Are fossil groups a challenge of the Cold Dark Matter paradigm?
我们研究了文献中提出的六个星系群和星系团，这些星系群和星系团是“化石”系统（即具有发光的漫X射线发射，并且维里半径一半内的第一和第二排名成员之间的星等差距至少为2 mag-R），每个都具有高质量的X射线数据和SDSS光谱或光度覆盖范围到维里半径。结果表明，AWM 4是一个化石系统，RXJ1331.5+1108、RXJ1340.6+4018、RXJ1256.0+2556和RXJ1416.4+2315是一个化石系统，而RXJ1552.2+2013是一个化石系统。对于所有的系统，我们提出的光度函数在0.5和1维里半径是一致的，在不确定性，与普遍的光度函数的集群。对于质量范围为2x10^13-3x10^14 M_Sun的五个真正的化石系统，我们计算了精确的累积子结构分布函数（CSDF），并将其与文献中观测到的和模拟的群/簇的CSDF进行了比较。我们证明，化石系统的CSDF与正常观测到的星系团是一致的，并不缺乏任何子结构的宇宙学LambdaCDM框架中的模拟星系系统。特别是，这也适用于原型化石群RXJ1340.6+4018，与先前的说法相反。
2008-10-16 astro-ph
The Fossil Phase in the Life of a Galaxy Group
我们调查的起源和进化的化石群在一个和谐的LCDM宇宙学模拟。我们认为质量在$(1-5)\times10^{13} \hMsun$之间的晕，并研究导致形成最亮和第二亮组成员之间的巨大差距的物理机制，这是这些化石系统的典型特征。化石群被发现有很高的暗物质浓度，我们可以把这与它们的早期形成时间联系起来。大的星等间隙出现在星群已经积累了它们最终质量的一半之后，这是由于大质量的星群成员的合并。我们表明，化石系统的存在主要是由相对较早的大型卫星的下落，我们没有发现这些系统的强烈的环境依赖。此外，我们发现化石群卫星落在轨道上的初步证据，通常较低的角动量，这可能会导致更有效的合并到主机上。我们发现了一群具有较高红移的群体，它们经历了一个“化石阶段”：在这个阶段，它们表现出一个巨大的星等差距，这一差距被从它们的环境中重新注入而终止。
2007-10-08 astro-ph
Confronting LCDM with Gravitational Lensing Constraints on Small Scale Structure
本文主要讨论的问题是，最近的透镜观测探测宇宙中的小尺度结构是否符合LCDM模型。一个保守的方法是只考虑最难解释的情况下，在强透镜的图像通量异常。数值模拟进行比较预测的LCDM小尺度质量函数与观测到的通量比。通过对几个典型事例的模拟发现，所有的尖焦散透镜异常以及单色光通量比与简单透镜模型之间的矛盾都可以在主透镜的暗物质晕中不存在任何亚结构的情况下得到解释。星系际LCDM晕足以自然地解释这些情况。然而，到目前为止，光谱引力透镜观测需要比LCDM模型中预期的更多的小质量晕（~ 10^6 Msun）。
2004-12-16 astro-ph
Cold Dark Matter's Small Scale Crisis Grows Up
冷暗物质（CDM）理论预测了暗晕中丰富的子结构。这些预测与观测到的星系团相吻合，比如附近的室女星系团。然而，CDM模型存在“小尺度危机”，因为星系在晕中占主导地位，几乎没有子结构，而模型预测星系应该是具有丰富子结构的星系团的缩放版本。与CDM的预测相比，银河系和仙女座是“失踪”的对象与速度色散$σ\geq 10$公里秒$^{-1}$。这些失踪卫星的能量尺度足够低，恒星风和超新星可能会带走气体，抑制其发光恒星成分的形成。在这里，我们表明，小规模的危机持续存在的化石群，质量高达40%的附近的室女星系团的星系。化石群是室女星系团中以预测的频率出现的光度缺失的卫星。此外，“失踪的星系”的化石组几乎一样明亮的银河系的速度色散$σ\leq$ 150公里秒$^{-1}$。
2004-06-23 astro-ph
Substructures of Clusters and Cosmological Models
利用高分辨率N体模拟研究了三种结构形成模型中星系团的密度分布和形态。我们发现，这些属性是密切相关的发生一个重大的合并事件的集群在最近的过去。这三种模式是：（1）标准CDM模型（SCDM），包含$Ω_0 = 1$、$Λ_0=0$和$h=0.5$ ;（2）低密度平坦模型（LCDM），包含$Ω_0=0.3$、$Λ_0=0.7$和$h=0.75$ ;（3）CDM主导开放模型（OCDM），包含$Ω_0=0.1$、$Λ_0=0$。我们发现，在OCDM模型中的集群有最陡峭的密度分布，其密度轮廓是最圆的，并显示最小的中心移动，在三个模型。SCDM模型中的集群具有最细长的轮廓，并且显示出最大的中心偏移，表明最近存在频繁的合并。LCDM模型中的团簇具有类似于SCDM模型中的密度分布和中心偏移（在其密度轮廓中），尽管密度轮廓往往更圆。我们的研究结果表明，虽然集群的密度分布和形态取决于模型的结构形成，LCDM模型，这是目前被认为是一个成功的替代SCDM模型，可以做得很好，以及在生产相当大一部分的集群与子结构。这与该模型在这方面可能存在严重问题的概念形成对比。
1994-11-11 astro-ph
Cold Dark Matter Substructure and Galactic Disks I: Morphological Signatures of Hierarchical Satellite Accretion
（摘要）我们进行了一系列的高分辨率，无耗散N体模拟研究的累积效应的子结构合并薄盘星系的结构形成的LCDM范式的背景下。我们的模拟活动是基于一个混合的方法。子结构性质直接从星系大小的冷暗物质（CDM）晕的宇宙学模拟中挑选出来。与从现今的子结构人口统计中可以推断出的相反，大质量的次晕吸积到主晕的中心区域，那里是银河系盘的所在地，因为z~1应该是常见的现象。一个主机晕合并的历史，随后被用来种子控制的数值实验的重复卫星的影响，最初薄的银河系型盘星系。我们表明，这些吸积事件产生几个独特的观测签名，在恒星盘，包括：在郊区的环状特征;一个显着的耀斑;一个中央酒吧;和微弱的对流结构（虚假）类似潮汐流。盘星的最终分布呈现出一种复杂的垂直结构，可以用标准的“薄-厚”盘分解来很好地描述。我们的结论是，在LCDM模型中预期的那种卫星盘遇到可以诱导在银河系，M31，和其他盘星系中发现的那些类似的星系盘的形态特征。这些结果突出了CDM子结构在确定盘星系结构和驱动星系演化中的重要作用。即将到来的星系结构巡天和天体测量卫星可能能够通过测试星系盘的详细结构是否像CDM范式预测的那样兴奋来区分竞争的宇宙学模型。
2008-07-17 astro-ph
Reconstructing fossil sub-structures of the Galactic disk: clues from abundance patterns of old open clusters and moving groups
大规模化学标记的长期目标是利用恒星元素丰度作为银河系圆盘分散子结构的示踪剂。识别这些丢失的恒星聚集体并探索它们的化学性质将是理解盘形成和演化的关键。现今的恒星结构，如疏散星团和移动星群，是化学标记可行性的理想试验场，因为它们被认为是最初较大的恒星形成聚集体的残余。直到最近，文献中还缺乏对疏散星团和运动星团的高精度元素丰度研究。本文回顾了近年来疏散星团高分辨率丰度研究的进展，探讨了疏散星团的各种丰度变化趋势，并对大尺度化学示踪的前景进行了展望。
2008-10-13 astro-ph
Halo Substructure and the Power Spectrum
在这个过程中，我们提出了一个半解析研究的结果CDM子结构作为一个功能的原始功率谱。在LCDM框架下，当COBE标准化时，我们将我们的方法应用于n=0.85-1.1，sigma_8=0.65-1.2的几个倾斜模型.我们还研究了一个更极端的、类似暖暗物质的光谱，它在10 ^10 h^-1 Msun的尺度下被急剧截断。我们发现晕子结构的质量分数不是光谱斜率的强函数，因此很难使用引力透镜类星体的通量比来约束倾斜。积极的一面是，我们所有的CDM型模型都得到了与强透镜估计值非常一致的预测质量分数：在M \sim 10^8 Msun时，f \sim 1.5%。截断模型产生一个显着较小的分数，f \lsim 0.3%，这表明温暖的暗物质样光谱可以区分CDM光谱使用透镜。我们还讨论了矮卫星丰度的问题，重点是银河系卫星观测到的中心速度色散和它们的主机晕的最大圆周速度之间的地图的宇宙学依赖性。与早期的工作一致，我们发现，标准LCDM过度预测银河系卫星在固定Vmax的数量级的估计数，但倾斜的模型做得更好，因为subhalos不太集中。有趣的是，假设矮星具有各向同性的速度色散张量，具有显著倾斜光谱的模型（n \lsim 0.85，sigma_8 \lsim 0.7）可能会低估Vmax \gsim 40 km/s的大型银河系卫星的数量。
2002-12-14 astro-ph
Morphological evolution of X-ray clusters using hydrodynamical simulations
大量的TREESPH模拟被用来测试星系团的全球形态及其演化对X射线数据。Buote & Tsai提出的幂比是研究星系团子结构的一种有效方法。我们考虑了三个平坦的宇宙学模型：CDM，LCDM（$Ω_Λ= 0.7$）和CHDM（$Ω_h = 0.2$，1个大质量$ν$），所有标准化，以适应观察到的集群数量。对于每个模型，我们建立了40个集群，使用TREESPH代码，并进行了统计比较与数据样本，包括附近的集群观察到的ROSAT PSPC仪器。这种比较不利于LCDM模型，因为集群看起来太放松，而CDM和CHDM集群，其中发生了更高程度的复杂性，似乎更接近观察。对于一些不同的DM组合，可以预期更好的数据拟合。如果使用DM分布代替重子，我们发现子结构比气体中的子结构更明显，并且模型具有不同的分数。因此，使用流体动力学模拟对我们的目标至关重要。
2000-01-04 astro-ph
Galaxies and subhaloes in LCDM galaxy clusters
我们结合了10个高分辨率的团大小的暗晕与半解析星系形成模拟，以比较团星系的数密度和速度色散的配置文件与那些暗物质子结构（subhaloes）。星系的径向分布与暗物质的径向分布密切相关，而暗物质的分布则远没有那么集中。星系的速度色散分布也非常类似于暗物质的速度色散分布，而暗晕的速度色散分布偏高，特别是在星系团的内部区域。我们解释了这些差异，已经清楚地看到在早期的工作，是星系形成的结果在中心的暗物质晕。半晕和半晕代表不同的种群，不能直接比较。演化产生了一个复杂的和强烈的位置依赖关系的星系和他们居住的subhaloes。这种关系只有通过对星系形成过程的适当物理描述才能被恰当地模拟。
2004-06-04 astro-ph
Environmental Effects of Dark Matter Haloes: The Clustering-Substructure relation of Group-size Haloes
我们估计了质量大于10^{13} h^{-1} Mo的暗物质晕的两点关联函数，这些暗物质晕具有或不具有显著的子结构。在两个红移快拍下（z=0和1），用一个朋友的朋友算法在大型LCDM模拟中识别晕，而晕子结构则用观测驱动的方法确定。我们发现，在这两个时代的一个明确的和显着的信号，子结构的晕比那些没有子结构的更集群。这对于所有考虑的晕质量范围都是正确的，尽管对于最高的晕质量，信号是有噪声的，并且仅存在于~20 h^{-1} Mpc。晕相关长度随晕子结构振幅的增加而平滑增加。我们还发现，亚结构晕通常位于高密度的大规模环境中，而相反的是真实的非亚结构晕。如果在高密度区域发现的晕有一个相对较早的形成时间，如最近的工作所建议的，那么它们确实有更多的时间比晕，类似的质量，形成后，在低密度区域的集群。在这种情况下，人们会天真地期望前者（较早形成）的光环通常会比后者（较晚形成）动态地更松弛。然而，较高的合并和相互作用率，预计在高密度区域，可能会破坏其相对宽松的动力学状态，从而导致较高比例的晕与子结构在这些地区发现。
2007-07-17 astro-ph
Structure in the motions of the fastest halo stars
我们分析了Beers等人（2000）发表的太阳附近2106颗非运动学选择的贫金属星的星表，目的是量化最快晕星运动中的子结构数量。我们已经计算了两点速度关联函数的子样本的晕星在1-2千秒差距的太阳，并发现了统计证据的子结构，具有类似的振幅预测的高分辨率CDM模拟。信号是由于一个小的运动群，其动力学性质相比，恒星“流”，以前发现的Helmi等人（1999年）。如果是真的，这个高速移动的群体将进一步支持这样一种观点，即正如CDM方案中所预期的那样，银河系形成时的子结构仍然是化石。
2005-04-05 astro-ph
The Size Distribution of Void Filaments in a LCDM Cosmology
根据Millennium Run晕星表，在红移z= 0，0.5，1和2处计算了空洞中微细丝的尺寸分布。我们认为，原始潮汐场起源于空洞中的次级结构的存在，而空洞丝只经历了很小的演化，保持了原始潮汐场的初始记忆。应用最小生成树（MST）技术的基础上，以千禧年的空洞，我们确定了迷你丝贯穿空洞，并测量它们的大小在每个红移的搜索算法。然后，我们计算了空泡微丝的随动数密度在对数区间内随其尺寸的变化，并确定了一个解析拟合函数，发现空泡微丝的尺寸分布在对数区间内具有几乎普适的形状，对红移不敏感：在短尺寸部分，它很好地近似为幂律，而在长尺寸部分，它呈指数下降。我们期望，普遍的大小分布的空丝可能会提供一个有用的宇宙学探针，而不诉诸均方根密度波动。
2009-05-20 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
Properties of Intra-group Stars and Galaxies in Galaxy Groups: "Normal" versus "Fossil" Groups
对12个M_vir~10^14 Msun星系群进行了宇宙学LCDM模拟，包括恒星形成、非瞬时循环的化学演化、依赖于金属丰度的辐射冷却、强恒星爆发驱动的星系超风和元星系紫外场效应.在z=0时，发现组内轻（IGL）分数为12- 45%。低值是指第一和第二星系群的R波段星等之间只有很小的差异，大值是典型的“化石”星系群（FG）。4个FG中的IG星比8个非FG中的IG星老0.3-0.5 Gyr。对于IGL，B-R=~1.4，与观测结果吻合良好。对于FG/nonFG，IG星的铁丰度在中心部分（r~100 kpc）略低于太阳，在0.5 r_vir时降至约40%太阳。IG星的α元素含量增加，[O/Fe]随r增加而增加，总体[O/Fe]约为0.45，表明主要的SNII富集。在r>~30 kpc时，星系团和IG星的速度分布明显比非星系团的各向异性大。因此，FG形成的一个特征，除了形成时间（D 'Onghia等人），可能是星系群的“初始”速度分布。对于FG，人们可以从IG恒星或星系群的运动学中动态地推断出一直到r_vir的星系群（暗物质占主导地位）的质量分布。对于非FG，该方法高估了r>~200 kpc时的基团质量，在r_vir时高估了2倍。这被解释为FG通常比非FG更松弛。最后，上述M_vir的FG应该拥有大约500个行星状星云，距离第一个星系的投影距离在100到1000 kpc之间。所有结果似乎与…
2006-03-27 astro-ph
Hierarchical galaxy formation and substructure in the Galaxy's stellar halo
我们开发了一个明确的模型形成的恒星晕潮汐中断，吸积矮卫星的冷暗物质（CDM）的框架，侧重于预测测试与斯隆数字巡天（SDSS）和其他宽领域的调查。次晕吸积和轨道演化的计算使用半解析的方法在Press-Schechter形式主义。受我们先前工作的启发，我们假设低质量的次晕（v < 30 km/s）只有在再电离时期之前吸积了相当大一部分质量，才能形成大量的恒星。在这个假设下，该模型再现了观测到的本星系群中星系卫星的速度函数，解决了“矮卫星问题”，而不修改流行的LCDM宇宙学。被破坏的卫星产生的恒星分布与银河系恒星晕观察到的总质量和径向密度分布一致。最重要的是，该模型预测存在许多大规模的，连贯的子结构的外晕。这些子结构是个别的潮汐分裂的矮卫星星系的残余。子结构是更明显的大银河中心半径，因为较小的数密度的潮汐流和较长的轨道时间。这个模型为SDSS调试数据中发现的恒星外晕中的相干结构提供了一个自然的解释，它预测随着调查覆盖更多的天空，应该会发现更多这样的结构。对这种结构的探测（或不探测）和表征最终可以测试CDM情景的变体，特别是那些旨在通过增强卫星破坏来解决矮卫星问题的变体。
2000-07-19 astro-ph
Halo Substructure And The Power Spectrum
我们提出了一个半解析模型，探讨合并的历史，破坏率，并在暗物质晕的子结构的生存概率，并使用它来研究作为功率谱的函数的星系大小的晕的子结构人口。我们成功地再现了subhalo速度函数和径向分布中看到的N体模拟标准LCDM。我们探讨了具有归一化和倾斜跨度σ_8 = 0.65-1和n = 0.8-1的光谱的含义。我们还研究了一个dn/dlnk=-0.03的运行指数（RI）模型，以及几个质量分别为mW = 0.75，1.5，3.0keV的WDM模型。子结构质量分数对功率谱的倾斜和整体归一化相对不敏感。所有CDM类型的模型都给出了预测的子结构质量分数，这些质量分数与强透镜系统的估计值一致，但偏低：在M_sub < 10^9 Msun的系统中，f = 0.4-1.5%（64个百分点）。截断模型产生显著更小的分数，并且不受透镜结果的青睐。我们比较我们的预测subhalo速度函数的银河系的矮卫星人口。假设各向同性的速度分散，我们发现标准的n=1模型高估了MW卫星的数量。具有较小的小尺度功率的模型更成功，因为给定圆速度的subhalos较少，并且观测到的速度色散和晕圆速度之间的映射显着改变。RI模型，或一个固定的倾斜σ_8 =0.75，可以解释MW矮星，而不需要差分反馈，然而，这些比较依赖于敏感的假设，各向同性的速度在卫星星系。
2003-07-27 astro-ph
Cold Dark Matter Substructure and Galactic Disks
我们进行了一组高分辨率的，无耗散的N体模拟研究冷暗物质（CDM）子结构对薄星系盘动力学演化的影响。我们的方法结合了宇宙学模拟的星系大小的CDM晕，得到的子结构人口和控制的数值实验连续subhalo的影响到最初薄，完全形成的盘星系的属性。我们证明了在LCDM模型中，从z~1开始，大质量暗晕与银盘的近距离相遇是很常见的。相比之下，目前CDM晕中极少数卫星可能对磁盘结构产生重大影响。一个典型的主机晕合并的历史是用来种子控制N体实验的subhalo-disk遭遇。作为这些吸积事件的结果，盘在所有半径上都显着增厚，盘尺度高度在太阳附近增加超过2倍。我们发现，与subhalo人口的相互作用产生了丰富的独特的形态签名，包括：明显的耀斑盘星;酒吧;低寿命，环状特征的郊区;和低密度，盘平面上方的附属结构。我们比较由此产生的动态冷，环状功能在我们的模拟中的麒麟座环恒星结构的MW。的比较显示定量协议的空间分布和运动学，这表明，这种观察到的复杂的恒星成分可能会自然出现的磁盘恒星被激发遇到subhalos。这些发现突出了CDM子结构在设置盘星系结构和驱动星系演化中的重要作用。
2008-07-18 astro-ph
Dark halo densities, substructure, and the initial power spectrum
虽然目前流行的冷暗物质加上宇宙学常数的结构形成模型假设了n=1的标度不变的初始功率谱，但大多数暴胀模型至少会产生与n=1的轻微偏差。由于从CMB标准化到星系尺度的杠杆臂很长，即使是很小的“倾斜”也会对星系观测产生重要影响。在这里，我们计算了几个动机良好的模型的膨胀和计算的子结构的内容和星系晕的中心密度的影响COBE归一化的功率谱。使用一个分析模型，归一化对N体模拟，我们表明，虽然在标准（n=1）模型中的晕是过度密集的一个因素~6相比，观察，我们的几个例子通货膨胀+LCDM模型预测晕密度以及在观测范围内，这更倾向于模型与n ~ 0.85。我们继续使用半解析模型（也归一化对N-体模拟）遵循合并历史的星系大小的晕和轨道衰变，中断，并合并子结构的演变。n ~0.85的模型预测，在固定圆速度下的半晕比标准$n = 1$情况少3倍。虽然这种程度的减少并不能解决“矮卫星问题”，但它确实意味着与观测到的矮卫星数量相匹配所需的反馈水平对初始功率谱很敏感。最后，束缚在子结构中的星系晕质量的比例与多重成像类星体对所有模型的限制是一致的：即使在有效倾斜n ~ 0.8的情况下，fsub> 0.01。我们的结论是，在目前的水平上，这种透镜约束对原始功率谱并没有提供很强的限制。
2002-07-24 astro-ph
Density Profiles of Cold Dark Matter Substructure: Implications for the Missing Satellites Problem
结合来自N=10^7粒子的母晕的宇宙学N体模拟的“低分辨率”卫星和在静态宿主势内轨道运行的高分辨率单个次晕，研究了冷暗物质（CDM）模型中亚结构的结构演化。我们发现，由于质量损失，中心密度剖面的收敛需要用N=10^7个粒子和秒差距尺度的力分辨率来分辨初始卫星。我们发现，子结构晕的密度分布可以很好地拟合幂律的中心斜率，是未经修改的潮汐力，即使在潮汐剥离超过99%的初始质量和指数截止的外部部分。Stoehr等人在2002年提出的失踪卫星问题的解决方案依赖于引力潮汐使暗物质（DM）晕中心密度尖点变平，使观测到的卫星能够以高达60 km/s的最大圆周速度嵌入DM晕中。相比之下，我们的研究结果表明，潮汐相互作用不提供关联的矮球状卫星（dSphs）的银河系与最大规模的子结构晕预计在CDM宇宙的机制。我们比较了预测的速度弥散分布的天炉座和天龙座的观测，假设它们是嵌入在CDM晕。模型与各向同性和切向各向异性的速度分布的恒星组件适合的数据，只有当周围的DM晕的最大圆周速度在20-35公里/秒的范围内。如果dSphs嵌入在这么大的晕中，那么协和LCDM宇宙学模型中卫星过多的问题就会得到显著缓解，但这仍然不能提供完整的解决方案。
2004-06-10 astro-ph
Tracing Galaxy Formation with Stellar Halos II: Relating Substructure in Phase- and Abundance-Space to Accretion Histories
本文探讨了恒星晕在相空间和丰度空间中的可观测性质与母星系的吸积历史之间的映射关系，即吸积的特征时期、祖天体的质量和轨道。这项研究利用了一套11恒星晕模型的背景下，一个标准的LCDM宇宙学。结果表明，坐标空间的研究是敏感的最近（0-8 Gyears前）的合并历史的星系（这个时间尺度对应的最后几个到百分之几十的银河系的质量吸积）。特别是，{ \it频率，天空覆盖率}和{ \it恒星分数}在恒星晕的子结构作为表面亮度的函数是最近合并的重要性和亮度功能的指标下降的矮星。{ \it形态}的特征可以作为这些矮星轨道分布的指南。对早期合并历史的限制（> 8 G年前）可以从晕星的丰度模式中收集到：在我们的模型中，吸积的主导时期或祖先天体的光度函数的巨大差异在恒星晕的[α/Fe]和[Fe/H]分布中留下了清晰的特征--由非常早期的吸积主导的晕具有更高的平均[α/Fe]，而以高光度卫星为主的卫星具有较高的[Fe/H]。这种直觉可以用来从当前和未来的数据集重建附近星系的合并历史。
2008-07-24 astro-ph
The effects of Non-Gaussian initial conditions on the structure and substructure of Cold Dark Matter halos
本文研究了在非高斯初始条件下，N体模拟中得到的冷暗物质（LCDM）晕的结构和亚结构。初始统计是对数正态的重力位场与正（LNp）和负（LNn）偏度;偏度的符号是由密度场保存，和功率谱是相同的所有模拟。我们的目的不是测试一个给定的非高斯统计，但要探讨一般的影响，积极和消极的倾斜统计晕属性。从我们的低分辨率模拟中，我们发现LNp（LNn）晕系统地比高斯对应物更（更少）集中。这一结果得到了我们的银河系和星团大小的晕的高分辨率重新模拟的证实。此外，它们还显示了依赖于统计数据的内部密度分布：LNp（LNn）晕的最内部斜率比从相应的高斯晕获得的斜率更陡（更浅）。一个subhalo人口嵌入在LNp晕是更容易受到破坏比其对应的高斯晕内。另一方面，LNn晕中的subhalo比高斯晕中的subhalo存活得更长。LNp（LNn）晕的自旋参数概率分布相对于高斯情况向更小（更大）的值倾斜。我们的研究结果表明，原始密度场的统计可以影响一些晕属性，打开这一可能性约束，虽然间接，原始统计在小尺度。
2003-09-06 astro-ph
Phase-Space Structure & Substructure of Dark Halos
本文提出了一种计算N体系统6维相空间密度f（x，v）及其PDF v（f）的方法。它基于Delaunay曲面细分，在宽的f范围内产生具有固定平滑窗口的v（f），与采样分辨率无关。研究发现，在由层次聚类建立的引力弛豫晕中，从维里水平到当前的分辨率极限，v（f）在f的40年以上的时间里是一个稳健的幂律，v（f）f^{-2.5 \pm 0.05}.这对LCDM宇宙学中不同大小的晕是有效的，表明只要小尺度波动没有被完全抑制，初始波动功率谱就不敏感。通过在位置空间中映射f，我们发现高f对v（f）的贡献来自母晕内的“冷”子晕，而不是晕中心区域及其全局球形轮廓。在晕维里半径附近的次晕中，f比在晕中心处高100倍以上，并且随着半径的减小而逐渐减小。这表明相混合由于合并和潮汐效应，涉及膨胀和加热。相空间结构为研究晕形成过程中晕的演化提供了一个灵敏的工具。人们希望理解为什么子结构加起来就是v（f）中的普适幂律。f^{-2.5}行为似乎与等级聚类过程有关，而不是剧烈弛豫的一般结果。
2004-03-07 astro-ph
The ghost of a dwarf galaxy: fossils of the hierarchical formation of the nearby spiral galaxy NGC 5907
我们提出了一个星系外的角度来看，一个扩展的恒星潮汐流周围的边缘上，螺旋星系NGC 5907包装。我们的深层图像首次揭示了一个大规模的弧形环复合体，这是一个很好的例子，说明了低质量的卫星吸积如何产生一种交织的，玫瑰花状的碎片结构，分散在其宿主星系的晕中。这种结构的存在，可能已经形成并存活了几个千兆年，证实了本地宇宙中螺旋星系的晕可能仍然包含大量的星系化石。为了检验外部吸积方案的有效性，我们提出了N体模拟的潮汐破裂的矮星系类系统在盘星系加暗晕的潜力，表明在NGC 5907中观察到的潮汐特征可以解释由一个单一的吸积事件。不幸的是，由于没有运动学数据，只有流的投影几何形状作为约束，我们的模型的参数是相当退化的，现在，必须被认为是说明性的。有趣的是，NGC 5907长期以来一直被认为是相对孤立的扭曲螺旋的典型例子。一个扩展的潮汐流的存在挑战了这一图片，并建议流祖引起的重力扰动可能是导致翘曲。用相当普通的仪器在附近星系中探测到一个古老而复杂的潮汐流，这表明在本体积（< 15 Mpc）中寻找旋涡星系周围河外潮汐子结构的调查是可行的-有可能获得一个具有足够统计意义的普查，以便与宇宙学模拟进行比较。
2008-08-13 astro-ph
Dark Matter Subhaloes in Numerical Simulations
我们使用宇宙学LCDM数值模拟模拟的子结构人口在16个暗物质晕的维里半径内的分辨率高达700万个粒子的演变。对于10^11 ~ 10^14兆太阳质量的主体，在红移从0到2或更高时，组合子结构圆速度分布函数（VDF）具有自相似的形状，与主体晕质量和红移无关，并遵循关系式：dn/dv=（1/8）（v_cmax/v_cmax，主体）^-4。VDF中的晕到晕的变化是大约2到4的因子。在高红移，我们找到了初步证据，更少的大型子结构晕（subhaloes）。比角动量显着较低的subhaloes接近主机晕中心，潮汐剥离更有效。在r >~ 0.3r_vir的情况下，暗晕的径向分布与质量分布略微一致，我们的收敛研究可以最可靠地排除暗晕人为数值中断的可能性，尽管暗晕分布比质量分布浅是有利的。次晕质量，但不是圆速度减少向主机中心。在小半径处，晕下速度弥散暗示着正的速度偏差。在较低的红移处，特别是在小半径处，有一个弱的偏向更圆的轨道。另外，我们在P ~ k^n的几种幂律宇宙学中模拟了一个团簇，并证明了更陡的谱指数n会导致显着更少的子结构。
2005-07-04 astro-ph
The subhalo populations of LCDM dark haloes
我们使用一个大的宇宙学模拟和各种高分辨率的resimulations的个别集群和星系晕的晕圈人口的系统学研究的范围内的1000晕质量和1000的母晕圈质量的比率。不同晕的次晕种群不是彼此的比例拷贝，而是随着晕的性质而系统地变化。平均而言，子结构的数量随着晕质量的增加而增加。在固定质量下，它随着晕浓度和晕形成红移而减小。这些趋势在规模上与类似晕之间晕下丰度的分散相当。对给定质量的所有晕进行平均，每单位母晕质量的低质量次晕丰度与母晕质量无关，它与整个宇宙中的低质量晕每单位质量的丰度非常相似，只要考虑次晕和晕的不同边界定义。在母晕内的次晕的径向分布远不如暗物质集中。它的变化最多与母晕的质量（或浓度）微弱，而不是在所有与subhalo质量。它取决于用于定义所考虑的晕下种群的标准。约90%的现今次晕是在z=1后增生的，约70%是在z=0.5后增生的。只有约8%的总质量的所有晕吸积在z=1生存的约束subhaloes在z=0。对于在z=2处吸积的晕，存活质量分数仅为2%。在母恒星中心附近看到的暗晕通常比在边缘附近看到的暗晕更早地被吸积，并且保留的原始质量更少。这些强大的系统性意味着，只有在发光成分的形成被适当地模拟的情况下，才有可能与真实星系团中的星系进行比较。
2004-09-02 astro-ph
Characterizing the Cluster Lens Population
我们提出了一个详细的调查CDM晕的属性，使他们有效的强引力透镜。强透镜截面的878集群从N体模拟测量射线跟踪通过13,594个独特的投影。我们测量浓度，轴比，方向，和每个集群的子结构的量，并比较每个数量的集群人口作为一个整体的透镜加权分布。透镜星系团的浓度平均比宇宙中典型的星系团大34%。尽管存在这种偏差，但最近几个小组测量到的异常高的浓度（c >14）似乎与我们模拟中的浓度分布不一致，我们预测< 2%的透镜团簇应该具有如此高的浓度。透镜截面与亚结构数量之间没有相关性。我们介绍了几种类型的简化的暗物质晕，并使用它们来隔离CDM集群的哪些属性使它们成为有效的透镜。晕子结构在小半径上的投影和团簇的大尺度质量分布对截面没有显著影响。巨弧的丰度主要取决于平均密度在10，000以内的质量分布。多透镜平面射线追踪算法表明，大尺度结构的投影使巨弧丰度增加了<7%的适度量。我们重新审视了在RCS观测中高红移星系团背后是否有多余的巨弧的问题，发现高红移（z > 0.6）透镜的数量与LCDM很好地吻合，尽管我们的模拟预测了比观测到的更多的低红移（z < 0.6）透镜。（节略）
2005-06-08 astro-ph
Assembly bias in the clustering of dark matter haloes
我们使用LCDM宇宙中结构生长的非常大的模拟--千禧模拟--来研究组装偏差，即给定质量的晕的大规模聚集随其组装历史显着变化的事实。我们扩展早期的工作基于相同的模拟叠加结果红移从0到3，通过定义一个噪音较小的估计聚类幅度，并考虑晕浓度，子结构质量分数和自旋，以及形成时间，作为额外的参数。这些改进导致的结果与以前的研究相比，噪声更小，覆盖范围更广的晕质量和结构特性。我们发现显着和显着不同的组装偏置效应，我们认为所有的晕属性，虽然在所有情况下，晕质量和红移的依赖性充分描述为依赖于等效峰高nu（M，z）。不同的晕属性的nu依赖性不同的定性和不相关的可能天真地预期给定的形成时间，浓度，子结构分数和自旋之间的关系，作为一个整体的晕人口。这些结果表明，这将是很难建立模型的星系人口的暗晕，可以鲁棒的大规模星系集群的振幅，质量集群在优于10%的水平。
2007-01-22 astro-ph
The stellar halo of the Galaxy
恒星晕可能保存着一些保存最完好的星系形成历史的化石。它们是星系合并过程的自然产物，可能发生在星系的组装过程中，因此很可能是星系中最普遍的组成部分，与它们的哈勃类型无关。本文综述了我们目前对银河系晕星的空间结构、运动学和化学的认识。近年来，由于发现了大量的亚结构，特别是在外晕中，我们经历了范式的变化。我讨论了目前可用的观测约束的影响，并折叠成几个可能的形成方案。在不久的将来，特别是在盖亚的时代，通过大范围的光度测量和光谱测量的结合，解开星系晕的形成是可能的。
2008-08-28 astro-ph
Velocity and spatial biases in CDM subhalo distributions
我们提出了一个LCDM集群和星系模拟高达25万个粒子的样本内的子结构的统计研究。每个物体有数千个subhalo，我们可以精确地测量它们的空间聚集和速度分布函数，并将其与观测数据进行比较。星系晕的子结构性质非常类似于星系团的质量和圆速度函数的小分散。速度分布函数为非麦克斯韦型，平顶，负峰度约为-0.7。在维里半径内，速度偏置$b=σ_{\rm sub}/σ_{\rm DM}\sim 1.12 \pm 0.04$，在晕中心内增加到b > 1.3。缓慢的次晕则不太常见，这是由于在合并历史的早期，重力潮汐造成的物理破坏。这导致一个空间反偏subhalo分布，很好地拟合的核心等温。对星系团的观测并没有显示出这样的偏差，我们将其解释为纯暗物质模拟的局限性--我们估计我们遗漏了一半的晕人口，这些晕人口已经被物理过度合并所破坏。高分辨率的流体动力学模拟需要进一步研究这些问题。如果CDM是正确的，那么星系团星系必须在潮汐场中幸存下来，这可能是由于椭圆星系形成过程中的重子流入。螺旋星系永远不可能存在于星系团中心附近，那里的椭圆星系将几乎没有剩余的暗物质。这意味着形态-密度关系是{ \it before}在簇形成之前设置的，而不是随后借助于簇环境将盘变换为S 0。
2005-03-23 astro-ph
The Asymptotic Form of Cosmic Structure: Small Scale Power and Accretion History
我们探讨了真空能量主导的宇宙中小尺度结构对暗物质晕形成和平衡的影响。我们提出了一套四个N体模拟的结果，两个LCDM初始功率谱和两个WDM类光谱，抑制早期形成的小结构。所有的模拟都是在遥远的未来进行的，那时宇宙的年龄是64 Gyr/h，足够长的时间让晕基本上达到动力学平衡。我们量化了分层合并对晕质量吸积历史、子结构种群和平衡密度分布的重要性。我们通过引入一个控制质量吸积速率的参数γ（dln（M）/ dln（a）~ a^（-γ））来修改Wechsler等人（2002）的质量吸积历史函数，发现这种形式既表征了分层形成，也表征了整体形成。次晕的衰减速率随时间呈指数变化，WDM晕的时间尺度要短得多。在模拟结束时，我们发现截断赫恩奎斯特密度分布的晕在CDM和WDM宇宙学。有一个系统的转变，以较低的浓度WDM晕，但这两个宇宙学位于同一轨迹有关的浓度和形成时代。由于密度分布的形式保持不变，我们的结果表明，平衡晕密度分布的设置独立于晕的形成过程。
2006-11-30 astro-ph
Discovery of an extended halo of metal-poor stars in the Andromeda spiral galaxy
了解星系形成包括分别对遥远星系和邻近星系的回顾和化石记录研究。在我们银河系古老恒星的球状晕中的碎片痕迹提供了通过潮汐破裂/矮卫星星系合并“自下而上”形成的证据，但很难从内部研究我们银河系的大尺度结构。对我们邻近的仙女座星系的研究得出结论，它的球状体包含半径为30千秒差距的化学富集（“富含金属”）恒星，其密度呈指数r^1/4下降，因此类似于银河系的“凸起”。如果仙女座星系的真正光环被发现，我们对它的恒星动力学、子结构、化学丰度和年龄分布的详细而全面的了解将直接限制等级光环形成模型。我们在这里报告发现了迄今为止难以捉摸的贫金属仙女座恒星的晕，不同于它的凸起，具有幂律亮度轮廓，延伸超过r = 160千秒差距。这是3 - 5倍大于任何以前映射仙女座球状/磁盘组件。银河系和仙女座星系的晕合在一起，跨越了它们之间距离的1/3，这表明恒星占据了我们本星系群的相当大的体积比例，可能是大多数星系群。
2006-07-15 astro-ph
The Physics of Galaxy Clustering I: A Model for Subhalo Populations
我们提出了一个冷暗物质晕子结构的半解析模型，它可以作为研究星系形成的框架和星系团的晕模型的一个组成部分。我们执行一个全面的比较模型的结果，一套高分辨率的宇宙学模拟。比较结果表明，subhalo统计，如速度和质量函数，径向分布，和晕职业分布，同意在主机晕质量在不同的红移超过三个数量级。在模拟和我们的模型中，暗晕的径向分布明显比暗物质密度的径向分布浅。宿主中的底晕丰度是由破坏和新的吸积之间的竞争决定的。高质量晕和高红移的晕倾向于拥有更多的暗晕，因为平均而言，暗晕最近被吸积。同样，在质量固定的情况下，最近形成的光环拥有更多的次光环。观察到的“化石群”可能代表了这种相关性的极端尾部。我们发现，在固定的主体质量Nsat ~ c^-a下，主体晕浓度和次晕丰度之间存在相关关系，其中a随红移和主体与次晕质量比而变化。最后，我们使用我们的模型来填充主机晕在我们的高分辨率宇宙学模拟，取代subhalos解决了模拟与subhalos计算根据我们的模型。我们表明，由此产生的2 pt关联函数这样一个“混合”晕系综是无法区分的直接在模拟中测量。这支持了标准光环模型的关键原则之一--光环占据分布在统计上独立于宿主光环环境的假设。
2007-04-19 astro-ph
