Cosmology and the Stellar Halo
如果这个受欢迎的等级宇宙学模型是正确的，那么在过去的12 Gyr里，银河系应该已经吸积了大约100个低质量星系，并随后潮汐地摧毁了它们。我们使用混合半解析加N-体方法模拟这个过程，并表明被破坏的系统自然导致恒星晕的质量和密度分布非常像我们自己的银河系的恒星晕。我们提出的恒星晕的性质的预测，并表明，我们的可能是占主导地位的子结构超过50 kpc和更空间平滑的半径内。平均恒星晕密度分布预计会比暗物质更快地随半径下降，因为恒星晕是由下落系统中最紧密结合的物质形成的，而大多数吸积的暗物质被剥离并沉积在更大的半径处。我们认为，与内晕相关的恒星在化学上应该与幸存的卫星中的恒星完全不同，也不同于外晕中的恒星或在最近的破坏事件中释放的恒星。我们将讨论如何深晕调查和化学探针可能是有用的工具，发现吸积的证据。这种类型的观测提供了一个直接的测试，以检验宇宙学在小尺度上是否真的是有等级的。
2004-01-30 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
Satellite survival in cold dark matter cosmology
我们研究了在较大的自引力暗物质晕中子结构（团块）的生存。从N-体计算的剧烈弛豫的标度关系的基础上，我们认为，潮汐场的星系和晕只能破坏子结构，如果球对称施加在形成。我们探索其他机制，可能会定制的晕子结构的数量在男性化的过程中。除非更大的晕是建立在几个大的团块，我们发现，丛丛遇到不太可能均匀的动态时间尺度上的晕。相混合在内部进行得更快，允许恒星盘的长期演化。
2007-05-17 astro-ph
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。
2008-05-09 astro-ph
Merging History Trees for Dark Matter Halos: Tests of the Merging Cell Model in a CDM Cosmology
用Rodrigues & Thomas（1996）提出的合并胞模型计算了暗物质晕的合并历史。虽然最初讨论的无标度功率谱的情况下，它是开发和测试在这里的框架内的冷暗物质宇宙学。晕的质量函数，质量分布的祖先和孩子晕，以及形成时间的概率分布，已经计算和比较可用的分析预测。晕自动关联函数也已获得（第一个半解析合并树），并测试对解析公式。一个整体良好的协议之间的模型的结果，和来自新闻和Schechter理论及其扩展的预测。更严重的差异出现时，更好地描述N体模拟的公式用于比较。在许多情况下，该模型可以成为跟踪结构层次增长的有用工具。特别是，它是适合于解决的问题的形成和演化的星系团，以及人口的莱曼break星系在高红移，和他们的集群性质。
1999-10-18 astro-ph
The Structure of Halos: Implications for Group and Cluster Cosmology
暗物质晕质量函数是从单个星系到星系团的大范围质量尺度上宇宙学信息的关键储存库。N体模拟已经确定，朋友的朋友（FOF）质量函数具有令人惊讶的准确度（< 10%）的通用形式。质量函数的高质量尾部对初始密度扰动的幅度、平均物质密度参数Omega_m和密度场的暗能量控制的晚期演化具有指数敏感性。然而，观测到的星系团和星系团的质量通常是用球形超密度（SO）质量来表示的，而不是简单地映射到FOF质量。此外，广泛使用的结构形成的晕模型-和晕内星系的晕占有率分布描述-通常利用FOF质量函数的通用形式构建。这再次提出了一个问题，即FOF晕是否可以简单地与球形过密度质量的概念有关。利用理想Navarro-Frenk-White（NFW）晕的Monte Carlo实现和N体模拟的结果，我们研究了晕质量的两种定义之间的关系。我们发现，绝大多数晕（80-85%）的质量范围为10^{12.5}-10 ^{15.5} M_sun/h确实允许两个定义之间的准确映射（~ 5%），但只有当晕浓度是已知的。非孤立的晕分为两大类：那些具有复杂的子结构，是穷人适合NFW配置文件和那些“桥”的（等密度为基础的）FOF算法。对桥接晕的进一步研究表明，这些晕的分数及其卫星质量分布与宇宙学有关。（节略）
2008-03-26 astro-ph
Galactic Halos Derived from LambdaCDM Cosmology Simulation and their Red-Shift Evolution
星系团可以在足够深的引力势中形成，从而发生有效的气体冷却。我们估计，这样的潜力是由质量晕$M \gtsim M_{c} \approx 7.0 \times 10^{12} ~ (Δ_{c}(z) (1+z)^{3})^{-1/2} \Msun$，其中$Δ_{c}(z)$是在红移$z$和$z = 0$的$M_{c} \approx 4.0 \times 10^{11} \Msun$形成的球形维里化对象的平均过密度。基于这一标准，我们的星系样本是从宇宙学模拟数据构建的，通过使用HiFOF选择那些FOF晕中的subhalos比$M_{c}$更大。暗暗晕的数量远远多于星系所在暗晕。对观测的几个测试已经进行了检查我们的星系样本，包括微分星系质量函数，星系空间密度，投影两点关联函数（CF），HOD，和运动对分数。这些测试显示出良好的一致性。基于与观测的一致性，我们的星系样本被认为是正确的代表星系在真实宇宙中，并可以用来研究其他未探索的星系性质。
2009-09-07 astro-ph
Numerical Simulations in Cosmology III: Dark Matter Halos
综述了暗物质晕的性质。从不同的出版物，我们目前的结果（1）质量和速度的功能，（2）密度和速度的轮廓，（3）浓度的晕。在半径r=（0.005-1）rvir的范围内，安静孤立晕的密度分布可以用Moore等人（1997）提出的拟合公式非常精确地近似：rho=1/x^1.5（1+x^1.5），其中x=r/rs，rs是特征半径。纳瓦罗等人（1995）提出的拟合公式rho= 1/x（1+x）^[2]也给出了一个非常令人满意的近似值，当半径不小于维里半径的1%时，其相对误差约为10%。质量低于10^{13}Msun/h的z=0晕的质量函数近似于斜率α =-1.85的幂律。斜率随着红移而增加。Vmax<500 km/s的晕的速度函数也是幂律的，斜率β = -3.8-4。幂律扩展到晕至少下降到10公里/秒。它也适用于较大的男性化晕内的晕。晕的浓度取决于质量（质量越大的晕浓度越低）和环境，孤立的晕浓度低于星团内相同质量的晕浓度。晕具有浓度的内在分散性：在1 sigma水平下，具有相同质量的晕具有Delta（log{c_vir}）=0.18或等效地，DeltaVmax/Vmax =0.12。暗晕和暗物质的速度各向异性可近似为beta（r）=0.15+2x/[x^2+4]，其中x是以维里半径为单位的半径。
2000-05-25 astro-ph
Strong lensing, cosmology and lensing halos
随着未来宇宙学巡天的广泛和深入，将发现大量的引力透镜多重成像系统，除了多重成像的星系和类星体外，源还将包括超新星和伽马射线暴等瞬态事件，在这种情况下，非常精确的时间延迟测量是可能的。此外，将观察到大量的系统，在单个透镜后面有几个透镜源。在本文中，我们审查和比较不同的可能性，利用未来的强透镜数据探测透镜物质分布，并确定哈勃参数和宇宙的物质密度。具体来说，我们调查的可能性，打破众所周知的退化之间的暗物质晕配置文件和哈勃参数使用观测到的通量比。我们还研究了如何强大的透镜可以提供有用的约束的物质密度的宇宙独立的通量比和其他宇宙学探测。
2006-01-12 astro-ph
The Halo Mass Function: High-Redshift Evolution and Universality
我们研究了从z=20到现在的大范围红移下的和谐LCDM模型中暗物质晕的形成。我们的主要焦点是晕质量函数，宇宙学的关键探测。通过执行一个大套的嵌套箱N体模拟与仔细的收敛和误差控制（60模拟箱大小从4到256 Mpc/h，我们确定了质量函数和它的演变与优秀的统计和系统误差，达到百分之几的大部分考虑的红移和质量范围。在所有研究的红移中，晕的质量被探测到超过6个数量级（10^7 - 10^13.5 M_sun/h）。从历史上看，高红移质量函数有相当大的变化，由不同的团体获得。我们已经作出了协调一致的努力，以确定和纠正可能的系统误差计算质量函数在高红移和解释之间的差异，以前的一些结果。我们讨论所需的力的分辨率，模拟箱的大小，晕质量范围，初始和最终的红移，和时间步进的收敛标准。由于保守的削减个别盒子探测的质量范围，我们的结果是相对不敏感的模拟量，其余的灵敏度与扩展的Press-Schechter理论是一致的。以前获得的质量函数拟合z=0附近，当缩放的线性理论，在所有的红移与我们的结果很好地吻合，虽然一个温和的红移依赖一致的里德和合作者发现存在于低红移。
2008-01-14 astro-ph
Formation and structure of halos in a warm dark matter cosmology
利用高分辨率的宇宙学N体模拟，我们研究了暗物质晕的密度分布是如何受到低于给定标度长度的密度功率谱的滤波和引入热速度色散的影响。在暖暗物质（WDM）情况下，自由流尺度R_f和速度色散v_w都由WDM粒子的质量m_w决定。我们发现，v_w太小，不影响WDM晕的密度分布.在我们的模拟中所达到的分辨率下，在包含和不包含v_w的模拟中所得到的晕的密度分布和浓度没有任何显著的差异。质量低至~0.01过滤质量M_f的晕的密度剖面可用NFW形状描述，没有形成明显的软核。然而，这些晕圈的浓度低于清洁发展机制对应物的浓度，并且几乎与质量无关。相对于CDM对应物，WDM晕的浓度较低，可以解释其形成时代较晚。总体而言，我们的研究结果指出了一系列的优势，WDM模型的CDM之一。除了解决子结构问题外，R_f~0.16 Mpc（m_w~0.75 kev; Omega_L=h=0.7的平坦宇宙学）的WDM模型还预测了浓度、塔利-费舍尔关系和小晕的形成时期，相对于CDM预测，这似乎与观测结果更一致。
2001-06-08 astro-ph
The Inner Structure of LambdaCDM Halos III: Universality and Asymptotic Slopes
我们使用一套跨越五十年晕质量的数值模拟来研究LambdaCDM晕的质量分布，从矮星系到富星系团。我们的分析证实了Navarro，Frenk和White（NFW）的建议，即LambdaCDM晕质量分布的形状与幂律有很大的不同，并且几乎不依赖于质量。球形平均密度分布的对数斜率，如通过β =-dln（rho）/dln（r）测量的，朝向中心单调减小，并且在特征半径r_{-2}内变得比等温的（β <2）更浅。虽然NFW提出的拟合公式提供了一个相当好的近似的密度和圆速度个人晕的轮廓，最好的NFW拟合的系统偏差也是值得注意的。在r_{-2}内部，模拟晕的轮廓随着半径的变化比预测的要平缓，因此，NFW拟合往往会低估这些区域的暗物质密度。这种差异被解释为表明一个急剧发散的尖点，但我们的结果表明一个不同的解释。我们使用密度和最内层解析半径处的封闭质量对beta_{0}施加强约束：密度尖点如r^{-1.5}那样陡峭与我们的大多数模拟不一致，尽管beta_{0} =1仍然与我们的数据一致。我们的密度分布没有显示出收敛到一个定义良好的渐近内幂律的迹象。我们提出了一个简单的公式，再现的径向依赖的斜率比NFW的配置文件，因此可以尽量减少错误时，我们的结果向内外推到半径还没有可靠的数值模拟探测。
2004-01-06 astro-ph
The impact of halo shapes on the bispectrum in cosmology
我们使用Smith & Watts的三轴晕模型来研究暗物质晕形状对双谱的影响。通过数值积分推导并计算了解析表达式。两个模型的椭球晕配置文件被认为是：一个玩具模型，旨在隔离晕形状的影响单独的集群和现实的模型京和苏托。对于等边k-空间三角形，我们表明，三轴模型的预测被抑制，相对于球形模型，约7%和4%的两个配置文件分别。作为三角形配置的函数的减少的双谱被发现是非常敏感的小尺度上的晕形状。一般特征是，相对于球形模型，信号对于接近等边的k空间三角形被抑制，并且对于共线的配置被增强。这似乎是一个独特的签名晕三轴。还探讨了星系的双谱。两种模型的晕占领分布（HOD）被认为是：二项分布Scoccimarro等人。和Kravtsov等人的泊松卫星模型。我们的预测表明，星系双谱晕的形状也很敏感，虽然相对于质量，效果减少。Kravtsov等人的HOD被发现更敏感。这是由于在这个模型中，每个晕的平均星系数是一个更陡峭的质量函数，因此给了大质量（更三轴）的晕更大的权重。有趣的是，函数形式对HOD的细节并不强烈敏感，但主要由晕的形状决定。然而，在不同尺度上和针对不同k空间三角形进行的测量的组合对晕圈形状和HOD都敏感。
2005-10-05 astro-ph
Dependence of Halo Properties on Interaction History, Environment and Cosmology
我目前的结果，从数值N体模拟的合并事件的角动量分布的星系晕的影响，以及在新闻Schechter与N体方法的晕增长的比较。总共使用了六个模拟跨越3个宇宙学：一个标准的平坦的Omega_0=1模型，一个开放的Omega_0=0.3模型和一个“倾斜”平坦的Omega_0=1模型，光谱指数n=0.8。在每个模型中，一次运行使用空间均匀的颗粒网格，一次运行使用大空隙中的精细网格。在所有三个模型和测试的所有环境中，合并残留物（质量比为3：1或更小的晕相互作用产物）的平均角动量大于非合并残留物。此外，合并剩余角动量分布的色散小于非合并分布的色散。与数据最一致的解释是，相互作用物的轨道角动量在确定合并产物的最终角动量方面很重要。我给角动量分布，描述合并残余人口。我追踪了从红移z=0到z=5的最大质量的L_* 银河质量晕（均匀网格）和10^{11}太阳质量晕（精细空洞）的祖先。蒙特卡罗质量历史匹配模拟相当不错，后者的样品。我发现，对于质量为10^{12}到10^{14}太阳质量的晕，这种方法可以低估20%的祖先的质量，因此产生不正确的形成红移的晕。然而，有了这个警告，晕质量历史和形成时间分布的一般形状被保留下来。
2001-05-18 astro-ph
The Three-Point Correlation Function in Cosmology
随着宇宙学中高质量观测的出现，全三点关联函数将成为描述结构形成模型的有价值的统计量。它包含了宇宙学参数和详细的晕属性，不能从两点关联函数中提取的信息。利用晕成团模型解析计算了一般宇宙场的三点关联函数。我们提出了详细的结果的配置依赖的3维质量和星系分布和2维宇宙剪切场。我们在真实空间中工作，在小尺度上的高阶关联函数更容易测量和解释，但晕圈模型计算很快变得棘手。因此，我们开发的技术准确评估的1，2和3-halo贡献的3 PCF。3 PCF在其规模和配置依赖性方面都违反了分层模型。我们研究的行为的系数Q的分层扩展从大，准线性尺度下降到约20千秒差距。我们发现，非线性3 PCF对质量晕的晕轮廓，特别是其内斜率很敏感。我们模拟了星系晕中星系的分布，结果表明，红星系的3 PCF具有较弱的配置和规模的依赖性比质量，而蓝色星系的星系形成模型的参数是非常敏感的。另一方面，来自弱透镜的3 PCF由于投影效应和对宇宙学参数的敏感性而显示出不同的标度。
2003-01-27 astro-ph
Structure and Subhalo Population of Halos in a Self-Interacting Dark Matter Cosmology
我们研究了具有自相互作用（SI）暗粒子的冷暗物质（CDM）宇宙学中银河系（MW）和星系团大小的晕的结构。每单位粒子质量的截面具有形式sigma = sig_0（1/v_100）^alpha，其中sig_0是以cm^2/gr为单位的常数，v_100是以100 km/s为单位的相对速度。使用不同的σ值，其中α = 0或1。对于σ =常数的小值（sig_0<0.5），在z=0处的晕的核心密度通常在给定质量下对于较低的sig_0值是较高的，或者在给定sig_0下对于较低质量是较高的。当sig_0值高达3.0时，晕在z=0之前可能经历重力热灾变。当α = 1时，团簇和MW大小的晕的核心密度是相似的。当σ = 0.5-1.0x（1/v_100）时，我们的预言与从矮星系、LSB星系和星系团的观测中推断的晕的中心密度和核标度律一致。当Vmax > 30 km/s时，MW级晕中（sig_0，alpha）=（0.1，0.0）、（0.5，0.0）和（0.5，1.0）的子晕累积Vmax函数与观测值（发光卫星）大致一致，而当Vmax = 20 km/s时，函数高出5-8倍，与CDM预测相似。在给定的质量壳层上，SI的晕比CDM的晕具有稍多的特定角动量，并且比CDM的晕更圆。我们得出的结论是，引入sigma \propto 1/v_100的SI粒子可以解决CDM宇宙演化的尖形核心问题，而次晕种群数量仍然与CD…
2002-09-11 astro-ph
Towards a Concordant Model of Halo Occupation Statistics
我们使用条件光度函数（CLF）和2dFGRS的数据来约束LCDM宇宙学中Omega_m=0.23和sigma_8=0.74（以下简称WMAP 3宇宙学）的光与质量之间的平均关系。再现观测到的星系两点关联函数的光度依赖性，得到的平均质光比LCDM宇宙学中Omega_m=0.3和sigma_8=0.9（以下简称WMAP 1宇宙学）低约35%。这消除了以前的晕占据模型的一个重要问题，该模型倾向于预测过高的集群质光比。对于WMAP 3宇宙学，我们的模型产生的平均质光比，中央星系光度，晕占领数，卫星分数，和光度差距的统计数据，这都是非常好的协议，从2dFGRS组目录和其他独立的研究。我们还使用我们的CLF模型来计算概率分布P（M| L_cen），中心星系的亮度L_cen居住在晕的质量M。我们发现这种分布要比HOD模型中通常假设的分布广泛得多，这对解释星系-星系透镜数据具有重要意义。最后，在2dFGRS中再现成对速度分散体的光度依赖性需要相对较低的质量-光比的集群和卫星部分，随着光度的增加强烈下降。这与我们的CLF限制仅略微一致。我们认为，WMAP 1和WMAP 3宇宙学之间的参数的宇宙学可能会产生更高水平的一致性的结果。
2006-10-23 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
Optically-Selected Cluster Catalogs as a Precision Cosmology Tool
我们介绍了一个框架来描述晕选择功能的光学集群发现。我们把这个问题作为一个可分离的术语，描述了固有的星系晕的内容（晕占领分布，或HOD）和一个术语，捕捉的投影和选择的影响，由特定的集群发现算法。利用模拟星系表来再现SDSS中测得的光度相关关联函数和经验色密度关系，我们描述了Koester等人应用于SDSS星系表的maxBCG算法。我们定义和校准措施的完整性和纯度，这种算法，并证明成功恢复的基本宇宙学和HOD时，应用到模拟目录。我们确定的主要组成部分-宇宙学和HOD参数的组合-调查计数作为丰富度的函数恢复，并证明，在前两个组成部分，如果选择功能可以理解到~15%的准确度，则可以达到1000级的精度。
2007-03-21 astro-ph
Near-Field Cosmology with Horizontal Branch and RR Lyrae Stars
水平分支和RR天琴座星的重要性进行了讨论的背景下，宇宙学的论点形成的星系晕和卫星矮星系。它表明，特别是，星系晕球状星团系统不可能从“原星系碎片”的吸积形成类似于今天的银河系矮卫星星系的非常早期的同行，否则它的RR天琴座属性将是非常不同的，从目前观察到的。
2006-04-03 astro-ph
Cosmology and the Halo Occupation Distribution from Small-Scale Galaxy Clustering in the Sloan Digital Sky Survey
We use the projected correlation function w_p(r_p) of a volume-limited subsample of the Sloan Digital Sky Survey (SDSS) main galaxy redshift catalogue to measure the halo occupation distribution (HOD) of the galaxies of the sample. Simultaneously, we allow the cosmology to vary within cosmological constraints imposed by cosmic microwave background experiments in a Lambda-CDM model. We find that combining w_p(r_p) for this sample alone with the observations by WMAP, ACBAR, CBI and VSA can provide one of the most precise techniques available to measure cosmological parameters. For a minimal flat…
2005-01-18 astro-ph
Numerical Simulations in Cosmology I: Methods
本讲座简要介绍了宇宙学中使用的不同方法。重点是N体模拟的主要特点：方程，主要的数值技术，分辨率的影响，晕识别的方法。
2000-05-25 astro-ph
Substructure and halo density profiles in a Warm Dark Matter Cosmology
我们进行了一系列高分辨率的模拟，旨在研究银河系大小的星系晕（主机晕）的子结构和晕的密度分布在一个温暖的暗物质（WDM）的情况下，一个非零的宇宙学常数。主晕的维里质量在3.5 x 10^12到1.7 x 10^12太阳质量之间，每个主晕都有超过10^5个粒子。WDM功率谱的一个关键特征是自由流长度R_f，它固定了结构形成模型的一个附加参数。我们使用三个R_f值：0.2，0.1，和0.05 Mpc的主机晕的子结构进行分析，并比较结果的冷暗物质（CDM）模型的预测。我们发现，客人晕（卫星）的WDM方案中的形式，但更容易被破坏的动力摩擦和潮汐破坏比他们的同行在CDM模式。在WDM模型中，我们在z = 0的宿主晕维里半径内发现的少量客体晕是效率较低的晕吸积和较高的卫星破坏率的结果。在假设每个客晕都有一个亮星系的情况下，我们发现银河系和仙女座星系周围卫星星系的圆速度函数可以用Rf = 0.1Mpc WDM模型很好地描述。在Rf = 0.1- 0.2Mpc的模式中，z=0时残存的半晕的平均浓度参数c_1/5比相应的CDM半晕的平均浓度参数c_1/5约小1倍。这种差异很可能导致WDM模型中发现的较高的卫星摧毁率。主晕的密度分布很好地描述了NFW拟合，而客体晕显示出各种各样的密度分布（删节）。
2000-06-06 astro-ph
Constraints of the Clumpyness of Dark Matter Halos Through Heating of the Disk Galaxies
由于在银河系的晕中存在大量的暗物质团块，正如冷暗物质宇宙学模型所预期的那样，我们进行了数值模拟来研究盘的加热。我们构造了一个平衡态的初始星系模型，该模型具有一个稳定的薄盘。圆盘与暗物质团块相互作用约5 Gyr。三个物理效应进行检查：第一，质量光谱的暗物质团块，第二银河系盘的初始厚度，第三的空间分布的团块。我们发现质谱的质量端决定了圆盘加热的量。较厚的圆盘受热较少。存在一定厚度，在该厚度处，由于与团块的相互作用而产生的加热变得饱和。我们还发现，加热所产生的模型，模仿在标准CDM宇宙学中发现的分布是显着的，太高，解释观测的限制。另一方面，我们的模型，对应于一个$Λ$ CDM宇宙学中的团块分布没有产生显着的加热。这一结果表明，$Λ$ CDM宇宙学在解释银河系厚度方面优于标准CDM宇宙学。
2002-06-04 astro-ph
Damped Ly-alpha Systems in Semi-Analytic Models: Sensitivity to dynamics, disk properties, and cosmology
以前，我们已经表明，它是可能的占阻尼莱曼α系统（DLAS）的运动学性质的上下文中的半解析模型。在这些模型中，通过为每个暗物质晕构建合并树来近似分层结构的形成。一个自然的结果是，每一个维里化的晕可能不仅包含一个中心星系，而且还包含一些卫星星系，这取决于它的合并历史。因此，DLAS的运动学产生于共同的晕内的气体盘的内部旋转和气体盘之间的运动的组合效应。在这里，我们研究了该模型对之前做出的一些假设的敏感性，包括卫星动力学建模、气体的尺度高度和宇宙学。
2000-02-24 astro-ph
Dwarf Galaxies from Cosmology
标准宇宙学的一个局部性质--原始扰动的增长--意味着矮星系至少有六种不同的形成机制。一个全球性的属性-宇宙的拓扑结构-可能使直接观测研究个别星系的老化。矮星系（按质量计算）可以在低质量暗物质晕中形成恒星，在分层的星系形成场景中，暗物质晕通常会在早期坍塌。然而，也存在其他一些形成路径，包括低红移、最近坍缩、低质量暗晕，其中包含低金属丰度的恒星星族。后一种可能性纯粹是引力坍缩的性质-不需要特殊的机制来延缓恒星的形成。与“自然”相反，“养育”也是可能的。
1998-06-08 astro-ph
Merging Rate of Dark Matter Halos: Evolution and Dependence on Environment
我们讨论了宇宙学环境的影响，暗物质晕的演化，使用高分辨率的模拟空间平坦的LCDM宇宙学。
1999-09-01 astro-ph
Precision Determination of the Mass Function of Dark Matter Halos
预测的质量函数的暗物质晕是必不可少的连接观察到的星系团计数和星系团模型的原始密度场的属性。我们确定在和谐$Λ$ CDM宇宙学的质量函数，以及它的不确定性，使用十六个$1024^3$粒子嵌套体积暗物质模拟，跨越超过五个数量级的质量范围。使用嵌套卷和单晕测试，我们发现和纠正的朋友的朋友晕查找算法中的系统误差。我们找到了一个拟合形式和完整的误差协方差的质量函数，成功地描述了模拟的质量函数，并表现良好的模拟的分辨率之外。估计预测的不确定性宇宙学参数从未来的集群计数调查有可忽略不计的贡献，其余的统计不确定性，在中央宇宙学多重性函数。存在一个潜在的不可忽略的宇宙学依赖性（非普适性）的晕多重性函数。
2005-06-16 astro-ph
Status of Cold Dark Matter Cosmology
冷暗物质（CDM）已成为现代宇宙结构形成的标准理论。它的预测似乎与大尺度上的数据非常一致，并且它自然地解释了星系的许多性质。但是，尽管它取得了许多成功，人们一直担心CDM在小尺度上，因为在一些暗物质占主导地位的星系中观察到的线性上升的旋转曲线与模拟CDM晕中心的$1/r$密度尖点之间可能存在矛盾。其他小尺度的CDM问题包括模拟中大量的小卫星晕，远远超过当地观测到的小星系数量，以及关于暗物质晕中重子角动量的问题。最新的数据和模拟已经减轻了这些担忧，尽管还没有完全解决。同时，已经被认为是解决这些问题的CDM的主要替代方案，自相互作用暗物质（SIDM）和暖暗物质（WDM），已经被发现具有严重的缺点。
2002-05-22 astro-ph
A Limit on the Cosmological Mass Density and Power Spectrum from the Rotation Curves of Low Surface Brightness Galaxies
冷暗物质模拟预测的尖状暗物质晕的浓度与晕形成的宇宙学有关。因此，对晕浓度的观测约束映射为对宇宙学参数的约束。为了解释观测到的暗物质占主导地位的低表面亮度星系的浓度，我们需要一个宇宙学与星系尺度的权力相当小。形式上，我们要求s_8G_0.6 < 0.23，其中G_0.6是适合于该问题的修改的形状参数。实际上，这意味着Omega_m < 0.2或s_8 < 0.8。只要我们坚持在模拟中发现的尖状晕必须描述低表面亮度星系的晕，这些限制就适用。低密度宇宙学有助于观察到低浓度，但它不能解释密度分布形状偏离预测的尖形的许多情况。如果目前的晕形成图不完全失败，这些情况必须遭受非常广泛的质量再分配。目前还不清楚所建议的任何质量再分配机制（例如，反馈是可行的。
2002-10-29 astro-ph
Numerical Simulations in Cosmology II: Spatial and Velocity Biases
本文综述了宇宙学模型中空间和速度偏差的最新研究结果。数值技术的进步使得有可能模拟大量的晕，其精确度使晕在星系群和星系团的密集环境中得以生存。模拟中的晕看起来像真实的星系，因此，可以用来研究偏差-星系和暗物质之间的差异。偏差取决于选定晕的尺度、红移和圆周速度。两个过程似乎定义了空间偏差的演化：（1）统计偏差和（2）合并偏差（星系合并，这优先发生在群体中，减少了星系的数量，但不影响暗物质的聚集）。有两种速度偏差。当r<5 Mpc/h，z=0时，两两速度偏差b_12=0.6-0.8。这种偏差主要反映了空间偏差，几乎没有提供星系和暗物质相对速度的信息。单点速度偏差是速度的更好度量。星系团内部的星系应该比暗物质运动得稍微快一些（b_v =1.1-1.3）。定性地说，这一结果可以用恒星动力学的金斯方程来理解。对于标准LCDM模型，我们发现z=0时星系大小晕的关联函数和功率谱在尺度r<5 Mpc/h和k=（0.15-30）h/Mpc时是反偏的.
2000-05-25 astro-ph
Formation of MACHO-Primordial Black Holes in Inflationary Cosmology
作为一个非重子解释的大质量致密晕天体，提出了一个唯象模型，预测形成的原始黑洞在所需的质量尺度。利用多重标量场的暴胀宇宙模型中产生的原始等曲率涨落，实现了所要求的初始密度涨落特征。
1995-09-06 astro-ph
Evolution of dark-matter haloes in a variety of dark-energy cosmologies
高分辨率，数值模拟的17个集群大小的暗物质晕在8个不同的宇宙学与动力学暗能量确认的图片，核心晕密度的印记早期在其形成的平均宇宙学密度。与宇宙学完全无关，晕浓度具有对数正态分布，平均值的离散度约为0.2。我们提出了一个简单的暗能量宇宙学晕浓度的标度关系。
2004-04-26 astro-ph
Virial Scaling of Massive Dark Matter Halos: Why Clusters Prefer a High Normalization Cosmology
我们提出了一个精确的估计的体积维里标度关系的晕形成通过层次聚类在模拟冷暗物质宇宙学系综。结果是不敏感的宇宙学参数，存在的痕迹，dissipationless气体成分，和数值分辨率下降到1000粒子的限制。暗物质的速度色散与总质量的比例为log（sigma_{DM}（M，z））= log（1082.9 +- 4.0 \kms）+（0.3361 +- 0.0026）log（h（z）M_{200} /10^{15} Msun），h（z）是无量纲的哈勃参数。在固定质量下，速度弥散似然性接近对数正态分布，弥散度sigma_{ln sigma} = 0.0426 +- 0.015，除了包含10%的合并瞬变总体的较高弥散度的尾部。我们将这种关系与LCDM模型中的晕质量函数相结合，并证明了最近的WMAP和SDSS分析所支持的低归一化条件S_8 = sigma_8（Omega_m/0.3）^{0.35} \= 0.69，要求富星系团中的星系和气体比能量比底层暗物质大50%。如此大的能量偏差与当前这一代直接模拟团簇形成的方法相冲突。更高的标准化值S_8 = 0.80，表示了这种张力，并意味着r_{500}中的热气部分为（0.71 +- 0.09）h_{70} ^{-3/2} Ω_b/Ω_m，这个值与最近的Sunyaev-Zel'dovich观测结果一致。
2007-08-29 astro-ph
The Expected Mass Function for Low Mass Galaxies in a CDM Cosmology: Is There a Problem?
It is well known that the mass function for_halos_ in CDM cosmology is a relatively steep power law for low masses, possibly too steep to be consistent with observations. But how steep is the_galaxy_ mass function? We have analyzed the stellar and gas mass functions of the first massive luminous objects formed in a ΛCDM universe, as calculated in the numerical simulation described in Gnedin (2000ab). We found that while the dark matter mass function is steep, the stellar and gas mass functions are flatter for low mass objects. The stellar mass function is consistently flat at the low mass end.…
2001-03-22 astro-ph
Small Scale Structure Formation in Chameleon Cosmology
变色龙场是质量取决于周围物质密度的标量场。我们研究了这些场对亚星系尺度上密度扰动增长和第一个暗物质晕形成的影响。密度扰动的共同运动尺度$R < 1 {\rm pc}$去非线性和崩溃，形成结构比标准的$Λ$ CDM宇宙学早得多。因此，由此产生的迷你晕更密集，更能承受破坏。因此，我们预计（假设这些尺度上的密度扰动没有被阻尼过程消除），在变色龙宇宙学中，小尺度上的暗物质分布将比$Λ$ CDM模型中的暗物质分布更密集。
2005-09-29 astro-ph hep-ph hep-th
