大质量晕中暗物质的分布函数

维里化暗物质晕的质量

The Mass of Virialized Dark Matter Haloes

维里质量被用来估计暗物质晕的质量。然而，通常使用的恒定过密度判据并不能反映晕的动力学结构。在这里，我们分析了暗物质宇宙学模拟，以获得不同质量的晕的性质集中在零平均径向速度的区域的大小。这个区域内的暗物质是静止的，因此这个区域的质量是维里质量的一个更好的近似。

具有暗物质晕的尖轴星系的自洽模型

Self-consistent models of cuspy triaxial galaxies with dark matter haloes

我们已经构建了现实的，自洽的模型，三轴椭圆星系嵌入三轴暗物质晕。我们研究了暗物质晕形状的三种不同模型：（i）与发光物质相同的轴比（0.7：0.86：1）;（ii）更长的形状（0.5：0.66：1）;（iii）更扁的形状（0.7：0.93：1）。这些模型是通过史瓦西提出的标准轨道叠加技术得到的。在这三种情况下，每一种都找到了自洽的解决方案。混沌轨道被认为是重要的，在所有的模型，它们的存在被证明意味着一个可能的缓慢演变的形状的晕。我们的研究结果首次证明了三轴暗物质晕可以与三轴星系共存。

标准λ CDM天体演化中暗晕的丰度和成簇

The abundance and clustering of dark haloes in the standard Lambda CDM cosmogony

许多证据表明，我们生活在一个平坦的冷暗物质宇宙中，具有宇宙学常数。在这样的宇宙中，暗晕的许多性质现在都有精确的解析公式。假设目前的宇宙学参数的“和谐”值，我们绘制晕丰度对红移作为晕质量的函数，晕温度，晕中的宇宙物质的分数，晕集群强度，和集群强度的z=0的高红移晕的后代。这些图有助于理解非线性结构如何在模型中增长。它们展示了许多看起来令人惊讶的性质，例如：10^9太阳质量晕在z=20时与今天的L_* 星系一样丰富; 10^6K晕在z=8和z=0时同样丰富;目前所有物质的10%处于热于1 keV的晕中，而超过一半的晕温度太低，无法捕获光电离气体;在z=15时，有1%的物质处于热得足以电离氢的晕中;在红移较高的地方，给定质量或温度的晕更加聚集;在z<20时，具有现代L_* 星系丰度的晕同样聚集;在z>10时，恒星形成产生的金属比L_* 星系更聚集在z=0处。

暗物质晕中的焦散线

Caustics in Dark Matter Haloes

焦散线是在无碰撞介质中形成的具有无限密度的形式奇异结构。暗物质粒子不可忽略的速度色散使得它们的密度有限。我们评估的焦散线的最大密度的框架内形成的暗物质晕的二次降落模型。结果表明，通过适当叠加约600个晕的弱透镜信号，可以探测焦散线。CFHTLS伴随着X射线观测和基于空间的实验，如SNAP或DUNE，可以为我们提供所需的统计数据，从而为区分可行的暗物质粒子候选者提供一种方法。扩展我们的结果更现实的模型，包括合并的晕的影响进行了简要概述。

暗物质晕的环境效应：群大小晕的结构-子结构关系

Environmental Effects of Dark Matter Haloes: The Clustering-Substructure relation of Group-size Haloes

我们估计了质量大于10^{13} h^{-1} Mo的暗物质晕的两点关联函数，这些暗物质晕具有或不具有显著的子结构。在两个红移快拍下（z=0和1），用一个朋友的朋友算法在大型LCDM模拟中识别晕，而晕子结构则用观测驱动的方法确定。我们发现，在这两个时代的一个明确的和显着的信号，子结构的晕比那些没有子结构的更集群。这对于所有考虑的晕质量范围都是正确的，尽管对于最高的晕质量，信号是有噪声的，并且仅存在于~20 h^{-1} Mpc。晕相关长度随晕子结构振幅的增加而平滑增加。我们还发现，亚结构晕通常位于高密度的大规模环境中，而相反的是真实的非亚结构晕。如果在高密度区域发现的晕有一个相对较早的形成时间，如最近的工作所建议的，那么它们确实有更多的时间比晕，类似的质量，形成后，在低密度区域的集群。在这种情况下，人们会天真地期望前者（较早形成）的光环通常会比后者（较晚形成）动态地更松弛。然而，较高的合并和相互作用率，预计在高密度区域，可能会破坏其相对宽松的动力学状态，从而导致较高比例的晕与子结构在这些地区发现。

偏置与暗物质晕的分布

Biasing and the distribution of dark matter haloes

在引力成团的层次模型中，维力化晕是物质分布的有偏示踪物。正如Mo & White（1996）所讨论的，这种偏差是非线性和随机的。他们开发了一个模型，允许一个写下来的平均值的偏差关系的解析表达式，在最初的拉格朗日，和演变，欧拉空间。我们还提供了高阶矩的解析表达式。我们还展示了如何Mo-White方法可以扩展到计算的演变，不只是晕，但暗物质分布本身。欧拉偏置关系中的平均值和分散度以及欧拉晕-质量和晕-晕关联函数的模型预测与质量范围很广的晕的层次引力聚类的数值模拟结果合理一致，而相应的拉格朗日量的预测仅对大质量晕是准确的。

暗丝和壁中暗物质晕的自旋排列

Spin alignment of dark matter haloes in filaments and walls

MMF技术被用来分割宇宙网络中看到的宇宙学N体模拟成壁状和类顺磁性结构。我们发现，暗物质晕的自旋和形状是显着相关的彼此和其主机结构的方向。形状取向使得晕圈短轴倾向于垂直于主体结构，无论是壁还是细丝。晕自旋矢量的取向与质量有关。在壁和细丝中的低质量晕具有使它们的自旋在母体结构内取向的趋势，而在细丝中的较高质量晕具有倾向于垂直于母体结构的自旋。

关于归并树的可靠性和暗物质晕的质量增长历史

On the reliability of merger-trees and the mass growth histories of dark matter haloes

我们已经使用合并树实现来研究暗物质晕的形成。合并树的构建基于三种不同的关于宇宙结构形成的图像。这些图像包括：球形塌陷（SC），椭球塌陷（EC）和非径向塌陷（NR）。合并树的可靠性已被检查比较他们的预测有关的祖细胞的数量分布，以及形成时间的分布，与预测的分析关系。比较结果非常令人满意。随后，>...

暗物质晕中的小尺度子结构：星系形成的终点在哪里？

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。

暗物质晕的性质

Properties of Dark Matter Haloes

概述了暗物质晕的主要性质，因为我们知道他们从观测，主要是从旋转曲线周围的螺旋星系和矮星系。详细的旋转曲线现在已知超过1000个星系，揭示了它们在外部不是那么平坦，但对于晚期类型上升，而对于早期类型下降。现在一个公认的结果是，大多数明亮的星系并不是由光盘中的暗物质控制的。只有矮星系和LSB（低表面亮度星系）的暗物质在可见光区起主导作用。通过几种方法研究了晕的三维形状，这些方法将被讨论：极环，HI平面的耀斑，X射线等照度线。现在还不可能用旋转曲线来知道晕圈延伸了多远，但是已经做了一些测量。它将表明，暗物质似乎是耦合到螺旋和矮星的气体，这表明暗重子可以发挥主要作用的旋转曲线。提出用不同的动力学定律或引力定律（如MOND定律）取代非重子暗物质的理论必须考虑到暗重子，特别是因为它们的空间分布可能与可见物质大不相同。

暗物质晕的动力结构

The dynamical structure of dark matter haloes

由于不断增加的计算能力和更复杂的算法的发展，数值N体模拟现在揭示了暗物质晕在位置和速度空间中的物理性质之间的几种唯象关系。这是目前的工作的目的，详细调查的动力学结构的暗物质晕，以及它可能依赖于质量和它的演变与红移z=5。我们使用单个物体的高分辨率宇宙学模拟来计算几个量的径向平均轮廓，并按圆速度达到最大值Vmax的半径Rmax进行缩放。没有系统的依赖于质量或宇宙的时代内发现Rmax，所有不同的径向配置文件都很好地拟合简单的分析模型。然而，我们的研究结果表明，有几个属性是不“普遍”以外的半径。[摘要]

暗物质晕的形成时间分布：理论与N体模拟

Formation time distribution of dark matter haloes: theories versus N-body simulations

本文利用数值模拟方法检验了解析漂移集方法预测的暗物质晕形成时间分布。形成时间分布与条件质量函数密切相关，因此该测试是对该分布的间接探测。测试的偏移集模型是扩展的Press-Schechter（EPS）模型，椭球崩溃（EC）模型，和非球形崩溃边界（NCB）模型。用三组模拟（6种实现）研究了从类矮星系晕（$M=10^{-3} M_*$，$M_*$是特征非线性质量尺度）到大质量晕（$M=8.7 M_*$）的晕形成时间分布。没有一个模型在高、低红移下都能与模拟结果相匹配。特别是，在我们的模拟中，暗物质晕的形成通常比EPS模型预测的要早。这种差异可能有助于解释为什么基于EPS合并树的星系形成半解析模型与最近的观测结果相比，对高红移星系的数量预测不足。

合并历史对暗物质晕的Angular Momentum分布的影响

Effects of Merging Histories on Angular Momentum Distribution of Dark Matter Haloes

分析了原天体合并历史对现时暗物质晕角动量分布的影响。角动量分布的分析方法假设晕最初是均匀的椭球体，并且晕的角动量的增长在其最大膨胀时间停止。然而，最大扩增时间不能唯一地确定，因为在分层聚类方案中，晕的每个祖细胞或亚基都有其自己的最大扩增时间。因此，晕的合并历史可能是重要的估计其角动量。利用Rodrigues & Thomas的合并树模型，考虑了密度涨落的空间相关性，研究了合并历史对暗物质晕角动量分布的影响.结果发现，合并效应，即最终合并成晕的前体物质的最大膨胀时间的不均匀性，对最终的角动量分布没有强烈的影响，因此均匀椭球近似恰好适合于估算暗物质晕的角动量分布。这是因为不同方向的角动量的影响抵消了最大膨胀时间的不均匀性的影响。

潮汐矮星系形成探测的大范围暗物质晕

The large extent of dark matter haloes probed by the formation of tidal dwarf galaxies

在几个相互作用的系统中，在潮汐尾的尖端附近观察到了质量为10^9太阳质量的气体聚集，并被认为是潮汐矮星系的可能祖先。使用N-体模拟星系相互作用，我们表明，存在这样的功能，需要暗物质晕周围的螺旋星系延伸至少十倍以上的恒星盘。在我们的模拟中形成的大规模气体云有一个运动学的起源和引力坍缩成矮星系，往往生存几十亿年。

维里温度> 10000 K的银河系前暗物质晕中通往大质量黑洞和致密星团的路径

Pathways to massive black holes and compact star clusters in pre-galactic dark matter haloes with virial temperatures > 10000K

对Tvir~10000 K的前星系DM晕中原子冷却驱动的气体坍缩的大动态范围数值模拟表明，在转动支撑开始之前，气体损失了90%以上的角动量。在这些晕的一小部分中，金属丰度低，紫外线辐射抑制了H_2冷却，因此条件非常有利于大质量黑洞的快速形成。根据金属富集的进展，外部和内部紫外辐射对H_2冷却的持续抑制以及捕获引力能释放产生的熵的能力，预计晕中心的气体将形成超大质量恒星，一个恒星质量的黑洞以超爱丁顿吸积速率吸积，或者一个紧凑的星团经历碰撞运行，远离中心的大质量恒星在这三种情况下，一个初始质量适中的大质量黑洞发现自己处于气体快速流入的中心，流入速率为~1 M太阳\yr。大质量黑洞将因此迅速增长到10^5到10^6太阳质量，直到进一步的流入停止，要么是由于恒星形成消耗气体，要么是由于不断增长的大质量黑洞不断增加的能量和动量反馈。以这种方式形成大质量种子黑洞的条件在T_vir~15000 K和V_vir~20 km \s的晕中是最有利的，其中质量较小的晕不允许通过原子冷却使气体坍缩，而质量较大的晕更容易碎裂。这应该会在银河系前晕中的大质量黑洞种子的早期种群的质谱上留下一个特征质量，这些黑洞种子后来将成长为银河系凸起中观测到的超大质量黑洞种群。

冷暗物质模型中低表面亮度星系晕的浓度是多少？

How Concentrated Are The Haloes Of Low Surface Brightness Galaxies In The Cold Dark Matter Model?

我们研究了在LCDM N体模拟中形成的暗物质晕的浓度和自旋参数之间是否存在相关性。特别是，我们专注于低表面亮度（LSB）和高表面亮度（HSB）星系的主机的维里质量特性的晕。我们的分析表明，浓度和自旋是反相关的。如果我们假设一个星系盘形成在这些晕之一，从重子，大约守恒的角动量，在他们的耗散到旋转支撑的磁盘，然后它是可能的估计磁盘的中心表面密度。对于一个适当的选择的质光比，我们可以把限制的中心表面亮度的磁盘，从而确定的LSB和HSB星系的主机晕的类似物。我们发现，我们的LSB星系类似物占据的晕，具有较低的浓度比可能预期的基础上考虑的质量浓度关系的LCDM宇宙学。浓度分布在c~6处达到峰值，与观测数据吻合良好，尽管模拟分布与观测推断分布的形状之间存在重要差异。这表明，LSB星系居住在一个有偏见的子样本的晕人口，这种偏见可能是一个重要的成分，为解决目前的辩论，关于LSB星系暗物质晕的结构。

暗物质晕向高阶的组装偏向

The assembly bias of dark matter haloes to higher orders

我们使用一个非常大的体积（$2.4h^{-3}{\rm Gpc}^{3}$），高分辨率的N体模拟来测量高阶集群的暗物质晕的质量和内部结构的函数。由于大的模拟量和使用一种新的“交叉矩”计数在细胞技术，抑制离散噪声，我们能够测量聚类的晕对应于罕见的峰值比以前的研究是可能的;最罕见的晕，我们测量的方差是100倍以上的集群比暗物质。我们能够提取，第一次，晕偏置参数从线性到四阶。对于测量的所有订单，我们发现，偏置参数是一个强大的功能的质量晕更大规模的特征质量$M_{*}$。目前，没有理论模型能够精确地再现这种质量依赖性。我们发现，偏置参数也依赖于内部结构的晕到四阶。对于质量大于$M_{*}$的晕，我们发现，更集中的晕比不太集中的更弱的集群。我们没有看到集群与质量$M<M_{*}$晕浓度的依赖性，这是相反的趋势，在文献中报道的隔离晕时，其形成时间。我们的研究结果是不敏感的晕是否标记的朋友的朋友组发现者返回的总质量或最大规模的子结构的质量。这意味着我们的结论不是特定选择的群体发现算法的人工制品。我们的研究结果将提供重要的投入星系集群的理论模型。

宇宙空洞周围星系暗物质晕的取向

The orientation of galaxy dark matter haloes around cosmic voids

使用千年N体模拟，我们探讨如何的形状和角动量的星系暗物质晕周围的最大的宇宙学空洞的方向。我们发现，长轴和中间轴的晕往往位于平行于表面的空隙，而短轴点优先在径向方向。我们已经量化了这些对齐在不同的径向距离的空洞中心的强度。这些方向的影响仍然检测到距离为2.2 R_无效的空洞中心大。以子样本的晕预计包含盘主导的星系在其中心，我们检测到，在99.9%的置信水平，这些晕的角动量往往位于平行于表面的空隙的信号。与惯性轴的对齐相反，该信号仅在空洞表面（1<R<1.07 R_void）处的壳体中被检测到，并且在更大的距离处消失。这一信号，以及使用真实的螺旋星系观察到的类似排列（Trujillo，Carrestan & Patiri 2006），强烈支持潮汐力矩理论的预测，即暗物质晕和重子物质在转向之前已经联合获得了它们的角动量。

暗物质晕空间成团的一个分析模型

An analytic model for the spatial clustering of dark matter haloes

我们开发了一个简单的分析模型的引力集群的暗物质晕，以了解他们的空间分布是如何偏置相对于质量。初始密度场（假设高斯）内的暗晕的统计分布确定的Press-Schechter形式主义的扩展。由引力引起的运动所引起的这种分布的修改被处理使用球形坍缩近似。我们测试这个模型对各种N体模拟的结果，并发现它给出了一个准确的描述偏置函数。这个偏置函数足以计算暗晕和质量之间的互相关，我们再次发现模拟结果和分析预测之间的良好协议。由于晕圈在空间上是排他性的，因此在固定半径和过密度的球体内的对象计数的方差显著小于泊松值。这严重地使暗晕的自相关函数的任何分析计算复杂化。我们的模拟结果表明，这种自相关函数是成比例的质量在$R$在很宽的范围内，甚至包括规模的两个功能都显着大于单位。比例常数非常接近于分析模型在大尺度上预测的比例常数。这一结果允许一个完全解析估计的自相关函数的暗晕。我们使用我们的模型来研究如何星系的分布可能会有偏见的质量。结合其他数据，这些技术应该能够测量宇宙质量波动的幅度和宇宙的密度。

暗物质晕的密度分布：多样性和对环境的依赖

Density profiles of dark matter haloes: diversity and dependence on environment

本文研究了在ΛCDM模型的N体宇宙学模拟中观测到的由广义二次落体模型预言的暗物质晕的外密度分布。我们发现大量的系统变化的形状和浓度的晕配置文件，以及与环境的配置文件的强相关性。在N体模拟中，孤立晕的密度剖面的平均外斜率β（ρ \propto r^{-β}）为\approx 2.9;这些晕中有68%的β值在2.5和3.8之间。在密集的星系团环境中，晕更加集中，并表现出比孤立晕更大的β值的广泛分布。与人们所期望的相反，包含在星系团和星系系统中的晕比孤立的晕更不集中，并且具有更平坦的外部密度分布。浓度随M_h的增大而减小，但在一定质量下，浓度的分散性很大。晕的质量和圆速度有很强的相关性：M_h \propto V_m^α，α~ 3.3（孤立的）和~3.5（团簇中的晕）。当M_h=10^12M_sun时，这些关系式的均方根偏差分别为ΔlogM_h=0.12和0.18。大约30%的晕包含在更大的晕中，或者在3维里半径内有大量的同伴（大于当前晕质量的0.3倍）。剩下的70%的光环是孤立的物体。β分布以及孤立晕的浓度-质量和M_h-V_m关系与我们基于二次降落模型的推广和推广的Press-Schechter形式的数值方法的预测非常一致。

光锥模拟：暗物质晕的演化

Light-cone Simulations: Evolution of dark matter haloes

提出了一种新的快速模拟双光束型光锥的方法，该方法使用了带有光锥附加的多级自适应粒子网格（MLAPM）代码。我们表明，通过仔细选择的光锥取向，它是可能的，以避免额外的周期性的光锥。作为一个例子，我们应用该方法模拟了一个6 Gpc深的光锥，创建了光锥的暗物质晕目录，并研究了从$z=6$到现在的晕演化。我们确定了晕的空间密度，它们的大尺度关联函数，并研究了质量函数的演化。我们发现了一个令人惊讶的简单的关系晕最大质量的红移的依赖，并应用它来获得明亮的类星体的红移极限。

最大空洞壳层中暗物质晕的自旋排列

Spin alignment of dark matter haloes in the shells of the largest voids

使用高分辨率宇宙学N体模拟MareNostrum Universe，我们研究了大空洞周围星系大小的暗物质晕的形状和角动量的方向。我们发现，位于最大的宇宙空洞的壳上的晕有角动量，倾向于优先垂直于连接晕中心和空洞中心的方向。通过星系红移巡天，在空洞周围的螺旋星系中发现了这种排列。我们第一次测量这种排列的强度，显示它是如何随着距离空洞中心的增加而下降的。我们还证实了这种对齐的强度和晕质量之间的相关性。晕主轴方向的分析证实了前人的工作结果。此外，我们发现暗物质晕内部的重子物质也有类似的排列，这种排列在它们的内部要强得多。

暗物质晕的径向速度矩

Radial velocity moments of dark matter haloes

利用宇宙学N体模拟方法研究了暗物质晕的径向速度分布，重点研究了最低阶偶矩、色散和峰度。我们确定了模拟箱中的10个质量晕的性质，用维里质量和浓度表征的NFW公式近似它们的密度分布。我们还计算了速度各向异性参数的晕，发现它温和的径向和增加的距离从晕中心。的径向速度分散的晕示出了一个最大值的特征轮廓，而径向峰度轮廓从接近高斯中心附近的值开始随着距离而减小。因此，我们确认，暗物质晕具有内在的非高斯，平顶速度分布。我们发现，模拟晕的径向速度矩是相当好地再现的解决方案的Jeans方程的晕参数与各向异性测量的模拟。我们还研究了由十个晕到十维里半径的复合星系团的径向速度矩。在该区域中，速度分散系统地减小以达到背景值，而峰度从低于高斯值3增加到高于高斯值3，表示相对于高斯的从平顶到强烈峰值的速度分布的过渡，这可以被解释为具有小分散的有序流的优势。我们说明的过渡，明确显示的速度分布的复合集群在几个径向箱。

大规模的黑暗光环可以摧毁矮人银河系吗？

Can Massive Dark Haloes Destroy the Disks of Dwarf Galaxies?

最近的高分辨率模拟以及对星系盘动力学演变的理论研究表明，与人们普遍认为的相反，围绕着星系盘的一个“活的”、动态响应的暗晕并不能使星系盘稳定下来，防止动力学不稳定。我们将图姆尔的Q稳定性参数推广到圆盘-晕系统，并表明如果一个原本稳定的圆盘嵌入到太大且太冷的晕中，那么组合的圆盘-晕系统可能会变得局部金斯不稳定。好消息是，另一方面，这不会发生在真正的黑暗晕，这是在径向流体静力平衡。即使是质量非常小的盘也不容易出现这种动力学不稳定性。

暗物质晕的生长和结构

The Growth and Structure of Dark Matter Haloes

在本文中，我们详细分析了高分辨率N体模拟中暗晕的质量吸积历史和结构特性。用NFW剖面模拟单个晕的密度分布，我们发现，对于一个给定晕的所有主要祖先，其内尺度半径$r_s$和内部质量$M_s$之间存在紧密的相关性，这是晕结构性质与其质量吸积历史密切相关的根本原因。这种相关性可以用来准确地预测暗晕在任何时候从它的质量吸积历史的结构特性。我们还测试了我们的模型与GIF晕大样本。CDM模型中暗晕的形成通常由快速吸积的早期阶段和缓慢吸积的晚期阶段组成[其中$M_h$随时间增加，近似为膨胀率]。当晕圈浓度参数$c\sim 4$。在两个吸积阶段中，晕圈表现出系统的不同性质，例如，在快吸积阶段，圆周速度$v_h$随时间迅速增加，而在慢吸积阶段几乎保持不变;在快吸积阶段，晕圈的内部性质，如$r_s$和$M_s$随时间迅速增加，而在慢吸积阶段则变化缓慢。与晕相关的势阱主要是在快速吸积阶段建立的，尽管在缓慢吸积阶段可以吸积大量的质量（超过10倍）。我们讨论了我们的研究结果，在层次模型中的暗晕和星系的形成。

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。

在1.5<z<3处的超铝红外线星系占据了质量约为6 × 10^13太阳质量的暗物质晕

Ultraluminous Infrared Galaxies at 1.5<z<3 occupy dark matter haloes of mass ~6x10^13 solar masses

本文给出了在1.5<z<2.0和2<z<3两个红移区间内超亮红外星系空间成团的测量结果。这两个样本都非常强烈地聚集在一起，2<z<3样本的r_0=14.40+/-1.99 h^-1 Mpc，1.5<z<2.0样本的r_0=9.40+/-2.24 h^-1 Mpc，使它们成为这些时期最有偏差的星系之一。这些聚集幅度与存在于质量约为6 × 10^13太阳质量的暗物质晕中的两个种群是一致的。我们推断，一个最小的暗物质晕质量是一个重要的因素，所有形式的发光，模糊的活动在星系在z>1。采用合理的模型来描述具有红移的DM晕的增长，那么拥有2<z<3样本的晕将可能拥有z=0时最丰富的星系团，而拥有1.5<z<2.0样本的晕将可能拥有z=0时从贫到富的星系团。

暗物质晕的维里化质量

The virialized mass of dark matter haloes

维里质量被用来估计暗物质晕的质量。然而，通常使用的恒定过密度判据并不能反映晕的动力学结构。在这里，我们分析了暗物质宇宙学模拟，以获得不同质量的晕的性质集中在零平均径向速度的区域的大小。这个区域内的暗物质是静止的，因此这个区域的质量是维里质量的一个更好的近似。我们称这种质量为静态质量，以区别于通常使用的恒定密度质量。我们还研究了这种静态质量与传统维里质量的关系，我们发现星系大小的晕内的物质被维里质量低估了近两倍。在红移为零的维里质量是接近静态质量的集群大小的晕。相同的模式--大晕的M_vir > M_static --存在于所有的红移中，但是跃迁质量M_0 = M_vir = M_static随着红移的增加而急剧减小。当重新标度到相同的M_0晕时，清楚地显示出自相似行为，这在统计意义上给出了静态质量和维里质量之间的关系。令我们惊讶的是，我们发现具有给定静态质量的晕的丰度，即静态质量函数，在z=0时非常精确地由Press & Schechter近似拟合，但这种近似在更高的红移处破裂。相反，维里质量函数像往常一样通过Sheth & Tormen近似很好地拟合。我们找到了一个解释，为什么静态半径可以是2-3倍大，相比，恒定的过密度估计。应用非定常Jeans方程，我们发现，压力梯度的作用是显着更大的小晕。

扁平星系晕与重子暗物质

Flattened Galactic Haloes and Baryonic Dark Matter

我们讨论了微透镜光学深度，暗晕的平坦化和低到中等红移重子普查之间的紧密联系。通过分析微透镜光学深度作为银河系坐标的函数的曲线图的不同值的轴比$q$的银河系CANO晕，我们已经表明，观测是最好的描述与$q \simeq 0.6$扁平晕。对于这种全局晕形状的选择，不存在动力学障碍。极扁平的$q \simeq 0.2$晕和球形的$q \simeq 1$晕都有几个困难，尽管严重程度不同。这种扁平化的宇宙学密度分数中所包含的MACHO的后果被认为是和质量的比较低和中等红移的Ly $α$森林和其他似是而非的水库的气体讨论的背景下，一个统一的描述宇宙的重子内容的演变。

暗物质晕中亚结构的生存

Survival of Substructure within Dark Matter Haloes

利用高分辨率的宇宙学N体模拟，我们调查的生存暗物质卫星落入更大的晕。在合并后的一段时间内，Sainteans保留了他们的身份。我们计算它们的质量，能量和角动量的损失，因为动力学摩擦，潮汐力和与其他卫星的碰撞会溶解它们。我们还分析了它们内部结构的演变。质量小于主晕百分之几的卫星可以存活数十亿年，而较大的卫星则会迅速沉入主晕势阱的中心，失去其身份。卫星之间的穿透相遇是经常发生的，可能导致重大的质量损失和破坏。只有一小部分星系团质量（平均10%）在最感兴趣的红移处与子结构结合。我们将讨论这些结果的应用与星系团星系的暗物质晕的生存和程度，以及星系团中星系之间的相互作用。我们发现35- 40%的星系暗物质晕被现在的时间所破坏。在中等红移的星系团中，经历近距离相遇的卫星的比例与相互作用或合并的星系的比例相似。

关于暗物质晕的聚集史

On The Assembly History of Dark Matter Haloes

我们研究了暗物质晕的质量组装历史。我们比较MAH使用（i）合并树构建扩展的Press-Schechter（EPS）形式主义，（ii）数值模拟，（iii）拉格朗日微扰代码PINOCCHIO。我们表明，皮诺乔马赫是在良好的协议与使用数值模拟得到的。我们使用一套包含55个PINOCCHIO模拟，每个模拟包含256^3个粒子，研究了\LambdaCDM和谐宇宙学中12，924个冷暗物质晕的马赫数。我们表明，晕质量小于特征非线性质量尺度建立自己的潜在的井之前，他们获得了大部分的质量。当一个晕达到它的最大维里速度时，它的质量集合大致分为两个阶段，一个是由主要合并占主导地位的快速吸积阶段，一个是由次要合并占主导地位的缓慢吸积阶段。每一个晕轮经历大约3个\pm 2个主要的合并，因为它的主要祖先的质量等于最终晕轮质量的百分之一。这个主要的合并统计被发现是几乎独立的晕质量。然而，这些主要合并发生时的平均红移是强烈依赖于质量的，更大质量的晕在以后经历它们的主要合并。

次级入射晕和暗物质晕

Secondary infall and dark matter haloes

我们测试的二次入水模型（SIM）的N体模拟的结果进行直接比较。在$z=0$上选择了八个星系团大小和六个银河系大小的暗物质晕，并以高分辨率重新模拟。基于它们在初始红移时的密度分布，我们用SIM计算了它们的演化，假设角动量是一个简单的处方。SIM和数值实验在$z=5$，1和0的密度分布的比较表明，对于大多数的晕在大多数时期，SIM再现模拟的物质分布的典型分数偏差小于40%，超过6个数量级的密度。还发现，在SIM框架内，在$z=0$的密度分布的形状的多样性产生的散射在原始的初始条件，而不是在角动量分布的散射。一个粗略的优化表明，一个类似程度的协议，获得星系和集群晕，但前者似乎需要略高的角动量。我们的主要结论是，SIM提供了一个可行的动力学模型预测的暗物质晕密度剖面的结构和演化。

无碰撞暗物质晕焦散线附近的引力冷却和密度分布

Gravitational cooling and density profile near caustics in collisionless dark matter haloes

冷暗物质晕是由高密度结构组成的，这些结构具有尖锐的峰值轮廓，称为焦散线，这些焦散线尚未通过三维数值模拟解决。在这里，我们推导出半解析表达式的密度轮廓焦散线附近的晕形成的自相似吸积的暗物质与无穷小的速度色散。一个简单的重新标度表明，类似于绝对冷介质的情况下，这些配置文件是普遍的：他们是有效的所有焦散和无关的物理参数的晕。我们推导出焦散线的最大密度，并表明它取决于速度色散和焦散线的位置。我们发现，无论是绝对和相对厚度的焦散单调减少的中心的晕，而最大密度的增长。这表明热速度的径向分量在内部流中减小，即无碰撞介质在径向方向上冷却，下降到晕的中心。最后，我们证明了焦散线中的暗物质粒子湮灭对发射测量有显著的贡献。

预测暗物质晕的数量、空间分布和合并历史

Predicting the number, spatial distribution and merging history of dark matter haloes

我们提出了一种新的算法（PINOCCHIO，PINpointing Orbit-Crossing Collapsible Higrical Objects），在给定的初始线性密度场的实现下，精确地预测单个暗物质晕的形成和演化。与CDM宇宙的大规模（360^3粒子）无碰撞模拟中形成的晕布居相比，我们的方法能够预测优于10%的统计量，如晕的质量函数，两点关联函数和祖质量函数。个别晕的质量估计准确，以及，在质量范围内的误差通常为30%，以及解决的数值模拟。这些结果表明，暗物质晕的分层形成可以准确地预测使用本地近似的动力学时，在初始密度场的相关性被适当地考虑。该方法允许一个自动生成一个大的合奏的准确合并历史的晕与完整的知识，他们的空间分布。在个人计算机上构建256^3实现的完整合并树需要几个小时的CPU时间，比相应的N体模拟快几个数量级，并且不需要任何广泛的后处理。该技术可以有效地用于例如生成用于星系形成建模的输入。

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。

外面的黑暗：维里半径以外暗物质晕的密度分布

The dark outside: the density profile of dark matter haloes beyond the virial radius

我们给出了LambdaCDM宇宙学模型中暗物质晕平均密度分布的近似值，即使对于质量从10^{11.5}到10^{15.0} h^{-1} M_{Sun}的0.05 R_{vir}到10 R_{vir}的大径向距离，其精确度也在10- 15%之内.本文提出了Navarro，Frenk & White（NFW）近似的一种改进形式：ρ（r）=ρ_{NFW}（r）+ A（r/ R_{vir}）^{-1}+B（1+r/ R_{vir}）^{-1}.这个一般化的表达式适用于暗物质晕的外部区域，对晕内部区域的密度影响很小。模型中不同参数之间的强相关性使我们能够仅用一个参数来描述该曲线：维里质量。我们整合我们的密度分布，以获得封闭的质量在一个给定的半径的球体，并将其与NFW的结果进行比较。我们发现，NFW低估了封闭的质量超过50%，在10 R_{vir}，而我们的模型再现了数值模拟的结果，即使在这个距离在2%的精度。我们还使用这种新的近似来研究弱引力透镜并获得切向剪切的解析表达式。这使我们能够量化密度分布的外部区域对剪切的贡献。我们首次计算了由NFW剖面计算的切向剪切与在宇宙学模拟中考虑晕外区时的相应结果之间的差异。我们发现所有研究中的质量范围存在4%的差异。

高红移下暗物质晕的轮廓

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。

拉格朗日空间中暗物质晕成簇的漂移集方法

Excursion set approach to the clustering of dark matter haloes in Lagrangian space

我们提出了一个随机的方法来研究暗物质晕在拉格朗日空间中的空间聚集。我们的形式主义是基于邦德等人的“偏移集”方法的局部公式化，其自动地解决了在绑定系统的识别中的“云中云”问题。我们的方法允许计算关联函数的晕在拉格朗日空间中使用一个多维福克-普朗克方程与适当的边界条件或一个数组的Langevin方程与空间相关的随机力。我们将我们的方法的结果与文献中考虑的晕轮自关联函数的理论预测进行了比较，发现与最近在Catelan等人的“计数场”方面对晕轮聚类的处理中获得的结果非常一致。最后讨论了空间相关性对晕并树数值模拟的可能影响。

宇宙学模拟中盒子大小对暗物质晕性质的影响

The Impact of Box Size on the Properties of Dark Matter Haloes in Cosmological Simulations

我们调查的影响有限的模拟框大小上的结构和运动学性质的冷暗物质晕形成的宇宙学模拟。我们的方法涉及到产生一个单一的实现的初始功率谱的密度扰动和研究如何截断这个功率谱的尺度大于L_cut影响的结构暗物质晕在z=0。特别地，我们研究了L_cut = f_cut L_box的情况，其中f_cut=1（即没有截断），1/2，1/3和1/4。与以前的研究一样，我们发现长波长扰动的抑制降低了聚集的强度，如通过抑制2点关联函数xi（r）测量的，并减少了最大质量晕的数量，如质量函数n（M）的高质量端的耗尽所反映的。有趣的是，我们发现截断对晕的内部性质几乎没有影响。高质量晕的质量随L_cut的减小而系统地减小，但浓度分布不受影响。另一方面，在f_cut<1的运行中，中值自旋参数低约50%。我们认为，这是一个印记的线性增长阶段的晕的角动量潮汐扭矩，并没有任何可测量的趋势浓度和弱趋势观察到的晕形状反映了维里化和复杂的质量吸积历史的重要性，这些数量。这些结果是感兴趣的研究，需要高质量的分辨率和模拟晕的统计样本，如模拟的第一批恒星的人口。我们的分析表明，大尺度潮汐场对冷暗物质晕内部性质的影响相对较小，因此在此类研究中可以忽略。

暗物质晕：选择拟合密度剖面的附加准则

Dark matter haloes: an additional criterion for the choice of fitting density profiles

模拟的暗物质晕拟合自相似的，普遍的密度分布，缩放参数仅取决于缩放（截断）半径，反过来，应该是独立的质量和形成红移。最佳拟合密度分布的选择的标准，提出了关于一组高分辨率的模拟，其中一些平均程序缩放的密度分布已被执行，与一些拟合密度分布。一个应用程序是一对集合，每个集合由十几个高分辨率的模拟，这是在文献中提供的，在连接两个目前使用的拟合密度分布，其中的依赖性的缩放半径的质量和形成红移，可以被忽略的第一程度。在球形礼帽模型的极限下，讨论了用拟合密度剖面表示的暗物质晕早期演化的一些特征。

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。

非高斯场景中大质量晕的演化

Evolution of Massive Haloes in non-Gaussian Scenarios

我们已经进行了高分辨率的宇宙学N体模拟的一致性LCDM模型研究维里化，暗物质晕在原始非高斯性的存在下的演化。遵循标准程序，偏离高斯性通过原始引力势中的二次高斯项来建模，其特征在于无量纲非线性强度参数f_NL。我们发现晕的质量函数和红移演化密切遵循Matarrese等人的分析预测。（2000年）的第10/2000号决议。精确的分析预测的存在使得观测大红移的稀有大质量天体成为探测宇宙大尺度结构中原始非高斯特征的一个更有吸引力的测试。

暗物质焦散线与自湮灭通量的增强

Dark matter caustics and the enhancement of self-annihilation flux

冷的暗物质晕中充满了焦散线，这些焦散线还没有在N体模拟中得到解决，也没有在宇宙中观察到。二次降落模型提供了一个范例的焦散线的研究在“典型”晕假设他们没有重大的合并和增长，只有顺利吸积。这是最小的暗物质晕（约10^{-5} Mo）的一个特殊特征，尽管“非典型”，但它不包含子结构，可能一直存在到现在，没有重大的合并。因此，使用这个模型作为第一准则，我们评估的中性伴子自湮没通量这些晕。我们的研究结果表明，焦散可以留下一个明显的锯齿签名的差异和累积通量来自这些晕的外部区域。来自远离中心的区域的全湮灭信号可以被增强大约40倍。

类Turbulence普适性在星系级暗物质晕形成中的证据

Evidence of Turbulence-like Universality on the Formation of Galaxy-sized Dark Matter Haloes

虽然在过去的几十年里，对非线性引力成团的理论理解有了很大的进步，特别是在数值N体模拟方面取得了显著的进步，但这一过程背后的物理机制还没有完全阐明。这项工作的主要目标是研究在结构、星系和星系团的形成过程中，仅通过重力作用的类似惯性的物理过程的可能性。我们使用模拟数据从室女座联盟，在十个红移快照（从0到10）。由此，我们确定星系大小和集群大小的暗物质晕，通过使用FoF算法和应用有界性标准，并研究引力势能谱。我们发现，星系大小的晕能谱密切遵循柯尔莫哥洛夫的幂律，类似于流体中的动态湍流过程的行为。这意味着暗物质的引力聚集可能会有一种类似于引力的表现。

根据弱透镜巡天预期的暗物质晕的统计

Statistics of dark matter haloes expected from weak lensing surveys

暗高红移星系影像的扭曲可以用来探测其间的质量分布。这种弱的引力透镜效应最近被用来研究几个中红移和高红移星系团的（投影）质量分布。此外，弱透镜效应可以用来检测宇宙中的（暗）物质浓度，仅基于它们的质量特性。因此，它是可行的，以获得一个质量选定的样本的“集群”，从而探测其质量-光比的全部范围。我们研究了预期的数密度，这样的晕，可以检测到在正在进行的和未来的深宽场成像调查，使用的数密度的晕的Press-Schechter理论预测，并模拟其质量分布的“通用”密度分布纳瓦罗，弗伦克和怀特发现。我们发现，在所有的宇宙学模型考虑，与信噪比大于5的晕数密度超过10每平方度。随着计划中的对$\sim 25 deg^2$的MEGACAM成像巡天，将很容易区分最常讨论的宇宙学参数集。

星系晕中第一批恒星的巨大黑洞残余

Massive black hole remnants of the first stars in galactic haloes

我们调查的可能性，今天的银河晕包含人口的大质量黑洞（MBH），形成分层合并的黑洞残余的第一批恒星。一些MBH可能足够大或足够接近银河系的中心，它们在哈勃时间内合并。我们估计在多大程度上这一过程可能有助于超大质量黑洞（SMBHs）的质量在银河系中心的今天观察。然而，许多MBH不会到达主晕的中心，而是继续在卫星亚晕内运行。使用一个半分析的方法，明确占动力摩擦，潮汐破坏和遇到的银河系盘，我们遵循的卫星和他们的MBHs的动态，并确定MBHs的丰度和分布在现今的各种质量的晕。考虑到两种不同的吸积方案，我们还计算了MBH的热光度函数。

N体模拟中暗物质晕动力学历史的数值action重建

Numerical action reconstruction of the dynamical history of dark matter haloes in N-body simulations

我们测试的能力的数值作用方法（NAM）恢复个人的轨道历史的质量示踪剂在一个区域的半径为26 Mpc/h的膨胀宇宙中，给定的质量和红移空间坐标在当前的时代。质量示踪剂代表的暗物质晕在一个高分辨率的N体模拟的标准LCDM宇宙学。由于以前的测试NAM在这个规模的跟踪潜在的分布暗物质粒子，而不是扩展的晕，我们的研究提供了一个评估的准确性NAM的情况下，更接近实际星系晕的复杂动力学。我们表明，NAM可以恢复现今的晕距离，典型的误差小于3%，相比之下，假设哈勃流距离的误差为5%。总晕质量和线性偏差都被认为是constained在50%的水平。在某些情况下，NAM无法仅根据当前时期晕的红移、角位置和质量来正确模拟早期晕的位置，这限制了单个轨道重建的准确性。使用当今的三维光环速度和距离来进一步约束动力学，可以提高NAM重建的质量。预计在SIM和GAIA未来几代的观测中，这些速度数据将可用于附近星系。

尖状暗物质晕与银河系

Cuspy Dark-Matter Haloes and the Galaxy

巴德窗的微透镜光学深度限制了太阳圈内重子物质的最小总质量大于3.9 x 10^{10}太阳质量，假设内星系被阻挡在大约20度的视角下。从太阳邻近恒星的运动学来看，暗物质的局部表面密度约为每平方秒差距30 +/- 15太阳质量。我们构造了归一化到本地暗物质密度的尖形晕，并计算了内星系晕的圆周速度曲线。这与恒星盘和ISM盘提供的旋转曲线正交，加上一个足够大的棒，使得银河系内部的重子物质再现了微透镜光学深度。这样的模型违反了内星系（通常在半径2-4 kpc）切向速度数据提供的观测约束。高重子的贡献所需的微透镜是一致的流体动力学模型和银河酒吧的模式速度的影响。我们的结论是冷暗物质宇宙学（及其变体）所青睐的尖形晕与银河系的观测数据不一致。

通过暗物质晕的动力学流：内微扰动力学、长期演化和应用

Dynamical flows through Dark Matter Haloes: Inner perturbative dynamics, secular evolution, and applications

我们调查统计学的动力学后果的宇宙通量的物质和相关的时刻的祖先今天的暗物质晕。它们的动力学通过正则微扰理论来描述，该理论解释了两种类型的扰动：对应于飞越的潮汐场和通过晕外边界的暗物质吸积。动力学方程线性求解，一阶接一阶，在双正交基上投影，以始终满足场方程。由于我们的玻尔兹曼泊松方程的解决方案是明确的，它允许统计预测的系综分布的内部动力学特征的晕。本文研究了开放星系晕的长期演化：导出了由落星引起的暗物质剖面准线性演化的动力学方程及其相应的引力关联。这就产生了一个角平均基本分布函数的类福克-普朗克方程。我们展示了这些对经典理论的扩展如何用于（i）观测上约束下落的统计性质（ii）预测在即将到来的调查中观察到的子结构的分布和相关性，（iii）预测观察到的团块分布的过去演变，最后（iv）衡量内在的相对重要性（通过未扰动的分布函数）和外部（潮汐和/或下降）的环境影响，在确定星系的命运。

暗晕的标度半径和聚集历史

Scale Radii and Aggregation Histories of Dark Haloes

松弛的暗物质晕被发现表现出相同的普遍密度分布，无论它们是否形成在分层宇宙学或通过球形坍缩。同样，形成的晕的形状参数等级似乎不依赖于时代的最后一次重大合并发生。这两项研究结果表明，晕的密度分布并不依赖于他们的聚集历史。然而，这种可能性显然与数值模拟中发现的涉及尺度半径r_s的一些相关性不一致。在这里，我们证明了放松，非旋转，球对称晕赋予普遍的密度分布的尺度半径是完全由四个独立的，但相关的，数量：质量，能量和各自的瞬时吸积率的当前值。在此前提下，考虑到晕在主要合并之间的吸积阶段由内而外的生长，我们建立了一个简单的物理模型，描述了r_s沿晕合并树主干的演化，再现了N体模拟中该参数所显示的所有经验趋势。这证实了r_s的经验关联式并不意味着该参数依赖于晕聚集历史的结论。这些结果有力地支持了Manrique等人（2003）在最近的一篇论文中对晕普遍密度剖面起源的解释。

暗物质晕中子晕布居的分析方法

Analytical Approach to Subhaloes Population in Dark Matter Haloes

在宇宙结构形成的标准模型中，暗物质晕是由引力不稳定性形成的。这个过程是分层次的：较小的系统先崩溃，然后合并形成较大的晕。星系团由最大的暗物质晕组成，位于这个层次的顶部，代表着宇宙中最大也是最后形成的结构，而较小的和第一个晕是那些地球大小的暗子晕，它们既被理论预测，也被数值模拟发现，尽管没有任何观测暗示它们的存在。在红移$z$处的质量晕$m$成为当前更大质量晕$M$的一部分的概率，可以在扩展的普雷斯和谢克特理论的框架内，利用祖先（条件）质量函数来描述。使用的祖质量函数，我们计算分析，在红移为零，在质量，形成时代的密度场的峰值在形成时代的密度场的分布。这是对银河系大小的系统所做的，假设是球形和椭球形坍缩模型。我们的计算假设，小的祖先不失去质量，由于动力学过程后进入母晕，他们不与其他subhaloes相互作用。对于$\mathrmΛ$ CDM功率谱，我们得到了与$α\sim 2$无关的$m^{- α}$成比例的次晕质量函数$\mathrm{d}n/\mathrm{d}m$。假设的暗物质是一个弱相互作用的大质量粒子，推断的分布是用来测试的可行性，间接检测在$γ$ -射线的能量带这样一个人口的subhaloes与玻璃状卫星。

维里温度为~ 13000-30000 K的无金属晕中致密大质量自引力盘的形成

The formation of compact massive self-gravitating discs in metal-free haloes with virial temperatures of ~ 13000-30000 K

我们使用流体动力学AMR程序ENZO研究了在宇宙学背景下，在z ~ 15维里速度为~ 20 - 30 km，维里温度为~ 13000-30000 K的暗物质晕中心气体的动力学演化。暗物质晕的维里温度高于氢原子冷却使气体冷却和坍缩的阈值。我们忽略了分子氢和金属的冷却，如果H_2冷却被元银河系的莱曼-维尔纳背景或莱曼-维尔纳光子的内部来源抑制，金属富集也没有进展得很远，这可能是合理的。晕中的气体在引力作用下变得不稳定，并发展出与暗物质晕的维里速度相当的湍流速度。在几个动力学时间内，它在几十年的半径内进入一个几乎等温的密度分布，在这个过程中失去了大部分的角动量。在暗物质晕的中心，大约0.1 - 1%的重子坍缩成一个自引力的、肥胖的、椭圆形的、离心支撑的指数盘，其标度长度为~ 0.075-0.27 pc，旋转速度为25-60 km。我们能够跟踪气体沉降到离心支持和动态演化的光盘在每个暗物质晕的几个动态时间。晕中心气体的动态演化是复杂的。在其中一个晕中，中心的气体分裂成一个三重系统，导致强烈的潮汐扰动，并最终导致次级较小的团块进入最大的初级团块。离心支撑的自引力大质量盘的形成可能是形成大质量黑洞种子的重要中间阶段。

PINOCCHIO和暗物质晕的层次结构

PINOCCHIO and the hierarchical build-up of dark matter haloes

我们研究了PINOCCHIO（PINpointing Orbit-Crossing Collapsed Hierarchical Objects）预测暗物质（DM）晕合并历史的能力，并将PINOCCHIO预测结果与两个大型N体模拟结果进行了比较。我们把注意力集中在与星系形成和大尺度结构研究最相关的量上。皮诺曹能够以20%的典型准确率预测合并树的统计数据，其有效性扩展到祖先分布的高阶矩。该协议也是有效的，在对象之间的水平，与70- 90%的祖先干净地识别时，父晕是干净地识别本身。预测还提出了通常不再现的半解析代码，如两点关联函数的大规模晕的祖先和合并晕的初始轨道参数的分布的数量。对于预测的准确性和合并的历史产生的设施，PINOCCHIO提供了一种手段来产生目录的DM晕，这是非常有竞争力的大规模N体模拟，使其成为一个合适的工具，星系形成和大尺度结构的研究。

Triaxial haloes, intrinsic alignments and the dark matter power spectrum

(Abridged) We develop the halo model of large-scale structure to include triaxial dark matter haloes and their intrinsic alignments. As a direct application we derive general expressions for the power spectrum. This we calculate for two different triaxial density profiles. The first is a toy-model that allows us to isolate the dependence of clustering on halo shape alone and the second is the more realistic model of Jing & Suto (2002). In both cases, we find that the effects of triaxiality are manifest as a suppression of power at the level of ~5% on scales k~1-10 h/Mpc. When considered by mas…