Density profiles in a spherical infall model with non-radial motions
本文用一个推广的球形入流模型（SIM）来研究角动量对球形结构最终密度分布的影响。所提出的数值方法能够处理各种初始密度分布（尺度或非无尺度），并且不需要自相似演化的假设。所使用的实际初始密度分布是由CDM功率谱导出的。我们发现，角动量的量和初始的密度分布影响的斜率最终的密度分布在内部区域。因此，更大量的角动量或更浅的初始过密度分布导致在内部区域更浅的最终密度分布。另一方面，在外部区域的斜率不受角动量的量，并具有几乎恒定的值等于在径向塌陷的情况下预测的值。
2002-04-05 astro-ph
Thermal emission from Isolated Neutron Stars and their surface magnetic field: going quadrupolar?
在过去的几年里，大量的观测资源被用于研究孤立中子星的热辐射。详细的XMM和钱德拉观测揭示了X射线脉冲轮廓中的许多特征，如不对称性，能量依赖性以及脉冲轮廓在数月或数年时间尺度上的可能演变。在这里，我们表明，这些特性可以解释由一个补丁的表面温度分布，这是预期的，如果磁场具有复杂的结构，其中高阶多极子有助于与偶极子一起。我们从理论的角度重新考虑这些效应，并讨论它们对热发射中子星观测性质的影响。
2005-01-06 astro-ph
The shapes of dark matter dominated dwarf spheroidal stellar density profiles
对几个以暗物质为主的银河系矮球状星系的恒星密度剖面形状进行了贝叶斯似然分析。该分析表明，在大于99%的置信度下，每个曲线的内幂律ρ \propto r^{-γ}满足γ< 1.21，略微偏好γ \sim 0.7。推测恒星轮廓上的这种束缚可能与潜在的暗物质分布的内幂律有关，揭示了与最近冷暗物质（CDM）的N体模拟所支持的值的统计差异，γ_{CDM} \sim 1.4-1.5。
2004-04-24 astro-ph
Observing the dark matter density profile of isolated galaxies
利用斯隆数字巡天（SDSS），我们通过研究卫星绕孤立星系的速度来探测晕质量分布。在覆盖2500平方米的子样本中，在1000度的天空中，我们探测到大约3000颗绝对蓝星等下降到M_B = -14的卫星，大部分卫星的M_B=-16到-18，与M32和麦哲伦云的星等相当。经过仔细的，独立于模型的去除闯入者，我们发现，卫星的视线速度分散下降与距离的主要。对于L* 星系，视线速度从20千秒差距时的约120公里/秒变化到350千秒差距时的约60公里/秒。这种下降与理论预期非常吻合，因为所有现代宇宙学模型都预测，星系外围部分的暗物质密度随着rho_DM propto r^{-3}而下降。因此，我们第一次发现宇宙学模型预测的密度下降的直接观测证据;我们还注意到，这一结果与MOND等替代引力理论相矛盾。我们还发现100 kpc以内的卫星星系的速度色散与中心星系的绝对星等成比例，即σ propto L^{0.3};这与正常旋涡星系的塔利-费希尔关系非常接近。
2003-01-17 astro-ph
Physical Acceptability of Isolated, Static, Spherically Symmetric, Perfect Fluid Solutions of Einstein's Equations
我们提出以下问题：在文献中现存的爱因斯坦方程的精确解中，有多少可以代表与孤立静态球对称理想流体源相关的场？候选解进行了以下基本测试：i）压力的各向同性，ii）原点的规则性，iii）原点处的能量密度和压力的正定性，iv）在某个有限半径处压力消失，v）能量密度和压力随半径增加单调减小，以及vi）亚光速声速。总共找到了127个候选解决方案，其中只有16个通过了所有测试。在这16个中，只有9个具有随半径单调减小的声速。使用计算机代数系统GRTensorII的分析。
1998-09-02 astro-ph gr-qc
On the Quantum Levels of Isolated Spherically Symmetric Gravitational Systems
球对称纯（Schwarzschild）引力系统的正则量子理论用平面波exp（-iMc^2τ/ \hbar）来描述孤立黑洞，其中平面波exp（-iMc^2τ/ \hbar）关于黑洞的连续质量M和观测者在空间无穷远处的本征时间τ。另一方面，贝肯斯坦和穆哈诺夫根据原子物理学中玻尔-索末菲量子化的精神，假设了这种黑洞的离散质量水平。这两种方法可以通过假定平面波在时间上的周期性边界条件，并通过将实时周期Δ与欧几里得时间周期Δ H= 8πGM/c^3联系起来。这产生质谱M_n=（1/2）\sqrt{n} m_P，n= 1，2，.. .
1996-05-29 astro-ph gr-qc hep-th
Inside the whale: the structure and dynamics of the isolated Cetus dwarf spheroidal
本文介绍了对鲸鱼座矮星系的研究，鲸鱼座矮星系是本星系群中的一个孤立的矮星系。对这个系统的INT/WFC图像进行匹配滤波器分析，没有发现可能从银河系中撕裂的重要潮汐碎片的证据，支持了鲸鱼座从未与银河系或M31发生过重大相互作用的假设。此外，凯克/火卫二的光谱观测确定这个星系是一个独特的运动学群体，拥有$-87\pm2{\rm km\ s^{-1}}$的系统速度和$17\pm2{\rm km s^{-1}}$的速度色散;虽然是暂时的，这些数据也表明鲸鱼座拥有中等的旋转速度$\sim8{\rm km s^{-1}}$。人口被证实是相对贫金属，符合${\rm [Fe/H]\sim-1.9}$，并假设维里平衡，意味着鲸鱼座矮星系拥有一个$M/L\sim70$。因此，鲸鱼座可能代表一个原始矮星系，保留了本星系群中其他矮星系在与大星系相互作用时失去的运动学和结构特性。对鲸鱼座的轨道通过本星群的分析表明它位于远心点;结合一般的矮星群，这表明本星群的质量是$\gta2\times10^{12}M_\odot$。
2006-12-11 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
The Occurrence of the Hall--Instability in Crusts of Isolated Neutron Stars
在以前的文章中，我们指出在霍尔漂移影响下中子星磁场衰减过程中，可能发生以大尺度背景场为代价的小尺度场结构的不稳定上升。这种线性稳定性分析是基于整个中子星地壳的密度均匀的假设，而实际上密度和所有的输运系数变化了许多数量级。在这里，我们延长调查的霍尔漂移引起的不稳定性考虑现实的配置文件的密度和化学成分，以及背景场更合理的径向配置文件。两种中子星模型的主要区别在于对核物质状态方程的假设不同。对于它们的冷却历史和密度和成分的径向分布，我们使用已知的结果来推断电导率分布。这些被送入线性计算的偶极场衰减从各种初始配置。在衰减的不同阶段，拍摄赤道处磁场的快照，以产生用于稳定性分析的背景场分布。结果表明，在中子星壳中可能确实存在霍尔不稳定性。特征生长时间为\lesssim 10^4. 10^6年，取决于冷却年龄和背景场强。讨论了物态方程和初始场结构的影响。
2004-01-02 astro-ph
Apparent Sizes and Spectral Line Profiles for Spherical and Disk Masers: Solutions to the Full Equations
计算的谱线的轮廓和图像的天体物理脉泽辐射出现从孤立的球体和薄磁盘的edge-on. In对比以前的调查，其中各种近似，在这里求解的完整方程的频率依赖的辐射输运，包括分子的热运动。球和盘的谱线轮廓被发现重新扩大到全热多普勒宽度与饱和度的增加基本上是相同的方式是众所周知的发生为线性脉塞。发现在流量显著的谱线内的频率处，激射球和薄圆盘的表观角尺寸随频率的变化可以忽略不计。计算也进行了球形和磁盘脉泽，不是孤立的，但种子辐射的脉泽是从一侧入射时，会发生一个强大的连续源是在远侧的脉泽。再次，发现谱线轮廓随着饱和度的增加而重新加宽到全热宽度，并且表观角尺寸随频率没有显著变化。然而，充分的再加宽确实发生在稍高的饱和度和变化的表观角大小的饱和度的函数是完全不同的孤立脉泽。球面和圆盘是理想化的几何形状，用来研究天体物理脉泽线性近似的可能偏差。
2003-07-30 astro-ph
Universal profile of dark matter halos and the spherical infall model
本文对Hoffman和Shaham提出的Einstein-de Sitter宇宙中具有初始高斯概率分布和无标度功率谱的密度涨落演化的球形下落模型进行了修正。我介绍了一个广义的形式的初始密度分布在一个过密的区域，并切断它在一半的峰间分离会计以这种方式为存在的相邻波动。与Hoffman和Shaham的原始预测相反，维里半径内的密度分布不再具有幂律形状，但其陡度随距离增加而增加。用Navarro、Frenk和White的N体模拟结果得到的变斜率的普遍轮廓公式很好地拟合了星系质量晕的轮廓。对于较小的质量和较高的光谱指数的陡峭的配置文件的趋势也被复制。模型和模拟之间的协议是更好的较小的质量和较低的光谱指数，这表明星系的形成主要通过吸积，而形成的集群涉及合并。
1999-09-13 astro-ph
Mass loss from dwarf spheroidal galaxies: the origins of shallow dark matter cores and exponential surface brightness profiles
矮球状星系具有较浅的中心暗物质密度分布、较低的角动量和近似指数的表面亮度分布。通过N体模拟和分析计算，我们调查在何种程度上这些属性可以从“典型的”$Λ$ CDM星系，这在所有这些属性不同，反馈的动力学后果产生。我们发现，在广泛的初始条件下，一个脉冲质量损失事件将自然地产生一个表面亮度分布在其余的恒星组成部分的矮球状星系（dSph），这是很好的拟合在许多尺度长度的指数，在良好的定性协议与本地组dSph的观测。此外，两个脉冲的质量损失阶段，打断了显着的气体再吸积，被发现是足以将一个中心的密度尖点在暗物质配置文件到一个近恒定密度的核心。这可能会提供当前宇宙学模拟和当前观测之间缺失的联系，当前宇宙学模拟预测暗物质密度分布中的中心尖点，而当前观测发现中心密度分布要浅得多。我们还着眼于dSphs的角动量的历史，并证明，如果这些星系花了大部分的生命周期中的潮汐隔离从大规模的星系，那么他们不能形成高角动量气体盘。
2004-09-23 astro-ph
Dark matter distribution in dwarf spheroidal galaxies
通过模拟矮球状星系的视速度分布的矩，研究了矮球状星系中暗物质的分布。我们讨论了不同的暗物质密度分布，尖形和具有平坦的密度核心。这些预测是在具有不同速度分布的两分量（恒星和暗物质）球形系统的标准动力学理论框架内做出的。我们比较预测的速度色散分布观测天炉座和天龙矮星的情况下。对于各向同性模型的黑暗晕与核心发现，以适应数据比那些尖点。各向异性模型研究拟合两个参数，暗质量和速度各向异性，数据。在这种情况下，所有剖面都产生良好的拟合，但剖面的尖点越陡，拟合数据所需的速度分布越切向。为了解决这一众所周知的退化的密度分布与速度各向异性，我们得到的峰度的视线速度分布的模型发现，以提供最佳的拟合速度色散曲线的预测。事实证明，具有核心的轮廓通常会产生较高的峰度值，其随着距离的增加而比尖点轮廓下降得更陡，一旦峰度测量变得可用，这将允许在轮廓之间进行区分。我们还表明，目前的质量的数据的速度色散的另一种解释，修改后的牛顿动力学还不能排除。
2002-02-27 astro-ph
Properties of spherical galaxies and clusters with an NFW density profile
利用球系统的标准动力学理论，计算了其密度分布服从Navarro，Frenk & White在高分辨率宇宙学N体模拟中首次获得的普遍形式的球形星系和团的性质。我们采用三种模型的内部运动学：各向同性的速度，恒定的各向异性和日益径向Osipkov-Merritt各向异性。的质量，引力势，速度色散，能量和维里比的径向依赖性的解析解被发现，我们测试它们的变化与浓度参数描述的密度分布和速度各向异性量。我们还计算结构参数，如半质量半径，有效半径和各种措施的浓度。最后，我们推导出投影量，表面质量密度和视线以及孔径速度色散，所有这些都可以直接应用于当前的结构形成的情况下的观测测试。在星系的质量尺度上，如果假定质量与光的比值为常数，则NFW面密度分布很好地符合哈勃-雷诺定律。当m ~ 3时，它也能很好地符合Sersic R^（1/m）定律，但m的范围要窄得多，有效半径也比观测到的大得多。假设有效半径的合理值，质量密度分布意味着质光比在所有半径处向外增加。
2000-09-14 astro-ph
Density-potential pairs for spherical stellar systems with Sersic light-profiles and (optional) power-law cores
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）是为了匹配R^{1/4}光剖面的解投影形式而构建的。然而，现在已知真实的星系具有一系列不同的光剖面形状，这些形状与质量成比例。因此，虽然非常有用，上述模型有隐含的局限性，这是通过它们的应用程序来说明一些真正的星系密度分布。另一方面，Prugniel和Simien（1997）给出的分析密度分布与Sersic R^{1/n}光分布的解投影形式（包括解投影指数光分布）非常吻合。因此，它适用于描述在螺旋星系，矮椭圆星系，以及普通和巨大的椭圆星系的隆起。在这里，我们提供了简单的方程，在初等和特殊的功能，为引力势和力与此密度分布。此外，为了匹配部分耗尽核心的星系，更好地探索超大质量黑洞/星系的联系，我们在这个密度分布中加入了一个幂律核心，并推导出类似的混合分布的势和力的表达式。在各向同性假设下，给出了质量和速度弥散的表达式。这些模型也可能被证明是适当的描述暗物质分布在晕形成的LCDM宇宙学模拟。
2005-06-10 astro-ph
Surface Brightness Profiles and Structural Parameters for Globular Clusters in the Fornax and Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxies
我们目前的径向表面亮度配置文件的所有五个球状星团在天炉座矮球状星系，和人马座矮球状星系的四个成员。这些配置文件是来自档案哈勃太空望远镜的观测，并已计算使用相同的技术，我们测量配置文件在我们以前的研究LMC和SMC集群（astro-ph/0209031和astro-ph/0209046分别），除了一些小的修改。从表面亮度分布，我们已经确定了每个集群的结构参数，包括核心半径和光度和质量的估计。我们还提供了一个简短的总结文献测量这些集群的其他参数，包括他们的年龄，金属丰度和距离。我们的核心半径的测量大多是在较好的协议与以前的低分辨率的研究，虽然我们的新值是显着不同的几个集群。天炉座星团5的轮廓似乎不适合国王型模型，我们认为它是一个后核心崩溃的候选者。我们研究的两个矮星系系统中的每一个集群的核心半径的分布，并比较这些与老大麦哲伦星系团的核心半径的分布。这三种分布在测量误差和小样本量的范围内匹配。我们讨论了这方面的影响，我们以前强调的麦哲伦星系团的半径年龄的趋势。
2002-11-18 astro-ph
The DEEP2 Galaxy Redshift Survey: Probing the Evolution of Dark Matter Halos around Isolated Galaxies at z ~ 1
利用DEEP 2红移巡天的前25%数据，以伴星系作为速度分布的发光示踪物，研究了B波段绝对星等为-22<M_B-5log（h）<-21（z=0.7-1.0）的孤立星系的视向速度色散廓线。测量超过200 kpc/h（物理）的银河系中心半径的速度色散，使我们能够确定这些明亮星系周围的总质量，包括暗物质。我们发现在~110 kpc/h时视线速度色散（sigma_los）为162^{+44}_{-30} km/s，在~230 kpc/h时为136^{+26}_{-20} km/s，在~320 kpc/h时为150^{+55}_{-38} km/s。假设暗物质密度分布是一个NFW模型，那么对于我们的卫星宿主样本（平均光度约为2.5 L *），这对应于M_200=5.5^{+2.5}_{-2.0} x 10^12 M_Sun/h的r_{200}范围内的质量。大约$~60%的宿主星系具有早期型光谱，并且在重新架（U-B）颜色中是红色的，与整个DEEP 2样本在相同的光度和红移范围内一致。在相对于M*_B的相似光度范围内，对DEEP 2宿主星系测定的晕质量与斯隆数字巡天对宿主星系的测量结果一致。这种比较对假设的晕质量分布不敏感，并且意味着从z ~ 1到z ~ 0，有卫星的孤立星系的动态质光比（M_200/L_B）增加了~2.5倍。我们的结果是一致的情况下，星系填充暗物质晕类似的从z ~ 0到z ~…
2005-11-08 astro-ph
