The Inner Structure of LambdaCDM Halos I: A Numerical Convergence Study
我们提出了一套全面的收敛性测试，探讨模拟的暗物质晕的平衡结构上的各种数值参数的作用。我们报告的结果与两个独立的，国家的最先进的，多步，并行N体代码：PKDGRAV和GADGET。我们发现，收敛的质量配置文件可以得到适当的选择的引力软化，时间步长，力的精度，初始红移，和粒子数。对于软化点的选择，使得粒子离散效应可以忽略不计，在满足以下条件的半径处，圆速度收敛：（i）时间步长比局部轨道时标短得多，（ii）加速度不超过引力软化点的特征加速度;以及（iii）足够的粒子被包围，使得碰撞弛豫时间尺度比宇宙的年龄长。对收敛的最严格要求通常是由碰撞弛豫准则对粒子数施加的要求，这意味着为了估计密度对比可能达到$\sim 10^6$的半径处的精确圆速度，该区域必须包含3000个数量级的粒子（或维里半径内的$10^6$的几倍以上）。应用这些标准的星系大小的$Λ$ CDM晕，我们发现，球平均密度分布变得越来越浅，从维里半径向内，达到一个对数斜率浅于-1.2在最里面的解决点，$r \sim 0.005 r_{200}$，几乎没有证据表明收敛到幂律行为的内部区域。
2003-01-14 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
Dearth of dark matter or massive dark halo? Mass-shape-anisotropy degeneracies revealed by NMAGIC dynamical models of the elliptical galaxy NGC 3379
行星状星云摄谱仪（PN.S）最近的巡天结果显示，在附近的椭圆星系NGC 3379中，速度色散分布迅速下降，这让人怀疑这个中等光度的星系是否具有Lambda CDM宇宙学中预期的那种暗物质晕。结合长缝光谱、SAURON积分场数据和PN.S速度，我们对该星系进行了详细的动力学研究，有效半径（R_e）超过7。我们构建球形和轴对称的动力学模型，这些数据与灵活的测量NMAGIC代码，在一个序列的引力势与不同的暗晕质量。我们发现，数据是一致的近各向同性的球形系统占主导地位的恒星质量，并与模型中的大质量晕具有强径向各向异性的外部部分（β>~ 0.8在7R_e）。正式的似然极限将排除（在1 sigma）只有恒星的模型，以及v_circ（7R_e）>~ 250 km/s的晕模型。一系列更现实的不同倾角的轴对称模型和少量的三轴试验证实了球形的结果。拟合所有数据的所有有效模型在陀螺仪上是动态稳定的，包括最各向异性的。NGC 3379很可能有一个暗物质晕，正如最近在LambdaCDM宇宙学中的合并模型所预测的那样，只要它的外层是强烈的径向各向异性。（节略）
2008-04-21 astro-ph
The Formation of a Realistic Disk Galaxy in Lambda Dominated Cosmologies
我们模拟了一个现实的盘状星系的结构形成的层次方案内的形成，并研究其内部属性到目前的时代。我们比较结果从一个LambdaCDM模拟与LambdaWDM（2keV）模拟，形成显着减少小尺度结构。我们展示了如何在气体和暗物质成分的高质量和力的分辨率发挥了重要作用，在解决角动量灾难声称从以前的模拟星系形成的层次框架内。在LambdaCDM和LambdaWDM模型中，盘中的恒星物质的最终比角动量分别为暗晕的40%和90%。LambdaWDM星系的卫星数量急剧减少，恒星的球状体成分可以忽略不计。与卫星的相遇在干扰磁盘方面只起很小的作用。超新星拥有各种各样的恒星形成历史，这些历史与合并和沿着它们围绕主星系的轨道的近心通道有关。在这两种宇宙学中，星系晕保留了大部分的重子吸积，并建立了一个热的气相与大量的X射线发射。因此，虽然我们已经成功地创建一个现实的恒星盘在一个大规模的星系内的LambdaCDM的情况下，能量注入出现作为必要的成分，以减少在星系晕的重子分数，独立的宇宙学。（节略）
2004-02-05 astro-ph
Formation and evolution of galaxy dark matter halos and their substructure
我们使用“Via Lactea”模拟来研究银河系大小的LambdaCDM晕及其subhalo人口的共同进化。虽然在一系列主要合并中，大部分宿主晕质量在前6 Gyr期间吸积，但物理质量分布[而不是M_vir（z）]实际上保持不变，因为z=1。在一个大样本的LambdaCDM星系晕中也是如此。在给定质量壳层的转向和维里化时期之间，次晕质量损失达到峰值，之后下降。97%的z=1的subhalo在当前的时期有幸存的束缚残余。对于最初较轻的次晕，保留的质量分数更大：z=1时最大圆速度Vmax=10 km/s的卫星今天的质量约为当时的40%。在第一个近心通过一个更大的平均质量分数损失比在每个后续轨道。潮汐从外到内移动子结构中的质量，导致与相同质量的场晕相比更高的浓度。这种效应，再加上内部卫星形成时代较早，导致银河系中心的次晕浓度强烈增加。我们提出了个人的进化轨迹和当今的性能可能的主机的矮卫星周围的银河系。今天位于Via Lactea宿主之外的“场晕”的形成历史被发现强烈依赖于其环境的密度。这是由潮汐质量损失引起的，潮汐质量损失会影响偏心轨道上的许多场晕。
2008-05-13 astro-ph
Spatial distribution of galactic halos and their merger histories
我们使用一种新的统计工具，标记关联函数（MCFs），研究集群的星系大小的晕作为其属性和环境的函数在高分辨率数值模拟的LambdaCDM宇宙学。我们应用MCFs使用几种类型的连续和离散的标记：最大圆速度的晕，合并标记表明是否经历了或没有一个主要的合并晕在其演化历史中，和剥离标记表明是否经历了潮汐剥离。我们发现，在演化历史中经历相对较早（z>1）的主要合并或质量损失（由于潮汐剥离）的晕在分离< 3 Mpc/h的晕对中过多。这一结果可以解释为具有不同合并历史的晕的空间分离，定性地类似于观测到的星系分布中的形态分离。本文中提出的分析表明，MCFs提供了强大的，但算法简单，定量措施的隔离对象的空间分布方面的各种属性（标记）。
2002-03-10 astro-ph
Galaxy evolution from strong lensing statistics: the differential evolution of the velocity dispersion function in concord with the LambdaCDM paradigm
基于观测到的星系局域速度色散函数（VDFs）和30个强透镜源的修正统计特性，研究了σ> 95 km/s的星系从z=1到z=0的演化随速度色散σ的变化.我们假设一个星系的总质量分布（亮加暗）在光学区0 < z < 1是等温的，正如透镜星系的质量模型所建议的那样。对于VDFs的演化行为，我们发现：（1）质量密度随时间的增加而增大; σ> 200 km/s的星系（主要是早型星系）的数密度演化差异较大，速度色散越大，数密度演化越大;（2）中、低质量早型星系的数密度（95 km/s < sigma < 200 km/s）几乎是恒定的;（3）由Monte Carlo实现的圆速度函数转换的晚型VDF与其形状或积分数密度没有演化一致，与星系巡天结果一致。这些VDFs的演化行为是惊人的相似的暗晕质量函数（DMF）从N体模拟和恒星质量函数（SMF）预测最近的半解析模型的星系形成下目前的LambdaCDM分级结构形成范式。有趣的是，VDF的演变似乎是从许多星系调查获得的“恒星质量缩小”的演变有质的不同。DMF，VDF和SMF的共同进化的定量详细研究在下面的文件。我们考虑了几种可能的系统误差的透镜分析，并发现它们是不可能改变的结论。（节略）
2009-11-21 astro-ph
High Resolution Optical Velocity Fields of 11 Low Surface Brightness Galaxies
我们提出了高分辨率的二维速度场的积分场光谱，以及派生的旋转曲线的11个低表面亮度星系。我们拟合NFW和伪等温晕模型的新数据结合以前的长缝和HI数据。在大多数情况下，我们发现伪等温晕比NFW晕更好地代表数据，因为NFW浓度通常低于LambdaCDM宇宙学的预期。我们还将我们的结果与以前的研究进行了比较，发现包括新的二维光学数据不会显着改变晕参数，但确实将不确定性降低了大约2倍。
2006-04-27 astro-ph
First Structure Formation: A Simulation of Small Scale Structure at High Redshift
我们描述了在LambdaCDM宇宙中无碰撞冷暗物质的模拟结果，以研究在高红移（z=10）坍缩的物体的性质。我们分析了在这些早期形成的晕，在这个模拟中，发现这些结果是相似的大尺度结构形成在低红移的模拟。特别是，我们考虑晕的性质，如质量函数，密度分布，晕的形状，自旋参数，角动量对齐与短轴。通过了解高红移下小尺度结构形成的性质，我们可以更好地理解宇宙中第一结构的性质，例如第三星族恒星。
2000-09-15 astro-ph
The Galactic Disk-Halo transition - Evidence from Stellar Abundances
从金属丰度在-1.5 < [Fe/H] <-0.5范围内的恒星的元素丰度中，可以获得关于银盘、晕和卫星星系之间关系的新信息。本文给出了用ESO VLT/UVES摄谱仪观测的26颗晕星和13颗厚盘星的初步结果。晕星分为两组：一组（9颗星）的[alpha/Fe]= 0.30 +-0.03，就像厚盘星一样。另一组（17颗恒星）显示出明显的偏离趋势，从[Fe/H]= -1.3时的[alpha/Fe]= 0.20到[Fe/H]=-0.8时的[alpha/Fe]= 0.08。讨论了低α星的运动学特征，并利用Na/Fe、Ni/Fe、Cu/Fe和Ba/Y丰度比，研究了低α星与薄盘或银河系卫星星系的联系。此外，我们比较我们的数据与模拟的化学丰度分布在分层形成的恒星晕在LambdaCDM宇宙。
2008-07-24 astro-ph
The Fate of Substructures in Cold Dark Matter Haloes
我们使用千年模拟，一个大的，高分辨率的N体模拟的结构在LambdaCDM宇宙学的演变，研究大样本的暗物质晕内的子结构的属性和命运。我们发现，subhalo质量函数偏离显着的幂律在高质量端。我们还发现子结构的径向和角向分布依赖于次晕质量。特别是，高质量的subhaloes往往是不太径向集中，并有角分布更接近的方向垂直于旋转的主机晕比他们的质量较低的同行。我们发现，合并之间的subhaloes发生。这些倾向于在吸积到主晕之前已经动态关联的子结构之间。对于质量大于主晕0.001倍的次晕，它更有可能与中央或主次晕合并，而不是与另一个比它更大的次晕合并。对于较低的质量，subhalo-subhalo合并变得同样可能合并与主subhalo。我们的研究结果对星系性质随环境的变化以及在星系形成模型中对合并的处理具有一定的意义。
2008-10-13 astro-ph
Statistics of Giant Arcs in Galaxy Clusters
我们研究了LambdaCDM宇宙中由星系团产生的巨弧的预期性质和统计，并研究了CDM星系团的特性如何决定它们产生的弧的性质。由于CDM晕的三轴性和亚结构，单个星系团的巨弧截面随视角的变化超过一个数量级。此外，浅的密度尖点和三轴性的CDM集群导致系统的巨大的弧，这应该是测试与更大的样本从即将到来的透镜调查。我们计算预测的统计数据的巨弧的LambdaCDM模型，并从以前的调查结果进行比较。预测的弧统计与EMSS样本中低红移（0.2 < z < 0.6）星系团周围观察到的巨弧数量非常一致，但是在高红移z > 0.6星系团周围观察到的弧可能过多。这种过剩，如果是真的，似乎是由于在高红移处存在高质量或集中的星系团。
2003-10-11 astro-ph
Halo stochasticity in global clustering analysis
在目前的工作中，我们研究的统计晕，这在晕模型决定的星系分布。晕是已知的暗物质的有偏示踪剂，在大尺度上，通常假设两个场之间没有内在的随机性。在Seljak & Warren（2004）的工作之后，我们探讨了这个假设的正确性，并进一步尝试限定随机性的性质。我们使用主成分分析应用于宇宙学N体模拟的输出：（1）探索不同质量的晕之间的相关性的随机性的行为;（2）探索晕和暗物质之间的相关性的随机性的行为。我们展示了一个包含210万个晕的星表的结果，这些结果来自一个盒子大小为1000 h ^{-1}Mpc的PMFAST模拟。在不同种群的晕之间的关系中，我们发现，即使在大尺度上，随机性也是不可忽略的。与Tegmark & Bromley（1999）研究不同星系群相关性的结论一致，我们发现，减去散粒噪声的随机性与“增强”的散粒噪声有质的不同，具体地说，它是由一个单一的随机本征值决定的。我们称之为“最小随机”的情况，而不是“最大随机”的散粒噪声。在晕和暗物质之间的相关性中，我们发现，正如预期的那样，在暗物质峰值附近（λ CDM宇宙学的k ~ 0.02 h Mpc^{-1}），随机性被最小化，即使在大尺度上，它也比散粒噪声高出15%。此外，我们发现，重建的暗物质分布的改善时，我们使用本征向量作为示踪剂的偏见。[删节]
2008-10-01 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
Information content in the halo-model dark-matter power spectrum II: Multiple cosmological parameters
本文在晕模型的背景下研究了非线性暗物质功率谱中的宇宙学Fisher信息。我们发现，有一个平台上的信息内容translinear尺度是通用的所有宇宙学参数，我们尝试。在更小的尺度上，信息量有所增加，但我们发现它在不同的宇宙学参数（也许除了倾斜）之间是相当退化的。这表明，利用暗物质功率谱的非线性机制来约束宇宙学参数可能是困难的。我们提出了解决这个问题的方法，例如在调查分析中将最大的光环从考虑中删除。
2007-01-23 astro-ph
Shapes and Alignments of Galaxy Cluster Halos
我们目前的分布函数和空间相关性的暗物质晕的形状来自哈勃体积模拟的LambdaCDM宇宙。我们测量的位置和速度的形状，包括平均密度的临界值的200倍内的领域，并校准小N系统误差使用泊松实现的等温球和更高分辨率的模拟。对于质量大于3 × 10 ^{14} Msun/h的晕，形状分布函数在（小/大，中/大）轴比为（0.64，0.76）的位置处达到峰值，速度更圆，在（0.72，0.82）处达到峰值。在较低的质量和/或红移下，晕的形状更圆;位置的平均短轴比遵循<c/a>（M，z）= c_{15,0} [1-α \ln（M/10^{15}Msun/h）]（1+z）^{-ε}，其中c_{15,0} =0.631 \pm 0.001，α=0.023 \pm 0.002和ε=0.086 \pm 0.004。位置主轴和速度主轴在方向上对齐良好，具有中值对齐角$22^\circ$，并且这些空间中的轴比在量值上相关。我们调查标记相关性的晕对方向使用两种措施：一个简单的标量积显示$\ge 1%$对齐扩展到$30 \hinv \mpc$，而一个附加的统计表现出非随机对齐扩展到规模$\sims 200 \hinv \mpc$，十倍的样本两点相关长度和良好的负两点相关的制度。星系团的形状不受大尺度环境的影响，超星系团成员的形状分布与一般群体的形状分布一致。
2004-08-03 astro-ph
Information content in the halo-model dark-matter power spectrum
利用晕模型研究了非线性暗物质功率谱中关于线性功率初始振幅的宇宙学Fisher信息。我们发现，几乎没有什么信息的“translinear”尺度（其中的一个和两个晕项都是显着的）超出了什么是线性尺度，但额外的信息是存在于小尺度上，其中的一个晕项占主导地位。这种行为与Rimes & Hamilton（2005，2006）使用N体模拟发现的令人惊讶的结果一致。我们认为，translinear高原的累积信息主要来自波动的数量在一个有限的体积大晕。这意味着，如果知道调查中最大晕的质量，就可以在非线性尺度上提取更多的信息。
2006-05-11 astro-ph
NGC 3741: dark halo profile from the most extended rotation curve
我们提出了新的HI观测附近的矮星系NGC 3741。这个星系有一个极其扩展的HI盘，这使我们能够追踪旋转曲线到光盘上前所未有的距离：我们达到42个B波段指数尺度长度或约7 kpc。HI盘强烈翘曲，但翘曲是非常对称的。通过建立模型数据立方体，精确地推导出分布和运动学，这些数据立方体紧密地再现了观测结果。为了说明数据立方体中观测到的特征，需要5-13 km/s量级的径向运动。它们与数百pc的内部棒和外部区域的物质增生是一致的。将观测到的自转曲线分解为恒星、气体和暗分量。Burkert暗晕（具有中心恒定密度核心）提供了非常好的拟合。由λ CDM理论预测的暗晕密度分布与数据不符，除非NGC 3741是一个2.5 σ的例外，浓度参数和维里质量之间的预测关系，同时具有10个$^{11}$太阳质量的高维里质量（尽管约束很差）。值得注意的是，MOND似乎与观察到的旋转曲线一致。按比例放大气体盘的贡献也给出了很好的拟合。
2006-11-13 astro-ph
The Lithium Content of the Galactic Halo Stars
由于最近的宇宙微波背景实验精确地测定了宇宙的重子密度，大爆炸核合成的标准模型的最新预测现在以前所未有的精度产生了原始轻元素的初始丰度。在$^7$ Li的情况下，CMB+SBBN值明显高于通常报道的Pop II星沿所谓的Spite高原的丰度。鉴于这一分歧具有宇宙学，银河系和恒星的影响至关重要，我们决定通过重新访问大量的文献李晕星数据，我们组装了一些严格的选择标准的原始分析质量的样本，以解决最关键的问题。[摘要]
2005-06-17 astro-ph
Constraints from Dynamical Friction on the Dark Matter Content of Barred Galaxies
我们表明，酒吧的星系模型具有中等密度和各种速度分布的晕都经历了强大的阻力，从动力学摩擦，除非晕有大的角动量在同一意义上的磁盘。摩擦阻力降低了条形图的速度，使共转点的距离远远超过了棒星系中的估计。为了避免强制动，所需的晕角动量是不切实际的大，即使旋转仅限于内晕。因此，我们的结论是，只有当晕的中心密度足够低，使盘能够提供内星系中大部分的中心吸引力时，棒才能够保持它们观察到的高模式速度。我们提出的证据表明，这一结论适用于所有明亮的星系。
2000-06-20 astro-ph
The Stellar Content of the Halo of NGC 5907 from Deep HST NICMOS Imaging
我们目前的H波段图像获得的NICMOS的一个领域75“（5kpc）以上的平面的边缘上的螺旋星系NGC 5907的磁盘。地面观测显示，NGC 5907有一个明亮的晕，其径向轮廓在4到8千秒差距之间，大致追踪了从其旋转曲线推断出的星系的暗物质分布。我们的NICMOS观测旨在解析NGC 5907晕中的亮巨星，以限制其恒星组成，从而了解其性质和起源。如果NGC 5907晕中的矮星与巨星之比与标准恒星初始质量函数的预期一致，并且基于地面的距离估计和晕的综合颜色是正确的，那么NICMOS图像中预计会有超过100颗恒星。相反，我们只观测到一颗候选巨星。这种明显的差异可以通过假设一个比几项研究所建议的明显更大的距离来解决，或者一个比地面颜色所建议的低得多的晕金属丰度和低到贫金属的银河系球状星团。如果之前对NGC 5907的距离和晕颜色的估计是正确的，我们的NICMOS结果表明，它的扩展光是由初始质量函数与当地观测到的不同的恒星组成的，导致矮星与巨星的比例要高得多。我们描述了这三种可能的解释，在我们的NICMOS图像的NGC 5907的晕中没有亮巨星可能会受到未来观测的限制。
2000-01-10 astro-ph
The Baryon Content of Dark Matter Halos: Empirical Constraints from MgII Absorbers
为了限制Mg^+离子在不同光度和质量的星系周围的范围和覆盖率，我们开始了对已知星系附近的Mg II 2796、2803吸收体的观测，这些星系与背景类星体的投影距离rho<~100 h^-1 kpc。目前的样本包括13个星系和吸收体对和10个星系，不产生MgII吸收线内敏感的上限。星系和吸收体对的红移范围从z = 0.2067到0.892，中值z = 0.3818。我们发现，星系在较大的碰撞参量平均产生较弱的MgII吸收。当考虑到单个星系的固有光度时，这种反相关性得到了实质性的改善。此外，在ρ =R_gas处存在明显的边界，极大似然分析表明，观测结果最好用等温密度分布和比例关系R_gas = 91 x（L_B/ L_{B_*}）^（0.35 +/- 0.05）h^-1 kpc（或在W（2796）=0.3 Ang时为69 h^-1 kpc），平均覆盖因子<kappa>=80- 86%。再加上晕占据研究中得出的晕质量与星系光度之间的标度关系，R_gas的标度关系表明气体半径是暗物质晕半径的固定分数。我们将我们的结果与以前的研究进行比较，并讨论了我们的分析的影响，约束的重子含量的星系晕和区分竞争的情况下，了解扩展气体的性质。
2008-07-08 astro-ph
Baryonic Content of Galactic Halos and Constraints on Models for Structure Formation
最近在我们星系晕中的致密天体对大麦哲伦星系恒星的微透镜效应的探测表明，我们的星系被一个由质量约为$(0.03-0.5) \msun$的致密天体组成的不发光晕所包围。检测率可能与以下假设一致：这些晕状物体分布在软化的等温剖面上，其核心半径为$(2-8)$ Kpc，渐近圆速度为$220\kms$。孤立地看，这个观测结果与宇宙中只有重子暗物质（BDM，以下简称BDM）贡献了$Ω_b=Ω_{total}\simeq0.06$相一致，然而，这与其他几个大尺度观测结果，特别是COBE-DMR的结果相矛盾。或者，我们可以假设像我们这样的星系被BDM和非重子暗物质（NBDM，下文）包围。如果我们要求：（i）$100$ kpc内至少有30%的暗物质密度是重子的，（ii）银河系结构应该由于$z=1$的红移而坍缩，那么一个具有单分量的NBDM模型，比如说，具有$Ω_b\simeq0.06,Ω_{cdm}\simeq0.94$的模型，也被排除了。此外，如果$100 kpc$中一半或更多的暗物质是重子物质，那么聚集在星系尺度上的NBDM所贡献的$Ω_{dm}$的最大值只能是大约$Ω_{max}\simeq0.29$。使用C+HDM的模型不能满足这一约束，但$Λ$ + CDM模型仍然是
1993-10-07 astro-ph
The contribution of Oxygen-Neon white dwarfs to the MACHO content of the Galactic Halo
对大麦云云（LMC）微透镜效应的解释仍然存在争议。人们提出白矮星来解释这些结果，因此对我们银河系的质量预算做出了重大贡献。然而，常规碳氧白矮星所扮演的角色存在一些限制。大质量白矮星被认为是由氧和氖的混合物组成的。相应地，它们的冷却速度比典型的碳氧白矮星要快，并且在短时间内就消失不见。因此，他们构成了一个很好的候选人解释微透镜的结果。在这里，我们详细研究这一假设，使用最新的和最新的冷却轨道的大规模白矮星和蒙特卡洛模拟器，考虑到最相关的银河输入。我们发现，氧-氖白矮星不能占大麦哲伦星云微透镜深度的很大一部分，独立于所采用的初始质量函数，虽然一些微透镜事件可能是由于氧-氖白矮星。白矮星的数量对星系晕质量的贡献最多为5%。
2007-06-18 astro-ph
Baryons in Dark Matter Halos
本文介绍了2004年10月5-9日在奇塔诺瓦/诺维格勒（HR）举行的“暗物质晕中的重子”会议论文集的前言和目录，并由PoS（http：//www.example.com）在线出版，PoS是由的里雅斯特SISSA推出的一种新的多功能在线论文集和讲义出版服务。pos.sissa.it
2005-02-10 astro-ph
The stellar content of the Hamburg/ESO survey. V. The metallicity distribution function of the Galactic halo
利用从汉堡/ESO物镜棱镜巡天（HES）中选出的1638颗贫金属星的样本，我们确定了星系晕的金属丰度分布函数。对样品进行了校正，以消除对贫金属候选者进行光谱后续观测的策略（即“最好和最亮的恒星优先”）所带来的微小偏差。[...]我们确定的选择功能的HES，这必须考虑到一个适当的比较之间的HES与其他恒星星族的MDF或预测的银河系化学演化模型。后者显示出与[Fe/H] >-3.6的HES日冕整体形状的合理一致性，但只有Salvadori等人（2007）的低质量恒星形成临界金属丰度Z_cr = 10^{-3.4} * Z_Sun的模型再现了HES日冕中[Fe/H] ~-3.6时的急剧下降。[...]比较银河系球状星团和dSPH卫星的星系晕的质量协议，来自HES，一旦后者的选择功能包括在内。然而，统计检验表明，两者之间的差异仍然非常显著。[摘要]
2009-09-30 astro-ph
The Dependence of the Occupation of Galaxies on the Halo Formation Time
我们研究了两个星系形成模型，一个是一个半解析模型，利用晕组装历史的高分辨率N体模拟和其他平滑粒子流体动力学模拟，包括辐射冷却，恒星形成，和能量反馈的星系风晕内的星系内容对晕形成时间的依赖。我们证实了Gao等人的发现，即在固定质量下，晕的成簇依赖于晕的形成时间，特别是对于低质量晕。这种年龄依赖性的晕集群，使它有必要研究之间的相关性的星系晕内的占领和晕的年龄。我们发现，在固定质量的晕，卫星星系的数量有一个很强的依赖于晕的年龄，与较少的卫星在老晕。最年轻的三分之一的光环可以比最古老的三分之一有更多的卫星。对于中央星系，在形成较早的晕中，它们往往有更多的恒星，因此看起来更明亮，它们的光度对晕年龄的依赖性不如恒星质量那么强。这些结果可以通过晕中恒星的形成历史和卫星星系向中央星系的合并来理解。晕内星系含量的年龄依赖性将构成一个更准确的星系团模型的重要组成部分。
2010-08-17 astro-ph
Limits on the Macho Content of the Galactic Halo from the EROS-2 Survey of the Magellanic Clouds
EROS-2项目旨在检验一种假设，即大质量致密晕天体（所谓的“machos”）可能是银河系暗物质晕的主要组成部分。为此，地球资源观测卫星2号对麦哲伦星云中的$33\times10^6$星进行了长达6.7年的$33\times10^6$监测，以了解此类天体造成的微透镜现象。在这项工作中，我们只使用一个子样本的$7\times10^6$明亮的恒星分布在$84 °^2$的LMC和$9 °^2$的SMC。只使用亮星的策略有助于区分变星造成的背景事件，并允许简单地确定源混淆（混合）的影响。大立体角的使用使得勘测对可能使光学深度强烈依赖于方向的效应相对不敏感。使用这个明亮恒星的样本，只发现了一个候选事件，而如果光环完全由质量为$M\sim0.4M_{\odot}$的物体组成，那么$\sim39$事件是可以预期的。结合EROS-1的结果，这意味着这种透镜导致的朝向大麦哲伦云（\object{LMC}）的光学深度为$τ<0.36\times10^{-7}$（95%CL），对应于小于8%的晕质量分数。这一光学深度远小于LMC中心区域的CNOMO合作测量的光学深度。更一般地说，质量范围在$0.6\times10^{-7}M_\odot<M<15M_{\odot}$的machos被排除为银河系晕的主要居住者。
2007-04-19 astro-ph
Nucleosynthesis, Reionization, and the Mass Function of the First Stars
我们批判了第一批恒星是超大质量恒星（VMS; M > 140 Msun）的假设。我们回顾了VMS存在的两条主要证据：（1）极端贫金属星系晕星的相对金属丰度显示了VMS富集的证据;（2）WMAP发现的CMB的高电子散射光学厚度（tau_e）要求VMS在一致的LambdaCDM宇宙学中进行再电离。VMS的超新星产额模式与晕星的Fe峰和r过程丰度不一致。包括II型超新星和/或来自8 - 40 Msun的无金属祖星的“超超新星”的模型可以更好地解释观察到的趋势。通过一个简单的金属输运模型，我们估计在z ~ 20的约10^8年后，晕的富集减少了无金属恒星的形成。由于无金属恒星的电离光子效率在~120 Msun时达到峰值，并在更高质量时下降，因此下限为M ~ 10 - 20 Msun且没有VMS的IMF可以使电离光子预算最大化，并且仍然与核合成证据一致。缺乏低质量恒星的IMF是由原始恒星形成的模型独立证明的。用H I和He II再电离的半解析模型，我们发现这样的IMF可以重现τ_e = 0.10 - 0.14，与WMAP的范围一致。我们的结论是，在这些结果的基础上，VMS是没有必要满足现有的限制，通常采取激励他们。
2004-05-27 astro-ph
