Quantifying Substructure Using Galaxy-Galaxy Lensing in Distant Clusters
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利用档案哈勃太空望远镜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所观察到的强和弱透镜制度的约束。量化的本地弱扭曲的剪切图中的扰动引起的星系晕周围个别明亮的早期型集群成员星系的存在，我们估计的质量分数在这些集群的中心区域，可以与小规模的质量块。这种技术使我们能够直接映射质量范围为10^{11} - 10^{12.5}太阳质量的子结构，我们将其与星系尺度的子晕联系起来。给出了团簇内部亚结构的质谱测定。从而获得这些子晕的质量，质光比和截断半径的约束。我们发现，在这些星系团的内部0.5h^{-1} - 0.8h^{-1} Mpc范围内，与单个子晕相关的星系团总质量的比例为10 - 20%。我们的研究结果具有重要的影响，在高密度集群核心的子结构的生存和演化，并与理论图片的银河系规模的晕在高密度集群环境中的潮汐剥离预期在分层冷暗物质为主的结构形成的情况下是一致的。
2004-11-15 astro-ph
Abundance of substructure in clusters of galaxies
人们普遍认为冷暗物质模型预测了各种大小的晕中丰富的暗物质亚结构。星系-星系透镜效应提供了一个独特的机会来直接测量星系团中这种子结构的存在和质量。在这里，我们提出的质量函数的子结构得到的透镜在大规模的HST集群透镜，并比较它与高分辨率宇宙学N体模拟。我们发现，在10 ^{11}-10 ^{12.5}太阳质量范围内，观测结果在斜率和振幅上非常一致，突出了CDM理论的重大成功。在较低的质量尺度下，模拟预测了大量低于我们检测阈值的小型子结构，其中许多与微弱的星系团星系有关。我们的结果表明，集团尺度上的CDM子结构丰度与目前的观测数据符合得很好。
2004-11-17 astro-ph
The Evolution of Substructure in Galaxy, Group and Cluster Haloes II: Global Properties
在以前的论文中，我们描述了一种新的方法，包括详细的信息，在半解析模型的暗物质晕形成的合并树的基础上的子结构。在本文中，我们提出了我们的完整模型的晕形成的基本预测。本文首先描述了目前星系晕、星系团晕和星系团晕中亚结构的总体性质。然后，我们讨论了子结构的演化，以及单个晕的质量吸积历史对其次晕人口的质量函数和轨道分组的影响。我们表明，特别是，subhalo质量函数的形状是强烈相关的形成时代的晕。在本系列的第三篇论文中，我们将比较我们的半解析方法的结果与晕形成的自洽数值模拟的结果。
2004-10-02 astro-ph
Structure and kinematics of galaxy clusters II. Substructures and luminosity segregation
利用12个星系团核心区（R < 0.5 h $^{-1}$ Mpc）星系红移的均匀样本，用不同的检验方法测量了亚结构的频率。在50%的情况下，检测到的子结构，与以前的集群核心的研究一致的频率。80%的样本的星等信息和粗略的形态分类也是可用的，这使我们能够确认明亮的星系（M < -22等）具有比其余星系明显更低的速度色散。椭圆星系是造成这种速度空间光度分离的主要原因，而旋涡星系则没有这种分离。由于子结构和光度分离的重合，因此，这些观测结果有利于一个具有旧人口的椭圆星系的星系团模型，这些椭圆星系在每个子星系团中受到动力学摩擦的影响。螺旋星系似乎是晚到的，或者是从星系团核心的前面或后面经过。
1996-06-25 astro-ph
The Dark Galaxy Problem and the Effects of Substructure on Gravitational Lenses
我认为，冷暗物质（CDM）模型要求，即使在星系晕中心的几千秒差距内，质量大于10 ^3太阳质量的子结构中也包含了相当大一部分（大于百分之几）的表面密度。这些结构应该足够轻，以避免动力摩擦，并足够密集，以避免潮汐破坏。然后，我使用数值模拟的结果表明，这种子结构将显着改变多重成像类星体（QSO）的流量比，而不改变图像的位置。这种情况发生的程度将取决于类星体的角度大小，从而也取决于观测的波长。
2001-09-20 astro-ph
Constraining the nature of galaxy haloes with gravitational mesolensing of QSOs by halo substructure objects
研究了背景致密天体如活动星系核和类星体被扩展的中等质量透镜如球状星团和质量为10^5 - 10^8 M_sun的暗物质团的引力透镜效应。结果表明，对星系-类星体成协的观测研究是对大质量星系晕性质的一个有力的直接观测检验。VLTI和Keck仪器的光学干涉观测能够约束质量和数量的子结构晕对象。本文给出了螺旋星系晕和椭圆星系晕中球状星团的引力透镜的证据。
2008-09-19 astro-ph
Small-scale Substructure in Dark Matter Haloes: Where Does Galaxy Formation Come to an End?
基于冷暗物质的结构形成模型预测，大多数最初在高红移时形成的小暗物质晕到现在已经合并成更大的系统。现代晕的子结构保存了这些古老系统的遗迹，提供了我们可能拥有的关于功率谱低质量端的唯一直接信息。我描述了一些最近的尝试模型晕子结构到非常小的群众，使用半分析模型的晕形成。我做了一个初步的比较模型的预测，在透镜系统的子结构的观察，和本地卫星星系的属性。
2003-12-03 astro-ph
On Kinematic Substructure in the Sextans Dwarf Spheroidal Galaxy
我们提出了多光纤阶梯径向速度的结果，551颗恒星在六分仪矮球状星系，并确定294颗恒星可能的六分仪成员。分箱数据的投影速度弥散分布保持平坦至最大角半径$30^{\prime}$。我们引入了一个非参数技术估计的投影速度色散面，并使用此搜索的运动子结构。我们的数据并没有证实以前的报告，一个运动学上不同的恒星星族在六分仪中心。相反，我们检测到一个区域附近的六分仪核心半径是运动学冷比整体六分仪样本有95%的信心。
2006-03-24 astro-ph
Substructure in Clusters and Central Galaxy Peculiar Velocities
星系团中央主导星系的形成理论要求它们位于星系团引力势的最小值。然而，32%（25个中的8个）测量到的红移超过50个的星系团的中心星系具有显著的速度偏移（相对于其他星系团成员）。通过研究它们的速度分布和速度与位置之间的相关性，我表明，一个大的特有的速度的存在是强烈相关的子结构在这些大规模的系统中的存在。大约85%（25个中的21个）的星系团显示出一些子结构的证据，而仅使用星系或气体分布时发现的证据只有30- 40%。亚结构和中心星系位置之间的相关性验证了Merritt（1985）和Tremaine（1990）的假设，即高的特殊速度表明最近在较小质量的星系系统之间发生了合并事件。动力学摩擦应该迅速地将星系团中质量最大的离散物体--中央星系拉到最小的势能。质量较小的星系在更长的时间内保留了有关其原始子星系团的信息。我使用一个客观的分割算法来分配星系团星系的主机子块。当星系以这种方式分配到它们的子星系团时，75%的显著速度偏移被消除。在25个星系团中，只有2个星系团的中心星系在考虑子结构时不位于中心。
1994-02-23 astro-ph
Galactic Halo substructure in the Sloan Digital Sky Survey: the ancient tidal stream from the Sagittarius dwarf galaxy
最近有两项研究报告在斯隆数字巡天（SDSS）的调试数据中发现了明显的Halo子结构。在这里，我们表明，这晕子结构几乎是在其全部由于预期的潮汐流撕裂的人马座矮星系在其许多近距离接触的过程中与银河系。这种解释对这些流星的运动学和距离做出了强有力的预测。将SDSS团队探测到的古老水平分支恒星的结构与我们自己调查中发现的碳星结构进行比较，表明这个晕流的年龄与银河系相当。看来银河系和人马座矮星系在它们存在的大部分时间里都是一个强烈相互作用的系统。一旦完成，SDSS将提供一个独特的数据集来约束人马座矮星系的动力学演化，它也将强烈约束外银河系的质量分布。
2000-11-07 astro-ph
Tides, Interactions, and Fine-Scale Substructures in Galaxy Clusters
我们提出的星系相互作用，潮汐和其他过程中产生发光的精细尺度的子结构的星系团：后发座，英仙座，阿贝尔2199，AWM 3和AWM 5的研究结果。这些星系团中所有不寻常的结构可以分为七种形态：相互作用星系、多星系（非相互作用）、扭曲星系、尾星系、线星系、矮星系群和星系聚集体。的各种形态进行了描述，并提出了一个目录的248个对象在这五个集群的颜色，并从CCD图像中获得的位置信息与WIYN 3.5米望远镜在宽带B和R过滤器。扭曲的、相互作用的和精细尺度的子结构具有从B-R $\approx$ 0的蓝色对象到B-R $\approx$ 2.5的红色对象的颜色范围。我们还发现，具有最多扰动形态的结构具有最蓝的颜色。此外，这些结构的相对数量分布表明，存在两种不同的星系团：一种由扭曲结构主导，另一种由星系团主导。后发座和英仙座星系团，分别提出了这些类型的集群模型。细尺度子结构的生产可能的机制进行审查和比较观察z $\approx$ 0.4布彻-Oemler集群。我们的结论是，基于颜色，位置和统计数据，这些结构的创建最有可能的机制是通过与集群的引力势的相互作用，可能再加上与大型集群椭圆的高速相互作用的影响。
1998-09-29 astro-ph
Kinematics, Substructure and Luminosity-weighted Dynamics of Six Nearby Galaxy Groups
我们根据最近获得的英澳望远镜2dF光谱的新的红移测量结果，重新定义了本地宇宙（平均cz < 2000 km/s）中六个南方星系群的群成员资格。对于每一组，我们调查成员星系的运动学，子结构，光度函数和光度加权动力学。我们的计算证实，集团的大小，维里质量和光度涵盖了预期的星系群的范围内，除了NGC 4038的光度是由中央星暴合并对提高。我们发现，运动学，子结构和动力学技术的结合可以可靠地区分松散，unvirialised组从紧凑，动态放松的群体。应用这些技术，我们发现多拉多，NGC 4038和NGC 4697是unvirialized，而NGC 681，NGC 1400和NGC 5084是动态松弛。
2006-08-28 astro-ph
On the Study of the Substructure of Galaxy Clusters: S-Tree Technique in Non-Point Approximation
本文代表了S树技术在星系团结构研究中的进一步发展。Gurzadyan等人发展的S树技术使人们能够通过自洽地利用星系的二维位置、一维运动学和星等信息来分析星系团的子结构。首先，将该方法推广到N球系统，即在非点逼近中，给出了构造新的$D$矩阵的方法。其次，提出了一种有效的算法来分析S-树的输出信息，使人们能够揭示子群的存在和每个子群中星系的成员。
1997-04-07 astro-ph
B1422+231: The influence of mass substructure on strong lensing
在这项工作中，我们研究了引力透镜系统B1422+231。高质量的VLBI图像的位置，通量和形状以及光学HST透镜星系的位置。首先，两个简单而光滑的透镜星系模型被用来拟合观测到的图像位置和通量;甚至没有远程可接受的模型被发现。为了成功地拟合数据，必须将质量子结构添加到透镜中，并估计其水平。为了探索星系内部亚结构的水平及其对强透镜效应的影响，利用一个模型星系的N体模拟结果。通过使用该模型星系的质量分布作为透镜，不同的四个图像系统配置的合成数据集的生成和简单的透镜模型再次应用于拟合它们。拟合这些透镜系统的困难原来是类似的情况下，一些真正的引力透镜系统，从而可能提供证据的存在和强烈的影响，在主透镜星系的子结构。
2002-04-11 astro-ph
Galaxy evolution in Abell 85: I. Cluster substructure and environmental effects on the blue galaxy population
本系列论文探讨了富星系团Abell 85中晚型星系的演化。在这里，我们用独立的方法重新审视A85的复杂动力学状态.我们分析了40，000 km/s的红移分布，并确定了背景星团A87和A89的平均红移。然后，我们搜索的子结构在A85通过考虑其成员的2-D星系分布，并通过应用运动学的3-D三角洲测试的投影位置和径向速度。这清楚地揭示了我们所描述的几个子结构。我们还分析了最亮的蓝色星系在星系团体积的主要部分的分布，考虑到它们是富含气体还是贫乏。我们报告了一个非常不对称的蓝成员星系的分布，并将其与光学和X射线中揭示的子结构联系起来。通过匹配我们的样本明亮的蓝色成员星系与HI检测在文献中报道，我们确定富气和贫气的。富含HI的蓝色星系也被证明是不对称分布的，其中大多数投射在星系团的东侧。在HI中没有探测到蓝色物体，在该区域的投影半径为2 Mpc。我们估计的冲压压力剥离集群内介质作为一个函数的投影距离从A 85，并量化如何重要的是，这种机制可能是在扫出的气体下降螺旋。
2008-11-17 astro-ph
Neutralino Clumps and Cosmic Rays
米基道的晕可能包含大量密集的子结构，在这些子结构中，假定的弱相互作用大质量粒子（被认为是天文学暗物质的主要成分）将产生比平滑区域更强的湮灭信号。离地球最近的星系团越近，地球上的正电子和反质子宇宙射线通量就越大。但这些亚结构的实际分布尚不清楚。因此，对地球上反物质产量的预测受到一种宇宙方差的影响，这种方差的分析是本文的主题。统计工具，以实现这一目标，蒙特卡罗模拟分析结果进行了比较。
2007-01-18 astro-ph
Compound gravitational lensing as a probe of dark matter substructure within galaxy halos
我们展示了如何在高红移处观测多重成像类星体，并将其用作探测更大质量透镜晕维里化范围内的暗物质团块（质量约为10^9太阳质量的暗晕）。通过对冷暗物质（CDM）宇宙演化中星系形成的数值模拟，预测了大量这样的卫星。星系晕内的小尺度结构会影响图像的通量比，而不会明显改变它们的位置。我们使用数值模拟来量化的暗物质子结构的放大率的分布上的效果，并发现一个典型的图像对的放大率将偏离一个光滑的透镜势预测的值显着，如果在爱因斯坦半径附近，只有百分之几的透镜表面密度包含在subhalos。连续源的角大小决定了可以产生可探测效应的子团质量的范围：为了避免与透镜星系中恒星引起的引力微透镜相混淆，背景源必须大于类星体的光学连续发射区域。我们还发现，子结构将导致扭曲的图像在毫角秒尺度和偏见的类星体放大率的分布-两个其他可能的检测方法。
2001-08-13 astro-ph
On the Evolution of Nonlinear N-body systems: Substructure of a Distant Galaxy Cluster
为研究非线性N体系统而发展起来的图论S树技术，首次用于研究高红移星系团MS 1054-03，z \simeq 0.8的亚结构。通过相同的S-树代码研究的附近的星系团揭示了几个明显区分的分组具有显着的整体速度。因此，对遥远星系团的研究可以追踪它们在宇宙学时间尺度上的动力学演化。对MS 1054-03的研究显示了一种不同的结构，也就是说，没有证据表明存在合并的子星系，而只有一个速度色散约为700 km s^{-1}的星系核心，而主星系团的速度色散为1870 km s^{-1}。对高红移星系团样本的进一步研究将能够得出这样的结论，即附近和遥远的星系团之间在结构和动力学上的差异是否是一种真正的进化效应。
2003-03-15 astro-ph
On the X-Ray and Mass Distribution in the Merging Galaxy Cluster 1E 0657-56: Ram Pressure-Stripping in Substructures with an NFW Density Profile
我们研究了合并星系团1 E 0657-56的X射线和质量分布。我们研究了$Λ$ CDM宇宙中具有NFW密度分布的两个维里化团簇的迎头碰撞。X射线峰与质量峰的明显偏移（类似于Clow等人（2004）中的报道）首次在N体+流体动力学模拟中再现。我们估计冲压压力剥离条件的子结构合并的两个NFW暗晕使用一个简单的分析模型。我们发现，冲压压力占主导地位的重力的子结构时，较小的集群的质量小于约十分之一的较大集群的质量。在1 E 0657-56中发现的特征性X射线和质量结构表明，冲压压力和重力束缚力都不相互影响，并且前体之间的质量比接近上述临界值。
2006-09-04 astro-ph
The Evolution of Substructure in Galaxy, Group and Cluster Haloes III: Comparison with Simulations
在以前的论文中，我们描述了一种新的方法，包括详细的信息，在半解析模型的晕形成的基础上合并树的子结构。在本文中，我们比较了我们的模型的预测与自洽数值模拟的结果。我们发现，在一般情况下，这两种方法同意非常好，特别是一旦数值效应和选择效应的选择晕被考虑在内。正如预期的模拟的原始分析，我们看到一些证据，人工overmerging在模拟晕的最里面的区域，无论是因为子结构被人为破坏，或者因为用于识别子结构的组查找算法没有检测到所有的绑定团块在最高密度的区域。我们的分析结果表明，可能需要更大的质量和力的分辨率之前，数值overmerging变得可以忽略不计，在所有当前的应用程序。我们讨论了这一结果的影响，晕子结构的观测和实验测试，如在强透镜系统，地面实验检测暗物质粒子直接，或间接检测实验寻找正电子，γ射线，中微子或其他暗物质衰变产物的差异放大率的分析。
2004-10-02 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
CDM Substructure in Gravitational Lenses: Tests and Results
我们使用一个简单的统计检验表明，在引力透镜中观察到的异常流量比是由引力扰动的子结构，而不是在星际介质或透镜星系的引力势的不完整模型的传播效应。我们回顾目前的估计，子结构之间的透镜星系质量的0.6%和7%（90%的置信度），并概述了未来的观测计划，可以改善的结果。
2002-12-11 astro-ph
The Impact of ICM Substructure on Ram Pressure Stripping
通过簇内介质（ICM）运动的星系团，由于冲压压力剥离和与之相关的星际介质（ISM）-ICM相互作用，预计会损失一些ISM。利用高分辨率的宇宙学模拟的一个大的星系团，包括恒星的形成，我们表明，冲压压力的星系在一个固定的距离从集群中心的经验，可以变化远远超过一个数量级，我们发现，这种变化的冲压压力是由于在几乎相等的部分ICM密度和星系之间的相对速度的变化。我们还发现，ICM和星系的速度是弱相关的下降星系。
2008-07-31 astro-ph
Substructure in the Andromeda Galaxy Globular Cluster System
在当前最突出的星系形成的场景中，星系通过较小系统的合并而分层形成。这种合并可能会留下动态特征，这些特征可能会在事件发生后很长时间内持续存在。特别是，合并卫星星系的球状星团系统（GCS）可能仍然是大质量星系的GCS中的一个独特的子群。利用最新的球状星团的速度和金属丰度，我们提出了一个搜索的结果，分组在我们最近的大螺旋星系邻居，M31的GCS。一个改进的朋友的朋友算法被用来识别一些可能的合并残留物在投影位置，径向速度和[Fe/H]参数空间。数值模拟被用来检查，这种合并的残余物确实是合理的时间尺度上的利益。为了确认它们是合并的残余物，需要鉴定与这些群有关的恒星流。
2003-02-25 astro-ph
Detecting Mass Substructure in Galaxy Clusters: An Aperture Mass Statistic for Gravitational Flexion
引力弯曲最近被引入作为一种技术，人们可以通过它来绘制和研究星系团的子结构。以前的分析涉及弯曲测量个别星系星系弯曲信号，或使用参数技术或KSB型反演重建的质量分布在阿贝尔1689。在本文中，我们提出了一个光圈质量统计弯曲，并将其应用到通过光线跟踪模拟通过一个简单的分析质量分布，并通过一个星系团从千年模拟获得的背景星系的透镜图像。我们表明，这种方法是有效的检测和准确跟踪结构的星系团内的亚弧分尺度上的高信噪比，即使使用一个温和的背景源数密度和图像分辨率。此外，该方法提供了更多的信息的整体形状和小尺度结构的星系团比可以实现通过弱透镜质量重建使用引力剪切数据。最后，我们讨论了如何零点的孔径质量可能被用来推断质量的结构，确定使用这种方法。
2009-03-02 astro-ph
Dynamical Search for Substructures in Galaxy Clusters, A Hierarchical Clustering Method
我们提出了一种新的层次方法，使用动力学参数来寻找和描述子结构的星系团。这种方法（以下称为h-方法或h-分析）使用层次聚类分析来确定星系之间的关系，根据它们的相对结合能。我们已经测试了从N体模拟，以下两个特点所提出的方法：1）它提取的子群，这是更稳定的集群演化过程中比其他技术。2)当只考虑由“观测”提供的坐标（$x, y, v_z$）时发现的结构与用六个相空间坐标发现的结构之间存在着合理的相似性。我们将这种方法应用于两个Abell星系团：ABCG 151和ABCG 2670。我们的研究结果表明，ABCG 151分为两个集群，其中一个又分为两个子集群。ABCG 2670没有子聚类。然而，我们的方法允许提取最绑定的星系在其动力学核心。
1995-09-15 astro-ph
Harassment Origin for Kinematic Substructures in Dwarf Elliptical Galaxies?
我们已经运行了高分辨率的N体模型，模拟了矮星系与明亮的椭圆星系的相遇。矮星吸收轨道角动量，并在星系的外部区域显示出反向旋转的特征。要解释在高密度环境中的一些矮星系中观察到的核心-包络运动学解耦，需要几乎是正面碰撞和很少的暗物质与矮星系结合。这些运动学结构是在相当严格的条件下出现的。因此，在像室女座这样的星系团中，大约1%的矮星系可能会出现由骚扰形成的反旋转。
2005-08-29 astro-ph
X-ray Galaxy Clusters in NoSOCS: Substructure and the Correlation of Optical and X-ray Properties
本文比较了北天星系团的光学和X射线性质。我们确定的恢复率的X射线检测集群在光学丰富度，红移和X射线光度的函数，表明错过的集群是典型的低对比度系统时，光学观察。我们采用了四种不同的统计测试，以测试使用光学二维数据的子结构的存在下，发现约35%的集群显示出强烈的子结构的迹象。然而，结果是依赖于测试，与变化也由于星等范围和半径used.We还进行了比较X射线光度和温度与光学星系计数（丰富度）。我们发现，丰度与X射线性质之间的关系的斜率和分散性在很大程度上依赖于团簇的密度对比度。无子结构系统的选择并没有改善X射线亮度和丰度之间的相关性，但这种比较也显示出比使用X射线温度获得的散射大得多。在后一种情况下，样品显著减少，因为温度测量仅适用于最大质量（因此高对比度）的系统。然而，温度和丰富度之间的比较是非常敏感的集群显示子结构的迹象排除。X射线亮度和丰度的相关性是基于迄今为止最大的样本（$\sim$ 750集群），而涉及温度的测试使用与以前的作品（$\lsim$ 100）相似数量的对象。这里给出的结果与现有文献完全一致。
2006-08-15 astro-ph
Observations of cluster substructure using weakly lensed sextupole moments
由于暗物质集群和集团可能有子结构，我们已经检查了哈勃图像中的六极内容，寻找背景星系中的曲率签名，这可能是由星系-星系透镜引起的。我们描述的技术提取和分析六极和更高的弱透镜矩。通过弯曲背景星系的空间聚集，在CL 0024的图像中观察到了子结构的迹象，然后令人惊讶地在两个哈勃深场中观察到。我们估计了暗星系团在深场中的质量。透镜假说的替代方案似乎不太可能，但需要更好的统计数据才能最终排除它们。对六极矩的观测将提供一种在比以往更小的尺度上测量暗物质结构的手段。
2003-07-31 astro-ph
The Evolution of Substructure in Galaxy, Group and Cluster Haloes I: Basic Dynamics
围绕星系、星系群和星系团形成暗物质晕的等级合并并不完全有效，留下大量致密的子结构，以剥离的晕核或“次晕”的形式，在这些系统内绕轨道运行。使用卫星动力学的半分析模型，我们研究了晕的演变，因为它们合并层次，以确定有多少子结构生存合并和如何随着时间的推移个别subhaloes的属性变化。我们发现，由于质量损失，轨道衰减，潮汐中断，在一个特征的时间尺度等于径向振荡的维里半径的系统周期的subhaloes演变。具有真实密度和密度剖面的次晕，每次通过近心点时，其质量损失25%至45%，这取决于其浓度和轨道的圆度。随着光环的增长，亚光环轨道的大小也会增长，束缚也会减少。基于这些一般模式，我们提出了一种方法，包括现实量的子结构在半解析模型的基础上合并树。我们表明，在由此产生的模型中的参数可以通过要求合并层次结构的不同级别之间的自我一致性来固定。在配套文件中，我们将比较我们的模型与数值模拟的晕形成的结果。
2003-01-30 astro-ph
The Dynamical Survival of Small-Scale Substructure in Relaxed Galaxy Clusters
我们考虑在两个极端的替代方案，其可能的起源：1）吸积的集团（或小集群）的准径向轨道，和2）合并的集群类似的质量，其次是其致密的核心解耦的小尺度子结构的动力学演化。使用简单的分析参数和检查与数值计算，我们表明，对象被摧毁的潮汐场的全球集群潜力，如果他们的平均密度是小的平均集群密度在半径内的最接近的组或分离的核心。因此，聚集的群体和小集群在一个集群交叉中被潮汐破坏。由于星团的核心比星团群的密度大得多，它们对潮汐的抵抗力要强得多，但质量最小的星团会被潮汐破坏或严重剥离，而其他星团则会在不到一个轨道的动力学摩擦下被带到星团中心（随后合并）。寿命最长的子结构是分离的核心，大约比星团小10倍，从星团中心$1 \, h^{-1} \, \rm Mpc$以外的近圆形轨道开始。
1994-06-24 astro-ph
Investigating halo substructures with annual modulation signature
星系等级形成理论，数值模拟，人马座矮椭圆星系（SagDEG）在1994年的发现和最近的研究表明，银河系的暗晕可以有一个丰富的现象，包含非热化的子结构。在目前的初步研究中，我们调查的情况下，SagDEG（银河系中最著名的卫星星系穿越太阳附近）分析其暗物质流贡献的星系晕的DAMA/NaI年度调制数据的基础上的后果。目前的分析仅限于一些WIMP候选人和一些天体物理，核和粒子物理方案。其他的候选者，例如我们在其他地方讨论过的轻玻色子，以及其他非热化的子结构，这里还没有讨论。
2006-04-13 astro-ph
Lens Galaxy Environments and Anomalous Flux Ratios in Gravitational Lenses
在引力透镜系统中，解释异常通量比所需的子结构的比例似乎高于标准冷暗物质宇宙学的预测。我们提出了一个可能的替代路线异常流量比从透镜星系环境。我们认为复合透镜系统，这样一个透镜星系位于一个组或集群，并估计在组/集群的子结构的分数使用的子结构的分析模型的贡献。我们发现，当透镜的碰撞参量小于群/簇维里半径的~30%时，贡献占主导地位。这表明，环境效应可以部分解释异常流量比的高发生率。
2005-05-19 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
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
A Systematic Study of X-Ray Substructure of Galaxy Clusters Detected in the ROSAT All-Sky Survey
本文对470个REFLEX+BCS星系团的组合样品的X射线表面亮度分布进行了系统的亚结构研究。全自动形态分析是基于ROSAT全天巡天（RASS-3）第三次处理的数据。经过几个系统的影响，$52\pm 7$百分比的REFLEX+BCS集群被发现是substructured在公制孔径的1 Mpc半径（$H_0= 50 {\rm km} {\rm s}^{-1} {\rm Mpc}^{-1}$）。未来的模拟将显示统计的主要和次要合并的质谱有助于这个数字。另一个重要的结果是发现了类似于星系的形态-密度关系的子结构-密度关系。这里，具有不对称或多模态X射线表面亮度分布的簇优先位于具有较高簇数密度的区域中。利用子结构分析技术，对53个具有射电晕和遗迹的团簇以及22个冷却流团簇与REFLEX+BCS参考样品的X射线形貌进行了比较。仔细均衡不同的“灵敏度”的子样品的子结构检测后，发现晕和遗物样品往往表现出更多的多模态和细长的X射线表面亮度分布相比，反射+BCS参考样品。与REFLEX+BCS和Halo/Reli参考样品相比，冷却流簇更常显示出圆对称和单峰分布。这两项发现进一步支持了射电晕和遗迹是由合并事件触发的观点，以及先前存在的冷却流可能会被最近的重大合并所破坏。
2001-09-03 astro-ph
S-tree Analysis of the Substructure of the Coma Cluster
本文用S树方法估算后发座星系团核心的红移量--$cz = 6953$ km s $^{-1}$和色散量--$σ=949$ km s $^{-1}$。发现了三个星系群的存在，其中一个与cD星系NGC 4874有关，另一个与NGC 4889有关。有人认为，这些小组是“星系协会”，即银河动力实体通过主集群移动。得出了后发座核动力学过程的非平稳性的结论。
1997-10-09 astro-ph
Dark Matter Substructure in Galactic Halos
我们使用数值模拟来研究银河系和集群质量晕内的层次宇宙中形成的子结构。集群很容易复制与陡峭的质谱数千子结构块密切匹配的意见。然而，暗物质子结构的幸存也发生在星系尺度上，导致了星系晕作为星系团的缩放版本出现的显着结果。该模型预测银河系晕的维里化范围应该包含大约500颗圆速度大于天龙座和小熊座的卫星，即束缚质量大于10^8Mo，潮汐极限大小大于kpc。子结构团块的轨道上，其中很大一部分通过恒星盘，导致显着的共振和脉冲加热。它们的丰度和奇异密度分布对古老薄盘、冷恒星流、引力透镜和间接/直接探测实验的存在具有重要意义。
1999-07-29 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
Dark Matter Halos: Shapes, The Substructure Crisis, and Indirect Detection
在这篇文章中，我们简要回顾了最近的三个结果。首先，我们表明，在模拟与气体冷却形成的光环是显着圆比在无耗散$N$体模拟形成的光环。主轴比的增加是内晕中的$δ(c/a) ~ 0.2 - 0.4$，并且在大半径处保持显著。其次，我们讨论了CDM子结构危机，并证明了危机的原始密度波动的小尺度上的频谱的敏感性。第三，我们评估了像VERITAS和GLAST实验检测中性子暗物质湮灭中的$γ$射线的能力。
2005-02-06 astro-ph
The dark connection between the EGRET excess of diffuse Galactic gamma rays, the Canis Major dwarf, the Monoceros ring, the INTEGRAL 511 keV annihilation line, the gas flaring and the Galactic rotation curve
EGRET过剩的弥漫银河伽马射线显示了所有的关键功能的暗物质湮灭（DMA）的质量范围在50-100 GeV，特别是过剩的分布是兼容的标准晕轮廓与一些额外的环状子结构在4和13 kpc的银河系中心。这些子结构与从4千秒差距的尘埃环和13千秒差距的大犬座卫星星系的暗物质潮汐流中预期的引力势相吻合，这是从适合麒麟座恒星环的N体模拟中推断出来的。我们银河系中的气体燃烧为这个子结构提供了强有力的独立支持。来自DMA的伽马射线主要来自单能夸克的强子化，这应该也会产生一小部分但已知的质子和反质子。Bergstrom等人发现了远高于观测到的反质子通量的反质子通量，因此他们得出结论，可以排除EGRET过量的DMA解释。然而，他们使用了各向同性传播模型，即在盘和晕中相同的扩散传播。结果表明，各向异性的传播模型与EGRET γ射线过剩、反质子通量以及次级/初级和不稳定/稳定宇宙线粒子的比值是一致的。这种各向异性的传播是由正电子湮没线的大凸起/盘比支持的，正如INTEGRAL卫星所观察到的那样。在这种情况下，不需要特定于隆起的新来源，因此从这些观测中获得的隆起中强DMA的证据是强烈依赖于传播模型的。
2007-11-13 astro-ph
A Dynamical Fossil in the Ursa Minor Dwarf Spheroidal Galaxy
附近的小熊座矮球状体（UMi dSph）是已知的暗物质占主导地位的星系之一，其中心质量与光线之比约为70。有点奇怪的是，它似乎包含了恒星数密度第二个峰值形式的形态亚结构。通常认为，这种子结构必须是瞬态的，因为它不能在系统的> 10 Gyr年龄中存在，因为UMi的8.8 km/s内部速度分散所暗示的交叉时间。然而，在本文中，我们提出的证据表明，子结构有一个冷的运动学签名，并认为UMi的笨拙确实可能是一个原始的人工制品。使用数值模拟，我们表明，子结构是不兼容的尖暗物质晕预测的流行冷暗物质（CDM）的范式，但与一个未绑定的星团晃动来回内近谐波潜在的核心暗物质晕。因此，CDM似乎不同意在最小的质量，大多数暗物质占主导地位的星系质谱末端的观测。
2003-04-04 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
Connecting Cluster Substructure in Galaxy Cluster Cores at z=0.2 With Cluster Assembly Histories
我们用结构形成的半解析模型解释了z=0.2时星系团核（R<= 250 kpc/h）内部结构的引力透镜测量。基于透镜的子结构分数测量的动态范围与理论预测很好地匹配，两者都跨越f_sub~0.05-0.65。结构形成模型预测，fsub与团簇组装历史有关.我们使用简单的拟合公式来参数化预测的相关性：Delta_90 = tau_90 + alpha_90 * log（f_sub）和Delta_50 = tau_50 + alpha_50 * log（f_sub），其中Delta_90和Delta_50是从z=0.2到当每个理论簇分别获得其在z=0.2时的质量的90%和50%时的预测回看时间。最佳拟合参数值为：alpha_90 =（-1.34+/-0.79）Gyr，tau_90 =（0.31+/-0.56）Gyr和alpha_50 =（-2.77+/-1.66）Gyr，tau_50 =（0.99+/-1.18）Gyr。因此（i）观察到的团簇f_sub<~0.1（例如A383、A1835）被平均解释为在z>~0.8处形成，并且从z~0.4开始经历<=10%的质量增长，（ii）观察到的具有f_sub>~0.4的簇（例如A68、A773）被解释为，平均而言，自z = 0.4开始形成，并且在z=0.2之前的~ 500 Myr中，即自z=0.25开始经历>10%的质量增长。总之，f_sub的观测测量…
2008-06-24 astro-ph
The morphological and dynamical evolution of simulated galaxy clusters
我们探索的形态和动力学演化的星系团模拟使用标量和矢量值的闵可夫斯基估值和基本平面关系的概念。在这方面，有三个问题具有根本意义：1。星系团的平均形态如何依赖于宇宙学背景模型？2.有没有可能以统计上有意义的方式，利用星团子结构来区分不同的宇宙学模型？3.一个团簇的动力学状态，特别是它离维里平衡的距离，与它的视觉子结构有什么关系？为了回答这些问题，我们量化集群子结构使用一组形态序参量的Minkowski估值（MV）的基础上构建的。一个集群的动力学状态描述使用全球集群参数：在一定的空间，这样的参数基本带状结构的形成，表明出现了维里平衡。我们发现，从这些基本结构的平均距离相关的平均数量的集群子结构为我们的集群样本在时间演化。此外，高欧米茄和低欧米茄型号之间存在显着差异。我们特别注意的红移演化的形态特征，发现宇宙学模型之间的巨大差异，即使是更高的红移。
2001-09-25 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
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
Substructure and Scatter in the Mass-Temperature Relations of Simulated Clusters
星系团的整体性质之间存在着规律性的标度关系。这些关系建立晕质量和集群观测之间的重要联系。精确的宇宙学研究，依赖于这些联系受益于更好地理解散射的质量可观测的标度关系。在这里，我们研究的合并过程中引入散射的$M$ - $T_{\rm X}$关系的作用，使用的样本121个星系团模拟辐射冷却和超新星反馈，以及三个统计先前提出的测量X射线表面亮度子结构。它们是形心变化（$w$）、轴比（$η$）和功率比（$P_{20}$和$P_{30}$）。我们发现，在这一组模拟集群，每个子结构措施与集群的偏离$δ\ln T_{\rm X}$和$δ\ln M$从平均$M$ - $T_{\rm X}$关系，无论是发射加权温度$T_{\rm EW}$和光谱般的温度$T_{\rm SL}$，在这个意义上，具有更多的子结构的集群往往是在一个给定的晕质量更冷。在所有情况下，对包括子结构信息的$M$ - $T_{\rm X}$关系的三参数拟合比对基本$M$ - $T_{\rm X}$关系的两参数拟合具有更小的分散性。
2008-06-04 astro-ph
Light Elements and Cosmic Rays in the Early Galaxy
我们导出了在早期银河系形成的恒星中观测到的导致Be和部分B的宇宙射线的约束条件：宇宙射线不能从ISM加速;它们的能谱必须相对较硬（大部分核反应应发生在$>$ 30 MeV/nucl）;在高金属丰度下，加速粒子的动能仅为10 $^{49}$ erg/SNII，就足以产生Be和B。反向SNII冲击可以加速粒子。
1996-10-30 astro-ph
Substructure in the ENACS clusters
利用ESO近阿贝尔星系团巡天（ENACS）的67个富星系团样本，研究了亚星系团的形成。我们应用四个著名的统计技术来评估子结构发生的频率。这些诊断是敏感的星系的空间和速度分布的不同方面，并探讨不同的尺度，从而提供子集群的补充测试。的偏度和峰度的全球径向速度分布，用于判断的正常性，和强大的$Δ$测试Dressler和Shectman，它措施的局部偏差的全球运动学，表明ENACS集群表现出一定程度的结块在合理的协议与其他不太均匀和较小的集群数据集。另一方面，投影星系分布的平均两点关联函数表明，只有$\sim 10%$的系统研究显示的证据，在尺度长度小于0.2 \mpc的子结构。这比早期基于Dressler & Shectman聚类样本的研究要少得多。我们发现一个可能的系统性不足的星系在小星系际分离的ENACS集群的迹象。
1998-12-04 astro-ph
Can satellites deliver substructures and black holes to inner halo by dynamical friction?
开发了一种完全解析的公式，使动态摩擦建模更加真实。当应用ChandraSekhar公式时，卫星在宿主星系晕中的轨道衰减率往往被严重高估，而没有校正卫星的潮汐损失和宿主星系势在哈勃时间内的快速增长。当卫星衰变到宿主星系的内部和密度更大的区域时，高密度的环境加速了它们的能量和角动量交换，但潮汐会缩小卫星的洛希瓣。最终，一旦卫星足够轻，轨道衰减和潮汐剥离的过程都会停止。这些竞争过程可以模拟分析卫星，如果我们参数化的质量损失历史的经验公式。我们还将由于主机势阱的增长轨道的绝热收缩。观测到的矮星系通常显示出有限密度的核心，这决定了它的残余物可以向宿主星系传递多少。幽灵流或残余核心或卫星的球状星团应该优先居住在外晕（例如，麦哲伦流和小熊座矮星），而不是内晕（例如，Sgr流和Omega-cen集群）。由于内星系中的强潮汐造成的质量损失也使得卫星星系核中任何小的中心黑洞在轨道上衰变并合并到宿主星系的中心成为问题。
2003-12-05 astro-ph
Spectroscopy of clusters in the ESO distant cluster survey (EDisCS).II. Redshifts, velocity dispersions, and substructure for clusters in the last 15 fields
目标。作为ESO远星系团巡天（EDisCS）的一部分，我们在15个巡天中对星系进行了光谱观测。我们确定的红移和速度分散的星系团位于这些领域，我们测试可能的子结构的集群。方法.我们在VLT使用FORS 2仪器获得了多目标掩模光谱。我们减少了数据，特别注意天空减法。我们实现了Kelson的方法，用于在对数据进行任何重组/插值之前执行天空减法。从测量的星系红移，我们确定集群的速度分散体使用bifweight估计和测试可能的子结构中使用的Dressler-Shectman测试的集群。结果在数据的任何重新分箱/内插之前减去天空的方法提供光子噪声有限的结果，而在数据已经被重新分箱/内插之后减去天空的传统方法导致来自倾斜狭缝的光谱的显著更大的噪声。给出了单个星系的红移和21个星系团的红移和速度色散。对于至少有20个光谱确认的成员的9个集群，我们提出了从Dressler-Shectman检验获得的子结构的存在的统计显著性，并在两个集群中检测到子结构。结论.加上我们以前的论文中的数据，光谱和光谱速度色散现在可用于26个EDisCS星系团，其红移范围为0.40-0.96，速度色散范围为166-1080 km/s。
2008-02-01 astro-ph
Numerical propagation of high energy cosmic rays in the Galaxy I: technical issues
我们提出了一个数值模拟的结果，宇宙射线的传播与$10^{15}$ eV以上的能量在一个复杂的磁场，在一般的大尺度组件和湍流组件。几种配置进行了调查，可能代表一个现实的磁场的银河系的具体方面，虽然这项调查的主要目的是不实现一个现实的描述在银河系中的传播，而是要评估的作用，定义的复杂问题的传播。我们对银河系中宇宙射线的模拟将在论文II中提出。我们确定了几种难以用纯扩散方法解释的效应，这些效应在银河系复杂磁场中宇宙射线的传播中起着至关重要的作用。我们详细讨论了将我们的结果外推到更低能量的问题，在那里可以获得银河系中宇宙射线的约束时间数据。约束时间及其对粒子刚性的依赖性是以下方面的关键因素：1）将源光谱与观测到的宇宙射线光谱相关联; 2）量化由光谱产生的轻元素; 3）预测作为能量函数的各向异性。
2007-05-14 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
