A comparison of the globular cluster luminosity functions of the inner and outer halo of the Milky Way and M31
我们发现银河系内晕的球状星团光度函数（GCLF）与外晕的GCLF在统计上是不同的。我们还发现了类似的差异之间的内部和外部晕人口的M31。我们断言，这种差异是某种形式的集群人口的动态演化和/或GCLF形状的集群人口形成的环境的依赖性的证据。我们还发现，周转光度的GCLF是不受这些差异，并进一步断言，周转光度的这种稳定性肯定了它的有用性作为一个指标的宇宙距离。
1996-08-28 astro-ph
HVC and IVC gas in the halo of the Milky Way
我们结合CaII/NaI吸收和HI 21 cm发射线测量，分析了星系晕中高速气体的金属丰度、分布、小尺度结构和物理条件。
2006-11-03 astro-ph
Mapping the Remote Milky Way Halo using BHB stars at 70 < r < 130 kpc
我们通过使用蓝色水平分支（BHB）恒星来增加远程晕示踪剂的数量，以达到130千秒差距的银河系中心距离。我们用SDSS EDR测光和VLT探测了16颗银心距离为70 < r < 130的BHB星，并测量了它们的视向速度。我们发现银河系的质量为M =1.7^{+3.0}-0.6} × 10^{12}太阳质量。完成后，这项调查将：（i）大大减少银河系光环总质量和范围的误差，（ii）绘制迄今为止尚未探索的光环区域的速度空间。
2003-10-23 astro-ph
Halo streams as relicts from the formation of the Milky Way
在这篇文章中，我们讨论了我们的光环的预期属性，如果我们的银河系是从合并的较小的系统。使用分析参数和高分辨率的模拟，我们发现，在太阳附近的星系晕应该有一个平滑的空间分布，其恒星速度椭球应该由几百个运动学冷流，从不同的合并事件的遗迹。我们还讨论了支持这一层次结构的观测证据：两个恒星流起源于同一个系统，可能落在银河系约10 Gyr前。最后，我们将讨论未来的天体测量任务，如FAME或GAIA可能揭示通过观察附近的晕星的运动。
2000-08-04 astro-ph
Are the red halos of galaxies made of low-mass stars? Constraints from subdwarf star counts in the Milky Way halo
星系周围红色和极暗晕的表面测光检测重新提出了一个老问题，即宇宙中失踪的重子中是否有一些不可忽略的部分可能以微弱的氢燃烧恒星的形式隐藏起来。这些红色晕的光学/近红外颜色已经被证明很难与任何正常类型的恒星星族相一致，但原则上可以通过倡导底部重的恒星初始质量函数来解释。这意味着恒星的质光比很高，因此有相当大的重子质量被锁定在这样的晕中。在这里，我们探讨了目前的普通恒星晕亚矮星的观测对银河系周围低质量恒星的假定红晕的约束。假设结构参数类似的红色晕最近检测到的堆叠图像的外部盘星系，我们发现，一个光滑的晕组件与底部重的初始质量函数是完全排除了目前的恒星计数数据的银河系。所有可行的光滑红晕模型，其密度斜率甚至与堆叠晕的密度斜率相差甚远，而且所含的质量太少，与丢失重子问题没有任何关系。然而，我们注意到，如果红晕星被锁定在星团中，这些限制可以被回避，并讨论了其他附近星系的潜在观测，这些星系可能能够将这种情况付诸测试。
2008-09-17 astro-ph
Are there MACHOs in the Milky Way halo?
微透镜搜索的目的是通过大麦云星云内恒星的引力透镜效应来探测致密的晕暗物质。最新的研究结果表明，大约五分之一的星系晕暗物质可能是致密的太阳质量天体。我们通过考虑观测数据的最佳拟合晕暗物质解的拟合优度来分析这一假设。我们发现，所观察到的微透镜事件的持续时间的分布比预期的结果从一个标准的晕透镜人口在90至95%的置信度窄。只有当预期的背景（非光晕）事件的比例显着增加，观察到的和理论的事件持续时间分布之间的差异消失。这表明，可能大多数导致观测到的微透镜事件的透镜并不位于银河系晕内。
2002-09-10 astro-ph
The soft X-ray background towards the northern sky. A detailed analysis of the Milky Way halo
我们提出了一个相关性分析的ROSAT全天空调查的弥漫X射线背景发射与莱顿/Dwingeloo 21厘米HI线调查。我们得到一个一致的模型，弥漫X射线背景发射超过约50%的天空。只有三个弥漫X射线组件是必要的，以适应从0.1千电子伏至2.4千电子伏的ROSAT数据：a）本地热泡，b）银河系晕，和c）河外X射线背景。银河系晕中的热日冕气体只需要一个温度。我们的模型预测，1/4 keV的主要部分和约50%的3/4 keV的扩散X射线发射来自银河系晕。我们检测到对银河系的中心和它的反中心，这是一致的独立来自脉冲星色散测量的电子密度分布的强度之间的差异。
2002-11-19 astro-ph
Are Great Disks Defined by Satellite Galaxies in Milky-Way Type Halos Rare in $Λ$CDM model?
我们假设卫星星系遵循暗物质分布，研究卫星星系的空间分布。基于高分辨率数值模拟的半分析研究支持这一假设。我们发现，对于Milky-Way型晕，如果只观测到十几个卫星星系，那么它们可以躺在一个均方根高度约为40 kpc的“大”盘上。平面的法线在天空上大致是各向同性的。这些结果与观测到的银河系卫星星系的性质是一致的。然而，如果卫星星系遵循由当前质量选择的子结构分布，那么类似于银河系中的大圆盘是罕见的，并且难以复制，这与Kroupa等人（2004）得出的结论一致。
2005-03-14 astro-ph
Metal-poor halo stars as tracers of ISM mixing processes during halo formation
我们引入了一个随机晕形成模型来计算晕的早期星际介质的化学富集。相反，1区的化学演化模型，我们能够解决本地的不均匀性在ISM所造成的单核心坍缩超新星。这些不均匀性导致了贫金属恒星中不同的元素丰度模式，这可以被看作是金属丰度[Fe/H] < 2.0的晕星丰度的分散。晕的早期化学演化经历了不同的富集阶段：当[Fe/H] <-3.0时，晕的ISM是非混合的，主要是由单个核塌缩超新星事件引起的局部不均匀性。当金属丰度[Fe/H] >-2.0时，晕ISM混合较好，显示出元素丰度模式在初始质量函数上的积分。在-3.0 < [Fe/H] < -2.0的范围内，发生从未混合的ISM到充分混合的ISM的连续转变。对于某些元素（Si，Ca，Eu），在贫金属晕星的观测中看到的元素-铁比[El/Fe]的分散可以重现。其他元素的恒星产额预测的散射，与观测相比，太大（O，Mg）或太小（Ni）。Cr和Mn表现出下降的趋势，较低的金属丰度，这不能解释的金属丰度独立的产量，只要喷出物与星际介质的混合不依赖于祖质量。这表明需要修订的，自洽的核心崩溃SN产量。
2000-02-14 astro-ph
The Shape of the Milky Way's Dark Halo
星系暗晕的形状分布为星系形成模型提供了基本的检验。到目前为止，很少有暗晕形状被测量，不同方法的结果似乎相互矛盾。在这里，我们通过计算银河系暗晕的扁平度来增加测量形状的样本，该扁平度是基于银河系中气体层以半径耀斑的方式计算的。我们还测试了这种技术的有效性-这已经被应用到其他几个星系-通过比较推断的晕平坦的恒星运动学分析，这只能适用于银河系。两种方法都返回了银河系晕形状的一致值，暗物质分布的最短与最长轴比为q = 0.75 +/- 0.25。然而，只有当我们采用R_0 = 7 +/- 1 kpc作为太阳到银河系中心的距离时，才能达到这种一致性。虽然这一数值小于国际天文学联合会认可的R_0 = 8.5千秒差距，但它与目前的观测结果相当一致。无论采用何种R_0值，这两种方法都不能返回与盘状质量分布一致的晕参数，其中q ~ 0.2。这一发现排除了冷分子气体和衰变的大质量中微子作为暗物质的候选者。
1997-10-21 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
The Shape of the Milky Way Halo and the Satellite Tidal Tails
围绕主星系运行的矮星系受到其暗晕产生的强大潮汐力的影响。因此，卫星上可能出现子结构和潮汐尾。这些结构可以给我们关于主星系和矮星系的暗物质含量的信息。银河系的卫星，因为它们的接近，是一个很好的样本来研究潮汐力的影响。银河系势的形状可以从其卫星潮汐尾的观测数据中推断出来。人马座矮星是最有趣的卫星之一，因为它呈现出一个长长的潮汐尾巴，在天空中覆盖了一个很大的角度，沿着流的日心距离变化很大。
2004-06-18 astro-ph
Kinematics of hypervelocity stars in the triaxial halo of the Milky Way
银河系中心大质量黑洞喷出的超高速星（HVS）与其他晕星相比具有独特的运动学性质。由于扁平圆盘和三轴暗物质晕产生的银河系势的不对称性，它们的轨道将偏离精确的径向，导致角动量的变化可能比注入时的初始小值大得多。我们研究了HVS的运动学，提出了一种仅由HVS在大银心距（r>~ 50 kpc）下的瞬时位置和速度矢量确定的暗晕三轴度的估计方法。我们证明了，在基本上为三轴的晕的情况下，在束缚轨道上的HVS的偏转角（恒星位置和速度矢量之间的夹角）的分布在10- 180 °范围内是均匀分布的。未来的天体测量和深宽视场巡天应该测量大量HVS的位置和速度，并对银河系暗物质晕的形状提供有用的约束。
2007-05-24 astro-ph
Two Stellar Components in the Halo of the Milky Way
银河系的晕提供了宇宙中第一批形成的物体的独特元素丰度和运动学信息，这些信息可以用来严格限制星系形成和演化的模型。虽然光环曾经被认为是一个单一的组成部分，但近年来从对光环物体的小样本检查中慢慢出现了它的二分法的证据。在这里，我们表明，晕确实是明确划分为两个广泛重叠的结构组成部分-内晕和外晕-表现出不同的空间密度分布，恒星轨道和恒星金属丰度（比氦重的元素丰度）。内晕具有适度的净逆时针旋转，而外晕则表现出净逆时针旋转，金属丰度峰值为内晕的三分之一。这些性质表明，各个晕组成部分可能以根本不同的方式形成，通过连续的耗散（内部）和无耗散（外部）合并和潮汐破坏原银河系团块。
2007-12-16 astro-ph
The Milky Way's Circular Velocity Curve to 60 kpc and an Estimate of the Dark Matter Halo Mass from Kinematics of ~2400 SDSS Blue Horizontal Branch Stars
我们推导出新的限制银河系的暗物质晕的质量，基于一组晕星从SDSS作为运动示踪剂。我们的样本包括从SDSS DR-6中严格选择的2401颗蓝色水平分支（BHB）晕星。为了解释这些分布，我们将它们与来自两个不同宇宙学星系形成模拟的匹配模拟观测进行比较，这些模拟观测旨在模拟银河系，我们假设银河系具有适当的晕星轨道分布。然后，我们确定哪个值的$\rm V_{cir}(r)$使观察到的分布与模拟的相应分布一致。这一过程的结果是银河系的圆速度曲线的估计$\sim 60$ kpc，这是发现略有下降，从采用的值$\rm 220 km s^{-1}$在太阳的位置，并暗示M $(<60 \rm kpc) = 4.0\pm 0.7\times 10^{11}$ M $_\odot$。$\rm V_{cir}(r)$的径向依赖性，来自统计独立的仓，被认为是一致的预期从NFW暗物质晕与建立恒星质量组件在其中心。如果我们假设一个NFW晕的特征浓度分布保持不变，我们可以使用观测来估计银河系暗物质晕的维里质量，M $_{\rm vir}=1.0^{+0.3}_{-0.2} \times 10^{12}$ M $_\odot$，这比许多以前的估计要低。这一估计意味着，在银河系暗物质晕维里半径范围内，有近40%的重子存在于我们银河系的恒星组成部分中。如果M $_{\rm vir}$的值仅为$\sim 1\times1…
2008-05-28 astro-ph
Equilibrium Disk-Bulge-Halo Models for the Milky Way and Andromeda Galaxies
我们描述了一组新的自洽，平衡盘星系模型，包括指数盘，赫恩奎斯特模型的隆起，NFW晕和中央超大质量黑洞。该模型是来自明确的分布函数为每个组件和大量的参数允许实际星系的详细建模。我们提出的技术，使用结构和运动学数据，如径向表面亮度分布，旋转曲线和球速度色散分布，以找到最适合的银河系和M31模型。通过这些模型的N体实现，我们探讨了它们的稳定性对酒吧的形成。该模型允许研究范围广泛的动态现象，具有高度的现实性。
2005-06-08 astro-ph
The search for Milky Way halo substructure WIMP annihilations using the GLAST LAT
GLAST LAT合作是几个实验小组之一，涵盖了广泛的方法，追求寻找暗物质的性质。GLAST LAT具有独特的能力，可以找到直接从宇宙中原位WIMP湮灭中发出的高能伽马辐射的新来源。利用它的宽波段光谱和全天空空间能力，GLAST LAT可以在伽马射线天空中的暗物质子结构的高能伽马射线中形成“图像”。我们描述了间接探测银河系暗物质卫星使用GLAST LAT的初步可行性研究。
2007-01-31 astro-ph
Effect of the Magellanic Clouds on the Milky Way disk and VICE VERSA
星-盘相互作用从两个方面限制了晕的性质：（1）物理参数激发了在存在大质量晕的情况下可观测的银河系盘结构的激发，尽管晕参数的精确限制是依赖于星系的;（2）相反，银河系作为一个整体对LMC结构有显著的动力学影响，这种相互作用也导致了晕限制。总之，这些情景有力地证实了我们目前对引力质量的估计，并表明LMC正在迅速演变。
1998-11-12 astro-ph
Candidate Milky Way Satellites in the Galactic Halo
斯隆数字巡天（SDSS）DR 5光度数据与$120^{\circ} < α< 270^{\circ}$，$25^{\circ} < δ< 70^{\circ}$寻找新的银河系同伴或子结构的星系晕。五个候选者被确定为暗恒星源的超密度，其颜色-星等图与已知的球状星团或矮球状星系相似。每个候选者的距离估计拟合合适的恒星等时线的颜色星等图。几何性质和绝对星等被粗略测量，并用于确定候选者是否可能是矮球状星系，星团或潮汐碎片。SDSSJ 1000 +5730和SDSSJ 1329 +2841可能是暗矮星系的候选者，而SDSSJ 0814 +5105、SDSSJ 0821 +5608和SDSSJ 1058 +2843可能是极暗的球状星团。这些候选者需要后续研究来确认。
2007-10-19 astro-ph
Building up the Stellar Halo of the Milky Way
我们研究数值模拟的卫星星系分裂的潜力类似于银河系。我们的目标是评估恒星晕的合并起源是否会在附近恒星的相空间分布中留下可观察到的化石结构。我们展示了如何使用粗粒度熵来量化被破坏的卫星的混合。虽然在100亿年之后，粒子在位形空间中的分布几乎没有明显的不对称性，但在速度空间中仍然存在强烈的相关性。我们简要地描述了我们如何可以理解这些效果的基础上保存的细粒度相空间密度的作用角形式主义。我们还讨论了我们的研究结果的恒星晕的已知属性的影响。
1998-11-06 astro-ph
Star Streams in the Milky Way Halo
在过去的10-20年里，人们对银河系光环如何形成的看法发生了深刻的变化。单个系统的整体早期坍缩的想法（Eggen，Lynden-Bell和Sandage 1962）受到高红移观测和结构形成的宇宙学模型的挑战。这些发现意味着，我们应该看到附近星系的等级形成过程的明确证据。最近对我们银河系的研究，通过大规模CCD调查，如斯隆数字巡天（SDSS），已经开始揭示外晕子结构的诱人证据。我们回顾与已知的银河系卫星和恒星流的祖先仍然是未知的潮汐流的证据。这包括来自SDSS和我们自己正在进行的光束晕调查，意大利面调查的结果。
2001-11-05 astro-ph
The Flattened Dark Matter Halos of NGC 4244 and the Milky Way
在前一篇论文（论文I）中，发展了一种方法，从气体层的耀斑和速度色散确定螺旋星系的暗物质晕的形状。在这里，我提出的结果几乎边缘的Scd星系NGC 4244（论文II论文III）和银河系的初步结果。NGC 4244的暗物质晕被发现是高度扁平的，最短轴与最长轴之比为0.2 + 0.3 - 0.1。如果暗物质是盘状的，则暗物质的垂直速度色散必须比HI中测得的切向色散大~20%。银河系的气体层的燃烧，已识别恒星的局部柱和距离平面1.1 kpc的总柱与适度扁平的暗晕（E7-E0）和星系常数\RSUN = 7.1 kpc，\VSUN = 180 \kms一致，而恒星盘约为最大值的80%。
1996-12-02 astro-ph
The impact of non-LTE effects and granulation inhomogeneities on the derived iron and oxygen abundances in metal-poor halo stars
本文介绍了一个详细的理论研究的结果，非LTE效应和颗粒不均匀性的影响，在贫金属晕次巨星HD 140283的铁和氧的丰度。我们的分析是基于“经典”的一维（1D）恒星大气模型和新一代的三维（3D）流体动力学模型。我们发现，来自Fe { \sc i}线的铁丰度的非LTE效应是非常重要的，在3D和1D情况下分别达到${\sim}0.9$ dex和${\sim}0.6$ dex。另一方面，我们发现，非LTE和3D效应必须考虑到一个可靠的测定铁丰度从弱Fe { \sc ii}线，因为显着的过激发其上水平的颗粒区域往往会产生排放功能。结果，这种Fe { \sc ii}线比LTE中的弱，并且对于3D情况，丰度校正量为${\sim}0.4$ dex。我们还利用O { \sc i}在7772- 5的三线态和禁戒[O {\sc i}]在6300的线，导出了贫金属星HD 140283的氧-铁丰度比。有趣的是，当考虑非LTE和3D效应时，从Fe { \sc i}和Fe { \sc ii}线推导的铁丰度以及从O { \sc i}和[O { \sc i}]线推断的氧丰度仍然存在显著差异。我们的结论是，这类贫金属恒星的金属丰度可能比以前认为的要大得多，这可能对恒星天体物理学产生深远的影响。
2004-10-20 astro-ph
An Aligned Stream of Low-Metallicity Clusters in the Halo of the Milky Way
现代天文学中一个长期存在的问题是银河系球状星团的奇怪划分，即“奥斯特霍夫二分法”，根据它们的天琴座RR型恒星的性质。在这里，我们发现，大多数最低的金属丰度（[Fe/H]<-2.0）的集群，这是必要的理解这一现象，显示在外部晕平面排列。这种排列，结合运动学和恒星星族的证据，表明它是从卫星星系捕获的。我们发现，与水平分支进化效应一起，产生二分法的因素可能是银河系和卫星星系团形成时期之间的小时间差。这些结果与传统观点相反，传统观点认为金属最贫乏的星团代表银河系的土著和最古老的人口。
2002-07-28 astro-ph
The accretion origin of the Milky Way's stellar halo
我们使用斯隆数字巡天（SDSS）数据发布5的数据来探索银河系恒星晕的整体结构和子结构，使用大约400万颗颜色选择的主序星关闭恒星。我们用扁圆和三轴破幂律模型拟合数据，发现恒星晕的“最佳拟合”扁圆度为0.5<c/a<0.8，晕恒星质量在银心半径1和40千秒差距（3.7+/-1.2 x10 ^8 M_sun）之间。恒星晕的密度分布近似为r^{-3};幂律斜率可能在20 kpc以内较浅，而在20 kpc以外较陡。然而，我们发现，所有光滑和对称的模型是非常差的适合恒星晕星的分布，因为数据表现出大量的空间子结构。在考虑了泊松不确定性的（已知）贡献后，我们使用模型轮廓周围数据的RMS（尺度>~ 100 pc）量化了与光滑扁圆/三轴模型的偏差。实际恒星分布与任何平滑的参数化晕模型的均方根偏差都大于40%，因此恒星晕是高度结构化的。我们比较了观测结果与模拟的银河系恒星晕形成完全从吸积的卫星在宇宙学的背景下，通过分析模拟的数据以同样的方式。虽然模拟恒星晕的质量，整体配置文件和程度的子结构显示出相当大的分散，在银河系的晕子结构的属性和程度匹配以及一个“典型的”恒星晕的属性完全建立了从破碎的卫星星系的碎片。因此，我们的研究结果指向这样一幅图景，即银河系的恒星晕中有很大一部分是从卫星星系中吸积而来的。
2008-03-15 astro-ph
Microlensing by the Milky Way Halo
用一个简单而精确的银河系盘晕模型分析了可能的引力微透镜事件的测量结果。这包括一个发光的指数盘嵌入在一个扁平的暗物质晕中，密度变化像${\rm distance}^{-1.8}$。包含一个圆盘有降低暗物质物体隐含质量的重要作用。对于Alcock等人（1993）报告的可能检测，晶状体的推断质量在$\sim 0.01 - 0.15 M_\odot$范围内。Aubourg等（1993）的候选事件分别具有稍大的隐含质量$\sim 0.025 - 0.35\ M_\odot$和$\sim 0.03 - 0.45\ M_\odot$。这些都与偏折器是棕矮星或低质量恒星相一致。如果没有盘状暗物质，并且晕完全由典型质量为$ \sim 0.08\ M_\odot$的重子暗天体组成，那么在$100 \%$效率的极限下，对大麦云中的$1.8 \times 10^6$恒星的监测每年至少可以探测到$8-9$。
1994-03-02 astro-ph
Sub-Structures in the Halo of the Milky Way
介绍了天琴座RR型星QUEST巡天的最新结果。这次巡天旨在发现和描述银河系晕中的子结构，覆盖了大约700平方度的天空，探测到693颗RR型天琴座恒星，其中大多数是新发现的。天琴座RR星的空间分布揭示了晕中几个有趣的群体。其中一些似乎与以前探测到的矮球状星系（人马座潮汐流、室女座恒星流、麒麟座环）或球状星团（帕洛马5）的毁灭有关，而另一些则仍然来源不明。
2006-05-18 astro-ph
Dark matter annihilation in the halo of the Milky Way
如果宇宙中的暗物质是由弱自相互作用粒子组成的，它们可能会自我湮灭并发射伽马射线。我们使用高分辨率的数值模拟直接估计湮灭流量从银河系的中心区域和暗物质的子结构在其晕。虽然这样的估计仍然不确定，因为他们的强烈依赖于的densitives区域的结构，我们的数值实验表明，不太直接的计算高估了从中心和从晕子结构的排放。我们估计一个最大的增强最多的一个因素的几个相对于一个光滑的球形晕的标准Navarro-Frenk-White（NFW）结构。我们讨论了下一代伽马射线探测器的探测策略，发现湮灭通量可能是可检测的，无论密度区域的不确定性，目前流行的基本粒子模型预测的暗物质的湮灭截面。
2004-01-23 astro-ph
Microlensing towards LMC: a study of the LMC halo contribution
我们进行了一个新的分析的样本的CNOO微透镜候选人对LMC。我们的主要目的是确定事件可能属于的晶状体人群。我们特别强调的可能性，银河系暗物质晕人口的LMC之一。事实上，我们表明，只有一小部分的事件具有的特性，符合预期的透镜属于银河系晕的OOO人口。这表明，这一部分不能解释所有的候选人。因此，我们挑战的观点，即银河系和LMC晕的暗物质晕分数是相等的，事实上，我们表明，对于一个质量范围为0.1-0.3 M $_\odot$，LMC晕分数可以显着大于银河系。从这个角度来看，我们的主要结论是，高达约一半的观察到的事件可以归因于大麦哲伦星云的暗物质晕。
2006-07-16 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
X-Ray Absorption from the Milky Way Halo and the Local Group
百万度气体的红移接近于零，这是由于气态的星系晕或更弥散但质量很大的本群介质。我们可以区分这些模型，因为柱密度应该取决于在天空中的位置，无论是相对于银河系凸起或M31-银河系轴。为了寻找这些特征，我们使用XMM-牛顿RGS存档数据测量了OVII K α吸收线强度，朝向25个明亮的活动星系核，加上LMC X-3。这些数据与纯粹的本星系群模型相冲突，但支持星系晕模型。最强的相关性是OVII等效宽度和ROSAT背景发射测量在R45波段（0.4-1千电子伏），其中OVII发射作出最大的单一贡献。这表明，OVII的发射和吸收大部分是同空间的，从那里看，均匀晕的半径似乎在15-110 kpc的范围内。目前的数据并没有限制晕气体模型的类型，在气体密度按幂律（如r^（-3/2））下降的模型中也得到了同样好的拟合。对于半径为20 kpc的均匀晕，电子密度为9 E-4 cm^（-3），气体质量为4 E8 Msolar。四个最高S/N OVII测量值的红移与银河系起源一致，而不是本星系群起源。
2007-07-11 astro-ph
Abundance evolution of intermediate mass elements (C to Zn) in the Milky Way halo and disk
我们提出了一个全面的研究，从C到Zn，在银河系晕和本地磁盘的中间质量元素的丰度的演变。我们使用一个一致的模型来描述这两个星系子系统的演化。晕和盘被认为是独立发展的，都是从原始组成的气体开始，并以不同的方式：强烈的外流被认为是发生在$\sim$ 1 Gyr的晕形成，而盘是由缓慢下降的气体。这种对晕+盘演化的描述可以正确地解释主要的观测约束（至少在星系化学演化的简单模型框架内）。然后，我们利用金属丰度依赖产量研究所有元素的C和Zn的演变。将我们的结果与大量的观测数据（包括最近的数据）进行比较，我们能够对大质量恒星当前产量的成功和缺点进行批判性分析。最后，我们定性地讨论了一些可能的方法来解释最近的数据对氧与铁，这表明，氧的行为不同于其他α元素。
2000-05-08 astro-ph
The Observed and Predicted Spatial Distribution of Milky Way Satellite Galaxies
我们审查证据表明，银河系卫星的人口普查类似于那些已知的可能是不完整的，在低纬度地区，由于遮蔽和外晕由于矮卫星的敏感性随着距离的下降。我们评估可能的影响，不完整性与子结构模型的比较，估计校正已知数量的矮人使用经验和理论模型。如果我们假设银河系卫星的真实分布是均匀的纬度，那么我们估计在低纬度由于遮蔽的矮星总数中有33%的不完整性。类似地，如果我们假设银河系卫星的径向分布与M31的径向分布相匹配，或者与模拟中最古老的次晕或最大质量的次晕相匹配，我们估计银河系矮星的总数为已知数量的1 - 3倍。虽然不完整性的真实程度是相当不确定的，事实上，我们的外推产生的MW矮星的平均总数实际上是已知人口的1.5 - 2倍，表明不完整性需要认真对待时，与模型的矮星系形成。有趣的是，在Lambda+CDM模拟的类银河系中，最古老的子晕的径向分布与观测到的M31卫星的分布非常匹配，这表明再电离可能是控制子晕可观测性的一个重要因素。我们还评估了一个新的SDSS搜索银河系卫星的前景，以限制可能的不完整的外晕。
2004-06-11 astro-ph
Infall of substructures onto a Milky Way-like dark halo
我们分析了在$Λ$ CDM宇宙学中高分辨率暗物质模拟银河系晕形成的子结构的动力学性质。我们的目标是阐明银河系卫星的动力学特性。我们的模拟表明，大约1/3的subhalo已经在群体中吸积。我们通过测量一组中的subhalos的角动量的对齐来量化这种聚类。我们发现，这个信号是可见的，即使是吸积到$z \sim 1$，即8 Gyr前的对象，和长期后的空间相干性的群体已经失去了由于主机潮汐场。这群陨石很好地解释了林登-贝尔和林登-贝尔提出的围绕银河系运行的幽灵流。我们的分析还表明，如果大多数卫星起源于少数几个群体，银河系卫星的圆盘状分布几乎是不可避免的。这种非随机分配的卫星subhalos意味着环境依赖于这些低质量的物体是否能够形成恒星，可能与早期宇宙中再电离的性质有关。在这幅图中，“幽灵般的流”和“盘状结构”都是同一现象的表现：结构的分层增长一直到最小的尺度。
2008-03-11 astro-ph
Reaching to the Edge of the Milky Way Halo with SDSS
我们使用斯隆数字巡天数据，在大约1000度^2的天空中，讨论了通过各种方法选出的3000多颗候选天琴座RR星的样本。这些恒星探测到距离银河系中心约100千秒差距的晕结构。它们的空间和径向速度分布是非常不均匀的，最突出的特点跟踪Sgr矮潮流。在Sgr矮潮流外，银心半径R在5-60 kpc范围内的空间分布符合R^{-3}幂律。
2003-09-02 astro-ph
The Galactic Halo and CDM
本文综述了有关银河系晕中心密度分布和形状的现有资料。目前，还没有强有力的证据表明银河系的晕属性与冷暗物质（CDM）的预测相冲突：观测可以容纳一个原始的中心幂律尖点，并且目前对扁平化的限制也与理论的预测一致。如果你想和CDM打一架，那么银河系可能不是这样做的地方。
2003-10-17 astro-ph
On the phase-space structure of the Milky Way dark-matter halo
我们分析了$Λ$ CDM宇宙学（Springel et al. 2001）中星系团暗物质晕形成的高分辨率模拟。实现的分辨率使我们能够详细绘制相空间结构，并表征其演变和块状程度。按比例缩小的集群晕的牛奶路大小的晕，我们探测子结构预期在太阳附近。在这里，我们专门解决的直接检测实验，旨在确定暗物质的性质，这样的子结构的相关性。
2001-10-25 astro-ph hep-ph
