NGC 5907 revisited: a stellar halo formed by cannibalism?
我们报告了对NGC 5907的发光晕的进一步观测。新的V，I和B深测光证实存在一个扩展的恒星晕红比磁盘。我们的数据与一个由富含金属的古老恒星星族组成的微弱晕或非常厚的盘相一致。我们建议，它可能是一个合并的小椭圆的残余，我们支持我们的假设与N体模拟。
1998-04-10 astro-ph
The Chemical Residue of a White Dwarf-Dominated Galactic Halo
晕初始质量函数（Halo initial mass functions，IMF），严重偏向于白矮星（white dwarf，WD）的前体（即1->8 M_sun），已经被认为是解释沿大麦哲伦星云视线方向微透镜统计的合适机制。这样的IMF显然可以调用，而不违反目前观察到的WD光度函数。通过采用一个简单的化学演化参数，我们证明，调和所观察到的晕族II矮人丰度（即[C，N/O]=-0.5），从假定的“WD重”IMF（即[C，N/O]=+0.5），是困难的。
1996-12-13 astro-ph
The Galaxy and its stellar halo - insights from a hybrid cosmological approach
我们使用一系列高分辨率的N体模拟的'银河系'晕，再加上半解析技术，研究我们自己的银河系和恒星晕的形成。我们的模型银河系是一个相对年轻的系统，其物理性质与观测结果相当吻合。在我们的模型中，恒星晕主要是由星系生命早期吸积的几个大质量卫星形成的。晕中的恒星并没有表现出任何金属丰度梯度，但金属丰度高的恒星比丰度低的恒星更集中。这是因为构成恒星晕的质量最大的卫星也更富含金属，动力学摩擦将它们拉向主晕的内部区域。
2008-07-07 astro-ph
An Upper Limit on the Granularity of the Local Stellar Halo
我用4588附近的晕星的统计特性表明，如果当地的恒星晕是由冷流破坏矮卫星流行的宇宙学预测，然后在95%的置信度至少有1350个这样的流。此外，没有一条星流包含超过2.3%的本地恒星，而平均星流包含的本地恒星必须少于0.08%。
2003-04-15 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
Red Galaxy Growth and the Halo Occupation Distribution
我们已经追踪了过去7个Gyr的红星系恒星质量增长的暗物质晕。利用观测到的光度函数和牧夫座星系中40，696个0.2<z<1.0的红星系的聚类，我们确定了晕占据分布，它描述了星系如何在暗物质晕中存在。10^{11.9} Msun/h晕的一半拥有一个红色的中心星系，并且这一比例随着晕质量的增加而增加。我们没有观察到红星系恒星质量和宿主晕质量之间关系的任何演变，尽管我们预计星系恒星质量和晕质量都会随着宇宙时间的推移而演变。我们发现，包含在红色人口的恒星质量增加了一倍，因为z=1，与红色卫星星系内的恒星质量在这个红移范围内的三倍。在星系团质量晕中，大部分恒星质量存在于卫星星系和星系团内光中，少数恒星质量存在于中央星系中。最明亮的红色中央星系的恒星质量与晕质量的三分之一次方成正比。因此，我们得出结论，晕合并并不总是导致中心星系的快速增长。虽然在过去的7 Gyr中，质量非常大的晕的质量通常会增加一倍，但它们中央星系的恒星质量通常只增加30%。
2008-04-15 astro-ph
Contrasting the chemical evolution of the Milky Way and Andromeda galaxies
星系的化学演化历史隐藏了它如何形成的线索，并随着时间的推移而变化。我们研究了银河系（MW）和仙女座星系（M31）的化学演化历史，以发现哪些是盘状星系化学演化的共同特征，哪些是依赖于星系的。我们使用一个半解析的多区化学演化模型。这些模型成功地解释了这两个具有相似质量和形态的本星系群旋涡星系中观测到的化学性质的平均趋势。我们的研究结果表明，虽然MW和M31的演化具有普遍的相似性，但需要在形成历史上的差异来详细解释观测结果。特别是，我们发现，在M31晕中观察到的较高的金属丰度可以解释为：a）较高的晕星形成效率或b）较大的下降晕气体储层与较长的晕形成阶段。这两种不同的图像将导致a）在低金属丰度下较高的[O/Fe]或b）M31晕中较年轻的恒星星族。这两张照片都在M31中产生了更大质量的恒星晕，这表明晕的金属丰度与恒星质量之间可能存在相关性。
2004-10-25 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
What are Machos? Limits on Stellar Objects as the Dark Matter of our Halo
在微透镜实验中看到的大质量致密晕天体的性质，以及在我们银河系的晕中被解释为暗物质的性质，仍然是一个谜。有人认为这些事件可能不是普通的恒星或星下物体，即，它们很可能不是暗淡的恒星、褐矮星、白矮星或中子星。在理论上，人们要么被推到异国情调的解释，要么被推到一个“没有男子气概”的光环（在光环中，男子气概居住在别处）。事实上，光环中的非重子成分似乎是必需的。
1999-01-13 astro-ph
Lambda-Cold Dark Matter, Stellar Feedback, and the Galactic Halo Abundance Pattern
（节略）恒星晕的等级形成方案需要矮星系的吸积和分裂，但与矮球状（dSph）星系中类似的低金属丰度恒星相比，低金属丰度晕星富含α元素。我们解决这个主要的挑战，为恒星晕的层次结构的形成方案相结合的化学演化模型与宇宙学动机的质量吸积历史的银河系暗晕及其卫星。我们表明，恒星晕和矮星系的丰度模式可以解释自然的LCDM框架内。我们的解决方案从根本上依赖于LCDM模型的预测，即恒星晕中的大多数恒星都是在几个相对大质量的、约5 x 10^10 Msun、矮不规则（dIrr）大小的暗物质晕中形成的，这些暗物质在过去约10 Gyr被吸积和破坏。这些系统必然有短暂而快速的恒星形成历史，主要是由II型超新星和增强的[a/Fe]丰度的宿主恒星富集。相比之下，矮球状星系存在于~10^9 Msun的低质量暗物质宿主中，超新星风在设定观测到的中间[a/Fe]比值方面很重要。我们的模型包括从Ia型和II型超新星以及恒星风的富集，并包括一个物理动机的超新星反馈处方校准，以重现当地矮星系恒星质量-金属丰度关系。我们使用的暗物质晕类型的代表性例子，我们预计主机被摧毁的"恒星晕祖“的矮，一个幸存的dIrr，和一个幸存的dSph星系，并显示其衍生的丰度模式，恒星质量和气体质量与观察到的每种类型的系统是一致的。
2005-12-19 astro-ph
Galaxy halo masses and satellite fractions from galaxy-galaxy lensing in the SDSS: stellar mass, luminosity, morphology, and environment dependencies
The relationship between galaxies and dark matter can be characterized by the halo mass of the central galaxy and the fraction of galaxies that are satellites. Here we present observational constraints from the SDSS on these quantities as a function of r-band luminosity and stellar mass using galaxy-galaxy weak lensing, with a total of 351,507 lenses. We use stellar masses derived from spectroscopy and virial halo masses derived from weak gravitational lensing to determine the efficiency with which baryons in the halo of the central galaxy have been converted into stars. We find that an L* gal…
2006-05-01 astro-ph
Cosmology and the Stellar Halo
如果这个受欢迎的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个低质量星系，并随后潮汐地摧毁了它们。我们使用混合半解析加N-体方法模拟这个过程，并表明被破坏的系统自然导致恒星晕的质量和密度分布非常像我们自己的银河系的恒星晕。我们提出的恒星晕的性质的预测，并表明，我们的可能是占主导地位的子结构超过50 kpc和更空间平滑的半径内。平均恒星晕密度分布预计会比暗物质更快地随半径下降，因为恒星晕是由下落系统中最紧密结合的物质形成的，而大多数吸积的暗物质被剥离并沉积在更大的半径处。我们认为，与内晕相关的恒星在化学上应该与幸存的卫星中的恒星完全不同，也不同于外晕中的恒星或在最近的破坏事件中释放的恒星。我们将讨论如何深晕调查和化学探针可能是有用的工具，发现吸积的证据。这种类型的观测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。
2004-01-30 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
Phase-Space Distributions of Chemical Abundances in Milky Way-type Galaxy Halos
受即将到来的银河系天体测量和光谱调查数据的启发，我们探索了Lambda CDM宇宙中分层形成的恒星晕模拟中的化学丰度特性和相空间分布。我们的Milky-Way型恒星晕模拟样本的平均金属丰度范围从[Fe/H] = -1.3到-0.9不等，大多数贫金属晕来自吸积历史，缺乏与大质量（富金属）卫星的破坏性合并。我们的恒星晕金属丰度随着恒星晕质量的增加而增加。[Fe/H]-恒星质量趋势的斜率模仿了被摧毁以建立晕的卫星星系的斜率，这意味着这种关系是分层传播的。所有模拟的晕包含一个显着的比例老恒星星族吸积超过10 Gyr前，在少数情况下，存在一些中间年龄的人口。与银河系相反，我们模拟的许多恒星晕包含古老的恒星星族，它们富含金属，起源于大质量卫星的早期吸积。我们认为，（金属丰富）恒星晕的M31属于这一类，而更多的金属贫晕的银河系是缺乏早期的大规模吸积事件。有趣的是，我们的等级形成的恒星晕通常在[Fe/H]和[alpha/Fe]中都有不可忽略的金属丰度梯度。这些梯度延伸几十kpc，并且可以在[Fe/H]中大到0.5 dex，在[alpha/Fe]中大到0.2 dex。最后，我们发现，化学丰度可以作为一个粗略的替代卫星星系的吸积时间。我们提出了一个标准，通过选择恒星的[α/Fe]比低于太阳能识别潮汐流空间。
2005-12-26 astro-ph
The Galaxy and its stellar halo: insights on their formation from a hybrid cosmological approach
我们使用一系列的高分辨率模拟的一个'银河系'晕耦合到半解析方法来研究我们自己的银河系和恒星晕的形成。我们的模型银河系的物理性质，以及不同组成部分中恒星的年龄和金属丰度分布，与观测测量结果比较吻合。假设恒星晕是从与银河系合并的卫星星系的核心在其一生中形成的，我们就能够研究这个组成部分的物理和结构特性。与以前的工作一致，我们发现对恒星晕的最大贡献应该来自于一些相对大的（10^8 - 10^10 Msun）卫星，它们在早期吸积。我们的“恒星晕”并没有表现出任何明显的金属丰度梯度，但高金属丰度的恒星比低丰度的恒星更集中。这表明观测到低金属量晕星的概率随着距离银河系中心的距离而增加。我们发现，建议的“双重”性质的银河系恒星晕可以解释在我们的模型作为一个质量金属丰度关系印在这个组件的积木的结果。
2008-09-02 astro-ph
Not enough stellar Mass Machos in the Galactic Halo
我们结合新的结果，从搜索微透镜对大麦云云（LMC）的EROS2（经验德Recherche d 'Objets Sombres）与限制以前报告的EROS1和EROS2对麦哲伦云。推导出的恒星质量MACHO丰度上限排除了这样的对象作为一个重要组成部分的星系晕，如果它们的质量小于1个太阳质量。
2000-03-02 astro-ph
Dwarf Galaxies Also Have Stellar Halos
我们提出的证据存在的老恒星晕的矮不规则星系WLM，孤立的本星系群的成员。晕由第二族星组成，金属丰度低，年龄为$\geq 10^{10}$ yr。在一个矮不规则星系中发现的晕，为星系形成的一般模式提供了论据，即无论星系的大小如何，都需要在盘的存在下形成晕。这意味着，形成机制是类似的螺旋哈勃序列，并有利于在原星系气体云的原始崩溃和吸积过程中发生的形成的情况。晕的形成似乎也不一定与隆起或核的存在有关，因为WLM缺乏这两种成分。
1996-06-18 astro-ph
GHOSTS | Bulges, Halos, and the Resolved Stellar Outskirts of Massive Disk Galaxies
在等级星系形成中，星系的星晕是由小卫星吸积形成的，因此包含了关于星系（早期）组装过程的有价值的信息。我们的GHOSTS巡天测量了14个邻近盘状星系的恒星包络特性，通过使用HST/ACS&WFPC2对它们的分辨恒星星族进行成像。样品中的大部分大质量星系（Vrot>200 km/s）具有非常扩展的恒星包层，在外层区域具有μ（r）~ r^{-2.5}幂律分布。对于这些大质量星系，有一些证据表明，恒星的表面密度的配置文件与哈勃类型和膨胀盘比，乞讨的问题，这些信封是否更相关的隆起比银河系型恒星晕。较小的星系（Vrot 100 km/s）有更小的恒星包层，但根据几何形状，它们仍然可能比分层星系形成模型中的卫星残骸更明亮。或者，它们可以通过小的暗物质子晕的轰击通过盘加热而产生。我们发现，星系显示出不同数量的晕子结构。
2007-10-29 astro-ph
Relaxation in stellar systems and the shape and rotation of the inner dark halo
为什么星系棒以高的模式速度旋转，当动力学摩擦应该迅速耦合酒吧的大规模，缓慢旋转的黑暗晕？这个长期存在的悖论可能会解决，考虑星系盘和暗晕结构之间的动力学相互作用。小尺度晕结构与盘之间的动力摩擦使内部晕旋转并旋转，从而淬灭晕对棒施加的动力摩擦;与此同时，晕加热并增厚盘，可能形成快速旋转的凸起。所需的晕结构的两个可能的候选者是大质量的黑洞和中断的前体晕潮汐流光。更一般地说，来自相位包裹不均匀性的引力散射代表了恒星系统中一种新的弛豫过程，介于剧烈弛豫和两体弛豫之间，它可以使分布函数在两体弛豫无效的半径处各向同性。
1998-12-08 astro-ph
Halos of Spiral Galaxies. II. halo metallicity-luminosity relation
利用哈勃太空望远镜，我们已经解决了八个附近的螺旋星系晕中的单个红巨星分支恒星。磁场位于沿星系短轴的投影距离2到13千秒差距之间。该数据集允许在晕恒星星族的系统趋势的第一次看看。我们发现，明亮的星系往往有广泛的红巨星分支恒星的颜色分布与红色的平均颜色，这表明重元素丰度的传播与母星系的光度增加。恒星晕的平均金属丰度，使用红巨星分支恒星的平均颜色估计，与母星系的光度相关。银河系晕的金属丰度比这个光度-金属丰度关系低近1倍，这表明银河系的晕对于螺旋星系来说是例外而不是规则;即，具有贫金属晕的巨大螺旋是不寻常的。光度晕恒星丰度的关系是一致的恒星系统嵌入在占主导地位的晕预期的比例关系，这表明大部分的晕恒星星族可能已经形成在原地。
2005-10-09 astro-ph
Metal Enrichment in the Early Galactic Halo
本文研究了星系晕中金属富集的早期历史。我们使用随机化学演化模型研究化学不均匀性。该模型与长寿命晕星的金属丰度分布函数进行了比较，发现这是获得最佳模型处方的一个线索。我们发现，恒星形成的光环几乎终止了约1 Gyr和晕从来没有化学均匀的恒星形成的历史。这一结论与是否考虑晕的质量损失无关。观测到的α-元素与铁的比例在[α/Fe]-[Fe/H]平面上没有显示散射，但这并不意味着晕中的星际物质是均匀的，因为在这个图上的化学演化路径在恒星形成速率中是简并的。另一方面，[Sr/Fe]比值在贫金属晕星之间的表观分布并不反映金属富集的不均匀性，相反，这是由于锶的生产率急剧增加，而锶的生产率可能是在质量略小于产铁SNII的恒星中合成的。
1999-06-14 astro-ph
Two Stellar Components in the Halo of the Milky Way
银河系的晕提供了宇宙中第一批形成的物体的独特元素丰度和运动学信息，这些信息可以用来严格限制星系形成和演化的模型。虽然光环曾经被认为是一个单一的组成部分，但近年来从对光环物体的小样本检查中慢慢出现了它的二分法的证据。在这里，我们表明，晕确实是明确划分为两个广泛重叠的结构组成部分-内晕和外晕-表现出不同的空间密度分布，恒星轨道和恒星金属丰度（比氦重的元素丰度）。内晕具有适度的净逆时针旋转，而外晕则表现出净逆时针旋转，金属丰度峰值为内晕的三分之一。这些性质表明，各个晕组成部分可能以根本不同的方式形成，通过连续的耗散（内部）和无耗散（外部）合并和潮汐破坏原银河系团块。
2007-12-16 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
The Rise and Fall of Galaxy Activity in Dark Matter Haloes
我们使用SDSS星系群目录研究星系活动对恒星质量，晕质量和集团层次结构（中心与卫星）的依赖。我们将星系样本分为恒星形成星系、具有光学活动星系核活动的星系和射电源。我们发现晕质量随着中心星系活动从恒星形成到活动星系核的光学活动再到射电辐射的变化呈现一个平滑的过渡。恒星形成中心优先居住在M<10^{12} Msun的晕中，具有光学活动星系核活动的中心星系通常居住在M \sim 10^{13} Msun的晕中，而射电辐射中心主要居住在质量大于10^{14} Msun的晕中。虽然这似乎表明环境（晕质量）决定了其中央星系的活动类型，但我们发现恒星质量也有类似的趋势：中央恒星形成者的恒星质量通常低于10^{10} Msun，而光学活动星系核宿主和中央射电源的特征恒星质量分别为10^{10.8} Msun和10^{11.6} Msun。由于更大质量的晕通常拥有更大质量的中心，因此尚不清楚中心星系的活动是否与其恒星质量或晕质量有因果关系。一般来说，卫星星系的活动受到相同恒星质量的中心星系的抑制。在恒星质量固定的情况下，我们发现卫星星系的活动对晕质量的依赖很弱。事实上，对于卫星星系，星系活动对晕质量的依赖性比对恒星质量的依赖性弱四倍以上。正如我们所讨论的，所有这些结果都与低质量晕吸积冷气体的图片相一致，而大质量晕有热气体的日冕，促进其中央星系的射电活动。[删节]
2008-07-25 astro-ph
Chemical Abundances and Kinematics in Globular Clusters and Local Group Dwarf Galaxies and Their Implications for Formation Theories of the Galactic Halo
本文综述了星系晕形成的理论和支持证据，特别是一些相关的球状星团以及本群矮星系中恒星的运动学和详细的化学丰度。外晕红HB星团倾向于有大的离心率，并居住在矮球状恒星居住的区域，有利于银河系外的起源。老的球状星团显示出全部的偏心率，而年轻的球状星团似乎更倾向于高偏心率，这再次暗示了它们的银河系外起源。我们详细比较了各种元素之间的晕和所有矮星系研究的日期，包括矮椭球和不规则的丰度。其显著特征是晕的丰度基本上是独一无二的。特别是，研究的13个星系中有12个的α与[Fe/H]模式彼此相似，与银河系非常不同。射手座似乎是唯一可能的例外。看来很大一部分富含金属的晕不太可能来自低质量的分裂矮星系。然而，至少有一部分贫金属晕可能来自典型的矮星，而一部分中等金属量的晕可能来自非常巨大的系统。矮星和晕之间的化学差异是由于前者的低恒星形成效率和高银河风效率的结合。如果大多数晕星都是在几颗质量非常大的卫星很早就吸积形成的，那么形成问题就可以解决。然而，任何这样的卫星要么必须比假设的早得多，在Ia超新星爆发之前，要么必须阻止恒星形成，直到它们被吸积之前不久。
2007-08-03 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
Substructure in CDM Halos and the Heating of Stellar Disks
数值模拟揭示了冷暗物质（CDM）晕中长寿命亚结构的存在。这些过去合并和吸积事件中幸存下来的核心数量远远超过了银河系已知的卫星。这一发现促使人们认为，冷暗物质（CDM）晕中的子结构可能与观测不相容，并且与薄的、动态脆弱的恒星盘的存在相冲突。N体模拟的磁盘/凸起/晕模型的银河系，其中包括数百个暗物质卫星的质量，密度和轨道来自高分辨率的宇宙学CDM模拟表明，子结构只起着次要的动力学作用，在磁盘的加热。这是因为卫星的轨道很少把它们带到圆盘附近，那里的潮汐效应最大。我们的结论是，子结构可能不会排除维里化的CDM晕是可以接受的主机薄恒星磁盘像银河系。
2001-10-30 astro-ph
Experimental limits on the contribution of sub-stellar and stellar objects to the galactic halo
EROS（Exérience de Recherche d'Objets Sombres）一直在监测大麦哲伦星云中400万颗恒星的光度，以寻找星系晕中看不见的物体造成的引力微透镜。我们在这里介绍的结果，从3年的EROS施密特板数据。两颗恒星的光变曲线与相当大的微透镜效应一致。后来获得的CCD数据显示，其中一颗恒星是食双星系统。结合施密特板的数据和我们的16 CCD相机公布的结果，我们设置上限的质量范围$[10^{-7},1]\Msol$的晕中看不见的对象的数量。（已提交给Astronomy and Astrophysics）
1995-11-23 astro-ph
The Stellar Content of Galaxy Halos: A Comparison between LambdaCDM Models and Observations of M31
最近的观测表明，仙女座（M31）恒星晕的大部分区域都存在高表面亮度、富含金属的碎片。我们使用一组数值模型，以确定是否扩展的金属丰富的碎片预计存在于星系晕中形成的层次LambdaCDM宇宙。我们确定潮汐碎片的模拟，根据目前最好的表面亮度检测限M31和证明，明亮的功能，在外晕区域通常来自单个卫星，很少有其他来源的污染，由于潮汐流从两个重叠的吸积事件的概率低。相比之下，内晕中的高表面亮度特征通常源自多个祖先。我们还比较了年龄和金属丰度分布的碎片与混合良好的恒星晕，他们居住。我们发现，高表面亮度的潮汐碎屑几乎完全是由质量相对较高的祖先（M星~ 10^7- 10^9 M太阳）产生的，因此预计具有中等至高金属丰度。同样，在我们的模型中，光滑的内晕预计将富含金属，因为该区域主要由大质量卫星组成。我们的研究结果表明，恒星星族的子结构观察外部星系与现有技术不应该像旧的和贫金属的矮球状卫星，也不是恒星晕的基本组成部分。
2007-10-03 astro-ph
Formation of the Galactic stellar halo I. Structure and kinematics
我们进行数值模拟的银河系恒星晕的形成，目前青睐的冷暗物质（CDM）理论的基础上的星系形成。我们的数值模型，考虑到动力学和化学演化过程中的一致的方式，旨在解释所观察到的结构和运动学的恒星晕的层次星系形成的背景下。本模拟的主要结果总结如下。(1)恒星晕是由[Fe/H] $\le$-1.0的贫金属恒星组成的，其形成的基本物理过程是在高红移（$z$ $>$ 1）星系引力收缩过程中，亚星系团的耗散和无耗散合并以及由此产生的潮汐破裂。(2)模拟的晕具有与观测到的$ρ(r)$ $\sim$ $r^{-3.5}$的幂律形式相似的密度剖面，也具有与观测相似的金属丰度分布。晕实际上没有表现出恒星年龄的径向梯度和金属丰度的小梯度。(3)光环的双重性质，即，其内部扁平和外部球形密度分布，至少在定性上，由本模型再现。外层的球形晕是由小的次星系团基本上无耗散的合并形成的，而内层的扁平晕是由三种不同的机制形成的，即，更大、更大质量的团块之间的耗散合并，由于银河系盘的增长而产生的绝热收缩，以及赤道平面上的气体吸积。
2001-06-28 astro-ph
The End of the MACHO Era: Limits on Halo Dark Matter from Stellar Halo Wide Binaries
我们模拟了在大质量致密晕天体（MACHO）存在下晕宽双星的演化，并将我们的结果与Chaname & Gould（2003）的宽双星样本进行了比较。观察到的分布很好地符合角分离的单一幂律，3.5”< theta < 900”，而模拟的分布显示幂律的中断，其位置取决于H2O的质量和密度。这使我们能够把上限的CO2密度作为其假设的质量的函数。在95%的置信水平下，我们排除了在标准局部晕密度rho_H下质量M > 43 Msun的MACHO。对于质量M > 10^{-7.5}Msun，这几乎消除了完整的H2O晕的最后允许窗口。
2003-10-08 astro-ph hep-ph
