Pseudo Rotation Curve connecting the Galaxy, Dark Halo, and Local Group
我们构造了一条银河系-本星系群旋转曲线，将银河系旋转曲线与一个图表相结合，其中外部球状星团和本星系群成员星系的银河系中心径向速度与它们的银河系中心距离相对应。用NFW（Navaro，Frenk，White）和Burkert暗晕模型计算的旋转曲线很好地跟踪了这个假旋转曲线在半径R ~ 150 kpc范围内的高速端。NFW模型表明，在距离M31一半距离的385 kpc范围内，银河系的质量约为4 x 10^{11} M_{sun}。高达1.5 Mpc的整个本星系群的伪旋转曲线的高速端表明具有约200 km/s的终极速度的等温性质。为了使本星系群受到引力束缚，需要比银河系和M31大一个数量级的质量。这一事实表明，本星系群包含质量约为5 x 10^{12} M_{sun}的暗物质，它们充满了银河系和M31之间的空间。银河系暗晕的质量密度在R ~ 100 kpc时变得与本星系群的暗物质的质量密度相等，超过R ~ 100 kpc时，星系团内的暗物质占主导地位。如果我们将银河系的半径定义在这个距离上，则封闭的银河系质量为~ 3 x 10^{11} M_{sun}。我们评论的钡离子物质分数的星系在本星系群。
2008-11-07 astro-ph
Are you sure that the anisotropies in the microwave background radiation are really cosmological rather than purely Galactic in origin?
本文对微波背景辐射各向异性下的银河系污染进行了新的计算。一方面，当考虑到分子云相对于银河系弥散星际介质背景的频率依赖性对比度时，由银河系尘埃产生的各向异性振幅相对于以前的计算有所增加，这与观测数据的量级相同。另一方面，如果我们考虑旋转尘埃辐射，例如，在微波范围内的各向异性的频率无关性可能会得到。这导致了一种可能性，即在某些特定但并非不可能的条件下，所有的微波背景辐射各向异性可能是由于银河系的前景，而不是宇宙学的起源。此外，微波背景辐射各向异性的典型角尺寸与附近分子云的角尺寸之间的可疑巧合使得这些各向异性纯粹起源于银河系的假设更加合理。也有人认为，在不同频率的结构之间的相关性，在不同频率的功率谱的比较和银河系纬度依赖的各向异性尚未证明有利于无论是宇宙学或银河系的起源。
1999-05-01 astro-ph
Large-Scale Mass Distribution Behind the Galactic Plane
我们映射平滑的质量密度分布在银河系的回避区（zoa），在$6000\kms$的本地集团，使用强大的重建从奇特的速度的星系。内插到zoa是基于假设的重力性质的速度场意味着一个潜在的流动。在r=4000 km/s的距离上，主要的动力学特征是：（a）连接半人马座和孔雀座的大吸引子在l=330处的峰值，（b）连接英仙座-双鱼座和仙王座的中等桥梁在l= 140处，以及（c）从南银河半球延伸到船尾座附近的动物园的大空洞，l=220-270。我们发现质量密度与IRAS和光学星系密度在$b=+-20处有很强的相关性，这表明在通过银河平面的星系巡天中也应该看到动物园中的主要动力学特征。基于高达6000 km/s的质量分布，本振群的重力加速度受到带状物质量分布的强烈影响：当包括|b| < 20个带状物时，其方向变化31，使其达到4 +- 19的范围内。
1994-01-03 astro-ph
Cosmological Obscuration by Galactic Dust: Effects of Dust Evolution
我们探索的影响，在宇宙学分布的干预星系的高红移宇宙中使用的广义模型，尘埃含量随宇宙时间的演变。吸收星系被模拟为指数盘，形成共形，保持恒定的空间密度和演变的尘埃含量在整个速度是均匀的。我们发现，包括中度到中度弱量的演变与其他研究一致，可以减少平均观测到的$B$ -带光学深度红移$z \simgt 1$至少60%，相对于非发展模型。我们的预测意味着，干预星系尘埃是不太可能偏置的光学计数的类星体在高红移和它们的演变空间密度来自。
1999-01-08 astro-ph
Cosmological Bang within Matter Era. Is the Generation of Galactic-Scale Mass Possible?
提出了玻色-爱因斯坦统计在早期宇宙中占支配地位的一个启发性假设。本文讨论了原初重子-反重子对的玻色-爱因斯坦凝聚（BEC）的可能性。根据这一假设，在宇宙尺度内可能会积累起银河系质量量级的巨大质量。当物质密度达到一定阈值时，结构玻色子衰变为费米子，粒子的量子力学对称性波函数发生急剧破坏。然后，由于泡利不相容原理，由于物质的巨大压力跃变而发生大尺度相变。这一现象可能导致物质时代初期的宇宙大爆炸。作为比结构玻色子位形大得多的星系质量积累的一种机制，还讨论了一种假设的基本玻色子（规范玻色子$W^{\pm}$和$Z^{0})$）的BEC。
2007-11-19 astro-ph
Fireballs in the Galactic Halo and $γ$-Ray Bursts
如果伽马射线暴源位于星系晕中，它们不可避免地会产生一个不透明的等离子体火球对，就像宇宙学源一样。我们发现星系晕火球的典型物理条件是：光学厚度$\ap 10^8$，热能$\ap 100 KeV$，最大相对膨胀$\G \ap 300 $和最大重子载荷$\ap 10^{-15} M_\odot$。这并不排除galctic晕模型，但它构成了一个额外的严格限制所有这些来源。将这些条件与宇宙学火球的物理条件进行比较，发现星系晕火球作为伽马射线暴的来源不如宇宙学火球有利。
1992-11-13 astro-ph
Formation of Galactic Bulges
我们使用宇宙学流体动力学模拟的层次聚类的框架内，在一个有代表性的CDM宇宙学模型的星系隆起的形成进行调查。我们发现，在宇宙学红移z~4处形成的最大天体类似于观测到的螺旋星系或中等大小椭圆星系的膨胀，其一般性质如大小，形状和密度分布。这与观测数据相一致，这些数据表明在更温和的红移下存在“老”的凸起和椭圆。这些凸起是在红移z=3处占主导地位的气体，具有很高的恒星形成率，似乎是哈勃深空中看到的小型蓝色星系的良好候选者。
2000-04-03 astro-ph
Constraints on radiatively inefficient accretion history of active galactic nuclei from hard cosmological X-ray background
当无量纲吸积率低于临界值时，标准薄盘将转变为辐射低效吸积流（RIAF）。RIAF非常热，并且它主要在硬X射线带（>100 keV）中辐射。假设当吸积速率低于临界值时，活动星系核（AGN）中的吸积盘最终将经历RIAF相，计算了活动星系核中RIAF相对10-1000 keV宇宙X射线背景的贡献.我们发现，如果临界吸积率为0.01，那么RIAF在略低于临界吸积率时的吸积时间尺度应小于亮活动星系核寿命的0.01，即，在该RIAF时间尺度内，吸积速率从临界值下降到显著低于该临界速率的速率。导出的RIAF时间尺度受模型计算中采用的参数的影响，这也在这封信中讨论。
2005-08-25 astro-ph
Environment and mass dependencies of galactic $λ$ spin parameter: cosmological simulations and observed galaxies compared
我们使用斯隆数字巡天（SDSS）的星系样本来搜索$λ$自旋参数与环境和星系质量之间的相关性。为了计算每个观测到的星系的总$λ$值，我们采用了一个简单的模型的星系的动力学结构，它允许一个粗略的估计值的$λ$只使用容易从发光星系的观测。使用大容量有限样本（大于11，000）可以可靠地推断$λ$分布的平均值和离散度。我们发现，与一些N体宇宙学模拟一致，$λ$对星系环境密度没有显着依赖性。对于质量的情况下，我们的研究结果表明，一个显着的相关性与$λ$，在这个意义上说，低质量的星系提出了更高的平均值的$λ$和相关的色散，比高质量的星系。这些结果对星系形成和角动量的获取机制提供了有趣的约束，是对宇宙学模型的一个有价值的检验。
2008-07-28 astro-ph
Environment and mass dependencies of galactic $λ$ spin parameter: cosmological simulations and SDSS galaxies compared
我们使用斯隆数字巡天（SDSS）的星系样本来搜索$λ$自旋参数与环境和星系质量之间的相关性。为了计算每个观测星系的$λ$的总值，我们采用了一个简单的模型的动态结构的星系，允许一个粗略的估计值的$λ$使用容易获得的观测数据从发光的星系。使用大容量有限样本（超过11，000）可可靠推断$λ$分布的平均值和离散度。我们发现，与一些N体宇宙学模拟一致，$λ$对星系环境密度没有显着依赖性。对于质量的情况下，我们的研究结果表明，一个显着的相关性与$λ$，在这个意义上说，低质量的星系提出了更高的平均值的$λ$和相关的色散，比高质量的星系。这最后一个直接的经验结果，与N体宇宙学模拟的预期不一致，提供了有趣的约束机制的星系形成和获取角动量，宇宙学模型的一个有价值的测试。
2008-06-23 astro-ph
Review: galactic angular momenta and angular momentum correlations in the cosmological large-scale structure
我回顾了角动量收购的星系潮汐扭矩，角动量分布，角动量关联函数的理论和讨论的影响角动量排列弱透镜测量：从线性模型潮汐扭矩我总结微扰的方法和宇宙结构形成的n体模拟的结果。然后，我继续讨论的潮汐剪切和惯性场的分解的有效性，角动量偏置的影响，参数化的角动量相关模型的适用性和角动量相关的形状对齐的后果。我编译的结果，在最近的星系调查，以及在n体模拟的形状排列的观察。最后，我回顾了污染的弱透镜调查自旋诱导的形状调整和抑制这种污染的方法。
2008-08-01 astro-ph
Anisotropic Galactic Outflows and Enrichment of the Intergalactic Medium. I: Monte Carlo Simulations
我们发展了一个分析模型来描述各向异性星系外流的演化。利用该模型，我们研究了不同张角对星系形成和IGM演化的影响。我们已经实现了这个模型中的蒙特卡罗算法来模拟宇宙学背景下的星系形成和外流。利用这个算法，我们模拟了LCDM宇宙中大小为[12 h ^（-1）Mpc]^3的共动体的演化。从红移z=24的高斯密度场出发，我们跟踪了~ 20，000个星系的形成，并模拟了这些星系产生的星系外流。当这些流出物与密度峰值碰撞时，可能导致峰值内的气体的冲压压力剥离。这发生在大约一半的情况下，并阻止星系的形成。各向异性的外流遵循阻力最小的路径，因此优先进入低密度区域，远离星系形成的宇宙结构（细丝和煎饼）。因此，碰撞的数量减少，导致形成更多的星系。各向异性流出可以显著地使低密度系统富集金属。相反，位于共同宇宙结构中的物体（如灯丝）的金属交叉污染显着减少。高度各向异性的外流可以穿越宇宙学的空洞，并将金属沉积在其他不相关的宇宙学结构中。
2006-11-16 astro-ph
Cluster Magnetic Fields from Galactic Outflows
我们进行了宇宙学，磁流体动力学模拟，以遵循星系团的磁场的演变，探索的可能性，即起源的磁性种子场的星系外流在恒星爆发阶段的星系演化。为此，我们将\citet{2006MNRAS.370..319B}建议的磁化星系风半解析模型与我们的宇宙学模拟相结合。我们发现，在星系团中观察到的磁场的强度和结构是很好地再现了广泛的模型参数的磁化，星系风，并只弱依赖于确切的磁场结构内假设的星系流出。虽然原始磁种子场的演化与以往研究中的星系团场演化没有显著差异，但我们发现暗条内弥散介质中的磁场污染程度低于纯原始磁种子场情景所预测的水平。因此，我们的结论是磁化星系外流和它们随后的演化内的集群介质可以完全解释所观察到的星系团的磁场。我们的发现还表明，在低密度环境（如细丝）中测量宇宙磁场比观察星系团磁场更有用，可以推断它们可能的起源。
2008-10-24 astro-ph
Galactic Rotation and Large Scale Structures
在最近的宇宙学模型的基础上，解释了银河系在其边缘的旋转速度之谜，而不调用暗物质。还得到了星系和超星系团等结构存在的基本原理。
1999-04-05 astro-ph
Galactic Halos in MONDian Cosmological Simulations
在本文中，一系列高分辨率的n体模拟中的运动方程已被改变，以考虑修改后的牛顿动力学（MOND）。结果表明，一个低Ω 0 MONDian模型与适当的选择的标准化sigma8可以导致类似的聚类性质在红移z=0的普遍接受的（标准）LCDM模型。然而，这样的模型在高红移下没有显示出明显的结构，只有极少数的物体存在于z>3以上，这可以很容易地归因于所采用的低Omega0值。在红移z=0处与LCDM的一致性是由MOND中更快的结构演化驱动的。此外，星系形成似乎更强烈地偏向MONDian宇宙学。在目前的实施MOND密度轮廓的引力约束对象在z=0仍然可以拟合的通用NFW配置文件，但MOND晕是不那么clusified。
2003-09-29 astro-ph
A cosmological study of the star formation history in the solar neighbourhood
我们使用宇宙学的星系演化方法来模拟银河系。包括一个详细的治疗的质量聚集和动力学历史的不断增长的黑暗的晕，连同一个自我一致的物理治疗的恒星形成过程中不断增长的星系盘。这使我们能够计算在所有星系半径的恒星和气体表面密度的时间演化，特别是在太阳半径的恒星形成历史（SFH）。大范围的宇宙学质量聚集历史（MAH）能够产生一个具有今天银河系性质的星系。由此产生的SFH的太阳邻域括号的可用观测数据，这一功能，最可能的MAH产生最佳的比较与这些意见。我们还发现，我们的银河系的旋转曲线意味着在其暗物质晕中存在一个恒定密度的核心。
2001-06-12 astro-ph
Late time Cosmological Phase Transition and Galactic Halo as Bose-liquid
我们认为在宇宙学相变理论中出现的超轻赝南武-戈德斯通玻色子是暗物质的候选者。由于它几乎没有质量，它的性质更像波而不是粒子。因此，我们应用量子力学来研究它们是如何形成星系晕的。三是预测;（1）质量分布$ρ\sim r^{-1.6}$，（2）旋转曲线上有波纹状的精细结构，（3）旋转速度乘以波纹的波长在很大程度上与星系无关。我们比较了我们的理论预测的旋转曲线与观察到的数据。
1992-05-08 astro-ph hep-ph
The Cosmological Dependence of Galactic Specific Angular Momenta
描述了在有和没有宇宙学常数（λ）的情况下，对空间平坦的冷暗物质（CDM）宇宙学中星系形成的流体动力学模拟。采用一个简单的恒星形成算法和辐射冷却后，才允许红移z=1，使足够的热气体可形成大，快速旋转的恒星盘，如果角动量近似守恒在崩溃。最终星系的特定角动量被发现是敏感的假设背景宇宙学。这种依赖性来自于气体开始坍缩时晕中所含的不同角动量以及随后晕演化的不均匀性。在λ主导的宇宙学中，恒星比角动量与暗物质晕比角动量的比值（在维里半径下测量）在z=0时的中值约为0.24。在λ =0的宇宙学中，相应的量要低3倍以上。它的结论是，所观察到的盘星系的频率和角动量的空间平坦的CDM模型与λ =0，但可能是一致的，以λ为主的CDM宇宙带来了显着的问题。
1999-08-26 astro-ph
Separating polarized cosmological and galactic emissions for CMB B-mode polarization experiments
在这项工作中，我们研究的相关性的独立分量分析（ICA）的基础上的组件分离技术，并调查其性能的背景下，有限的天空覆盖观测和从我们的能力来区分宇宙模型与不同的原始B-模式内容的观点。我们专注于低银河发射天空补丁，对应的几个操作和计划的CMB实验的目标，在许多方面，充分代表了一个典型的“干净”的高纬度天空。我们考虑两个基准观测，一个在低（40，90 GHz）和一个在高（150，350 GHz）频率，从而分别占主导地位的同步辐射和热尘埃排放。我们使用并行版本的FASTICA代码，探索大量的参数空间，包括高斯像素噪声水平，观测到的天空面积和前景发射的幅度，并采用大型蒙特卡罗模拟量化的误差和偏差有关的重建不同的选择的参数值。我们确定了一个大的子空间的参数空间的CMB重建的质量是优秀的。对于这两个宇宙学模型，有和没有原始的引力波，我们发现，FASTICA表现非常好，即使在的情况下，当B模式的CMB信号是几倍弱于前景污染和噪声幅度是可比的总CMB偏振发射。此外，我们讨论的噪声和前景幅度的限制情况下，ICA方法失败。
2006-11-14 astro-ph
Cosmological Structure Formation Creates Large-Scale Magnetic Fields
本文研究了由于宇宙学扰动的增长而产生的种子磁场。在辐射时代，光子散射的不同速率导致离子和电子密度和速度场的局部差异。由于这些流体的相对运动而产生的电流在所有宇宙学尺度上都产生了磁场，在复合时期达到峰值约10^{-24}高斯。以这种方式产生的磁场为目前在银河系和河外尺度上观察到的磁场的种子提供了一个有希望的候选者。
2006-06-22 astro-ph
Two Populations and Models of Gamma Ray Bursts
伽马射线暴的统计数据最好用宇宙学距离上的源群来解释，而一些个别暴的光谱和强度历史则暗示着银河系中子星的起源。为了解决这个矛盾，我建议存在两个种群，一个在宇宙学距离上，另一个在银河系。我建立在Shemi和Piran（1990）以及Mészáros和Rees（1993）关于火球碎片与周围云的相互作用的思想基础上，来解释在宇宙学距离上观测到的爆发强度历史。到银河系人口的距离是不确定的，因为它们太少，不影响强度和方向的统计;我解释说，它们是中子星磁层中磁重联的结果。
1992-12-31 astro-ph
Mergers and star formation in SPH cosmological simulations
分析了流体动力学宇宙学模拟中星系天体的恒星形成率历史与它们的合并历史的关系。研究结果表明，大规模的合并会产生更有效的恒星爆发，而且根据物体的内部结构，也可能发生双重恒星爆发。
1999-11-02 astro-ph
Erasing Dark Matter Cusps in Cosmological Galactic Halos with Baryons
研究了宇宙学星系晕中的中心暗物质尖点演化。在相同的初始条件下，提出了含重子和不含重子的模型（重子+DM，以下简称BDM模型和纯DM，PDM模型）。直接比较纯DM和重子模型的DM尖点属性进行对比。我们发现，PDM和BDM模型之间的发散演化内~10 kpc区域。PDM模型如预期那样形成R^{-1}尖点，而BDM模型中的DM形成更大的等温尖点R^{-2}。等温尖点在z~1之前是稳定的，此时它逐渐趋于平稳。这种整平从内到外进行，并且最终密度斜率在中心3 kpc内小于-1（即，R^{-1}尖点的预期大小），在约2 kpc内趋向于扁平核心。这种效应不能用我们的代码的有限分辨率来解释，该代码在距离中心1 kpc的点质量的引力软化力和精确的牛顿力之间仅产生5%的差异。它与恒星演化的能量反馈或来自棒的角动量转移无关。相反，它可以与DM+重子subhalos通过动力学摩擦加热尖点区域并迫使尖点中的DM流出和“冷却”下来的行为相关联。这里描述的过程不限于低z，并且在中等甚至高z下可以是有效的。
2008-08-21 astro-ph
Origin of supermassive black holes
星系核中超大质量黑洞的起源是相当不确定的，尽管有大量的观测数据。我们回顾了已知的星系和宇宙学形成的超大质量黑洞的方案。星系方案的共同缺点是缺乏时间和物质供应短缺，无法通过吸积和合并在所有星系中构建超大质量黑洞。宇宙学方案只是零碎的发展，但提出并假装一个普遍的形成机制的超大质量黑洞。
2007-09-09 astro-ph
Magnetic helicity and cosmological magnetic field
磁螺旋度在星系发电机的非线性饱和中具有重要意义。我们认为，在早期宇宙演化的轻子阶段，磁螺旋度守恒被破坏。因此，作为银河发电机种子的宇宙学磁场从一开始就具有相当大的磁螺旋度，这在银河发电机后期的磁螺旋度平衡中必须考虑。
2005-04-07 astro-ph hep-ph
Active Galactic Nuclei In Cosmological Simulations - I. Formation of black holes and spheroids through mergers
宇宙学模拟中的活动星系核（AGNICS）项目将活动星系核纳入星系混合（N体+半解析）模型，以从宇宙学的角度探索类星体-星系的联系。关键问题是类星体的充能机制、黑洞与星系核质量关系的起源、黑洞生长与星系形成之间的因果和时序联系、类星体宿主的性质以及活动星系核反馈在星系形成中的作用。这第一篇论文有两个目标：描述的一般结构和假设的方法，并应用AGNICS研究联合形成的黑洞和球状体的星系合并。我们调查在什么条件下，这种情况下可以重现本地BH分布和类星体人口的演变。AGNICS包含两种恒星形成模式：一种是盘状静止模式，另一种是原球体爆发模式，后者是由合并和盘的不稳定性触发的。我们假设BH增长与星爆模式有关。这种情况的最简单的版本，其中BH吸积率和恒星形成率在星爆组件简单地由一个常数的比例，不复制类星体人口的宇宙演化。在一个模型中，这种关系是通过与星爆气体密度的平方根的缩放调制的，可以解释B波段和X射线中类星体光度函数的演化（解释从X射线研究中推断的遮蔽）。这个模型在黑洞与核团质量关系中引入的散射和倾斜都在观测的限制范围内。类星体的贡献随着辐射热光度的增加而增加，对于一个给定的球核质量，最大质量的黑洞是在最古老的恒星的球核中。
2005-09-06 astro-ph
Mapping the galactic gravitational potential with peculiar acceleration
最近有人提出，宇宙学红移的变化（膨胀的桑德奇检验）可以在下一代大型望远镜和超稳定摄谱仪中观察到。在最近的一篇论文中，我们估计了邻近星系和星系团的奇特速度的变化，即奇特加速度，并表明它与典型的宇宙学信号处于同一数量级。绘制加速度场可以在不假设维里化的情况下重建银河系的引力势。在本文中，我们专注于在我们自己的银河系，模拟为一个Kuzmin盘和一个暗物质球晕的特殊加速度。我们估计了所有已知的银河系球状星团的特殊加速度，并发现一些情况下，预期的速度变化超过20厘米/秒的观测间隔15年，远高于典型的宇宙学加速度。然后，我们比较预测的信号MOND（修改后的牛顿动力学）模型中的球形暗物质晕是不存在的。我们发现，信号模式是定性的不同，表明特殊的加速度场可以用来测试竞争理论的引力。然而，这种差异似乎太小，在不久的将来无法检测到。
2008-09-17 astro-ph
The chemical evolution of the Milky Way in a cosmological context
一个简短的概述提出了几个主题的银河系（MW）的宇宙学背景下的演变。特别是，金属丰度分布的MW晕解析推导和晕金属丰度和丰度模式进行了比较，本星系群。由内而外形成的MW盘的支持所观察到的丰度梯度的演变，而它们的大小表明，银河酒吧的作用是可以忽略不计的。最后，太阳邻域演化的经验基础（年龄-金属丰度关系和金属丰度分布），这是研究得最好的银河系子系统，最近受到严重质疑。
2006-11-15 astro-ph
Formation of Neutrino Stars from Cosmological Background Neutrinos
我们研究宇宙学背景中微子的流体动力学演化。利用球对称牛顿流体动力学程序，计算了星系团和星系尺度下中微子物质密度分布的时间演化。我们讨论了可能的观测结果，这种演变和由此产生的密度分布的简并中微子“星”在星系和星系团。
2006-09-20 astro-ph
The impact of radio feedback from active galactic nuclei in cosmological simulations: Formation of disk galaxies
在本文中，我们提出了一种新的在星系形成的宇宙学模拟中实现活动星系核（AGN）反馈的方法。我们假设活动星系核产生的喷流能量的一部分作为热能传递给周围的气体。结合质量吸积到黑洞与恒星形成气体的多相描述的理论模型，我们自洽地遵循两个星系和它们的中央黑洞的演化。在我们的模型中的新颖之处是，我们考虑两种不同的吸积模式：标准的辐射有效的薄吸积盘和辐射效率低下的吸积流，我们将一般称为RIAF的理论模型的动机在吸积盘的喷气生产，我们假设只有RIAF是负责AGN的反馈。我们发现，爆炸恒星形成的初始插曲后，吸积率到中央黑洞下降，使吸积盘切换到RIAF结构。在这一点上，来自活动星系核的反馈变得有效，并稍微抑制了星系盘中的恒星形成，几乎完全停止了凸起中的恒星形成。因此，核心成为一个随机燃料的低光度活动星系（塞弗特星系）与周期性的短寿命发作后，恒星爆发。我们的模型预测了低光度活动星系核的一些性质，包括辐射光度、喷流功率、射电喷流对kpc尺度的影响以及活动星系核的寿命，这些结果与Seyfert星系及其射电活动的观测结果基本一致。我们还发现，无论超新星反馈或活动星系核反馈的强度如何，中心黑洞与宿主球体在z = 0处的质量比都约为10^{-3}。（节略）
2007-12-19 astro-ph
Synchronized Formation of Sub-Galactic Systems at Cosmological Reionization: Origin of Halo Globular Clusters
富含气体的亚星系晕质量Mt <= 10^7.5 Msun，虽然由于缺乏足够的冷却剂而不能形成恒星，但在宇宙学再电离时含有很大一部分重子质量。我们表明，宇宙在z=10-20的再电离对这些晕有一个有趣的物理效应。外部辐射场导致电离前沿向每个晕同步向内传播，导致向内的会聚激波。质量为Mb~10^4-10^7 Msun、速度色散σ v <= 11 km/s的低自旋（初始无量纲自旋参数λ <= 0.01）晕中的驻留气体将被半径压缩约100倍，形成自引力重子系统。假设这样的压缩气体系统会碎裂成恒星，最终的恒星系统大小为2- 40秒差距，速度色散为1- 10 km/s，恒星总质量为M* 10^3-10^6 Msun。这些系统的特性似乎与观测到的晕状球状星团的特性相匹配。预期的数密度与观测到的晕状球状星团的数密度是一致的。用该模型预测了高质量端斜率为-2的观测质量函数。速度色散和光度（或表面亮度）之间的强相关性和速度色散和大小之间缺乏相关性，与观测结果一致。平均而言，金属丰度预计是低的，不应该与任何其他数量的球状星团，除了一个更大的分散的金属丰度之间的球状星团预计较大的星系。观测到的比频随星系类型的变化趋势可能在模型中产生。我们认为，这些恒星系统被视为晕球状星团今天。
2001-06-07 astro-ph
Analysis of the Luminosity-Stellar Mass-Metallicity Relation in cosmological simulations
我们通过化学动力学模拟研究了恒星的光度-金属丰度关系和质量-金属丰度关系。我们的研究结果预测了银河系的氧化学丰度和光度之间的紧密的线性相关性z=3。亮度-金属丰度关系随红移的变化而变化，在给定氧丰度下的系统在z=3时比局部系统亮约3倍，与观测结果吻合良好。我们还确定了一个特征恒星质量M_c~10^（10.2）M_sun/h，在此质量以上，恒星质量-金属丰度关系开始变平。我们遇到，这种质量出现的结果，在LCDM宇宙的结构的层次聚集和隔离两个星系人口具有不同的天体物理性质。
2006-03-30 astro-ph
Connecting Dense Gas Tracers of Star Formation in our Galaxy to High-z Star Formation
观测显示，即使在大红移的情况下，星爆星系中也有大量的恒星形成，可以通过尘埃和分子发射来追踪。最近的工作表明，无论是附近的螺旋星系和遥远的恒星爆发，全球的恒星形成率，如红外光度所示，有一个紧密的和几乎线性的相关性与致密气体的量跟踪HCN的光度。我们对银河系致密核的HCN 1-0辐射的观测表明，这种相关性持续到一个小得多的尺度，在L_IR中，红外光度与HCN光度之比在7-8个数量级上几乎相同，在10^{4.5} L_sun附近有一个较低的截止红外光度。线性相关性表明，我们可以根据当地恒星形成区域的已知特性来理解遥远恒星的形成。如果星系中恒星形成的基本单位是一个致密的核心，类似于我们银河系中研究的那些，那么相关性和光度截止都可以得到解释。
2005-12-06 astro-ph
The influence of the cosmological expansion on local systems
随着新的兴趣，宇宙膨胀是否影响局部系统动力学的问题被重新考虑。计算了在局部惯性费米正规坐标系（天文观测的相关坐标系）中运动方程的宇宙学修正。在此框架下求解了二体问题的宇宙学扰动演化方程。对轨道的影响是微不足道的，因为是对银河系和星系团规模的影响。
1998-03-09 astro-ph gr-qc
Cosmological Simulations of Intergalactic Medium Enrichment from Galactic Outflows
我们调查模型的自洽化学富集的星系际介质（IGM）从z=6至1.5，根据流体动力学模拟的结构形成，将星系外流。我们的主要结果是，外流参数化动量驱动的风的基础上看到在本地星暴星系CIV吸收z~2-5的观测提供了最好的协议。这样的模型充分丰富的高z IGM产生的CIV吸收剂的全球质量密度是相对不变的z=5.5至1.5，与观测一致。尽管在此红移范围内，体积平均金属丰度增加了x5-10，但仍会发生这种情况，因为流出的能量输入导致CIV的全局电离分数下降。比较观察到的CIV列密度和线宽分布和CIV为基础的像素光深比风模型提供了显着的限制。我们的最佳拟合模型显示，平均IGM温度仅略高于我们的无流出情况下，金属填充因子只有几个%，体积加权金属丰度约为0.001，在z~3，大量的碰撞电离CIV吸收，和金属丰度密度的关系，迅速上升，在低的超密度和高的金属丰度。一般来说，我们发现外流速度必须足够高，以在早期富集低密度IGM，但又足够低，不会使其过热，同时必须显着抑制早期恒星的形成，同时仍然产生足够的早期金属。因此，本地校准的动量驱动的风的情况下，自然产生所需的强度和演变的外流，这是不平凡的，并建议这样的模型代表了一个重要的一步，了解银河系外流星系和跨宇宙时间的IGM的影响。
2006-09-11 astro-ph
Accelerating Universe with a dynamic cosmological term
考虑到当前宇宙是一个加速的扁平宇宙，我们选择了一些特定的宇宙学项$Λ$动力学模型来研究暗能量的性质。将模型的自由参数与宇宙物质和真空能量密度参数联系起来，证明了模型的等价性。使用选定的模型，目前的一些物理参数的值进行了估计，并在过去的减速宇宙一瞥也已提交。观测到这些宇宙学参数中的大多数与Ia型超新星和其他实验数据所建议的值很好地吻合。
2007-06-04 astro-ph gr-qc
Models of f(R) Cosmic Acceleration that Evade Solar-System Tests
本文研究了一类度量变分f（R）模型，它在没有宇宙学常数的情况下加速膨胀，并且在参数空间的小场极限下满足宇宙学和太阳系检验.仅太阳系的测试对这些模型的约束力就很弱，因为额外的标量自由度被锁定在高曲率广义相对论的预测上，在超过25个数量级的密度范围内，通过日冕。这种一致性要求星系晕在低曲率宇宙学背景下有足够的范围来维持星系的高曲率。如果f（R）模型中的星系晕和局部环境没有比LCDM中预期的更深的势，那么宇宙场振幅|f_R| > 10^{-6}将导致星系内部在加速时期演化为低曲率。因此，大偏差模型的可行性依赖于星系晕的结构和演化，需要对f（R）模型进行宇宙学模拟，而不是直接依赖于太阳系的测试。即使是保守地满足银河系和太阳系约束的微小偏差，也仍然可以通过未来的线性功率谱的100级测量来检验，而它们仍然无法通过宇宙距离测量来检测。虽然我们在一个特定类别的模型中说明了这些效应，但对f（R）的要求是以一种几乎与模型无关的方式来表述的。
2007-05-08 astro-ph gr-qc hep-th
Primordial magnetic fields induced by cosmological particle creation
我们研究了辐射主导期开始时标量带电粒子产生的随机电流所产生的原始磁场。我们发现，对于10^（-6）GeV \leq m \leq 10^2 GeV的质量范围，一个足够强度的场在银河系尺度上相干地产生，从而产生不同的银河系磁场产生机制，同时仍然与观测和理论约束相一致。
1998-04-07 astro-ph gr-qc hep-ph
Inflationary Cosmology Connecting Dark Energy and Dark Matter
暗能量的Kination主导的精粹模型具有一个有趣的特征，即与标准宇宙学的预测相比，热冷暗物质的残余丰度可以显著增强。以前的处理，这样的模型不包括一个现实的嵌入通货膨胀的初始条件。我们通过构造一个可行的暴胀模型来弥补这种情况，在这个模型中暴胀子和精粹场是相同的标量自由度。在暴胀之后，通过暴胀子的强推或“踢”来实现Kination支配，并且根据模型参数可以实现足够的再加热。这使我们能够探索模型依赖和模型无关的宇宙学预测这种情况。我们发现，测量的B模式CMB偏振可以排除这类情况下几乎独立的模型。我们还讨论了这类模型的其他实验可访问的签名。
2007-10-09 astro-ph hep-ph hep-th
Additional bounds on the pre Big--Bang--Nucleosynthesis Expansion by means of $γ$-rays from the Galactic Center
利用银河系中心（GC）的$γ$ -射线数据来约束宇宙在原始核合成之前的一个阶段的宇宙学演化的可能性，即围绕冷暗物质（CDM）去耦的时间，进行了分析。其基本思想是，在一个修改后的宇宙学的情况下，哈勃膨胀率相对于标准的情况下，增强CDM去耦的预期和遗迹丰度的一个给定的暗物质（DM）的候选人增强。这意味着宇宙中CDM的存在量可以用一种弱相互作用大质量粒子（WIMP）来解释，这种粒子的湮灭截面比标准宇宙学中的大得多。这种增强的湮灭意味着CDM的间接探测信号的更大通量。我们表明，HESS测量可以设置边界的WIMP重几百GeV，根据实际的DM晕配置文件。这些结果与先前基于宇宙反质子的分析中获得的结果是互补的。对于摩尔DM配置文件，$γ$ -射线数据限制的最大哈勃速率增强低于100倍。此外，一个比1 TeV重的WIMP与大爆炸核合成（BBN）之前膨胀率增强的宇宙学场景不兼容。不太陡峭的DM配置文件提供不太严格的界限，这取决于宇宙学的情况。
2006-12-29 astro-ph hep-ph
A possible explanation of Galactic Velocity Rotation Curves in terms of a Cosmological Constant
本文描述了如何用负的宇宙学常数（$Λ$）来解释非引力对银河系速度旋转曲线的贡献。它将表明，宇宙学常数导致的速度贡献成正比的半径，在大半径，并取决于星系的质量。这种解释与通常的解释相反，通常的解释是这种效应是由于暗物质晕。NGC 3198星系的速度旋转曲线将被详细分析，而其他几个星系将被初步研究。从NGC 3198的数据中实验得出的宇宙学常数是：$|Λ|_{Exp}= 5.0\times 10^{-56} cm^{-2}$。这与从$|Λ|_{Theory}=2.1\times 10^{-56}cm^{-2}$的大数假设得到的理论值相比是有利的。扩展的LNH然后被用来定义其他宇宙学参数：引力修正常数，能量密度，和宇宙学常数的基本长度。一个投机理论的宇宙的演变概述，它是如何被定义的宇宙，在任何特定的时代，由两个参数：基本长度和能量密度的真空，该时代。该理论被应用到宇宙的时间演化的$ρ_{Planck}/ρ_Λ^{QH} \approx 10^{120}$问题提出了一个可能的解释。本文评述了真空的性质，以及用形式M理论计算宇宙学常数的推测方法.本文给出的实验结果支持了一个减速宇宙，与最近的Ia型超新星实验结果相反，支持了一个加速宇宙.
2000-05-02 astro-ph gr-qc hep-ph
Some Dynamical Effects of the Cosmological Constant
在存在宇宙学常数的情况下，牛顿定律被一个与距离成正比的小排斥项（反引力）修正。假设宇宙学常数的值与最近的SnIa数据（$Λ\simeq 10^{-52} m^{-2}$）一致，我们调查的意义，这一项在各种天体物理尺度。我们发现，在银河系尺度或更小（小于几十kpc）的真空能量的动力学效应是可以忽略的几个数量级。然而，在1Mpc或更大的尺度上，我们发现真空能量可以显着影响动力学。例如，我们表明，在本星系群的速度数据对应于银河系质量增加了35%，在真空能量的存在。这种效应对于像星系团或超星系团这样较大的低密度系统更为重要。
2000-04-06 astro-ph hep-ph
