Self-consistent models of triaxial cuspy galaxies with dark matter halos
我们已经构建了现实的，自洽模型的三轴椭圆星系嵌入三轴暗物质晕。自洽的解决方案，由史瓦西介绍的标准轨道叠加技术的装置被发现在每一个研究的三种情况下。混沌轨道被发现是重要的，在所有的模型中，它们的存在被证明意味着一个可能的缓慢演变的形状的晕。平衡速度分布由洛伦兹函数比由高斯函数更好地再现。我们的研究结果首次证明了三轴暗物质晕可以与三轴星系共存。
2007-09-04 astro-ph
Cuspy Dark-Matter Haloes and the Galaxy
巴德窗的微透镜光学深度限制了太阳圈内重子物质的最小总质量大于3.9 x 10^{10}太阳质量，假设内星系被阻挡在大约20度的视角下。从太阳邻近恒星的运动学来看，暗物质的局部表面密度约为每平方秒差距30 +/- 15太阳质量。我们构造了归一化到本地暗物质密度的尖形晕，并计算了内星系晕的圆周速度曲线。这与恒星盘和ISM盘提供的旋转曲线正交，加上一个足够大的棒，使得银河系内部的重子物质再现了微透镜光学深度。这样的模型违反了内星系（通常在半径2-4 kpc）切向速度数据提供的观测约束。高重子的贡献所需的微透镜是一致的流体动力学模型和银河酒吧的模式速度的影响。我们的结论是冷暗物质宇宙学（及其变体）所青睐的尖形晕与银河系的观测数据不一致。
2001-09-05 astro-ph
Preservation of Cuspy Profiles in Disk Galaxy Mergers
我们进行了三个自洽的$N$体模拟的星系合并，一个尖状的暗物质的配置文件，以研究如果内部的暗密度斜率是保存在残留物。在这些模拟中，祖先包括恒星盘和晕的固有角动量，这与以前的类似研究不同。前体星系的质量比约为1：1，1：3和1：10。我们发现，最初的尖状密度分布的黑暗晕被保存在这里考虑的情况下的残余。
2005-10-31 astro-ph
Self-consistent models of cuspy triaxial galaxies with dark matter haloes
我们已经构建了现实的，自洽的模型，三轴椭圆星系嵌入三轴暗物质晕。我们研究了暗物质晕形状的三种不同模型：（i）与发光物质相同的轴比（0.7：0.86：1）;（ii）更长的形状（0.5：0.66：1）;（iii）更扁的形状（0.7：0.93：1）。这些模型是通过史瓦西提出的标准轨道叠加技术得到的。在这三种情况下，每一种都找到了自洽的解决方案。混沌轨道被认为是重要的，在所有的模型，它们的存在被证明意味着一个可能的缓慢演变的形状的晕。我们的研究结果首次证明了三轴暗物质晕可以与三轴星系共存。
2006-11-07 astro-ph
How black holes turn cusps into cores
坍缩的无碰撞粒子系统形成具有尖点密度分布的引力束缚晕。这些系统的分层合并也产生了具有尖点中心密度分布的残余。这些结果导致尖形NFW配置文件的密度分布在暗物质晕的假设。然而，观测到的盘状星系的旋转曲线表明，暗物质晕与等温的核心。球状星团也存在同样的问题，球状星团在密度剖面中显示出核心，但如果它们是通过冷坍缩形成的，那么它们应该是尖形的。我们正在展示小的、大质量的、紧凑的物体如何有效地将尖形恒星系统转化为具有等温核心的密度剖面。
2002-09-30 astro-ph
Anatomy of the Bar Instability in Cuspy Dark Matter Halos
本文研究了具有指数盘和尖状暗物质晕的星系模型中的棒不稳定性，以及Navarro-Frenk-White（NFW）宇宙学密度分布。我们从一个3-积分复合分布函数，受到杆不稳定性的平衡模型。我们生成了一系列模型，其质量分辨率范围从盘中的1.8K到18 M粒子和晕中的10 K到100 M粒子，以及有效分辨率为~10^10粒子的多质量模型。我们描述了质量分辨率如何影响酒吧的不稳定性，包括其线性增长阶段，屈曲不稳定性，模式速度衰减通过共振转移角动量的DM晕，和可能的破坏晕尖。我们的高分辨率模拟显示了收敛谱的酒吧和DM晕轨道之间的离散共振相互作用。随着斑图速度的衰减，轨道共振扫过大部分DM晕相空间，并在晕粒子之间广泛分布角动量。晕不发展一个平坦的密度核心，并保留尖点，除了在重力软化占主导地位的区域。棒的形成增加了中心恒星的密度，DM被压缩，从而使晕中心密度增加了1.7倍。总的来说，酒吧的演变显示收敛的行为之间的晕粒子数为1 M和10 M的粒子，当比较酒吧的增长，图案速度的演变，DM晕密度分布和轨道共振的非线性分析。更高分辨率的模拟清楚地说明了离散共振的重要性，在运输的角动量从酒吧的晕。
2008-10-30 astro-ph
Bulge formation from SSCs in a responding cuspy dark matter halo
我们模拟了极晚型矮星系中球的形成，这些球是由在尖状暗物质晕中运动的环核超星团形成的。模拟结果表明：（1）DMH对SSC下沉的响应仅在200 pc以内的区域内可检测到;在该地区的平均对数斜率的响应DM密度分布显示两个不同的阶段：非常早期的下降，然后上升，直到接近1.2岁的2岁。(2)DMH反应对隆突形成的可检测反馈被证明是非常小的，在这个意义上，在固定DMH和响应DMH中形成的隆突和它们的成对核尖点基本上是相同的，两者都与$HST$观察一致。(3)所得到的球核与核尖点的质量关联以及核尖点质量随时间的演化与最近的相关研究结果是一致的。结合核尖点的有效半径与观察到的核团簇的数量一致，我们相信，我们提出的凸起形成的情况下，可能是一个非常有前途的机制，形成核团簇。
2007-02-19 astro-ph
Either neutralino dark matter or cuspy dark halos
我们证明，如果最小超对称标准模型中的中性伴子是银河系中的暗物质，那么就不可能有一个延伸到银河系中心的暗物质尖点。相反，如果一个暗物质尖点延伸到银河系中心，中性伴子就不可能是我们银河系中的暗物质。我们考虑了银河系中心黑洞周围中性伴子湮灭的同步辐射，得到了这些结果。
2000-02-21 astro-ph hep-ph
Effects of dark-matter density profiles on bulge formation in very late-type galaxies
在具有尖形或软核密度分布的暗物质晕中研究了超级星团的动力学演化。模拟结果表明：（1）在两种情况下都形成了具有中心尖点的指数型凸起;（2）尖核和软核轮廓的凸起形成率不同;（3）尖核轮廓的凸起和核星团质量更重;（4）尖核和软核轮廓的大质量核星团可能在不同年龄形成而没有明显的凸起。
2003-03-14 astro-ph
The survival and disruption of CDM micro-haloes: implications for direct and indirect detection experiments
如果暗物质粒子是中性伴子，那么首先形成的结构是尖状冷暗物质（CDM）晕，在质量范围10^{-6} - 10^{-3} Msun的红移z ~ 100之后坍缩。我们对这些微晕在银河系中的生存进行了详细的研究，因为它们经历了与恒星、分子云和其他暗物质子结构的潮汐相遇。我们使用高分辨率N体模拟测试分析脉冲加热计算的有效性。分析估计的一个主要局限性是，平均能量输入比较平均结合能，而不是从系统的实际质量损失。这种能量标准导致高估的剥离质量和低估的破坏时间尺度，因为CDM晕强烈约束在其内部。我们发现，CDM微晕的材料的一个显着的部分可以通过遇到银河系的子结构和恒星的束缚，但尖形的中心区域保持相对完整。此外，太阳半径附近的微晕是那些比平均水平早得多的坍缩，质量损失很少。因此，我们预计一小部分幸存的绑定微晕，一个平滑的组件，在相空间中的狭窄的功能，这可能是发现的直接检测实验，以及许多幸存的尖形核心与适当的运动弧分钟，每年，这可以间接检测到通过他们的湮灭到伽马射线。
2006-09-11 astro-ph
On Bars, Haloes, their Interaction and their Orbital Structure
活晕通过参与角动量的再分配，驱动动力学演化，在沙坝的形成和演化中起着积极的作用。角动量主要由棒区的近共振物质发射，主要由晕和外盘的近共振物质吸收。这种交换决定了棒的强度、其图案速度的降低以及其形态。因此，与先前的看法相反，晕可以帮助棒生长，因此在具有响应性大质量晕的星系中生长的棒可以变得比在盘主导星系中生长的棒更强。在演化过程中，晕并不保持轴对称。它形成了一个比圆盘杆更短更粗的杆，并且在整个模拟过程中一直保持这种状态，尽管它的长度随着时间的推移而显著增长。我讨论了在光盘和晕的轨道结构，并将其与周期性轨道分析棒星系的潜力。中心质量集中（例如中心黑洞或中心圆盘）会削弱棒并增加其图案速度。中心质量集中的影响强烈地依赖于模型，在具有大量集中晕和强棒的模型中不太强。
2005-04-29 astro-ph
Unitarity Bounds and the Cuspy Halo Problem
传统的冷暗物质宇宙学模型预测的是小尺度结构，比如尖状晕，这显然与观测结果相矛盾。已经提出了几种基于修改暗物质基本性质的替代方案。我们表明，量子力学的一般原则，特别是幺正性，意味着有趣的限制两个建议：碰撞暗物质提出的Spergel和Steinhardt，强烈湮灭暗物质提出的Kaplinghat，诺克斯和特纳。两者所需的有效散射分别意味着m < 12 GeV和m < 25 GeV。同样的论点表明，在第二种情况下，强烈的湮灭意味着存在显着的弹性散射，特别是对于足够大的质量。最近，一个变种的碰撞方案已被提倡，以满足同时限制从矮星系到集群，与截面的比例与速度成反比。我们表明，这种情况下可能涉及超弹性过程，相关的动能变化时，必须考虑到作出预测。实验搜索的成本和影响进行了讨论。
2002-05-30 astro-ph hep-ph hep-th
A Limit on the Cosmological Mass Density and Power Spectrum from the Rotation Curves of Low Surface Brightness Galaxies
冷暗物质模拟预测的尖状暗物质晕的浓度与晕形成的宇宙学有关。因此，对晕浓度的观测约束映射为对宇宙学参数的约束。为了解释观测到的暗物质占主导地位的低表面亮度星系的浓度，我们需要一个宇宙学与星系尺度的权力相当小。形式上，我们要求s_8G_0.6 < 0.23，其中G_0.6是适合于该问题的修改的形状参数。实际上，这意味着Omega_m < 0.2或s_8 < 0.8。只要我们坚持在模拟中发现的尖状晕必须描述低表面亮度星系的晕，这些限制就适用。低密度宇宙学有助于观察到低浓度，但它不能解释密度分布形状偏离预测的尖形的许多情况。如果目前的晕形成图不完全失败，这些情况必须遭受非常广泛的质量再分配。目前还不清楚所建议的任何质量再分配机制（例如，反馈是可行的。
2002-10-29 astro-ph
Formation of cuspy density profiles - a generic feature of collisionless gravitational collapse
利用球形下落模型的形式，计算了各种无标度初始条件下坍缩和维里化暗晕的结构。尽管这个问题具有无标度的宇宙学性质，但单个物体的坍缩并不是自相似的。与以前的大多数计算不同，这里使用的动力学只依赖于绝热不变量，而不是自相似性。本文着重研究了坍缩晕最内部的结构，并讨论了中心密度尖点问题。计算了各种宇宙学模型在维里半径1%处密度剖面的斜率，发现斜率随晕的质量和初始条件的功率谱而变化。内斜率的范围在r^-2.3和r^-2之间，最大质量的极限情况为r^-2。这里发现的陡峭的尖点对应于所有粒子在径向轨道上运动的极限情况。角动量的引入将使密度分布变浅。我们希望这能解决计算出的轮廓和高分辨率N体模拟中发现的轮廓之间的差异，其中指数范围从-0.5到-1.5。这里的强有力的预测是，膨胀宇宙中的无碰撞引力坍缩预计将形成密度杯，而不是具有核心结构的晕。
2000-08-30 astro-ph
Building Galactic Disks in Triaxial Dark Matter Halos
本文通过数值模拟的方法回顾了近年来我们在三轴暗物质晕盘形成和演化方面的工作，包括恒星形成和恒星演化的反馈。生长盘强烈地受DM晕形状的影响，并反过来修改它们。盘的参数与局域宇宙中的参数大体一致。富含气体的恒星棒与盘一起生长，促进了系统中的角动量重新分配和径向气体流入。嵌套的条形图似乎是作为副产品形成的。各种非轴对称的组件-酒吧，磁盘和晕之间的相互作用，导致酒吧的衰减或冲洗出内晕的椭圆率。
2006-10-24 astro-ph
Formation and evolution of bars in disc galaxies
我跟随着一个酒吧，从它的形成，经过它的进化，到它的毁灭，也许，再生。我讨论了每个阶段的主要特征，特别是光环的作用。甚至在次最大圆盘中也可以形成条形。事实上，这样的酒吧可以比酒吧，已在最大的磁盘增长。这是由于晕的响应，特别是由于组成棒的盘粒子和与之共振的晕粒子之间的能量和角动量的交换。棒的减速取决于晕的初始中心浓度和盘的初始值Q。相反的晕质量分布，光盘改变其径向密度分布相当大的演变过程中。应用Sackett准则，我发现，光盘成为最大的许多模拟中，他们已经开始作为次最大。我简要地讨论了气体成分的演变，以及酒吧的破坏和再生。
2002-09-22 astro-ph
Bars and the connection between dark and visible matter
孤立棒星系的演化是通过重新分配它们的内角动量来实现的，内角动量主要在内盘共振处发射，而外盘和晕的共振处主要被吸收。这会导致条形变得更强，并且其图案速度随时间而降低。一个巨大的，反应灵敏的光环增强了这一过程。我显示的相关性和趋势之间的角动量吸收的晕和酒吧的强度，模式的速度和形态。这就可以解释为什么有些盘星系是强棒星系，而有些则没有棒星系，或者只有一个短棒星系或椭圆星系。在某些情况下，在晕圈组件中也发现了条。这个“晕条”是三轴的，但更像长轴，比圆盘条短，以大致相同的模式速度旋转。最后，我讨论是否酒吧可以修改密度尖点发现宇宙学CDM模拟的暗物质晕。
2003-12-05 astro-ph
Dark Halo Shapes and the Fate of Stellar Bars
本文利用Liapunov指数研究了具有轻度三轴晕的棒星系轨道的稳定性。该方法非常适合于截面表面和其他简单诊断不适用的时变三维势。我们发现，当晕是集中的，大多数轨迹开始附近的平面包含酒吧变得混乱。此外，许多剩余的规则轨迹的形状与棒密度分布不匹配，太圆。当非旋转非轴对称扰动达到10%时，几乎所有积分轨迹都是混沌的，并且具有大的Liapunov指数。因此，如果密度图的演化与轨道不稳定性的特征时间尺度直接相关，那么棒的溶解将在很少的动力学时间尺度上发生。缓慢旋转的非轴对称贡献的潜力所需的发病广泛的混沌行为是非常小的。因此，由中心集中的轴对称晕和恒星棒组成的系统似乎在结构上是不稳定的，与完美轴对称的微小（1%）偏差应该会导致棒溶解的时间尺度明显小于哈勃时间。由于在大尺度结构的CDM模拟中发现的晕是中心集中的和三轴的，所以嵌入在这样的晕中的恒星棒不太可能形成和存活，除非在重子分量的形成过程中对晕进行修改。
2002-03-21 astro-ph
Bars and Cold Dark Matter Halos
暗物质晕的中心部分对棒的存在和演化作出反应。晕圈不仅吸收了来自圆盘的角动量，它还可以被压缩并改变其形状。我们研究这些问题在一系列的宇宙学动机，高分辨率的N体模拟棒星系在不同的初始条件下运行。在所有模型中，我们发现内晕的中心密度增加。我们使用标准绝热近似和Gnedin等人的修正公式来模拟这种密度增加，并发现后者更好地再现了晕质量分布。在具有强棒的模型中，中心区域的暗物质形成棒状结构（"暗物质棒“），它与恒星成分形成的正常棒（"恒星棒”）一起旋转。晕棒的短轴与长轴之比随半径变化，在中心盘区的典型值为0.7。DM棒振幅主要是恒星棒强度的函数。模型中的酒吧振幅增加或保持大致恒定的时间，最初大（40%-60%）之间的光环和磁盘酒吧的错位迅速减少随着时间的酒吧增长。在~2 Gyr之后，晕条几乎与恒星条成一直线（晕滞后~10度）。晕棒作用于恒星棒的力矩可以作为一种机制来调节从盘到晕的角动量转移。
2006-03-03 astro-ph
Fast bars in SB0 galaxies
我们用Tüssee-Weinberg方法测量了7个SB 0星系的条斑速度。这代表了以这种方式测量条形图案速度的星系的最大样本。所有观察到的棒都在尽可能快地旋转。我们比较了这一结果与最近的高分辨率N体模拟酒吧在宇宙学动机的暗物质晕，并得出结论，这些酒吧不位于中央集中的晕内。
2003-11-03 astro-ph
An Equilibrium Dark Matter Halo with the Burkert Profile
本文将一个产生尖点密度分布的平衡球系的公式推广到观测上更适合于矮星的中心密度分布--Burkert分布。通过使用一个节省时间的Monte Carlo方法，而不是N体模拟，我们表明，Burkert晕初始化的分布函数，只依赖于能量是在一个实际上稳定的平衡。使用局部麦克斯韦近似产生的一个是不稳定的，其中平坦的核心密度结构趋于陡峭。这与以往对尖点密度分布晕的研究有着根本的不同。不稳定的“Burkert”从初始Burkert配置文件的偏差被发现是密切相关的高斯作为速度分布在任何给定的点。通过对Burkert晕中致密超星团动力学演化的研究，进一步证明了不使用局部麦克斯韦近似的重要性。特别是，局部麦克斯韦近似将导致低估动力摩擦和高估下沉时间尺度。因此，它将导致在无核星系中形成大质量核球和年轻核星团的可能性降低。
2005-05-29 astro-ph
The formation and evolution of bars in low surface brightness galaxies with cold dark matter halos
我们进行了几个高分辨率的N体/SPH模拟的低表面亮度星系（LSB）嵌入在冷暗物质晕，以研究如何可能是酒吧形成在这样的系统。各种碰撞星系模型的行为进行了研究，在隔离和存在一个大的扰动卫星。我们还考虑模型中占主导地位的气体成分的磁盘。我们发现，在一般酒吧的形成需要磁盘的质量至少是一个因素的2高于推断的LSB的假设下，一个正常的恒星质光比。低表面密度的恒星盘贡献小于10%的总维里质量是稳定的NFW晕跨越一系列的浓度。然而，如果冷却非常有效（我们采用等温状态方程）并且晕的浓度非常低（c < 5），即使对于相当低的质量和现实的温度，纯气态盘也可以形成棒。在这些LSB模型中形成的条比典型的晕尺度半径短-它们的整体角动量含量可能太低，以至于不能显著影响内部的暗晕结构。一旦形成，所有的酒吧演变成隆起状结构，在几个Gyr和可以激发周围的磁盘组件的螺旋图案。最近发现的红色LSB显示出显着的非轴对称结构和隆起的成分，并分享他们的许多结构特性与我们的LSB模型的最终状态与大规模磁盘。我们的研究结果意味着，在任何低表面亮度的星系，曾经去酒吧不稳定的过去，一个膨胀的组件必须存在。
2003-03-11 astro-ph
Evolution of Stellar Bars in Live Axisymmetric Halos: Recurrent Buckling and Secular Growth
盘星系中星棒的演化伴随着动力学不稳定性和长期变化。在垂直屈曲不稳定性之后，酒吧被称为显着减弱，并开发一个明显的盒子/花生形状时观察edgeon. Using高分辨率N体模拟嵌入在活的轴对称暗物质晕的恒星盘，我们已经调查了长期的酒吧形态的变化，特别是酒吧的大小，其垂直结构和角动量交换的演变。我们发现，以下的初始屈曲，酒吧恢复其增长从深处的共转半径，并遵循超谐共振之后。我们还发现，这种长期的酒吧增长触发一个壮观的二次垂直屈曲不稳定，导致出现的特征boxy/花生/X形凸起。杆件的长期增长对反复屈曲的发展至关重要。此外，二次屈曲是温和的，持续了相当长的一段时间，~3 Gyr，并可以有观测对应。总体而言，恒星酒吧显示其属性的经常性行为，并通过增加其线性和垂直范围，动态和长期的演变。我们还明确表明，酒吧的长期增长介导的连续角动量转移从磁盘到周围的晕，这种角动量重新分配是共振的性质-大量的低共振陷阱磁盘和晕粒子，这种陷阱是强大的，在广泛的协议与文献中的早期结果。
2005-10-06 astro-ph
Induced Nested Galactic Bars Inside Assembling Dark Matter Halos
通过跟踪孤立的暗物质（DM）和重子密度微扰的发展，研究了盘星系中嵌套棒系统的形成和演化。在三轴DM晕的组装和反馈的磁盘中形成的恒星演化占超新星和OB恒星风。专注于一个有代表性的模型，我们显示了一个椭圆形的磁盘和第一代的嵌套酒吧与特征子KPC和几个KPC的大小的形成。该系统通过连续的动力学耦合和扩散而演化，迫使气体向内并稳定在共振耦合状态。流入率可以支持中央kpc内广泛的活动，从类星体到塞弗特类型，辅之以作为副产品的蓬勃的恒星形成。最初的酒吧形成触发的潮汐扭矩从三轴DM晕，这是作为一个有限的扰动。这第一代的酒吧不生存超过4- 5 Gyr：到那时，二级酒吧已经完全溶解，而主要的一个已经非常显着削弱，减少到一个脂肪椭圆形。这种演变在很大程度上是由于多个非轴对称组件的相互作用引入的混沌。
2007-06-26 astro-ph
Structure Formation Inside Triaxial Dark Matter Halos: Galactic Disks, Bulges and Bars
我们调查的形成和演化的星系盘沉浸在组装活DM晕。盘/晕成分是从宇宙学初始条件演化而来的，代表了孤立密度扰动的坍缩。重子包括气体（参与恒星形成[SF]）和恒星。从恒星能量释放到ISM的反馈已经实现。我们发现：（1）三轴晕图翻滚的增长是不显著的，角动量（J）被引入到内循环中;（2）盘的密度响应与DM异相，从而稀释了内晕的平坦性，并洗去了它的长轴性;（3）即使在考虑反馈的模型中，总J也几乎是守恒的;（4）DM的比J几乎不变，而重子的比J则逐渐减小：（5）盘形成的早期阶段类似于猫摇篮--一个通过径向弦模式提供燃料的小的无定形盘：（6）当SF率降到~5 Mo/yr以下时，盘中最初膨胀的气体组分变薄;（7）大约40%-60%的重子留在SF区之外，（8）转动曲线是平坦的，说明了所观察到的盘/晕贡献，（9）得到了一个从膨胀到无膨胀的盘的范围，较低的SF密度阈值导致了更小、更厚的盘;气体中的引力软化对星系演化的各个方面都有实质性的影响，并模拟了ISM中的许多内在过程：（10）模型的特征是广泛的棒形成活动;（11）响应于沿着主杆的气体流入而形成动态耦合和解耦的核杆。
2007-09-28 astro-ph
Inner Halo Shapes of Dwarf Galaxies: Resolving the Cusp/Core Problem
通过对高质量长缝光谱旋转曲线的反演，我们获得了200个矮星系样本的内暗物质晕密度剖面斜率。使用模拟来评估长缝观测和数据处理误差对我们测量的影响，我们得出结论，我们的观测结果与CDM范式预测的尖状晕是一致的。
2003-10-20 astro-ph
Morphology, photometry and kinematics of N-body bars. I Three models with different halo central concentrations
我们讨论的形态，测光和运动学的酒吧已形成的三个N体模拟。它们最初具有相同的盘和相同的晕-盘质量比，但它们的晕具有非常不同的中心浓度。第三模型包括凸起。具有中心集中晕的模型（MH模型）中的柱比具有较少中心集中晕的模型（MD模型）中的柱更强、更长和更细。从侧面看，它的形状从四四方方演变成花生状，然后变成X形，而MD型则保持四四方方。从沿棒长轴切割获得的投影密度分布，无论是正面还是侧面视图，都显示出平坦的部分，而模型MD的密度分布则迅速下降。模型MH的正面密度分布的傅立叶分析显示出非常大的m = 2、4、6和8分量。与此相反，对于模型MD，分量m = 6和8可以忽略不计。模型MH的速度场显示出强烈的偏离轴对称，特别是有波浪状的等速杆端部附近时，沿酒吧短轴。当从侧面观察时，它显示出圆柱形旋转，而MD模型没有。具有凸起和非中心集中晕（MDB）的模型的杆的性质介于其他两个模型的杆的性质之间。所有这三个模型都表现出大量的流入的光盘材料在其演变过程中，使年底的模拟光盘主导晕在内部的部分，即使是模型MH，其中晕和光盘的贡献最初在该地区是可比的。
2001-11-22 astro-ph
Bar Dissolution in Prolate Halos
本文研究了球形晕和长球形晕所施加的外力对棒状结构的时间演化的影响。特别是，星系盘被放置在平面上，包括长晕的主轴，其配置经常在宇宙学模拟中发现。在固定的外部晕场的N体磁盘模拟，使酒吧形成通过动力学不稳定性。在随后的演化过程中，长晕中的沙条随时间逐渐溶解，而球形晕中的沙条图案几乎保持不变，直到模拟结束。棒的衰变时间表明，它们可以在比哈勃时间更短的时间内被摧毁。我们的研究结果表明，这种溶解过程可能发生在真正的棒星系，如果它们被大质量的暗长晕包围，这里采用的配置是不寻常的星系形成的观点。对于一个长晕模型，一个额外的模拟，这是限制在二维平面内的运动也结束了类似的酒吧溶解。这意味着盘星的垂直运动在这里展示的棒溶解中并不起重要作用。
2000-05-03 astro-ph
CDM in LSB Galaxies: Toward the Optimal Halo Profile
低表面亮度（LSB）星系主要由暗物质组成。高分辨率的旋转曲线表明，它们的总质量密度分布主要是由恒定密度的核心，而不是陡峭和尖形分布中发现冷暗物质（CDM）的模拟。数据最好用一个软核模型来描述，该模型的内部幂律质量密度斜率α = 0.2 +/- 0.2。然而，没有一个单一的通用晕轮配置文件提供了充分的描述的数据。观察到的质量分布似乎与λ CDM不一致。
2003-11-05 astro-ph
Halo Geometry and Dark Matter Annihilation Signal
我们研究了晕的形状和几何形状对预期的弱相互作用大质量粒子（WIMP）的暗物质湮灭信号的影响。由于在最里面的区域中的晕轮廓仍然约束不好，我们考虑不同的密度行为，如平核，尖点和尖峰，以及几何失真。我们发现，非球面性有很强的影响时，银河系中心附近的晕配置文件是平坦的湮灭信号，但逐渐变得不太重要的尖形配置文件，并可以忽略不计的存在下，一个中央尖峰。然而，在后一种情况下，天体物理因子强烈依赖于WIMP质量和湮灭截面。
2005-09-30 astro-ph
Simulating the Gaseous Halos of Galaxies
对局部X射线吸收体、高速云和遥远的类星体吸收线系统的观测表明，在正常星系周围，有相当一部分重子可能存在于多相、低密度、扩展的~100 kpc的气态晕中。我们提出了一对高分辨率SPH（平滑粒子流体动力学）模拟，探索进入星系的冷气体的本质，以及支持观测似乎所需的气态晕类型所需的物理条件。这两个模拟是相同的，除了它们的初始气体密度分布：一个是初始化的标准热气晕，跟踪尖状轮廓的暗物质，另一个是初始化的核心热晕与高中央熵，可能是预期的模型与早期预热反馈。在这两种情况下，星系形成的方式截然不同。标准的尖状晕主要从中心区域迅速冷却，而核心晕在约4 Gyr内是准稳定的，并最终通过约100 kpc距离的云的碎裂和下沉而冷却。经过10 Gyr的冷却，标准晕的X射线光度是目前极限的100倍，由此产生的盘状星系是银河系的两倍。相比之下，核心晕的X射线光度与观测结果一致，扩展的云群让人想起银河系的高速云群，以及一个盘状星系，其质量是低熵模拟中形成的盘状星系的一半，比角动量高约50%。这些结果表明，晕气的分布和性质为星系形成模型提供了重要的实验依据，并可用来约束星系形成的物理过程。
2008-01-28 astro-ph
Evolution of galaxies in triaxial halos with figure rotation
首先，我们证明了在NGC 2915中观察到的异常大的外HI旋臂可以形成于嵌入在具有缓慢图形旋转的大质量三轴暗物质晕中的扩展气体盘中，通过旋转晕的强引力扭矩。其次，我们通过完全自洽的数值模拟证明了三轴暗物质晕的形状旋转可以影响盘星系的动力学演化。我们特别描述了由具有图形旋转的暗物质晕主导的薄星系盘中“晕触发”棒的形成过程，并讨论了低光度、低表面亮度（LSB）盘星系中恒星棒的起源。第三，我们提供了一些目前的数值结果在触发机制的恒星爆发在星系和恒星棒的形成高红移方面的影响。
2003-10-14 astro-ph
Galaxy Masses: Disks and Their Halos
我回顾了我们目前所做的和不知道的关于盘星系的质量和它们的暗物质晕。椎间盘的预后是好的：渐近旋转速度提供了一个很好的指标，总的磁盘质量。晕的预测是不好的：尖状晕提供了一个穷人的数据描述，和个人的总质量暗物质晕仍然不受约束。
2001-12-17 astro-ph
Measurement of fast bars in a sample of early-type barred galaxies
本文介绍了ESO 139-G 009、IC 874、NGC 1308、NGC 1440和NGC 3412等5个SB 0星系的表面光度学和恒星运动学。我们用Tüsse-Weinberg方法测量了它们的条斑速度，并导出了共转半径与条斑半长轴长度之比R。对于所有的星系，R都在1.0到1.4的范围内，也就是说它们拥有快棒。这代表了用这种方法测量R的最大星系样本。考虑到R的测量分布和我们的测量不确定性，我们认为这可能是R的真实分布。如果是这种情况下，那么Tendee-Weinberg方法找到一个分布的R，这是在协议中获得的流体动力学模拟。我们比较了这一结果与最近的高分辨率N体模拟酒吧在宇宙学动机的暗物质晕，并得出结论，这些酒吧不位于中央集中的暗物质晕内。
2002-09-18 astro-ph
Dynamical Friction and the Distribution of Dark Matter in Barred Galaxies
我们使用完全自洽的N体模拟棒星系表明，从致密的暗物质晕的动力学摩擦显着减缓酒吧的旋转速度。我们的结果支持了以前的理论预测的酒吧内旋转的大规模晕。另一方面，低密度晕，如最大圆盘所需的晕，允许棒继续以高速率旋转。有一些微薄的观测证据表明，酒吧在真正的星系旋转迅速，我们用我们的结果认为，暗物质晕必须有一个低的中心密度在所有高表面亮度盘星系，包括银河系。在星系中的酒吧，有较大比例的暗物质应该旋转缓慢，我们认为，一个有希望的地方寻找这样的候选对象是中间表面亮度的星系。
1997-12-06 astro-ph
The structure of halos in Self-Interacting Cold Dark Matter models
利用高分辨率数值模拟研究了具有自相互作用暗粒子的LCDM宇宙学中银河系和星系团大小的晕的结构和亚结构，其中粒子截面+AFw-sig假设为常数或与相对速度成反比.我们的结论是，在LCDM宇宙演化的星系尺度的尖晕问题可以解决在后一种情况下。在这种情况下，星系团晕的内部密度只受到SI的轻微影响，从而与观测限制相一致。与此同时，星系和星系团SI-CDM晕中的次晕人口仍然大致类似于无碰撞CDM晕。
2003-06-17 astro-ph
What determines the strength and the slowdown rate of bars ?
孤立的棒星系通过重新分配它们的角动量来演化，这些角动量由内盘中的物质在与棒共振时发射，可以被外盘或晕中的共振物质吸收。在给定的共振下可以发射/吸收的角动量的量取决于发射/吸收材料的分布函数。因此，它不仅取决于共振轨道上的物质数量，而且还取决于该物质的速度色散。当它失去角动量时，棒变得更强，旋转也更慢。因此，棒的强度和它的图案速度随时间的减少是由星系内交换的角动量的大小决定的，而角动量的大小又由盘和球状组件中物质的质量分布和速度色散来调节。棒的模式速度，其强度和被球体吸收的角动量（晕加上凸起）之间的相关性强烈地表明，它是角动量交换的量，决定了棒的强度和减速率。不应将条形图案速度随时间的减小用于对晕-盘质量比设置约束，因为它还取决于晕和盘材料的速度分散。
2003-02-25 astro-ph
Self-consistent massive disks in triaxial dark matter halos
三轴暗物质晕中的星系盘在盘平面上的椭圆势作用下发生变形，从而抵消晕的椭圆率。我们发展了一种方法来计算这种盘在盘-晕组合势中的平衡位形，该方法基于Jog（2000）的方法，但考虑了晕势和盘椭圆率的径向变化。这一关键因素导致了盘的性质不同的行为：盘在小半径处使势圆化，即使是相当低的盘质量。这种效应具有重要意义的建议，调和尖状晕密度轮廓与低表面亮度星系旋转曲线使用晕三轴。在我们的模型中的磁盘椭率是一致的观测估计的基础上的二维速度场和等照度轴比。
2007-06-10 astro-ph
Galactic constraints on CHAMPs
我们改进了早期的银河系边界，可以放置在带电元素粒子（CHAMP）的暗物质的分数。这些限制对于CHAMP来说是很有意义的，因为CHAMP的质量太大，以至于它们无法通过与普通物质的电磁相互作用看到，而其在银河系磁场中的回旋半径太小，以至于晕CHAMP无法到达地球。如果未中和的CHAMP在该质量范围内很好地混合在晕中，它们最多只能占星系晕质量的<（3-7）x 10^{-3}的一小部分。如果CHAMPs衰变为中性暗物质，它们可能仍然是尖晕问题的解决方案，但需要进行微调。我们还讨论了CHAMP不填充球形晕的情况。
2008-12-03 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
Boxy/peanut bulges : formation, evolution and properties
我们讨论了形成和演变的boxy/花生凸起（B/Ps），并提出了新的模拟结果。轨道结构的研究表明，B/Ps的一部分，酒吧看到的边缘上，他们有他们的起源在垂直不稳定性的光盘材料，他们是有点短的范围比酒吧。当棒形成时，它是垂直薄的，但经过一个回转的时间后，它经历了垂直不稳定和弯曲。这时，棒的强度降低，其内部变厚，因此，从侧面看，它获得了花生或盒子的形状。第二个屈曲事件被认为是在模拟与强大的酒吧，伴随着进一步增厚的B/P和弱化的酒吧。从数量上说，这种演化在很大程度上取决于晕的性质，特别是其核心的范围。这影响了星系内部交换的角动量的数量，这些角动量是由棒区的近共振物质发射的，并被晕和外盘中的近共振物质吸收。具有小核的晕通常具有更强的杆和B/P，并且它们经常见证双屈曲。
2008-02-04 astro-ph
Constraints from Dynamical Friction on the Dark Matter Content of Barred Galaxies
我们表明，酒吧的星系模型具有中等密度和各种速度分布的晕都经历了强大的阻力，从动力学摩擦，除非晕有大的角动量在同一意义上的磁盘。摩擦阻力降低了条形图的速度，使共转点的距离远远超过了棒星系中的估计。为了避免强制动，所需的晕角动量是不切实际的大，即使旋转仅限于内晕。因此，我们的结论是，只有当晕的中心密度足够低，使盘能够提供内星系中大部分的中心吸引力时，棒才能够保持它们观察到的高模式速度。我们提出的证据表明，这一结论适用于所有明亮的星系。
2000-06-20 astro-ph
Can bars be destroyed by a central mass concentration? I. Simulations
研究了中心质量浓度（CMC）对棒盘星系长期演化的影响。与以往的研究不同，我们使用完全自洽的三维$N$体模拟与活晕，这是已知的酒吧的演变是重要的。CMC是逐渐引入的，以避免瞬变。在CMC的质量是圆盘质量的百分之几或更多的所有情况下，棒的强度显著降低。这种减少的量在很大程度上取决于酒吧的类型。对于相同的CMC，酒吧与指数表面密度分布，形成在一个磁盘为主的星系（MD型酒吧），可以完全摧毁，而强大的酒吧与平坦的表面密度分布，其演变主要是由于晕（MH型酒吧），只见证了他们的强度下降。这种减少同时发生在杆的最里面和最外面的部分。CMC对更高方位波数$m$的傅立叶分量具有更强的影响，导致更粗和/或更少的矩形杆。此外，CMC将侧面轮廓从花生形改变为方形，或者对于大型CMC，改变为椭圆形。类似地，侧面的初始方形轮廓可以被破坏。CMC也影响速度弥散分布。棒强度的大部分降低发生在CMC质量增加时，并且伴随着图案速度的增加。在我们所有的模拟中，为了破坏杆所需的CMC的质量至少是圆盘质量的百分之几。这表明，观测到的超大质量黑洞不太可能破坏预先存在的棒。
2005-07-24 astro-ph
Angular momentum redistribution and the evolution and morphology of bars
角动量交换是棒星系演化的驱动过程。棒区域中共振的材料失去角动量，该角动量由外盘和/或晕中共振的材料获得。由于失去角动量，杆变得更强，速度也变慢。这一演变方案得到了分析计算和$N$ -体模拟的支持。棒的形态也取决于交换的角动量的量。
2003-02-25 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
The Distribution of Dark Matter in Spirals
在过去的几年里，大量的观测结果揭示了螺旋周围暗物质晕的结构特性。首先，它们的旋转曲线遵循通用轮廓（URC），可以用指数薄的恒星盘和具有恒定密度核心的暗晕来描述，其相对重要性随着星系亮度的增加而增加。对单个天体的仔细研究表明，暗晕有一个核心，其大小$r_0$与中心密度$ρ_0$相关。这些性质与$Λ$ CDM宇宙学中N体模拟所预言的尖形密度分布存在严重的矛盾。
2005-10-05 astro-ph
Self-similar collapse and the structure of dark matter halos: A fluid approach
通过对宇宙学自相似引力坍缩解的研究，探讨了暗物质晕结构的动力学限制。一种流体的方法来碰撞无动力学的暗物质的开发和由此产生的封闭的一组矩方程数值求解，包括晕速度色散（径向和切向）的影响，为一系列的球平均初始密度分布。我们的研究结果突出了切向速度色散的重要性，以获得密度分布浅于$1/r^2$在核心区域，并保留记忆的初始密度分布，在自相似崩溃。对于各向同性的核心速度色散只有部分记忆的初始密度分布被保留。在自相似坍缩中，如果核中的切向速度色散被限制为小于径向色散，则不能获得比$1/r$更浅的尖形核密度分布。
1999-09-15 astro-ph
Bar-Halo Interaction and Bar Growth
我表明，强大的酒吧可以在星系盘增长，即使后者是沉浸在晕，其质量在光盘半径相当，或大于，光盘的质量。我认为，这是由于响应的晕，特别是晕共振星的不稳定的影响。通过这种不稳定机制，晕可以刺激而不是抑制棒的生长。
2002-03-21 astro-ph
Bar-Halo Friction in Galaxies III: Halo Density Changes
在LCDM模型中预测的暗物质晕中心密度超过了在某些星系中观测到的密度。温伯格和卡茨认为，从重子盘中旋转的棒转移角动量可以降低晕密度，但他们也认为，除非使用比通常更多的粒子，否则对这个过程的N体模拟将不会揭示真正的连续统结果。采用他们的简化模型，在一个活的光环旋转刚性杆，我一直无法找到任何证据来支持他们的论点。我发现，角动量转移和晕密度的变化是独立的粒子数的范围内，通常采用这些作者所提倡的。我表明，我的结果不依赖于任何数值参数，和场方法执行同样的网格方法。本文还指出了Weinberg & Katz提出的所需粒子数过大的原因。我进一步表明，当忽略重子沉降的抵消压缩时，中等的酒吧可以减少20% -30%的内晕的平均密度。长的、大的、细的棒可以将平均内部密度降低约10倍。最大的密度降低是以去除可能存在于重子分量中的大部分角动量为代价的。重子沉降对晕的压缩必然会减少，甚至可能压倒由棒摩擦所能达到的密度降低。
2008-02-02 astro-ph
The dwarf galaxy DDO 47: testing cusps hiding in triaxial halos
我们提出的矮星系DDO 47的HI数据，旨在测试的假设，暗晕三轴性可能会导致非圆运动的旋转曲线最适合的核心晕，即使暗物质晕本质上是尖的。为了寻找所谓的“隐藏”尖点所需的非圆形运动，我们对速度场进行了谐波分解：在DDO 47中，非圆形运动在全球范围内处于2-3 km s $^{-1}$的水平，远远不足以使观测到的旋转曲线与$Λ$ CDM预测相一致。我们的结论是，围绕DDO 47的暗物质晕是真正的核心和尖点不能隐藏的非圆形运动。更多细节显示在Gentile等人（2006，ApJL in press，astro-ph/0506538）中。
2005-10-20 astro-ph
Globular Clusters with Dark Matter Halos. II. Evolution in Tidal Field
在我们系列的第二篇论文中，我们继续测试球状星团形成的原始情景，这些情景预测球状星团形成于早期宇宙中的暗物质微晕的潜力。在本文中，我们使用高分辨率的N体模拟的原始暗物质为主的球状星团在宿主矮星系的静态引力位经历的潮汐剥离。我们测试两个尖的Navarro-Frenk-White（NFW）和扁平核心Burkert模型的暗物质晕。我们的原始球状星团与NFW暗物质晕生存严重的潮汐剥离，并在10个轨道后，仍然是主要的暗物质在其外围。我们的星系团与Burkert暗物质晕失去了几乎所有的暗物质潮汐剥离，并开始失去恒星在我们的模拟结束。本文的结果加强了我们在论文I中的结论，即目前对球状星团的观测与球状星团形成的原始图像是一致的。
2004-09-26 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
Tidal debris of dwarf spheroidals as a probe of structure formation models
最近的观测表明船底座和其他附近的矮球状星系被银河系潮汐剥离的未束缚恒星所包围。我们运行高分辨率的N-体模拟的矮星系在银河系晕内的轨道，以确定这样的观察是否可以解释与暗物质潜力所暗示的当前结构形成模型。我们表明，潮汐力作用于矮星的恒定密度的核心或具有低浓度参数（$c < 5$）的尖形轮廓导致平坦的外部恒星密度分布像船底座的各种轨道配置。相反，它是更难以从尖状暗物质晕的浓度高达CDM模型预测的质量尺度的矮星系（$c \simgt 10$）和数据只能重现假设近径向轨道的恒星。我们的模拟显示船底座正在以一个分数速率失去质量，$< 0.1$ Gyr $^{-1}$和它的质光比可以膨胀最多2倍，由于未绑定的恒星沿视线投射。我们跟踪了三轴星系团冷暗物质银河晕内潮汐碎片的演化，它导致了恒星流的差旋和小尺度加热。这使得它们作为银河系势能的动力学示踪剂的用途实际上是无用的，但确实提供了一个新的测试暗物质的性质。具有暖暗物质（WDM）或流体暗物质（FDM）的模型产生的矮晕中心密度低于CDM，并且即使轨道的偏心率低至附近矮球体的当前数据所示，也与观察到的潮汐尾一致。FDM中的星系晕是光滑的球形，将有利于相干流的探测。
2001-10-16 astro-ph
Simulating Observations of Dark Matter Dominated Galaxies: Towards the Optimal Halo Profile
低表面亮度（LSB）星系主要由暗物质组成，因此它们的自转曲线反映了它们的暗物质分布。最近的高分辨率旋转曲线表明，它们的暗物质质量密度分布是由一个恒定密度的核心。这似乎与冷暗物质（CDM）模型的预测不一致，后者产生具有紧凑密度尖点和陡峭质量密度剖面的晕。然而，观测确定的质量分布可能会受到非圆形运动，光学和动力学中心之间的不对称和偏移的影响，所有这些都倾向于降低观测到的斜率。在这里，我们确定这些影响的各种晕模型的影响，并与观察到的质量密度分布的结果进行比较。我们的模拟表明，没有一个单一的系统性影响可以调和的数据与尖锐的CDM晕。数据最好用一个软核模型来描述，该模型的内部幂律质量密度斜率α = -0.2 +/-0.2。然而，没有一个单一的通用晕轮配置文件提供了一个完全充分的描述的数据。
2002-12-05 astro-ph
