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
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
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
Pieces of the puzzle: Ancient substructure in the Galactic disk
我们在最近出版的目录Nordstrom等人在银河系过去的吸积事件的签名搜索。（2004），包含精确的空间和运动学信息，以及附近的13240颗恒星的金属丰度。为了优化我们的策略，我们使用数值模拟来表征中断卫星碎片的特性。我们发现，具有共同祖先的恒星在它们的轨道参数之间，特别是远心点A和近心点P之间，以及它们的z角动量（L_z）之间，应该表现出明显的相关性。在APL空间中，此类恒星预计会聚集在偏心率大致恒定的区域周围。Nordstrom目录的APL空间展示了丰富的子结构，其中大部分可以与螺旋臂和银河棒引起的动力学扰动联系起来。然而，我们的分析也揭示了一个统计上显着过剩的恒星轨道上的共同（中等）偏心率，类似的模式预计合并碎片。除了动力学上的特殊性，这些子结构中的274颗恒星具有非常独特的金属丰度和年龄分布，为它们的银河系外起源提供了进一步的证据。在这些恒星中，有可能识别出三个具有特征年龄和金属丰度的相干组，它们很可能对应于被破坏的卫星的残骸。[删节]
2005-11-03 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
Mapping Substructures in Dark Matter Halos
我们提出了一个详细的研究，从一个自洽的高分辨率模拟的星系团和重新模拟使用各种分析晕势的卫星的真实和积分的运动空间分布。我们发现，被破坏的卫星出现在所有模型（“活”和分析潜力）的运动积分空间中的相干结构，虽然分布显着模糊的活主机晕。此外，这种拖尾的主要机制是主体的质量增长，这改变了卫星碎片的能量和角动量。因此，在未来的观测实验（如RAVE和GAIA）中搜索（恒星）流时必须考虑这一点。
2004-12-02 astro-ph
Substructure around M31 : Evolution and Effects
我们调查人口的100个暗物质卫星轨道的引力势的一个现实的模型M31的演变。我们发现，10 Gyr后，7 subhalos完全被破坏的潮汐场的宿主星系。其余的卫星遭受严重的质量损失，总体而言，75%的质量最初在subhalo系统被潮汐剥离。毫不奇怪，近心半径小于30千秒差距的卫星遭受最大的剥离，并在宿主星系周围留下复杂的尾巴和碎片流结构。假设每个子晕中的束缚粒子是恒星的运动示踪物，我们发现由潮汐碎片产生的子晕恒星星族在大半径处遵循r^{-3.5}密度分布。我们构建B波段光度图的恒星来自中断的卫星，并发现显着的功能相似的形态和亮度，以观察到的巨星流仙女座周围。假设卫星星系的恒星形成效率为5-10%，模拟结果与M31卫星的数量，V波段表面亮度分布和巨星流的亮度吻合得很好。在最初的5 Gyr期间，卫星的轰击加热并使盘变厚一小部分。在约5 Gyr，卫星的相互作用诱导形成一个强大的酒吧，这反过来又导致显着增加的速度分散的磁盘。
2006-06-12 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
The Halo of the Milky Way
我们证明了银河系椭球体中的恒星数不是关于l=0，l=180度对称的。飞机在l=155 °附近发现最小计数。最大恒星数的银河经度取决于晕星的星等和颜色选择。我们将此解释为证据表明，球状体人口是三轴的主轴取向65度的视线从太阳到银河系中心，并近似垂直于银河酒吧。还观察到来自潮汐碎片和可能的潮汐碎片的大的局部恒星聚集。要全面了解银河系球状体的人口，需要每个子结构中代表性恒星的位置信息和三维空间速度。许多恒星的切向速度将由目前和计划中的天体测量任务提供，但没有计划中的任务将测量足够微弱的恒星，以解开球体的更遥远的部分，其中包含大部分的空间子结构。本文使用的数据来自斯隆数字巡天（SDSS）公共数据发布DR3。
2005-02-18 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
Revealing Substructure in the Galactic Halo - The SEKBO RR Lyrae Survey
我们提出了一个搜索RR天琴座变星从档案观测的南部边缘柯伊伯带对象调查。巡天覆盖了沿黄道的1675平方度，平均深度为V=19.5，即天琴座RR型星的日心距离约为50千秒差距。该调查揭示了2016年RR Lyrics候选人。对这些候选者的一个子集进行后续光度监测显示，非RR Lyrinase变量的污染率为（24+/-12）%。我们得出一个地图的过度密度的天琴座RR的晕，揭示了一系列的结构相一致的领先和落后的武器的碎片从人马座矮星系。其中一个密度过高的区域位于纵臂200度。距离人马座矮星的主体约45 kpc。这个对人马座外拖臂恒星星族的遥远探测为矮星系的运动提供了一个严格的约束。一个明显独立的超密度区域被看到朝向室女座超密度。
2007-11-15 astro-ph
The Tidal Streams of Disrupting Subhaloes in Cosmological Dark Matter Haloes
（节略）我们提出了一个详细的分析的潮汐剥离材料的性质，从破坏子结构晕或subhaloes在一个样本的高分辨率宇宙学N体宿主晕，从星系到集群质量尺度。我们专注于设计的方法来恢复下沉质量和下沉偏心率的subhaloes从其潮汐剥离材料（即潮汐流）的属性。我们的分析表明，有一个最适合的碎片平面的流粒子的散射和祖先subhalo的落入质量之间的关系。这使我们能够从潮汐碎片在太空中的传播中重建坠落的质量。我们还发现，在径向速度的碎片材料（由位于主机中心的观察员测量）的传播与下沉偏心率的subhalo，这使我们能够重建其轨道参数。我们设计了一个自动化的方法来识别的领导和拖曳臂，可以，至少在原则上，适用于卫星星系的恒星流的观测。这种方法是基于物质在潮流中的能量分布。使用这种方法，我们表明，质量与领先的和落后的武器不同。虽然我们的分析表明，潮汐流可以用来恢复其祖subhaloes（因此卫星）的某些属性，我们没有发现主机晕属性和流属性之间的强相关性。这可能反映了流和主机之间的复杂关系，在宇宙学背景下，其特征是复杂的质量吸积历史，不对称的质量分布和丰富的子结构。[...]
2008-01-21 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
The Stellar Content of Galaxy Halos: A Comparison between LambdaCDM Models and Observations of M31
最近的观测表明，仙女座（M31）恒星晕的大部分区域都存在高表面亮度、富含金属的碎片。我们使用一组数值模型，以确定是否扩展的金属丰富的碎片预计存在于星系晕中形成的层次LambdaCDM宇宙。我们确定潮汐碎片的模拟，根据目前最好的表面亮度检测限M31和证明，明亮的功能，在外晕区域通常来自单个卫星，很少有其他来源的污染，由于潮汐流从两个重叠的吸积事件的概率低。相比之下，内晕中的高表面亮度特征通常源自多个祖先。我们还比较了年龄和金属丰度分布的碎片与混合良好的恒星晕，他们居住。我们发现，高表面亮度的潮汐碎屑几乎完全是由质量相对较高的祖先（M星~ 10^7- 10^9 M太阳）产生的，因此预计具有中等至高金属丰度。同样，在我们的模型中，光滑的内晕预计将富含金属，因为该区域主要由大质量卫星组成。我们的研究结果表明，恒星星族的子结构观察外部星系与现有技术不应该像旧的和贫金属的矮球状卫星，也不是恒星晕的基本组成部分。
2007-10-03 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
How Lumpy is the Milky Way's Dark Matter Halo?
CDM模拟预测，在银河系晕中有数百个质量大于10 e7太阳质量的团块。然而，我们知道只有十几颗矮卫星接近这个质量。这些肿块仅仅是缺少恒星，还是我们最流行的宇宙学存在根本性的缺陷？通过研究已知卫星的潮汐碎片，我们有可能解决这个问题。在本文中，我们量化了暗物质块对潮汐尾的影响。这些团块将恒星从它们原来的轨道上分散到潮汐尾中，产生了独特的信号。我们模拟碎片的演变顺利和luxuria晕的潜力，并使用我们的模拟激励和测试的散射程度的统计措施明显的角位置和径向速度测量的碎片星-“散射指数”。我们发现，散射指数一般可以区分CDM宇宙学和平滑银河系模型预测的子结构的水平，但碎片的灵敏度取决于母卫星的轨道相对于最大的肿块轨道的方向。我们将我们的研究结果应用到与人马座矮星系（Sgr）相关的碳恒星流中，发现这些恒星似乎比我们预期的在光滑晕中运行的碎片更加分散。然而，由于大麦云云的影响，散射的程度与预期完全一致，大麦哲伦云的轨道与Sgr的轨道相交。我们的结论是，目前的数据是无法约束CDM模型。尽管如此，我们的研究表明，未来与其他银河系卫星相关的碎片星数据集可能会对CDM模型提供强有力的限制。
2001-11-09 astro-ph
Exploring Halo Substructure with Giant Stars III: First Results from the Grid Giant Star Survey and Discovery of a Possible Nearby Sagittarius Tidal Structure in Virgo
我们描述的光谱探测的网格巨星调查选定领域的第一个结果。沿着三角洲大约-17 ^{circ}的11个区域中的数百颗恒星的多纤维光谱，在12 <~ alpha <~ 17小时的范围内，揭示了一组8颗巨星，它们具有与主区域人口不同的运动学特征，但作为一个群体，它们保持着连贯的，平滑变化的距离和径向速度。此外，根据它们的MgH+Mgb吸收线强度，这些恒星的丰度大致相同。光度计的视差将这些恒星放置在一个半环结构中，在距离银河系中心5.7至7.9 kpc之间的连续分布中形成弧形。这些恒星在空间、运动学和丰度上的一致性表明，它们是潮汐碎片扩散流的一部分，与人马座矮球状星系的一个被包裹的潮汐臂大致一致。
2002-08-14 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
Mapping the Galactic Halo III. Simulated Observations of Tidal Streams
我们模拟了潮汐碎片在星系晕中的演化，以指导我们正在进行的调查，以确定通过卫星坠落吸积的晕质量的分数。与卫星碎片将在平滑分布上产生单一狭窄速度峰值的天真期望相反，存在许多不同的子结构特征，包括多个峰值和宽而不对称的速度分布。模拟观测结果表明，用100平方度的笔形波束勘测，很有可能探测到潮汐碎片的存在。在一个10^7 Msun的卫星贡献1%的发光晕质量的极限情况下，仅使用1平方度视场中100颗晕星的速度，检测概率是百分之几。检测概率的规模与吸积分数的晕和调查领域的数量。还有令人惊讶的是，除了在调查体积中花费的时间外，探测概率对自卫星被潮汐破坏以来的时间或对卫星的初始轨道的依赖性也很小。
2000-12-14 astro-ph
Exploring Halo Substructure with Giant Stars: II. Mapping the Extended Structure of the Carina Dwarf Spheroidal Galaxy
作为我们的调查的一部分，在银河系晕的子结构跟踪巨星，并寻找潮汐恒星碎片的晕可行的测量银河系的质量潜力与SIM，我们探索恒星的分布超出标称潮汐半径，但仍然与，船底座矮球状星系。我们利用马多夫斯基等人（1999）所描述的光度测量技术，在船底座及其周围约2.2度^2的整个光度测量范围内，确定了船底座距离和金属丰度的巨星候选者。这些与船底座相关的巨星候选者是通过（1）它们的M-DDO 51颜色，以及（2）在星系核心中与船底座RGB相称的颜色-星等图中的位置来识别的。潮汐外巨星候选者的密度分布与以前的统计恒星计数方法相似。然而，我们现在能够精确定位实际的，偏远的船底座恒星。因为我们可以排除前景矮星，我们的方法允许更高的灵敏度和能力，以更大的半径，更小的孔径望远镜，比其他技术映射扩展船底座人口的详细二维分布。此外，我们确定的候选人名单广泛位移船底座相关的恒星足够明亮的光谱研究的大规模的动力学和金属丰度的系统，和天体测量研究SIM。我们获得了三个这样的“潮外”恒星的光谱，并从它们的径向速度得出结论，这三个都与船底座有关。
1999-11-10 astro-ph
Exploring Halo Substructure with Giant Stars VIII: The Extended Structure of the Sculptor Dwarf Spheroidal Galaxy
（节略）我们探索了玉夫座矮球状（dSph）星系中恒星在7.82 deg^2区域内的空间分布。我们通过Washington M，T_2+ DDO 51测光和蓝水平支（BHB）星群识别红巨星支（RGB）开始，以绘制dSph的空间结构。光谱观测到的玉夫座候选恒星的一个子集产生系统日心速度为v_{hel} =110.43 km/s，与以前的研究很好地吻合，和一个全球速度色散为sigma_v=8.8 km/s，可能会略高于0.4 r_{lim}。在M~19的极限下，我们发现94%的光度选择的玉夫座巨星候选者与光谱测量是运动学相关的，10颗恒星中有4颗没有被光度选择，我们的候选者样本可能是非常纯净的。我们非常小心地评估光度计样品中的污染背景水平，以确保准确的密度分布。这些评估验证了我们在RGB和BHB样本中检测到的玉夫座恒星的恒星密度相当大，达到了我们调查区域的极限。我们发现Sculptor密度分布在~60 arcmin内与极限半径r_{lim} = 79.6的King分布很好地拟合，超过该范围发生幂律分布的“中断”。这一突破人口必须要么是一个绑定组的“晕星”周围的雕塑dSph或未绑定的潮汐碎片。后者得到了二维分布分析的支持，如果为真，则意味着Sculptor的分数质量损失率为~0.042 Gyr^{-1}。最后，可能更多的贫金属RGB星（根据颜色和星等选择）的中心集中程度明显较低，因此，构成…
2005-08-02 astro-ph
Exploring Halo Substructure with Giant Stars XI: The Tidal Tails of the Carina Dwarf Spheroidal and the Discovery of Magellanic Cloud Stars in the Carina Foreground
一个新的大面积华盛顿M，T_2 + DDO 51过滤器调查超过10 deg^2船底座dSph星系周围揭示了光谱证实的幂律径向密度“突破”船底座巨星人口延伸几度中央国王轮廓。麦哲伦望远镜的MIKE光谱学确定了船底座恒星的存在，至少是其中心King极限半径r_lim的4.5倍，并且主要沿着船底座的长轴。为了保持这些恒星与dSph的结合，需要一个M/L > 6，300 M/L_sun的整体船底座质光比。MIKE速度，补充了来自存档VLT+GIRAFFE频谱（r<=r_lim）的约950个额外的隆凸场速度，证明了几乎恒定的隆凸速度色散，刚好超过r = r_lim，以及更大半径处的上升速度色散和速度剪切。总之，观测证据表明，所发现的扩展船底座人口代表潮汐碎片从dSph。在距船底座中心较大角半径的65颗巨星候选者中，有94%的候选者获得了MIKE谱，它们要么与船底座有关，要么与第二个新发现的弥散但径向速度相干（速度色散为9.8 km·s^-1）的前景晕系统有关。第二个逆行速度星群中的15颗恒星（1）平均金属丰度比船底座高约1 dex，（2）颜色和星等与大麦云（LMC）的红色团块一致。在连接船底座和大麦哲伦星云的区域中，额外的巨星候选者光谱显示了大麦哲伦星云和逆行船底座移动群之间的平滑速度梯度。我们的结论是，我们发现麦哲伦恒星几乎两倍（22度）从大麦哲伦星系中心比以前已知的。
2006-05-03 astro-ph
Signatures of Hierarchical Clustering in Dark Matter Detection Experiments
在冷暗物质的结构形成模型中，星系是由合并和子块的吸积分层组装而成的。这一过程预计将在银河系暗晕中留下残余的子结构，包括部分破裂的团块及其相关的潮汐碎片。我们开发了一个模型，这样的晕子结构和暗物质（WIMP和轴子）探测实验研究其影响。我们结合的压力，Schechter模型的晕子块质量的分布与N-体模拟的演变和破坏的个别团块，因为它们的轨道通过不断发展的银河系推导出的概率，地球是通过一个给定密度的子块或流。我们的研究结果表明，很可能是当地的补充暗物质粒子包括1-5%的贡献，从一个单一的团块。对暗物质探测实验的影响是重要的，因为被破坏的团块是由高速粒子的“冷”流组成的。我们描述的独特功能，由于晕团块，将被视为在能量和角光谱的检测实验。这些特征的年度调制将具有与平滑晕不同的特征和相位，原则上，将允许人们辨别团块相对于银河系中心的运动方向。
2001-06-04 astro-ph
The Millennium Galaxy Catalogue: Star counts and the Structure of the Galactic Stellar Halo
我们从37.5平方英尺的一部分拍摄的图像中得出一个恒星目录。千年星系表。这些数据，单独和从斯隆数字巡天早期数据发布中获得的颜色一起，可以分析银河系高纬度（41 < b < 63）的微弱恒星计数（B（MGC）< 20），作为银河系经度（239 < l < 353）的函数。在这里，我们专注于内部恒星晕，提供强大的限制子结构的振幅和大规模的扁平化。与以前的结果一致，在颜色星等图中可以清楚地看到厚盘，一个古老的中等金属丰度群体。我们发现，在~10 kpc（恒星质量的大部分）内的银河系恒星晕是显着平坦的，轴比（c/a）=0.56 +/- 0.01，再次与以前的结果一致。我们的分析，使用计数的细胞，角关联函数和李二维统计，确认潮汐碎片从人马座矮星，但发现很少的证据，其他子结构的内晕，在日心距离< 5千秒差距。这种新的量化的坐标空间中的平滑度限制了最近的吸积/破坏的大部分恒星晕的积累的贡献。
2003-08-12 astro-ph
The accretion origin of the Milky Way's stellar halo
我们使用斯隆数字巡天（SDSS）数据发布5的数据来探索银河系恒星晕的整体结构和子结构，使用大约400万颗颜色选择的主序星关闭恒星。我们用扁圆和三轴破幂律模型拟合数据，发现恒星晕的“最佳拟合”扁圆度为0.5<c/a<0.8，晕恒星质量在银心半径1和40千秒差距（3.7+/-1.2 x10 ^8 M_sun）之间。恒星晕的密度分布近似为r^{-3};幂律斜率可能在20 kpc以内较浅，而在20 kpc以外较陡。然而，我们发现，所有光滑和对称的模型是非常差的适合恒星晕星的分布，因为数据表现出大量的空间子结构。在考虑了泊松不确定性的（已知）贡献后，我们使用模型轮廓周围数据的RMS（尺度>~ 100 pc）量化了与光滑扁圆/三轴模型的偏差。实际恒星分布与任何平滑的参数化晕模型的均方根偏差都大于40%，因此恒星晕是高度结构化的。我们比较了观测结果与模拟的银河系恒星晕形成完全从吸积的卫星在宇宙学的背景下，通过分析模拟的数据以同样的方式。虽然模拟恒星晕的质量，整体配置文件和程度的子结构显示出相当大的分散，在银河系的晕子结构的属性和程度匹配以及一个“典型的”恒星晕的属性完全建立了从破碎的卫星星系的碎片。因此，我们的研究结果指向这样一幅图景，即银河系的恒星晕中有很大一部分是从卫星星系中吸积而来的。
2008-03-15 astro-ph
On the accretion origin of a vast extended stellar disk around the Andromeda galaxy
我们提出了一个不均匀的，低表面亮度，扩展盘状结构的仙女座星系（M31）的基础上，一个大的运动学调查的2800多颗恒星的凯克/DEIMOS摄谱仪的发现。恒星结构的半径从15 kpc到~40 kpc，探测到R ~ 70 kpc。组成恒星的速度比M31圆盘平面内的圆形轨道的预期速度滞后约40公里，速度色散约为30公里。上部RGB上的颜色范围显示出大的分布，表明具有显著金属丰度范围的种群。从Ca II等效宽度测量的总体平均金属丰度为[Fe/H] = -0.9 +/- 0.2。该结构的形态是不规则的大半径，并显示了丰富的子结构，必须是暂时的性质，几乎可以肯定是潮汐碎片。这些子结构的存在表明，全球实体是由吸积形成的。这个扩展的盘平滑地从M31盘的中心部分延伸出来，具有5.1 +/- 0.1 kpc尺度长度的指数密度定律，类似于明亮的内部盘。人口具有类似的运动学和丰富的特性，在整个地区，它是在调查中检测。我们估计，该结构约占M31盘总光度的10%，并考虑到巨大的规模，包含约30%的总盘角动量。这一发现表明，至少有一些星系的恒星盘比以前认为的要大得多，并且至少在它们的外部区域，主要是通过吸积形成的。[删节]
2005-04-06 astro-ph
A giant stream of metal-rich stars in the halo of the galaxy M31
最近的观测揭示了银河系晕中的气体流和恒星流，它们是我们的银河系与它的一些矮伴星系（人马座矮星系和麦哲伦星云）之间相互作用的碎片。对这些物质的分析表明，大部分晕是由被吞噬的卫星星系组成的，而暗物质在银河系中几乎呈球形分布。然而，尚不清楚的是，相食的子结构是否像星系形成理论预测的那样在星系晕中普遍存在。在这里，我们报告了在最近的大星系M31（仙女座星系）的晕内发现的一个巨大的富含金属的恒星流。这股恒星流的来源可能是矮星系M32和NGC205，它们是M31的近伴星，可能由于潮汐相互作用而失去了大量的恒星。结果表明，星系的建设时代仍在继续，虽然在一个温和的速度，潮汐流可能是星系晕的一个通用功能。
2001-07-06 astro-ph
