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
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
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
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
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
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
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
Formation of metal-poor gaseous halo in gas-rich galaxy mergers
为了探索椭圆星系中观测到的星际介质晕的基本化学性质的起源，我们数值研究了富气盘-盘星系合并过程中星际介质的化学动力学演化.本化学动力学研究的主要结果有以下三个。(1)由富气并合形成的椭圆星系表现出陡峭的负ISM金属丰度梯度，特别是在星系的外部。其根本原因是，ISM的化学演化进行在这样一个不均匀的方式，在合并的中心部分，金属富集的ISM是更有效的，由于径向流入的金属富集的ISM在耗散星系合并，而在外部部分，金属富集是不太有效的，由于大量的金属富集的ISM潮汐剥离合并。这一结果为最近ASCA揭示的椭圆晕气态金属丰度梯度的起源提供了线索。(2)由于并合过程中ISM的不均匀化学演化，一些并合遗迹的平均气态金属丰度明显小于恒星平均气态金属丰度。合并遗迹中恒星和气态金属丰度的差异程度取决于化学混合长度、星系质量和超新星反馈的有效性。(3)由多次合并形成的椭圆星系比由对合并形成的椭圆星系更可能具有贫金属的气体晕成分和陡峭的气体金属丰度梯度。这主要是因为在多次合并中，更大量的金属含量较低的ISM可以更有效地从星系中潮汐剥离。
1998-04-18 astro-ph
Self-Consistent Theory of Halo Mergers - II: CDM Power Spectra
我们放置额外的约束的三个参数的暗物质晕合并率函数最近提出的帕金森，科尔和Helly利用Smoluchowski的凝聚方程，这必须遵守任何二进制合并过程，保持质量。我们发现，从Smoluchowski方程的约束退化，限制在一个薄的平面在三维参数空间。这种约束是一致的，从拟合到N体措施的祖质量函数，并提供了一个更好的匹配的整体暗物质晕质量函数的演变，特别是对于最大质量的晕。我们表明，拟议的合并率函数不允许Smoluchowski方程的精确解，因此，参数的选择必须反映拟合质量函数的各个部分之间的妥协。本文描述的技术适用于更一般的合并率函数，其可以允许Smoluchowski方程的更准确的解。目前的合并率解决方案对于绝大多数应用程序来说可能足够准确。
2008-02-25 astro-ph
Galaxy Mergers and Dark Matter Halo Mergers in LCDM: Mass, Redshift, and Mass-Ratio Dependence
我们采用了高分辨率LCDM N体模拟提出合并率预测暗物质晕和调查如何共同合并相关的观测星系-如密偶计数，星爆计数，和形态干扰分数-可能规模与光度，恒星质量，合并质量比，和红移从z=0到z=4。我们提供了一个简单的“通用”拟合公式，描述了我们推导出的合并率为暗物质晕暗晕质量，合并质量比和红移的函数，并继续预测星系合并率使用数字密度匹配关联晕与星系。例如，我们发现m/M>0.3质量比的事件进入典型的L > f L* 星系的瞬时合并速率遵循简单的关系式dN/dt=0.03（1+f）（1+z）^2.1 Gyr^-1。尽管合并率随着红移的增加而迅速增加，但只有一小部分>0.4 L* 的高红移星系（z=2时约3%）应该在最近（t<1亿年）经历了一次大合并（m/M >0.3）。这表明，短暂的，合并引起的恒星形成爆发不应该在早期对全球恒星形成率有显着贡献，与观测指标一致。我们强调，必须非常小心，因为预测的观测值非常敏感地依赖于星系的光度，红移，总质量比，并合并残余物的不确定的弛豫时间尺度进行比较。我们表明，大多数明亮的星系在z=3应该经历了一个主要的合并（>0.3）在过去的700万年，并得出结论，合并几乎肯定发挥了重要作用，提供重子和影响运动学性质的莱曼Break Galvanies（LBG）。（节略）
2009-11-14 astro-ph
On The Assembly History of Dark Matter Haloes
我们研究了暗物质晕的质量组装历史。我们比较MAH使用（i）合并树构建扩展的Press-Schechter（EPS）形式主义，（ii）数值模拟，（iii）拉格朗日微扰代码PINOCCHIO。我们表明，皮诺乔马赫是在良好的协议与使用数值模拟得到的。我们使用一套包含55个PINOCCHIO模拟，每个模拟包含256^3个粒子，研究了\LambdaCDM和谐宇宙学中12，924个冷暗物质晕的马赫数。我们表明，晕质量小于特征非线性质量尺度建立自己的潜在的井之前，他们获得了大部分的质量。当一个晕达到它的最大维里速度时，它的质量集合大致分为两个阶段，一个是由主要合并占主导地位的快速吸积阶段，一个是由次要合并占主导地位的缓慢吸积阶段。每一个晕轮经历大约3个\pm 2个主要的合并，因为它的主要祖先的质量等于最终晕轮质量的百分之一。这个主要的合并统计被发现是几乎独立的晕质量。然而，这些主要合并发生时的平均红移是强烈依赖于质量的，更大质量的晕在以后经历它们的主要合并。
2007-05-04 astro-ph
Merger vs. Accretion and the Structure of Dark Matter Halos
在各种各样的宇宙演化的层次聚类的高分辨率N体模拟表明，密度分布的暗物质晕是普遍的，与低质量的晕密度比他们更大的同行。这种质量-密度相关性被解释为反映了质量较小天体的早期典型形成时间。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。这样的晕形成时间的计算通过修改的扩展的Press & Schechter形式主义，其中包括一个现象学的前沿，Delta_m，微小的和显着的相对质量捕获之间的合并和吸积之间的区别。当Delta_m=0.6时，我们证实晕的特征密度与其形成时宇宙的平均密度基本成正比。然而，相对于临界密度的比例性对于开放宇宙产生了稍微好一点的结果。此外，我们还发现晕的尺度半径也基本上正比于它们形成时的维里半径。我们表明，这两个关系是符合以下简单的情况。剧烈的弛豫引起的合并重新安排的结构晕导致相同的密度分布与无量纲的特征密度和尺度半径的普遍值。在合并之间，晕通过周围层的吸积逐渐增长，保持其中心部分稳定，并随着宇宙临界密度的减小而扩大其维里半径。
1997-12-05 astro-ph
Shapes of Stellar Systems and Dark Halos from Simulations of Galaxy Major Mergers
利用来自58个流体动力学双星星系大合并模拟的89个快照样本，我们发现恒星残余物大多是扁圆的，而暗物质晕大多是扁长或三轴的。恒星的短轴和晕的长轴几乎总是几乎垂直的。这可以通过考虑合并过程中角动量和耗散的影响来理解。如果螺旋星系的双星合并是形成椭圆星系或其中一些子群的原因，那么这些星系可以被认为是扁圆的，并以预测的形状和方向居住在它们的晕中。这些预测可能与弱引力透镜的观测研究有关，在弱引力透镜中，人们必须堆叠许多光学排列的星系，以确定堆叠质量分布的形状。这里提出的暗物质和发光物质之间的简单关系可以用来指导星系的堆叠，以最大限度地减少信息丢失。
2006-07-22 astro-ph
Is the halo responsible for the microlensing events?
我们讨论了天体物理对象负责最近报道的微透镜事件的来源在大麦云云可以被确定为我们的银河系的椭球体的褐矮星组件，而不是一个黑暗的重子晕的成分。
1994-05-17 astro-ph
The Clustering and Host Halos of Galaxy Mergers at High Redshift
宇宙结构形成的高分辨率模拟表明，稠密环境中的暗物质亚结构，如群体和集群，可能会存活很长一段时间。这些暗物质暗晕可能是星系的宿主。我们使用高分辨率的N体宇宙学体积模拟研究了高红移下晕主要合并的小尺度空间聚集。最近合并，大规模的subhalos表现出增强的集群规模约100-300千秒差距/小时，相对于所有的subhalos相同的下降质量，短时间后的一个主要合并（<5亿年）。小规模的集群增强是较小的质量较低的subhalos，这也显示出赤字的规模刚刚超过过剩。主持最近的晕合并的晕往往有更多的晕;大规模的晕过剩是强大的，它往往增加最大规模的主机晕。在我们探测的尺度下，晕下合并分数与晕质量无关。在卫星和中央subhalos方面，合并增加小规模集群的大规模subhalos来自最近合并的大规模中央subhalos具有增强的卫星人口。我们的合并是通过它们的母恒星质量比来定义的。经历重大质量增益的Subhalos也表现出小规模的集群增强，但这些对应于两个机构的相互作用，导致两个最终的subhalos，而不是subhalo聚结。
2009-03-23 astro-ph
Merger Histories of Galaxy Halos and Implications for Disk Survival
利用高分辨率LCDM N体模拟研究了星系暗物质晕的合并历史。我们的合并树追踪了约17，000个在z=0时质量为M_0 =（10^11--10^13）Msun的晕，并追踪了小到m = 10^10 Msun的天体的吸积事件。我们发现质量组装在m/M_0上具有显著的自相似性，并由约为最终晕质量10%的合并所主导。虽然非常大的合并，m > 0.4 M_0，是相当罕见的，相当大的吸积事件，m ~ 0.1 M_0，是常见的。在过去的10 Gyr中，绝大多数（~95%）的银河系大小的晕（M0 = 10^12 Msun）至少吸积了一个总质量大于银河系盘的物体（m > 5x10^10 Msun），大约70%的晕吸积了一个质量大于银河系盘两倍的物体（m > 10^11 Msun）。我们的研究结果提出了严重的关注薄盘占主导地位的星系的生存在当前的星系形成的CDM宇宙的范式。为了在银河系大小的CDM晕中达到约70%的盘占主导的比例，涉及m ~ 2x10^11 Msun天体的合并必须不破坏盘。考虑到大多数厚的盘和凸起都包含了古老的恒星星族，情况就更加严格了：这些合并不能加热盘或将气体驱入中心以产生年轻的凸起。
2008-03-31 astro-ph
Merger trees and the multiplicity function of halos
本文提出了一种计算等级聚类宇宙学中物质晕合并历史的新方法。线性密度场在一系列尺度上被平滑，然后以密度递减的方式排列，并构造合并树。该方法在许多方面类似于Cole \& Kaiser的块模型，但具有许多优点：（i）它保留了关于晕之间的空间相关性的信息，（ii）它使用了一系列重叠的网格，因此在寻找罕见的大质量晕方面要好得多，（iii）它不限于质量比为2的幂的晕，以及（iv）它基于密度场的实际实现，因此可以针对N体模拟进行测试。主要缺点是（i）最小晕质量是晶胞的八倍，相应的动态范围损失，以及（ii）偶尔晕在树中的相对位置不能反映它们的塌陷时间的正确顺序，如从平均晕密度计算的。我们表明，我们的模型表现出所需的缩放行为时，测试幂律谱密度扰动，但它预测更多的大规模晕比平面谱的Press-Schechter形式主义。我们提出了为什么会这样的理由。
1995-11-14 astro-ph
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。
2005-05-12 astro-ph
Reliability of merger tree realizations of dark halos in the Monte-Carlo modeling of galaxy formation
我们研究的可靠性的合并树产生的蒙特卡罗模拟的星系形成。特别是，我们专注于冷气馏分预测的合并树与不同的假设上的祖分布函数，时间步长，和质量分辨率。我们发现，冷气体分数是敏感的合并树的准确性在小质量尺度的祖先在高红移。通过采用相当大数量的红移仓（N_{step} ~ 1000）来生成合并树，可以在合理的程度上再现Press-Schechter预测，这比以前文献中使用的规范值大10倍。
2002-08-15 astro-ph
Do Mergers Spin up Dark Matter Halos?
我们使用一个大的宇宙学N体模拟来研究冷暗物质晕的合并历史和自旋之间可能的相关性的起源。特别是，我们研究声称，残余的主要合并往往有高于平均水平的自旋，并发现这种效果主要是由非放松系统驱动：平衡暗物质晕显示没有显着的相关性之间的自旋和合并的历史。平均而言，非平衡晕具有比松弛系统更高的自旋，这表明维里化过程导致自旋参数值的净减少。我们发现，这种减少是由维里化过程中发生的质量和角动量的内部重新分配驱动的，这是一个在重大合并过程中特别有效的过程，当高角动量物质被推到残骸的维里半径之外时。由于这种重新分配可能会不均匀地影响重子和暗物质的角动量，我们的研究结果质疑了将晕的特定角动量含量与其嵌入的发光成分的角动量含量进行识别的常见做法。需要进一步的工作来阐明分层聚集的星系系统中重子和暗物质角动量含量之间的真实关系。
2007-06-07 astro-ph
Evolution of the Phase-Space Density of Dark Matter Halos and Mixing Effects in Merger Events
宇宙学N体模拟被用来研究暗物质晕的相空间密度Q = rho/sigma ^[3]的演化。对于“冷”或“暖”暗物质模型，在标度关系Q ~ sigma^（-2.1）或Q ~ M^（-0.82）上没有显著差异。从z = 10到现在的单个晕的跟踪表明存在两个主要的演化阶段：一个早期和快速的（10 > z > 6.5），其中由于整体运动的随机性和后期和长期运动，Q平均减小40倍（6.5 > z > 0），其中由于合并事件引起的混合，Q减小了20倍。对这些晕的研究还表明，由合并事件引起的速度弥散的快速正变化与相密度Q的快速下降有关。
2005-12-19 astro-ph
Dark halo mergers and the formation of a universal profile
我们认为，一个普遍的密度分布暗物质晕产生的层次结构形成的自然后果。它是一个固定点的过程中反复合并。我们提出了一个特定形式的配置文件的出现分析和数值参数。在小半径处，密度应按$r^{-α}$变化，其中$α$由晕的特征密度与其质量成比例的方式确定。如果小晕是密集的，那么$α$是大的。质量-密度关系可以通过“形成时间”参数与初始涨落的功率谱$P(k)$联系起来。早期构造形成导致陡峭的尖点。对于$P(k)\sim k^n$，我们发现$α\simeq 3(3+n)/(5+n)$。通用轮廓是由小光环与较大物体合并时的潮汐剥离产生的。
1996-11-12 astro-ph
Generating Dark Matter Halo Merger Trees
我们提出了一种新的蒙特卡罗算法来生成描述暗物质晕形成历史的合并树。该算法是对Cole等人（2000）在GALFORM半解析星系形成模型中所用算法的改进。因此，它是基于扩展的Press-Schechter理论，因此应该适用于具有广泛功率谱的分层模型和宇宙学模型。它被调整为与从LCDM Millennium N体模拟中提取的合并树分析中发现的条件质量函数准确一致。我们提出了一个比较的预测，不仅与这些条件的质量函数，但也与额外的统计千禧年模拟晕合并的历史。在所有情况下，我们发现它是在良好的协议与千年模拟，因此它应该被证明是一个非常有用的工具，半解析模型的星系形成和建模的层次结构形成一般。我们已经在http://star-www.dur.ac.uk/~cole/merger_trees上制作了合并树生成代码和导航树的代码。
2007-11-22 astro-ph
Merger history trees of dark matter haloes in moving barrier models
我们提出了一个算法产生合并历史的暗物质晕。该算法是基于偏移集的方法与移动的障碍，其形状是由椭球崩溃模型的晕形成的动机。与大多数其他合并树算法相比，我们的算法在质量上而不是时间上采取离散步骤。这使我们能够量化数值模拟的输出通常在离散时间箱中的事实所产生的影响。此外，它提出了一套自然的缩放变量来描述晕祖细胞的丰度，这种缩放是不一般的球形崩溃。我们测试我们的算法，通过比较其预测与数值模拟中的测量。祖质量分数和质量函数是在良好的协议，因为是预测的标度律。我们还测试了形成红移分布，质量分布在形成，和最近的主要合并的红移分布，所有的N体模拟数据，在广泛的质量和红移的合理协议。最后，我们研究了离散时间快照中采样的影响。在所有的情况下，改进算法的基础上的球形崩溃的假设是显着的。
2009-01-03 astro-ph
Evolution of Dark Matter Phase-Space Density Distributions in Equal-Mass Halo Mergers
我们使用无耗散N体模拟来研究暗物质（DM）晕之间等质量合并中真实粗粒相空间密度分布f（x，v）的演化。晕模型的构造与各种渐近幂律指数范围从陡峭的尖点到核心状的配置文件，我们采用相空间密度估计''恩比''开发的夏尔马和斯坦梅茨计算f（x，v）。所采用的力分辨率允许在模拟系统的维里半径的内部~1%内进行稳健的相空间密度分布估计。我们确认，合并的结果，在粗粒相空间密度的减少，按照预期的混合定理碰撞系统。我们表明，相同的DM晕之间的二进制合并产生的残余物，保留良好的记忆的内部斜坡和整体形状的相空间密度分布的祖先。相空间密度分布的鲁棒性适用于一系列轨道能量，以及各种遭遇配置，包括几个连续合并事件的序列，旨在模仿分层合并，以及发生在不同宇宙学时期的碰撞。如果祖晕构造有明显不同的渐近幂律指数，我们发现，内部的斜率和整体形状的相空间密度分布的残留物基本上更接近的初始系统与最陡峭的中心密度尖点。这些结果明确地表明，混合是不完全的DM晕之间的等质量合并，因为它不擦除的祖属性的记忆。我们的结果也证实了Dehnen（2005）最近关于合并自引力中心密度尖点的分析预测。
2009-06-04 astro-ph
The angular momentum of dark halos: merger and accretion effects
我们提出了暗物质晕角动量演化的新结果。从N体模拟中得到的晕，根据它们的质量增长历史被分为两类：吸积类包含质量连续平稳变化的晕，而合并类包含质量突然显著变化的晕（每个事件的质量大于初始质量的1/3）。我们观察到角动量的增长，它继续以及进入非线性制度，它与质量增长，它发生在两个阶段：一个快速其次是一个缓慢的阶段。对于吸积目录，自旋参数随时间减小，而对于合并目录，自旋参数随时间略有增加，但当两个目录一起考虑时，自旋参数不发生变化，而且自旋参数不依赖于晕质量或宇宙学模型。我们还开发了一个简单的模型来形成类似于银河系的盘状星系，并得出结论，我们自己的光环必须捕获卫星才能获得所需的角动量并实现z ~ 1.6附近的大部分盘状星系。角动量分布表明，在z ~ 1.6只有22%的晕的角动量的大小相当于在太阳质量的$(0.1-5)*10^{11}$的质量范围内的盘星系，显然不足以解释目前观察到的这些对象的丰度。
2003-11-06 astro-ph
Galaxy formation using halo merger histories taken from N-body simulations
我们发展了一个混合的星系形成模型，它使用N体模拟的输出来跟踪合并的历史（或"合并树“）的暗物质晕，并处理重子过程，如气体冷却晕和随后的恒星形成，使用Cole等人的半分析模型。我们将此混合模型与利用Monte-Carlo算法，并发现，除了有限的质量分辨率所施加的N体粒子质量，模型之间的唯一显着差异是由于扩展的Press Schechter理论预测的晕祖质量的分布之间的差异，发现在N体模拟。我们调查的效果有限的质量分辨率的混合模型相比，一个纯粹的半解析模型，大大提高了质量分辨率。我们发现，我们使用的粒子质量为1.4 × 10^10 Msolar/h的模拟的质量分辨率不足以产生一个合理的光度函数，用于b_J带星等小于-17的星系。
2002-10-07 astro-ph
Dark matter halo abundances, clustering and assembly histories at high redshift
我们使用一套高分辨率的N体模拟来研究高红移下高质量晕的性质、丰度和成簇，包括它们的质量组装历史和合并。我们发现，最适合的分析形式的丰度晕敏感地依赖于假设的定义晕质量，与常见的定义晕质量不同的两个因素，这些低浓度，大规模的晕。大量的巨大晕正在经历快速的质量增长，主要的合并活动是常见的。我们比较的合并和质量吸积的历史，扩展的Press-Schechter形式主义。我们考虑如何主要合并引起的恒星形成或黑洞吸积可能会改变从崩溃晕光子生产的分布，从而再电离，使用一些简化的例子。在所有这些中，给定质量的晕的光子分布获得大的散射。如果罕见的高质量晕对光子产生率有显著贡献，则光子产生率的散射可以转化为电离气泡尺寸的额外散射。
2008-01-04 astro-ph
The forest of merger history trees associated with the formation of dark matter halos
我们描述了一个简单有效的算法，允许一个构建蒙特卡罗实现合并历史的暗物质晕。该算法是由偏移集模型（邦德等1991年）的条件和无条件晕质量函数的动机。使用该算法构造的树的森林取决于潜在的功率谱。对于泊松或白噪声初始功率谱，森林具有与Sheth（1996）和Sheth & Pitman（1997）描述的树系综完全相同的性质。在这种情况下，可以解析地计算树分布的许多系综平均高阶统计量。对于高斯初始条件与更一般的功率谱，平均性能的合奏密切类似的平均性能预期的偏移集的方法。与使用我们的算法构建的树相关联的各种统计量与层次引力聚类的数值模拟中测得的结果吻合得很好。
1998-05-26 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
Redshift Evolution of the Merger Fraction of Galaxies in CDM Cosmologies
我们使用半解析建模的星系形成研究红移的星系合并分数和合并率ratesin λ CDM和精粹（QCDM）宇宙学，其依赖于物理参数的环境，合并的时间尺度，主要合并的方式被定义，并考虑到对象的最小质量。我们发现，对于给定的最终晕质量，当红移z <= 1时，合并分数F_mg和合并率随红移的变化关系可以用幂律很好地拟合。归一化F_{mg}（0）和斜率m取决于最终晕圈质量。对于给定的合并时间尺度t_merg和假设的主要合并的最大质量比R_major，F_mg（0）和m相互指数依赖。斜率m在数学上取决于考虑的最终晕质量和最小晕质量的比率。此外，局部归一化F_{mg}（0）对于较大的R_{major}增加，而m减小。我们将预测的合并分数与最近的观测结果进行比较，发现该模型不能同时再现合并指数和归一化。一般而言，该模型将F_{mg}（0）和m低估了2倍。
2001-07-06 astro-ph
Halo Wide Binaries and Moving Clusters as probes of the Dynamical and Merger History of our Galaxy
宽对或脆对是探测银河系势的灵敏探针，它们被用来提供有关银河系潮汐场、GMC密度以及盘和晕中存在的暗物质扰动质量的信息。晕宽的双星和移动的星系团，因为它们很可能是过去合并或解散的星系团的残骸，可以提供我们银河系动力学和合并历史的信息。这些残留物应继续显示出类似的运动，随着时间的推移，其年龄的顺序。我们已经在Schuster et al.（2006）的低金属量恒星中寻找相空间分组，并确定了一些候选的移动星团。在几个移动的星团中，我们发现了一个宽的CPM双星，它已经在我们的高速贫金属星宽双星目录中被发现（Allen et al 2000 a）。对这些恒星的光谱跟踪研究将证实这些恒星群的物理真实性，并使我们能够区分它们的祖先是溶解的星系团还是吸积的河外系统
2006-11-26 astro-ph
Orbital Parameters of Merging Dark Matter Halos
为了指定宇宙学动机的初始条件，主要星系合并（质量比$\leq$ 4：1），应该解释椭圆星系的形成，我们研究的轨道参数的主要合并的冷暗物质晕使用高分辨率的宇宙学模拟。几乎有一半的遭遇是接近抛物线的偏心率$e \approx 1$和没有相关性之间的晕自旋平面或轨道平面。近心辐角$ω$与其他轨道参数无相关性，呈随机分布。此外，我们发现，50%的典型近心距离大于一半的晕的维里半径，这是远远大于通常假设在星系合并的数值模拟。与星系形成的半解析模型中通常的假设相反，发现主要合并的圆度不是随机分布的，而是在$ε\approx 0.5$值附近达到峰值。此外，所有结果均与最小祖细胞质量和主要合并定义（即质量比$\leq$ 4：1; 3：1; 2：1）无关。
2005-09-08 astro-ph
Merger shocks in galaxy clusters A665 and A2163 and their relation to radio halos
本文给出了两个热的中等红移星系团A665和A2163的Chandra气体温度图。两者都表现出强烈的温度变化，在其中心r=1 Mpc的地区，自然解释为产品的子集群合并。A665的图显示了冷核前方的一个激波，而A2163的温度结构则更为复杂。在更大的线性尺度上，我们对A2163的数据表明与早期ASCA结果一致的径向温度下降，尽管不确定性很大。这两个星团都显示出先前已知的同步辐射晕。无线电图像和气体温度图的比较表明，无线电发射主要来自热气体区域，提供了一个强有力的论据，有利于相对论电子加速合并冲击的假设。
2001-08-15 astro-ph
Evidence for Merger-Driven Activity in the Clustering of High Redshift Quasars
最近，在红移为z~4的类星体中测量到了一个很大的团簇长度。结合观测到的类星体光度函数，我们评估了这种聚类对类星体光度和暗物质晕质量之间关系的影响。我们的分析允许类星体光度和晕质量之间的关系的非线性和有限的散射，以及光度依赖的类星体寿命。在我们的建模中，额外的新成分是由于类星体活动的合并驱动性质，在观测到的偏差超过潜在的晕偏差的超额津贴。我们发现，只有当以下两个条件成立时，才能解释成团和光度函数的观测：（i）光度与晕质量比随晕质量增加而增加;（ii）观测到的成团幅度超过了仅从晕偏差所预期的。后一结果在99%水平上具有统计学显著性。总之，这些观测结果为合并驱动的类星体活动提供了令人信服的证据，黑洞的增长受到反馈的限制。与以往的分析不同，我们发现，在光度晕质量关系中可能存在高达1 dex的散射，并且类星体聚类不能用来估计类星体的寿命。
2008-10-20 astro-ph
Precision Astrometry, Galactic Mergers, Halo Substructure and Local Dark Matter
宇宙结构形成的和谐冷暗物质模型虽然在描述大尺度观测方面非常成功，但在星系尺度上存在许多问题。银河系及其卫星系统提供了一个关键的实验室，探索暗物质（DM）在这一制度，但一些最权威的测试本地DM等待微弧秒天体测量，如将交付的空间干涉测量任务（SIM Planetquest）。我讨论了几个测试银河DM启用未来的微弧秒天体测量。
2008-01-31 astro-ph
The Role of Primordial Kicks on Black Hole Merger Rates
原始恒星的质量很可能大于30 Msun，孤立地形成，并可能在其宿主暗物质晕的中心留下残留的黑洞。我们预计原始恒星会形成质量范围为10^6-10^10 Msun的晕。这些早期的黑洞中，有一些是在红移z>10时形成的，它们可能是本地宇宙星系中发现的大部分超大质量黑洞的种子黑洞。如果原始恒星的黑洞后代存在，它们与附近超大质量黑洞的合并可能是长波引力波探测器的主要候选者。我们模拟了Lambda CDM宇宙中暗物质晕的形成和演化。我们用早期黑洞播种高红移暗物质晕，并探索宿主晕的合并历史和合并产生的黑洞反冲速度的含义。在今天的星系中，即使经历几十公里/秒的中等反冲，低质量早期黑洞的中心浓度也会降低。即使是这种适度的反冲也会让黑洞离开它们的母晕，从而导致动力学摩擦对被弹射出的低质量黑洞的影响小于那些仍然嵌入母晕中的黑洞。因此，在最大的晕中，与中心超大质量黑洞的合并率可能会降低一个数量级以上。使用分析和说明性的宇宙学N体模拟，我们量化的作用踢的合并率的黑洞形成的大质量无金属恒星与超大质量黑洞在当今的星系。
2017-12-05 astro-ph
Galactic Halo Cusp versus Core: Tidal Effects in Mergers
我们展示了通过合并卫星形成的晕如何形成一个内部尖点，其密度分布为ρ \propto r^{-α}，其中α \to α_a \gsim 1$。我们的分析是基于一个新的处方潮汐剥离作为α（r）的函数，使用一个简单的玩具模型，匹配N体模拟。在α< 1的地核中，存在潮汐压缩而不是剥离，卫星向晕中心下沉，导致剖面迅速变陡至α> 1。当α> 1时，每个卫星壳的剥离都是在逐渐膨胀之前进行的，这使得剥离在α较大时更有效，从而在α足够大时导致平坦化。因此，我们可以用线性扰动分析证明，一个并合序列缓慢地导致一个不动点α（r）=α_a。这一结果意味着，只要有足够的卫星物质进入内晕并沉积在那里，就会形成一个尖点。我们的结论是，为了保持一个平坦的核心，如观测所示，卫星必须在核心之外被破坏，例如，这是因为重子反馈效应导致的膨胀。
2002-01-14 astro-ph
The origin and tidal evolution of cuspy triaxial haloes
本文提出了一种构造具有几乎任意密度剖面、轴比和自旋参数的平衡三轴N体晕的方法。该方法的基础上的方式，在分层宇宙学模拟，其中长和扁圆晕形成通过合并低和高的角动量，分别形成的结构。我们发现，主要合并之间的平衡球尖状晕产生类似的尖状三轴残余和较高的角动量合并产生系统的浓度较低。三轴晕在更深的潜力轨道变得更加球形和它们的速度色散张量更各向同性。质量损失的速率敏感地依赖于晕的形状：一个扁长的晕可以以几倍于具有相同密度分布的各向同性球形晕的速率损失质量。在宇宙学模拟中，亚晕比轴比大30%的场晕圆得多。
2004-09-24 astro-ph
The Robustness of Dark Matter Density Profiles in Dissipationless Mergers
我们提出了一个全面的系列无耗散N体模拟研究等质量合并之间的暗物质（DM）晕和多组分星系的密度分布的演变。DM晕模型的构造与各种渐近幂律指数范围从陡峭的尖点到核心状的配置文件和星系模型的结构特性的动机由LCDM范式的结构形成。所采用的力分辨率允许在模拟系统的维里半径的内部~1%内进行稳健的密度分布估计。我们证明，残余物的密度分布的中心斜率和整体形状几乎是相同的初始系统，这表明残余物保留了显着的记忆，其祖先的密度结构，尽管放松，伴随着合并活动。我们还发现，晕浓度保持近似恒定，通过层次合并涉及相同的系统，并表明残余物包含显着的分数，其绑定质量远远超出其正式维里半径。这些结论适用于各种各样的初始渐近密度斜率，轨道能量和遭遇配置，包括连续合并事件的序列，同时合并的几个系统，并合并的晕嵌入冷重子组件的形式的磁盘，球体，或两者兼而有之。作为一个直接的后果，净效应的气体冷却，收缩和陡峭的DM晕的内部密度分布，应通过一段时间的无耗散的主要合并。我们的研究结果意味着DM密度分布的特征普遍形状可能是在晕演化的早期。
2005-12-15 astro-ph
Merger rates in hierarchical models of galaxy formation. II: Comparison with N-body simulations
我们将大N体模拟的结果与Lacey & Cole 1993提出的暗物质晕合并历史的解析描述作了详细的比较，后者是基于Press-Schechter方法的扩展（Bond et al 1991，Bower 1991）。我们发现分析预测的晕质量函数，合并率和形成时间是非常准确的。然而，预计分析模型适用于任意欧米茄和一般功率谱。暗物质晕是用两种不同的方法在模拟中识别出来的。对于在平均超密度100-200下选择的晕，发现分析质量函数提供了与模拟的良好拟合，其塌陷阈值接近球形塌陷模型预测的阈值，在质量为1000的范围内，典型误差<30%，这是我们的N体模拟的全部动态范围。这对所使用的过滤类型不敏感。在质量为100 - 1000的范围内，对于合并率的分析预测也很好地吻合，包括它们对所涉及的两个晕的质量和所考虑的时间间隔的依赖，以及对于形成时间的分析预测，包括对晕质量和形成时期的依赖。Press-Schechter质量函数及其扩展到晕寿命和合并速率的解析表达式，为研究星系和星系团的形成和演化提供了一个非常有用的工具。
1994-05-24 astro-ph
Merging history as a function of halo environment
根据分层的方案，星系通过合并和小物体的吸积形成。使用N体模拟，我们研究的合并事件的历史中的晕的频率。我们发现，当z<~2时，整个晕粒子数的合并速率可以用一个简单的幂律（1+z）^[3]来描述。本文着重讨论了现时代（z=0）晕的环境效应。我们发现，位于集群内部的晕形成较早（dz \approx 1）比孤立的晕相同的质量。在低红移（z<1）时，团簇晕的合并速率比孤立晕的合并速率低3倍，比z=0时成组的晕的合并速率低2倍。在较高的红移（z~1-4）下，团簇和群晕的前身星的合并速率比孤立晕的合并速率高3- 5倍。我们简要讨论了我们的研究结果在不同环境中的星系演化的影响。
2000-04-11 astro-ph
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。
2008-11-06 astro-ph
Chandra Temperature Maps for Galaxy Clusters with Radio Halos
我们分析了钱德拉温度图的高质量的无线电晕数据的集群样本，研究无线电晕的起源。样品包括A520、A665、A754、A773、A1914、A2163、A2218、A2319和1 E0657 -56。我们提出了新的温度图，但其中两个（A520和A754）。所有这些集群表现出扭曲的X射线形态和强烈的气体温度变化，表明正在进行的合并。一些集群，例如，A520，A665，1 E0657 -56，显示了先前报道的射电晕亮度和热气区之间的空间相关性。然而，这不是一个普遍的特征。虽然大多数合并都太混乱了，以至于我们无法理清投影效应，但我们发现了明确的反例（例如，A754和A773），其中最热的气体区域在当前灵敏度水平下不显示无线电发射。这不能用投影效应来解释，因此反对合并冲击--至少是那些相对较弱的冲击，它们是大多数星系团中观测到的温度结构的主要原因--作为晕产生的主要机制。这使得合并产生的湍流成为一种更可能的机制。具有最清晰的无线电亮度-温度相关性的两个星团，A520和1 E0657 -56，都是合并的，其中一个小的密集子星团刚刚穿过主星团，很可能在其尾流中产生湍流。最大射电亮度和热气体都出现在这些尾流区。另一方面，在1 E0657 -56和A665（都是高速合并）中的晕延伸到子星系团前面的激波区，那里预计没有强烈的湍流。因此，在高速（M=2-3）合并，激波和湍流加速机制可能是显着的。
2004-01-21 astro-ph
Galactic halo cusp-core: tidal compression in mergers
我们解释了在简单的条款如何建立的暗晕合并紧凑的卫星，在CDM宇宙学，不可避免地导致一个内部的尖端的密度分布$ρ\propto r^{-α}$与$α\gsim 1$，在宇宙学N体模拟。具有$α<1$的较平坦晕核在各个方向上对卫星施加潮汐压缩，这防止了剥离的卫星物质在核区域的沉积。这使得卫星轨道从$α\sim 1$的半径衰减到晕中心，没有局部潮汐质量转移，从而导致内轮廓迅速变陡到$α>1$。这些潮汐效应，由此产生的陡峭的轮廓的一个尖点，和稳定的这个尖点串联合并紧凑的卫星，使用N-体模拟证明。在$α\sim 1$的过渡，然后使用玩具模型在脉冲和绝热近似的极限情况下，并使用潮汐半径的卫星径向和圆形轨道。在一个相关的文件中，我们解决了随后的缓慢收敛，从任何一方的渐近稳定尖与$α\gsim 1$。因此，我们的分析意味着，当小晕通常比大晕更紧凑时，就会形成内尖点，就像在CDM场景中一样，这样足够的卫星材料就可以完整地进入内晕并沉积在那里。我们的结论是，维持一个平坦的核心，如观测所示，一个必要的条件是，CDM卫星晕的内部区域被膨化了约50%，这样，当他们合并成一个更大的晕，他们会被破坏晕核心外。这种膨胀可能是由于小晕中的重子反馈过程，这可能是由晕核中的潮汐压缩刺激的。
2003-01-27 astro-ph
Properties and Spectral Behaviour of Cluster Radio Halos
在文献中已经提出了几个论点来支持无线电晕和集群合并之间的联系。A665和A2163中晕的光谱指数分布为这种联系提供了一个新的强有力的证实，即星团合并在射电晕的能量供应中起着重要作用。光谱指数的特征（平坦和补丁）是辐射电子光谱的复杂形状的指示，因此支持电子再加速模型。平坦的频谱区域被发现与最近的合并有关。在未受干扰的星系团区域，光谱随着离星系团中心的距离而变陡。晕样本的积分光谱指数与星系团温度的关系图表明，温度较高的星系团往往拥有光谱较平坦的晕。这种相关性进一步证明了射电辐射和星系团合并之间的联系。
2004-12-16 astro-ph
A Chandra View of the Multiple Merger In Abell 2744
本文介绍了对Abell 2744星系团的Chandra观测。该集群显示了正在进行的重大合并的强有力证据，我们认为这是造成无线电光环的原因。星系团的X射线辐射和温度图，结合星系的空间和红移分布，显示了合并的大致南北轴，沿着视线有一个显著的速度分量。合并以非常大的速度发生，M = 2 - 3。此外，在西北方向还有一个小的合并子团，与大合并无关，显示出弓形激波的证据。子集群的流体动力学分析表明，合并速度对应的马赫数~1.2，符合一个简单的降落模型。这个下落的子星系团也可能是射电晕中的电子被重新激发。它的小马赫数为射电晕形成的湍流再加速模型提供了支持。
2003-10-07 astro-ph
Encounters between spherical galaxies II: systems with dark halo
我们执行N-体模拟的球形系统之间的遭遇包围一个球形晕。在类似目的的前一篇论文之后，初始系统包括用于发光物质的球形Jaffe模型和用于晕的Hernquist模型。这个样本的合并残留物主要是缓慢旋转的长球体，具有径向各向异性的速度分布。结果与实际椭圆星系和论文I中的无晕模型进行了比较。我们认为，椭圆星系与暗物质的证据，可以形成在现场通过合并的球状体周围的暗物质晕，而椭圆星系没有证据的暗物质可能会形成通过合并的两个球状体在一个集群。
2005-06-01 astro-ph
The Fate of Substructures in Cold Dark Matter Haloes
我们使用千年模拟，一个大的，高分辨率的N体模拟的结构在LambdaCDM宇宙学的演变，研究大样本的暗物质晕内的子结构的属性和命运。我们发现，subhalo质量函数偏离显着的幂律在高质量端。我们还发现子结构的径向和角向分布依赖于次晕质量。特别是，高质量的subhaloes往往是不太径向集中，并有角分布更接近的方向垂直于旋转的主机晕比他们的质量较低的同行。我们发现，合并之间的subhaloes发生。这些倾向于在吸积到主晕之前已经动态关联的子结构之间。对于质量大于主晕0.001倍的次晕，它更有可能与中央或主次晕合并，而不是与另一个比它更大的次晕合并。对于较低的质量，subhalo-subhalo合并变得同样可能合并与主subhalo。我们的研究结果对星系性质随环境的变化以及在星系形成模型中对合并的处理具有一定的意义。
2008-10-13 astro-ph
Encounters between spherical galaxies I: systems without dark halo
我们在这里报告的调查N体模拟遇到球形星系之间。初始系统是各向同性的Jaffe模型。研究了不同的质量比、碰撞参量和轨道能量。合并残余物和系统扰动后，非合并遇到的分析和比较，以现实生活中的椭圆星系。合并残余物的性质表现出很大的变化。正面碰撞产生的合并残留物主要是不旋转的长椭球体。来自角动量不为零的模型的合并残留物是三轴或轻度扁球体，部分由旋转支撑。速度分布偏向径向在长轴的情况下和切向方向在扁圆的情况下。根据轨道特征，非合并以各种方式受到影响。我们的结论是，许多全球性的实际生活中的椭圆星系的属性可以在原则上归因于合并的球形祖。
2005-06-01 astro-ph
