合并残留物的星系 halo

我们进行了 1:1 比例的星系合并的无碰撞 N 体 simulation，使用包括星系 halo、盘和 bulge 的模型，聚焦于 halo 成分的行为。星系模型是无需采用 Maxwellian 近似即可构建的。我们研究了改变星系的方位、它们的相互轨道以及初始速度各向异性或 halo 初始锥度对残留 halo 密度 profile、形状以及运动学的影响。我们观察到， halo 密度 profile（确定为球面平均值，这一近似我们认为合适）在合并过程中异常稳健，残留 halo 的速度各向异性几乎独立于轨道或初始各向异性。残留 halo 在内部遵循 Hansen & Moore (2006} 建议的 halo 各向异性-局部密度斜率（$\beta-\gamma$）关系，但在外部部分，$\beta$ 系统性地低于该关系所预测的值。残留 halo 的轴比显然取决于 halo 的初始参数以及它们的轨道。我们还发现，残留 halo 显著不像包括气体冷却的 simulation 所描述的那样呈现出较小的球形度。