The Search for Cosmological Black Holes: A Surface Brightness Variability Test
最近有人提出，宇宙中的大部分暗物质都以木星质量的黑洞的形式存在。这个群体使自己明显的微透镜高红移类星体，并引入显着的可变性到他们观察到的光变曲线。虽然已经提出了几个反驳这一假设的论点，但遗憾的是，缺乏一个结论性的观察测试。在本文中，我们研究了宇宙学分布的人口的微透镜质量的星系在低到中等红移的效果。这些星系中明亮恒星的放大导致其表面亮度的微小但可观察到的波动。质量为1000亿美元的透镜天体的变化时间尺度为几个月的数量级，通过今后对含有$z \sim 0.5$星系的区域进行天基监测活动，可能会探测到这一群体。对银河系表面亮度的监测将为在宇宙学尺度上检验暗物质的性质提供有效的手段。
2000-04-04 astro-ph
The First CO Map of a Low Surface Brightness Galaxy
利用欧文斯谷射电天文台毫米波阵列（OVRO），我们获得了第一个低表面亮度（LSB）星系的CO图。被研究的星系UGC 01922之所以被选中进行这些观测，是因为它之前被IRAM 30米望远镜探测到了CO，并且被归类为马林1的“表亲”--一个M_HI > 10^10 Msol的LSB星系。OVRO图检测到的CO（1-0）通量约为之前单碟测量中的65%，检测到的气体质量相当于M_H2 = 1.1X10^9 Msol。积分气体峰位于星系的中心，与光学和1.4 GHz连续谱发射峰重合。分子气体远远超出OVRO光束尺寸（~ 4“或3 kpc），覆盖光学凸起的~25%。总而言之，这幅地图最值得注意的地方也许是它平淡无奇的外观。考虑到在任何低表面亮度系统中成功探测到分子气体花费了十多年的时间，令人惊讶的是UGC 01922的CO的外观和分布与相同形态类别的高表面亮度星系的预期相似。
2003-04-03 astro-ph
Low Surface Brightness Galaxies in the Core of the Coma Cluster
我们提出的低表面亮度星系（以下简称LSB）的后发座星系团的搜索结果。Bernstein等人报告了后发座星系团核心7.5 * 7.5弧分区域的R深CCD观测结果，我们通过在该区域内发现和测量36个LSB来扩展这项工作。我们报告R和Bj结果。基于对图像的最佳拟合指数的平均星等为22.5（R），并且典型的指数标度为1.3弧秒。指数尺度的范围是0.4至1.2千秒差距（距离模数34.89），和中央表面亮度的范围是24至27.4 R星等每平方角秒。其中许多天体在尺度长度和中心表面亮度方面与其他人在附近的星团中发现的相似，如Fornax（Bothun，Impey和Malin），以及在Ferguson和Binggeli的评论中编目的矮星的低光度端。我们没有发现任何证据的颜色依赖于中央表面亮度或距离D星系或后发座的X射线中心。我们还发现，这些LSB的集群的整体质量的一个小的贡献。我们讨论这些结果的LSB的形成和演变的可能方案。
1996-10-05 astro-ph
Surface photometry of bulge dominated low surface brightness galaxies
我们目前的结果宽频带{BVRI}观测的样本的星系与低表面亮度（LSB）盘和隆起。这些星系被很好地描述为指数盘和指数凸起，没有首选值的尺度长度或中央表面亮度。中位{B}带盘尺度长度为12.6 kpc（H 0 = 75 km s^{-1} Mpc^{-1}），比典型的（盘支配的）LSB或高表面亮度（HSB）星系的尺度长度大得多。此外，磁盘和隆起规模的长度相关，表明耦合的形成。膨胀主导的LSB星系被观察到比盘主导的LSB星系更红，并且它们的膨胀与盘的比率朝着更红的波长增加。我们发现的颜色是可比的或比相同形态类型的HSB星系更蓝。因此，膨胀主导的LSB星系不是没有恒星形成的褪色HSB星系。我们发现，凸起为主的LSB星系符合HSB星系定义的一般趋势。这些核球主导的LSB星系的性质表明，LSB星系不只是两个品种。它们涵盖了晚期盘主导型LSB和巨型Malin-1类LSB之间的光学和形态特性的整个范围。LSB星系因此也形成了一个LSB哈勃序列，与经典的HSB序列平行。
1999-09-29 astro-ph
Further Discoveries of 12CO in Low Surface Brightness Galaxies
利用IRAM 30米望远镜，我们获得了7个新的低表面亮度（LSB）星系的深CO J（1-0）和J（2-1）观测结果。其中五个星系没有检测到CO的极低限度（0.1-0.4 K km/s在J（1-0）），而两个星系，UGC 01922和UGC 12289，有明确的检测两条线的转变。当这些观测与所有以前的CO观测LSB系统相结合，我们编制了总共34个观测，其中只有3个星系的分子气体的检测。比较LSB星系和没有CO检测到的高表面亮度（HSB）星系与CO观测的样本表明，它主要是LSB星系内的重子物质的低密度，这是导致其低CO通量。最后，我们注意到，在这个项目中研究的一个大质量LSB星系，UGC 06968（马林-1“小行星”），其M_H2和M_H2/M_HI的上限比任何具有类似全局性质的星系（LSB或HSB）的最低值低10-20倍。这可能是由于UGC 06968内的温度和金属丰度极低，或者仅仅是由于星系内的CO分布过于分散，无法被IRAM光束探测到。
2003-01-03 astro-ph
CO Detection and Millimeter Continuum Emission from Low Surface Brightness Galaxies
我们提出了7个低表面亮度（LSB）星系的BIMA和IRAM CO（1- 0）观测，包括三个大的螺旋与暗淡的磁盘，但突出的凸起，和四个相对较小的LSB星系与不规则的磁盘。LSB星系是UGC 5709，UGC 6614和F568-6（Malin 2）。较小的LSB星系是NGC 5585，UGC 4115，UGC 5209和F583-1。这些星系是根据其相对较高的金属丰度和盘中恒星形成的明显迹象而选择的。BIMA影像显示，在两个巨大的LSB星系F568-6和UGC 6614中存在分子气体。使用30米IRAM望远镜，我们在两个星系的盘和F568-6的核中检测到CO（1- 0）发射。这些星系中的分子气体明显偏离了星系核，并且肯定与LSB盘有关。此外，我们还在UGC 6614中心探测到一个毫米级连续谱源。当与VLA 1.5 GHz观测的星系相比，发射被发现有一个平坦的频谱表明毫米连续辐射是最有可能由于星系中的活动星系核（AGN）。我们的研究结果表明，巨大的LSB螺旋可能包含显着数量的分子气体在其磁盘和港口也无线电明亮的活动星系核在其中心。
2006-06-30 astro-ph
A new HI catalog of Low Surface Brightness galaxies out to z=0.1 - Tripling the number of massive LSB galaxies Known
利用Arecibo 305 m和Nancay分米制100 m级射电望远镜，观测了乌普萨拉总星表中116个低表面亮度（LSB）星系的HI线。观测的探测率为70%，从而对81个星系的HI特性进行了新的测定。令人惊讶的是，大约有一半的探测到的物体（38个）的M_HI >= 10^10 M_sol，将它们归入大质量LSB星系的范畴。由于以前只有18个已知的“马林1表兄弟”，我们的研究结果使这些迷人而神秘的已知系统的数量增加了两倍多。结合我们的结果与以前的研究所做的Bothun等。目录的结果在一个定义良好的目录的HI性质的526 LSB星系范围内的红移空间从0 <= z <= 0.1。有了这个目录在手，我们已经能够探索LSB星系所占据的参数空间比以前更完整。与以前的研究结果一致，我们的结果显示LSB星系具有盘星系的一些极端性质，包括M_HI/L_B比值经常超过10 M_sol/L_sol，B.
2004-06-23 astro-ph
The cosmological significance of Low Surface Brightness galaxies found in a deep blind neutral-hydrogen survey
我们已经把限制的宇宙学意义上的气体丰富的低表面亮度（LSB）星系的总人口的气体丰富的星系的比例进行了非常深的调查（HIDEEP）中性氢（HI）与Parkes多光束系统。这样的巡天避免了表面亮度选择效应，这种效应限制了光学巡天寻找LSB星系的有用性。为了补充HIDEEP调查，我们从英国施密特望远镜数字叠加了8个1小时的R波段Tech Pan电影，覆盖了36平方度的调查区域，达到了26.5 R mag/sq的非常深的等照度极限。角秒在这个水平上，我们发现，所有的129个HI源在这个区域内有光学对应物，其中107个可以识别与个别星系。我们已经使用了被确定为HI源的光学对应物的星系的属性来估计LSB星系的意义（定义为那些在有效表面亮度上比光学巡天中观察到的分布峰值至少暗1.5个星等的星系）。计算了LSB星系对星系总数、中性氢密度、光度密度、重子质量密度、动力学质量密度和富气星系截面积的贡献。我们没有发现任何'蹲巨人' LSB星系，如马林1，我们也没有发现人口的极低表面亮度星系以前没有发现的光学调查。这类物体必须是稀有的、缺乏气体的或在勘测探测范围之外。
2004-09-27 astro-ph
Nuclear stellar discs in early-type galaxies --- II. Photometric properties
本文详细研究了哈勃空间望远镜拍摄的两个既有核盘又有外星盘的早期型星系的图像。本文用光度分解法分析了NGC 4342和NGC 4570的象，并研究了核盘的光度性质。我们发现一个连续性的参数空间中定义的中心表面亮度和scalelength的磁盘在螺旋，S 0 s和嵌入式光盘在椭圆形，在这个意义上说，核盘扩展所观察到的光盘属性，甚至进一步向更小的scalelength和更明亮的中心表面亮度。当包括核盘，光盘属性跨越超过四个数量级的scalelength和中央表面亮度。这里研究的核盘是已知的最小和最亮的恒星盘，因此，与遵循弗里曼定律的典型星系盘相比，它们的光度特性与马林I一样极端。我们讨论了一个可能的形成方案，在这些星系中观察到的双盘结构已形成现在溶解酒吧。基于这些星系中已知存在的黑洞具有与核盘相当的质量这一事实，我们探索了黑洞与核盘之间可能的联系。
1998-06-04 astro-ph
The Universe behind the Southern Milky Way
利用64米帕克斯望远镜上的多波束接收器，对覆盖南部回避带加上向北延伸（196 < l < 52度）的深盲HI巡天进行了第一次分析，发现在|b| <5度的纬度完整性限制内，有1000多个星系。描述了这次巡天的特征和发现的大尺度结构，特别是Norma超星系团的突出，PKS 1343-601周围的可能星系团（都在大吸引子区域），以及局部空洞和船尾座区域的星系团。在这次HI盲测中，HIZOA J 0836 -43被发现，它是迄今为止已知的质量最大的旋涡星系之一（M（HI）= 7.3 10^10 Msun M（tot）= 1.1 10^12 Msun; Ho = 75 km/s/Mpc）。虽然与马林1类似的物体质量相似，但这个星系并不具有典型的低表面亮度特性，而是一个异常巨大但正常的高表面亮度恒星形成星系。
2003-11-05 astro-ph
Spiral Structure Based Limits on the Disk Mass of the Low Surface Brightness Galaxies UGC 6614 and F568-6
低表面亮度星系UGC 6614和F568-6（Malin 2）的盘质光比的上限是通过考虑HI速度场中的最小速度扰动来估计的，这应该是由R波段图像中观察到的螺旋结构引起的。根据R波段图像中观测到的方位角变化，在$ϕ$速度分量中观测到的微弱响应将盘的质光比限制在一个尺度长度内，对于UGC 6614和F568-6，分别为M/L <~ 3和6（太阳单位）。这些极限足够强，即使在这些星系的中心区域也需要大量的暗物质成分。我们的极限还意味着这个暗物质成分不可能是冷盘的形式，因为冷盘必然会参与螺旋结构。然而，一个更大的圆盘可能与观测结果一致，因为气体的非线性响应，或者如果气体是由棒状扭曲而不是螺旋结构驱动的。为了产生所观察到的大的臂/臂间HI密度变化，很可能螺旋臂势扰动足够强以在气体中产生激波。对于大于轴对称力2%的作用力，外部区域的两个星系都需要M/L >~ 1。这些下限意味着恒星的表面密度至少与气体的表面密度在同一数量级。这与螺旋结构的大尺度形态和气体盘的稳定性是一致的，这两者都表明产生所观察到的螺旋结构需要中等的恒星成分。（摘要缩短）
1999-06-14 astro-ph
An optical search for Low Surface Brightness Galaxies in the Arecibo HI Strip Survey
为了估计低表面亮度（LSB）星系对局部（z<0.1）星系数密度的贡献，我们在65度^2的阿雷西博HI条带巡天（AHISS）盲测区域的15.5度^2区域内对LSB候选星系进行了光学搜索。目标检测和星系轮廓拟合与分析算法。利用大样本的人工星系对探测效率和选择效应进行了评价。我们最终的星表是有直径限制的，包含306个直径大于18”的星系，其极限表面亮度为mu_{B,lim} =25.2+-0.31 mag/arcsec ^[2]。在这306个星系中，有148个以前没有被编入目录。我们的结果表明，低表面亮度星系至少贡献了30%的本地星系数密度。在没有额外距离信息的情况下，选择极限直径和测量直径时的表面亮度至关重要。根据这些选择，直径有限的光学星表要么偏向LSB星系，要么被宇宙学上暗淡的高表面亮度星系所污染，这会影响隐含的表面亮度分布。与AHISS的比较表明，尽管光学巡天比HI巡天每度^2探测到更多的星系，但它们的缺点是需要光谱跟踪观测来获得距离。盲视HI巡天没有直径限制，但往往会错过贫气体星系和所有位于其红移极限之外的星系。因此，HI和光学巡天提供了互补的信息，并对LSB星系群的不同部分进行了采样。
2006-08-02 astro-ph
The X-ray surface brightness distribution from diffuse gas
我们使用模拟来预测的X射线表面亮度分布所产生的热，宇宙学分布的扩散气体。分布计算两个波段：0.5-2千电子伏和0.1-0.4千电子伏，使用宇宙学常数占主导地位的宇宙学，适合许多其他观测。我们研究了一些数值问题，如分辨率，模拟体积和像素大小，并表明，预测的平均背景是敏感的分辨率，使更高的分辨率系统地增加平均预测的背景。虽然这意味着我们只能计算预测水平的下限，但这些界限已经相当严格。由于观测到的河外X射线背景主要由致密源构成，因此观测到的扩散气体背景量受到严格限制。我们表明，没有物理过程，除了那些包括在模拟（如辐射冷却或非引力加热），这两个波段超过观测极限。为了研究非引力加热的影响，我们探索了一个简单的能量注入模型，并表明需要大量的加热（即5千电子伏，每个粒子平均时，所有重子）。最后，我们还计算了天空表面亮度的分布，并表明它具有良好的分辨率的特征形状。这种形状通过非重力加热而被显著改变，并且可以用作这种能量注入的探针。
2001-01-26 astro-ph
HST WFPC2 Imaging of Three Low Surface Brightness Dwarf Elliptical Galaxies in the Virgo Cluster
[注释] HST WFPC 2图像拍摄于室女星系团的三个LSB矮椭圆星系。观测的目的是确定这些神秘星系的小尺度结构，并试图通过检测光度波动来了解它们巨大分支的性质。在三个被研究的星系中的两个，V7 L3和V1 L4，光度波动被明确地检测到，产生2 - 10颗红巨星/像素的密度。使用观测到的B-V和V-I颜色作为约束，如果这些系统中存在大量的M巨星，我们无法找到能够重现观测到的波动信号和蓝色的模型。第三个系统，V2 L 8，没有检测到波动信号，这可能意味着它不在室女星系团。有趣的是，这个系统是高度核化的。我们的观察已经解决了这个核，如果V2 L 8在室女座，那么我们已经发现了迄今为止测量的最小的凸起，有效半径只有50 pc。这个凸起是非常红的（和巨大的椭圆星系一样红），事实上，这个有核的dE星系完全有可能是一个位于背景中的非常大的星系。因此，它非常令人想起Malin-1被发现的方式。最后，我们没有发现任何证据表明，在这个大大提高了空间分辨率的研究系统中的恒星小规模聚集。这意味着这些系统是动态松弛的，它们观测到的低表面亮度的物理原因是它们的低密度。当以WFPC 2的高空间分辨率（每像素约6 pc）成像时，星系很容易被看穿，而不需要晚上知道它们存在于WFPC 2框架的中间。它们只是以“天空噪音”的形式出现。
1999-06-18 astro-ph
The Luminosity Function and Surface Brightness Distribution of HI Selected Galaxies
我们测量z = 0的B波段光学光度函数（LF）的星系中选择的盲HI调查。HI选择样品的总LF是平坦的，Schechter参数M *=-19.38 - 0.62 ^{+1.02}+5 log h mag，α =-1.03 - 0.15 ^{+0.25}，与光学选择的晚型星系的LF很好地一致。几个星系参数的二元分布函数表明，HI密度在本地宇宙中更广泛地分布在不同大小的星系，中央表面亮度，和光度比光学光度密度。表面亮度很低（> 24.0 mag/arcsec ^2）的富气星系的数密度比在探测暗淡星系的光学巡天中发现的要低得多。这表明LSB星系中只有一部分是富含气体的，其余的都是贫气体的。然而，我们表明，这种气体穷人人口必须是宇宙学上微不足道的重子含量。富含气体的LSB星系（> 23.0 mag/arcsec ^2）对宇宙学气体和光度密度的贡献不大（分别为18_{-5}^{+6}%和5_{-2}^{+2}%）;它们对欧米茄物质的贡献还没有很好地确定，但可能<11%，这些值与哈勃深场的低红移结果非常一致。
2001-07-23 astro-ph
A Massive Spiral Galaxy in the Zone of Avoidance
本文报道了一个超大质量盘星系HIZOA J 0836 -43的发现，它的速度为v_hel = 10689 km/s，对应于148 Mpc的距离（假设H_0=75 km/s/Mpc）。它是在用64米帕克斯射电望远镜的多波束系统对南部回避区（|b| < 5度）进行系统HI调查期间发现的。澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）的后续观测揭示了一个扩展的HI盘。我们推导出HI的质量为7.5 × 10^10 Msun。利用HI半径，我们估计其总动力学质量为1.4 x 10^12 Msun，类似于已知质量最大的盘星系，如马林1。HIZOA J 0836 -43位于回避区（l，b = 262.48度，-1.64度）的深处，在此消光非常高，A_B = 9.8。然而，在近红外波段，那里的消光相当低，HIZOA J 0836 -43都清楚地检测到DENIS和2 MASS。深AAT近红外（Ks和H波段）图像显示，HIZOA J 0836 -43是一个倾斜的盘状星系，有一个突出的凸起（标度长度为2.5弧秒或1.7 kpc）和一个扩展的盘状星系（标度长度为7弧秒或4.7 kpc），可以沿着长轴追踪到半径为20弧秒或13.4 kpc（在20 mag/arcsec ^[2]的Ks中）。HI盘的半径要大得多，在1 Msun/pc ^2时为66 kpc。在1.4 GHz和60微米（IRAS）的射电连续谱中的探测结果与H…
2006-04-05 astro-ph
ALFALFA: The Search for (Almost) Dark Galaxies and their Space Distribution
Arecibo Legacy Fast ALFA巡天（ALCAFA）旨在探索z=0 HI质量函数（HIMF）在宇宙学上的重要体积。通过结合深度、宽区域和质心精度，ALCARFA将改进先前的HIMF测定，后者在大多数情况下允许立即识别每个HI信号的光学对应物。ALOCHFA将探测数百个HI质量小于10**7.5太阳质量和大于10**10.5太阳质量的星系，其最终目录将允许调查HIMF对局部密度和星系形态的依赖性。阿尔法已经证实了以前的建议，没有宇宙学意义上的人口丰富的HI暗星系。不到3%的河外HI源和< 1% of ones with HI masses >10**9.5太阳质量不能与恒星对应物识别。在双鱼座-英仙座超星系团前方的虚空中存在富含气体的矮星的初步结果表明，与数值模拟的预测相比，这种天体的数量不足。具有最高HI质量的物体表现出一系列的形态和光学颜色和表面亮度，但都似乎是大规模的磁盘系统。后者代表人口可能占主导地位的未来研究HI在更高的红移与平方公里阵列。
2008-02-12 astro-ph
Low-excitation CO in HR10: implications for measuring metal-rich H2 mass at high redshifts
我们研究了极红天体（ERO）中分子气体的物理条件，HR 10在z=1.44，受到最近探测到的CO J+1 -> J，J=1，4线的限制。这种宽间距CO跃迁的线比是气体激发的极其敏感的探针;在HR 10的情况下，它们提供了一个难得的机会来研究在宇宙学上显著距离的富含气体的恒星爆发中分子气体的状态。与先前的说法相反，我们发现CO J=5-4跃迁是低激发的。亮温比为（5-4）/（2-1）~ 0. 15。这对H2气体质量的估计和在高红移（z>~3）下类似天体的高J CO谱线的可探测性有严重的影响。
2001-11-29 astro-ph
The Arecibo Dual-Beam Survey: The HI Mass Function of Galaxies
我们使用HI选择的星系样本从阿雷西博双光束调查（Rosenberg & Schneider 2000），以确定形状的HI质量函数的星系在本地宇宙中使用逐步的极大似然和1/V_tot方法。我们的观测区域覆盖了所有24小时的赤经，赤纬选择在8度到29度之间，覆盖了主光束中约430度^2的天空。这次调查不像以前的一些阿雷西博调查那样深入，但它有更大的总搜索量，并对更大的天空区域进行采样。我们对星系探测过程的各个方面进行了广泛的测试，使我们能够根据经验校正我们的灵敏度极限，这与以前的调查不同。整个样品的质量函数相当陡峭，具有α~-1.5的幂律斜率。我们发现的迹象表明，HI质量函数的斜率是平坦的附近的室女星系团，这表明在高密度环境中的进化效应可能会改变形状的HI质量函数。这些进化效应可能有助于解释不同群体的HI质量函数的差异。我们对大部分1 sr范围内的大质量源（log M > 5 × 10 ^10 M \solar）都很敏感，但没有探测到任何大质量的低表面亮度星系。这些统计数据将类马林1星系的数量限制在<5.5x10^-6 Mpc^-3。
2001-10-31 astro-ph
The Transparency of the Universe Limited by Ly-alpha Clouds
超新星的亮度通常被理解为宇宙膨胀由于暗能量而加速。然而，整个讨论假设一个完全透明的宇宙，因为没有看到与星际消光定律相关的变红效应。我们注意到，由于两种暗物质（重子和非重子）强烈地支配着宇宙的已知质量，因此假设这些暗物质成分没有减少宇宙源的透射率是非常不成熟的。我们发现，长期已知的$Lyman-α$云，如果核的人口重子暗物质原始小行星表明类星体微透镜，将作为球面透镜和消色差褪色宇宙学遥远的来源。我们试图估计这种宇宙学衰落的数量，但最终的计算是有限的，缺乏一个令人满意的模型的脆弱的外部原始小行星。我们还考虑了这种宇宙学衰落对类星体光的影响。
2005-12-08 astro-ph
Exploring the Structure of Distant Galaxies with Adaptive Optics on the Keck-II Telescope
本文报道了在一台8-10米级望远镜上用高阶自适应光学（AO）系统首次观测到的宇宙学远场星系。利用天文望远镜上的AO系统，以高达50毫角秒的角分辨率，在1.6微米处观测到了两个星系。这两个对象的径向配置文件是一致的本地螺旋星系，并分解成一个经典的指数盘和中央隆起。在其中一个星系的红移为0.37+/-0.05处发现了一个恒星形成的星系团或伴星系以及一个致密的核心。我们讨论了可能的解释，包括一个小的凸起，一个核星暴，或一个活跃的核心。同一个星系显示出一个峰值盘表面亮度，比当地的磁盘可比的大小。这些观测结果证明了AO的力量，揭示了遥远的微弱星系的形态细节，并探索星系演化。
2000-08-25 astro-ph
Constraining global properties of the Draco dwarf spheroidal galaxy
通过拟合一个灵活的恒星各向异性模型所观察到的天龙座的表面亮度和视线速度色散分布，我们推导出一个宇宙学上合理的序列的两个组件（恒星+暗物质）模型为这个星系。这些模型与所有现有的观测结果是一致的，可以有尖状的Navarro-Frenk-White或扁平芯的暗物质密度分布。这些暗物质晕要么是相对较新形成的（在z~2. 7)并且质量很大（高达~5x10^9 M_Sun），或者在宇宙再电离结束之前形成（z~7. 11)质量较小（约为7 × 10^7 M_Sun）。因此，我们的结果支持两个流行的解决方案的“失踪的卫星”问题的Lambda冷暗物质宇宙学-矮椭球体要么是非常大的，或非常古老。我们进行高分辨率的模拟我们的两个组成部分天龙座模型在银河系的潜力潮汐演变。我们的模拟结果表明，天龙座的可观察到的属性并没有受到明显的影响，银河潮汐后10 Gyr的演变。我们排除了天龙座是一个“潮汐矮星系”的可能性--一个潮汐分裂的矮星系。我们的分析也排除了几乎径向的天龙座轨道（近心距<15 kpc）。谐波暗物质核的情况只能在非常有限的天龙座轨道选择（离心与近心距离之比<2.5）下与观测结果相一致。
2005-11-18 astro-ph
The relative concentration of visible and dark matter in clusters of galaxies
我们考虑两个星团（A496和Coma），它们代表了两类冷核和非冷核星团。我们首先参考一个两分量动力学模型，忽略了星系密度分布的贡献，并研究了球对称假设下，在暗物质的存在下，热的团内介质（ICM）的流体静力平衡条件。我们根据具有$β=2/3$的标准$β$模型对ICM密度分布进行建模，即具有与规则等温球（RIS）的分布类似的分布，并且拟合所观察到的X射线亮度轮廓。为了明确地忽略宇宙学的论证，我们天真地假设暗物质（如果存在的话）具有类似的密度分布，可以自由地选择两种不同的密度和长度尺度。可见光和暗物质的相对分布，然后通过拟合的温度数据ICM流体静力平衡的条件下。对于这两个星系团，我们发现暗物质相对于可见物质更集中。然后，我们测试的结论是否有显着变化时，暗物质被认为是根据宇宙学上有利的密度分布，并考虑到星系中所含的质量的贡献。虽然定性的结论保持不变，我们发现，星系的质量预算的贡献是更重要的比一般假设。我们还表明，不诉诸于额外的信息在小尺度上，它是不可能告诉是否存在或不存在的密度尖点在这些系统。[删节]
2008-05-05 astro-ph
On the Origin of Exponential Galaxy Disks
我们使用一个盘状星系演化模型来研究具有指数表面亮度轮廓的星系是否可以在一个宇宙学上激发的盘状星系形成框架中产生。我们的模型遵循的是在不断增长的暗物质晕中，重子质量的吸积、冷却和喷射随半径的变化。盘的表面密度分布由详细的角动量守恒决定，从宇宙学模拟中发现的特定角动量的分布开始。指数和准指数磁盘可以通过我们的模型，通过超新星驱动的星系外流（优先删除低角动量的材料），在晕气体的角动量分布的内在变化，以及在大半径的恒星形成的效率低下的组合。我们使用SDSS NYU-VAGC的观测结果表明，蓝色星系的中值Sersic指数是恒星质量的强函数。对于蓝色星系，低质量星系的中值n=1.3，而高质量星系的中值n=4。我们的模型与能量驱动的外流正确地再现了这一趋势，而我们的模型与动量驱动的外流和没有外流预测低质量星系的Sersic指数。我们发现，所观察到的分数的“膨胀少”指数星系是一个强大的函数的恒星质量。对于Milky-Way质量的星系，只有不到0.1%的蓝色星系是无球星系，而对于M33质量的星系，无球星系和准无球星系是典型的。这些结果表明，等级形成模型难以产生无膨胀的银河质量星系实际上不是一个问题。然而，产生类似M33星系的问题仍然存在，这将为分层星系形成模型提供关键的测试。[删节]
2009-05-04 astro-ph
Is there Evidence for Flat Cores in the Halos of Dwarf Galaxies?: The Case of NGC 3109 and NGC 6822
两个研究得很好的矮星系-- NGC 3109和NGC 6822 --为银河系暗物质（DM）晕中心的扁平核心提供了一些最强有力的观测支持。我们使用详细的宇宙学动机的数值模型来研究星系的系统学和恢复参数的准确性。我们的一些模型与观测到的两个星系的结构非常吻合。我们的分析表明，这两个星系的旋转曲线，而不是相当兼容的DM晕具有陡峭的尖状密度分布。我们模型中的旋转曲线是使用标准观测技术测量的。模型再现了两个星系的自转曲线、盘面亮度轮廓以及等照度椭圆率和位置角的轮廓。模型的中心是重子占主导地位，然而，暗物质的组成部分是全球占主导地位。模拟的盘质量与观测到的颜色一致的恒星质光比略有一致。我们发现，非圆形运动与气体压力支持和投影效应相结合的结果在一个很大的低估的圆速度在中央$\sim 1$千分位秒区域，创造一个恒定密度的核心的错觉。虽然上述系统效应在有棒系统中更强，但它们也存在于轴对称圆盘中。我们的结果强烈地表明，在矮星系中观测到的旋转曲线与冷暗物质模型预测的尖形中心暗物质密度分布之间并不矛盾。
2006-08-23 astro-ph
Satellite Accretion Onto Massive Galaxies With Central Black Holes
星系的微小合并在像$Λ$ CDM这样的等级宇宙学中很常见，并且有可能对星系结构产生重大影响。在本文中，我们剖析了个案的结果，从一组数值模拟的一个单一的卫星椭圆星系吸积到一个巨大的椭圆星系。我们注意探索宇宙学相关的轨道参数，并建立现实的初始星系模型，包括所有三个相关的动力学组件：暗物质晕，恒星凸起，中央大质量黑洞。考虑了几个不同参数的影响，包括轨道能量和角动量，卫星密度和内部密度分布，卫星-主机质量比，以及主机中心是否存在黑洞。黑洞在保护宿主的浅恒星核心方面起着至关重要的作用，因为合并到具有中心黑洞的宿主上的卫星比合并到没有黑洞的宿主上的卫星受到更强烈的干扰。轨道参数在确定破坏程度方面起着重要作用：由于近心通道的数量增加，重力冲击和潮汐剥离的累积效应更大，因此，在较少束缚或更偏心轨道上的卫星比在较多束缚或更圆轨道上的卫星更容易被摧毁。此外，具有典型的暗椭圆星系密度的卫星相对容易被破坏，而密度更大的卫星在宿主的潮汐场中可以更好地生存。在探索的参数范围内，我们发现，一个单一的卫星椭圆星系的吸积可以导致各种各样的变化，在这两个迹象，在表面亮度剖面和颜色的椭圆星系的中心部分。
2006-11-17 astro-ph
Tidal evolution of disky dwarf galaxies in the Milky Way potential: the formation of dwarf spheroidals
我们进行了高分辨率的无碰撞N体模拟研究银河系（MW）势中偏心轨道上矮星系的潮汐演化。这些矮星最初是由一个低表面亮度的恒星盘组成，它被宇宙学激发的暗物质晕所包围。在10 Gyr的动力学演化和经过5个近心点通道的矮星遭受大量的质量损失和他们的恒星组件经历了一个重大的形态转变，从一个磁盘到一个酒吧，最后到一个球体。当角动量转移到星系外时，棒在大部分时间内都被保留下来。一个矮球状（dSph）星系是通过逐渐缩短棒而形成的。因此，这项工作提供了一个全面的定量解释的一个潜在的关键的形态转变机制的矮星系，在集团以及集群。我们比较了三种情况下，不同的初始倾角的磁盘和发现的演变是最快的磁盘时，共面的轨道。尽管有强烈的潮汐扰动和质量损失，矮星仍然是暗物质占主导地位。在大多数时间，一维恒星速度色散σ遵循最大圆速度V_{\rm max}，它们都是束缚质量的良好示踪剂。具体来说，我们发现M_{\rm bound} \propto V_{\rm max} ^{3.5}和V_{\rm max} \sim \sqrt{3} σ与早期基于纯暗物质模拟的研究结果一致。后一种关系是基于直接测量模拟矮星的恒星运动学，因此可以可靠地用于映射所观察到的恒星速度色散dSphs晕圆速度时，解决失踪的卫星问题。
2009-05-14 astro-ph
