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
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
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
Toward a halo mass function for precision cosmology: the limits of universality
我们测量了一系列平坦LCDM宇宙学的无碰撞宇宙学模拟中暗物质晕的质量函数，并研究了它在z<2时的演化。晕被认为是孤立的密度峰，它们的质量是在一系列包围特定超密度的半径内测量的。我们认为，这些球形密度过大的群众更直接地联系到集群观测比群众使用的朋友的朋友算法（FOF），因此更适合准确的预测晕丰度。我们的模拟集允许我们校准z=0时的质量函数，维里质量范围为10^{11} Msol/h < M < 10^{15} Msol/h，<~ 5%。我们推导出拟合函数的晕质量函数在这个质量范围内的广泛的overdensities，无论是在z=0和更早的时代。除了这些公式，提高了10- 20%，以前的近似，我们的主要发现是，质量函数不能代表一个通用的拟合函数在这个精度水平。“万有”函数的振幅根据质量定义从z=0到2.5单调下降约20- 50%。我们还发现红移演化的整体形状的质量函数的证据。
2008-03-18 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
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 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
Microlensing implications for halo dark matter
对大麦云中微透镜事件的观测表明，相当大一部分（$\sim$ 50%）的星系晕是以MACHO（大质量天体物理致密晕天体）的形式存在的，平均质量为$\sim 0.27 M_{\odot}$，假设是标准的球形晕模型。我们描述了一个场景中，黑暗的集群的MACHO和冷分子云（主要是$H_2$）自然形成的晕在银河系中心的距离大于10- 20千秒差距。
1997-08-26 astro-ph
Planck-scale structure of spacetime and some implications for astrophysics and cosmology
我简要地回顾了普朗克长度在量子引力中的作用的一些方案。特别是，我检查的计划，其中量子引力预计将引入一个最大的加速度和普朗克长度设置的最小值的波长（最大值的动量）的计划之间的差异。我还评论了普朗克尺度下时空结构的一些图像，如时空离散和时空非对易性。我强调，其中一些建议可能在天体物理学和宇宙学方面具有重要意义。
2003-12-08 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
Observations of the Cosmic Microwave Background and Implications for Cosmology and Large Scale Structure
讨论了宇宙微波背景（CMB）的观测，特别强调当前的地面实验和未来的卫星、气球和干涉仪实验。观测技术和污染前景的影响突出。最新的CMB数据与大尺度结构（LSS）数据一起用来约束宇宙学参数，并强调了CMB、LSS和超新星距离数据的互补性。
1998-10-13 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
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
The distribution of ejected subhalos and its implication for halo assembly bias
使用高分辨率的宇宙学$N$体模拟，我们确定了喷出的人口subhalos，这是晕在红移$z=0$，但一旦包含在更大规模的“主机”晕在高红移。对于$\sim 10^{11}$到$\sim 10^{12}\msun$的晕质量，在相同质量的总晕群中，喷出的次晕的比例在9%到4%之间。大多数喷出的子晕分布在其宿主维里半径的4倍范围内。这些喷出的subhalo有不同的速度分布在其主机相比，正常的晕。从给定质量的宿主中喷射出的暗晕数量随着宿主的组装红移而增加。喷出的次晕一般位于高密度区域，并且比相同质量的正常晕具有更高的偏置参数。它们也有较早的组装时间，因此它们有助于宇宙学模拟中看到的暗物质晕的组装偏差。然而，组装偏差是{ \it not}由喷出的人口占主导地位，表明大规模的环境效应对正常的晕是组装偏差的主要来源。
2009-03-07 astro-ph
Microlensing implications for halo dark matter
法国合作的EROS和美国-澳大利亚合作的ARGO报告说，通过几年来监测大麦云云中数百万颗恒星的亮度，共观测到$\sim$ 10个微透镜事件。特别是，该团队通过分析他们前两年的观测结果，宣布发现了8个微透镜候选者。这意味着晕暗物质以MACHO（大质量天体物理致密晕天体）形式存在的比例约为45- 50%。获得MACHO质量信息的最准确方法是使用质量矩方法。到目前为止，在大麦云中由CNOO合作探测到的微透镜事件的平均质量是0.27 $M_{\odot}$。
1996-09-03 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
Microlensing Implications for Halo Dark Matter
获得MACHO（大质量天体物理学致密晕天体）质量信息的最准确方法是使用质量矩方法。对于迄今为止由EROS和OOO合作在大麦哲伦星云中探测到的微透镜事件，平均质量为0.08 $M_{\odot}$。假设一个球形的标准晕模型，我们发现MACHO贡献约20%的晕暗物质。OGLE记录的11个事件，主要是在它运行的头两年，在银河系隆起导致的平均质量为0.29 $M_{\odot}$，而在它运行的第一年，OOO检测到的40个事件给出了0.16 $M_{\odot}$，从而表明透镜天体是暗淡的盘星。
1996-01-23 astro-ph
The origin and implications of dark matter anisotropic cosmic infall on ~L* haloes
我们测量的暗物质流的各向异性在小尺度上在附近的环境中的晕使用一个大的模拟集。我们依赖于两种不同的方法来量化的各向异性的宇宙陷落：我们测量的流量在晕的维里半径，同时描述通过通量通过一个球壳下落的物质;我们测量的空间和运动学分布的卫星和子结构周围的子块探测器ADAPTAHOP探测晕首先在附录中描述。通过一点统计和两点统计，发现这两种方法在定性和定量上都是一致的，即落入优先发生在垂直于晕自旋方向的平面内。我们计算了赤道吸积的过剩通过环，并通过一个谐波膨胀的下降。下落物质的各向异性水平被发现是~ 15%。子结构的自旋垂直于它们在晕的静止坐标系中的速度矢量，约为5%，这表明沿着对流结构的流动图像为测量的各向异性提供了解释。我们的结论是，晕不认为它的环境作为一个各向同性的扰动，调查如何使用微扰理论的各向异性向内传播，并简要讨论了影响弱透镜，翘曲和星系盘的厚度。
2004-02-17 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
Implications of White Dwarf Galactic Halos
最近的测量表明，大约一半的质量的星系晕可能是在白矮星的形式，我们研究这样的晕的影响。我们首先使用当前的红外背景光和银河系金属丰度的限制，以限制允许的初始质量函数（IMF）的恒星星族，产生的白矮星。IMF必须在一个特征质量标度$M_C \approx 2.3 M_\odot$附近急剧达到峰值。由于只有恒星初始质量的一小部分被合并到残留的白矮星中，我们认为白矮星在晕中的质量分数可能是25%或更少，50%是一个极端的上限。我们使用IMF的结果，将相应的限制，恒星形成的原始初始条件。初始条件必须比导致当今IMF的条件更加均匀，并偏向更高的温度（$T_{\rm gas} \sim$ 200 K）。接下来我们确定白矮星的光度函数。通过与观测到的光度函数比较，我们发现晕粒子的年龄必须大于$\sim 16$ Gyr。最后，我们计算了一个白矮星晕的辐射特征。这种红外背景非常微弱，但在未来的观测中可能会被探测到。
1996-02-01 astro-ph
Constraints on the Baryonic Compression and Implications for the Fraction of Dark Halo Lenses
我们预测的分数暗晕透镜，即透镜系统的分数产生的引力势的暗晕，重子压缩的一个简单的参数模型的基础上。暗晕透镜的分数主要包含重子压缩效应和暗晕密度分布的信息，并且预计对宇宙学参数和源布居不敏感。我们所采用的模型包括描述重子压缩的整体效率的星系形成概率p_g（M）和表示重子压缩如何改变暗晕内部结构的星系圆周速度与暗晕维里速度之比γ_v=v_c/ v_{vir}。模型参数由星系的速度函数和引力透镜的像距分布约束，但模型参数之间的简并性仍然存在。我们发现，暗晕透镜的分数强烈依赖于γ_v和暗晕的密度分布，如内斜率α。这意味着，如果暗晕透镜的密度分布完全稳定，则暗晕分数的观测可以打破模型参数之间的简并性。另一方面，通过将gamma_v限制在物理上合理的范围内，我们可以根据我们的模型预测暗晕透镜的分数的下限。我们的结果表明，暗晕（α>~ 1.5）或过于集中的暗晕的陡峭的内尖与观测中缺乏暗晕透镜不一致。
2002-07-24 astro-ph
The Clumpiness of Cold Dark Matter: Implications for the Annihilation Signal
我们研究了现实的冷暗物质晕湮灭事件的预期信号。如果WIMP是一个中性伴子，在最小的超对称模型中预测的最轻的稳定遗迹粒子的湮灭截面，在模拟晕中看到的中央尖点和致密的子结构可能会产生大量的高能伽马射线通量。我们推导出表达式的相对通量从这样的事件在简单的晕与各种密度分布，并使用这些来计算相对通量产生在一个大的体积作为红移的函数。当第一个光环崩溃时，这种通量达到峰值，但随后随着小的光环合并成更大的低密度系统而下降。模拟表明，晕包含大量的致密的子结构，遗留下来的不完全破坏较小的晕，因为他们合并在一起。我们计算了由于这种子结构的通量的贡献，并表明它可以大大增加湮灭信号。总的来说，现今来自湮灭事件的通量可能比以前的计算预测的大一个数量级。我们讨论了这些结果对当前和未来的伽马射线实验的影响。
2002-07-15 astro-ph
Implications of a new temperature scale for halo dwarfs on LiBeB and chemical evolution
大爆炸核合成（BBN）和来自宇宙微波背景各向异性的宇宙重子密度共同预测了原始Li 7丰度，比在星系晕矮星中观测到的丰度高2- 3倍。最近一项对晕星中Li 7观测结果的分析，使用了这些恒星明显更高的表面温度，发现了更高的Li平台丰度。这些结果对解决与BBN的差异有很大帮助。在这里，我们研究的影响，较高的表面温度的丰度被认为是在银河系宇宙射线核合成的CNO与锂（产生在α + α碰撞）的spectrophic产生的B。虽然Be丰度对表面温度不太敏感，但导出的B丰度和更重要的是导出的氧丰度非常依赖于温度。如果新的温标是正确的，这些元素的丰度增加对银河宇宙射线核合成和银河化学演化的模型构成了严重的挑战。
2004-11-26 astro-ph
On the fractal structure of galaxy distribution and its implications for cosmology
在星系空间分布的分析中，建立了两个基本的经验定律。首先，最近的分析表明，星系和星系团的三维分布的特点是大尺度结构和巨大的空洞：这样的分布显示分形相关的限制，现有的样本。这证实了早先的德·沃库勒幂律密度-距离关系，现在至少在尺度$ \sim 1 ÷200 Mpc$（$H_0 = 55 km/sec/Mpc$）的范围内对应于维数为$D \approx 2$的分形结构。目前尚未确定均质化的最终截止点。第二，自从哈勃发现以来，线性红移距离定律已经在$200 Mpc$中得到了很好的建立，而且更深。这些定律在相同尺度下的共存对标准宇宙学是一个挑战，在标准宇宙学中，线性哈勃定律是膨胀宇宙均匀性的严格结果。这个谜团现在已经足够强大，足以让人们对标准宇宙学产生怀疑。
1998-03-12 astro-ph
The X-ray halo of the Local Group and its implications for microwave and soft X-ray background
由于最近的X射线观测显示，大多数星系团都被一个发射X射线的气体晕所包围，因此有理由认为本星系群也有自己的X射线晕。我们表明，这样的晕，与温度$\sim 1$千电子伏和柱密度$\sim O(10^{21}) {\rm cm}^{-2}$，是一个可能的来源，多余的低能量成分的X射线背景。晕也应该通过Sunyaev-Zel'dovich效应在微波背景中产生温度各向异性。假设一个等温的球形晕与上述的温度和密度，诱导四极的振幅原来是可比的COBE数据，而不违反上限的$y$参数。与本振群的特有速度相比，感应偶极子可以忽略不计，而高于四极的多极子通常比观测到的要小得多。然而，晕圈的非球形和/或块状将产生更强的效果。因此，如果存在本星系团的气体晕，它将影响由{ \sl COBE}数据推断的原始光谱指数$n$和密度涨落幅度的估计。
1996-02-13 astro-ph
Implications of the Curvaton on Inflationary Cosmology
我们研究的曲率，晚衰减光标量场，暴胀宇宙学的影响，特别注意修改可观察到的量，如原始功率谱的标量谱指数和张量标量比。我们考虑这个问题，从一个一般的观点，并讨论如何观察量的曲率的存在受到影响。结果表明，曲率引起的修正依赖于暴胀模型的种类。我们还研究了曲率对由暴胀流方程产生的暴胀模型的影响。
2005-05-17 astro-ph hep-ph
Implications of the $ν_μ\to ν_s$ solution to the atmospheric neutrino anomaly for early Universe cosmology
通过数值求解量子动力学方程，我们计算了大气中微子异常的$ν_μ\to ν_s$振荡解与$N_{eff}^{BBN} \stackrel{<}{\sim} 3.6$严格的大爆炸核合成（BBN）界一致的参数范围.我们表明，这需要τ中微子的质量范围$m_{ν_τ} \stackrel {>}{\sim} 4 eV$（为$|δm^2_{atm}| = 10^{-2.5} eV^2$）。我们讨论了这种情况下的热+冷暗物质，BBN和各向异性的宇宙微波背景的影响。
1998-09-25 astro-ph hep-ph
Implications of mirror neutrinos for early universe cosmology
精确宇称模型（英语：Exact Parity Model，缩写为EPD）是一种关于中微子质量和混合的理论，可以解决大气、太阳和LSND的异常。中微子扇区的中心特征是三对最大混合的普通中微子和镜像中微子。在大爆炸核合成（BBN）之前的早期宇宙中，普通镜中微子振荡可以产生大的中微子不对称性。大的中微子不对称性一般抑制镜像中微子的产生，足够大的$ν_e$不对称性可以直接影响通过核反应速率的轻元素合成。在本文中，我们提出了一个详细的计算的中微子不对称性的演变驱动的六味中微子部门，专注于对BBN的影响。
1999-04-15 astro-ph hep-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
The Late Time Behavior of False Vacuum Decay: Possible Implications for Cosmology and Metastable Inflating States
我们在这里描述如何后期的衰变状态，这是预测偏离指数形式，而通常是微不足道的后果，可能有重要的宇宙学意义的情况下，假真空衰变。它可能会增加永恒暴胀的可能性，并可能有助于解释在晚期观察到小真空能量的可能性，以及反对衰变为大负能量（反德西特空间）的真空态，这是由某些弦论考虑所激发的。几个有趣的开放性问题，包括观察一个亚稳态宇宙的宇宙学配置是否可以限制其推断的寿命。
2007-11-24 astro-ph hep-ph hep-th
Robustness of Discrete Flows and Caustics in Cold Dark Matter Cosmology
虽然一个简单的论点意味着星系晕中暗物质的分布具有离散流和焦散的特征，但在讨论星系动力学和暗物质探测策略时，它们的存在往往被忽视。如果流的数量非常大，离散流和焦散实际上可能无关紧要。我们估计的数量的暗物质流作为银河系的距离的函数，并考虑在该数量可以增加的各种方式，特别是通过存在的结构上的小尺度（暗物质团块）和散射的物质分布的不均匀性的流量。我们发现，当所有复杂的因素都考虑在内，离散流和焦散在星系晕仍然是一个强大的预测冷暗物质宇宙学的观测和实验的广泛影响。
2005-08-01 astro-ph hep-ex hep-ph
