A New Look at Simple Inhomogeneous Chemical Evolution
一个基本的，一个区域，封闭的盒子模型的非均匀化学演化提供了一个替代的参考比简单的模型在没有混合的限制。星系晕和核球星的金属丰度分布函数（MDF）可以通过改变单个演化参数nQ来匹配。Q是污染区的填充因子，n是恒星形成的世代数。因此，Q和n具有等同的作用，并且n和Q的组合产生在任何给定年龄具有不同金属丰度的系统。该模型还修订了对观察到的MDF的解释。非卷积系统探测金属生产f（z）的母体分布，例如，晕分布的高金属丰度尾部符合幂律f（z）。
2000-09-29 astro-ph
7Li in Metal-Poor Stars: The Spread of the Li Plateau
对23颗晕场矮星进行的一项高度均匀的研究已经达到了每颗恒星0.033 dex的Li丰度精度。这项工作表明，在给定的金属丰度下，这些恒星的Li丰度的内禀分布<0.02 dex，并且与零一致。也就是说，晕场矮星的Spite Li高原非常薄。薄排除消耗超过0.1德克斯由旋转引起的额外的混合机制。尽管平台很薄，但Li的[Fe/H]增加，被解释为Li的银河化学演化（GCE）的证据，主要是由于在晕形成时代的银河宇宙线（GCR）的spectrometry反应。Li的演化速率与：（1）晕矮星中散裂6Li的观测;（2）GCE模型;（3）高金属丰度晕星中Li的数据一致。新的数据还揭示了四个新的超缺锂晕矮星，是已知数量的两倍。基于他们的倾向，集群在晕主序星关闭，也存在红色的关闭，我们假设，他们是产品的二进制合并，最终将成为蓝色离散。我们解释他们的低锂丰度正常前主序星（可能是主序星）在低质量恒星合并前的破坏。如果这个解释是正确的，那么这样的恒星就不必再被认为是大多数场晕矮星中存在的可忽略的Li破坏的尴尬。
2000-01-13 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
Implications of O and Mg abundances in metal-poor halo stars for stellar iron yields
星系的不均匀化学演化模型试图再现贫金属晕星的元素-铁比中的散射，这在很大程度上取决于核心坍缩超新星的理论核合成产率。因此，非均匀模型本身是恒星核合成计算的一个检验。应用非均匀化学演化模型，我们的银河系揭示了现有的理论核合成产量的一些缺点。一个问题是预测的[O/Fe]和[Mg/Fe]的散射与在贫金属晕星中观察到的散射相比太大了。这可能是由于O或Mg的产率或Fe的产率（或两者）造成的。然而，O和Mg是主要在流体静力燃烧过程中产生的α元素，因此不受影响大质量恒星坍缩和爆炸的理论不确定性的影响。另一方面，恒星的铁产量很大程度上取决于在喷出物和原中子星之间选择质量切割，因此非常不确定。我们提出的Fe产额分布作为祖先质量的函数，与贫金属晕星的丰度分布一致，并与观测到的具有已知祖先质量的SNe II的Ni产额一致。较低质量的SNe II（在10-20 Msol范围内）的铁产额受到这些观测的很好的限制。然而，目前的观察，不允许确定一个独特的解决方案，更高质量的SNe。尽管如此，主要依赖的恒星铁产量作为祖质量的函数可能会被导出，并可用于未来的超新星/超新星模型的约束。这些结果对于研究化学不均匀性和瞬时混合近似不适用的星系形成的早期阶段具有重要意义。
2002-04-16 astro-ph
Probing Dark Energy at Galactic and Cluster Scales
我们研究了暗物质晕的性质随时变暗能量状态方程的变化。晕的坍缩动力学受精粹势的形式、状态方程的时间演化、场的初始条件及其在高度非线性区域中的均匀性性质的控制。这些对转变、维里化和塌缩时间有直接影响，从而改变非线性密度对比度和维里半径。我们计算晕浓度使用埃克，纳瓦罗和斯坦梅茨算法，检查两个极端的情况下：首先，我们假设的quintessence字段不表现出波动的集群规模和低于均匀的流体;第二，我们假设，该字段内的过密崩溃随着暗物质不均匀的流体。Eke，Navarro和Steinmetz的处方显示，一般来说，在非均匀暗能量模型中的晕浓度高于均匀模型。晕的浓度似乎是由两个形成时代的晕核的变化，以及由不同的virialisation overdensity控制。我们推导出所有模型中的物理晕性质，并讨论了它们的观测意义。我们研究两种可能的方法比较观测与理论预测。第一种方法适用于星系团尺度，包括拟合观测到的X射线团簇气体密度分布预测的NFW配置文件。第二种方法适用于星系尺度，涉及对所谓的中心密度参数的观测测量。
2009-05-04 astro-ph
The Nature of the Halo Population of NGC 5128 Resolved with NICMOS on the Hubble Space Telescope
我们首次给出了一个巨大椭圆星系晕的红外色星等图。NGC 5128（半人马座A）晕中恒星的CMD是根据Soria等人（1996）对WFPC 2 CHIP-3场的HST NICMOS观测构建的，50%完整性星等极限为[F160 W]=23.8。这个区域位于银河系中心以南08'50”（~9 kpc）的距离。光度函数（LF）在[F160 W]=20.0处显示出明显的不连续性。这是1-2等以上的红巨星分支（TRGB）的尖端预期的一个老的人口（~12 Gyr）在距离模数的NGC 5128。我们认为TRGB以上的大多数恒星具有中等年龄（~2 Gyr），与Soria等人（1996）的WFPC 2观测结果一致。有五颗星的亮度比LF不连续亮，这五颗星很可能是由于银河系的污染。超过我们50%完整性极限的平均巨星分支颜色的加权平均值为[F110 W]-[F160 W]=1.22+-0.08，色散为0.19 mag.从我们的人造恒星实验中，我们确定观察到的颜色分布是真实的，这表明金属丰度的真实分布。我们估计的恒星金属丰度范围的下限和上限与银河星团和理论等时线的观测比较。假设一个老的人口，我们发现，在我们调查的NGC 5128的晕场中，恒星的金属丰度范围从蓝色端的大约1%到红色端的大约太阳，平均值[Fe/H]=-0.76和0.44 dex。
2000-05-15 astro-ph
Dynamical virial masses of Lyman-break galaxy haloes at z=3
我们改进了我们早期的动力学估计的莱曼break星系（LBG）在红移z=3的晕的维里质量的看到，狭缝宽度和观测的不确定性的影响。通过对LBG的少量可用旋转曲线的分析，我们确定了半径为7 kpc的圆速度与中心线速度宽度之间的关系Vc 7 =（1.9+/-0.2）sigma。我们使用这种关系，将32个LBG的测量速度宽度的圆速度的分布，为人口的LBG的亮度比R=25.5。我们比较这种分布对预测的分布为“暗晕”模型，其中LBG查明所有的最高质量的暗物质晕在那个时代。观测到的LBG圆周速度比预测的圆周速度小1.4+/-0.15倍。这是一个下限，因为我们忽略了重子耗散引起的圆周速度的任何增加。晕-晕模型预测晕维里质量的中位数为10^12.3兆索尔，圆周速度的范围较小。我们估计的动力学质量中值<10^（11.6+/-0.3）Msol，这一数值要小得多;此外，我们的圆周速度分布远大于日冕预测。这些结果是一致的图片，留下一些最大规模的晕可供占领的其他人口不符合LBG的选择标准。Adelberger等人最近根据测量到的LBG集群估计的中位晕质量为10^（11.86+/-0.3）Msol。我们的动力学分析似乎倾向于较低的质量，并且更符合Somerville等人的碰撞星爆模型预测的中值质量，10^11.3 Msol。[删节]
2005-07-04 astro-ph
Reaching to the Edge of the Milky Way Halo with SDSS
我们使用斯隆数字巡天数据，在大约1000度^2的天空中，讨论了通过各种方法选出的3000多颗候选天琴座RR星的样本。这些恒星探测到距离银河系中心约100千秒差距的晕结构。它们的空间和径向速度分布是非常不均匀的，最突出的特点跟踪Sgr矮潮流。在Sgr矮潮流外，银心半径R在5-60 kpc范围内的空间分布符合R^{-3}幂律。
2003-09-02 astro-ph
Metal Enrichment in the Early Galactic Halo
本文研究了星系晕中金属富集的早期历史。我们使用随机化学演化模型研究化学不均匀性。该模型与长寿命晕星的金属丰度分布函数进行了比较，发现这是获得最佳模型处方的一个线索。我们发现，恒星形成的光环几乎终止了约1 Gyr和晕从来没有化学均匀的恒星形成的历史。这一结论与是否考虑晕的质量损失无关。观测到的α-元素与铁的比例在[α/Fe]-[Fe/H]平面上没有显示散射，但这并不意味着晕中的星际物质是均匀的，因为在这个图上的化学演化路径在恒星形成速率中是简并的。另一方面，[Sr/Fe]比值在贫金属晕星之间的表观分布并不反映金属富集的不均匀性，相反，这是由于锶的生产率急剧增加，而锶的生产率可能是在质量略小于产铁SNII的恒星中合成的。
1999-06-14 astro-ph
The number and metallicities of the most metal-poor stars
简单的，一个区域模型的不均匀化学演化的星系晕被用来预测的零金属丰度，第三星族恒星的数量分数，这是目前的经验估计在<4 e-4。这些分析模型最大限度地减少了自由参数的数量，突出了最基本的限制晕演化。在极限情况下，均匀简单模型和简单非均匀模型（SIM）的观测值和预测值之间存在至少一个数量级的差异。因此，这证明了星族III恒星的观测比例和预期比例存在定量的、明确的差异。我们探讨了母富集事件f（z_0）的金属丰度分布如何驱动SIM和预测的人口III分数。SIM表明，以前确定的“高光环”和“低光环”的人口是一个连续的进化过程相一致，因此可能不一定是物理上不同的人口。可能的演化场景晕演化的SIM的简单化的一个区域的范例内进行了讨论。z_0的值强烈依赖于金属的分散过程，因此，我们研究星际混合和质量输运，第一次明确地将其纳入半解析化学演化模型。扩散被发现是低效的所有阶段，包括热相，的星际介质（ISM）：相关的扩散长度是2 - 4个数量级小于相应的长度尺度为湍流混合。给出了多相ISM的扩散过程的粗糙关系。这表明预期的零以上低金属含量阈值与目前观察到的限值一致。
2002-11-14 astro-ph
The Maximum Effect of Thermal Instability on Galactic Outflows
我们已经研究了稳定的，径向气体流出（或风）从星系和发展的热气体的热不稳定性。为了看到的不稳定性对银河系外流的全球结构的最大影响，我们研究非均匀的共动流和非线性命运的波动的流量。我们比较均匀流的解决方案的结果。在超音速流的情况下，非均匀流的整体结构与均匀流的整体结构差别不大。然而，详细的研究表明，非均匀流的平均密度比均匀流的平均密度下降得更快，因为局部热不稳定性消除了非均匀流中的过密区域，降低了质量通量。我们还发现，当星系引力较强时，被移去的气体形成的冷云分布在星系晕中。在亚音速流动的情况下，在流动终止的区域附近，非均匀流动的形式不同于均匀流动的形式。由于局部热不稳定性降低了质量通量，在均匀流终止区域附近出现的密度升高在非均匀流中没有出现。冷云是由非均匀气流中的热不稳定性形成的，几乎所有的冷云都以相同的最大半径滑行。
2000-09-06 astro-ph
Linking the Metallicity Distribution of Galactic Halo Stars to the Enrichment History of the Universe
我们比较了星系晕恒星的金属丰度分布与分层星系形成的3D实现。来自矮星系的流出物不均匀地富集了星系际介质，其速率取决于当地星系的密度。因此，在早期形成的小星系中形成的第一颗恒星的金属含量低于在更大质量的星系中形成的第一颗恒星，这些星系通常形成得更晚。由于大多数晕星可能起源于吸积矮星，而盘星是由流出的富集气体形成的，这种情况自然会为老盘星产生一个“金属丰度底”，我们发现这与我们预测的晕星金属丰度分布的高端大致一致，与观测结果一致。在我们的模型中，晕星金属丰度的广泛和中心峰值分布得到了很好的再现，自然分散取决于确切的吸积历史。我们的建模包括早期外流的重要“重子剥离”效应，它会刷掉邻近维里化前密度扰动中微弱的气体。这个剥离过程并没有显着修改晕星金属分布的预测形状，但抑制恒星的形成，因此吸积星的数量，有助于重现观测到的总星系晕光度，也缺乏低光度的本地矮星系相对于N体预测。
2001-02-06 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
On the Heterogeneity of Metal-Line and Ly-Alpha Absorption in Galaxy "Halos" at z~0.7
本文研究了TON 153（z_em = 1.01）类星体场中z ~ 0.7的两个星系晕的性质。第一对星系对（G1）是一个z = 0.672，L_B = 4.3 L*_B，E/S 0的星系，探测距离为58 kpc。G1与一个显著的五分量Ly-alpha复合体有关，其τ_LL < 0.4，W_r（Lya）= 2.8 A，速度展度v = 1420 km/s。我们发现没有MgII，CIV，NV，也没有OVI吸收在这些云和推断金属丰度上限-3 < log（Z/Z_sun）<-1，取决于假设的光电离或碰撞电离的气体。第二个星系对（G2）是一个z = 0.661，L_B = 1.8 L*_B的Sab星系，探测距离为103 kpc。G2与富含金属（log Z/Z_sun ~ -0.4）的光致电离气体有关，其N（HI）~ 18.3，速度分布v = 200 km/s。非常不同的G1和G2系统都有气体星系的属性不一致的标准光度依赖星系“晕”模型通常调用类星体吸收线调查。我们强调，越来越多的证据表明，在D < 100千秒差距的制度中，扩展的银河系气体信封没有表现出支持标准化晕模型的均匀性水平。选择效应可能在一个简单模型的发展中发挥了核心作用。我们讨论的背景下的星系形成的Lambda CDM模型的G1和G2系统，并建议的异质性的星系对可能涉及的范围内的超密度星系和气体结构的出现。
2006-12-19 astro-ph
Lyman-alpha Damping Wing Constraints on Inhomogeneous Reionization
限制高红移星系际介质（IGM）中氢中性分数x_H的一个众所周知的方法是通过Lya吸收线的红阻尼翼的形状。我们研究这种方法的有效性，最近的模型表明，IGM中性部分是高度不均匀的大尺度再电离过程中。使用解析模型和“半数值”模拟，我们表明，“栅栏”吸收典型的再电离模型中引入散射和系统偏差的测量x_H。特别是，我们表明，简单的阻尼翼拟合往往高估了真实的中性部分在部分电离的宇宙，与分数误差约30%的中间附近的再电离。这种偏差对于任何非均质模型都是通用的。然而，如果观测样本只探测整个晕族的一个子集，例如具有大HII区域的类星体，则偏差会减小，甚至会低估x_H。我们还发现，阻尼翼的吸收剖面一般是陡峭的比一个天真地期望在一个均匀电离的宇宙。随着再电离的进行，轮廓变陡，视线到视线的散射增加。当然，偏置和散射也取决于x_H，因此至少在原则上可以用来约束它。因此，阻尼翼约束必须通过与非均匀再电离理论模型的比较来解释。
2007-10-01 astro-ph
Chemical and Dynamical Properties of the Stellar Halo
不同密度峰对暗物质晕贡献的密度分布的差异导致了对银河系恒星晕的某些期望。我们将模拟的晕星分为两个种群：在最后一次大合并之前/期间形成的，以及在最后一次大合并之后吸积的。前一个星群更集中地位于z=0，而在低质量晚期形成的原星系中形成的恒星则散布在晕中。观察到的结合能的差异区分这两个群体。我们研究了这两个种群可能的化学丰度特征。我们还表明，在孤立的低西格玛峰形成的星系将形成从原始材料。因此，即使最古老的恒星集中在早期坍缩的致密区域，原始恒星也会分布在整个晕中。因此，缺乏观测到的无金属恒星可以被视为直接限制了第三星族IMF，而观测到的金属丰度最低的恒星可以被解释为持有第三星族恒星化学产额的线索。
2007-06-03 astro-ph
Mass of clusters in simulations
我们发现，DM晕，在n-体模拟，有一个边界层（BL），分离绑定从未绑定的质量。设T（r）和W（r）为晕壳层的动能和势能。我们发现，在几乎所有的晕中：（i）维里比R=-2T/W至少有一个持久的（即与分辨率无关的）极小值r_c，使得在它附近，（ii）函数w=-dlog W/dlog r有一个极大值，（iii）关系式R（r_c）=w（r_c）几乎完全满足。半径r_c是BL的位置，在TCDM和LCDM模型的模拟中发现的晕中，使用ART和GADGET代码以各种分辨率运行。我们发现，在大约300个M>4.2 10^14 M_s h^-1的晕（每个模型）中，有97%的晕具有BL。那些没有BL的公司正在进行大规模的合并。根据维里定理，包含在r_c中的质量M_c与由速度求得的质量几乎一致。当r>r_c时，粒子不处于维里平衡.利用r_c，我们得到每个晕的密度对比度Δ_c。对于每个质量标度，Δ_v=178 Ω_m^0.45都在Δ_c的范围内，但Δ_c的范围很宽，平均Δ_c比相应的Δ_v小约25%。在球对称假设下推导出的性质匹配是剧烈弛豫破坏与以前的椭球非线性生长有关的特征的结果。反过来，最终Δ_c的扩展是不同的3-D几何形状和塌陷期间的可变环境的印记，如通过与Sheth & Tormen分析的比较所建议的。
2003-01-14 astro-ph
Building up the Galactic Halo: The Sagittarius dSph and the globular cluster M22
人马座矮椭球（Sgr）和一些球状星团（GGC）可以被认为是银河系晕的组成部分。我们提出了一系列的结果的基础上的宽视场测光的Sgr系统和GGC M22。特别是对于Sgr，我们提出：（1）RGB凸起的检测，这一特征与RGB的形状一起可用于限制年龄和金属丰度的允许范围，以及（2）检测一个清晰的蓝色水平分支，该分支探测金属贫乏群体的存在。在M22的情况下，我们提出了明确的证据表明，差异变红是观察到的进化序列的传播的主要原因。
2003-05-07 astro-ph
Evolution of Beryllium and Boron in the Inhomogeneous Early Galaxy
Tsujimoto，Shigeyama，& Yoshii（1999，ApJL，519，64）最近提出了一个超新星驱动的星系晕化学演化模型，该模型被推广到研究Be和B（BeB）等轻元素的演化，它们主要是通过与银河系宇宙射线的散裂反应产生的。在这个模型中，每颗超新星都将周围的星际气体扫入致密的壳层，并直接用喷出物富集它，喷出物由每颗II型超新星产生的重元素组成，具有不同的祖质量。我们提出了一个双组分源GCRs，星际气体和新鲜的SN喷出物吞没在壳加速的冲击波。我们的模型结果包括：（1）预测模型中BeB和[Fe/H]丰度的内在散射，（2）成功预测观察到的BeB和[Fe/H]之间的线性趋势，（3）建议使用BeB作为宇宙钟，作为[Fe/H]的替代品，（4）可能限制BBN模型未来对贫金属恒星的观测的方法。
1999-07-21 astro-ph
The Observed Mass Profiles of Dark Halos and The Formation Epochs of Galaxies
我们测定了83个ASCA天体的暗晕质量分布。利用Richardson-Lucy算法对X射线望远镜的点扩散函数进行反卷积，计算温度分布，得到质量分布。在0.01 - 1.0 r_维里范围内，得到的质量分布与NFW模型一致.我们发现暗晕的标度半径rs与特征质量密度δ c之间有很好的相关性，表明暗晕具有自相似性。由rs-delta c关系的斜率确定了原始密度涨落的谱指数P（k）\propto k ^n。对于M_200 = 10^12 - 10^15 M_solar，我们的分析给出n =-1.2 +/-0.3，置信水平为90%。暗晕的质量密度可以很好地反映暗晕形成时宇宙的平均质量密度，z = z_f。假设δ_c \propto（1 + z_f）^[3]，我们就确定了每个暗晕形成的时期。我们的分析表明，场椭圆星系和星系群分别形成于1 + zf~15和1 + zf~7 - 10附近。
2000-05-25 astro-ph
Concentrations and Assembly Histories of Dark Matter Halos
我们研究的暗物质晕的密度分布和它们的质量组装的历史之间的关系，使用一个高分辨率的N体模拟的LCDM宇宙学晕的统计样本。对于z=0处的每个晕，我们识别其合并历史树，并确定所有祖细胞的浓度参数c_vir，从而为每个晕提供结构合并树。我们拟合的质量吸积历史的一个普适函数的一个参数，形成时代a_c，定义时的对数质量吸积率dlog M/doga下降到一个临界值以下。我们发现晚期形成的星系往往不那么集中，因此在任何时期a_obs“观察到”的c_vir与a_c通过c_vir=c_1 a_obs/a_c强烈相关。关于这个关系的散射主要是由于c_vir和a_c中的测量误差，这意味着对于给定质量的晕，c_vir中的实际扩散可以主要归因于a_c中的散射。由于晕的浓度和速度旋转曲线之间的直接联系，因为晕的质量组装历史和恒星形成历史之间的可能的连接，这些属性之间的紧密相关性提供了一个重要的新成分星系形成建模。
2001-11-05 astro-ph
Diffuse ionized gas in spiral galaxies and the disk-halo interaction
厚层的温暖、低密度的电离氢（即，旋涡星系中的温暖电离介质（WIM）为盘和晕之间的相互作用提供了直接证据。广泛分布的电离意味着O型星的莱曼连续谱光子中有相当一部分主要产生于中平面附近的孤立恒星形成区域，并且通常被中性氢的不透明云包围，不知何故能够通过盘传播很长的距离并进入晕。此外，即使O型星的电离源，温度和电离状态的WIM显着不同的是在经典的O型星H II区观察到的。因此，WIM的存在及其性质的观测提供了有关星际介质的结构和远离中平面的能量传输的信息，并对模型进行了重要的限制。
2008-12-22 astro-ph
Further constraints on white dwarf galactic halos
星系晕的质量大约有一半可能是以白矮星的形式存在，加上对红外背景光和星系盘初始金属丰度的限制，这将对星系晕的初始质量函数（IMF）产生很大的限制。特别的IMF已经被提出，以切断低质量恒星的数量有助于红外背景和高质量恒星的数量，这些恒星有助于金属丰度的增长，当它们迅速爆炸为引力坍缩（II型和Ib/c型）超新星时。在这里，我们研究了Ia型（热核）超新星对金属丰度的进一步贡献，这些超新星后来将从晕白矮星种群中产生。我们发现，对于大多数Ia型超新星祖先系统的演化方案，到目前为止，对白矮星质量分数的限制，从预测的铁的生产将是非常严重的。当预测的铁过剩不是那么大时，那么目前预测的极高的Ia型超新星发生率也将排除白矮星对晕质量的主要贡献。在所有情况下，白矮星的贡献应该低于5- 10%。此外，对于所考虑的IMF，晕爆发的持续时间应该短于1 Gyr，以避免在第二星族晕矮星的铁丰度中有太大的分布，并且预测的晕$[O/Fe]$比将与观测结果不一致。
1997-08-20 astro-ph
The Star Formation History in the Andromeda Halo
我提出了一个程序的初步结果，以衡量恒星形成的历史，在晕的仙女座星系。使用哈勃太空望远镜上的高级巡天照相机（ACS），我们获得了迄今为止最深的天空光学图像，位于仙女座东南短轴上的一个区域，距离核心51弧分（11千秒差距）。由此产生的色星等图（CMD）包含约300,000颗恒星，并延伸超过1.5等以下的主要序列关闭，在V=30.7等50%的完整性。我们解释此CMD使用ACS的五个银河系球状星团通过相同的过滤器的观测比较，并通过卡方拟合到一个细间隔网格校准的恒星星族模型。我们在仙女座晕中发现了一个主要的（大约30%）中等年龄（6-8 Gyr）富含金属（[Fe/H] > -0.5）的人口，以及一个类似于银河系晕的显着的古老的贫金属人口。年龄上的巨大差异表明仙女座星系晕的形成是一个比我们银河系更剧烈的合并历史的结果。
2003-08-18 astro-ph
The origin of the lead-rich stars in Galactic halo: investigation of the model parameters for the s-process
在星系晕的低金属量极端的几颗恒星显示出大的[Pb/hs]分布。从理论上讲，一颗具有固定金属丰度和初始质量的AGB星应该具有s-过程模式。对于第三次挖掘和s-过程模型，几个重要的属性主要取决于AGB星的核心质量。Zijlstra（2004年）报告说，由于质量损失效率低，初始-最终-质量关系在金属丰度低时变陡。这可能会影响AGB星的模型参数，例如重叠因子和中子辐照时间，特别是在低金属丰度。计算结果表明，在低金属丰度时，重叠因子和中子辐照时间确实很小，特别是对于3.0Msun的AGB星。因此，当改变低质量AGB星的初始质量时，在低金属丰度中发现的[Pb/hs]的分散可以自然地解释。
2006-03-02 astro-ph
Bending Instability of Stellar Disks: The Stabilizing Effect of a Compact Bulge
弯曲模式的饱和条件，在非均匀薄恒星磁盘，从色散关系的分析与来自$N$体模拟。在非均匀盘的中心区域，盘的强度储备对弯曲不稳定性的增长小于均匀层。的球形组件（一个黑暗的晕，凸起）示出具有稳定的效果。后者不仅取决于球形分量的总质量，而且还取决于向中心的质量集中程度。我们的结论是，在旋涡星系中存在一个紧凑的（不一定是大规模的）隆起可能被证明足以抑制弯曲扰动，增加磁盘厚度。我们的$N$ -体模拟证实了这一结论，在该模拟中，我们模拟了几乎平衡的演化，但不稳定的有限厚度磁盘中存在的球形组件。在相同的总质量的球形组件（暗晕+隆起）的最终磁盘厚度已被发现是远远小于在模拟中的集中隆起存在。
2004-12-02 astro-ph
Gravitational lensing of Type Ia supernovae
最近，Holz和Wald（1998）提出了一种确定非均匀宇宙中引力透镜效应的方法。他们对真实星系模型的使用仅限于具有固定质量的奇异截断等温球。在本文中，他们的方法进行了推广，使物质分布更准确地描述星系的实际属性，来自观测和N体模拟。这包括Navarro，Frenk和White提出的密度分布，以及星系质量的分布。作为该方法可能应用的一个例子，我们考虑透镜效应对超新星光度分布的影响。我们发现，不同的质量分布的光滑暗物质晕的结果是非常相似的，使得透镜效应可预测的范围广泛的晕配置文件。我们还注意到，与其他研究一致，人们应该能够区分光滑晕和致密天体中占主导地位的暗物质。例如，100颗红移z=1的超新星样本可以99%的确定性区分所有物质都在致密物体中的情况和物质在光滑晕中的情况。
2000-06-20 astro-ph gr-qc
