Subhaloes in $Λ$CDM cosmological simulations: I. Masses and abundances
如果和谐的$Λ$ CDM模型是对宇宙的真实描述，它也应该正确地预测星系诞生的暗物质晕的性质和结构。利用具有宽尺度质量和空间分辨率的N体模拟，我们研究了暗物质晕的结构、质量分布和主晕内次晕的空间分布。我们进行了三个$Λ$ CDM模拟与不同的分辨率使用AMIGA代码。暗物质晕是使用一种算法，该算法是基于自适应网格结构的模拟代码。我们发现的晕包括从$10^8\mathrm{M}_{\sun}$到$10^{15}\mathrm{M}_{\sun}$的质量尺度。我们发现，如果我们必须研究晕结构（寻找亚晕），晕必须至少包含$10^4$粒子。对于这样的晕，我们可以解决子结构，我们确定了subhalo质量函数，并发现它是接近的斜率-0.9（目前），与以前的研究一致的幂律。这个斜率稍微依赖于红移，并且对于主晕来说是大致相同的。次晕的质量分数（$M_{\s subH}/M_{\s MH}$）在0.08和0.2之间，随着红移和主晕的质量略有增加。它的分布近似使用威布尔分布在不同的时期。次晕质量的平均值与主晕质量无关。亚晕的空间密度与主晕的维里半径（$r_{\s vir}$）成比例，与红移无关，并遵循$r^{1/3}$规则。
2006-11-30 astro-ph
Masses of high-z galaxy hosting haloes from angular clustering and their evolution in the CDM model
我们研究质量托管晕的两个光度选择的高z星系样本：旧的被动演化星系（OPEGs）和莱曼断裂星系（LBG）都采取了斯巴鲁/XMM-牛顿深调查（SXDS）。SXDS的大测量面积（1平方度）使我们能够测量角两点关联函数，以>10弧分的宽间隔，具有良好的统计质量。我们利用晕模型处方估计的主机晕的测量大规模集群振幅的特征质量。结果表明，宿主晕质量与星系的光度呈正相关。然后，采用扩展的Press-Schechter模型（EPS），在冷暗物质（CDM）宇宙学的框架下，计算了宿主晕的质量演化预测，以便在不同红移的两个星系样本之间建立演化联系，并通过让它们的晕在时间上向前演化来识别它们现在的后代。结果发现，从CDM模型中宿主晕的质量演化来看，明亮的LBG与OPEG的祖先是一致的，而LBG总体上不太可能演化成OPEG。研究还发现，明亮的长周期星系团和大周期星系团的后代很可能位于大质量系统中，如星系群或星系团。最后，我们估计托管晕质量的本地早型星系样本的2dF和SDSS的基础上的晕模型，事实证明，他们的期望的托管晕的特征质量是在很好的协议与EPS预测的后代的质量的明亮的LBG和OPEGs。
2005-08-25 astro-ph
The Mass Function of Dark Matter Haloes in a Cosmological Model with a Running Primordial Power Spectrum
我们提出了第一个研究的质量函数的詹金斯等人（J 01）和估计其相应的最大维里化暗晕在宇宙中的各种暗能量宇宙学模型与运行的光谱指数。与PL-CDM模型相比，RSI-CDM模型在较低红移处可以提高小质量晕的暗晕质量丰度，但在大质量晕尺度上并不明显。特别地，这种差异随着红移的减小而增大，并且RSI-CDM模型可以在更高的红移处抑制晕质量在任何尺度上的质量丰度。在最大维里化晕质量方面，空间平坦的$Λ$ CDM模型在PL-CDM和RSI-CDM两种功率谱指数下都比其他模型给出了更大的维里化晕质量，而RSI-CDM模型对所有模型都能增强最大维里化晕质量.因此，在今后的星系团巡天中，我们有可能通过最大维里化晕来区分PL-CDM和RSI-CDM模型。
2005-04-09 astro-ph
Voids in a $Λ$CDM Universe
我们研究的形成和演化的暗物质分布的空洞使用各种流行的$Λ$冷暗物质宇宙演化模拟。我们通过要求空洞是平均过密度为-0.8或更小的空间区域来识别空洞，每个模拟都包含数千个空洞。在不同的模拟中的空隙尺寸的分布显示出良好的一致性。空隙非常清楚地对应于平滑的初始密度场中的最小值。我们发现一个普遍的空隙质量分布的形式$ρ(<r)/ρ(r_{\rm eff}) \propto \exp[(r/r_{\rm eff})^α]$其中$r_{\rm eff}$是有效半径的空隙和$α\sim 2$。在空洞中的晕的质量函数是陡峭的比晕，人口稠密的地区。空晕的丰度在红移$\sim 1$和0之间的演化似乎比晕的整体丰度更强烈。（节略）
2005-04-05 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
Halo Concentrations and Weak-Lensing Number Counts in Dark Energy Cosmologies
本文研究了状态方程为p=w ρ，常数w >= -1的暗能量组分对冷暗物质（CDM）晕形成的影响。我们发现两个主要的影响：首先，随着w的增加，晕形成得更早，其次，为了保持与大尺度宇宙微波背景（CMB）各向异性的相容性，暗物质功率谱的幅度减小。这些影响相互抵消。使用配方来自数值模拟，我们表明，晕预计将高达50%以上的集中在CDM模型的精髓相比，λ-CDM模型，最大的增加达到w ~-0.6。当w较大时，功率谱的幅值迅速减小，使期望的晕浓度下降。通过弱引力透镜进行的晕探测对晕的浓度具有很高的灵敏度。我们发现，弱透镜晕计数与孔径质量技术可以增加约2倍，作为w从-1增加到-0.6，提供了一种新的方法来约束的性质的暗能量。
2002-06-28 astro-ph
Two body relaxation in CDM simulations
对宇宙结构分层形成的N体模拟存在一个问题，即第一个形成的物体总是只包含几个粒子。虽然弛豫对于包含数百万个粒子的维里化物体来说不是问题，但碰撞过程总是在第一个坍缩的结构中占主导地位。首先，我们量化的松弛与分辨率，软化，和孤立的平衡和非平衡尖锥晕半径的变化。然后，我们试图通过测量每个粒子的局部弛豫率，在整个层次形成的暗物质晕，以确定这种数值效应如何传播通过合并层次。最后结构的中心百分之几的区域--人们可能天真地认为这个区域在最后时刻已经很好地分辨出来了，因为晕包含大约10^6个粒子--遭受了高度的弛豫。目前还不清楚如何解释累积弛豫速率的影响，但我们认为，它描述了一个区域内，人们应该小心信任的数值结果。子结构晕受弛豫影响最大，因为它们在整个模拟中包含很少的恒定能量粒子。我们表明，松弛将在几个平均弛豫时间的光环的尖点变平。我们探索了分辨率对弛豫程度的影响，发现缓慢增加N会使弛豫程度与N^{-0.25}成正比而不是与N成正比地降低。用相同的相对质量分辨率（即相同数量的粒子）模拟的星团质量物体比星系质量物体遭受更大的弛豫，因为它们形成相对较晚，因此更多的粒子在小N晕中花费更多的时间。
2004-02-24 astro-ph
Evidence of self-interacting cold dark matter from galactic to galaxy cluster scales
在冷暗物质（CDM）宇宙演化的框架内，在维里化暗晕的密度剖面中预测了一个中心尖点。这一预测与从矮星系和低表面亮度星系以及一些星系团的观测中推断出的软内晕质量分布不一致。通过分析其中一些天体的数据，我们发现从星系到星系团尺度，晕中心密度几乎与质量无关，平均值约为0.02 M_sun/pc ^3。我们表明，软核可以产生在CDM晕通过引入一个较低的截止功率谱的波动，并假设高轨道热能在晕形成。然而，在这些情况下，晕中心密度的标度不变性是不能再现的。在CDM粒子中引入自相互作用为核心问题提供了最有吸引力的替代方案。我们建议重力热膨胀作为一种可能的机制，以产生软核的CDM晕与自相互作用的粒子。一个全局的热力学平衡可以解释中心密度尺度的不变性。我们发现一个最小的截面能够建立等温核心与所观察到的浅芯。如果σ和m_x是暗物质粒子的横截面和质量，v是晕速度色散，则（σ/m_x）\~ 4 10^{-25}（100 km s^{-1}/v）cm ^2/GeV。
2000-03-08 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
The Formation and Survival of Discs in a Lambda-CDM Universe
我们研究的形成中的Lambda CDM宇宙中的星系使用高分辨率流体动力学模拟与气体，冷却和反馈的多相处理，专注于光盘的形成。我们的模拟遵循八个类似于银河系的质量晕，并从一个大的宇宙学模拟提取自旋参数或合并的历史没有限制。这使我们能够研究模拟星系的最终性质如何与它们的晕的形成历史相关。我们发现，在z = 0时，我们的星系中没有一个包含超过其总恒星质量20%的圆盘。然而，八个星系中有四个具有良好的盘组成部分，三个具有主导的球状体和非常小的盘，一个是球状星系，根本没有盘。z = 0的球状体是由老恒星组成的，而圆盘则是由内而外形成的。z = 0处圆盘的存在和最终圆盘与总质量的比似乎都不取决于晕的自旋参数。盘状星系形成的晕的自旋参数低至0.01，高至0.05;几乎没有或没有盘状星系的自旋参数范围相同。除了一个模拟星系外，所有星系在z > ~2处都有明显的圆盘，无论它们的z = 0形态如何。当吸积的冷气体与恒星盘不对齐时，产生的主要合并和不稳定性触发了从盘到球体的质量转移。在某些情况下，光盘被销毁，而在其他情况下，他们生存或改革。这表明盘的生存概率取决于每个星系的特定形成历史。一个现实的Lambda-CDM模型显然需要较弱的恒星形成在高红移和后来的光盘组装比发生在我们的模型。
2009-04-03 astro-ph
Collapsed and Extended Cold Dark Matter Haloes in Softened N-Body Gravity
在微正则系综和平均场极限下，讨论了N个冷暗物质（CDM）粒子通过软化引力势相互作用的统计力学。系统的相图计算为总能量E和引力软化长度的函数。对于软化系统，存在两个稳定相：一个是坍缩相，其径向密度分布rho（r）是中心狄拉克尖点;另一个是扩展相，其中rho（r）有一个中心核，在大r时rho（r）~r ^{-2.2}。它表明，许多N体模拟CDM晕在文献中无意中采样的崩溃阶段，即使这个阶段是不稳定的，当有零软化。因此，没有直接的理由期望模拟和观测的配置文件之间的协议，除非重力位是明显软化的性质。
2004-09-10 astro-ph cond-mat.stat-mech
Spin alignment of dark matter haloes in filaments and walls
MMF技术被用来分割宇宙网络中看到的宇宙学N体模拟成壁状和类顺磁性结构。我们发现，暗物质晕的自旋和形状是显着相关的彼此和其主机结构的方向。形状取向使得晕圈短轴倾向于垂直于主体结构，无论是壁还是细丝。晕自旋矢量的取向与质量有关。在壁和细丝中的低质量晕具有使它们的自旋在母体结构内取向的趋势，而在细丝中的较高质量晕具有倾向于垂直于母体结构的自旋。
2006-10-09 astro-ph
The spin and shape of dark matter haloes in the Millennium simulation of a LambdaCDM universe
我们研究了在千禧年模拟中z = 0时确定的超过一百万个暗物质晕的自旋和形状。我们的样本涵盖了从矮星系到丰富的星系团的晕质量。这种模拟的动态范围非常大，使得自旋和形状的分布及其随晕质量和环境的变化能够以前所未有的精度进行表征。我们比较使用不同的算法，包括一个新的基于分支的晕合并树的晕确定的结果。我们调查（并删除）的算法本身和数值效应引入的角动量估计的偏见。我们发现，对于这么多的对象，传统的对数正态函数不再是一个足够的描述的无量纲自旋参数λ的分布，我们提供了一个不同的函数，给出了一个更好的拟合。自旋随晕质量的变化很弱，但可以检测到，尽管趋势强烈依赖于所使用的晕定义。晕呈现出一系列的形状，与扁率的prolateness偏好。质量越大的晕，其球形越小，而扁长越大。我们发现，更多的球形晕有自旋的中位数，和那些最接近球形的自旋独立于质量。质量最大的粒子的自旋与形状无关。大多数晕的角动量矢量与它们的短轴对齐，并垂直于它们的长轴。我们发现，更高的往往是更多的集群，与更大规模的晕更强的影响。（节略）
2006-12-20 astro-ph
A necessary condition for best fitting analytical to simulated density profiles in dark matter haloes
广义幂律（GPL）的密度分布与模拟暗晕（SDH）的密度分布进行了比较，并规定了非线性最小二乘拟合，涉及五个参数指定的拟合配置文件（RFSM 5方法）。更具体地说，极值点出现的必要条件的有效性与三维空间中三个表面之间的相交的存在有关。在一个平坦的/ \CDM宇宙学模型中，对星系团尺度上的17个SDH样本进行了应用。在处理平均SDH密度分布（ADP）时，分配一个维里半径，等于整个样品的平均值，这允许计算其余参数。在整个晕样品上计算的最佳拟合GPL密度剖面与ADP的指数和相关平均值与NFW的指数相差甚远。拟合对数密度剖面的渐近内斜率值与最近的高分辨率模拟结果一致。
2005-01-18 astro-ph
Properties of Dark Matter Haloes in Clusters, Filaments, Sheets and Voids
使用一系列高分辨率的N体模拟的和谐宇宙学，我们调查的形成历史，形状和角动量的暗物质晕依赖于环境。我们首先提出了一个分类方案，允许区分晕在集群，长丝，片和大规模分布的物质的空隙。该方法基于测试粒子轨道的局部稳定性准则，并与Zel'dovich近似密切相关。将此方案应用于我们的模拟，我们发现：i）对于质量M<M* 的晕，质量组装历史和形成红移强烈依赖于环境（给定质量的晕往往在星团中较老，在空洞中较年轻），对于较大的质量，则与之无关; ii）星团中的低质量晕一般不像其他区域那样呈球形，而是扁圆形; iii）集群中的低质量晕具有比细丝更高的中值自旋，并且在快速旋转的物体中呈现出更突出的部分;我们确定最近的主要合并是这种效应的可能来源。对于所有这些关系，我们提供了准确的功能适合作为晕质量和环境的函数。我们还寻找晕自旋方向和大尺度结构之间的相关性：最强的效果是看到在片晕自旋往往位于平面内的质量分布的对称性。最后，我们测量了自旋方向的空间自相关和相邻晕的内禀角动量和轨道角动量方向之间的互相关。虽然第一个量总是很小，我们发现，自旋轨道相关性是相当强的，特别是对低质量的晕在集群和高质量的晕在细丝。
2006-11-23 astro-ph
Predicting the number, spatial distribution and merging history of dark matter haloes
我们提出了一种新的算法（PINOCCHIO，PINpointing Orbit-Crossing Collapsible Higrical Objects），在给定的初始线性密度场的实现下，精确地预测单个暗物质晕的形成和演化。与CDM宇宙的大规模（360^3粒子）无碰撞模拟中形成的晕布居相比，我们的方法能够预测优于10%的统计量，如晕的质量函数，两点关联函数和祖质量函数。个别晕的质量估计准确，以及，在质量范围内的误差通常为30%，以及解决的数值模拟。这些结果表明，暗物质晕的分层形成可以准确地预测使用本地近似的动力学时，在初始密度场的相关性被适当地考虑。该方法允许一个自动生成一个大的合奏的准确合并历史的晕与完整的知识，他们的空间分布。在个人计算机上构建256^3实现的完整合并树需要几个小时的CPU时间，比相应的N体模拟快几个数量级，并且不需要任何广泛的后处理。该技术可以有效地用于例如生成用于星系形成建模的输入。
2001-09-19 astro-ph
Concentration, Spin and Shape of Dark Matter Haloes: Scatter and the Dependence on Mass and Environment
我们使用一系列的宇宙学N体模拟一个平坦的LCDM宇宙学的研究性质的暗物质晕的质量范围为3.0 e9 - 3.0 e13 Msun。这些性质包括浓度参数（c）、自旋参数（lambda）和平均轴比（q）。对于浓度-质量关系，我们发现c~M^（-0.11）与Bullock等人提出的模型一致，即使我们发现较低的归一化（15%）。lambda和q的结果与以前的研究结果吻合良好，而c和lambda是反相关的。为了消除非松弛的晕，我们使用偏移参数（xoff），定义为最受约束的粒子与质量质心之间的距离。去除具有大xoff的晕使c增加~ 10%，使lambda降低~ 15%，并且去除最长的晕。此外，它在很大程度上消除了c和lambda之间的反相关性，尽管不是完全消除。我们还研究了大规模环境的影响。我们发现，更密集的光环生活在密度更大的环境中。但是，请注意，与散点相比，趋势较弱。对于自旋参数，我们发现没有环境依赖性，而有一个微弱的迹象表明，最球形的晕居住在密集的区域。最后，使用一个简单的模型，磁盘星系形成，我们表明，晕主机低表面亮度星系预计将主办的一个偏见的子集晕。这些晕圈不仅具有大于平均值的自旋参数，而且在给定晕圈质量的情况下，它们的c也比平均值低15%。我们讨论了所有这些研究结果的影响，声称从LSB旋转曲线推断的晕浓度之间的分歧，和预期的LCDM宇宙学。（节略）
2007-04-02 astro-ph
Spin alignment of dark matter haloes in the shells of the largest voids
使用高分辨率宇宙学N体模拟MareNostrum Universe，我们研究了大空洞周围星系大小的暗物质晕的形状和角动量的方向。我们发现，位于最大的宇宙空洞的壳上的晕有角动量，倾向于优先垂直于连接晕中心和空洞中心的方向。通过星系红移巡天，在空洞周围的螺旋星系中发现了这种排列。我们第一次测量这种排列的强度，显示它是如何随着距离空洞中心的增加而下降的。我们还证实了这种对齐的强度和晕质量之间的相关性。晕主轴方向的分析证实了前人的工作结果。此外，我们发现暗物质晕内部的重子物质也有类似的排列，这种排列在它们的内部要强得多。
2007-12-16 astro-ph
The Evolution of Dark Matter Halo Properties in Clusters, Filaments, Sheets and Voids
我们使用一系列的N体模拟的LCDM宇宙学研究红移的演变，因为z=1的性质和对齐的大尺度结构的晕在集群，细丝，片和空隙。我们发现：（i）一旦用M* 重新标度晕质量，质量标度在红移z处坍缩，在晕属性中没有进一步的显著红移依赖性;（ii）环境影响晕的形状和形成时间，在所有研究的红移中，质量M<M* 的晕;和（iii）有一个显着的自旋和形状的晕与细丝和薄片对齐。详细地说，在z=1之前的所有红移中：a）M<M* 的晕在星团中比在其他环境中更倾向于扁长;这种趋势在更高的质量上是相反的：在大约M* 以上，星团中的晕通常比类似的大质量晕在片、丝和空隙中更扁长。b）细丝中M>M* 的晕比团簇中类似质量的晕旋转得更快;空洞中的晕具有最低的中值自旋参数; c）空洞中M<M* 的晕倾向于更年轻，而团簇中更老; d）在片中，晕自旋矢量倾向于位于片平面内，与质量无关;相反，在细丝中，M<M* 的晕倾向于平行于细丝旋转，而M>M* 的晕垂直于细丝旋转。对于质量M>M*，细丝和片材中的晕的主轴与细丝或片材强烈对齐。这样的晕-LSS排列可能在宇宙剪切的弱透镜分析中具有重要意义。我们的研究提出的一个问题是，为什么在我们所研究的0 < z < 1的红移区域中，质量尺度M* 大致设定了一个阈值，低于该阈值，LSS环境开始影响或逆转暗物质晕的性质。
2007-08-21 astro-ph
Testing Tidal-Torque Theory: I. Spin Amplitude and Direction
我们评估成功的线性潮汐扭矩理论（TTT）在预测银河系晕自旋使用宇宙学N体模拟与数千个分辨率良好的晕。通过将今天的晕追溯到初始条件来识别原始晕。TTT预测的原晕相匹配，平均而言，今天的维里化晕的自旋振幅，如果线性增长被假定，直到~t_0/3，或55- 70%的晕有效周转时间。这使得它成为一个有用的定性工具，用于了解星系的某些平均属性，如总自旋和晕内的角动量分布，但信号本身的顺序随机散射。自旋方向的非线性变化导致在t_0时TTT预测的平均误差为~50度，使得在>~ 1 Mpc/h的尺度上自旋的线性空间相关性被非线性效应显著削弱。这就质疑了TTT在引力透镜的背景下预测内禀排列的有用性。我们发现，在TTT的标准近似，包括二阶扩展的Zel'dovich潜在的和平滑的潮汐场，提供接近最佳的结果。
2002-01-12 astro-ph
Evolution of the Mass Function of Dark Matter Haloes
我们使用一个高分辨率的$Λ$ CDM数值模拟计算的质量函数的暗物质晕的矮星系的规模，回到一个红移为15，在一个50 $h^{-1}$百万pc的体积包含80万个粒子。我们的低红移的结果使我们能够探测低$σ$密度波动显着超出了以前的宇宙学模拟的范围。舍思和托门质量函数与我们的所有数据都非常匹配，除了红移为10或更高的数据，它对晕数的预测随着红移的增加而增加，对于红移为15的$10^{10}-10^{11} \msun$晕，它的预测值大约达到50%。我们的研究结果证实了以前的研究结果，模拟晕质量函数可以单独描述的质量分布的方差，因此没有明确的红移依赖。我们提供了一个经验适合我们的数据，纠正过度预测的极其罕见的对象的Sheth和Tormen质量函数。这种过度预测对使用类似罕见物体的数量密度作为宇宙学探测器的研究有影响。例如，高红移（z $\simeq$ 6）类星体的数密度，被认为是由波动场中5个$σ$峰处的晕所承载的，很可能被高估了至少50%。我们测试了我们的结果的敏感性，力的准确性，开始红移，和晕发现算法。
2003-08-14 astro-ph
The distribution and kinematics of early high-sigma peaks in present-day haloes: implications for rare objects and old stellar populations
我们表明，冷暗物质（CDM）晕的层次组装保存的初始条件的记忆。利用N体宇宙学模拟，我们证明了早期（z > 10）原星系系统（老恒星、卫星星系、球状星团、大质量黑洞等）中形成的天体的现今空间分布和运动学。主要取决于它们最初所属的原始密度场的峰值的稀有程度。只有对于在较低的红移下形成的天体，其前身晕内的确切形成位置（例如，无论是在中心附近还是在扩展的圆盘中）才变得重要。在现今的晕圈中，来自较罕见的早期峰值的物质更集中在中心，与整体质量分布相比，随着半径的下降更陡峭，它具有较低的速度分散，在更径向的轨道上移动，并且具有更细长的形状。星族II恒星形成于由大于2.5 sigma的波动坍缩的原星系晕中，今天的密度分布将遵循r^{-3.5}，半光半径为17 kpc，速度各向异性从内部区域的各向同性增加到晕边缘的近径向。这与Battaglia等人（2005）的星系晕星径向速度色散分布以及附近晕星的各向异性轨道非常一致。
2006-04-20 astro-ph
Testing Theoretical Models for the Higher-Order Moments of Dark Halo Distribution
利用高分辨率N体模拟，我们检验了两种基于球形和椭球坍缩模型的CDM模型中暗物质晕分布高阶矩的理论模型。我们发现，一个理论模型的基础上，球形崩溃准确地描述了模拟计数-在-细胞的几个质量范围内的晕时刻。对于远小于$M^*$（密度场涨落均方根约为1的质量尺度）的暗晕，用椭球坍缩代替球形坍缩来定义暗晕的模型似乎不能改善晕分布的高阶矩的模型。这两个模型是特别准确的后代选择在高红移晕，因此是非常有用的解释星系的高阶矩。作为应用，我们用这个理论模型预测了在$z\approx 3$观测到的Lyman break星系的高阶矩及其在低红移处的后代。
2002-11-05 astro-ph
Populating Dark Matter Haloes with Galaxies: Comparing the 2dFGRS with Mock Galaxy Redshift Surveys
在最近的两篇论文中，我们开发了一种强大的技术，通过考虑晕占据数作为星系光度和类型的函数，将星系的分布与暗物质晕的分布联系起来。在本文中，我们使用这些分布函数填充暗物质晕在高分辨率N体模拟的标准LCDM宇宙演化与欧米茄_m=0.3和sigma_8=0.9。将100 Mpc/h和300 Mpc/h的模拟箱与512^3个CDM粒子堆叠在一起，我们构建了红移z=0.2的模拟星系红移巡天。我们使用这些模拟调查来调查各种聚类统计。不同光度和类型星系的投影关联函数在大于3 Mpc/h的尺度上与观测结果吻合得很好。然而，在较小的尺度上，该模型高估了聚类能力约2倍。此外，该模型预测的成对速度色散（PVD）约400公里/秒太高，在投影对分离~1 Mpc/h。大质量晕中的强速度偏差可以将预测的PVD降低到观测水平，但无助于解决小尺度上聚集能力的过度预测。只有当团簇的质光比几乎是观测值的两倍时，才能在标准LCDM模型中得到一致的结果。另外，σ_8 =0.75的LCDM模式也能再现观测结果。
2004-02-20 astro-ph
On the spin parameter of dark-matter haloes
White（1984）对暗晕角动量增长的研究，扩展到对自旋参数$λ\equiv L\sqrt{E}/{G M^{2.5}}$的更详细的研究。从Zel'dovich近似结构的形成，一个黑暗的晕近似由均匀的椭球与（高度不规则的）拉格朗日区域的惯性张量$Υ$从黑暗的晕的形式。在这种近似下，可以导出自旋参数的表达式，它依赖于$Υ$的几何结构、宇宙学密度参数$Ω_0$、暗晕的过密度以及施加在暗晕上的潮汐力矩，对于高斯随机场，这个表达式可以用统计方法计算。其结果是，我们得出的自旋参数，使$λ\simeq0.07^{+0.04}_{-0.05}$的概率分布，与数值研究一致。这种概率分布随着自旋参数的增加而急剧上升，在$λ\simeq0.025$处达到最大值。第10（50，90）百分位数值为$λ=0.02$（分别为0.05，0.11）。自旋参数与密度涨落场$λ\propto ν^{-0.29}$的峰高$ν$之间存在弱的负相关关系。密度衬度场对$Ω_0$和方差$σ$的依赖性非常弱;对于开放宇宙中后期形成的物体，自旋参数仅存在稍微大一点的趋势。由于对$σ$的弱依赖性，我们的结果应该是相当普遍适用的，并且独立于
1994-03-10 astro-ph
Dynamical quintessence fields Press-Schechter mass function: detectability and effect on dark haloes
本文研究了动力学精粹场模型对非线性结构形成的影响。特别是，我们专注于跟踪的质量函数的结构。我们的贡献建立在以前的研究，考虑两个潜在的未处理previously和调查的自由参数的其他两个模型的影响。我们的方法强调的物理洞察力的状态方程的演变的关键作用。我们使用的变化，在球形非线性崩溃所造成的quintessence作为一个函数的模型的潜在的按Schechter计划，以获得晕质量函数的差异。还与更常见的场景$Λ$ CDM进行了比较。我们的结论是，该方法应该是有前途的歧视使用集团质量测定和关键作用在于内部的状态方程的演变。
2005-11-30 astro-ph gr-qc hep-th
