Properties of Galaxy Groups in the SDSS: I.-- The Dependence of Colour, Star Formation, and Morphology on Halo Mass
使用一个大的星系群目录构建的SDSS，我们调查各种星系的性质和晕质量之间的相关性。我们根据星系的颜色和特定的恒星形成率，将星系分为早期类型、晚期类型和中间类型。在固定的光度下，早型分数随晕质量的增加而增加。最重要的是，这种质量依赖性是平滑的，并且在探测的整个质量范围内持续存在，在任何质量尺度下都没有任何中断或特征。我们认为，以前声称的星系群尺度上的特征是一个文物的环境估计。在固定的晕质量，光度依赖的类型分数是令人惊讶的弱：星系类型更强烈地依赖于晕质量比光度。我们还发现，早型分数随晕心半径的增加而减小。与以前的研究相反，我们发现，这种径向依赖性也存在于低质量晕。卫星星系的性质与其中心星系的性质密切相关。特别是，早期型卫星的比例是显着较高的晕与早期型中央星系比在晕的质量相同，但晚型中央星系。这种现象，我们称之为“银河一致性”，存在于所有质量的晕和所有光度的卫星中。最后，中间型星系的比例总是~ 20%，与光度无关，与晕质量无关，与晕中心半径无关，与星系是中心星系还是卫星星系无关。我们讨论了所有这些发现对星系形成和演化的影响。
2005-09-06 astro-ph
Constraining halo properties from galaxy-galaxy lensing and photo-z
在这里，我们提出的结果，从极大似然分析星系星系弱透镜效应的测量在北欧光学望远镜，在西班牙拉帕尔马12.5'× 12.5'领域。分析采用光度红移，并给出了圆速度与以前的弱透镜工作。
2002-01-31 astro-ph
Constraining the nature of galaxy haloes with gravitational mesolensing of QSOs by halo substructure objects
研究了背景致密天体如活动星系核和类星体被扩展的中等质量透镜如球状星团和质量为10^5 - 10^8 M_sun的暗物质团的引力透镜效应。结果表明，对星系-类星体成协的观测研究是对大质量星系晕性质的一个有力的直接观测检验。VLTI和Keck仪器的光学干涉观测能够约束质量和数量的子结构晕对象。本文给出了螺旋星系晕和椭圆星系晕中球状星团的引力透镜的证据。
2008-09-19 astro-ph
Early-type Galaxy Halo Dynamics inferred using the PN Spectrograph
一种新的仪器正在为探测椭圆星系中暗晕的结构提供关键数据。
2003-10-31 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
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
Metallicity distribution of halo stars and minor merger processes of the Galaxy
本文提出了贫金属晕星金属丰度的高分散性与银河系历史上的小合并过程之间的一种可能关系。卫星星中的外来星族通过微小的合并过程对星系晕的形成做出了重要贡献，从而改变了晕星的金属丰度分布。我们的模型再现了银河系中极端贫金属晕场星金属丰度分布的观测趋势。考虑到我们模型的所有参数，预测了极贫金属晕星在$-5<[Fe/H]<-4$中的密度为$1.9\times 10^{-3}kpc^{-3}$，这解释了为什么迄今为止还没有观测到这样的恒星。
2001-05-30 astro-ph
The sizes of galaxy halos in galaxy cluster Abell 1689
在星系团Abell 1689中观测到的多幅图像不仅对星系团的质量分布提供了强有力的约束，而且对星系团的系综性质也提供了强有力的约束。利用参数化的强透镜模型，并假设截断半径s和速度色散σ之间的标度律，我们能够导出团星系的暗物质晕的大小。对于星系团环境中的标度律（s propto sigma），我们得到s = 64^{+15}-14}（sigma / 220 km/s）kpc。对于在s propto sigma场中的星系所使用的标度律，我们发现s = 66^{+18}_{-16}（sigma / 220 km/s）^2 kpc。与场星系的晕相比，Abell 1689星系团的晕被严重截断。
2006-11-02 astro-ph
A giant stream of metal-rich stars in the halo of the galaxy M31
最近的观测揭示了银河系晕中的气体流和恒星流，它们是我们的银河系与它的一些矮伴星系（人马座矮星系和麦哲伦星云）之间相互作用的碎片。对这些物质的分析表明，大部分晕是由被吞噬的卫星星系组成的，而暗物质在银河系中几乎呈球形分布。然而，尚不清楚的是，相食的子结构是否像星系形成理论预测的那样在星系晕中普遍存在。在这里，我们报告了在最近的大星系M31（仙女座星系）的晕内发现的一个巨大的富含金属的恒星流。这股恒星流的来源可能是矮星系M32和NGC205，它们是M31的近伴星，可能由于潮汐相互作用而失去了大量的恒星。结果表明，星系的建设时代仍在继续，虽然在一个温和的速度，潮汐流可能是星系晕的一个通用功能。
2001-07-06 astro-ph
What is L*?: Anatomy of the Galaxy Luminosity Function
利用中心星系光度与晕质量、晕中星系总光度与晕质量之间的经验关系，构造了星系光度函数（LF）。对于给定质量的晕中中央星系的光度，我们分配对数正态散射，并根据观测结果校准平均值。在星系总光度超过中央星系光度的晕中，卫星星系的光度呈幂律分布。结合晕质量函数，这种描述再现了LF星系的观测特征，包括与谢克特函数一致的形状。当所有星系都包括在内时，无论环境或哈勃类型如何，谢克特L* 是中心星系光度-晕质量关系的光度标度; L* 对应于晕质量标度上的~10^{13}Msun。在大质量星系团中的中心星系被忽略的巡天中，无论是设计上的还是由于宇宙方差的原因，L* 仅仅是在选定质量范围上端的晕中的中心星系的平均光度。谢克特函数向高光度方向的平滑指数衰减反映了中心星系光度晕质量关系中的内在散射。除了LF，该模型成功地再现了观测到的星系团的光度偏差的依赖。
2005-05-02 astro-ph
Galaxy Evolution from Halo Occupation Distribution Modeling of DEEP2 and SDSS Galaxy Clustering
在Halo Occupation Distribution（HOD）框架下，我们模拟了DEEP 2（z~1）和SDSS（z~0）星系与光度相关的投影两点关联函数。在这两个时期，有一个紧密的相关性，中央星系光度和晕质量，与斜率和散射降低较大的晕质量，和卫星星系的比例降低在较高的光度。中心L* 星系位于晕中，其质量在z~1处比z~0处大几倍。我们发现，在相同的光度阈值以上的中央星系和卫星星系的宿主晕的质量尺度之间的关系几乎没有演变。结合这些HOD结果和晕典型生长的理论预测，我们通过将z~0中心星系和z~1中心星系联系起来，建立了两个红移处星系种群之间的演化联系，从而使我们能够研究星系演化作为晕质量的函数。我们发现星系的质量增长依赖于晕质量。平均而言，大部分位于z~0低质量晕（~5x10^11 Msun/h）的中心星系的恒星质量和只有一小部分位于高质量晕（~10^13 Msun/h）的中心星系的恒星质量是在z~1和z~0之间形成的。此外，恒星形成效率达到最大值的晕的质量尺度被发现随着时间的推移向低质量转移。未来的工作可以结合不同红移星系团的HOD模拟与暗物质晕的组装历史和动力学演化。这将有助于理解恒星质量的增长，由于合并和恒星形成作为主机晕质量的函数，并提供强有力的测试星系形成理论。（节录）。
2007-10-05 astro-ph
Are galaxy properties only determined by the dark matter halo mass?
暗物质晕的条件光度函数（CLF）通过给这些星系分配光度分布，取代了星系数量作为晕质量或所谓的晕占据数的函数的简单模型。现在已经有人提出，除了晕质量之外，给定的暗物质晕的集群强度和宿主星系的属性还取决于晕的年龄和环境。基于简单的CLF模型，我们发现，至少有一个建议，利用中央星系的属性可能会受到不确定性的影响，从集群属性的测量，以解决年龄的依赖性的组目录。确定固定质量晕的星系属性如何随环境或年龄而变化是具有挑战性的，如果不是不可能的话，考虑到集团和集群目录的不确定性。通过对光度和颜色分布的综合研究，以及光度和颜色相关的星系聚类，所有这些都是星系过密度的函数，尽管没有单一的统计数据可能提供最终的答案，但可能可以解决这个问题。考虑到与基于条件函数的建模方法相关的改进，认为晕偏差的年龄依赖性使星系分布的分析模型无效的建议还为时过早。
2006-01-04 astro-ph
THE SHAPES OF DARK HALOS
暗晕的形状（如球形、扁圆形或三轴形）为暗晕的形成历史、暗晕的重子含量和暗物质的性质提供了重要的线索。光环的形状也影响着它们所在星系的动力学。这篇评论讨论了目前的理论预测（晕形成的宇宙学背景下，有和没有耗散组件）和晕形状的观测约束的状态。晕既没有被预测也没有被观察到是球形的。
1995-01-19 astro-ph
A morphological comparison between giant radio halos and radio mini--halos in galaxy clusters
本文根据射电X射线光度关系（P_{1.4} -L_X）和射电光度-大小关系（P_{1.4} -R_H），对星系团中的射电巨晕和射电小晕进行了形态学比较。我们报告的证据表明，P_{1.4} -L_X和P_{1.4} -R_H的趋势也可能存在的迷你晕：迷你晕集群共享的巨晕集群在（P_{1.4}，L_X）平面上的同一区域，而它们在（P_{1.4}，R_H）平面上明显分开。微型晕的同步辐射率比巨型晕的同步辐射率大50倍以上，这意味着它们的起源是一个非常有效的过程。通过假设一个偶发的湍流粒子再加速的巨大和迷你晕的情况下，我们讨论这些来源之间的基本物理差异。不管湍流的起源，一个更有效的粒子注入源，最终参与再加速过程，需要在迷你晕，这可能是由于中央射电星系或从质子-质子碰撞在密集的冷核心区域。
2008-06-11 astro-ph
Discovery of an Extended Halo of Metal-poor Stars in the Andromeda Spiral Galaxy
这篇论文被撤回了。请参见astro-ph/0502366。
2006-07-13 astro-ph
Can MACHOs Probe the Shape of the Galaxy Halo?
我们研究的前景，目前的微透镜搜索，最近发现了几个候选人，产生有用的信息扁平的星系暗物质晕。HI翘曲模型和星系形成的N体模拟表明，盘通常形成在扁晕中，盘和晕对称轴之间有倾斜。大麦云云的微透镜光学深度敏感地依赖于银河系盘晕的倾斜角。我们的结论是，一个更大的传播值$τ(LMC)$是一致的旋转曲线的限制比以前认为的，和比$τ(SMC)/τ(LMC)$的光学深度的小和大麦云云是不是一个干净的测试晕扁平。
1993-12-17 astro-ph
Probing the Structure of Dark Matter in Galaxy Halos and Clusters using Supernovae
研究了一种测量高红移Ia型超新星引力透镜的新方法。该方法利用前景星系和超新星亮度之间的相关性，以大大减少可能的系统误差，并增加信噪比。研究表明，如果暗物质是由微观粒子组成的，那么这种透镜效应可以与星系晕和星系团的质量、大小和亚结构有关。这种技术可能特别适用于测量暗物质晕的大小，这是一种不适合星系透镜效应的测量方法，也适用于测量星系晕中的子结构水平，这是冷暗物质模型的一个有问题的预测。对来自星系晕和星系团的信号的贡献进行了建模，并估计了来自星系数计数波动、星系红移误差、SN光度色散和样本方差的噪声贡献。超新星光度的本征分布和它的红移演化作为不确定性的主要来源被删除。该方法被发现是补充星系-星系透镜。对于$\simgt 100$超新星的观测要求已经被提出来用于宇宙学参数估计。
2001-04-29 astro-ph
Galaxy Galaxy Lensing as a Probe of Galaxy Dark Matter Halos
引力透镜现已成为测量宇宙中各种尺度结构质量分布的常用工具。在这里，我们专注于星系尺度的暗物质晕的星系-星系透镜技术的研究：观察遥远的背景星系的形状，已被前景星系的透镜使我们能够映射前景星系的质量分布。与星系的固有椭圆率分布相比，透镜效应是很小的，因此需要一种统计方法来获得对平均透镜群的一些约束。这种方法的一个优点是，它提供了一个探测星系晕的引力势到非常大的半径，在那里很少有经典的方法是可行的，因为动力学和流体动力学示踪剂的潜力不能在这个半径找到。我们将首先回顾迄今为止所获得的星系-星系透镜效应的探测结果。接下来，我们将提出一个极大似然分析模拟数据，我们进行评估的准确性和鲁棒性的约束，可以得到星系晕属性。然后，我们将应用这种方法来研究位于z~0.2的大质量星系团透镜中的星系的性质。这项工作的主要结果是发现团星系的暗物质晕显着更紧凑相比，暗物质晕周围的场星系的光度相等，在协议与早期的星系星系透镜的研究和理论预期，特别是与潮汐剥离的情况。因此，我们提供了一个强有力的确认潮汐截断从一个均匀的样本的星系团。此外，这是第一次利用星系-星系透镜技术从地面数据成功探测星系团。
2006-06-19 astro-ph
Halo masses for optically-selected and for radio-loud AGN from clustering and galaxy-galaxy lensing
我们计算两点关联函数，并测量剪切信号，由于星系星系透镜的80,000光学识别和5,700射电大声AGN从数据发布4（DR 4）的斯隆数字巡天。晕占据模型被用来估计晕质量和卫星分数为这两种类型的活动星系核。大的样本量使我们能够根据其宿主星系的恒星质量来分离AGN。我们研究了在固定的M* 下，光学和射电活动星系核的晕质量与母体的晕质量的差异。从聚类和从透镜效应推导出的晕质量令人满意地一致。射电活动星系核比光学活动星系核存在于质量更大的晕中：在我们的样本中，它们的平均晕质量分别为1.6 x 10^{13}和8 x 10^{11} M_{sun} /h。光学AGN遵循相同的恒星质量和晕质量之间的关系，选择星系不考虑核属性，但射电响亮AGN偏离这个关系显着。射电噪声活动星系核的暗物质晕大约是相同恒星质量的控制星系的两倍。这种增强与射电光度无关，即使我们的分析仅限于场星系，它也会持续存在。星系的大尺度气体环境显然在产生可观测到的无线电辐射方面起着至关重要的作用。暗物质晕的质量，我们得到的活动星系核在我们的两个样本是在最近的模型，其中来自无线电活动星系核的反馈成为占主导地位的气体冷却准静态的晕。
2008-10-24 astro-ph
The galaxy halo formation rate
星系晕形成的速率被认为在解释许多可观测到的宇宙学现象中起着关键作用，例如发光物质形成的初始时代和活动星系的分布。在这里，我们将展示如何Press-Schechter理论可以用来提供一个简单的，完全的分析模型的晕形成率。该模型与Monte-Carlo和N体模拟结果吻合较好。
1998-09-25 astro-ph
Halo Mergers, Galaxy Mergers, and Why Hubble Type Depends on Mass
在CDM宇宙学框架中，结构是从与更小的结构合并而成的。合并应该会对星系产生可观察到的影响，包括破坏圆盘和产生球状体。这篇论文的目的是对宇宙学模拟中合并是如何发生的做一个简要的概述。在这一点上，重要的是要理解暗物质晕合并不是星系合并;一个星系形成的理论是必要的连接两者。流体动力学模拟中的星系合并比N体模拟中的晕合并对质量的依赖性更强。如果我们知道如何将星系与暗物质晕联系起来，那么暗物质晕的合并率就可以转化为星系的合并率。当这样做的时候，很明显，在更大的星系中，主要的合并要常见许多倍，这为哈勃类型依赖于星系质量提供了一个可能的解释。
2008-01-29 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
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
The Masses and Shapes of Dark Matter Halos from Galaxy-Galaxy Lensing in the CFHTLS
我们提出的第一个星系星系弱透镜的结果使用早期的数据从加拿大-法国-夏威夷望远镜遗产调查（CFHTLS）。这些结果基于~22 sq.°的的i数据。从这些数据中，我们估计了一个红移为0.3的L* 星系的平均速度色散为137 +- 11 km/s，维里质量M_{200}为1.1 +- 0.2 \times 10^{12} h^{-1} Msun，静止坐标系R波段质光比为173 +- 34 h Msun/Lsun。我们还详细研究了各种可能的系统误差来源。此外，我们将镜头样本分成两个子样本，除以视星等，从而得到平均红移。从这些早期的数据中，我们没有发现星系暗物质晕质光比从0.45到0.27的红移有显著的演化。最后，我们测试非球形星系暗物质晕。我们的研究结果有利于暗物质晕的椭圆率约为0.3，在2西格玛水平时，平均在所有星系。如果前景透镜星系的样本选择有利于椭圆星系，平均晕椭圆率和这一结果的意义增加。
2007-07-11 astro-ph
Observation of the halo of the edge-on galaxy IC5249
本文报道了S_c，d星系IC 5249的光度学和HI合成观测。这些观测主要是为了确定IC 5249周围是否有一个红色的光晕，类似于最近在星系NGC 5907的北部边缘周围发现的光晕。星系IC 5249几乎是完全的边缘，它没有显示出弯曲或向外扩张到其光学半径的直接迹象。它的光度低，自转速度慢。我们发现它与NGC 5907具有非常相似的晕。在距离星系盘3千秒差距处可以看到晕，在6千秒差距处，表面亮度约为28等角秒^-2。晕光的测量分布与暗物质的预期分布相似。红矮星和红巨星可能是晕光的来源。如果红矮星是源，并且它们像暗物质一样分布，那么它们在银河系中心半径r = 8.5 kpc处的密度是晕红矮星在银河系局部密度的（7+/-3）倍。它们对IC 5249质量的总贡献约为星系质量的10%。如果红巨星是观测到的晕光的主要来源，如果它们像银河系的球状星团一样分布，那么它们在r = 8.5 kpc的密度是晕巨星的局部银河系密度的1.0 + 1.0 - 0.5倍，并且它们提供了银河系质量的一个引力无关紧要的部分。需要进一步的光学测量来识别IC 5249中的光晕光源，并更精确地确定其分布。进一步的无线电测量需要检查的HI分布和旋转速度超出星系的光学半径。
1998-07-21 astro-ph
Halo Shapes and their Relation to Environment
利用高分辨率的DM模拟，我们研究了暗物质晕的形状。随着质量的减少，晕圈变得更像球形。这一趋势在光环内部更为明显。角动量和形状是相关的。相邻晕的角动量是相关的。
2005-11-23 astro-ph
Gravitational microlensing by the halo of the Andromeda galaxy
Paczyovski已经证明引力微透镜是探测我们星系暗晕中褐矮星的一种有用的方法。目前正在进行几项实验，以监测大麦云云中的数百万颗恒星，目的是找到这种微透镜事件。在这里，我讨论的可能性，作为目标恒星在仙女座星系。这样的实验将对我们晕圈中的褐矮星和M31中的褐矮星都很敏感。M31晕中褐矮星引力微透镜的光学深度$τ$为$\sim 10^{-6}$，与我们晕的$τ$值相当。我还计算了微透镜率和平均透镜持续时间，并进一步考虑了$τ$对晕形状的依赖性。
1993-11-19 astro-ph
The Halo Occupation Distribution and the Physics of Galaxy Formation
晕占据分布（HOD）通过指定（a）概率P（N）来描述星系和暗物质之间的偏差|M）维里质量为M的晕包含N个特定类别的星系;（b）晕内星系和暗物质的相对分布。我们使用SPH流体动力学模拟和半解析（SA）星系形成模型计算了Lambda-CDM宇宙学模型的HOD。虽然这两种方法预测不同的星系质量函数，但它们的HOD预测非常一致。对于质量选择的样品，平均占有<N（M）>在低晕质量处表现出急剧截止，在约1 - 2处表现出缓慢上升的平台，并且表现出更急剧上升的高占有状态。<N>在低，平均数对和三重计数远低于泊松预期，具有重要的后果，小规模的行为2和3点关联函数。<N>HOD强烈依赖于星系的年龄，高质量晕主要由老星系和年轻星系的低质量晕填充。SPH模拟支持几个简化的假设HOD偏差：最大质量的星系在晕通常位于靠近中心和晕的平均速度附近的移动;卫星星系有相同的径向轮廓和速度色散的暗物质;和平均占领在固定的晕质量是独立的晕的大尺度环境。通过将SPH和SA HOD应用于大体积N体模拟，我们表明，这两种方法预测轻微的，可观察到的偏离幂律星系关联函数。预测的HOD是密切相关的基本星系形成物理，它们提供了有用的指导，星系团的理论模型，他们将通过正在进行的分析星系红移调查的经验检验。（缩短）
2003-05-01 astro-ph
Constraints on the halo density profile using HI flaring in the outer Galaxy
在过去，人们曾利用在星系外围观测到的HI盘的耀斑来确定暗物质晕的形状。基于这一概念的先前研究表明，我们的银河系有一个略扁的晕（轴比约为0.8）。我们重新调查这个问题，通过计算的HI scaleheight在外星系到一个更大的径向距离，并通过研究其依赖于晕的形状和密度分布。我们发现，一个简单的等温无限晕的任何形状-扁圆或扁长，是无法解释所观察到的耀斑。相反，我们表明，一个球形的晕密度下降速度比等温晕在外部区域提供了一个更好的拟合所观察到的HI耀斑以及所观察到的我们的银河系的旋转曲线。这些晕大约有95%的质量在几百kpc之内。当R_solar = 8.5 kpc，Θ_solar = 220 km/s时，中心密度和核心半径可以限制在ρ_0 = 0.035 - 0.06 M_sun/pc^3和R_c = 8 - 10 kpc的范围内。最近的文献对晕形成的数值模拟研究以及SDSS数据的分析支持了我们对这种“有限大小”的球形晕的说法。
2005-08-16 astro-ph
Observations and Modeling of the Disk-Halo Interaction in our Galaxy
星系被巨大的热气体晕所包围，当气体冷却时，这些热气体必须补充。这使得诺曼和池内（1989）提出了星际介质的烟囱模型，该模型预测应该有大约一千个这样的管道连接星系盘和星系晕。那么，这些结构和其他可能的盘晕连接在我们银河系的哪里呢？它们看起来像什么，我们如何探测它们，它们告诉我们关于星际介质和银河系的什么？我们提出了一个审查银河系盘晕连接的观测证据，开始与大规模的搜索，然后集中在选定的候选人的特点。我们总结了如何建模这些结构可以提供信息的星际介质的结构中，他们演变，重点是W 4超级气泡和锚作为插图。
1998-11-15 astro-ph
Truncation of galaxy dark matter halos in high density environments
我们的目标是限制暗物质晕居住在高密度环境中的属性，例如在大质量星系团中的情况。我们使用星系-星系透镜技术，利用极大似然方法来约束透镜的参数。它已被证明，这样的技术提供了强大的约束的参数，表征星系晕，以及这些晕的光圈质量。在这个分析中，我们只使用弱剪切数据，不包括强透镜约束。本文介绍了在z~0.2的大质量X射线发光星系团的均匀样本中星系-星系透镜效应的研究结果。用CFH 12 k仪器在三个带中观察到这些。我们发现这些星系团中的暗物质晕是紧凑的相比，在这个红移的孤立场星系的同等亮度的推断：半质量半径被发现小于50千秒差距，平均总质量的顺序为0.2 10^{12} M_太阳。这是在良好的协议与以前的星系星系透镜的结果和数值模拟，特别是与潮汐剥离的情况。因此，我们提供了一个强有力的确认潮汐截断从一个均匀的样本的星系团。此外，这是第一次利用星系-星系透镜技术从地面数据成功探测星系团。
2006-10-16 astro-ph
Galaxy Halo Masses from Galaxy-Galaxy Lensing
我们目前的测量的扩展暗晕配置文件的明亮的早型星系在红移0.1至0.9通过星系星系透镜分析的图像在CFHT使用UH 8 K CCD镶嵌相机。六个半度场在I和V中各观察了2小时，导致每个场包含约20000个星系的目录。我们用V-I色和I星等选择明亮的早型星系作为透镜星系，得到了一个具有相当好的红移和绝对星等M ~ M_* \pm 1的大质量透镜样品。我们将这些星系与角距离为20”至60”的暗星系配对，对应于26至77 kpc（z = 0.1）和105至315 kpc（z = 0.9）的物理半径，并计算了暗星系的平均切向切变。剪切随半径下降，大致与平坦旋转曲线晕的预期相同。剪切值的权重与透镜星系光度的平方根成正比。我们的结果给出了L_* 星系晕在r~50-200 kpc时的平均自转速度v_* = 238^{+27}_{-30} km/sec（Omega_m0 = 0.3，Omega_l0 = 0.7）宇宙学（爱因斯坦-德西特的v_* = 269^{+34}_{-39} km/sec），并且几乎没有红移演化的证据。我们与其他组/技术测量的晕质量进行比较。我们发现了~121 \pm 28 h（r/100 kpc）的质光比，这些晕构成了Ω ~0.04 \pm 0.01（r/100 kpc）的闭合密度。（节略）
2001-04-18 astro-ph
Halo occupation numbers and galaxy bias
我们提出了一个启发式模型，显示现实的理论星系偏见的主要特点。我们发现，低阶聚类统计的暗物质分布几乎完全依赖于暗物质晕的位置和密度分布。一个假想的星系目录取决于（i）星系形成的效率，如晕占据数所显示的--比给定质量的晕中包含的一些样本极限更亮的星系数量;（ii）这些星系在它们的晕中的位置。第一个因素是由经验光度函数的群体。对于第二个因素，我们假设一个星系标志着晕中心，任何剩余的星系作为跟踪晕质量的卫星。这些简单的假设相当于非局部偏差的处方，其中发现星系的概率不是其局部质量密度的简单函数。我们已经将这一处方应用到一些当前感兴趣的CDM模型，并发现预测是接近所观察到的星系相关性的一个平坦的$Ω=0.3$模型（$Λ$ CDM），但不是一个$Ω=1$模型具有相同的功率谱（$τ$ CDM）。这是一个不可避免的后果集群规范化的功率谱：集群规模的光环，给定的质量有较小的核心半径高$Ω$，因此显示增强的小规模集群。最后，在$Λ$ CDM模型的星系的成对速度色散低于质量，允许集群归一化模型产生一个现实的马赫数的奇特的速度场。这在很大程度上是由于星系形成效率与晕质量的强烈变化，这是在这个模型中所需要的。
2000-06-30 astro-ph
How Many Galaxies Fit in a Halo? Constraints on Galaxy Formation Efficiency from Spatial Clustering
我们研究星系聚类使用晕模型，引力聚类描述的暗物质晕。在小尺度下，聚类统计主要由晕密度分布，而在大尺度下，相关性是结合非线性微扰理论与晕偏置的结果。假设星系晕遵循暗物质的分布，而星系的数量作为晕质量的函数给出了星系形成的效率。这种方法导致了一般的预测：星系功率谱显示出幂律行为，即使暗物质没有，星系高阶相关显示出较小的振幅在小尺度比他们的暗物质同行，在星系目录中观察到。我们发现APM星系的二阶矩和三阶矩的拟合对星系形成模型有很强的约束。大尺度的数据要求星系形成在小质量（m =10^10 Msun/h）时相对有效，而小尺度的数据则要求晕标度中的星系数量为大质量极限的0.8次方。这些约束是独立的那些来自光度函数或塔利-费舍尔关系。我们还预测了质量密度场的功率谱、双谱和高阶矩。虽然晕模型与N体模拟中的质量功率谱和高阶Sp参数的测量结果一致，但晕是球形的模型假设导致在小尺度下双谱的配置依赖性不一致。我们强调的重要性，有限体积效应在高阶统计，并显示如何可以估计在这种方法。
2000-06-26 astro-ph
The Microlensing and Halo Models of the Galaxy
我们研究了微透镜事件的光学深度$τ$对星系晕模型参数的依赖关系。我们只考虑银河系的质量模型，其中太阳内部的旋转曲线与观测兼容，LMC是绑定到银河系。据发现，$τ$变化的标准球形和平面旋转晕模型的一个因素2.5。这意味着，只有最中心集中的晕模型可以与观察一致，如果晕只由MACHO。我们还用{ \em HST}计算了与Tyson的CCD观测以及Bahcall的\etal观测相一致的OSO IMF的功率$x$。发现$x$大于5。
1995-05-29 astro-ph
The halo-model description of marked statistics
有标记的统计数据允许对星系属性如何与环境相关以及星系属性之间的相关性如何受环境影响进行敏感的测试。显着的相关性的晕模型描述的发展，其中包括的影响所产生的事实，典型的星系标志（例如，光度、颜色、恒星形成速率、恒星质量）取决于母晕的质量，而大质量晕会延伸到更大的半径，并聚集在更密集的区域。在半解析的星系形成模型中，与测量到的有标记的统计数据的比较表明，在小于兆秒差距的尺度上有很好的一致性，在较大的尺度上有很好的一致性。晕模型的描述清楚地表明，在这些尺度上的一些低阶显着的统计行为编码信息的平均星系标记作为晕质量的函数，但不敏感的标记内晕梯度。高阶统计量编码关于晕内标记分布的高阶矩的信息。这些信息是在不需要识别星系分布中的晕或星系团的情况下获得的。在小于兆秒差距的尺度上，晕模型的计算表明，显着的统计数据允许敏感的测试是否在晕中的中央星系是一个特殊的群体。还提供了用于在晕圈模型描述中包括更一般的标记梯度的处方。这里开发的形式主义特别适合于解释天体物理数据集中的显着统计数据，因为它是用目前用于解释更标准的星系聚类测量的相同语言措辞的。
2005-11-28 astro-ph
The distribution of red and blue galaxies in groups: an empirical test of the halo model
流行的晕模型预言星系涨落的功率谱只是大尺度线性晕-晕功率谱和晕轮廓的加权功率谱的和。以往的研究都是从观测星系的关联函数中推导出晕参数。在这里，我们测试晕模型直接自我一致性的最小理论假设，利用2dF星系红移巡天（2dFGRS）。本文根据经验推导了2dF渗透星系团（2 PIGG）星表中晕的晕占据率和星系径向分布。平均晕占有数符合幂律，|M> ~ M^b，在高质量时，红星系、蓝星系和所有星系的b分别为1.05、0.88、0.99（1-sigma误差为15-19%）。我们发现，截断NFW配置文件提供了一个很好的适合星系的径向分布，与浓度参数c=3.9，1.3，2.4的红色，蓝色和所有星系分别（与1西格玛误差为8-15%）。将观测到的线性功率谱加入到这些结果中，我们将晕模型的这些经验预测与这些相同的2dF星系群的观测到的关联函数进行了比较。我们的结论是，受到一些微调，这是一个可以接受的两点相关模型。我们的分析还解释了为什么红色星系的关联函数斜率比蓝色星系的要陡。这主要是由于每个晕中红色和蓝色星系的数量，而不是两个星系物种晕内的径向分布。
2005-05-06 astro-ph
Galactic Gamma-Ray Halo of the Nearby Starburst Galaxy NGC 253
最近，CANGAROO-II望远镜探测到了附近一个边缘星暴星系NGC 253发出的TeV伽马射线。本报告讨论了排放机制。我们回顾了NGC253的射电-TeV γ射线辐射，并提出了一个由同步辐射和逆康普顿散射引起的非热辐射模型。晕模型成功地解释了NGC 253的多带光谱。
2003-01-09 astro-ph
The Evolution of Substructure in Galaxy, Group and Cluster Haloes II: Global Properties
在以前的论文中，我们描述了一种新的方法，包括详细的信息，在半解析模型的暗物质晕形成的合并树的基础上的子结构。在本文中，我们提出了我们的完整模型的晕形成的基本预测。本文首先描述了目前星系晕、星系团晕和星系团晕中亚结构的总体性质。然后，我们讨论了子结构的演化，以及单个晕的质量吸积历史对其次晕人口的质量函数和轨道分组的影响。我们表明，特别是，subhalo质量函数的形状是强烈相关的形成时代的晕。在本系列的第三篇论文中，我们将比较我们的半解析方法的结果与晕形成的自洽数值模拟的结果。
2004-10-02 astro-ph
Can the rotation of the dark matter halo of our galaxy be detected through its effect on the cosmic microwave background polarisation?
暗物质晕具有角动量的命题虽然被广泛接受，但这是一个理论预测，迄今为止还没有被观测证实。旋转引力物体产生的引力磁场可能是暗物质晕角动量的唯一直接结果。我们银河系的暗物质晕产生的引力法拉第旋转存在于所有的天文观测中。探测这种效应在全天宇宙微波背景辐射偏振模式上的印记，将直接探测我们银河系暗物质晕的角动量。我们已经计算出了预期的引力法拉第旋转，结果证明这是一个$(v_c/c)^3$效应，$v_c$是我们的光环的旋转速度。预测的引力法拉第效应旋转角小于$1^{''}$，这意味着这种效应虽然存在，但太小而无法检测到。
2005-06-03 astro-ph
Constraints on galaxy halo profiles from galaxy-galaxy lensing and Tully-Fisher/fundamental plane relations
利用Sloan数字巡天（SDSS）观测到的星系-星系透镜效应，结合Tully-Fisher关系和基本面关系，导出了星系晕轮廓的约束条件，结果表明，无论是早型星系还是晚型星系，其自转速度都从光学半径处的峰值显著下降到维里半径，v_opt/v_200 \sim 1.8，不确定度约为20%.在晕圈轮廓非常集中的模型中，这样的下降是预期的，因此在大半径下，它比等温下降更陡。这种大的下降可以解释为一个集中的暗物质的轮廓和一个显着的恒星贡献的旋转速度在光学半径的结果。我们模型的恒星组件与薄的旋转支撑盘或Hernquist配置文件，并使用绝热暗物质响应模型，把限制晕浓度作为恒星的质量与光比的函数。对于后者的合理值，我们发现浓度与CDM预测一致，这表明没有证据表明宇宙中大多数晕的浓度较低。我们还讨论了费伯-杰克逊关系L \propto σ ^[4]的起源，并根据从星系-星系透镜作用中发现的早型星系的L \propto v_200 ^[2.5]关系进行了讨论。这导致v_opt/ v_{200}随着亮度高于L* 而减小，使得在7 L_* 处，比率为1.4。这是从基本平面关系中得到的，并意味着Tully-Fisher和Faber-Jackson等关系并不是简单的暗物质晕质量与星系光度之间的关系，而且还受到重子效应对光学半径处自转速度的显著影响。
2002-03-06 astro-ph
A Halo Model of Galaxy Colors and Clustering in the SDSS
成功的晕模型描述的光度依赖的集群区分中央星系晕和所有其他（卫星）。包括颜色，我们提供了一个处方的颜色-星等关系的中心和卫星取决于晕质量。这是由两个假设得出的：（i）在固定光度下颜色分布的双峰性与晕质量无关，（ii）红色序列中卫星星系的比例随着光度的增加而增加。我们发现，这两个假设允许一个建立一个模型，星系团如何依赖于颜色没有任何额外的自由参数比那些需要模型的星系团的光度依赖。然后，我们表明，由此产生的模型是在很好的协议与SDSS中的颜色的分布和聚类，无论是通过比较预测的关联函数的红色和蓝色星系与测量，并通过比较预测的色标关联函数与测量的。标记关联函数是识别和量化星系属性与其环境之间的相关性的强大工具：我们的研究结果表明，晕质量与环境之间的相关性是星系颜色与环境之间的相关性的主要驱动因素;与晕“装配偏差”相关的其他相关性相对较小。我们的方法明确地展示了如何构建包括光度{ \em和}颜色的模拟目录-从而为例如，寻找星系团的算法。我们的处方是将整个光谱能量分布纳入晕模型方法的第一步。
2008-09-30 astro-ph
A Faint Luminous Halo that May Trace the Dark Matter around Spiral Galaxy NGC~5907
长期以来，人们一直从螺旋星系$^{1}$外部气体和恒星的高速旋转中推断出"暗物质“的不可见晕的存在。这种暗物质的体积密度从银河系中心下降的速度比发光物质（如恒星）的体积密度下降的速度要慢，这意味着暗物质在远离中心$^{1,2}$的质量中占主导地位。在寻找边缘盘星系\gal $^{3}$远离平面的微弱星光时，我们发现该星系被一个微弱的发光晕所包围。从这个光环中发出的光的强度比任何已知的螺旋星系的发光成分下降得都要平缓，但与从星系的旋转曲线推断出的暗物质分布一致。
1994-07-22 astro-ph
Shapes of dark matter halos
本文分析了LCDM和LWDM宇宙学中暗物质晕的密度形状。主要结果来自于高分辨率LCDM N体模拟得出的星系质量晕的统计样本。晕的形状随质量和红移的变化呈现出明显的趋势：低质量的晕比高质量的晕圆，并且，对于固定的质量，晕在低z时更圆。与之前基于星团质量晕和非COBE标准化模拟的预期相反，z=0的LCDM星系质量晕并不强烈平坦，短轴与长轴之比为s = 0.70 +/- 0.17。我继续研究当从LCDM模拟到用暖暗物质功率谱（LWDM）模拟时，单个晕的形状是如何变化的。比较了四个晕圈，并且平均而言，WDM晕圈比它们的CDM对应物更球形（s =0.77相比于s = 0.71）。将需要更大的物体样本来测试趋势是否显著。
2001-06-21 astro-ph
The Dependence of Galaxy Type on Host Halo Mass
我们研究星系属性和环境之间的关系在SDSS DR 2，量化环境的质量的主机晕，这是一个新的迭代组发现者。我们发现，星系型分数的规模强烈和顺利晕质量，但在固定的质量，而不是与光度。我们将这些发现与Croton等人（2006）的半解析星系形成模型进行了比较。我们发现的差异可以解释与一个过于简化的实施扼杀，潮汐剥离的忽视，和缺点的尘埃灭绝和/或活动星系核反馈的治疗。
2006-07-26 astro-ph
Satellite Luminosities in Galaxy Groups
星系团的光度依赖性的晕模型解释假设在每个足够大质量的晕中都有一个中心星系，并且这个中心星系与晕中的所有其他星系都非常不同。晕模型分解作出了显著的预测，即晕中非中心星系的平均光度应该几乎与晕质量无关：当晕质量增加20倍以上时，预测的增加约为20%。与此相反，中心物体的光度预测增加约线性晕质量在低到中等质量，并在高质量的grammically。我们发现，这种弱的，几乎不存在的质量依赖的卫星是在两个不同的合作所构建的组目录中的卫星人口非常一致。这是值得注意的，因为光环模型预测是在没有识别组和集群的情况下进行的。晕模型还预测，卫星在晕中的数量是从泊松分布得出的，其平均值取决于晕质量。这一点，再加上卫星光度对晕质量的弱依赖性，表明斯科特效应，即非常明亮的星系的光度仅仅是一般光度分布的统计极值，可能更好地适用于晕中最明亮的卫星星系，而不是BCGs。如果星系被认为是晕子结构在目前的时间，那么中央星系的质量应该是约4倍的卫星星系的光度相同，而恒星的M/L比之间的差异应该是较小的。因此，从中央和卫星星系的弱透镜信号的比较应该提供有用的限制。[删节]
2008-05-05 astro-ph
Galaxy Occupation Statistics of Dark Matter Haloes: Observational Results
利用Yang等人的晕基星系群发现器，利用2度场星系红移巡天中发现的星系群，研究了星系在暗物质晕中的占位统计。中心星系的平均光度与晕质量成比例，对于质量为$M<10^{13}h^{-1}\msun$的晕，近似为$L_c\propto M^{2/3}$，对于质量更大的晕，近似为$L_c\propto M^{1/4}$。$10^{13} h^{-1} \Msun$的特征质量与星系形成模型所提出的从有效冷却到无效冷却的过渡的质量尺度是一致的。另一个特征晕质量尺度，$M\sim 10^{11} h^{-1}\msun$，这不能直接探测我们的小组，推断出的条件光度函数（CLF），匹配观测到的星系光度函数和集群。对于给定质量的晕，$L_c$的分布相当窄。卫星星系被发现遵循泊松数分布。低质量晕中的中心星系多为晚型星系，而大质量晕中的中心星系几乎都是早型星系。我们还测量了给定质量的星系晕中的CLF。在可用当前数据（$13.3 \lta {\rm log}[M/(h^{-1}\Msun)] \lta 14.7$）可靠探测的质量范围内，CLF通过Schechter函数合理拟合。与最近基于星系形成的半解析模型的说法相反，中央星系的存在并没有在CLF的明亮端显示出一个强峰。（节录）
2004-12-08 astro-ph
Understanding the Results of Galaxy-Galaxy Lensing using Galaxy-Mass Correlation in Numerical Simulations
McKay等人（2002）最近使用斯隆数字巡天中的弱星系-星系透镜测量来估计星系和投影的暗物质密度场之间的交叉相关。他们推导出半径为$260\kpch$、$M_{260}$的光圈质量与透镜星系光度之间的关系，这种关系不依赖于星系的光度、类型或环境。在本文中，我们研究了星系和暗物质之间的互相关使用星系星表从一个高分辨率的N体模拟的$Λ$ CDM宇宙。我们表明，我们的模拟再现麦凯等人。结果相当不错。在模拟中，$M_{260}$近似等于$L_*$星系的晕维里质量。$M_{260}$高估了较暗星系的维里质量，而低估了较亮星系的维里质量。我们用模拟表明，在某些情况下，晕维里质量可以恢复拟合NFW配置文件的投影星系质量关联函数。如果我们将我们的方法应用到观测中，我们发现$L_*$星系通常位于$\sim 2\times 10^{12} h^{-1} \msun$的晕中，与从观测到的塔利-费舍尔关系估计的晕质量一致。在模拟中，晕维里质量与星系光度的比例为$L^{1.5}$的中心星系的晕和低密度区域的星系。对于卫星星系和高密度区域的星系，星系光度和晕质量之间没有简单的关系，在解释透镜效应的结果时必须小心。
2002-05-31 astro-ph
GMRT Radio Halo Survey in galaxy clusters at z = 0.2 -- 0.4 I.The REFLEX sub--sample
目标。我们提出的第一个正在进行的项目，致力于在位于红移范围z=0.2--0.4的星系团的巨型射电晕的搜索结果。我们研究的主要目标之一是测量在红移区间中存在射电晕的大质量星系团的比例，并限制粒子再加速模型对非起源的期望-热射电发射在星系团中。方法.我们选择了27个反射集群，在这里，我们提出了巨大的米波射电望远镜（GMRT）的观测在610 MHz的其中11个。在我们的图像中的灵敏度（1 $σ$）对于所有簇在35- 100 ~ $μ$ J γ束$^{-1}$的范围内。结果我们发现了三个新的无线电晕，使选定样本中已知的晕数增加了一倍。特别是在A209和RXCJ 2003.5- 2323中发现了巨大的射电晕，在RXCJ 1314.4- 2515中发现了一个较小的射电晕。在A3444星系中心附近还发现了小尺度的扩展辐射，值得进一步研究。此外，在A521发现了一个射电遗迹，在RXCJ 1314.5- 2515发现了两个遗迹。其余六个观察到的集群没有任何形式的扩展发射。
2006-12-02 astro-ph
Missing Dwarf Problem in Galaxy Clusters
我们通过N体模拟研究了星系和星系团尺度下CDM晕的形成和演化。我们的目标是弄清楚什么是“矮星系问题”。有人认为，模拟星系大小的晕中的暗晕数量与观测到的本星系团中的矮星数量相比太大，而在星系团大小的晕中，暗晕的数量与观测到的星系团（如室女星系团）中的星系数量一致。我们模拟了九个晕与几个不同的质量分辨率和物理尺度。我们发现，子晕的累积数N_c与它们的最大圆速度V_c的依赖关系为N_c \propto V_c^-3，直到可靠极限，与主晕的质量无关。这意味着对团簇大小的晕的模拟给出了太多的V_c ~ 140 km/s或更小的晕，而以前对团簇大小的晕的比较给出了更少的亚晕，这仅仅是因为它们的分辨率有限。我们的结果意味着，任何试图解决失踪的矮问题的理论也应该解释的差异，在集群大小的晕模拟和观测。
2006-03-03 astro-ph
Observational Evidence for an Age Dependence of Halo Bias
我们研究了星系和星系群之间的互相关对星系群性质的依赖性。重复以前的结果，我们发现，相关强度更强的质量更大的集团，在良好的协议与预期的质量依赖的晕偏差。然而，我们还发现，对于相同质量的群体，相关强度取决于中央星系的恒星形成率（SFR）：在固定的质量，星系群的偏差随着中央星系的SFR的增加而减小。我们根据Gao等人（2005）最近的发现讨论了这些发现，即晕偏差取决于晕形成时间，因为组装较早的晕偏差更大。我们还讨论了星系形成的含义，并解决一个可能的链接到星系的整合，卫星星系和它们的中央星系的属性之间的相关性。
2006-01-11 astro-ph
Supermassive black holes in scalar field galaxy halos
超轻标量场提供了一个有趣的替代WIMPS晕暗物质。本文考虑了超大质量黑洞嵌入这样的晕中的效应，并估计了暗物质对黑洞的吸收几率和吸积率。我们表明，吸积率将是一个典型的晕的寿命很小，因此，超大质量中心黑洞可以共存的标量场晕。
2002-11-15 astro-ph gr-qc
Modelling galaxy halos using dark matter with pressure
我们调查是否暗物质与大量的压力，可比的大小的能量密度，可能是一个可行的候选成分的暗物质晕。我们发现，星系晕模型，与平坦的旋转曲线的观察一致，是可能的各种状态方程与各向异性压力。事实证明，穿过这种光晕的光线的引力弯曲对压力非常敏感。我们建议，旋转曲线和引力透镜的组合观测可以用来确定状态方程的暗物质。或者，如果状态方程是已知的从其他观测，旋转曲线和引力透镜可以一起使用，以测试广义相对论在星系尺度上。
2003-06-13 astro-ph gr-qc
Unified description of dark matter at the center and in the halo of the Galaxy
我们考虑一个自引力的理想费米子气体在非零温度作为模型的星系晕。质量约为2 x 10^12兆索尔、半径约为200千秒差距的星系晕意味着银河系中心存在一个超大质量致密暗天体，该天体与晕处于流体静力学和热平衡。中心天体的最大质量约为2.3 x 10^6 Msol，最小半径约为18 mpc，费尔曼质量约为15 keV。
2002-07-02 astro-ph hep-ph
