Anisotropic Locations of Satellite Galaxies: Clues to the Orientations of Galaxies within their Dark Matter Halos
我们调查的位置相对孤立的宿主星系的卫星在斯隆数字巡天和千年运行模拟。假设我们使用两种不同的方法将明亮的星系嵌入模拟的暗物质晕中（椭圆星系与它们的晕形状相同，而盘状星系的角动量与它们的晕的净角动量一致），我们发现观测和理论之间有一个公平的协议。在r_p \le 500 kpc的尺度上平均，红色的、高质量的、低恒星形成率的宿主的卫星优先出现在其宿主的主轴附近。相比之下，当在相同尺度上平均时，具有低恒星形成率的蓝色低质量宿主的卫星几乎没有各向异性。红色和蓝色主机的卫星位置之间的差异不能用数据中的闯入者的影响来解释。相反，它主要是由显着差异的依赖性的平均卫星的位置，<p>，在该卫星被发现的投影距离。我们还发现，红色，低恒星形成率的高质量卫星的位置显示出相当多的各向异性比蓝色，低质量卫星的位置，高恒星形成率。这一结果有两个因素。首先，蓝色卫星只是最近才到达其宿主的光环中，而红色卫星则是在遥远的过去到达的。第二，蓝色卫星的样品被严重污染的闯入者，这抑制了测量的各向异性相比，固有的各向异性。
2009-12-03 astro-ph
Satellite galaxies in cosmological dark matter halos
我们提出了一系列高分辨率N体模拟的初步结果，重点是8个暗物质晕，每个都是维里半径内的百万级粒子。我们跟踪数百个单独跟踪的卫星星系的时间演化，并将它们的物理性质与不同的晕环境条件联系起来。我们的主要科学驱动力是了解卫星星系如何失去质量并对潮汐剥离做出反应。与以前的工作不同，我们的结果是在完全自洽的宇宙学背景下进行的。初步结果表明，虽然环境可能会有很大的不同，就形成时间和丰富的子结构，卫星演变相似。
2003-11-28 astro-ph
The metallicity distribution of the halo and the satellites of the Milky way in the hierarchical merging paradigm
为了解释观测到的银河系晕的微分金属丰度分布（DMD），提出了一个半解析模型的结构形成的层次合并范式的框架。我们假设银河系晕是由一些子晕组成的，这些子晕的性质要么是在本星系群的矮卫星星系中观察到的（金属丰度分布的形状，有效产额），要么是从结构形成的计算中得出的（子晕分布函数）。通过对相关参数的合理假设，我们发现星系晕DMD的整体形状和有效产额可以在这样一个简单模型的框架下再现。DMD的低金属丰度尾表明，相对于简单模型的预测，（类似于太阳附近的G矮星问题）;有人认为，早期的坠落阶段可以解释这个问题，以及观测到的矮卫星星系的DMD。星系的吸积类似（但不完全相同）的祖先，今天的矮卫星的银河系很可能已经形成了星系晕。
2008-07-09 astro-ph
Satellite Ecology: The Dearth of Environment Dependence
利用Yang et al.（2007）的Sloan Digital Sky Survey（SDSS）星系群星表，我们研究了卫星星系的平均颜色和平均浓度随（i）恒星质量、（ii）星系群质量和（iii）星系群中心半径的变化。我们发现，卫星星系的颜色和浓度（几乎）完全取决于它们的恒星质量。特别是，在固定的恒星质量，卫星星系的平均颜色和浓度是独立的晕质量或晕中心半径。我们发现明确的证据，卫星星系的质量分离晕的所有质量，并认为这解释了为什么卫星在较小的晕中心半径有点红，有点更集中。此外，卫星星系的颜色和浓度对晕质量的依赖性很弱，这仅仅反映了这样一个事实，即平均而言，更大质量的晕拥有更多质量的卫星。将这些结果与卫星星系平均比相同恒星质量的中心星系更红和更集中的事实相结合，出现了以下图片：星系变得更红，一旦它们落入更大的晕中（即，一旦它们成为卫星星系）。这是对环境依赖的一种明显表现。然而，没有迹象表明转变的幅度（或其时间尺度）取决于环境;星系在成为卫星时会经历转变，但它是否成为小（银河系大小）晕的卫星或大质量星团并不重要。我们讨论的影响，这种“缺乏”的环境依赖的物理过程负责改造卫星星系。
2008-05-01 astro-ph
Chemical Abundance Distributions of Galactic Halos and their Satellite Systems in a Lambda CDM Universe
我们提出了一个宇宙学动机的恒星晕的层次形成模型，其中包括一个半分析处理银河系的化学富集耦合到数值模拟，跟踪卫星的轨道演化和潮汐破坏。这项研究的一个主要动机是观测到卫星星系中恒星的化学丰度与银河系晕中恒星的化学丰度之间的系统差异。具体来说，对于相同的[Fe/H]值，邻近卫星星系中的恒星显示的[α/Fe]比明显低于晕中的恒星。我们发现，所观察到的化学丰度模式是一个自然的结果的过程中，银河系的层次组装。这一结果是因为在这种背景下，恒星晕是由早期（超过8-9 Gyr前）吸积的卫星星系形成的，并富含II型超新星产生的α元素。相比之下，今天幸存下来的卫星通常是在最后4-5 Gyr内吸积的，由于II型和Ia型超新星的贡献，其[α/Fe]值接近太阳。我们使用我们的模型来调查的丰度分布函数（使用[Fe/H]和[α/Fe]比）的恒星在晕和幸存的卫星。我们的结果表明，形状和峰值的丰度分布函数提供了一个直接探测星系的吸积历史。
2005-07-05 astro-ph
Star Formation Histories of the Galactic Satellites
后期的吸积模型形成的星系晕要求许多银河系的卫星星系已被蚕食到晕场。将幸存卫星中恒星的金属丰度和年龄分布函数与场晕中显然只有老恒星的恒星进行比较，可以限制任何此类过程的重要性。我们已经开发了一种新的客观技术，以确定恒星形成的历史dSph星系。我们将这种技术应用于幸存的银河系卫星，推导出一个近似均匀的年龄分布的成分，完全不同于晕场星。因此，晚期吸积在星系晕的形成中并没有扮演重要的角色。
1999-10-26 astro-ph
Kinematics and Dynamics of the Galactic Stellar Halo
综述了银河系恒星晕的结构、运动学和动力学，包括晕星空间分布和运动学中的亚结构证据。星系形成理论的影响，随后进行了讨论，特别是有人认为，观察到的外星系晕中的恒星的运动学可以作为一个重要的约束可行的星系形成的情况。
1998-12-18 astro-ph
Satellites of Simulated Galaxies: survival, merging, and their relation to the dark and stellar halos
我们研究了LCDM宇宙中一套星系形成的N体/气体动力学模拟中形成的卫星星系的种群。我们发现暗物质和卫星群之间几乎没有空间或运动学上的偏差。卫星的速度色散是晕维里速度的一个很好的指示：σ_{sat}/ V_{vir} =0.9 +/- 0.2。应用于银河系和M31，这分别给出V_{vir} ^{MW}=109 +/- 22$ km/s和V_{vir} ^{M31} = 138 +/- 35 km/s，大大低于其盘组件的旋转速度。模拟卫星和暗物质的详细运动学也很吻合。相比之下，模拟星系的恒星晕在运动学和空间上与幸存的卫星群不同。这是因为卫星的存活取决于质量和吸积时间;幸存的卫星偏向于最近被星系吸积的低质量系统。我们的研究结果支持了最近提出的关于星系晕和星系卫星中恒星之间系统差异的起源的建议：银河系恒星晕中难以捉摸的“积木”平均来说质量更大，并且比自约束存活到现在的矮星群更早地被吸积（和破坏）。
2007-05-24 astro-ph
Central and Satellite Colors in Galaxy Groups: A Comparison of the Halo Model and SDSS Group Catalogs
目前的解析和半解析暗物质晕模型区分了晕中的中心星系和晕子结构中的卫星星系。使用最近的晕模型描述的星系团的颜色依赖性（Skibba & Sheth 2008），我们调查的颜色的中心和卫星星系的模型预测，并比较它们的两个星系群星表构建的斯隆数字巡天（杨等2007年，Berlind等2006年a）。在该模型中，星系颜色的环境依赖性由晕质量的环境依赖性决定，预测的色标相关性与SDSS测量结果一致。该模型假设卫星倾向于遵循一个颜色-星等序列，在明亮的光度下接近红色序列;该模型的成功表明，明亮的卫星倾向于“红色和死亡”，而较暗的卫星的恒星形成正在被熄灭。在模型和SDSS星表中，我们发现在固定的光度或恒星质量下，中心星系往往比卫星星系更蓝。相比之下，在固定的星系团丰富度或晕质量下，中央星系往往比卫星星系更红，星系的颜色随着质量的增加而变得更红。我们还比较了中央和卫星星系的颜色分布，作为光度的函数和丰富度的函数，在模型和两组目录。除了暗星系和小星系团外，模型和两个星系团星表都符合得很好。
2008-10-17 astro-ph
Dynamics of an interacting luminous disk, dark halo, and satellite companion
本文探讨了盘状星系扩展晕和球状体成分与环境扰动之间的动力学相互作用。有人发现，星系与经过的闯入者或伴星之间的共振相互作用可以将扰动向内携带，深入晕内，在那里它可以扰动盘。例如，应用于银河系，LMC和SMC似乎足以导致观察到的银河系翘曲，并可能引发其他不对称性。极地卫星轨道产生最大的翘曲，因此推断的LMC轨道几乎是最佳的最大翘曲生产。响应的幅度和形态都取决于圆盘和晕模型的细节。N体模拟的结果和预测进行了讨论。类似于$10^6M_\odot$黑洞群，晕中的离散噪声可以产生可观测的扭曲。
1997-07-16 astro-ph
Modelling Kinematics and Dark Matter: The Halos of Elliptical Galaxies
这篇评论的重点是椭圆星系的外晕。它的重点是：（一）行星状星云作为测试粒子，追踪大半径恒星运动学;（二）椭圆星系晕中观测到的角动量及其理论相关性;（三）恒星运动学数据的动力学模型;（四）从广泛的测量结果中讨论椭圆星系中暗物质晕的证据。
2005-02-02 astro-ph
Kinematics of Diffuse Ionized Gas Halos
现有的长缝光谱数据的边缘上的螺旋星系表明，他们的弥漫电离气体（DIG）晕旋转速度比他们的基本磁盘进行了总结。本文讨论了用纯弹道盘晕流模型来描述滞后晕的尝试，结果表明，该模型对NGC 891的滞后晕严重失效，但对NGC 5775则较为成功。本文给出了NGC 4302的DIG晕的新的二维运动学数据，并对其自转进行了初步分析。在NGC 5775的二维数据和初步分析其晕旋转是由希尔德等人讨论。NGC 4302的光环显示出明显的滞后迹象，但也强烈表明了特殊的运动学。后退侧的运动学更为复杂。
2004-09-22 astro-ph
The Shape of the Milky Way Halo and the Satellite Tidal Tails
围绕主星系运行的矮星系受到其暗晕产生的强大潮汐力的影响。因此，卫星上可能出现子结构和潮汐尾。这些结构可以给我们关于主星系和矮星系的暗物质含量的信息。银河系的卫星，因为它们的接近，是一个很好的样本来研究潮汐力的影响。银河系势的形状可以从其卫星潮汐尾的观测数据中推断出来。人马座矮星是最有趣的卫星之一，因为它呈现出一个长长的潮汐尾巴，在天空中覆盖了一个很大的角度，沿着流的日心距离变化很大。
2004-06-18 astro-ph
The Growth of Central and Satellite Galaxies in Cosmological Smoothed Particle Hydrodynamics Simulations
我们研究吸积和合并的历史中心和卫星星系的平滑粒子流体动力学（SPH）宇宙学模拟，解决星系下降到7 e9 M[太阳]。在模拟中，大多数朋友的朋友光环都有一个明显的中央星系，通常比最大的卫星大2到5倍。正如预期的那样，卫星星系比相同重子质量的中央星系有更高的红移，并且更大质量的卫星星系晕形成得更早。然而，与最简单的预期相反，卫星星系继续吸积气体并将其转化为恒星;在卫星晕与更大的母晕合并后，气体吸积在0.5-1 Gyr的时间内稳步下降。星系团质量晕中的超新星最终开始失去重子质量。由于z=1，27%的中心星系（3e 10 M以上）和22%的卫星星系与一个质量比超过1：4的较小系统合并;大约一半的卫星合并发生在星系成为卫星之后，另一半发生在之前。实际上，卫星星系可以保持晕子结构的“中心”物体，持续的吸积和合并，使组装历史和物理性质的转变是渐进的。在半解析模型中实施这种逐渐的转变将改善它们与观测到的星系团中卫星星系的颜色分布以及观测到的星系团的颜色依赖性的一致性。
2008-09-18 astro-ph
Are Great Disks Defined by Satellite Galaxies in Milky-Way Type Halos Rare in $Λ$CDM model?
我们假设卫星星系遵循暗物质分布，研究卫星星系的空间分布。基于高分辨率数值模拟的半分析研究支持这一假设。我们发现，对于Milky-Way型晕，如果只观测到十几个卫星星系，那么它们可以躺在一个均方根高度约为40 kpc的“大”盘上。平面的法线在天空上大致是各向同性的。这些结果与观测到的银河系卫星星系的性质是一致的。然而，如果卫星星系遵循由当前质量选择的子结构分布，那么类似于银河系中的大圆盘是罕见的，并且难以复制，这与Kroupa等人（2004）得出的结论一致。
2005-03-14 astro-ph
Galactic halo cusp-core: tidal compression in mergers
我们解释了在简单的条款如何建立的暗晕合并紧凑的卫星，在CDM宇宙学，不可避免地导致一个内部的尖端的密度分布$ρ\propto r^{-α}$与$α\gsim 1$，在宇宙学N体模拟。具有$α<1$的较平坦晕核在各个方向上对卫星施加潮汐压缩，这防止了剥离的卫星物质在核区域的沉积。这使得卫星轨道从$α\sim 1$的半径衰减到晕中心，没有局部潮汐质量转移，从而导致内轮廓迅速变陡到$α>1$。这些潮汐效应，由此产生的陡峭的轮廓的一个尖点，和稳定的这个尖点串联合并紧凑的卫星，使用N-体模拟证明。在$α\sim 1$的过渡，然后使用玩具模型在脉冲和绝热近似的极限情况下，并使用潮汐半径的卫星径向和圆形轨道。在一个相关的文件中，我们解决了随后的缓慢收敛，从任何一方的渐近稳定尖与$α\gsim 1$。因此，我们的分析意味着，当小晕通常比大晕更紧凑时，就会形成内尖点，就像在CDM场景中一样，这样足够的卫星材料就可以完整地进入内晕并沉积在那里。我们的结论是，维持一个平坦的核心，如观测所示，一个必要的条件是，CDM卫星晕的内部区域被膨化了约50%，这样，当他们合并成一个更大的晕，他们会被破坏晕核心外。这种膨胀可能是由于小晕中的重子反馈过程，这可能是由晕核中的潮汐压缩刺激的。
2003-01-27 astro-ph
Mapping the substructure in the Galactic halo with the next generation of astrometric satellites
我们运行数值模拟的破坏卫星星系在银河系的潜力，以建立整个恒星晕，为了研究下一代的天体测量卫星将揭示通过观察银河系的晕。我们生成人工DIVA，FAME和GAIA晕目录，在其中我们寻找吸积卫星留下的签名。我们开发了一种方法的基础上的标准的朋友的算法应用到空间的运动积分。我们发现，这种简单的方法可以恢复约50%的不同的吸积事件时，预计GAIA的观测不确定性考虑在内，即使银河系的潜力的确切形式是未知的。DIVA和FAME的回收率要小得多，但这些任务，像GAIA一样，应该能够通过测量附近运动学冷流形式的晕子结构的数量来测试我们银河系的分层形成范例，例如，速度空间中的两点关联函数。
2000-07-12 astro-ph
Theoretical Models of the Halo Occupation Distribution: Separating Central and Satellite Galaxies
晕占据分布（HOD）在单个暗物质晕的水平上描述了星系与暗物质之间的关系。位于晕中心的星系的性质不同于卫星星系，因为它们的形成历史不同。利用光滑粒子流体动力学（SPH）模拟和半解析（SA）星系形成模型，研究了中心星系和卫星星系对HOD的贡献，特别是对概率P（N|一个维里质量为M的晕包含N个特定类别的星系。在协议与早期的结果暗物质subhalos，我们发现，在<N>重子质量阈值以上的星系的平均占有函数可以近似为中央星系的阶梯函数加上卫星的幂律，和卫星数量的分布是接近泊松在固定的晕质量。对于由不同重子质量阈值定义的星系样本，平均每个星系晕容纳一颗卫星所需的质量M1与容纳一颗中心星系所需的最小质量Mmin之间存在近似线性关系，M1 ~ 14 Mmin（SPH）或M1 ~ 18 Mmin（SA）。年轻星系的平均占有数在M ~ 10 Mmin处呈现出局部最小值，此时晕的质量太大，不足以容纳年轻的中央星系，但又不足以容纳卫星星系。我们发现，在固定的晕质量的条件星系质量函数不能描述的Schechter函数，因为中央星系在高质量产生的“颠簸”。我们建议参数化的HOD和条件光度函数，可用于模拟观测到的星系团。我们的许多预测与最近从斯隆数字巡天的聚类推断的结果非常一致。
2005-07-19 astro-ph
Can satellites deliver substructures and black holes to inner halo by dynamical friction?
开发了一种完全解析的公式，使动态摩擦建模更加真实。当应用ChandraSekhar公式时，卫星在宿主星系晕中的轨道衰减率往往被严重高估，而没有校正卫星的潮汐损失和宿主星系势在哈勃时间内的快速增长。当卫星衰变到宿主星系的内部和密度更大的区域时，高密度的环境加速了它们的能量和角动量交换，但潮汐会缩小卫星的洛希瓣。最终，一旦卫星足够轻，轨道衰减和潮汐剥离的过程都会停止。这些竞争过程可以模拟分析卫星，如果我们参数化的质量损失历史的经验公式。我们还将由于主机势阱的增长轨道的绝热收缩。观测到的矮星系通常显示出有限密度的核心，这决定了它的残余物可以向宿主星系传递多少。幽灵流或残余核心或卫星的球状星团应该优先居住在外晕（例如，麦哲伦流和小熊座矮星），而不是内晕（例如，Sgr流和Omega-cen集群）。由于内星系中的强潮汐造成的质量损失也使得卫星星系核中任何小的中心黑洞在轨道上衰变并合并到宿主星系的中心成为问题。
2003-12-05 astro-ph
Tracing Galaxy Formation with Stellar Halos I: Methods
如果这种等级宇宙学模型是正确的，那么在过去的12 Gyr里，银河系应该已经吸积了大约100-200个明亮的卫星星系。我们使用混合半解析加N-体的方法，明确区分光和暗物质在吸积卫星的演化模型的这一过程。这种区别是必不可少的，我们有能力产生一个现实的恒星晕，质量和密度的轮廓很像我们自己的银河系，和一个幸存的卫星人口相匹配的观测到的数量计数和银河系卫星星系的结构参数分布。我们的模型恒星晕的密度分布，通常下降的半径比那些暗物质。它们是由内而外聚集在一起的，大部分质量（约80%）来自15个最大的吸积事件。对恒星晕有贡献的卫星过去的吸积时间中位数为~9 Gyr，而幸存的卫星系统过去的吸积时间中位数为~5 Gyr。这意味着与内晕相关的恒星在化学性质上应该与幸存的卫星中的恒星以及外晕中的恒星或在最近的破坏事件中释放的恒星有很大的不同。我们简要地讨论了预期的空间结构和相空间结构，以这种方式形成的晕。对这类结构的研究提供了一个直接的测试，以检验宇宙学在小尺度上是否真的是有等级的。
2005-06-20 astro-ph
Probing Dark Matter Haloes with Satellite Kinematics
使用详细的模拟星系红移调查，我们调查到什么程度的运动学的大样本的卫星星系从通量有限的调查可以用来约束晕群众。以前的主机卫星选择标准产生相对较大的分数的闯入者和速度分布，相反，通常被认为是不同的，从均匀的。提出了一种新的自适应选择标准，产生更大的主机-卫星样本，并大大减少了干扰分数。我们表明，卫星加权，这是自然发生时，堆叠许多主机-卫星对，引入了一个偏向更高的速度分散相比，真正的主机平均值。在同一方向上，当使用通量限制而不是量限制调查时，会产生另一种偏差。我们应用我们的自适应选择标准的2dFGRS，并获得了12613个卫星星系和8004个宿主星系的样本。卫星的运动学与基于条件光度函数（CLF）的预测非常一致，提供了独立的，动态确认CLF形式主义预测的平均质光比。
2004-05-14 astro-ph
The Satellite-substructure Connection
我们描述了我们最近的尝试，模型的子结构暗物质晕到非常小的质量，使用半解析模型的晕形成。结果表明，晕形成的数值模拟可能仍然是由于纯粹的数值效应在晕的中心区域的子结构缺失。如果得到证实，这个中央'overmerging'的问题将有重要的后果的子结构的透镜测量的解释。我们还表明，相对于银河系的卫星同伴的subhalos的空间分布排除了至少一个简单的模型，矮星系如何形成在低质量的晕。
2003-11-28 astro-ph
The dynamics of tidal tails from massive satellites
本文利用N体模拟研究了矮卫星产生潮汐尾的动力学机制。我们确定了两个重要的动力学同谋：1）主晕和卫星吸引力平衡的点不出现在离卫星中心等距离处，也不出现在大质量卫星的等势值处，破坏了主尾和拖尾的形态对称性;以及2）在前（后）尾中的逃逸的喷出物继续被卫星的重力减速（加速），导致喷出物轨道与卫星轨道的大的偏移。卫星自身重力的影响只会随着卫星质量与宿主晕质量之比的减小而减弱，这表明了这些影响在大范围的晕下质量中的重要性。不仅大质量卫星的前尾和后尾的形态不同，而且观测到的尾的径向速度将从卫星轨道的径向速度偏移;位移和峰值径向速度都与卫星质量成正比。如果假设尾巴跟随祖先卫星轨道，则来自质量大于0.0001主晕维里质量的卫星的尾巴在球形晕中将显示为扁平晕。因此，使用潮汐流对银河系晕形状的约束需要依赖于质量的建模。同样地，我们计算了尾轨道在E_{r} -r^{-2}空间和E- L_{z}空间的分布，为卫星流遗迹的识别提供了依据。在逃逸过程中，大质量卫星对喷出物的加速扩展了速度分布，模糊了相空间中定义明确的"移动群“的特征。
2007-08-03 astro-ph
Kinematics of the Outer Stellar Halo
我们已经测试了是否简单的模型提出的银河系恒星晕（特别是外晕）的运动学Sommer-Larsen，Flynn和Christensen（SLFC）是物理上可实现的，通过直接整合粒子的3-D模型的银河系的潜力。我们能够表明，SLFC的解决方案可以实现在相空间中的粒子的分布与固定的统计特性。因此，SLFC模型，它显示了显着的变化，在各向异性从显着径向在太阳显着切向超过约银河中心半径r=20 kpc，似乎是一个站得住脚的描述外晕运动学。
1996-03-20 astro-ph
Satellite Kinematics II: The Halo Mass-Luminosity Relation of Central Galaxies in SDSS
卫星星系的运动学反映了它们所处的扩展的暗物质晕的质量，从而揭示了它们对应的中心星系的质光关系。在本文中，我们选择了一个大样本的中心和卫星从斯隆数字巡天（SDSS）和测量的运动学（速度色散）的卫星星系作为中央星系的$r$波段光度的函数。使用的分析框架中提出的文件I，我们使用这些数据来推断{ \it两者}的平均值和中心星系的MLR的散射，仔细考虑到选择效应和偏差引入的堆叠程序。正如预期的那样，平均而言，更明亮的中心位于更大的晕中。此外，我们发现，在晕质量的散射中心的一个给定的光度，$σ_{\log M}$，也增加了光度增加。正如我们所证明的，这与$σ_{\log L}$是一致的，它反映了条件概率函数$P(L_c|M)$中的散射，与晕质量无关。我们的卫星的运动学分析收益$σ_{\log L}=0.16\pm0.04$，在良好的协议与集群和集团目录的约束，并从半解析模型的预测星系形成。因此，我们得出结论，在星系形成的随机性，这是由$σ_{\log L}$的特点，是很好的约束，是独立的晕质量，并在很好的协议与当前的星系形成模型。
2008-07-30 astro-ph
Kinematic Evidence for an Old Stellar Halo in the Large Magellanic Cloud
最古老和最贫金属的银河系恒星形成一个运动学热晕，这激发了我们星系的两个主要形成场景：扩展的分层吸积和快速坍缩。天琴座RR型星是古老和贫金属星群的极好示踪剂。我们测量了附近大麦云（LMC）星系内部43颗天琴座RR型星的运动学。速度频散σ_{true}=53 \pm 10 km/s，表明在大麦哲伦星云中还存在运动学上的贫热金属古老晕。这表明我们的星系和像LMC这样的较小的晚型星系有着相似的早期形成历史。
2003-09-12 astro-ph
The Accretion-Driven Structure and Kinematics of Relaxed Dark Halos
最近的研究表明，松弛的球对称暗物质晕是由内而外发展的，通过永久地调整它们的内部结构来适应当前吸积速率所施加的边界条件。这样的增长使人们能够推断出晕的典型密度分布。在这里，我们遵循相同的方法来推断典型的球平均配置文件的主要结构和运动学特性的三轴，各向异性，旋转晕。具体来说，我们推导出它们的密度，空间速度色散，相空间密度，各向异性和特定的角动量分布。所获得的结果与\nbody模拟的这些剖面上的可用数据一致。
2007-02-14 astro-ph
Galaxy Disruption in a Halo of Dark Matter
在银河系和仙女座周围已经发现了分裂的卫星星系的遗迹，但是在早期阶段被分裂的卫星星系的直接证据仍然难以捉摸。我们已经发现了一个矮卫星星系，它正被引力潮汐力撕裂，因为它与一个更大的星系的暗物质晕合并。我们的结果说明了矮星系的潮汐相互作用和星系晕的持续积累的形态转变。
2003-08-31 astro-ph
Three Different Types of Galaxy Alignment within Dark Matter Halos
使用基于斯隆数字巡天数据发布4的大型星系群目录，我们测量了三种不同类型的星系群内的内在星系排列：最亮星系团（BGG）的方向与其卫星星系的分布之间的晕对准，卫星星系的方向与朝向其BGG的方向之间的径向对准，以及BGG的取向与其卫星的取向之间的直接对准。与以前的研究一致，我们发现卫星星系优先位于沿主轴。此外，在尺度r < 0.7 Rvir时，我们发现红色卫星优先与BGG方向径向对齐。然而，蓝色卫星的方向与各向同性完全一致。最后，在尺度r < 0.1 \Rvir，我们发现一个弱的，但重要的指示卫星和BGG之间的直接对准。我们简要地讨论了弱透镜测量的影响。
2007-06-08 astro-ph
Connecting Galaxy Disk and Extended Halo Gas Kinematics
利用类星体光谱中观测到的Mg Ⅱ晕气体吸收，选取了10个中等红移星系，利用它们的旋转曲线（Keck/ESI）研究了星系盘/扩展晕气体的运动学关系。以前的结果，沿其主轴探测六个边缘上的星系，表明观察到的晕气体速度是一致的扩展盘状晕旋转在银河系中心的距离为25-72千秒差距。使用我们的新样本，我们表明，气体速度是由和大不一致的直接耦合到星系运动学。因此，除了共旋转动力学之外的机制（即，气体流入，反馈，星系-星系相互作用等）必须被调用来解释晕圈气体的总体观察到的运动学。为了更好地理解星系/晕/宇宙网环境的动态相互作用，我们在Lambda-CDM宇宙学模拟中对星系和气态晕进行了类似的模拟观测。我们讨论了一个例子的情况下，z=0.92星系的各种方向探测晕气体在一系列的位置。利用模拟的类星体吸收线推断的气体动力学与观测数据是一致的。
2007-10-25 astro-ph
Density Profiles of Cold Dark Matter Substructure: Implications for the Missing Satellites Problem
结合来自N=10^7粒子的母晕的宇宙学N体模拟的“低分辨率”卫星和在静态宿主势内轨道运行的高分辨率单个次晕，研究了冷暗物质（CDM）模型中亚结构的结构演化。我们发现，由于质量损失，中心密度剖面的收敛需要用N=10^7个粒子和秒差距尺度的力分辨率来分辨初始卫星。我们发现，子结构晕的密度分布可以很好地拟合幂律的中心斜率，是未经修改的潮汐力，即使在潮汐剥离超过99%的初始质量和指数截止的外部部分。Stoehr等人在2002年提出的失踪卫星问题的解决方案依赖于引力潮汐使暗物质（DM）晕中心密度尖点变平，使观测到的卫星能够以高达60 km/s的最大圆周速度嵌入DM晕中。相比之下，我们的研究结果表明，潮汐相互作用不提供关联的矮球状卫星（dSphs）的银河系与最大规模的子结构晕预计在CDM宇宙的机制。我们比较了预测的速度弥散分布的天炉座和天龙座的观测，假设它们是嵌入在CDM晕。模型与各向同性和切向各向异性的速度分布的恒星组件适合的数据，只有当周围的DM晕的最大圆周速度在20-35公里/秒的范围内。如果dSphs嵌入在这么大的晕中，那么协和LCDM宇宙学模型中卫星过多的问题就会得到显著缓解，但这仍然不能提供完整的解决方案。
2004-06-10 astro-ph
Kinematically quiet halos around z~2.5 radio galaxies. Keck spectroscopy
利用高信噪比Keck II和VLT长缝光谱技术对10个高红移射电星系（z~2.5）中的扩展气体进行了运动学研究。除了典型的高表面亮度运动学扰动区域（FWHM和速度变化>1000 km/s），我们发现在所有物体中，巨大的低表面亮度晕显示出安静的运动学，具有典型的发射线FWHM和速度变化数百km/s。巨大的晕圈通常延伸超过100千秒差距，有时甚至超过射电结构。它们的发射线光谱是典型的高红移活动星系。连续体也经常被检测到。在距活动核数十千秒差距处，晕中富集有重元素。类星体连续体是沿射电轴的静止晕电离的主要来源。在所有天体中探测到巨大的静止晕，表明它们可能是高红移射电星系的共同成分。射电星系似乎嵌在光晕中。本文还讨论了晕的性质、起源和宇宙学意义。
2003-09-01 astro-ph
The Kinematics of the Outer Halo of M87
本文给出了M87外晕中一个新的球状星团样本的径向速度，它距星系中心的距离为300至540弧秒（24至43千秒差距）。这些被用来增加我们以前发表的数据和分析的旋转和速度色散的M87球状星团系统进行。在R = 32 kpc时，旋转为$\sim300$ \kms，此时速度弥散也相当高，为$\sim450$ \kms。高旋转是有趣的。正如我们在前面的运动学分析中所发现的，M87的外晕质量非常大。
1999-09-28 astro-ph
Satellite survival in cold dark matter cosmology
我们研究了在较大的自引力暗物质晕中子结构（团块）的生存。从N-体计算的剧烈弛豫的标度关系的基础上，我们认为，潮汐场的星系和晕只能破坏子结构，如果球对称施加在形成。我们探索其他机制，可能会定制的晕子结构的数量在男性化的过程中。除非更大的晕是建立在几个大的团块，我们发现，丛丛遇到不太可能均匀的动态时间尺度上的晕。相混合在内部进行得更快，允许恒星盘的长期演化。
2007-05-17 astro-ph
Reionization and the abundance of galactic satellites
标准等级结构形成模型面临的主要挑战之一是，预测的圆周速度为10-30公里/秒的银河系subhalos的数量比本星系群内实际观测到的卫星数量高出一个数量级。使用一个简单的模型的形成和演化的黑暗晕，基于扩展的Press-Schechter形式主义和测试对N-体的结果，我们表明，理论预测可以调和与观察，如果气体吸积在低质量的晕被抑制后的时代的再电离。在这张图片中，观测到的矮卫星对应于一小部分在再电离之前吸积了大量气体的晕。光电离机制自然地解释了为什么预测的晕和观测的卫星之间的差异在30 km/s左右，合理地选择再电离红移（z_re = 5-12），该模型可以再现星系卫星观测速度函数的振幅和形状。如果这种解释是正确的，那么典型的明亮星系晕包含许多低质量的暗物质子晕。通过它们的引力透镜效应，通过它们对恒星盘的影响，或者作为具有非常高的质光比的矮卫星，这些都可能被探测到。这个模型还预测了大量潮汐破裂的矮星产生的弥散恒星成分，也许足以解释银河系的大部分恒星晕。
2000-02-09 astro-ph
Dark matter halos around elliptical galaxies: how reliable is the stellar kinematical evidence ?
星系形成的层次模型和各种观测证据表明，椭圆星系像盘状星系一样，嵌入在大量的暗物质晕中。恒星运动学被认为是在几个有效半径的暗晕最重要的示踪剂。使用详细的建模技术，一些作者最近提出了恒星运动学证据的暗晕的椭圆星系。在这些建模技术中，尘埃衰减（尘埃颗粒对星光的吸收和散射）没有被考虑在内。然而，椭圆星系包含大量的星际尘埃，这影响了所有可观察到的量，包括观察到的运动学。我们建立了一套椭圆星系的动力学模型，其中包括通过蒙特卡罗技术的尘埃衰减。我们发现，尘埃成分，浅于恒星的分布和光学深度的顺序统一，影响观察到的运动学显着的方式，它模仿的存在下，一个黑暗的晕。如果这样的尘埃分布在椭圆星系中是现实的，我们将面临一个新的质量尘埃简并。因此，在动力学建模过程中考虑尘埃将减少甚至可能消除对几个有效半径处的暗物质晕的需要。
2001-11-15 astro-ph
Globular clusters, satellite galaxies and stellar haloes from early dark matter peaks
银河系包含几个不同的古老恒星组成部分，提供了其形成的化石记录。通过将Searle和Zinn（1978）设想的原星系碎片与能够冷却在红移z>10处坍缩的冷暗物质密度场中的气体的罕见峰值联系起来，我们可以理解它们在分层形成情景中的空间分布和运动学。我们使用层次结构形成模拟，探索这些早期的恒星形成结构的运动学和空间分布在今天的星系晕。大多数原星系迅速合并，它们的恒星物质和暗物质变得平滑分布，形成内部的星系晕。贫金属的球状星团和古老的晕星成为这个早期演化阶段的示踪物，中心偏置，自然再现了观察到的半径急剧下降。最外围的山峰很晚才落下，并作为卫星星系存活到今天。该模型成功地再现了观测到的银河系晕星的径向速度色散分布和局部径向速度各向异性。如果这个结构形成的时期与进一步冷却到较低的sigma峰值的抑制相一致，那么我们可以重现Bullock等人（2000）提出的卫星星系的稀有性，运动学和空间分布。在z=12+/-2处的再电离为丢失卫星问题提供了自然的解决方案。测量球状星团的分布和从星系到星系团的晕光，可以用来限制全球与局部再电离模型。如果再电离发生当代，我们的模型预测一个恒定的频率的蓝色球状相对于主机晕质量，除了矮星系的平均相对频率变得更小。
2005-10-12 astro-ph
Probing the kinematics of early-type galaxy halos using planetary nebulae
我们提出的第一个结果的晕运动学的早期类型的星系样本使用行星状星云（PNe）作为运动示踪剂的研究。PNe允许扩展到几个有效半径（Re）的吸收线运动学的信息（限于1或2 Re），合并模拟和星系形成模型提供有价值的信息和约束。我们发现，当考虑晕区时，单位质量的比角动量具有更复杂的径向依赖关系，晕速度色散与星系总光度、等照度线形状和单位光度PNe数有关
2008-11-14 astro-ph
Simulating Subhalos at High Redshift: Merger Rates, Counts, and Types
银河系被认为与模拟的暗物质暗晕一一对应。我们使用高分辨率的N体模拟宇宙学体积计算统计性质的subhalo（星系）主要合并在高红移（z=0.6-5）。我们测量了星系合并率的演化，发现它比z>2.5的暗物质宿主晕的合并率要浅得多，但大致与z<1.6的晕的合并率平行。我们还跟踪了各个星系的详细合并历史，并测量了每个晕或次晕多次合并的可能性。我们详细研究了卫星合并的统计数据：所有最近合并的星系中有15%-35%是卫星星系，卫星星系最近发生重大合并的可能性是中心星系的两倍。最后，我们展示了如何不同的演变的合并率的晕和星系导致每个晕的平均卫星占用的演变，注意到，对于一个固定的晕质量，卫星晕占用峰值在z~2.5。
2009-03-23 astro-ph
Mapping the Galactic Halo III. Simulated Observations of Tidal Streams
我们模拟了潮汐碎片在星系晕中的演化，以指导我们正在进行的调查，以确定通过卫星坠落吸积的晕质量的分数。与卫星碎片将在平滑分布上产生单一狭窄速度峰值的天真期望相反，存在许多不同的子结构特征，包括多个峰值和宽而不对称的速度分布。模拟观测结果表明，用100平方度的笔形波束勘测，很有可能探测到潮汐碎片的存在。在一个10^7 Msun的卫星贡献1%的发光晕质量的极限情况下，仅使用1平方度视场中100颗晕星的速度，检测概率是百分之几。检测概率的规模与吸积分数的晕和调查领域的数量。还有令人惊讶的是，除了在调查体积中花费的时间外，探测概率对自卫星被潮汐破坏以来的时间或对卫星的初始轨道的依赖性也很小。
2000-12-14 astro-ph
SparsePak Observations of Diffuse Ionized Gas Halo Kinematics in NGC 891
本文介绍了WIYN SparsePak对NGC 891的弥漫电离气体晕（DIG）的观测。晕速度场的分析的初步结果表明，与中性气体的结果一致的方位角速度与z的明显梯度。使用两种独立的方法确定的梯度大小约为15 km/s/kpc。
2005-08-25 astro-ph
Kinematics of hypervelocity stars in the triaxial halo of the Milky Way
银河系中心大质量黑洞喷出的超高速星（HVS）与其他晕星相比具有独特的运动学性质。由于扁平圆盘和三轴暗物质晕产生的银河系势的不对称性，它们的轨道将偏离精确的径向，导致角动量的变化可能比注入时的初始小值大得多。我们研究了HVS的运动学，提出了一种仅由HVS在大银心距（r>~ 50 kpc）下的瞬时位置和速度矢量确定的暗晕三轴度的估计方法。我们证明了，在基本上为三轴的晕的情况下，在束缚轨道上的HVS的偏转角（恒星位置和速度矢量之间的夹角）的分布在10- 180 °范围内是均匀分布的。未来的天体测量和深宽视场巡天应该测量大量HVS的位置和速度，并对银河系暗物质晕的形状提供有用的约束。
2007-05-24 astro-ph
The Importance of Interactions for Mass Loss from Satellite Galaxies in Cold Dark Matter Haloes
我们调查的重要性之间的相互作用暗物质子结构的质量损失，他们遭受的同时，在一个样本的高分辨率星系团质量冷暗物质晕形成的宇宙学N体模拟轨道。我们已经定义了一个定量的措施，衡量相互作用的程度是负责质量损失的子结构。这一措施表明，相互作用是更突出的年轻的系统相比，较旧的更宽松的系统。我们表明，这是由于卫星遇到的次数增加，卫星的质量分数更高。这是尽管在我们的样本中的不同主机系统内的子结构之间的相对距离和速度的分布的均匀性。使用一个简单的模型，一个单一的卫星所感受到的净力，它遭受的质量损失，我们表明，与其他卫星的相互作用占其生命周期中经历的总质量损失的~30%。主机的年龄和相互作用的重要性之间的关系增加了这个平均值的分散度，从我们研究的最老的~25%到最年轻的~45%。我们的结论是，卫星相互作用在暗物质晕子结构的演变中起着至关重要的作用，潮汐剥离的材料的一个重要部分可以归因于这些相互作用。
2006-02-08 astro-ph
Neutral Hydrogen and the Missing Satellites of the Local Group
我们提出了一个比较剩余的卫星在z=0的冷暗物质为主的模拟形成的本地集团的分布观察到的中性氢高速云和紧凑的高速云。模拟中剩余的约2000颗卫星的暗物质质量在0.5到10 x 10^9 Msun之间，大小在3到30 kpc之间，距离在100 kpc到2 Mpc之间。暗物质晕的分布明显偏向于M31，在较小程度上偏向于本星系群的反重心。如果本星系群的晕圈中含有约1%的中性氢暗物质质量，那么它们应该很容易被当前的HI巡天探测到。唯一有可能成为本星系团晕的HI天体是高速云。在这里的空间，运动学，和HI的云和暗物质晕通量特性进行了比较。研究了几个可能更可能含有中性氢的晕的不同子集，发现HVC与银河系500 kpc以内的晕以及暗物质质量> 2 x 10^8 Msun的晕具有一些相似的性质。致密的高速云没有表现出类似于晕的性质。
2001-10-18 astro-ph
On the Origin of the Kinematical Differences Between the Stellar Halo and the Old Globular Cluster System in the Large Magellanic Cloud
通过对大麦云（LMC）形成过程的数值模拟，讨论了LMC中恒星晕和古老球状星团系统（GCS）的结构和运动学性质。我们特别讨论了观察到的可能的GCS的旋转运动学（V/sigma > 2），这似乎是显着不同的恒星晕的一个大的速度色散（~50公里/秒）。我们认为晕场星和古老的GC都可以起源于高红移（z >6）的低质量次晕。我们调查的最终动力学性质的两个老组件在LMC的晕合并形成的低质量的subhalos与场星和GC。我们发现，由高红移（z > 6）形成的古老球状星团（GC）组成的GCS几乎没有自转（V/sigma ~0.4），其结构和运动学与恒星晕相似。这种不一致的模拟GCS的运动学和观察到的一个被发现在不同的参数模型。因此，这种不一致性意味着，如果大麦哲伦星系中古老的贫金属GC具有旋转运动学，它们极不可能起源于形成恒星晕的低质量次晕。因此，我们讨论的情况下，恒星晕形成的低质量subhalos没有/很少的GC，而GCS形成的LMC的磁盘形成的早期阶段，通过耗散未成年人和主要合并的气体丰富的subhalos和气体的infall。我们认为，可以有一个阈值subhalo质量以上的GCs可以形成在subhalos在高红移，因此，这个阈值导致恒星晕和GCS之间的物理性质的差异，如LMC发光星系。
2007-07-15 astro-ph
The subhalo - satellite connection and the fate of disrupted satellite galaxies
在标准范式中，卫星星系被认为与暗物质晕下的人口有关。本文利用从大星系群星表中得到的{ \it卫星星系}的条件恒星质量函数，结合晕下质量函数模型，探讨了不同质量星系群和星系团中卫星星剥离星的比例和命运。大质量晕中的大多数剥离星被预测为团内星，预测的团内星数量作为星系系统速度色散的函数，与Gonzalez等人（2007）的观测结果吻合得很好。在质量为$M_h\sim 10^{14}\msunh$的晕中，剥离恒星的质量与仍束缚在中心星系和卫星星系中的质量之比（$\sim 40%$占恒星总质量）最高。如果所有这些恒星最终都在星团内分量（Max）中，或者它们中的大多数被吸积到中央星系（Min）中，那么我们可以预测整个宇宙中恒星总数的最大值$\sim 19%$和最小值$\sim 5%$是根据扩散的星团内分量。在前一种情况下，在具有$M_h \sim 10^{15} \msunh$的大质量晕中，星系团内部组成部分的恒星质量大约是中央星系的6倍。在使用$M_h \sim 10^{14}$、$10^{13}$和$10^{12} \msunh$的晕圈中，该因子分别降至$\sim 2$、1和0.1。从卫星星系中剥离出来的恒星总量不足以在质量为$\la 10^{12.5}\msunh$的晕中形成中央星系，因此恒星形成的猝灭必然发生在质量更高的晕中。节录。
2008-11-14 astro-ph
The Observed and Predicted Spatial Distribution of Milky Way Satellite Galaxies
我们审查证据表明，银河系卫星的人口普查类似于那些已知的可能是不完整的，在低纬度地区，由于遮蔽和外晕由于矮卫星的敏感性随着距离的下降。我们评估可能的影响，不完整性与子结构模型的比较，估计校正已知数量的矮人使用经验和理论模型。如果我们假设银河系卫星的真实分布是均匀的纬度，那么我们估计在低纬度由于遮蔽的矮星总数中有33%的不完整性。类似地，如果我们假设银河系卫星的径向分布与M31的径向分布相匹配，或者与模拟中最古老的次晕或最大质量的次晕相匹配，我们估计银河系矮星的总数为已知数量的1 - 3倍。虽然不完整性的真实程度是相当不确定的，事实上，我们的外推产生的MW矮星的平均总数实际上是已知人口的1.5 - 2倍，表明不完整性需要认真对待时，与模型的矮星系形成。有趣的是，在Lambda+CDM模拟的类银河系中，最古老的子晕的径向分布与观测到的M31卫星的分布非常匹配，这表明再电离可能是控制子晕可观测性的一个重要因素。我们还评估了一个新的SDSS搜索银河系卫星的前景，以限制可能的不完整的外晕。
2004-06-11 astro-ph
Galactic Halo Cusp versus Core: Tidal Effects in Mergers
我们展示了通过合并卫星形成的晕如何形成一个内部尖点，其密度分布为ρ \propto r^{-α}，其中α \to α_a \gsim 1$。我们的分析是基于一个新的处方潮汐剥离作为α（r）的函数，使用一个简单的玩具模型，匹配N体模拟。在α< 1的地核中，存在潮汐压缩而不是剥离，卫星向晕中心下沉，导致剖面迅速变陡至α> 1。当α> 1时，每个卫星壳的剥离都是在逐渐膨胀之前进行的，这使得剥离在α较大时更有效，从而在α足够大时导致平坦化。因此，我们可以用线性扰动分析证明，一个并合序列缓慢地导致一个不动点α（r）=α_a。这一结果意味着，只要有足够的卫星物质进入内晕并沉积在那里，就会形成一个尖点。我们的结论是，为了保持一个平坦的核心，如观测所示，卫星必须在核心之外被破坏，例如，这是因为重子反馈效应导致的膨胀。
2002-01-14 astro-ph
Hierarchical galaxy formation and substructure in the Galaxy's stellar halo
我们开发了一个明确的模型形成的恒星晕潮汐中断，吸积矮卫星的冷暗物质（CDM）的框架，侧重于预测测试与斯隆数字巡天（SDSS）和其他宽领域的调查。次晕吸积和轨道演化的计算使用半解析的方法在Press-Schechter形式主义。受我们先前工作的启发，我们假设低质量的次晕（v < 30 km/s）只有在再电离时期之前吸积了相当大一部分质量，才能形成大量的恒星。在这个假设下，该模型再现了观测到的本星系群中星系卫星的速度函数，解决了“矮卫星问题”，而不修改流行的LCDM宇宙学。被破坏的卫星产生的恒星分布与银河系恒星晕观察到的总质量和径向密度分布一致。最重要的是，该模型预测存在许多大规模的，连贯的子结构的外晕。这些子结构是个别的潮汐分裂的矮卫星星系的残余。子结构是更明显的大银河中心半径，因为较小的数密度的潮汐流和较长的轨道时间。这个模型为SDSS调试数据中发现的恒星外晕中的相干结构提供了一个自然的解释，它预测随着调查覆盖更多的天空，应该会发现更多这样的结构。对这种结构的探测（或不探测）和表征最终可以测试CDM情景的变体，特别是那些旨在通过增强卫星破坏来解决矮卫星问题的变体。
2000-07-19 astro-ph
