Detecting a physical difference between the CDM halos in simulation and in nature
数值模拟是帮助我们理解宇宙结构形成过程的重要工具。然而，许多小尺度冷暗物质（CDM）晕的模拟结果与观测结果不一致：中心密度轮廓过于尖突，子结构过多。在这里我们指出，这两个问题可能与模拟光环中迄今为止未被认识到的偏差有关。虽然自然界和模拟中的CDM晕都是无碰撞CDM粒子的维里化系统，但由于它们包含的粒子少得多，引力相遇在模拟中不能忽略。我们通过两个数值实验证明了这一点，表明自然和模拟晕之间在微观尺度上存在差异。这个模拟的光环更类似于球状星团，在那里，引力相遇会导致像核心坍缩这样剧烈的现象。在$Λ$ CDM宇宙中自下而上的结构形成情景中，这种人造岩心坍塌过程似乎将这两个问题联系在一起。这种偏差的发现也对金斯定理在银河系动力学中的适用性产生了影响。
2005-08-21 astro-ph
The Galactic Halo and CDM
本文综述了有关银河系晕中心密度分布和形状的现有资料。目前，还没有强有力的证据表明银河系的晕属性与冷暗物质（CDM）的预测相冲突：观测可以容纳一个原始的中心幂律尖点，并且目前对扁平化的限制也与理论的预测一致。如果你想和CDM打一架，那么银河系可能不是这样做的地方。
2003-10-17 astro-ph
Understanding the Equilibrium Structure of CDM Halos
N体模拟发现了一个普遍的结构晕，这是由于非线性增长的高斯随机噪声密度起伏的CDM宇宙。这个演讲总结了我们试图通过分析近似和简化模型来推导和解释这种普遍结构的尝试。作为一个例子，我们在这里表明，一个一维的球形下落模型，涉及流体近似来自玻尔兹曼方程不仅可以解释晕密度分布，但其相空间密度分布，以及。
2005-10-05 astro-ph
The halo merger rate in the Millennium Simulation and implications for observed galaxy merger fractions
我们开发了一种新的方法来提取晕合并率从千年模拟。首先，通过去除多余的合并，是文物的FOF光环发现者，我们发现一个较低的合并率相比，以前的工作。在较低的红移、较低的晕质量和较小的合并时，这种减少更为显著。我们的方法更符合EPS模型的预测。第二，我们发现FOF光环发现者高估了光环质量高达50%的光环即将合并，这导致了额外的20%高估的合并率。因此，我们定义晕质量只包括引力约束粒子。我们提供了新的最佳拟合参数的全球公式来解释这些改进。此外，我们提取合并率每祖晕，以及每后代晕。前者是与观测到的星系合并分数相关的量，当它们通过对计数测量时。在低质量/红移时，合并率随着质量和红移而增加。在高质量/红移（质量是质量函数“膝盖”的几倍的晕），这些趋势被打破，每个祖先晕的合并率随着质量而降低，随着红移而适度增加。定义每个祖先晕的合并率也使我们能够量化晕被吸积到更大的晕上的速率。我们提供了一个解析公式，将给定的合并率每后代晕到合并率每祖晕。最后，我们进行了比较所观察到的合并分数和分数的晕，经历了一个重大的合并，在最近的动态摩擦时间，并找到一个公平的协议，在很大的不确定性的意见。我们新的光环合并树可在http://www.mpe.mpg.de/ir/MillenniumMergerTrees/上找到。
2009-07-07 astro-ph
A Model for the Density Distribution of Virialized CDM Halos
提出了维里化冷暗物质晕形成和密度分布的解析坍缩模型。层次结构的形成考虑明确。蒙特卡罗方法被用来生成维里化晕的质量历史样本。在质量范围从$10^{11}M_\odot$到$10^{15}M_\odot$和径向范围从$0.05 r_{200}$到$r_{200}$的范围内，从坍缩模型得到的平均密度分布与数值结果吻合得很好。
1999-02-20 astro-ph
CDM in LSB Galaxies: Toward the Optimal Halo Profile
低表面亮度（LSB）星系主要由暗物质组成。高分辨率的旋转曲线表明，它们的总质量密度分布主要是由恒定密度的核心，而不是陡峭和尖形分布中发现冷暗物质（CDM）的模拟。数据最好用一个软核模型来描述，该模型的内部幂律质量密度斜率α = 0.2 +/- 0.2。然而，没有一个单一的通用晕轮配置文件提供了充分的描述的数据。观察到的质量分布似乎与λ CDM不一致。
2003-11-05 astro-ph
Halo Mergers, Galaxy Mergers, and Why Hubble Type Depends on Mass
在CDM宇宙学框架中，结构是从与更小的结构合并而成的。合并应该会对星系产生可观察到的影响，包括破坏圆盘和产生球状体。这篇论文的目的是对宇宙学模拟中合并是如何发生的做一个简要的概述。在这一点上，重要的是要理解暗物质晕合并不是星系合并;一个星系形成的理论是必要的连接两者。流体动力学模拟中的星系合并比N体模拟中的晕合并对质量的依赖性更强。如果我们知道如何将星系与暗物质晕联系起来，那么暗物质晕的合并率就可以转化为星系的合并率。当这样做的时候，很明显，在更大的星系中，主要的合并要常见许多倍，这为哈勃类型依赖于星系质量提供了一个可能的解释。
2008-01-29 astro-ph
The Halo Mass-Bias Redshift Evolution in the $Λ$CDM Cosmology
通过求解基于线性微扰理论的二阶微分方程和宇宙场方程的Friedmann-Lemaitre解，导出了考虑质量示踪剂相互作用和合并的线性偏置红移演化的解析模型.然后，我们研究了晕质量依赖的偏置演化，使用暗物质晕分布在$Λ$ CDM模拟，以校准模型的自由参数。最后，我们将我们的理论预测与现有的观测数据进行了比较，并发现了很好的一致性。特别是，我们发现光学类星体的偏差的演变不同于那些选择在X射线和相应的典型暗物质晕质量$\sim 10^{13} h^{-1} M_{\odot}$和$\magcir 5 \times 10^{13} h^{-1} M_{\odot}$，分别。
2008-01-25 astro-ph
Predicting Substructure in CDM Haloes
多重图像引力透镜系统的观测表明，星系晕的投影质量分布可能包含大量的不均匀性。晕质量在致密亚结构中的比例仍然是高度不确定的，但可能大到百分之几。虽然在CDM晕的数值模拟中可以看到晕子结构，但在晕的最内部区域几乎没有这种子结构，因此在小投影半径处观测到的子结构有点令人惊讶。然而，有证据表明，即使是迄今为止发表的最高分辨率的模拟仍然受到数值效应的限制，这些数值效应会在高密度区域人为地加热和破坏子结构。通过比较数值和半解析模型的晕子结构，我们表明，目前的模拟可能低估了在小投影半径的子结构的质量分数，至少2-3的一个因素。我们讨论了使用透镜观测作为暗物质性质的基本测试的前景。
2004-09-15 astro-ph
The Universal Equilibrium of CDM Halos: Making Tracks on the Cosmic Virial Plane
暗物质晕是星系和星系团形成的脚手架。当原始密度波动的引力不稳定性导致比平均密度更高的区域减缓其宇宙膨胀、坍缩和维里化时，它们就形成了。像矮球状星系和星系团这样大小和质量不同的天体，被CDM模型预测为具有普遍的自相似平衡结构的晕，其参数由晕的总质量和坍缩红移决定。然而，后两者在统计上是相关的，因为平均而言，相同质量的晕形成于相同的时期，小质量的物体首先形成，然后分层合并。因此，以暗物质为主的不同质量晕的结构特性应该反映出这种统计相关性，这是形成它们的原始密度波动的统计特性的印记。目前的数据揭示了这些相关性，提供了一个基本的测试的CDM模型，探测原始密度波动和宇宙学背景参数的功率谱的形状。
2001-12-21 astro-ph
The Structure of CDM Halos
高分辨率N体模拟表明，在标准CDM宇宙演化中形成的暗物质晕的密度分布可以通过缩放一个简单的"普适“分布来精确拟合。不管它们的质量如何，晕在半径的大范围内几乎是等温的，但在中心附近明显比$r^{-2}$浅，而在外部区域比$r^{-2}$陡。晕的特征超密度与晕质量密切相关，晕形成时期的质量依赖性与晕质量的方式一致。要使盘状星系的旋转曲线形状与这种晕结构相匹配，需要（i）盘状星系的质光比随光度系统性地增加，（ii）晕圈速度系统性地低于盘状星系的旋转速度，以及（iii）围绕明亮星系的晕圈质量仅微弱地依赖于星系的光度。这为观测到的双星星系和明亮螺旋星系的卫星伴星样本中光度和动力学之间令人困惑的缺乏相关性提供了一个有吸引力的解释，这表明明亮螺旋星系周围的暗物质晕的结构与冷暗物质晕的结构相似。
1995-11-02 astro-ph
The Equilibrium Structure of CDM Halos
暗物质晕是星系和星系团形成的脚手架。当原始密度波动的引力不稳定性导致比平均密度更高的区域减缓其宇宙膨胀、坍缩和维里化时，它们就形成了。因此，了解这些晕的平衡结构是了解星系和团簇形成的先决条件。从CDM宇宙中的高斯随机噪声初始条件的结构形成的数值N体模拟发现了一个普遍的内部结构晕。像矮球状星系和星系团这样大小和质量不同的天体，当适当地重新标度时，被预测具有相同基本结构的晕，而与晕质量、原始密度波动功率谱的形状和宇宙学背景参数无关。这种显着的普遍性是CDM模型的基本预测，但我们的知识仅限于“几何”N体模拟结果，几乎没有分析理解。我们在这里总结了我们试图填补这一空白，努力推导和提供物理洞察力的数值结果，并将它们扩展到数值模拟的范围之外：（1）从高度简化的初始条件（包括宇宙学薄饼中的引力不稳定性）形成的模拟晕表明，CDM晕的许多普遍性质与宇宙学引力坍缩是通用的，不需要高斯-随机噪声密度波动或分层聚类。(2)流体近似来自玻尔兹曼方程产生的分析理论的晕动力学可以解释许多N体的结果.（节略）
2004-09-07 astro-ph
The survival and disruption of CDM micro-haloes: implications for direct and indirect detection experiments
如果暗物质粒子是中性伴子，那么首先形成的结构是尖状冷暗物质（CDM）晕，在质量范围10^{-6} - 10^{-3} Msun的红移z ~ 100之后坍缩。我们对这些微晕在银河系中的生存进行了详细的研究，因为它们经历了与恒星、分子云和其他暗物质子结构的潮汐相遇。我们使用高分辨率N体模拟测试分析脉冲加热计算的有效性。分析估计的一个主要局限性是，平均能量输入比较平均结合能，而不是从系统的实际质量损失。这种能量标准导致高估的剥离质量和低估的破坏时间尺度，因为CDM晕强烈约束在其内部。我们发现，CDM微晕的材料的一个显着的部分可以通过遇到银河系的子结构和恒星的束缚，但尖形的中心区域保持相对完整。此外，太阳半径附近的微晕是那些比平均水平早得多的坍缩，质量损失很少。因此，我们预计一小部分幸存的绑定微晕，一个平滑的组件，在相空间中的狭窄的功能，这可能是发现的直接检测实验，以及许多幸存的尖形核心与适当的运动弧分钟，每年，这可以间接检测到通过他们的湮灭到伽马射线。
2006-09-11 astro-ph
Environmental Dependence of Dark Matter Halo Growth I: Halo Merger Rates
在早期的论文中，我们量化的平均合并率的暗物质晕的红移z的函数，后代晕质量M0，和祖晕质量比xi使用千年模拟的LCDM宇宙学。在这里，我们扩大了研究和调查的合并率的晕对周围环境的依赖。一些当地的质量过密度变量，包括和排除晕质量本身，测试作为衡量晕的环境。简单的函数依赖于z，M0，和xi的合并率在我们早期的工作中发现在很大程度上保留在不同的环境中，但我们发现，合并率的整体幅度与环境密度有很强的正相关性。对于银河系质量晕，我们发现合并发生在dennial区域比在z=0和更高的红移的空洞更频繁约2.5倍。质量较大的晕也显示出类似的趋势。我们提出了一个适合的形式，这种环境的依赖性，是一个函数的质量和局部密度，是有效的z=2。祖（或条件）质量函数的振幅显示出同样强的相关性与当地的超密度，这表明扩展的Press-Schechter模型晕增长需要修改，以纳入环境的影响。
2009-01-23 astro-ph
Uncovering CDM halo substructure with tidal streams
在冷暗物质主导的宇宙中，结构的形成和增长模型预测，星系晕应该包含重要的子结构。然而，对银河系的研究还没有确定预期的几百个质量大于10^6 Msun的亚晕。在这里，我们提出了一个测试的存在下晕的星系晕。我们表明，古老的球状星团的潮汐尾的结构是非常敏感的加热与大量的黑暗子晕反复密切接触。我们讨论了检测这样的影响下一代的天体测量任务的背景下，并得出结论，它应该很容易检测到的GAIA数据集。从球状星团中发现单个延伸的冷恒星流将支持其他理论，例如自相互作用的暗物质，这些理论会产生更平滑的光环。
2001-10-31 astro-ph
On the survival and disruption of Earth mass CDM micro-haloes
中微子暗物质导致了大量红移z \approx 60的地球质量暗物质晕的形成（Diemand et al. 2005）。这些丰富的CDM微晕具有尖点密度剖面，可以很容易地承受太阳半径的银河潮汐场。Zhao，Taylor，Silk & Hooper（astro-ph/0502049）的结论是：大部分质量为\sim 10^{-6}M_o的暗物质亚结构将由于与星系晕“中恒星的相互作用而被潮汐破坏。然而，这些作者假设恒星的晕密度至少比观测到的高一个数量级。我们表明，适当的应用程序的冲动近似是制度的多个遭遇，而不是单一的破坏性事件所采用的赵等，这导致了几个哈勃时间的生存时间。因此，我们不认为银河系恒星的潮汐加热会影响微晕的丰度。圆盘交叉会导致一些质量损失，但中央核心可能会幸存下来，并可能被检测为伽马射线源，每年有几个角分的自行。
2005-02-10 astro-ph
The Nearly Universal Merger Rate of Dark Matter Haloes in Lambda-CDM Cosmology
我们从Millennium模拟提供的迄今为止最大的暗物质晕数据库中构建合并树，以量化在后代晕质量（1 e12 < M0 <1 e15 Msun），祖先质量比（1 e-3 < xi < 1）和红移（0 < z < 6）的广泛范围内的晕合并率。我们发现每个晕的平均合并率B/n对M0，xi和z有非常简单的依赖性，并提出了一个通用的拟合形式B/n，精确到10- 20%。总的来说，B/n对晕质量的依赖性很弱（与M0 ^0.08成正比），对于较小的合并（xi < 0.1），B/n与母星质量比（与xi^-2成正比）呈幂律关系，而对于较大的合并，B/n则略有上升。作为时间的函数，我们发现每Gyr的合并率演化为（1+z）^n，n=2-2.3，而每单位红移的合并率几乎与z无关。几个测试进行评估，我们的合并率是如何受到影响，例如，千年输出之间的时间间隔，二与多祖合并，并在合并过程中的质量守恒和扩散吸积。特别是，我们发现晕碎片是一个普遍的问题，在合并树建设从N体模拟和比较两种方法来处理这些事件。我们比较我们的结果与预测的两个分析模型的基础上扩展的Press-Schechter（EPS）模型和凝聚理论的晕合并。我们发现每股收益模型高估了主要的合并率，低估了少数合并率的一个因素。
2008-02-05 astro-ph
Supermassive Black Hole Merger Rates: Uncertainties from Halo Merger Theory
两个超大质量黑洞的合并预计将产生一个引力波信号，可以被卫星LISA探测到。超黑洞合并的速率与晕合并的速率密切相关，在计算LISA观测到这些事件的速率时，经常使用扩展的Press-Schechter形式。这种合并理论是有缺陷的，它为同一对晕的合并提供了两种速率。我们表明，两个预测的LISA超对称黑洞合并事件率从扩展的Press-Schechter合并理论几乎是相等的，因为类似质量的晕之间的合并占主导地位的事件率。另一种合并率可以通过反演Smoluchowski凝聚方程来获得，以找到保留Press-Schechter晕丰度的合并率，但这些比率仅适用于幂律功率谱。我们比较了LISA事件率来自扩展的Press-Schechter合并形式主义的合并率来自从凝固方程，并发现扩展的Press-Schechter LISA事件率高出百分之三十的功率谱指数，近似扩展Press-Schechter理论的完整的Lambda CDM结果。
2006-07-26 astro-ph
Major Mergers of Galaxy Haloes: Cuspy or Cored Inner Density Profile?
我们提出了一系列的碰撞N体模拟的星系暗物质晕的主要合并的密度分布具有内部尖点或核心的结果。我们的模拟范围从2 × 10^5到10^7个粒子，使我们能够探测冷暗物质晕最内部区域（小于0.005维里半径）的暗物质粒子的相空间分布，这是最近争论的一个主题。我们发现，一个主要的合并两个核心晕产生一个核心晕，并没有导致在许多宇宙学模拟中看到的尖状轮廓。如果我们考虑母体质量比为3：1而不是1：1的合并，这个结果不变。另一方面，一个尖状晕与一个核心晕或一个质量相等的第二个尖状晕的合并，产生的尖状晕的内对数斜率略有降低。因此，一旦形成尖突晕，似乎对重大合并有弹性。我们发现的残余物的速度结构是温和的各向异性，麦克斯韦速度分布中心附近，但不是在最后的晕的外部部分。剧烈的弛豫仅在合并的早期阶段有效，在后期阶段，相混合可能是主要的弛豫过程。
2004-02-03 astro-ph
Prospects for CDM sub-halo detection using high angular resolution observations
在CDM方案中，暗物质晕是由更小的亚单位按层次组装而成的。这张图片的一个长期存在的问题是，CDM模拟预测的次晕数量比银河系附近已知的卫星星系数量高出几个数量级。解决这个问题的一个合理的方法可能是，这些次晕中的大多数到目前为止都以某种方式逃避了探测。如果这样的“暗星系”确实存在，那么引力透镜可能是探测它们最有希望的方法之一。太阳质量在1 e6 - 1 e10范围内的暗物质次晕应该会引起毫弧秒尺度上的强引力透镜。我们研究了一个强大的透镜检测暗子晕的可行性，推导出的图像分离的密度分布的青睐最近的模拟和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，有一个合理的概率检测子晕透镜效应在高分辨率观测无线电波长，如即将推出的VSOP-2卫星，从而测试暗星系的存在。
2008-09-23 astro-ph
Dark Matter Halo Structure in CDM Hydrodynamical Simulations
我们已经进行了比较分析的暗物质晕的N体和流体动力学模拟的属性。我们分析了它们的密度分布，形状和运动学性质，目的是评估流体动力学过程可能产生的暗物质组分的演变的影响。进行的模拟，使我们能够再现暗物质晕与高分辨率，虽然范围的圆周速度是有限的。我们发现，在维里半径的$[150-200] km s^{-1}$的圆速度的晕，重子的存在影响的暗物质组件在中心区域修改的密度分布，形状和速度色散的演变。我们还分析了盘状结构的自转速度曲线，并与观测结果进行了比较。
1998-01-13 astro-ph
Disk Galaxy Rotation Curves in Triaxial CDM Halos
我们使用N体流体动力学模拟研究磁盘的结构在三轴潜力类似CDM晕。我们的分析重点是从模拟长缝光谱的旋转曲线推断的暗质量分布的准确性。我们考虑一个无质量的磁盘嵌入在晕轴比为0.5：0.6：1.0，其旋转轴与晕的短轴对齐。气态粒子的闭合轨道偏离共面圆对称，导致各种长缝旋转曲线形状，这取决于圆盘相对于视线的方向。因此，旋转曲线可能与暗物质晕的球形平均圆周速度分布有很大不同。“固体”旋转曲线-通常被解释为暗物质分布中恒定密度核心的特征-在随机取向的情况下获得约25%的时间，尽管暗物质遵循Navarro，Frenk & White（NFW）提出的尖点密度分布。我们的结论是，低表面亮度星系的旋转曲线的形状和CDM晕的结构之间的差异报告可以解决一旦晕三轴的气体成分的动力学的复杂影响被适当地考虑。
2004-08-06 astro-ph
Self-Consistent Theory of Halo Mergers
暗物质晕的合并速率是研究结构和星系形成的绝对必要的组成部分。然而，值得注意的是，我们对晕合并率的定量理解仍然相当有限，目前基于扩展的Press-Schechter形式主义的分析描述存在根本性缺陷。我们表明，一个数学上自洽的合并率必须符合以下意义上的晕丰度的演变：合并率必须，当插入到Smoluchowski凝聚方程，产生正确的演变晕丰度。然后，我们描述了一个数值技术，以找到合并率是一致的这种演变。我们目前的结果从一个初步的研究中，我们发现合并率，复制的演变的晕丰度根据按Schechter幂律功率谱。我们讨论了目前的方法的局限性，并概述了仍然必须回答的问题之前，我们有一个完全一致的和正确的理论晕合并率。
2004-07-07 astro-ph
Figure rotation of dark halos in CDM simulations
我们研究了Lambda CDM模拟中发现的暗物质晕的图形旋转。我们发现，当使用严格的标准来选择合适的晕进行研究，在我们的z=0模拟输出中确定的222个晕中的5个在5 h ^{-1}Gyr周期内经历相干图形旋转。我们讨论了不同的选择标准的影响，并发现，图案的速度为一个更大的分数的光环可以测量时，放宽标准。在1h^{-1}Gyr周期内测量的方向图速度服从对数正态分布，中心在Omega_p = 0.25h rad/Gyr，最大值为0.94h rad/Gyr。在5 h ^{-1}Gyr周期内，晕的平均斑图速度约为0.1h rad/Gyr，最大斑图速度为0.24h rad/Gyr。不到一半的选定光环显示其图形旋转轴和短轴之间的对齐，确切的分数在某种程度上取决于如何定义光环。虽然观察到的模式速度低于那些通常认为能够导致螺旋结构，我们注意到，相干图形旋转发现在很长一段时间内，并认为，进一步的模拟将需要强有力的结论之前，在所有星系的螺旋结构可以得出。我们发现晕属性，如总质量和模式速度之间没有相关性。
2007-07-13 astro-ph
The dark matter halo of NGC 1399 - CDM or MOND?
星系团中的中央星系可能是冷暗物质（CDM）范式和修正牛顿动力学（MOND）范式之间竞争的关键判别因子。我们调查了天炉座星系团的中央星系NGC 1399的暗晕，其银河系中心距离为80 kpc。该数据库由656个球状星团的径向速度数据组成，这些数据是迄今为止所有星系中最大的样本。我们对非旋转各向同性模型进行了Jeans分析。参数r_s = 50 kpc和rho_s = 0.0065 Msun/pc^3的NFW晕很好地描述了我们的数据，与X射线质量很好地拟合。更大质量的晕也是允许的，这与从星系速度得出的天炉座星系团的质量一致。我们比较这个晕与预期的MOND模型下的各向同性，并发现，需要额外的暗物质的恒星质量的顺序，以获得协议。一个完全径向的无限大球状星团系统将需要改变这一结论。关于清洁发展机制，我们不能得出肯定的结论。为了真正限制集群范围的光晕，需要覆盖更大半径的更多数据。MOND的结果似乎是星系团中MOND仍然需要暗物质这一发现的一个小规模变体。
2007-11-26 astro-ph
Dark matter halo merger and accretion probabilities in the excursion set formalism
到目前为止，暗物质晕的合并和吸积概率只在无限小的时间间隔内计算过。这意味着，一个蒙特卡罗模拟非常小的时间步长是必要的，以找到合并的历史，一个父晕。在本文中，我们使用的随机游走形式主义找到合并和吸积概率的晕有限的时间间隔。具体来说，我们发现晕的数密度在早期的红移，将成为一个特定的最终质量的晕的一部分，在后来的红移，鉴于他们经历了$n$主要合并，$n=0,1,2,...$。我们把问题简化成一个积分方程，然后用数值方法求解。为了确保我们的形式主义的一致性，我们比较的结果与蒙特卡罗模拟，发现非常好的协议。虽然我们已经做了我们的计算假设一个平坦的障碍，更一般的情况下，可以很容易地处理使用我们的方法。这种有限时间合并和吸积概率的推导可以用来制作更有效的合并树，或者直接应用到结构形成和演化的分析模型中。
2008-10-13 astro-ph
Spatial distribution of galactic halos and their merger histories
我们使用一种新的统计工具，标记关联函数（MCFs），研究集群的星系大小的晕作为其属性和环境的函数在高分辨率数值模拟的LambdaCDM宇宙学。我们应用MCFs使用几种类型的连续和离散的标记：最大圆速度的晕，合并标记表明是否经历了或没有一个主要的合并晕在其演化历史中，和剥离标记表明是否经历了潮汐剥离。我们发现，在演化历史中经历相对较早（z>1）的主要合并或质量损失（由于潮汐剥离）的晕在分离< 3 Mpc/h的晕对中过多。这一结果可以解释为具有不同合并历史的晕的空间分离，定性地类似于观测到的星系分布中的形态分离。本文中提出的分析表明，MCFs提供了强大的，但算法简单，定量措施的隔离对象的空间分布方面的各种属性（标记）。
2002-03-10 astro-ph
Metallicity distribution of halo stars and minor merger processes of the Galaxy
本文提出了贫金属晕星金属丰度的高分散性与银河系历史上的小合并过程之间的一种可能关系。卫星星中的外来星族通过微小的合并过程对星系晕的形成做出了重要贡献，从而改变了晕星的金属丰度分布。我们的模型再现了银河系中极端贫金属晕场星金属丰度分布的观测趋势。考虑到我们模型的所有参数，预测了极贫金属晕星在$-5<[Fe/H]<-4$中的密度为$1.9\times 10^{-3}kpc^{-3}$，这解释了为什么迄今为止还没有观测到这样的恒星。
2001-05-30 astro-ph
Did Zhao & Qin Solve the Apparant Conflict Beween Gravitational Lens Time Delays, Dark Matter and the Hubble Constant?
本文讨论了Zhao & Qin提出的解决引力透镜时间延迟、哈勃常数的局部估计和当前对CDM晕结构的预期之间明显矛盾的方案。出现了两个要点。首先，简并度与文献中先前讨论的局部表面密度简并度完全相同。其次，提出的质量分布是不一致的CDM晕模型。通过使暗物质的中心集中度远低于CDM晕的预测值，可以提高哈勃常数，这与协调CDM晕与矮星系和LSB星系旋转曲线的变化很相似。因此，虽然星系仍然有暗物质，赵和秦的解决方案的时间延迟问题，需要从根本上改变的光环结构的CDM范式。
2002-09-17 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
Modelling Self-Interacting CDM Haloes with a Cosmological Boltzmann Code
我们研究了弱自相互作用冷暗物质晕的密度分布和演化，使用基于碰撞玻尔兹曼方程的数值代码。这种方法是替代N体技术在以下的动态演化的晕在宇宙学的背景下，并考虑到粒子的自相互作用。与碰撞粒子的相对速度成反比的截面的物理情况下，建模与前所未有的分辨率，跨越五个数量级的半径为每个晕。模拟的晕覆盖了从矮星系到星系团的质量范围。我们发现，对于σ v_{100} \approx 10^{-24} cm ^2/GeV，其中σ是单位质量的碰撞截面，v_{100}是单位为100 km/s的碰撞速度，得到的软核与银河系和星系团尺度上的观测结果符合得很好.值得注意的是，所观察到的晕中心密度与质量几乎不变性的再现。
2000-10-24 astro-ph
Tidal tails in CDM cosmologies
我们研究了潮汐尾的形成对合并盘星系的结构特性的动机是目前的冷暗物质（CDM）宇宙学理论。在最近的一项研究中，Dubinski，Mihos和Hernquist（1996年）表明，巨大和扩展的黑暗晕可以强烈抑制显著潮汐尾的形成。对于CDM宇宙学中预期的大晕盘质量比，他们的模型序列未能产生像在许多著名的相互作用星系对中观察到的强尾。为了检验这种效应是否会限制CDM宇宙学的可行性，我们构建了盘星系的N体模型，其结构性质类似于Mo，Mao和White（1998）的分析工作。通过一系列自洽的星系-星系合并的无碰撞模拟，我们证明了即使是非常大质量的暗晕盘也没有问题产生长的潮汐尾，只要晕的自旋参数足够大。我们表明，晕盘质量比是一个很差的指标，产生尾巴的能力。相反，盘和晕的相对大小，或者在盘的半质量半径处的圆周速度与局部逃逸速度的比率是更有用的标准。这个结果在所有的CDM宇宙学中都成立。因此，潮汐尾的长度不太可能对这种模型提供有用的约束。
1998-07-30 astro-ph
Shaping the central structure in CDM halos
星系中的暗物质和重子成分通过动力学摩擦耦合（通过允许重子成分成为cluquantity），导致能量输入到暗物质中。DM组分中产生的膨胀趋势克服了由收缩气体组分引起的绝热收缩的竞争效应，并导致密度几乎恒定的核心。重子质量内流还导致了kpc及以下尺度的结构与10kpc及以上尺度的DM结构的耦合，质量内流的速率取决于初始晕中心浓度。后者也决定了最终的晕核半径。
2001-08-21 astro-ph
Subhaloes in $Λ$CDM cosmological simulations: I. Masses and abundances
如果和谐的$Λ$ CDM模型是对宇宙的真实描述，它也应该正确地预测星系诞生的暗物质晕的性质和结构。利用具有宽尺度质量和空间分辨率的N体模拟，我们研究了暗物质晕的结构、质量分布和主晕内次晕的空间分布。我们进行了三个$Λ$ CDM模拟与不同的分辨率使用AMIGA代码。暗物质晕是使用一种算法，该算法是基于自适应网格结构的模拟代码。我们发现的晕包括从$10^8\mathrm{M}_{\sun}$到$10^{15}\mathrm{M}_{\sun}$的质量尺度。我们发现，如果我们必须研究晕结构（寻找亚晕），晕必须至少包含$10^4$粒子。对于这样的晕，我们可以解决子结构，我们确定了subhalo质量函数，并发现它是接近的斜率-0.9（目前），与以前的研究一致的幂律。这个斜率稍微依赖于红移，并且对于主晕来说是大致相同的。次晕的质量分数（$M_{\s subH}/M_{\s MH}$）在0.08和0.2之间，随着红移和主晕的质量略有增加。它的分布近似使用威布尔分布在不同的时期。次晕质量的平均值与主晕质量无关。亚晕的空间密度与主晕的维里半径（$r_{\s vir}$）成比例，与红移无关，并遵循$r^{1/3}$规则。
2006-11-30 astro-ph
The clustering of halo mergers
我们分析了晕合并网站的空间分布，使用四个数值模拟的高时间分辨率的结构生长在一个Lambda CDM宇宙学。我们没有发现任何大规模的相对偏差之间的合并和随机选择的晕相同的质量在高红移的证据。给定一个样本的星系，形成一个泊松抽样的晕合并，然后测量集群的幅度应该导致一个强大的估计的中位数主机晕质量。在结构增长的层次图中，高红移星系之间的合并被认为会产生尘埃笼罩的星爆，导致亚毫米波段的辐射增加。因此，测量SCUBA星系的聚集强度，例如，可以确定它们是否是正在形成过程中的巨型椭圆星系。
2002-11-27 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
Summary talk: How serious are the problems faced by CDM: cusps, thin disks, and halo substructure
这是国际天文学联合会第220次关于银河系中暗物质的专题讨论会第一小组的讨论摘要。小组讨论的专题和小组成员如下：尖点理论：Julio Navarro;尖点观察：Erwin de Blok、Rob Swaters;子结构观察：Mario Mateo;子结构理论：James Taylor、Shude Mao。除了小组成员的发言和他们之间的讨论外，还与听众进行了大量讨论。尽管表达了不同的意见，但我认为达成了共识，我试图在此总结一下。
2003-12-19 astro-ph
Evolution of Mass Distribution in CDM Halos
在高分辨率N体模拟的新收敛研究的基础上，我和我的同事现在同意Navarro，Frenk，& White（1996）的密度剖面$ρ_{NFW}(r) \propto r^{-1} (r+r_s)^{-2}$是典型的星系质量的暗物质晕的一个很好的代表。通过比较粒子数从$\sim10^3$到$\sim10^6$的相同晕轮的模拟，我们还表明，$r_s$，即对数斜率为-2的半径，可以精确地确定为$\sim10^3$粒子数少的晕轮。基于对$Λ$ CDM宇宙学中宇宙学体积的自适应精化树（ART）模拟中在许多红移处的数千个晕的研究，我们发现浓度$\cvir \equiv \Rvir/\rs$具有对数正态分布，$1σ$ $Δ(\log \cvir) = 0.18$在给定质量下对应于$Δ\Vmax/\Vmax = 0.12$的最大旋转速度的散射。在固定质量下，平均浓度随着红移而下降，为$\cvir(z) \propto (1+z)^{-1}$。这可能对星系旋转曲线有重要影响。最后，我们发现，从星系光度函数加上光度-速度关系确定的速度函数与我们的$Λ$ CDM模拟的预测一致。但我们也注意到，$Λ$ CDM预测的速度函数随红移的非常有限的演化与亮星系数密度的数据相冲突，除非$z>1$的光度-速度关系有显著的演化。
2000-10-12 astro-ph
Halo-stripping in Galactic Collisions
银河系碰撞通常在CDM模型中建模，假设DM由少数非常大质量的物体组成。这说明表明，CDM晕在碰撞过程中的行为严重依赖于组成它的粒子的质量，特别是，所有低于一定特征质量的晕粒子都可能丢失。
1996-07-18 astro-ph
Merger Rates of Dark-Matter Haloes
我们推导出解析合并率的暗物质晕的框架内的扩展Press-Schechter（EPS）形式主义。一旦我们意识到，在一个小的时间步长的限制下，典型的合并涉及两个以上的祖先，与早期研究中采用的二元合并假设相反，这些比率在EPS内变得自洽。我们提出了一个通用的方法来计算合并率，跨越EPS条件质量函数所允许的解决方案的范围内，并专注于一个特定的解决方案，试图在N体模拟的合并率相匹配。修正后的每股收益合并率比莱西和科尔早期的估计值更准确，对于大型合并，修正后的每股收益合并率准确率约为20%，对于质量比为1：10^4的小型合并，修正后的每股收益合并率准确率高达3倍。基于修正后的合并率，我们提出了一种新的算法来构建Monte-Carlo EPS合并树，这可能是有用的半解析建模。我们提供了几个量的解析表达式，并绘制了数值结果，这些量在星系形成的研究中非常有用。这包括（a）给定质量比的合并速率/给定最终晕，（b）合并增加到晕的质量分数，和（c）合并速率/给定主要祖星。晕的产生和破坏率用于自一致性检查。我们的方法计算合并率可以适用于有条件的质量函数超出EPS，如获得的椭球崩溃模型或提取$N$体模拟。
2008-05-22 astro-ph
Cold Dark Matter Halos Must Burn
低光度螺旋样本的高质量旋光曲线证明星系周围的暗晕与适当的CDM模拟的输出不一致。事实上，包围着恒星盘的暗晕是一种密度近似恒定的结构，一直延伸到光学边缘。这与特征性的rho（r）~ r^（-1.5）CDM机制是强烈不一致的，并且严重挑战了“标准”CDM理论，也是因为晕密度似乎被加热，与无碰撞粒子的分级演化存在显著差异。
2001-10-29 astro-ph
The dark matter halos of the bluest low surface brightness galaxies
我们目前的BVI测光和长缝Halpha旋转曲线数据获得的ESO VLT/FORS 2的6个低表面亮度星系的极蓝色和非常微弱的中心区域。我们没有发现任何证据的陡峭的中央密度尖点的类型预测的许多N体模拟冷暗物质（CDM）晕。相反，我们的观察结果与暗物质晕一致，其特征是核心的密度大致恒定，与以前的调查一致。虽然这些星系的中心密度斜率并不显著，但它们的平均中心晕密度（Delta_（V/2）参数）对现有的CDM晕模型来说是非常有挑战性的。由于我们的大多数目标星系是无球盘，我们的观察也不赞成最近提出的机制，通过快速坍缩阶段降低晕的中心质量浓度，因为这种情况下预测，原来的CDM配置文件应该仍然可以检测到在无球星系。其他潜在的方式协调的CDM预测与这些意见进行了讨论。
2006-03-20 astro-ph
Halo Formation in Warm Dark Matter Models
标准冷暗物质（CDM）理论的预测和亚星系尺度上的星系团观测之间出现了分歧。暖暗物质（WDM）是CDM的一种简单变形，其中暗物质粒子具有初始速度，这是由于它们作为热遗迹已经解耦，或者已经通过非平衡衰变形成。我们研究了WDM的非线性引力成簇与高分辨率的N体代码，并确定了一些独特的观测签名。相对于CDM，晕的浓度和核心密度降低，核心半径增加，大晕出现的低质量卫星少得多。小晕的数量受到抑制，存在的小晕是由焦散线“自上而下”碎裂形成的，是连接大晕的“宇宙网”的一部分。很少有小的光环形成在这个网络之外。如果我们确定矮星系的小晕，它们的数量，空间分布和形成时代出现在更好的协议与WDM比CDM的观测。
2001-05-29 astro-ph
Stellar Bar Evolution in Cuspy and Flat-Cored Triaxial CDM Halos
我们分析了温和的三轴扁平核心和尖锐的CDM晕星系盘中的恒星酒吧的演变。我们使用定制的模拟刚性和活的光环，其中包括从磁盘/酒吧到光环的反馈，以测试由El-Zant和Shlosman（2002）的工作。后者使用的Liapunov指数来分析的分析不对称晕酒吧的命运。我们发现：（1）在所有刚性轴对称和三轴晕中，杆的生长是相似的。(2)活动模型中的杆垂直弯曲并形成具有方形/花生形状的伪凸起。(3)在活的轴对称晕中，棒强度在长期演化过程中变化不大。条斑速度与晕核大小有关。酒吧的强度是较大的较小的磁盘晕质量比磁盘半径内，酒吧的大小与晕核心的大小，和酒吧模式的速度-与晕中心的质量浓度。嵌入在活的三轴晕中的棒有一个完全不同的命运：它们在~1.5-5 Gyr时溶解，这是由于在连续区域上开始出现混沌，留下一个微弱的椭圆形扭曲。混沌的产生与晕的三轴度、快速旋转的棒和晕的尖度有关。在沙坝溶解之前，其外部区域发展出强烈的螺旋结构，特别是在活的三轴晕中。(4)与轴对称模型相比，三轴晕吸收了更多的角动量，其交换是由共振介导的。(5)尖状晕比扁平核晕更容易被棒冲刷掉。我们分析了这些结果的稳定性的轨迹和发展的混沌。我们设置的限制DM晕的三轴性，通过比较我们的预测，最近的观察酒吧到z~1。
2005-10-07 astro-ph
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，>...
2005-08-24 astro-ph
On the spin distributions of $Λ$CDM haloes
为了研究暗物质晕角动量的增长，我们使用了扩展的Press-Schechter理论预测的合并树实现。我们的研究结果表明：1）由上述方法得到的自旋参数$λ'$是晕现今质量的增函数。对于现今质量在$ 10^9\mathrm{h}^{-1}M_{\odot}$到$10^{14}\mathrm{h}^{-1}M_{\odot}$范围内的晕，$λ'$的平均值在0.0343到0.0484之间变化。2)$λ'$的分布接近对数正态分布，但是，正如在N体模拟的结果中已经发现的那样，在分布的尾部处的匹配并不令人满意。本文提出了一个新的解析公式，它能更满意地逼近结果。3)$λ'$值的分布仅弱依赖于红移。4)晕的自旋参数取决于最近的主要合并的数量。具体地说，自旋参数是这个数的递增函数。
2008-09-15 astro-ph
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。
2002-05-22 astro-ph
The Growth of Dark-Matter Halos. The Effects of Accretion and Mergers
高分辨率的宇宙学N体模拟表明，暗物质晕的密度分布在分层宇宙演化是普遍的，低质量的晕通常比更大质量的密度。这种质量-密度相关性被解释为反映了质量较小的天体的早期形成。我们调查这一假设的光形成时间定义为时代的晕经历他们的最后一次重大合并。我们发现晕的特征密度和尺度半径基本上分别与宇宙的临界密度和形成时的维里半径成正比。这两种关系与下面简单的进化图景是一致的。剧烈的弛豫所造成的主要合并重新安排的结构晕导致一个普遍的无量纲密度分布。在主要的合并之间，晕通过周围层的吸积逐渐增长，保持中心部分稳定，只有当宇宙的临界密度减小时才扩大它们的维里半径。
1998-10-13 astro-ph
Formation of dwarf galaxies and small-scale problems of CDM
基于冷暗物质的和谐宇宙学模型对宇宙中星系的增长做出了明确的预测，目前正在使用数值模拟积极研究星系的增长。这些预测似乎与矮星系的观测相矛盾。矮暗物质晕比观测到的星系数量更多，中心密度分布也更陡。第一个小规模的问题，即“卫星失踪问题”，可以通过解释矮晕中气体冷却和恒星形成的低效率来解决。新发现的一类超高速恒星将很快使我们能够测试CDM模型的另一个通用预测，即暗物质晕的三轴形状。测量HVS的自行将探测到100 kpc的引力势，并将约束星系晕的轴比和方向。
2006-11-08 astro-ph
Halo Mass Profiles and Low Surface Brightness Galaxies Rotation Curves
最近的一项研究声称，低表面亮度（LSB）星系的旋转曲线形状和质量密度在很大程度上与$Λ$ CDM预测一致，与大量的观测工作相反。我证明，用于得出这一结论的方法是无法区分的特征陡峭的CDM质量密度分布的核心占主导地位的质量密度分布观察发现：即使核心占主导地位的伪等温晕将被推断为与CDM一致。因此，这种方法不能对数据和CDM模拟之间的（不）一致做出明确的声明。在引入一个额外的标准，不考虑质量分布的斜率，我发现，只有大约四分之一的LSB星系调查可能是符合CDM。然而，对于大多数这些拟合参数是如此弱的约束，这不是一个强有力的结论。52个星系中只有3个有与$Λ$ CDM一致的紧约束解。其中两个星系可能是由恒星主导的，只剩下一个可能的暗物质主导，CDM一致的候选者，仅占总样本的2%。这些结论基于相同半径下的数据和模拟比较，并拟合整个旋转曲线。与CDM模拟一致的LSB星系，如果它们存在的话，似乎确实很罕见。
2005-06-30 astro-ph
Conditional Mass Functions and Merger Rates of Dark Matter Halos in the Ellipsoidal Collapse Model
基于球形和椭球形引力坍缩的解析模型已经被用来推导出暗物质晕及其前身的质量函数（条件质量函数）。椭球模型通常提供了一个更好的匹配模拟结果，但一直没有简单的解析表达式，在这个模型中的条件质量函数是准确的小的时间步长，一个限制，这是很重要的产生晕合并树和计算晕合并率。我们纠正的情况下，推导出精确的解析公式的首次穿越分布，条件质量函数，和晕合并率在椭球崩溃模型的限制小的回顾时间。结果表明，与Sheth & Tormen（2002）的球形坍缩模型和椭球模型相比，我们的公式更接近Millennium的模拟结果。
2008-03-13 astro-ph
Unstable Cold Dark Matter and the Cuspy Halo Problem in Dwarf Galaxies
我们推测，暗晕的矮星系和低表面亮度星系软化的冷暗物质（CDM）粒子的一小部分衰减到一个稳定的粒子与反冲速度为几十公里秒$^{-1}$，后，他们驱动的星系晕的形成。然而，这一过程并不一定会导致像天龙座或天炉座这样的卫星矮椭球体的中心暗物质密度显著降低。结果表明，初始（衰变前）Navarro-Frenk-White晕的浓度参数$c$的恢复分布与CDM预测吻合得很好。其他有趣的潜力不稳定的CDM突出。
2003-05-26 astro-ph
The haloes of merger remnants
我们进行碰撞N体模拟的1：1星系合并，使用模型，其中包括星系晕，光盘和隆起，专注于晕组件的行为。星系模型的构建没有求助于麦克斯韦近似。我们调查的影响，不同的星系的方向，它们的相互轨道，和初始速度各向异性或尖点强度的晕后的剩余晕密度分布和形状，以及运动学。我们观察到，晕密度分布（确定为一个球形平均值，近似，我们认为适当的）是非常强大的合并，我们的残余晕的速度各向异性几乎是独立的轨道或初始各向异性的晕。残留物在晕的内部遵循Hansen & Moore（2006）提出的晕各向异性-局部密度斜率（β-γ）关系，但在晕的外部，β系统地低于该关系预测的值。剩余晕轴比强烈依赖于晕的初始参数和它们的轨道。我们还发现，残余晕是显着的球形比那些在模拟研究，其中包括气体冷却。
2007-03-23 astro-ph
Close Pairs as Proxies for Galaxy Cluster Mergers
星系团合并统计是理解大尺度结构形成的重要组成部分。不幸的是，它是很难直接研究合并的性质和演化，因为识别集群合并的观察是有问题的。我们使用大型N体模拟研究大规模晕合并的统计特性，特别是调查的实用程序密切晕对合并的代理。我们研究了在合并时间尺度、晕质量和红移（0<z<1）的范围内对和合并之间的关系。我们还量化的效用对测量合并偏差。虽然在非常小的分离对将可靠地合并，这些构成了总合并人口的一小部分。因此，配对并不能提供一个可靠的直接代理的总合并人口。我们发现一个有趣的普遍性之间的关系密切的对合并，这在原则上可以允许估计的统计合并率从比例分离的对分数，但包括红移空间扭曲的影响强烈退化这种关系。我们发现类似的行为星系质量晕，使我们的研究结果适用于场星系合并在高红移。我们调查如何晕合并率可以统计描述的晕质量函数通过合并内核（凝聚），发现一个有趣的环境依赖合并：晕在我们的模拟质量分辨率合并效率较低，在过密的环境。具体来说，晕对与分离小于几个Mpc/h更有可能合并在欠密集的环境中，在较大的分离，对更有可能合并在过密集的环境。
2008-04-28 astro-ph
