LCDM域中的磁盘大小

盘星系中的暗物质密度

Dark Matter Density in Disk Galaxies

我表明，预测密度的内部暗物质晕的LCDM模型的结构形成似乎高于估计从真正的星系和酒吧的动力学摩擦的限制。如果在无碰撞坍缩模拟中被忽略的物理过程能够减少内晕中的暗物质密度，那么这种不一致性对LCDM模型来说就不是问题。我审查提出的机制，以实现所需的密度降低。

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。

宇宙中最大的男性化暗晕

The largest virialized dark halo in the universe

利用半解析方法，我们提出了一个估计的最大维里化暗晕在目前的宇宙中的三种不同的方案的结构形成：SCDM，LCDM和OCDM模型的属性。由此产生的维里质量和温度从OCDM中的最低值$1.6 \times 10^{15}h^{-1}M_{\odot}$和9.8 keV、LCDM中的中间值$9.0 \times 10^{15}h^{-1}M_{\odot}$和31 keV增加到SCDM中的最高值$20.9 \times 10^{15}h^{-1}M_{\odot}$（65 keV）。与宇宙中最大的维里化物体，最富有的星系团相比，我们可以安全地排除OCDM模型。此外，SCDM模型是非常不可能的，因为不合理的高维里质量和温度。我们的计算有利于流行的LCDM模型，其中超星系团可以被边缘视为动态维里化系统。

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。

LCDM宇宙中暗晕自旋参数λ和λ '的演化：小合并和大合并的作用

The Evolution of the Dark Halo Spin Parameters lambda and lambda' in a LCDM Universe: The Role of Minor and Major Mergers

在一组无耗散宇宙学LCDM模拟中，研究了暗晕自旋参数的演化及其对暗晕合并历史的依赖性。特别关注的是两种常用的自旋参数版本的差异，即lambda=J*E^1/2/（G*M^5/2）（Peebles 80）和lambda '= J/（sqrt（2）*M_vir*R_vir*V_vir）（Bullock et al. 01）。虽然自旋转移率的分布定义为合并前后自旋参数的比值，但对于lambda和lambda '，我们发现在时间演化上有相当大的差异：虽然lambda'大致与红移无关，但lambda随着红移的减小而显着增加。这种独特的行为产生于吸积过程中自旋转移的微小差异。自旋参数的演化与暗晕的维里比eta：=2*E_kin/ |E_pot|强耦合。主要合并扰动晕和增加他们的维里比和自旋参数为1-2 Gyrs。在高红移（z=2-3），许多晕被平均位力比eta = 1.3的扰动，直到z=0才接近1。我们发现，自旋参数的红移演化是由大量的次要合并，而不是罕见的主要合并事件。

Milky Way和M31的基于LCDM的模型I：动态模型

LCDM-based models for the Milky Way and M31 I: Dynamical Models

我们应用标准盘形成理论与绝热收缩内的尖状晕模型预测的标准LCDM宇宙学。当面对银河系和M31星系的广泛观测数据时，所得到的模型得分非常高，给出了银河系的维里质量为1- 2x10^12 Msun，浓度C=12-17。我们考虑了两种模型，其中：（A）重子守恒角动量和（B）重子的一些角动量转移到暗物质。A型模型与观测到的旋转曲线吻合得很好，并且服从太阳附近的约束，但是中心可能有太多的暗物质，不允许快速旋转的棒。具有角动量输运的B型模型有一个质量稍大的圆盘，中心部分的暗物质较少，允许快速旋转的棒持续存在。这两类模型可能有足够的重子质量在中央3.5kpc重现最近的观测值的光学深度的微透镜事件对银河系中心。所有的模型都要求维里半径内的重子中有1/2不在盘或核球中。我们调查我们的动力学模型所允许的维里质量的范围是否与星系光度函数的约束兼容，并找到一个参数空间的范围，这是允许的约束。我们的结论是，旋转曲线和动力学性质的“正常”的高表面亮度螺旋星系似乎是符合标准的LCDM。

LCDM宇宙中恒星形成的历史

The history of star formation in a LCDM universe

利用LCDM宇宙学中结构形成的流体动力学模拟，我们研究了从红移z~20的“暗时代”到现在的宇宙恒星形成历史。除了重力和普通的流体动力学，我们的模型还包括气体的辐射加热和冷却，恒星形成，超新星反馈和银河风。通过利用一组关于连锁尺度和时期的全面模拟，我们证明了我们的结果在所有相关晕质量尺度（范围从10^8到10^15兆太阳/小时）上的数值收敛性。考虑到观测的不确定性，宇宙恒星形成的预测密度与测量结果大致一致。从现在开始，它逐渐上升了约10倍，在z~5-6处达到峰值，这超出了观测估计的红移范围。50%的恒星被预测是在红移z~2.1时形成的，因此年龄大于10.4 Gyr，而只有25%的恒星在红移z~1时形成。目前所有恒星的平均年龄约为9 Gyr。我们的模型预测在z=0的总恒星密度为Omega_*=0.004，相当于所有重子的10%被锁定在长寿命恒星中，与最近测定的宇宙光度密度一致。我们确定了“宇宙恒星形成的多重性函数”作为红移的函数，即恒星形成相对于晕质量的分布。我们还简要地研究了我们预测的恒星形成历史对宇宙中氢再电离的可能影响。我们发现，模拟预测的恒星形成率足以解释氢再电离的z~6，但只有当一个高的逃逸分数接近统一的假设。（节略）

宇宙微波背景对与热演化有关的衰减宇宙学项的约束

Cosmic microwave background constraints on a decaying cosmological term related to the thermal evolution

利用Wilkinson微波各向异性探测器（WMAP）观测数据的分析方法，用衰减的宇宙学项来约束宇宙的热演化。宇宙学项被假定为一个向早期宇宙方向增加的比例因子的函数，辐射能量密度比标准宇宙学“常数”（LCDM）模型中的低。辐射密度的降低会影响宇宙的热历史;例如，与标准LCDM模型的情况相比，光子去耦发生在更高的z处。因此，衰减的宇宙学项影响宇宙微波背景的各向异性。利用马尔可夫链蒙特卡罗方法，我们比较了衰减LCDM模型的角功率谱和CMB数据，得到了对模型参数的严格约束。

和谐LCDM宇宙中的引力透镜：沿视线次级物质的重要性

Gravitational lensing in a concordance LCDM universe: The importance of secondary matter along the line of sight

到目前为止，在几乎所有的强引力透镜分析中，为了模拟巨弧系统和多个类星体的图像，都假设所有的偏转物质都集中在一个透镜平面上，在一定的距离-薄透镜近似。然而，在少数观察到的情况下，透镜在一个以上的红移已被确定为有助于图像分裂。在这里，我们报告的重要性和频率显着的多个透镜剂的定量调查。我们使用多透镜平面模拟来评估两个或多个透镜平面组合的频率对于多个成像是必不可少的，与单个透镜平面单独提供足够的聚焦以达到超临界的情况相比。我们发现，分数的情况下，一个以上的透镜平面的贡献显着的多图像透镜的情况是一个强大的功能源红移。对于红移单位的源，95%的透镜仅涉及单个质量浓度，但对于更典型的场景，例如，一个红移z_s = 3.8的源，多达38%的强透镜类星体/弧的出现是因为一个或多个附加透镜平面的显著物质贡献。在30%至40%的情况下，当额外的平面作出显着的贡献，主透镜的表面质量密度将被高估约15%至20%，如果额外的贡献是不承认的。

LCDM宇宙中原始恒星的形成

Formation of Primordial Stars in a LCDM Universe

我们在标准的冷暗物质模型中，利用高分辨率的流体动力学模拟研究了第一代恒星的形成。我们的模拟实现了10^{10}的长度尺度的动态范围。通过对原子和分子物理的精确处理，它使我们能够研究原始气体云的化学-热演化，密度高达n = 10^{16}/cc，而无需假设任何先验状态方程;比以前的三维计算提高了六个数量级。所有相关的原子和分子的冷却和加热过程，包括碰撞诱导的连续辐射冷却，实施。为了计算高密度下的光学厚H2冷却，我们使用Sobolev方法。为了研究由于热不稳定性可能产生的气体碎裂，我们明确地计算了等压扰动的增长率。我们表明，云核不碎片在低密度或高密度制度。我们还表明，核心保持稳定的重力变形和破碎。我们得到一个准确的气体质量吸积率在10 Msun最里面的区域周围的原恒星。原恒星以0.001-0.01 Msun/yr的速率吸积周围的热气体。从这些发现中，我们得出结论，在早期迷你晕中形成的原始恒星质量很大。利用得到的吸积率进行了原恒星演化的计算。第一颗恒星的质量是M_ZAMS = 60-100 Msun，确切的质量取决于实际的吸积速率。

LCDM宇宙中空洞的空间和动力学性质

Spatial and Dynamical Properties of Voids in a LCDM Universe

我们利用半解析的星系形成模型（GALFORM，Cole et al. 2000），在LCDM数值模拟中研究了质量、暗物质晕和星系（BJ <-16）分布中空洞的统计特性。我们发现从GALFORM星系中选取的空洞的性质与从质量M>10^11.5 M_sun/h的晕群中识别出的空洞的性质是相容的，类似于晕的中值质量，M_med=10^11.3 M_sun/h。我们还发现，星系和晕定义的空隙的数量密度可以高达两个数量级高于质量定义的大空隙半径的空隙。正如预期的那样，对于较大的空隙，在较大的空隙中心距离处有最大的流出速度（通过线性关系很好地描述）。出现该最大值的空隙中心距离遵循合适的幂律拟合形式log（d_vmax）=（r_void/A）^B。在足够大的距离，我们发现温和的infall运动到次稠密地区。我们发现，在红移空间中，类似的分析会使流出和流入都以较低的振幅出现。我们还发现，星系和晕的速度色散在平行于空洞壁的方向上大约10- 20%。我们分析了实空间和红移空间中的空隙示踪剂交叉关联函数作为分离的函数，也作为平行和垂直于视线的分离的函数。在xi（sigma，pi）中观察到的畸变模式是沿着视线延伸到大间隔的伸长。正的xi等值线证明了虚空壁上的上帝之指运动。沿着视线的延伸在星系、晕和质量定义的空洞之间大致相当。（节录）

LCDM宇宙中星系团演化的环境效应

Environmental Effects on Evolution of Cluster Galaxies in a LCDM Universe

利用无耗散N体模拟和半解析星系形成模型研究了环境对$Λ$主导的冷暗物质宇宙中亮星系团演化的影响. N体模拟使我们能够计算模拟星系团中星系的轨道。因此，我们可以把星系盘的冷气体被来自星系团内介质的冲压压力剥离到我们的模型中。在本文中，我们研究如何冲压压力剥离（RPS）和小合并引起的小星爆影响的颜色，恒星形成率和星系团的形态。我们发现，RPS是不重要的颜色和SFR的星系团的核心，如果恒星形成的时间尺度是适当的选择，因为恒星的形成是充分抑制的消耗的冷气盘。然后，可以在没有RPS的情况下再现观察到的颜色和SFR梯度。由小合并引发的小星爆也几乎不会影响星系的SFR和颜色。我们还研究了这两个过程是否可以解决已知的问题，主要合并驱动的隆起形成的情况下预测太少的星系中间隆起总光度比（B/T）的集群。当考虑到轻微的爆发，中间B/T人口增加，并成功地再现了所观察到的形态梯度的集群。当考虑小爆发时，RPS在中间B/T星系的形成中也起着重要的作用。我们提出的红移演化的形态分数预测我们的模型。预测的中间B/T星系与膨胀主导星系的数量比随着红移的增加呈现出几乎平坦或略有增加的趋势。

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。

LCDM宇宙中星系团Galerkin的空间和运动学分布--与观测结果的比较

The Spatial and Kinematic Distributions of Cluster Galaxies in a LCDM Universe -- Comparison with Observations

我们结合无耗散N体模拟和星系形成的半解析模型来研究LCDM宇宙学中团星系的空间和运动学分布。我们研究如何恒星形成率，颜色和星系的形态变化的函数，从集群中心的距离，并比较我们的结果与hocC 1调查星系从15个X射线发光的星系团在红移范围0.18至0.55。在我们的模型中，气体在落入星系团后不再冷却，它们的恒星形成率在1-2 Gyr的时间尺度上下降。星系团核心中的星系团比外围区域的星系有更低的恒星形成率和更红的颜色，因为它们更早地被吸积。我们的颜色和恒星形成梯度与从数据中得出的一致。该模型也很好地再现了在hocC 1星系团中观察到的红蓝星系之间速度色散的差异。我们假设，星系团的星系形态完全由它们的合并历史决定。星系团中的形态梯度是自然产生的，在星系团的核心，以核球为主的星系所占的比例最高.我们比较这些梯度与hocC 1的数据，并找到了很好的协议，以膨胀为主的星系。模拟的星系团包含太少的星系的中间鼓盘比，这表明额外的过程可能会影响星系团中的盘占主导地位的星系的形态演化。虽然在我们的模型中，团星系的性质与数据吻合得非常好，但场星系的情况并非如此。无论是恒星的形成率和明亮的视野星系的颜色似乎更强烈的发展，从红移0.2到0.4的hocC 1场样本比我们的模拟。

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。

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。

矮星系中的Angular Momentum含量：对星系形成理论的新挑战

The Angular Momentum Content of Dwarf Galaxies: New Challenges for the Theory of Galaxy Formation

本文计算了Swaters观测到的一个低质量盘状星系的角动量分布。我们比较这些分布的暗物质晕获得的布洛克等人。从高分辨率N体模拟的LCDM宇宙中的结构形成。我们发现，虽然盘的质量分数是显着小于通用重子分数，总的比角动量的磁盘是在很好的协议与暗物质晕。这表明，盘只由一小部分可用的重子形成，但仍然设法吸引大部分可用的角动量。此外，我们发现，磁盘的角动量分布是明显不同的暗物质，磁盘主要缺乏低和高的特定角动量。理解这些发现在一个连贯的图片磁盘的形成是具有挑战性的。冷却，反馈和剥离，这是主要的机制来解释小磁盘的质量分数发现，似乎无法同时解释磁盘的角动量分布。事实上，组成盘的重子似乎一定是从角动量分布中产生的，而角动量分布与LCDM晕的角动量分布明显不同。因此，了解盘状星系的角动量内容仍然是我们对星系形成的图片的一个重要挑战。

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。

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…

在一个不断增长的暗晕中形成盘状星系

The Formation of a Disk Galaxy within a Growing Dark Halo

我们提出了一个动力学模型的大规模磁盘星系的形成和演化，在一个不断增长的黑暗晕，其质量的演变根据宇宙学模拟的结构形成。利用一个新的三维化学动力学程序，包括暗物质、恒星和多相ISM，模拟了星系演化。模拟从红移z=4.85开始，在LCDM宇宙中有一个小的暗晕，我们一直跟踪到现在。大质量恒星和SNe释放的能量阻止了重子物质的快速坍缩，并将最大的恒星形成推迟到z=1。星系从内向外呈放射状，从晕到盘呈垂直状。首先形成的星系成分是晕，其次是凸起，盘-晕过渡区和盘。在z=1时，开始形成一个条形，后来变成一个三轴凸起。低金属量的盘星明显缺乏，这是由于ISM盘被来自凸起和内部盘的富含金属的气体预先富集（G矮星问题）。所有恒星的平均自转和轨道偏心率的分布作为金属丰度的函数，与在太阳附近观测到的没有很大的不同，这表明均匀坍缩模型过于简化。这里提出的方法提供了一个详细的描述的形成和演化的孤立的盘星系在LCDM宇宙，产生新的信息的运动学和化学的历史的恒星和ISM，而且有关的光度，颜色和形态的盘星系的演变。

合并驱动的宇宙盘星系形成方案

A Merger-Driven Scenario for Cosmological Disk Galaxy Formation

LCDM宇宙学的强烈等级性质给盘星系的形成带来了严重的困难。为了解决这些问题，我们描述了一个新的、由合并驱动的关于盘星系在高红移下宇宙学形成的方案，它补充了基于耗散坍缩的标准模型，在这个方案中，大的气体盘可能是由气体主导的系统的大角动量合并产生的，即在合并的高度，M_gas/（M_gas +M_star > 0.5）。星际介质的多相结构产生的压力阻止了气体在合并过程中完全转化为恒星，如果有足够的气体残留下来形成一个盘状星系，那么残留物最终就像一个盘状星系。我们进行星系合并的数值模拟，研究超新星反馈强度，超大质量黑洞的增长和反馈，祖气体分数，合并质量比，和轨道几何形状如何影响残余盘的形成。我们发现，磁盘可以建立角动量通过合并和合并残余物中的重子的旋转支持的程度主要是与恒星形成相关的反馈过程。以天然气为主的残余物仅限于在最终聚结时以天然气为主的合并中形成，而以天然气为主的合并通常需要极端的原始气体分数（>80%）。我们还表明，形成的旋转支持恒星系统的合并并不限于理想化的轨道，或主要或次要的合并。我们认为，分层性质的LCDM宇宙学和星际气体的物理学可能会共同作用，形成螺旋星系通过早期，气体为主的合并建立磁盘的角动量。

真空能：宇宙学常数还是本质？

Vacuum Energy: Cosmological Constant or Quintessence?

对于目前由光滑能量（宇宙学常数（LCDM）或精粹（QCDM））主导的平坦宇宙，我们计算了渐近坍缩质量分数随目前光滑能量与物质能量之比$\mathcal R_0$的变化.将标准化坍缩分数作为适居星系的条件概率，我们观察到观测到的当前比率$\mathcal R_0 \sim 2$可能在LCDM中，但更可能在QCDM中。贝叶斯定理的逆应用使人择原理成为一个预测性的科学原理：数据意味着$\mathcal R_0$的先验概率在人择允许的范围内必须基本平坦。将这个先验解释为{ \em理论}上的分布，可以让我们预测，任何未来的初始条件理论必须与$\mathcal R_0$无关。人择原理的这种应用并不要求其他宇宙的存在。

冷暗物质亚结构与银河系的星系核I：分级卫星吸积的形态学特征

Cold Dark Matter Substructure and Galactic Disks I: Morphological Signatures of Hierarchical Satellite Accretion

（摘要）我们进行了一系列的高分辨率，无耗散N体模拟研究的累积效应的子结构合并薄盘星系的结构形成的LCDM范式的背景下。我们的模拟活动是基于一个混合的方法。子结构性质直接从星系大小的冷暗物质（CDM）晕的宇宙学模拟中挑选出来。与从现今的子结构人口统计中可以推断出的相反，大质量的次晕吸积到主晕的中心区域，那里是银河系盘的所在地，因为z~1应该是常见的现象。一个主机晕合并的历史，随后被用来种子控制的数值实验的重复卫星的影响，最初薄的银河系型盘星系。我们表明，这些吸积事件产生几个独特的观测签名，在恒星盘，包括：在郊区的环状特征;一个显着的耀斑;一个中央酒吧;和微弱的对流结构（虚假）类似潮汐流。盘星的最终分布呈现出一种复杂的垂直结构，可以用标准的“薄-厚”盘分解来很好地描述。我们的结论是，在LCDM模型中预期的那种卫星盘遇到可以诱导在银河系，M31，和其他盘星系中发现的那些类似的星系盘的形态特征。这些结果突出了CDM子结构在确定盘星系结构和驱动星系演化中的重要作用。即将到来的星系结构巡天和天体测量卫星可能能够通过测试星系盘的详细结构是否像CDM范式预测的那样兴奋来区分竞争的宇宙学模型。

从宇宙学数值模拟确定星系团

Galaxy clustering determined from numerical cosmological simulations

我们模拟了LCDM和SCDM宇宙在两个100 Mpc盒子中的结构生长。这些N体/SPH模拟包括能够辐射冷却的气体成分。一小部分气体冷却成我们认为是星系的冷密度物体。本文着重用LCDM模型对这些星系的成团行为作了初步分析。我们发现一个星系的关联函数，这是非常接近的幂律和演化相对较小的红移。星系的两两色散明显低于暗物质。LCDM模型给出了一个令人惊讶的好匹配的星系关联函数和成对色散的观测测定。

大质量盘星系中的暗物质密度问题

The dark matter density problem in massive disk galaxies

我讨论的磁盘质量的测量非圆形流运动的气体在棒星系NGC 3095和NGC 4123。在这些具有强激波和非圆运动的星系中，内部区域必须是盘主导的，以再现激波。与LCDM晕预测相比，这需要低中心密度和低浓度的暗物质晕。此外，重子坍缩成盘应该压缩了晕，增加了暗物质密度，这加剧了分歧。一个可能的解决方案是大量的角动量从磁盘转移到晕，但这不是特别有吸引力，也不是优雅。

盘状星系的发光物质和暗物质含量

The luminous and dark matter content of disk galaxies

对于一个汇编样本的盘星系与可用的测光（B和K波段），速度线宽度和HI积分通量，几个参数跟踪的发光，重子和暗物质的内容进行了推断。我们研究了这些参数是如何随着不同的星系性质而变化的，并在LCDM宇宙演化的背景下将结果与星系演化模型的预测相结合。圆盘与总的最大圆周速度之比vd/vt主要取决于圆盘中心的表面密度Sig_d（或表面亮度SB），其值大致随Sig_d ^[0.15]的增加而增加。虽然一小部分的高SB星系有一个对应的最大磁盘解决方案的vd/VT比，低SB完全暗物质为主。模型的趋势是相似的，尽管它们的vd/vt比略小于观测值。对vd/vt-Sig_d关系的残差分析表明，当星系更红、更亮（质量更大）和更早类型时，vd/vt趋于减小。这些模型使我们能够解释这些结果的物理意义，这意味着晕结构和发光性质之间的联系。在给定的半径下，对于观测和模型，估计的动态重子质量和动态质光比随着SB的减小而减小，并且与星系尺度无关，这与以前的工作中报道的相反，基于对旋转曲线形状的分析。我们讨论了这种差异，并指出了解决盘状星系中暗和亮的含量是否取决于SB或光度这一争论的重要性。模型和观测之间的广泛一致性有利于LCDM情景。然而，盘状星系光学区域内过量的暗物质仍然是主要的困难。（节略）

宇宙在高红移处徘徊吗？

Did the Universe loiter at high redshifts ?

我们发现，游荡在高红移（$z \gsim 6$）可以很容易地出现在膜世界模型的暗能量，除了空间平坦，也加速在后期。游荡的特征是哈勃参数的值在一个狭窄的红移范围内下降，我们称之为“游荡时期”。在游荡期间，密度扰动预计将迅速增长。此外，由于宇宙的膨胀速度减慢，它的年龄附近徘徊显着增加。一个早期的游荡期预计会促进高红移引力束缚系统的形成，例如$z \sim 6$的$10^9 M_\odot$黑洞和$z > 10$的低质量黑洞和/或第三族恒星，它们的存在在LCDM情景中可能是有问题的。游荡模型也有助于降低再电离的红移，从目前LCDM宇宙学中的（高）值$z_{\rm reion} \simeq 17$，从而缓解了高红移宇宙的观测和理论模型建立之间的紧张关系。目前，一个游荡的宇宙加速与有效的状态方程$w < -1$，从而模仿幻影暗能量。然而，与幻影不同的是，我们模型中宇宙的晚期膨胀是无奇点的，一个在过去徘徊的宇宙将在遥远的未来渐近地接近LCDM模型。

冷暗物质模型中低表面亮度星系晕的浓度是多少？

How Concentrated Are The Haloes Of Low Surface Brightness Galaxies In The Cold Dark Matter Model?

我们研究了在LCDM N体模拟中形成的暗物质晕的浓度和自旋参数之间是否存在相关性。特别是，我们专注于低表面亮度（LSB）和高表面亮度（HSB）星系的主机的维里质量特性的晕。我们的分析表明，浓度和自旋是反相关的。如果我们假设一个星系盘形成在这些晕之一，从重子，大约守恒的角动量，在他们的耗散到旋转支撑的磁盘，然后它是可能的估计磁盘的中心表面密度。对于一个适当的选择的质光比，我们可以把限制的中心表面亮度的磁盘，从而确定的LSB和HSB星系的主机晕的类似物。我们发现，我们的LSB星系类似物占据的晕，具有较低的浓度比可能预期的基础上考虑的质量浓度关系的LCDM宇宙学。浓度分布在c~6处达到峰值，与观测数据吻合良好，尽管模拟分布与观测推断分布的形状之间存在重要差异。这表明，LSB星系居住在一个有偏见的子样本的晕人口，这种偏见可能是一个重要的成分，为解决目前的辩论，关于LSB星系暗物质晕的结构。

盘状星系形成的一个修正模型：低自旋暗晕膨胀

A Revised Model for the Formation of Disk Galaxies: Low Spin and Dark-Halo Expansion

我们利用观测到的自转速度-光度（VL）和大小-光度（RL）关系，在LCDM宇宙学中挑选出一个特定的盘状星系形成的场景。我们的模型包含四个独立的对数正态随机变量：暗晕浓度c，盘自旋lam_gal，盘质量分数m_gal和恒星质光比M/L_I。VL和RL零点与绝热收缩的同时匹配需要低c晕，但该模型具有V_2.2~1.8 V_vir（V_2.2和V_vir分别为2.2盘尺度长度和维里半径处的圆速度），这将无法匹配光度函数（LF）。类似地，没有绝热收缩但标准c的模型也预测V_2.2/V_vir的高值。在暗物质晕的膨胀模型中，盘的形成导致暗物质晕的膨胀，而不是通常假设的收缩，具有V_2.2~1.2 V_vir，这允许LF的同时拟合。这可能是由于非球形的凝块气体吸积，其中动力学摩擦将能量从气体转移到暗物质。该模型需要较低的lam_gal和m_gal值，这与天真的期望相反。然而，低的lam_gal与盘星系主要存在于具有安静合并历史的晕中的概念是一致的，而低的m_gal也表明了星系-星系透镜效应。RL关系中的散射小于预期，VL和RL关系的残差之间缺乏相关性，分别意味着lam_gal和c中的散射需要小于LCDM晕的预测，再次与盘星系优先居住在具有安静合并历史的晕中的想法一致。

星系盘的形成和演化：CDM有什么问题？

Formation and evolution of galaxy disks: what is wrong with CDM?

我们发现，在详细的角动量守恒的假设下，LCDM晕内形成的高，低表面亮度（SB）星系盘的密度分布与观测大致一致。模型星系的光-暗物质比随SB的增大而增大。低SB模型趋向于最小盘解，而高SB模型很难达到最大盘解。随着在晕中引入浅核，高SB模型成为最大磁盘。浅岩心也有助于改善无凸起低SB模型的内部SB剖面和Tully-Fisher关系的零点。该模型预测以及这种关系和它的分散，以及小的相关性的残差和光度半径的关系，尽管依赖于SB的旋转曲线形状。

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。

宇宙中的膨胀/盘分离

Bulge/Disk Segregation in the Universe

本文综述了宇宙中球盘分离的观测结果，重点讨论了在星系团中观测到的分离是局部的还是全局的，以及在大尺度上是否存在球盘分离。在星系团的核心中，高密度的富膨胀星系可以用几个流行的物理过程来解释：1）偏置的早期椭圆形形成，2）由于潮汐破坏了为盘提供燃料的气体库，盘的形成失败，3）星系际气体对盘中气体的冲压压力剥离，（4）旋涡星系合并为椭圆星系（这是本文的重点）。概述了一个全球设想方案，其中包括每一个进程。

CDM宇宙中厚盘的出现

The Emergence of the Thick Disk in a CDM Universe

使用我们的化学动力学星系形成代码，GCD+模拟盘星系，被证明有一个厚盘组件。这是由速度色散与年龄关系的太阳邻居星，这清楚地表明了一个突然增加的速度色散在回望时间约8 Gyrs，是在非常好的协议与观测。这些厚盘星是由气体形成的，这些气体是在高红移的等级聚类的混乱时期吸积到星系中的。这种形成的情况是一致的观测银河系和河外厚盘。

从2dF星系红移巡天看星系的偏置和宇宙的密度

The bias of galaxies and the density of the universe from the 2dF galaxy redshift survey

通过对2dF星系红西巡天（2dFGRS）中星系分布的双谱研究，证明了2dFGRS星系是质量分布的无偏示踪物。这使我们能够打破功率谱研究固有的简并性，在物质密度参数Omega_m和偏置参数b之间，并获得Omega_m的精确测量：Omega_{m，z_{eff} }=0.27 \pm 0.06，这是单独从2dFGRS获得的测量，独立于其他数据集。这个结果必须解释为在巡天有效红移z_{eff} =0.17时的Ω_m。在z=0处外推，我们得到LCDM模型的Omega_m=0.2 \pm 0.06。当与对宇宙平坦性的宇宙微波背景约束相结合时，对物质密度参数的这种约束表明宇宙由真空能量分量主导的确凿证据。

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。

λ CDM宇宙中的晕子结构和盘加热

Halo Substructure and Disk Heating in a Lambda CDM Universe

我们研究最近的建议，在冷暗物质（CDM）晕的子结构可能与薄，动态脆弱的恒星盘的存在冲突。银河系孤立的磁盘/隆起/晕模型，包括数百个暗物质卫星的质量，密度和轨道来自高分辨率的宇宙学CDM模拟的N体模拟表明，在$z=0$的子结构在几个陀螺仪的磁盘加热中只起着次要的动力学作用。这是因为卫星在现今CDM晕中的轨道很少将它们带到盘附近，而盘附近的潮汐效应最大。除非子结构的影响是非常不同的，在较早的时候，我们的模型表明，子结构可能不会排除维里化的CDM晕薄恒星盘，如银河系的可接受的主机。

SDSS中星系与QSO之间的相关：来自引力透镜放大的na信号？

Correlation between galaxies and QSO in the SDSS:na signal from gravitational lensing magnification?

本文报道了斯隆数字巡天（SDSS）早期数据发布（EDR）中0.2-30角分尺度的星系-类星体互相关w_GQ的探测结果。我们将不同平均深度r '= 19-22（z_G =0.15-0.35）的星系样本与平均z_Q=1.6的主要类星体群体（i'<19.1）进行了交叉相关。我们发现显着的正相关性，在所有情况下，除了最微弱的类星体，如预期的那样，如果信号是由于弱透镜放大。弧分尺度上的信号幅度约为20%。这比目前预期的LCDM弱透镜效应大几倍，但在更高的意义上证实了几个小组以前的测量结果。当与星系-星系相关性w_GG相比时，弱透镜解释表明底层物质波动的非线性幅度很大：在0.2 Mpc/h的尺度上，σ =400，与LCDM波动的非线性模型相矛盾。我们还探测到一个标准化的偏度（星系-星系-类星体相关性），在z=0.15时为S_3=21 +/-6（在z=0.35时为S_3= 14 +/-4），比LCDM的预期值低几个sigma。这些观测的趋势可以与透镜在一个平坦的Lambda宇宙与sigma_8=1，提供的线性光谱是陡峭的（n = 1）比LCDM模型在这些小（集群）尺度。在这种解释下，星系分布以小100倍的幅度跟踪物质方差：即星系在小尺度上是反偏的，b=0.1，在10 Mpc/h时增加到b=1。

具有运行原初功率谱的宇宙学模型中的早期结构形成和再电离

Early Structure Formation and Reionization in a Cosmological Model with a Running Primordial Power Spectrum

（删节）在原始密度涨落的谱功率指数是长度尺度的函数的假设下，我们研究了LCDM宇宙中高红移结构的形成和再电离。我们采用一个特定的配方运行光谱指数（RSI）模型建议最近的WMAP数据。虽然RSI模型中的早期结构是分层形成的，但与LCDM模型相比，小尺度上的功率降低导致低质量（~ 10^6 Msun）"迷你晕“形成时期的相当大的延迟。RSI模型中的气体云数量非常少，这表明再电离开始的时间晚于z<15，通常导致总汤姆逊光学厚度小于LCDM模型。通过辐射转移计算，我们还研究了星系中形成的恒星星族的再电离。即使用头重脚轻的初始质量函数代表大质量恒星的早期种群和/或来自星系的异常高的光子发射率，对于早期恒星形成的合理模型，总光学厚度也只能达到τ ~ 0.1。因此，RSI模型与WMAP卫星推断的大汤姆逊光学厚度相冲突。

大尺度结构和广义Chaobergin气体作为暗能量

Large scale structure and the generalised Chaplygin gas as dark energy

研究了在同时含有冷暗物质（CDM）和广义查伯金气体（GCg）的宇宙中大尺度结构的生长。假设GCg只对宇宙的背景演化有贡献，而CDM组分则坍缩并形成结构。我们提出了一些新的分析以及数值结果的线性和非线性增长在这样的模型。该模型通过了标准的宇宙学距离检验，而不需要宇宙学常数（LCDM）。但我们发现，该方案是严重限制了目前的观测大尺度结构。GCg参数偏离标准λ主导宇宙学（LCDM）的任何微小偏差都会对结构的生长产生实质性的抑制。

LCDM宇宙学中的Milky Way型星系

Milky Way type galaxies in a LCDM cosmology

我们分析了从千年模拟的公开星系目录中提取的52，000个银河系（MW）类型星系的样本，目的是统计研究它们与我们银河系相比的性质的差异和相似之处。模型星系被选择为处于最大圆速度在200-250 km/seg范围内的晕中，并且具有与银河系相似的膨胀盘比。我们发现MW星系是通过冷气体和小卫星系统的吸积而安静地形成的。只有12%的模型星系在其一生中经历了一次重大的合并。大多数恒星是在原地形成的，只有大约15%的最终质量是通过吸积形成的。超新星和活动星系核反馈在这些系统的演化中起着重要的作用。在高红移时，当MW祖先的势阱较浅时，超新星爆炸驱动的风会吹出大部分气体和金属。随着系统质量的增加，SN反馈效应减弱，活动星系核反馈取而代之，在较低红移的恒星形成活动中起着更重要的调节作用。虽然模型银河系星系已被选定位于一个狭窄的范围内的最大圆周速度，但它们仍然表现出显着的分散在最终恒星的质量和金属丰度。我们的分析表明，这种分散的结果从不同的吸积历史的母暗物质晕。静态方面，我们也发现了银河系在相同质量范围内是典型的Sb/Sc星系的证据，为限制星系形成的数值模型提供了一个合适的基准

扩展FRW宇宙的过程

Disks in Expanding FRW Universes

我们构造爱因斯坦方程的精确解，该方程代表沉浸在膨胀的FRW宇宙中的相对论盘。结果表明，膨胀影响的磁盘的动力学特性，如旋转曲线，表面质量密度等的膨胀的影响是例示与非静态概括的Kuzmin-Curzon和广义Schwarzschild磁盘。

来自暗能量膜世界模型的宇宙学惊奇

Cosmological Surprises from Braneworld models of Dark Energy

综述了暗能量膜世界模型的性质。膜世界模型承认以下有趣的可能性：（i）有效状态方程可以是w< -1 as well as w >-1。在前一种情况下，宇宙的膨胀在任何时候都表现良好，宇宙不会遇到未来的“大撕裂”奇点，这通常是幻影模型遇到的。(ii)对于一类膜世界模型来说，宇宙的加速可能是一种瞬态现象。在这种情况下，宇宙当前的加速度被夹在两个物质主导的时代之间。与LCDM和大多数Quintessence模型相比，这样的膜世界没有视界。(iii)对于一组特定的参数值，宇宙可以起源于静止奇点，也可以终止于静止奇点，在静止奇点处，密度、压力和哈勃参数保持有限，而减速参数和黎曼张量的所有不变量在宇宙时间的有限间隔内发散到无穷大。(iv)暗能量的膜世界模型可以在高红移处徘徊：$6 \lleq z \lleq 40$。相对于LCDM中的哈勃参数值，在游荡期哈勃参数减小。结果，宇宙在游荡时的年龄急剧增加，预计这将促进高红移引力束缚系统的形成，例如$z \sim 6$的$10^9 M_\odot$黑洞和$z > 10$的低质量黑洞和/或第三星族恒星，它们的存在在LCDM情景中可能是有问题的。(v)膜世界模型具有类似时间的额外维度，在早期反弹，从而避免了最初的“大爆炸奇点”。(vi)暴胀和暗能量都可以成功地统一在一个单一的方案中（典型暴胀）。