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
The Dependence of Halo Clustering on Halo Formation History, Concentration, and Occupation
我们调查的依赖暗物质晕簇晕形成时间，密度分布浓度，和subhalo占领数，使用高分辨率的数值模拟LCDM宇宙学。我们确认的结果，晕集群是晕形成时间的函数，这种趋势取决于晕质量。我们第一次明确地证明了晕成团是晕浓度的函数，并证明了晕偏置对浓度、质量和红移的依赖性可以用一种简单的方法精确地参数化：b（c，M| z）= b（M| z）b（c| M/M*）。偏差和浓度之间的比例关系随M/M* 值的变化而改变符号：当M <~ M* 时，高浓度（早期形成）天体的聚集更强，而当M >~ M* 时，低浓度（晚期形成）天体的聚集更强。我们展示了第一个明确的证明，主机暗晕集群取决于晕占领数（暗物质subhalos）和讨论的影响晕模型计算的暗物质功率谱和星系集群统计。这些晕属性的聚类效果是最强的早期形成的矮质量晕，这是显着更集群比典型的晕，他们的质量。我们的研究结果表明，孤立的低质量星系（如低表面亮度的矮星）应该有更多的缓慢上升的旋转曲线比他们的集群同行，并可能有缺乏矮星系的空洞的后果。他们还暗示，自我校准的丰富选择集群样本与他们的聚类特性可能高估集群质量和偏差宇宙学参数估计。
2006-06-23 astro-ph
Phase-Space Evolution of Dark Matter Halos
在一个由暗物质主导的宇宙中，晕不断地（猛烈地或不猛烈地）吸积质量，这种机制影响着它们的动力学状态。（目的）利用相空间密度指示剂Q=rho/sigma ^[3]作为示踪剂，讨论了暗物质晕在相空间中的演化。（方法）我们进行了宇宙学N体模拟，详细研究了0<z<10区间内~35个暗晕的演化。（结果）个体晕的追踪显示了两个明显的演化阶段。第一，在引力坍缩发生后，与维里化相关的Q值的早期快速下降。基于球形塌缩模型的模拟数据与理论预期之间的良好一致性支持了这样的推测。相空间密度缓慢下降的后期和长期与吸积和合并事件有关。在相空间（径向速度与径向距离）的一些合并事件的研究揭示了形成的结构非常相似的焦散线产生的二次落入模型的晕形成。在相空间中混合后，准平衡态的晕具有相对于高斯的平顶速度分布（负峰度）。捕获的卫星和/或子结构的效果比主机晕更值得注意。
2009-05-03 astro-ph
Dark matter halo concentrations in the Wilkinson Microwave Anisotropy Probe year 5 cosmology
我们使用三个大的N体模拟相结合，调查的暗物质晕晕质量和红移在WMAP 5年宇宙学的浓度的依赖。对于晕质量在10^11 ~ 10^15 Msol/h范围内且红移z < 2的情况，浓度和质量之间的中值关系可以用幂律来充分描述，无论晕密度分布是用NFW还是Einasto分布拟合。与Millennium Simulation最近的分析（使用高于WMAP 5允许的sigma_8值）相比，z = 0晕圈浓度降低了23%（10^11 Msol/h）至16%（10^14 Msol/h）。预测的浓度远低于从X射线观测组和集群推断。
2011-05-02 astro-ph
Angular Momentum Profiles of Warm Dark Matter Halos
利用高分辨率无耗散模拟方法比较了冷暗物质（CDM）和暖暗物质（WDM）模型中维力化暗晕的角动量分布。使用相同的模式集初始化模拟，除了在小尺度上，其中功率在WDM中被抑制在滤波长度以下。值得注意的是，WDM以及CDM晕是很好地描述了布洛克等人（2001年）的双参数角动量分布，即使晕质量低于WDM的过滤尺度。虽然最适合的形状参数变化定量为个人晕在两个模拟，我们没有发现系统的变化轮廓形状的函数的暗物质类型。WDM晕的形状参数的分散是显着较小的，这表明子结构和/或合并的历史发挥了作用，产生分散的平均角动量分布，但平均角动量分布的晕起源于大规模的现象或与维里化过程相关的机制。暗晕和盘星系的角动量分布之间已知的不匹配，因此存在于WDM以及CDM模型。我们的WDM晕往往有一个较低的相干（更多的错位）角动量结构和较小的自旋参数比CDM同行，虽然我们警告说，这一结果是基于少量的晕。
2001-09-25 astro-ph
Effects of the halo concentration distribution on strong-lensing optical depth and X-ray emission
利用模拟的星系团晕并合树研究了晕浓度分布对强透镜效应和X射线辐射的影响。其对数正态形状通常在模拟中发现，有利于高浓度的离群值。由于在固定质量下，更集中的光晕往往是更有效的透镜，因此集中的散射使强透镜光学深度增加了$\lesssim50%$。在团簇样品中，质量和浓度对强透镜效应和X射线发射具有抵消作用，因为浓度随着质量的增加而降低。因此，通过浓度选择簇对透镜截面没有影响。最有效的透镜和最热的集群通常是\textit{least}集中在样品中具有广泛的质量范围。然而，在具有窄质量范围的集群样本中，最强的透镜和X射线最亮的集群通常要高出10%至25%。
2007-09-24 astro-ph
Halo Concentration and the Dark Matter Power Spectrum
我们利用晕模型探讨了晕浓度和暗物质功率谱之间的联系。我们适合晕模型参数的非线性功率谱在大范围的宇宙学模型。我们发现，功率谱的非线性演化一般倾向于在非线性质量尺度的浓度减少与线性功率谱的有效斜率，在不同的宇宙学模型中的晕结构的直接分析一致。使用这些分析，我们计算预测的非线性功率谱超出目前的分辨率的N体模拟。我们发现，晕轮模型的预测一般低于分析非线性模型，这表明后者可能高估了小尺度上的功率。
2003-01-16 astro-ph
The statistics of LCDM Halo Concentrations
我们使用千禧年模拟（MS）研究统计LCDM晕浓度在z = 0。我们的研究结果证实，晕的平均浓度随质量单调下降;在质量超过30年的时间里，直到LCDM宇宙中形成的质量最大的天体（~ 10^15 h^-1 Msol），浓度-质量关系都符合幂律。这与Bullock等人提出的模型对这些稀有天体的预测明显不一致，与Navarro，Frenk和White的原始预测更一致。大量的调查，加上前所未有的MS的数值分辨率，使我们能够有信心地估计浓度的分布，因此，丰富的系统与不寻常的属性。大约每100个星团晕中就有一个（M200 >~ 3x10^14 h^-1 Msol）的浓度超过c200 = 7.5，这个结果可以用来解释LCDM宇宙演化论中异常强的大质量引力透镜（如阿贝尔1689）的可能性。类似比例（1/100）的星系大小的晕（M200 ~ 10^12 h^-1 Msol）的c200 < 4.5，这是一个重要的限制条件，对于那些试图通过诉诸浓度出乎意料的低晕来协调低表面亮度星系旋转曲线的模型来说，这是一个重要的限制条件。我们发现，晕浓度是独立的自旋一旦晕明显脱离平衡从样品中删除。与它们放松的兄弟相比，不平衡晕的浓度往往更低，散射更大，而它们的自旋往往更高。（续）
2007-06-20 astro-ph
Numerical study of halo concentrations in dark-energy cosmologies
我们分别用常数和时变状态方程研究了不同暗能量宇宙学中暗物质晕的浓度参数、质量依赖性和红移演化，并与“标准”Lambda CDM和OCDM模型进行了比较.我们发现，以前提出的算法预测晕浓度可以很好地适应暗能量模型。当以分析预期值为中心时，晕圈浓度呈对数正态分布，标准偏差约为0.2。平均晕浓度对质量和红移的依赖性允许一个简单的拟合形式（1+z）c= c 0（M/M0）^a，a~-0.1。通过线性增长因子D_+（z_{coll}）发现团簇浓度在团簇形成红移z_{coll}处依赖于暗能量状态方程。作为对暗能量宇宙学的一种简单修正，我们提出了用线性增长因子的比值c 0-> c 0 D+（z_{coll}）/ D_{+,Lambda-CDM}（z_{coll}）从Lambda-CDM换算c 0。
2003-09-29 astro-ph
Halo Concentrations and Weak-Lensing Number Counts in Dark Energy Cosmologies
本文研究了状态方程为p=w ρ，常数w >= -1的暗能量组分对冷暗物质（CDM）晕形成的影响。我们发现两个主要的影响：首先，随着w的增加，晕形成得更早，其次，为了保持与大尺度宇宙微波背景（CMB）各向异性的相容性，暗物质功率谱的幅度减小。这些影响相互抵消。使用配方来自数值模拟，我们表明，晕预计将高达50%以上的集中在CDM模型的精髓相比，λ-CDM模型，最大的增加达到w ~-0.6。当w较大时，功率谱的幅值迅速减小，使期望的晕浓度下降。通过弱引力透镜进行的晕探测对晕的浓度具有很高的灵敏度。我们发现，弱透镜晕计数与孔径质量技术可以增加约2倍，作为w从-1增加到-0.6，提供了一种新的方法来约束的性质的暗能量。
2002-06-28 astro-ph
The dependence of dark halo clustering on the formation epoch and the concentration parameter
我们使用一组7个高分辨率的宇宙学模拟，每个都有$N=1024^3$粒子，以前所未有的精度研究了暗物质晕簇的年龄依赖性。我们使用互功率谱方法测量了大质量范围内晕的偏置参数，该方法即使在最大质量晕的稀疏采样中也能有效地抑制随机噪声。这使我们能够发现，对于晕质量$M>10M_{\ast}$，较年轻的晕比较老的晕更强烈地聚集，其中$M_\ast$是特征非线性质量尺度。对于$M<M_{\ast}$，我们的结果证实了Gao等人先前的发现，即较老的晕比较年轻的晕更强烈地聚集。我们还研究了Halo偏倚随Halo浓度的变化，发现$M<M_{\ast}$的浓度依赖性弱于年龄依赖性，而$M\ga 50 M_{\ast}$的浓度依赖性强于年龄依赖性。准确和强大的测量年龄依赖性的晕偏见点的局限性，简单的偏移集理论预测，给定质量的晕的形成和结构是独立于它的环境。
2006-12-15 astro-ph
Mass and Redshift Dependence of Dark Halo Structure
利用不同分辨率的N体模拟，我们详细研究了不同红移下冷暗物质（CDM）晕的浓度与晕质量的关系。我们证实，晕浓度在目前的时间强烈依赖于晕质量，但我们的研究结果也显示出显着的差异，从一些早期的经验模型的预测。我们的主要结果是，在较高的红移下，浓度对质量的依赖性变弱，在z > 3时，质量大于10^{11} Msun/h的晕都有相似的中位浓度，c ~ 3.5。虽然低质量晕的中位浓度随时间显著增长，但大质量晕的中位浓度随红移变化很小。这些结果在定量上与Zhao等人提出的经验模型相一致，即在快速吸积早期，晕都具有相似的浓度。
2009-11-11 astro-ph
Relaxing and Virializing a Dark Matter Halo
Navarro、Frenk和White提出，模拟的暗物质晕的密度分布具有"通用“形状，因此给定的晕可以用固定其质量的单个自由参数来表征。在本文中，我们重新审视了球形下落模型，希望详细认识到任何这样的普遍性的存在和起源。一个质点系从线性微扰开始，经过第一次壳层穿越，然后经过吸积或下落阶段，最后到维里化。在吸积阶段，系统通过相混合、相空间不稳定性和中等剧烈关系的组合而弛豫。通过表面的物质流，它被快速地推向自相似进化。自相似的解决方案发挥其通常的作用，中间吸引子，并可以识别从维里型定理在标度变量和我们的数值模拟。一旦下落停止，向最终平衡态的转变是相对平缓的，这一观察结果导致最终系统的分布函数的近似形式。下落相将晕中间区域的密度分布固定在接近r^{-2}的位置。我们与标准的层次聚类的情况下，并解释如何修改的自相似的下落模型可能会导致密度分布与数值模拟中发现的一致。
1998-05-20 astro-ph
Environmental Influences on the Morphology and Dynamics of Group Size Haloes
我们使用组大小晕确定的“朋友的朋友”（FOF）算法的一致性$Λ\rm{CDM}$ GADGET 2（暗物质）模拟调查的依赖性晕属性的环境在$z=0$。研究中使用的样本晕在不同的距离最近的大规模{ \em集群}晕。我们发现，在高密度区域，具有子结构的晕的比例通常会增加。晕平均轴比$<c/a>$也增加过密的地区，这是一个事实，这是真实的晕质量研究的整个范围。这可以解释为在高密度区域较早的晕形成时间的反映，这使得晕有更多的时间演化并变得更加球形。此外，这一解释是支持的事实，在一个给定的晕集群距离，子结构的晕比他们的同等质量的同行没有子结构，反映了合并事件的Virialization（从而球化）过程被打断。低质量的晕与强大的子结构的速度分散显示出显着增加附近的大规模集群相对于低层次的子结构或低密度环境中发现的晕等质量的晕。形状和速度椭球主轴之间的对齐信号从低密度区域到高密度区域逐渐减小，而这种对齐对于没有子结构的晕来说更强。我们还发现，在协议与其他研究，倾向于晕主轴对齐和短轴谎言大致垂直的方向内的晕是嵌入式的，效果是更强的大规模集群附近的灯丝。
2007-03-16 astro-ph
Concentrations and Assembly Histories of Dark Matter Halos
我们研究的暗物质晕的密度分布和它们的质量组装的历史之间的关系，使用一个高分辨率的N体模拟的LCDM宇宙学晕的统计样本。对于z=0处的每个晕，我们识别其合并历史树，并确定所有祖细胞的浓度参数c_vir，从而为每个晕提供结构合并树。我们拟合的质量吸积历史的一个普适函数的一个参数，形成时代a_c，定义时的对数质量吸积率dlog M/doga下降到一个临界值以下。我们发现晚期形成的星系往往不那么集中，因此在任何时期a_obs“观察到”的c_vir与a_c通过c_vir=c_1 a_obs/a_c强烈相关。关于这个关系的散射主要是由于c_vir和a_c中的测量误差，这意味着对于给定质量的晕，c_vir中的实际扩散可以主要归因于a_c中的散射。由于晕的浓度和速度旋转曲线之间的直接联系，因为晕的质量组装历史和恒星形成历史之间的可能的连接，这些属性之间的紧密相关性提供了一个重要的新成分星系形成建模。
2001-11-05 astro-ph
The Power Spectrum Dependence of Dark Matter Halo Concentrations
高分辨率N体模拟被用来研究星系大小的暗物质晕浓度的功率谱依赖性。结果表明，暗晕的浓度不仅取决于质量涨落的幅度，而且还取决于小质量尺度和维里质量尺度之间的功率比。这一发现与Navarro，Frenk & White（NFW）的原始结果一致，并允许他们的模型扩展到包括与冷暗物质（CDM）显著不同的功率谱。特别是，这里提出的单参数模型适合截断功率谱的晕质量的浓度依赖性，如那些预期在温暖的暗物质的情况下，并预测一个更强的红移依赖CDM晕的浓度比NFW提出的。后一个结论证实了Bullock等人最近的建议，尽管这个新模型在细节上与他们的不同。这些发现意味着，观测的浓度限制，如个别星系内的暗物质含量的估计提供的，可以用来限制星系和亚星系尺度上的质量波动的幅度。对银河系太阳圈内的暗物质和塔利-费希尔关系的零点对$Λ$ CDM模型构成的限制进行了重新审视，结果表明，这两个数据集都与$Ω_0=0.3$、$Λ_0=0.7$、$σ_8=0.9$ $Λ$ CDM天体演化论的“一致性”明显不相容。这一结论与Navarro & Steinmetz最近得出的结论不同，这一分歧可以追溯到该工作中使用的$Λ$ CDM功率谱归一化的不一致性。
2000-12-15 astro-ph
The phase-space density distribution of dark matter halos
高分辨率的N体模拟几乎都集中在一个共同的经验形式的晕的密度分布的形状，但充分了解晕形成的基本物理迄今为止，他们还没有。我们使用分析和半分析技术研究了暗物质晕的形成和结构。我们的晕是通过一个扩展的二次降落模型（ESIM）形成的，它们包含二次扰动，因此随机的切向和径向运动，影响晕的演变，在它经历壳交叉和维里化。尽管NFW和ESIM晕的密度剖面不同，但它们的相空间密度分布是相同的：ρ/σ^3 ~ r^{-α}，在半径约30年内α=1.875。我们用两种方法来解释这个"普适的“斜率：（1）Jeans方程的分析产生了许多见解，但是，并没有回答为什么α=1.875。(2)20世纪60年代和70年代的二次坠落模型，加上粒子的“热运动”，确实预测晕的α=1.875。然而，这依赖于球对称和缓慢吸积的假设。虽然对于ESIM晕，这些假设是合理的，但对于分层形成的模拟晕，它们肯定会崩溃。我们推测，我们的论点可能适用于合并驱动的数值模拟中晕的“平均”形成情景，从而解释了为什么NFW晕的α=1.875。因此，ρ/σ^3 ~ r^{-1.875}可能是强烈弛豫的一个普遍特征。
2005-06-27 astro-ph
Correlation Between the Halo Concentration (c) and the Virial Mass (Mvir) Determined from X-ray Clusters
结构形成的数值模拟表明，对于Navarro，Frenk & White（1995）密度剖面描述的任何维里化暗晕，晕浓度c（或特征密度delta_c）与维里质量Mvir之间存在良好的相关性。在这封信中，我们用63个X射线发光星团的样本，在10^14< Mvir <10^16（太阳质量）的质量范围内，对c-Mvir（或delta_c-Mvir）关系进行了观测测定。最佳拟合的幂律关系是c propto Mvir^（-0.5）或delta_c propto Mvir ^（-1.2），它与Ω_M和λ的值基本无关，表明原始密度波动的无标度功率谱的n=-0.7。我们讨论了与典型CDM模型如SCDM，LCDM和OCDM的预测冲突的可能原因。
1999-11-18 astro-ph
How Concentrated Are The Haloes Of Low Surface Brightness Galaxies In The Cold Dark Matter Model?
我们研究了在LCDM N体模拟中形成的暗物质晕的浓度和自旋参数之间是否存在相关性。特别是，我们专注于低表面亮度（LSB）和高表面亮度（HSB）星系的主机的维里质量特性的晕。我们的分析表明，浓度和自旋是反相关的。如果我们假设一个星系盘形成在这些晕之一，从重子，大约守恒的角动量，在他们的耗散到旋转支撑的磁盘，然后它是可能的估计磁盘的中心表面密度。对于一个适当的选择的质光比，我们可以把限制的中心表面亮度的磁盘，从而确定的LSB和HSB星系的主机晕的类似物。我们发现，我们的LSB星系类似物占据的晕，具有较低的浓度比可能预期的基础上考虑的质量浓度关系的LCDM宇宙学。浓度分布在c~6处达到峰值，与观测数据吻合良好，尽管模拟分布与观测推断分布的形状之间存在重要差异。这表明，LSB星系居住在一个有偏见的子样本的晕人口，这种偏见可能是一个重要的成分，为解决目前的辩论，关于LSB星系暗物质晕的结构。
2005-02-11 astro-ph
Concentration, Spin and Shape of Dark Matter Haloes: Scatter and the Dependence on Mass and Environment
我们使用一系列的宇宙学N体模拟一个平坦的LCDM宇宙学的研究性质的暗物质晕的质量范围为3.0 e9 - 3.0 e13 Msun。这些性质包括浓度参数（c）、自旋参数（lambda）和平均轴比（q）。对于浓度-质量关系，我们发现c~M^（-0.11）与Bullock等人提出的模型一致，即使我们发现较低的归一化（15%）。lambda和q的结果与以前的研究结果吻合良好，而c和lambda是反相关的。为了消除非松弛的晕，我们使用偏移参数（xoff），定义为最受约束的粒子与质量质心之间的距离。去除具有大xoff的晕使c增加~ 10%，使lambda降低~ 15%，并且去除最长的晕。此外，它在很大程度上消除了c和lambda之间的反相关性，尽管不是完全消除。我们还研究了大规模环境的影响。我们发现，更密集的光环生活在密度更大的环境中。但是，请注意，与散点相比，趋势较弱。对于自旋参数，我们发现没有环境依赖性，而有一个微弱的迹象表明，最球形的晕居住在密集的区域。最后，使用一个简单的模型，磁盘星系形成，我们表明，晕主机低表面亮度星系预计将主办的一个偏见的子集晕。这些晕圈不仅具有大于平均值的自旋参数，而且在给定晕圈质量的情况下，它们的c也比平均值低15%。我们讨论了所有这些研究结果的影响，声称从LSB旋转曲线推断的晕浓度之间的分歧，和预期的LCDM宇宙学。（节略）
2007-04-02 astro-ph
Halo mass - concentration relation from weak lensing
我们进行了统计弱透镜分析的暗物质轮廓周围的示踪剂的晕质量从星系团大小的晕。在这项分析中，我们使用了170，640个分离成椭圆星系和螺旋星系的孤立的~L* 星系，38，236个由孤立的光谱发光红星系（LRGs）跟踪的星系群和13，823个来自斯隆数字巡天（SDSS）的MaxBCG星系团，涵盖了广泛的丰富度。这三个样本一起可以确定暗物质晕的密度分布，其质量超过三个数量级，从10^{12} M_{sun}到10^{15} M_{sun}。由此产生的透镜信号与中心区域外尺度上的NFW或Einasto轮廓一致。我们发现NFW浓度参数c_{200b}随晕质量的增加而减小，从星系晕的10左右减小到星系团晕的4。假设它对晕质量的依赖关系为c_{200b} = c_0 [M/（10^{14} M_{sun} /h）]^β，我们发现c_0=4.6 +/- 0.7（z=0.22），β=0.13 +/- 0.07，与Einasto剖面的结果非常相似。斜率（β）与理论预测一致，而振幅比这个质量和红移的预测低大约两个标准差，但我们注意到文献中公布的值相差10-20%，为了进行适当的比较，我们的分析应该在模拟中重复。我们讨论了我们的研究结果的影响的重子效应的剪切功率谱：由于这些预计将增加晕浓度，事实上，我们没有看到高浓度的维里半径的20%以上的尺度上的证据表明，重子效应仅限于小尺度，并不是一个显着的不确定性来源…
2008-07-07 astro-ph
Accurate universal models for the mass accretion histories and concentrations of dark matter halos
大量的观测已经将宇宙学参数和初始密度涨落谱约束到很高的精度。然而，宇宙学参数随时间而变化，功率谱的功率指数随质量标度显著变化，在所谓的协调Lambda CDM宇宙学中。因此，任何成功的结构演化模型都应该同时适用于各种宇宙学模型和不同的功率谱。我们使用大量的高分辨率N体模拟的各种结构形成模型（无标度，标准CDM，开放CDM，和Lambda CDM）研究质量吸积历史（MAH），质量和红移的浓度依赖性和浓度演化历史的暗物质晕。我们发现，在文献中使用的经验模型和我们的模拟之间存在显着的分歧。根据我们从模拟结果中发现的两个简单而紧密的相关性，我们发展了新的经验模型，既可以用来描述暗物质晕的马赫数，也可以用来描述暗物质晕的浓度演化历史，后者也可以用来预测暗物质晕浓度与质量和红移的关系.这些模型是准确和通用的：相同的模型参数集适用于不同的宇宙学模型和不同质量的晕在不同的红移和模型的预测是高度准确的，即使当历史被追溯到非常高的红移。这些模型也很简单且易于实现。一个网络计算器和一个用户友好的代码，使相关的计算可从http://www.shao.ac.cn/dhzhao/mandc.html。我们解释了为什么在几乎所有的质量尺度上的Lambda CDM晕在其演化历史中显示出两个不同的阶段。
2009-11-30 astro-ph
Concentration, Spin and Shape of Dark Matter Haloes as a Function of the Cosmological Model: WMAP1, WMAP3 and WMAP5 results
我们调查的宇宙学参数之间的变化的影响WMAP第1，第3和第5年的结果对暗物质晕的结构。我们使用了一组模拟，涵盖了50年的晕质量范围从矮星系（V_c ~30 km/s）的星系团（V_c ~ 1000 km/s）的尺度。我们发现，浓度质量关系是一个幂律在所有三个宇宙学。然而，从WMAP 1到WMAP 5再到WMAP 3，斜率变浅，零点变低。对于质量对数（M_200/Msun）= 10、12和14的晕，WMAP 1和WMAP 3之间的浓度参数差异分别为1.55、1.41和1.29。正如我们所展示的，这使得暗物质晕的中心密度与从它们的旋转曲线推断的矮星系和低表面亮度星系的中心密度非常一致，对于WMAP 3和WMAP 5宇宙学。我们还表明，没有现有的玩具模型的浓度-质量关系可以重现我们的模拟结果在整个范围内的质量探测。特别是，Bullock等人（B 01）的模型在高质量端（M > 1 e13 Msun）失败，而Navarro，Frenk和White（1997）的NFW模型在低质量端（M <1 e12 Msun）明显失败。我们提出了一个新的模型，一个简单的修改的基础上，B 01，再现浓度-质量关系，在我们的模拟在整个范围内的质量探测（1 e10 Msun < M <1 e15 Msun）。在WMAP 3宇宙学中（在固定质量下）的晕与WMAP 1宇宙学相比更加平坦，中长轴比减少了约10%。最后，…
2008-10-01 astro-ph
Concentrations of Dark Halos from their Assembly Histories
利用LCDM宇宙学高分辨率N体模拟中的晕统计样本，研究了暗物质晕的密度分布与其质量组装历史之间的关系.对于z=0处的每个晕，我们识别其合并历史树，并确定所有祖细胞的浓度参数c_vir，从而为每个晕提供结构合并树。我们用一个具有一个参数的普适函数来拟合质量吸积历史，即形成时期a_c，它定义在对数质量吸积率dlogM/dloga低于一个临界值S时。我们发现晚期形成的星系倾向于不太集中，使得c_vir在任何历元a_o“被”取代，通过c_vir=c_1*a_o/a_c与a_c强相关。关于这个关系的散射主要是由于c_v和a_c的测量误差，这意味着对于给定质量的晕，c_vir中的实际扩散可以主要归因于a_c中的散射。我们证明，在调整EPS预测的形成时间和模拟测量的形成时间之间的恒定偏移后，利用扩展的Press-Schechter（EPS）形式导出的吸积历史，这个关系也可以用来预测c_v对质量和红移的依赖性，以及关于中值c_vir（M，z）的散射;因此，这种新的成分可以很容易地纳入星系形成的半解析模型。晕浓度和质量吸积率之间的相关性表明了一种物理解释：对于高质量沉降率，中心密度与背景密度有关;当质量沉降率减慢时，中心密度保持近似恒定，晕浓度仅随R_vir增长。这里展示的紧密相关性为星系形成建模提供了一个重要的新成分。
2001-11-05 astro-ph
A Model for the Formation and Evolution of Cosmological Halos
采用自适应SPH和N体模拟方法研究了引力不稳定性和宇宙薄煎饼碎裂导致的暗物质晕的坍缩和演化。这种晕类似于CDM宇宙中的层次聚类所形成的晕，并作为研究晕动力学的一个方便的试验台模型。我们的晕是在近似维里平衡和大致等温，在CDM模拟。它们的密度分布与Navarro，Frenk和White（NFW）对CDM晕的N体结果吻合得很好。这个试验台模型使我们能够研究个体晕的演化。我们晕的质量演化分为三个阶段：初始坍缩、持续坍缩和最终阶段，在最后阶段，由于有限的质量供应，坍缩逐渐减少。在连续下落阶段，晕质量以自相似球形下落的预期速率增长，M（a）与比例因子a成正比。在初始坍缩结束后，浓度参数随a线性增长，c（a）~4a/a_0。维里比2 T/ |W|刚维里化后约为1.35，截断等温球模型预测的和预期的值一致的维里化晕中，质量下降有助于有效的表面压力。此后，维里比朝着孤立晕的预期值2 T/ |W| ~1发展。这种质量吸积历史和浓度参数的演化与最近报道的CDM N体模拟结果非常相似。因此，我们的结论是，晕的形成和演化的基本属性是通用的宇宙晕的引力不稳定性的形成，并不限于分级崩溃的情况下，甚至高斯随机噪声的初始条件。
2002-08-29 astro-ph
The Postcollapse Equilibrium Structure of Cosmological Haloes in a Low-Density Universe
本文提出了一个解析模型，描述了从低密度宇宙学背景宇宙中凝聚出来的维里化天体的坍缩后平衡结构，无论是物质主导的宇宙还是具有宇宙学常数的平坦宇宙.这推广了我们以前推导的爱因斯坦-德西特（EdS）宇宙模型。该模型是基于这样的假设，即宇宙晕的形式从塌缩和维里化的顶帽密度扰动，是球形的，各向同性的，等温的。这导致了一个独特的，非奇异的，截断等温球（TIS）的预测，一个特殊的解决方案的莱恩-埃姆登方程（修改为非零宇宙学常数）。对于给定的背景宇宙，大小和维里温度是质量和物体形成红移的唯一函数。中心密度大致与宇宙坍缩时的临界密度成正比。这个TIS模型与观测到的暗物质占主导地位的晕的内部结构非常一致，范围从矮星系到X射线星系团。它还再现了许多的平均性能的晕在模拟的冷暗物质（CDM）模型，以良好的精度，这表明它是一个有用的分析近似晕从现实的初始条件。我们的TIS模型匹配的密度分布的光环在CDM N体模拟的最里面的区域之外，同时避免了后者的陡峭的中央尖点，这是在明显的冲突与观测。TIS模型也可能与非标准CDM模型相关，例如最近提出的解决这一冲突的自相互作用暗物质。
2001-01-04 astro-ph
Evolution of dark-matter haloes in a variety of dark-energy cosmologies
高分辨率，数值模拟的17个集群大小的暗物质晕在8个不同的宇宙学与动力学暗能量确认的图片，核心晕密度的印记早期在其形成的平均宇宙学密度。与宇宙学完全无关，晕浓度具有对数正态分布，平均值的离散度约为0.2。我们提出了一个简单的暗能量宇宙学晕浓度的标度关系。
2004-04-26 astro-ph
The Clustering of Massive Halos
暗物质晕的聚集特性是现代结构形成理论的可靠预测。我们使用两个大体积，高分辨率的N体模拟来研究大质量暗物质晕的关联函数如何依赖于它们的质量和形成历史。我们发现，最低浓度的晕目前比那些更高的浓度，效果的大小与晕质量增加的集群，这与低质量晕的研究中发现的趋势相一致。集群依赖于完整的质量吸积历史的其他特征出现比浓度的影响弱。使用集成的相关函数，标记的关联函数，和幂律拟合的关联函数，我们发现的证据表明，最近经历了一个重大的合并或大的质量增益晕有轻微增强集群相对于随机选择的人口具有相同的质量分布。
2006-10-24 astro-ph
Formation and evolution of galaxy dark matter halos and their substructure
我们使用“Via Lactea”模拟来研究银河系大小的LambdaCDM晕及其subhalo人口的共同进化。虽然在一系列主要合并中，大部分宿主晕质量在前6 Gyr期间吸积，但物理质量分布[而不是M_vir（z）]实际上保持不变，因为z=1。在一个大样本的LambdaCDM星系晕中也是如此。在给定质量壳层的转向和维里化时期之间，次晕质量损失达到峰值，之后下降。97%的z=1的subhalo在当前的时期有幸存的束缚残余。对于最初较轻的次晕，保留的质量分数更大：z=1时最大圆速度Vmax=10 km/s的卫星今天的质量约为当时的40%。在第一个近心通过一个更大的平均质量分数损失比在每个后续轨道。潮汐从外到内移动子结构中的质量，导致与相同质量的场晕相比更高的浓度。这种效应，再加上内部卫星形成时代较早，导致银河系中心的次晕浓度强烈增加。我们提出了个人的进化轨迹和当今的性能可能的主机的矮卫星周围的银河系。今天位于Via Lactea宿主之外的“场晕”的形成历史被发现强烈依赖于其环境的密度。这是由潮汐质量损失引起的，潮汐质量损失会影响偏心轨道上的许多场晕。
2008-05-13 astro-ph
On the origin of cold dark matter halo density profiles
N-体模拟预测CDM晕组装发生在两个阶段：1）快速吸积阶段，具有快速加深的势阱;和2）缓慢吸积阶段，其特征在于温和的质量添加到外部晕，内部势阱几乎没有变化。我们证明，使用一维模拟，这两个阶段的吸积导致CDM晕的NFW形式，并提供物理洞察的质量吸积的历史，影响最终的配置文件的属性。假设CDM粒子的速度在快速吸积阶段由于引力势的涨落而有效地各向同性，我们证明了在这个阶段的引力坍缩导致了内部轮廓rho（r）~ r^{-1}.在已建立的势阱上的缓慢吸积导致具有rho（r）~ r^{-3}的外部轮廓。晕的浓度取决于在快速吸积阶段吸积的质量分数。使用真实的质量吸积历史的合奏，我们表明，模型预测的依赖性晕浓度晕形成时间，因此依赖性晕浓度晕质量，和晕浓度的分布都匹配宇宙学N体模拟中发现的。使用一个简单的分析模型，捕捉了许多重要的物理，我们表明，内r^{-1}配置文件的CDM晕是一个自然的结果，分级质量组装与快速吸积的初始阶段。
2006-03-03 astro-ph
Spherical collapse and mass function of rich clusters in models with curvature and cosmological constant
分析了当前历元坍缩的线性密度涨落幅度阈值$δ_c$和维里化后的超密度$Δ_c$与物质密度含量、三维曲率参数和宇宙学常数的关系。虽然扰动振幅的阈值范围很窄--在参数$-0.4\leΩ_k\le0.4$、$0\leΩ_Λ\le 1$、$0.1\leΩ_m\le 1$的区域内的$1.55\le δ_c\le 1.75$，但富星系团的浓度（在Press-Schechter形式框架内计算的）与$δ_c$的真实值和正则值之间的差异达到了30%，有些模型甚至超过了30%。对于相同的参数区域：$60\leΔ_c\le180$，男性化后的超密度变化范围$Δ_c$要宽得多。它导致气体的X射线温度之间的差异高达$\sim40$ %，如针对这些值和$Δ_c=178$的正则值计算的。我们还找到了依赖关系$δ_c(Ω_m,Ω_Λ)$和$Δ_c(Ω_m,Ω_Λ)$的解析近似，它们在上述参数范围内的精度分别不低于0.2%和1.7%。
2003-03-04 astro-ph
The role of HD cooling in primordial star formation
HD冷却在形成的原始对象的作用是检查通过大量的1-D模型的崩溃晕，探索范围广泛的质量和维里化红移。我们发现HD对分离可能形成恒星的物体与不可能形成恒星的物体的临界质量的影响很小。我们还发现，一旦原恒星坍缩已经开始，HD效应是相当可以忽略不计的。相反，HD效应在气体碎裂的中间阶段可能很重要：低于一定质量尺度的物体（在我们的“基准”情况下，z_vir=20时约为3 × 10^5 Msun）可以通过HD冷却到T~50-100 K，而H2冷却永远不会使气体低于T~200 K。较低的温度意味着碎裂气体的金斯质量减少了约10倍，在这种低质量晕中形成的恒星可能比在较大晕中形成的恒星质量要小。我们估计这种模式的恒星形成的重要性，通过一个变化的Press-Schechter形式主义，并发现它从来没有超过的贡献晕冷却的H2只。HD很重要的晕最多只占原始恒星形成总量的0.25。然而，HD冷却可能提供一个通道，通过它可以在原始条件下形成长寿的低质量恒星。
2007-01-05 astro-ph
Dark Energy and Dark Matter Halos
我们研究了暗能量对暗物质晕密度分布的影响，并利用我们的结果来检验分析模型。我们考虑常数状态方程模型，并允许w>-1和w<-1。使用5个w从-1.5到-0.5的模拟，每个模拟都有超过1600个良好分辨的晕，我们表明Bullock等人（2001）的晕浓度模型准确地预测了我们能够探测的w，晕质量和红移范围内的晕浓度中位数。我们发现Bullock等人（2001）的模型在晕质量和浓度相对于由宇宙学依赖的维里过密度设定的外半径定义时效果最好。对于一个固定的功率谱归一化和固定质量的晕，较大的w值导致更高的浓度和更高的晕中心密度，这既是因为崩溃发生得更早，也是因为晕具有更高的维里密度。虽然晕密度的精确预测对各种不确定性非常敏感，但我们对星系旋转曲线数据进行了广泛的比较。在固定功率谱归一化（固定σ_8）下，w>-1的精粹模型似乎相对于标准w=-1模型加剧了中心密度问题。同时，w<-1模型有助于减小表观差异。我们确认Jenkins等人（2001）的晕质量函数在我们的模拟中提供了一个很好的晕丰度近似值，并将其有效区域扩展到包括w<-1的模型。
2004-11-23 astro-ph
Morphology, photometry and kinematics of N-body bars. I Three models with different halo central concentrations
我们讨论的形态，测光和运动学的酒吧已形成的三个N体模拟。它们最初具有相同的盘和相同的晕-盘质量比，但它们的晕具有非常不同的中心浓度。第三模型包括凸起。具有中心集中晕的模型（MH模型）中的柱比具有较少中心集中晕的模型（MD模型）中的柱更强、更长和更细。从侧面看，它的形状从四四方方演变成花生状，然后变成X形，而MD型则保持四四方方。从沿棒长轴切割获得的投影密度分布，无论是正面还是侧面视图，都显示出平坦的部分，而模型MD的密度分布则迅速下降。模型MH的正面密度分布的傅立叶分析显示出非常大的m = 2、4、6和8分量。与此相反，对于模型MD，分量m = 6和8可以忽略不计。模型MH的速度场显示出强烈的偏离轴对称，特别是有波浪状的等速杆端部附近时，沿酒吧短轴。当从侧面观察时，它显示出圆柱形旋转，而MD模型没有。具有凸起和非中心集中晕（MDB）的模型的杆的性质介于其他两个模型的杆的性质之间。所有这三个模型都表现出大量的流入的光盘材料在其演变过程中，使年底的模拟光盘主导晕在内部的部分，即使是模型MH，其中晕和光盘的贡献最初在该地区是可比的。
2001-11-22 astro-ph
Complex structures in galaxy cluster fields: implications for gravitational lensing mass models
质量在星系团尺度上的分布是对结构形成情景的重要测试，为暗物质本身的性质提供了约束。几种技术已被用来探测团簇的质量分布，有时产生的结果是不一致的，或与模拟中形成的团簇不一致-例如，给出的NFW浓度参数远高于标准CDM模型中的预期。此外，一些研究得很好的星系团的速度场揭示了几个结构的存在，这些结构靠近视线，通常不与星系团本身动态地结合在一起。我们调查什么样的影响，这种邻近的，但未绑定的大规模结构将有集群配置文件使用弱引力透镜的测定。根据其浓度和质量比的主要晕，一个次要的晕接近的视线可能会导致估计的NFW浓度参数显着高于主要晕，也导致估计的质量偏高。虽然很难想象单独这一机制如何能够产生与某些集群报告的浓度一样高的浓度，但接近视线的多个晕，如Abell 1689的情况，可以大大增加浓度参数估计值。再加上星系团是三轴的，以及包含重子物理也会导致暗物质晕浓度增加的事实，观测和标准CDM模型之间的紧张关系得到了缓解。如果与二级结构的对齐是不精确的，则估计的浓度参数也可以甚至低于初级晕的浓度参数，从而加强了在簇场中识别结构的重要性。
2006-10-17 astro-ph
The spherical collapse model with shell crossing
本文利用具有壳层穿越的球坠模型研究了暗物质晕的形成和演化。我们提出了一个框架，根据单个物质壳随时间的数值跟踪来正确解决这种效应，该物质壳相对于总质量始终包含相同的质量分数。在第一步中，我们不包括角动量，速度色散或三轴性。在这个框架内-命名为球壳跟踪器（SST）-我们调查的依赖性的演变的晕维里质量，通过壳的质量分数，并为不同的宇宙学。我们发现，我们的结果是非常敏感的变化的晕维里质量或质量分数的壳，我们认为。然而，我们得到一个可以忽略不计的依赖宇宙学。此外，我们还发现壳层交叉效应在晕达到半径稳定和维里平衡的过程中起着至关重要的作用。我们发现，目前在文献中采用的值的实际密度对比在维里化的时刻，delta_vir，可能不够准确。在这方面，我们强调的问题有关的定义的维里质量和维里半径的晕。这里发现的结果是否可以通过用解析近似跟踪壳来获得的问题仍有待探讨。
2007-06-13 astro-ph
On Formation of Disk Galaxies from Spherical Primordial Fluctuations
研究了膨胀宇宙中任意密度涨落的球形引力坍缩和维里化。在标准宇宙学模型和峰值$ansatz$的背景下，盘星系被认为是“扩展”的引力坍缩的周围区域的密度波动场的局部最大值的产品。主轮廓上的子结构（合并）被认为是二阶现象。对于一个给定的现今质量，可能的质量增长历史或吸积制度的范围和分布的估计，并作为星系形成的初始条件。考虑到由于盘形成引起的暗晕收缩效应，计算了最终的自转曲线。如果暗晕的结构特性在建立哈勃序列的可见星系特性中很重要，那么这个序列不仅由质量来定义，而且在其他可能的参数中，由吸积机制来定义。
1996-10-07 astro-ph
The redshift dependence of the structure of massive LCDM halos
我们使用两个非常大的宇宙学模拟来研究松弛的LCDM暗晕的密度分布如何依赖于红移和晕质量。我们确认，这些配置文件略有偏离，但系统的NFW形式，更好地近似的经验公式，$d\log ρ/d\log r \propto r^α$，首先使用Einasto适合在银河系中的恒星计数。附加形状参数$α$的最佳拟合值随着质量的增加而逐渐增加，从现在星系晕的α ~ 0.16到最稀有和最大质量星系团的α ~ 0.3。在z=0时，晕圈浓度对质量的依赖性很弱，而且这种依赖性在更早的时候会进一步减弱。在z ~3处，弛豫晕的平均浓度在我们模拟的质量范围内（M >= 3e 11 Msun）没有明显变化。此外，在我们最大的模拟中，质量最大的弛豫晕的平均浓度恒定在c 200 ~3.5到4，0<=z<= 3。这些结果有重要的影响，目前计划的调查遥远的集群。
2008-04-02 astro-ph
Disc galaxy evolution models in a hierarchical formation scenario: structure and dynamics
我们预测的结构和动力学的盘星系的星系演化模型中的一个层次的形成方案的晕质量聚集的历史，为一个Lambda CDM模型，产生并用于计算维里化的暗物质（DM）晕。晕密度分布的多样性，获得了最典型的一个接近NFW配置文件。我们模拟形成的光盘在离心平衡内的发展DM晕使用气体吸积率成正比的晕质量聚集率，并假设详细的角动量守恒。我们计算了星系晕和星系盘之间的引力相互作用，以及星系盘的流体动力学、恒星形成和演化。我们发现红外Tully-Fisher关系（TFR）的斜率和零点可以解释为宇宙学初始条件的直接结果。这种关系几乎与假设的圆盘质量分数无关。TFR的均方根散射主要来源于DM晕结构中的散射，并在较小的范围内，来源于原始自旋参数的色散。所获得的散布与观测估计值并不矛盾。我们的模型使我们能够理解为什么TFR的残差与盘大小或表面亮度（SB）没有显着相关性，以及为什么低SB和高SB星系具有相同的TFR。气体分数与SB、标度长度与V_max的相关关系与实验结果一致。圆盘呈现近似指数SB分布。旋转曲线的形状随着SB而变化，并且在大多数情况下几乎是平坦的。旋转曲线分解显示出DM的主导地位下降到非常小的半径。在DM晕中引入浅芯减弱了这一困难。
2000-01-21 astro-ph
Implications of Halo Inside-out Growth on the X-Ray Properties of Nearby Galaxy Systems within the Preheating Scenario
我们提出了一个完全分析模型的预热，多变的星系际介质在流体静力平衡内NFW暗晕潜力，其中重大合并事件之间的晕结构的演变过程由内而外吸积。这个模型是用来解释，在一个标准的$Λ$ CDM宇宙演化，观察到的X射线附近的放松，非冷却流集团和星系团的属性。我们发现，我们的首选解决方案的平衡方程产生的标度关系与观测结果非常一致，同时占的扩散重子的分布的典型结构特征。在一类预热模型中，我们的模型脱颖而出，因为它提供了一个统一的描述的总质量以上的星系系统的内晕介质$\sm 2\times 10^{13}$ \msun，不产生重子配置与大的等熵核，并忠实地再现了观察到的行为的气体熵在大半径。所有这一切都是实现了一个中等水平的能量注入约半千电子伏，这可以很容易地容纳在最常用的反馈机制，以及多变指数为1.2，从高分辨率的气体动力学模拟的非冷却流团的许多观测结果和预测一致的总能量的限制。更有趣的是，我们的计划提供了一个物理动机，通过这个特定的值的多变指数，因为它是一个最好的确保后，晕维里化的气体和暗物质组件的总比能量之间的平衡，为整个范围的质量调查的守恒。
2005-04-13 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
Numerical Simulations in Cosmology III: Dark Matter Halos
综述了暗物质晕的性质。从不同的出版物，我们目前的结果（1）质量和速度的功能，（2）密度和速度的轮廓，（3）浓度的晕。在半径r=（0.005-1）rvir的范围内，安静孤立晕的密度分布可以用Moore等人（1997）提出的拟合公式非常精确地近似：rho=1/x^1.5（1+x^1.5），其中x=r/rs，rs是特征半径。纳瓦罗等人（1995）提出的拟合公式rho= 1/x（1+x）^[2]也给出了一个非常令人满意的近似值，当半径不小于维里半径的1%时，其相对误差约为10%。质量低于10^{13}Msun/h的z=0晕的质量函数近似于斜率α =-1.85的幂律。斜率随着红移而增加。Vmax<500 km/s的晕的速度函数也是幂律的，斜率β = -3.8-4。幂律扩展到晕至少下降到10公里/秒。它也适用于较大的男性化晕内的晕。晕的浓度取决于质量（质量越大的晕浓度越低）和环境，孤立的晕浓度低于星团内相同质量的晕浓度。晕具有浓度的内在分散性：在1 sigma水平下，具有相同质量的晕具有Delta（log{c_vir}）=0.18或等效地，DeltaVmax/Vmax =0.12。暗晕和暗物质的速度各向异性可近似为beta（r）=0.15+2x/[x^2+4]，其中x是以维里半径为单位的半径。
2000-05-25 astro-ph
Gravitational Lensing by Burkert Halos
我们研究了具有Burkert轮廓的暗物质晕的引力透镜特性。我们推导了透镜方程的解析表达式，并用它来计算强透镜的放大率、碰撞参量和图像分离。对于螺旋星系旋转曲线数据提供最佳拟合的标度关系，Burkert晕不会产生强透镜，即使这种标度关系延伸到质量的星系团。一个简单的模型，一个指数恒星盘叠加在一个伯克特轮廓晕的测试表明，强透镜是不可能的，没有额外的质量集中在星系中心（如隆起）。在星系尺度上，大多数强透镜都是椭圆星系，这一事实表明，要产生像分裂，需要一个强的重子中心浓度。这个解决方案对于星系团不太有吸引力，即使在很小的半径上，星系团也通常被认为是暗物质主导的。这些结果有三个可能的含义：（1）暗晕可能有各种各样的内部轮廓（2）从星系尺度到星系团尺度，暗物质晕可能不遵循单一的标度关系和/或（3）图像的分裂（即使是星系团）通常可能是由于重子物质在晕中的中心浓度，而不是暗物质。
2003-04-16 astro-ph
Constraining Dark Halo Potentials with Tidal Tails
我们提出了一个广泛的参数调查研究的影响晕质量配置文件的发展潮尾在相互作用的盘星系。我们使用一个固定的指数盘与中央隆起的星系模型和变化的晕势的参数范围内使用Hernquist和NFW质量分布，探测晕质量，范围和浓度的影响。我们研究的一致性，对观测和理论的限制晕配置文件和评论的失败和不同的模型的弱点的结果。由晕主导的旋转曲线上升或平坦的Galeries被抑制形成潮汐尾，除非晕在盘边缘附近突然被切断。相反，旋转曲线下降的模型-无论是从紧凑的，低质量的晕，或从大量的磁盘组件在低浓度的黑暗晕-产生的潮汐尾巴非常类似于在充分研究的相互作用系统中观察到的。正如Springel & White（1998）所论证的，对于所有情况，一个统一的定量关系是，在太阳半径附近，逃逸速度与圆周速度之比v_e/v_c必须<2.5，才能产生潮汐尾。适合大多数观测约束的星系模型是那些具有盘主导的旋转曲线和低浓度晕的星系模型。我们讨论了我们的结果在宇宙学的背景下，使用最近的研究，晕属性的宇宙模型。
1999-02-16 astro-ph
Mass-detection of a matter concentration projected near the cluster Abell 1942: Dark clump or high-redshift cluster?
对以Abell 1942星团为中心的宽场$V$和$I$波段图像的弱透镜分析发现，在星团中心以南$\sim 7$角分处有一个质量浓度。统计分析表明，检测结果非常显著。在质量集中的位置没有看到明亮星系的强烈集中，尽管在距离其中心约1'处存在轻微的星系数过密和弱的扩展X射线源。从围绕质量浓度中心的切向排列的空间依赖性，我们推断出半径为$1\times 10^{14}h^{-1}M_\odot$的球体内的质量的下限$0.5 h^{-1}$ \ts Mpc，远高于基于X射线数据的粗略质量估计。关于这一团块的性质，还不能推断出确切的结论。如果它是一个高红移星系团，那么弱的X射线通量将表明它的X射线亮度相对于其质量来说异常低;如果X射线发射与质量浓度在物理上无关，那么这个结论将更加有力。通过弱透镜搜索大质量晕使我们首次能够仅根据其质量特性选择晕并检测新类型的物体，例如，黑暗的光环在A1942场中的质量浓度可能是这种晕的第一个例子。
1999-07-11 astro-ph
