Cosmic evolution of metal densities: the enrichment of the Inter-Galactic Medium
利用不同形态类型星系的化学光度模型，我们对球状和矮不规则星系的元素产生历史进行了详细的研究。球状星系在早期经历了一个强烈的恒星形成期。在矮不规则星中，SFR以低的状态但连续地进行。这两种类型的星系通过星系风使IGM富含金属。我们假设星系数密度是固定的，并归一化为在局部宇宙中观测到的光学光度函数的值。我们的模型使我们能够详细研究锁定在球状体和矮不规则星，在ISM和喷射到IGM的金属馏分如何随着宇宙时间的变化。通过放松瞬时回收近似，并考虑到恒星的寿命，我们第一次研究了化学丰度比在IGM的演变，并比较了我们的预测与一组由不同作者的观察。我们的研究结果表明，IGM富集的大部分是由于球体，与矮不规则星系起着微不足道的作用。我们的预言大体上解释了IGM在高红移时观测到的[O/H]，但高估了[C/H]。此外，似乎很难重现在高红移IGM中观察到的丰度比。文中讨论了一些可能的解释。这是第一次尝试研究丰度比的IGM详细的化学演化模型，考虑到恒星的寿命。采用我们的化学演化处方的数值模拟可能有助于提高我们对IGM化学富集的理解。
2006-03-21 astro-ph
Present-day scaling relations of submm galaxies: origin of spheroidal sytems
利用恒星爆发的演化能量分布模型，分析了23个亚毫米星系和3个ISO探测到的具有光谱红移的ERO的光谱能量分布。这个SED模型使我们能够研究恒星爆发的内在属性，如恒星爆发的年龄和平均恒星金属丰度，因为它考虑到了化学演化。此外，星爆区域的内在大小估计从观察到的SED。使用这个SED模型，我们预测的颜色，星等，和尺寸的submm星系的后代，并推导出标度关系，如今天的颜色星等和尺寸星等的关系。我们认为，submm星系的祖先今天的椭圆星系，提供的submm星系的初始质量函数（IMF）略平坦于Salpeter IMF。在这种情况下，我们发现：1）亚毫米星系的现今平均星等与L* 椭圆星系的相似; 2）现今色-星等关系与椭圆星系的一致; 3）如果大质量亚毫米星系由多个星暴区组成，椭圆星系的现今大小-星等关系可以重现。我们估计反馈的影响submm星系作为一个函数的星爆年龄。研究发现，亚毫米星系中的星暴区可能是自我调节的，即反馈效应与星暴区的自引力几乎平衡。
2004-05-17 astro-ph
Hubble Space Telescope Survey of the Perseus Cluster: II. Photometric scaling relations in different environments
我们研究了不同环境中早型星系的光度标度关系，从矮椭球星系到矮椭圆星系，直到巨椭圆星系（-8等> M_V > -24等）。这些结果部分基于我们新的HST/ACS F555 W和F814 W英仙座星系团中矮球状星系的图像。这些比例关系几乎与环境无关，本星系群和星系团在不同的图中重合。结果表明，在M_V ~-14mag时，包含Sersic参数的光度标度关系的斜率发生了显著的变化。我们认为，这些斜率的变化反映了不同的物理过程，主导了早期型星系在不同的质量制度的演变。因此，这些比例关系包含了丰富的信息，可用于测试早期星系形成的模型。
2008-11-19 astro-ph
Cosmic star formation history associated with QSO activity: an approach using the black hole to bulge mass correlation
中心黑洞质量与其邻近星系和活动星系核中的宿主球体质量之间的紧密相关性表明，黑洞的生长与其球体的形成密切相关。基于我们以前的工作，这样一个联合的演化方案和相应的黑洞的隆起质量的相关性，我们使用的X射线光度函数的活动星系核和宇宙学的演化率，这是从ROSAT X射线巡天估计宇宙恒星形成的历史与黑洞的生长。基于活动星系核的主要黑洞生长发生在活动星系核的发光阶段的基本假设，活动星系核的光度函数作为红移的函数，不仅反映了黑洞的吸积历史，而且反映了球状体的宇宙星形成历史。虽然特别明亮的类星体的空间密度是非常低的，我们表明，与大质量黑洞增长的恒星形成的总量是几乎相同的莱曼Break Galeries检测到的当前光学深调查。因此，我们认为光学深度调查可能会错过我们宇宙中大约一半的净恒星形成，这可能在一定程度上是由于显着的尘埃灭绝以及之前光学调查的视场较小，无法以相对较短的时间对此类罕见事件进行采样。尺度。然而，在黑洞生长过程中，恒星形成加热的尘埃的远红外辐射可以充分解释观测到的SCUBA数量，并且可能是SUBA种群的主要能量来源。
2002-12-24 astro-ph
Cosmic Evolution of Black Holes and Spheroids. I: The M_BH-sigma Relation at z=0.36
我们测试黑洞质量和球速度色散（M $_{\rm BH}-σ$）之间的相关性的演变，使用精心挑选的样本14个塞弗特1星系在$z=0.36\pm0.01$。利用高信噪比的Keck谱测量了Mgb（5175 nm）和Fe（5270 nm）附近恒星吸收线的速度色散，并基于经验校准的光电离方法，利用$β$谱线宽度和5100 nm处的光学光度估算了黑洞质量.我们发现一个显着的偏移从本地的关系，在这个意义上说，速度色散小于给定的黑洞质量在$z=0.36$比本地。我们调查了各种来源的系统不确定性，发现这些不能解释所观察到的偏移。测量的偏移是$Δ\log M_{\rm BH}=0.62 \pm 0.10 \pm 0.25$，即$Δ\log σ=0.15 \pm 0.03 \pm 0.06$，其中误差条包括随机分量和系统的上限。从表面上看，这一结果意味着在最后4个Gyr的隆起的实质性增长，假设当地的M $_{\rm BH}-σ$关系是普遍的进化终点。随着两个活动星系的样本一致确定的黑洞质量和恒星速度色散从文献中，我们量化的最佳拟合线性关系，$Δ\log M_{\rm BH} = (1.66\pm0.43)z + (0.04\pm0.09)$相对于Tremaine等（2002）的本地关系，和$Δ\log M_{\rm BH} = (1.55\pm0.46)z + (0.01\pm0.12)$相对于Ferr…
2006-03-27 astro-ph
The case against scaling defect models of cosmic structure formation
我们计算的物质和宇宙微波背景（CMB）在所有可观测尺度的结构形成的缺陷模型的预测。我们的研究结果指出了一个严重的问题，调和所观察到的大规模星系分布与COBE归一化，这是一个结果，这是强大的范围广泛的缺陷参数。我们的结论是，标准的缩放缺陷模型与数据相冲突，并显示如何尝试解决这个问题，考虑非缩放缺陷将需要从标准缩放图片根本背离。
1997-07-11 astro-ph
Scaling properties of the cosmic background plasma and radiation
利用卫星（COBE-DMR图）、球载和地基（组合QMASK图）数据研究了宇宙微波背景（CMB）辐射的标度特性。定量的一致性之间的多尺度特性的COBE-DMR和QMASK CMB地图。令人惊讶的是，它被发现，所观察到的CMB温度多尺度类似于定量的多尺度性质的流体湍流，这表明原始等离子体湍流的起源CMB温度空间各向异性。
2003-05-22 astro-ph
Cosmic Microwave Background Anisotropies from Scaling Seeds: Fit to Observational Data
我们计算了宇宙微波背景角功率谱，以缩放结构形成的种子模型。一个通用的参数化的能量动量张量的种子。我们专注于两个区域的参数空间的启发全局拓扑缺陷：O（4）纹理模型和O（N）模型的大N极限。我们使用$χ^{2}$拟合比较这些模型最近的平带功率测量的宇宙微波背景。只考虑标量扰动。
1997-11-12 astro-ph
Reproducing the observed Cosmic microwave background anisotropies with causal scaling seeds
在最近几年中，已经清楚的是，整体O（N）缺陷和U（1）宇宙弦并不导致宇宙微波背景的各向异性功率谱中的明显的第一声峰，最近已经高精度地观测到了该声峰。通货膨胀模型不容易适应数据所显示的第二个低峰值。在这里，我们构建因果缩放种子模型，再现第一和第二个峰值。然而，未来更精确的CMB各向异性和极化实验将能够将它们与普通的绝热模型区分开来。
2000-11-13 astro-ph
Cosmic Microwave Background Anisotropies from Scaling Seeds: Generic Properties of the Correlation Functions
在这项工作中，我们提出了一个部分新的方法来分析因果标度种子引起的波动。我们表明，由于这种种子扰动的功率谱是由五个解析函数，我们确定一个特殊的例子数值。我们提出的观点是，即使最近的工作不利于模型与宇宙弦和整体O（4）纹理，因果标度种子扰动值得更全面和更全面的分析，我们在本文中发起。
1997-11-12 astro-ph
The cosmic evolution of quasar host galaxies
利用ESO VLT UT 1 8 m望远镜在良好视宁度条件下（~0.4角秒）对17个类星体的宿主星系进行了红移范围为1 < z < 2的近红外成像。该样本包括射电强（RLQ）和射电静（RQQ）类星体，它们具有相似的红移和光学光度分布。对于除一个外的所有观测对象，我们都导出了周围星云的整体性质。这两类星体的宿主星系都遵循简单被动演化的大质量椭圆星系的光度变化趋势，但RLQ和RQQ的宿主星系的光度存在约2倍的系统性差异（M_K（RLQ）= -27.55 ± 0.12和M_K（RQQ）= -26.83 ± 0.25）。与类似和较低红移的类星体宿主的比较表明，从z = 2到现在，RLQs和RQQs之间的宿主光度差异保持不变。没有发现显着的相关性之间的核和主机的光度。假设宿主光度与黑洞质量成正比，就像在附近的大质量球状体中观察到的那样，这些类星体相对于它们的爱丁顿光度以非常不同的水平（扩展~1.5dex）发射，并且具有相同的RLQ和RQS分布。除了光度相差约2倍外，RLQ和RQS的宿主似乎遵循与大质量非活动球体相同的宇宙演化。我们的研究结果支持这样一种观点，即核活动可以发生在所有发光的椭圆星系中，而不会对它们的全球性质和演化产生重大变化。类星体宿主似乎在z ~2处已经形成，与基于分级结构形成情景的星系和活动核联合形成和演化的模型不一致。
2003-12-09 astro-ph
The Tidal Evolution of Local Group Dwarf Spheroidals
本文利用N体模拟方法研究了星系潮汐驱动下矮球状星系的演化。我们采用了一个宇宙学动机的模型，其中dSphs近似嵌入NFW晕内的国王模型。我们发现，这些NFW嵌入国王模型是非常弹性的潮汐，恒星密度分布仍然类似于国王模型，即使失去了超过99%的恒星。当潮汐剥离星系时，恒星的光度、速度色散、中心表面亮度和核心半径都单调下降。值得注意的是，我们发现，这些参数的演变是完全控制的总质量损失的发光半径内。在所有参数中，核心半径受到的影响最小：在失去99%的恒星后，R_c仅下降了约2倍。有趣的是，潮汐倾向于使dSphs更暗物质为主，因为紧密结合的中央暗物质“尖端”比"核心“国王轮廓更能适应破坏。我们研究了新发现的超微弱dSphs的极大M/L比是否可能是由曾经更亮的系统的潮汐剥离引起的。虽然dSPH潮汐演变轨迹平行观测到的光度半径平面的标度关系，他们预测过于陡峭的速度色散的变化相比，迄今为止在文献中报道的观测估计。因此，超暗矮星不太可能是像天炉座、天龙座或人马座这样的系统的潮汐遗迹。尽管在光度上跨越了四十年，dSphs似乎居住在具有可比峰值圆速度的晕中，这支持了设想矮椭球体只能在一定质量阈值以上的晕中形成的情景。
2007-09-13 astro-ph
Geometry and scaling of cosmic voids
宇宙空洞在星系的分布中被观察到，在某种程度上，在暗物质的分布中也被观察到。如果这些分布具有分形几何，则它必须反映在空隙的几何形状中;特别是，我们期望空隙的尺寸缩放。然而，这种缩放在星系调查中还没有得到很好的证明。目的：我们的目标是了解宇宙空洞的几何形状与物质的分形结构的关系。我们打算区分单分形空洞从多重分形空洞，关于他们的标度特性。我们计划分析空隙的质量浓度分布（晕）的多重分形和它们的关系，星系空隙。方法：根据空泡概率函数和关联函数对点分布进行统计分析。我们假设空洞是球形的，并设计了一个简单的球形空洞探测器。对于连续质量分布，我们采用分形几何的方法。我们证实了分析预测与数值模拟。平滑质量分布适用于偏移集方法。结果：空穴是非常非线性和非微扰的结构。空隙反映了物质分布的分形几何形状，但并不总是直接的：空隙的标度尺寸意味着分形几何形状，但分形空隙可能具有复杂的几何形状，并且可能没有标度尺寸。真正的多重分形空洞就是这种类型。一个自然的多重分形偏置模型意味着星系分布中的空洞继承了同样复杂的几何形状。结论：目前的星系调查以及宇宙学N体模拟表明，宇宙空洞是适当的多重分形空洞。这意味着在星系的空隙中存在着，或者至少是小的暗物质晕。
2008-02-04 astro-ph
Cosmic Rays and Neutrinos from GRBs: Predictions versus Acceleration Modeling
本文分析了伽玛暴中质子的费米加速度及其中微子特征。我们比较了玻姆标度和柯尔莫哥洛夫标度的后果，后者更可靠。关于UHE-质子的能量限制的各种损失和中微子的排放的预测结果是非常敏感的这些标度。我们认为Kolmogorov标度是最现实的，并预测一个合理的pp-中微子排放量约100 GeV的火球膨胀的辐射阶段结束时，大量的GRB悬而未决的重子负载。第二个p $γ$ -中微子的排放预计与加速质子在无辐射阶段，但与同步辐射损失限制紧接着一个严重的膨胀损失限制。根据柯尔莫哥洛夫标度，质子不能达到UHE范围。无论如何，双组分中微子发射的巨大可能性将是宇宙射线物理学的一个有趣线索。
2003-10-29 astro-ph
Reconstructing the Cosmic Evolution of Quasars from the Age Distribution of Local Early-Type Galaxies
本文利用斯隆数字巡天（SDSS）提供的22，000个邻近早型星系的光谱，确定了这些星系的年龄分布，它们是速度色散σ_v在100 km/s <σ_v < 280 km/s范围内的函数。然后，我们结合推断的年龄分布与当地丰富的球状体，包括早型星系和晚型凸起，预测的类星体光度函数（LF）的红移范围0<z<6的演变。我们作了以下简单的假设：（i）在平均质量加权恒星年龄所确定的时期，每个星系中恒星的形成都伴随着核超大质量黑洞（SMBH）的迅速聚集：（ii）SMBH的质量服从在邻近星系中观测到的M_bh-sigma_v关联;（iii）SMBH在固定持续时间t_Q内以埃丁顿极限的分数f_Edd辐射，并在此时期被识别为发光类星体，（iv）爱丁顿比和M_bh-sigma_v关系中的本征色散产生了δ（log L_Q）在固定sigma_v时围绕平均对数类星体光度的组合散射<log L_Q>。v.这些假设要求辐射光度低于L_bol=10^{12.5} f_Edd L_sun的类星体的SMBH残余主要存在于晚型星系的凸起中。我们发现，在这个简单的模型中，0<z<6，Delta（log L_Q）=0.6-0.9，t_Q=（6-8）x10^7 yr，t_Q =0.3-0.5，观测到的类星体LF的演化可以在整个红移范围内拟合<f_Edd>。我们没有发现任何证据表明，任何的模型参数的红移的演变，支持恒星…
2006-10-24 astro-ph
Active Galactic Nuclei In Cosmological Simulations - I. Formation of black holes and spheroids through mergers
宇宙学模拟中的活动星系核（AGNICS）项目将活动星系核纳入星系混合（N体+半解析）模型，以从宇宙学的角度探索类星体-星系的联系。关键问题是类星体的充能机制、黑洞与星系核质量关系的起源、黑洞生长与星系形成之间的因果和时序联系、类星体宿主的性质以及活动星系核反馈在星系形成中的作用。这第一篇论文有两个目标：描述的一般结构和假设的方法，并应用AGNICS研究联合形成的黑洞和球状体的星系合并。我们调查在什么条件下，这种情况下可以重现本地BH分布和类星体人口的演变。AGNICS包含两种恒星形成模式：一种是盘状静止模式，另一种是原球体爆发模式，后者是由合并和盘的不稳定性触发的。我们假设BH增长与星爆模式有关。这种情况的最简单的版本，其中BH吸积率和恒星形成率在星爆组件简单地由一个常数的比例，不复制类星体人口的宇宙演化。在一个模型中，这种关系是通过与星爆气体密度的平方根的缩放调制的，可以解释B波段和X射线中类星体光度函数的演化（解释从X射线研究中推断的遮蔽）。这个模型在黑洞与核团质量关系中引入的散射和倾斜都在观测的限制范围内。类星体的贡献随着辐射热光度的增加而增加，对于一个给定的球核质量，最大质量的黑洞是在最古老的恒星的球核中。
2005-09-06 astro-ph
Massive Black Holes in Dwarf Spheroidal Galaxy Haloes?
现在已经确定，本星系群中的几个矮球状星系（dSphs）具有大的质光比。我们认为dSphs晕中的暗物质可能是由质量在10^5到10^7太阳质量范围内的大质量黑洞组成的。我们使用直接N体模拟来确定一个由压力支持的恒星星族在黑洞晕组成的双组分dSph的长期演化。这些黑洞最初是按照Navarro，Frenk & White分布图分布的。对于质量在10^5到10^6个太阳质量之间的黑洞，暗物质晕在不到一个哈勃时间内向较浅的内部轮廓演化。这表明，在这个质量范围内的黑洞可能提供了一个解释的起源暗物质核心推断从观测低表面亮度星系旋转曲线。我们比较模拟的演化的恒星星族与观测数据的天龙座dSph。加热速率对黑洞质量的依赖性被确定，如果天龙座的暗物质晕的当前恒星分布代表了初始恒星分布，则构成天龙座暗物质晕的单个黑洞的上限为10^5个太阳质量。我们还提出了一个简单的标度论证，它表明，即使黑洞质量略大于10^5个太阳质量，初始致密但没有自引力的恒星分布的动力学加热也可能在10 Gyr之后产生类似于天龙座的残余分布。
2005-02-01 astro-ph
Co-evolution of elliptical galaxies and their central black holes. Clues from their scaling laws
自从发现超大质量黑洞（SMBH）普遍存在于恒星球状体的中心，并且它们的质量Mbh（在10^6-10^9 Msun之间）与宿主恒星系统的整体性质密切相关之后，椭圆星系及其SMBH的共同演化思想就成为现代天体物理学的中心课题。在这里，我总结了一些后果，可以从星系标度定律（SL），并提出了一个连贯的方案的形成和演化的椭圆星系和他们的中央SMBHs，特别侧重于建立和维护自己的SL。特别是，在第一个基于观测的部分之后，讨论集中在基本平面的物理解释上。然后，两个重要的过程，原则上能够摧毁星系和SMBH SL，即星系合并和冷却流，进行了分析。支持的必要性，以明确区分不同SL的起源和维护，以及不可避免地发生SMBH反馈的星系ISM在星系演化的后期阶段（当椭圆星系有时被认为是“死的，红色的对象”），然后提出的论点。在文章的最后，我将讨论最近在遥远宇宙中发现的超密度椭圆星系的一些含义。特别是，我会认为，如果得到证实，这些新的观察将导致的结论是，在早期时期的星系的恒星质量和中央SMBH的质量之间的关系应该持有，符合今天的Magorrian关系，而之间的比例系数Mbh和托管球状体的速度分散的规模应该显着小于在本时代。
2008-08-09 astro-ph
Physical Interpretation of the Mass-Luminosity Relation of Dwarf Spheroidal Galaxies
讨论了矮球状星系的位力质量$M_{\rm vir}/L$和总光度$M_{\rm vir}$之间关系的物理解释，其中$M_{\rm vir}$和$L$分别是矮球状星系的位力质量和总光度.我们使用本地组中的11个dSph作为样本。我们发现两个不同的序列$M_{\rm vir}/L$ - $M_{\rm vir}$平面：$M_{\rm vir}/L\propto M_{\rm vir}^{2.0}$的dSphs与$M_{\rm vir}<10^8M_\odot$，而$M_{\rm vir}/L\simeq$常数为$M_{\rm vir}>10^8M_\odot$。在$M_{\rm vir}\simeq 10^8M_\odot$处观察到"不连续“。我们将“不连续性”解释为dSphs气体被连续超新星吹走的阈值。如果dSph的维里质量（其中大部分是暗质量）小于$10^8M_\odot$，气体就会被吹走，而在更大质量的dSph中，深势阱会阻止吹走机制有效地工作。因此，暗物质（DM）与重子物质（即，大的$M_{\rm vir}/L$）通过气体耗尽在低质量（$M_{\rm vir}<10^8M_\odot$）dSph中实现，而$M_{\rm vir}/L$在高质量（$M_{\rm vir}>10^8M_\odot$）dSph中变得更低。我们进一步尝试解释上述关系的低质量dSphs，$M_{\rm v…
1998-06-30 astro-ph
The Cosmic Evolution Survey (COSMOS): The morphological content and enviromental dependence of the galaxy color-magnitude relation at z~0.7
本文利用COSMOS巡天中约2000个IAB <24、光度红移在0.61<z<0.85范围内的星系作为试验子样本，利用HST-ACS观测的星系形态数据，研究了z~0.7处星系色-星等图的环境依赖性和形态组成。C-M图显示了一个清晰的红色序列，由早期类型的星系主导，也有一个非常明确的“蓝色序列”，由晚期类型的对象描述。虽然填充两个序列的对象的百分比是环境的函数，具有清晰的形态/颜色-密度关系，但它们的归一化和斜率与局部密度无关。我们确定和研究了一些对象与“令人不安的”颜色，鉴于他们的形态。红色晚型星系被发现大多是高度倾斜的螺旋星系，其颜色主要由内部变红（相对于真正的被动椭球体，33%的污染）。相反地，蓝色早型星系的星群是由中等光度和质量的天体组成，它们的质量只有球状星系的5%。它们中的大多数（~70%）占据了表面亮度/有效半径平面的位置，这与它们是当前时代椭圆星系的前身不一致。在色质图中，颜色序列的定义甚至更好，红色星系通常以几乎恒定的颜色覆盖更广泛的质量范围，而蓝色星系则显示出更明显的颜色对质量的依赖性。虽然红色序列是充分再现被动演化模型，蓝色序列更好地解释为一个特定的恒星形成序列。它相对于局部密度的实质上的不变性表明，总体上，“世俗”的恒星形成更多地是由星系质量而不是环境驱动的。[...]
2007-01-17 astro-ph
Scaling solution for small cosmic string loops
在宇宙弦网络中，控制环数密度随时间演化的方程是一个由能量守恒决定的细致平衡。我们解决了这个方程，包括引力辐射效应，导致环收缩（并最终衰减）随着时间的推移。该解决方案的方法的缩放制度，其中总的能量密度在环路保持有限，收敛在红外和紫外线。
2007-09-20 astro-ph gr-qc
Characteristics of Cosmic String Scaling Configurations
使用在以前的论文中开发的形式主义，我们分析了宇宙学的影响，我们的结论关于网络的宇宙弦的标度行为，特别是这样的想法，一旦引力反作用变得重要的瞬态标度制度，迄今为止探索的数值模拟将被取代一个新的“全面标度”制度，略有不同的参数。这对所有音阶上弦张力的正常化都有影响。我们展示了新的标度解如何影响核合成和毫秒脉冲星的引力波束缚，并描述了从大尺度结构到COBE尺度的结果。
1994-11-21 astro-ph hep-ph
Testing the Cosmic Coincidence Problem and the Nature of Dark Energy
改变暗能量和物质的相对标度行为的暗能量模型可以为宇宙巧合问题提供一个自然的解决方案-为什么暗能量和暗物质的密度在今天是相当的。引入了一类广义的暗能量模型，它允许用Robertson-Walker比例因子a（t）对暗物质和暗能量的比例进行非正则标度。即将到来的观测，如高红移超新星巡天，Alcock-Paczynski检验在类星体对中的应用，以及星系团的演化，将强烈地限制暗物质和暗能量的相对标度以及暗能量的状态方程。因此，是否真的存在一个巧合的问题，以及宇宙在最近的过去中的宇宙巧合的程度，可以在不久的将来通过观测来回答。确定今天是否是宇宙历史上的一个特殊时刻将是一个SNAP。
2001-05-18 astro-ph
Scaling Laws in the Cosmic Structure and Renormalization Group
有证据表明，在超过10兆秒差距的尺度上，物质分布是尺度不变的。本文综述了大尺度结构的标度（分形或多重分形）模型及其观测证据。我们的结论是，宇宙结构形成的动力学似乎是驱动到一个多重分形吸引子。这支持了以前的研究，我们审查，结构形成的流体动力学制剂内的重整化群。
2006-10-30 astro-ph cond-mat.stat-mech
High Energy Fluxes from a Non-Scaling Cosmic String Network
拓扑缺陷，特别是宇宙弦，可以提供一种机制来产生能量在10^21 eV或更高量级的粒子。在这里，我们报告的数量级计算的通量从宇宙弦网络的演变根据一个新的方案，根据该方案的主要渠道的能量损失是粒子的生产，而不是引力辐射。我们将质子（反质子）和中微子（反中微子）的预测通量与极高能量宇宙射线的观测结果进行了比较。
1999-03-31 astro-ph hep-ph
Low-Redshift Cosmic Baryon Fluid on Large Scales and She-Leveque Universal Scaling
我们研究了宇宙重子流体在非线性区域的统计性质，这对于理解宇宙大尺度结构的形成是至关重要的。利用具有宇宙学常数的冷暗物质模型中的宇宙流体动力学模拟样本，证明了在Jeans长度到16 Mpc/h尺度范围内，宇宙重子流体速度场在红移z=0处的不稳定性可以用She-Leveque普适标度公式很好地描述.重子流体还具有以下特点：（1）在体重统计中，耗散结构以片为主;（2）涨落强度之间的关系是层次性的。这些结果表明，高度演化的宇宙重子流体的演化类似于一个充分发展的湍流。
2006-02-10 astro-ph physics.flu-dyn
Scaling in cosmic structures
对宇宙结构性质的研究是现代宇宙学研究中最令人着迷的课题之一。物质分布的大尺度结构是最近才发现的，它远没有被预测到，而且不断地表现出新的特征和问题。我们在两个方向上面对这样的主题：从一个方面，我们研究了宇宙结构的相关性质，我们发现这些性质与普遍接受的性质有很大的不同。从另一方面，我们研究了非常简化的系统的统计特性，试图捕捉所观察到的结构形成的基本成分。
2001-12-03 astro-ph cond-mat.stat-mech
Analytic scaling solutions for cosmic domain walls
一个众所周知的方法近似的动态的拓扑缺陷凝聚态物质的相对论概括的构造，并适用于域壁在宇宙学背景下的演变。它表明，有自相似的“缩放”的解决方案，其中一个可以在原则上计算许多数量的利益，而不诉诸于数值模拟。在这里，在缩放制度的面积密度计算在各种背景。与数值模拟得到了非常好的协议。
1996-05-16 astro-ph cond-mat hep-ph
Scaling of cosmic string loops
我们研究的频谱环的一部分，一个完整的网络宇宙弦在平坦的时空。经过一个长的瞬态政权，其特征在于生产的小循环的规模的初始条件下，它似乎是一个真正的缩放制度接管。在这最后的制度的特征长度的循环规模为$0.1 t$，与早期的模拟发现微小的循环。我们期望膨胀宇宙的行为在性质上是相似的。大的环尺寸具有重要的宇宙学意义。特别是，核合成结合成为$Gμ\lesssim 10^{-7}$，比以前紧密得多。
2006-06-20 astro-ph gr-qc hep-ph
Scaling Laws for Non-Intercommuting Cosmic String Networks
我们在速度依赖的单尺度模型下研究了非相互作用和纠缠的宇宙弦网络的演化。这样的网络可以在几种情况下形成，包括膜膨胀。我们表明，冻结网络的解决方案$L\propto a$，虽然通用的，只是一个短暂的，和渐近解仍然是$L\propto t$的情况下，普通（相互交换）字符串，虽然在目前的情况下，宇宙通常是字符串占主导地位。因此，两个弦交叉时的行为似乎并不影响它们的标度律，而只影响它们相对于背景的密度。
2004-10-28 astro-ph gr-qc hep-ph
Scaling and Small Scale Structure in Cosmic String Networks
我们研究了闵可夫斯基时空中不断演化的弦网络的标度性质，并研究了Austin，Copeland和Kibble（ACK）提出的3尺度模型中长度尺度的演化。我们发现良好的定性和定量的模型和我们的模拟之间的协议。我们还研究了小规模结构，通过改变允许的最小规模的循环生产E_c。某些量显著地依赖于这个参数：例如，标度密度可以随着E_c的增加而变化两倍或更多。小尺度结构定义的ACK消失，如果没有限制环的生产，和字符串的分形维数从2到1的分辨率尺度的减少平滑的变化。循环几乎都是在晶格截止处产生的。我们认为，晶格截止应被解释为对应于弦的宽度，在一个真正的网络回路实际上是产生这个大小。这导致了一个完全不同的弦理论，粒子产生而不是引力辐射是能量耗散的主要方式。至少，我们需要更好地理解所有宇宙弦模拟中的离散效应。
1996-12-13 astro-ph hep-ph
Scaling of Multi-Tension Cosmic Superstring Networks
超弦理论中的膜膨胀在膜碰撞时结束，引发了热大爆炸。宇宙超弦是在膜碰撞过程中产生的。在D3-膜-反膜暴胀情形中产生的宇宙超弦有一个谱：$p$基本（F）弦和$q$ D弦的$(p,q)$束缚态，其中$p$和$q$互质。通过扩展阿贝尔希格斯宇宙弦的速度依赖的单尺度网络演化方程，使弦的张力谱，我们构建了一个耦合的（无限的）一组方程的字符串，通过绑定和自相互作用。我们将这个模型应用到$(p,q)$超弦网络中。我们的数值解表明，$(p,q)$网络迅速接近一个稳定的缩放解决方案。我们还从我们的解决方案中提取每种弦类型的相对密度。通常，一旦达到缩放，基本上仅填充少量的最低张力状态。我们研究的模型还有一个有趣的新功能：$(p,q)$串绑定释放的能量本身就足以使网络达到缩放。该结果表明，缩放解决方案是稳健的。为了证明这个结果并不简单，我们证明了选择不同的形式进行字符串交互会导致网络受挫。
2005-06-17 astro-ph gr-qc hep-ph
Cosmic Necklaces from String Theory
我们提出了一个宇宙超弦网络的通量紧化的情况下的性质。允许存在一个无限的弦族，即（p，q）-弦。通量紧化导致弦张力在p中是周期性的。在这里，单极子就像一串珠子，是在这样的网络中的某些相互作用中形成的。这使得裸弦成为宇宙项链。我们研究网络演化在这种情况下，概述了什么条件是必要的，以达到一个宇宙学上可行的缩放解决方案。我们还分析了宇宙项链上珠子的物理学，并提出了它们在宇宙学上安全的一般条件，使网络的缩放不受干扰。特别是，我们发现，一个大的平均环的大小是足够的珠子是宇宙学安全的。最后，我们认为，在某些情况下，循环的形成将促进一个缩放的解决方案interbead距离。
2007-06-05 astro-ph hep-ph hep-th
