，有最大规模的祖先在较早的时候。卫星描绘出的细长盘状结构的长轴与暗物质晕的长轴对齐。我们解释我们的结果，反映了优先下降的卫星沿脊柱的几个细丝的宇宙网络。
2005-03-18 astro-ph
Tidal debris of dwarf spheroidals as a probe of structure formation models
最近的观测表明船底座和其他附近的矮球状星系被银河系潮汐剥离的未束缚恒星所包围。我们运行高分辨率的N-体模拟的矮星系在银河系晕内的轨道，以确定这样的观察是否可以解释与暗物质潜力所暗示的当前结构形成模型。我们表明，潮汐力作用于矮星的恒定密度的核心或具有低浓度参数（$c < 5$）的尖形轮廓导致平坦的外部恒星密度分布像船底座的各种轨道配置。相反，它是更难以从尖状暗物质晕的浓度高达CDM模型预测的质量尺度的矮星系（$c \simgt 10$）和数据只能重现假设近径向轨道的恒星。我们的模拟显示船底座正在以一个分数速率失去质量，$< 0.1$ Gyr $^{-1}$和它的质光比可以膨胀最多2倍，由于未绑定的恒星沿视线投射。我们跟踪了三轴星系团冷暗物质银河晕内潮汐碎片的演化，它导致了恒星流的差旋和小尺度加热。这使得它们作为银河系势能的动力学示踪剂的用途实际上是无用的，但确实提供了一个新的测试暗物质的性质。具有暖暗物质（WDM）或流体暗物质（FDM）的模型产生的矮晕中心密度低于CDM，并且即使轨道的偏心率低至附近矮球体的当前数据所示，也与观察到的潮汐尾一致。FDM中的星系晕是光滑的球形，将有利于相干流的探测。
2001-10-16 astro-ph
Tidal Streams as Probes of the Galactic Potential
我们探索利用银河系卫星的潮汐流来恢复银河系的潜力。我们的研究是由第一个漫长的恒星流在晕（\cite{it98}）的发现和测量恒星的自行运动的前景明亮于20等在这样的流与$\sim 4μas/$年的精度，将有可能与空间干涉测量任务（SIM）的动机。我们假设，这些恒星的日心径向速度可以确定从支持地面光谱调查，并与它们相关联的银河系卫星的质量和相空间坐标也将是已知的SIM精度。使用数值模拟的结果作为试验数据集，我们发现，如果我们假设正确的形式为银河系的潜力，我们可以预测的距离，恒星作为一个结果的狭窄分布的能量预期沿流。我们开发了一种算法，以评估任何采用的潜力的准确性，要求卫星和恒星重组在银河系的生命周期内，当他们目前的相空间坐标被整合回来。当应用到一个四维网格的三轴对数势，具有不同的圆速度，轴比和方向的主轴在磁盘平面，该算法可以恢复用于银河系的参数在一个模拟的数据集内的百分之几使用只有100颗恒星在潮汐流。
1998-12-22 astro-ph
Interaction of massive black hole binaries with their stellar environment: III. Scattering of bound stars
我们发展了一种研究引力约束下恒星尖点中大质量黑洞双星动力学的形式，并研究了三体相互作用引起的双星轨道衰变、恒星弹弓对内部尖点密度分布的影响以及被弹射出的超高速星（HVS）的性质.我们发现，结合星的散射收缩的双星轨道，并增加其偏心率比未结合的环境星更有效。初始偏心率e>0.3和/或质量不等的伴星（M_2/M_1<0.1）可以通过三体相互作用在不到一个哈勃时间内衰变到引力波发射区。恒星的尖点被严重侵蚀，而像ρ \propto r^-0.7这样浅的核心可能是从先前存在的奇异等温密度分布发展而来的。在宿主星系晕中有一群HVS被抛出，总质量约为M_2。我们将我们的结果扩展到Sgr A*（银河系中心的大质量黑洞）的恒星被一个中等质量的螺旋状伴星散射。根据双星的质量比、偏心率和恒星尖点的初始斜率，半径约为0.1 pc的核心通常在1- 1000万年前形成。在这个时间尺度上，大约有500-2500个HVS以足够大的速度逃离银河系的引力势。
2008-06-03 astro-ph
Infall caustics in dark matter halos?
我们发现，大多数粒子和subhalo轨道在模拟宇宙学冷暗物质晕是令人惊讶的规则和周期性的：相空间结构的外部晕区域的股票的经典自相似二次落入模型的一些属性。在某些时刻，在径向速度-半径平面上可以清楚地看到一些外侧分支.然而，它们在现实的，三轴晕与非径向的，cluerous，质量吸积严重扩大。这可以防止形成高密度焦散：即使在最好的情况下，球形密度剖面也只有很小的增强（<10%）。大质量卫星引起的rho（r）的较大波动是常见的。因此，入射焦散线太弱，无法影响透镜效应或暗物质湮灭实验。它们的探测极具挑战性，因为它需要大量精确的示踪剂位置和外晕中的径向速度。银河系的恒星晕可能是未来唯一可行的目标。
2008-04-25 astro-ph
Tidal Destruction of The First Dark Microhalos
我们指出，通常的自相似性在冷暗物质模型被打破遇到个别正常的星系恒星在次pc尺度。潮汐加热和剥离一定重新定义了地球质量暗物质晕的密度和速度结构，这可能是宇宙中形成的第一个束缚结构。破坏率强烈依赖于{ \it星系类型}和微晕的轨道分布;在银河系中，随机径向轨道首先被三轴凸起中的恒星破坏，具有大近心点和/或远心点的非平面逆行轨道上的微晕存活时间最长。在{ \it太阳附近}的最终微晕分布更好地描述为一个叠加的入口微流，而不是作为一组离散的球形团块，否则均匀的介质。讨论了它对直接反冲信号和间接湮灭信号探测微晕的重要意义。
2006-09-01 astro-ph hep-ph
