Lyman alpha absorption at low redshifts and hot gas in galactic haloes
Lanzetta等人最近的观测表明，大多数低红移的发光星系在碰撞参量$l\lsim 160 \kpch$处产生$\lya$吸收，基于这一点，我们提出这些吸收体是由星系晕中周围热气体压力所限制的云。我们确定的基础上的观测和理论约束的热气体和吸收系统的属性。在星系晕中，吸收云需要在大约一个轨道时间（$\sim 10^9$年）内得到补充。在半径$r\sim 100\kpc$处的气体的压力和温度为$P=(10-100){\rm cm^{-3} K}$、$T=10^{(5.5-6.5)}{\rm K}$。该模型要求在低红移星系晕中大约10%的气体处于热相。星系晕中的这种气体发出的X射线的辐射热光度为$10^{37-40}{\rm erg\,s^{-1}}$量级。讨论了这种气体存在于当前星系形成模型中的可能性。
1994-06-16 astro-ph
Dust in Hot Environments: Giant Dusty Galactic Halos
我回顾了一些证据，尘埃在本地泡和星系晕，并表明，一个一般的机制，辐射压力的基础上是能够疏散尘埃颗粒占主导地位的地区，大规模的恒星能量输入，从而产生巨大的尘埃晕。已经开发了一个蒙特卡罗/粒子模型来研究HII烟囱上方的尘埃动力学，其结果表明，尘埃可以从母星系的平面移动几个千秒差距。简要概述了河外尘埃的宇宙学意义。
1997-06-25 astro-ph
Discovery of a very extended X-ray halo around a quiescent spiral galaxy - the "missing link" of galaxy formation
星系周围的热气晕，并远远超出恒星的分布范围，是星系形成的普遍预测。这些晕被认为是由温度为数百万开尔文的引力捕获的气体组成的。大质量椭圆星系周围这种热晕的存在已经通过它们的X射线发射得到证实。虽然从星暴螺旋星系中流出的气体已经被探测到，但到目前为止，在正常静止的螺旋星系周围寻找热晕的努力还是失败了，这让人们对星系形成模型中的基本物理学产生了怀疑。在这里，我们提出了一个热的，大规模的气体晕围绕一个正常的，静止的螺旋星系，NGC 5746的第一次检测，缓解了长期存在的问题，星系形成模型。与星暴星系不同的是，那里的X射线晕可以由超新星能量提供能量，而NGC 5746中没有这样的能量源。唯一令人信服的解释是，我们在这里目睹了一个星系的形成，从逐渐流入的热和稀释的晕气体。
2006-01-13 astro-ph
Limits on Hot Galactic Halo Gas from X-ray Absorption Lines
虽然大质量盘星系周围存在大尺度热气晕的理论已经建立了很长一段时间，但观测证据仍然很少。我们报告了钱德拉和XMM-牛顿光栅光谱探测OVII和NeIX K α吸收线沿视线的4U 1957+11。线吸收与起源的星际介质一致。我们将这些谱线反射归因于与银河系盘有关的热气，通过将这条视线与更远的视线（朝向X射线双星LMC X-3和活动星系核Mrk 421）进行比较，来寻找银河系周围的气体晕。通过对4U~（1957+11）光谱进行银河系纬度相关修正后的吸收线追踪，发现沿LMC X-3和Mrk 421视线的所有谱线吸收都可归因于厚银盘中的热气体。我们将穿过晕圈的OVII柱密度限制为N（OVII）<5E 15 cm^{-2}（95%置信限），并得出结论，如果存在的话，热气对金属线散射的贡献可以忽略不计。
2007-11-29 astro-ph
Spectroscopic Classification of 42 LMC OB Stars: Selection of Probes for the Hot Gaseous Halo of the LMC
星际C IV吸收线研究的热气体晕的大麦云（LMC）的早期型探测星的非理想选择的区域，可以通过本地产生的C+3光电离，快速恒星风，或超新星的阻碍。为了观测这些区域之外的恒星，需要对该区域内的OB星进行精确的光谱分类。因此，我们已经获得了42个早型星的中等色散光谱的LMC，分布在超泡或超巨星壳外。本文给出了这些恒星的光谱分类。其中19颗星的光谱类型介于B1和O7之间，因此适合探测大麦哲伦星云热气体晕的星际C IV吸收线。
2001-05-31 astro-ph
Halo White Dwarfs and the Hot Intergalactic Medium
本文给出了本星系群和星系际介质中重子星系晕和热气体形成的示意模型。我们遵循的动力学，化学演化，热流和气体流动的层次结构的规模，包括：原星系云，星系晕，和本地集团本身。在这个层次中，银河系是通过原银河系碎片的合并而建立的。我们发现，早期爆发的恒星形成导致了大量的残余物（主要是白矮星），这将目前居住在晕，并有助于在微透镜实验中观察到的黑暗成分。早期恒星爆发和合并产生的炽热、富含金属的气体从云层中蒸发，最终融入星系际介质。因此，该模型表明，大多数微透镜物体可能是白矮星（$m \sim 0.5 \msol$），它构成了晕质量的重要部分。此外，本星系群可能有一个富含金属的热气体成分，类似于在较大的星系团中观察到的成分，尽管数量较少。我们讨论了这种情况下的已知约束，并表明，在这个模型中，所有的本地观测可以满足目前的数据。最佳拟合模型的晕是40%重子，上限为77%。
1996-10-07 astro-ph
Giant Halos in Dwarf Irregular Galaxies vs. Dwarf Elliptical Galaxies
我们在本星系群的一个矮不规则星系NGC6822中发现了一个巨大的恒星晕。这个晕主要由古老的红巨星组成，显示出惊人的特征：1）它比光学图像中看到的星系主体大几倍，2）它几乎垂直于NGC 6822的HI盘的方向被拉长。该晕的结构与矮椭圆星系的形状相似，表明矮不规则星系的晕与矮椭圆星系的晕具有相同的起源。
2005-10-28 astro-ph
Hot Gas and Halos in Elliptical Galaxies
本文综述了近年来对椭圆星系晕中热星际气体演化的研究进展。热气体物理尺寸的非同调变化解释了具有相似L_B的椭圆星系之间X射线光度的巨大变化。结合ROSAT和Einstein的数据，我们得到了NGC 4472的总质量分布。从0.1r_e到1r_e，总质量与预期的恒星质量相同。因此，恒星的质量与光的比率可以通过x射线观测来确定！此外，在冷却流的这一重要部分，广泛使用的“质量下降”假设肯定是不正确的。最近的ROSAT观测表明，气体温度超过维里恒星温度，完全不同于标准的冷却流模型。然而，如果假设“环银河”气体的额外大质量成分填充了大多数恒星之外的外部星系晕，那么这些新结果就可以理解了。这些古老的热气体，在星系形成时期首先被加热，今天继续流入椭圆星系的恒星部分，与演化恒星排出的气体结合。这种热星际气体的双重起源使最近关于热星际气体丰度的讨论更加复杂。
1997-11-10 astro-ph
Redistributing hot gas around galaxies: do cool clouds signal a solution to the overcooling problem?
我们提出了一对高分辨率的光滑粒子流体动力学（SPH）模拟，探讨银河系大小的星系周围的热气体的演化和冷却行为。模拟包含相同的重子总质量和相同的初始气体密度分布的其他。第一个是初始化的低熵热气晕的曲线的暗物质，第二个是初始化的高熵热晕与核心的密度分布可能是预期的模型与预热反馈。星系形成的过程因初始设置的不同而有很大的不同。虽然低熵晕主要从中心区域迅速冷却，但高熵晕在~4 Gyr内是准稳定的，并最终通过~100 kpc距离的云的破碎和下沉而冷却。低熵晕的X射线表面亮度比目前的极限亮100倍，由此产生的盘状星系包含了系统中一半以上的重子。高熵晕的X射线亮度与观测结果一致，压力限制云的扩展分布让人想起观察到的人口，最后一个盘星系的质量是低熵模拟中形成的盘的一半，比角动量多50%。最后的高熵系统将其大部分重子保留在低密度的热晕中。热晕中有微量的冷的、大部分电离的、压力受限的云，在冷却10 Gyr后，这些云中含有约10%的重子。高熵晕中HI和MgII吸收云的覆盖率分别为~0.4和~0.6，尽管大部分为盘生长提供燃料的质量是电离的，因此在HI调查中会被低估。
2009-04-06 astro-ph
Evolution of Hot Gas and Dark Halos in Group-Dominant Elliptical Galaxies: Influence of Cosmic Inflow
我们研究了在一个简单的平坦宇宙中诞生的大质量椭圆星系中的热星际气体的完整动力学演化。在回转半径内，暗物质以自相似的方式流入静止的Navarro-Frenk-White晕和重子气体激波。经过几个千兆年，当足够的气体在吸积激波中积累时，de Vaucouleurs恒星系统被构建，II型超新星的能量被释放。恒星和暗晕与NGC 4472相匹配。气体继续进入星系的二次陷落和恒星质量损失的基础上萨尔彼得IMF。经过大约13个回旋后，热气体中的温度和密度分布与NGC 4472中观测到的热星际气体相当吻合。由于超新星驱动的外流，目前重子分数有一个深的最低值外星系晕。当相对富含气体的X射线发光模型在早期被空间截断，模拟可能在星系群动力学过程中发生的潮汐事件时，截断模型的当前轨迹正好沿着$L_x$，即观测良好的椭圆星系之间的X射线大小相关性，为我们简单的椭圆演化模型提供了另一个惊人的证实。
1998-08-18 astro-ph
Probing Halos with PNe: Mass and Angular Momentum in Early-Type Galaxies
我们提出了一个利用行星状星云、球状星团和X射线辐射探测早型星系晕的观测巡天计划。我们回顾了普通椭圆星系周围缺乏暗物质晕的证据，并讨论了可能的影响。我们还提出了测量旋转的晕。
2004-11-30 astro-ph
Halos of Spiral Galaxies. II. halo metallicity-luminosity relation
利用哈勃太空望远镜，我们已经解决了八个附近的螺旋星系晕中的单个红巨星分支恒星。磁场位于沿星系短轴的投影距离2到13千秒差距之间。该数据集允许在晕恒星星族的系统趋势的第一次看看。我们发现，明亮的星系往往有广泛的红巨星分支恒星的颜色分布与红色的平均颜色，这表明重元素丰度的传播与母星系的光度增加。恒星晕的平均金属丰度，使用红巨星分支恒星的平均颜色估计，与母星系的光度相关。银河系晕的金属丰度比这个光度-金属丰度关系低近1倍，这表明银河系的晕对于螺旋星系来说是例外而不是规则;即，具有贫金属晕的巨大螺旋是不寻常的。光度晕恒星丰度的关系是一致的恒星系统嵌入在占主导地位的晕预期的比例关系，这表明大部分的晕恒星星族可能已经形成在原地。
2005-10-09 astro-ph
Measuring the Distribution of Galaxies Between Halos
我们开发了一种方法来测量的概率，P（N;M），找到N个星系在暗物质晕质量M的理论确定的聚类性质的暗物质晕和观测测量的星系的聚类性质。对这个函数和暗物质分布的了解，完全确定了星系在比暗物质晕更大的尺度上的所有聚集特性。此外，P（N; M）对星系形成的模型提供了很强的限制，因为它依赖于暗物质晕的合并历史和晕内星系-星系合并的速率。我们表明，从组合的2 MASS和SDSS或2dFGRS数据集的测量将允许P（N;M）平均超过晕所占据的明亮的星系被准确地测量为N=0-2。
2001-01-17 astro-ph
Formation and Evolution of Galactic Halos in Clusters of Galaxies
利用高分辨率N体模拟研究了标准冷暗物质（SCDM）宇宙中丰富星系团的时间演化对其成员星系团星系晕的影响。我们确定了数百个星系晕维里半径内我们的模拟集群。我们还发现，大量的晕已潮汐中断z = 0。因此，我们改进了一种考虑潮汐剥离星系的星系合并历史树的推导方法。
1998-11-23 astro-ph
Investigating hot gas in the halos of two massive spirals: Observations and cosmological simulations
盘状星系形成的模型通常预测在低红移的大质量螺旋周围存在着一个扩展的热气体库。作为对这些模型的检验，我们获得了两个巨大的边缘对旋星系NGC 5746和NGC 5170的X射线和光学数据，以研究其盘和晕中热气的数量和起源。钱德拉天文台对NGC 5746的观测显示，在该星系周围距离盘至少20千秒差距的范围内，存在总光度约为7 x 10^39 erg/s的弥散X射线辐射的证据，而对质量较小的NGC 5170进行的同样的研究未能探测到任何面外X射线辐射。与其他具有X射线晕的盘星系不同，NGC 5746周围的晕辐射并没有伴随着面外的H-α辐射或射电辐射，也没有证据表明盘星系中有显著的核或星暴活动。与其他情况不同的是，NGC 5746周围的辐射似乎来自外部吸积物质的冷却，而不是来自盘的流出。为了验证这一想法，我们提出的结果的宇宙学模拟的星系形成和演化，显示我们的观察是在良好的协议与预期的宇宙吸积，同时也确认，X射线晕的其他螺旋不适合吸积的情况。我们发现，NGC 5746周围的热晕气体的估计冷却速率将提供足够的材料，在磁盘中的恒星形成以目前的速度进行。这支持了这样一种观点，即周围的热气体供应可能作为大质量附近螺旋星系中恒星形成的燃料，并表明热气体的吸积对于维持此类星系的恒星盘可能很重要。
2006-10-30 astro-ph
Highly Ionized High-Velocity Clouds: Hot Intergalactic Medium or Galactic Halo?
我们使用光谱数据从HST和FUSE的研究范围广泛的电离状态的“高度电离的高速云”。在OVI吸收中进行了广泛的研究，这些云通常被认为是距离小于50 kpc的星系晕中的下落气体。另一种模型将OVI（和OVII X射线吸收）归因于低密度、激波加热的星系际气体的宇宙学结构，这些气体分布在银河系周围1-3 Mpc。后一种解释是不可能的，因为所需的气体质量巨大（4 × 10^12 M_solar）。我们在12条视线中的9条中探测到了低电离级（CII/III/IV; SiII/III/IV），其速度与OVI相似，需要的气体密度远高于与温热星系际介质（WHIM）相关的气体密度（n_H= 5 × 10 ^-6 cm^-3）。这些HVC可能是冷却的，多相气体在星系晕，弓形激波和云之间的界面下降通过一个热的，旋转的气体晕。在银河系坐标系中，这些HVC的速度分离与一种模式是一致的，在这种模式中，下落的云反映了银河系旋转的意义，并叠加了特殊的速度。
2005-01-15 astro-ph
Energy Dissipation in Multi-Phase Infalling Clouds in Galaxy Halos
在大星系的形成过程中，热不稳定性会导致在稀薄的热气体背景中形成大量的冷碎片。热气体达到准流体静力平衡。虽然冷云的压力被热气体所限制，但它们落入星系势中，它们的运动受到热气体的阻力。由于冷云下沉而释放的重力能首先转化为它们的动能，随后作为热量消散。因此，冷云代表背景热气体的潜在重要能量源，这取决于沉积在云内的热能与热气体的比率。在本文中，我们表明，大部分的耗散能量沉积在稀薄的热晕气体，提供了一个内能的来源，以补充损失的热气体通过韧致辐射发射和传导到冷云。冷云运动产生的热量使星际介质的多相结构得以维持。
2004-07-19 astro-ph
Recent progress in understanding the hot and warm gas phases in the halos of star-forming galaxies
在这篇文章中，我们提出了一些选定的例子，说明最新一代的天基仪器-美国宇航局的钱德拉X射线天文台和远紫外线光谱探测器（FUSE）-最终回答了关于大质量恒星反馈对ISM和IGM的温暖和炎热阶段的影响的老问题。特别是，我们讨论的物理起源的软热X射线辐射的恒星形成和星爆星系的晕，其关系到额外的平面H-α发射，和等离子体诊断使用FUSE观测O VI吸收和发射。
2002-07-08 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
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
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
Maximal Halos in High-Luminosity Spiral Galaxies
利用大样本L_* 螺线的自转速度数据检验了最近Courteau & Rix（1998）提出的高光度星系晕主导质量模型。我们发现，该模型不再现所需的一般运动学性质。相反，另一种椎间盘主导模型很容易拟合数据。
1999-03-29 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
The Stellar Halo Metallicity - Luminosity Relationship for Spiral Galaxies
旋涡星系的恒星晕具有重要的星系形成的化学动力学特征。我们在这里提出了89个半宇宙学的旋涡星系模拟的分析，跨越~ 4个星系的总光度。这些模拟采样了各种各样的合并历史，并在给定的总光度下显示出晕金属丰度的显著分散-金属丰度的十倍以上。我们的初步分析表明，具有更长的合并历史的星系拥有的晕具有更年轻和更丰富的金属恒星星族比恒星晕与星系更简短的大会。晕金属丰度与其表面亮度之间也存在相关性，反映了晕金属丰度与其恒星质量之间的相关性。我们的模拟与最近的哈勃太空望远镜观测解决恒星晕附近的螺旋。
2005-07-12 astro-ph
Connecting Galaxies, Halos, and Star Formation Rates Across Cosmic Time
一个简单的，观察动机的模型，了解晕质量，星系恒星质量，恒星形成率是相关的，以及这些关系如何随时间演变。晕质量和星系恒星质量之间的关系是通过将观测到的星系空间丰度与多个时期的预期晕空间丰度相匹配来确定的-即在每个时期，质量更大的星系被分配给质量更大的晕。不同时期的晕连接晕质量吸积的历史估计从N体模拟。在固定时期的晕-星系连接与跨时间的晕之间的连接一起提供了跨时间的观测星系之间的连接。随着合并和吸积对星系生长的影响的近似，人们可以直接推断星系的恒星形成历史作为恒星和晕质量的函数。这个模型被调整，以匹配观测到的恒星质量函数的演化和观测到的恒星形成率的归一化-恒星质量关系到z~1。例如，这些数据要求恒星形成率密度主要由0<z<1时M星~10^{10.0-10.5} Msun的星系决定，并且这些时期的星系位于M星~10^{11.5-12.5} Msun的晕中。恒星形成率-晕质量关系在0<z<1的范围内近似为高斯型，平均值和标准化值略有变化。这个模型然后被用来阐明一些问题，包括1）“缩小”的澄清，2）缺乏一个尖锐的特征晕质量，在恒星形成被截断，和3）恒星形成的优势合并到星系的恒星积累与Mstar<10^11 Msun在z<1。
2009-06-02 astro-ph
New radio halos and relics in clusters of galaxies
本文给出了富星系团中遗迹和晕源的新图像，以及晕射电表面亮度与星系团测热X射线光度之间的相关性。
2006-01-13 astro-ph
Exploring Hot Gas in the Galactic Halo and High Velocity Clouds
在发射后的五年里，远紫外光谱探测器让天文学界对银河系及其周围以前未被探索的区域有了一个奇妙的一瞥。在遥远的类星体和活动星系核的光谱中，现在已经记录到了气体沿整个路径穿过附近宇宙产生的吸收线。在所记录的谱线中，OVI 1031.926，1037.617埃的双谱线是高电离区的最佳示踪线。令人兴奋的发现包括明确证实了莱曼·斯皮策在近50年前提出的热星系晕的假设，发现了一个热的、高度延伸的星系日冕，它将银河系包裹在几十千秒差距的距离之外，以及发现了一个广泛的、高度电离的、围绕银河系的高速云网络。
2005-01-05 astro-ph
Nonlinear Stochastic Biasing of Galaxies and Dark Halos in Cosmological Hydrodynamic Simulations
我们利用宇宙学流体动力学模拟对空间平坦的低密度CDM宇宙中星系和暗晕的非线性和随机偏置进行了广泛的分析。我们比较他们的偏置属性的分析晕偏置模型的预测。在我们的模拟中，暗晕只在大于10 h ^{-1}Mpc的尺度上表现出与预测合理的一致性，而在较小的尺度上，由于其有限的尺寸，晕的体积排斥效应变得很大。有趣的是，星系的偏置特性可以通过外推晕偏置模型的预测得到更好的描述。我们还发现了明确的依赖于其形成时代的星系偏置的老人口的星系的分布密切相关的基本质量密度场，而年轻的人口是稍微更随机和反偏置相对于暗物质。老年种群的两点关联函数的幅值比青年种群的大3倍左右。此外，年老的星系群体居住在大质量的暗晕中，而年轻的星系则优先形成在较小的暗晕中。假设观测到的早型和晚型星系分别对应于模拟的老星系和年轻星系，所有这些星系的分离与观测的早型和晚型星系，如星系的形态-密度关系是一致的。
2001-04-23 astro-ph
Properties of the Outer Halos of Galaxies from the Study of Globular Clusters
本文综述了近年来有关星系外晕性质的一些研究工作。我特别关注球状星团研究的最近和即将取得的进展。球状星团可以在距离星系中心约100千秒差距的范围内被观测到，这使得对星系晕的研究远远超出了许多其他技术所探测的区域，例如对星系积分光的观测。迄今为止，对球状星团系统的研究为椭圆星系周围的暗物质晕提供了动力学证据，并揭示了不同球状星团种群之间的运动学差异，从而揭示了其宿主星系的形成历史。
2001-09-21 astro-ph
The Halo Occupation Number and Spatial Distribution of 2dF Galaxies
利用Madgwick等人（2003）对96,791个红移0.01 < z < 0.15的2dF星系的聚类结果，研究了晚型和早型星系在不同质量的暗物质晕中的分布。所采用的方法依赖于晕内的源分布和它们的聚类属性之间的连接，通过专注于晕占据函数的问题，即比给定质量的维里化晕所承载的一些亮度阈值更亮的星系数量的概率分布。在这个框架内，星系晕内的分布被证明是确定小尺度上的星系-星系聚类，负责观察到的幂律行为在分离r < 3 Mpc。对于更广泛的分析，我们建议读者参考Magliocchetti和Porciani（2003）。
2003-08-04 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
Internal Alignment of the Halos of Disk Galaxies in Cosmological Hydrodynamic Simulations
本文分析了七个盘状星系形成的宇宙学流体动力学模拟，以确定盘状星系在暗物质晕内的排列和暗物质晕的内部结构。我们发现，外晕的方向，超过~0.1 r_vir，是不受磁盘的存在。相反，内晕的排列使得晕短轴与盘轴对齐。晕的这两个区域的相对方向是不相关的。圆盘和内晕的排列似乎是通过它们的联合演化同时发生的。这两个区域之间的断开的晕应考虑到在模拟潮汐流的盘星系的晕和计算时的固有排列的盘星系的基础上的暗物质晕的属性。
2005-05-26 astro-ph
Modelling Kinematics and Dark Matter: The Halos of Elliptical Galaxies
这篇评论的重点是椭圆星系的外晕。它的重点是：（一）行星状星云作为测试粒子，追踪大半径恒星运动学;（二）椭圆星系晕中观测到的角动量及其理论相关性;（三）恒星运动学数据的动力学模型;（四）从广泛的测量结果中讨论椭圆星系中暗物质晕的证据。
2005-02-02 astro-ph
The Bar-Halo Interaction in SB Galaxies
我们描述了完全自洽的N体实验的棒星系与大规模的晕。旋转的棒通过与晕的动力学摩擦而制动，当晕的中心密度高时，这发生在短时间尺度上。另一方面，在中心晕密度足够低的模型中，摩擦力很弱，盘在内部的旋转曲线中占主导地位;这个模型支持哈勃时间的快棒。我们的结论是，真正的棒星系中的酒吧旋转迅速，这被认为是规则，必须有接近最大的磁盘。
1996-10-01 astro-ph
Feedback from galactic stellar bulges and hot gaseous haloes of galaxies
我们表明，从恒星球的反馈可以发挥重要的作用，在塑造星系的晕气体与大量的球组件进行1-D流体动力学模拟。我们考虑的反馈模型由两个不同的阶段组成：1）在隆起形成期间的早期星暴和2）随后的长期质量和能量注入来自低质量恒星和Ia型SNe的恒星风。一个充满活力的向外冲击波是由星暴引发的，并由持久的恒星反馈维持和增强。对于一个MW级的星系核球，这种冲击波扫过原星系中的晕气体，并将周围的介质加热到远超过晕的维里半径的程度，从而可以完全阻止晕热气体的吸积。此外，在后期的长期反馈的权力，是在周围星系际介质的存在下，在一个大半径的反冲击，因此保持一个热的气体晕的星系核球风。当质量和能量注入随时间减少时，反馈演化为亚音速和准稳定流出，这足以阻止晕气体冷却。因此，反馈的两个阶段加强了彼此对气体动力学的影响。模拟结果表明，恒星核球反馈可能为解决MW型星系长期存在的“恒星反馈缺失”和“过冷”问题提供了一个合理的解决方案。模拟还表明，亚音速外流状态下的热气体的性质敏感地依赖于环境和隆起的形成历史。这种依赖性和方差可以解释低$L_X/L_B$ Es的X射线与B波段光度比的大色散。
2008-10-30 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
Jet Interactions with the Hot Halos of Clusters and Galaxies
通过X射线观测，我们对穿过热晕的喷流所产生的空洞和冲击波阵面有了很大的了解，大大提高了我们对河外射电源的能量学和动力学的认识。位于星团中心的射电源的动力学年龄在1000万年到数亿年之间。它们每次爆发释放1 E58 - 1 E62 erg的能量，这足以调节从星系到最富有的星系团的热晕的冷却。喷流功率与射电同步加速器的光度近似成二分之一次方。然而，同步加速器的效率变化很大，从接近1到万分之一，这样相对微弱的射电源就可以拥有类星体般的机械能。星团射电源的同步辐射年龄与它们的动力学年龄是分离的，动力学年龄往往是几个到几个数量级的因子。磁场和波瓣中的粒子倾向于不均分。叶片可以由重颗粒（例如，质子）、低能电子、热的扩散热气体或可能的磁（坡印廷）应力。激波阵面和空洞的灵敏X射线图像可用于研究河外射电源的动力学。
2007-08-29 astro-ph
Gaseous Galactic Halos and QSO Absorption Line Systems
本文研究了一个Lyman极限类星体吸收系统的模型，它们产生于具有两相结构的气态星系晕中：热相处于晕维里温度，处于近似压力平衡状态;冷相为光电离态，处于热介质压力的限制下，并通过热介质落到晕中心。我们表明，这些云的质量必须在一个相对较窄的范围内，使他们对引力坍缩和蒸发是稳定的。这些质量接近$10^6 \msun$，也导致覆盖因子接近1。热相需要有一个核心半径，使得它在核心中的冷却时间等于晕的年龄，而冷相的质量由热气体冷却的速率决定。我们计算了CDM模型中不同质量晕中出现的Lyman极限系统的数目以及这些假设所隐含的它们的碰撞参量，发现它们与观测结果是合理的一致。所观察到的低电离系统，如镁II是很好地再现所产生的光电离阶段，主要是在大质量星系周围的晕，而CIV选定的系统被预测为更常见的与较低质量的星系和较大的碰撞参量。热相可能会引起OVI中可检测的吸收线，而其他高度电离的物种预测的柱密度低，难以观察。
1996-03-06 astro-ph
The gaseous haloes of disc galaxies
对盘星系平面外气体的研究对于理解星系内、星系间和星系际环境的物质循环至关重要。我们提出了新的HI观测的边缘星系NGC891，这表明一个扩展的光环组件落后于光盘旋转。我们比较这些结果与其他检测的气体晕NGC891。最后，我们提出了一个平面外气体形成的动力学模型。
2005-10-26 astro-ph
An H-alpha survey aiming at the detection of extraplanar diffuse ionized gas in halos of edge-on spiral galaxies. I. How common are gaseous halos among non-starburst galaxies?
在一系列的两篇论文中，我们提出了一个新的H-α成像调查的结果，目的是在晚型螺旋星系晕的面外弥漫电离气体的检测。我们已经调查了74个附近的边缘上的螺旋，覆盖北半球和南半球的样本。我们在30个星系中探测到平均距离为|z| ~1-2 kpc的面外漫射辐射。在少数情况下，单个细丝可以追溯到|z| <= 6 kpc。基于检测/未检测，我们发现FIR通量比（S_60/S_100）和单位面积SFR（L_FIR/D^2_25）之间具有良好的相关性。这实际上对星暴星系、正常星系和静止星系都是有效的。在最低S_60/S_100值下（在此值下已检测到扩展发射），推导出单位面积的最小SFR，即（dE/dt）_A25 ^thres =（3.2+-0.5 x10 E +40 erg/s/kpc ^2）。有些星系在较小的L_FIR/D ^[2_25]值时才能探测到面外辐射，但这只是在尘埃温度显著提高的情况下才能探测到。结果证实了一般的观点，即气体晕是一个直接的后果SF活动在下面的星系盘。
2003-04-24 astro-ph
Radio Halos and Relics in Clusters of Galaxies and Detection Statistics
新的灵敏VLA观测证实了6个Abell星系团中存在晕源和遗迹源，在NVSS中发现了弥散发射。我们发现的证据表明，在集群与高X射线光度的晕和文物的频率较大。在高红移时，晕源的出现更大的证据是微不足道的。
2000-06-27 astro-ph
Clustering of high-redshift galaxies: relating LBGs to dark matter halos
我们调查的集群特性的高红移星系在三个竞争的情况下分配明亮的星系的暗物质晕从N体模拟：一个星系每个大质量的晕模型，一个静止的恒星形成模型，碰撞星暴模型。我们将这些模型与z~3的Lyman-Break星系的观测结果进行了比较。根据目前的数据和这里使用的简单统计数据，我们不能排除任何这些模型，但我们看到了使用对分布尾部敏感的统计数据找到区别特征的潜力，以及基于每个晕的多个星系数量的统计数据，我们正在进行的研究中探索。
1999-10-20 astro-ph
Large scatter in X-ray emission among elliptical galaxies: correlations with mass of host halo
在光学光度相似的椭圆星系中，X射线光度的巨大范围可以归因于X射线观测确定的暗晕质量的大散射和系统变化。平均晕质量随X射线和K波段光度的增加而急剧减小。较小的晕包含较少的热扩散气体，并且具有较低的X射线亮度。此外，低质量晕中的热气体更容易被超新星驱动的外流耗尽，进一步降低了X射线光度。
2006-10-24 astro-ph
The Phase-Space Parameters of Brightest Halo Galaxies
在暗物质晕中最亮的星系预计会静止在晕的中心。在本文中，我们测试这个“中央星系范式”使用组目录提取的2dFGRS和SDSS。对于每个星系群，我们计算一个参数R，定义为最亮星系群的速度与其他星系群成员（以下称为卫星星系）的平均速度之差，通过卫星星系速度色散的无偏估计进行归一化。使用详细的模拟星系红移调查，我们表明，中央星系的范例是不一致的数据在高置信度，而不是最明亮的晕星系有一个特定的动能，这是约25%的卫星。这表明要么中央星系处于暗物质势的最小值，但晕本身还没有完全弛豫，要么晕是弛豫的，但中央星系在其势阱中振荡。前者是一致的事实，我们发现一个微弱的暗示，最明亮的晕星系的速度偏差是更大的质量晕，而后者可能是核心的指示，而不是尖，暗物质晕。我们讨论了这些发现的几个影响，包括卫星运动学，强引力透镜，晕占领模型的基础上估计的质量，并在磁盘星系的不平衡的频率和寿命。
2005-03-01 astro-ph
The Halo Distribution of 2dF Galaxies
利用Madgwick等人（2003）对96,791个红移为0.01 \lt z \lt 0.15的2dF星系的聚类结果，研究了晚型和早型星系在不同质量的暗物质晕中的分布。在我们的模型框架内，发现这两类星系在空间上都像晕内的暗物质一样集中，尽管恒星形成星系的分布也可以允许一些更陡峭的轮廓，但在早期类型星系的情况下，这是完全排除的。我们还发现了形态分离的证据，晚型星系似乎分布在质量尺度的晕内，对应于大约两个维里半径的群体和集群，而被动物体则倾向于靠近晕中心。如果我们假设一个破幂律形式< N_{gal}（m）>=（m/m_0）^{alpha_1}，对于m_{cut} \le m<m_0和< N_{gal}（m）>=（m/m_0）^{alpha_2}在更高的质量来描述晕内星系的平均数目对晕质量的依赖性，数据拟合显示，恒星形成星系开始出现质量为m_{cut} ~10^{11} m_{sun}的晕，远小于早期型星系（m_{cut} ~10^{12.6} m_{sun}）。在高质量区m \ge m_0中，< N_{gal} >晚型星系中$随晕质量的增加比α_2 ~1.1的被动天体慢（α_2 ~0.7）。我们强调，有没有退化的最佳功能形式的rho（r）的确定，< N_{gal} >因为它们影响的行为的星系星系关联函数在不同的尺度上。
2003-08-04 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
Density profiles and clustering of dark halos and clusters of galaxies
最近，宇宙维力化系统或暗晕的密度分布引起了人们的广泛关注。我首先提出了一个简短的历史回顾的数值模拟，以量化晕密度分布。然后，我描述了最新的结果，普遍的密度轮廓和他们的观测对抗。最后，我讨论了这些晕的集群模型，特别强调宇宙学的光锥效应。
2002-07-09 astro-ph
Inner Halo Shapes of Dwarf Galaxies: Resolving the Cusp/Core Problem
通过对高质量长缝光谱旋转曲线的反演，我们获得了200个矮星系样本的内暗物质晕密度剖面斜率。使用模拟来评估长缝观测和数据处理误差对我们测量的影响，我们得出结论，我们的观测结果与CDM范式预测的尖状晕是一致的。
2003-10-20 astro-ph
Radio halos in star forming galaxies
研究了射电晕、超新星能量输入与星系质量的关系。我们发现超新星的能量输入和星系质量都是理解射电晕形成的重要参数。具有高能量输入的星系通常具有射电晕，而具有相反特征的星系则没有。此外，在简单的引力近似下，观测到的天秤高度和预期高度之间存在着初步的相关性。
2003-10-16 astro-ph
Dark Matter Halos around Galaxies
我们提出的证据表明，所有的星系，任何哈勃类型和光度，承担的质量分量分布不同的发光物质的运动学签名。我们回顾和/或得出DM晕不同的光度和形态的星系：螺旋，LSB，椭圆，矮不规则和矮椭球体的属性。
1997-03-05 astro-ph
Are the red halos of galaxies made of low-mass stars? Constraints from subdwarf star counts in the Milky Way halo
星系周围红色和极暗晕的表面测光检测重新提出了一个老问题，即宇宙中失踪的重子中是否有一些不可忽略的部分可能以微弱的氢燃烧恒星的形式隐藏起来。这些红色晕的光学/近红外颜色已经被证明很难与任何正常类型的恒星星族相一致，但原则上可以通过倡导底部重的恒星初始质量函数来解释。这意味着恒星的质光比很高，因此有相当大的重子质量被锁定在这样的晕中。在这里，我们探讨了目前的普通恒星晕亚矮星的观测对银河系周围低质量恒星的假定红晕的约束。假设结构参数类似的红色晕最近检测到的堆叠图像的外部盘星系，我们发现，一个光滑的晕组件与底部重的初始质量函数是完全排除了目前的恒星计数数据的银河系。所有可行的光滑红晕模型，其密度斜率甚至与堆叠晕的密度斜率相差甚远，而且所含的质量太少，与丢失重子问题没有任何关系。然而，我们注意到，如果红晕星被锁定在星团中，这些限制可以被回避，并讨论了其他附近星系的潜在观测，这些星系可能能够将这种情况付诸测试。
2008-09-17 astro-ph
The dark matter halos of the bluest low surface brightness galaxies
我们目前的BVI测光和长缝Halpha旋转曲线数据获得的ESO VLT/FORS 2的6个低表面亮度星系的极蓝色和非常微弱的中心区域。我们没有发现任何证据的陡峭的中央密度尖点的类型预测的许多N体模拟冷暗物质（CDM）晕。相反，我们的观察结果与暗物质晕一致，其特征是核心的密度大致恒定，与以前的调查一致。虽然这些星系的中心密度斜率并不显著，但它们的平均中心晕密度（Delta_（V/2）参数）对现有的CDM晕模型来说是非常有挑战性的。由于我们的大多数目标星系是无球盘，我们的观察也不赞成最近提出的机制，通过快速坍缩阶段降低晕的中心质量浓度，因为这种情况下预测，原来的CDM配置文件应该仍然可以检测到在无球星系。其他潜在的方式协调的CDM预测与这些意见进行了讨论。
2006-03-20 astro-ph
Detection of Hot Gas in Galaxy Groups via the Sunyaev-Zel'dovich Effect
由于在局域宇宙中观测到的重子短缺，我们研究了高分辨率宇宙微波背景（CMB）实验探测附近群晕外部区域热气体的能力。我们构造了热气体模型，气体与暗物质处于流体静力学平衡，并由多方状态方程描述。我们还考虑模型，增加熵的气体符合X射线观测的约束。我们计算的热Sunyaev-Zel'dovich（SZ）信号在这些晕，并将其与预期的灵敏度即将SZ调查实验，如ACT，普朗克和SPT。使用多频维纳滤波器，我们推导出在银河系和河外前景以及宇宙微波背景存在的情况下，SZ的可探测性极限与晕质量和红移的函数关系。我们发现，在z < 0.05时，可以探测到位力质量低于1e14M_solar的群大小的晕，在z < 0.01时，阈值质量下降到3- 4e13M_solar。因此，通过这些CMB实验，可以将附近群大小的晕的SZ失真映射到维里半径上，超出了X射线观测的灵敏度极限。这些测量将提供一个独特的探测群晕外部区域的热气体，深入了解当地的重子普查和非引力反馈的熵注入群内介质。
2008-09-30 astro-ph
High-redshift X-ray properties of the haloes of simulated disc galaxies
本文给出了模拟盘星系在红移z=0-2时热气晕的X射线光度和表面亮度分布。这些星系是从完全的宇宙学模拟中提取出来的，它们的质量与银河系相当。我们发现，热辐射X射线光度的晕从z~1到z~0的减少了4-10倍，反映了减少的速度，热晕气体冷却到光盘。在所有的红移中，大部分的辐射都来自于10-15 kpc的圆盘。当结合盘状X射线光度的演化主要由X射线双星控制的模型时，预测的z~1处晕光度与Chandra深场数据中旋涡星系的约束条件表现出良好的一致性。有一个迹象表明，金属丰度为0.3太阳的光环overpredict观测到的X射线光度在z~1，表明晕金属丰度低于这个值。本文讨论了用当前和未来的X射线仪器直接探测银河系大小星系晕的前景。据发现，XEUS应该能够挑选出的高度倾斜的银河系大小的盘星系的晕发射出约z=0.3。对于处于这个红移区间的星系，我们估计天空中可探测到的晕的表面密度的下限为~10 deg^（-2）。更一般地说，由于它们的光度演化，观察这些晕的最佳红移可能是0.5<z<1，这取决于它们的组装历史。
2004-01-07 astro-ph
