Globular Cluster Systems and the Missing Satellite Problem: Implications for Cold Dark Matter Models
本文分析了Kundu & Whitmore（2001）巡天中28个早型星系的球状星团的金属丰度分布。一个蒙特卡罗算法，它模拟的化学演化的星系，通过无耗散合并的层次增长被用来确定最可能的原星系质量函数为每个星系。与Kundu和Whitmore的说法相反，我们发现观察到的金属丰度分布与这种分层形成模型的预测非常一致。我们样本中星系的原星系碎片的质谱具有幂律行为，指数约为-2。这个光谱与冷暗物质结构形成模型预测的暗物质晕的质谱是无法区分的。我们认为，这些原星系的碎片，在早期宇宙中的球状星团形成的可能网站，是“失踪”的卫星星系的冷暗物质模型预测的破坏的遗骸。我们的研究结果表明，失踪的卫星问题的解决方案是通过抑制气体吸积在低质量晕再电离后，或通过自相互作用的暗物质，并反对模型与抑制小规模的权力或温暖的暗物质。
2001-11-20 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
Dark Matter Halos with Cores from Hierarchical Structure Formation
我们发现，暗物质出现的晚期衰变（z < 1000）产生的线性功率谱相同的冷暗物质（CDM）在所有观测相关的尺度（> 0.1 Mpc），并同时产生可观察到的恒定密度的核心小暗物质晕。我们把这类模型称为亚冷暗物质（mCDM），因为它是从冷热遗迹的衰变中产生的非相对论速度。恒定密度核心是mCDM在诞生时的低相空间密度的结果。温暖的暗物质不能产生类似大小的相空间有限的核心，而不饱和的Ly-alpha功率谱边界。暗物质主导的星系自转曲线和恒星速度色散剖面可能提供最好的手段来区分mCDM和CDM。mCDM候选者的动机是粒子物理学的标准模型的超对称和额外维度扩展的粒子谱。
2007-03-26 astro-ph hep-ph
The Assembly of Galaxies in a Hierarchically Clustering Universe
我们使用$N$ -体/流体力学模拟来研究星系的形成，以探讨如何重子收集在中心的暗物质晕。我们把暗物质看作无碰撞流体，把重子看作理想气体。我们包括重力，压力梯度，流体动力冲击和辐射能量损失的影响，但我们忽略了恒星的形成。我们的初始条件假设一个平坦的宇宙，由冷暗物质主导，平均重子丰度为10质量%。典型的晕是由几个较小的系统合并而成的，这些系统在较高的红移下以类似的方式形成。一旦我们的模拟正确地解决了这些问题，气体就会聚集在暗物质势阱的底部。在那里，它定居在寒冷，紧密结合的磁盘中，在随后的进化中保持寒冷。当它们的晕合并时，这些盘在一个时间尺度上合并，这与基于它们的{ \it总}（气体+周围的暗物质）质量的动力学摩擦估计一致。盘的合并率和它们的质谱都与最近描述分层宇宙中{ \it暗晕}演化的分析模型非常吻合。这个非常简单的星系形成模型有严重的缺陷。它预言大多数重子应该被锁在星系中，而在真实的宇宙中，大多数重子被认为位于可见星系之外。此外，它预测盘的特定角动量仅为其周围晕的20%左右，对应于比观察到的螺旋星系盘的半径小的半径。
1994-08-18 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
Caustic Rings and Cold Dark Matter
冷暗物质（CDM）结构形成的分级模型是一个定义明确且可检验的模型。直接探测是证实该模型的最佳技术，但对地球上粒子能量和密度分布的预测仍然不够。无碰撞暗物质的轴对称坍缩可以在相空间中留下可观测的焦散环，这个模型经常被用来进行实验预测（Sikivie 1999）。这种冷坍缩不可避免地会受到径向轨道不稳定性的影响，从而产生不切实际的棒状晕。此外，该模型与CDM星系晕的等级增长无关，CDM星系晕是通过一系列复杂的合并和剧烈弛豫形成的。此过程会破坏任何对称性，并以与第一个塌陷对象相当的比例对现有焦散进行相位包裹。由于轴子可以在微观尺度上聚集，并且中性伴子的自由流动仅擦除小于\sim 100（GeV/ m_{CDM}）A.U.的结构，焦散线在星系晕中的动力学效应可以忽略不计。
2001-03-06 astro-ph hep-ph
Some Current Issues in Galaxy Formation
我描述了最近的挑战，在分层星系形成理论，包括形成盘星系和椭圆星系。冷暗物质的问题进行了总结，并提出了可能的解决方案。最后，我描述了观测星系形成理论中最重要的成分之一，即冷暗物质的前景。
2004-01-06 astro-ph
Cold Dark Matter Halos Must Burn
低光度螺旋样本的高质量旋光曲线证明星系周围的暗晕与适当的CDM模拟的输出不一致。事实上，包围着恒星盘的暗晕是一种密度近似恒定的结构，一直延伸到光学边缘。这与特征性的rho（r）~ r^（-1.5）CDM机制是强烈不一致的，并且严重挑战了“标准”CDM理论，也是因为晕密度似乎被加热，与无碰撞粒子的分级演化存在显著差异。
2001-10-29 astro-ph
Damped Lyman-alpha and Lyman Limit Absorbers in the Cold Dark Matter Model
我们研究了形成阻尼\lya和莱曼极限吸收的层次聚类的情况下使用的$Ω= 1$，冷暗物质宇宙的气体动力学模拟。在模拟中，这些高柱密度系统与星系的形成有关。阻尼\lya吸收，$N_{HI} \simgt 10^{20.2}\cm^{-2}$，沿着通过相对大质量，密集的原星系中心附近的视线出现。莱曼极限吸收（$10^{17}\cm^{-2} \simlt N_{HI} \simlt 10^{20.2}\cm^{-2}$）是在穿过这些天体的外部或靠近较小原星系中心的视线上产生的。莱曼极限系统的数量比观测到的要少，而阻尼\lya系统的数量与观测到的丰度相当接近。阻尼吸收体的半径通常为$\sim 10$ kpc，但由于系统比现在的$L_*$星系多得多，因此总体横截面很大。我们的研究结果表明，像那些观察到的高柱密度系统自然出现在星系形成的层次理论，现在可以直接从数值模拟研究这些吸收。
1995-09-21 astro-ph
Very Cold Gas and Dark Matter
我们最近提出了一个新的候选重子暗物质：非常冷的分子气体，在2.73 K的宇宙背景辐射的近等温平衡。具有准原始丰度的冷气体以分形结构凝聚，类似于探测到的星际介质的层次结构。我们提出了一些直接或间接探测这种非常冷的气体的观点。H $_2$分子具有“超细”结构，这是由于旋转诱导的磁矩与核自旋之间的相互作用。但是这些线落在km域中，并且非常弱。最好的机会可能是类星体前面的H $_2$的紫外吸收。COBE/FIRAS的亚毫米测量结果显示，意外的冷尘埃成分也可能是由于这种非常冷的H $_2$气体，通过碰撞感应辐射，或固体H $_2$颗粒或雪花。$γ$射线的分布，比在宇宙射线加速的起源处的超新星更加径向延伸，也指向延伸的气体分布。
1996-02-27 astro-ph
Formation and evolution of disk galaxies within cold dark matter halos
我们提出了广泛的模型计算的盘星系演化的层次内向外形成的情况下的结果。首先，我们比较了宇宙学N体模拟中确定的暗晕的性质与基于扩展坍缩模型的数值方法的预测，并找到了很好的一致性。我们还研究了依赖于他们的环境中的晕的属性。然后，我们描述了详细的建模的磁盘内日益孤立的冷暗物质晕和预测的主要属性，相关性和演化特征的正常盘星系的形成和演化。的情况下可能存在的缺点进行了讨论。
2000-02-16 astro-ph
Structure of Dark Matter Halos From Hierarchical Clustering: II. Universality and Self-Similarity in Cluster-Sized Halos
我们研究了在三种不同的冷暗物质场景中形成的暗物质晕的结构。我们进行了N体模拟的形成13个集群大小的晕。在所有运行中，与$r^{-1.5}$成比例的密度尖点在中心处形成。这个结果与我们模拟的宇宙学模型无关。我们无法重现比$r^{-1.5}$更浅的瓣尖，这在以前的一些研究中获得。我们还发现，在所有运行中，密度结构都以自相似的方式演化，即使在$Ω\ne 1$宇宙中也是如此。这些结果表明，结构形式的形成是一个与背景宇宙学脱钩的过程。
2001-08-01 astro-ph
Chemical Enrichment in Damped Lyman Alpha Systems From Hierarchical Galaxy Formation Models
我们研究化学富集在阻尼莱曼α（DLA）系统的层次结构形成的情况下，使用半解析模型的星系形成。由Nagashima，Totani，Gouda和Yoshii开发的模型考虑了高红移星系的各种选择效应，可以显示星系的基本观测性质，如光度函数和数-星等/红移关系。DLA系统提供了比微弱星系更精确地测量金属丰度的可能性。例如，最近对锌丰度的测量可以为理解DLA系统中的金属污染和恒星形成过程提供很好的证据，因为锌几乎不受尘埃耗尽的影响。在这里，我们专注于这一优势的观察，以探讨在DLA系统在高红移的金属丰度的演变。我们可以一致地显示合理的模型，也再现了本地星系人口的基本属性的金属丰度的演变。这一结果表明，DLA系统的化学演化与典型星系的观测特征是一致的。我们还研究了DLA系统的其他性质（柱密度分布和冷气体质量密度），发现大质量星系中的恒星形成应该比低质量星系中的恒星形成更加活跃。这与Nagashima等人和Cole等人的研究结果一致，他们通过再现本地螺旋星系中的冷气质量分数来确定恒星形成的时间尺度。最后，我们讨论了与DLA系统有关的宿主星系。我们的结论是，他们主要由sub-L* 和/或矮星系的观测。
2003-11-25 astro-ph
Structure of Dark Matter Halos From Hierarchical Clustering. III. Shallowing of The Inner Cusp
我们在GRAPE星系团系统上用并行树码的N体模拟研究了冷暗物质情景下形成的暗物质晕的结构。我们在SCDM和LCDM模型中模拟了8个质量为$4.4\times 10^{14}M_{\odot}$到$1.6\times 10^{15}M_{\odot}$的晕，使用了多达3000万个粒子。随着我们的模拟的分辨率，密度分布是可靠的下降到维里半径的0.2%。结果表明，在1%维里半径范围内，内尖点的斜率小于-1.5，且变浅起始处的半径随时间变化，表明最内层轮廓并不普适.
2003-06-10 astro-ph
Extragalactic Globular Clusters and Galaxy Formation
球状星团（GC）系统现在已经在从矮星到巨星的星系中进行了研究，并涵盖了整个哈勃序列的形态类型。哈勃太空望远镜和大型地面望远镜的成像和光谱学共同确定，大多数星系具有双峰颜色分布，反映了两个古老的GC亚群：贫金属和富金属。这两个子群的特征都与它们的母星系相关。我们认为，贫金属GC形成于低质量的暗物质晕在早期宇宙和他们的属性反映了偏见的星系组装。富含金属的GC诞生于其母星系随后的耗散积累中，它们的年龄和丰度表明大多数大质量早型星系在早期形成了它们的大部分恒星。对这两个子群的详细研究提供了一些在近场中可以获得的对分层星系形成的最强约束。
2006-02-27 astro-ph
Is Cold Dark Matter Still a Strong Buy? The Lesson from Galaxy Clusters
在过去的几年里，冷暗物质模型（股票代码：CDM）一直是结构形成的主导理论。简要回顾了该模型在星系团研究中的最新进展和预测。一组新的非常高分辨率的星系团模拟表明，它们具有（1）中心斜率非常接近-1.6的密度分布和（2）类似于真实星系团中观察到的暗晕丰度。这些结果表明，一个非常小的集群的变化和弱依赖于特定的CDM宇宙学选择（LCDM具有约40%的子结构比SCDM少）。虽然仍然是一个具有高预测/证据比的投机性理论，但受到来自观测数据的强烈挑战和来自其他层次理论的竞争，我们给予CDM“优于市场”和“长期买入”的评级。
2001-05-24 astro-ph
Formation of the Galactic stellar halo. Origin of the metallicity-eccentricity relation
基于对银河系贫金属星的运动学和化学性质的认识，我们对银河系星晕的形成过程进行了数值模拟，并对观测结果进行了解释。作为银河系收缩的模型，我们采用了当前标准的基于冷暗物质涨落分级组装的星系形成理论。我们发现，对于含[Fe/H] $\le-1.0$的模拟星，金属丰度与轨道偏心率之间没有很强的相关性，与观测结果吻合较好。此外，所观察到的低偏心率恒星的比例是正确的复制[Fe/H] $\le-1.6$和近似的$-1.6<$ [Fe/H] $\le-1.0$的中间丰度范围。我们表明，这种成功的再现的星系晕的运动学是一个自然的结果，从冷暗物质密度波动播种的亚星系团的层次演化。
2000-04-07 astro-ph
Evolution of Cluster Galaxies in Hierarchical Clustering Universes
利用宇宙学N体模拟的临界（SCDM）和开放（$Ω= 0.3$，OCDM）冷暗物质模型，研究了团星系的演化.通过数值模拟，我们构建了星系的合并历史树。通过跟踪星系的合并历史，我们发现在低红移（z < 2）时，星系团形成区的主要合并分数大致与（1+z）^{4.5}成正比，在SCDM和OCDM中分别在$z \simeq 2.5$和$z \simeq 3$处有一个陡峭的峰值。我们还发现，星系团形成后，星系团受到潮汐相互作用的影响。由于SCDM星系团的形成红移（z_{form} = 0.15）比OCDM星系团的形成红移（z_{form} = 1.6）要晚得多，因此SCDM星系团在z = 0.5时的潮汐相互作用下的演化比OCDM星系团快。
2000-05-02 astro-ph
Hierarchical Galaxy Formation
我们描述的GALFORM半解析模型计算星系的形成和演化的分级模型。它改进并扩展了Cole et al 1994模型。该模型采用一种新的蒙特卡罗算法跟踪任意质量分辨率的暗物质晕的合并演化。它结合了对暗物质晕及其气体含量的密度分布的现实描述;遵循气体和恒星的化学演化以及相关的尘埃产生;并包括对盘和球体大小的详细计算。只要有可能，我们对单个物理过程建模的处方都是基于数值模拟的结果。我们应用我们的方法LCDM宇宙学（Ω_0 =0.3，λ_0 =0.7），并找到很好的协议与广泛的本地星系人口的属性：B-波段和K-波段光度函数，作为一个整体的人口的颜色分布，椭圆螺旋的比例，磁盘大小的分布，以及目前的冷气含量磁盘。（节录）
2000-07-19 astro-ph
Phase-Space Structure of Dark-Matter Haloes: Scale-Invariant PDF Driven by Substructure
提出了一种计算N体系统中6维粗粒相空间密度$f(x,v)$的方法，并导出了其分布函数$v(f)$ .该方法是基于Delaunay曲面细分，其中$v(f)$是在宽$f$范围内用有效的固定平滑窗口获得的。误差估计，和$v(f)$被发现是不敏感的采样分辨率或模拟技术。我们发现，在引力松弛晕层次聚类，$v(f)$是一个强大的幂律近似，$v(f) \propto f^{-2.5 \pm 0.05}$，超过40年的$f$，从维里水平的数值分辨率限制。这是有效的$Λ$ CDM宇宙学中的质量$10^9-10^{15}\msun$晕，表明不敏感的初始波动功率谱的斜率。通过在位置空间中映射相空间密度，我们发现$v(f)$的高$f$端由“冷”子晕而不是母晕中心区域及其全球球形轮廓主导。维里半径附近的亚晕中的$f$值通常是晕中心处的$>100$值的$>100$倍，并且从外向晕中心处的$f$值逐渐减小。这似乎反映了相混合由于合并和潮汐效应，涉及膨胀和加热。因此，相空间密度可以提供一个敏感的工具，用于研究的演变过程中的晕的层次建设。为什么演化的子结构加起来就是$v(f) \propto f^{-2.5}$的实际普适幂律，这还有待理解。这种行为似乎是等级聚类过程的结果，而不是暴力松弛的一般结果。
2004-03-05 astro-ph
Lambda-Cold Dark Matter, Stellar Feedback, and the Galactic Halo Abundance Pattern
（节略）恒星晕的等级形成方案需要矮星系的吸积和分裂，但与矮球状（dSph）星系中类似的低金属丰度恒星相比，低金属丰度晕星富含α元素。我们解决这个主要的挑战，为恒星晕的层次结构的形成方案相结合的化学演化模型与宇宙学动机的质量吸积历史的银河系暗晕及其卫星。我们表明，恒星晕和矮星系的丰度模式可以解释自然的LCDM框架内。我们的解决方案从根本上依赖于LCDM模型的预测，即恒星晕中的大多数恒星都是在几个相对大质量的、约5 x 10^10 Msun、矮不规则（dIrr）大小的暗物质晕中形成的，这些暗物质在过去约10 Gyr被吸积和破坏。这些系统必然有短暂而快速的恒星形成历史，主要是由II型超新星和增强的[a/Fe]丰度的宿主恒星富集。相比之下，矮球状星系存在于~10^9 Msun的低质量暗物质宿主中，超新星风在设定观测到的中间[a/Fe]比值方面很重要。我们的模型包括从Ia型和II型超新星以及恒星风的富集，并包括一个物理动机的超新星反馈处方校准，以重现当地矮星系恒星质量-金属丰度关系。我们使用的暗物质晕类型的代表性例子，我们预计主机被摧毁的"恒星晕祖“的矮，一个幸存的dIrr，和一个幸存的dSph星系，并显示其衍生的丰度模式，恒星质量和气体质量与观察到的每种类型的系统是一致的。
2005-12-19 astro-ph
Early Hierarchical Formation of Massive Galaxies Triggered By Interactions
为了解决有关大质量星系中恒星早期形成的问题，我们提出了星系形成的半解析模型的结果，其中包括对星系相互作用引发的星爆的物理描述。这些起源于星系碰撞中发生的冷星系气体的不稳定，这部分地将吸积馈送到为类星体提供动力的黑洞上，部分地驱动红移为$z\approx 2-4$的环核星暴，特别是在大质量物体中。这加速了在高红移的大质量星系中恒星的形成，而不会改变低质量星系晕中的恒星。因此，在中间$z\approx 1.5-2$，我们发现，相当一部分的大质量星系的恒星内容已经到位，在与以前的层次模型的预测的差异。由此得到的高$z$恒星形成率函数和B波段光度函数，以及$z\lesssim 2$ K波段星系的光度和红移分布，都与现有的亮星系群观测结果符合得很好。
2003-11-21 astro-ph
Dark Halo and Disk Galaxy Scaling Laws in Hierarchical Universes
我们使用宇宙学的N体/气体动力学模拟，包括恒星的形成和反馈检查的建议，总光度，旋转速度和角动量的盘星系之间的标度律反映了类似的结构参数之间的相关性，其周围的暗物质晕。数值实验遵循两个冷暗物质主导的宇宙中星系大小的晕的形成：标准的欧米茄=1 CDM方案和目前流行的LCDM模型。我们发现，I-波段塔利-费舍尔关系的斜率和散射很好地再现在模拟中，虽然不是，在最近的工作中提出的，作为一个结果的晕质量和圆速度之间的宇宙学等价性：大系统的变化，在我们的数值实验中观察到的比例重子坍缩形成星系和晕和磁盘的圆速度之间的比率。Tully-Fisher斜率和散射恢复在这个模型中作为一个直接的结果的动态响应的晕的星系的发光组件的组装。我们的结论是，模型忽略了磁盘的自重及其对晕的详细结构的影响，不能用来获得有意义的估计的塔利-费舍尔关系的散射或斜率。然而，我们的模型无法与塔利-费希尔关系的零点相匹配，也无法与连接圆盘旋转速度和角动量的关系的零点相匹配。这些失败可以分别追溯到我们所探索的冷暗物质宇宙起源中形成的暗晕的过度集中，以及作为一系列合并事件的最终结果的星系盘的形成。（节略）
2000-01-04 astro-ph
Galaxies appear simpler than expected
星系是复杂系统，其演化显然是动力学、恒星形成、化学富集以及超新星爆炸和超大质量黑洞反馈的相互作用的结果。星系形成的层次理论认为星系是由更小的碎片通过无数次冷暗物质的合并而组装起来的。单个星系的性质应该由六个独立的参数控制，包括质量，角动量，重子分数，年龄和大小，以及最近偶然的合并历史。在这里，我们报告说，一个样本的星系，第一次检测到通过其中性氢射频发射，因此没有光学选择效应，显示五个独立的相关性之间的六个独立的观测，尽管有广泛的属性。这意味着这些星系的结构必须由一个单一的参数控制，尽管我们无法从我们的数据集中确定这个参数。这样的组织程度似乎与宇宙学中冷暗物质范式的核心原则--等级星系形成--不一致。
2008-11-10 astro-ph
Structure of Dark Matter Halos From Hierarchical Clustering
我们使用$N$体模拟研究了冷暗物质场景中形成的暗物质晕的结构。我们模拟了12个质量为$6.6\times 10^{11}M_{\odot}$到$8.0\times 10^{14}M_{\odot}$的晕。在几乎所有的运行中，晕有密度尖点成正比的$r^{-1.5}$开发的中心，这是符合最近的高分辨率计算的结果。密度结构是以自相似的方式演化的，并且是普适的，因为它不依赖于晕质量和密度涨落的初始随机实现。密度分布与Moore等人（1999）提出的分布非常一致，其中心斜率与$r^{-1.5}$成比例，外斜率与$r^{-3}$成比例。晕是通过扩散的小晕的反复吸积而增长的。我们认为，尖点被理解为一个收敛斜坡的吸积潮汐中断的问题。
2001-04-21 astro-ph
Survival and disruption of subsystems during a cold collapse
研究了由相同的小团簇组成的团簇的冷坍缩，每个团簇都处于维里平衡。由于这些团簇最初彼此之间没有相对运动，因此团簇会因其重力而坍缩。在星系团第一次坍缩时，大部分的星系团都被摧毁了，但也有一些幸存下来。为了找到团簇存活的条件，我们在团簇个数$N_c$和团簇大小$r_v$的双参数空间中进行了系统的研究。通过关系$R_{ini}/r_v = 2 N_c^{(n_k+5)/6}$得到了$n_k$与$r_v$和团簇初始半径$R_{ini}$相关的条件$N_c \gg 1$和$n_k \geq 1$.一个简单的分析论证支持数值结果。这个$n_k$对应于宇宙学等级团簇中密度涨落功率谱的指数，因此我们的结果可能表明，在小于$2/(Ωh^2)$ Mpc的系统中，第一次剧烈坍缩的强度足以扫过坍缩之前存在的所有子结构.
1998-12-09 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
Damping scales of neutralino cold dark matter
最轻的超对称粒子，很可能是中性伴子，可能占宇宙中暗物质的很大一部分。我们发现，在中性伴子冷暗物质（CDM）的密度波动的原始频谱有一个尖锐的截止，由于两个阻尼机制：碰撞阻尼在动力学解耦的中性伴子在约30 MeV（典型的中性伴子和sfermion质量）和自由流中性伴子散射后。最后的散射温度比动力学退耦温度低一个数量级。原始光谱中的截止定义了CDM对象在分层结构形成中的最小质量。对于典型的中性伴子和斯费米子质量，第一个引力束缚的中性伴子云的质量必须大于10^（-7）太阳质量。
2001-08-29 astro-ph hep-ph
Cold dark matter cosmology conflicts with fluid mechanics and observations
基于Jeans 1902引力不稳定性判据的冷暗物质等级聚类（CDMHC）宇宙学给出了与流体力学和观测相反的关于早期宇宙的预测。金斯忽略了粘性、扩散率和湍流：这些因素决定了引力结构的形成，并与非重子暗物质候选粒子形成的小结构（CDM晕）相矛盾。从流体-引力-动力学（HGD）宇宙学的观点来看，超星系团是由粘滞-引力碎裂作用产生的（10^46千克）、星系团和星系质量（10^42 kg）原始等离子体中具有大化石密度湍流的云（rho_o ~ 3x 10 -17 kg m-3）在10^12 s时的第一次碎裂，在10^13 s的等离子体-气体转换时，原星系的线性和螺旋形团块形态反映了等离子体湍流涡旋线附近的最大拉伸。气体原星系分裂成原球状星团质量（10^36公斤）的原行星气体云，现在被冻结成地球质量（10^24-^25公斤）的木星重子暗物质，每颗恒星大约有30，000，000颗流氓行星。观测结果与CDMHCC预测的在10^16 s时爆发的第三星族第一颗大恒星相矛盾，但支持在10^13 s时在HGD的球状星团中立即温和地形成第二星族第一颗小恒星。
2006-10-23 astro-ph
The Lyman-alpha Forest in the Cold Dark Matter Model
气体宇宙学模拟提供了星系际介质的详细描述，使得在背景类星体光谱中中性氢吸收的预测成为可能。我们提出了一个$Ω=1$冷暗物质模型的高分辨率计算结果。我们的模拟再现了许多观察到的\lya森林的属性令人惊讶的好。HI柱密度的分布与现有数据一致，在$10^{14}\cm^{-2}$至$10^{22}\cm^{-2}$的大部分范围内均在$\sim$ 2的因子内;即，从不饱和的\lya林线到阻尼的\lya系统。等效宽度分布与观察到的具有特征宽度$W_* \approx 0.3$埃的指数形式相匹配。b参数的分布与类星体谱的分布一致。大多数低密度柱吸收产生于中等甚至相对较低的超密度的大而平坦的结构中，因此\lya森林和平滑的星系际介质产生的"冈恩-彼得森“吸收之间没有明显的区别。我们的研究结果表明，一个\lya森林一样，观察到的发展自然在一个层次聚类的情况下与光电离的背景。模拟和高分辨率类星体光谱之间的比较应该为检验宇宙结构形成的理论开辟一个新的领域。
1995-09-21 astro-ph
Black Hole Growth in Hierarchical Galaxy Formation
我们将星系合并过程中的黑洞生长模型纳入Baugh等人（2005）提出的基于Lambda CDM的半解析星系形成模型。我们的黑洞模型有一个自由参数，我们通过匹配观测到的黑洞质量和球核光度之间的局部相关零点来设置。我们预测了黑洞质量与核球性质之间的关系随红移的演化。我们的模拟再现了类星体光学光度函数的演化。我们研究人口统计学的黑洞人口和地址的问题，如何黑洞获得他们的质量。我们发现，在低质量和高红移的黑洞中，星暴期间冷气体的直接吸积是一种重要的增长机制。另一方面，在低红移下，通过合并将先前存在的黑洞质量重新组装成更大的单元主导了更大质量的黑洞的生长。这一预测可以通过未来的引力波实验来验证。随着红移的减小，质量逐渐变小的黑洞具有最高的分数增长率，这与最近类星体活动“缩小”的说法一致。
2007-11-06 astro-ph
A Universal Density Profile from Hierarchical Clustering
我们使用高分辨率的N体模拟来研究等级聚集宇宙中暗物质晕的平衡密度分布。我们发现，所有这样的配置文件有相同的形状，独立的晕质量，初始密度起伏谱，和宇宙学参数的值。球平均的平衡配置文件很好地适合超过二十年的半径由一个简单的公式最初提出的描述结构的星系团在一个寒冷的暗物质宇宙。在任何特定的宇宙学中，两个尺度参数的拟合，晕质量和它的特征密度，是强相关的。低质量晕的密度比大质量系统的密度大得多，这种相关性反映了小晕的更高的坍缩红移。平衡晕的特征密度与宇宙形成时的密度成正比。这个集合时间的一个合适的定义允许相同的比例常数被用于我们已经测试过的所有宇宙学。我们比较我们的结果与以前的工作晕密度分布，并表明有很好的协议。我们还提供了一个逐步的分析程序，基于Press-Schechter形式主义，它允许精确的平衡配置文件计算作为质量的函数在任何层次模型。
1997-10-21 astro-ph
Spectral Analysis of the Lyman Alpha Forest in a Cold Dark Matter Cosmology
我们模拟的Lya森林在一个标准的CDM宇宙中使用2级层次网格代码的发展的黑暗和重子物质组件自洽。我们采用Haardt & Madau（1996）对超星系紫外辐射背景的估计，求解了氢和氦的含时电离方程。我们比较我们的模拟结果与测量性能的Lya森林通过构建合成光谱，我们分析的方式类似的观察者所使用的方法。在10^{12} < NHI < 10^{16}的柱密度范围内，我们得到的HI柱密度和多普勒参数分布与Keck HIRES和早期高光谱分辨率观测的结果非常一致。特别是，我们发现一个幂律列密度分布持续到最低值的HIRES测量报告，与不完全校正的意见。我们发现云数密度和不透明度的演变与所观察到的演变相当。我们还比较了星系际HeII不透明度的测量值。我们的结果需要一个比Haardt & Madau估计低4倍的HeII电离背景，对应于α_Q = 1.8 - 2的软内禀类星体谱。
1997-03-22 astro-ph
The Phase-Space Density Profiles of Cold Dark Matter Halos
我们研究了一组最近的，高分辨率的模拟星系大小的冷暗物质（CDM）晕的粗粒度相空间密度分布。在半径超过25年的情况下，相空间密度严格遵循幂律，即$ρ/σ^3 \propto r^{-α}$和$α= 1.875$。这种行为符合自相似的解决方案所获得的Bertschinger二次落入均匀膨胀的宇宙。另一方面，对应于Bertschinger的解决方案（幂律斜率$r^{2α-6}$）的密度分布显着不同于CDM晕的密度分布。我们表明，各向同性的质量分布与幂律相空间密度分布形成一个单参数的家庭的结构控制的$κ$，速度色散的峰值圆速度的比率。对于$κ=α=1.875$，可以得到幂律解$ρ\propto r^{2α-6}$。对于大于某个临界值$κ_{cr}$的$κ$，溶液变得非物理，导致中心附近的负密度。临界解$κ=κ_{cr}$具有与幂律相空间密度分层约束相容的最小相空间密度分布。超过三十年的半径的临界溶液是从NFW配置文件无法区分。因此，我们的研究结果表明，NFW的配置文件是一个层次的组装过程，保持Bertschinger的下落模型的相空间分层，但最大限度地“混合”系统的结果，也许是由于重复合并。
2001-03-31 astro-ph
Formation of Globular Clusters in Hierarchical Cosmology: ART and Science
我们检验了球状星团形成于高红移星系中的超巨分子云的假设。数值模拟表明，在当前的星系形成分级模型中，这种大而密的冷气体云自然聚集。这些云富含来自早期恒星的重元素，可以以类似于附近分子云的方式产生星团。模型星团的质量和大小与年轻大质量星团的观测结果非常吻合。这些模型星团会演化成我们在我们星系和星系外看到的球状星团吗？为了研究它们的动力学演化，我们利用银河系大小星系的宇宙学模拟结果计算了模型星系团的轨道。我们发现，目前的轨道是各向同性的内50千秒差距的银河系和优先径向在更大的距离。所有位于中心10千秒差距以外的星系团都形成于现在被破坏的卫星星系中。模式集群的空间分布是球状的，与幂律密度分布与观测一致。两体散射、潮汐冲击和恒星演化的共同作用导致了星系团质量函数从初始的幂律演化为观测到的对数正态分布。然而，并不是所有的初始条件，并不是所有的演化情景是一致的，所观察到的质量函数。
2006-06-07 astro-ph
The 2dF Galaxy Redshift Survey: Hierarchical galaxy clustering
我们使用2度场星系红移巡天（2dFGRS）来检验分级标度假设：即$p$点星系的关联函数可以用两点关联函数或方差来表示。如果在引力不稳定性的作用下，密度波动的初始高斯分布演化，则这种标度是可以预期的。我们测量了体积平均的$p$ -点关联函数的细胞计数技术适用于体积有限的样本的44,931 $L_*$星系。我们证明了$L_{*}$星系在红移空间中表现出$p=6$级的等级聚集。$L_{*}$星系测量的方差与$Λ$ -冷暗物质N体模拟的预测非常一致。这适用于所考虑的所有单元半径$0.3<(R/h^{-1}{\rm Mpc})<30$。然而，$L_*$星系的高阶关联函数的振幅明显小于对$R<10h^{-1}$ Mpc暗物质的预测。这种不一致意味着在这些尺度上，暗物质和$L_*$星系之间存在非线性偏差。我们还表明，在2dFGRS中存在两个罕见的大规模超星系团对大尺度上测量的高阶聚类矩有影响。
2004-06-20 astro-ph
First Structure Formation: I. Primordial Star Forming Regions in hierarchical models
我们研究了在冷暗物质主导的结构形成场景中，由高σ扰动形成原始星团的可能性。为此，我们已经开发了一个强大的2级层次宇宙学代码，具有多物种原始气体化学的现实和强大的治疗，特别注意氢分子的形成和破坏，非平衡电离和冷却过程。我们进行了3-D模拟在小尺度和高红移，并发现，类似于模拟的大尺度结构，一个复杂系统的长丝，片，和球形结在长丝的交叉点形式。在我们的模拟所涵盖的红移z>25处坍缩的质量尺度（5 × 10^5 - 1 × 10^9 \Ms）上，我们发现只有在球形结处才能形成足够的H2（n_{H_2} /n_H > 5 × 10 ^-4），从而使气体明显冷却。将模拟得到的H2分子形成的时间依赖性、最终的H2分数和中心密度等数据与Abel（1995）和Tegmark等人（1997）的理论预测进行了比较，发现它们非常吻合。比较3-D的结果，等压崩溃模型，我们进一步讨论了可能的影响，广泛合并的小结构，固有的层次模型。典型地，在坍缩结构中，只有5-8%的重子质量被发现显著冷却。假设Padoan（1995）的恒星形成模型，我们的结果将预测第一个恒星系统小到~30 \Ms。本文还讨论了原始球状星团形成的一些可能性。
1997-05-17 astro-ph
Lens Mapping of Dark Matter Substructure with VSOP-2
冷暗物质（CDM）的分级聚类模型预测，质量约为10^12太阳质量（M_sun）的星系大小的晕中，约有5% - 10%存在于质量≤ 10^8 M_sun的子结构（CDM subhalos）中。为了直接识别这样的子结构，我们建议使用具有高角分辨率的VSOP-2观测来自多重成像类星体的射电连续辐射。
2008-02-13 astro-ph
Galaxy number counts in the Hubble Deep Field as a strong constraint on a hierarchical galaxy formation model
利用基于层次聚类的星系形成半解析模型（SAM），对星系数进行了重新分析。我们确定了SAM中再现附近星系观测的天体物理参数，并用它们预测了（1）标准冷暗物质（CDM）宇宙、（2）宇宙学常数非零的低密度平坦宇宙和（3）宇宙学常数为零的低密度开放宇宙中暗星系的计数和红移。我们的SAM分析的新颖之处在于包含了高红移星系表面亮度的宇宙学变暗所产生的选择效应，以及内部尘埃和星系际\ion{H}{1}云对可见光的吸收。相反，以前的SAM分析，不考虑这样的选择效应，我们发现，从观察到的计数和红移的微弱星系在哈勃深场（HDF）的比较，标准的CDM宇宙是{ \it不}首选，和低密度的宇宙无论是有或没有宇宙学常数是有利的，建议由其他最近的研究。此外，我们还发现，一个简单的恒星形成时间尺度（SF）的公式，与星系盘形成的动力学时间尺度成正比，不能再现HDF星系的观测到的数-红移关系，SF时间尺度应该几乎与红移无关，正如其他SAM分析类星体的形成和阻尼Ly- $α$系统的演化所建议的那样。
2001-08-28 astro-ph
Chandra Observation of MS 1455.0+2232: cold fronts in a massive cooling flow cluster?
本文介绍了对星系团MS 1455.0+2232的Chandra观测。根据以前的ASCA和ROSAT观测，这个星系团被确定为一个“松弛”的星系团，是探测到的最大的冷却流之一。在较高的角分辨率下，钱德拉X射线图像显示了X射线峰值两侧的两个表面亮度边缘：第一个在190 kpc以北，第二个在450 kpc以南。尽管这一观测的低曝光限制了我们限制两个边缘温度跳跃的能力，但我们表明，北部边缘很可能是一个“冷锋”，类似于钱德拉最近在星团A2142，A3667，RX J1720.1+2638和A2256中观测到的其他冷锋。观测到的冷锋极有可能是由一团大小的暗物质晕自南向北运动产生的。对于这个观测到的移动子团的存在，最自然的解释是MS 1455.0+2232是一个合并星团，在它完全放松之前的最后阶段。然而，这种情况似乎不太可能发生，因为集群没有显示出正在进行合并的进一步迹象。此外，尚不清楚大规模的冷却流是否能够在这种合并中幸存下来。我们提出了一个替代方案，其中，作为RX J1720.1+2638，MS 1455.0+2232是两个同位密度扰动的分层崩溃的结果，第一个组规模的扰动崩溃，其次是第二个集群规模的扰动崩溃包围，但没有破坏，第一个。我们认为，冷却流可能已经开始内已经崩溃的集团规模的扰动，并可能已被放大的气体压缩引起的上覆的主集群质量的下落。
2001-08-29 astro-ph
Cold collapse and the core catastrophe
我们表明，由冷暗物质主导的宇宙无法再现暗物质主导的星系的旋转曲线，这是它旨在解决的关键问题之一。我们对暗物质晕的形成进行了数值模拟，每个暗物质晕包含\gsim 10^6个粒子，分辨率为维里半径的0.003倍，从而可以与旋转曲线数据进行准确的比较。使用密度剖面rho（r）\propto [（r/r_s）^1.5（1+（r/r_s）^1.5）]^-1可以很好地拟合星系和星系团大小的晕，其中r_s是尺度半径。该曲线的渐近斜率rho（r）\propto r^-1.5更陡，转换比低分辨率研究发现的更快。在等级宇宙中形成的弛豫晕的中心结构具有非常小的散射（非弛豫晕不会承载磁盘）。我们比较的结果与一个样本的暗物质为主，低表面亮度（LSB）星系的圆周速度在100-300公里/秒。冷暗物质晕内的盘的旋转曲线上升得太陡，无法与这些数据相匹配，因为这些数据要求中心区域的质量密度恒定。如果我们将观测到的旋转曲线的无标度形状与模拟数据进行比较，则得出相同的结论。重要的是要确认这些结果使用恒星，而不是HI旋转曲线LSB星系。我们测试的影响，在功率谱中引入一个截止，可能会发生在一个温暖的暗物质占主导地位的宇宙。在这种情况下，晕形成的整体崩溃，但最终的密度分布几乎没有变化，表明合并的历史并没有发挥作用，在确定晕结构。
1999-03-11 astro-ph
Dark baryons and rotation curves
任何星系最好的测量旋转曲线是矮螺旋星系DDO 154，它延伸到大约20个盘尺度长度。它为检验冷暗物质主导的宇宙学模型中等级成团的高分辨率数值模拟的普遍密度剖面预测提供了一个理想的实验室。我们发现，所观察到的旋转曲线不能拟合在小半径，如前所述，或在大半径。我们主张通过假设存在一个暗的重子球体来解决这个难题，该球体的质量是所观测到的盘分量的几倍，并且与冷的暗物质晕分量的质量相当。这样一个额外的质量分量提供了一个很好的拟合旋转曲线，提供了外晕仍然是冷暗物质为主的密度分布和质量半径的比例关系，预测由标准的CDM为主的模型。这种暗重子球的普遍存在提供了一个自然的解释，在旋涡星系中观察到的普遍旋转曲线，可能有一个类似的起源和组成的本地对应物，已被检测到作为MACHO在我们自己的星系晕通过引力微透镜，是一致的，甚至动机，原始核合成重子分数的估计。
1997-07-31 astro-ph
Early supersymmetric cold dark matter substructure
地球质量的“微晕”可能是早期宇宙中第一个维里化的物体。它们能够在随后形成的较大晕中作为子结构在分层聚类过程中生存下来，这对暗物质探测实验有影响。我们对超对称冷暗物质（SUSY-CDM）的早期亚结构进行了大N体模拟，其特征是功率谱在M_c=10^-6 Msun处出现指数截止。该模拟解决了0.014 Msun父"SUSY“晕在z=75与1400万个粒子。在这些尺度上，功率谱的有效指数接近-3，一系列质量尺度几乎同时崩溃。与z=0的星系团相比，我们的超对称宿主内部的子结构在相空间和物理空间中都不太明显，并且它对潮汐破坏的抵抗力较低。当宇宙膨胀1.3倍时，我们发现20%到40%的高分辨率超对称子结构被破坏，而在低红移星系团中只有1%。尽管如此，超对称亚结构和z=0的星系团一样丰富，也就是说，归一化质量和圆速度函数非常相似。来自束缚暗晕的暗物质自湮灭伽马射线光度和来自光滑球形配置的其他偏差至少与超对称主机中的球形平均信号相当，并且至少比集群主机中的球形平均信号大三倍。在估计总的宇宙学河外伽玛射线湮灭背景时，必须考虑到这些成分。（简略）
2006-06-02 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
The Cosmological Origin of Disk Galaxy Scaling Laws
我们讨论了可能的起源的尺度律的背景下的层次聚类理论的星系形成的盘星系的结构特性。使用气体动力学模拟，将恒星形成的影响，我们说明了这些全球性的趋势，并强调所面临的困难，设想盘星系合并事件的分层序列的最终结果的模型。特别是，我们专注于Tully-Fisher关系的宇宙学起源，并认为，这种总光度和旋转速度的盘星系之间的相关性是一个自然的结果，近似无标度的形成过程中，他们居住的大规模晕。虽然塔利-费舍尔关系的斜率和散射可以很容易地在分层形成的场景中重现，但观察到的关系零点与冷暗物质宇宙中星系形成的模拟不一致，这一困难可以追溯到在这个宇宙演化中形成的暗晕的高中心质量浓度。这一结果表明，可能需要对新的“标准”结构形成模型（$Λ$ CDM）进行实质性修订，以适应对单个盘星系尺度的观测。
1999-11-01 astro-ph
Hierarchical Phase Space Structure of Dark Matter Haloes: Tidal debris, Caustics, and Dark Matter annihilation
大部分质量含量的暗物质晕预计是在潮汐碎片的形式。碎片的密度不是恒定的，而是由于在轨道远心和近心处形成焦散而增加，或由于相位混合而衰减。在相空间中，碎片聚集在一个被暗物质的原始温度截断的层次中。了解这种相位结构对于解释许多天体物理观测，特别是暗物质探测实验具有重要意义。考虑到这一目的，我们开发了一个通用的理论框架来描述冷暗物质晕相空间的层次结构。我们不做任何假设球对称和/或光滑和连续的吸积。相反，在作用角空间中使用关联函数，我们可以完全解释分层结构（预测作用空间中的两点关联函数~（ΔJ）^{-1.6}），以及相空间的原始离散性。作为一个应用程序，我们估计提升的暗物质湮灭信号由于维里半径内的相空间的结构：由于层次潮汐碎片的提升是为了统一，而原始的相结构的离散性可以提高总湮灭信号的数量级。后者主要由超过维里半径的20%的区域，并且对于最近形成的具有最小程度的相混合的晕是最大的。
2008-11-10 astro-ph hep-ph
