Radial velocity moments of dark matter haloes
利用宇宙学N体模拟方法研究了暗物质晕的径向速度分布，重点研究了最低阶偶矩、色散和峰度。我们确定了模拟箱中的10个质量晕的性质，用维里质量和浓度表征的NFW公式近似它们的密度分布。我们还计算了速度各向异性参数的晕，发现它温和的径向和增加的距离从晕中心。的径向速度分散的晕示出了一个最大值的特征轮廓，而径向峰度轮廓从接近高斯中心附近的值开始随着距离而减小。因此，我们确认，暗物质晕具有内在的非高斯，平顶速度分布。我们发现，模拟晕的径向速度矩是相当好地再现的解决方案的Jeans方程的晕参数与各向异性测量的模拟。我们还研究了由十个晕到十维里半径的复合星系团的径向速度矩。在该区域中，速度分散系统地减小以达到背景值，而峰度从低于高斯值3增加到高于高斯值3，表示相对于高斯的从平顶到强烈峰值的速度分布的过渡，这可以被解释为具有小分散的有序流的优势。我们说明的过渡，明确显示的速度分布的复合集群在几个径向箱。
2005-04-19 astro-ph
Probing the Core Structure of Dark Halos with Tangential and Radial Arc Statistics
为了探测暗物质晕的密度分布，我们研究了由暗物质晕产生的引力透镜的弧统计。我们用两个参数来描述晕的轮廓，中心尖点$α$的内斜率和浓度参数$c_{\rm norm}$的中值振幅，对于质量为$10^{14}h^{-1}M_\odot$的晕在$z=0$，并计算了星系团的引力透镜产生的切向弧和径向弧的数目。我们发现弧数除以晕数是一个很好的统计量，它对$c_{\rm norm}$和$α$都很敏感，对宇宙学参数的依赖性很弱。如果具有用于簇的明确定义的选择标准的弧样本变得可用，则可以强烈地约束$c_{\rm norm}$和$α$两者。虽然我们与现有观测数据的初步比较表明，暗晕的内部密度剖面确实与最近的模拟（$α\sim 1.5$）预测的一样陡峭，但需要切向弧和径向弧的均匀样本进行更定量的讨论。
2001-06-12 astro-ph
New observations of the halo radial temperature structure in NGC7662
本文报道了我们对行星状星云NGC 7662的物理结构的研究。使用（3D）积分场谱，我们已经能够更准确地测量电子温度，并在更多的径向位置比以前。在这里，我们简要介绍我们的方法，我们发现一个强的正温度梯度与半径增加。根据流体动力学模型，与中心恒星相比，热晕可能是电离前沿通过的产物（例如Marten 1993）。这种梯度在平衡模型中是找不到的，这一发现--当对其他物体得到证实时--强烈主张在模拟PN晕时使用流体动力学模型。
2006-09-11 astro-ph
Arcs from a Universal Dark-Matter Halo Profile
Navarro，Frenk，\& White最近在数值上发现，在很宽的晕质量范围内，暗物质晕的密度分布可以用一个普适的双参数函数来描述。轮廓是奇异的，接近具有$ρ\propto r^{-1}$的晕轮中心。以前有人认为，在星系团中，背景源的径向扭曲的引力透镜图像，即所谓的径向弧，需要在星系团密度分布中有一个平坦的核心。到目前为止，在两个星系团中已经发现了这样的径向弧，这显然与奇异的密度分布相矛盾。我在这里表明，纳瓦罗等人提出的配置文件。尽管它的中心奇异性，可以产生径向弧，并描述如何在集群中的径向和切向弧的配置文件的两个参数可以确定。然后，我将此分析应用于检测到径向弧的两个集群。在这两种情况下，径向弧的红移仍然是未知的，因此还不能得出关于轮廓参数的明确结论。数值确定的集群大小的晕的参数值，但是，可以用来预测未知的弧红移的范围，从而提供了一个直接的观测测试建议的密度分布。轮廓的一个潜在困难是切向弧的径向放大率很大，因此切向弧应该很厚，或者它们的源在径向方向上应该很薄。
1996-02-12 astro-ph
The radial velocity dispersion profile of the Galactic halo: Constraining the density profile of the dark halo of the Milky Way
我们已经编制了一个新的样本240晕对象的精确距离和径向速度的测量，包括球状星团，卫星星系，现场蓝水平分支星和红巨星从意大利面条调查。新的数据导致银河系中心半径超过50千秒差距的已知物体数量显著增加，这使得可以可靠地确定非常大距离的径向速度分散分布。径向速度色散在30 kpc范围内几乎为120 km/s的恒定值，然后在120 kpc左右持续下降到50 km/s。这种下降对银河系暗物质晕的密度分布和总质量产生了重要的限制。对于恒速各向异性，等温轮廓被排除，而一个黑暗的晕以下的截断平面模型的质量$1.2^{+1.8}_{-0.5}\times 10^{12}$ M_sun和NFW配置文件的质量$0.8^{+1.2}_{-0.2}\times 10^{12}$ M_sun和c=18是一致的数据。与以前的工作相比，示踪剂数量的显着增加加上这些探测区域的大范围，使银河系质量的测定更加精确。我们还展示了速度各向异性的不同假设如何影响质量模型的性能。
2005-07-10 astro-ph
Three-Dimensional Numerical Simulations of Thermal-Gravitational Instability in Protogalactic Halo Environment
我们使用三维流体动力学模拟研究了原星系晕简化模型中的热引力不稳定性。这些模拟遵循了气体的演化，辐射冷却到T = 10^4 K，背景加热和自引力。然后确定了冷却云和凝结云，并详细检查了它们的物理特性。在早期阶段，云开始形成周围的初始密度峰值热不稳定。小的云首先出现，它们是压力约束的。随后，云通过背景压力的压缩以及重力下降而增长。在后期阶段，云与云的碰撞变得重要，云的增长主要是通过引力合并。在后期发现质量M_c > ~6 × 10^6 Msun的引力束缚云。它们近似处于维里平衡，半径R_c = 150 - 200 pc。这些云通过潮汐扭矩以及合并获得角动量，因此它们具有较大的角动量，自旋参数<lambda_s>约为0.3。在密度较大的背景中形成的云往往具有较小的自旋参数。我们简要地讨论了我们的研究结果的影响，在原星系晕的原球状星团云的形成。（节略）
2005-06-08 astro-ph
Fe-bump instability: the excitation of pulsations in subdwarf B and other low-mass stars
我们考虑了低质量B星的铁凸不透明度机制的径向和非径向振荡的激发。这些结果对于解释亚矮星B星、富氦亚矮星和极端氦星的脉动，包括EC 14026和PG 1716变星的脉动具有重要意义。我们证明，对于径向振荡，驱动机制变得有效，通过增加铁凸块不透明度和其他来源的不透明度之间的对比度。铁凸块不稳定边界的位置取决于在信封中的平均分子量，也对振荡的径向顺序。一个更蓝的不稳定边界提供了单独增加铁丰度，解释所观察到的EC 14026变量，并通过更高的径向阶振荡。我们发现，最冷的EC 14026变量可能会有所不同的基本径向模式，但最热的变量必须是更高的径向顺序。在考虑非径向振荡时，我们证明了在某些近正态组分（Z=0.02）的蓝水平支星中，可以激发出高径向阶和低球度（l<4）的g模。额外的铁增强将g模式不稳定区扩展到更高的有效温度，并且还产生p模式不稳定区。有足够的铁，p-模式和g-模式不稳定区重叠，允许一个小的区域，其中EC 14026和PG 1716型可变性可以同时激发。然而，与观测到的EC 14026和PG 1716之间的边界相比，它的位置大约低5000 K。
2006-06-26 astro-ph
Star formation and bar instability in cosmological haloes
这是第三个一系列的论文提出了第一次尝试分析增长的酒吧不稳定性在一个一致的宇宙学方案。在前两篇文章中，我们探讨了宇宙学对恒星盘的作用，以及气体成分对嵌入宇宙学暗物质晕中的盘的影响。本文的目的是指出恒星形成对具有不同气体分数的盘内的杆不稳定性的影响。我们进行宇宙学模拟相同的磁盘晕质量系统在以前的作品中，恒星的形成没有被触发。我们将新的模拟结果与以前的模拟结果进行比较，通过分析恒星组件的形态，棒强度，模式速度的行为来研究恒星形成的影响。我们跟踪的气体和中心的质量浓度在演化过程中，以及它们对酒吧的强度的影响。在我们所有的宇宙学模拟中，一个恒星棒，持续10 Gyr，仍然生活在z=0。气体和新恒星的中心质量浓度对棒的椭圆率有温和的作用，但不能破坏它;在z=0时，恒星棒的强度因恒星形成而增强。条斑图的速度随着盘的演化而减小。
2008-01-30 astro-ph
Non-radial instability of stalled accretion shocks: advective-acoustic cycle
在II型超新星核塌缩的背景下研究了停滞吸积激波的线性稳定性。我们专注于一个特定的不稳定机制的基础上耦合的声学扰动平流（涡度，熵）。这种对流声循环发生在激波和新生的中子星之间。绝热和非绝热过程都可能对这种耦合有贡献，但在第一种方法中只考虑绝热过程。绝热不稳定性的增长时间与平流时间相似，并且由低阶模l= 0，1，2主导。Blondin等人（2003）发现的非径向模式（l= 1，2）不稳定，可能与这种机制有关。
2003-08-29 astro-ph
The Hall instability of weakly ionized, radially stratified, rotating disks
冷的弱电离气体旋转盘，被许多模型认为是原行星云演化的起源。这种盘的不稳定性在恒星和行星的形成理论中起着重要的作用。因此，作为康德-拉普拉斯行星系统形成理论的一部分，一个连续的碎片化成越来越小的碎片的层次，对于当代的宇宙起源学来说仍然有效。传统上，轴对称磁流体动力学（MHD），最近Hall-MHD不稳定性已被彻底研究的角动量的径向转移，和密度径向分层的有效机制提供商。在目前的工作中，霍尔不稳定性对外磁场中的可压缩旋转流体的非轴对称扰动提出了一个可行的机制的方位角破碎的原行星盘，从而可能启动道路的行星形成。由于盘的径向分层和霍尔电场的共同作用，霍尔不稳定性被激发，其增长率为旋转周期的数量级。
2007-01-04 astro-ph
Scalelengths in Dark Matter Halos
我们调查的一个假设，关于在宇宙学N体模拟形成的晕的scalelength的起源。这个假设可以被看作是梅里特和阿吉拉尔提出的早期想法的延伸。我们的研究结果表明，与径向轨道不稳定性的现象是存在于这样的晕，是负责密度分布形状。这种不稳定性设定了速度色散分布从各向同性迅速变化到径向各向异性的scalelength。该标度长度在密度分布中反映为密度分布曲线改变斜率的半径。我们已经测试的想法，径向依赖的速度色散各向异性导致密度分布形状的突破，通过操纵的半解析模型的输入，以模仿径向轨道不稳定性所施加的速度结构。没有这样的操作，形成的晕近似由单一的幂律密度分布和各向同性的速度分布。改变输入形成的晕显示具有类似于宇宙学N体模拟中所见的标度和各向异性轮廓的密度分布。
2005-08-05 astro-ph
Distribution of Dark Matter in Bulge, Disk and Halo inferred from High-accuracy Rotation Curves
旋涡星系的高精度旋转曲线显示，在中心几百pc区域内，质量急剧上升，表明质量向中心高度集中。利用旋转曲线，我们直接计算了表面质量密度（SMD）的径向分布，并得到了质光比（M/L）的径向分布。的M/L的比例被发现不仅在大规模的晕，但也在隆起和磁盘区域显着变化。它在盘内随着半径的增大而增大，并迅速向晕方向移动。在一些星系中，M/L在隆起的中心向内增加，表明有一个巨大的暗核。在此基础上，讨论了旋涡星系中暗物质的径向分布。
1999-10-01 astro-ph
Radial and vertical epicyclic frequencies of Keplerian motion in the field of Kerr naked singularities - comparison with the black hole case and possible instability of naked singularity accretion discs
相对论开普勒轨道频率和相关的周转频率在克尔黑洞吸积盘物理中起着重要的作用，并且可以通过共振或俘获效应解释微类星体中观测到的准周期振荡。由于裸奇点可能存在的理论证据越来越多，我们讨论克尔裸奇点场中开普勒运动的基本轨道频率的行为，主要是为了找到可以在观测上区分假设的裸奇点和黑洞的现象。一些天体物理学的重要后果勾勒，即存在强共振频率的所有克尔裸奇点，与径向和垂直周转频率是相等的定义明确的半径。
2005-02-06 astro-ph
Dark matter halo response to the disk growth
我们考虑了在$Λ$ CDM范式下，圆轨道绝热收缩近似对重子凝聚率和暗物质晕轨道结构的敏感性。利用一维流体动力学模拟，包括暗物质晕质量吸积的历史和气体冷却，我们证明了绝热近似是近似有效的，即使晕和磁盘可能同时组装。我们进一步证明了简单近似的有效性$Λ$ CDM晕各向同性的速度分布，使用三维N体模拟。这个结果很容易理解：在尖点晕中各向同性的速度分布需要比径向轨道更多的圆形轨道。相反，在径向轨道晕的极端情况下，近似值很差。它高估了径向轨道分数较大的核心暗物质晕的响应。由于没有天文学相关的模型是占主导地位的低角动量轨道附近的磁盘和增长的时间尺度是从来没有短于动力学时间，我们得出结论，绝热收缩近似是有用的模拟的暗物质晕的磁盘的增长的响应。
2006-10-16 astro-ph
Study the X-ray Dust Scattering Halos with Chandra Observations of Cygnus X-3 and Cygnus X-1
本文改进了Yao \emph{et al}（2003）提出的点源X射线尘埃散射晕的求解方法。利用这种方法，我们重新分析了天鹅座X-1的观测数据，得到了不同能带的晕径向分布和分数晕强度（FHI），其形式为$I(E)=0.402\times E_{\rm keV}^{-2}$。我们还将该方法应用于天鹅座X-3数据（{ \it Chandra} ObsID 425），并利用{ \it Chandra} ACIS+HETG从一级数据中得到了晕径向轮廓。结果表明，磁晕径向轮廓可以用磁晕模型MRN进行拟合（Mathis，Rumpl $&$ Nordsieck，1977）和WD 01（Weingartner $&$ Draine，2001）;尘埃云应该位于天鹅座X-1距离的1/2到1之间，（来自MRN模型）或1/6至2/3（来自WD 01模型）的距离天鹅座X-3。
2005-03-16 astro-ph
On the origin of the radial mass density profile of the Galactic halo Globular Cluster System
我们调查什么可能是目前观察到的银河系老晕球状星团系统的质量的空间分布的起源。我们认为它的径向质量密度分布是原银河系中冷重子物质分布的遗迹。假设这一结果来自于整个原银河系的轮廓，减去暗物质的贡献（以及束缚原球状云的热气的一小部分贡献），我们表明，围绕银河系中心的冷气体和旧晕的质量分布令人满意地一致。为了更有说服力地证明我们的假设，我们模拟了随时间的演化，年龄为15 Gyr，一个假定的球状星团系统，其初始质量分布在星系晕如下的配置文件的冷原星系气体。我们发现，超过银河系的距离为2至3千秒差距，这样的质量密度分布的初始形状被保存，尽管一些球状星团的完全破坏和部分蒸发的一些人。这个结果几乎与球状星团初始质量函数的选择无关，初始质量函数仍然是不确定的。这些演化的星系团系统质量密度分布的形状也与目前观测到的旧晕球状星团系统的分布一致，从而加强了我们的假设。我们的结果可能表明，在距离银河系中心很近的地方，旧晕质量密度剖面所显示的扁平化，至少部分是原始起源的。
2005-02-22 astro-ph
Infall caustics in dark matter halos?
我们发现，大多数粒子和subhalo轨道在模拟宇宙学冷暗物质晕是令人惊讶的规则和周期性的：相空间结构的外部晕区域的股票的经典自相似二次落入模型的一些属性。在某些时刻，在径向速度-半径平面上可以清楚地看到一些外侧分支.然而，它们在现实的，三轴晕与非径向的，cluerous，质量吸积严重扩大。这可以防止形成高密度焦散：即使在最好的情况下，球形密度剖面也只有很小的增强（<10%）。大质量卫星引起的rho（r）的较大波动是常见的。因此，入射焦散线太弱，无法影响透镜效应或暗物质湮灭实验。它们的探测极具挑战性，因为它需要大量精确的示踪剂位置和外晕中的径向速度。银河系的恒星晕可能是未来唯一可行的目标。
2008-04-25 astro-ph
Nonlinear Stability of Thin, Radially-Stratified Disks
我们进行局部数值实验，研究薄，径向分层磁盘的非线性稳定性。我们证明了存在的径向对流不稳定时，磁盘几乎是在均匀旋转，并表明，净角动量运输是稍微向内，与以前的调查垂直对流。然后，我们表明，对流不稳定的平衡是稳定的微分旋转。对流不稳定性由理查森数Ri = N_r^2/（qΩ）^2决定，其中N_r是径向Brunt-Vaisala频率，qΩ是切变率。当Ri >-1时，即当剪切速率大于增长速率时，非剪切介质中的经典对流不稳定性（Ri -> -无穷大）被抑制。具有近似开普勒旋转轮廓和圆盘半径量级的径向梯度的行星具有Ri > -0.01，因此对于局部非轴对称扰动是稳定的。我们的研究结果的一个含义是，“斜压”不稳定最近声称由Klahr和Bodenheimer是全球或不存在。我们估计，我们的模拟将检测到任何真实的增长率> 0.0025Ω。
2005-09-09 astro-ph
A dynamical and kinematical model of the Galactic stellar halo and possible implications for galaxy formation scenarios
我们重新分析了星系晕（特别是外晕）中的蓝色水平分支场（BHBF）恒星系统的运动学，用Sommer-Larsen，Flynn & Christensen（1994）提出的晕中径向和切向速度色散作为银河系中心距离r的函数的模型拟合了运动学，并使用了一个大得多的BHBF恒星样本（近700颗）。基本的结果是，恒星晕速度椭球的性质显着的变化，从径向各向异性在太阳的切向各向异性在外部的星系晕（r大于约20千秒差距）。具体来说，恒星晕速度椭球的径向分量在太阳圈之外相当迅速地减小，从太阳处的约140 +/- 10 km/s减小到大r时的渐近值89 +/- 19 km/s。随着r的增加，径向速度弥散的快速减小与切向速度弥散的增加相匹配。我们的结果可能表明银河系的形成是分层的（部分或全部）通过合并较小的子系统-“自下而上”的星系形成的情况下，这是相当一段时间以来一直受到大多数理论家的青睐，最近也已经得到了一些观测可信度的一个潜在的小星系群，在高红移，可能是在合并成一个更大的星系的过程中（Pascarelle等1996）。
1996-10-23 astro-ph
Bars in Cuspy Dark Halos
我们研究的酒吧不稳定性模型的指数盘和一个尖状NFW样暗物质（DM）晕的宇宙学模拟的启发。酒吧的演变进行了研究，作为一个功能的数值分辨率在一系列的模型跨越10 K至100 M DM粒子-包括一个多质量模型的有效分辨率为10 G。我们的目标是找到收敛的动力学行为。我们的特点酒吧的增长，屈曲不稳定性，模式的速度衰减，通过共振转移角动量，和可能的破坏DM晕尖。总的来说，大多数特征收敛的行为，详细的晕包含超过10 M的粒子。值得注意的是，在这种情况下，条形的形成不会破坏密度尖点。这些更高分辨率的模拟清楚地说明了离散共振在将角动量从棒传输到晕中的重要性。
2008-07-25 astro-ph
Partial suppression of the radial orbit instability in stellar systems
众所周知，最初由Polyachenko和Shukhman（1981）提出的关于径向轨道不稳定性开始的简单判据，虽然通常是一个有用的工具，但在轻度各向异性系统（其中一些可以被证明是不稳定的）和强各向异性模型（其中一些可以被证明是稳定的）方面都面临着重大的例外。在本文中，我们解决两个问题：是否有无碰撞崩溃的过程，可以导致平衡的例外类型？是什么内在的结构属性，负责有时注意到异常的稳定性行为？为了澄清这些问题，我们已经进行了一系列的模拟碰撞塌缩，从均匀的，高度对称的，冷的初始条件，因为这样的特殊条件，其特点是非常少的混合。对于这些运行，最终状态可以与高达2K_r/K_T \approx 2.75的全局压力各向异性参数的大值相关联。由此构建的高度各向异性的平衡态在其中心区域没有显示出明显的径向各向异性痕迹，在半质量半径（约0.2 r_M）内发生了非常急剧的向径向各向异性包络的过渡。为了检验这种几乎完全各向同性的“核”的存在是否可能对径向轨道不稳定性的明显抑制负责，我们不能求助于具有上述特征和解析可用分布函数的平衡模型;相反地，我们通过初始化N体近似平衡，研究并证实了具有这些特征的构型的稳定性（具有给定的密度和压力各向异性分布）的帮助下的Jeans方程。
2005-10-05 astro-ph
Radial Alignment in Simulated Clusters
在过去几年中，卫星与其暗物质宿主径向对齐的观测证据一直在稳步积累。这种效应在很大范围内都可以看到，从大质量的星系团到星系大小的系统，但基本的物理机制仍然没有建立。为此，我们在高分辨率N体宇宙学模拟中对暗物质子结构的形状和取向进行了详细的分析。我们发现一个强烈的趋势径向对齐的子结构与其主机晕：晕主轴的分布是非常各向异性的，与大多数指向主机的质量质心。一旦亚晕第一次通过宿主的维里半径，排列就会达到峰值，但随后不会被稀释，即使在晕已经通过多达四次的臂间通道之后。这一证据表明，存在一个非常快速的动力学机制作用于这些系统，我们认为，潮汐扭矩在整个轨道是最有可能的候选人。
2008-01-23 astro-ph
Bending instability in galaxies: the stellar disk thickness and the mass of spheroidal component
我们提出的数值N体模拟的银河系恒星盘嵌入到一个球形的黑暗晕的结果。研究了圆盘弯曲不稳定性发展的非线性动力学。轴对称和非轴对称的弯曲模态被认为是增加圆盘厚度的主要因素。并推导了星盘垂直尺度高度与晕+凸起与星盘质量比之间的关系。研究了基于这一关系的边旋星系球盘质量比的估算方法，并将其应用于约束7个边旋星系的球子系统质量和暗晕质量（M_h/M_d）。对于我们的星系，M_h/M_d的值为1阶。
2004-05-07 astro-ph
Density Profile Asymptotes at the Centre of Dark Matter Halos
对于球对称情形，所有描述弛豫暗物质晕的量都可以表示为引力势$Φ$的函数。在很大和很小的径向距离上分解径向速度弥散$σ_r$相对于$Φ$，可以得到密度和速度分布的可能的渐近行为。如果提出合理的边界条件，如有限的晕质量和无力晕中心的渐近密度分布在中心应远不如在数值模拟中获得的配置文件陡峭。在特定情况下，可以得到类似于Plummer模型的轮廓。与N体模拟的结果似乎不一致的原因进行了讨论。
2003-04-14 astro-ph
An Instability in Triaxial Stellar Systems
径向轨道不稳定性是一种集体现象，迄今为止只在球形系统中观察到。我们发现，这种不稳定性也发生在三轴系统中，我们检查进行广泛的N-体模拟的初始条件是通过采样一个自洽的三轴模型的尖状星系组成的发光和暗物质。N体模拟显示星系的时间演化不是由于混沌运动的发展，而是由于过量的盒状轨道引起的集体不稳定性。这种不稳定性很快将这些模型转变为更长的配置，对于暗晕为0.64<b/a<0.77和0.6<c/a<0.7，对于发光物质为0.64<b/a<0.77和0.59<c/a<0.67。当径向偏置轨道对解的贡献减少时，得到稳定的三轴尖状星系和暗物质晕。这些结果构成了三轴星系模型中径向轨道不稳定性的第一个证据。
2008-09-01 astro-ph
A simple analytical model for dark matter halo structure and adiabatic contraction
本文考虑了一个描述暗物质晕内部的简单解析模型。假设暗物质密度服从幂律。该模型在绝热不变量（径向作用和角动量）相空间中处理暗物质分布函数。两个变量被认为是分布函数的角度的一部分：窄和宽的分布。该模型可以明确地描述由于中心重子物质凝聚引起的引力势变化而导致晕绝热收缩的过程。计算了中心暗物质密度的修正，指出绝热收缩计算的标准算法高估了压缩晕的密度，特别是在强径向各向异性的情况下。
2006-06-23 astro-ph
On the relation between radial alignment of dark matter subhalos and host mass in cosmological simulations
我们探讨的依赖性的径向排列subhalos的主机晕的质量，他们的轨道。由于这种效应可以在包括大质量星系团和星系系统在内的广泛尺度上看到，因此通过覆盖相同质量范围的宇宙学模拟来探索这种现象似乎是很自然的。我们有25个分辨率很好的宿主暗物质晕供我们使用，从10^15 Msun/h到10^12 Msun/h不等，每个都由维里半径内的几百万个粒子组成。我们观察到，subhalos往往比孤立的对象更球形。暗晕球度和三轴度的分布均为高斯分布，峰值s约为0。0.80，T接近。0.56，与宿主质量无关。有趣的是，我们注意到径向排列与主晕质量无关，并且\cos θ的分布（即每个子晕的长轴E_a与子晕在主晕参考系中的径向矢量之间的夹角）可以很好地用一个简单的幂律P（\cos θ）与\cos^4 θ成正比，对于所有主晕具有相同的拟合参数。
2008-02-13 astro-ph
Keck Studies of M31's Stellar Halo
我们给出了M31晕中的候选红巨星的Keck 10米/LRIS光谱，它们位于短轴上的投影半径R= 19 kpc。这些光谱目标是使用基于UBRI和形态学筛选的组合来选择的，以消除背景星系。径向速度测量用于将M31晕巨星与前景银河系矮星、M31盘星和残余背景星系分开。每个M31晕巨星的金属丰度都是用标准的光度和光谱技术测量的，后者是基于Ca II三重态的强度。各种[Fe/H]估计值大致一致。数据显示M31的晕[Fe/H]有很大的分散（>2dex）;没有很强的径向[Fe/H]梯度。还给出了M31的五颗矮球状卫星AndI、AndIII、AndV、AndVI和AndVII中红巨星的LRIS和HIRES光谱。看来有一个显着的金属分布在AndVI和可能在AndI。这些外矮星的新径向速度数据被用来限制M31的总质量：最好的估计是在10^（12）Msun以下，比银河系的最好估计略低。
2000-04-27 astro-ph
The properties of cuspy triaxial systems formed due to the radial-orbit instability
上下文我们已经研究了三轴最终模型的结构和运动学形成的径向轨道不稳定性，从一组平衡各向异性的Osipkov-Merritt型的球形系统。目标。我们表明，不稳定性是一种自然的方式来建立非球形系统，因此可以被认为是一种新的技术，用于构建平衡$N$体模型。方法.模型的动力学演化是通过Dehnen的公共代码gyrfacON数值跟踪的。结果我们发现，尽管系统被剧烈地重新排列成三轴构型，并得到了新的标度长度，但各种初始球形模型的密度分布形状并没有改变。尖被认为是一个不变的功能，这样的重排。从一个不稳定的球形$γ$模型出发，得到了一个具有相同尖点的三轴系统。最终产物在大半径处是各向异性的，并且具有Osipkov-Merrit型的各向异性轮廓。各向同性核的大小一旦重新缩放对应于边缘稳定的$γ$ -祖细胞的值，并且几乎与不稳定的起始点无关。结论.我们的结论是，最终产品达到一个新的稳定状态，并具有相当可预测的属性。它们可以作为描述椭圆星系和星系球的平衡模型。它们也可用于处理多部件系统的$N$ -体模拟。
2008-11-16 astro-ph
On the radial density profile of intracluster gas tracing the isothermal dark halo with a finite core
近年来，从矮星系到星系团的广泛质量范围内的软核的发现，对典型CDM模型所提出的尖形NFW普遍密度分布提出了挑战。因此，一个新的，分析模型，而不是成为可用的维里化暗晕是可取的。一个有前途的候选人可能是经验的密度分布提出的Burkert，这类似于一个等温的配置文件中的内部区域中的一个恒定的核心，并在大半径的NFW配置文件相匹配。与此同时，这种修正的暗晕（RDH）轮廓在银河系尺度上取得了巨大的成功。这促使我们将RDH轮廓应用于更大质量的系统，如星系团。本文试图从RDH剖面导出团内气体的径向密度剖面，并与X射线观测和NFW剖面所揭示的结果进行比较。它表明，RDH预测的气体密度可以很好地代表了传统的β模型与一个典型的β参数为0.7-0.9。拟合理论预测的X射线表面亮度轮廓的合奏的45个X射线团簇，我们发现RDH和NFW配置文件变得几乎无法区分。然而，RDH剖面使我们能够通过X射线测量直接计算出星系团的中心暗物质密度。利用这45个星团，我们发现星团中心密度的平均值约为0.01太阳质量pc^{-3}，这与在星系尺度上估计的结果一致，这进一步证实了在整个质量范围内都存在软晕核的说法。
2000-06-09 astro-ph
Density Profiles of Dark Halos from their Mass Accretion Histories
我们使用最近报道的普遍的质量吸积历史的冷暗物质模型（CDM）的模拟晕的形成来分析一个单一的晕的形成和增长。我们推导出随时间变化的密度分布三种不同的方式，基于三个近似的连续更大的现实主义：平衡，径向轨道，和流体近似。对于平衡模型，密度分布在有限的半径和比例因子范围内与NFW或Moore分布拟合良好。对于径向轨道模型，我们发现的配置文件通常比NFW配置文件更陡峭，内部对数斜率接近-2，与纯径向无碰撞系统一致。在流体近似下，我们发现NFW和摩尔分布与N体模拟的半径很好地吻合（r/r_200> 0.01），浓度参数的演变与N体模拟中发现的几乎相同。因此，宇宙晕的演化结构最好理解为随时间变化的质量下落速率对平滑分布、各向同性、无碰撞流体的影响。
2003-02-17 astro-ph
Hobby-Eberly Telescope Observations of the Dark Halo in NGC 821
我们目前的视线恒星速度分布的椭圆星系NGC 821获得约100弧秒（超过2个有效半径）的长缝光谱从霍比-埃伯利望远镜。我们测量的恒星视线的速度分布大于行星状星云在类似的半径测量。我们适合轴对称轨道叠加模型与一系列的黑暗晕密度分布，包括二维运动学在较小的半径从SAURON数据。在我们的假设范围内，最佳拟合模型在100弧秒内给出的总封闭质量为2.0 × 10^11 M_sun，精度为2%;该质量在晕和恒星之间平分。在1R_e处，最适合的暗物质晕占星系总质量的13%。这个暗晕与之前通过行星状星云测量得出的星系中几乎没有暗物质晕的说法不一致。我们发现，幂律暗晕与斜率0.1是最好的拟合模型，没有暗晕和NFW模型是更差的拟合在大于99%的置信水平。NGC 821似乎没有预期的暗晕密度分布。恒星速度分布的内部矩表明，没有暗晕的模型是径向各向异性在小半径和切向各向同性在大半径，而最佳拟合晕模型是轻微的径向各向异性在所有半径。我们测试了模型平滑的潜在影响，发现在误差范围内对我们的结果没有影响。最后，我们运行模型使用行星状星云的运动学，并假设我们的最佳拟合晕，并发现行星状星云需要径向轨道在整个星系。
2010-04-27 astro-ph
How universal are the density profiles of dark halos?
我们使用高分辨率N体模拟研究了由于无碰撞物质的引力坍缩而形成的维里化晕。各种各样的形成方案进行了研究，从层次聚类到单片径向崩溃。这些实验的目的是研究最近发现的宇宙学背景下出现的普遍密度分布的偏离。然而，我们发现，即使是表现出相当不同的形成历史的模型，密度和速度色散曲线的维里化晕是惊人的相似。即使在具有初始幂律分布和没有初始子结构或非径向运动的模型中，也不会产生幂律密度分布。这样的初始条件引起径向轨道不稳定性，导致弯曲的速度色散和密度分布。在我们所有的模型中的密度分布的形状是很好的参数化的轮廓晕形成在一个通用的宇宙学设置。我们的研究结果表明，暗晕密度分布的普遍性并不像最近在文献中所建议的那样主要依赖于分层合并。相反，它的出现是因为明显不同的坍缩历史在晕粒子之间产生了一种近乎普遍的角动量分布。我们的结论是，在膨胀的宇宙中的维力化晕的密度和速度色散剖面是引力坍缩的强大的结果，几乎独立于初始条件和形成历史。
1998-03-10 astro-ph
The Parker instability in disks with differential rotation
我们提出了一个详细的研究帕克不稳定性的增长在一个差分旋转磁盘嵌入在一个方位角平衡磁场，如星际气体或吸积盘。首先回顾了无剪切失稳的基本性质。微分旋转模型中的剪切片近似，经典的螺旋密度波理论。差分旋转的作用被减少到两个不同的效果，（i）径向波数的线性时间依赖性，以及（ii）径向差分力。我们提出了精确的数值解，和近似的解析解的基础上的WKB近似在弱微分旋转的限制。最重要的是（i）由于径向差力的帕克模式的瞬态自然稳定（ii）磁声波和Alfvenic波的产生，以及（iii）在一定的参数范围内，扰动的可能"翻转“，由此，非常令人惊讶的是，已经开始被不稳定性升高的物质可能最终朝向盘中平面下降。一个简化的模型显示了这种转变可能产生的可观察到的影响。
1994-03-10 astro-ph
The distribution and kinematics of early high-sigma peaks in present-day haloes: implications for rare objects and old stellar populations
我们表明，冷暗物质（CDM）晕的层次组装保存的初始条件的记忆。利用N体宇宙学模拟，我们证明了早期（z > 10）原星系系统（老恒星、卫星星系、球状星团、大质量黑洞等）中形成的天体的现今空间分布和运动学。主要取决于它们最初所属的原始密度场的峰值的稀有程度。只有对于在较低的红移下形成的天体，其前身晕内的确切形成位置（例如，无论是在中心附近还是在扩展的圆盘中）才变得重要。在现今的晕圈中，来自较罕见的早期峰值的物质更集中在中心，与整体质量分布相比，随着半径的下降更陡峭，它具有较低的速度分散，在更径向的轨道上移动，并且具有更细长的形状。星族II恒星形成于由大于2.5 sigma的波动坍缩的原星系晕中，今天的密度分布将遵循r^{-3.5}，半光半径为17 kpc，速度各向异性从内部区域的各向同性增加到晕边缘的近径向。这与Battaglia等人（2005）的星系晕星径向速度色散分布以及附近晕星的各向异性轨道非常一致。
2006-04-20 astro-ph
Russell Lecture: Dark Star Formation and Cooling Instability
光学薄冷却气体在大多数温度高于30 K时，将通过压力将材料推入冷的致密区域而冷凝。它在没有重力的情况下工作。冷却冷凝将变平，成为平面/相似的解决方案。大多数恒星的形成可能是从冷却冷凝开始的-重力只在后期阶段起重要作用。一些暗物质可能是原始的白矮星，在没有引发核反应的情况下慢慢凝聚成行星大小的种子，这种想法被发现是缺乏的。然而，最近的观测表明，有晕白矮星的数量是先前已知数量的50倍，足以使有晕的白矮星被观测到是白矮星。宇宙学普查表明，宇宙中只有1%的质量是已知的。
2001-05-01 astro-ph
