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 radial alignment of dark matter subhalos: from simulations to observations
我们探讨了在宇宙学模拟的2维投影的subhalos的径向排列。虽然大多数其他最近的研究集中在量化的信号，利用完整的三维空间信息，任何比较观测数据进行投影沿随机视线。我们有一套分辨率很好的宿主暗物质晕供我们使用，范围从6 x 10^14 Msun/h到6 x 10^13 Msun/h。对于这些主机系统，我们确实观察到，投影的2D质量分布的subhalos的主轴与其（投影）的距离矢量主机的中心。信号实际上比观察到的对齐更强。然而，当仅考虑最内部的10-20%的subhalo的粒子的2D形状测量，我们恢复观察到的相关性。我们进一步承认，这个信号是独立的subhalo质量。
2008-05-13 astro-ph
Variation of the subhalo abundance in dark matter halos
利用$10^6 M_{\odot}$的均匀质量分辨率对46.5Mpc立方体进行了高分辨率宇宙学模拟，分析了星系大小和巨星系大小晕的次晕丰度统计。我们分析了在这个模拟箱中形成的质量大于$1.5 \times 10^{12}M_{\odot}$的所有晕。光环的总数是125。我们发现，subhalo的丰度，测量的最大旋转速度大于10%的母晕的subhalo的数量，显示大晕晕的变化。最近的超高分辨率运行的结果落在我们的样品的变化。我们发现浓度参数和最大膨胀时刻的半径与次晕丰度有相当密切的相关性。这种相关性表明，下晕丰度的变化至少部分是由于在形成历史的差异。形成较早的晕，现在的晕底数量较少。
2009-04-15 astro-ph
Strong lensing by subhalos in the dwarf-galaxy mass range I: Image separations
冷暗物质方案预测，大量的暗晕应该位于每个银河系大小的晕内。这种暗晕的一个特征可能是先前已知在弧秒尺度上多次成像的类星体的额外的毫弧秒尺度的图像分裂。在这里，我们估计最近的N体模拟赞成的subhalo密度分布的图像分离，并比较这些现有的和即将到来的观测设施的角分辨率。我们发现，产生的图像分离是非常敏感的准确subhalo密度分布假设，但在所有情况下，大大小于以前的估计的前提下，subhalos可以近似奇异等温球。只有最乐观的次晕模型产生的图像分离可以用当前的技术检测到，许多模型产生的图像分离将在可预见的未来使用所有望远镜都无法解决。因此，通过图像分裂效应探测暗暗晕将比目前认为的更具挑战性，尽管不一定是不可能的。
2008-06-12 astro-ph
On the antimatter signatures of the cosmological dark matter subhalos
虽然PAMELA合作最近证实了宇宙射线正电子过剩，但回顾暗物质（DM）暗晕对预测的反物质信号的影响是很有趣的。我们还记得，根据一般的subhalo属性从理论宇宙学推断，并为DM具有恒定的湮灭截面，增强不可能是$\gtrsim$ 20的反物质产额。这个界限显然不同于γ射线的界限。我们还回顾了一些预测超对称基准模型在大型强子对撞机上观察到的宇宙学N体框架中得出的，同时说明了现有的差异来自N体实验和银河系的当前观测的配置文件。
2008-12-18 astro-ph
Dark matter subhalos and the dwarf satellites of the Milky Way
Via Lactea对银河系暗物质晕的模拟预测，存在着成千上万个束缚的暗物质晕，它们的质量大约是每十年质量相等。在这里，我们表明：a）在不同宇宙学中，以可比分辨率模拟的椭圆大小的晕中，在红移0.5处也存在类似的急剧上升的次晕质量函数。与Via Lactea相比，该运行产生了几乎两倍以上的具有大圆周速度的subhalos; b）由具有现今峰值圆周速度Vmax>2 km/s的幸存束缚残留物的subhalos带来的Via Lactea质量的分数（>10 km/s）为45%（30%）; c）由于潮汐质量损失，今天幸存下来的在其一生中达到峰值圆速度>10公里/秒的subhalos的数量超过5000个，比它们现在的丰度大五倍，比银河系已知卫星的数量大二十倍以上; e）除非银河系卫星的圆速度分布的峰值明显高于恒星视线速度色散的预期值，只有大约五分之一的Vmax>20 km/s的subhalo今天必须容纳一个发光的矮星; f）小的暗物质团块似乎在形成恒星方面相对低效，即使远远超过维里半径; g）观测到的银河系卫星似乎遵循Via Lactea的整体暗物质分布，而现今最大的模拟暗晕则优先出现在较大的半径处; h）暗晕的中心密度随Vmax的增加而增加，达到0.1-0.3 Msun/pc 3，与核心半径>250 pc的矮椭球体中推断的中心密度相当。
2008-02-21 astro-ph
Dark matter millilensing and VSOP-2
根据冷暗物质的理论，在每个银河系大小的星系的晕圈中应该有大量的暗晕。探测这种暗晕的一个有希望的可能性是试图观察它们对背景源的引力透镜效应。太阳质量在10^6 - 10^10 M的暗物质暗晕会引起毫弧秒尺度的强引力透镜效应，这种效应只能用空间VLBI观测到.我们研究的可行性强透镜探测暗subhalos推导出的图像分离预期的密度分布赞成目前的模拟和比较它的角分辨率的现有和即将到来的观测设施。我们发现，subhalos的检测可能比以前的研究中提出的要困难得多，由于较小的图像分离预测subhalo密度分布更现实的奇异等温球模型往往采用。
2008-02-11 astro-ph
Interaction rates of dark-matter halos and subhalos
[摘要]利用Lambda CDM模型的高分辨率宇宙学N体模拟计算了暗物质晕和暗物质晕的相互作用率。虽然质量$>2x10^{11}\hsolmass$的subhalos的数量分数只有~ 10%，我们发现，这样的subhalos的相互作用率是相对较高的，因为他们居住在高密度的环境。在低红移时，次晕碰撞占总碰撞率的主导地位，即使在z=3时，它们也占所有碰撞的30%以上。大约40%的“主要”合并是在subhalos之间。因此，在结构形成的模型中必须考虑晕下的相互作用。我们发现，在物理密度单位的晕之间的碰撞率，是$\propto (1+z)^δ$，与$δ= 3-4$，与早期的模拟和大多数观测数据。我们基于统计模型测试了之前对晕圈相互作用率的分析估计，由于晕圈数量较少以及小型宿主晕圈内条件的变化，该模型可能非常不准确。我们发现，虽然这样的统计估计可能会严重高估主机$< 10^{13} \hsolmass$内的速率，典型的高红移，他们是有效的较大的主机，无论在他们的subhalos的数量。我们发现Makino & Hut（1997）对次晕合并率的估计在所有红移下对宿主$ > 6x10^{11}\hsolmass$都是有效的。利用圆轨道动力学摩擦的时间尺度，可以较好地近似出暗晕与其主晕中心天体的碰撞率。这种近似在约40%的情况下失败，部分原因是偏离了圆形轨道的假设，部分原因是由于晕下质量可以忽略不…
2000-10-11 astro-ph
The phase-space distribution of infalling dark matter subhalos
我们使用高分辨率的数值模拟来研究的物理性质的subhalos时，他们合并到他们的主机晕。提出了一种改进的子晕识别算法。然后，我们研究他们的空间和速度分布在球形和三轴晕模型。我们发现卫星的吸积优先沿着主晕的长轴和垂直于主晕的自转轴发生。此外，大质量的次晕比小质量的次晕更倾向于沿主晕的主轴吸积。给出了晕圈物理性质的近似拟合公式。结合解析和半解析技术，这些经验公式为研究其宿主中的暗晕和卫星星系的后续演化提供了有用的基础。然而，未来的研究应考虑到卫星在其演变过程中可能不会经历第一次坠落。
2005-08-24 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
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
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
The Mass Function and Average Mass Loss Rate of Dark Matter Subhaloes
我们提出了一个简单的，半解析模型来计算质量函数的暗物质subhaloes。从标准的合并树中可以得到吸积时的暗晕质量。在随后的演化过程中，由于动力摩擦、潮汐剥离和潮汐加热的综合作用，底晕经历了质量损失。而不是整合这些影响沿个别subhalo轨道，我们考虑的平均质量损失率，其中的平均值是采取所有可能的轨道配置。这使得我们可以把平均质量损失率写成一个简单的函数，它只依赖于红移和次晕与母晕的瞬时质量比。通过匹配数值模拟得到的团簇大小的暗物质晕的次晕质量函数（SHMF）对模型进行校正后，我们研究了SHMF对质量和红移的依赖关系，发现与以前的观点相反，次晕质量函数并不普适.相反，斜率和归一化都取决于母晕质量M和特征非线性质量M* 的比率。这只是反映了晕形成的时间依赖性;更大质量的母晕形成较晚，因此允许更少的时间进行质量损失。我们分析了晕到晕的散射，并表明，subhalo的质量分数的个人晕最强烈地依赖于他们的吸积历史，在最后Gyr。最后，我们提供了一个简单的拟合函数的平均SHMF的任何质量的母晕在任何红移和任何宇宙学，并简要讨论了我们的研究结果的几个影响。
2005-03-01 astro-ph
The Dark Matter Annihilation Signal from Galactic Substructure: Predictions for GLAST
我们提出了定量预测的可探测性个别银河系暗物质subhalos在伽马射线从暗物质对湮灭在其中心。我们的方法是基于一种混合方法，采用最高分辨率的数值模拟（包括最近完成的10亿粒子通过Lactea II模拟）以及分析模型的外推超出模拟的分辨率限制。我们包括一个自洽的治疗subhalo的助推因子，我们的数值结果的动机，和一个现实的治疗预期的背景，个人subhalos必须脱颖而出。我们表明，对于暗物质粒子物理参数的合理值（M_X ~ 50 - 500 GeV和<sigma*v> ~ 10^-26 - 10^-25 cm ^3/s），GLAST很可能发现几个，甚至多达几十个这样的次晕，在5 sigma的意义上，有些超过20 sigma。我们预测，大多数光源将与GLAST的预期角分辨率解决。对于大多数观测者来说，可探测到的暗晕的角分布与天空中的均匀分布是一致的。最明亮的暗晕往往质量很大（平均Vmax为24 km/s），因此可能是矮星系的宿主，但也可以看到许多Vmax低至5 km/s的暗晕。通常可探测到的次晕距离观测者20 - 40千秒差距，只有一小部分比10千秒差距更近。在我们的模拟中，可观测到的subhalos的总数尚未收敛，我们估计我们可能会错过所有可探测到的subhalos的3/4。
2008-05-29 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
Dark Matter Subhaloes in Numerical Simulations
我们使用宇宙学LCDM数值模拟模拟的子结构人口在16个暗物质晕的维里半径内的分辨率高达700万个粒子的演变。对于10^11 ~ 10^14兆太阳质量的主体，在红移从0到2或更高时，组合子结构圆速度分布函数（VDF）具有自相似的形状，与主体晕质量和红移无关，并遵循关系式：dn/dv=（1/8）（v_cmax/v_cmax，主体）^-4。VDF中的晕到晕的变化是大约2到4的因子。在高红移，我们找到了初步证据，更少的大型子结构晕（subhaloes）。比角动量显着较低的subhaloes接近主机晕中心，潮汐剥离更有效。在r >~ 0.3r_vir的情况下，暗晕的径向分布与质量分布略微一致，我们的收敛研究可以最可靠地排除暗晕人为数值中断的可能性，尽管暗晕分布比质量分布浅是有利的。次晕质量，但不是圆速度减少向主机中心。在小半径处，晕下速度弥散暗示着正的速度偏差。在较低的红移处，特别是在小半径处，有一个弱的偏向更圆的轨道。另外，我们在P ~ k^n的几种幂律宇宙学中模拟了一个团簇，并证明了更陡的谱指数n会导致显着更少的子结构。
2005-07-04 astro-ph
On the relation between radial alignment of dark matter subhalos and host mass in cosmological simulations
我们探讨的依赖性的径向排列subhalos的主机晕的质量，他们的轨道。由于这种效应可以在包括大质量星系团和星系系统在内的广泛尺度上看到，因此通过覆盖相同质量范围的宇宙学模拟来探索这种现象似乎是很自然的。我们有25个分辨率很好的宿主暗物质晕供我们使用，从10^15 Msun/h到10^12 Msun/h不等，每个都由维里半径内的几百万个粒子组成。我们观察到，subhalos往往比孤立的对象更球形。暗晕球度和三轴度的分布均为高斯分布，峰值s约为0。0.80，T接近。0.56，与宿主质量无关。有趣的是，我们注意到径向排列与主晕质量无关，并且\cos θ的分布（即每个子晕的长轴E_a与子晕在主晕参考系中的径向矢量之间的夹角）可以很好地用一个简单的幂律P（\cos θ）与\cos^4 θ成正比，对于所有主晕具有相同的拟合参数。
2008-02-13 astro-ph
The Bound Mass of Substructures in Dark Matter Halos
我们提出了一个新的定义subhalos在无耗散的暗物质N体模拟，其动态约束成分的相干识别的基础上。而以前的方法确定的能量绑定组件的subhalo忽略了所有剩余的粒子在晕（那些不几何或动态相关的subhalo）的贡献，我们的方法允许所有的力量，内部和外部，施加在subhalo。我们证明，在不同的时间步长使用模拟的输出，我们的新方法是更准确地识别subhalo的束缚质量。然后，我们将我们的新方法与以前采用的方法进行比较，通过将每个方法应用于从高分辨率宇宙学模拟中提取的1838个维里化晕的样本来识别subhalos。我们发现，在每种情况下的subhalo分布是相似的，并在subhalo的结合能的增加，包括所有的粒子位于它几乎完全平衡的损失，由于外力; subhalos的质量分数的净增加约为10%，和额外的子结构往往驻留在系统的内部。最后，我们比较的subhalo人口的晕子subhalo人口的subhalo，发现这两个分布是相似的。这是一个新的和有趣的结果，表明在集群质量晕的层次结构的自相似性。
2007-03-07 astro-ph
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。
2007-12-10 astro-ph
Perspective of Galactic dark matter subhalo detection on Fermi from the EGRET observation
本文研究了费米卫星上银河系暗物质晕的可探测性。在假设暗物质湮灭解释了EGRET发现的银河系弥散$γ$射线的“GeV过量”以及$γ$射线通量主要由暗物质的次晕贡献的情况下，我们计算了费米可能探测到的暗物质次晕的预期数量。我们发现，费米可能会发现几十到几百个subhalo在1年的全天调查。由于EGRET观测是作为一个归一化，这种预测是独立的粒子物理性质的暗物质。详细讨论了预测的不确定性。我们发现，主要的不确定性来自于subhaloes的质量函数，即，亚晕是“点状”（富含高质量）还是“弥散状”（富含低质量）。其他不确定性，如背景估计和观测误差，将贡献一个因子$2\sim 3$。
2009-05-16 astro-ph hep-ph
Can proper motions of dark-matter subhalos be detected?
美国宇航局的费米伽马射线太空望远镜（以前的GLAST）的目标之一是探测星系晕中暗物质湮灭产生的伽马射线。理论论证表明，暗物质可能被束缚成质量小至10^{-4}-10^2地球质量的暗晕。如果是这样的话，就有可能在费米望远镜中探测到作为点源的单个次晕。有人进一步指出，这些点源中的一些可能表现出自行。在这里，我们表明，上限的漫射伽马射线背景约束的subhalos的数量足够接近，表现出自行车是小于一个。
2008-10-20 astro-ph hep-ph
