The Physics of Galaxy Clustering I: A Model for Subhalo Populations
我们提出了一个冷暗物质晕子结构的半解析模型，它可以作为研究星系形成的框架和星系团的晕模型的一个组成部分。我们执行一个全面的比较模型的结果，一套高分辨率的宇宙学模拟。比较结果表明，subhalo统计，如速度和质量函数，径向分布，和晕职业分布，同意在主机晕质量在不同的红移超过三个数量级。在模拟和我们的模型中，暗晕的径向分布明显比暗物质密度的径向分布浅。宿主中的底晕丰度是由破坏和新的吸积之间的竞争决定的。高质量晕和高红移的晕倾向于拥有更多的暗晕，因为平均而言，暗晕最近被吸积。同样，在质量固定的情况下，最近形成的光环拥有更多的次光环。观察到的“化石群”可能代表了这种相关性的极端尾部。我们发现，在固定的主体质量Nsat ~ c^-a下，主体晕浓度和次晕丰度之间存在相关关系，其中a随红移和主体与次晕质量比而变化。最后，我们使用我们的模型来填充主机晕在我们的高分辨率宇宙学模拟，取代subhalos解决了模拟与subhalos计算根据我们的模型。我们表明，由此产生的2 pt关联函数这样一个“混合”晕系综是无法区分的直接在模拟中测量。这支持了标准光环模型的关键原则之一--光环占据分布在统计上独立于宿主光环环境的假设。
2007-04-19 astro-ph
Baryon Dynamics, Dark Matter Substructure, and Galaxies
通过比较相同初始条件下的无碰撞宇宙学N体模拟（DM）和SPH模拟，研究了暗物质背景下无碰撞动力学产生的暗物质晕与耗散气体动力学产生的星系之间的对应关系.当SPH模拟中的星系成为较大星系群中的卫星星系时，它们保留了局部的暗物质浓度（SPH subhalos），其质量通常是重子质量的五倍。SPH模拟的更大质量的subhalo在DM模拟中具有类似质量和位置的相应subhalo;在较低质量下，有相当好的对应关系，但一些DM subhalo处于不同的空间位置，一些遭受潮汐剥离或中断。晕占领统计DM subhalos -的平均数subhalos，对，和三倍作为主机晕质量的函数-是非常相似的SPH subhalos和SPH星系。耗散重子分量的重力放大了SPH模拟中的暗晕密度对比，使它们更能抵抗潮汐破裂。相对于SPH星系和SPH subhalos，DM subhalo人口耗尽的最大质量的晕的dennial地区。DM次晕和SPH星系群之间的晕占据统计的良好一致性导致它们的两点关联函数和高阶矩在大尺度上的良好一致性。在R<1 Mpc/h时，密集区DM晕的消耗抑制了它们的聚集。在这些模拟中，暗物质和重子之间的“对话”大多是单向的，暗物质动力学告诉星系在哪里形成以及如何聚集，但重子的“顶嘴”通过增强亚结构在致密环境中的生存来影响小尺度聚集。
2006-04-18 astro-ph
A simple model for the clustering of subhalos as a function of mass
天体物理学家并没有将星系与粒子模拟中很容易检测到的大质量暗物质晕联系起来，而暗物质晕的质量函数可以通过Press-Schechter形式及其变体来预测。相反，他们将星系与较小的幸存的暗晕联系起来，这些暗晕的内容并没有完全混合到它们存在的较大的暗物质晕中。然而，这些subhalo是目前难以找到的模拟。我提出了一个简单的描述，什么新闻-Schechter形式主义可以说这些subhalos的集群，在限制性的假设下，在固定的subhalo质量，生存的机会的subhalo是独立于其更大规模的环境。该模型预测，在质量小于10^12太阳质量的情况下，星系团对质量的依赖性较弱，这与在光度小于L* 时星系团对光度的依赖性较弱的观测结果一致。该模型是在定性协议的观测，在低光度星系集群是一个强大的功能的颜色，而在高光度星系集群是一个强大的功能的光度。
2003-04-16 astro-ph
The Fate of Substructures in Cold Dark Matter Haloes
我们使用千年模拟，一个大的，高分辨率的N体模拟的结构在LambdaCDM宇宙学的演变，研究大样本的暗物质晕内的子结构的属性和命运。我们发现，subhalo质量函数偏离显着的幂律在高质量端。我们还发现子结构的径向和角向分布依赖于次晕质量。特别是，高质量的subhaloes往往是不太径向集中，并有角分布更接近的方向垂直于旋转的主机晕比他们的质量较低的同行。我们发现，合并之间的subhaloes发生。这些倾向于在吸积到主晕之前已经动态关联的子结构之间。对于质量大于主晕0.001倍的次晕，它更有可能与中央或主次晕合并，而不是与另一个比它更大的次晕合并。对于较低的质量，subhalo-subhalo合并变得同样可能合并与主subhalo。我们的研究结果对星系性质随环境的变化以及在星系形成模型中对合并的处理具有一定的意义。
2008-10-13 astro-ph
The Non-Parametric Model for Linking Galaxy Luminosity with Halo/Subhalo Mass
我们提出了一个非参数的，经验为基础的，模型相关联的星系光度与晕/subhalo质量，基于自洽的治疗subhalo质量损失和subhalo质量函数。我们发现，在高质量，质量-光度关系几乎是独立的实际光度函数考虑，当光度标度的特征光度L *。此外，总晕光度的形状取决于次晕质量函数的斜率。对于这些大质量的星系团晕，我们发现总光度的标度为Ltot~M^0.88，而第一亮星系的光度对晕质量的依赖性要弱得多，为L1~M^0.28，这与观测结果和前人的结果很好地吻合。在低质量时，所得到的质光关系的斜率很大程度上取决于光度函数的暗端斜率，我们得到了一个陡峭的关系，在K波段近似为L~M^4.5。每个星系晕/星系团的平均星系数也与观测结果非常吻合，比例为M ^0.9。在一般情况下，我们获得了良好的协议与几个独立的观测数据集。我们发现，当与观测和平坦宇宙学比较时，该模型倾向于选择较低的Omega_m和sigma_8值。在Tegmark等人（2004）的WMAP + SDSS一致平面内，我们发现Omega_m = 0.25和sigma_8 = 0.8附近的一致性最好，也与Sanchez等人（2005）的CMB +2dF研究结果非常一致。我们还检查可能的修正观测质量的基础上比较的等效数量的晕/集群。此外，我们包括进一步检查的模型结果的基础上的质光比，占领数，集团光度函数和多重性函数。（节略）
2005-11-30 astro-ph
The Non-Parametric Model for Linking Galaxy Luminosity with Halo/Subhalo Mass: Are First Brightest Galaxies Special?
我们使用Vale&Ostriker（2006）提出的新的非参数、基于经验的模型将星系光度与晕/次晕质量联系起来，重新审视了长期存在的问题，即第一个最亮的星系团星系是从与其他星系团星系相同的分布中统计得出的，还是“特殊的”。我们在这个模型中引入了在固定的晕质量的星系光度的散射，建立一个条件光度函数（CLF）考虑两种可能的模型：一个简单的对数正态分布和一个模型的基础上的浓度分布在一个给定的质量晕。我们表明，这种模式自然允许识别的晕/subhalo系统的星系群和集群，从而产生一个明确的中央/卫星星系的区别。然后，我们使用这些结果来建立最亮的星系团（BCG）的星等对星系团光度的依赖关系，专注于两个统计指标，在BCG的星等和第一和第二最亮的星系之间的星等差的色散。我们比较我们的结果与两个简单的模型BCGs：一个统计假设，BCGs是从一个普遍的分布，和一个食人的情况下合并两个星系从这个分布。早在Tremaine&Richstone（1977）的研究中，统计模型就已经失败了。我们表明，无论是统计模型，也不是最简单的可能性，同类相食提供了一个很好的匹配观察。我们的CLF模型都给出了类似的结果，与观测结果吻合得很好。具体来说，我们发现<m_1>K波段的σ在-25到-25.5之间，σ（m_1）在0.25<Delta_12>左右，星系团光度在10^12到10^13 h^-2 L_sun范围内的σ在0.6…
2007-01-04 astro-ph
The survival of dark matter halos in the cluster Cl0024+16
在冷暗物质主导的宇宙中，结构形成的理论预测，大质量的星系团是由低质量的暗晕分层合并而成的。利用从全景HST成像数据推断的强和弱引力透镜信号，我们提出了一个高分辨率重建的质量分布在大规模的，透镜星系团Cl 0024 +16。应用星系-星系透镜技术，我们跟踪的命运暗物质subhalos作为一个函数的投影集群中心半径到5百万秒差距，远远超出维里半径。我们报告的第一个检测的统计透镜信号的暗物质subhalos与晚型星系团。一个典型的暗物质子晕，主机的L* 星系的质量增加与预期的潮汐剥离假说的预测集群中心半径。与晚型星系相比，早型星系似乎平均存在于更大质量的暗物质下晕中。我们将我们的发现解释为星系团中通过潮汐剥离进行质量活跃组装的证据。暗物质subhalos的质量函数作为一个函数的投影集群中心半径，相比来自集群的千禧年运行模拟填充星系使用半解析模型的等效质量函数。透镜确定的质量函数的形状是在非常好的协议与来自千禧年运行模拟的subhalo质量函数。然而，模拟subhalos似乎更有效地剥离比透镜观测建议。（节录）
2008-11-05 astro-ph
Impact of dark matter subhalos on extended HI disks of galaxies: Possible formation of HI fine structures and stars
最近的观测发现，在盘状星系的最外层区域有恒星形成活动。然而，目前还不清楚是什么物理机制触发了星系中这种低密度气体环境中的恒星形成。为了了解这些外部恒星形成区域的起源，我们数值研究了暗物质晕的影响如何围绕一个富含气体的盘星系嵌入在一个大质量的暗物质晕的影响外HI气体盘的星系的动力学演化。我们发现，如果在一个星系中的扩展HI气体盘的质量（$M_{\rm sb}$）是大的$10^{-3} \times M_{\rm h}$，其中$M_{\rm h}$是星系的暗晕的总质量，局部精细结构可以形成在扩展HI盘。我们还发现，一些明显的丝状结构的气体密度可以超过恒星形成的阈值气体密度，因此在某些具有较大$M_{\rm sb}$的模型中，很可能在HI盘的外部转化为新恒星。因此，这些结果意味着，暗物质暗晕的影响（"暗影响“）对于更好地理解在盘状星系的极端外部区域发现的最近恒星形成的起源可能是重要的。我们还认为，由暗碰撞形成的局部气体结构的特征形态可以间接证明星系中存在暗物质暗晕。我们讨论了在一些富含气体的星系（例如，NGC 6822）在黑暗撞击的背景下。
2005-12-15 astro-ph
Missing Dwarf Problem in Galaxy Clusters
我们通过N体模拟研究了星系和星系团尺度下CDM晕的形成和演化。我们的目标是弄清楚什么是“矮星系问题”。有人认为，模拟星系大小的晕中的暗晕数量与观测到的本星系团中的矮星数量相比太大，而在星系团大小的晕中，暗晕的数量与观测到的星系团（如室女星系团）中的星系数量一致。我们模拟了九个晕与几个不同的质量分辨率和物理尺度。我们发现，子晕的累积数N_c与它们的最大圆速度V_c的依赖关系为N_c \propto V_c^-3，直到可靠极限，与主晕的质量无关。这意味着对团簇大小的晕的模拟给出了太多的V_c ~ 140 km/s或更小的晕，而以前对团簇大小的晕的比较给出了更少的亚晕，这仅仅是因为它们的分辨率有限。我们的结果意味着，任何试图解决失踪的矮问题的理论也应该解释的差异，在集群大小的晕模拟和观测。
2006-03-03 astro-ph
Simulating Subhalos at High Redshift: Merger Rates, Counts, and Types
银河系被认为与模拟的暗物质暗晕一一对应。我们使用高分辨率的N体模拟宇宙学体积计算统计性质的subhalo（星系）主要合并在高红移（z=0.6-5）。我们测量了星系合并率的演化，发现它比z>2.5的暗物质宿主晕的合并率要浅得多，但大致与z<1.6的晕的合并率平行。我们还跟踪了各个星系的详细合并历史，并测量了每个晕或次晕多次合并的可能性。我们详细研究了卫星合并的统计数据：所有最近合并的星系中有15%-35%是卫星星系，卫星星系最近发生重大合并的可能性是中心星系的两倍。最后，我们展示了如何不同的演变的合并率的晕和星系导致每个晕的平均卫星占用的演变，注意到，对于一个固定的晕质量，卫星晕占用峰值在z~2.5。
2009-03-23 astro-ph
Galactic Halos Derived from LambdaCDM Cosmology Simulation and their Red-Shift Evolution
星系团可以在足够深的引力势中形成，从而发生有效的气体冷却。我们估计，这样的潜力是由质量晕$M \gtsim M_{c} \approx 7.0 \times 10^{12} ~ (Δ_{c}(z) (1+z)^{3})^{-1/2} \Msun$，其中$Δ_{c}(z)$是在红移$z$和$z = 0$的$M_{c} \approx 4.0 \times 10^{11} \Msun$形成的球形维里化对象的平均过密度。基于这一标准，我们的星系样本是从宇宙学模拟数据构建的，通过使用HiFOF选择那些FOF晕中的subhalos比$M_{c}$更大。暗暗晕的数量远远多于星系所在暗晕。对观测的几个测试已经进行了检查我们的星系样本，包括微分星系质量函数，星系空间密度，投影两点关联函数（CF），HOD，和运动对分数。这些测试显示出良好的一致性。基于与观测的一致性，我们的星系样本被认为是正确的代表星系在真实宇宙中，并可以用来研究其他未探索的星系性质。
2009-09-07 astro-ph
The subhalo - satellite connection and the fate of disrupted satellite galaxies
在标准范式中，卫星星系被认为与暗物质晕下的人口有关。本文利用从大星系群星表中得到的{ \it卫星星系}的条件恒星质量函数，结合晕下质量函数模型，探讨了不同质量星系群和星系团中卫星星剥离星的比例和命运。大质量晕中的大多数剥离星被预测为团内星，预测的团内星数量作为星系系统速度色散的函数，与Gonzalez等人（2007）的观测结果吻合得很好。在质量为$M_h\sim 10^{14}\msunh$的晕中，剥离恒星的质量与仍束缚在中心星系和卫星星系中的质量之比（$\sim 40%$占恒星总质量）最高。如果所有这些恒星最终都在星团内分量（Max）中，或者它们中的大多数被吸积到中央星系（Min）中，那么我们可以预测整个宇宙中恒星总数的最大值$\sim 19%$和最小值$\sim 5%$是根据扩散的星团内分量。在前一种情况下，在具有$M_h \sim 10^{15} \msunh$的大质量晕中，星系团内部组成部分的恒星质量大约是中央星系的6倍。在使用$M_h \sim 10^{14}$、$10^{13}$和$10^{12} \msunh$的晕圈中，该因子分别降至$\sim 2$、1和0.1。从卫星星系中剥离出来的恒星总量不足以在质量为$\la 10^{12.5}\msunh$的晕中形成中央星系，因此恒星形成的猝灭必然发生在质量更高的晕中。节录。
2008-11-14 astro-ph
Modeling the three-point correlation function
我们提出了新的预测星系三点关联函数（3PCF）使用高分辨率无耗散宇宙学模拟的一个平坦的LCDM宇宙解决星系大小的晕和subhalos。我们创建逼真的模拟星系目录分配光度和颜色的暗物质晕和subhalos，我们测量减少3PCF作为一个功能的光度和颜色在真实和红移空间。由于星系的光度和颜色是不同的，我们发现在减少3PCF的振幅和形状的依赖性的小差异，在定性的水平与最近的测量从SDSS和2dFGRS一致。我们确认，以前的3PCF测量之间的差异可以部分解释由分仓选择的差异。我们探讨了一个简单的局部偏置模型可以适合模拟的3PCF的程度。模型预测和星系3PCF测量结果之间的一致性进一步证明了星系与CDM晕和subhalos之间的直接关联。
2007-11-06 astro-ph
Substructure in lensing clusters and simulations
我们提出了高分辨率的质量重建五个大规模的集群透镜跨越红移范围从$z = 0.18$ --0.57利用档案{ \it哈勃太空望远镜}（{ \it HST}）的数据和应用星系星系透镜技术。这些详细的质量模型是通过结合强透镜和弱透镜机制的约束从观测中获得的。我们归因于本地弱扭曲的剪切映射到扰动引起的星系晕周围个别明亮的早型星系团成员星系的存在。这种技术限制了这些subhaloes的孔径内封闭的质量。我们对这些次晕的特定质量范围很敏感，$10^{11}$ - $10^{12.5} \msun$，我们将其与星系尺度的次晕联系在一起。采用参数化的亚晕模型，导出了亚晕的速度色散函数和孔径半径函数。将观测到的团簇内部亚结构的质谱直接与从{ \it Millennium Simulation}中提取的模拟团簇内部亚结构的质谱进行了比较。详细比较了质量函数、孔径半径和速度色散函数。总体而言，我们发现使用透镜分析和从模拟（截断摘要）获得的子结构属性的分布之间的协议。
2006-12-19 astro-ph
Semi-analytical model of galaxy formation with high-resolution N-body simulations
我们使用半解析方法在一系列高分辨率N体模拟中模拟了星系形成。与许多早期的调查基于半解析模型，我们利用的subhalos解决的$N$体模拟遵循合并的星系在黑暗的晕，我们表明，这是关键的正确建模的星系光度函数在明亮的一端和双峰性质的星系颜色分布。以暗晕为基础的星系合并也会产生更多高$z$的亮红色星系。我们采用的半分析模型是类似于早期的半分析研究中使用的，除了我们认为在小晕的长期冷却的效果，我们明确遵循化学富集的星际介质。我们使用我们的模型作出预测的星系人口在低红移的属性，并比较它们与各种当前的观测。我们发现，我们的模型预测可以匹配的光度函数的星系在各种波段红比u带。如果用暗晕的合并树来模拟星系合并，那么亮端的光度函数的形状可以很好地再现;如果低质量晕中气体的冷却时间与宇宙的年龄相当，那么暗端的陡峭斜率可以得到缓和。该模型与subhalos解决可以重现的主要特征，在观察到的颜色双峰分布，但它仍然预测太多的明亮的蓝色星系。同样的模型也可以匹配星系团中椭圆星系的颜色-星等关系，即金属度-光度关系。
2005-05-04 astro-ph
The Hierarchical Build-Up of Massive Galaxies and the Intracluster Light since z=1
我们使用一套基于模拟的模型，为自z=1的星系的无耗散演化约束的命运嵌入在暗物质subhalos的吸积卫星。这些模型将恒星质量分配给z=1的暗物质晕，通过将观测到的星系恒星质量函数（GSMF）单调地与晕+次晕质量函数相关联。恒星质量含量的演变，然后使用晕合并树提取N体模拟。我们的模型仅在卫星星系一旦被嵌入其中的subhalos破坏时分配给卫星星系的命运方面有所区别。这些模型面临着观测到的GSMF的大质量端的演化，z~0最亮的星系团星系（BCG）的集群质量的关系，并结合BCG和集群内的光（ICL）的光度分布-所有的观测值预计将演变约耗散自z=1。综合观测约束有利于一个模型，其中绝大多数（>80%）的卫星星从分裂的subhalos进入ICL。相反，一旦次晕破裂，留下大量卫星星系的模型是非常不受欢迎的，因为模型将很大一部分卫星星放入BCG中。我们的研究结果表明，ICL的观测提供了有用的和独特的约束模型的星系合并和耗散的星系群和星系团的演化。
2007-03-15 astro-ph
The Unorthodox Orbits of Substructure Halos
本文利用宇宙学N体模拟方法研究了星系大小的暗物质晕中亚结构晕的性质。我们扩展以前的工作，考虑整个人口的subhalos物理上与主系统的主题。这些被定义为在过去某个时间处于晕的主要祖先的维里半径内并且作为自结合实体存活到$z=0$的亚晕。我们发现，这个人口超过{ \it三倍}维里半径，并包含极端轨道上的对象。我们追溯这些非正统轨道的起源，以潮汐分离的束缚组的subhalos，这导致在一些subhalos沿潮汐流喷射。喷出的次晕主要是低质量的系统，导致其空间分布和运动学的质量依赖性偏差：在吸积时间的次晕质量越低，其后代人口的集中程度越低，运动学上越热。这种偏差在质量最大的暗晕中最强，但在质量较低的一端就消失了。我们的研究结果意味着，在维里半径内确定的subhalo代表了物理上与晕相关的子结构的不完整普查：今天在晕的维里半径内发现的所有相关subhalo中只有大约{ \it一半}。这些结果可以解释的年龄依赖性的集群的低质量晕，并具有影响（i）的结构参数和组装历史的解释晕相邻的大质量系统;（ii）存在的低质量动力学异常的本地组;和（iii）存在的证据，进化的影响，以及传统的维里边界以外的星系系统。
2008-11-18 astro-ph
Formation and evolution of galaxy dark matter halos and their substructure
我们使用“Via Lactea”模拟来研究银河系大小的LambdaCDM晕及其subhalo人口的共同进化。虽然在一系列主要合并中，大部分宿主晕质量在前6 Gyr期间吸积，但物理质量分布[而不是M_vir（z）]实际上保持不变，因为z=1。在一个大样本的LambdaCDM星系晕中也是如此。在给定质量壳层的转向和维里化时期之间，次晕质量损失达到峰值，之后下降。97%的z=1的subhalo在当前的时期有幸存的束缚残余。对于最初较轻的次晕，保留的质量分数更大：z=1时最大圆速度Vmax=10 km/s的卫星今天的质量约为当时的40%。在第一个近心通过一个更大的平均质量分数损失比在每个后续轨道。潮汐从外到内移动子结构中的质量，导致与相同质量的场晕相比更高的浓度。这种效应，再加上内部卫星形成时代较早，导致银河系中心的次晕浓度强烈增加。我们提出了个人的进化轨迹和当今的性能可能的主机的矮卫星周围的银河系。今天位于Via Lactea宿主之外的“场晕”的形成历史被发现强烈依赖于其环境的密度。这是由潮汐质量损失引起的，潮汐质量损失会影响偏心轨道上的许多场晕。
2008-05-13 astro-ph
Velocity distributions in clusters of galaxies
我们采用高分辨率的无耗散N体模拟的星系团调查的影响，由此产生的速度分布的subhalo选择。应用较低的限制，目前的束缚质量的subhalos导致高subhalo速度色散相比，弥漫的暗物质（正速度偏差）和一个相当大的偏差从高斯速度分布（峰度-0.6）。然而，如果在吸积到主体上之前需要超过最小质量的晕，则速度偏差变得可以忽略不计，并且速度分布接近高斯分布（峰度-0.15）。最近，它已被证明，后者的标准结果在subhalo样品同意与观察到的星系团的数量密度分布。因此，我们认为星系团中星系的速度分布基本上是无偏的。根据X射线观测的标度关系，将星系速度分布与声速进行比较，得出平均马赫数为1.24。总共有65%的星系以超音速运动，8%的星系团内气体的马赫数大于2。
2006-04-29 astro-ph
Dynamical Effects of CDM Subhalos on a Galactic Disk
我们研究了银河系盘和周围众多的黑暗subhalos之间的动力学相互作用，预期在冷暗物质（CDM）模型的星系大小的晕。我们特别感兴趣的是，在何种程度上吸积事件的subhalos到磁盘被允许在光观察薄磁盘。几种模型的subhalos被认为是在其内部的密度分布，质量函数，空间和速度分布。基于一系列的N体模拟，我们发现，磁盘增厚量化的变化，其规模的高度，Δ z_d，强烈依赖于一个相互作用的subhalo M_{sub}的个人质量。这可以用以下关系式来描述：Δ z_d / R_d = 8 Sum_{j=1} ^N（M_{sub,j} /M_d）**2，其中R_d是盘尺度长度，M_d是盘质量，N是盘区域（<3 R_d）内晕吸积事件的总数。利用这一关系，我们发现，所观察到的薄盘从来没有与subhalos的总质量超过15%的磁盘质量的相互作用。此外，与观测结果相一致，质量较小、圆速度较小的圆盘比圆速度较大的圆盘更容易受到暗晕的影响。进一步的影响，我们的研究结果的起源厚盘组件进行了讨论。
2006-09-07 astro-ph
A Merger Tree with Microsolar Mass Resolution: Application to $γ$-ray Emission from Subhalo Population
星系所在的暗物质晕的层次增长已经被研究过，并使用各种方法进行了建模。在本文中，我们使用一个修改后的版本的Sheth & Lemson算法的$\mathrmΛ$冷暗物质功率谱，和模型的生长Milky Way大小的晕与微太阳质量分辨率，对应于典型的金斯质量的暗物质弱相互作用大质量粒子的质量为100 GeV。然后，我们计算的\emph{unevolved} subhalo质量函数和建立一个牛奶路晕放置和演变的卫星。这个次晕粒子数被用来研究暗物质湮灭产生的$γ$射线辐射。在这种情况下，填充宿主晕的子晕已经被计算，仅考虑由树的主分支增生的祖晕，以便正确地处理子晕内的子晕的嵌入。每一个次晕都将确实在它是一个孤立系时所吸积的现在次晕中拥有宿主。为了计算银河系矮星系（如天龙座）的次次晕粒子数，并研究其$γ$射线辐射，我们首先估算了合并红移$z_m$时的天龙座维里质量，然后运行合并树，从$z_m$沿着晕向下到暗物质金斯质量。然后，我们研究的费米-LAT（GLAST）的可探测性的影响，在牛奶的方式和天龙座的subhaloes，我们如何subhaloes不能负责检测所需的提升因子。
2009-02-18 astro-ph
Shredded Galaxies as the Source of Diffuse Intrahalo Light On Varying Scales
我们对暗物质晕中弥漫的恒星质量分数进行了预测，从小的旋涡星系到大的星系团。我们使用一个广泛测试的分析模型，从星系调查数据的subhalo下降和演变和经验约束设置在每个吸积subhalo模型漫射光的恒星质量。我们添加恒星质量的漫射光的subhalos成为中断，由于其主机晕内的相互作用。我们预测，恒星的质量分数在弥漫，intrahalo光应该上升，平均从0.5%到约20%，从小星系晕穷人群体。质量变化的趋势大大超出了星系团的尺度，从贫穷的星系团（~10^14 M_sun）中的~20%微弱地增加到大质量星系团（~10^15 M_sun）中的大约~30%。依赖于质量的漫射光部分主要是由经验的事实，即星系晕中的质光比必须作为晕质量的函数而变化。星系晕几乎没有漫射光，因为它们将大部分质量吸积在小的次晕中，而这些次晕本身具有很高的质光比;星系周围的恒星晕主要是由M*~10^8.5 M_太阳的分裂矮不规则型星系构成的。团晕和星团晕中的漫射光是由卫星星系产生的，这些卫星星系有效地形成了恒星，并且相应地具有较低的质光比;团内光主要是由M*~10^11 M_sun的大质量星系释放的物质。我们的结果与现有的观测结果一致，跨越星系，集团和集群规模，但是，他们可以在未来的深调查微弱的漫射光进行更严格的测试。
2007-05-09 astro-ph
The image separation distribution of strong lenses: Halo versus subhalo populations
提出了强透镜像分离分布的晕模型预测。我们的模型考虑了subhalo人口，这在以前的研究中被忽略，以及传统的晕人口。晕和晕下与中央星系和卫星星系的联系是通过采用晕（晕下）质量和星系光度之间的普遍比例关系来实现的。我们的模型预测，10%-20%的晶状体应该是由光晕下的人群引起的。卫星星系（subhalos）的透镜效应在~ 1“处达到峰值，并随着图像分离的增加而迅速下降。我们计算了位于星系团和星系团中的透镜的比例，发现它们分别为~14%和~ 4%：预计近一半的透镜是由卫星星系产生的，而不是晕的中心部分。我们还研究了透镜晕的质量分布，发现即使在~ 3“的图像分离时，透镜质量分布与等温轮廓的偏差也很大：在或超过~ 3”的图像分离时，周围的晕显着增强。我们的模型预测同意相当不错，从星系到星系团尺度观察到的图像分离分布。
2006-01-06 astro-ph
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
Modeling Tidal Streams in evolving dark matter halos
我们探讨恒星潮汐流是否可以提供信息的长期，银河系的引力势和subhalos的存在下的宇宙演化。我们进行了长期的（~t_哈勃）N体模拟破坏卫星星系的半解析星系的潜力，其中的暗物质晕和subhalos根据LCDM宇宙演化。所有的模拟都被限制在目前相同的位置和速度。我们的模拟说明：（i）宿主晕的质量、大小和形状的长期演化;（ii）subhalos的存在;（iii）动力学摩擦。我们发现，潮汐流粒子的星系的增长，因此，在目前，能量和角动量分布是完全由目前的银河系潜力。换句话说，所有现今的可观测量都只能限制银河系目前的质量分布，而与其过去的演化无关。我们还表明，如果完整的相空间分布的潮汐流是可用的，我们可以准确地确定（i）目前的银河系的形状和（ii）质量损失量从流的祖先，即使这种演变跨越了宇宙学上的重要时代。
2005-12-20 astro-ph
Close Galaxy Counts as a Probe of Hierarchical Structure Formation
标准LCDM预测，星系大小的暗物质晕的主要合并率随着红移而迅速上升。每个星系的近伴星系平均数Nc常被用来推断星系的合并率，然而，最近的观测研究表明Nc几乎不随红移而演化。在这里，我们使用“混合”N体模拟加上解析子结构模型直接预测Nc。我们确定暗物质subhalos与星系，并表明，所观察到的缺乏密切的对计数的演变出现，因为高合并率每晕在早期被抵消了大量的光环数量的减少，足以容纳一个星系对。我们将我们的结果与DEEP 2，SSRS 2和UZC红移调查的数据进行了比较。观察到的配对计数匹配我们的预测，如果我们假设一个单调的映射星系光度和最大圆速度，每个subhalo时，它是第一次吸积到其主机晕。这表明卫星星系比无耗散的暗物质暗晕更容易被破坏。我们认为，虽然NC不提供一个直接的测量晕合并率，它提供了一个强大的手段来约束晕职业分布和空间分布的星系内晕。按照这种方式解释，密近对计数提供了一个有用的测试星系形成过程在< 100千秒差距的规模。
2006-07-10 astro-ph
Linking halo mass to galaxy luminosity
本文提出了一个新的、本质上是经验的暗物质晕/次晕质量与星系光度之间关系的模型，用星系光与晕或次晕质量之间的单调性假设代替光与质量波动之间的线性关系。新的、非常高分辨率的暗物质模拟和更详细、更全面的全球星系光度函数的可用性使我们能够继续进行这种限制较少的分析。我们发现晕/次晕质量与宿主星系光度之间的关系符合双幂律，而晕质量与星系群光度之间的关系符合双支函数，两支函数均为双幂律。在低$M$时，两种关系均渐近线于$L\propto M^4$，而在高质量时，前者遵循$L\propto M^{0.28}$，后者遵循$L\propto M^{0.9}$。我们还得到了星系团的占据数、光度函数、星系团光度函数和多重性函数的结果。然后，使用一些额外的假设，我们进一步推导出质量和光之间的偏差和质量和星系数，光分布函数和空隙概率分布的结果。我们的结果在很大程度上似乎与观察结果和先前的预期相吻合。我们觉得这是一个潜在的强大的方式来模拟这种关系，因为主要的输入很容易测试对暗物质模拟结果和星系调查。（节略）
2004-07-06 astro-ph
Investigating the Relationship Between the Hot Gas and the Dark Matter Components of Galaxy Clusters
文献中已经强调了X射线和弱透镜观测得出的星系团性质的各种差异。其中一个差异是在没有X射线对应物的透镜图中观察到质量浓度（例如Jee，White，Ford等人，2005年）。我们调查这个问题，通过确定投影总质量（类似于弱透镜质量重建）和投影X射线表面亮度的三个模拟集群的地图中的子结构。然后，我们比较了二维质量子结构与三维subhalo数据和二维X射线子结构。在这里，我们提出了初步的结果，从第一次比较，在那里我们已经评估了投影的数据subhalo识别的影响。
2007-08-21 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
