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 Destruction and Over-Merging of Dark Halos in Dissipationless N-body Simulations
只遵循无碰撞的暗物质成分的N体模拟未能在稠密环境中产生星系晕或子结构。我们调查的“过度合并”问题分析和数值模拟，通过计算溶解时间尺度的晕由于物理和人工动力学效应。最近已经达到的数值分辨率是这样的质量损失从两体松弛是可以忽略不计的。我们表明，在目前的模拟中，由于大的力软化结合潮汐热源，并遇到溶解子结构，子结构被破坏。在无限数值分辨率的极限下，单个晕或亚结构是否能够存活，敏感地取决于它们内部的密度分布。奇异的等温晕总是会在一定程度上存在，但是，如果晕形成大的核心半径，那么过度合并问题将始终存在于无耗散N体模拟。在后一种情况下，耗散成分可以增加晕的中心密度，使星系得以生存。
1995-03-24 astro-ph
Effects of correlation between merging steps on the global halo formation
采用分数布朗运动修正了晕形成的漂移集理论，以考虑合并步骤之间可能存在的相关性。解析地给出了球形坍缩模型中的条件质量函数、晕合并率和形成时间分布。我们还发展了一个近似的椭球坍缩模型，并将其应用于计算的条件质量函数和晕形成时间分布。对于模型中的步骤是正相关的，晕合并率增强时，吸积的质量小于$\sim 25M^*$，而负相关的情况下，这一速率降低。与步长不相关的标准模型相比，步长正相关的模型在小质量晕中产生更多的老龄人口，在大质量晕中产生更多的年轻人口，而步长负相关的模型则相反。模拟结果的检验表明，连续合并步骤之间的弱正相关似乎最适合。我们还发现了一个系统的影响，由于有限体积的模拟测量的质量函数。在未来的工作中，这将包括在晕模型，以准确地预测三点关联函数估计模拟。
2008-05-07 astro-ph
Evolution of Compact Groups of Galaxies I. Merging Rates
讨论了由5个全同椭圆星系组成的致密星系群的合并速率。所有基团都具有相同的质量和结合能。我们认为这两种情况下，个别晕和晕是共同的所有星系和包围整个集团的情况下。在后一种情况下，如果晕的质量更大，合并的速度就更慢。单个晕的质量对合并速率的影响很小，因为我们模拟的所有星系都有相同的质量，所以更大的星系有更小的速度色散。如果配置是集中的，就像指数为10的King分布一样，具有单独光环的组比具有共同光环的组合并得更快。另一方面，对于不太集中的配置，合并最初对于单个晕轮情况更快，并且在部分组合并之后更慢。在具有共同晕的情况下，中心集中的构型在晕与总质量比高时合并得更快，在晕与总质量比低时合并得更慢。最初维里比小于1的组合并得更快，而最初具有圆柱形旋转的组合并得比从维里平衡开始的组慢。为了测试一个维里化的群体在合并之前能存活多久，我们跟踪了一个具有高晕-总质量比和中心浓度很小的密度分布的群体的进化。我们发现，第一次合并发生后，大量的交叉时间，这与合理的校准应该大于哈勃时间。因此，至少在适当的初始条件下，紧致群的寿命不一定是个问题，这也是为什么我们观察到如此多的紧致群，尽管它们的寿命似乎很短的另一种解释。
1996-12-23 astro-ph
Chandra Observation of the Merging Cluster Abell 2034
我们提出了一个分析的钱德拉观察阿贝尔2034。该星团有多个正在进行合并的特征，包括冷锋和可能显着加热的星团内介质超过其平衡温度。我们没有发现以前确定的大冷却速率的集群的证据，事实上，它是大致等温的，虽然有许多小规模的不均匀性，半径约700千秒差距。冷锋似乎正处于被气体动力学不稳定性破坏的过程中，也许还被激波加热破坏。我们发现弱证据逆康普顿硬X射线发射的无线电遗迹怀疑与冷锋。最后，我们研究了星系团南部的发射，这是以前被认为是一个合并的子星系团。我们没有发现这个“子星团”与主阿贝尔2034星团相互作用的证据。另一方面，该区域的性质与红移为Abell 2034或更小的平衡星系团不一致，我们探讨了它是一个被破坏的合并子星系团的可能性，但发现它的光度明显低于这种情况下的预期。我们认为，星团南部的发射实际上可能是一个中等到高红移（0.3 < z < 1.25）的背景星团，在Abell 2034的投影中看到。
2003-04-16 astro-ph
Chandra observtaion of A2256 - a cluster at the early stage of merging
本文介绍了对富星系团A2256的\chandra观测。除了已知的冷子星系团之外，在主星系团峰值以东2 $'$处还发现了一个新的结构。它的位置大致位于低亮度射电晕的中心。光谱分析表明，“肩膀”具有高的铁丰度（$\sim$ 1）。我们认为，这种结构是另一个合并组件或主集群的内部结构。测量了几个区域的X射线红移。结果与光学结果一致，表明主星团、子星团和“肩”在物理上是相互关联和相互作用的。该子星系团具有低温（$\sim$ 4.5 keV）和高铁丰度（$\sim$ 0.6）在中央150千秒差距。\chandra图像显示了一个相对尖锐的亮度梯度在南-南-东（SSE）的子集群峰值的南部。在边缘处发现了温度跃变，在低密度区域的边缘前有较高的温度。这一现象在性质上类似于A2142和A3667中发现的“冷锋”。如果忽略“肩”，温度图类似于合并早期的模拟，而子集群从西边的某个地方接近主集群。这一事实和观测到的边缘，结合子星系团中心（$\sim$ 0.6）和主星系团（$\sim$ 0.2）之间明显的铁丰度对比，都意味着正在进行的合并仍处于早期阶段。至少有三个成员星系，包括一个射电头尾星系，被发现有相应的X射线发射。
2001-10-01 astro-ph
Chandra Evidence for a Flattened, Triaxial Dark Matter Halo in the Elliptical Galaxy NGC 720
我们分析了Chandra ACIS-S对椭圆星系NGC 720的观测，以验证暗物质（DM）晕的存在并测量其椭圆率。ACIS-S3图像显示了60多个点源。对于半长轴a<~150”（18.2 h_{70} ^{-1} kpc），漫射发射的椭圆率为ex ~0.15，这小于从ROSAT获得的值0.2-0.3，因为点源污染了ROSAT值。钱德拉数据证实了ROSAT发现的~20度位置角（PA）扭曲，但钱德拉扭曲更为平缓，这也是因为点源污染了ROSAT值。总的来说，α <~150”的ex和PA值可以用Romanowsky和Kochanek发表的NGC 720的三轴模型来解释。由于光学图像显示没有实质性的等照度线扭曲，X射线PA扭曲需要大量的DM晕，如果热气体是在流体静力平衡。质量跟随光的假设也不符合扁长对称的钱德拉椭圆率在96%（98%）水平。因此，无论是PA扭曲和钱德拉图像的椭圆度意味着DM晕独立的气体T配置文件-证据，不能被排除的替代重力理论，如MOND。DM密度模型rho ~a^{-2}提供了最佳拟合，并且对于扁长模型给出了0.37 +/- 0.03（0.36 +/- 0.02）的椭圆率。这些适度的椭圆度DM晕是不一致的，如果DM是自相互作用的，如果DM是冷分子气体的高度扁平的晕预测的近球形晕预测。这些椭圆度也可能太大，无法用温暖的DM来解释，但与Lambda-CDM范式中形成的星系大小的…
2002-05-28 astro-ph
A New Method to Use Chandra Data to Resolve the X-Ray Halos Around Point Sources and Its Application to Cygnus X-1
ChandraACIS具有良好的角分辨率、能量分辨率和宽的能带，是研究由X射线在星际介质中尘埃散射引起的银河系X射线点源周围的X射线晕的最佳仪器。然而，使用ACIS获得的亮源的直接图像通常遭受严重的堆积。利用各向同性图像在任意方向上的投影都可以重建的特点，我们可以根据HETGS和/或CC模式获得的数据重建X射线晕的图像。这些数据没有或很少有严重的堆积，使我们能够充分利用钱德拉优良的角分辨率。利用重建的高分辨率图像，我们可以探测X射线晕，其距离与其相关的点源接近1 $''$。将此方法应用于Chandra HETGS在CC模式下观测的天鹅座X-1，得到了与能量有关的径向晕通量分布，并得出结论：在圆形区域内，（2）相对于总强度，在$'$ 1 keV时，分数晕强度（FHI）约为15%，在$\sim$ 6 keV时下降到约5%;（2）大约50%的晕光子在半径小于40 $''$的区域内;以及（3）点源的光谱由于晕污染而略微失真。
2003-07-22 astro-ph
Constraints on the merging timescale of luminous red galaxies, or, where do all the halos go?
在LCDM宇宙学中，暗物质晕主要通过较小晕的吸积而增长。10^14Msun的晕中的大部分质量来自~10^13Msun晕的吸积。如果每个这样的晕都有一个发光的红星系（LRG），那么这么多晕的吸积与星系团中观测到的LRG数量不一致，除非这些吸积的LRG在相对较短的时间尺度（~2Gyr）内合并或分裂。这些时间尺度与经典的动力学摩擦论点相一致，并且意味着在z=0时，每个质量大于10^14 Msun的晕内有2-3个LRG合并或分裂。当z=0时，被带入这些大质量晕中的恒星质量总量与观测结果一致，一旦包括了团内光（ICL）。如果被破坏的LRGs建立了ICL，那么大质量晕的分层增长意味着大量的ICL也应该围绕着卫星LRGs，正如最近对室女星系团的观测所表明的那样。最后，我们指出，这些结果是完全一致的非演变的集群强度和晕占领分布，并注意到，后者的观测事实上支持的假设，合并/大规模星系的分裂确实发生在晚些时候。
2007-07-03 astro-ph
The metallicity distribution of the halo and the satellites of the Milky way in the hierarchical merging paradigm
为了解释观测到的银河系晕的微分金属丰度分布（DMD），提出了一个半解析模型的结构形成的层次合并范式的框架。我们假设银河系晕是由一些子晕组成的，这些子晕的性质要么是在本星系群的矮卫星星系中观察到的（金属丰度分布的形状，有效产额），要么是从结构形成的计算中得出的（子晕分布函数）。通过对相关参数的合理假设，我们发现星系晕DMD的整体形状和有效产额可以在这样一个简单模型的框架下再现。DMD的低金属丰度尾表明，相对于简单模型的预测，（类似于太阳附近的G矮星问题）;有人认为，早期的坠落阶段可以解释这个问题，以及观测到的矮卫星星系的DMD。星系的吸积类似（但不完全相同）的祖先，今天的矮卫星的银河系很可能已经形成了星系晕。
2008-07-09 astro-ph
Chandra Observation of the Merging Cluster A168: A Late Stage in the Evolution of a Cold Front
我们介绍了钱德拉对冷星团A168的观测，先前的X射线成像和光学研究表明，这两个子星团几乎在天空平面上合并。我们得到了A168的温度图，这表明合并已经超出了核心通道，并接近子集群转向。它还揭示了一个不寻常的特征-其中一个子星系团的气体核心形成了一个舌状结构，延伸到子星系团中心的前方（在运动方向上）。最冷的团簇气体出现在这个舌头尖端的新月形区域，并形成与外部气体压力平衡的冷锋。与这一特征的前向位置相反，以前观察到的合并冷锋（例如，A3667，1 E0657--56）落后于其主机子集群，正如在冲压压力的存在下所预期的那样。我们建议，A168说明了一个更晚的阶段，在冷锋的演变，当它的主机子集群接近远心的合并轨道，其气体的冲压压力急剧下降。结果，正如最近的一些流体动力学模拟所看到的那样，一大块穿过暗物质中心的子星系团气体“弹弓”，变得与子星系团无关，并迅速膨胀。
2004-06-14 astro-ph
Merging History Trees of Dark Matter Haloes: a Tool for Exploring Galaxy Formation Models
提出了一种直接从纯引力N体模拟中导出和使用暗物质星系晕合并历史树的方法。这将N体模拟的完全非线性与半分析方法的灵活性相结合。图中显示了Warren等人（1992）从幂律初始扰动谱模拟（对于指数$n=-2$和$n=0$）得到的合并历史树。作为一个星系形成模型的例子，这些相结合的进化恒星星族合成，通过简单的恒星形成率的标度律，表明，如果大多数恒星的形成过程中发生合并引起的爆发，然后在某些情况下，可以得到一个几乎平坦的星系光度函数的暗端斜率。在给定的模型中，各个晕的合并率可能相差很大，通常晕质量的20%-30%可能是由于未坍缩物质的落入。(2)最近不断形成小质量晕：正如预期的那样，存在年轻、低红移、低金属丰度的星系（例如，Izotov et al. 1997）与分层星系形成模型一致。(3)对于$n=-2,$，由于在大尺度上的高功率，晕圈空间关联函数可以具有非常高的初始偏差。
1997-07-26 astro-ph
Radio halos in merging clusters of galaxies
本文给出了对沙普利集中核心区星系团A3562的235 MHz、327 MHz和610 MHz观测的初步结果。这些观测是用巨型米波射电望远镜（印度浦那的GMRT）进行的，目的是研究位于A3562中心的射电晕，并确定其低频无线电频谱的形状，以了解该源的起源。在再加速模型的框架内，对晕谱的初步分析表明，我们在再加速阶段的开始观测到一个年轻的源（几个$10^8$年）。
2004-04-26 astro-ph
The nature of the X-ray halo of the plerion G21.5-0.9 unveiled by XMM-Newton and Chandra
围绕着plerionic SNR G21.5-0.9的无线电安静X射线晕的性质正在争论中。在对该源的大型Chandra和XMM-Newton数据集进行空间和光谱分析的基础上，我们开发了一个自洽的方案，解释了所有的观测特征。我们发现，晕是由弥漫的扩展发射由于尘埃散射的X射线从plerion，由一个明亮的肢体痕迹粒子加速在快速前进的冲击波的残余物，和一个亮点（“北刺”），这可能是一个结的喷出物在绝热膨胀。通过应用PWN、SNR和超新星环境之间相互作用的模型，我们认为G21.5-0.9的祖先可能是IIP型或Ib/Ic型，并且残余物可能是年轻的（200-1000年）。
2005-07-21 astro-ph
The dark haloes of early-type galaxies in low-density environments: XMM-Newton and Chandra observations of NGC 57, NGC 7796 and IC 1531
本文分析了Chandra和XMM-Newton对三个早型星系NGC 57、NGC 7796和IC 1531的观测结果。所有这三个都是在非常低密度的环境中发现的，并且似乎没有类似大小的邻居。NGC 57有kT~0.9 keV的晕，太阳金属量气体，而NGC 7796和IC 1531都有~0.55 keV，0.5-0.6 Zsol晕。IC 1531有一个相对致密的晕，我们认为可能是由于活动星系核加热的作用，气体已经从系统中被移除。对于NGC 57和NGC 7796，我们估计的质量，熵和冷却时间的配置文件，并发现NGC 57有一个相当大的暗晕的质光比为44.7（4.0，-8.5）Msol/Lsol（1西格玛不确定性）在4.75 Re。这与NGC 4555的质光比非常相似，证实了孤立的椭圆星系可以拥有相当大的暗物质晕。我们发现NGC 7796的质光比明显较低，在5 Re时为10.6（+2.5，-2.3）Msol/Lsol，并讨论了NGC 7796拥有星系风的可能性，导致我们低估了它的质量。
2007-07-12 astro-ph
Do radio core-halos and cold fronts in non major merging clusters originate from the same gas sloshing?
我们发现了一个有趣的相关性之间的表面亮度和温度结构的松弛集群RXJ1720.1+2638和MS 1455.0 +2232，托管一对冷锋，和他们的中央核心-晕射电源。我们讨论的可能性，这种弥漫性的无线电发射的起源可能是严格连接的气体晃动机制建议解释冷锋的形成在非主要合并集群。我们表明，相对论电子的辐射寿命比它们可以从中央星系传输到最外层冷锋半径的时间尺度要短得多。这强烈地表明，所观察到的漫射无线电发射可能是由电子再加速通过某种湍流内产生的气体晃动期间的冷锋限制的集群体积。
2008-01-12 astro-ph
CHANDRA Observations of the X-ray Halo around the Crab Nebula
钱德拉的两次观测被用来寻找蟹状星云内部和周围的热X射线发射。通过将星云最亮的部分从视场中排除，死时间被最小化。一个尘埃散射的光环，包括5%的螃蟹的强度，清楚地检测到表面亮度测量到径向距离为18弧分。覆盖率在4弧分时为100%，12弧分时为50%，18弧分时为25%。观测到的晕与基于3种不同星际颗粒模型的预测进行了比较，其中一种可以进行调整以适应观测。这种尘埃晕和镜面散射形成了一个高背景区域，人们一直在寻找外壳中激波加热物质的辐射。我们没有发现这种排放的证据。我们可以将上限设定为比从类似残骸周围的外壳观察到的表面亮度小10-1000倍。外壳X射线光度的上限约为10 e34 erg/s。虽然我们的观测结果有可能与8-13太阳质量的祖先相一致，但我们认为这是不可能的。
2005-09-21 astro-ph
Evaluating Semi-Analytic Halo Merging Histories
我们评估的准确性，半解析合并树的合并历史的暗物质晕在N体模拟比较，专注于联合分布的祖细胞的数量和它们的质量。我们首先确认，直接由Press-Schechter（PS）模型预测的晕质量函数偏离模拟高达50%，这取决于质量尺度和红移，而对于给定质量的晕的祖细胞数量和质量的投影分布的平均值更准确地预测扩展PS模型。然后，我们使用完整的合并树来研究联合分布作为红移和母晕质量的函数。我们发现，虽然由于扩展PS模型的不准确性的平均量的偏差部分传播到更高的时刻的分布，合并树程序并没有引入一个显着的额外的误差源。特别是，某些属性的合并历史，如祖细胞的质量比和总吸积率复制相当准确的星系大小的晕（$\sim 10^{12}\msun$），和更大的质量。我们的结论是，虽然可能有$\sim 50%$偏差的绝对数量和质量的祖细胞和高阶矩的这些分布，相对性能的祖细胞为一个给定的晕相当好地再现合并树。因此，一旦考虑到上述限制，它们可以为星系形成建模提供一个有用的框架。
1998-07-28 astro-ph
Low-temperature primordial gas in merging halos
暗物质晕维里化过程中产生的激波后重子的热态在等离子体条件下由HD线辐射控制。一小部分受冲击的气体可以冷却到宇宙微波背景（CMB）的温度。我们估计这个分数的上限：在$z=10$它急剧增加，从约$q_{_T}\sim 10^{-3}$（$M=5\times 10^7\msun$的暗晕）到$\sim 0.1$（$M=10^8\msun$的晕）。然而，晕圈质量的进一步增加不会导致$q_T$的显著增长--$M\gg 10^8\msun$的渐近值为0.3。我们估计恒星形成率与这样的冲击波，并表明，它们可以提供一个小的，但不可忽略的部分恒星形成。我们认为，银河系中极贫金属的低质量恒星可能是由这种冲击后的原始气体形成的。
2008-07-22 astro-ph
Primordial gas cooling behind shock waves in merging halos
我们研究了暗物质晕维里化过程中产生的激波后重子的热态。我们发现一部分被HD分子辐射冷却到宇宙微波背景（CMB）温度的冲击气体：这一部分从$M=5\times 10^7\msun$暗晕的大约$f_{\rm c}\sim 10^{-3}$急剧增加到$z=10$的$M=10^8\msun$暗晕的$\sim 0.1$。然而，我们发现，质量的进一步增加不会导致$f_{\rm c}$的显著增长--$M\gg 10^8\msun$的渐近值为0.2。我们估计恒星形成率与这样的冲击波，并表明，它可以是一个小的，但不可忽略的部分恒星形成与冷却HI和H $_2$。我们认为，银河系中极贫金属的低质量恒星可能是由这种冲击后的原始气体形成的。
2006-04-21 astro-ph
Dynamical Friction and Galaxy Merging Timescales
合并暗物质晕中星系相互合并的时间尺度是星系形成模型的重要组成部分。合并时标的准确估计是预测天体物理量所必需的，如黑洞双星合并率、中央星系中恒星质量的积累以及暗物质晕中卫星星系的统计特性。在本文中，我们使用N体模拟研究扩展的暗物质晕的合并时标。我们比较这些结果的基础上的标准估计的动力学摩擦的Eschrasekhar理论。我们发现，这些标准的预测合并的时间尺度，这是经常使用的半解析星系形成模型，是系统的短于模拟中发现的。对于$M_sat/M_host \approx 0.1$，这种差异大约是1.7倍，对于更不同的卫星与宿主质量比，这种差异变得更大，对于$M_sat/M_host\approx 0.01$，这种差异达到$\sim 3.3$倍。基于我们的模拟，我们提出了一个新的，易于实施的拟合公式，准确地预测扩展卫星下沉的时间尺度从维里半径的主机晕到晕的中心范围广泛的$M_sat/M_host$和轨道。在每个星系中包括一个中央隆起会使合并的时间尺度改变$\la 10%$。为了突出我们的研究结果的一个具体应用，我们表明，合并的时间尺度往往在文献中高估了恒星质量的增长由卫星吸积的$\approx 40 %$，获得额外的质量在低质量比合并。
2007-10-09 astro-ph
Hydro-Gravitational-Dynamics Interpretation of the Tadpole VV29 Merging Galaxy System: Dark-Matter-Halo-Planet Star-Cluster Wakes
哈勃太空望远镜（HST）拍摄的星系系统VV 29的合并图像显示了0.3兆秒差距的重子暗物质（BDM）晕，由原始的原球状星团（PGC）行星团块组成。星团尾流通过行星形成恒星来追踪合并过程。排列整齐的年轻球状星团（YGC）、恒星尾迹和尘埃尾迹显示了星系碎片VV 29 cdef在一个长尾状星系（VV 29 b）中摩擦螺旋式通过，碎片合并在中央旋涡星系VV 29 a的吸积盘平面上。这些观测结果证实了Gibson 1996年的流体引力动力学（HGD）预测和Schild 1996年的类星体微透镜推论，即星系的暗物质主要是由百万太阳质量的行星（PFP）所控制。球状星团（YGC、OGC、PGCs）在大爆炸后30，000年，当粘性超星团开始碎裂时，保持着等离子体时代的密度。蝌蚪图像显示线性星系团反映湍流涡线的原星系碎片在0.003兆秒差距的柯尔莫哥洛夫-野村尺度的等离子体过渡到气体。光环的大小表明，当行星冻结时，来自冷却原星系的PGC原始行星团块的强烈扩散。
2008-03-29 astro-ph
Orbital Parameters of Merging Dark Matter Halos
为了指定宇宙学动机的初始条件，主要星系合并（质量比$\leq$ 4：1），应该解释椭圆星系的形成，我们研究的轨道参数的主要合并的冷暗物质晕使用高分辨率的宇宙学模拟。几乎有一半的遭遇是接近抛物线的偏心率$e \approx 1$和没有相关性之间的晕自旋平面或轨道平面。近心辐角$ω$与其他轨道参数无相关性，呈随机分布。此外，我们发现，50%的典型近心距离大于一半的晕的维里半径，这是远远大于通常假设在星系合并的数值模拟。与星系形成的半解析模型中通常的假设相反，发现主要合并的圆度不是随机分布的，而是在$ε\approx 0.5$值附近达到峰值。此外，所有结果均与最小祖细胞质量和主要合并定义（即质量比$\leq$ 4：1; 3：1; 2：1）无关。
2005-09-08 astro-ph
Observations of radio galaxy MRC 1138-262: merging galaxies embedded in a giant Lyman alpha halo
z = 2.16的射电星系MRC 1138 - 262很可能是处于演化早期的最明亮的星系团。在这里，我们提出的观测发光发射线晕和恒星的组成部分，这个射电星系。光学窄带成像显示了一个非常广泛的（约160千秒差距）和发光莱曼α晕。红外窄带成像揭示了一个非常不同形态的小得多的H α晕。我们主张一个模型，在该模型中，晕的内部是光电离的直接AGN照明或紫外光子从年轻的恒星。在远离原子核（约25 kpc）的地方，有一个莱曼α辐射大大增强的区域。在这个位置，很可能激波电离是重要的，正如射电喷流中的弯曲所表明的那样。晕中几个连续团块的光谱表明，尽管不同区域的光谱的发射和吸收特征之间存在显着差异，但它们具有与莱曼破裂星系相似的性质。这进一步证明了大质量星系是由较小的积木分层形成的。
2001-02-20 astro-ph
Chandra Observations of the Interacting Galaxies NGC 3395/3396 (Arp 270)
在本文中，我们提出了一个20 ks的高分辨率钱德拉X射线观测的特殊星系对NGC 3395/3396，一个系统在合并的非常早期的阶段，并没有像著名的合并星系和老鼠系统。还提供了以前未发表的ROSAT HRI数据。研究了该系统的点源布居和热扩散气体，并与其他并合星系对进行了比较。在Arp 270中探测到16个X射线点源，其中7个被归类为ULX（Lx > 10^39 erg/s）。从光谱拟合和系统的年龄来看，它们似乎主要是高质量的X射线双星。扩散气体的全球温度约为0.5 keV，与其他相互作用系统中观察到的温度一致，我们没有看到在更进化的系统中看到的恒星爆发驱动的热气体流出的证据，如老鼠和老鼠。很可能Arp 270没有这些特征，因为气体没有足够的时间突破星系盘。Arp 270的光度有32%来自于系统中的扩散气体，这与合并后期的系统相比是很低的，这进一步证明了这是一个早期的合并。通过比较Arp 270的ULX星族与其他合并系统，我们得到了该系统的恒星形成率（用Lfir表示）与ULX星族的数量（N（ULX））和光度（Lulx）之间的关系。我们发现Nulx与Lfir^0.18成正比，Lulx与Lfir^0.54成正比。这些关系，再加上点源X射线光度（Lxp）与Lk和Lfir+uv的关系（Colbert et al. 2003），表明相互作用系统中的ULX源有来自年老和年轻恒星星族的贡献。
2005-04-12 astro-ph
A Chandra View of the Multiple Merger In Abell 2744
本文介绍了对Abell 2744星系团的Chandra观测。该集群显示了正在进行的重大合并的强有力证据，我们认为这是造成无线电光环的原因。星系团的X射线辐射和温度图，结合星系的空间和红移分布，显示了合并的大致南北轴，沿着视线有一个显著的速度分量。合并以非常大的速度发生，M = 2 - 3。此外，在西北方向还有一个小的合并子团，与大合并无关，显示出弓形激波的证据。子集群的流体动力学分析表明，合并速度对应的马赫数~1.2，符合一个简单的降落模型。这个下落的子星系团也可能是射电晕中的电子被重新激发。它的小马赫数为射电晕形成的湍流再加速模型提供了支持。
2003-10-07 astro-ph
The radio halo in the merging cluster A3562
我们提出了新的VLA观测在1.4 GHz确认存在的无线电晕在集群A3562的中心，在沙普利浓度的核心。我们还报道了完全嵌入晕发射的头尾星系J1333- 3141的详细的多频射电研究。射电晕的形状不规则，最大的线性尺寸为$\sim$ 620 kpc，是文献中发现的最小的线性尺寸之一。源有一个陡峭的频谱，即$α_{843 MHz}^{1.4 GHz} \sim 2$，和它的总无线电功率，P $_{1.4 GHz} \sim 2 \times10^{23}$ W Hz $^{-1}$，是迄今已知的最低的。晕的无线电功率和集群的X射线参数，如L $_X$和kT，很好地符合文献中发现的相关性为其他晕集群，将它们扩展到低无线电功率。我们发现，如果我们假设银河系在其穿越时间的很大一部分时间内一直处于射电活跃状态，那么由头-尾源注入星系团环境中的电子总数足以养活晕。我们讨论了可能的起源的无线电晕的两相模型（Brunetti等，2001年），并提出，所观察到的情况是一个年轻的源在开始的再加速阶段。
2003-02-05 astro-ph
Chandra Observations and Monte Carlo Simulations of the Grain-Scattered Halo of the Binary X-Ray Pulsar 4U 1538-52
根据Chandra X射线天文台25 ksec的观测资料，导出了食X射线脉冲星4U 1538-52的X射线晕的性质。在2至4 keV和4至6 keV的两个能量范围内，以及在日食浸没前后的三个时间间隔内，光环的轮廓呈现出三峰形状。所观察到的配置文件是由Monte Carlo射线跟踪代码操作的三个离散云的模型上产生的模拟晕的配置文件和光谱的源发出的光子在一段时间内从270千秒前的观察开始，直到它结束。两个较近的尘埃云的距离固定在从X射线源方向的21厘米光谱中得到的原子氢峰值的距离上，即在1.30和2.56千秒差距处。当源的距离为4.5 kpc，第三团云的距离为4.05 kpc，三团云的总散射光学厚度在3 keV时等于0.159，氢的柱密度设为4.6 × 10^22 cm^-2时，可以得到很好的拟合。当伴星QV Nor的Av=6.5等时，3 keV处的散射光学厚度与可见光消光的比值为0.0234等^-1。
2004-04-16 astro-ph
Chandra Temperature Maps for Galaxy Clusters with Radio Halos
我们分析了钱德拉温度图的高质量的无线电晕数据的集群样本，研究无线电晕的起源。样品包括A520、A665、A754、A773、A1914、A2163、A2218、A2319和1 E0657 -56。我们提出了新的温度图，但其中两个（A520和A754）。所有这些集群表现出扭曲的X射线形态和强烈的气体温度变化，表明正在进行的合并。一些集群，例如，A520，A665，1 E0657 -56，显示了先前报道的射电晕亮度和热气区之间的空间相关性。然而，这不是一个普遍的特征。虽然大多数合并都太混乱了，以至于我们无法理清投影效应，但我们发现了明确的反例（例如，A754和A773），其中最热的气体区域在当前灵敏度水平下不显示无线电发射。这不能用投影效应来解释，因此反对合并冲击--至少是那些相对较弱的冲击，它们是大多数星系团中观测到的温度结构的主要原因--作为晕产生的主要机制。这使得合并产生的湍流成为一种更可能的机制。具有最清晰的无线电亮度-温度相关性的两个星团，A520和1 E0657 -56，都是合并的，其中一个小的密集子星团刚刚穿过主星团，很可能在其尾流中产生湍流。最大射电亮度和热气体都出现在这些尾流区。另一方面，在1 E0657 -56和A665（都是高速合并）中的晕延伸到子星系团前面的激波区，那里预计没有强烈的湍流。因此，在高速（M=2-3）合并，激波和湍流加速机制可能是显着的。
2004-01-21 astro-ph
The X-ray Halo of GX 13+1
本文介绍了用钱德拉X射线望远镜观测LMXB GX 13+1周围的X射线晕。晕是由星际尘埃颗粒中的散射引起的，我们用它来诊断视线位置，粒度分布和颗粒密度。使用钱德拉的ACIS CCD的固有能量分辨率和最近的钱德拉点扩散函数（PSF）的校准观测，我们能够提取的晕分数作为能量和离轴角的函数。我们定义了一个新的量，"晕系数“，或相对于源在1 keV的总晕强度，并测量它是$1.5^{+0.5}_{-0.1}$为GX 13+1。我们发现这个值和尘埃的大小，密度和氢柱密度沿视线到GX 13+1之间的关系。我们还得出结论，我们的数据不同意“蓬松的”灰尘模型，早期的X射线晕观测支持，模型包括一个额外的大尘埃颗粒人口不支持这些数据。
2002-08-08 astro-ph
The clustering of merging star-forming haloes: dust emission as high frequency arcminute CMB foreground
未来对CMB各向异性的观测将能够探测角功率谱的高多极区域，对应于几角分的分辨率。合并晕的尘埃排放是影响这种非常小尺度的前景之一。我们估计的贡献CMB角波动的对象是明亮的亚毫米波段，由于激烈的恒星形成合并事件后爆发。我们的方法的基础上的莱西-科尔合并模型和Kennicutt关系，它连接在星系中的恒星形成率与它们的红外光度。我们设置了模型的自由参数，以不超过SCUBA源计数，宇宙中恒星形成率的Madau图和COBE/FIRAS关于亚毫米宇宙背景辐射强度的数据。我们表明，角功率谱所产生的这种恒星形成晕的分布将是未来的CMB实验，如普朗克，ACT和SPT的高频通道中最重要的前景之一。在200<l<3000的角标度范围内，由于红移z~2-6处的多个晕的聚集，相关项占主导地位。泊松波动由于明亮的亚毫米源是更重要的，在较高的l，但由于它们是从明亮的源产生的，这样的贡献可以大大减少，如果明亮的源从天空地图切除。相关项对角功率谱的贡献强烈依赖于紫外光子逃逸分数的红移演化和由此产生的尘埃温度。因此，对这一信号的测量将提供有关星系演化早期阶段的重要信息。
2007-11-27 astro-ph
Chandra Observation of the Edge-on Spiral NGC 5775: Probing the Hot Galactic Disk/Halo Connection
利用58.2 ks的{ \sl Chandra} ACIS-S观测数据，以及与之互补的{ \sl HST} ACS，{ \sl Spitzer} IRAC和其他多波长观测数据，对NGC 5775进行了研究。这个边缘上的星系，其盘状的活跃恒星形成，特别适合研究亚星系尺度上的盘/晕相互作用。我们检测到27个离散的X射线源内的$D_{25}$区域的星系，包括一个超发光的源与0.3-7千电子伏的光度$\sim7\times10^{40}\rm ergs s^{-1}$。去除源的漫射X射线发射显示出几个突出的平面外特征，包括$\sim10\rm kpc$直径"贝壳状“特征和一个"斑点”，其距离银盘的投影距离为$\sim25\rm kpc$。在晕中的X射线发射的大部分具有$\sim$ 1.5 kpc的标度高度，并且可以由具有$\sim$ 0.2和0.6 keV的温度和$\sim3.5\times10^{39}\rm ergs s^{-1}$的总0.3-2 keV的光度的双温度光学薄热等离子体表征。高分辨率，多波长的数据揭示了存在的几个额外的平面功能周围的磁盘，这似乎是与磁盘中的恒星形成。我们认为，不同的质量负荷水平产生的热气体可以有不同的温度，这可能解释热气体的特征温度的晕。我们得到了亚银河尺度X射线强度与恒星形成的关系，这与其他恒星形成星系的综合版本是一致的。
2008-07-23 astro-ph
Chandra Observation of the Edge-on Galaxy NGC 3556 (M 108): Violent Galactic Disk-halo Interaction Revealed
我们提出了一个60 ksChandra ACIS-S观察孤立的边缘上的螺旋NGC 3556，连同各种离散的X射线源和扩散X射线特征的多波长分析。在该星系I_B = 25等角秒等照度椭圆内探测到的33个离散X射线源中，我们确定了一个星系核的候选者，一个可能是吸积中质量黑洞的超亮X射线源，一个可能有射电对应物的X射线双星，以及两个射电明亮的巨HII区。我们探测到大量的面外弥散X射线辐射，它在盘中径向延伸约10 kpc，距离银道面>~ 4 kpc。弥漫的X射线辐射显示出重要的子结构，可能代表了各种爆裂的超级气泡或在大质量恒星形成区域加热的热气烟囱。这种发射X射线的气体的温度范围为2-7 × 10^6 K，总冷却速率为2 × 10^40 erg/s。能量可以很容易地由星系中的超新星爆炸波提供。这些结果表明NGC 3556是一个正在经历强烈盘晕相互作用的星系。然而，NGC 3556的光晕比NGC 4631的要小得多，尽管这两个星系之间有许多相似之处。这可能是因为NGC 3556是孤立的，而NGC 4631正在相互作用。因此，NGC 3556为研究盘晕相互作用提供了一个更原始的环境。
2003-08-08 astro-ph
Dissipationless Merging and the Assembly of Central Galaxies
我们重新分析了斯隆数字巡天测量的星系质量关联函数，以获得星系和星系群尺度上的宿主暗物质晕质量。我们将数据扩展到2 MASS星表中的星系团，研究了中心星系光度与晕质量的关系。当中心星系的光度在低质量时为~M^{0.7-0.8}，而在~ 4 × 10 ^{13} M_sun以上，光度关系为~M^{<0.3}。然而，晕中星系的总光度继续以幂律~M^{0.8-0.9}增长。从中央星系通过合并而增长的假设（“星系自食”）出发，我们发展了一个简单的模型，描述了卫星星系吸积导致的光度演化。当动力学摩擦导致卫星星系轨道衰变的时间尺度超过暗物质晕的年龄时，光度-质量关系就不稳定了。然后，中央星系的增长受到抑制，因为它只能吞噬罕见的大质量卫星星系。该模型以晕中星系的总光度与晕质量的关系和星系整体光度函数为输入，再现了晕质量（10^{12}-10 ^<$15}）M_sun的中心星系30年来的光质关系.该模型的成功表明，气体冷却和随后的恒星形成并没有发挥重要的作用，在最终组装的中央星系从sub-L_星的前体。
2005-03-29 astro-ph
Chandra observations of NGC 253. II: On the origin of diffuse X-ray emission in the halos of starburst galaxies
我们提出了一个详细的案例研究的扩散X射线和H-α发射的晕NGC 253，附近的边缘星暴星系驱动的银河超级风。Chandra ACIS仪器的弧秒空间分辨率使我们能够研究扩散X射线发射等离子体的空间和光谱特性，与以前的X射线仪器相比具有非常优越的空间和光谱分辨率。我们发现统计上显着的结构内的X射线漫发射的角度尺度下降到~10 arcsec（~130 pc）。在~400 pc ~3 kpc的尺度上，漫发射光谱特性的任何空间变化都没有统计学上的显著证据。我们表明，X形软X射线形态的超级风，以前揭示的ROSAT，是匹配的非常相似的X形H-α发射，延伸至少8千秒差距以上的平面的星系。在北晕中，X射线发射似乎位于H-α发射所标记的边界的内部。北晕的0.3-2.0 keV能带X射线总光度L_X ~ 5e 38 erg/s与晕H α光度L_Ha ~ 4 e38 erg/s非常相似，两者都是星暴中超新星风能量注入率~ 1 e42 erg/s的一小部分。我们发现，有各种各样的模型，可以同时解释空间相关的X射线和H-α发射的星暴星系晕。这些发现表明，超级风中发射百万度X射线的等离子体的物理起源与温度更低、密度更大的T ~ 1 e 4 K气体的存在密切相关，不仅在星爆的中心kpc区域，而且在这些星系的晕中也存在~10 kpc尺度。（节录）
2001-11-27 astro-ph
Bow shock and radio halo in the merging cluster A520
钱德拉天文台对合并中的星系团A520的观测揭示了一个M=2.1+0.4-0.3的突出弓形激波。这仅仅是第二个明显的例子，在星团中有一个基本上是超音速的合并激波阵面。比较的X射线图像与以前已知的无线电晕揭示了一个巧合的光环的前缘与弓形激波，提供了一个有趣的实验装置，以确定冲击的作用，在无线电晕的产生。A520中的晕显然由两个空间上不同的部分组成，主要的连续性驱动的组件和与激波相关的帽状前向结构，后者可能为随后的湍流再加速提供预激励电子。射电边缘可能是由冲击波加速电子引起的。如果是这样的话，同步加速器光谱应该有一个斜率为1.2的边缘后面的快速陡峭进一步远离边缘。或者，如果冲击是无效的加速器，无线电边缘可以解释为磁场的增加和由于气体压缩而预先存在的相对论电子的密度。在后一种模型中，激波前应该有射电辐射，其频谱与激波后的频谱相同，但要弱10-20倍。如果未来的灵敏无线电测量没有发现这样的冲击前发射，那么电子确实被冲击加速（或重新加速），人们将能够确定其加速效率。我们还提出了一种方法来估计的磁场强度背后的冲击，测量的基础上的无线电频谱斜率的依赖关系，从冲击的距离。此外，射电边缘提供了一种约束相对论电子扩散速度的方法。
2005-04-01 astro-ph
Chandra Observation of a 300 kpc Hydrodynamic Instability in the Intergalactic Medium of the Merging Cluster of Galaxies A3667
我们提出的结果，从两个钱德拉指向的星系团A3667的中心区域的组合。根据对第一个指向的数据分析，Vikhlinin等人报告发现了一个突出的冷锋，它被解释为冷气体云穿过较热环境气体的边界。Vikhlinin等人讨论了磁场在维持移动云前缘大范围冷锋表观动力学稳定性和抑制冷锋输送过程中的作用。在这封信中，我们确定了A3667 X射线图像中的两个新特征：i）从冷气体云边界延伸到较热环境气体中的300 kpc弧形X射线过剩; ii）在气体云内部发展的类似弧形X射线凹陷。温度分布图表明，对流过剩区的温度与气体云内部的温度一致，而低压区的温度与周围气体的温度一致。我们认为，所观察到的功能代表了第一个证据的发展大规模的流体动力学不稳定性的集群大气中产生的一个重大合并。这一结果证实了先前的说法，即存在一个移动的冷气体云进入更热的环境气体。此外，它表明，虽然气体混合被抑制在前缘的子集团由于其磁性结构，强烈的湍流混合发生在较大的角度的运动方向。我们发现，这种混合过程可能有利于沉积的一个不可忽略的数量的热能的权利在集群中心，影响发展的中心冷却流。
2002-04-16 astro-ph
Satellites of Simulated Galaxies: survival, merging, and their relation to the dark and stellar halos
我们研究了LCDM宇宙中一套星系形成的N体/气体动力学模拟中形成的卫星星系的种群。我们发现暗物质和卫星群之间几乎没有空间或运动学上的偏差。卫星的速度色散是晕维里速度的一个很好的指示：σ_{sat}/ V_{vir} =0.9 +/- 0.2。应用于银河系和M31，这分别给出V_{vir} ^{MW}=109 +/- 22$ km/s和V_{vir} ^{M31} = 138 +/- 35 km/s，大大低于其盘组件的旋转速度。模拟卫星和暗物质的详细运动学也很吻合。相比之下，模拟星系的恒星晕在运动学和空间上与幸存的卫星群不同。这是因为卫星的存活取决于质量和吸积时间;幸存的卫星偏向于最近被星系吸积的低质量系统。我们的研究结果支持了最近提出的关于星系晕和星系卫星中恒星之间系统差异的起源的建议：银河系恒星晕中难以捉摸的“积木”平均来说质量更大，并且比自约束存活到现在的矮星群更早地被吸积（和破坏）。
2007-05-24 astro-ph
Recent CHANDRA and XMM observations of two very different galaxy clusters: RBS797 and CL 0939+4713
RBS 797和CL 0939+4713是两个中等红移星系团（$z=0.35-0.41$）。它们有非常不同的形态，但都显示出令人惊讶的有趣结构。RBS 797看起来很放松，几乎是圆形的形态; CHANGEL对这个星团的观测显示，在核心附近的X射线发射中有两个深深的凹陷。CL 0939+4713具有不规则的形态，具有明显的亚结构，似乎处于合并过程中。
2002-01-21 astro-ph
The isolated elliptical NGC 4555 observed with Chandra
我们目前的钱德拉观测椭圆星系NGC 4555的分析。该星系位于一个非常低密度的环境中，要么与所有类似质量的星系隔离，要么位于一个星系群的外围。尽管如此，NGC 4555有一个巨大的气体晕，延伸到约60 kpc。我们发现平均气体温度为~0.95 keV，铁丰度为~0.5太阳能。我们模拟的表面亮度，温度和丰度分布的晕，并使用这些结果来估计参数，如熵和冷却时间的气体，和总的引力质量的星系。与最近的结果显示中等光度椭圆星系包含相对少量的暗物质相反，我们的结果显示NGC 4555有一个巨大的暗晕和大的质光比（50 kpc时56.8 [+34.2，-35.8]太阳，5个有效半径时42.7 [+14.6，-21.2]太阳，1 sigma误差）。我们讨论这种差异，并考虑可能的机制，星系可能会减少其暗物质的内容。
2004-07-27 astro-ph
The dark matter halos of massive, relaxed galaxy clusters observed with Chandra
我们使用钱德拉X射线天文台研究了34个大质量的暗物质晕，动态弛豫的星系团，跨越红移范围0.06<z<0.7。观测到的暗物质和总质量（暗加亮物质）分布可以近似为冷暗物质（CDM）晕的Navarro Frenk & White（以下简称NFW）模型;对于约80%的星系团，NFW模型提供了统计上可接受的拟合。相反，奇异等温球模型几乎在任何情况下都可以完全排除。我们观察到一个定义良好的质量浓度关系的集群与一个内在的散射很好的协议，从模拟的预测。质量-浓度关系的斜率c \propto M_vir^a/（1+z）^b，其中a=-0.45 \pm 0.12，置信度为95%，比CDM模拟为低质量晕预测的a~-0.1的值更陡。将斜率a作为自由拟合参数，浓度参数的红移演化，b=0.71 \pm 0.52，置信度为95%，与相同的模拟（b~1）一致。固定a~-0.1导致明显较慢的进化，b=0.30 \pm 0.49，尽管这种情况下的拟合优度明显更差。使用广义NFW模型，我们发现内部的暗物质密度斜率，α，是一致的团结在95%的置信度为大多数集群。结合所有集群的结果，广义NFW模型提供了一个很好的描述的数据，我们测量α =0.88 \pm 0.29在95%的置信度，与CDM模型预测一致。
2007-05-09 astro-ph
Chandra Observations of "The Antennae" Galaxies (NGC 4038/39)
我们报告的结果，深钱德拉ACIS指向合并系统NGC 4038/39。我们探测到一个非常明亮的X射线源，其亮度远高于M31和银河系中的XRB。如果这些源是未命名的XRB，我们的观测可能会指出它们是10- 100 Mo黑洞的对应物。我们探测到一个X射线亮热ISM，其特征包括与活跃的恒星形成结相关的明亮超级气泡，热和暖（H $α$）ISM混合的区域，以及大规模的外流。
2001-02-23 astro-ph
Chandra Observations of MRK 273: Unveiling the Central AGN and the Extended Hot Gas Halo
本文报道了用钱德拉卫星上的ACIS-S3仪器对超亮IRAS星系Mrk~273的X射线观测结果。高分辨率X射线图像首次揭示了Mrk~273中的致密硬X射线核。它的X射线能量分布很好地描述了一个严重模糊的幂律谱加上一个狭窄的$\Feka$发射线在6.4千电子伏。中性氢柱密度约为$4\times10^{23}\cm^{-2}$，这意味着$\Lx\approx 6.5\times 10^{43} \ergs$核的吸收校正X射线光度（0.1- 10 keV）。在核区的$10\arcsec$内，中央硬X射线核周围也有明亮的软X射线团和弥散的软X射线发射。它的光谱可以用MEKAL热模型拟合，温度约为0.8 keV，高金属度（$Z\sim 1.5Z_\odot$）加上$α$元素和离子的发射线。在中心区域之外，钱德拉的观测揭示了一个非常延伸的热气晕，其投影直径约为$108 \kpc\times 68 \kpc$，软X射线光度为$\Lx\approx 1.9\times 10^{41} \ergs$。热气体的温度约为0.62 keV，具有低金属性（$Z \sim 0.1 Z_\odot$）。本文讨论了Mrk~273星系活动星系核的性质以及我们的结果对椭圆星系X射线晕起源的意义。我们还讨论了Mrk ~273场中的背景活动星系核Mrk ~ 273 x的性质。活动星系核在0.5-10 keV波段的X射线光度…
2001-10-02 astro-ph
Stellar halos and elliptical galaxy formation: Origin of dynamical properties of the planetary nebular systems
最近对几个椭圆星系行星状星云的光谱观测揭示了外星晕区的结构和运动学性质。为了阐明这些行星状星云系统（PNS）的性质的起源，我们考虑的合并方案中，一个椭圆星系合并的旋涡星系形成。使用数值模拟，我们特别调查的径向配置文件的投影PNe数密度，旋转速度，和速度色散的PNS延伸到外晕区域的椭圆星系形成的主要和不等质量合并。我们发现，径向轮廓的项目数密度可以拟合幂律和平均数密度的外晕的椭圆可以超过一个数量级高于原来的螺旋晕。在椭圆星系的外晕区（$R$ $>$ $5R_{\rm e}$），PNS显示出显著的旋转（V/sigma >0.5）。从模拟中得到了PNS的二维速度场，并详细讨论了它们与星系合并模型参数的关系。我们比较模拟的PNS的运动学与NGC 5128中观察到的PNS，从而讨论合并模型在解释所观察到的运动学的PNS的优点和缺点。我们还发现，在椭圆星系的PNS的运动学是相当不同的，取决于星系合并的轨道配置，合并祖先螺旋的质量比，和星系的视角。这种变化直接转化为可能的偏差，在观测质量估计中可能有两倍以上的偏差。~ ~
2006-06-22 astro-ph
Diffuse X-ray emission from the spiral galaxy NGC 2403 discovered with Chandra
我们用Chandra探测到旋涡星系NGC 2403盘的弥散软X射线辐射（0.4-1 keV）。这种漫射发射（总光度为2.1 x 10^38 erg/s，气体温度为2-8 x 10^6 K）与众多的亮点源分离得很好。NGC 2403是一个明亮的螺旋星系，恒星形成率很高。最近的HI观测揭示了一个扩展的HI晕与异常的速度和一般流入到星系的中心区域。这一结果和目前在一个非常活跃的盘晕连接和星系喷泉类型的现象中探测到的扩散的热X射线发射气体点。
2002-06-18 astro-ph
Using Tidal Tails to Probe Dark Matter Halos
我们使用合并星系的模拟探索潮汐尾的形态的敏感性的母星系中的晕质量分布的变化。我们的目标是约束质量的暗晕在著名的合并对。我们专注于相等质量的星系之间的碰撞，这代表了创造潮汐尾的最佳情况，但也看看不同的相对取向，轨道能量和质量比的系统。随着模型星系中暗晕的质量和范围的增加，即使在产生这些特征的最有利条件下，所产生的潮汐尾也会变得更短，质量更小。我们的模拟结果表明，观测到的合并星系与长潮汐尾巴（$\sim 50-100$ kpc），如NGC 4038/39（银河系）和NGC 7252可能有晕：盘+隆起的质量比小于10：1。这些结果与从卫星运动学和时间参数得出的银河系暗晕质量的有利值相冲突，该值给出了晕：盘+凸起质量比为$\sim 30:1$。然而，银河系中暗晕质量的估计下限（质量比$\sim 10:1$）仍然与推断的潮汐尾星系质量一致。我们的结果也与$Ω=1$宇宙学的期望相冲突，如CDM，它预测了更大质量和更广泛的暗晕。
1995-09-04 astro-ph
Formation of the Galactic stellar halo I. Structure and kinematics
我们进行数值模拟的银河系恒星晕的形成，目前青睐的冷暗物质（CDM）理论的基础上的星系形成。我们的数值模型，考虑到动力学和化学演化过程中的一致的方式，旨在解释所观察到的结构和运动学的恒星晕的层次星系形成的背景下。本模拟的主要结果总结如下。(1)恒星晕是由[Fe/H] $\le$-1.0的贫金属恒星组成的，其形成的基本物理过程是在高红移（$z$ $>$ 1）星系引力收缩过程中，亚星系团的耗散和无耗散合并以及由此产生的潮汐破裂。(2)模拟的晕具有与观测到的$ρ(r)$ $\sim$ $r^{-3.5}$的幂律形式相似的密度剖面，也具有与观测相似的金属丰度分布。晕实际上没有表现出恒星年龄的径向梯度和金属丰度的小梯度。(3)光环的双重性质，即，其内部扁平和外部球形密度分布，至少在定性上，由本模型再现。外层的球形晕是由小的次星系团基本上无耗散的合并形成的，而内层的扁平晕是由三种不同的机制形成的，即，更大、更大质量的团块之间的耗散合并，由于银河系盘的增长而产生的绝热收缩，以及赤道平面上的气体吸积。
2001-06-28 astro-ph
The Influence of Concentration and Dynamical State on Scatter in the Galaxy Cluster Mass-Temperature Relation
利用流体力学加N体方法模拟大体积星系团的形成过程，并结合模拟Chandra X射线观测，研究了星系团最佳拟合X射线温度-质量关系的内禀散射的形成和演化.我们调查的物理起源的散射相关的数量是密切相关的集群的形成和合并的历史。我们还研究了分散合并和nonmerging人口的分布，确定使用晕合并来自模拟以及X射线子结构措施的树木。我们发现在M-T_X关系中的散射和晕的浓度之间有很强的相关性，在这个意义上，更集中的集群往往比具有类似质量的集群更冷。在合并和松弛的团簇之间没有发现偏差，但是合并的团簇通常具有更大的分散性，这与晕浓度分布的性质有关。我们还检测到一个签名的非对数正态分布的散射我们的模拟集群在z=0和z=1。在讨论中给出了由子结构测度和晕合并树确定的合并簇的详细比较。我们的结论是，当冷却相关的影响被忽略，晕浓度的变化是一个更重要的因素驱动的内在散射的M-T_X关系，而偏离流体静力学平衡，由于集群合并有一个较小的影响。
2009-04-27 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
Development of Hydrodynamic Instability in the Intergalactic Medium of the Merging Cluster of Galaxies A3667
A3667是一个壮观的合并星团，钱德拉曾两次观测到它。在本文中，我们回顾了这些观测分析的主要结果。特别是，我们表明在集群中存在的300千秒差距开尔文-亥姆霍兹流体动力学不稳定的证据。我们讨论了这种不稳定性的发展和集群内的磁场结构的光的自洽集群动力学模型。
2002-02-18 astro-ph
Halo Mergers, Galaxy Mergers, and Why Hubble Type Depends on Mass
在CDM宇宙学框架中，结构是从与更小的结构合并而成的。合并应该会对星系产生可观察到的影响，包括破坏圆盘和产生球状体。这篇论文的目的是对宇宙学模拟中合并是如何发生的做一个简要的概述。在这一点上，重要的是要理解暗物质晕合并不是星系合并;一个星系形成的理论是必要的连接两者。流体动力学模拟中的星系合并比N体模拟中的晕合并对质量的依赖性更强。如果我们知道如何将星系与暗物质晕联系起来，那么暗物质晕的合并率就可以转化为星系的合并率。当这样做的时候，很明显，在更大的星系中，主要的合并要常见许多倍，这为哈勃类型依赖于星系质量提供了一个可能的解释。
2008-01-29 astro-ph
Massive black hole remnants of the first stars I: abundance in present-day galactic haloes
我们调查的可能性，今天的星系和它们的暗物质晕包含人口的大质量黑洞（MBH），形成的分层合并的黑洞残余物的第一批恒星在宇宙中。一些MBH可能足够大或足够接近银河系的中心，它们在哈勃时间内合并。我们估计在多大程度上这一过程可能有助于超大质量黑洞（SMBHs）的质量在银河系中心的今天观察。在我们的模型中，SMBH和星系核球质量之间的关系显示出与观测中发现的相同的斜率。然而，许多MBH不会到达主晕的中心，而是继续在主晕内运行，这样，MBH可能仍然与它们以前是其中一部分的卫星晕系统的残余物有关。使用一个半解析的方法，明确占动力摩擦，潮汐破坏和遇到银河系盘，我们遵循层次合并MBH系统及其随后的动力学演化内各自的主机晕。我们预测的质量和丰度的MBH在现今的星系晕，并估计MBH质量吸积率以及两种不同的吸积方案的辐射光度。没有经历最近合并的MBH将保留相关的暗物质尖点，这些尖点被黑洞吸积增长所增强，并且可能是通过中性伴子湮灭的伽马射线的可能来源。
2003-07-09 astro-ph
Chandra Observations of the Components of Clusters, Groups, and Galaxies and their Interactions
我们讨论两个主题，从钱德拉观测星系，集团和集群。首先，我们回顾合并过程中看到的高角分辨率的钱德拉。我们提出了尖锐的，边缘状的表面亮度结构的例子“冷锋”，合并组件和CL 0657的钱德拉观测的剩余核心的边界，一个强大的集群合并冲击的第一个明确的例子。除了回顾已经发表的工作，我们提出的椭圆星系NGC1404是落入天炉座星系团周围的冷锋的观测，我们讨论了多个“边缘”在ZW3146。其次，我们回顾了相对论性的，无线电发射等离子体或“泡沫”，活跃的星系核膨胀，对热的X射线发射的气体大气中的星系和星系团的影响。我们回顾了已发表的工作，并讨论了星系NGC4636和NGC507周围的不寻常的X射线结构。
2001-12-03 astro-ph
Determining properties of the Antennae system - Merging ability for restricted N-body
受最近的主要合并的启发，NGC Galerkin（NGC 4038/4039），我们想改进我们的基于遗传算法的建模代码Minga（Theis 1999）。其目的是揭示主要的相互作用和星系参数，如轨道信息和晕的性质，这样一个等质量合并系统。再加上Minga的复杂搜索策略，人们需要快速可靠的模型来研究这个问题的高维参数空间。因此，我们使用了一个基于Toomre & Toomre（1972）方法的受限N体代码，但有一些改进，如扩展暗物质晕的一致轨道。最近，动力摩擦也被纳入该代码（Petsch 2007）。虽然对于质量比高达q = 1/3的动态摩擦有一个很好的描述（Petsch & Theis 2008），但主要的合并系统只是不完美的重塑。在这里，我们显示了最近的改进，包括质量损失和使用NFW晕的主要合并系统。
2008-11-13 astro-ph
