Natural Downsizing in Hierarchical Galaxy Formation
对今天星系的恒星数量分析显示出“缩小”的趋势，在更大质量的星系中，恒星往往形成得更早，形成的时间也更短。我们发现，这种现象不一定是“反层次”，而是有其自然的根源，在自下而上的聚类过程中的暗物质晕。虽然主要的祖细胞确实显示出相反的效果，但所有祖细胞中的积分质量下降到给定的最小质量显示出稳健的缩小，其在定性上类似于已经观察到的。这些结果是从标准的扩展的Press Schechter（EPS）理论分析得出的，并通过基于EPS的合并树或从N体模拟得出的合并树来证实。只要在任何给定时间对所有晕都是一样的，这种缩小对任何最小质量都是有效的，但最小质量越小，这种效果就越弱。如果有效的恒星形成是由原子冷却引发的，那么最小晕质量自然会从冷却的最低维里温度T~10^4 K产生，尽管对于如此小的最小质量，这种效应比观测到的要弱。重子反馈效应预计会延长小星系中恒星形成的持续时间，并在后期关闭大质量晕，可能会在形成最终的缩小行为中发挥后续作用。其他缩小的现象，例如恒星形成星系的典型质量随时间下降，可能不是由于引力成团过程，而是由于气体过程。
2006-10-20 astro-ph
Synthetic Observations of Simulated Radio Galaxies I: Radio and X-ray Analysis
我们提出了一个广泛的综合观测分析的数值模拟的射电星系，旨在探讨传统的观测分析在恢复物理源属性的有效性。这是第一次有足够的物理细节的数值模拟，可以进行这样的研究。本文主要研究从非热强度信息中提取磁场特性。同步加速器和逆康普顿强度提供了有关磁场分布和强度的有意义的信息，尽管需要相当的关注。无线电和X射线表面亮度之间的相关性正确地揭示了粒子和场之间有用的动力学关系。根据X射线与无线电强度的比值得出的磁场强度估计值，大多数都在给定视线上RMS磁场强度的两倍以内。当发射沿一个给定的视线主要由接近最小能量/均分条件的区域，从标准的幂律谱最小能量计算得出的场强也合理地接近实际场强，除了当光谱老化是明显的。否则，最小能量磁场估计的偏差反映了与均分的实际差异。逆康普顿磁场与最小能量磁场之比，在大多数情况下，提供了粒子和场的实际总能量的粗略测量，在一个数量级内。这可能对精确度提供实际限制，利用该精确度可以建立光学薄同步加速器源的内能密度或压力。
2003-10-24 astro-ph
On Star Formation and the Non-Existence of Dark Galaxies
我们研究重子暗星系或“没有恒星的星系”是否可以无限期地存在于局部宇宙中，同时保持稳定，防止恒星形成。为此，一个简单的模型已经建成，以确定气体原星系盘的平衡分布和组成。具体而言，我们确定的气体量，将通过H2冷却通道在存在的UV-X射线宇宙背景辐射场的情况下，过渡到Toomre不稳定的冷相。除了一个模型之外，所有的模型都被预测会在恒星形成时变得不稳定。此外，我们发现，我们所有的模型对象将通过HI线发射检测，即使在恒星形成的情况下，可能避免。这些结果与HIPASS没有光学对应物（没有恒星的星系）的孤立河外HI云的非检测是一致的。此外，在恒星形成的预测发生，我们确定所需的最小星际辐射场，以恢复重力热稳定性，然后我们涉及到一个最小的全球恒星形成率。这就导致了一个先前没有文献记载的HI质量和恒星形成率之间的关系的预测，该关系在HI质量范围为10^8- 10^10 M_sun的各种矮星系中被观测到。这种关系的存在有力地支持了这样一种观点，即观测到的矮星系群代表了宇宙中自我调节恒星形成的最低速率。（略删节）
2005-08-17 astro-ph
Clustering of 2PIGG galaxy groups with 2dFGRS galaxies
由于类星体透镜效应的迹象表明星系团的质量可能比预期的要大，我们对2 PIGG星系团和星系团的质量作了新的动力学估算。我们分析了星系团-星系交叉关联函数的红移畸变与星系团成员的关系，并将z<0.12的2 PIGG星系团与完整的2dF星系表进行了交叉关联。我们已经作出了估计的动态下落参数β和新的估计的群速度色散。我们首先发现，全三维红移空间互相关联函数xi_{cg}的振幅随群成员数单调上升.我们使用一个简单的线性理论模型来拟合xi（sigma，pi）在5<s<40 h ^{-1}Mpc的范围内。我们发现，数据的β值与隶属度的关系在中等集团成员数n~20或L~2x10^11h^-2Lsun时显示出最小值，这意味着无论是小集团还是富集团，偏差和M/L比值都显著增加（~5x）。然而，模拟结果显示，在L~10^10h^-2Lsun处，β最小值的位置与M/L最小值的位置之间存在系统性的偏移，这是通过使用已知的DM分布直接计算得出的。我们的总体结论是，从动力学下降的偏见估计似乎支持在中间晕质量的恒星形成效率的最小值。尽管如此，使用大尺度入流测量β 1/b而不是使用小尺度速度弥散测量M/L，仍可能产生重大的系统问题。
2007-12-19 astro-ph
Magnetic field structures of galaxies derived from analysis of Faraday rotation measures, and perspectives for the SKA
即将推出的新一代射电望远镜SKA（平方公里阵列）及其前身将提供数量迅速增长的极化射电源。我们的分析旨在从这些来源中了解到关于外部星系磁场的结构和演化。通过对星系背后背景源的法拉第旋转测量（${\rm RM}$），可以识别星系的磁结构。我们构建模型的电离气体和磁场模式的不同方位角对称性（轴对称，双对称和四对称螺旋，叠加）加上晕磁场。叠加了由于湍流场和/或电离气体密度的波动引起的具有柯尔莫哥洛夫谱的$\RM$波动。假设极化源的外推数密度计数，我们生成一个样本的$\RM$值内的立体角的星系。应用各种模板，我们得到的最小数量的背景源和最低质量的观察。对于大量的来源，重建的领域结构没有预知成为可能。利用$χ^2$判据，可以从$\RM$数据中清楚地识别出磁场的任何大尺度规则分量。在理想的条件下，大约几十个偏振源就足以得到可靠的结果。
2008-01-21 astro-ph
The role of the LIRG and ULIRG phases in the evolution of Ks-selected galaxies
我们调查的作用，亮红外星系（LIRG）和超亮红外星系（ULIRG）阶段的KS-选择星系的演化，特别是极端红Galeries（ERG）。为此，我们比较了GOODS/CDFS中2905个Ks<21.5（织女星等）星系的样本与24微米处检测到的696个源的子样本的性质。我们发现，在红移z=0.5的星系中，LIRG占恒星质量M> 1 × 10 ^{11} Msun的星系的30%。在z~2-3处M> 2.5 × 10 ^{11} Msun的星系中，至少有65%的星系在这些红移处是ULIRG。在我们的样本中，60%的ULIRG具有ERG的特征颜色。相反，在1.5<z<2.0时，恒星质量M> 1.3 × 10 ^{11} Msun的ERG中有40%是ULIRGs，而在2.0<z<3.0时，同样质量的ERG中至少有52%是ULIRGs。大质量ERG的平均光学/近红外特性在类似的红移，被确定与ULIRGs和没有基本上没有差异，这表明这两个群体包含相同类型的对象在不同的阶段，他们的生活。LIRGs和ULIRGs在星系演化和质量聚集中扮演着重要的角色，虽然它们只能追踪宇宙中一小部分大质量星系（M> 1 × 10 ^{11} Msun），但当红移z>~2时，这部分星系的数量就变得非常重要（>50%）。
2006-04-11 astro-ph
Where Does Dark Matter Become Important in Elliptical Galaxies?
最近的结果从引力透镜相结合的新模型的恒星速度分布在附近的星系探测之间的联系，在椭圆星系的发光物质和暗物质。通过对少数明亮椭圆星系的分析，似乎可以得到以下图象：（1）最佳拟合的总质量分布（明亮和黑暗）导致平坦的旋转曲线（v2=RdPhi/dR）从0.3至>= 3的有效半径;（2）有效半径内总质量的一半（~ 3 kpc）可能已经是暗的，（3）椭圆星系比同样质量的螺旋星系的晕密度大得多。
1996-11-05 astro-ph
Secular Evolution of Barred Galaxies with Massive Central Black Holes
本文研究了中心黑洞对盘状星系棒动力学演化的影响。特别是，我们使用数值模拟来估计的最小质量黑洞（BH）需要摧毁一个酒吧。最初，通过动力学不稳定性在盘中形成杆。此后，一旦一个酒吧是完全发展，BH是间接添加在中心的磁盘。为了减轻引力软化的全球影响，盘的泊松方程通过在一组基函数中扩展星系的密度和势来求解。我们的结果表明，一个酒吧可以完全摧毁的时间比哈勃时间小得多，如果中心质量超过约0.5%的磁盘质量。由于棒破坏所隐含的最小BH质量是典型盘星系的10^{8.5}太阳质量，这个过程应该不是一个罕见的现象。加入BH后，杆的振幅随时间逐渐减小，杆的破坏速率随BH质量的增加而增加。这表明，棒的破坏来自于恒星的散射，当它们靠近中心时，支撑着棒。
1998-05-30 astro-ph
Tidally Compressed Gas in Centers of Early Type and Ultraluminous Galaxies
本文提出，在扁核早型星系和超亮星系中心的压缩潮汐场压缩分子云，产生在这些星系中心观测到的稠密气体。银河潮汐场的影响在文献中通常被认为是破坏性的。然而，对于一些星系，质量分布朝向中心，由此产生的星系潮汐场不是破坏性的，而是在平核区域内压缩的。我们已经使用维里定理来确定分子云的最小密度是稳定的和引力约束在一个星系的潮汐压缩区域。我们已经应用该机制，以确定平均分子云密度的样品中心的平核，早型星系和超亮星系。
1999-07-13 astro-ph
Theoretical Models of the Halo Occupation Distribution: Separating Central and Satellite Galaxies
晕占据分布（HOD）在单个暗物质晕的水平上描述了星系与暗物质之间的关系。位于晕中心的星系的性质不同于卫星星系，因为它们的形成历史不同。利用光滑粒子流体动力学（SPH）模拟和半解析（SA）星系形成模型，研究了中心星系和卫星星系对HOD的贡献，特别是对概率P（N|一个维里质量为M的晕包含N个特定类别的星系。在协议与早期的结果暗物质subhalos，我们发现，在<N>重子质量阈值以上的星系的平均占有函数可以近似为中央星系的阶梯函数加上卫星的幂律，和卫星数量的分布是接近泊松在固定的晕质量。对于由不同重子质量阈值定义的星系样本，平均每个星系晕容纳一颗卫星所需的质量M1与容纳一颗中心星系所需的最小质量Mmin之间存在近似线性关系，M1 ~ 14 Mmin（SPH）或M1 ~ 18 Mmin（SA）。年轻星系的平均占有数在M ~ 10 Mmin处呈现出局部最小值，此时晕的质量太大，不足以容纳年轻的中央星系，但又不足以容纳卫星星系。我们发现，在固定的晕质量的条件星系质量函数不能描述的Schechter函数，因为中央星系在高质量产生的“颠簸”。我们建议参数化的HOD和条件光度函数，可用于模拟观测到的星系团。我们的许多预测与最近从斯隆数字巡天的聚类推断的结果非常一致。
2005-07-19 astro-ph
A new luminosity function for galaxies as given by the mass-luminosity relationship
寻找一个光度函数的星系替代或伴侣的谢克特函数是一个关键问题，减少数据从目录的星系。两个光度函数的星系可以建立从两个分布的质量作为给定的破碎。第一总体分布函数是Kiang函数，其表示泊松Voronoi图的面积和体积分布的有用描述。第二个分布，涵盖了低质量星系的情况下，是截断帕累托分布：在这个模型中，我们有一个自然的边界，由于观察到的最小质量/光度和上限（所考虑的环境的功能）所代表的边界与观察到的质量/光度的整体行为。然后通过标准的质量-光度关系将质量分布转换为光度分布。
2008-03-07 astro-ph
Prevalence and Properties of Dark Matter in Elliptical Galaxies
给出了最近推导出的X射线温度和恒星速度色散之间的关系（“T-sigma关系”），在一个光学完整的椭圆星系样本中（Davis & White 1996），我们证明了L>L_* 椭圆星系通常包含大量的暗物质。我们提出的限制暗物质尺度长度和暗亮质量比内的光学半光半径和整个星系。例如，我们发现暗物质核心半径的最小值与r_dm > 4成比例（L_V/3L_*）^{3/4}h^{-1}_80 kpc，在一个光学有效半径r_e内，最小暗物质质量分数>~20%，在6 r_e内，最小质量分数>~39-85%，取决于恒星密度轮廓和beta_spec.的观测值。我们还证实了Davis & White（1996）的预测暗物质的特征是速度色散大于发光恒星的速度色散：σ_dm ^2 ~ 1.4-2 σ_*^2。T-sigma关系意味着在六个半光半径范围内质光比几乎恒定：M/L_V ~ 25h_80 M_sun/L_V_sun。这与CDM理论的大尺度结构形成星系尺度的最简单的扩展冲突，我们考虑了一对夫妇的修改，可以更好地解释所观察到的T-西格玛关系。
1999-01-19 astro-ph
Does There Really Exist the Problem of the Dark Matter in Spiral Galaxies?
一个简单的模型，尘埃介质描述系统的螺旋星系的演变。在以前的考虑相反，我们表明，初始密度折叠应该是准一维（酒吧样），而不是盘状。星系的盘状成分只在演化过程中出现。该模型自然地再现了星系的一些基本特征。特别是，它再现了所有观察到的典型形式的旋转曲线的螺旋星系的特征最低和高原。看起来，高原对应于逃逸的物质（外部旋臂，由于初始条件，有太大的速度，由星系的引力场限制）。这样的星系演化的场景导致的结论是，暗物质的假设是不必要的（至少，对于螺旋星系）。
1995-11-04 astro-ph
The escape fraction of ionizing photons from high redshift galaxies
在研究星系再电离时代和早期星系形成的过程中，逃逸出宿主星系并能将氢从星系间介质（IGM）中释放出来的电离光子所占的比例是一个关键参数。本文将高红移类星体的Lyman α吸收观测与高红移星系的紫外光度函数测量相结合，对z ~ 5.5-6的星系电离光子逃逸分数（fesc）进行了约束。观察到的莱曼-α透射将逃逸分数限制在f_esc ~ 10- 25%的范围内（在z ~ 5.5-6处）。排除M< 10^10 M_sun的晕（如果IGM的再电离抑制了星系形成，这是可以预期的）意味着更大的逃逸分数f_esc ~ 20- 45%。利用数值结果校准逃逸分数和最小星系晕质量之间的解析关系，我们还将我们的结果外推到对应于氢冷却阈值的质量（M~10^8 M_sun）。在这种情况下，我们发现f_esc ~ 5- 10%，与观测估计在较低的红移。我们发现高红移星系的逃逸分数必须大于5%，与星系质量无关。基于这些结果，我们使用半解析的描述来模拟IGM的再电离历史，假设电离源与逃逸分数建议我们的数值模拟。我们发现，在z ~ 5.5-6观测到的IBG意味着有足够数量的电离光子在z ~ 6时使宇宙再电离。然而，如果恒星形成的最小质量大于10^9 M_sun，则在红移小于z ~ 5时IBG将过度产生。总之，我们的研究结果支持IGM被低质量星系再电离的假设。
2008-07-30 astro-ph
The Baryonic Tully-Fisher Relation of Galaxies with Extended Rotation Curves and the Stellar Mass of Rotating Galaxies
我调查的重子Tully-Fisher关系的样本的星系扩展的21厘米旋转曲线跨越范围20 < Vf < 300公里/秒。各种缩放的恒星质量与光的比例被认为是。对于M/L的每一个处方，我给出形式为Md = A Vf^x的拟合。据推测，最接近正确值的处方将使关系中的分散最小化。散射最小时的拟合结果为A = 50太阳质量/（km/s）^[4]，x = 4。这一关系大体上保持了50多年。星系颜色、恒星分数和M/L彼此相关，并与Md相关，在这个意义上，质量越大的星系往往越演化。有一个系统的依赖程度的最大化的磁盘表面亮度。高表面亮度的星系通常有M/L ~ 3/4的最大盘值，而低表面亮度的星系通常达到这个数量的1/4。
2005-08-03 astro-ph
Cold clouds in cooling flows
在许多星系团中，有证据表明冷却流在中心区域沉积了大量的冷气体。这些气体的一小部分可能会聚集成稠密的冷云。这次交流的目的是讨论不同星系团冷却流中云所能达到的最低温度。
1999-11-11 astro-ph
Towards Optimal Measurement of Power Spectra I: Minimum Variance Pair Weighting and the Fisher Matrix
这是第一个对文件解决的问题，测量unredshifted功率谱的最佳方式从调查的星系，任意几何形状，高斯或非高斯波动，在真实或红移空间。在这第一篇论文中，这对加权推导出正式最小化的期望方差的unredshifted功率谱加窗在一些任意的内核。加窗功率谱最小方差估计的协方差矩阵的逆是Fisher信息矩阵，它在建立最优估计中起着核心作用。实际上，在实际测量中计算最小方差对窗和Fisher矩阵仍然是一个棘手的数值问题，因此本文提出了一种摄动级数解法。根据这里建议的近似方法评估的Fisher矩阵的属性进行了研究，在第二篇论文中更详细。
1997-01-04 astro-ph
Time Evolution of Galaxy Formation and Bias in Cosmological Simulations
相对于质量分布的星系聚集随着时间的推移而下降，因为：第一，非线性峰值变得不那么罕见;第二，致密区域停止形成新的星系，因为那里的气体变得太热而无法冷却和坍塌;第三，星系形成后，它们在引力上“被抵消”，因为它们的速度场与暗物质相同。为了证明这些效应，我们进行了流体动力学宇宙学模拟，并研究了最近形成的星系的密度场作为红移的函数。我们发现，在8 h^{-1} Mpc的共动尺度上，新形成星系的偏差b *（这些星系的均方根涨落与质量的比值）从z=3时的4.5变化到z=0时的1左右.最近形成的星系与质量的相关系数r * 从z=3时的0.9变化到z=0时的0.25。当宇宙中的气体升温并阻止恒星形成时，恒星形成中的星系成为质量密度场的较差示踪剂。星系形成后，线性连续性方程是一个很好的近似引力去偏，即使在非线性尺度。模拟最有趣的观察结果是，恒星形成密度场对星系密度场的线性回归从z=1时的约0.9演变到z=0时的0.35。这些效应也为布彻-欧姆勒效应（Butcher-Oemler effect）提供了一个可能的解释，即在红移z ~ 0.5的星系团中蓝色星系过多。最后，我们研究了欧米茄的集群质光比估计，发现虽然欧米茄（z）随z增加，但估计Omega_est（z）减少。（节录）
1999-03-11 astro-ph
Kiloparsec-Scale Jets in FR I Radio Galaxies and the Gamma-Ray Background
本文讨论了FR I射电星系中千秒差距尺度喷流对漫射γ射线背景辐射的贡献。所分析的伽马射线发射来自于超相对论电子对星光光子场的逆康普顿散射，超相对论电子的同步辐射是在无线电、光学和X射线能量下从这样的源检测到的。我们发现，这些对象，在最小功率假设（对应于一个磁场的300 μ G的最明亮的结这些喷流），可以贡献约百分之一的河外伽玛射线背景测量EGRET。我们指出，这一结果已经表明，磁场kpc规模的喷流的低功率射电星系是不可能小于10 μ G的平均值，否则河外伽玛射线背景将过度生产。
2005-09-14 astro-ph
Redshift Evolution of the Merger Fraction of Galaxies in CDM Cosmologies
我们使用半解析建模的星系形成研究红移的星系合并分数和合并率ratesin λ CDM和精粹（QCDM）宇宙学，其依赖于物理参数的环境，合并的时间尺度，主要合并的方式被定义，并考虑到对象的最小质量。我们发现，对于给定的最终晕质量，当红移z <= 1时，合并分数F_mg和合并率随红移的变化关系可以用幂律很好地拟合。归一化F_{mg}（0）和斜率m取决于最终晕圈质量。对于给定的合并时间尺度t_merg和假设的主要合并的最大质量比R_major，F_mg（0）和m相互指数依赖。斜率m在数学上取决于考虑的最终晕质量和最小晕质量的比率。此外，局部归一化F_{mg}（0）对于较大的R_{major}增加，而m减小。我们将预测的合并分数与最近的观测结果进行比较，发现该模型不能同时再现合并指数和归一化。一般而言，该模型将F_{mg}（0）和m低估了2倍。
2001-07-06 astro-ph
On the Energy Required to Eject Processed Matter from Galaxies
我们评估的最低能量输入率，恒星爆发需要驱逐他们的新处理的物质从他们的宿主星系。特别注意的是所造成的环境中，一个星系所处的压力，以及气体成分的内在旋转。我们考虑到这些因素和大量的暗物质分布，并开发了一个自洽的星际物质气体分布的解决方案。对于具有扁平盘状ISM密度分布和低星系际气压（$P_{IGM}/k$ $\leq $ 1 cm $^{-3}$ K）的星系，我们的结果与Mac Low & Ferrara（1999）的结果非常一致。然而，我们的解决方案也需要一个更大的能量输入率阈值时，考虑到一个更大的星系际压力和可能存在的低密度，非旋转，扩展的气体晕组件。
2001-01-18 astro-ph
Signature of Galactic Outflows as Absorption-Free Gaps in the Ly-alpha Forest
来自恒星形成星系的强大外流预计会推开这些星系周围的中性星系际介质（IGM），并在Ly-alpha森林中产生无吸收的间隙。我们分析了z ~ 3 - 3.5的三个类星体的高分辨光谱中不同大小的能隙的丰度。间隙统计与最小质量标度为Mmin ~ 10^10 Msun的星系晕产生特征半径为Rb ~ 0.48 Mpc/h的气泡的模型吻合得很好。这两个数字都与天真的理论预期一致，其中最小星系质量反映了光电离IGM的气体流入阈值。所观察到的间隙通常由深吸收特征界定，如从气泡壁上的扫掠气体的积累所预期的。
2005-05-10 astro-ph
On the minimum mass of reionization sources
通过仔细校准的半解析再电离模型，我们估计的最小质量的恒星形成晕需要匹配当前的数据。不包括总质量M < 10^9 M_sun的晕的模型不能同时再现冈恩-彼得森和电子散射的光学深度，因为它们在高（低，z \approx 6）红移处贡献的光子太少（太多）。勉强可接受的解决方案要求在z \approx 10处具有M \approx 5 \times 10^7 M_sun的晕，对应于可以通过原子跃迁确保冷却的维里温度（\sim 10^4 K）。然而，如果在分析中包括微晕（M \sim 10^6 M_sun），则可以获得与数据更好的匹配。我们已经严格审查了我们的模型中所做的假设，并得出结论，在大星系的情况下，只有在z > 6的无金属恒星和/或其他一些外来源的情况下，再电离才是可行的。
2007-12-05 astro-ph
Relation Between the Thickness of Stellar Disks and the Relative Mass of Dark Halo in Galaxies
本文通过分析两个独立的边缘星系样品的R和K_s波段光度剖面，讨论了晚型星系星盘的厚度。主要目的是验证一个假说，即旧恒星盘的厚度与星系的球形和盘组成部分的相对质量有关。我们证实了星系盘的径向与垂直尺度长度比随星系总质光比的增加而增加（盘变薄），这反映了暗晕对星系总质量的贡献，并随中心去投影盘亮度（面密度）的减小而减小.我们的结果与无碰撞圆盘从亚临界速度弥散态演化到边缘稳定平衡态的数值模型符合得很好。这表明，在大多数星系中，决定平衡盘厚度的垂直恒星速度色散接近于确保盘稳定性的最小值。最薄的边缘盘似乎是低亮度星系（在去投影后），其中暗晕质量远远超过恒星盘的质量。
2002-08-06 astro-ph
Early Gas Stripping as the Origin of the Darkest Galaxies in the Universe
已知的大多数由暗物质控制的星系（天龙座，小熊座和仙女座九）是银河系和仙女座星系的卫星。它们是一类暗淡星系的成员，没有气体，被称为矮椭球体，并且具有迄今为止最高的暗物质与发光物质的比例。没有一个提出来解开它们起源的模型可以同时解释它们异常的暗物质含量和它们与一个大得多的星系的接近。在这里，我们报告的模拟显示，这些星系的祖先可能是气体占主导地位的矮星系，成为一个更大的星系的卫星早于其他矮球状体。我们发现，大约在100亿年前，潮汐冲击和冲压压力的组合将这些祖先的全部气体成分一扫而空，因为宇宙紫外线背景的加热使气体保持松散的束缚：嵌入相对巨大的黑暗晕中的一个微小的恒星成分存活到今天。所有明亮的星系都应该被一些以暗物质为主的矮椭球卫星星系所包围，这些卫星星系的轨道周期应该是矮椭球星系中最短的，因为它们很早就被吸积了。
2007-02-20 astro-ph
The Merger History of Supermassive Black Holes in Galaxies
超大质量黑洞（SMBH）在附近的发光星系的中心无处不在，可以产生的多个合并所经历的暗物质晕的层次结构形成模型，即使只有一小部分这些星系港口SMBH在高红移。我们用宇宙学的蒙特卡罗模拟来说明这种可能性的合并历史的暗物质晕和它们相关的SMBH。在我们最极端的模型中，为了使几乎每个明亮的星系都具有z=0的SMBH，只需要百分之几的维里温度高于10^4 K的晕具有高红移的SMBH。这种可能性必须包括在类星体的光度函数和集群特性的研究。我们预测的SMBH合并事件的数量，可检测的引力波实验LISA，作为红移的函数，出z=5。虽然事件发生率可以显着降低的情况下，罕见的SMBH，最低\~10可检测的合并事件，每年预测，如果SMBH二进制合并有效。观测到的红移事件的分布可以提供有关SMBH形成过程的有价值的信息。如果SMBH双星没有合并，我们发现从z=5到现在，在每个质量大于~10^11 Msun的星系中，至少可能发生了几次SMBH弹弓式抛射。虽然我们的研究结果是敏感的最小冷却质量假设形成SMBHs，我们希望我们的模型的定性预测是强大的。
2001-05-20 astro-ph gr-qc
The Clustering of Lyman-break Galaxies
我们计算的统计聚类莱曼break星系预测在选择目前流行的结构形成的情况。这些模型都是基于冷暗物质模型，但在暗物质的数量，初始扰动谱，背景宇宙学和宇宙学常数项的存在或不存在的变化。如果莱曼破裂星系的形成是分级合并的结果，那么成团的幅度非常敏感地取决于能够容纳这样一个星系的最小晕质量。因此，通过直接测定相关的晕圈性质，可以大大澄清Giavalisco等人（1998年）对最近观测结果的解释。对于$10^{11} h^{-1} M_\odot$周围的典型晕质量，观测结果并不能很好地区分宇宙学模型，但是如果合适的质量更大，比如说$10^{12} ~h^{-1} M_\odot$（这在理论上似乎是可能的），那么数据强烈支持低物质密度的模型。
1998-05-29 astro-ph
Color Profiles of Spiral Galaxies: Clues on Outer-Disk Formation Scenarios
我们研究了85个晚型旋涡星系样本的径向颜色和恒星表面质量密度分布，这些星系具有深（低至~27 mag arcsec^-2）SDSS g '和r'波段表面亮度分布。大约90%的光剖面被归类为破指数，表现为截断（II型星系）或反截断（III型星系）。II型星系的颜色轮廓呈“U”形，在破裂半径处的最小值为（g' -r'）= 0.47 ± 0.02等。在破裂半径附近，III型星系有一个颜色为（g' -r'）= 0.57 +- 0.02的平台区。用这种颜色来计算恒星表面的质量密度分布，结果令人惊讶。在截断星系的光剖面中已经确定的断裂几乎消失了，质量剖面现在类似于纯指数（I型）星系。这一结果表明，II型星系的破裂起源更可能是由于恒星星族的径向变化，而不是与质量分布的实际下降有关。然而，III型星系似乎在恒星质量密度剖面中保持了它们的形状。我们发现，截断星系在破裂处的恒星表面质量密度为13.6 +- 1.6 Msun pc^-2，而反截断星系在破裂处的恒星表面质量密度为9.9 +- 1.3 Msun pc^-2。我们估计，恒星质量的比例外的断裂半径为15%的截断星系和~9%的反截断星系。
2008-09-09 astro-ph
Satellite Ecology: The Dearth of Environment Dependence
利用Yang et al.（2007）的Sloan Digital Sky Survey（SDSS）星系群星表，我们研究了卫星星系的平均颜色和平均浓度随（i）恒星质量、（ii）星系群质量和（iii）星系群中心半径的变化。我们发现，卫星星系的颜色和浓度（几乎）完全取决于它们的恒星质量。特别是，在固定的恒星质量，卫星星系的平均颜色和浓度是独立的晕质量或晕中心半径。我们发现明确的证据，卫星星系的质量分离晕的所有质量，并认为这解释了为什么卫星在较小的晕中心半径有点红，有点更集中。此外，卫星星系的颜色和浓度对晕质量的依赖性很弱，这仅仅反映了这样一个事实，即平均而言，更大质量的晕拥有更多质量的卫星。将这些结果与卫星星系平均比相同恒星质量的中心星系更红和更集中的事实相结合，出现了以下图片：星系变得更红，一旦它们落入更大的晕中（即，一旦它们成为卫星星系）。这是对环境依赖的一种明显表现。然而，没有迹象表明转变的幅度（或其时间尺度）取决于环境;星系在成为卫星时会经历转变，但它是否成为小（银河系大小）晕的卫星或大质量星团并不重要。我们讨论的影响，这种“缺乏”的环境依赖的物理过程负责改造卫星星系。
2008-05-01 astro-ph
Galaxy Bimodality due to Cold Flows and Shock Heating
我们解决了在星系特性中观察到的关于特征恒星质量~ 3 × 10 ^{10}Msun的鲁棒双峰的起源。质量较小的星系往往是未分组的蓝色恒星形成盘，而质量较大的星系通常是分组的红色老恒星球状体。色星等数据显示，在红、蓝序列之间存在一个间隙，在z~1处已经存在极红亮星系，在L * 以上是目前蓝序列的截断，在z~2-4处存在大质量的星暴。我们建议，这些功能是由流入的气体的热性质和它们的相互作用与聚类和反馈过程，所有功能的暗物质晕质量和相关的一个类似的特征尺度。在低于临界激波加热质量M_shock~10^{12}Msun的晕中，圆盘是由冷流形成的，而不是由维里激波加热，从而产生有效的早期恒星形成。它受到超新星反馈的调节，在蓝色星系中形成一个长序列的爆发，被限制在一条“基本线”上。冷流优先在z>2处穿过M>M_激波晕中的热介质，导致L>L_* 星系中的大质量星暴。在z<2时，在M>M_激波晕中，气体被维里激波加热，并且由于稀释，它变得容易受到来自能量源（如活动星系核）的反馈。这就切断了气体供应，阻止了恒星的进一步形成，导致从z~1开始被动演化为“红死”的大质量球体。在M_shock附近反馈效率的最小值解释了观测到的M/L最小值和恒星形成历史的定性特征。冷流为解决角动量问题提供了线索。当这些过程被纳入模拟中时，它们恢复了主要的双模态特征，并解决了其他开放的难题。
2005-12-17 astro-ph
Ultraluminous Infrared Galaxies at 1.5<z<3 occupy dark matter haloes of mass ~6x10^13 solar masses
本文给出了在1.5<z<2.0和2<z<3两个红移区间内超亮红外星系空间成团的测量结果。这两个样本都非常强烈地聚集在一起，2<z<3样本的r_0=14.40+/-1.99 h^-1 Mpc，1.5<z<2.0样本的r_0=9.40+/-2.24 h^-1 Mpc，使它们成为这些时期最有偏差的星系之一。这些聚集幅度与存在于质量约为6 × 10^13太阳质量的暗物质晕中的两个种群是一致的。我们推断，一个最小的暗物质晕质量是一个重要的因素，所有形式的发光，模糊的活动在星系在z>1。采用合理的模型来描述具有红移的DM晕的增长，那么拥有2<z<3样本的晕将可能拥有z=0时最丰富的星系团，而拥有1.5<z<2.0样本的晕将可能拥有z=0时从贫到富的星系团。
2007-05-15 astro-ph
Understanding the PSCz Galaxy Power Spectrum with N-body Simulations
通过比较PSCz星系的功率谱与嵌套纯暗物质N体模拟的结果，我们试图理解红外选择星系如何填充暗物质晕，特别关注模拟中晕的识别方法。因此，我们测试的假设，重子物理学的影响可以忽略不计的星系分布到最小的尺度尚未观察到的。我们成功地再现PSCz功率谱的尺度< ~40 h/Mpc，接近我们的分辨率极限，通过施加一个中心密度截止模拟晕，这给出了一个粗略的最小质量和圆速度的晕中，PSCz星系形成。
2004-02-07 astro-ph
Photoionization Feedback in Low--Mass Galaxies at High Redshift
宇宙紫外线电离背景通过抑制气体以v（circ）=75 km/s的速度进入星系晕，影响了低红移宇宙（z=3）中矮星系的形成。利用一维球对称流体动力学程序（Thoul & Weinberg 1995），我们研究了电离背景对在高红移（z>10）下形成的低质量星系的影响。我们发现光电离反馈的重要性大大降低，这是因为：（1）在高红移时，矮星系大小的天体可以自屏蔽电离背景，（2）高红移时碰撞冷却过程更有效，（3）高红移时电离背景的振幅更低，（4）当形成矮星系的微扰已经增长到相当高的密度时，电离辐射就开始了。我们发现，由于这些原因，气体可以收集内晕的圆周速度低至v（circ）=10公里/秒。这一结果对宇宙的再电离历史具有重要意义。
2003-08-04 astro-ph
The Fate of the First Galaxies. III. Properties of Primordial Dwarf Galaxies and their Impact on the Intergalactic Medium
在之前的两篇论文中，我们模拟了宇宙中具有代表性的第一个星系。模拟是独特的，因为我们的模型反馈调节星系形成，使用时间依赖性，空间不均匀的辐射转移耦合到流体力学。在这里，我们研究了模拟的原始矮星系的性质，质量小于2x10^8 Msolar，并调查它们对星系际介质的影响。虽然许多原始星系都是暗星系，但每同向运动约有100--500个Mpc ^[3]是亮星系，但相对较暗。它们优先形成链状结构，并且具有低表面亮度的恒星球状体，延伸到维里半径的20%。它们的星际介质的平均密度n_H约为10- 100 cm^-3，金属丰度Z约为0.01- 0.1 Z太阳能，并且可以维持多相结构。在大散射的情况下，恒星形成的平均效率与晕质量成比例，<f_*> \propto M_dm ^2，与红移无关。由于反馈，小于临界质量M_crit（z）的晕中没有大部分重子。更有趣的是，我们发现暗晕的M_crit（z）总是比亮晕小。星系际介质中金属的富集是不均匀的，[Z/H]>-3.0时，富集气体的体积填充因子只有1%~ 10%，[Z/H]>-5.0时，富集气体的体积填充因子只有10%~ 50%。在z=10时，金属丰度Z<10^-3的恒星占恒星总质量的比例为10^-6。虽然用詹姆斯·韦伯太空望远镜探测高红移矮星系将是一个挑战，但由于它们的空间密度很大，对它们在本地宇宙中的化石记录的研究是有希望的。
2008-02-19 astro-ph
Anomalous Star-Formation Activity of Less-Luminous Galaxies in Cluster Environment
讨论了星系团和场环境中恒星形成活动（SFA）与恒星形成星系在$0.2\le z\le 0.6$中等红移处光度之间的相关性。[O{ \sc ii}]的等效宽度（EW）用于测量SFA，而$R$带绝对星等$M_R$用于测量光度。在低亮度（$M_R \gsim -20.7$）星系中，我们发现：（1）团星系的平均EW（[O{ \sc ii}]）小于场星系，但（2）某些团星系的EW（[O{ \sc ii}]）与活跃的恒星形成场星系一样大。基于这两个结果，我们讨论了一个新的可能机制的屠夫Oemler（BO）效应，假设一个星系的光度成正比于它的动力学质量。我们认为BO星系是质量较小的星系团，具有较小的奇特速度。然后，他们对开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHI）是稳定的，并且不受集群和自己之间的潮汐相互作用。它们的星际介质（ISM）几乎不会被剥离，它们的SFA几乎不会受到抑制。因此，只要这些星系保持它们的SFA，星系团中蓝色星系的比例就不会减少。然而，当一个星系团变得维里化时，这样的星系变得更加加速，可用于SFA的ISM被KHI剥夺，它们的颜色向红演化，这产生了BO效应。
2001-10-24 astro-ph
The Rotation Velocity Attributable to Dark Matter at Intermediate Radii in Disk Galaxies
我们研究的旋转速度的振幅，可以归因于盘星系的暗物质晕，专注于测量的中间半径。60个星系的数据涵盖了大范围的质量和哈勃类型，放在一起，符合暗晕速度log（Vh）= C + B log（r），其中C = 1.47（+0.15，-0.19），B = 1/2，范围为1 < r < 74 kpc。C中的范围源于恒星质量估计器的不同选择，从最小到最大圆盘。对于所有可能的恒星质量选择，暗晕的隐含密度低于LCDM中结构形成模拟的预期，预计C > 1.6。这个问题并不局限于某个特定类型的星系或晕的最内部区域（尖点或核心）;暗物质的速度在所有半径上都太低。
2006-12-14 astro-ph
Lensing by galaxy halos in clusters of galaxies
星系团外部区域的弱切变图已成功地用于绘制距星系团中心大半径处的质量分布。到目前为止，所采用的典型的平滑长度排除了系统的研究银河尺度的子结构上测得的弱透镜信号的影响。在本文中，我们提出了两种方法来推断周围的明亮的星系团星系的暗晕的可能存在和程度，通过量化的“本地”弱透镜引起的。建议的方法是：直接径向平均的剪切场附近的明亮的集群成员和最大似然法提取基准参数表征星系晕。我们证明了使用模拟，这些观察到的局部弱剪切效应的星系团内的星系尺度可以用来统计约束的平均质光比，基准参数，如晕的大小，速度色散，因此质量的星系团星系。我们比较了这两种方法，并调查其相对的缺点和优点的应用程序的HST集群数据的可行性的背景下，我们发现，前景是有希望的检测堆叠至少20 WFPC2深集群字段。
1997-04-24 astro-ph
Minimum Length Cutoff in Inflation and Uniqueness of the Action
根据大多数暴胀模型，今天宇宙学规模的涨落开始时比任何合理的截止长度（如弦或普朗克长度）都要小得多。这已经表明，这可能为测试时空的短尺度结构模型打开一个实验窗口。然而，影响的可观测性关键在于施加在新的共动模式上的初始条件，这些模式在截止长度尺度上不断被创建。在这里，我们解决这个问题，同时建模时空服从弦和量子引力启发的最小长度不确定原理。我们发现，通常的策略，用于确定初始条件面临着意想不到的困难，因为它涉及到重新制定的行动和丢弃的边界项：我们发现，行动，通常只是不同的边界项可以显着不同时，最小长度的介绍。这是可能的，因为最小长度的引入伴随着排序模糊性，很像在量化过程中引入hbar时出现的排序模糊性。
2004-10-06 astro-ph gr-qc hep-th
