Dynamics of triaxial galaxies with a central density cusp
尖轴势允许大量的混沌轨道，而且表现出极端的“粘性”，使得混沌混合的过程令人惊讶地低效。环境效应，建模为噪声和/或周期性驱动，有助于加速相空间传输，但可能不如在简单的潜力。这可能意味着尖轴三轴椭圆星系不能作为时间独立系统存在。
2002-02-08 astro-ph
The properties of cuspy triaxial systems formed due to the radial-orbit instability
上下文我们已经研究了三轴最终模型的结构和运动学形成的径向轨道不稳定性，从一组平衡各向异性的Osipkov-Merritt型的球形系统。目标。我们表明，不稳定性是一种自然的方式来建立非球形系统，因此可以被认为是一种新的技术，用于构建平衡$N$体模型。方法.模型的动力学演化是通过Dehnen的公共代码gyrfacON数值跟踪的。结果我们发现，尽管系统被剧烈地重新排列成三轴构型，并得到了新的标度长度，但各种初始球形模型的密度分布形状并没有改变。尖被认为是一个不变的功能，这样的重排。从一个不稳定的球形$γ$模型出发，得到了一个具有相同尖点的三轴系统。最终产物在大半径处是各向异性的，并且具有Osipkov-Merrit型的各向异性轮廓。各向同性核的大小一旦重新缩放对应于边缘稳定的$γ$ -祖细胞的值，并且几乎与不稳定的起始点无关。结论.我们的结论是，最终产品达到一个新的稳定状态，并具有相当可预测的属性。它们可以作为描述椭圆星系和星系球的平衡模型。它们也可用于处理多部件系统的$N$ -体模拟。
2008-11-16 astro-ph
Chaos in cuspy triaxial galaxies with a supermassive black hole: a simple toy model
This paper summarises an investigation of chaos in a toy potential which mimics much of the behaviour observed for the more realistic triaxial generalisations of the Dehnen potentials, which have been used to model cuspy triaxial galaxies both with and without a supermassive black hole . The potential is the sum of an anisotropic harmonic oscillator potential, V_o=(1/2)*(a^{2}x^{2}+b^{2}y^{2}+c^{2}z^{2}), and a spherical Plummer potential, V_o=- M_{BH} /(r^{2}+e^{2})^{1/2} with r^{2}=x^{2}+y^{2}+z^{2}. Attention focuses on three issues related to the properties of ensembles of chaotic orbits w…
2001-11-27 astro-ph
Chaos and chaotic phase mixing in cuspy triaxial potentials
本文研究了三轴Dehnen势中的混沌和混沌相混合，这些势被用来描述实际的椭圆星系。早期的工作是通过探索（1）可变轴比，（2）与恒星和束缚子结构，理想化为摩擦和白噪声，和（3）大规模的有组织的运动假定诱导近随机力理想化为有色噪声与有限的自相关时间的影响。三个重要结论是：（1）不是所有的混沌都可以归因于尖点;（2）即使对于轴对称系统，也可以保持显著的混沌;（3）引入超大质量黑洞可以增加混沌轨道的相对数量和最大李雅普诺夫指数的大小。Sans扰动，分布函数与最初本地化的混沌合奏指数发展到一个几乎与时间无关的形式，在一个速率L，与有限时间李雅普诺夫指数与发展轨道。扰动通过增加给定相空间区域中的相混合速率以及通过促进沿着连接不同相空间区域的Arnold网的扩散来加速相空间传输，从而促进接近真正的平衡。扰动的细节似乎并不重要。重要的是振幅和自相关时间，对它们有弱的对数依赖性。即使是相对较弱的扰动也可以使L增加三倍或更多，这一事实对剧烈弛豫具有潜在的重要意义。
2003-07-18 astro-ph
Phase space transport in cuspy triaxial potentials: Can they be used to construct self-consistent equilibria?
本文研究了在Dehnen势的三轴概化中演化的混沌轨道系综，Dehnen势已被提出用于模拟具有强密度尖点的椭圆星系，这些椭圆星系表现出与轴对称的显著偏差。考虑到可能存在的超大质量黑洞，以及低振幅摩擦、噪声和周期性驱动，这些因素可以模拟与离散效应和/或外部环境相关的不规则性。通过确定（1）混沌轨道的相对数量和（2）最大李雅普诺夫指数的大小如何依赖于尖点和黑洞质量的陡度，以及（3）阿诺德网在多大程度上显著阻碍相空间传输，有和没有扰动的程度，来量化混沌的程度。在没有不规则性的情况下，混沌轨道往往是非常“粘性”的，因此同一混沌轨道的不同部分可以在10000个动力学时间或更长的时间内表现得非常不同，但即使是非常低的振幅扰动也可以有效地消除许多-尽管不是全部-这些差异。其影响进行了讨论的结构和演化的真实星系和构造近似近平衡模型使用史瓦西的方法的可能性。许多观察到的定性行为可以再现与玩具的潜力作为各向异性谐振子和球普卢默潜力的总和，这表明，结果可能是通用的。
2000-07-05 astro-ph
An Instability in Triaxial Stellar Systems
径向轨道不稳定性是一种集体现象，迄今为止只在球形系统中观察到。我们发现，这种不稳定性也发生在三轴系统中，我们检查进行广泛的N-体模拟的初始条件是通过采样一个自洽的三轴模型的尖状星系组成的发光和暗物质。N体模拟显示星系的时间演化不是由于混沌运动的发展，而是由于过量的盒状轨道引起的集体不稳定性。这种不稳定性很快将这些模型转变为更长的配置，对于暗晕为0.64<b/a<0.77和0.6<c/a<0.7，对于发光物质为0.64<b/a<0.77和0.59<c/a<0.67。当径向偏置轨道对解的贡献减少时，得到稳定的三轴尖状星系和暗物质晕。这些结果构成了三轴星系模型中径向轨道不稳定性的第一个证据。
2008-09-01 astro-ph
Major Mergers of Galaxy Haloes: Cuspy or Cored Inner Density Profile?
我们提出了一系列的碰撞N体模拟的星系暗物质晕的主要合并的密度分布具有内部尖点或核心的结果。我们的模拟范围从2 × 10^5到10^7个粒子，使我们能够探测冷暗物质晕最内部区域（小于0.005维里半径）的暗物质粒子的相空间分布，这是最近争论的一个主题。我们发现，一个主要的合并两个核心晕产生一个核心晕，并没有导致在许多宇宙学模拟中看到的尖状轮廓。如果我们考虑母体质量比为3：1而不是1：1的合并，这个结果不变。另一方面，一个尖状晕与一个核心晕或一个质量相等的第二个尖状晕的合并，产生的尖状晕的内对数斜率略有降低。因此，一旦形成尖突晕，似乎对重大合并有弹性。我们发现的残余物的速度结构是温和的各向异性，麦克斯韦速度分布中心附近，但不是在最后的晕的外部部分。剧烈的弛豫仅在合并的早期阶段有效，在后期阶段，相混合可能是主要的弛豫过程。
2004-02-03 astro-ph
Bars in Cuspy Dark Halos
我们研究的酒吧不稳定性模型的指数盘和一个尖状NFW样暗物质（DM）晕的宇宙学模拟的启发。酒吧的演变进行了研究，作为一个功能的数值分辨率在一系列的模型跨越10 K至100 M DM粒子-包括一个多质量模型的有效分辨率为10 G。我们的目标是找到收敛的动力学行为。我们的特点酒吧的增长，屈曲不稳定性，模式的速度衰减，通过共振转移角动量，和可能的破坏DM晕尖。总的来说，大多数特征收敛的行为，详细的晕包含超过10 M的粒子。值得注意的是，在这种情况下，条形的形成不会破坏密度尖点。这些更高分辨率的模拟清楚地说明了离散共振在将角动量从棒传输到晕中的重要性。
2008-07-25 astro-ph
Self-consistent models of triaxial galaxies in MOND gravity
本文检验了带修正泊松方程的Bekenstein-Milgrom引力理论三轴平衡解的存在性。利用非负最小二乘法，我们证明了在密度为弱尖点$ρ\sim {Σ\over r}$的重子模型中存在自洽的三轴星系。自我一致性实现了广泛的中心浓度，$Σ\sim 10-1000\mathrm{M_{\odot}pc^{-2}}$，代表低到高的表面亮度星系。我们的结果首次证明了轨道叠加技术在构建超越牛顿引力的星系模型方面是卓有成效的，三轴尖星系在没有冷暗物质的帮助下也可能存在.
2008-01-27 astro-ph
Unstable Cold Dark Matter and the Cuspy Halo Problem in Dwarf Galaxies
我们推测，暗晕的矮星系和低表面亮度星系软化的冷暗物质（CDM）粒子的一小部分衰减到一个稳定的粒子与反冲速度为几十公里秒$^{-1}$，后，他们驱动的星系晕的形成。然而，这一过程并不一定会导致像天龙座或天炉座这样的卫星矮椭球体的中心暗物质密度显著降低。结果表明，初始（衰变前）Navarro-Frenk-White晕的浓度参数$c$的恢复分布与CDM预测吻合得很好。其他有趣的潜力不稳定的CDM突出。
2003-05-26 astro-ph
Investigating the long-term evolution of galaxies: Noise,cuspy halos and bars
我回顾了晕结构在驱动星系演化和星系与环境耦合中的重要性的论点。我们首先对关键动力学和模式主导结构的例子进行了一般性的讨论。我们发现，大量的粒子（N > 1e6）的模拟需要解决的动力学。最后，我将描述一些新的结果，这表明，一个磁盘酒吧可以产生核心在一个尖锐的CDM暗物质配置文件在千兆年。一个内部的Lindblad共振耦合旋转酒吧晕轨道在所有半径通过尖点，迅速压扁它。这种共振消失的配置文件与核心和负责的质量差异，酒吧驱动的晕演化与没有尖点。虽然酒吧放弃了角动量在其模式，使核心，形成时代是丰富的吸积事件，重新创建或触发一个经典的恒星酒吧。第一代棒尖形内晕的演化为具有低扭矩和稳定图形速度的长寿命后续棒铺平了道路。
2001-10-31 astro-ph
Cuspy Dark-Matter Haloes and the Galaxy
巴德窗的微透镜光学深度限制了太阳圈内重子物质的最小总质量大于3.9 x 10^{10}太阳质量，假设内星系被阻挡在大约20度的视角下。从太阳邻近恒星的运动学来看，暗物质的局部表面密度约为每平方秒差距30 +/- 15太阳质量。我们构造了归一化到本地暗物质密度的尖形晕，并计算了内星系晕的圆周速度曲线。这与恒星盘和ISM盘提供的旋转曲线正交，加上一个足够大的棒，使得银河系内部的重子物质再现了微透镜光学深度。这样的模型违反了内星系（通常在半径2-4 kpc）切向速度数据提供的观测约束。高重子的贡献所需的微透镜是一致的流体动力学模型和银河酒吧的模式速度的影响。我们的结论是冷暗物质宇宙学（及其变体）所青睐的尖形晕与银河系的观测数据不一致。
2001-09-05 astro-ph
Preservation of Cuspy Profiles in Disk Galaxy Mergers
我们进行了三个自洽的$N$体模拟的星系合并，一个尖状的暗物质的配置文件，以研究如果内部的暗密度斜率是保存在残留物。在这些模拟中，祖先包括恒星盘和晕的固有角动量，这与以前的类似研究不同。前体星系的质量比约为1：1，1：3和1：10。我们发现，最初的尖状密度分布的黑暗晕被保存在这里考虑的情况下的残余。
2005-10-31 astro-ph
Dynamical Models for Disk Galaxies with Triaxial Halos
我们构造了具有三轴尖晕的盘星系的自洽动力学模型。我们从一个平衡的、轴对称的盘-凸-晕系统开始，对晕粒子施加人工加速度。通过设计，这种加速保存能量，从而即使在其相空间分布函数改变时也保持系统的微分能量分布。晕变成三轴的，但其球平均密度分布基本保持不变。最后一个系统是平衡的，只要晕的形状发生变化，就可以得到一个很好的近似。当晕变形时，盘和凸起是“活的”;它们对变化的引力势作出反应，但也影响晕的变形。我们通过模拟星系F568-3来检验晕三轴性可以解释低表面亮度星系自转曲线的假设。
2008-01-31 astro-ph
How black holes turn cusps into cores
坍缩的无碰撞粒子系统形成具有尖点密度分布的引力束缚晕。这些系统的分层合并也产生了具有尖点中心密度分布的残余。这些结果导致尖形NFW配置文件的密度分布在暗物质晕的假设。然而，观测到的盘状星系的旋转曲线表明，暗物质晕与等温的核心。球状星团也存在同样的问题，球状星团在密度剖面中显示出核心，但如果它们是通过冷坍缩形成的，那么它们应该是尖形的。我们正在展示小的、大质量的、紧凑的物体如何有效地将尖形恒星系统转化为具有等温核心的密度剖面。
2002-09-30 astro-ph
Triaxial Halos and Cusps
我们提出了三轴椭圆星系或星系晕的$N$ -体模型，这些星系是完全自引力的，具有接近恒定的轴比作为半径的函数和$r^{-1}$中心密度尖点。初步研究表明，该模型是稳定的，轨道分析表明没有混沌轨道的迹象。这些模型为研究三轴平衡图形的演化、三轴图形对中心黑洞的响应、外部扰动和相互作用提供了一个起点。
1998-05-29 astro-ph
Anatomy of the Bar Instability in Cuspy Dark Matter Halos
本文研究了具有指数盘和尖状暗物质晕的星系模型中的棒不稳定性，以及Navarro-Frenk-White（NFW）宇宙学密度分布。我们从一个3-积分复合分布函数，受到杆不稳定性的平衡模型。我们生成了一系列模型，其质量分辨率范围从盘中的1.8K到18 M粒子和晕中的10 K到100 M粒子，以及有效分辨率为~10^10粒子的多质量模型。我们描述了质量分辨率如何影响酒吧的不稳定性，包括其线性增长阶段，屈曲不稳定性，模式速度衰减通过共振转移角动量的DM晕，和可能的破坏晕尖。我们的高分辨率模拟显示了收敛谱的酒吧和DM晕轨道之间的离散共振相互作用。随着斑图速度的衰减，轨道共振扫过大部分DM晕相空间，并在晕粒子之间广泛分布角动量。晕不发展一个平坦的密度核心，并保留尖点，除了在重力软化占主导地位的区域。棒的形成增加了中心恒星的密度，DM被压缩，从而使晕中心密度增加了1.7倍。总的来说，酒吧的演变显示收敛的行为之间的晕粒子数为1 M和10 M的粒子，当比较酒吧的增长，图案速度的演变，DM晕密度分布和轨道共振的非线性分析。更高分辨率的模拟清楚地说明了离散共振的重要性，在运输的角动量从酒吧的晕。
2008-10-30 astro-ph
Modeling Intra-Cluster Gas in Triaxial Dark Halos : An Analytical Approach
本文首次提出了三轴暗物质晕在重力作用下流体静力平衡时非球形团簇内气体分布的物理模型。采用Jing & Suto（2002）提出的等轴比暗晕的同心三轴密度剖面，基于微扰理论推导了三轴晕势的解析表达式，并在等温和多方状态方程下求出了气体密度和温度剖面的流体静力学解.由此产生的等势面很好地近似三轴椭球的偏心率依赖于径向距离。我们还发现了一个公式的偏心率之间的星系团内的气体和下面的暗晕。我们的研究结果允许一个确定的形状从观察到的团内气体通过X射线和/或Sunyaev-Zel'dovich效应集群的基础暗晕。
2002-11-01 astro-ph
Extended HI spiral structure and the figure rotation of triaxial dark halos
蓝矮星系NGC 2915的HI盘延伸到22个光学标度，并显示出远远超出光学成分的旋臂。以前的螺旋结构理论都没有为这些非常延伸的螺旋臂提供可能的解释。我们的数值模拟首次表明，这样大的旋臂可以形成在一个扩展的气体盘嵌入在一个大规模的三轴暗物质晕缓慢的数字旋转，通过强大的引力扭矩的旋转晕。然后，我们表明，详细的形态特性的开发螺旋和环强烈依赖于图形旋转的速度，三轴晕的形状，和相对于包括三轴晕的长轴和中轴的平面的磁盘的倾角。这些结果强烈地表明NGC2915的暗物质晕是三轴的，并且具有形状旋转。基于这些结果，我们还认为具有图形旋转的三轴晕的动力学效应在星系形成和演化的各个方面都是重要的，如极环星系的形成，低表面亮度星系非轴对称结构的激发，以及BCDs中心星暴区的气体燃料供给等。
2002-06-13 astro-ph
Bulge formation from SSCs in a responding cuspy dark matter halo
我们模拟了极晚型矮星系中球的形成，这些球是由在尖状暗物质晕中运动的环核超星团形成的。模拟结果表明：（1）DMH对SSC下沉的响应仅在200 pc以内的区域内可检测到;在该地区的平均对数斜率的响应DM密度分布显示两个不同的阶段：非常早期的下降，然后上升，直到接近1.2岁的2岁。(2)DMH反应对隆突形成的可检测反馈被证明是非常小的，在这个意义上，在固定DMH和响应DMH中形成的隆突和它们的成对核尖点基本上是相同的，两者都与$HST$观察一致。(3)所得到的球核与核尖点的质量关联以及核尖点质量随时间的演化与最近的相关研究结果是一致的。结合核尖点的有效半径与观察到的核团簇的数量一致，我们相信，我们提出的凸起形成的情况下，可能是一个非常有前途的机制，形成核团簇。
2007-02-19 astro-ph
Reconstructing the Triaxial Shapes of Dark Matter Halos from the Anisotropic Spatial Distributions of their Substructures in the Concordance Cosmology
我们发展了一个算法，从协调背景宇宙学的各向异性空间分布的暗物质晕的三维形状重建。首先，我们建立了一个分析模型的各向异性空间分布的暗晕子结构的假设下，潮汐场与非零迹的主机晕的三轴质量分布产生的子结构体运动的主机的长主轴。我们的分析模型意味着，各向异性的程度敏感地依赖于主机晕的三轴性以及子结构的位置和潮汐剪切场之间的相关性。其次，我们将三轴主晕的轴比作为自由参数，将模型拟合到高分辨率N体模拟的和谐宇宙学数值结果，并由自由参数的最佳拟合值重建出主晕的两个轴比。重建的轴比与数值计算结果的比较显示出良好的一致性。最后，我们的结论是，我们的分析模型可以提供一个物理理解的各向异性的空间分布的暗晕子结构和一个新的方式来重建的三轴形状的暗物质晕从观测值的原则。
2005-10-06 astro-ph
Self-consistent massive disks in triaxial dark matter halos
三轴暗物质晕中的星系盘在盘平面上的椭圆势作用下发生变形，从而抵消晕的椭圆率。我们发展了一种方法来计算这种盘在盘-晕组合势中的平衡位形，该方法基于Jog（2000）的方法，但考虑了晕势和盘椭圆率的径向变化。这一关键因素导致了盘的性质不同的行为：盘在小半径处使势圆化，即使是相当低的盘质量。这种效应具有重要意义的建议，调和尖状晕密度轮廓与低表面亮度星系旋转曲线使用晕三轴。在我们的模型中的磁盘椭率是一致的观测估计的基础上的二维速度场和等照度轴比。
2007-06-10 astro-ph
Evolution of galaxies in triaxial halos with figure rotation
首先，我们证明了在NGC 2915中观察到的异常大的外HI旋臂可以形成于嵌入在具有缓慢图形旋转的大质量三轴暗物质晕中的扩展气体盘中，通过旋转晕的强引力扭矩。其次，我们通过完全自洽的数值模拟证明了三轴暗物质晕的形状旋转可以影响盘星系的动力学演化。我们特别描述了由具有图形旋转的暗物质晕主导的薄星系盘中“晕触发”棒的形成过程，并讨论了低光度、低表面亮度（LSB）盘星系中恒星棒的起源。第三，我们提供了一些目前的数值结果在触发机制的恒星爆发在星系和恒星棒的形成高红移方面的影响。
2003-10-14 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
Triaxial Modeling of Halo Density Profiles with High-resolution N-body Simulations
我们提出了一个详细的暗物质晕的非球形模型的基础上，结合分析的高分辨率晕模拟（12晕与$N\sim 10^6$粒子在其维里半径）和大宇宙学模拟（5个实现与$N=512^3$粒子在$100h^{-1}$百万分之一箱大小）。这些模拟晕的密度剖面很好地近似于一系列的同心三轴分布，其轴方向是相当一致的。我们的三轴模型的特征定量概括的普遍密度分布，以前只讨论了在框架内的球形模型。在三轴模型的应用中，我们得到了一系列实用的拟合公式：轴比与质量和红移的关系，浓度参数的平均值，轴比和浓度参数的概率分布函数。这些精确的拟合公式构成了冷暗物质模型中晕三轴密度剖面的完整描述。我们目前对暗晕的描述对于预测各种非球形效应特别有用，并且具有相当可靠的程度，包括弱透镜和强透镜统计、银河卫星的轨道演化和星系晕的三轴性，以及非线性。暗物质的聚集。此外，这提供了一个有用的框架内的非球形模拟的集群气体，这是至关重要的，在讨论的气体和温度分布的X射线集群和哈勃常数估计通过Sunyaev - Zel'dovich效应。
2002-09-05 astro-ph
Either neutralino dark matter or cuspy dark halos
我们证明，如果最小超对称标准模型中的中性伴子是银河系中的暗物质，那么就不可能有一个延伸到银河系中心的暗物质尖点。相反，如果一个暗物质尖点延伸到银河系中心，中性伴子就不可能是我们银河系中的暗物质。我们考虑了银河系中心黑洞周围中性伴子湮灭的同步辐射，得到了这些结果。
2000-02-21 astro-ph hep-ph
Building Galactic Disks in Triaxial Dark Matter Halos
本文通过数值模拟的方法回顾了近年来我们在三轴暗物质晕盘形成和演化方面的工作，包括恒星形成和恒星演化的反馈。生长盘强烈地受DM晕形状的影响，并反过来修改它们。盘的参数与局域宇宙中的参数大体一致。富含气体的恒星棒与盘一起生长，促进了系统中的角动量重新分配和径向气体流入。嵌套的条形图似乎是作为副产品形成的。各种非轴对称的组件-酒吧，磁盘和晕之间的相互作用，导致酒吧的衰减或冲洗出内晕的椭圆率。
2006-10-24 astro-ph
Can the Steep Mass Profile of A1689 Be Explained by a Triaxial Dark Halo?
从最近详细的透镜观测中得出的A1689的陡峭质量分布与标准CDM模型预测的低浓度晕不容易协调。然而，晕圈三轴性可能会导致假设球对称质量分布而导出的轮廓约束出现偏差，因为透镜效应仅与投影质量分布有关。一定程度的晕三轴性是CDM结构形成所固有的，这是由暗物质的无碰撞性质引起的。在这里，我们将基于CDM的三轴晕模型预测与基于ACS/HST和Subaru数据的A1689的精确透镜测量进行了比较，范围为10 kpc <r<2 Mpc。模型透镜剖面覆盖晕质量和形状的内在传播，并在与数据比较时投影到所有倾角。我们表明，模型参数只有弱约束和强烈退化，主要是因为缺乏信息沿视线。特别是，随着三轴度的增加，浓度参数的限制变得不那么严格。然而，通过比较所获得的约束与预期的概率分布的轴比和浓度参数从数值模拟计算，我们发现，约6%的集群大小的光环在CDM模型可以匹配A1689透镜观测在2西格玛水平，对应的情况下，晕的主轴对准视线。因此，晕三轴性可以减少理论和观测之间的明显差异。这一假设需要进一步探讨其他集群的统计透镜效应的研究，以及通过使用X射线，运动学和SZ效应观测得到的补充三维信息。
2005-07-14 astro-ph
An MCMC Fitting Method for Triaxial Dark Matter Haloes
测量星系团尺度上的三维质量分布是LCDM模型的一个关键测试，它提供了对暗物质行为的约束。最近的工作调查的质量分布的个别星系团（如阿贝尔1689）使用弱和强引力透镜揭示了潜在的不一致的预测结构形成模型相关的晕质量浓度和这些关系，在大规模的集群测量。然而，这种分析采用简单的球形晕模型，而越来越多的工作表明，三轴三维晕结构是常见的和重要的参数估计。非常强的假设与圆形或微扰椭圆NFW模型隐含的透镜晕的对称性是没有物理动机，并导致不正确的参数估计与显着低估的误差条。在这里，我们介绍了马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）方法，以适应全三轴模型弱透镜数据，给出参数和误差估计，完全纳入真正的不确定性存在于自然界。应用MCMC三轴拟合方法的人口NFW三轴透镜的形状分布的结构形成模拟，我们发现，包括三轴性不能解释人口的大规模，高度集中的集群的框架内的LCDM，但很容易解释罕见的情况下，显然是大规模的，高度集中的，非常有效的透镜集群。我们的MCMC三轴NFW拟合方法很容易扩展到包括其他数据类型的约束，其应用程序返回模型参数和错误，更准确地捕捉我们的知识的真实（和有限的）程度的星系团透镜的结构。（节略）
2008-10-16 astro-ph
A Statistical Study of Weak Lensing by Triaxial Dark Matter Halos: Consequences for Parameter Estimation
测量星系团尺度上的质量分布是对Lambda CDM模型的一个至关重要的测试，它提供了对暗物质性质的限制。最近的工作调查的质量分布的个别星系团使用引力透镜照亮了潜在的不一致的结构形成模型的预测之间的关系晕质量浓度和这些关系，在大规模的集群测量。然而，这样的分析通常只采用简单的球形晕模型与典型的NFW斜率，而在模拟中形成的晕显示出一系列更复杂的功能。在这里，我们调查的影响，这种预期偏离典型的NFW晕配置文件的质量和参数估计使用弱引力透镜大规模集群规模。最重要的偏差是晕的三轴度，因为即使用弱透镜数据也不可能完全解析晕的三维结构，因为透镜的灵敏度只对投影质量敏感。光环沿视线的显著伸长可导致质量和浓度分别被高估50%和2倍，而透视缩短则有相反的效果。此外，在某些方向上的三轴晕是更好的透镜比他们的球形同行相同的质量，表明集群选择的研究，因为明显的透镜很可能是从高三轴度的晕形状分布。虽然单凭三轴性的影响可能不足以完全解释某些星系团的高浓度，但它们在缓解观测与冷暗物质范式预测之间的紧张关系方面有很大的帮助。（节录）
2007-05-23 astro-ph
Triaxial haloes, intrinsic alignments and the dark matter power spectrum
我们发展了大尺度结构的晕模型，包括三轴暗物质晕和它们的内在排列。作为一个直接的应用程序，我们推导出的功率谱的一般表达式。我们计算了两个不同的三轴密度分布。第一个是一个玩具模型，它允许我们单独隔离聚类对光环形状的依赖，第二个是Jing & Suto（2002）的更现实的模型。在这两种情况下，我们发现，三轴性的影响是明显的抑制功率在~5%的水平上的规模K~1-10 h/Mpc。当考虑质量，我们发现，对于第一个模型的功率被抑制，这是更显着的高质量晕。对于Jing & Suto模型，我们发现在大尺度上有类似的抑制，但随后在小尺度上有一个急剧的放大，在~10- 15%的水平上，对于最高的质量晕。我们的形式主义的重要特征之一是，它允许自洽的包含的内在排列的晕。通过晕圈种子的关联函数指定比对。我们为此开发了一个有用的玩具模型，并估计对齐的功率谱的贡献。此外，通过考虑所有晕都完美对齐的情况，我们计算了对聚类的最大贡献，并找到了<10%的硬限制。
2004-12-17 astro-ph
Biases in the Gravitational Lens Population Induced by Halo and Galaxy Triaxiality
三轴晕的透镜化截面取决于晕的主轴与其视线之间的相对取向。因此，随机取向晕的透镜子样本一般不是随机取向的。使用等温质量模型的透镜星系和他们的主机晕，我们表明，透镜子样本的晕，产生双优先沿视线对齐，而晕，产生四边形往往是沿其中轴线投影。这些优先取向的结果在不同的四，双打，和随机星系的投影椭圆率分布。我们表明，必须发现约300个透镜系统，以检测这种效果在95%的置信水平。我们还调查的重要性，晕的形状预测的四倍比，发现后者依赖于相当敏感的分布的短长轴比，但几乎是独立的晕的形状。最后，我们估计了透镜星系的优先取向对其投影子结构质量分数的影响，并发现观测到的子结构分布和晕质量分布之间的对齐导致可以忽略不计的偏差。
2007-10-09 astro-ph
Hiding Cusps in Cores: Kinematics of Disk Galaxies in Triaxial Dark Matter Halos
利用非轴对称势场中的闭环轨道解，研究了三轴暗物质晕中气体盘的运动学。这些轨道一般都是非圆的，对于给定的三轴度，它们的椭圆率取决于逃逸速度与圆速度之比V_esc^2/V_c^2。这一比例急剧增加对冷暗物质（CDM）晕密度分布的中心，这意味着即使是轻微的偏离球形对称可能会导致大的偏离圆轨道的速度场的气体盘，特别是在中心附近。这一结果表明，在解释来自最里面的速度剖面的暗晕中的密度尖点的存在的约束时，应谨慎。模拟的长缝旋转曲线在形状上变化很大，主要取决于圆盘的视角和相对于电势主轴的方向。“固体”旋转曲线--通常被解释为暗物质分布中恒定密度核心的特征--通常是在狭缝采样闭环轨道主轴附近的速度时获得的。三轴势在二维速度场中留下了特定的对称性，通常会在相对的象限中诱导等速轮廓和反对称图案的“扭曲”。我们认为，三轴晕可能是负责的各种形状的长缝旋转曲线的低表面亮度（LSB）星系，以及复杂的中心运动学的LSB，这是有时归因于存在的“径向运动”的气体。我们认为，LSB的旋转曲线可能会调和与CDM晕的结构，一旦晕的三轴性的气体磁盘的动力学的影响被适当地考虑。
2006-09-14 astro-ph
Galaxy Formation in Triaxial Halos: Black Hole-Bulge-Dark Halo Correlation
超大质量黑洞的质量与盘星系和椭圆星系中的核球性质存在相关性。我们研究了银河系结构的形成内的平芯三轴晕，并表明，这些相关性可以理解的框架内的重子组件修改的轨道结构的潜在的。特别是，我们发现，终端性能的凸起和他们的中央SBHs的盒子轨道的破坏暗晕的谐波核心和出现的偏心环轨道有限制。如果晕的M_H-sigma_H关系存在显著的离散，那么与观测结果相一致，SBH质量M_SBH与隆起速度离散σ_B的相关性应比与隆起质量M_B的相关性更紧密。在这个模型的上下文中，观察到的M_SBH-sigma_B关系意味着晕应该表现出Faber-Jackson型的质量和速度色散之间的关系。我们的模型最重要的预测是晕属性决定的凸起和SBH参数。该模型也有重要的影响星系形态和磁盘形成的过程。
2003-01-16 astro-ph
Arc Statistics in Triaxial Dark Matter Halos: Testing the Collisionless Cold Dark Matter Paradigm
星系团中透镜弧的统计数据是研究暗物质晕的非球性和内斜率的有力工具。我们发展了一种半解析方法来计算三轴暗物质晕中弧的数目。这结合了蒙特卡罗射线追踪模拟的透镜截面和宇宙学N体模拟评估的轴比的概率分布函数（PDF）。这种方法使人们能够将这两个不对称性的投影质量密度和伸长率沿视线分析，第一次在宇宙学透镜弧统计。正如预期的那样，三轴暗物质晕显着增加弧相对于球形模型的数量;差异超过一个数量级，而增强的值取决于密度分布的具体属性。然后，我们比较我们的理论预测与观察到的弧数从38个X射线选定的集群。与以前的说法相反，我们的三轴暗物质晕与内部密度分布ρ \propto r^{-1.5}在一个λ主导的冷暗物质（CDM）宇宙再现良好的观察。由于解释观测数据所需的中心质量浓度和三轴比（短轴与长轴比~0.5）与宇宙学N体模拟一致，因此我们的结果可以解释为在质量尺度上为无碰撞CDM范式提供强有力的支持。
2004-01-15 astro-ph
Dynamics of galaxies with triaxial Haloes
本文研究了具有三轴暗物质晕分量的星系模型的盘平面附近轨道的稳定性。我们还研究了弱离散噪声，快速旋转杆扰动和弱耗散对这些轨迹的影响。如果物质分布是三轴的，并且有一个恒定密度的核心，耗散导致核心半径内的物质流入中心。这导致了中心质量的形成，反过来又破坏了在这些区域形成的任何恒星的轨道。特别是，即使气体通过耗散沉降到一个扁平的圆盘中，在该圆盘中形成的恒星稍后也会形成一个类似凸起的扩散，其程度与晕的核心半径和平面中原始的不对称性有关。气体流入的过程受到这样一个事实的调节，即太大和凝聚的中心质量导致在中心区域产生稳定的闭环轨道，气体可以围绕该轨道移动。这似乎阻止了中心质量的积累，直到它变得足够大，使晕三轴性迅速丧失。有人发现，弱离散噪声可以改变这种轨迹的分数显着，因此可以有重要的影响星系的建模。快速旋转杆扰动的加入也显著地增加了不稳定性的程度。因此，如果棒可以形成三轴晕，它们很可能很快被破坏，留下一个类似凸起的结构（这可以解释高红移星系的调查中没有棒）。
1998-05-24 astro-ph
Bars and Dark Matter Halo Cores
自洽的酒吧，形成在星系嵌入尖状晕是无法压平的尖。在具有准平坦旋转曲线的模型中形成短杆。它们通过动力学摩擦失去了角动量，但随着棒的增长，盘内质量的持续集中实际上进一步压缩了晕，压倒了由于适度的角动量转移到晕而导致的任何密度降低。因此，温伯格-卡茨提出的解决方案，不存在的预测从CDM模拟尖状晕似乎是行不通的。我还发现，这些作者提出的N体代码的性能的关注不适用于这里使用的方法。
2002-12-20 astro-ph
The dwarf galaxy DDO 47: testing cusps hiding in triaxial halos
我们提出的矮星系DDO 47的HI数据，旨在测试的假设，暗晕三轴性可能会导致非圆运动的旋转曲线最适合的核心晕，即使暗物质晕本质上是尖的。为了寻找所谓的“隐藏”尖点所需的非圆形运动，我们对速度场进行了谐波分解：在DDO 47中，非圆形运动在全球范围内处于2-3 km s $^{-1}$的水平，远远不足以使观测到的旋转曲线与$Λ$ CDM预测相一致。我们的结论是，围绕DDO 47的暗物质晕是真正的核心和尖点不能隐藏的非圆形运动。更多细节显示在Gentile等人（2006，ApJL in press，astro-ph/0506538）中。
2005-10-20 astro-ph
Triaxial Haloes and Particle Dark Matter Detection
本文介绍了一族无标度三轴晕的性质。我们举出的参数表明，这样的模型的速度椭球在圆锥坐标系中对齐。我们提供了一个算法来找到一组圆锥对齐的速度二阶矩，支持一个给定的密度对重力场的光环。对数椭球模型的情况下-最简单的三轴概括熟悉的等温球-详细检查。自洽模型所需的速度色散是解析的。暗物质的速度分布可以近似为三轴高斯分布，其半轴等于速度色散。全世界大约有20个实验正在寻找弱相互作用的暗粒子暗物质（WIMP）和探测器核之间稀少的相互作用的证据。由地球绕太阳自转引起的年调制信号是鉴别WIMP事件和背景的重要标志。6月最高，12月最低。我们计算的差分检测率的能量沉积在我们的对数椭球晕模型的罕见的WIMP核相互作用。三轴度和速度各向异性改变总速率高达40%，并对年度调制信号的幅度有重大影响。在我们的径向各向异性晕模型中，整体速率最大，但调制幅度最弱。甚至信号的符号也可以改变。限制对低能量事件的关注，模型预测最大速率发生在12月，而不是6月。
2000-08-09 astro-ph
The dwarf galaxy DDO 47 as a dark matter laboratory: testing cusps hiding in triaxial halos
我们提出了一个分析的矮星系DDO 47的高分辨率HI数据，旨在测试的假设，暗晕三轴性可能会导致非圆运动的旋转曲线最适合的核心晕，即使暗物质晕本质上是尖的。这个假设可以用来调和标准λ CDM理论的预言与盘星系的自转曲线。DDO 47是检验这一假设的理想实例，因为它具有非常规则的速度场，其旋转曲线最好由岩心晕拟合，而NFW晕与数据不一致。我们通过高阶谐波项分析了速度场，以寻找所谓的非圆形运动的运动学特征，这些运动需要“隐藏”尖点：结果是，全球非圆形运动的水平为2-3 km/s，它们更可能与某种螺旋结构的存在有关，而不是与全球细长势（例如三轴晕）有关。这些非圆周运动远远不足以解释与Lambda CDM预测的差异。因此，我们的结论是，围绕矮星系DDO 47的暗物质晕是真正的核心，一个尖点不能被隐藏的非圆形运动。
2005-10-20 astro-ph
Triaxial vs. Spherical Dark Matter Halo Profiles
当分析宇宙学N体模拟中形成的暗物质晕时，通常的做法是利用球壳获得密度分布。然而，众所周知，所研究的系统远非球对称，而是遵循三轴质量分布。在这项研究中，我们提出了一个估计的误差引入球平均椭圆质量分布。我们系统地研究了球对称假设下使用三轴密度分布时所产生的差异。我们表明，在密度的变化可以高达50%的外部暗物质晕极端（但仍然可信）轴比为0.55：0.67：1。内部部分受影响较小，但仍显示这些长轴系统在16%水平上的分散。对于更适中的椭圆度，即0.73：0.87：1的轴比，误差较小，但仍高达10-20%，取决于距离。我们还提供了一个简单的公式，允许估计此方差作为半径的函数为任意轴比。我们的结论是，高度扁长和/或扁圆系统更好地配合分析配置文件，考虑到宇宙学对象的三轴性质。
2006-09-13 astro-ph
Disk Galaxy Rotation Curves in Triaxial CDM Halos
我们使用N体流体动力学模拟研究磁盘的结构在三轴潜力类似CDM晕。我们的分析重点是从模拟长缝光谱的旋转曲线推断的暗质量分布的准确性。我们考虑一个无质量的磁盘嵌入在晕轴比为0.5：0.6：1.0，其旋转轴与晕的短轴对齐。气态粒子的闭合轨道偏离共面圆对称，导致各种长缝旋转曲线形状，这取决于圆盘相对于视线的方向。因此，旋转曲线可能与暗物质晕的球形平均圆周速度分布有很大不同。“固体”旋转曲线-通常被解释为暗物质分布中恒定密度核心的特征-在随机取向的情况下获得约25%的时间，尽管暗物质遵循Navarro，Frenk & White（NFW）提出的尖点密度分布。我们的结论是，低表面亮度星系的旋转曲线的形状和CDM晕的结构之间的差异报告可以解决一旦晕三轴的气体成分的动力学的复杂影响被适当地考虑。
2004-08-06 astro-ph
Effects of dark-matter density profiles on bulge formation in very late-type galaxies
在具有尖形或软核密度分布的暗物质晕中研究了超级星团的动力学演化。模拟结果表明：（1）在两种情况下都形成了具有中心尖点的指数型凸起;（2）尖核和软核轮廓的凸起形成率不同;（3）尖核轮廓的凸起和核星团质量更重;（4）尖核和软核轮廓的大质量核星团可能在不同年龄形成而没有明显的凸起。
2003-03-14 astro-ph
The survival and disruption of CDM micro-haloes: implications for direct and indirect detection experiments
如果暗物质粒子是中性伴子，那么首先形成的结构是尖状冷暗物质（CDM）晕，在质量范围10^{-6} - 10^{-3} Msun的红移z ~ 100之后坍缩。我们对这些微晕在银河系中的生存进行了详细的研究，因为它们经历了与恒星、分子云和其他暗物质子结构的潮汐相遇。我们使用高分辨率N体模拟测试分析脉冲加热计算的有效性。分析估计的一个主要局限性是，平均能量输入比较平均结合能，而不是从系统的实际质量损失。这种能量标准导致高估的剥离质量和低估的破坏时间尺度，因为CDM晕强烈约束在其内部。我们发现，CDM微晕的材料的一个显着的部分可以通过遇到银河系的子结构和恒星的束缚，但尖形的中心区域保持相对完整。此外，太阳半径附近的微晕是那些比平均水平早得多的坍缩，质量损失很少。因此，我们预计一小部分幸存的绑定微晕，一个平滑的组件，在相空间中的狭窄的功能，这可能是发现的直接检测实验，以及许多幸存的尖形核心与适当的运动弧分钟，每年，这可以间接检测到通过他们的湮灭到伽马射线。
2006-09-11 astro-ph
A New Look at Massive Clusters: weak lensing constraints on the triaxial dark matter halos of Abell 1689, Abell 1835, & Abell 2204
测量星系团尺度上的三维质量分布是LCDM模型的一个关键测试，它提供了对暗物质性质的限制。最近的工作调查的质量分布的个别星系团（如阿贝尔1689）使用弱和强引力透镜揭示了潜在的不一致的预测结构形成模型相关的晕质量浓度和这些关系，在大规模的集群测量。然而，这种分析采用简单的球形晕模型，而越来越多的工作表明，三轴三维晕结构是常见的和重要的参数估计。我们最近引入了一种马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）方法来拟合全三轴模型，以弱透镜数据，提供参数和误差估计，完全结合了自然界中存在的真实形状不确定性。在本文中，我们将该方法应用到弱透镜数据获得的ESO/MPG宽视场成像仪的星系团A1689，A1835，和A2204，根据贝叶斯先验的范围从理论和独立的X射线和强透镜观测。对于Abell 1689，使用简单的强透镜先验，我们发现边缘化的平均参数值M_200 =（0.83 +- 0.16）x10^15 M_solar/h和C=12.2 +- 6.7，这与LCDM中预测的质量浓度关系略有一致。伴随着我们的三轴参数估计的大误差轮廓更准确地代表了我们对星系团透镜结构的有限知识的真实程度，并明确了结合来自其他理论，透镜（强，弯曲）或其他观测（X射线，SZ，动态）数据的许多约束的重要性，以自信地测量集群质量配置文件。（节录）
2008-12-03 astro-ph
The Causes of Halo Shape Changes Induced by Cooling Baryons: Disks Versus Substructures
冷暗物质宇宙演化论预测三轴暗物质晕，而观测发现相当圆的晕。这很可能是由于重子的凝聚导致了更圆的晕。我们研究晕相空间分布的基础，这种形状的变化。三轴晕是由箱形轨道支持的，它任意地靠近密度中心。重子引起的三轴性的降低被认为是由于这些轨道的散射。我们测试这个假设与模拟磁盘内生长的三轴晕。在盘生长之后，我们通过蒸发盘并比较初始和最终状态来检查相空间结构是否发生了变化。虽然当圆盘处于满质量时，晕圈基本上是圆的，但在圆盘蒸发后，它们的最终形状与初始形状没有太大区别。同样，当圆盘生长时，晕圈变得（更）径向各向异性，但最终的各向异性与初始各向异性一致。只有当重子是不合理的紧凑或质量，晕不可逆地改变。我们表明，个人的轨道的字符一般不会改变的增长质量。因此，重子的中心凝聚并没有破坏足够的盒子轨道来引起形状的改变。相反，盒子轨道只是随着全局势而变得更圆。然而，如果角动量通过卫星或棒传递到晕，那么晕分布就会发生很大的不可逆变化。卫星的能力，改变相空间分布的晕是特别关注的星系形成模拟，因为晕的三轴性可以深刻地影响磁盘的演变。
2008-06-13 astro-ph
A Limit on the Cosmological Mass Density and Power Spectrum from the Rotation Curves of Low Surface Brightness Galaxies
冷暗物质模拟预测的尖状暗物质晕的浓度与晕形成的宇宙学有关。因此，对晕浓度的观测约束映射为对宇宙学参数的约束。为了解释观测到的暗物质占主导地位的低表面亮度星系的浓度，我们需要一个宇宙学与星系尺度的权力相当小。形式上，我们要求s_8G_0.6 < 0.23，其中G_0.6是适合于该问题的修改的形状参数。实际上，这意味着Omega_m < 0.2或s_8 < 0.8。只要我们坚持在模拟中发现的尖状晕必须描述低表面亮度星系的晕，这些限制就适用。低密度宇宙学有助于观察到低浓度，但它不能解释密度分布形状偏离预测的尖形的许多情况。如果目前的晕形成图不完全失败，这些情况必须遭受非常广泛的质量再分配。目前还不清楚所建议的任何质量再分配机制（例如，反馈是可行的。
2002-10-29 astro-ph
Formation of cuspy density profiles - a generic feature of collisionless gravitational collapse
利用球形下落模型的形式，计算了各种无标度初始条件下坍缩和维里化暗晕的结构。尽管这个问题具有无标度的宇宙学性质，但单个物体的坍缩并不是自相似的。与以前的大多数计算不同，这里使用的动力学只依赖于绝热不变量，而不是自相似性。本文着重研究了坍缩晕最内部的结构，并讨论了中心密度尖点问题。计算了各种宇宙学模型在维里半径1%处密度剖面的斜率，发现斜率随晕的质量和初始条件的功率谱而变化。内斜率的范围在r^-2.3和r^-2之间，最大质量的极限情况为r^-2。这里发现的陡峭的尖点对应于所有粒子在径向轨道上运动的极限情况。角动量的引入将使密度分布变浅。我们希望这能解决计算出的轮廓和高分辨率N体模拟中发现的轮廓之间的差异，其中指数范围从-0.5到-1.5。这里的强有力的预测是，膨胀宇宙中的无碰撞引力坍缩预计将形成密度杯，而不是具有核心结构的晕。
2000-08-30 astro-ph
The Effect of Dissipation on the Shapes of Dark halos
星系形成过程中气体的消散会改变暗晕的密度分布和形状。气体以辐射方式耗散能量，并下沉到暗晕的中心，形成星系的发光部分。由此产生的中心密度增强可以改变晕的轨道分布。我们模拟耗散内的初始三轴N体暗晕的粒子分布的中心缓慢增长的潜力。暗晕从长轴-三轴晕（$T \sim 0.8$）转变为扁圆-三轴晕（$T \sim 0.5$），同时近似保持扁圆化（$c/a \sim 0.5$）。主要的含义是，黑暗的晕更圆，更扁圆比以前的预测纯粹的无碰撞模拟与新的约束，$b/a \gapp 0.7$。同时，暗晕的内禀密度（$\langle c/a \rangle = 0.5$，$\langle (c/a)^2 \rangle ^{1/2} = 0.15$）的分布在重子坍缩期间得以保留。因此，盘状星系的椭圆形扭曲应该比最初从无碰撞暗晕预测的要小一些。从宇宙学N体模拟的暗晕的形状的预测分布是在更好的协议与椭圆星系的椭圆分布，如果我们假设所有的晕和星系成为扁率三轴重子耗散。观察到的运动失准角的分布也与该形状分布一致，如果
1993-08-31 astro-ph
Twisting of X-ray isophotes in triaxial galaxies
本文研究了椭圆星系中亮星分布和暗晕之间的三轴度差异所产生的X射线等照度线扭曲。对于一个典型的扁球形发光星系，它嵌入一个由无耗散坍缩形成的更长的晕中，三轴度差ΔT = ~0.7导致典型的等照度线扭曲<Δ λ_X> = ~16 deg +/- 19 deg，在3个恒星有效半径处。在一个包含重子耗散的模型中，影响较小，ΔT = ~0.3，<Δ τ_X> = ~5 deg +/- 8 deg。因此，精确测量X射线等照度线扭曲可能能够在星系形成期间对重子和无耗散暗物质之间的相互作用设置约束。E4星系NGC 720中的30度X射线等照度线扭曲不能用我们的模型再现，这表明晕和恒星之间存在固有的错位，而不是投影效应。
1997-08-22 astro-ph
The Influence of Triaxial Halos on Collisionless Galactic Disks
我们通过一组广泛的数值N体模拟研究旋转，三轴晕盘星系的效果。我们的模拟使用一个刚性的势场的晕和凸起和碰撞的磁盘粒子。晕的三轴度和旋转速率是变化的，以及所有三个星系组成部分的质量。我们分析了在这些条件下的酒吧稳定性和螺旋响应的磁盘。我们用2.3个盘尺度上的盘与晕的质量比（M_d/M_h）_Rsun来描述我们的模型。对于质量比大于0.8、晕斑速度Omega_h = 6.7 km/s/kpc、中长轴比q_b=0.85的模型，即使对于隆起质量M_b=0.3M_d的模型，也会在3 Gyr以内形成强棒。模型中，隆起质量减少一半，开发酒吧更早，更低的欧米茄_h。我们创建一个人工哈勃序列的星系通过改变我们的模型的膨胀盘比从0到2.5。由旋转的非轴对称晕引起的扭矩在盘中产生双对称螺旋结构。我们发现，在这些模型中的螺旋臂的俯仰角遵循相同的一般趋势，发现在螺旋星系的观察，即后类型的星系有较高的俯仰角。我们的模拟密切遵循的观测关系的螺旋桨距角与最大旋转速度的磁盘，其中具有更快的旋转星系有更紧密的缠绕螺旋臂。在我们的模拟中，无论星系的主要质量成分是盘、晕还是凸起，都遵循这种关系。
2002-09-11 astro-ph
Effects of halo triaxiality, anisotropy and small scale clumping on WIMP direct detection exclusion limits
弱相互作用大质量粒子（WIMP）直接探测实验正在接近中性伴子可能构成星系晕暗物质的参数空间区域。星系晕的数值模拟和观测表明，标准麦克斯韦晕模型可能是一个贫穷的近似的暗物质分布。我们研究如何晕模型与三轴性和/或速度各向异性影响排斥限制，然后讨论小规模团块的可能生存的后果。
2002-09-27 astro-ph hep-ph
Density cusps: restrictions on non-axisymmetric models
现在人们普遍认为星系核的中心有密度尖点，越来越多的证据表明，它们不太可能是三轴的。非轴对称尖点的自洽恒星动力学模型将是对这一结论的有趣反驳。我们考虑三轴尖点的二维类似物：一系列非轴对称的尖点圆盘，首先由Sridhar和Touma（1997）描述。详细研究了具有潜在{} $Φ\propto r^α$的无标度模型。它示出解析$0<α\la 0.43$，自洽模型与正相空间密度不存在。结合Vlasov和泊松方程的数值解表明，整个序列的模型与$0<α<1$也是非物理的。随着现有的工作尖，我们得出结论，纯理论的理由，星系核预计不会是三轴的。
1997-07-05 astro-ph
Reconstructing Three-dimensional Structure of Underlying Triaxial Dark Halos From Xray and Sunyaev-Zel'dovich Effect Observations of Galaxy Clusters
虽然星系团作为探测宇宙学的{ \it工具}的使用已经确立，但它们的传统描述仍然依赖于20多年前提出的球形和/或等温模型。相反，我们提出了一个解投影方法，以提取其内在的性质，从X射线和Sunyaev-Zel'dovich效应的观测，以提高我们的理解集群物理。首先，我们发展了一个理论模型的流体静力学平衡的星系团内气体在一个三轴暗物质晕具有恒定的轴比。在这个理论模型中，气体的密度分布表示的暗物质晕的内在属性。然后，我们将投影效应纳入气体轮廓，并表明气体表面亮度轮廓表示的偏心率和暗晕的取向角。为了我们的理论模型的实用目的，我们提供了几个气体密度和温度分布的经验拟合公式，也提供了与X射线和Sunyaev-Zel 'dovich效应观测有关的表面亮度分布的经验拟合公式。最后，我们构建了一个数值算法来确定使用我们的模型的晕偏心率和方向角，并证明，它是可能的，在原则上重建的3D结构的暗晕从X射线和/或Sunyaev-Zel'dovich效应集群数据单独不需要先验，如弱透镜信息，而不依赖于这样的限制性假设，作为晕轴对称的视线。
2003-10-18 astro-ph
