Outer Versus Inner Halo Globular Clusters: NGC 7492 Abundances
我们对外晕球状星团NGC 7492（R{GC} 25 kpc）中的4颗RGB星样品中的21种元素进行了详细的丰度分析;我们发现[Fe/H] = -1.82 dex，这是利用凯克天文台HIRES获得的高色散（R= 35，000）光谱从FeI线（FeII线为-1.79）推断的。在我们有限的样本中，大多数元素没有显示出星与星之间的变化。然而，我们已经检测到O和Na丰度之间的反相关性，类似于我们以前的分析中看到的内晕GC以及其他人在相对附近的GC的研究。我们比较了NGC 7492的丰度比与我们以前确定的更接近的老晕GC M3和M13。在对晕星金属丰度特征的丰度比趋势进行修正后，我们发现，对于这三个GC中的每一个元素，我们推断出Fe的丰度比在可能的测量不确定性范围内是相同的。因此，以贫金属外晕球状星团NGC 7492为例的外晕的化学历史与以M3和M13为例的内晕的化学历史是无法区分的，至少在这些古老的球状星团形成的时期是如此。这也适用于中子俘获过程。
2004-11-22 astro-ph
Dark matter halo abundances, clustering and assembly histories at high redshift
我们使用一套高分辨率的N体模拟来研究高红移下高质量晕的性质、丰度和成簇，包括它们的质量组装历史和合并。我们发现，最适合的分析形式的丰度晕敏感地依赖于假设的定义晕质量，与常见的定义晕质量不同的两个因素，这些低浓度，大规模的晕。大量的巨大晕正在经历快速的质量增长，主要的合并活动是常见的。我们比较的合并和质量吸积的历史，扩展的Press-Schechter形式主义。我们考虑如何主要合并引起的恒星形成或黑洞吸积可能会改变从崩溃晕光子生产的分布，从而再电离，使用一些简化的例子。在所有这些中，给定质量的晕的光子分布获得大的散射。如果罕见的高质量晕对光子产生率有显著贡献，则光子产生率的散射可以转化为电离气泡尺寸的额外散射。
2008-01-04 astro-ph
Abundances and Kinematics of Field Halo and Disk Stars I: Observational Data and Abundance Analysis
我们描述了一个高分辨率，高S/N调查的168颗恒星，其中大多数是贫金属矮星的观测和丰度分析。我们遵循自洽的LTE分析技术，以确定恒星的参数和丰度，并估计随机和系统的不确定性对所产生的丰度的影响。元素与铁的比例是来自关键的阿尔法，奇数，铁峰，r-和s-过程元素。平均而言，非LTE对Fe I线分析的影响很小。光谱测定的表面重力的推导，一般接近那些从依巴谷岩。
2000-06-19 astro-ph
Pop III Hypernova Nucleosynthesis and Abundances in Very Metal-Poor Halo Stars
计算了M = 13 ~ 270 Msun的大质量Pop III星的演化和核合成，并与贫金属晕星的丰度进行了比较。观测到的丰度可以用M < ~ 130 Msun的高能核心坍缩超新星（"hypernovae“）来解释，但不能用M ~ 140-270 Msun的对不稳定超新星（PISNe）来解释。这一结果限制了Pop III和非常贫金属的Pop II恒星的IMF。
2002-05-22 astro-ph
The abundance and clustering of dark haloes in the standard Lambda CDM cosmogony
许多证据表明，我们生活在一个平坦的冷暗物质宇宙中，具有宇宙学常数。在这样的宇宙中，暗晕的许多性质现在都有精确的解析公式。假设目前的宇宙学参数的“和谐”值，我们绘制晕丰度对红移作为晕质量的函数，晕温度，晕中的宇宙物质的分数，晕集群强度，和集群强度的z=0的高红移晕的后代。这些图有助于理解非线性结构如何在模型中增长。它们展示了许多看起来令人惊讶的性质，例如：10^9太阳质量晕在z=20时与今天的L_* 星系一样丰富; 10^6K晕在z=8和z=0时同样丰富;目前所有物质的10%处于热于1 keV的晕中，而超过一半的晕温度太低，无法捕获光电离气体;在z=15时，有1%的物质处于热得足以电离氢的晕中;在红移较高的地方，给定质量或温度的晕更加聚集;在z<20时，具有现代L_* 星系丰度的晕同样聚集;在z>10时，恒星形成产生的金属比L_* 星系更聚集在z=0处。
2002-05-22 astro-ph
Environmental effect on the subhalo abundance -- a solution to the missing dwarf problem
最近对暗物质晕形成的高分辨率模拟表明，暗物质晕的分布是无标度的，即如果以母晕的速度色散来标度，星系大小和星系团大小的晕的速度分布函数是相同的。对于团簇大小的晕，模拟结果与观测结果吻合较好。然而，模拟预测了太多的星系大小的光环。我们的银河系有几十个已知的矮星系。另一方面，模拟的暗物质晕包含数千个次晕。我们已经进行了模拟的一个单一的大体积和测量的丰度subhalos在所有大规模的晕。我们发现，这些次晕丰度的变化是非常大的，那些最大的次晕对应于模拟晕在以前的研究。次晕丰度强烈地依赖于本底的局部密度。高密度区的晕包含大量的次晕。我们的星系处于低密度区域。对于我们在低密度区域模拟的晕，subhalos的数量是我们银河系的三倍。我们认为，“失踪的矮问题”是不是一个真正的问题，但在以前的研究中，这是不适合场星系的初始条件的偏见选择造成的。
2008-05-28 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
Chemical Abundance Distributions of Galactic Halos and their Satellite Systems in a Lambda CDM Universe
我们提出了一个宇宙学动机的恒星晕的层次形成模型，其中包括一个半分析处理银河系的化学富集耦合到数值模拟，跟踪卫星的轨道演化和潮汐破坏。这项研究的一个主要动机是观测到卫星星系中恒星的化学丰度与银河系晕中恒星的化学丰度之间的系统差异。具体来说，对于相同的[Fe/H]值，邻近卫星星系中的恒星显示的[α/Fe]比明显低于晕中的恒星。我们发现，所观察到的化学丰度模式是一个自然的结果的过程中，银河系的层次组装。这一结果是因为在这种背景下，恒星晕是由早期（超过8-9 Gyr前）吸积的卫星星系形成的，并富含II型超新星产生的α元素。相比之下，今天幸存下来的卫星通常是在最后4-5 Gyr内吸积的，由于II型和Ia型超新星的贡献，其[α/Fe]值接近太阳。我们使用我们的模型来调查的丰度分布函数（使用[Fe/H]和[α/Fe]比）的恒星在晕和幸存的卫星。我们的结果表明，形状和峰值的丰度分布函数提供了一个直接探测星系的吸积历史。
2005-07-05 astro-ph
The Mass and Extent of the Galactic Halo
我们回顾了用于限制半径> 20 kpc的星系晕质量分布的各种技术，特别强调识别自洽的晕模型和解决文献中关于这个问题的明显差异。我们整理了已发表的结果，并证明它们都与星系晕一致，该星系晕几乎是等温的，特征速度为180至220公里/秒，范围>~ 200千秒差距。
1998-10-05 astro-ph
The Third Stromlo Symposium - The Galactic Halo: Bright Stars and Dark Matter
本摘要描述了第三次斯特罗姆洛研讨会的亮点，对恒星的性质，气体，和黑暗的组成部分的星系晕。
1999-01-29 astro-ph
Inhomogeneous Chemical Evolution of the Galactic Halo: Abundance of r-process Elements
本文提出了一个基于蒙特卡罗技术的随机模型来研究星系晕的非均匀化学演化。特别是，我们认为本地富集和随后的混合星际气体产生的恒星形成的爆发，明确的星际气体云的碎片和合并。该模型考虑了云-云碰撞过程中晕气体的混合以及超新星喷出物进入星际介质的延迟混合。本文还讨论了晕气体落入银盘的后果。在不同的时间，云的质量谱，年龄-金属丰度的关系，和G-矮星的分布进行了调查。我们详细分析了我们的模型的预测丰富的元素，如铕，钡，锶在星系晕，生产后的$r$过程核合成的超新星质量范围的不同假设。最后，我们比较了贫金属晕星的化学成分的光谱数据与我们的结果。
2000-09-11 astro-ph
Kinematics and Cloud to Cloud Abundance Ratios: A Rosetta Stone for Disk and Halo Components in Mg II Absorbers
根据类星体吸收线的研究，0.3 < z < 1.0的星系被认为具有扩展的气体“晕”。当在高分辨率下观察吸收线时，吸收气体的速度分布提供了关于这种气体实际上在星系内部和周围产生的线索。云与云的丰度比提供了进一步的线索，因为外晕云、螺旋盘云和椭圆星系中的云的电离条件和化学演化历史是不同的。解释高红移数据的关键是银河系的吸收线“罗塞塔石碑”。"
1997-11-17 astro-ph
Halo-stripping in Galactic Collisions
银河系碰撞通常在CDM模型中建模，假设DM由少数非常大质量的物体组成。这说明表明，CDM晕在碰撞过程中的行为严重依赖于组成它的粒子的质量，特别是，所有低于一定特征质量的晕粒子都可能丢失。
1996-07-18 astro-ph
Constraints on the mass and abundance of black holes in the Galactic halo: the high mass limit
我们建立的质量和丰度的黑洞在星系晕的限制，通过确定它们的影响球状星团，这是传统上被认为是很少演变。通过详细的蒙特卡罗模拟和简单的解析估计，我们得出结论：在银心半径R~8 kpc处，质量M_bh >~（1-3）× 10^6 M_sun的黑洞只能占总晕密度的一小部分f_bh ~ 0.025-0.05。这一约束显着改善了那些基于磁盘加热和动态摩擦参数，以及目前的透镜的结果。在较小的半径下，对f_bh的约束加强，而在较大的半径下，允许增加黑洞的比例。
1999-12-08 astro-ph
Chemical Abundances Of Three Metal-Poor Globular Clusters (NGC 6287, NGC 6293, And NGC 6541) In The Inner Halo
我们对NGC 6287、NGC 6293和NGC 6541三个内部古老的晕簇进行了化学丰度研究，发现[Fe/H]分别为-2.01 +/- 0.05、-1.99 +/- 0.02和-1.76 +/- 0.02，我们的金属丰度测量结果与以前的估计值吻合得很好。我们的程序集群的平均α元素丰度与其他球状星团，证实了以前的结果很好的协议。然而，单个α元素似乎遵循不同的趋势。内晕团簇的硅丰度似乎被增强，钛丰度似乎被耗尽相比，中间晕团簇。我们的研究结果似乎也与McWilliam和Rich研究的富含金属的凸状巨星相反，他们发现凸状巨星是钛增强和硅缺乏的。特别是，[Si/Ti]比似乎与银心距离有关，在这个意义上，[Si/Ti]比随着银心距离的减小而减小。我们认为，来自不同质量的SNe II祖先的贡献，丰富了原球状星团云的元素丰度，以及原球状星团云周围不同的初始物理环境，是造成“老晕”球状星团[Si/Ti]比与银心距离的这种梯度的原因。另一方面，我们的程序团的增强的s-过程元素丰度表明，我们的程序团的形成时间尺度可能是几倍10^8年后，恒星形成开始在银河系的中心区域，如果s-过程网站是中等质量的AGB星。
2002-05-23 astro-ph
HVCs probing a gaseous Galactic halo
我们研究的假设，高速云（HVC）可能源于气相内的不稳定性的星系晕。根据Kalberla & Kerp（1998）的流体静力平衡模型，确定了星系晕内不稳定性发生的概率分布。不稳定性可能会在z距离超过4千秒差距的星系晕内产生凝聚，这种凝聚会因重力而加速，因阻力而减速。我们提出的证据表明，HI的高速色散分量，发现Kalberla等人（1998年）是与高速晕气体。这种高速晕气体的物理性质类似于Sembach等人（1995，1998）最近探测到的高度电离的HVC。因此，HI高速色散分量可能是星系晕内湍流气体运动的中性示踪物。我们的计算表明，天空平均信号的下降凝聚并没有显着不同的湍流星系晕气体的HI排放。
1998-11-27 astro-ph
The Galactic Halo from Microlensing
本文综述了微透镜搜索星系暗物质的研究现状。讨论了未解决的问题，以及解决这些问题的可能方法。
2001-11-06 astro-ph
Horizontal Branch Stars in the Galactic Stellar Halo
我回顾银河系的恒星晕的属性，特别是跟踪水平分支恒星，但与其他恒星示踪剂的参考和比较。我讨论的晕密度分布，水平分支形态与银河系的位置的变化，和晕星在银河系的几个地区的运动学。我总结了水平分支恒星的发现，并把它们放在当前流行的星系晕形成的背景下。
1997-10-02 astro-ph
Observing molecular hydrogen clouds and dark massive objects in galactic halos
分子氢云对星系晕<暗物质有重要贡献，并可能导致通过微透镜间接观测到的大质量晕天体（MHO）的诞生。我们提出了一种利用多普勒频移效应探测M31晕中这些分子云的方法。我们还考虑了通过红外辐射直接观测M31晕中MHO的可能性。
1995-01-20 astro-ph
Non-Markov Excursion Set Model of Dark Matter Halo Abundances
漂移集模型为推导暗物质晕丰度提供了一个方便的理论框架。本文通过引入一个更真实的合并和崩溃过程来推广该模型。一个新的参数调节环境的影响，从而合并的连贯性（非马尔可夫）和个别质量壳的崩溃。模型质量函数还包括椭球体塌陷的影响。晕质量函数的解析近似导出的斜率为$n=0,-1,-2$的标度不变的功率谱。$n=-2$质量函数可与“哈勃体积”模拟结果进行比较。一个显着的非马尔可夫效应的检测被发现为一个假设的精度为10%的模拟质量函数。
2004-02-20 astro-ph
Fireballs in the Galactic Halo and $γ$-Ray Bursts
如果伽马射线暴源位于星系晕中，它们不可避免地会产生一个不透明的等离子体火球对，就像宇宙学源一样。我们发现星系晕火球的典型物理条件是：光学厚度$\ap 10^8$，热能$\ap 100 KeV$，最大相对膨胀$\G \ap 300 $和最大重子载荷$\ap 10^{-15} M_\odot$。这并不排除galctic晕模型，但它构成了一个额外的严格限制所有这些来源。将这些条件与宇宙学火球的物理条件进行比较，发现星系晕火球作为伽马射线暴的来源不如宇宙学火球有利。
1992-11-13 astro-ph
Lambda-Cold Dark Matter, Stellar Feedback, and the Galactic Halo Abundance Pattern
（节略）恒星晕的等级形成方案需要矮星系的吸积和分裂，但与矮球状（dSph）星系中类似的低金属丰度恒星相比，低金属丰度晕星富含α元素。我们解决这个主要的挑战，为恒星晕的层次结构的形成方案相结合的化学演化模型与宇宙学动机的质量吸积历史的银河系暗晕及其卫星。我们表明，恒星晕和矮星系的丰度模式可以解释自然的LCDM框架内。我们的解决方案从根本上依赖于LCDM模型的预测，即恒星晕中的大多数恒星都是在几个相对大质量的、约5 x 10^10 Msun、矮不规则（dIrr）大小的暗物质晕中形成的，这些暗物质在过去约10 Gyr被吸积和破坏。这些系统必然有短暂而快速的恒星形成历史，主要是由II型超新星和增强的[a/Fe]丰度的宿主恒星富集。相比之下，矮球状星系存在于~10^9 Msun的低质量暗物质宿主中，超新星风在设定观测到的中间[a/Fe]比值方面很重要。我们的模型包括从Ia型和II型超新星以及恒星风的富集，并包括一个物理动机的超新星反馈处方校准，以重现当地矮星系恒星质量-金属丰度关系。我们使用的暗物质晕类型的代表性例子，我们预计主机被摧毁的"恒星晕祖“的矮，一个幸存的dIrr，和一个幸存的dSph星系，并显示其衍生的丰度模式，恒星质量和气体质量与观察到的每种类型的系统是一致的。
2005-12-19 astro-ph
Response to Technical Comments regarding the paper "Direct Detection of Galactic Halo Dark Matter"
奥本海默等人（2001）（《科学》，第292卷，第698页）在“直接探测星系晕暗物质“一文中对吉布森和弗林以及格拉夫提出的批评进行了回应，该文章报道了我们在南银帽巡天中发现的大量晕白矮星。他们反对我们主张的论点没有一个经得起仔细推敲。
2001-06-14 astro-ph
Formation and Evolution of Galactic Halos in Clusters of Galaxies
利用高分辨率N体模拟研究了标准冷暗物质（SCDM）宇宙中丰富星系团的时间演化对其成员星系团星系晕的影响。我们确定了数百个星系晕维里半径内我们的模拟集群。我们还发现，大量的晕已潮汐中断z = 0。因此，我们改进了一种考虑潮汐剥离星系的星系合并历史树的推导方法。
1998-11-23 astro-ph
Implications of a new temperature scale for halo dwarfs on LiBeB and chemical evolution
大爆炸核合成（BBN）和来自宇宙微波背景各向异性的宇宙重子密度共同预测了原始Li 7丰度，比在星系晕矮星中观测到的丰度高2- 3倍。最近一项对晕星中Li 7观测结果的分析，使用了这些恒星明显更高的表面温度，发现了更高的Li平台丰度。这些结果对解决与BBN的差异有很大帮助。在这里，我们研究的影响，较高的表面温度的丰度被认为是在银河系宇宙射线核合成的CNO与锂（产生在α + α碰撞）的spectrophic产生的B。虽然Be丰度对表面温度不太敏感，但导出的B丰度和更重要的是导出的氧丰度非常依赖于温度。如果新的温标是正确的，这些元素的丰度增加对银河宇宙射线核合成和银河化学演化的模型构成了严重的挑战。
2004-11-26 astro-ph
Kinematics and Dynamics of the Galactic Stellar Halo
综述了银河系恒星晕的结构、运动学和动力学，包括晕星空间分布和运动学中的亚结构证据。星系形成理论的影响，随后进行了讨论，特别是有人认为，观察到的外星系晕中的恒星的运动学可以作为一个重要的约束可行的星系形成的情况。
1998-12-18 astro-ph
Chemical Abundance Constraints on White Dwarfs as Halo Dark Matter
我们研究的化学丰度的限制人口的白矮星在我们的银河系的光环。我们的动机是星系晕中大质量致密晕天体（Machos）的微透镜证据，但我们的工作限制了光环中的白矮星，不管Machos是什么。我们专注于组成的物质，将喷出的白矮星形成，在喷出物的丰度模式强烈约束白矮星生产的情况。使用分析和数值化学演化模型，我们确认，非常强大的约束来自银河系波普II和河外碳丰度。我们还指出，根据恒星模型，显着的氮产生，而不是碳。来自C和N的组合约束从与Ly $α$森林中的低C和N丰度的比较中给出$Ω_{WD} h < 2 \times 10^{-4}$。然而，我们注意到，这些结果受到低金属丰度恒星核合成的不确定性。因此，我们调查额外的限制，从D和$^4$他，发现这些轻元素可以保持在观测范围内，只有$Ω_{WD} \la 0.003$和白矮星祖先的初始质量函数急剧达到峰值，在低质量（2 $M_\odot$）。最后，我们考虑一个银河风，这是必要的，以消除喷出物伴随着白矮星生产的星系。我们表明，这样的风可以驱动的Ia型超新星产生的白矮星本身，但这些超新星也导致不可接受的大丰度的铁。我们的结论是，丰度限制排除白矮星作为Machos。（节略）
1999-04-21 astro-ph
Density Fluctuations in the Galactic Halo and Experimental Searches for Dark Matter
星系晕中基本暗物质的聚集可能是不可避免的。如果是这样的话，某些暗物质候选者的未检测可能仅仅意味着局部晕密度很低。相反，间接探测湮灭产物可能会更容易，也许会达到令人尴尬的程度。
1996-08-02 astro-ph
The Galactic Halo: Conference Summary
本文讨论了恒星和气态光晕以及暗晕的新结果。报告最后展望了未来，重点是空间天体测量飞行任务的作用。
1999-01-28 astro-ph
Abundance Gradients in the Galactic Disk: a clue to Galaxy Formation
本文综述了银盘丰度梯度的观测证据和可能的理论解释。特别是，我们讨论了丰度梯度和丰度比的梯度对银河系形成机制的影响。我们的结论是，{ \bf inside-out}形成的银河系，特别是银河系盘，其中最里面的区域被认为已经形成得比最外面的快得多，代表了最可能的解释丰度梯度，我们预测，沿银河系盘的丰度梯度随着时间的推移而增加。
1998-12-16 astro-ph
EROS and MACHO Combined Limits on Planetary Mass Dark Matter in the Galactic Halo
EROS和EARO的合作各自公布了从引力微透镜搜索中获得的星系晕中行星质量暗物质数量的上限。在本文中，这两个限制相结合，给低质量MACHO的丰度更强的约束。
1998-03-08 astro-ph
Chemical Inhomogeneities in the Milky Way Stellar Halo
我们从最近的文献中收集了699颗具有详细化学丰度信息的恒星样本（跨度为-4.2 < [Fe/H] < +0.3），并计算了它们的空间速度和银河系轨道参数。我们确定成员的内部和外部恒星晕人口在我们的样本中只基于他们的运动学性质，然后比较这些人口的丰度比作为[Fe/H]的函数。在两个群体重叠的金属丰度范围内（-2.5 < [Fe/H] < -1.5），外晕的平均[Mg/Fe]比内晕低约0.1倍。对于[Ni/Fe]和[Ba/Fe]，内晕的恒星间丰度离散度始终小于外晕。两个群体的[Na/Fe]、[Y/Fe]、[Ca/Fe]和[Ti/Fe]比值显示出相似的平均值和分散水平。我们的内晕人口是化学均匀的，这表明银河系恒星晕的一个重要组成部分起源于一个良好的混合ISM。相比之下，我们的外晕人口是化学多样性的，这表明银河系恒星晕的另一个重要部分是在偏远地区形成的，那里的化学富集主要是由当地的超新星事件。我们没有发现丰度的趋势，从银河系中心的最大径向距离或从银河系盘的最大垂直距离。我们还发现，没有共同的运动学签名组的金属贫星与特殊的丰度模式，如阿尔法穷人的明星或明星显示独特的中子捕获富集模式。一些恒星和dSph系统具有独特的丰度模式，大部分时间都在银河系恒星晕的遥远区域，这表明银河系真正的外晕可能与当地的恒星晕几乎没有相似之处。
2008-10-20 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
Chemical Abundances and Kinematics in Globular Clusters and Local Group Dwarf Galaxies and Their Implications for Formation Theories of the Galactic Halo
本文综述了星系晕形成的理论和支持证据，特别是一些相关的球状星团以及本群矮星系中恒星的运动学和详细的化学丰度。外晕红HB星团倾向于有大的离心率，并居住在矮球状恒星居住的区域，有利于银河系外的起源。老的球状星团显示出全部的偏心率，而年轻的球状星团似乎更倾向于高偏心率，这再次暗示了它们的银河系外起源。我们详细比较了各种元素之间的晕和所有矮星系研究的日期，包括矮椭球和不规则的丰度。其显著特征是晕的丰度基本上是独一无二的。特别是，研究的13个星系中有12个的α与[Fe/H]模式彼此相似，与银河系非常不同。射手座似乎是唯一可能的例外。看来很大一部分富含金属的晕不太可能来自低质量的分裂矮星系。然而，至少有一部分贫金属晕可能来自典型的矮星，而一部分中等金属量的晕可能来自非常巨大的系统。矮星和晕之间的化学差异是由于前者的低恒星形成效率和高银河风效率的结合。如果大多数晕星都是在几颗质量非常大的卫星很早就吸积形成的，那么形成问题就可以解决。然而，任何这样的卫星要么必须比假设的早得多，在Ia超新星爆发之前，要么必须阻止恒星形成，直到它们被吸积之前不久。
2007-08-03 astro-ph
$^7$Li Abundances in Halo Stars: Testing Stellar Evolution Models and the Primordial $^7$Li Abundance
为了确定原始$^7$ Li丰度，并通过与Thorburn（1994）观测到的贫金属晕星Li丰度数据库的比较来检验现有的恒星演化模型，计算了大量[Fe/H] = -2.3和-3.3的恒星演化模型。标准模型很好地拟合了观测到的温度高于5600 K的恒星中的Li丰度。他们预测原始$^7$ Li丰度为Log N（Li）= 2.24 \pm 0.03 $. Models which include microscopic diffusion predict a downward curvature in the $ ^7 $Li destruction isochrones at hot temperatures which is not present in the observations. Thus, the observations clearly rule out models which include uninhibited microscopic diffusion of $ ^7 $Li from the surface of the star. The [Fe/H] = -2.3 stellar models which include both diffusion and rotational mixing provide an excellent match to t…
1994-03-21 astro-ph
Magnetic Reconnection Triggered by the Parker Instability in the Galaxy: Two-Dimensional Numerical Magnetohydrodynamic Simulations and Application to the Origin of X-Ray Gas in the Galactic Halo
本文提出了星系晕中X射线气体起源的耀斑模型。为此，我们研究的磁重联帕克不稳定性（磁浮力不稳定性）触发，通过执行二维电阻数值磁流体动力学模拟。数值模拟的结果表明，该系统演化为以下几个阶段：在银盘中出现Parker不稳定性。在Parker不稳定性的非线性阶段，磁环从银盘膨胀到星系晕中，与反平行磁场碰撞，在星系晕中产生电流片。撕裂不稳定性发生，并产生等离子体团（磁岛）。就在等离子体团喷射之后，在片中发生进一步的电流片变薄，并且出现异常电阻率。Petschek重连开始，并迅速加热星系晕中的气体。它还在星系晕中产生了慢速和快速的激波区。例如，磁场（$B\sim 3 μ$ G）可以通过星系晕中的重联将气体（$n\sim 10^{-3}$ cm $^{-3}$）加热到$\sim 10^6$ K的温度。气体被加速到阿尔文速度（$\sim 300$ km s $^{-1}$）。这种高速喷流是我们提出的银河耀斑模型的证据，如果在星系晕中检测到双极喷流的多普勒频移。完整尺寸的数字可在http://www.kwasan.kyoto-u.ac.jp/~tanuma/study/ApJ2002/ApJ2002.html上获得
2002-09-01 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
Gaseous Galactic Halos and QSO Absorption Line Systems
最近的观测表明，类星体光谱中的（某些）金属线吸收系统来自半径远大于星系光学半径的星系晕中的气体。我们发现，所观察到的星系吸收体连接的星系形成在分层宇宙演化，星系形成气体冷却和凝聚在暗物质晕的自然结果。
1997-11-12 astro-ph
Spatially varying mass function of MACHOs in the galactic halo and interpretation of microlensing results
大麦云方向的引力微透镜实验预言了大量白矮星（$\sim 20%$）填充在星系晕中。然而，预言中的白矮星并没有在星系晕被观测到。为了解释微透镜效应的结果并解决上述问题，我们使用了\cite{ker98}（以下简称KE）提出的MACHO空间变化质量函数的假设。然而，KE模型与事件的持续时间分布\cite{rah04a}不兼容。在这里，我们使用更现实的MF，$dn/dm\propto m^α$的MACHO晕的幂律模型。该模型中的MF指数从星系晕中心部分具有$m>1 M_{\bigodot}$的恒星的-2.7变化到星系晕边缘的亚星区，上限为-1。结果表明，相对于星系晕中丰富的褐矮星，重MACHO可能是导致LMC方向微透镜事件的原因。
2004-09-08 astro-ph
Time evolution of galactic warps in prolate haloes
依巴谷卫星最近的观测和一些数值模拟表明，扁晕和盘之间的相互作用不适合银河系翘曲的持久性。然后，我们比较了长晕和扁晕中星系弯曲的时间演化。晕近似为固定势，而盘由N体粒子表示。我们已经发现，扁圆晕中的翘曲继续卷起，最后消失。另一方面，对于长晕模型，当外盘的进动从内盘的进动后退时，外盘的进动速率增加，反之亦然。因此，通过保持弯曲圆盘的节点线的对齐，长晕中的弯曲持续到模拟结束。因此，我们的研究结果表明，长晕可以维持银河扭曲。本文从晕与盘之间以及盘内外区之间的力矩出发，讨论了翘曲持续存在的物理机制。
1999-10-02 astro-ph
VLT/UVES Abundances in Four Nearby Dwarf Spheroidal Galaxies: I. Nucleosynthesis and Abundance Ratios
我们利用VLT-UT 2上的UVES拍摄了玉夫座、天炉座、船底座和狮子座I矮球状星系中的15颗红巨星的光谱。我们测量了α，铁峰，s和r-过程元素的丰度。在我们的样本中，没有dSph巨星显示出几乎所有球状星团中都存在的深度混合丰度模式。在一个给定的金属丰度，dSph巨星表现出较低的[el/Fe]丰度比的α元素比恒星的星系晕。这可能是由于缓慢的恒星形成速率和Ia型SN的贡献，和/或小的恒星形成事件（低总质量）和质量依赖的II型SN产量。这些星系之间的偶数Z [EL/Fe]比的差异，以及S& R过程元素的演化差异被解释为它们的恒星形成历史。dSPh丰度与星系晕的丰度比较，揭示了一些差异。特别是，我们发现的恒星模仿了Nissen & Shuster（1997）发现的富含金属、高R_max、高z_max晕星的丰度模式，支持了他们的观点，即破坏的dSph可以解释高达50%的富含金属的晕。与贫金属的星系晕的比较显示，大多数贫金属的星系晕不可能是由类似于这些dSph的物体形成的。最后，我们使用dSPH丰度的核合成的起源，包括铜和锰，这是更一致的金属丰度依赖SN产量比更常见的假设SN Ia生产新的限制。
2002-11-08 astro-ph
Detailed chemical composition of Galactic Cepheids. A determination of the Galactic abundance gradient in the 8-12 kpc region
最近引进的高分辨率/大光谱范围摄谱仪提供了详细研究经典造父变星化学成分的机会。本文对30颗造父变星中铁和6种轻金属（O、Na、Mg、Al、Si、Ca）的丰度进行了新的测定。我们也给出了一个新的估计银河系径向丰度梯度。用线深比法测定了恒星的有效温度，用Fe Ⅰ和Fe Ⅱ的电离平衡和生长曲线测定了表面重力和微湍流速度v $_{t}$。用经典的LTE大气模型计算丰度。丰度的RMS精度为0.05-0.10 dex的Fe，和0.05-0.20 dex的其他元素。在我们的样本中，造父变星具有类似太阳的丰度，目前的测量结果与以前的测定结果相当吻合。我们计算了8-12千秒差距区域的“单带”银河系径向丰度梯度，发现铁的斜率为-0.061 dex千秒差距$^{-1}$。
2007-02-13 astro-ph
Bounds on the mass and abundance of dark compact objects and black holes in dwarf spheroidal galaxy halos
我们建立了新的动力学约束的质量和丰度的致密天体的矮球状星系晕。为了保持运动学冷的第二个高峰的小熊座矮球体（UMi dSph）对引力散射，我们把上限的密度紧凑的对象作为其假设的质量的函数。当海卫一核心的晕密度为0.35太阳质量/pc ^3时，组成暗物质的质量不可能超过1000个太阳质量。这一限制排除了暗晕核心是由两体弛豫过程形成的情况。我们对质量大于3000太阳质量的致密天体中暗物质比例的界限改进了基于星系晕动力学参数的界限。特别地，质量为$\sim 10^{5}$太阳质量的物体可以包括不超过晕质量分数$\sim 0.01$。更好地确定dSphs中旧的过密区域的速度分散可能会导致对晕天体质量的更严格限制。举例来说，如果UMi第二峰值的初始值为0.5公里/秒得到确认，那么质量超过$\sim 100$太阳质量的致密天体就可以排除在构成其所有暗物质晕的之外。
2007-02-20 astro-ph
Fossil records of cosmic reionization in galactic stellar halos
长期以来，银河系恒星晕被认为包含着星系早期动力学和化学演化的化石信息。我们认为，老恒星晕的表面亮度分布包含了再电离对星系早期形成历史的影响。通过假设再电离显着抑制恒星形成的小亚星系团维里化后再电离红移（$z_{\rm reion}$），我们首先数值研究如何从这些亚星系团合并形成的恒星晕的结构和运动学性质取决于$z_{\rm reion}$。然后，我们讨论了银河系恒星晕的可观察到的属性为我们提供了化石记录的再电离的影响，层次形成的晕的基础上，目前的数值模拟结果。我们特别建议，恒星晕的半光半径和它们的表面亮度剖面的斜率包含有用的信息时，在亚星系团的恒星形成显着影响再电离。利用模拟的不同$z_{\rm reion}$模型的银河系恒星晕表面亮度分布，我们还讨论了如何宽场成像研究河外晕将有助于我们阐明宇宙再电离的时代。
2005-05-27 astro-ph
Phase-Space Distributions of Chemical Abundances in Milky Way-type Galaxy Halos
受即将到来的银河系天体测量和光谱调查数据的启发，我们探索了Lambda CDM宇宙中分层形成的恒星晕模拟中的化学丰度特性和相空间分布。我们的Milky-Way型恒星晕模拟样本的平均金属丰度范围从[Fe/H] = -1.3到-0.9不等，大多数贫金属晕来自吸积历史，缺乏与大质量（富金属）卫星的破坏性合并。我们的恒星晕金属丰度随着恒星晕质量的增加而增加。[Fe/H]-恒星质量趋势的斜率模仿了被摧毁以建立晕的卫星星系的斜率，这意味着这种关系是分层传播的。所有模拟的晕包含一个显着的比例老恒星星族吸积超过10 Gyr前，在少数情况下，存在一些中间年龄的人口。与银河系相反，我们模拟的许多恒星晕包含古老的恒星星族，它们富含金属，起源于大质量卫星的早期吸积。我们认为，（金属丰富）恒星晕的M31属于这一类，而更多的金属贫晕的银河系是缺乏早期的大规模吸积事件。有趣的是，我们的等级形成的恒星晕通常在[Fe/H]和[alpha/Fe]中都有不可忽略的金属丰度梯度。这些梯度延伸几十kpc，并且可以在[Fe/H]中大到0.5 dex，在[alpha/Fe]中大到0.2 dex。最后，我们发现，化学丰度可以作为一个粗略的替代卫星星系的吸积时间。我们提出了一个标准，通过选择恒星的[α/Fe]比低于太阳能识别潮汐流空间。
2005-12-26 astro-ph
Lithium Abundance of Halo Dwarfs Revised
利用Fuhrmann等人（1994）根据巴尔末线模型推导出的新T $_{eff}$，重新测定了晕矮星样品中的锂丰度。这些$_{eff}$是红化无关的，均匀的和更高的质量比那些基于宽带测光。丰度是通过使用Kurucz（1993）的ATLAS-9代码生成新的大气模型来推导出来的，该代码具有增强的$α$元素，并且没有过冲选项。修订后的丰度显示T $_{eff}$ $>$ 5700 K的Li-T $_{eff}$平面中的{ \it平台}非常平坦，没有证据表明T $_{eff}$的趋势或在最热边缘处的下降。与Thorburn（1994）相反，[Fe/H] $<$ -1.4的Li丰度与金属丰度不相关。所有的测定结果都与相同的原始锂丰度一致，对单个恒星的估计误差完全解释了观测到的分散。T $_{eff}$ $> $ 5700 K，[Fe/H] $\le$-1.4的坪区24颗恒星的加权平均Li值为[Li] = 2.210 $\pm$ 0.013，或当考虑Carlsson等人（1994）的非LTE校正时为2.224。
1995-03-21 astro-ph
Abundances of Recently Discovered Planetary Nebulae Towards the Galactic Bulge
在这项工作中，我们报告的分光光度观测的行星状星云样本对银河系的隆起。共观察到45个PNe，并导出了它们的物理参数（电子密度和温度）。使用三能级原子模型计算离子丰度，并通过电离校正因子推导丰度。结果显示，在银河系高纬度的低丰度物体，表明一个可能的垂直梯度内的凸起。发现了少数低N/O比值的物质，可能来源于年老、低质量的原始细胞。
2001-10-16 astro-ph
Discovery of a Population of HI Clouds in the Galactic Halo
在绿岸望远镜的21厘米观测中，发现了内星系晕中离散的HI云群。晕云可以在距离银河平面1.5千秒差距的许多地方看到。它们的速度遵循银河系的自转。我们选择了一组云进行详细的研究，结果发现，它们的NHI峰值中值为2 × 10^19，直径为几十pc，密度为十分之几cm^-3，HI质量为50个太阳质量。有些晕云的谱线很窄，这意味着它们的温度必须低于1000 K;有些则具有核心晕的光谱结构。中性晕质量的一半可能存在于这些离散的云中。它们可能是在银河喷泉中形成的，现在正在返回圆盘。
2002-10-18 astro-ph
Is the galactic halo baryonic?
最近对大麦云微透镜现象的观测表明，相当大一部分星系晕是质量小于0.1 M_{\odot}的MACHO。在这里，我们认为，分子云（主要是H_2）位于星系晕可以大大有助于其总质量。我们概述了一个场景中，黑暗的集群的MACHO和分子云自然形成的光环在大银河系的距离。通过红外发射和分子云通过诱导伽马射线通量检测MACHO的可能途径进行了讨论。位于M31暗晕中的分子云可以通过宇宙背景辐射（CBR）的各向异性或微波波段的发射线来发现。
1995-04-24 astro-ph
Giant Explosion at the Galactic Center and Huge Shocked Shells in the Halo
我们模拟了由星系中心的爆炸和/或星暴引起的激波阵面通过星系晕的传播。大约1500万年前，$Ω$尔格的能量爆炸产生了一个巨大的哑铃形冲击波阵面，它可以模拟无线电和X射线北极支线以及南部的大X射线支线。日冕中的激波后高温气体将解释银河系中心周围观测到的X射线凸起。银河系：中心--银河系：晕--射电连续谱：一般--冲击波--X射线：一般
1994-02-14 astro-ph
Microlensing and the Composition of the Galactic Halo
通过广泛的银河系建模，我们研究了100多个微透镜事件，现在已经观察到的银河系的黑暗晕的组成的影响。根据目前公布的数据，包括第二年的观测结果，在大多数模型中，晕圈中的H2O分数小于60%，晕圈中H2O分数的似然函数峰值在20% -40%左右，与冷暗物质模型的预期一致。
1997-04-25 astro-ph
Chemical Abundances of Luminous Cool Stars in the Galactic Center from High-Resolution Infrared Spectroscopy
我们目前的化学丰度在一个样本的发光冷恒星位于30 pc的银河系中心。碳、氮、氧、钙和铁的丰度来自H-和K-波段的高分辨率红外光谱。丰度结果表明，在太阳附近Fe丰度，相对于太阳和银河系盘，[O/Fe]和[Ca/Fe]分别平均增加了+0.2和+0.3dex。银河系中心的恒星显示出几乎均匀和接近太阳的铁丰度。A（Fe）= 7.59 ± 0.06的平均值与以前的工作一致。银河系中心恒星之间的铁丰度的总范围，0.16德克斯，显着窄于文献中发现的老鼓人口的铁丰度分布。我们对银河系中心30 pc范围内的Fe丰度的快照样本年龄小于1 Gyr;时间（或空间）上更大的样本可能会发现更广泛的丰度分布。
2007-07-18 astro-ph
An excursion set model of the cosmic web: The abundance of sheets, filaments and halos
我们讨论了一种分析方法来模拟结构形成的片，丝和结。这是通过结合模型的三轴崩溃与偏移集的方法：片被定义为对象，已沿一个轴崩溃，丝沿两个轴崩溃，和晕是对象中的三轴崩溃是完整的。我们在这里发展了这种方法的最简单的版本，大尺度结构显示了一个清晰的形态层次：大尺度片层中的质量被分配给质量较低的细丝，细丝本身由质量更低的晕组成。我们的方法提供了分析估计的质量分数片，丝和晕，及其演变，任何背景的宇宙模型和任何初始的波动谱。在目前流行的$Λ$ CDM模型中，我们的分析表明，超过99%的宇宙质量是片，72%是丝，质量大于目前的$10^{10} M_{\odot}$。对于光环，这个数字只有46%。我们的方法还提供了分析估计如何晕丰度在任何给定的时间与周围的大规模结构的形态，以及如何晕演化与大尺度结构的形态相关。
2006-03-27 astro-ph
Possible signature of hypernova nucleosynthesis in a beryllium rich halo dwarf
作为对晕和厚盘星的大规模调查的一部分，我们发现了一颗晕星HD 106038，铍异常过剩。尽管它的金属丰度很低，[Fe/H] =-1.26，但它的log（Be/H）=-10.60，与太阳陨石丰度log（Be/H）=-10.58相似。这个丰度比类似金属丰度的恒星高出十倍以上，并且无法用包括宇宙射线散射标准理论在内的银河系化学演化模型来解释。没有其他已知的晕星表现出如此丰富的铍。此外，还观察到Li、Si、Ni、Y和Ba的过量。我们认为，所有这些化学特性，但钡丰度，可以同时解释，如果恒星是在附近的超新星形成。
2008-01-07 astro-ph
