Universal Substructure Distributions in LCDM halos: Can we find a Fossil Group?
我们利用大宇宙学N体模拟研究了星系团大小的晕中的次晕粒子数。特别是，我们寻找的化石群候选人的典型质量~10-25%的室女星系团，但一个数量级少的子结构。我们研究最近的索赔，最早的系统形成的子结构不足，足以解释在化石群中发现的光度函数。虽然我们的模拟显示了晕形成时间和subhalos的数量之间的相关性，subhalos的最大抑制是2-2.5的因素，而6的因素是需要匹配的化石群和星系。虽然subhalo的数量依赖于弱的形成时间，晕子结构速度函数的斜率不。冷暗物质（CDM）晕内的卫星人口是自相似的星系和星系团之间的规模，无论质量，而目前的观测表明，在自相似性的质量尺度对应的星系群的突破。
2007-04-19 astro-ph
Internal and External Alignment of the Shapes and Angular Momenta of LCDM Halos
我们研究了LCDM N体模拟中星系和群质量暗物质晕的形状和角动量是如何内部相关的，以及它们是如何与周围晕的位置和属性对齐的。我们探索这些关系到比以前的研究低得多的质量（10^11/h Msun）的晕。晕是三轴的，c/a比为0.6 ± 0.1。质量越大的晕就越扁平。主轴在0.6r_vir内非常好地对准。角动量矢量也相当好地对准，除了晕的最外和最内区域之间。角动量矢量倾向于与短轴对齐，平均偏差约为25度，并垂直于长轴和中间轴。在0.4r_vir处的晕的性质是晕内大多数其他半径处的性质的特征。晕的短轴有一个非常强烈的倾向，就是垂直于大尺度的暗条。这种对齐延伸到更大的集团和集群的质量晕比星系质量晕的分离。因此，星系的内在排列可能比以前的预测要弱，以前的预测是基于星系团质量晕的形状。最高浓度晕的角动量倾向于指向其他晕。星系质量晕的角动量指向平行于暗条，而星系团和星系团的质量晕的角动量则倾向于指向垂直于暗条。这表明，集团和集群的质量晕获得大部分的角动量从主要合并沿细丝，而星系质量晕的质量和角动量的吸积历史已经顺利。
2005-04-01 astro-ph
The Evolution of the Dark Halo Spin Parameters lambda and lambda' in a LCDM Universe: The Role of Minor and Major Mergers
在一组无耗散宇宙学LCDM模拟中，研究了暗晕自旋参数的演化及其对暗晕合并历史的依赖性。特别关注的是两种常用的自旋参数版本的差异，即lambda=J*E^1/2/（G*M^5/2）（Peebles 80）和lambda '= J/（sqrt（2）*M_vir*R_vir*V_vir）（Bullock et al. 01）。虽然自旋转移率的分布定义为合并前后自旋参数的比值，但对于lambda和lambda '，我们发现在时间演化上有相当大的差异：虽然lambda'大致与红移无关，但lambda随着红移的减小而显着增加。这种独特的行为产生于吸积过程中自旋转移的微小差异。自旋参数的演化与暗晕的维里比eta：=2*E_kin/ |E_pot|强耦合。主要合并扰动晕和增加他们的维里比和自旋参数为1-2 Gyrs。在高红移（z=2-3），许多晕被平均位力比eta = 1.3的扰动，直到z=0才接近1。我们发现，自旋参数的红移演化是由大量的次要合并，而不是罕见的主要合并事件。
2005-05-12 astro-ph
The Ultimate Halo Mass in a LCDM Universe
在加速LCDM宇宙学的遥远未来，大尺度结构的宇宙网由一组处于动态平衡的越来越孤立的晕组成。我们研究的方法，无碰撞的暗物质流体静力学平衡，使用一个大型N体模拟演化到比例因子a = 100，远远超过真空-物质平等时代，aeq ~ 0.75，和53/h Gyr到未来的和谐模型宇宙（Omega_m ~ 0.3，Omega_Lambda ~ 0.7）。晕的径向相空间结构-在a < a_eq处由一对零速度表面包围动态活跃的吸积区域-在a > 10 a_eq处简化，当这些表面合并以创建单个零速度表面时，清楚地定义了晕的外边界rhalo及其封闭的质量mhalo。这个边界接近一个固定的物理尺寸，包含一个平均内部密度约5倍的临界密度，类似于经典的爱因斯坦-德西特模型中的转向值。我们与mhalo目前用于定义晕质量（m200，mvir，m180 b）的其他尺度，并发现m200是总渐近集群质量的一半左右，而m180 b如下的内部零速度表面的演变为< 2 but becomes much larger than the total bound mass for a >3。所有束缚晕物质的径向密度分布都与截断的Hernquist分布很好地拟合。NFW分布提供了与r200的稍微更好的拟合内部，但是在r200 < r < rhalo的范围内太浅了。
2004-12-07 astro-ph
Angular momentum-Large-scale structure alignments in LCDM models and the SDSS
我们研究了在宇宙学数值模拟和斯隆数字巡天数据发布6中的真实数据中单个物体的角动量和大尺度结构之间的对齐。为此，我们测量模拟晕和观测星系周围的两点交叉关联函数的各向异性，分别研究1-和2-晕制度。在LCDM模拟暗物质晕的角动量的对齐被发现是依赖于规模和晕质量。在大的距离（2-晕制度），高质量晕的自旋优先取向的方向垂直于物质的分布;较低的质量系统显示出较弱的趋势，甚至可能逆转，以显示在平面上的物质分布的角动量。在1-halo项制度，角动量是在垂直于物质分布的方向对齐，效果是强于1-halo项和增加更高的质量系统。在观测方面，我们专注于我们的研究在斯隆数字巡天，数据发布6（SDSS-DR 6）与拉长的明显形状的星系，并研究相对于长半轴的对齐。我们发现在所有样品的长半轴方向上都有过量的结构;红色样品显示出最高的排列（2.7+-0.08%），并表明扁平球体的角动量倾向于垂直于大尺度结构。（节录）
2008-06-27 astro-ph
Evolution of halo-halo clustering and bias in a LCDM model
利用高分辨率N体模拟研究了LCDM模型中晕-晕关联函数和偏差的演化。高的力和质量分辨率允许暗物质（DM）晕在高密度区域的潮汐场中生存，从而防止与“过度合并”问题相关的模糊性。在我们的模拟中，星系大小的星系晕的数量与在真实星系团中观察到的星系数量相似。这使我们能够估计的第一次演变的关联函数和偏差在小（下至~100/h kpc）尺度。我们比较粒子分布，暗物质关联函数，密度分布，和晕质量函数与我们的N体代码和相应的结果的AP 3 M模拟。我们发现，在所有的历元的2点关联函数的星系大小晕xihh是很好的近似幂律与斜率~1.6-1.8。xihh的形状和物质的关联函数的形状之间的差异导致尺度<7/h Mpc时的尺度依赖性偏差，我们发现这是分层模型的一般预测，与时代和模型细节无关。我们发现，我们的研究结果与现有的聚类数据在不同的红移，表明一般成功的结构形成的图片中，星系内形成的主机DM晕。特别是，我们发现一个很好的协议之间的斜率和振幅xihh（z=0）在我们的模拟和星系关联函数测量使用APM星系调查。在高红移下，观测到的Lyman break星系团也被模型合理地很好地再现。
1998-09-29 astro-ph
Evolution of the Dark Matter Phase-Space Density Distributions of LCDM Halos
我们研究了LCDM晕的分级结构形成过程中相空间密度的演化。我们计算了相空间密度（Q）的球平均替代物和暗物质粒子的粗粒度分布函数f（x，v），这些粒子位于四个Milky Way大小的暗物质晕的~2维里半径内。估计的f（x，v）在任何半径上跨越四十年。在$z=0$的银河系大小的DM晕的两个维里半径范围内结束的暗物质粒子在早期红移时具有近似高斯分布的log（f），但在较低的红移时，分布变得越来越偏斜。对应于高斯峰的值随着演化的进行而减小，并且由（1+z）中的幂律很好地描述。最高的f值出现在暗物质晕和暗物质晕的中心，这里的f值可能比主晕中心高一个数量级。幂律Q（r）曲线可能反映了熵的分布（K = σ ^2/rho^{2/3} \propto r^{1.2}），这是暗物质在吸积到不断增长的晕上时获得的。另一方面，估计的f（x，v）表现出更复杂的行为。虽然中间粗粒相空间密度分布F（r）在晕圈内部区域可用幂律近似，但在较大半径处，分布明显变小。这是因为在小尺度上平均的相空间密度对与幸存的subhalos相关的高f材料以及由破裂的subhalos产生的相对未混合的材料（可能在流中）敏感，这在大半径处贡献了相当大的一部分物质。（简略）
2009-06-25 astro-ph
The statistical properties of LCDM halo formation
我们提出了一个比较的统计特性的暗物质晕合并树从千年模拟与扩展的Press-Schechter（EPS）形式主义和相关的GALFORM蒙特卡罗方法生成合奏合并树。体积、质量分辨率和输出频率使Millennium Simulation成为研究结构分层生长的独特资源。我们构建了今天的朋友的朋友组的合并树，并计算了各种统计数据，量化的质量作为红移的函数，吸积率和最近的主要合并的红移分布的祖先。我们还期待在前进的方向和量化的光环，高红移祖细胞的特定质量成为纳入目前的质量分布。我们发现，EPS形式主义和蒙特卡洛扩展捕捉所有这些统计的定性行为，但是，随着红移的增加，他们系统地低估了最大质量的祖先。这个缺点对于Monte-Carlo算法来说是最糟糕的。我们提出了一个拟合函数的祖先质量分布的缩放版本，并显示它如何可以用来更准确地预测祖细胞和最终晕质量分布。
2007-09-26 astro-ph
Abundance and Clustering of C IV Absorption Systems in the SCDM, LCDM and CHDM Models
本文发展了一种在Press-Schechter形式下计算非线性演化质量和坍缩晕的两点关联函数的方法。非线性引力相互作用被看作是各种单个球顶帽聚类的总和。由于质量小于M的初始区域（或大礼帽球）中不可能存在质量为M的坍缩晕，因此可以自然地引入质量晕具有比背景质量更强的相关性的偏见。我们应用这种方法从类星体光谱中C IV吸收系统的空间数密度和关联函数导出了对流行的暗物质模型的约束。考虑到C IV系统应该由坍缩晕承载，可以通过要求坍缩晕的数密度大于观测到的C IV系统的数密度来获得坍缩晕的阈值质量的上限。另一方面，为了解释所观察到的C IV系统的集群，阈值质量的下限将被设置为托管晕。冷暗物质模型、Lamda CDM模型和冷加热暗物质模型都用C IV观测数据进行了检验。
1996-02-16 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
Velocity bias in a LCDM model
在一个平坦的低密度LCDM模型中，我们利用N体模拟研究了暗物质晕的速度偏差，即暗物质和暗物质晕速度场的差异。高的力（2kpc/h）和质量（10^9 Msun/h）分辨率使得暗物质晕能够在非常密集的星系群和星系团环境中生存，这使得将晕用作星系示踪剂成为可能。我们发现，速度偏差pvb测量的比成对的速度晕的暗物质随时间的演变，并依赖于规模。在高红移（z ~5）下，几乎在所有尺度上，晕的运动速度都比暗物质快：pvb（r）~1.2，r>0.5Mpc/h。在稍后的时刻，偏差减小并且在小于r= 5 Mpc/h的尺度上变得低于1：pvb（r）~（0.6-0.8）（z=0）。我们发现，成对的速度偏差的演变如下，并可能是由空间反偏的暗物质晕在小尺度上定义。单点速度偏差b_v，定义为晕和暗物质的均方根速度之比，提供了一个更直接的测量速度差异的方法，因为它对空间偏差不太敏感。我们分析了星系团中的b_v，发现晕比暗物质"热“：b_v=（1.2-1.3），r=（0.2-0.8）r_vir，其中r_vir是维里半径。在较大半径处，b_v减小，在r=（1-2）r_vir处接近1。我们认为，动力学摩擦可能是负责这个小的正的速度偏置b_v>1发现在集群的中心部分。我们没有发现晕和暗物质的速度各向异性有显著的差异。暗物质的速度各向异性可以近似为beta（x）=0.15 + 2x/（x^2+4），其中x以维里半径为单位测…
1999-07-23 astro-ph
Mergers and Disk Survival in LCDM
盘状星系在我们的宇宙中很常见，这是像LCDM这样的分层形成模型的关注来源。在这里，我们调查这个问题的动机来自星系大小的暗物质晕LCDM模拟的原始合并统计。我们的分析表明，大多数（约70%）在z=0时M = 10^12 M_sun的星系晕在过去的10 Gyr中至少吸积了一个质量m > 10^11 M_sun ~ 3 M_disk的物体。涉及较大物体的合并应该是罕见的，这一点指出，m/M = 0.1质量比的合并是最令人担忧的薄星系盘的生存。受这些结果的启发，我们使用高分辨率，无耗散的N体模拟来研究恒星Milky-Way型盘对这些常见合并的响应，并表明薄盘无法在轰击中幸存下来。残余星系的厚度大约是观测到的银河系薄盘的三倍，运动学温度是其两倍。最后，我们评估的建议，磁盘可能会被保存，如果合并涉及富含气体的祖先。我们用经验方法将恒星质量和气体质量作为红移的函数分配给暗物质晕，结果表明，10^12 M太阳晕所经历的大合并中，绝大多数应该是富含气体的（f_gas > 0.5），这表明这是一个潜在的可行的解决盘形成难题的方案。此外，在质量大于10^12.5太阳质量的晕中，富含气体的合并会变得越来越罕见，这表明合并气体分数可能在确定星系光度的形态趋势中发挥重要作用。
2008-11-06 astro-ph
Small-Scale Structure, Missing Galaxies and Gravitational Lensing
讨论了LCDM质量函数小质量端的引力透镜约束。这里采取保守的方法，只强调最难以解释的强类星体透镜中的图像通量异常。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。研究发现，尖焦散透镜的反常现象以及单色光通量比与简单透镜模型之间的矛盾可以在主透镜的暗物质晕中不存在任何子结构的情况下得到解释。质量小于10^9 Msun的河外LCDM晕足以自然地解释这些异常。这并不意味着宿主晶状体内的子结构没有贡献。事实上，它可以支配透镜效应，这取决于星系晕中心有多少子结构幸存下来。光谱引力透镜提供了更多关于这些亚结构的信息。到目前为止，使用这种技术的一个相关案例，Q2237+0305的观测，显示出比LCDM模型中预期的更多的小质量晕（~ 10^6 Msun$）的证据。
2004-08-23 astro-ph
The Inner Structure of LCDM Halos II: Halo Mass Profiles and LSB Rotation Curves
利用一组高分辨率的宇宙学N体模拟研究了星系大小的冷暗物质（CDM）晕的内部质量分布。这些模拟扩展了本系列论文I（Power et al. 2003）中提出的全面数值收敛研究，并证明了在我们最高分辨率的运行中，CDM晕的质量分布可以在r_conv ~ 1 kpc/h的最小收敛半径之外得到鲁棒的估计。模拟晕的密度分布从维里半径向内逐渐变浅，并且没有显示出接近中心附近的明确的幂律行为的迹象。在r_conv处，密度分布的对数斜率比Navarro、Frenk和White（1996）提出的公式所期望的渐近ρ \propto r^-1更陡，但比Moore等人（1999）提出的急剧发散的ρ \propto r^-1.5尖点要浅得多。我们直接比较了de Blok等人（2001），de Blok and Bosma（2002）和Swaters等人（2003）的低表面亮度（LSB）星系的球平均暗物质圆速度（V_c）剖面和自转曲线。大部分（约三分之二）LSB星系的V_c轮廓与CDM晕的V_c轮廓基本一致。然而，在这些样品中，大约三分之一的LSB具有在旋转曲线的上升部分和平坦部分之间的急剧过渡，这在CDM晕的V_c轮廓中是看不到的。这种差异已被解释为排除尖点的存在，但我们认为，它可能只是反映了圆速度和气体旋转速度之间的差异可能会出现在气体磁盘嵌入现实，三轴CDM晕。
2003-10-20 astro-ph
Mass-to-light ratio gradients in early-type galaxy haloes
由于在不久的将来应该看到一个迅速扩大的一套探头的晕质量的个别早型星系，我们介绍了一个方便的参数来表征晕质量从观测和理论的结果：\dML，对数径向梯度的质光比。从LCDM模拟使用晕密度分布，我们得到的各种星系光度和恒星形成效率$ε_{SF}$的这种梯度的预测。作为一个试点研究，我们收集了可用的\dML \早期型星系的运动学数据-代表晕质量在广泛的早期型星系光度的第一个无偏研究-并找到光度和\dML之间的相关性，这样最亮的星系出现最暗物质为主。我们发现，在大多数最明亮的星系的梯度可能适合与LCDM的预测，但也有一个人口较暗的星系的梯度是如此之低，这意味着一个不合理的高恒星形成效率$ε_{SF} > 1$。如果假定暗晕不具有标准的LCDM剖面，但具有较低的中心浓度，则这一困难得到缓解。
2004-11-23 astro-ph
Evolution of the Cluster Mass and Correlation Functions in LCDM Cosmology
用当前最佳拟合LCDM宇宙学（Ω_m = 0.27，σ_8 = 0.84，h = 0.7）的高分辨率模拟得到的10^6个团簇，确定了团簇质量函数和团簇关联函数从z = 0到z = 3的演化.结果提供了预测与未来的观测高红移星系团的比较。将低红移星团的质量函数预测值与早期Sloan数字巡天观测值以及远距离大质量星团的丰度预测值与观测值进行比较，发现质量涨落幅度（σ 8 = 0.9）略大，密度参数（Ω m = 0.2）略低，这些值与当前观测和模型的不确定度在1-σ范围内是一致的。对于给定的质量极限，星系团的关联函数强度随着红移的增加而增加;过去星系团的关联性更强，这是因为它们随着红移而增加的偏差--当M > 5 x 10^13 h^-1 M_sun时，偏差在z = 2时达到b = 100。丰度相关的集群关联函数，表示为相关尺度与集群平均分离关系，R 0-d，一般是与观测一致。这个关系可以近似为：当d = 20 ~ 60 h ^-1 Mpc时，R_0 = 1.7 d^0.6 h^-1 Mpc。令人惊讶的是，当z < 2时，R 0-d关系随红移的变化很小;这可以为当前的LCDM模型提供一个新的测试，当与未来对高红移星系团的观测进行比较时。
2005-01-13 astro-ph
Galaxy Mergers and Dark Matter Halo Mergers in LCDM: Mass, Redshift, and Mass-Ratio Dependence
我们采用了高分辨率LCDM N体模拟提出合并率预测暗物质晕和调查如何共同合并相关的观测星系-如密偶计数，星爆计数，和形态干扰分数-可能规模与光度，恒星质量，合并质量比，和红移从z=0到z=4。我们提供了一个简单的“通用”拟合公式，描述了我们推导出的合并率为暗物质晕暗晕质量，合并质量比和红移的函数，并继续预测星系合并率使用数字密度匹配关联晕与星系。例如，我们发现m/M>0.3质量比的事件进入典型的L > f L* 星系的瞬时合并速率遵循简单的关系式dN/dt=0.03（1+f）（1+z）^2.1 Gyr^-1。尽管合并率随着红移的增加而迅速增加，但只有一小部分>0.4 L* 的高红移星系（z=2时约3%）应该在最近（t<1亿年）经历了一次大合并（m/M >0.3）。这表明，短暂的，合并引起的恒星形成爆发不应该在早期对全球恒星形成率有显着贡献，与观测指标一致。我们强调，必须非常小心，因为预测的观测值非常敏感地依赖于星系的光度，红移，总质量比，并合并残余物的不确定的弛豫时间尺度进行比较。我们表明，大多数明亮的星系在z=3应该经历了一个主要的合并（>0.3）在过去的700万年，并得出结论，合并几乎肯定发挥了重要作用，提供重子和影响运动学性质的莱曼Break Galvanies（LBG）。（节略）
2009-11-14 astro-ph
Profiles of dark-matter haloes at high redshift
我研究了在SCDM和LCDM宇宙学中作为时间函数的晕密度分布的演化。在Del Popolo等人（1999）的基础上，本文计算了浓度参数c= rv/a，并研究了其随时间的演化。对于给定的晕质量，我们发现在LCDM和SCDM宇宙学中c（z）~1/（1+z），与Bullock等（1999）的解析模型和N体模拟结果一致.在这两个模型中，a（z）大致恒定。与Navarro等人（1997）的模型相比，本模型预测了c（z）的更强演化。最后，我展示了一些结果对星系建模的影响。
2001-03-27 astro-ph
Structure Formation in Dynamical Dark Energy Models
我们进行N体模拟模型与DE组件。除了考虑具有常数负态参数w的DE外，我们还考虑了通过RP势或SUGRA势自相互作用的标量场的DE。根据我们的后线性分析，在z=0，DM功率谱和晕质量函数不依赖于DE性质。这是值得欢迎的，因为LCDM符合观察结果。相反，光环轮廓比LCDM更致密。例如，M=10^13的DE晕在15 kpc处的密度比LCDM高出约45%。因此，差异很小，但DE并不能缓解尖点DM轮廓的问题。我们也研究subhalos，并发现，在$z=0$，卫星的数量在所有DE模型一致。在更高的z，DE模型显示出与LCDM和它们之间的差异越来越大（即在质量函数演化中）;这是区分不同DE状态方程的明显模式。
2003-09-16 astro-ph
Strong lensing optical depths in a LCDM universe II: the influence of the stellar mass in galaxies
我们研究了在和谐LCDM宇宙学中，星系中恒星质量对引力透镜的影响。我们扩展了我们以前的研究，通过千禧年模拟的射线追踪的基础上，包括恒星成分预测的星系形成模型。我们发现，包含这些组件大大提高了强透镜的概率相比，“暗物质只有”宇宙。对与强透镜事件有关的“透镜”的鉴定表明，星系的恒星质量（一）大大增强了星系团和星系团晕的强透镜横截面，（二）在较小的晕中产生强透镜，在没有恒星的情况下不会产生明显的影响。即使我们只考虑图像分裂>10角秒，发光物质也可以将强透镜光学深度提高到2倍。
2008-05-23 astro-ph
The largest virialized dark halo in the universe
利用半解析方法，我们提出了一个估计的最大维里化暗晕在目前的宇宙中的三种不同的方案的结构形成：SCDM，LCDM和OCDM模型的属性。由此产生的维里质量和温度从OCDM中的最低值$1.6 \times 10^{15}h^{-1}M_{\odot}$和9.8 keV、LCDM中的中间值$9.0 \times 10^{15}h^{-1}M_{\odot}$和31 keV增加到SCDM中的最高值$20.9 \times 10^{15}h^{-1}M_{\odot}$（65 keV）。与宇宙中最大的维里化物体，最富有的星系团相比，我们可以安全地排除OCDM模型。此外，SCDM模型是非常不可能的，因为不合理的高维里质量和温度。我们的计算有利于流行的LCDM模型，其中超星系团可以被边缘视为动态维里化系统。
2002-04-29 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
Gravitational Lensing by a Compound Population of Halos: Standard Models
根据观测到的星系自转曲线和对暗物质晕的理论模拟，有理由相信宇宙中至少存在三种不同类型的暗物质晕，按它们的质量M和质量密度的内斜率-α分类：（星系）：10^{10} h^{-1} M_ \odot < M < 2 \times 10^{13} h^{-1} M_ \odot，α= 2;星群B（簇晕）：M > 2 \times 10^{13} h^{-1} M_ \odot，α= 1.3; C（矮晕）：M < 10^{10} h^{-1} M_ \odot，α= 1.3。在本文中，我们计算了这样一个复合人口的暗晕，图像分离和时间延迟产生的透镜概率，假设晕的质量函数是由Press-Schechter函数和宇宙描述的LCDM，OCDM，或SCDM模型。将LCDM模型归一化到WMAP观测值，将OCDM和SCDM模型归一化到富簇的丰度。我们比较了不同的宇宙学模型的预测与观测数据，并表明，无论是LCDM和OCDM模型是勉强符合目前可用的数据，但SCDM模型被排除在外。复合模型与观测到的分裂角和时间延迟之间的相关性的拟合非常好，但与数量与分裂角关系的拟合仅适用于客观JVAS/CLASS调查中的少量源。同一类型的更大规模的巡天将具有很大的力量来区分宇宙学模型。此外，LCDM模型中的C族在时域中具有独特的特征，在伽玛暴中可能观察到的约3秒处的额外峰值，这使得它与CDM场景的变体（例如温暖的暗物质，排斥…
2003-08-05 astro-ph
Testing the LCDM model (and more) with the time evolution of the redshift
随着许多雄心勃勃的新一代超大型望远镜的计划正在进行中，以及前所未有的分辨率的光谱仪，出现了真正的可能性，即宇宙学红移的时间演化可能在不久的将来被证明是一个有用的工具，而不仅仅是一个理论上的好奇心。在这里，我将这种方法与基于光度（或任何其他明确定义的）距离的标准宇宙学过程进行对比。然后，我表明，这样的观测不仅提供了一个直接测量的所有相关的宇宙学参数的LCDM模型，但也将提供广泛的内部一致性检查。此外，在一个更一般的情况下，我表明，没有引入进一步的时间导数的红移，事实上可以映射出的暗能量状态方程的LCDM模型失败。考虑膜世界的情况和相互作用的暗能量模型有助于强调这样一个事实，即这种观测的有用性将不仅限于高红移。
2007-09-11 astro-ph gr-qc
Spatial and Dynamical Properties of Voids in a LCDM Universe
我们利用半解析的星系形成模型（GALFORM，Cole et al. 2000），在LCDM数值模拟中研究了质量、暗物质晕和星系（BJ <-16）分布中空洞的统计特性。我们发现从GALFORM星系中选取的空洞的性质与从质量M>10^11.5 M_sun/h的晕群中识别出的空洞的性质是相容的，类似于晕的中值质量，M_med=10^11.3 M_sun/h。我们还发现，星系和晕定义的空隙的数量密度可以高达两个数量级高于质量定义的大空隙半径的空隙。正如预期的那样，对于较大的空隙，在较大的空隙中心距离处有最大的流出速度（通过线性关系很好地描述）。出现该最大值的空隙中心距离遵循合适的幂律拟合形式log（d_vmax）=（r_void/A）^B。在足够大的距离，我们发现温和的infall运动到次稠密地区。我们发现，在红移空间中，类似的分析会使流出和流入都以较低的振幅出现。我们还发现，星系和晕的速度色散在平行于空洞壁的方向上大约10- 20%。我们分析了实空间和红移空间中的空隙示踪剂交叉关联函数作为分离的函数，也作为平行和垂直于视线的分离的函数。在xi（sigma，pi）中观察到的畸变模式是沿着视线延伸到大间隔的伸长。正的xi等值线证明了虚空壁上的上帝之指运动。沿着视线的延伸在星系、晕和质量定义的空洞之间大致相当。（节录）
2005-08-12 astro-ph
Evolution of the Pancaking Effect in a LCDM Cosmology
我们探讨了在LCDM宇宙假设的引力煎饼效应所造成的速度场的大尺度各向异性的演变。分析了4个不同红移z=0，0.5，1和z=2的Millennium Run晕星表，发现在红移z=2处，当特征饼尺度约为3 Mpc/h时，饼效应开始干预等级结构的形成.它也清楚地显示了如何程度和规模的煎饼效应随时间的变化。基于Zel'dovich近似，提出了一个解析模型，定量地解释了速度-饼状排列的演化。讨论了这一发现的宇宙学意义和在真实宇宙中探测信号的可能性。
2007-06-04 astro-ph
Merging Rate of Dark Matter Halos: Evolution and Dependence on Environment
我们讨论了宇宙学环境的影响，暗物质晕的演化，使用高分辨率的模拟空间平坦的LCDM宇宙学。
1999-09-01 astro-ph
Signatures of LCDM substructure in tidal debris
在过去的十年里，对银河系恒星组成部分的调查揭示了一些来自潮汐破裂的矮星系和球状星团的流。在LCDM宇宙学中对等级结构形成的模拟预测，像银河系这样的星系的暗物质晕包含数百个质量为10^8太阳质量或更大的暗物质晕，并且已经提出相干潮汐流的存在与预期的子结构丰度不相容。通过模拟自引力卫星在不同轨道上的分裂，研究了暗物质子结构对潮汐流的影响.我们发现，晕的形状和特定的轨道路径更强烈地决定了卫星的整体破坏程度比存在或不存在的子结构，即，由于子结构而引起的潮汐碎片大尺度特性的变化与来自平滑势中不同轨道的碎片的变化相比是很小的。子结构通常会导致天空投影中潮汐碎片的结块程度增加，并且在某些情况下会导致视线速度分布更加紧凑。子结构也导致不同的部分的碎片的位置相比，平滑晕模型的结果，这可能有重要的影响所观察到的潮汐流的解释。一个独特的签名的存在下的子结构的光环，这可能是检测到即将到来的调查被确定。然而，我们的结论是，子结构的预测水平是一致的相干潮汐流从矮星系的检测。
2008-03-25 astro-ph
Empirical models for Dark Matter Halos. I. Nonparametric Construction of Density Profiles and Comparison with Parametric Models
我们使用的技术，从非参数函数估计理论提取的密度分布，及其衍生物，从一组N体暗物质晕。我们认为从LCDM模拟引力集群，以及孤立的，球形的崩溃产生的晕。LCDM晕的对数密度斜率γ = d（log rho）/d（log r）随半径呈幂律变化，在最内层的分辨半径（~0.01 r_virial）处达到γ ~ -1。这种行为与破坏幂律模型（如NFW剖面）的行为明显不同，但与de Vaucouleurs等模型的行为相似。因此，我们比较了N体密度分布与各种参数模型，以找到提供最佳拟合。我们考虑一个具有任意内斜率的NFW类模型; Dehnen & McLaughlin的各向异性模型; Einasto的模型（在函数形式上与Sersic的模型相同，但适合于空间密度）;以及Prugniel & Simien的密度模型，该模型被设计为匹配Sersic的R^{1/n}定律的降投影形式。总的来说，最适合LCDM晕的模型是Einasto的，尽管Prugniel-Simien和Dehnen-McLaughlin模型也表现良好。关于球形塌陷晕，Prugniel-Simien和Einasto模型都很好地描述了密度分布，均方根散射比NFW模型或3参数Dehnen-McLaughlin模型小四倍。最后，我们证实了最近声称的一个系统的变化与晕质量的轮廓形状。
2006-08-29 astro-ph
Six Puzzles for LCDM Cosmology
LCDM宇宙学模型是一个定义明确、简单和具有预测性的模型，它与当前大多数宇宙学观测结果是一致的。尽管取得了这些成功，但仍有一些具体的宇宙学观测结果与LCDM的预测存在2σ或更高的差异。这些观察包括以下内容：1.大规模速度流（LCDM预测的流动幅度和规模明显小于观测结果），2。Ia型超新星（SnIa）在高红移z时的亮度（LCDM预测SnIa在高z时较暗），3。空洞的空洞（LCDM预测空洞中的矮星系或不规则星系比观测到的要多），4。星系团晕轮廓（LCDM预测的是较浅的低浓度和密度轮廓，而观测结果显示的是较密集的高浓度星系团晕）星系晕的轮廓（LCDM预测晕质量轮廓具有尖形核心和低外部密度，而透镜和动力学观测表明中心核心的密度恒定，并且具有平坦的高暗质量密度外部轮廓），6。盘星系的相当大的人口（LCDM预测由于最近的合并预计会破坏冷旋转支撑的盘星系的一小部分）。尽管上述一些挑战的起源可能是天体物理的或与暗物质性质有关，但应该强调的是，即使在星系和星系团尺度上，暗能量对天体物理系统平衡和稳定性的影响也是不可忽视的，它们可能在解决上述难题中发挥关键作用。在这里，我简要地回顾了这六个挑战的LCDM和讨论可能的暗能量属性所需的解决方案。
2008-12-22 astro-ph gr-qc hep-ph
Abundance and Clustering of QSOs in Cosmic Structure Formation Models
结合类星体的空间丰度观测和两点关联函数，可以有效地对宇宙结构形成模型设置约束。重力束缚晕的丰度和它们的两点关联函数都可以用传统的Press-Schechter公式计算。我们应用这种方法研究了三种流行模型中类星体可能的宿主晕的性质：标准冷暗物质（SCDM）模型，低密度平板冷暗物质（LCDM）模型和冷加热暗物质（CHDM）模型。将LCDM和CHDM模型归一化为COBE-DMR观测值，将SCDM归一化为$σ= 0.58$。我们发现SCDM和LCDM模型都能通过类星体的丰度加相关检验。然而，CHDM很难同时产生与高红移类星体的数密度和它们在大尺度（10 h^{-1} Mpc）上的成簇相匹配的宿主晕。我们研究了各种机制，起源于引力和非引力，这可能会导致一个偏向的晕集群。我们的结论是，这些影响太弱，以释放的麻烦CHDM模型。
1997-04-04 astro-ph
Cluster Alignments and Ellipticities in LCDM Cosmology
星系团的椭圆度和排列，以及它们的红移演化，在一个以λ为主导的冷暗物质宇宙学的背景下进行检查。我们使用大尺度、高分辨率的N体模拟来模拟光锥中的物质分布，光锥包含~10^6个红移为z=3的团簇。星系团的椭圆度是由星系团的质量、半径和红移决定的，无论是在3D空间还是在投影中。我们发现强大的集群椭圆：平均椭圆率增加红移从0.3在z=0到0.5在z=3，为3D和2D椭圆的演化是很好的拟合e=0.33+0.05z。椭圆度随星系团质量和半径的增大而增大，星系团主体比核心更椭圆，但椭圆度随红移的增大而增大的现象得以保留。使用拟合的集群椭球，我们确定集群的排列作为其分离的函数。我们发现，当距离小于100 Mpc/h时，团簇的排列很强;排列随距离的减小和红移的增加而增加。团簇从早期的高度排列和伸长的系统到现在的低排列和伸长的系统的演化反映了结构形成的等级性和连续性。与即将到来的星团巡天相比，这些星团椭圆率和排列的测量将为当前的宇宙学模型提供新的测试。
2004-10-01 astro-ph
Dark Matter Density in Disk Galaxies
我表明，预测密度的内部暗物质晕的LCDM模型的结构形成似乎高于估计从真正的星系和酒吧的动力学摩擦的限制。如果在无碰撞坍缩模拟中被忽略的物理过程能够减少内晕中的暗物质密度，那么这种不一致性对LCDM模型来说就不是问题。我审查提出的机制，以实现所需的密度降低。
2008-07-12 astro-ph
Populating Dark Matter Haloes with Galaxies: Comparing the 2dFGRS with Mock Galaxy Redshift Surveys
在最近的两篇论文中，我们开发了一种强大的技术，通过考虑晕占据数作为星系光度和类型的函数，将星系的分布与暗物质晕的分布联系起来。在本文中，我们使用这些分布函数填充暗物质晕在高分辨率N体模拟的标准LCDM宇宙演化与欧米茄_m=0.3和sigma_8=0.9。将100 Mpc/h和300 Mpc/h的模拟箱与512^3个CDM粒子堆叠在一起，我们构建了红移z=0.2的模拟星系红移巡天。我们使用这些模拟调查来调查各种聚类统计。不同光度和类型星系的投影关联函数在大于3 Mpc/h的尺度上与观测结果吻合得很好。然而，在较小的尺度上，该模型高估了聚类能力约2倍。此外，该模型预测的成对速度色散（PVD）约400公里/秒太高，在投影对分离~1 Mpc/h。大质量晕中的强速度偏差可以将预测的PVD降低到观测水平，但无助于解决小尺度上聚集能力的过度预测。只有当团簇的质光比几乎是观测值的两倍时，才能在标准LCDM模型中得到一致的结果。另外，σ_8 =0.75的LCDM模式也能再现观测结果。
2004-02-20 astro-ph
Giant Arc Statistics In Concordance With A Concordance LCDM Universe
巨弧的频率-高度扭曲和强烈的引力透镜背景星系-是宇宙学模型的一个强有力的测试。以前比较目前流行的和谐宇宙学模型（一个平坦的宇宙主导宇宙）的弧统计与观测结果显示出明显的巨大差异。在这里，我们提出了新的射线拍摄的结果，基于高分辨率（1024^3粒子在320 Mpc/h的盒子）大尺度结构模拟归一化的WMAP观测。我们遵循光线通过一个伪3D物质分布近似由多达38个透镜平面，并评估各种源红移弧的发生。我们发现强透镜背景源的频率是源红移的陡峭函数：当背景源从z_s = 1.0移动到z_s = 1.5时，巨弧的光学深度增加了5倍。这是一个结果的临界表面质量密度的透镜，结合非常陡峭的集群质量函数在高质量端的适度减少。我们的结果与Bartelmann等人（1998）的结果一致，如果我们像他们那样将所有源严格限制在z_s = 1。但是如果我们考虑到源红移的分布更真实，扩展到z_s > 1.5或更大，那么明显的差异就消失了：弧的频率比以前的估计增加了大约10倍，并且在天空中大约每20平方度就有一个弧。这种预测的LCDM模型，然后在很好的协议与观察到的频率的电弧。因此，我们认为“失踪弧”的问题，一个和谐的LCDM宇宙学解决。
2003-06-04 astro-ph
Mass accretion histories & density profiles of LCDM clusters
本文分析了平坦LCDM宇宙学中星系团大小晕的质量吸积历史和密度分布，为了拟合所有星系团的质量吸积历史，我们需要推广以往对星系晕的系统研究中发现的质量吸积历史拟合，发现密度分布的浓度与星系晕质量吸积历史及其形成红移密切相关。在快速质量增长的早期，浓度基本保持恒定，并且很低（~3-4），而在缓慢的吸积阶段，浓度随着红移的减小而增加，为1/（1+z）.我们考虑了三种广泛讨论的解析密度分布的拟合，发现对于所有的团簇，没有唯一的最佳拟合.同时，如果一个团簇在z=0时被一个特定的解析密度分布最佳拟合，在z ~ 1- 2的较早时期也是如此。在3%维里半径处密度分布的局部对数斜率范围为-1.2到-2.0。此外，对数斜率随着半径的减小而变浅，直到最小的可分辨尺度都没有达到一个渐近值（<维里半径的1%）。在MAH快速质量增长的早期阶段，密度分布可以用单一的幂律rho（r）~ r^-a（a ~ 1.5- 2）很好地描述。相对较浅的幂律斜率导致这些演化阶段的低浓度，这表明晕的密度分布在快速吸积和活跃的合并阶段形成了内幂律分布，而在质量吸积减缓阶段形成了外陡分布。
2005-09-10 astro-ph
Galactic Halos in MONDian Cosmological Simulations
在本文中，一系列高分辨率的n体模拟中的运动方程已被改变，以考虑修改后的牛顿动力学（MOND）。结果表明，一个低Ω 0 MONDian模型与适当的选择的标准化sigma8可以导致类似的聚类性质在红移z=0的普遍接受的（标准）LCDM模型。然而，这样的模型在高红移下没有显示出明显的结构，只有极少数的物体存在于z>3以上，这可以很容易地归因于所采用的低Omega0值。在红移z=0处与LCDM的一致性是由MOND中更快的结构演化驱动的。此外，星系形成似乎更强烈地偏向MONDian宇宙学。在目前的实施MOND密度轮廓的引力约束对象在z=0仍然可以拟合的通用NFW配置文件，但MOND晕是不那么clusified。
2003-09-29 astro-ph
Density profiles of LCDM clusters
我们分析了平坦LCDM宇宙学中维里质量为0.6-2.5x10^14/h Msun的星系团大小晕的质量吸积历史（MAH）和密度分布。与前人的研究一致，我们发现密度分布的浓度与晕的MAH及其形成红移密切相关，在质量快速增长期间，浓度保持大致恒定且c_v ~ 3-4较低，而在缓慢吸积阶段，它随红移的减小而增大，c_v ~（1+z）^-1.我们考虑了三种广泛讨论的解析密度分布对模拟团簇的拟合，主要集中在最松弛的内部区域.我们发现，对于所有的系统，没有唯一的最佳拟合解析密度分布.然而，如果一个团簇在z=0时被一个特定的解析密度分布最佳拟合，在z ~ 1- 2的较早时期也是如此。在3%维里半径处密度分布的局部对数斜率范围为-1.2到-2.0，对于所研究的所有团簇，对数斜率随着半径的减小而变浅，但没有达到最小的渐近值分辨尺度<维里半径的~1%。我们没有发现内斜率与地层红移或晕的MAH形状有明显的相关性。然而，我们确实发现，在快速质量增长期间，密度分布可以很好地用一个单一的幂律rho（r）~ r^-gamma来描述，其中gamma ~ 1.5- 2.相对较浅的幂律斜率导致了这些演化阶段的低浓度，这表明晕的内幂律密度分布是在快速质量吸积和活跃合并阶段建立起来的，而当质量吸积缓慢时，形成外部陡峭的轮廓。
2004-05-23 astro-ph
A Universal Density Profile for Dark and Luminous Matter?
我们探讨了早型星系光度分布和LCDM晕质量分布的相似性。这些系统的空间结构可以用一个简单的定律来精确描述，其中投影密度的对数斜率是半径的幂律;塞尔西定律。我们发现，这一法律提供了一个显着更好的拟合比三参数泛化的NFW配置文件，并获得最佳拟合Sersic参数的一组高分辨率LCDM晕跨越广泛的质量。矮星系和星系大小的晕的平均Sersic n值为3.0，星系团大小的晕的平均Sersic n值为2.4，与发光椭圆星系的特征值相似。我们讨论了相同的法律应该描述黑暗和明亮的系统，跨越超过七十年的质量范围的可能原因。
2005-02-24 astro-ph
The impact of Early Dark Energy on non-linear structure formation
我们研究了早期暗能量（EDE）宇宙学的高分辨率模拟中的非线性结构形成，并将其演化与标准LCDM模型进行了比较。扩展的球形礼帽坍缩模型预测，维里的超密度和线性阈值密度的崩溃应修改EDE模型，产生显着的修改预期的晕质量函数。在这里，我们提出了直接测试这些期望的数值模拟。有趣的是，我们发现，Sheth和Tormen的形式主义估计的丰富的暗物质晕继续工作在其标准形式的早期暗能量宇宙学非常好，相反的分析预测。残差甚至略小于LCDM。我们还研究了不同暗能量宇宙学中质量和暗物质速度色散之间的维里关系，发现与Evrard等人校准的λ归一化非常一致。（2008年）。相对于LCDM，EDE模型中结构的早期增长在高红移处产生了很大的质量函数差异。这可以直接通过计算视速度弥散函数的组数来测量，避开了给晕分配质量的模糊问题。使用暗物质子结构作为成员星系的代理，我们证明，即使有3-5个成员足够精确的测量的晕速度色散函数是可能的。最后，我们确定了我们的EDE宇宙学的浓度-质量关系。与较早的形成时间相一致，在给定的晕质量下，EDE晕显示出较高的浓度。我们发现，浓度差异的大小很好地描述了Eke等人的处方。（2001）用于估计晕圈浓度。
2008-09-19 astro-ph
Testing LCDM with the Growth Function δ(a): Current Constraints
我们编制了一个由22个红移范围（0.15，3.8）的数据点组成的数据集，可以用来约束线性扰动增长率f= \frac{d\lnδ}{d\ln a}。这些数据点中的五个直接通过红移扭曲或随红移的功率谱变化来约束增长率f。其余的数据点通过由Ly-α在不同红移处推断的均方根质量涨落σ_8（z）间接地约束f。我们的分析检验了LCDM模型的一致性，并得到Wang-Steinhardt增长指数γ（定义自f=Ω_m^γ）的约束条件为γ=0.67^{+0.20}_{-0.17}。该结果在$1σ$处与LCDM预测的值γ={6/11}=0.55明显一致。我们还将我们的分析应用于LCDM的一个新的零检验，它类似于Chiba和Nakamura（arXiv：0708.3877）最近提出的一个零检验，但不涉及膨胀率$H(z)$的导数.这也导致了LCDM提供了一个很好的拟合当前线性增长数据的事实。
2007-10-31 astro-ph gr-qc hep-ph
Optimising Baryon Acoustic Oscillation Surveys - I: Testing the concordance LCDM cosmology
我们通过精确测量重子声学振荡（BAO）来优化未来光谱红移测量的设计，特别强调宽场多目标光谱仪（WFMOS）的设计。我们开发了一个模型，预测可能的目标星系的曝光时间和红移的函数的数量密度。我们使用这个数计数模型与拟合公式的准确性BAO测量，以确定不同的调查和仪器设计的有效性。我们搜索通过可用的调查参数空间，以找到最佳的调查方面的暗能量状态方程参数根据暗能量工作组图的优点，包括预测未来的测量从普朗克卫星。我们优化的调查，以测试的LambdaCDM模型，假设星系预先选择使用光度红移有一个恒定的数密度与红移，并使用非线性截止的物质功率谱，随红移的演变。我们发现，线发射星系强烈首选连续发射星系作为目标。最佳测量覆盖红移范围0.8 < z < 1.4，覆盖尽可能宽的区域（6000平方米）。从1500小时观察时间开始）。光谱仪最有效的光纤数量是2，000根，随着额外光纤的增加，测量性能不断提高，直到达到10，000根光纤的平台。在调查参数空间中的最佳点不是高峰值，并没有显着影响，包括即将到来的超新星调查和其他BAO实验的约束。
2007-05-16 astro-ph
Low mass dark matter halos in voids
利用数值模拟和Sheth-Tormen近似，我们研究了空洞中暗物质晕的质量函数。我们发现，空的质量函数是显着较低的，它的形状是不同于场晕。我们预测，在标准LCDM模型中，半径为10 h^-1 Mpc的空洞应该有50个圆速度v_c > 50 km/s的晕和600个v_c > 20 km/s的晕。
2002-07-23 astro-ph
A Revised LCDM Mass Model For The Andromeda Galaxy
我们提出了一个更新的M31的质量模型，利用斯皮策3.6 $μ$ m图像，质量-光比梯度的基础上星系的B-R颜色配置文件，并从各种来源观察到的旋转曲线数据。我们研究的情况下，暗物质遵循一个纯粹的NFW配置文件，并在初始NFW晕合同的响应星系的形成。我们发现，这两种情况下可以产生一个合理的拟合所观察到的旋转曲线数据。然而，一个纯NFW模型需要的浓度c_{vir} =51，这是远远超出LCDM宇宙学预测的范围，因此是不利的。一个膨胀收缩的NFW晕倾向于初始浓度c_{vir} =20，维里质量为8.2 × 10 ^{11} M_{\odot}，这与宇宙学对M31大小星系的预期一致。最佳拟合质量与仙女座星系流运动学、卫星星系径向速度和行星状星云研究的估计一致。最后，利用已知的旋转曲线剪切和旋臂俯仰角之间的线性相关性，我们表明，恒星旋臂俯仰角M31（这是不能从成像数据推断，由于星系的倾斜）是P=24.7 \pm 4.4度。
2008-07-18 astro-ph
The history of star formation in a LCDM universe
利用LCDM宇宙学中结构形成的流体动力学模拟，我们研究了从红移z~20的“暗时代”到现在的宇宙恒星形成历史。除了重力和普通的流体动力学，我们的模型还包括气体的辐射加热和冷却，恒星形成，超新星反馈和银河风。通过利用一组关于连锁尺度和时期的全面模拟，我们证明了我们的结果在所有相关晕质量尺度（范围从10^8到10^15兆太阳/小时）上的数值收敛性。考虑到观测的不确定性，宇宙恒星形成的预测密度与测量结果大致一致。从现在开始，它逐渐上升了约10倍，在z~5-6处达到峰值，这超出了观测估计的红移范围。50%的恒星被预测是在红移z~2.1时形成的，因此年龄大于10.4 Gyr，而只有25%的恒星在红移z~1时形成。目前所有恒星的平均年龄约为9 Gyr。我们的模型预测在z=0的总恒星密度为Omega_*=0.004，相当于所有重子的10%被锁定在长寿命恒星中，与最近测定的宇宙光度密度一致。我们确定了“宇宙恒星形成的多重性函数”作为红移的函数，即恒星形成相对于晕质量的分布。我们还简要地研究了我们预测的恒星形成历史对宇宙中氢再电离的可能影响。我们发现，模拟预测的恒星形成率足以解释氢再电离的z~6，但只有当一个高的逃逸分数接近统一的假设。（节略）
2003-10-09 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
Cosmic Mimicry: Is LCDM a Braneworld in Disguise ?
对于一个广泛的参数值范围，膜世界模型显示出一个显着的属性，我们称之为宇宙拟态。宇宙拟态的特征是，在低红移时，膜世界模型中的哈勃参数与LCDM宇宙学中的哈勃参数几乎没有区别。值得注意的一点是，膜世界模型和LCDM宇宙学中的Ω_m参数可能完全不同。因此，在高红移（早期），膜世界像一个物质主导的宇宙一样渐近膨胀，其Ω_m的值由局域物质密度的观测推断。在低红移（晚期），膜世界模型的行为几乎完全类似于LCDM模型，但宇宙学密度参数Ω_m^{LCDM}具有重整化值。表征宇宙拟态的红移与高维膜世界拉格朗日量中的参数有关。宇宙拟态是膜世界模型中引力尺度依赖性的自然结果。宇宙学密度参数值的变化与膜世界理论中有效引力常量的空间依赖性有关。拟态模型的一个子类导致宇宙的年龄更大，并且还预测了比LCDM宇宙学中的z_{reion} \simeq 17更低的再电离红移。因此，这些模型可能会提供一个背景宇宙学，这是在更好的协议都与观测到的类星体丰度在z \gsim 4和大光学深度的威尔金森微波各向异性探测器测量的再电离。
2005-11-26 astro-ph gr-qc hep-ph
Gravitational lensing in a concordance LCDM universe: The importance of secondary matter along the line of sight
到目前为止，在几乎所有的强引力透镜分析中，为了模拟巨弧系统和多个类星体的图像，都假设所有的偏转物质都集中在一个透镜平面上，在一定的距离-薄透镜近似。然而，在少数观察到的情况下，透镜在一个以上的红移已被确定为有助于图像分裂。在这里，我们报告的重要性和频率显着的多个透镜剂的定量调查。我们使用多透镜平面模拟来评估两个或多个透镜平面组合的频率对于多个成像是必不可少的，与单个透镜平面单独提供足够的聚焦以达到超临界的情况相比。我们发现，分数的情况下，一个以上的透镜平面的贡献显着的多图像透镜的情况是一个强大的功能源红移。对于红移单位的源，95%的透镜仅涉及单个质量浓度，但对于更典型的场景，例如，一个红移z_s = 3.8的源，多达38%的强透镜类星体/弧的出现是因为一个或多个附加透镜平面的显著物质贡献。在30%至40%的情况下，当额外的平面作出显着的贡献，主透镜的表面质量密度将被高估约15%至20%，如果额外的贡献是不承认的。
2004-05-07 astro-ph
Cusps in CDM halos
我们在宇宙学LCDM模拟中，以2*10^6 Msun的质量分辨率，甚至在z=4.4之前，以3*10^5 Msun的质量分辨率，解析了一个大质量星系团的内部区域。这比团簇的最终维里质量小10亿倍，比目前的LCDM模拟大幅度增加。我们使用一种新的多质量细化程序实现了这一分辨率，现在能够探测到维里半径0.1%的暗物质晕密度分布。这个星系团晕的内部密度分布在最小的分辨尺度下符合幂律ρ ~ r^-γ。一个大致恒定的对数斜率的内部区域，现在解决，这表明，尖形剖面描述的内部轮廓比最近提出的配置文件的核心。这里研究的聚类是Diemand等人（2004）的六个高分辨率聚类模拟样本中的一个，其gamma = 1.2的内斜率接近样本平均值。
2005-09-23 astro-ph
Understanding the shape of the halo-mass and galaxy-mass cross-correlation functions
我们使用千禧年模拟测量的互相关晕中心和质量（或相当于平均密度分布的暗晕）在LCDM宇宙学。我们给出了半径在10 kpc/h < r < 30 Mpc/h范围内，晕质量在4 e10 Msol/h < M200 <4 e14 Msol/h范围内的结果。在z=0和z=0.76处，这些互相关都令人惊讶地很好地拟合，通过NFW或Einasto形式的密度分布来近似内部区域，通过线性质量自相关函数的偏置版本来近似外部区域，并且通过采用两者的最大值来进行比较。我们使用千禧年模拟中的星系形成的模拟来探索这些结果是如何反映在星系和质量之间的互相关。这些都可以通过星系-星系透镜效应直接观测到。在这里，我们还发现，简单的模型可以非常好地代表模拟结果，通常<10%。这样的模型可以用来扩展我们的结果，以其他红移，宇宙学与其他参数，以及其他假设星系如何填充暗晕。在星系-星系透镜信号中预测的特征应该为LCDM宇宙学提供强有力的测试，以及了解星系如何在其中形成的途径。
2007-09-28 astro-ph
Mass-to-light ratios of ellipticals in LCDM
我们利用早型星系的质光梯度来推断这些星系的全球暗物质分数f_d=M_d/M_*。我们讨论了暗物质晕中的恒星形成总效率的影响，并表明$f_{\rm d}$与质量的趋势产生维里质光比，这是符合半分析模型。Romanowsky等人对M/L星系的准常数的初步峰度分析似乎与Dekel等人的模拟不一致。
2005-10-19 astro-ph
Gravitational Lensing Effects on High Redshift Type II Supernova Studies with NGST
我们推导出SCDM和LCDM宇宙学模型的预期II型SN微分计数，N（m）和哈勃图，考虑到干预宇宙质量产生的引力透镜（GL）的影响。通过应用于Press-Schechter质量函数的Monte Carlo方法，获得了暗物质晕（即透镜）的质量分布。晕被假定有一个NFW密度分布，在最近的模拟层次宇宙学模型。在z=15之前，（SCDM，LCDM）模型预测在下一代空间望远镜的100个4'× 4'视场中，SNII的总数为（857，3656）/年。NGST将能够达到N（m）曲线的峰值，位于J和K波段SCDM（LCDM）的AB约30（31）处，并检测（75%，51%）上述SN事件。这将允许详细研究早期宇宙恒星形成的历史，正如SNIIe所追踪的那样。N（m）仅受到包含透镜效应的非常轻微的影响。此外，GL在确定哈勃图中的宇宙学参数时引入了适度的不确定性，当这些参数被推到更高的$z$时。例如，对于具有（Omega_M= 0.4，Omega_Lambda=0.6）的"真“LCDM，如果没有适当地考虑GL，则可以得到（PDMATHAMN =0.36^{+0.15}_{-0.12}，Omega_{Lambda} =0.60^{+0.12}_{-0.24}）。我们简要地比较我们的结果与以前类似的工作，并讨论了该模型的局限性。
2000-01-26 astro-ph
The first generation of stars in LCDM cosmology
我们已经进行了大量的高分辨率的宇宙学模拟使用平滑粒子流体动力学研究的第一个发光物体在LCDM宇宙学的形成。我们跟随着原始气体云在八个早期结构中的坍缩，并记录了第一批恒星形成云的性质的分散。我们的第一个对象跨越形成红移从z~10到z~50和覆盖晕质量的数量级。我们发现，中央恒星形成云的物理性质是非常相似的，在所有的模拟对象，尽管显着差异的形成红移和环境。云的物理性质与主晕的自旋、质量或组装历史几乎没有相关性。在较高的红移下，原恒星的坍缩由于较高的密度而进展得更快，这加速了分子氢的形成，增强了初始冷却并缩短了动力学时间尺度。恒星形成云的质量范围很广，从几百到几千个太阳质量，并表现出各种形态：有些具有几乎旋转支撑的盘状结构;其他的形成扁平的球体;还有一些形成酒吧。所有这些都发展出一个单一的原恒星“种子”，它不会分裂成多个物体，直到中心气体变得光学厚到H2冷却线。此时，中心的瞬时质量吸积率在不同的物体之间有很大的差异，盘状结构的质量吸积率最小。恒星形成云的形成时代和性质对宇宙学参数的值很敏感。
2007-04-04 astro-ph
Early structure in LCDM
我们使用一种新的技术来模拟的增长最大的祖原星系团地区从红移z~80，当它的质量约为10 Msun，直到今天。我们的嵌套序列的N-体reimulations使我们能够详细研究的结构都暗物质对象本身及其环境。当主天体的质量分别为1.2e5、5e 7、2 e10、3e 12和8 e14 Msun/h，维里半径内包含约1 e6个模拟粒子时，我们的有效分辨率在红移为49、29、12、5和0时是最佳的。扩展的Press-Schechter理论正确地预测了这种快速增长和我们在早期在主要物体周围区域发现的大量过剩的大质量晕。虽然这些区域的大尺度结构与现在的对应物有很大的不同，但主要物体的内部结构却非常相似。在该物体中，分子氢冷却最早可以在z~49时开始，而原子氢冷却在z~39时变得有效。如果第一批恒星形成于维里温度约为2000的晕中，那么到z=49时，它们的同动丰度将与今天的矮星系相似，而它们的同动相关长度将为约2.5Mpc/h。
2005-08-12 astro-ph
