LCDM宇宙学中的Milky Way型星系

LCDM中的薄、厚和深色椎间盘

Thin, thick and dark discs in LCDM

在LCDM宇宙学中，银河系将卫星吸积到恒星盘中。我们使用宇宙学模拟来评估近盘平面和更高倾角吸积事件的频率，以及卫星合并的无碰撞模拟来量化吸积材料的最终状态和对薄盘的影响。平均而言，一个银河系大小的星系有3个Vmax> 80 km/s的暗晕，7个Vmax> 60 km/s的暗晕，15个Vmax> 40 km/s的暗晕在红移z>1处合并。假设是各向同性吸积，其中三分之一会以小于20度的撞击角合并，并被动力摩擦力拖入盘平面。它们的吸积恒星和暗物质形成了一个厚厚的圆盘。恒星厚盘在质量上再现了在太阳附近观测到的厚盘，但质量要小2-10倍。在太阳位置，暗物质盘贡献了0.25-1倍的晕密度。虽然不太可能是动态有趣的，暗盘有重要的意义，直接检测暗物质，因为它的速度相对于地球低。高倾角（>20度）遭遇的可能性是低倾角遭遇的两倍。这些导致了与最近发现的内/外恒星晕非常相似的结构。它们也会对银河系的恒星盘造成更大的破坏，产生更明显的耀斑和翘曲;它们的寿命都很长，而且与目前的观测结果一致。最大质量的合并（vmax> 80 km/s）会将薄盘加热到足以产生厚盘。这些被加热的薄盘星对于获得像银河系那样大质量的厚盘是必不可少的;它们可能包含大约50-90%的厚盘星。银河系薄盘必须在z=1后由新鲜气体重新形成。

LCDM和LWDM宇宙学中椭圆星系形成的宇宙学模拟

Cosmological Simulations of Elliptical Galaxy Formation in LCDM and LWDM Cosmologies

我们提出了一系列的气体动力学宇宙学模拟的结果形成的个别大质量场星系的标准协和\LCDM和\LCDM宇宙学。星系形成于恒星形成的初始爆发，随后是小卫星的吸积。模拟的星系是老的（$\approx$ 10 $Gyrs$）热恒星系统，质量为$\approx 1.7 \times 10^{11} M_{\odot}$。重子物质在星系发光部分的质量中占主导地位，直到$\approx 5$有效半径。\LCDM星系是一个缓慢旋转的球状恒星系统（E2），主要是盘状等照度线。视线速度分布偏离高斯分布，$h_3$与$v_{los}$有很好的相关性。相应的\LWDM星系更细长（E3 - E4），旋转速度更快。各向异性参数$(v/σ)^*$接近于1。在$M/L$的不确定性中，两个星系都遵循基本面。我们的结论是，在\LCDM和\LWDM宇宙学中模拟的两个星系的性质与中等质量椭圆星系或S 0星系的观测结果符合得很好。

暗物质和宇宙学：具有宇宙学常数的CDM（$Λ$ CDM）与具有热暗物质的PDKEEPAAA（CHDM）

Dark Matter and Cosmology: CDM with a Cosmological Constant ($Λ$CDM) vs. CDM with Hot Dark Matter (CHDM)

在这里，我们讨论可能与数据一致的两种最流行的CDM变体：\lcdm \和CHDM。虽然COBE标准化的\lcdm \和CHDM的预测都与$\sim 10$到$100 \hMpc$尺度上的可用数据吻合得很好，但每个都有潜在的优点和缺陷。具有$Ω_0 \sim 0.3$的\lcdm \可能具有允许对于给定宇宙年龄$t_0$的更高膨胀率$H_0$的优点，但是在小尺度上预测太多波动功率的缺陷。CHDM在小尺度上的能量较小，因此它的预测似乎与星系分布的数据非常一致，但它是否预测了足够早的星系形成，以与最新的高红移数据兼容，还有待观察。此外，两个非常近期的观测结果有利于高宇宙密度，从而有利于$Ω=1$模型，如CHDM \lcdm-（1）正减速参数$q_0>0$测量使用高红移Ia型超新星，（2）低原始氘/氢比测量在两个不同的类星体吸收光谱。我们试图找出\lcdm \和CHDM的“最佳”变体，并讨论这两种模型的关键观察检验。

LCDM宇宙学中的集团排列和椭圆性

Cluster Alignments and Ellipticities in LCDM Cosmology

星系团的椭圆度和排列，以及它们的红移演化，在一个以λ为主导的冷暗物质宇宙学的背景下进行检查。我们使用大尺度、高分辨率的N体模拟来模拟光锥中的物质分布，光锥包含~10^6个红移为z=3的团簇。星系团的椭圆度是由星系团的质量、半径和红移决定的，无论是在3D空间还是在投影中。我们发现强大的集群椭圆：平均椭圆率增加红移从0.3在z=0到0.5在z=3，为3D和2D椭圆的演化是很好的拟合e=0.33+0.05z。椭圆度随星系团质量和半径的增大而增大，星系团主体比核心更椭圆，但椭圆度随红移的增大而增大的现象得以保留。使用拟合的集群椭球，我们确定集群的排列作为其分离的函数。我们发现，当距离小于100 Mpc/h时，团簇的排列很强;排列随距离的减小和红移的增加而增加。团簇从早期的高度排列和伸长的系统到现在的低排列和伸长的系统的演化反映了结构形成的等级性和连续性。与即将到来的星团巡天相比，这些星团椭圆率和排列的测量将为当前的宇宙学模型提供新的测试。

LCDM宇宙学中空丝的尺寸分布

The Size Distribution of Void Filaments in a LCDM Cosmology

根据Millennium Run晕星表，在红移z= 0，0.5，1和2处计算了空洞中微细丝的尺寸分布。我们认为，原始潮汐场起源于空洞中的次级结构的存在，而空洞丝只经历了很小的演化，保持了原始潮汐场的初始记忆。应用最小生成树（MST）技术的基础上，以千禧年的空洞，我们确定了迷你丝贯穿空洞，并测量它们的大小在每个红移的搜索算法。然后，我们计算了空泡微丝的随动数密度在对数区间内随其尺寸的变化，并确定了一个解析拟合函数，发现空泡微丝的尺寸分布在对数区间内具有几乎普适的形状，对红移不敏感：在短尺寸部分，它很好地近似为幂律，而在长尺寸部分，它呈指数下降。我们期望，普遍的大小分布的空丝可能会提供一个有用的宇宙学探针，而不诉诸均方根密度波动。

动态精粹宇宙学中的宇宙再电离

Cosmic reionization in a dynamic quintessence cosmology

在本文中，我们调查的影响，一个动态的暗能量成分占主导地位的宇宙在晚时代的再电离。我们使用Furlanetto和Oh（2005）的分析方法在两个不同的宇宙中跟踪HII区域的演化，我们假设Peebles和Ratra（2003）以及Brax和Martin（2000）的精髓模型，并将我们的结果与LCDM情景进行比较。我们表明，对于一个固定的电离效率，在同一宇宙学时代的气泡的拓扑结构是由高质量的对象和电离区域的特征尺寸略小于在LCDM模型，特别是在最新阶段的再电离，由于更高的重组效率。因此，气泡的“重叠时期”发生早于LCDM。最后，我们展示了HII区域的不同演化如何影响高Z类星体光谱的透射，减少在小光学深度处的莱曼通量吸收。

The first generation of stars in LCDM cosmology

We have performed a large set of high-resolution cosmological simulations using smoothed particle hydrodynamics to study the formation of the first luminous objects in the LCDM cosmology. We follow the collapse of primordial gas clouds in eight early structures and document the scatter in the properties of the first star-forming clouds. Our first objects span formation redshifts from z~10 to z~50 and cover an order of magnitude in halo mas. We find that the physical properties of the central star-forming clouds are very similar in all of the simulated objects despite significant differences in…

100 Mpc/h尺度上的相容大宇宙流：对标准LCDM宇宙学的挑战

Consistently Large Cosmic Flows on Scales of 100 Mpc/h: a Challenge for the Standard LCDM Cosmology

特殊的速度调查有不均匀的空间分布的示踪剂，因此，从他们估计的整体流量不对应于一个简单的体积，如一个球体。因此，总体流量估计值在不同的调查之间一般不具有严格的可比性，即使是有效深度相似的调查也是如此。此外，典型调查的稀疏性可能导致小尺度功率混叠成意味着是最大尺度的探测。在这里，我们介绍了一种新的方法来计算体积流量的时刻，速度加权给出一个理想化的调查的体积流量的最佳估计，估计和实际流量之间的差异的方差最小化。这些“最小方差”估计值可以设计成以对小尺度功率的最小敏感性来估计特定尺度上的总体流量，并且在调查之间是可比较的。我们汇编了所有主要的特殊速度调查，并将这种新方法应用于它们。我们发现，我们研究的大多数调查彼此高度一致。总之，数据表明，在半径为50 Mpc/h的高斯窗口内的整体流为407 km/s，朝向l=287和b=8。大规模的整体运动是一致的预测从当地的密度场。这表明在非常大的尺度上存在显著的密度波动。在WMAP 5标准化的LCDM宇宙学中，这种幅度的流动在如此大的尺度上是不被期望的，因此预测的一维r.m.s.速度约为110 km/s。所观察到的整体流量的大幅度有利于WMAP 5误差椭圆的上限值，但即使是WMAP 5 95%置信度椭圆顶部的点预测的整体流量与在>98%置信度水平下观察到的整体流量相比也太低。

LCDM宇宙学的六大难题

Six Puzzles for LCDM Cosmology

LCDM宇宙学模型是一个定义明确、简单和具有预测性的模型，它与当前大多数宇宙学观测结果是一致的。尽管取得了这些成功，但仍有一些具体的宇宙学观测结果与LCDM的预测存在2σ或更高的差异。这些观察包括以下内容：1.大规模速度流（LCDM预测的流动幅度和规模明显小于观测结果），2。Ia型超新星（SnIa）在高红移z时的亮度（LCDM预测SnIa在高z时较暗），3。空洞的空洞（LCDM预测空洞中的矮星系或不规则星系比观测到的要多），4。星系团晕轮廓（LCDM预测的是较浅的低浓度和密度轮廓，而观测结果显示的是较密集的高浓度星系团晕）星系晕的轮廓（LCDM预测晕质量轮廓具有尖形核心和低外部密度，而透镜和动力学观测表明中心核心的密度恒定，并且具有平坦的高暗质量密度外部轮廓），6。盘星系的相当大的人口（LCDM预测由于最近的合并预计会破坏冷旋转支撑的盘星系的一小部分）。尽管上述一些挑战的起源可能是天体物理的或与暗物质性质有关，但应该强调的是，即使在星系和星系团尺度上，暗能量对天体物理系统平衡和稳定性的影响也是不可忽视的，它们可能在解决上述难题中发挥关键作用。在这里，我简要地回顾了这六个挑战的LCDM和讨论可能的暗能量属性所需的解决方案。

关于Milky Way中异常速度云的成因

On the origin of anomalous velocity clouds in the Milky Way

我们报道了中性氢（HI）气体云，类似于在银河系（MW）中观察到的高速云（HVC），出现在MW大小的盘状星系中形成的高分辨率冷暗物质（LCDM）宇宙学模拟，其中包括气体动力学，辐射冷却，恒星形成，超新星反馈和金属富集。分析了两个这样的盘星系，并构造了全天Aitoff投影中的HI柱密度和速度分布。模拟结果表明，LCDM是能够创建星系与足够数量的异常速度气体云一致的HVC内观察到的MW，他们被发现在一个galactocentric半径为150千秒差距。我们还发现其中一个星系有一个半径为30 kpc的极性气体环，在Aitoff投影中表现为大的HVC结构。这样的大结构可以共享与在MW中观察到的延伸HVC（例如复合物C）类似的起源。

f（R）修正引力理论能模拟LCDM宇宙学吗？

Can f(R) Modified Gravity Theories Mimic a LCDM Cosmology?

我们考虑f（R）修正引力理论的度规变分形式主义，并试图重建函数f（R）的要求背景LCDM宇宙学。我们特别提出以下要求：a.由通常的平坦LCDM参数化提供的背景宇宙历史H（z），通过辐射（w_eff = 1/3），物质（w_eff = 0）和deSitter（w_eff =-1）时代。B.物质和辐射分别在"物质"和"辐射"时代占主导地位，即当w_eff = 0时，Ω_m = 1;当w_eff = 1/3时，Ω_r = 1。我们发现，服从LCDM宇宙历史的宇宙动力学系统在每一个历元中有四个临界点，相应地有四种形式的f（R）。其中之一是通常的广义相对论形式f（R）= R-2 Λ。其他三种形式在每个时代，再现LCDM宇宙历史，但他们不满足要求b。如上所述。这些形式中只有一种（不同于广义相对论）被发现是动力学宇宙演化的吸引子。它在整个演化过程中具有（Ω_DE = 1，Ω_r = 0，Ω_m = 0）。数值计算得到了其相空间轨迹。

LCDM中的合并和磁盘生存

Mergers and Disk Survival in LCDM

盘状星系在我们的宇宙中很常见，这是像LCDM这样的分层形成模型的关注来源。在这里，我们调查这个问题的动机来自星系大小的暗物质晕LCDM模拟的原始合并统计。我们的分析表明，大多数（约70%）在z=0时M = 10^12 M_sun的星系晕在过去的10 Gyr中至少吸积了一个质量m > 10^11 M_sun ~ 3 M_disk的物体。涉及较大物体的合并应该是罕见的，这一点指出，m/M = 0.1质量比的合并是最令人担忧的薄星系盘的生存。受这些结果的启发，我们使用高分辨率，无耗散的N体模拟来研究恒星Milky-Way型盘对这些常见合并的响应，并表明薄盘无法在轰击中幸存下来。残余星系的厚度大约是观测到的银河系薄盘的三倍，运动学温度是其两倍。最后，我们评估的建议，磁盘可能会被保存，如果合并涉及富含气体的祖先。我们用经验方法将恒星质量和气体质量作为红移的函数分配给暗物质晕，结果表明，10^12 M太阳晕所经历的大合并中，绝大多数应该是富含气体的（f_gas > 0.5），这表明这是一个潜在的可行的解决盘形成难题的方案。此外，在质量大于10^12.5太阳质量的晕中，富含气体的合并会变得越来越罕见，这表明合并气体分数可能在确定星系光度的形态趋势中发挥重要作用。

优化重子声学振荡巡天- I：检验LCDM宇宙学的一致性

Optimising Baryon Acoustic Oscillation Surveys - I: Testing the concordance LCDM cosmology

我们通过精确测量重子声学振荡（BAO）来优化未来光谱红移测量的设计，特别强调宽场多目标光谱仪（WFMOS）的设计。我们开发了一个模型，预测可能的目标星系的曝光时间和红移的函数的数量密度。我们使用这个数计数模型与拟合公式的准确性BAO测量，以确定不同的调查和仪器设计的有效性。我们搜索通过可用的调查参数空间，以找到最佳的调查方面的暗能量状态方程参数根据暗能量工作组图的优点，包括预测未来的测量从普朗克卫星。我们优化的调查，以测试的LambdaCDM模型，假设星系预先选择使用光度红移有一个恒定的数密度与红移，并使用非线性截止的物质功率谱，随红移的演变。我们发现，线发射星系强烈首选连续发射星系作为目标。最佳测量覆盖红移范围0.8 < z < 1.4，覆盖尽可能宽的区域（6000平方米）。从1500小时观察时间开始）。光谱仪最有效的光纤数量是2，000根，随着额外光纤的增加，测量性能不断提高，直到达到10，000根光纤的平台。在调查参数空间中的最佳点不是高峰值，并没有显着影响，包括即将到来的超新星调查和其他BAO实验的约束。

Milky Way星系的质量分布和膨胀的形成

Mass Distribution and Bulge Formation in the Milky Way Galaxy

在第一部分，本文总结了最近的工作，银河系暗晕的质量和形状。第二部分回顾了银河系的大尺度结构，以及银河系内部主要由重子物质构成的证据。这与LCDM和MOND的预测进行了简要的比较。最后，一个总结给出的隆起形成的cluerous，气体丰富的磁盘，一个过程，可能会产生旧的，盘状，α-丰富的隆起类似于银河系的隆起。

LCDM宇宙II中的强透镜光学深度：星系中恒星质量的影响

Strong lensing optical depths in a LCDM universe II: the influence of the stellar mass in galaxies

我们研究了在和谐LCDM宇宙学中，星系中恒星质量对引力透镜的影响。我们扩展了我们以前的研究，通过千禧年模拟的射线追踪的基础上，包括恒星成分预测的星系形成模型。我们发现，包含这些组件大大提高了强透镜的概率相比，“暗物质只有”宇宙。对与强透镜事件有关的“透镜”的鉴定表明，星系的恒星质量（一）大大增强了星系团和星系团晕的强透镜横截面，（二）在较小的晕中产生强透镜，在没有恒星的情况下不会产生明显的影响。即使我们只考虑图像分裂>10角秒，发光物质也可以将强透镜光学深度提高到2倍。

2 MASS红移观测的宇宙流：CMB偶极的起源及其对LCDM宇宙学的影响

Cosmic flow from 2MASS redshift survey: The origin of CMB dipole and implications for LCDM cosmology

我们使用轨道重建算法生成2 MASS红移巡天（2 MRS）星表的特殊速度场。在2 MRS中重建的单个物体的速度与从3，000 km/s以内的高精度观测距离获得的特殊速度具有良好的相关性。我们估计平均物质密度为0.31 +/- 0.05，通过比较观察到的重建速度在这个体积。本星系群在静止坐标系中的重建运动与观测到的运动一致，由3,000 km/s以内的距离建立，并且是由该体积内的波动产生的，与观测一致。然后，我们重建的速度场的2 MRS在连续更大的半径，研究的问题，收敛到CMB偶极子。我们发现，不到一半的振幅的CMB偶极子内的体积包围的Hydra-Centaurus-Norma超星系团在40 Mpc/h左右产生。虽然大部分的振幅的CMB偶极子似乎是由120兆秒差距/小时恢复，方向不同意，因此我们没有观察到收敛到这个规模。我们开发了一个统计模型，使我们能够估计宇宙学参数的重建增长的收敛速度的本地集团对CMB偶极运动。对于高达60 Mpc/h的尺度，假设局域群速度为627 km/s，我们估计Omega_m h^2 = 0.11 +/- 0.06和sigma_8=0.9 +/- 0.4，与WMAP 5在1-sigma水平上的测量结果一致。然而，对于高达100 Mpc/h的尺度，我们得到Omega_m h^2 = 0.08 +/- 0.03和sigma_8=1.0 +/- 0.4，这与WMA…

大质量LCDM晕结构的红移依赖性

The redshift dependence of the structure of massive LCDM halos

我们使用两个非常大的宇宙学模拟来研究松弛的LCDM暗晕的密度分布如何依赖于红移和晕质量。我们确认，这些配置文件略有偏离，但系统的NFW形式，更好地近似的经验公式，$d\log ρ/d\log r \propto r^α$，首先使用Einasto适合在银河系中的恒星计数。附加形状参数$α$的最佳拟合值随着质量的增加而逐渐增加，从现在星系晕的α ~ 0.16到最稀有和最大质量星系团的α ~ 0.3。在z=0时，晕圈浓度对质量的依赖性很弱，而且这种依赖性在更早的时候会进一步减弱。在z ~3处，弛豫晕的平均浓度在我们模拟的质量范围内（M >= 3e 11 Msun）没有明显变化。此外，在我们最大的模拟中，质量最大的弛豫晕的平均浓度恒定在c 200 ~3.5到4，0<=z<= 3。这些结果有重要的影响，目前计划的调查遥远的集群。

自加速宇宙学的观测约束

Observational constraints on self-accelerating cosmology

DGP膜世界模型提供了一个简单的替代标准LCDM宇宙学，具有相同数量的参数。没有暗能量--由于引力的红外修正，晚期宇宙自我加速。我们计算了超新星、宇宙微波背景位移参数和SDSS亮红星系样本中重子振荡峰对DGP模型的联合约束。平坦DGP模型在联合2 sigma轮廓内，但LCDM模型提供了对数据的更好拟合。这些测试是基于DGP模型的背景动力学，我们评论进一步的测试，涉及结构形成。

检验TeVeS理论的强透镜概率

Strong lensing probability for testing TeVeS theory

我们计算了TeVeS（张量-矢量-标量）宇宙学中强透镜几率随像分离$Δθ$的变化，TeVeS是MOND（修正牛顿动力学）的相对论版本.透镜，通常是一个椭圆星系，是由赫恩奎斯特轮廓模型。我们假设一个具有$Ω_b=1-Ω_Λ=0.04$和最简单插值函数$μ(x)={\rm min}(1,x)$的平坦宇宙学。为了比较，我们重新计算了透镜的概率奇异等温球（SIS）星系晕LCDM与Schechter拟合速度函数。基于第二亮图像的放大率而不是两个较亮图像的总和来计算放大偏差。我们的计算表明，Hernquist模型预测不足，但可以接受的概率在平坦的TeVeS宇宙学相比，定义良好的组合样本的宇宙透镜全天巡天（CLASS）和Jodrell银行/甚大阵天体测量巡天（JVAS）的结果;在同一时间，它预测更高的概率比SIS模型在LCDM在小的图像分离。

用观测宇宙学对抗Lemaitre-Tolman-Bondi模型

Confronting Lemaitre-Tolman-Bondi models with Observational Cosmology

我们可能生活在宇宙中的一个特殊地方，靠近一个大空洞的中心，这似乎是一个有吸引力的替代解释宇宙加速的LCDM模型与占主导地位的暗能量成分。在本文中，我们面对渐近平坦的Lemaitre-Tolman-Bondi（LTB）模型与一系列的观察，从Ia型超新星宇宙微波背景和重子声学振荡的数据。我们提出了两个描述局部空洞的具体LTB模型，其中唯一的任意函数是物质密度Omega_M和哈勃膨胀率H的径向依赖性。我们发现，所有的观察可以容纳在1西格玛，我们的模型与4或5个独立的参数。最佳拟合模型的卡方非常接近LCDM模型的卡方。我们进行了一个简单的贝叶斯分析，并表明，不能排除的假设，我们生活在一个大的局部空白，否则爱因斯坦-德西特模型。

用星系的条件光度函数约束星系形成和宇宙学

Constraining Galaxy Formation and Cosmology with the Conditional Luminosity Function of Galaxies

我们使用的条件光度函数（CLF），它给出了在[L，L+dL]的范围内，居住在质量M的晕星系的数量，连接星系的分布的暗物质晕。我们寻求CLF，再现星系光度函数和光度依赖的星系集群强度和测试模型，通过比较得到的质光比（M/L）与约束条件的塔利-费舍尔（TF）关系。我们得到了一些严格的限制星系形成和宇宙学。特别是，这种方法可以打破Ω_0和功率谱归一化σ_8之间的简并，固有的弱透镜和集群丰度的研究。对于σ_8用最近的弱透镜观测归一化的平坦LCDM天体演化，在Ω_0 ~0.3范围内得到最好的结果，Ω_0 < 0.2导致星系相关长度过大，而Ω_0> 0.4则导致M/L过大。LCDM和谐宇宙学的最佳拟合模型（Omega_0=0.3）预测的M/L略高。我们讨论了一些可能的影响，可能会解决这个问题，包括宇宙学参数的小修改，温暖的，而不是冷的暗物质，系统误差在目前的观测数据，和暗星系的存在。最后，我们使用CLF来预测一些关于星系光在本地宇宙中分布的统计数据。

模拟单个半导体的形成：CDM的一个形态学问题？

Modelling the Formation of Individual Galaxies: A Morphology Problem for CDM?

我们使用一个半解析模型的晕形成研究像银河系的巨场星系的动力学历史。我们发现，在一个和谐的LCDM宇宙学，大多数孤立的盘星系保持不受干扰的8-10 Gyr，这样的银河系薄盘的年龄是不显着的。许多系统也有较老的磁盘组件已增厚的小合并，与最近的观测附近的场星系。然而，我们确实有一个相当大的问题，即再现附近星系的形态混合。在我们的基准模型中，大多数系统的圆盘与凸起的质量比为1，看起来像S 0而不是螺旋。这一结果主要取决于合并统计数据，并且对于我们模型参数的最合理选择是不变的。我们讨论了两种可能的解决方案，这个形态问题的LCDM。

几百个Milky Way Sainte？卫星光度函数中的光度偏差

Hundreds of Milky Way Satellites? Luminosity Bias in the Satellite Luminosity Function

我们使用斯隆数字巡天DR5公布的完整性限制来校正观测到的银河系卫星光度函数的光度偏差。假设银河系卫星的空间分布跟踪在Via Lactea LCDM N体模拟中发现的subhalos，我们表明在400 kpc的太阳范围内应该有300到600颗卫星比已知最暗的矮星系亮，并且可能多达1000颗，这取决于假设。考虑到完整性的限制，我们表明，已知的银河系矮星的径向分布与我们的假设，即完整的卫星人口跟踪的subhalos是一致的。这些结果缓解了与CDM中所谓的卫星丢失问题相关的主要担忧。我们表明，未来，深宽视场调查，如SkyMapper，暗能量调查（DES），PanSTARRS，和大型综合巡天望远镜（LSST）将提供一个完整的人口普查的超微弱矮卫星到银河系维里半径，提供新的限制暗物质的自由流动规模，并提供前所未有的限制低光度阈值的星系形成。

宇宙学上常见的卫星吸积事件对薄星系的破坏

The Destruction of Thin Stellar Disks Via Cosmologically Common Satellite Accretion Events

在LCDM宇宙学中，大多数星系大小的系统（M_host ~ 10^12 M_sun）在过去的8 Gyr中至少吸积了一颗总质量为M_sat ~ 10^11 M_sun = 3 M_disk的卫星。分析和数值研究表明，这是最不稳定的合并类型的薄星系盘的生存，因为更大质量的吸积事件是相对罕见的，质量较小的保存薄盘组件。我们使用高分辨率，无耗散的N体模拟研究的响应初始薄，完全形成的牛奶路型恒星盘这些宇宙学上常见的事件，并表明薄盘不生存。无论轨道配置如何，撞击都将盘转变为大约三倍厚的结构，并且是银河系中观察到的主要薄盘组成部分的两倍多的运动学热。我们的结论是，如果银河系薄盘是一个代表性的情况下，那么稳定的气体成分的存在是唯一的资源来解释的优势盘星系在LCDM宇宙，否则，银河系的磁盘必须是不寻常的冷和薄的亮度，也许是一个异常静止的吸积历史的结果。

Andromeda Galaxy的修正LCDM质量模型

A Revised LCDM Mass Model For The Andromeda Galaxy

我们提出了一个更新的M31的质量模型，利用斯皮策3.6 $μ$ m图像，质量-光比梯度的基础上星系的B-R颜色配置文件，并从各种来源观察到的旋转曲线数据。我们研究的情况下，暗物质遵循一个纯粹的NFW配置文件，并在初始NFW晕合同的响应星系的形成。我们发现，这两种情况下可以产生一个合理的拟合所观察到的旋转曲线数据。然而，一个纯NFW模型需要的浓度c_{vir} =51，这是远远超出LCDM宇宙学预测的范围，因此是不利的。一个膨胀收缩的NFW晕倾向于初始浓度c_{vir} =20，维里质量为8.2 × 10 ^{11} M_{\odot}，这与宇宙学对M31大小星系的预期一致。最佳拟合质量与仙女座星系流运动学、卫星星系径向速度和行星状星云研究的估计一致。最后，利用已知的旋转曲线剪切和旋臂俯仰角之间的线性相关性，我们表明，恒星旋臂俯仰角M31（这是不能从成像数据推断，由于星系的倾斜）是P=24.7 \pm 4.4度。

关于晕占据统计的协调模型

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。

太阳邻域的恒星形成历史：恒星与宇宙学的联系

Star formation history in the solar neighborhood: the link between stars and cosmology

利用银河系演化的宇宙学方法模拟银河系，计算了太阳邻域的恒星形成历史。我们获得的观测推论的良好协议表明，我们的物理模型准确地描述了长期/大的空间趋势的本地和全球银河系SFH。在这个模型中，恒星的形成是由盘引力不稳定性触发的，并由ISM中的能量平衡进行自我调节。SFH的驱动因素是宇宙学气体的注入速率和由原始自旋参数决定的气体表面密度。一个LambdaCDM宇宙学在整个过程中使用。

自相互作用冷暗物质模型中的晕结构

The structure of halos in Self-Interacting Cold Dark Matter models

利用高分辨率数值模拟研究了具有自相互作用暗粒子的LCDM宇宙学中银河系和星系团大小的晕的结构和亚结构，其中粒子截面+AFw-sig假设为常数或与相对速度成反比.我们的结论是，在LCDM宇宙演化的星系尺度的尖晕问题可以解决在后一种情况下。在这种情况下，星系团晕的内部密度只受到SI的轻微影响，从而与观测限制相一致。与此同时，星系和星系团SI-CDM晕中的次晕人口仍然大致类似于无碰撞CDM晕。

与协调LCDM宇宙一致的巨弧统计

Giant Arc Statistics In Concordance With A Concordance LCDM Universe

巨弧的频率-高度扭曲和强烈的引力透镜背景星系-是宇宙学模型的一个强有力的测试。以前比较目前流行的和谐宇宙学模型（一个平坦的宇宙主导宇宙）的弧统计与观测结果显示出明显的巨大差异。在这里，我们提出了新的射线拍摄的结果，基于高分辨率（1024^3粒子在320 Mpc/h的盒子）大尺度结构模拟归一化的WMAP观测。我们遵循光线通过一个伪3D物质分布近似由多达38个透镜平面，并评估各种源红移弧的发生。我们发现强透镜背景源的频率是源红移的陡峭函数：当背景源从z_s = 1.0移动到z_s = 1.5时，巨弧的光学深度增加了5倍。这是一个结果的临界表面质量密度的透镜，结合非常陡峭的集群质量函数在高质量端的适度减少。我们的结果与Bartelmann等人（1998）的结果一致，如果我们像他们那样将所有源严格限制在z_s = 1。但是如果我们考虑到源红移的分布更真实，扩展到z_s > 1.5或更大，那么明显的差异就消失了：弧的频率比以前的估计增加了大约10倍，并且在天空中大约每20平方度就有一个弧。这种预测的LCDM模型，然后在很好的协议与观察到的频率的电弧。因此，我们认为“失踪弧”的问题，一个和谐的LCDM宇宙学解决。

潮汐碎屑中LCDM子结构的特征

Signatures of LCDM substructure in tidal debris

在过去的十年里，对银河系恒星组成部分的调查揭示了一些来自潮汐破裂的矮星系和球状星团的流。在LCDM宇宙学中对等级结构形成的模拟预测，像银河系这样的星系的暗物质晕包含数百个质量为10^8太阳质量或更大的暗物质晕，并且已经提出相干潮汐流的存在与预期的子结构丰度不相容。通过模拟自引力卫星在不同轨道上的分裂，研究了暗物质子结构对潮汐流的影响.我们发现，晕的形状和特定的轨道路径更强烈地决定了卫星的整体破坏程度比存在或不存在的子结构，即，由于子结构而引起的潮汐碎片大尺度特性的变化与来自平滑势中不同轨道的碎片的变化相比是很小的。子结构通常会导致天空投影中潮汐碎片的结块程度增加，并且在某些情况下会导致视线速度分布更加紧凑。子结构也导致不同的部分的碎片的位置相比，平滑晕模型的结果，这可能有重要的影响所观察到的潮汐流的解释。一个独特的签名的存在下的子结构的光环，这可能是检测到即将到来的调查被确定。然而，我们的结论是，子结构的预测水平是一致的相干潮汐流从矮星系的检测。

LCDM宇宙中的终极晕质量

The Ultimate Halo Mass in a LCDM Universe

在加速LCDM宇宙学的遥远未来，大尺度结构的宇宙网由一组处于动态平衡的越来越孤立的晕组成。我们研究的方法，无碰撞的暗物质流体静力学平衡，使用一个大型N体模拟演化到比例因子a = 100，远远超过真空-物质平等时代，aeq ~ 0.75，和53/h Gyr到未来的和谐模型宇宙（Omega_m ~ 0.3，Omega_Lambda ~ 0.7）。晕的径向相空间结构-在a < a_eq处由一对零速度表面包围动态活跃的吸积区域-在a > 10 a_eq处简化，当这些表面合并以创建单个零速度表面时，清楚地定义了晕的外边界rhalo及其封闭的质量mhalo。这个边界接近一个固定的物理尺寸，包含一个平均内部密度约5倍的临界密度，类似于经典的爱因斯坦-德西特模型中的转向值。我们与mhalo目前用于定义晕质量（m200，mvir，m180 b）的其他尺度，并发现m200是总渐近集群质量的一半左右，而m180 b如下的内部零速度表面的演变为< 2 but becomes much larger than the total bound mass for a >3。所有束缚晕物质的径向密度分布都与截断的Hernquist分布很好地拟合。NFW分布提供了与r200的稍微更好的拟合内部，但是在r200 &lt; r &lt; rhalo的范围内太浅了。

在银河系的超暗矮球体卫星星系中发现极贫金属恒星

Uncovering Extremely Metal-Poor Stars in the Milky Way's Ultra-Faint Dwarf Spheroidal Satellite Galaxies

我们提出了新的金属丰度测量298个红巨星分支星在8个最不发光的矮球状星系（dSphs）在银河系（MW）系统。我们的技术是基于中等分辨率Keck/DEIMOS光谱加上光谱合成。我们给出了矮星系中[Fe/H] < -3.0恒星的第一光谱金属丰度，个别恒星的金属丰度低至[Fe/H] =-3.3。由于我们的[Fe/H]测量不依赖于经验金属丰度校准器，并且对任意低的金属丰度敏感，因此我们能够准确地探测这种极贫金属的状态。这些dSphs中恒星的金属丰度分布与贫金属端的MW晕相似。我们还证明了以前在更明亮的dSph星系（M_V = -13.4到-8.8）中看到的光度-金属丰度关系平滑地延伸到M_V =-3.7的绝对星等。在dSphs中发现极贫金属的恒星支持了LCDM星系组装范例，其中矮星系溶解形成MW的恒星晕。

Halo子结构与功率谱

Halo Substructure and the Power Spectrum

在这个过程中，我们提出了一个半解析研究的结果CDM子结构作为一个功能的原始功率谱。在LCDM框架下，当COBE标准化时，我们将我们的方法应用于n=0.85-1.1，sigma_8=0.65-1.2的几个倾斜模型.我们还研究了一个更极端的、类似暖暗物质的光谱，它在10 ^10 h^-1 Msun的尺度下被急剧截断。我们发现晕子结构的质量分数不是光谱斜率的强函数，因此很难使用引力透镜类星体的通量比来约束倾斜。积极的一面是，我们所有的CDM型模型都得到了与强透镜估计值非常一致的预测质量分数：在M \sim 10^8 Msun时，f \sim 1.5%。截断模型产生一个显着较小的分数，f \lsim 0.3%，这表明温暖的暗物质样光谱可以区分CDM光谱使用透镜。我们还讨论了矮卫星丰度的问题，重点是银河系卫星观测到的中心速度色散和它们的主机晕的最大圆周速度之间的地图的宇宙学依赖性。与早期的工作一致，我们发现，标准LCDM过度预测银河系卫星在固定Vmax的数量级的估计数，但倾斜的模型做得更好，因为subhalos不太集中。有趣的是，假设矮星具有各向同性的速度色散张量，具有显著倾斜光谱的模型（n \lsim 0.85，sigma_8 \lsim 0.7）可能会低估Vmax \gsim 40 km/s的大型银河系卫星的数量。

XMM大尺度结构巡天星系团宇宙学

Cosmology with Galaxy Clusters in the XMM Large-Scale Structure Survey

即将进行的XMM大尺度结构勘测（XMM-LSS）将最终提供一个连续64平方米的X射线源分布的独特映射。°的地区特别是，它将提供大约900个星系团的三维位置，红移约为1。我们研究的前景，这个集群目录提供测量宇宙学参数。我们使用Press-Schechter形式主义来预测在几个CDM模型中的团簇的计数和它们的X射线性质。我们计算集群的检测效率，使用XMM X射线图像的逼真模拟，并研究它如何不同于传统的通量限制。我们计算预期的关联函数的集群使用扩展的晕模型，并表明，它预计将演变到z~2非常小，一旦考虑到调查的选择功能。关联函数的形状和幅度可用于制动当单独考虑簇计数时存在的退化。忽略系统的不确定性，集团计数的演变和关联函数的组合产生的测量Omega_m，sigma_8和Gamma的精度约为15%，10%和35%，分别在LCDM模式。这种组合还将提供LCDM模型的一致性检查，以及该模型与OCDM模型之间的区别。因此，XMM-LSS将提供对宇宙学参数的重要约束，补充来自其他方法（如宇宙微波背景）的约束。我们讨论了这些约束是如何影响仪器系统学和集群的标度关系的不确定性。

LCDM团簇中半导体的径向分布

The Radial Distribution of Galaxies in LCDM clusters

我们利用高分辨率的LCDM宇宙学模拟方法研究了形成于和谐LCDM宇宙学中的星系团的暗晕和星系的径向分布。与以前的研究一致，我们发现，subhalos的径向分布是显着不集中比的暗物质，当subhalos选择使用其现今的引力约束质量。我们表明，在径向分布的差异是不是一个数值伪影，是由于潮汐剥离。在星系团核心的次晕自吸积以来损失了超过70%的初始质量，而维里半径附近的晕的平均潮汐质量损失约为30%。这就引入了一个径向偏差的空间分布的subhalos时，他们选择使用其潮汐截断质量。我们表明，径向偏差几乎完全消失，如果subhalos选择使用它们的质量或圆速度在吸积时代。因此，无耗散模拟的结果的比较观察到的星系群中的分布是敏感的选择标准，用于选择subhalo样本。利用包括冷却和恒星形成的模拟，我们表明，在0.1<R/R200<2.0时，如果用星系的恒星质量选择暗晕，暗晕的径向分布与星系团中观测到的星系径向分布是合理的一致。在这种情况下，径向偏差被最小化，因为恒星位于暗物质暗晕的中心，并且被紧紧地束缚在一起。因此，当暗物质从外部区域剥离时，物体的恒星质量近似守恒。然而，星系径向分布的浓度系统地低于暗物质的浓度。

类Milky Way星系的化学演化：宇宙学激发的下落定律的重要性

The chemical evolution of a Milky Way-like galaxy: the importance of a cosmologically motivated infall law

我们的目标是找到一个宇宙学动机的下落法，以了解如果LambdaCDM宇宙学可以重现的主要化学特征的银河系般的螺旋星系。在这项工作中，我们测试了几种不同的气体下落定律，从Chiappini等人提出的银河系化学演化的两个下落模型开始，但重点是从宇宙学模拟得出的定律，它遵循一个和谐的LambdaCDM宇宙学。通过一个详细的太阳附近区化学演化模型，我们研究了不同的气体降落规律对丰度分布和G矮星金属丰度分布的影响。宇宙学气体下落定律预言了两个主要的气体吸积事件。通过这个宇宙学动机的下落法，我们研究的恒星形成率，SNIa和SNII率，在太阳附近的气体和恒星的总量和几个化学丰度的行为。我们发现，两个下落模型的结果是完全兼容的银河系的演化与宇宙吸积定律。来自DM晕的气体组装历史，从形态学的角度来看，与晚型星系的形成相兼容，可以产生与现有观测一致的化学性质。

Milky Way子结构中中性伴子湮灭产生的γ射线的可观测性

The observability of gamma-rays from neutralino annihilations in Milky Way substructure

我们估计的概率检测伽马射线的湮灭中性伴暗物质在密集的，中央地区的银河系子结构。我们的特点银河系的子结构统计的基础上的Monte Carlo实现的形成的银河系般的晕使用半解析方法，已校准对高分辨率N体模拟的结果。我们发现，这可能是即将到来的实验GLAST和VERITAS，在音乐会上工作，以检测从暗物质子结构的伽马射线，如果中性伴子是相对较轻的（$\Mchi \lsim 100 \GeV$），而对于$\Mchi \gsim 500 \GeV$这样的检测将是不可能的。我们执行我们的大部分计算的框架内的标准$Λ$ CDM宇宙模型，但是，我们也调查了我们的结果的鲁棒性的各种假设，并发现检测的概率是敏感的约束条件差的输入参数，特别是那些特征的原始功率谱。具体来说，WMAP团队的最佳拟合功率谱，与运行光谱指数相比，预测可检测的subhalo与标准的$\LCDM$宇宙学模型相比，尺度不变的功率谱大约减少了50倍。我们的结论是，由于与子结构和宇宙学参数的属性相关的不确定性，缺乏检测到的伽马射线信号提供了非常少的信息的超对称参数空间。

宇宙学中的快子场

Tachyon Field in Cosmology

研究了均匀快子场作为暗能量的宇宙学效应。我们集中讨论两种不同的标量场势，平方反比势和指数势。这些模型有一个独特的特点，即物质密度参数和快子的密度参数在很大的红移范围内保持可比性。它表明，存在一个范围内的参数，宇宙经历了加速膨胀和演化是一致的结构形成的要求。对于一个可行的模型，我们需要微调的参数，在LCDM或在精华模型。对于指数势，加速阶段之后是a（t）~ t^{2/3}的阶段，因此消除了未来视界。