Extended HI spiral structure and the figure rotation of triaxial dark halos
蓝矮星系NGC 2915的HI盘延伸到22个光学标度，并显示出远远超出光学成分的旋臂。以前的螺旋结构理论都没有为这些非常延伸的螺旋臂提供可能的解释。我们的数值模拟首次表明，这样大的旋臂可以形成在一个扩展的气体盘嵌入在一个大规模的三轴暗物质晕缓慢的数字旋转，通过强大的引力扭矩的旋转晕。然后，我们表明，详细的形态特性的开发螺旋和环强烈依赖于图形旋转的速度，三轴晕的形状，和相对于包括三轴晕的长轴和中轴的平面的磁盘的倾角。这些结果强烈地表明NGC2915的暗物质晕是三轴的，并且具有形状旋转。基于这些结果，我们还认为具有图形旋转的三轴晕的动力学效应在星系形成和演化的各个方面都是重要的，如极环星系的形成，低表面亮度星系非轴对称结构的激发，以及BCDs中心星暴区的气体燃料供给等。
2002-06-13 astro-ph
Reconstructing the Triaxial Shapes of Dark Matter Halos from the Anisotropic Spatial Distributions of their Substructures in the Concordance Cosmology
我们发展了一个算法，从协调背景宇宙学的各向异性空间分布的暗物质晕的三维形状重建。首先，我们建立了一个分析模型的各向异性空间分布的暗晕子结构的假设下，潮汐场与非零迹的主机晕的三轴质量分布产生的子结构体运动的主机的长主轴。我们的分析模型意味着，各向异性的程度敏感地依赖于主机晕的三轴性以及子结构的位置和潮汐剪切场之间的相关性。其次，我们将三轴主晕的轴比作为自由参数，将模型拟合到高分辨率N体模拟的和谐宇宙学数值结果，并由自由参数的最佳拟合值重建出主晕的两个轴比。重建的轴比与数值计算结果的比较显示出良好的一致性。最后，我们的结论是，我们的分析模型可以提供一个物理理解的各向异性的空间分布的暗晕子结构和一个新的方式来重建的三轴形状的暗物质晕从观测值的原则。
2005-10-06 astro-ph
Self-consistent massive disks in triaxial dark matter halos
三轴暗物质晕中的星系盘在盘平面上的椭圆势作用下发生变形，从而抵消晕的椭圆率。我们发展了一种方法来计算这种盘在盘-晕组合势中的平衡位形，该方法基于Jog（2000）的方法，但考虑了晕势和盘椭圆率的径向变化。这一关键因素导致了盘的性质不同的行为：盘在小半径处使势圆化，即使是相当低的盘质量。这种效应具有重要意义的建议，调和尖状晕密度轮廓与低表面亮度星系旋转曲线使用晕三轴。在我们的模型中的磁盘椭率是一致的观测估计的基础上的二维速度场和等照度轴比。
2007-06-10 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
Kinematics of hypervelocity stars in the triaxial halo of the Milky Way
银河系中心大质量黑洞喷出的超高速星（HVS）与其他晕星相比具有独特的运动学性质。由于扁平圆盘和三轴暗物质晕产生的银河系势的不对称性，它们的轨道将偏离精确的径向，导致角动量的变化可能比注入时的初始小值大得多。我们研究了HVS的运动学，提出了一种仅由HVS在大银心距（r>~ 50 kpc）下的瞬时位置和速度矢量确定的暗晕三轴度的估计方法。我们证明了，在基本上为三轴的晕的情况下，在束缚轨道上的HVS的偏转角（恒星位置和速度矢量之间的夹角）的分布在10- 180 °范围内是均匀分布的。未来的天体测量和深宽视场巡天应该测量大量HVS的位置和速度，并对银河系暗物质晕的形状提供有用的约束。
2007-05-24 astro-ph
Triaxial Modeling of Halo Density Profiles with High-resolution N-body Simulations
我们提出了一个详细的暗物质晕的非球形模型的基础上，结合分析的高分辨率晕模拟（12晕与$N\sim 10^6$粒子在其维里半径）和大宇宙学模拟（5个实现与$N=512^3$粒子在$100h^{-1}$百万分之一箱大小）。这些模拟晕的密度剖面很好地近似于一系列的同心三轴分布，其轴方向是相当一致的。我们的三轴模型的特征定量概括的普遍密度分布，以前只讨论了在框架内的球形模型。在三轴模型的应用中，我们得到了一系列实用的拟合公式：轴比与质量和红移的关系，浓度参数的平均值，轴比和浓度参数的概率分布函数。这些精确的拟合公式构成了冷暗物质模型中晕三轴密度剖面的完整描述。我们目前对暗晕的描述对于预测各种非球形效应特别有用，并且具有相当可靠的程度，包括弱透镜和强透镜统计、银河卫星的轨道演化和星系晕的三轴性，以及非线性。暗物质的聚集。此外，这提供了一个有用的框架内的非球形模拟的集群气体，这是至关重要的，在讨论的气体和温度分布的X射线集群和哈勃常数估计通过Sunyaev - Zel'dovich效应。
2002-09-05 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
Can the Steep Mass Profile of A1689 Be Explained by a Triaxial Dark Halo?
从最近详细的透镜观测中得出的A1689的陡峭质量分布与标准CDM模型预测的低浓度晕不容易协调。然而，晕圈三轴性可能会导致假设球对称质量分布而导出的轮廓约束出现偏差，因为透镜效应仅与投影质量分布有关。一定程度的晕三轴性是CDM结构形成所固有的，这是由暗物质的无碰撞性质引起的。在这里，我们将基于CDM的三轴晕模型预测与基于ACS/HST和Subaru数据的A1689的精确透镜测量进行了比较，范围为10 kpc <r<2 Mpc。模型透镜剖面覆盖晕质量和形状的内在传播，并在与数据比较时投影到所有倾角。我们表明，模型参数只有弱约束和强烈退化，主要是因为缺乏信息沿视线。特别是，随着三轴度的增加，浓度参数的限制变得不那么严格。然而，通过比较所获得的约束与预期的概率分布的轴比和浓度参数从数值模拟计算，我们发现，约6%的集群大小的光环在CDM模型可以匹配A1689透镜观测在2西格玛水平，对应的情况下，晕的主轴对准视线。因此，晕三轴性可以减少理论和观测之间的明显差异。这一假设需要进一步探讨其他集群的统计透镜效应的研究，以及通过使用X射线，运动学和SZ效应观测得到的补充三维信息。
2005-07-14 astro-ph
An MCMC Fitting Method for Triaxial Dark Matter Haloes
测量星系团尺度上的三维质量分布是LCDM模型的一个关键测试，它提供了对暗物质行为的约束。最近的工作调查的质量分布的个别星系团（如阿贝尔1689）使用弱和强引力透镜揭示了潜在的不一致的预测结构形成模型相关的晕质量浓度和这些关系，在大规模的集群测量。然而，这种分析采用简单的球形晕模型，而越来越多的工作表明，三轴三维晕结构是常见的和重要的参数估计。非常强的假设与圆形或微扰椭圆NFW模型隐含的透镜晕的对称性是没有物理动机，并导致不正确的参数估计与显着低估的误差条。在这里，我们介绍了马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）方法，以适应全三轴模型弱透镜数据，给出参数和误差估计，完全纳入真正的不确定性存在于自然界。应用MCMC三轴拟合方法的人口NFW三轴透镜的形状分布的结构形成模拟，我们发现，包括三轴性不能解释人口的大规模，高度集中的集群的框架内的LCDM，但很容易解释罕见的情况下，显然是大规模的，高度集中的，非常有效的透镜集群。我们的MCMC三轴NFW拟合方法很容易扩展到包括其他数据类型的约束，其应用程序返回模型参数和错误，更准确地捕捉我们的知识的真实（和有限的）程度的星系团透镜的结构。（节略）
2008-10-16 astro-ph
A Statistical Study of Weak Lensing by Triaxial Dark Matter Halos: Consequences for Parameter Estimation
测量星系团尺度上的质量分布是对Lambda CDM模型的一个至关重要的测试，它提供了对暗物质性质的限制。最近的工作调查的质量分布的个别星系团使用引力透镜照亮了潜在的不一致的结构形成模型的预测之间的关系晕质量浓度和这些关系，在大规模的集群测量。然而，这样的分析通常只采用简单的球形晕模型与典型的NFW斜率，而在模拟中形成的晕显示出一系列更复杂的功能。在这里，我们调查的影响，这种预期偏离典型的NFW晕配置文件的质量和参数估计使用弱引力透镜大规模集群规模。最重要的偏差是晕的三轴度，因为即使用弱透镜数据也不可能完全解析晕的三维结构，因为透镜的灵敏度只对投影质量敏感。光环沿视线的显著伸长可导致质量和浓度分别被高估50%和2倍，而透视缩短则有相反的效果。此外，在某些方向上的三轴晕是更好的透镜比他们的球形同行相同的质量，表明集群选择的研究，因为明显的透镜很可能是从高三轴度的晕形状分布。虽然单凭三轴性的影响可能不足以完全解释某些星系团的高浓度，但它们在缓解观测与冷暗物质范式预测之间的紧张关系方面有很大的帮助。（节录）
2007-05-23 astro-ph
Triaxial haloes, intrinsic alignments and the dark matter power spectrum
我们发展了大尺度结构的晕模型，包括三轴暗物质晕和它们的内在排列。作为一个直接的应用程序，我们推导出的功率谱的一般表达式。我们计算了两个不同的三轴密度分布。第一个是一个玩具模型，它允许我们单独隔离聚类对光环形状的依赖，第二个是Jing & Suto（2002）的更现实的模型。在这两种情况下，我们发现，三轴性的影响是明显的抑制功率在~5%的水平上的规模K~1-10 h/Mpc。当考虑质量，我们发现，对于第一个模型的功率被抑制，这是更显着的高质量晕。对于Jing & Suto模型，我们发现在大尺度上有类似的抑制，但随后在小尺度上有一个急剧的放大，在~10- 15%的水平上，对于最高的质量晕。我们的形式主义的重要特征之一是，它允许自洽的包含的内在排列的晕。通过晕圈种子的关联函数指定比对。我们为此开发了一个有用的玩具模型，并估计对齐的功率谱的贡献。此外，通过考虑所有晕都完美对齐的情况，我们计算了对聚类的最大贡献，并找到了<10%的硬限制。
2004-12-17 astro-ph
Biases in the Gravitational Lens Population Induced by Halo and Galaxy Triaxiality
三轴晕的透镜化截面取决于晕的主轴与其视线之间的相对取向。因此，随机取向晕的透镜子样本一般不是随机取向的。使用等温质量模型的透镜星系和他们的主机晕，我们表明，透镜子样本的晕，产生双优先沿视线对齐，而晕，产生四边形往往是沿其中轴线投影。这些优先取向的结果在不同的四，双打，和随机星系的投影椭圆率分布。我们表明，必须发现约300个透镜系统，以检测这种效果在95%的置信水平。我们还调查的重要性，晕的形状预测的四倍比，发现后者依赖于相当敏感的分布的短长轴比，但几乎是独立的晕的形状。最后，我们估计了透镜星系的优先取向对其投影子结构质量分数的影响，并发现观测到的子结构分布和晕质量分布之间的对齐导致可以忽略不计的偏差。
2007-10-09 astro-ph
Hiding Cusps in Cores: Kinematics of Disk Galaxies in Triaxial Dark Matter Halos
利用非轴对称势场中的闭环轨道解，研究了三轴暗物质晕中气体盘的运动学。这些轨道一般都是非圆的，对于给定的三轴度，它们的椭圆率取决于逃逸速度与圆速度之比V_esc^2/V_c^2。这一比例急剧增加对冷暗物质（CDM）晕密度分布的中心，这意味着即使是轻微的偏离球形对称可能会导致大的偏离圆轨道的速度场的气体盘，特别是在中心附近。这一结果表明，在解释来自最里面的速度剖面的暗晕中的密度尖点的存在的约束时，应谨慎。模拟的长缝旋转曲线在形状上变化很大，主要取决于圆盘的视角和相对于电势主轴的方向。“固体”旋转曲线--通常被解释为暗物质分布中恒定密度核心的特征--通常是在狭缝采样闭环轨道主轴附近的速度时获得的。三轴势在二维速度场中留下了特定的对称性，通常会在相对的象限中诱导等速轮廓和反对称图案的“扭曲”。我们认为，三轴晕可能是负责的各种形状的长缝旋转曲线的低表面亮度（LSB）星系，以及复杂的中心运动学的LSB，这是有时归因于存在的“径向运动”的气体。我们认为，LSB的旋转曲线可能会调和与CDM晕的结构，一旦晕的三轴性的气体磁盘的动力学的影响被适当地考虑。
2006-09-14 astro-ph
Galaxy Formation in Triaxial Halos: Black Hole-Bulge-Dark Halo Correlation
超大质量黑洞的质量与盘星系和椭圆星系中的核球性质存在相关性。我们研究了银河系结构的形成内的平芯三轴晕，并表明，这些相关性可以理解的框架内的重子组件修改的轨道结构的潜在的。特别是，我们发现，终端性能的凸起和他们的中央SBHs的盒子轨道的破坏暗晕的谐波核心和出现的偏心环轨道有限制。如果晕的M_H-sigma_H关系存在显著的离散，那么与观测结果相一致，SBH质量M_SBH与隆起速度离散σ_B的相关性应比与隆起质量M_B的相关性更紧密。在这个模型的上下文中，观察到的M_SBH-sigma_B关系意味着晕应该表现出Faber-Jackson型的质量和速度色散之间的关系。我们的模型最重要的预测是晕属性决定的凸起和SBH参数。该模型也有重要的影响星系形态和磁盘形成的过程。
2003-01-16 astro-ph
Arc Statistics in Triaxial Dark Matter Halos: Testing the Collisionless Cold Dark Matter Paradigm
星系团中透镜弧的统计数据是研究暗物质晕的非球性和内斜率的有力工具。我们发展了一种半解析方法来计算三轴暗物质晕中弧的数目。这结合了蒙特卡罗射线追踪模拟的透镜截面和宇宙学N体模拟评估的轴比的概率分布函数（PDF）。这种方法使人们能够将这两个不对称性的投影质量密度和伸长率沿视线分析，第一次在宇宙学透镜弧统计。正如预期的那样，三轴暗物质晕显着增加弧相对于球形模型的数量;差异超过一个数量级，而增强的值取决于密度分布的具体属性。然后，我们比较我们的理论预测与观察到的弧数从38个X射线选定的集群。与以前的说法相反，我们的三轴暗物质晕与内部密度分布ρ \propto r^{-1.5}在一个λ主导的冷暗物质（CDM）宇宙再现良好的观察。由于解释观测数据所需的中心质量浓度和三轴比（短轴与长轴比~0.5）与宇宙学N体模拟一致，因此我们的结果可以解释为在质量尺度上为无碰撞CDM范式提供强有力的支持。
2004-01-15 astro-ph
Dynamics of galaxies with triaxial Haloes
本文研究了具有三轴暗物质晕分量的星系模型的盘平面附近轨道的稳定性。我们还研究了弱离散噪声，快速旋转杆扰动和弱耗散对这些轨迹的影响。如果物质分布是三轴的，并且有一个恒定密度的核心，耗散导致核心半径内的物质流入中心。这导致了中心质量的形成，反过来又破坏了在这些区域形成的任何恒星的轨道。特别是，即使气体通过耗散沉降到一个扁平的圆盘中，在该圆盘中形成的恒星稍后也会形成一个类似凸起的扩散，其程度与晕的核心半径和平面中原始的不对称性有关。气体流入的过程受到这样一个事实的调节，即太大和凝聚的中心质量导致在中心区域产生稳定的闭环轨道，气体可以围绕该轨道移动。这似乎阻止了中心质量的积累，直到它变得足够大，使晕三轴性迅速丧失。有人发现，弱离散噪声可以改变这种轨迹的分数显着，因此可以有重要的影响星系的建模。快速旋转杆扰动的加入也显著地增加了不稳定性的程度。因此，如果棒可以形成三轴晕，它们很可能很快被破坏，留下一个类似凸起的结构（这可以解释高红移星系的调查中没有棒）。
1998-05-24 astro-ph
The dwarf galaxy DDO 47: testing cusps hiding in triaxial halos
我们提出的矮星系DDO 47的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。为了寻找所谓的“隐藏”尖点所需的非圆形运动，我们对速度场进行了谐波分解：在DDO 47中，非圆形运动在全球范围内处于2-3 km s $^{-1}$的水平，远远不足以使观测到的旋转曲线与$Λ$ CDM预测相一致。我们的结论是，围绕DDO 47的暗物质晕是真正的核心和尖点不能隐藏的非圆形运动。更多细节显示在Gentile等人（2006，ApJL in press，astro-ph/0506538）中。
2005-10-20 astro-ph
Triaxial Haloes and Particle Dark Matter Detection
本文介绍了一族无标度三轴晕的性质。我们举出的参数表明，这样的模型的速度椭球在圆锥坐标系中对齐。我们提供了一个算法来找到一组圆锥对齐的速度二阶矩，支持一个给定的密度对重力场的光环。对数椭球模型的情况下-最简单的三轴概括熟悉的等温球-详细检查。自洽模型所需的速度色散是解析的。暗物质的速度分布可以近似为三轴高斯分布，其半轴等于速度色散。全世界大约有20个实验正在寻找弱相互作用的暗粒子暗物质（WIMP）和探测器核之间稀少的相互作用的证据。由地球绕太阳自转引起的年调制信号是鉴别WIMP事件和背景的重要标志。6月最高，12月最低。我们计算的差分检测率的能量沉积在我们的对数椭球晕模型的罕见的WIMP核相互作用。三轴度和速度各向异性改变总速率高达40%，并对年度调制信号的幅度有重大影响。在我们的径向各向异性晕模型中，整体速率最大，但调制幅度最弱。甚至信号的符号也可以改变。限制对低能量事件的关注，模型预测最大速率发生在12月，而不是6月。
2000-08-09 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
Triaxial vs. Spherical Dark Matter Halo Profiles
当分析宇宙学N体模拟中形成的暗物质晕时，通常的做法是利用球壳获得密度分布。然而，众所周知，所研究的系统远非球对称，而是遵循三轴质量分布。在这项研究中，我们提出了一个估计的误差引入球平均椭圆质量分布。我们系统地研究了球对称假设下使用三轴密度分布时所产生的差异。我们表明，在密度的变化可以高达50%的外部暗物质晕极端（但仍然可信）轴比为0.55：0.67：1。内部部分受影响较小，但仍显示这些长轴系统在16%水平上的分散。对于更适中的椭圆度，即0.73：0.87：1的轴比，误差较小，但仍高达10-20%，取决于距离。我们还提供了一个简单的公式，允许估计此方差作为半径的函数为任意轴比。我们的结论是，高度扁长和/或扁圆系统更好地配合分析配置文件，考虑到宇宙学对象的三轴性质。
2006-09-13 astro-ph
Disk Galaxy Rotation Curves in Triaxial CDM Halos
我们使用N体流体动力学模拟研究磁盘的结构在三轴潜力类似CDM晕。我们的分析重点是从模拟长缝光谱的旋转曲线推断的暗质量分布的准确性。我们考虑一个无质量的磁盘嵌入在晕轴比为0.5：0.6：1.0，其旋转轴与晕的短轴对齐。气态粒子的闭合轨道偏离共面圆对称，导致各种长缝旋转曲线形状，这取决于圆盘相对于视线的方向。因此，旋转曲线可能与暗物质晕的球形平均圆周速度分布有很大不同。“固体”旋转曲线-通常被解释为暗物质分布中恒定密度核心的特征-在随机取向的情况下获得约25%的时间，尽管暗物质遵循Navarro，Frenk & White（NFW）提出的尖点密度分布。我们的结论是，低表面亮度星系的旋转曲线的形状和CDM晕的结构之间的差异报告可以解决一旦晕三轴的气体成分的动力学的复杂影响被适当地考虑。
2004-08-06 astro-ph
A New Look at Massive Clusters: weak lensing constraints on the triaxial dark matter halos of Abell 1689, Abell 1835, & Abell 2204
测量星系团尺度上的三维质量分布是LCDM模型的一个关键测试，它提供了对暗物质性质的限制。最近的工作调查的质量分布的个别星系团（如阿贝尔1689）使用弱和强引力透镜揭示了潜在的不一致的预测结构形成模型相关的晕质量浓度和这些关系，在大规模的集群测量。然而，这种分析采用简单的球形晕模型，而越来越多的工作表明，三轴三维晕结构是常见的和重要的参数估计。我们最近引入了一种马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）方法来拟合全三轴模型，以弱透镜数据，提供参数和误差估计，完全结合了自然界中存在的真实形状不确定性。在本文中，我们将该方法应用到弱透镜数据获得的ESO/MPG宽视场成像仪的星系团A1689，A1835，和A2204，根据贝叶斯先验的范围从理论和独立的X射线和强透镜观测。对于Abell 1689，使用简单的强透镜先验，我们发现边缘化的平均参数值M_200 =（0.83 +- 0.16）x10^15 M_solar/h和C=12.2 +- 6.7，这与LCDM中预测的质量浓度关系略有一致。伴随着我们的三轴参数估计的大误差轮廓更准确地代表了我们对星系团透镜结构的有限知识的真实程度，并明确了结合来自其他理论，透镜（强，弯曲）或其他观测（X射线，SZ，动态）数据的许多约束的重要性，以自信地测量集群质量配置文件。（节录）
2008-12-03 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
The Effect of Dissipation on the Shapes of Dark halos
星系形成过程中气体的消散会改变暗晕的密度分布和形状。气体以辐射方式耗散能量，并下沉到暗晕的中心，形成星系的发光部分。由此产生的中心密度增强可以改变晕的轨道分布。我们模拟耗散内的初始三轴N体暗晕的粒子分布的中心缓慢增长的潜力。暗晕从长轴-三轴晕（$T \sim 0.8$）转变为扁圆-三轴晕（$T \sim 0.5$），同时近似保持扁圆化（$c/a \sim 0.5$）。主要的含义是，黑暗的晕更圆，更扁圆比以前的预测纯粹的无碰撞模拟与新的约束，$b/a \gapp 0.7$。同时，暗晕的内禀密度（$\langle c/a \rangle = 0.5$，$\langle (c/a)^2 \rangle ^{1/2} = 0.15$）的分布在重子坍缩期间得以保留。因此，盘状星系的椭圆形扭曲应该比最初从无碰撞暗晕预测的要小一些。从宇宙学N体模拟的暗晕的形状的预测分布是在更好的协议与椭圆星系的椭圆分布，如果我们假设所有的晕和星系成为扁率三轴重子耗散。观察到的运动失准角的分布也与该形状分布一致，如果
1993-08-31 astro-ph
Twisting of X-ray isophotes in triaxial galaxies
本文研究了椭圆星系中亮星分布和暗晕之间的三轴度差异所产生的X射线等照度线扭曲。对于一个典型的扁球形发光星系，它嵌入一个由无耗散坍缩形成的更长的晕中，三轴度差ΔT = ~0.7导致典型的等照度线扭曲<Δ λ_X> = ~16 deg +/- 19 deg，在3个恒星有效半径处。在一个包含重子耗散的模型中，影响较小，ΔT = ~0.3，<Δ τ_X> = ~5 deg +/- 8 deg。因此，精确测量X射线等照度线扭曲可能能够在星系形成期间对重子和无耗散暗物质之间的相互作用设置约束。E4星系NGC 720中的30度X射线等照度线扭曲不能用我们的模型再现，这表明晕和恒星之间存在固有的错位，而不是投影效应。
1997-08-22 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 Evolution of Viscous Inclined Disks in Axisymmetric and Triaxial Galaxies
我们用Pringle（1992）提出的一组方程来研究在类星系势场中相对于惯性空间静止或翻滚的粘性扭曲盘的演化。在轴对称势中，圆盘以一个主要由系数$ν_2$确定的速率沉降到赤道面，该系数与垂直于圆盘局部平面的剪切有关。如果盘最初靠近星系赤道，那么倾斜度衰减的速率可以用Steiman-Cameron和Durisen（1988）的解析公式很好地描述;在高度倾斜的盘中，曲率的“破碎波”在穿过盘时会变陡，使得数值处理不可信。在惯性空间中静止的三轴势场中，沉降速度比扁星系或长星系快，因为盘同时绕两个垂直的轴扭转。如果势盘的形状绕着它的一个主轴翻转，粘滞盘就会陷入一种扭曲的状态，在这种状态下，每个半径处的气体都遵循一个稳定的倾斜轨道，该轨道进动，以便相对于下面的星系保持静止。
1995-12-19 astro-ph
Reconstructing Three-dimensional Structure of Underlying Triaxial Dark Halos From Xray and Sunyaev-Zel'dovich Effect Observations of Galaxy Clusters
虽然星系团作为探测宇宙学的{ \it工具}的使用已经确立，但它们的传统描述仍然依赖于20多年前提出的球形和/或等温模型。相反，我们提出了一个解投影方法，以提取其内在的性质，从X射线和Sunyaev-Zel'dovich效应的观测，以提高我们的理解集群物理。首先，我们发展了一个理论模型的流体静力学平衡的星系团内气体在一个三轴暗物质晕具有恒定的轴比。在这个理论模型中，气体的密度分布表示的暗物质晕的内在属性。然后，我们将投影效应纳入气体轮廓，并表明气体表面亮度轮廓表示的偏心率和暗晕的取向角。为了我们的理论模型的实用目的，我们提供了几个气体密度和温度分布的经验拟合公式，也提供了与X射线和Sunyaev-Zel 'dovich效应观测有关的表面亮度分布的经验拟合公式。最后，我们构建了一个数值算法来确定使用我们的模型的晕偏心率和方向角，并证明，它是可能的，在原则上重建的3D结构的暗晕从X射线和/或Sunyaev-Zel'dovich效应集群数据单独不需要先验，如弱透镜信息，而不依赖于这样的限制性假设，作为晕轴对称的视线。
2003-10-18 astro-ph
The Milky Way's stellar halo - lumpy or triaxial?
我们提出了最小卡方拟合的幂律和赫恩奎斯特密度分布的F-关断星在8个2.5度宽的条纹SDSS数据：5个在北银河帽和3个在南银河帽。在已知的恒星星系晕中，有大量的潮汐碎片流或其他明亮的结构，或者可能包含来自厚盘的大量污染物的部分，都被避免了。这些数据强烈支持一个关于银河系旋转轴不对称的模型。如果作为一个自由参数，最适合的椭球体的中心是令人惊讶的约3 kpc从银河系中心的方向上的太阳的运动。该模型适合有利于在太阳位置的晕星的密度值较低。一个非轴对称的恒星分布的替代方案是，我们的拟合被以前未识别的luorescent子结构所污染。
2005-07-28 astro-ph
New Models for a Triaxial Milky Way Spheroid and Effect on the Microlensing Optical Depth to the Large Magellanic Cloud
我们得到的数据的基础上，由纽伯格和Yanny的三轴银河系球体模型。最适合的数据发生在一个球体中心，从银河系中心移动了3 kpc。研究了三轴度对大麦云云微透镜光学深度的影响。光学深度可以用来确定大质量致密晕天体（MACHO）的数量;较大的球体贡献意味着较少的MACHO。一方面，三轴性使我们和大麦哲伦星云之间的视线上产生更多的球体质量，从而产生更大的光学深度。然而，移动球体中心会导致另一个方向的效果：球体中心的最佳拟合是远离LMC的视线。因此，这两种效应趋于抵消，使得由于Newberg/Yanny三轴晕引起的光学深度的变化至多为50%。在我们考虑的四个模型中减去球体的贡献后，如果假设MACHO合作观测到的所有过量透镜事件都是由于MACHO，那么MACHO对星系晕质量的贡献（中心值）在8- 20%之间变化。这里的最大值是由于原始的CNOO协作结果，最小值在数据中的1 sigma误差水平下与0%一致。
2006-06-20 astro-ph
Chandra Evidence for a Flattened, Triaxial Dark Matter Halo in the Elliptical Galaxy NGC 720
我们分析了Chandra ACIS-S对椭圆星系NGC 720的观测，以验证暗物质（DM）晕的存在并测量其椭圆率。ACIS-S3图像显示了60多个点源。对于半长轴a<~150”（18.2 h_{70} ^{-1} kpc），漫射发射的椭圆率为ex ~0.15，这小于从ROSAT获得的值0.2-0.3，因为点源污染了ROSAT值。钱德拉数据证实了ROSAT发现的~20度位置角（PA）扭曲，但钱德拉扭曲更为平缓，这也是因为点源污染了ROSAT值。总的来说，α <~150”的ex和PA值可以用Romanowsky和Kochanek发表的NGC 720的三轴模型来解释。由于光学图像显示没有实质性的等照度线扭曲，X射线PA扭曲需要大量的DM晕，如果热气体是在流体静力平衡。质量跟随光的假设也不符合扁长对称的钱德拉椭圆率在96%（98%）水平。因此，无论是PA扭曲和钱德拉图像的椭圆度意味着DM晕独立的气体T配置文件-证据，不能被排除的替代重力理论，如MOND。DM密度模型rho ~a^{-2}提供了最佳拟合，并且对于扁长模型给出了0.37 +/- 0.03（0.36 +/- 0.02）的椭圆率。这些适度的椭圆度DM晕是不一致的，如果DM是自相互作用的，如果DM是冷分子气体的高度扁平的晕预测的近球形晕预测。这些椭圆度也可能太大，无法用温暖的DM来解释，但与Lambda-CDM范式中形成的星系大小的…
2002-05-28 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
The impact of halo shapes on the bispectrum in cosmology
我们使用Smith & Watts的三轴晕模型来研究暗物质晕形状对双谱的影响。通过数值积分推导并计算了解析表达式。两个模型的椭球晕配置文件被认为是：一个玩具模型，旨在隔离晕形状的影响单独的集群和现实的模型京和苏托。对于等边k-空间三角形，我们表明，三轴模型的预测被抑制，相对于球形模型，约7%和4%的两个配置文件分别。作为三角形配置的函数的减少的双谱被发现是非常敏感的小尺度上的晕形状。一般特征是，相对于球形模型，信号对于接近等边的k空间三角形被抑制，并且对于共线的配置被增强。这似乎是一个独特的签名晕三轴。还探讨了星系的双谱。两种模型的晕占领分布（HOD）被认为是：二项分布Scoccimarro等人。和Kravtsov等人的泊松卫星模型。我们的预测表明，星系双谱晕的形状也很敏感，虽然相对于质量，效果减少。Kravtsov等人的HOD被发现更敏感。这是由于在这个模型中，每个晕的平均星系数是一个更陡峭的质量函数，因此给了大质量（更三轴）的晕更大的权重。有趣的是，函数形式对HOD的细节并不强烈敏感，但主要由晕的形状决定。然而，在不同尺度上和针对不同k空间三角形进行的测量的组合对晕圈形状和HOD都敏感。
2005-10-05 astro-ph
Realistic triaxial density--potential--force profiles for stellar systems and dark matter halos
描述动态热恒星系统的光度-密度分布的流行模型（例如，Jaffe，Hernquist，Dehnen），以匹配de Vaucouleurs的$R^{1/4}$光剖面的去投影形式。然而，我们现在知道，椭圆星系和星系球显示了一个依赖于质量的结构轮廓范围。为了弥补这一点，Terzic和Graham的模型被设计成与Sersic $R^{1/n}$光剖面的去投影形式紧密匹配，包括去投影指数光剖面和具有部分耗尽核心的星系。因此，它适用于描述旋涡星系、矮椭圆星系、"幂律"椭圆星系和"核"椭圆星系中的核球，以及由$Λ$ CDM宇宙学模拟形成的暗物质晕。在本文中，我们提出了一个新的家庭的三轴密度势力三元组，它推广了Terzic和Graham的球形模型，以三维。如果存在（可选）幂律核心，则它是5个参数的族，而在没有核心的情况下，它减少到3个参数。在新的家庭的等密度线分层共焦椭球和潜力和部队表示的积分，这是很容易数值计算。我们为社区提供了一套用于轨道积分的数值例程，其功能：优化了该系列的势和力的计算;能够在并行平台上运行模拟;以及模块化和易于编辑的设计。
2007-02-22 astro-ph
Disk-Halo Interplay in Galaxy Evolution
本文综述了在平衡和非平衡盘星系模型中盘晕相互作用的一些方面。具体来说，我们专注于磁盘晕共振相互作用，没有和存在的气体成分。另一个问题是在一个三轴暗物质晕中的圆盘生长。我们认为，虽然三轴性是合并过程和径向轨道不稳定性的结果，它是发展中的混乱，阻尼的第一代酒吧和洗晕prolateness。这种混沌是由系统中的引力四极相互作用触发的，并由重子特有的许多其他过程支持。
2007-10-02 astro-ph
Hydrodynamic simulations of the triaxial bulge of M31
用一种新的二维网格流体动力学程序模拟了M31内盘的星际气体流动。恒星核球的电势是从其表面亮度分布图推导出来的。为了解释M31中心等照度线的扭曲性质和内部圆盘中的非圆形气体速度，我们假设凸起是三轴的，并且与圆盘在同一平面内旋转。结果与CO观测结果进行了比较，发现隆起是一个快速旋转的B带质光比，Y = 6.5 +/- 0.8，和共旋半径的比隆起半长轴，R = 1.2 +/- 0.1，这意味着任何暗晕必须有一个低密度的核心，与CDM的预测相矛盾。这些结论将通过进一步的观察来证实模型的离轴CO速度预测。
2001-03-14 astro-ph
On the deprojection of triaxial galaxies with Stäckel potentials
介绍了一类三轴Stäckel势-密度偶。借助于二次规划方法，可以建立一个适合于给定投影密度分布的势-密度对的线性组合。这种去投影策略可以用来模拟有或没有暗晕的三轴椭圆星系的潜力。此外，我们还指出，Stäckel三轴密度和势的表达式在表示为差分形式时大大简化，这在数值上是方便的。本文给出一个测光遵循德伏库勒定律的星系NGC~5128的三轴反投影的例子。
1996-03-14 astro-ph
Improving the triaxial bulge model of M31
Berman（2001）astro-ph/0103209最近提出了一个详细的仙女座星系（M31）核球三轴引力势中气体流动的流体动力学模型，该模型与沿其长轴观测到的CO发射线速度非常吻合。在本文中，我们证实了该模型的有效性，表明它也可以重现观察到的CO速度的主轴-一个更强大的测试。然而，CO的观测结果往往比直接应用伯曼的原始模型所建议的速度范围更广。这种情况可以得到显着改善，如果分子盘更厚，已经遇到了在其他旋涡星系的动力学模拟的要求，通常归因于星系喷泉般的过程中的分子层加宽。然而，在M31的中心区域，我们还不清楚是否真的存在一个厚的分子盘，或者加宽分子层仅仅是一种人为的理论手段来解释一些盘的翘曲。模型中未包括的其他效应，如水跃，也可能导致速度的扩大。
2002-06-17 astro-ph
Dynamics of Triaxial Galaxies
明亮的星系和它们的暗晕很可能具有三轴形状。三轴系统的分布函数的构造是一个困难的问题，因为只存在一个精确的运动积分，即能量$E$。尽管如此，通过使用特殊势的分析方法、轨道密度的数值组合（史瓦西方法）和N体模拟，已经取得了进展。尽管有这些努力，我们离理解--更不用说构建--解释现在可用的星系光度和运动学数据所需的各种模型还有很长的路要走。一些主要的未解决的问题，包括范围内的内在形状和数字旋转速度，稳定的动力学平衡，可以建立，和动态的作用，尖点和中央黑洞。
1995-10-30 astro-ph
An Analytic Model for the Axis-Ratio Distribution of Dark Matter Halos from the Primordial Gaussian Density Field
从物理学原理出发，给出了三轴暗物质晕轴比分布的解析表达式。采用图片的三轴崩溃的基础上Zel'dovich近似，我们推导出解析的小到大和有条件的中长轴比分布，并检查它们如何依赖于晕质量，红移，和宇宙学。利用Jing & Suto在2002年给出的模拟数据对该模型进行了检验，发现该模型成功地再现了条件中长轴比分布，并近似地再现了短长轴比分布。然而，我们的解析轴比分布与质量和红移的趋势是相反的，发现在N体模拟。我们的分析模型的失败提出了限制的分析方法的基础上的拉格朗日理论的晕椭圆。考虑到与模拟结果的总体一致性，我们的模型为使用暗晕的轴比分布作为宇宙学探测器提供了新的理论步骤。我们还讨论了几种可能的改进模型。
2005-06-28 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
Effects of galaxy-halo alignment and adiabatic contraction on gravitational lens statistics
研究了早型星系中心三轴冷暗物质晕的强引力透镜统计。我们计算了双，尖点和四配置的图像分离分布。在大的分离的图像多重性的比率是一致的三轴NFW模型，并在小的分离是一致的奇异等温椭球（SIE）模型。在所有的分离，总的透镜几率增强绝热收缩。如果假设没有绝热收缩，裸露的尖形结构在大约2.5“处变得占主导地位，这与数据不一致。我们还表明，在小到中等的分离，图像的多重性敏感地依赖于发光和暗物质投影密度分布的形状的对齐。在与影响这些比率的其他属性的比较中，对准程度对总透镜概率没有显著影响。因此，这些相关性可以通过将理论图像分离分布与来自未来宽和深空巡天（例如Pan-Starrs、LSST和JDEM）的足够大的透镜样本进行比较来约束。了解星系形状与其暗物质晕之间的相关性对于未来的弱透镜巡天具有重要意义。
2007-11-16 astro-ph
The Shape and Figure Rotation of NGC 2915's Dark Halo
NGC 2915是一个蓝色的致密矮星系，有一个非常延伸的HI盘，显示出一个短的中央棒和延伸的螺旋臂，两者都远远超出了光学组件。我们用Tremaine & Weinberg（1984）的方法从HI射电合成数据中测量了条的方向图速度。我们的测量结果产生了0.21+/-0.06 km/s/arcsec（8.0+/-2.4 km/s/kpc，D=5.3 Mpc）的模式速度，这与一般认为棒盘中的共转位于棒的末端之外的观点不一致，但与最近的具有致密暗物质晕的棒星系模型一致。我们采用的杆半长使共转超过1.7杆半径。模式的存在也是有问题的。由于NGC 2915是孤立的，相互作用不能解释在HI盘中观察到的结构。我们还表明，低观察到的磁盘表面密度和伪环的位置，使它不太可能摆动放大或酒吧驱动的螺旋臂可以解释酒吧和螺旋图案。基于暗物质和HI面密度分布的相似性，我们讨论了暗物质分布在盘状空间中并遵循HI分布的可能性。然后磁盘变得不稳定，可以自然地形成一个酒吧和螺旋图案。然而，这个解释很难与NGC 2915的一些性质相一致。我们还考虑了一个大规模的和扩展的三轴暗物质晕旋转的数字的效果。这种晕的存在得到CDM模拟的支持，显示出强烈的三轴暗晕与缓慢的数字旋转。所观察到的HI盘的结构可以通过旋转三轴图形的强迫而产生。我们将NGC 2915中测量的图案速度与其暗晕的图形旋转联系起来。
1999-06-30 astro-ph
Growing Live Disks Within Cosmologically Assembling Asymmetric Halos: Washing Out the Halo Prolateness
我们研究了在三轴DM晕中星系盘的生长。这些晕是通过约束实现方法组装的，并使用宇宙学模拟从线性区域演化而来。“种子”磁盘已被插入在红移z=3和增加的质量在不同的时间段，10倍~1-3 Gyr，与晕响应准周期性的这一过程。我们遵循的动态和长期的演化的磁盘晕系统和分析的最重要的参数，如3-D DM形状，恒星和DM径向密度分布，恒星酒吧的发展等的变化。我们发现，一个不断增长的磁盘是负责洗出的晕prolateness和稀释其平坦度在一段时间内相比，磁盘的增长。此外，我们发现，一个磁盘的贡献更多的整体旋转曲线在系统中也更有效地轴对称的晕，而不加速晕图旋转。观测的推论是，最大的圆盘可能存在于近轴对称的晕中，而在所有半径上旋转都由晕控制的圆盘则可能存在于更长的晕中。晕的形状是敏感的最终磁盘的质量，但是独立的种子盘是如何引入到系统中。我们还预期，大质量的磁盘受到酒吧的不稳定性，而轻磁盘有这种不稳定性阻尼晕三轴。嵌入在不对称晕盘的宇宙学演化的影响进行了讨论，因此是恒星酒吧的观测分数的推论。最后，晕对恒星棒的反应是形成一个引力尾流--一个几乎与盘中的引力尾流同相的自身的“幽灵”棒。
2006-03-17 astro-ph
The Settling of Warped Disks in Oblate Dark Halos
当一个星系形成时，盘状物最初可能相对于一个扁平的暗晕倾斜。星系盘和晕之间的错位是星系盘翘曲的一个常见解释，因为在这种状态下，星系盘具有类似于真实翘曲的旋进弯曲模式。这个理论中一个可疑的假设是，光环的引力响应可以忽略不计。因此，我们使用各种技术计算的扁圆晕的一个进动倾斜指数盘的响应。我们构建了一个刚性指数盘进动的粒子晕，一个粒子盘进动内的静态凸起/晕势，和一个自洽的模型与粒子盘，凸起和晕模型。当盘与晕的质量比在5个指数尺度半径内很小（$\sim$ 10\%）时，盘在5个轨道时间内沉降到晕的赤道面。当盘和晕的质量相当时，晕在几个轨道时间内迅速与盘对齐，而盘的倾角下降。晕对倾斜盘的快速反应表明，在星系盘中看到的翘曲不太可能是三轴晕内旋进盘的弯曲模式。如果一个星系形成时倾斜于暗晕的主平面，那么要么盘状物会固定在主平面上，要么内晕会扭曲并与盘状物对齐。外晕将在更长的时间内保持未对准，因此仍然可以施加扭矩。如果外晕的错位持续了一个哈勃时间，翘曲弯曲模式可能仍然存在。
1994-04-05 astro-ph
Induced Nested Galactic Bars Inside Assembling Dark Matter Halos
通过跟踪孤立的暗物质（DM）和重子密度微扰的发展，研究了盘星系中嵌套棒系统的形成和演化。在三轴DM晕的组装和反馈的磁盘中形成的恒星演化占超新星和OB恒星风。专注于一个有代表性的模型，我们显示了一个椭圆形的磁盘和第一代的嵌套酒吧与特征子KPC和几个KPC的大小的形成。该系统通过连续的动力学耦合和扩散而演化，迫使气体向内并稳定在共振耦合状态。流入率可以支持中央kpc内广泛的活动，从类星体到塞弗特类型，辅之以作为副产品的蓬勃的恒星形成。最初的酒吧形成触发的潮汐扭矩从三轴DM晕，这是作为一个有限的扰动。这第一代的酒吧不生存超过4- 5 Gyr：到那时，二级酒吧已经完全溶解，而主要的一个已经非常显着削弱，减少到一个脂肪椭圆形。这种演变在很大程度上是由于多个非轴对称组件的相互作用引入的混沌。
2007-06-26 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
Disks and Halos in Pre-Main-Sequence Stars
我们研究了有和没有额外的光学薄晕的耀斑盘的红外辐射。真空中张开盘的通量计算可以被认为是更一般的模型族中的一个特例，在该模型族中，盘被嵌入在光学薄晕中。在没有这样的光环的情况下，通量测量永远不能排除它的存在，因为磁盘耀斑表面定义了一个数学上等效的光环，在所有红外波长下产生完全相同的通量。当一个外半径R处高度为H的外展盘嵌入在可见光波段光深为τ \sub{halo}的晕中时，当τ \sub{halo} >（1/4）H/R时，系统红外通量由晕支配。即使当它的光学深度小得多，晕仍然可以对磁盘的温度分布有显着的影响。成像是唯一的方法来排除潜在的晕的存在，我们确定了一个决定性的测试，从成像观测中提取一个独特的签名耀斑磁盘。
2003-09-01 astro-ph
Interaction between a galactic disk and a live dark halo with an anisotropic velocity distribution
通过引入相空间中暗晕粒子的各向异性分布函数，我们扩展了以往对暗晕与银盘相互作用的分析研究。为此目的，我们采用了剪切片模型的一个补丁的银盘嵌入均匀的晕。我们发现，速度各向异性大大增加了磁盘中的扰动的最大增长因子。
2005-09-30 astro-ph
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
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
Optical Imaging and Spectroscopy of the Edge-On Sbc Galaxy UGC10043: Evidence for a Galactic Wind and a Peculiar Triaxial Bulge
我们提出了新的光学成像和光谱的奇特，边缘上的Sbc星系UGC 10043。B & R成像显示，UGC 10043的内部凸起垂直于主轴伸长。在较大的r，凸起的等照度线扭曲，成为扁圆形和近圆形，这表明凸起是三轴的。基于恒星和电离气体的运动学，没有明确的证据表明，无论是围绕其长轴或短轴的旋转。隆起的西南象限被一条平行于短轴的狭窄尘埃带环绕，可能是内极环的一部分。UGC 10043的星盘具有较低的光学表面亮度，较小的高度，轻微的积分符号翘曲，以及相对于外围盘倾斜的尘埃内部区域。UGC 10043中的HA和[NII]发射线分解为多个速度分量，表明存在流出速度约为104 km/s的大尺度银河风。HA +[NII]成像通过显示双锥形结构中扩展到|z|~3.5kpc的电离气体来重申这一图像。[NII]/HA线强度比随着距离平面的增加而增加，达到高达1.7的值。与大多数具有大规模恒星风的星系不同，UGC 10043的恒星形成率很低（约为1M_sun/yr），这意味着恒星风是由一个相当微弱的中心恒星暴提供动力的。我们讨论的演变方案，可以解释UGC 10043的结构复杂性和大规模的风。[摘要]
2004-03-18 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
