Lambda-CDM宇宙学中暗物质晕的近普适并合率

$Λ$ CDM宇宙学模拟中的亚晕：I.质量和丰度

Subhaloes in $Λ$CDM cosmological simulations: I. Masses and abundances

如果和谐的$Λ$ CDM模型是对宇宙的真实描述，它也应该正确地预测星系诞生的暗物质晕的性质和结构。利用具有宽尺度质量和空间分辨率的N体模拟，我们研究了暗物质晕的结构、质量分布和主晕内次晕的空间分布。我们进行了三个$Λ$ CDM模拟与不同的分辨率使用AMIGA代码。暗物质晕是使用一种算法，该算法是基于自适应网格结构的模拟代码。我们发现的晕包括从$10^8\mathrm{M}_{\sun}$到$10^{15}\mathrm{M}_{\sun}$的质量尺度。我们发现，如果我们必须研究晕结构（寻找亚晕），晕必须至少包含$10^4$粒子。对于这样的晕，我们可以解决子结构，我们确定了subhalo质量函数，并发现它是接近的斜率-0.9（目前），与以前的研究一致的幂律。这个斜率稍微依赖于红移，并且对于主晕来说是大致相同的。次晕的质量分数（$M_{\s subH}/M_{\s MH}$）在0.08和0.2之间，随着红移和主晕的质量略有增加。它的分布近似使用威布尔分布在不同的时期。次晕质量的平均值与主晕质量无关。亚晕的空间密度与主晕的维里半径（$r_{\s vir}$）成比例，与红移无关，并遵循$r^{1/3}$规则。

关于$Λ$ CDM晕的自旋分布

On the spin distributions of $Λ$CDM haloes

为了研究暗物质晕角动量的增长，我们使用了扩展的Press-Schechter理论预测的合并树实现。我们的研究结果表明：1）由上述方法得到的自旋参数$λ'$是晕现今质量的增函数。对于现今质量在$ 10^9\mathrm{h}^{-1}M_{\odot}$到$10^{14}\mathrm{h}^{-1}M_{\odot}$范围内的晕，$λ'$的平均值在0.0343到0.0484之间变化。2)$λ'$的分布接近对数正态分布，但是，正如在N体模拟的结果中已经发现的那样，在分布的尾部处的匹配并不令人满意。本文提出了一个新的解析公式，它能更满意地逼近结果。3)$λ'$值的分布仅弱依赖于红移。4)晕的自旋参数取决于最近的主要合并的数量。具体地说，自旋参数是这个数的递增函数。

在CDM模型中由角成团获得的高z星系的质量及其演化

Masses of high-z galaxy hosting haloes from angular clustering and their evolution in the CDM model

我们研究质量托管晕的两个光度选择的高z星系样本：旧的被动演化星系（OPEGs）和莱曼断裂星系（LBG）都采取了斯巴鲁/XMM-牛顿深调查（SXDS）。SXDS的大测量面积（1平方度）使我们能够测量角两点关联函数，以>10弧分的宽间隔，具有良好的统计质量。我们利用晕模型处方估计的主机晕的测量大规模集群振幅的特征质量。结果表明，宿主晕质量与星系的光度呈正相关。然后，采用扩展的Press-Schechter模型（EPS），在冷暗物质（CDM）宇宙学的框架下，计算了宿主晕的质量演化预测，以便在不同红移的两个星系样本之间建立演化联系，并通过让它们的晕在时间上向前演化来识别它们现在的后代。结果发现，从CDM模型中宿主晕的质量演化来看，明亮的LBG与OPEG的祖先是一致的，而LBG总体上不太可能演化成OPEG。研究还发现，明亮的长周期星系团和大周期星系团的后代很可能位于大质量系统中，如星系群或星系团。最后，我们估计托管晕质量的本地早型星系样本的2dF和SDSS的基础上的晕模型，事实证明，他们的期望的托管晕的特征质量是在很好的协议与EPS预测的后代的质量的明亮的LBG和OPEGs。

LambdaCDM宇宙千禧年模拟中暗物质晕的自旋和形状

The spin and shape of dark matter haloes in the Millennium simulation of a LambdaCDM universe

我们研究了在千禧年模拟中z = 0时确定的超过一百万个暗物质晕的自旋和形状。我们的样本涵盖了从矮星系到丰富的星系团的晕质量。这种模拟的动态范围非常大，使得自旋和形状的分布及其随晕质量和环境的变化能够以前所未有的精度进行表征。我们比较使用不同的算法，包括一个新的基于分支的晕合并树的晕确定的结果。我们调查（并删除）的算法本身和数值效应引入的角动量估计的偏见。我们发现，对于这么多的对象，传统的对数正态函数不再是一个足够的描述的无量纲自旋参数λ的分布，我们提供了一个不同的函数，给出了一个更好的拟合。自旋随晕质量的变化很弱，但可以检测到，尽管趋势强烈依赖于所使用的晕定义。晕呈现出一系列的形状，与扁率的prolateness偏好。质量越大的晕，其球形越小，而扁长越大。我们发现，更多的球形晕有自旋的中位数，和那些最接近球形的自旋独立于质量。质量最大的粒子的自旋与形状无关。大多数晕的角动量矢量与它们的短轴对齐，并垂直于它们的长轴。我们发现，更高的往往是更多的集群，与更大规模的晕更强的影响。（节略）

运行原初功率谱宇宙学模型中暗物质晕的质量函数

The Mass Function of Dark Matter Haloes in a Cosmological Model with a Running Primordial Power Spectrum

我们提出了第一个研究的质量函数的詹金斯等人（J 01）和估计其相应的最大维里化暗晕在宇宙中的各种暗能量宇宙学模型与运行的光谱指数。与PL-CDM模型相比，RSI-CDM模型在较低红移处可以提高小质量晕的暗晕质量丰度，但在大质量晕尺度上并不明显。特别地，这种差异随着红移的减小而增大，并且RSI-CDM模型可以在更高的红移处抑制晕质量在任何尺度上的质量丰度。在最大维里化晕质量方面，空间平坦的$Λ$ CDM模型在PL-CDM和RSI-CDM两种功率谱指数下都比其他模型给出了更大的维里化晕质量，而RSI-CDM模型对所有模型都能增强最大维里化晕质量.因此，在今后的星系团巡天中，我们有可能通过最大维里化晕来区分PL-CDM和RSI-CDM模型。

LambdaCDM晕的重子分数

The baryon fraction of LambdaCDM haloes

我们研究了在Lambda CDM宇宙演化的非辐射气体动力学模拟中形成的暗物质晕中的重子分数。通过结合千年模拟的实现（Springel等人），通过对小体积的矮晕进行模拟，我们的研究跨越了50年的晕质量，从10^10 Msun/h到10^15 Msun/h。我们发现，在晕维里半径的重子分数通常是90%的宇宙平均值，均方根散射为6%，独立的红移和晕质量下降到最小的解决晕。我们的研究结果表明，与Mo等人（2005）的提议相反，前维里化引力加热无法阻止星系和原星系晕内气体的坍缩，并证实了非引力反馈的需要，以降低矮星系晕中气体冷却和恒星形成的效率。模拟包括一个简单的光加热模型（其中气体温度下限为T_{floor} = 2 × 10^4 K，从z=11开始）证实了先前的建议，即在维里温度T_{200} < ~2.2 T_{floor} ~ 4.4 × 10^4 K的系统中，光加热只能阻止重子的坍缩（对应的维里质量为M_{200} ~ 10 ^10 Msun/h，圆周速度为V_{200} ~ 35 km/s）。因此，光加热可能有助于调节矮椭球体和其他星系在光度函数的极端模糊端的形成，但它本身不能调和丰富的sub-L* 星系与在Lambda CDM宇宙演化中预期的大量矮晕。在重子分数中看到的演化或质量依赖性的缺乏预示着X射线团簇研究，假设一个普遍的和非演化的重子分数放置宇宙学参数的约束。

暗物质晕的浓度、自旋和形状：散射及对质量和环境的依赖

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）

状态方程与Lambda-CDM的后期跃迁

A late-time transition in the equation of state versus Lambda-CDM

我们研究了一个暗能量模型，它的状态方程w（z）表现出快速变化，例如在真空变态中发生的变化。我们比较了模型预测与CMB，大尺度结构和超新星的数据，并表明，一个晚的时间过渡是稍微优于标准的λ-CDM。

Lambda CDM模型与大尺度结构观测一致吗？

Is the Lambda CDM Model Consistent with Observations of Large-Scale Structure?

声称大尺度结构数据独立地倾向于Lambda冷暗物质模型是一个神话。然而，大尺度结构观测的更新汇编不能在95%置信度下排除Lambda CDM。我们探索了通过加入热暗物质来改进模型的可能性，但拟合变得更差;这使我们能够对中微子质量设置限制。

Lambda-CDM和Quintessence范式中Archeops的宇宙学约束

Cosmological constraints in Lambda-CDM and Quintessence paradigms with Archeops

在Lambda CDM和quintessence范式框架下，我们回顾了当前CMB实验的宇宙学约束，包括最近的ARCHEOPS数据。我们表明，从不同的宇宙学观测的约束条件的精心选择的组合，导致精确测量的宇宙学参数。宇宙看起来是平的，暗能量贡献了70次方分，状态方程非常接近真空。

$Λ$ CDM宇宙中的空洞

Voids in a $Λ$CDM Universe

我们研究的形成和演化的暗物质分布的空洞使用各种流行的$Λ$冷暗物质宇宙演化模拟。我们通过要求空洞是平均过密度为-0.8或更小的空间区域来识别空洞，每个模拟都包含数千个空洞。在不同的模拟中的空隙尺寸的分布显示出良好的一致性。空隙非常清楚地对应于平滑的初始密度场中的最小值。我们发现一个普遍的空隙质量分布的形式$ρ(<r)/ρ(r_{\rm eff}) \propto \exp[(r/r_{\rm eff})^α]$其中$r_{\rm eff}$是有效半径的空隙和$α\sim 2$。在空洞中的晕的质量函数是陡峭的比晕，人口稠密的地区。空晕的丰度在红移$\sim 1$和0之间的演化似乎比晕的整体丰度更强烈。（节略）

λ CDM宇宙中的晕子结构和盘加热

Halo Substructure and Disk Heating in a Lambda CDM Universe

我们研究最近的建议，在冷暗物质（CDM）晕的子结构可能与薄，动态脆弱的恒星盘的存在冲突。银河系孤立的磁盘/隆起/晕模型，包括数百个暗物质卫星的质量，密度和轨道来自高分辨率的宇宙学CDM模拟的N体模拟表明，在$z=0$的子结构在几个陀螺仪的磁盘加热中只起着次要的动力学作用。这是因为卫星在现今CDM晕中的轨道很少将它们带到盘附近，而盘附近的潮汐效应最大。除非子结构的影响是非常不同的，在较早的时候，我们的模型表明，子结构可能不会排除维里化的CDM晕薄恒星盘，如银河系的可接受的主机。

簇透镜轮廓与Lambda CDM预测的比较

Comparison of Cluster Lensing Profiles with Lambda CDM Predictions

我们推导出镜头畸变和放大率与斯巴鲁观察到的四个著名的集群。每个星系团都很好地拟合了冷暗物质（CDM）主导的晕预测的一般形式，具有良好的一致性之间的独立失真和放大测量。与λ CDM模型预测的相对较浅的分布相比，推断的质量浓度水平令人惊讶地高，8&lt; c_{vir} &lt;15（< c_{vir} >= 10.4 \pm 0.9），c_{vir} =5.1 \pm 1.1（< M_{vir} >=1.25 \times 10^{15} M_{\odot} /h）。这代表了一个4sigma差异，并包括相对温和的影响投影偏差和轮廓演变来自N体模拟，这对彼此几乎没有残余影响。在基于CDM的宇宙学的背景下，这种差异意味着星系团的坍缩（z \geq 1）比预测的（z&lt;0.5）更早，当宇宙相应地更致密时。

Lambda-CDM宇宙中的团簇和偏差演化

Evolution of Clustering and Bias in a Lambda-CDM Universe

在$10h^{-1}$ kpc分辨率的$50h^{-1}$ Mpc $Λ$ CDM流体动力学模拟中，我们确定了星系从$z=3\to 0$的演化以及质量关联函数和偏差因子。质量关联函数随时间增长，但星系的关联函数几乎没有演化，并很好地描述了幂律。在早期，星系是有偏差的质量痕迹，在较小的尺度上偏差更高。到z=0时，星系追踪质量，偏差几乎没有尺度依赖性。

模拟星团档案：Lambda CDM宇宙中X射线星团的计算星表

Simulated Cluster Archive: A Computational Catalog of X-Ray Clusters in a Lambda-CDM Universe

我们已经模拟了一个大样本的X射线集群在高空间分辨率的Lambda CDM宇宙中的演化，使用自适应网格细化，并将结果放在一个在线存档供公众访问。模拟星团档案网站http://sca.ncsa.uiuc.edu提供了气体和暗物质场的交互式2D和3D分析、X射线和SZ成像以及数据导出的工具。我们鼓励社区使用并征求他们的反馈。

用白碟CMB各向异性数据研究开λ和平λ CDM宇宙演化

Using White Dish CMB Anisotropy Data to Probe Open and Flat-Lambda CDM Cosmogonies

我们使用白碟实验的数据来限制开放和空间平坦的Lambda冷暗物质宇宙演化中的宇宙微波背景辐射各向异性。我们考虑了White Dish校准不确定性，并对从数据中删除的偏移和梯度进行边缘化。我们的2-sigma上限比以前得到的要大。这些上限与所有受试型号的$COBE$ -DMR数据得出的上限一致。

低密度宇宙中宇宙学晕的坍缩后平衡结构

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。

CMB对CDM宇宙演化的各向异性约束来自UCSB South Pole、ARGO、MAX、白碟和SuZIE数据

CMB Anisotropy Constraints on Open and Flat-Lambda CDM Cosmogonies from UCSB South Pole, ARGO, MAX, White Dish, and SuZIE Data

我们使用UCSB南极1994、ARGO、MAX 4和5、White Dish和SuZIE实验的10个小尺度宇宙微波背景各向异性数据集的组合来约束宇宙演化。我们考虑开放和空间平坦的Lambda冷暗物质宇宙起源。在除$Ω_0$以外的所有参数上边缘化，对于开放和平坦Lambda模型，组合数据有利于Omega_0 simeq 1。排除最小角尺度的SuZIE数据，Omega_0 simeq 0.3（1.0）开放（平λ）模型是有利的。仅考虑具有与样本方差和噪声考虑一致的误差条的多频率数据，Omega_0 simeq 0.1（1）开放（平坦λ）模型是有利的。对于开放和平坦的$Λ$模型，在对所有其他参数进行边缘化之后，更低的Omega_B h^2（sim 0.005）或更年轻的（t_0 sim 10 Gyr）宇宙是有利的。然而，这些数据并不排除平坦λ模型中的其他Ω_0值以及两个模型中的其他Ω_B h^2值。（略）

Python I、II和III CMB对开放和平坦λ CDM宇宙演化的各向异性测量约束

Python I, II, and III CMB Anisotropy Measurement Constraints on Open and Flat-Lambda CDM Cosmogonies

我们使用Python I、II和III宇宙微波背景各向异性数据来约束宇宙演化。我们考虑了Python波束宽度和校准不确定性。我们考虑开放的和空间平坦的λ冷暗物质宇宙演化，非相对论性质量密度参数Omega_0在0.1- 1范围内，重子质量密度参数Omega_B在（0.005- 0.029）h^{-2}范围内，宇宙年龄t_0在（10- 20）Gyr范围内。将除Omega_0以外的所有参数边缘化，组合的Python数据支持Omega_0 simeq 0.2（0.1）的开放（空间平坦的Lambda）模型。在2 sigma置信水平下，从组合Python数据推导出的模型归一化与从DMR、UCSB South Pole 1994、ARGO、MAX 4和5、White Dish和SuZIE数据集得出的模型归一化基本一致。

OVRO CMB平坦λ和开放CDM宇宙演化的各向异性测量约束

OVRO CMB Anisotropy Measurement Constraints on Flat-Lambda and Open CDM Cosmogonies

我们利用欧文斯谷射电天文台（OVRO）的宇宙微波背景（CMB）各向异性数据来约束宇宙学参数。我们占OVRO波束宽度和校准的不确定性，以及由去除非CMB前景污染引起的不确定性。我们考虑开放的和空间平坦的λ冷暗物质宇宙演化，非相对论性质量密度参数Omega_0在0.1- 1范围内，重子质量密度参数Omega_B在（0.005- 0.029）h^{-2}范围内，宇宙年龄t_0在（10- 20）Gyr范围内。在除Omega_0之外的所有参数上边缘化，OVRO数据支持Omega_0 ~= 0.33（0.1）的开放（空间平坦的Lambda）模型。在2 σ置信水平下，从OVRO数据推导出的模型归一化与从DMR、UCSB南极1994、Python I-III、ARGO、MAX 4和5、White Dish和SuZIE数据集推导出的模型归一化基本一致。

Lambda-CDM宇宙中Galerkin的光度函数和颜色的演化

Evolution of the Luminosity Function and Colors of Galaxies in a Lambda-CDM Universe

利用恒星星族合成模型，通过对λ冷暗物质宇宙的宇宙学流体动力学模拟，导出了星系的光度函数。在z=0时，得到的B带光度函数有一个平坦的暗端斜率α \approx -1.15，其特征光度和归一化与观测结果相当一致，而暗物质晕质量函数是陡峭的，斜率为α \approx-2。星系的颜色分布也与当地的观测结果吻合得很好。我们还讨论了光度函数的演化，以及星系从z=0到5的颜色分布。恒星质量函数中的特征质量由于数量演化而发生的大的演化被光度演化所补偿;特征光度从z=0到2只增加了0.8等，然后向更高的红移下降，而B带光度密度从z=0到5继续增加（但在z>3时缓慢）。

CDM和CDM + λ宇宙中高温气体的背景X射线辐射：光谱特征

Background X-ray Emission from Hot Gas in CDM and CDM+Lambda Universes: Spectral Signatures

我们提出了一个新的治疗两个流行的模型的增长结构，检查X射线发射热气体与津贴谱线发射各种原子物种，主要是"金属”。从明亮的星团源的X射线发射是没有显着改变，从以前的工作，如前所述，显示CDM $+Λ$模型（LCDM）是一致的，但标准的，COBE归一化模型（SCDM）是不符合现有的观测-津贴后，仍然相当大的数值模拟的不确定性。但我们发现了一个重要的新结果。0.5-1.0keV较软波段的辐射主要由远离星系团中心的气体发射（因此称为“背景”）。这种背景辐射在1 keV以下的团簇辐射中占主导地位，对它的观测应该显示出清晰的光谱特征，表明它的起源。特别是“铁混合物”应该在这个光谱箱中从银河系高纬度的宇宙背景热气中清楚地看到，并且应该显示出对SMC的阴影，表明它的河外起源。某些OVII谱线还提供这种气体的特征，其发射$10^{6.6\pm 0.6}$ K气体的光谱特征。最近ASCA对X射线背景的观测初步表明存在与我们在这里预测的光谱特征完全相同的成分。

银河系同类相食和CDM密度分布

Galactic cannibalism and CDM density profiles

使用N体模拟，我们表明，最亮的星系团星系的形成过程中，通过无耗散的星系相互吞噬，可以影响内部的集群暗物质密度分布。特别是，我们使用的动力学演化的星系团C 0337 -2522在红移z=0.59，托管在其中心的一组五个椭圆星系，这可能是一个中央巨型椭圆的祖先。在最亮的星系团形成后，内部星系团的暗物质密度轮廓明显比原来的尖点（β =1）平坦（对数斜率为0.49<beta<0.90），这是大质量星系对弥漫的星系团暗物质的动力学摩擦加热的结果。在我们的模拟中，我们假设星系团只由恒星组成。我们还表明，银河系暗物质晕的存在可以陡峭的集群中心密度分布。我们的结论是，银河系的同类相食可能是一个可行的物理机制，调和-至少在集群规模-在一些星系团的观测推断与陡峭的晕宇宙学模拟预测的暗物质晕平坦。

冷暗物质晕表面质量密度的分析模型--应用于MACHO微透镜光学深度

An analytical model of surface mass densities of cold dark matter haloes - with an application to MACHO microlensing optical depths

冷暗物质（CDM）的情况下，一般预测存在的三轴暗物质晕，其中包含显着数量的子结构。然而，分析晕模型与平滑，球对称密度分布通常采用的建模光传播效应通过这样的对象。在本文中，我们通过比较实际N体晕的表面质量密度与Navarro，Frenk和White（1996）（NFW）提出的广泛使用的分析模型，解决了这种方法引入的偏差。我们在0.0 - 1.5的红移范围内进行分析。在团簇大小的晕中，我们发现三轴性可以引起晕表面质量密度的分散，最高可达sigma_+=+60%和sigma_-=-70%，其中1-sigma极限是相对于分析NFW模型给定值而言的。亚晕可以将该分散度增加到sigma_+=+70%和sigma_-=-80%。在星系大小的晕中，三轴散射可高达sigma_+=+80%和sigma_-=-70%，而在亚晕中，三轴散射值可变为sigma_+=+40%和sigma_-=-80%。我们提出了一个分析模型的表面质量密度散射作为一个函数的距离晕中心，晕红移和晕质量。的分析描述，使一个调查的可靠性与简化的晕模型得到的结果。此外，它还提供了将模拟表面密度散射添加到分析密度分布的方法。作为一个例子，我们讨论了我们的结果的影响，在CDM晕的MACHO微透镜光学深度的计算。

ARGO CMB对开放和平坦λ CDM宇宙演化的各向异性测量约束

ARGO CMB Anisotropy Measurement Constraints on Open and Flat-Lambda CDM Cosmogonies

我们使用ARGO宇宙微波背景（CMB）各向异性实验的数据来约束宇宙演化。我们占ARGO波束宽度和校准的不确定性，并边缘化从数据中删除的偏移。我们推导出的ARGO实验检测到的CMB各向异性的振幅小于以前推导出的振幅。我们考虑了开放的、空间平坦的λ冷暗物质宇宙演化，其中团簇质量密度参数Omega_0在0.1-1的范围内，重子质量密度参数Omega_B在（0.005-0.029）h^{-2}的范围内，宇宙年龄t_0在（10- 20）Gyr的范围内。除了Omega_0之外，ARGO数据对所有参数都是边缘化的，因此支持开放（空间平坦的Lambda）模型，Omega_0= 0.23（0.1）。然而，这些数值取决于模型。在2 sigma置信水平下，从ARGO数据推导出的模型归一化与UCSB南极1994年，MAX 4+5，White Dish和SuZIE数据集得出的模型归一化一致。ARGO开放模式的标准化也是一致的，从DMR数据推断。然而，对于大多数空间平坦的Lambda模型，DMR标准化比ARGO标准化高出2 sigma以上。

暗能量宇宙学中的晕浓度和弱透镜数计数

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。

2dFGRS和Lambda-CDM卫星Galerkin动力学的一致性

Concordance between the Dynamics of Satellite Galaxies in the 2dFGRS and Lambda-CDM

我们计算了在2 dFGRS和Lambda-CDM GIF模拟中主星系卫星星系的速度色散剖面\sigmav（r_p）。我们在2dFGRS中发现了1345个光度在0.5L * < L <5.5L * 范围内的主星系，共得到2475个卫星星系。GIF模拟中星系的星等被转换为b_J带通，主星系和伴星系的选择与2dFGRS相同。在模拟中发现了1200个主机和4100个卫星。总的来说，在2dFGRS和GIF模拟中的卫星的\sigmav（r_p）之间有很好的一致性。在大尺度上，\sigmav（r_p）随投影半径的增大而减小，这与CDM宇宙的理论结果一致.此外，\sigmav（r_p）对宿主光谱类型和宿主光度都有显著的依赖性。特别地，对于早型寄主的卫星，\sigmav（r_p）比对于晚型寄主的卫星具有显著更高的幅度和更陡的斜率。此外，\sigmav（r_p）的振幅和斜率都随宿主发光度的增大而增大.位于小投影半径（r_p < 120 kpc）内的卫星的速度色散仅与局部B波段塔利-费希尔关系勉强一致，最适合的关系式为σ_v \propto L^{0.45 \pm 0.10}。

矮星系通过星系团晕对暗物质物理的制约

Constraints on dark matter physics from dwarf galaxies through galaxy cluster haloes

标准CDM的预测之一是暗晕具有中心发散的密度分布。对矮星系和低表面亮度星系的大量旋转曲线观测表明，这些系统的暗晕具有软的恒定密度中心核的特征。已经提出了几种物理过程来产生暗晕中的软核，每一个都具有不同的缩放特性。为了区分它们，我们研究了以暗物质为主的矮星系和低表面亮度星系的旋转曲线，以及两个星系团的内部质量分布，它们缺乏一个中心的cD星系，并有证据表明中心有软核。这些晕的核心半径和中心密度以一种明确的方式与它们的势阱深度成比例，通过最大圆周速度测量。作为我们的分析结果，我们确定自相互作用的CDM作为一个可行的解决方案的核心问题，其中一个非奇异的等温核心形成的光环中心所包围的纳瓦罗，弗伦克，和白色的配置文件的外部。我们表明，这种特殊的物理情况下预测的核心半径与观察。此外，使用所观察到的标度，我们推导出最小截面（σ）的表达式，它具有显式的依赖于晕的色散速度（v）。如果m_x是暗物质粒子的质量：σ/m_x ~4 10^-25（v/100 km s^-1）^-1 cm ^2/Gev。

Lambda CDM宇宙中的原星系团

Proto-clusters in the Lambda CDM Universe

我们比较了在标准$Λ$ CDM宇宙（$Ω_0=0.3, λ_0=0.7$）模拟中发现的原星系团与非常高红移星系的高度聚集的种群。我们在一个边长为150 h ^{-1}Mpc的共动盒中演化出256^3个暗物质粒子。到目前为止，这个盒子里有63个质量超过10^{14}h^{-1}Mo的星团大小的天体。我们将这些星系团追溯到更高的红移，发现它们在z=4- 5处的祖先是典型的20- 40 Mpc（共动）大小的扩展区域，暗晕的质量超过10^{12}h^{-1}Mo，并且通常是宇宙学平均密度的1.3- 13倍。与z=4.86和z=4.1的莱曼α发射（LAEs）星系的观测结果比较表明，如果LAEs通常对应于大于10^{12}h^{-1}Mo的大质量暗晕，则观测到的过量成团与原星系团区域的预期一致。本文简要讨论了大质量暗晕的高红移浓度与现今富星系团的关系。

CDM宇宙学中的潮汐尾

Tidal tails in CDM cosmologies

我们研究了潮汐尾的形成对合并盘星系的结构特性的动机是目前的冷暗物质（CDM）宇宙学理论。在最近的一项研究中，Dubinski，Mihos和Hernquist（1996年）表明，巨大和扩展的黑暗晕可以强烈抑制显著潮汐尾的形成。对于CDM宇宙学中预期的大晕盘质量比，他们的模型序列未能产生像在许多著名的相互作用星系对中观察到的强尾。为了检验这种效应是否会限制CDM宇宙学的可行性，我们构建了盘星系的N体模型，其结构性质类似于Mo，Mao和White（1998）的分析工作。通过一系列自洽的星系-星系合并的无碰撞模拟，我们证明了即使是非常大质量的暗晕盘也没有问题产生长的潮汐尾，只要晕的自旋参数足够大。我们表明，晕盘质量比是一个很差的指标，产生尾巴的能力。相反，盘和晕的相对大小，或者在盘的半质量半径处的圆周速度与局部逃逸速度的比率是更有用的标准。这个结果在所有的CDM宇宙学中都成立。因此，潮汐尾的长度不太可能对这种模型提供有用的约束。

Lambda CDM宇宙中星系形成的模拟I：模拟盘状星系的动力学和光度学性质

Simulations of Galaxy Formation in a Lambda CDM Universe I: Dynamical and Photometric Properties of a Simulated Disk Galaxy

我们分析了一个盘状星系的特性模拟前所未有的数值分辨率在λ CDM宇宙演化。该星系是通过一系列高红移的合并以及在z~1之后的一段静止吸积而聚集在一起的，这导致了两个不同的动力学组成部分的形成：球状体和盘状体。表面亮度轮廓非常近似于一个R^{1/4}椭球体和一个指数盘的叠加。表面亮度轮廓与Sab星系UGC 615非常相似，但模拟的星系旋转速度明显更快，并且具有由中心附近的椭球体主导的下降旋转曲线。圆速度的下降与观测结果不符，这是由于暗物质和重子成分的高浓度，以及模拟中恒星相对较高的质光比。模拟的星系位于~ 1等的I波段塔利-费舍尔关系的晚型螺旋，但似乎是在合理的协议与塔利-费舍尔数据的S 0星系。发光部分的角动量比类似转速的新型螺旋低一个数量级。这反映了缓慢旋转的致密球状组分的优势。另一方面，圆盘分量的性质与晚型螺线的性质非常相似。这表明，一个不同形式的反馈比在这个模拟中采用的是需要抑制有效的崩溃和冷却的气体在高红移，导致形成的球体。用早期坍缩和高合并率来描述盘星系的性质，这是诸如Lambda CDM之类的分层场景的特征，仍然是一个具有挑战性的，但迄今为止难以捉摸的命题。

MAX 4和MAX 5 CMB对开放和平坦λ CDM宇宙演化的各向异性测量约束

MAX 4 and MAX 5 CMB anisotropy measurement constraints on open and flat-Lambda CDM cosmogonies

我们占的宇宙微波背景（CMB）各向异性数据的MAX 4和MAX 5实验的似然分析的实验和观测的不确定性。这些分析使用CMB各向异性谱预测在开放和空间平坦的Lambda冷暗物质宇宙起源。在所考虑的模型中，组合MAX数据集与Omega_0 ~ 0.1-0.2开放模型中的CMB各向异性形状最一致，而与旧模型（t_0 >~ 15 - 16 Gyr，即，低h）、重子密度高（Omega_B >~ 0.0175/h^2）、密度低（Omega_0 ~ 0.2 - 0.4）、平坦λ模型。MAX数据本身并不排除我们在2-sigma水平上考虑的任何模型。从合并的MAX数据推导出的模型归一化与从UCSB南极1994年数据得出的一致，除了平坦的带功率模型，MAX有利于更高的归一化。对于具有Omega_0 ~ 0.1-0.2的开放模型，组合MAX数据归一化高于DMR归一化的上限2-sigma值。旧的（低h），高重子密度，低密度平λ模型的组合MAX数据归一化低于DMR归一化的较低的2 σ值。Omega_0 ~ 0.4-0.5的开放模型与MAX数据最喜欢的形状相差不远，并且对于这些模型，MAX和DMR归一化重叠。对于Omega_0 = 1和一些较高h、较低Omega_B、低密度平坦Lambda模型，MAX和DMR归一化也重叠。

CDM模拟中的两体松弛

Two body relaxation in CDM simulations

对宇宙结构分层形成的N体模拟存在一个问题，即第一个形成的物体总是只包含几个粒子。虽然弛豫对于包含数百万个粒子的维里化物体来说不是问题，但碰撞过程总是在第一个坍缩的结构中占主导地位。首先，我们量化的松弛与分辨率，软化，和孤立的平衡和非平衡尖锥晕半径的变化。然后，我们试图通过测量每个粒子的局部弛豫率，在整个层次形成的暗物质晕，以确定这种数值效应如何传播通过合并层次。最后结构的中心百分之几的区域--人们可能天真地认为这个区域在最后时刻已经很好地分辨出来了，因为晕包含大约10^6个粒子--遭受了高度的弛豫。目前还不清楚如何解释累积弛豫速率的影响，但我们认为，它描述了一个区域内，人们应该小心信任的数值结果。子结构晕受弛豫影响最大，因为它们在整个模拟中包含很少的恒定能量粒子。我们表明，松弛将在几个平均弛豫时间的光环的尖点变平。我们探索了分辨率对弛豫程度的影响，发现缓慢增加N会使弛豫程度与N^{-0.25}成正比而不是与N成正比地降低。用相同的相对质量分辨率（即相同数量的粒子）模拟的星团质量物体比星系质量物体遭受更大的弛豫，因为它们形成相对较晚，因此更多的粒子在小N晕中花费更多的时间。

Lambda-CDM宇宙中圆盘的形成和生存

The Formation and Survival of Discs in a Lambda-CDM Universe

我们研究的形成中的Lambda CDM宇宙中的星系使用高分辨率流体动力学模拟与气体，冷却和反馈的多相处理，专注于光盘的形成。我们的模拟遵循八个类似于银河系的质量晕，并从一个大的宇宙学模拟提取自旋参数或合并的历史没有限制。这使我们能够研究模拟星系的最终性质如何与它们的晕的形成历史相关。我们发现，在z = 0时，我们的星系中没有一个包含超过其总恒星质量20%的圆盘。然而，八个星系中有四个具有良好的盘组成部分，三个具有主导的球状体和非常小的盘，一个是球状星系，根本没有盘。z = 0的球状体是由老恒星组成的，而圆盘则是由内而外形成的。z = 0处圆盘的存在和最终圆盘与总质量的比似乎都不取决于晕的自旋参数。盘状星系形成的晕的自旋参数低至0.01，高至0.05;几乎没有或没有盘状星系的自旋参数范围相同。除了一个模拟星系外，所有星系在z > ~2处都有明显的圆盘，无论它们的z = 0形态如何。当吸积的冷气体与恒星盘不对齐时，产生的主要合并和不稳定性触发了从盘到球体的质量转移。在某些情况下，光盘被销毁，而在其他情况下，他们生存或改革。这表明盘的生存概率取决于每个星系的特定形成历史。一个现实的Lambda-CDM模型显然需要较弱的恒星形成在高红移和后来的光盘组装比发生在我们的模型。

Forming Disk Galaxies in Lambda CDM Simulations

We used fully cosmological, high resolution N-body + SPH simulations to follow the formation of disk galaxies with rotational velocities between 135 and 270 km/sec in a Lambda CDM universe. The simulations include gas cooling, star formation, the effects of a uniform UV background and a physically motivated description of feedback from supernovae. The host dark matter halos have a spin and last major merger redshift typical of galaxy sized halos as measured in recent large scale N--Body simulations. The simulated galaxies form rotationally supported disks with realistic exponential scale lengt…

在Lambda-CDM宇宙学中模拟SCUBA源：热的星暴还是冷的扩展星系尘埃？

Modelling SCUBA sources in a Lambda-CDM cosmology: hot starbursts or cold extended galactic dust?

以前的模拟表明，它是很难重现的SCUBA源计数的标准层次结构形成模型的框架内，如果源被假定为高红移对应的本地超亮红外星系的尘埃温度在40-60 K。在这里，我们表明，计数更容易复制的模型中，其中大部分的亚毫米级的排放来自扩展，冷（20-25 K）的尘埃在物体的恒星形成率为50-100太阳质量每年。低温意味着典型的大小约为1（S_{850} /1 mJy}）^{1/2} arcsec，比用类似恒星爆发的光谱能量分布预测的大2 ~ 3倍。低尘埃温度也意味着光学/紫外线与850微米通量的比率，对于相同的光学深度，比具有热的星暴状SED的物体预期的小30-100倍。这可能有助于解释SCUBA源和莱曼破裂星系之间的小重叠。

暗亚毫米星系能用Lambda CDM模型解释吗？

Can the faint sub-mm galaxies be explained in the Lambda-CDM model?

我们提出了在$Λ$ CDM宇宙学中对亚毫米星系（SMG）和莱曼破裂星系（LBG）丰度的预测。我们的模型的一个关键特点是自洽计算的尘埃的辐射吸收和发射。新模型成功地匹配LBG光度函数，以及再现本地星系人口的光学和IR的属性。该模型也可以解释观测到的星系数计数在$850\mum$，但只有当我们假设一个头重脚轻的IMF的恒星形成的爆发。预测的SMG的红移分布对它们在1- $10\mjy$范围内的流量依赖相对较小，在流量为$5\mjy$时的中值为$z\approx 2.0$，与Chapman等人最近的测量结果非常一致。SMG的计数被预测为由正在进行的星爆主导。然而，在模型中，这些爆发只负责使百分之几的恒星质量被锁定在大质量椭圆星系中。

星系和星系团中心的暗物质：排除了CDM方案？

Dark Matter in the center of galaxies and galaxy clusters: ruling out the CDM scenario?

本文介绍了TNG望远镜对晚型矮星系和LSB星系Hα转动曲线的初步观测结果。根据观测数据和我们最近进行的N体模拟，我们讨论了DM粒子的性质和暗晕的形成的一些影响。

层次聚类模型中的暗物质晕结构

The Structure of Dark Matter Haloes in Hierarchical Clustering Models

我们使用一组大宇宙学N体模拟来研究无标度模型中形成的暗物质晕的内部结构。我们发现，半径r_178对应的平均内部过密度为178准确地描绘了准静态晕内部从周围的下落物质，在协议与简单的球形塌陷模型。内部速度色散与质量相关，再次与球形塌陷模型吻合良好。在维里半径r_（178）以内，球平均密度、圆周速度和速度弥散分布可以用Navarro等人（1995）提出的简单的双参数解析模型很好地拟合。这个模型的密度在小半径处为1/r，在大半径处变陡为1/r^3，并且使我们的晕符合模拟的分辨率极限。两个模型参数，尺度长度和质量，是紧密相关的。质量较低的晕更集中在中心，因此标度半径比质量较高的晕更小，标度半径是它们维里半径的一部分。这反映了低质量晕的形成时间较早。晕是适度的非球面，典型的轴比为1：0.8：0.65在他们的维里半径。这些形状由各向异性速度色散张量维持。自旋参数的中值为λ =0.04，在较高的晕质量下，λ较低的趋势较弱。我们还研究了如何晕属性依赖于用于识别它们的算法，使用朋友的朋友和球形密度方法。我们发现，对于平均超密度为100-400的群，如果把晕中心作为最束缚的粒子的位置，则用这两种方法中的任何一种方法，其性质对晕的选择都不敏感

从星系到星系团尺度的冷暗物质自相互作用的证据

Evidence of self-interacting cold dark matter from galactic to galaxy cluster scales

在冷暗物质（CDM）宇宙演化的框架内，在维里化暗晕的密度剖面中预测了一个中心尖点。这一预测与从矮星系和低表面亮度星系以及一些星系团的观测中推断出的软内晕质量分布不一致。通过分析其中一些天体的数据，我们发现从星系到星系团尺度，晕中心密度几乎与质量无关，平均值约为0.02 M_sun/pc ^3。我们表明，软核可以产生在CDM晕通过引入一个较低的截止功率谱的波动，并假设高轨道热能在晕形成。然而，在这些情况下，晕中心密度的标度不变性是不能再现的。在CDM粒子中引入自相互作用为核心问题提供了最有吸引力的替代方案。我们建议重力热膨胀作为一种可能的机制，以产生软核的CDM晕与自相互作用的粒子。一个全局的热力学平衡可以解释中心密度尺度的不变性。我们发现一个最小的截面能够建立等温核心与所观察到的浅芯。如果σ和m_x是暗物质粒子的横截面和质量，v是晕速度色散，则（σ/m_x）\~ 4 10^{-25}（100 km s^{-1}/v）cm ^2/GeV。

星系晕尖核：合并中的潮汐压缩

Galactic halo cusp-core: tidal compression in mergers

我们解释了在简单的条款如何建立的暗晕合并紧凑的卫星，在CDM宇宙学，不可避免地导致一个内部的尖端的密度分布$ρ\propto r^{-α}$与$α\gsim 1$，在宇宙学N体模拟。具有$α<1$的较平坦晕核在各个方向上对卫星施加潮汐压缩，这防止了剥离的卫星物质在核区域的沉积。这使得卫星轨道从$α\sim 1$的半径衰减到晕中心，没有局部潮汐质量转移，从而导致内轮廓迅速变陡到$α>1$。这些潮汐效应，由此产生的陡峭的轮廓的一个尖点，和稳定的这个尖点串联合并紧凑的卫星，使用N-体模拟证明。在$α\sim 1$的过渡，然后使用玩具模型在脉冲和绝热近似的极限情况下，并使用潮汐半径的卫星径向和圆形轨道。在一个相关的文件中，我们解决了随后的缓慢收敛，从任何一方的渐近稳定尖与$α\gsim 1$。因此，我们的分析意味着，当小晕通常比大晕更紧凑时，就会形成内尖点，就像在CDM场景中一样，这样足够的卫星材料就可以完整地进入内晕并沉积在那里。我们的结论是，维持一个平坦的核心，如观测所示，一个必要的条件是，CDM卫星晕的内部区域被膨化了约50%，这样，当他们合并成一个更大的晕，他们会被破坏晕核心外。这种膨胀可能是由于小晕中的重子反馈过程，这可能是由晕核中的潮汐压缩刺激的。

Lambda-CDM宇宙中卫星星系的分布

The Distribution of Satellite Galaxies in a Lambda-CDM Universe

我们使用Lambda-CDM GIF模拟计算卫星星系相对于其宿主的位置。如果宿主图像的长轴与其投影质量的长轴完全对齐，则卫星优先靠近宿主的长轴。在这种情况下，卫星位置的各向异性程度是宿主晕变平的一个很好的示踪剂。如果所有的宿主都有发光的圆盘，那么投射的质量和光的对称轴并不完全对齐，卫星的位置取决于宿主的圆盘如何放置在它们的光环中。如果圆盘的角动量矢量与晕的主轴对齐，卫星显示出明显的“Holmberg效应”。如果圆盘角动量矢量与局部大尺度结构的中间轴对齐，则卫星位置的分布基本上是各向同性的。如果圆盘的角动量矢量与晕的短轴或净角动量矢量对齐，则卫星围绕其宿主各向异性地分布，并倾向于在宿主的长轴附近发现。这与斯隆数字巡天中的卫星星系倾向于在其宿主星系的主轴附近发现的观察结果非常一致，并表明SDSS宿主星系的质量和光线在天空中的投影中必须相当好地对齐。

用晕质量函数探测暗物质-暗能量耦合

Detecting dark matter-dark energy coupling with the halo mass function

我们使用高分辨率模拟的大尺度结构的形成来分析相互作用的暗物质和暗能量的晕质量函数的演化的影响。使用卡方似然分析，我们发现显着差异的质量函数之间的耦合暗物质-暗能量和标准的一致性宇宙学λ CDM红移z=1.5。我们还发现了一个初步的迹象表明，暗能量调查应该能够区分这些模型的质量和红移约束的λ CDM。虽然我们可以区分这些模型的影响与具有不同基本参数的Lambda-CDM宇宙学，DES将需要独立的测量sigma-8来确认这些影响。

软化N体引力中坍缩和扩展的冷暗物质晕

Collapsed and Extended Cold Dark Matter Haloes in Softened N-Body Gravity

在微正则系综和平均场极限下，讨论了N个冷暗物质（CDM）粒子通过软化引力势相互作用的统计力学。系统的相图计算为总能量E和引力软化长度的函数。对于软化系统，存在两个稳定相：一个是坍缩相，其径向密度分布rho（r）是中心狄拉克尖点;另一个是扩展相，其中rho（r）有一个中心核，在大r时rho（r）~r ^{-2.2}。它表明，许多N体模拟CDM晕在文献中无意中采样的崩溃阶段，即使这个阶段是不稳定的，当有零软化。因此，没有直接的理由期望模拟和观测的配置文件之间的协议，除非重力位是明显软化的性质。

Lambda CDM宇宙中的星族III星形成，I：形成红移和环境对原恒星吸积率的影响

Population III star formation in a Lambda CDM universe, I: The effect of formation redshift and environment on protostellar accretion rate

我们进行了12个极高分辨率的自适应网格细化宇宙流体动力学模拟的第三族恒星形成在一个Lambda CDM宇宙，不同的盒子大小和大尺度结构，以了解系统的影响，在形成的原始原恒星核。我们发现的结果是定性类似于以前观察到的。我们观察到，在所研究的红移范围内（33 > z > 19），形成第三星族原恒星的阈值晕质量并不随时间显著变化，但由于不同的晕组装历史而表现出相当大的分散性：组装较慢的晕比组装较快的晕以较低的质量发展冷却核心，这与Yoshida et al.（2003）一致。然而，我们确实观察到了星族III原恒星的吸积速率随红移的显著变化，形成较晚的天体具有更高的最大吸积速率，变化幅度为两个数量级（10^-4 - 10^-2兆太阳能/年）。这可以通过考虑红移晕的维里性质和低密度下分子氢形成的物理过程来解释。我们的结果意味着，从它们的吸积率推断的第三星族恒星的质量分布可能比以前认为的更广泛，并且可能随着红移而演变。最后，我们观察到坍缩的原恒星云核并没有碎裂，这与以前的结果一致，这表明形成质量为10^5 ~ 10^6 Msun晕的星族III恒星总是孤立形成的。

银河系比角动量的宇宙学依赖性

The Cosmological Dependence of Galactic Specific Angular Momenta

描述了在有和没有宇宙学常数（λ）的情况下，对空间平坦的冷暗物质（CDM）宇宙学中星系形成的流体动力学模拟。采用一个简单的恒星形成算法和辐射冷却后，才允许红移z=1，使足够的热气体可形成大，快速旋转的恒星盘，如果角动量近似守恒在崩溃。最终星系的特定角动量被发现是敏感的假设背景宇宙学。这种依赖性来自于气体开始坍缩时晕中所含的不同角动量以及随后晕演化的不均匀性。在λ主导的宇宙学中，恒星比角动量与暗物质晕比角动量的比值（在维里半径下测量）在z=0时的中值约为0.24。在λ =0的宇宙学中，相应的量要低3倍以上。它的结论是，所观察到的盘星系的频率和角动量的空间平坦的CDM模型与λ =0，但可能是一致的，以λ为主的CDM宇宙带来了显着的问题。

DMR、UCSB South Pole、Python、ARGO、MAX、White Dish、OVRO和SuZIE数据对平坦λ和开放CDM宇宙演化的CMB各向异性约束

CMB Anisotropy Constraints on Flat-Lambda and Open CDM Cosmogonies from DMR, UCSB South Pole, Python, ARGO, MAX, White Dish, OVRO, and SuZIE Data

我们使用的DMR，UCSB南极1994年，Python I-III，ARGO，MAX 4和5，白碟，OVRO，和SuZIE实验的15个宇宙微波背景（CMB）各向异性数据集的组合的联合似然分析，以约束宇宙演化。我们考虑开放的、空间平坦的λ冷暗物质宇宙演化，非相对论性质量密度参数Omega_0在0.1 ~-1范围内，重子质量密度参数Omega_B在（0.005--0.029）h^{-2}范围内，宇宙年龄t_0在（10--20）Gyr范围内。在除Omega_0以外的所有参数上边缘化，数据支持Omega_0 \simeq 0.9- 1（0.4- 0.6）平坦λ（开放）模型。推导的Ω_0值的范围部分是分析中使用的较小角度尺度CMB各向异性数据集的不同组合的结果，但更重要的是分析中是否考虑或忽略DMR四极矩的结果。对于平坦λ和开放模型，在对所有其他参数进行边缘化之后，较低的Omega_B h^2 \simeq 0.005--0.009是有利的。这也与最近CMB各向异性数据的估计值以及标准核合成理论和观测到的轻元素丰度的一些估计值略有出入。对于这两组模型，一个t_0 \simeq 12- 15 Gyr的年轻宇宙是有利的，与其他最近的非CMB指标一致。我们强调，由于我们只考虑了少量的数据集，这些结果是暂时的。更重要的是，这里的分析并没有排除当前受欢迎的Omega_0 \sim 0.3的平λ模型，也…

暗物质晕密度剖面的演化

Evolution of the Density Profiles of Dark Matter Haloes

我们使用数值模拟在一个Lambda CDM宇宙模型密度分布在一组16个暗物质晕的分辨率高达7万粒子的维里半径。这些模拟使我们能够在10^11到10^14太阳质量的大范围内，从红移5到现在，一直跟踪中心尖点的形成和演化。密度分布的尖点被设置在红移为2或更大，并且在非共动坐标下考虑时，到目前为止仍然非常稳定。我们将我们的晕拟合到2参数轮廓，其中渐近尖点的陡度由伽马给出，其径向范围由浓度c_gamma描述。在我们的模拟中，我们发现0.01 ~ 1000 M_* 的γ = 1.4 - 0.08 Log（M/M_*），γ ~ +/-0.3 $; and c_gamma = 8*M/M_*^{-0.15}, with a large M/M_* dependent scatter roughly equal to +/- c_gamma. Our redshift zero haloes have inner slope parameters ranging approximately from r^{-1} to r^{-1.5}, with a median of roughly r^{-1.3}. This 2 parameter profile fit works well for all our halo types, whether or not they show evidenc…

Lambda CDM宇宙中星系形成的模拟研究III：椭圆星系的耗散形成

Simulations of Galaxy Formation in a Lambda CDM Universe III: The Dissipative Formation of an Elliptical Galaxy

我们详细研究了在Lambda CDM方案中模拟的椭圆星系的动力学结构。星系的形态会随着时间的推移而急剧演变，以响应质量吸积的模式和时间;冷却气体的平稳沉积导致离心支撑盘的形成，而主要的合并将恒星盘分散成球状体。这两种吸积模式交替进行，直到z = 0.6，这时星系经历了最后一次主要的（1：2）合并，消耗了大部分剩余的气体成为恒星。几乎没有气体冷却并随后吸积，因此，大多数z = 0的恒星都是类似于今天椭圆星系的球状组成部分。在动力学上，该星系很好地近似于一个E4扁圆转子。当正面观察星系并且Vrot/sigma <<1时，可以得到盒状等照度线。另一方面，发现盘状等照度线的倾角最大化Vrot/sigma。视线速度分布在所有半径处接近高斯分布。高斯-厄米偏度参数h3的符号与旋转的明显意义是反相关的，与观察到的趋势一致。模拟星系的有效表面亮度比光度相似的正常椭圆星系高得多，在某种程度上让人想起不太常见的紧凑椭圆星系。我们的模拟表明，耗散崩溃的反复发作，其次是合并事件，导致恒星球状体，只有轻微的三轴和相对简单的运动学结构。这是在更好的协议与观察比早期的模型的基础上dissipationless合并的恒星盘，和一个积极的一步，以调和观察到的结构的椭圆与分层合并的情况。

Lambda CDM宇宙中星系形成的模拟II：模拟星系团的精细结构

Simulations of Galaxy Formation in a Lambda CDM Universe II: The Fine Structure of Simulated Galactic Disks

我们提出了一个详细的分析的动力学性质的模拟盘星系组装层次的Lambda CDM宇宙演化。在z=0时，根据星系中恒星的轨道参数确定了两个不同的动力学分量：一个缓慢旋转的中心集中的球体和一个主要由旋转支持的盘状分量。这些分量也在星系的表面亮度轮廓中被识别出来，它可以很好地近似为一个R^{1/4}椭球体和一个指数盘的叠加。然而，既不动态确定的球体遵循德Vaucouleurs定律，也不是纯粹的磁盘指数，resultwhich呼吁谨慎估计时，从传统的光度分解技术的磁盘的重要性。盘可以进一步分解成一个薄的，动态冷组件与近circularorbits上的恒星和一个热的，较厚的组件与薄盘和椭球体之间的过渡轨道参数。这个球状体是老的，基本上没有比上一次重大吸积事件（大约8 Gyr前）所经过的时间更年轻的恒星。大部分的薄盘星是在合并活动结束后形成的，但也有相当一部分（约15%）的薄盘星的年龄足以早于最后一次主要的合并活动。这个出乎意料的老盘星的人口主要由卫星的潮汐碎片组成，这些卫星的轨道平面与盘重合，并且其轨道在完全破裂之前被动力摩擦圆化。我们的研究结果突出了卫星吸积事件在塑造磁盘和球状组成部分的作用，并揭示了一些线索的组装过程中保存在老恒星星族的详细动态的星系。

具有真实簇势的弧统计。IV。不同宇宙学中的星系团

Arc statistics with realistic cluster potentials. IV. Clusters in different cosmologies

我们利用数值模拟不同宇宙学中的星系团来研究它们形成大弧的能力。宇宙学模型是：标准CDM（SCDM; Omega_0=1，Omega_Lambda=0）;具有减小的小尺度功率的tauCDM（参数为SCDM，但具有较小的功率谱形状参数）;开放CDM（OCDM; Omega_0=0.3，Omega_Lambda=0）;以及空间平坦的低密度CDM（Lambda CDM; Omega_0=0.3，Omega_Lambda=0.7）。所有的模型都被归一化到富簇的局部数密度。模拟这些星系团的引力透镜，我们计算了大弧形成的光学厚度。对于长宽比>= 10的大弧，OCDM的光学深度最大。相对于OCDM，光学深度对于λ CDM低约一个数量级，并且对于S/tauCDM低约两个数量级。这些差异源于宇宙学模型中团簇形成的不同时期，以及强透镜效应的非线性。我们的结论是，只有OCDM模型可以重现所观察到的弧丰度，而其他模型不能这样做的数量级。

Lambda CDM宇宙中X射线森林的模拟

Simulating the X-ray Forest in a Lambda CDM Universe

数值模拟预测，大量重子存在于星系际空间，温度在10^5-10^7 K之间。高度电离的金属，如O VII和O VIII，是这种“温热的星系际介质”（WHIM）的良好示踪剂。对于碰撞电离的气体，每个离子的电离分数在某个特定温度（"峰值温度“）达到峰值，因此不同的离子可以在不同的温度下跟踪IGM。我们进行了流体动力学模拟，研究在IGM的金属分布。通过研究碰撞电离IGM中类H和类He O、Si和Fe的分布函数，并与基于Press-Schechter形式的半解析结果进行比较，我们发现：（1）峰值温度较高的离子（例如，Fe XXVI）倾向于集中在维里化晕周围，这可以通过Press-Schechter分布很好地描述，具有较低峰值温度的离子在小晕（例如星系群）和细丝中都被发现;（2）较低峰值温度的离子更丰富，并且应该容易被观察到;（3）特殊的速度对共振吸收线的加宽贡献很大。

弱透镜晕数与暗物质分布

Weak-Lensing Halo Numbers and Dark-Matter Profiles

积分措施弱引力透镜的暗物质晕，像光圈质量，是敏感的晕质量密度分布依赖于不同的物理性质。对于等温配置文件，孔径质量和维里质量之间的关系是陡峭的比具有普遍NFW配置文件的晕。因此，光圈质量探测的晕质量范围是更广泛的NFW比等温晕。我们使用最近的修改，在清洁发展机制模型中的Press-Schechter质量函数归一化的本地丰富的集群，预测的光环样品的属性，预计将访问与孔径质量技术。如果晕具有NFW剖面，则每平方度应检测到~10个晕，如果它们具有等温剖面，则它们的数量密度低大约一个数量级。这些结果只非常轻微地依赖于宇宙学背景模型。我们的结论是一个显着的弱透镜信号的晕计数是一个强大的不同的暗物质配置文件之间的差异。

暗物质晕的核心密度：对Lambda CDM范式的一个关键挑战？

The core density of dark matter halos: a critical challenge to the Lambda-CDM paradigm?

我们比较了冷暗物质晕在宇宙学N体模拟中发现的中心质量浓度与来自银河系盘动力学和塔利-费舍尔关系的约束。对于目前青睐的宇宙学参数值（$Ω_0 \sim 0.3$ ; $Λ_0=1-Ω_0 \sim 0.7$ ; $h \sim 0.7$ ; COBE和星团丰度归一化的$σ_8$ ;大爆炸核合成$Ω_b$），我们发现，具有与银河系旋转速度相当的圆速度的晕通常具有比从银河系动力学观测推断的多{ \it三倍}的暗物质。星系盘尺度上如此高的中心暗物质浓度也意味着，必须假设恒星的质光比远低于人口合成模型的预期，以重现塔利-费舍尔关系的零点。事实上，即使在黑暗晕中的{ \it all}重子转变成恒星的极端假设下，具有传统$I$波段恒星质光比（$M/L_I \sim 2 \pm 1 (M/L_I)_{\odot}$）的盘也比在给定旋转速度下观察到的要暗大约两个星等。我们研究了几个修改的$Λ$ CDM模型，可能会考虑这些差异，并得出结论，协议只能在放弃其他主要的成功模式的代价。因此，再现盘星系的观测特性似乎需要对目前最成功的结构形成模型进行重大修改。