Can Massive Dark Haloes Destroy the Disks of Dwarf Galaxies?
最近的高分辨率模拟以及对星系盘动力学演变的理论研究表明，与人们普遍认为的相反，围绕着星系盘的一个“活的”、动态响应的暗晕并不能使星系盘稳定下来，防止动力学不稳定。我们将图姆尔的Q稳定性参数推广到圆盘-晕系统，并表明如果一个原本稳定的圆盘嵌入到太大且太冷的晕中，那么组合的圆盘-晕系统可能会变得局部金斯不稳定。好消息是，另一方面，这不会发生在真正的黑暗晕，这是在径向流体静力平衡。即使是质量非常小的盘也不容易出现这种动力学不稳定性。
2007-11-07 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
Disk Contamination in a sample of proper motion selected halo stars: A Comment on "Direct Detection of Galactic Halo Dark Matter", B.A. Oppenheimer et al., Science
根据自行调查，奥本海默等人声称检测到了光环中暗物质的白矮星成分。我表明，大多数的白矮星在他们的样本可能是磁盘白矮星已被发现，并代表没有新的人口。
2001-07-12 astro-ph
Jeans instability of a galactic disk embedded in a live dark halo
我们研究了嵌入在动态响应暗晕中的星系盘的金斯不稳定性。结果表明，磁盘晕系统名义上成为金斯不稳定。在小尺度上，如果Toomre稳定性指数Q_T大于某一阈值，则不稳定性被抑制，但在大尺度上，Jeans不稳定性总是发生。然而，使用一个简单的自洽盘晕模型，它表明，这是发生在尺度上，这是远远大于系统，使这确实只是一个名义上的效果。从实际的观点来看，星系盘的金斯不稳定性不受活的暗晕的影响。
2007-04-13 astro-ph
Disk-Halo Model for Flat-Spectrum T Tauri Stars
我们探讨的起源，在一些金牛座T星看到的平坦的光谱，考虑三个组成部分的结构：一个中心的恒星，一个拱星盘，和尘埃晕。通过求解轴对称二维空间中依赖于角度和频率的辐射转移方程，忠实地处理了辐射能量输运，从而同时确定了盘和晕中的辐射平衡温度。由于恒星辐射通过晕的散射和再处理，盘被有效地加热。大量的中红外线到远红外线过剩来自温暖的圆盘的光球层，导致了平坦的光谱，正如所观察到的。晕，我们认为是作为一个紧凑的反射星云观察，并从扩展，盘状信封周围的平谱金牛T星的歧视。我们表明，整体的光谱形状的平谱金牛座T星可以复制本盘晕模型。
2002-07-19 astro-ph
Interactions Between Massive Dark Halos And Warped Disks
星系盘弯曲的简正模理论，假设星系盘相对于一个巨大的、扁平的暗晕的赤道倾斜，假设一个刚性的、固定的晕。然而，考虑的反向反应由一个错位的磁盘上的一个巨大的粒子晕显示有很强的耦合，导致有效的阻尼（或在某些情况下激励）的错位，因此翘曲。因此，我们讨论可能的替代解释的翘曲现象，强调的效果，一个响应，重力生活大规模的星系晕。
1996-11-06 astro-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
Disk-Halo Interaction - I. Three-Dimensional Evolution of the Galactic Disk
本文介绍了一个三维盘晕相互作用模型的结果。该模型明确考虑了盘中孤立和关联超新星的能量和质量输入。一旦被爆炸破坏，磁盘永远不会返回到其初始状态。相反，它接近这样一种状态，即在银河平面上形成一个薄的HI盘，上面覆盖着厚的HI和HII气体盘，其尺度高度分别为500 pc和1至1.5 kpc。厚的HII盘的上部（扩散电离介质）充当盘-晕界面，其形成和稳定性与模拟盘中单位面积的超新星速率直接相关。
2000-01-24 astro-ph
Maximum Galactic Disks vs. Hot Dark Halos
提出了一系列的论点，不仅在光学区域的重星系盘，而且在暗物质占主导地位的地区的螺旋。我们正在测试这种可能性与极端最大磁盘N体模型没有任何传统的球状暗晕。
2000-09-04 astro-ph
Halo Substructure and Disk Heating in a Lambda CDM Universe
我们研究最近的建议，在冷暗物质（CDM）晕的子结构可能与薄，动态脆弱的恒星盘的存在冲突。银河系孤立的磁盘/隆起/晕模型，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模拟的N体模拟表明，在$z=0$的子结构在几个陀螺仪的磁盘加热中只起着次要的动力学作用。这是因为卫星在现今CDM晕中的轨道很少将它们带到盘附近，而盘附近的潮汐效应最大。除非子结构的影响是非常不同的，在较早的时候，我们的模型表明，子结构可能不会排除维里化的CDM晕薄恒星盘，如银河系的可接受的主机。
2001-11-05 astro-ph
Galaxy Masses: Disks and Their Halos
我回顾了我们目前所做的和不知道的关于盘星系的质量和它们的暗物质晕。椎间盘的预后是好的：渐近旋转速度提供了一个很好的指标，总的磁盘质量。晕的预测是不好的：尖状晕提供了一个穷人的数据描述，和个人的总质量暗物质晕仍然不受约束。
2001-12-17 astro-ph
Nearly Self-Consistent Disk-Bulge-Halo Models for Galaxies
我们描述的方法建立自洽盘核晕星系模型。凸起和晕圈分布函数（\df）仅是$E$和$L_z$的函数。可以指定光晕的展平和旋转。盘\df \是$E$和$L_z$以及第三个"积分“$E_z$的函数，垂直能量在具有垂直范围的暖盘中近似守恒。该模型也有有限的范围，使他们适合N体模拟。一个样本模型的模拟表明，在实践中的模型是非常接近平衡，使它们成为理想的实验星系盘的不稳定性。我们还提出了一系列的模型非常类似的银河系质量分布与5指数尺度半径和不同的晕质量和径向范围。
1995-02-10 astro-ph
On the Ionizing Sources in Spiral Galaxies: I. From Central Regions to Thick Disk and Disk-Halo Connection
我们研究旋涡星系中的电离源，并更详细地检查我们的银河系。利用Taylor & Cordes（1993）模型分析了银河系不同区域的电子密度，并着重讨论了尚未解决的问题。最后，我们比较了盘和晕中H $α$发射的强度。
1998-08-07 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
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
Estimating the Dark Halo Mass from the Relative Thickness of Stellar Disks
我们分析了一个球形组件的质量和稳定的恒星盘的最小可能厚度之间的关系。真实星系的这种关系允许估计暗晕质量的下限（稳定的恒星盘越薄，暗晕的质量就越大）。在我们的分析中，我们使用的理论关系和数值N体模拟薄磁盘的动力学演化中存在的球形组件具有不同的密度分布和不同的质量。我们的结论是，盘星系的厚度和它们的球形组件的质量之间的理论关系是一个较低的包络模型数据点。我们建议使用这种理论关系来估计星系中暗晕质量的下限。所得到的估计结果是弱的。即使是最薄的星系，在四个指数盘尺度长度内的暗晕质量也必须大于一个恒星盘质量。
2006-09-06 astro-ph
Dark matter halo response to the disk growth
我们考虑了在$Λ$ CDM范式下，圆轨道绝热收缩近似对重子凝聚率和暗物质晕轨道结构的敏感性。利用一维流体动力学模拟，包括暗物质晕质量吸积的历史和气体冷却，我们证明了绝热近似是近似有效的，即使晕和磁盘可能同时组装。我们进一步证明了简单近似的有效性$Λ$ CDM晕各向同性的速度分布，使用三维N体模拟。这个结果很容易理解：在尖点晕中各向同性的速度分布需要比径向轨道更多的圆形轨道。相反，在径向轨道晕的极端情况下，近似值很差。它高估了径向轨道分数较大的核心暗物质晕的响应。由于没有天文学相关的模型是占主导地位的低角动量轨道附近的磁盘和增长的时间尺度是从来没有短于动力学时间，我们得出结论，绝热收缩近似是有用的模拟的暗物质晕的磁盘的增长的响应。
2006-10-16 astro-ph
Evolution of the Galactic Halo and Disk
恒星运动学和化学丰度之间的相关性是银河系结构成分之间进化联系的化石证据。广泛的恒星巡天显示，星系组成部分之间唯一可以容忍的明显区别出现在比角动量的分布上。在这里，贫金属的恒星晕和富金属的凸起是无法区分的，就像厚盘和旧盘一样。每一对都非常不同。这导致了一个演化模型，在该模型中，贫金属的恒星晕演化为内部凸起，而厚盘是薄盘的前身。这些进化序列是不同的。银河系是由两个离散的“人口”，一个低，一个高的角动量。一些（次要？）后期和持续合并的碎片增加了这幅图像的复杂性，这在外部恒星晕中尤其重要。
1994-11-17 astro-ph
The Disk Mass Project: breaking the disk-halo degeneracy
对旋涡星系中暗物质的含量和分布知之甚少。为了打破星系旋转曲线分解的简并性，它允许大范围的暗物质晕密度分布，需要一个独立的测量恒星盘的质量表面密度。在这里，我们提出了我们正在进行的磁盘质量项目，使用两个定制的积分场单位，测量垂直速度分散的恒星在约40个螺旋星系。这将提供打破简并所需的恒星盘质量的运动学测量，使我们能够以前所未有的精度确定螺旋星系中的暗物质属性。在这里，我们提出了三个星系不同的中心盘表面亮度水平的初步结果。
2005-10-12 astro-ph
Self-Consistent Response of a Galactic Disk to an Elliptical Perturbation Halo Potential
本文计算了轴对称银盘受调和数m = 2的椭圆晕势扰动的自洽响应，得到了银盘的净椭圆率。这种可能性通常被认为是由于星系潮汐相遇以及在星系形成过程中产生的。通过对薄圆盘泊松方程的反演，得到了对应于圆盘自洽、非轴对称密度响应的自引力势。这种响应电位被示出为反对扰动电位，因为物理上的磁盘自重抵抗所施加的电位。这将导致在一个减少的净椭圆的扰动晕势在磁盘平面。表示这种减少的减少因子是独立的扰动位的强度，并具有一个典型的最小值为0.75 - 0.9的范围广泛的星系参数。对于晕势的高次谐波（m >或= 3），在所有半径处的减少可以忽略不计。（节略）。
2000-07-25 astro-ph
Mass Modeling of Disk Galaxies: Constraints, Degeneracies and Adiabatic Contraction
本文讨论了适用于旋转曲线的质量模型的约束条件。盘星系的质量模型具有众所周知的简并性，这阻止了独特的质量分解。最值得注意的是由于未知值的恒星质光比（光盘晕简并），即使有这个已知的，退化之间的晕参数本身可能会阻止一个明确的确定的形状的暗晕轮廓，其中包括内部密度斜率的暗物质晕。后者通常被称为“尖点核简并”。我们探讨的磁盘和晕参数的限制，并将这些应用到四个模拟和六个观察到的盘星系的高分辨率和扩展的旋转曲线。我们的全套约束条件包括基于B-R颜色的恒星星族合成模型的质光比（M/L），N体模拟的晕参数约束，以及将晕维里速度约束为小于最大观测速度。这些限制只是部分成功地解除尖点核的简并。盘状物对晕绝热收缩的影响是使核心变陡成尖点，并降低最佳拟合晕浓度和M/L值（通常显着）。我们还讨论了磁盘厚度，晕平坦，距离误差，旋转曲线误差值的质量建模的效果。将施加的最小旋转曲线误差从通常较低的低估值增加到更现实的估计值，会大幅降低卡方，并使尖点或核心晕轮轮廓之间的区分变得更加困难。尽管存在退化和不确定性，但我们的约束质量模型有利于次最大圆盘（即，主晕）在2.2盘尺度长度，与Vdisk/Vtot < 0.6。
2005-01-30 astro-ph
Formation and evolution of disk galaxies within cold dark matter halos
我们提出了广泛的模型计算的盘星系演化的层次内向外形成的情况下的结果。首先，我们比较了宇宙学N体模拟中确定的暗晕的性质与基于扩展坍缩模型的数值方法的预测，并找到了很好的一致性。我们还研究了依赖于他们的环境中的晕的属性。然后，我们描述了详细的建模的磁盘内日益孤立的冷暗物质晕和预测的主要属性，相关性和演化特征的正常盘星系的形成和演化。的情况下可能存在的缺点进行了讨论。
2000-02-16 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
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
Breaking the Disk/Halo Degeneracy with Gravitational Lensing
在我们对盘状星系的理解中，盘状星系的简并度和暗物质对星系旋转曲线的贡献仍然是一个重要的不确定性。本文讨论了利用螺旋星系的引力透镜来打破这种简并性的一种新方法，并以螺旋透镜B1600+434为例进行了应用。结合图像和镜头测光约束允许模型B1600+434要么一个近乎单一的暗物质晕，或一个相当大的核心晕。一个最大的磁盘模型排除了高置信度。进一步的信息，如这个星系的圆速度，将有助于打破简并。未来对螺旋星系透镜的研究将能够确定盘、球和晕对星系内部质量的相对贡献。
1999-11-04 astro-ph
The Shapes of Galaxies and Their Halos as Traced by Stars: The Milky Way Dark Halo and The LMC Disk
恒星及其运动学为研究星系及其晕的形状提供了一种工具。在这篇评论中，我专注于两个具体的应用：银河系暗晕的形状和LMC盘的形状。前者受到各种观测的限制，但轴比q_DH的精确确定仍然是难以捉摸的。一个非常平坦的银河系暗晕q_DH < 0.4被排除，值q_DH > 0.7似乎与数据最一致。近红外线观测显示，大麦哲伦星系盘并不像人们长期认为的那样近似为圆形，而是在盘平面上具有0.7的轴比。这种伸长是垂直于麦哲伦流的，这表明它很可能是由于银河系的潮汐力。星系的平衡动力学建模对于许多应用都很重要。与此同时，潮汐效应和潮汐流的详细研究有可能提高我们对银河系暗晕和LMC等卫星星系结构的理解。
2001-07-13 astro-ph
Evolution of stellar-gaseous disks in cosmological haloes
我们探讨了在完全一致的宇宙学框架中，嵌入合适的暗物质晕中的恒星气体盘中棒不稳定性的增长和演化。本文的目的是指出不同的气体分数的酒吧形成的影响，不同的盘晕质量比的内部磁盘，和宇宙学框架的作用。我们使用与之前工作相同的盘与晕质量比进行宇宙学模拟，其中没有考虑气体。我们将新的模拟结果与以前的模拟结果进行比较，通过分析恒星和气体成分的形态，恒星棒强度及其模式速度的行为来研究气体的影响。在我们的宇宙学模拟中，在暗物质占主导地位的磁盘中，一个恒星棒，持续10 Gyr，仍然生活在z=0，即使气体部分超过磁盘质量的一半。然而，在最大质量的磁盘，我们发现一个阈值（0.2）的气体分数能够摧毁酒吧。恒星棒的强度增强的气体和更大质量的磁盘更高的气体分数增加酒吧模式的速度。
2007-02-01 astro-ph
Relation Between the Thickness of Stellar Disks and the Relative Mass of Dark Halo in Galaxies
本文通过分析两个独立的边缘星系样品的R和K_s波段光度剖面，讨论了晚型星系星盘的厚度。主要目的是验证一个假说，即旧恒星盘的厚度与星系的球形和盘组成部分的相对质量有关。我们证实了星系盘的径向与垂直尺度长度比随星系总质光比的增加而增加（盘变薄），这反映了暗晕对星系总质量的贡献，并随中心去投影盘亮度（面密度）的减小而减小.我们的结果与无碰撞圆盘从亚临界速度弥散态演化到边缘稳定平衡态的数值模型符合得很好。这表明，在大多数星系中，决定平衡盘厚度的垂直恒星速度色散接近于确保盘稳定性的最小值。最薄的边缘盘似乎是低亮度星系（在去投影后），其中暗晕质量远远超过恒星盘的质量。
2002-08-06 astro-ph
The stellar halo and outer disk of M33
我们目前的第一个结果，从凯克/DEIMOS光谱调查红巨星分支（RGB）恒星在M33。在我们的视野中的恒星的径向速度分布是很好地描述了三个高斯分量，对应于一个候选的晕分量的径向速度色散σ ~ 50 km/s，一个候选的磁盘组件的色散σ ~ 16 km/s，和第三个组件从磁盘偏移约50 km/s，但其色散没有得到很好的约束。通过将我们的数据与基于HI旋转曲线的M33模型进行比较，我们发现恒星盘在速度上偏离HI盘约25 km/s，这与这些组件之间存在的翘曲一致。晕组分的光谱金属丰度为[Fe/H] ~-1.5，明显比盘族的隐含金属丰度（[Fe/H] ~ -0.9）更贫金属，盘族也比晕族具有更宽的色散。这些数据代表了在M33晕中首次探测到的单个恒星，尽管它们的质量比M31或银河系小10倍，但这三个盘状星系都有类似金属丰度的恒星晕成分。第三个组成部分的颜色分布与盘和晕不同，但与单一的同时代恒星星族的颜色分布相似，可能代表恒星流。需要更多的观测来确定M33中这个有趣的第三个运动学分量的真实性质。
2006-06-29 astro-ph
Distribution of Dark Matter in Bulge, Disk and Halo inferred from High-accuracy Rotation Curves
旋涡星系的高精度旋转曲线显示，在中心几百pc区域内，质量急剧上升，表明质量向中心高度集中。利用旋转曲线，我们直接计算了表面质量密度（SMD）的径向分布，并得到了质光比（M/L）的径向分布。的M/L的比例被发现不仅在大规模的晕，但也在隆起和磁盘区域显着变化。它在盘内随着半径的增大而增大，并迅速向晕方向移动。在一些星系中，M/L在隆起的中心向内增加，表明有一个巨大的暗核。在此基础上，讨论了旋涡星系中暗物质的径向分布。
1999-10-01 astro-ph
Structure of the Galactic Stellar Halo Prior to Disk Formation
我们开发了一种方法，用于恢复的全球密度分布的古老的银河系恒星晕盘形成之前，根据目前的轨道在太阳附近观察到的贫金属恒星。该方法依赖于绝热不变性的行动积分的运动晕人口在缓慢积累的磁盘组件，随后较早的晕形成。然后将该方法应用于[Fe/H]<=-1.5的本地恒星样本，可能由晕成分主导，取自Beers等人。最近修订和补充的贫金属恒星目录选择没有运动学偏见。我们发现，即使通过绝热的方式去除盘成分使银河系势成为球形，内晕区（R <= 15 kpc）的晕密度分布仍保持适度的平坦，在[Fe/H]<=-1.8丰度区间的恒星轴比约为0.8，在更富金属的区间-1.8 <[Fe/H]<=-1.5的恒星轴比约为0.7。外晕在两个丰度区间都保持球形。我们还发现，这种最初的平坦化的内晕是由各向异性的速度色散的晕星。这些结果表明，当今的恒星晕的两个组件的性质，其特点是高度扁平的内晕和近球形的外晕，是一个结果，最初的两个组件的密度分布的晕（也许是一个签名的耗散晕形成）和绝热扁平的内部后来磁盘的形成。进一步的影响，我们的研究结果的银河系的形成进行了讨论，特别是在上下文中的层次聚类的情况下的星系形成。
2000-11-06 astro-ph
Sc and Mn abundances in disk and metal-rich halo stars
测定了119颗F和G型主序星的Sc和Mn丰度，其值为-1.4 < [Fe/H] <+0.1，分别代表薄盘、厚盘和晕。结果表明，Sc的行为类似于α元素，在盘星中[Sc/Fe]随金属丰度的增加而减小，在运动学选择的晕星中表现为双重模式。相比之下，Mn显示从[Fe/H] = -1.4时的[Mn/Fe] = -0.5增加到太阳金属丰度时的零。在[Fe/H] = -0.7处，[Mn/Fe]出现不连续或急剧增加，对应于厚盘和薄盘之间的过渡。它讨论了如果Ia型超新星是一个主要的来源，锰在银河系的磁盘或[Mn/Fe]与[Fe/H]的趋势可以解释的核合成在II型超新星的产量具有很强的金属依赖性。
1999-12-14 astro-ph
Asymmetric warps in disk galaxies: dependence on dark matter halo
最近的观测表明，盘星系中的大多数弯曲都是不对称的。然而，不存在一般的机制来产生这些不对称的扭曲。我们已经证明，由于嵌入在暗物质晕中的银盘中的前两种弯曲模式，即碗状模式（m=0）和S形弯曲模式（m=1）之间的动力学波干涉，螺旋星系的z分布中可能存在着多种多样的不对称性。我们发现，当光盘内的暗物质含量较低时，非对称翘曲更明显，如在早型星系。
2006-10-10 astro-ph
The Century Survey Galactic Halo Project III: A Complete 4300 deg^2 Survey of Blue Horizontal Branch Stars in the Metal-Weak Thick Disk and Inner Halo
我们对2414个2 MASS选择的蓝色水平分支（BHB）候选者进行了完整的光谱调查，这些候选者选择了4300度^2的天空。我们确定655 BHB星在这个非运动学选择的样本。我们计算了BHB星的光度函数，并找到了现场很少热BHB星的证据。位于距银道面|Z| <4 kpc距离的BHB星，其轨迹明显是一个金属弱厚盘星群，平均金属丰度为[Fe/H]=-1.7，在|Z| <6 kpc的区域内，自转速度梯度为dv_{rot} /d |Z| = -28+-3.4 km/s，密度标度高度为h_Z= 1.26+-0.1 kpc。位于5< |Z| <9 kpc的BHB星主要是内晕星群，平均金属丰度为[Fe/H]= -2.0，平均银河系自转为-4+-31 km/s。我们推断太阳附近晕和厚盘BHB星的密度为104+-37 kpc^-3，太阳附近晕相对于厚盘BHB星的相对标准化为4+-1%。
2007-11-19 astro-ph
The Distribution of Dark Matter in Galaxies: Constant-Density Dark Halos Envelop the Stellar Disks
在本文中，我们审查的主要和最新的证据存在的核心半径分布的暗物质在螺旋星系。它们的自转曲线，根据星系光度的变化而叠加，符合一个普适轮廓，它可以表示为一个指数薄盘项加上一个具有平坦密度核的球形晕项之和。从矮星到巨星，这些晕的特征是一个大小为r_0的恒定密度区，核心密度为rho_0，关系式为rho_0= 4.5 × 10^{-2}（r_0/kpc）^{-2/3}M_sol pc^{-3}。在最高质量时，rho_0呈指数下降，r_0表明缺乏盘质量> 10^{11}M_sol和中心密度> 1.5 10^{-2}（r_0/kpc）^{-3} M_sol pc^{-3}的天体，这意味着拥有螺旋的晕的最大质量约为2 10^{12} M_sol。通过对一些合适的低光度盘星系的运动学分析，得到了暗物质晕的精细结构。推断晕圆速度线性增加半径的恒星盘的边缘，这意味着一个恒定的暗晕密度在整个磁盘区域。正常螺旋星系周围的晕的结构特性与矮星系和低表面亮度星系周围的晕相似;然而，它们提供了更实质性的证据，证明冷暗物质情景中预测的质量分布与星系周围实际检测到的质量分布之间的差异。
2000-11-03 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
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
Abundance evolution of intermediate mass elements (C to Zn) in the Milky Way halo and disk
我们提出了一个全面的研究，从C到Zn，在银河系晕和本地磁盘的中间质量元素的丰度的演变。我们使用一个一致的模型来描述这两个星系子系统的演化。晕和盘被认为是独立发展的，都是从原始组成的气体开始，并以不同的方式：强烈的外流被认为是发生在$\sim$ 1 Gyr的晕形成，而盘是由缓慢下降的气体。这种对晕+盘演化的描述可以正确地解释主要的观测约束（至少在星系化学演化的简单模型框架内）。然后，我们利用金属丰度依赖产量研究所有元素的C和Zn的演变。将我们的结果与大量的观测数据（包括最近的数据）进行比较，我们能够对大质量恒星当前产量的成功和缺点进行批判性分析。最后，我们定性地讨论了一些可能的方法来解释最近的数据对氧与铁，这表明，氧的行为不同于其他α元素。
2000-05-08 astro-ph
The Formation of a Disk Galaxy within a Growing Dark Halo
我们提出了一个动力学模型的大规模磁盘星系的形成和演化，在一个不断增长的黑暗晕，其质量的演变根据宇宙学模拟的结构形成。利用一个新的三维化学动力学程序，包括暗物质、恒星和多相ISM，模拟了星系演化。模拟从红移z=4.85开始，在LCDM宇宙中有一个小的暗晕，我们一直跟踪到现在。大质量恒星和SNe释放的能量阻止了重子物质的快速坍缩，并将最大的恒星形成推迟到z=1。星系从内向外呈放射状，从晕到盘呈垂直状。首先形成的星系成分是晕，其次是凸起，盘-晕过渡区和盘。在z=1时，开始形成一个条形，后来变成一个三轴凸起。低金属量的盘星明显缺乏，这是由于ISM盘被来自凸起和内部盘的富含金属的气体预先富集（G矮星问题）。所有恒星的平均自转和轨道偏心率的分布作为金属丰度的函数，与在太阳附近观测到的没有很大的不同，这表明均匀坍缩模型过于简化。这里提出的方法提供了一个详细的描述的形成和演化的孤立的盘星系在LCDM宇宙，产生新的信息的运动学和化学的历史的恒星和ISM，而且有关的光度，颜色和形态的盘星系的演变。
2003-01-24 astro-ph
The Disk and Dark Halo Mass of the Barred Galaxy NGC 4123. II. Fluid-Dynamical Models
我们报告了一个动力学测定的单独贡献盘和暗晕质量的旋转曲线的旋涡星系。我们使用流体动力学模型的气体流在棒星系NGC 4123约束的星系的动力学性质：磁盘M/L，酒吧模式的速度，和中心的密度和规模半径的暗晕。我们直接从光分布中推导出一个实际的禁止势。对于每个模型，我们假设一个恒星M/L值和一个条形图速度Omega_p，并添加一个暗晕来拟合旋转曲线。然后，我们计算的气体流动速度与2-D气体动力学代码，并比较模型的流动模式的2-D的速度场来自法布里-珀罗观测。观察到的气流中的强冲击和非圆周运动需要高的恒星M/L和快速旋转的棒。具有I带盘M/L为2.0 - 2.5 h_75或最大盘值的80 - 100%的模型非常受欢迎。棒的共转半径必须<=棒半长轴的1.5倍。这些结果与最近声称的一些“普遍”星系盘/晕关系相矛盾，因为NGC 4123的大小适中（旋转曲线最大值为145公里/秒，V_flat = 130公里/秒），但盘占主导地位。NGC 4123的暗晕比目前基于宇宙学模拟的暗晕模型所支持的要少。由于大约30%的明亮盘星系有强烈的棒斑，并且有尘埃带，表明激波形态与NGC 4123相似，因此它们可能也有高的恒星M/L和低密度晕。我们认为，发光物质占主导地位的光学半径R_25内的高表面亮度盘星系。
2000-08-14 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
Structure Formation Inside Triaxial Dark Matter Halos: Galactic Disks, Bulges and Bars
我们调查的形成和演化的星系盘沉浸在组装活DM晕。盘/晕成分是从宇宙学初始条件演化而来的，代表了孤立密度扰动的坍缩。重子包括气体（参与恒星形成[SF]）和恒星。从恒星能量释放到ISM的反馈已经实现。我们发现：（1）三轴晕图翻滚的增长是不显著的，角动量（J）被引入到内循环中;（2）盘的密度响应与DM异相，从而稀释了内晕的平坦性，并洗去了它的长轴性;（3）即使在考虑反馈的模型中，总J也几乎是守恒的;（4）DM的比J几乎不变，而重子的比J则逐渐减小：（5）盘形成的早期阶段类似于猫摇篮--一个通过径向弦模式提供燃料的小的无定形盘：（6）当SF率降到~5 Mo/yr以下时，盘中最初膨胀的气体组分变薄;（7）大约40%-60%的重子留在SF区之外，（8）转动曲线是平坦的，说明了所观察到的盘/晕贡献，（9）得到了一个从膨胀到无膨胀的盘的范围，较低的SF密度阈值导致了更小、更厚的盘;气体中的引力软化对星系演化的各个方面都有实质性的影响，并模拟了ISM中的许多内在过程：（10）模型的特征是广泛的棒形成活动;（11）响应于沿着主杆的气体流入而形成动态耦合和解耦的核杆。
2007-09-28 astro-ph
Resolving the Outer Disks and Halos of Nearby Galaxies
在分层合并的情况下，星系的外部是星系早期历史的化石记录。因此，对星系外盘和晕的观测提供了一种研究单个星系历史和检验形成理论的工具。在当地，人们已经做出了令人印象深刻的努力来了解银河系，仙女座和M33的光环。然而，由于晕形成的随机性，要更好地理解这一过程，需要大量具有已知晕特性的星系样本。GHOSTS项目（PI：R。de Jong）的目标是利用哈勃太空望远镜来描述附近14个（D=4-14 Mpc）螺旋星系的晕和外部部分。对这些星系外部的单个恒星进行探测，使我们能够研究星系的形态特征，并确定恒星的金属丰度和年龄。
2007-10-11 astro-ph
Dark Matter Halos and Disk Rotation Curves
宇宙学的N体模拟揭示了在等级聚集宇宙中形成的暗物质晕结构的显著相似性。无论晕质量、宇宙学参数和初始密度涨落的功率谱如何，暗物质晕的球平均密度剖面都具有普遍的形状。该剖面的对数斜率在中心附近比等温线浅，向外逐渐变陡，在晕维里半径附近比等温线陡。这个轮廓可以很好地近似于一个简单的公式，只有两个自由参数：晕质量和"特征“密度，例如，对数斜率等于等温值的半径处的密度。这个特征密度与每个系统坍缩时宇宙的平均密度成正比，并随着晕质量的增加而系统性地降低，反映了更大质量晕的后期坍缩。我用这些结果来研究什么样的约束条件可以从盘状星系的旋转曲线推导出冷暗物质模型。
1998-01-09 astro-ph
X-ray observations of the starburst galaxy NGC 253:II. Extended emission from hot gas in the nuclear area, disk, and halo
对近边缘星暴星系NGC 253的深ROSAT HRI和PSPC观测的空间和光谱分析揭示了漫射软X射线发射，占其总X射线光度的80%（L $_{\rm X} = 5 10^{39}$ \ergsec，经前景吸收校正）。核面积、盘和晕对光度的贡献大致相等。星暴核心本身被高度吸收，在ROSAT波段中不可见。我们详细描述了从核区，磁盘和晕的发射光谱和形态，并比较我们的结果在其他波长和其他星系的观测。（节略）
2000-05-16 astro-ph
Dark Halo and Disk Galaxy Scaling Laws in Hierarchical Universes
我们使用宇宙学的N体/气体动力学模拟，包括恒星的形成和反馈检查的建议，总光度，旋转速度和角动量的盘星系之间的标度律反映了类似的结构参数之间的相关性，其周围的暗物质晕。数值实验遵循两个冷暗物质主导的宇宙中星系大小的晕的形成：标准的欧米茄=1 CDM方案和目前流行的LCDM模型。我们发现，I-波段塔利-费舍尔关系的斜率和散射很好地再现在模拟中，虽然不是，在最近的工作中提出的，作为一个结果的晕质量和圆速度之间的宇宙学等价性：大系统的变化，在我们的数值实验中观察到的比例重子坍缩形成星系和晕和磁盘的圆速度之间的比率。Tully-Fisher斜率和散射恢复在这个模型中作为一个直接的结果的动态响应的晕的星系的发光组件的组装。我们的结论是，模型忽略了磁盘的自重及其对晕的详细结构的影响，不能用来获得有意义的估计的塔利-费舍尔关系的散射或斜率。然而，我们的模型无法与塔利-费希尔关系的零点相匹配，也无法与连接圆盘旋转速度和角动量的关系的零点相匹配。这些失败可以分别追溯到我们所探索的冷暗物质宇宙起源中形成的暗晕的过度集中，以及作为一系列合并事件的最终结果的星系盘的形成。（节略）
2000-01-04 astro-ph
Halo White Dwarfs, Thick Disks and a Sanity Check
Oppenheimer等人（2001）发现了一群高自行的白矮星，引起了人们对这些恒星起源的许多猜测。我表明，白矮星的年龄分布在这些讨论中提供了一种健全的检查。特别是，这个人口似乎有一个类似的年龄分布的标准，薄盘白矮星人口。这不是对晕或厚盘的预期，它们被认为是古老的种群。它可能表明一个完全不同的动力学起源，或者它可能只是一个更大分布的尾部，这意味着在更老的白矮星中有一个明显更大的总密度。
2001-05-02 astro-ph
The Interaction of the Disk with the Halo
在这篇评论中，我专注于如何在星系盘的大质量恒星决定的性质的电离，气体晕的恒星形成的星系。我首先检查晕的电离状态，并得出结论，来自大质量恒星的稀释辐射，以及可能的次级热源，如冲击，似乎足以解释观测。然后，我研究了单个超级气泡是如何演变的，因为它们必须提供将质量和能量转移到晕的主要机制之一，并为电离辐射从盘中逃逸开辟视线。最后，我看看超级气泡的相互作用，因为他们很少会孤立地发展，并描述最近的流体动力学和MHD模拟的星际介质形状的多个超级气泡。
1998-11-01 astro-ph
Disk and Halo Wide Binaries from the Revised Luyten Catalog: Probes of Star Formation and MACHO Dark Matter
我们提出了一个目录的1147个候选人共同自行双星从修订后的新Luyten十分之二目录。其中，我们确定了999个真正的物理对使用测得的自行差异和相对位置的每个二进制的组件上减少自行（RPM）图。RPM的位置也可以用来将它们分类为盘状主序星（801）、晕状次矮星（116）或至少包含一颗白矮星的双星（82）。盘状和晕状样品的完整分离度分别为θ=500”和θ=900”，分别相当于~0.1 pc和~1 pc。在宽的分离度下，这两种分布都可以用单次幂定律很好地描述，dN/dθ~ θ^{-α}：α=1.67+-0.07（盘）和α=1.55+-0.10（晕）。这些分布具有相似的斜率（以及相似的标准化），这一事实证明了这两个种群的恒星形成条件的相似性。事实上，晕双星服从一个单一的幂律到~1 pc允许强有力的限制晕暗物质候选人。在较近的间距（10”<θ<25”），圆盘分布显示出明显的平坦化，这在非常高的统计显著性下被检测到，并且不是由于任何明显的系统效应。我们还列出了11个以前未知的晕星，这些晕星与依巴谷星的伴星在这里被确认。
2003-09-17 astro-ph
Abundance Gradients and the Formation of the Milky Way
本文采用的化学演化模型是Chiappini，Matteucci和Gratton（1997）模型的一个改进版本，它假设了银河系形成的两个主要吸积幕。本模型考虑到更详细的比以前的晕密度分布，并探讨了在恒星形成过程中的阈值密度的影响，在晕和磁盘阶段。在模型预测和现有数据之间的比较，我们把注意力集中在丰度梯度以及气体，恒星和恒星形成率分布沿磁盘。我们认为，晕的形成机制留下了可检测的印记上的化学性质的磁盘的外部区域，而晕和内部磁盘的演变几乎完全解开。这是因为在大的银心距离下，晕和盘的密度是相当的，因此从晕中损失的气体可以大大有助于外盘的形成。我们还表明，存在一个阈值密度的恒星形成率，无论是在晕和磁盘阶段，是必要的再现在太阳附近的观测数据，并在整个磁盘。此外，我们预测，沿银河系盘的丰度梯度必须随着时间的推移而增加，恒星（晕加上盘）的平均[α/Fe]比从银河系中心的4到10 Kpcs略有下降。我们还表明，相同的比例大幅增加对最外层的磁盘区域和预期的恒星年龄的分散减少，因为最外层的地区是由晕星。
2001-02-08 astro-ph
The contribution of halo red giant mass loss to the high-velocity gas falling onto the Milky Way disk
从晕向银河系盘下落的气体的起源在很大程度上仍然不清楚。这里估计了（较老的）晕状红巨星释放的气体量。红巨星（RGs）在晕中的分布尚不清楚，但在后RG阶段的恒星子集，水平分支（HB）的sdB恒星的分布是已知的。利用sdB星的中面密度和$z$ -分布、sdB星与所有HB星的比值以及RG星的质量损失，计算了所有晕RG星在$z>1$ kpc处的总质量损失引起的陨坑。对于扩展晕环成分$\dot{M}_{\rm halo RGs} \simeq 1.4 \cdot 10^{-5}$ \msun kpc $^{-2}$ yr $^{-1}$，而厚盘成分RG贡献$\dot{M}_{\rm thick disk RGs} \simeq 5.4 \cdot 10^{-5}$ \msun kpc $^{-2}$ yr $^{-1}$，每个不确定性因子为4。RG质量损失导致的总入流率为$\dot{M}_{{\rm RGs at\}z>1 {\rm kpc}} \simeq 7 \cdot 10^{-5}$ \msun kpc $^{-2}$ yr $^{-1}$，这是观测到的同样不确定的物质入流率的相当大的一部分。由于扩展晕中的大多数RG星都很老，它们的质量损失主要是贫金属的，而盘状RG的质量损失则更富金属。银河喷泉流提供了额外的富含金属的下落，而被吸积的小星系也有助于气体的下落。
2004-02-26 astro-ph
The Formation of Disk-Bulge-Halo Systems and the Origin of the Hubble Sequence
我们调查的形成磁盘隆起晕系统包括隆起的Fall和Efstathiou理论的磁盘形成。这使得调查的隆起为主的磁盘星系，如S 0和盘状椭圆星系。本文的目的是研究是否螺旋，S 0，和盘状椭圆星系都可以纳入一个简单的星系形成的情况。我们调查了一个由内而外的形成方案，其中的内部，低角动量的材料被假定为形成凸起。稳定性的论点被用来表明，这种隆起的形成是一个自我调节的过程中，隆起的增长，直到它是足够大的，让剩余的气体形成一个稳定的磁盘组件。我们寻找的参数和物理过程，决定盘-隆起比，并在很大程度上解释了哈勃序列的起源。晕角动量的扩展加上形成红移的扩展可以解释从螺旋到S 0的圆盘性质和圆盘与凸起比的观测扩展。然而，碟状椭圆星系太过紧凑，无法合并。在引入依赖于红移的星系形成效率后，正如观察到的塔利-费舍尔关系中的少量散射所表明的那样，这种情况自然地预测了密度-形态关系，其幅度取决于宇宙的重子分数。
1998-05-08 astro-ph
Baryonic Collapse within Dark Matter Halos and the Formation of Gaseous Galactic Disks
本文构建了一个分析框架，计算星系盘组装的气体坍缩内的暗物质晕，以确定表面密度分布的目标。气体包（重子）穿过暗物质晕的势落在接近弹道的、零能量的轨道上，并聚集在一个旋转的圆盘上。暗物质晕有一个几乎普遍的形式，正如以前通过数值模拟确定的那样。首先进行了计算的各种崩溃前的质量分布和旋转配置文件，包括多方球流体静力平衡的晕势。由此产生的磁盘表面密度分布几乎幂律的形式，具有明确的边缘。这种理想化的情况下，一般包括非球形的起始状态和多吸积事件（由于气体被添加到晕通过合并事件）。后者的复杂性进行了详细的探讨，并认为一个对数正态分布的角动量的预塌缩状态。如果这种分布是宽的，那么复合材料的表面密度接近一个普遍的幂律形式，独立于组成轮廓的形状。当角动量分布具有中等宽度时，复合表面密度达到接近指数的形式，与观测到的星系轮廓大致一致。
2006-09-12 astro-ph
Dynamical Constraints on Disk Masses
虽然星系的内部总质量可以通过一条好的旋转曲线来确定，但来自盘、球和晕的相对贡献仅受到一维数据的微弱约束。棒星系本质上更复杂，但对盘质量提供了更严格的约束，并支持明亮星系内部的大部分质量都在恒星中的观点。有似乎是没有系统的差异，在暗物质含量之间的酒吧和无酒吧的星系，一致的理论结果，即具有致密中心的星系的全球稳定性不依赖于他们的晕分数。另一方面，低光度和低表面亮度星系的旋转曲线形状表明，即使在它们的中心附近，DM晕也有相当大的质量。我们发现，大多数DM晕似乎有大的核心，从宇宙学模拟的预测不一致。我们还表明，这种大的核心晕可以导致压缩磁盘的物理合理的初始晕。最大圆盘，虽然显然是数据所要求的，但似乎确实存在一些难题;最值得注意的是，它们重新打开了旧的圆盘光环“阴谋论”问题，并错误地预测表面亮度应该是塔利-费舍尔关系中的第二个参数。
1999-03-11 astro-ph
