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
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
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
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
The Anisotropic Spatial Distribution of CDM Subhalos
我回顾了最近的结果在CDM晕子结构的空间分布。我表明，subhalos的空间分布是各向异性的，一般长轴是密切对齐的主机晕的总质量分布的长轴长扁长。我表明，subhalo分布和主机晕的长轴之间的相关性是很强的耗散和耗散gasdynamic模拟。更大质量的次晕往往更强烈地聚集在主晕的长轴上，反映出吸积作用。subhalos的各向异性有潜在的影响，在本地组和超越的几个观测的解释。例如，我表明，虽然在CDM晕的中心区域的子结构中的平均投影质量分数是fsub \approx 0.4%，fsub是投影角的强函数，并且对于与主晕的主轴几乎共线的投影，fsub高5到6倍。
2005-10-13 astro-ph
The concentration-velocity dispersion relation in galaxy groups
基于冷暗物质N体模拟的结果，我们发展了一个星系群主晕内暗晕演化的动力学模型。只有吸积时质量大于5 × 10 ^8 M_{sol}的次晕才被研究，因为它们的质量足以容纳发光星系。当它们在一个不断增长的宿主势中运行时，这些半晕会受到潮汐剥离和动力摩擦的影响。我们考虑红移z=0的等质量（M_{vir} = 3.9乘以10^{13} M_{sol}）的群，但不同的浓度与不同的形成时间有关。我们研究了晕下（或卫星星系）速度色散随宿主浓度和/或形成时间的变化。与Jeans方程一致，subhaloes的速度色散随宿主浓度增加。浓度~5和~20之间的subhalo速度分散增加了~ 25%.By应用一个简化的潮汐中断标准，即拒绝所有subhaloes与潮汐截断半径低于3千秒差距在z=0，中心速度分散的“幸存”subhaloes大幅增加所有浓度。增强的中心速度分散之间幸存的subhaloes是由于缺乏缓慢的切向运动。此外，我们还提出了一个不依赖于浓度的速度各向异性参数β（r）的拟合公式，只要群心距离由NFW剖面的特征半径rs来标度。
2007-06-08 astro-ph
The Dynamics of Subhalos in Warm Dark Matter Models
本文比较了冷暗物质（CDM）和暖暗物质（WDM）宇宙学中的子结构晕（subhalos）的性质。我们的研究集中在选定的属性，这些subhalos，即其各向异性的空间分布内的主机;存在的“backsplash”人口;年龄-距离关系;在何种程度上，他们遭受质量损失;和相对于主机的相对（下落）速度的分布。我们发现，在我们的WDM模型中的subhalos的数密度被抑制相对于CDM模型，正如我们所期望的。有趣的是，我们的分析表明，后溅subhalos存在于WDM和CDM模式。事实上，在CDM和WDM模型中，晕圈的空间分布在统计上没有显著差异。有证据表明，在WDM模型中的subhalos遭受增强的质量损失相对于他们的同行在CDM模型中，反映了他们较低的中心密度。我们还注意到，在WDM模型中的subhalos的（下降）速度的趋势是高于在CDM模型。然而，我们的结论是，观测测试的基础上的空间分布或运动学的subhalo人口不太可能帮助我们区分CDM模型和我们所采用的WDM模型。
2008-02-12 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
The Tidal Streams of Disrupting Subhaloes in Cosmological Dark Matter Haloes
（节略）我们提出了一个详细的分析的潮汐剥离材料的性质，从破坏子结构晕或subhaloes在一个样本的高分辨率宇宙学N体宿主晕，从星系到集群质量尺度。我们专注于设计的方法来恢复下沉质量和下沉偏心率的subhaloes从其潮汐剥离材料（即潮汐流）的属性。我们的分析表明，有一个最适合的碎片平面的流粒子的散射和祖先subhalo的落入质量之间的关系。这使我们能够从潮汐碎片在太空中的传播中重建坠落的质量。我们还发现，在径向速度的碎片材料（由位于主机中心的观察员测量）的传播与下沉偏心率的subhalo，这使我们能够重建其轨道参数。我们设计了一个自动化的方法来识别的领导和拖曳臂，可以，至少在原则上，适用于卫星星系的恒星流的观测。这种方法是基于物质在潮流中的能量分布。使用这种方法，我们表明，质量与领先的和落后的武器不同。虽然我们的分析表明，潮汐流可以用来恢复其祖subhaloes（因此卫星）的某些属性，我们没有发现主机晕属性和流属性之间的强相关性。这可能反映了流和主机之间的复杂关系，在宇宙学背景下，其特征是复杂的质量吸积历史，不对称的质量分布和丰富的子结构。[...]
2008-01-21 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 sense of rotation of subhaloes in cosmological dark matter haloes
本文详细分析了高分辨率暗物质晕宇宙学模拟中暗物质晕轨道的速度分布和方向。我们发现一个趋势的子结构，优先旋转的方向相同的旋转的主机晕的意义：有一个多余的卫星晕。在我们的九个主晕（八个星团大小的物体和一个星系晕）中，平均有59%的卫星与主晕共转。即使当包括卫星到宿主的五维里半径时，信号仍然保持，指出信号与亚晕的落入模式的关系。然而，当沿着（随机）视线观察数据并以观察者可以推断的方式导出分布时，卫星的比例减弱到约53%。这种观测到的旋转分数的减少是由于观测者用来确定旋转方向的技术造成的，这种技术可能导致对非圆形轨道的错误分类。我们的结论是，存在的卫星共转轨道是另一个预测的冷暗物质结构形成的情况下，虽然会有困难来验证它的观测。由于星系晕的模拟结果与星系团大小的模拟结果相同，我们假设星系晕轨道的比例与系统的规模无关，尽管需要更多的星系模拟来证实这一点。
2006-06-19 astro-ph
Formalism for the Subhalo Mass Function in the Tidal-limit Approximation
我们提出了一个理论形式主义的全球和本地的质量函数的暗物质子结构（暗晕）可以解析估计。全局次晕质量函数定义为宇宙中暗次晕的总数密度与质量的函数关系，而局部次晕质量函数只计算包含在单个主晕中的次晕。我们通过修改Press-Schechter理论来发展我们的形式主义，以纳入以下内容：（i）暗晕的内部结构;（ii）晕和晕下的相关性;（iii）由潮汐力驱动的晕下质量损失效应。我们发现，由此产生的（累积）次晕质量函数是接近幂律的斜率~-1，次晕贡献约10%的总质量，潮汐剥离效应改变的次晕质量函数自相似，所有与最近的数值检测一致。
2004-02-19 astro-ph
The Anisotropic Distribution of Galactic Satellites
本文利用协调LCDM模型的无耗散宇宙学模拟，研究了银河系暗物质晕中暗晕的空间分布。我们发现，subhalos分布各向异性，并优先位于沿主轴的三轴质量分布的主机。从各向同性分布中提取我们模拟的晕下样本的柯尔莫哥洛夫-斯米尔诺夫概率为P_KS \simeq 1.5 \times 10^{-4}。因此，各向同性分布的subhalos是不是正确的零假设测试的CDM范例。在我们的模拟中，观测到的银河系（MW）卫星的近平面分布与从晕下分布中随机抽取的几乎一致（概率\simeq 0.02）。此外，如果我们选择的subhalos可能是发光的，我们发现一个分布，是与观察到的MW卫星。事实上，我们表明，子样本的subhalo人口的中心集中的径向分布，类似的MW矮星，通常表现出相当程度的平面性。我们探讨了所观察到的subhalo各向异性的起源，并得出结论，这可能是由于（1）优先吸积subhalo沿细丝，往往密切对准主晕的主轴，（2）卫星轨道内的长轴，三轴电位典型的CDM晕的演变。预测和观测之间的一致性要求银河系外暗物质晕的长轴几乎垂直于圆盘。我们讨论了可能的观测测试，这种盘晕对齐与当前的大星系调查。
2005-04-23 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 Substructure on the Matter and Weak Lensing Power Spectra
我们探讨了暗物质晕中的亚结构对物质涨落功率谱和双谱以及弱透镜剪切的影响。通过在宇宙学N = 512^3的模拟中进行子结构实验，我们发现当主晕质量的较大部分处于子晕中时，所得到的功率谱在1 < k < 100 h Mpc^{-1}处的功率较小，而在k > 100 h Mpc^{-1}处的功率较大。我们用一个包含暗晕的分析晕模型解释了这一效应，该模型表明1 < k < 100 h Mpc^{-1}区域敏感地依赖于暗晕中心的径向分布，而在k > 100 h Mpc^{-1}时，暗晕的内部结构是重要的。在角标度l < 10^4时，子结构对弱透镜功率谱的相应影响高达约11%。因此，要在未来的调查中预测非线性功率谱的百分之几的准确度，就需要大型的宇宙学模拟，这些模拟也需要精确的数值分辨率，以准确地模拟暗物质在其宿主潮汐场中的幸存。
2005-07-25 astro-ph
Galaxies and subhaloes in LCDM galaxy clusters
我们结合了10个高分辨率的团大小的暗晕与半解析星系形成模拟，以比较团星系的数密度和速度色散的配置文件与那些暗物质子结构（subhaloes）。星系的径向分布与暗物质的径向分布密切相关，而暗物质的分布则远没有那么集中。星系的速度色散分布也非常类似于暗物质的速度色散分布，而暗晕的速度色散分布偏高，特别是在星系团的内部区域。我们解释了这些差异，已经清楚地看到在早期的工作，是星系形成的结果在中心的暗物质晕。半晕和半晕代表不同的种群，不能直接比较。演化产生了一个复杂的和强烈的位置依赖关系的星系和他们居住的subhaloes。这种关系只有通过对星系形成过程的适当物理描述才能被恰当地模拟。
2004-06-04 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
Revealing dark matter substructure with anisotropies in the diffuse gamma-ray background
银河系暗物质湮灭产生的大部分伽马射线辐射很可能被探测到是对弥散伽马射线背景的贡献。我表明，暗物质子结构中的晕的银河系诱导特征各向异性的扩散背景，可用于确定小规模的暗物质分布。我计算的角度功率谱的发射从暗物质子结构的几个模型的subhalo人口，并显示在功率谱的功能可以用来推断子结构的存在。功率谱的形状在很大程度上不受晕下径向分布和质量函数的影响，在许多情况下，我发现费米角功率谱的测量将能够限制子结构的丰度。一个反偏subhalo的径向分布产生的排放，显着不同的强度和大规模的角度依赖性的subhalo的分布，跟踪光滑的暗物质晕，潜在的影响各种目标和方法的暗物质信号的可探测性。
2008-10-14 astro-ph
The radial profiles of the different mass components in galaxy clusters
目标。推导星系团中不同亮暗成分的质量分布。方法.星系团的质量分布是通过将Jeans方程应用于ESO近阿贝尔星系团巡天的59个邻近星系团的约3000个星系的相空间分布来确定的。重子和暗晕的质量分量是由星系的光度-密度分布通过光度与重子和暗晕质量之间的标度关系确定的。与团内气体有关的重子质量分量是用ROSAT的X射线数据确定的。结果重子占总质量的比例从中心附近的0.12下降到0.15维里半径处的0.08，然后再次增加，在维里半径处达到0.14。弥散的、星团尺度的暗物质在所有半径上都占主导地位，但它对总质量含量的贡献向外减小到维里半径，在维里半径处，子晕中的暗物质可能贡献总质量的23%，重子贡献14%。暗物质和弥散暗物质的轮廓与尖点模型和核心模型都很好地拟合。两种模型均不能拟合出亚晕的质量分布。
2006-03-03 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
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
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
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
