UCD的高质光比--暗物质的证据？

天炉座超致密矮星系的动力学质量

Dynamical masses of ultra-compact dwarf galaxies in Fornax

目标。利用高分辨光谱测量了天炉座星系团中五个超致密矮星系和一个矮椭圆星系核的质量和质光比。方法.速度色散来自选定的波长区域，使用直接拟合的方法。为了估计UCD的质量，开发了一种新的建模程序，该程序允许选择表面亮度分布的不同表示（即Nuker，Sersic或King定律），并根据观测参数（即视宁度，狭缝尺寸）校正观测到的速度分散。结果观测到的速度分散范围在22和30公里/秒之间。其质量在1.8到9.5x10^7 M_sun之间。这些，以及中央和全球的预计速度分散，来自广义国王模型，原来给最稳定的结果。两个UCD的质量，这是最适合的两个组件的配置文件，来自组合国王+Sersic模型。天炉座UCD的质光比在3到5（M/L_V）_sun之间。在1-2个半质量半径范围内，暗物质不占主导地位。结论.我们发现，在天炉座的UCD的质光比是一致的纯恒星星族的预期。因此，UCD似乎是星系内团簇形成过程的结果，而不是致密的暗物质主导的子结构本身。UCD是在合并的超级星团复合体中还是在核恒星团簇形成过程中获得质量仍然是一个悬而未决的问题。然而，很明显，质量大于5 \times 10^6 M太阳的星团比质量较小的“普通”球状星团表现出更复杂的形成历史。

ACS室女星系团巡天。VII。球状星团与超致密矮星系的联系解析

The ACS Virgo Cluster Survey. VII. Resolving the Connection Between Globular Clusters and Ultra-Compact Dwarf Galaxies

我们研究了球状星团和超致密矮星系（UCD）之间的联系，通过检查与M87相关的几个致密天体的性质，所有这些天体以前都被归类为球状星团。结合成像从哈勃太空望远镜与地面的凯克光谱，我们发现两个对象有半光半径，速度色散和质量-光比是一致的人口合成模型的预测老，富含金属，发光的球状星团。其他三个天体要大得多，半光半径约为20 pc，V波段质光比在6-9之间。这些物体，我们认为是UCD，类似于室女座有核矮椭圆星系的核，具有相似的质光比，光度和颜色。发现这些UCD比银河系球状星团更符合星系外推的标度关系。这两种恒星系统之间似乎有一个过渡，质量约为200万太阳质量。如果UCD是引力束缚的，那么我们认为暗物质的存在是区分球状星团和UCD的基本属性。ACS室女星系团调查中发现的UCD候选者中有一半以上与单个星系M87有关，这表明接近室女中心可能对这些物体的形成至关重要。这些结果表明，区分真正的UCD和明亮的球状星团需要仔细分析它们详细的结构和动力学性质，特别是它们的质光比。（简略）

超致密矮星系和有核矮星系的形成

The formation of ultra-compact dwarf galaxies and nucleated dwarf galaxies

超致密矮星系（UCD）具有与大质量球状星团或有核星系核相似的性质。最近的观测表明，高暗物质含量和陡峭的空间分布在集团和集群提供了新的线索，他们的起源。我们进行高分辨率的N体/平滑粒子流体动力学模拟，旨在阐明这些系统的两种可能的形成机制：合并的球状星团在中心的暗物质晕，或大规模剥离残留的有核星系。这两个模型产生的密度分布以及半光半径，可以适合观测的限制。然而，我们表明，第一种情况下的结果是欠亮的，不含暗物质的UCD。这是因为下沉过程将大部分暗物质粒子从晕中心驱逐出去。剥离的核给出了一个更有希望的解释，特别是如果核是通过气体下沉形成的，沿着银河系内的酒吧，因为这个过程增加了中央的暗物质含量。即使整个圆盘被潮汐剥离，原子核仍然保持完整，即使在严重剥离之后，仍然可以保持暗物质占主导地位。星系核以外的星系分裂只发生在特定的轨道上，并取决于核形成过程中的耗散量。通过比较CDM subhaloes在集群潜力的总中断，我们表明，该模型还导致观察到的空间分布的UCD，可以更详细地测试与更大的数据集。

从星团到矮星系：动态热恒星系统的性质

From star clusters to dwarf galaxies: The properties of dynamically hot stellar systems

在过去的十年中，已经发现了半径为10到100 pc，质量在10^6到10^8 M_sun之间的天体。这些所谓的超致密矮星系（UCD）在半径、弛豫时间和V波段质光比（M/L_V）等方面都介于经典星团和椭圆星系之间。使用新的数据，我们发现，从10^6到10^7 M_sun的质量区间是特别感兴趣的，因为在这个范围内，典型的半光半径和动态质光比开始增加相比，球状星团，达到最高的恒星密度和典型的中值两体弛豫时间超过哈勃时间。当使用典型恒星初始质量函数（IMF）时，UCD的M/L_V比与简单恒星种群（SSP）模型的预测结果不一致，尽管SSP模型可能是UCD中真实恒星星族的很好近似，并且SSP模型允许考虑金属丰度对M/L_V比的影响。这为UCD的形成提供了证据，它要么是由不同于标准IMF的IMF形成的，要么是含有暗物质。我们强调，从星团到大质量椭圆星系，几乎所有有压力支持的恒星系统的M/L_V比都小于10 M_sun/L_sun，只有dSph卫星星系的M/L_V比大于100 M_sun/L_sun，并由此形成例外系统。

恒星星族对超致密矮星系暗物质含量和起源的制约

Stellar Population Constraints on the Dark Matter Content and Origin of Ultra-Compact Dwarf Galaxies

我们分析中分辨率VLT火焰/长颈鹿光谱的超紧凑矮（UCD）星系的天炉座星系团。用PEGASE.HR模型对速度色散和恒星星族特性进行了全谱拟合。天体的金属丰度范围很大（-0.95至-0.23 dex），其中4个年龄超过8 Gyr。恒星质量和动力学质量的比较表明，UCD充其量只有很少的暗物质。对于UCD 3，Salpeter初始质量函数（IMF）导致恒星质量显著超过动力学质量，而对于Kroupa IMF，其值一致。虽然，这个对象可能有特殊的动力学或/和恒星星族，Kroupa IMF似乎更现实。我们发现，UCDs位于远高于早型星系的金属度光度关系。同样的行为也被一些大质量的银河系球状星团所证明，这些球状星团已知含有复合的恒星星族。我们的结果支持了两种UCD形成机制：（1）有核矮椭圆星系的潮汐剥离;（2）星系合并中潮汐超星系团的形成。我们还讨论了一些替代渠道的UCD形成绑定他们的球状星团。

星系团与团内天体的起源

Galaxy threshing and the origin of intracluster stellar objects

为了了解最近在天炉座星系团的全天体光谱巡天中发现的团内恒星，如团内恒星（ICSs）、GC（ICGCs）和“超致密矮星”（UCDs）的起源，我们数值研究了星系团中无核矮椭圆/螺旋星系（dE）和有核矮椭圆/螺旋星系（dE，Ns）的动力学演化.我们发现，一个有核矮星的外部恒星组件被集群的强潮汐场所去除，而核心由于其最初的紧凑性而得以生存。发现发育的裸核具有物理性质（例如，尺寸和质量）与UCD观察到的相似。我们还发现，UCD的形成过程依赖于暗晕的径向密度分布的意义上说，UCD是不太可能形成嵌入在暗物质晕与中央“尖”密度分布的矮星。我们的模拟还表明，通过合并较小的GC，可以在矮星的中心区域快速有效地形成非常大质量和紧凑的恒星系统。发现最初在dE和dE，Ns外部的GC被剥离形成ICGC。

天炉座星系团中的星系脱粒和超致密矮星

Galaxy Threshing and Ultra-Compact Dwarfs in the Fornax Cluster

我们在天炉座星系团中发现了一种新型星系：“超紧凑”矮星（UCD）。UCD在地面成像中无法分辨，并且具有典型的旧恒星系统光谱。虽然UCD类似于过度生长的球状星团，但基于VLT UVES阶梯光谱，它们似乎是动态不同的系统，具有更高的内部速度色散和M/L比，对于给定的光度比银河系或M31球状星团。我们对它们起源的首选解释是，它们是矮椭圆星系的残余核，这些核被潮汐剥离，或者说是通过与中央星系团星系NGC 1399的反复相遇而被“阈值化”。如果正确的话，那么潮汐剥离有核矮星形成UCD，在哈勃时间内，可能是NGC 1399晕中丰富的球状星团人口的重要来源，并暗示着其他cD星系。在这张照片中，矮椭圆晕的含量高达原始矮光度的99%，对星系团中的星系际恒星、球状星团和气体的数量贡献很大。

天炉座星系团中的银河系和超致密矮星系的起源

Galaxy threshing and the origin of ultra-compact dwarf galaxies in the Fornax cluster

最近一次以天炉座星系团为中心的全天体光谱调查发现了一群亚发光和极其紧凑的成员，称为"超紧凑矮"星系。为了弄清这些天体的起源，我们采用自洽的数值模拟方法研究了有核矮星系在天炉座星系团中心的强潮汐引力场作用下的动力学演化.我们发现，一个有核矮星的外部恒星组件被集群的强潮汐场所去除，而核心由于其最初的紧凑性而得以生存。发现发育的裸核具有物理性质（例如，尺寸和质量）与UCD观察到的相似。我们还发现，虽然这个形成过程并没有很强的依赖于初始的总光度的有核矮星，它依赖于径向密度分布的暗晕的意义上说，UCD是不太可能形成嵌入在暗物质晕与中央“尖”密度分布的矮星。我们的模拟还表明，通过合并较小的星团，可以在矮星的中心区域快速有效地形成非常大质量和紧凑的恒星系统。我们提供了一些理论预测的总数和径向数密度分布的UCD在一个集群和集群质量的依赖关系。

超致密矮星系的形成：在天炉座中检验银河系的演化

Formation of ultra-compact dwarf galaxies: tests of the galaxy threshing scenario in Fornax

本文研究了天炉座星系团中的UCD星系是由有核的早型矮星系（以下简称矮星系）的碰撞形成的可能性。与Cote et al.（2006）对室女星系团的观测结果类似，我们发现天炉座星系团的观测结果与一个单一的群体一致，其中所有的矮星都是有核的，核与总星等的比率随星等缓慢变化。重要的是，UCD星群的星等分布与天炉座星系团中的矮核相似。联合人口的UCD和他们可能起源的矮星建模，并显示出与NFW配置文件的特征半径为5千秒差距是一致的。此外，稳态动力学模型再现了天炉座已知的质量分布。然而，在速度分散数据中有一些特殊性仍然无法解释。最简单的可能的引力模型进行了测试，其中矮星系在静态集群势的轨道上移动，如果它们在来自集群的潮汐力超过其暗物质晕核心的内部引力的半径内通过，则会被阈值化。这无法重现观测到的距离天炉座核心半径大于30千秒差距的UCD分数。

星系合并遗迹中两个亮星团的动力学质量估计

Dynamical Mass Estimates for Two Luminous Star Clusters in Galactic Merger Remnants

我们提出了高色散光谱的两个极其巨大的星团在星系合并残留物。其中一个星系团W30位于距今约5亿年的合并遗迹NGC 7252中，其速度色散和有效半径分别为27.5 ± 2.5 km/s和9.3 ± 1.7 pc。另一个星系团G114位于3 Gyr的合并残留物NGC 1316中，它的结构要紧凑得多，R_eff=4.08 ± 0.55pc，速度色散σ =42.1 ± 2.8km/s。通过这些测量可以估算出两个星系团的维里质量，得到M_dyn（W30）=1.59（+-0.26）* 10^7 Msun，M_dyn（G114）=1.64（+-0.13）*10^7 Msun。这两个星团的质量都非常大，比银河系中质量最大的球状星团重三倍以上。对于这两个集群，我们测量的光质比，当比较简单的恒星星族（SSP）模型的适当年龄，是一致的克劳帕型恒星质量函数。使用从文献中的测量，我们发现一个强大的年龄依赖于如何以及SSP模型（与底层Kroupa或Salpeter型恒星质量函数）适合光质量比的集群。基于这一结果，我们认为，大的光质比的最年轻的集群的散射是不是由于潜在的恒星质量函数的变化，而是快速变化的内部动态的年轻的集群。最后，根据老球状星团、年轻大质量星团（YMC）、超致密矮星系（UCD）和矮球状过渡天体（DGTO）在κ空间的位置，我们得出结论：1）UCD和DGTO与星团的高质量端一致; 2）YMC比老球状星…

NGC 5128中明亮的球状星团：年轻的大质量星团和演化的大质量天体之间缺失的环节

Bright globular clusters in NGC 5128: the missing link between young massive clusters and evolved massive objects

为了研究巨椭圆星系中最亮的球状星团（GCs）是否与本星系群中亮度较低的GCs相似，我们研究了最近的gE星系NGC 5128中一个亮GCs样本的速度色散和结构参数相关.利用ESO VLT上的UVES阶梯光栅光谱仪和ESO NTT上的EMMI获得了NGC 5128中亮GC的高分辨率光谱。获得了所有目标的速度分散。结构参数取自现有文献，或使用ISHAPE软件从我们的VLT FORS 1图像中获得。利用速度色散和结构参数测量得到了22个团簇的质量和M/L_V比。在我们的样品中，团簇的质量范围为M_vir = 10^5 - 10^7 M_sun，平均M/L_V为3 +/-1。这三个含有X射线点源的GC是我们样本中第二，第三和第六大质量。最大的星团HCH 99 - 18也是最明亮和最大的星团。它的质量（M_vir = 1.4x10^7 M_sun）比本星系群中最大质量的星团大一个数量级，并且有很高的M/L_V比（4.7 +/-1.2）。我们简要地讨论了这个对象的可能形成的情况。NGC5128亮星系团的结构参数、速度色散、质量和M/L_V的相关性将大质量本星系团的性质扩展到dE星系核和超致密矮星的性质。对质量大于~2 × 10^6 M_sun的GC的质量-半径和质量-M/L_V关系的探测提供了"正常"的老球状星团、年轻的大质量星团和像UCD这样的演化天体之间缺失的联系。（节录）

对球状星团和矮球状体中暗物质晕的整体质光比和范围的限制

Constraints on the Global Mass-to-Light Ratios and Extent of Dark Matter Halos in Globular Clusters and Dwarf Spheroidals

在星系晕中，对正被潮汐从球状星团和矮椭球体中移除的恒星的探测，对它们的质量与光的比率以及它们可能的暗物质晕的程度提供了强有力的约束。如果一个显著的暗物质成分存在于观测到的恒星分布之内或之外，那么恒星就不会被移除。我们使用数值模拟来研究质量损失的两个组成部分的星团轨道内更深的潜力。我们发现球状星团的质光比存在一个整体上限，M/L \lsim 2.5，并排除了它们具有低光度物质扩展晕的可能性。同样，矮椭球体的潮汐尾表明，它们的暗物质晕必须在\sim 400 pc处被截断，因此它们的总质量与光的比率为\lsim 100。

早型旋涡星系的近红外表面测光：II。M/L比率和暗晕

Near-infrared surface photometry of early-type spiral galaxies: II. M/L ratios and dark halos

我们提出的质量分布获得的近红外（NIR）的表面亮度分解和旋转曲线拟合的样本的早期型旋涡星系。鼓包和磁盘的质量与光（M/L）的比率，暗晕参数，和修改后的牛顿动力学（MOND）加速参数。我们发现，平均磁盘近红外M/L是高于隆起，并与恒星星族合成模型的比较意味着早期型螺旋隆起，平均而言，年轻和更丰富的金属比磁盘。近红外磁盘M/L被发现依赖于磁盘光度，与以前报道的椭圆和螺旋的趋势一致，并与冷暗物质模型磁盘的形成。在光学半径范围内，恒星与暗物质的平均比值为2，典型的暗晕质量为10^{11} M_o。最适合整个样品的MOND加速度参数值为1.3 × 10^{-8} cm s^{-2}。

衡量暗宇宙的时空波动

Weighing the spatial and temporal fluctuations of the dark universe

基于广义相对论（GR）、暗物质和宇宙学常数（更一般地说，光滑暗能量）的标准宇宙学的一般预测是，描述宇宙空间和时间标量扰动的两个引力势是等价的。一般来说，GR或暗能量聚类的修改违反了这种关系。因此，这个比率可以作为暗宇宙的吸烟枪。我们提出了一种方法来提取这个比例在不同的宇宙学尺度和红移从一组测量，在一个模型独立的方式。未来的调查测量的比率对各种暗宇宙场景具有很强的区分能力。

四象引力透镜中作为暗子结构探测的通量比

Flux ratios as a probe of dark substructures in quadruple-image gravitational lenses

我们证明了四像透镜类星体的通量比提供了一个强有力的手段来探测小尺度结构的暗物质（DM）晕。一系列平滑透镜模型可以仅使用图像和透镜的位置作为输入来精确地预测通量比的某些组合。利用5个观测到的透镜系统，我们证明了真实星系{ \it}不能用光滑奇异等温椭球来描述，也不能用更一般的椭圆幂律势来描述。还不能排除椭圆模型产生的大尺度失真。然而，我们发现，通过与模拟比较，数据可以占一个显着的（$\sim 5-10%$）量的黑暗的子结构内的投影距离为几个千秒差距的镜头。这种解释有利于冷暗物质（CDM）的其他温暖或自相互作用的DM模型。

原初高斯密度场中暗物质晕轴比分布的解析模型

An Analytic Model for the Axis-Ratio Distribution of Dark Matter Halos from the Primordial Gaussian Density Field

从物理学原理出发，给出了三轴暗物质晕轴比分布的解析表达式。采用图片的三轴崩溃的基础上Zel'dovich近似，我们推导出解析的小到大和有条件的中长轴比分布，并检查它们如何依赖于晕质量，红移，和宇宙学。利用Jing & Suto在2002年给出的模拟数据对该模型进行了检验，发现该模型成功地再现了条件中长轴比分布，并近似地再现了短长轴比分布。然而，我们的解析轴比分布与质量和红移的趋势是相反的，发现在N体模拟。我们的分析模型的失败提出了限制的分析方法的基础上的拉格朗日理论的晕椭圆。考虑到与模拟结果的总体一致性，我们的模型为使用暗晕的轴比分布作为宇宙学探测器提供了新的理论步骤。我们还讨论了几种可能的改进模型。

虚暗能量模型的张量标量比

The Tensor to Scalar Ratio of Phantom Dark Energy Models

本文研究了一类宇宙能量密度为正、压力为负、状态方程w = p/rho <-1的模型中宇宙微波背景的各向异性。我们计算的温度和极化各向异性谱标量和张量扰动通过修改公开可用的代码CMBfast。对于一个常数的初始曲率扰动或张量归一化，我们计算了最终的各向异性谱的暗能量密度和状态方程w的标量和张量谱指数的函数。这使我们能够计算张量标量比对w的依赖关系，在一个模型与幻影暗能量，这可能是重要的解释任何未来的长波长引力波的检测。

早型星系的质光比和暗物质含量

Mass-to-light ratios in early-type galaxies and the dark matter content

本文讨论了早型星系的质光比（M/L）径向趋势的分布。根据星系的M/L梯度，我们将星系分为三类。两个这样的类的特点是存在或不存在的径向梯度的暗物质（DM）分布。第三类包含可能发生相互作用的物体;它们表现出陡峭的M/L梯度，这可能是对它们的平衡条件的错误假设的结果。最后，DM含量和形态类型之间的可能相关性进行了简要讨论。

Probing Dark Matter Substructure in Lens Galaxies

We investigate the effects of numerous dark matter subhalos in a galaxy-sized halo on the events of strong lensing, to assess their presence as expected from the cold dark matter scenario. Lens galaxies are represented by a smooth ellipsoid in an external shear field and additional cold dark matter subhalos taken from Monte Carlo realizations which accord with recent N-body results. We also consider other possible perturbers, globular clusters and luminous dwarf satellites, for comparison. We then apply the models to the particular lens systems with four images, B1422+231 and PG1115+080, for w…

螺旋星系和大质量暗核中质光比的径向分布

Radial Distribution of the Mass-to-Luminosity Ratio in Spiral Galaxies and Massive Dark Cores

我们直接从19个旋涡星系的高分辨率自转曲线中得到了它们的表面质量密度径向分布。利用相应的光度剖面，我们得到了11个星系（倾角<$70^{\circ}$，以减少星际消光的影响）从内球（$\sim$约100 pc）到外盘（$\geq$ 2-10 kpc）的质光比（$M/L$）的径向分布。在两个具有足够分辨率的星系NGC 4527和NGC 6946的核球中，发现$M/L$ s在半径$\sim$ 100-500 pc处向中心急剧增加，速率分别为15 $\pm$ 3和7 $\pm$ 2倍/kpc.其他一些分辨率相当高的星系也显示出向中心增加的迹象。这样的增加可能表明存在一个新的组成部分，一个"巨大的暗核“，它可能是一个连接凸起和中心黑洞的物体。基于$M/L$的径向变化，我们进一步讨论了旋涡星系暗质量分数的变化。

矮球状星系含有暗物质吗？

Do dwarf spheroidal galaxies contain dark matter?

本文研究了四个具有大质光比的银河矮椭球中的暗物质的含量。六分仪有一个截止半径，它等于预期的潮汐半径，假设一个高的质光比。这颗卫星很可能是由暗物质控制的。船底座，小熊座和天龙座，另一方面，不可能包含一个占主导地位的暗物质组成部分，如果观察到的“潮外”恒星位于外部的潮汐半径这些系统。在没有暗物质的情况下，潮汐剥离的证据也得到了以下事实的支持：假设一个低的、类似球状星团的质光比，观测到的所有三颗卫星的截止半径都等于它们的潮汐半径。另一方面，这些星系巨大的速度色散似乎为大质量暗物质的存在提供了有力的证据。在这种情况下，“潮外”恒星深深地嵌入卫星的暗物质势阱中。这些恒星将代表一个引力束缚的，扩展的恒星组成部分，起源不明。

eta、暗物质/重子比和Omega_M的位弦物理预言

Bit-String Physics Prediction of eta, The Dark Matter/Baryon Ratio and Omega_M

使用一个简单的组合算法产生有限的和离散的事件作为我们的数值宇宙学，我们预测，重子/光子的比例在成核时是$η= 1/256^4$，$Ω_{DM}/Ω_B= 12.7$和（对于宇宙学常数$Ω_Λ=0.6\pm 0.1$预测的一般理由由E.D.琼斯），$0.325 > Ω_M > 0.183 $。这些限制不是由我们的理论设定的，而是由$0.6 < h_0 < 0.8$的重整化哈勃常数的经验界限设定的。如果我们施加$t_0 < 14 Gyr$的额外经验界限，则预测的$Ω_M$的上限下降到0.26。$Ω_M$和$Ω_Λ$的预测与格兰茨在1998年的分析非常一致，尽管观测不确定性降低了近一个数量级，但仍然与莱恩韦弗最近的分析非常一致。

暗透镜的预期特性

The Expected Properties of Dark Lenses

本文研究了由暗物质晕形成的多重像引力透镜系统的性质。Navarro-Frenk-White（NFW）和Moore等人的质量分布都被考虑，并考虑了四极微扰对透镜势的影响。暗晕产生的系统表现出两个通用的属性，作为强大的基准仔细检查个别镜头候选人：小通量比之间的两个最亮的图像在三倍，和可检测的奇数图像。相比之下，目前大多数模糊的类星体对由两个通量比> 3：1的分量组成。这样的系统在暗透镜的预期分布中是统计异常值，因此很可能是二元类星体。

暗物质晕中未对准圆盘的透镜效应

Lensing effects of misaligned disks in dark matter halos

我们研究了嵌入错位盘的暗物质晕产生的透镜信号的观测特征。这个问题是特别感兴趣的，在目前的时间，因为大多数观察到的多透镜系统的放大率和图像的几何形状，是不是很好地适合标准的质量模型。在冷暗物质（CDM）模型的背景下，几位作者引用了透镜外部子结构的存在，以解释反常放大率。我们强调，异常的放大率可能是一个工件的简单的一个组件的质量模型目前正在使用的，包括一个错位盘可能能够模仿的效果的子结构。暗物质晕和盘之间的这些微小的空间偏移，很可能发生在相互作用或合并过程中或作为其结果，导致复杂的图像配置和非标准的放大率。我们调查两个说明性的透镜模型：螺旋盘嵌入在一个暗物质晕，和一个紧凑的圆盘状组件内的椭圆星系。预计部分星系与错位盘估计是10%的顺序。在这种情况下，我们发现，由此产生的透镜的几何形状是不寻常的，具有高图像的多重性。焦散结构-径向和切向-都进行了大幅修改，放大率与标准镜头模型的预期相比有所不同。在引力透镜系统的质量建模中，需要额外的参数来指定主透镜中质量分量的相对对准，这又引入了另一个不确定性来源。

Galaxy Mergers and Dark Matter Halo Mergers in LCDM: Mass, Redshift, and Mass-Ratio Dependence

We employ a high-resolution LCDM N-body simulation to present merger rate predictions for dark matter halos and investigate how common merger-related observables for galaxies--such as close pair counts, starburst counts, and the morphologically disturbed fraction--likely scale with luminosity, stellar mass, merger mass ratio, and redshift from z=0 to z=4. We provide a simple 'universal' fitting formula that describes our derived merger rates for dark matter halos a function of dark halo mass, merger mass ratio, and redshift, and go on to predict galaxy merger rates using number density-matchin…

S0和具有方形凸起的螺旋星系的轴对称质量模型：质光比、暗物质和棒

Axisymmetric mass models of S0 and spiral galaxies with boxy bulges: mass-to-light ratios, dark matter and bars

我们研究了一个样本的30个边缘上的螺旋和S 0星系，有四方形和花生形的凸起。我们计算模型恒星运动学求解金斯方程的轴对称质量分布来自K波段图像。这些简单的模型只有一个自由参数：动态质光比，我们假设它与半径无关。考虑到建模过程的简单性，在我们的运动学数据范围内，模型二阶速度矩与观测到的恒星运动学非常吻合，通常达到~ 0.5-1 R25（其中R25是光学半径），或相当于2-3 Re（其中Re是有效或半光半径）。因此，我们没有发现任何证据的主要暗物质组成部分内的光盘螺旋星系。我们样本中的S 0也是如此，这大大扩展了以前对这些星系中暗物质的观测限制。预测的运动学确实略有偏离，但系统地从大多数星系的凸起区域的观测，但我们认为，这是一致的，四四方方的和花生状的凸起是酒吧的边缘上观看的索赔。

环状星系中暗物质的分布

The Distribution of Dark Matter in a Ringed Galaxy

外环位于任何与棒共振的特征中距离星系中心最远的地方。由于它们的大尺度，它们的形态对星系中暗物质的分布很敏感。我们在这里介绍如何研究这些环可以限制酒吧的质光比，因此在这些星系的中心的暗物质的百分比。我们比较周期性的轨道集成在环形星系NGC 6782附近的外林德布拉德共振的外环的形状。来自酒吧的潜在的非轴对称分量来自星系的近红外图像。轴对称分量是假设一个平坦的旋转曲线。我们发现，压缩的非自相交的周期轨道是更细长的更高的酒吧质光比和更快的酒吧。推断出的棒的质光比取决于假设的星系倾角。假设星系倾角i=41度，为了使轨道与观测到的环形态一致，棒的质光比必须很高，大于最大盘值的70%。对于i=45度，条的质光比是最大圆盘值的$75\pm 15%$。由于这些环的速度场可以用来限制星系的倾角以及环中代表的周期轨道，进一步的研究将产生更严格的限制棒的质光比。如果需要一个接近最大值的暗棒，那么要么在暗棒内只有很少的暗物质，要么在星系盘中的暗物质是非轴对称的，并且会随着暗棒旋转。

利用潮汐尾探测暗物质晕

Using Tidal Tails to Probe Dark Matter Halos

我们使用合并星系的模拟探索潮汐尾的形态的敏感性的母星系中的晕质量分布的变化。我们的目标是约束质量的暗晕在著名的合并对。我们专注于相等质量的星系之间的碰撞，这代表了创造潮汐尾的最佳情况，但也看看不同的相对取向，轨道能量和质量比的系统。随着模型星系中暗晕的质量和范围的增加，即使在产生这些特征的最有利条件下，所产生的潮汐尾也会变得更短，质量更小。我们的模拟结果表明，观测到的合并星系与长潮汐尾巴（$\sim 50-100$ kpc），如NGC 4038/39（银河系）和NGC 7252可能有晕：盘+隆起的质量比小于10：1。这些结果与从卫星运动学和时间参数得出的银河系暗晕质量的有利值相冲突，该值给出了晕：盘+凸起质量比为$\sim 30:1$。然而，银河系中暗晕质量的估计下限（质量比$\sim 10:1$）仍然与推断的潮汐尾星系质量一致。我们的结果也与$Ω=1$宇宙学的期望相冲突，如CDM，它预测了更大质量和更广泛的暗晕。

1.5 R_e透镜星系的暗物质含量

The dark matter content of lensing galaxies at 1.5 R_e

许多引力透镜类星体表现出通量比“异常”，这在透镜势在小于一千秒差距的尺度上是平滑的假设下无法解释。恒星的微透镜效应是透镜潜力中粒度的自然来源。由于微透镜效应而产生的预期波动的性质敏感地取决于微透镜（恒星）和平滑分布的（暗）物质的相对表面密度。因此，对通量比的观测可以用来推断视线上恒星与暗物质的比率-通常是在碰撞参量为半光半径的1.5倍时。最近发现的几个系统有异常现象，似乎可以用微透镜来解释，只要要求视线上70-90%的物质均匀分布。

三轴暗物质晕中的弧统计：检验无碰撞冷暗物质范例

Arc Statistics in Triaxial Dark Matter Halos: Testing the Collisionless Cold Dark Matter Paradigm

星系团中透镜弧的统计数据是研究暗物质晕的非球性和内斜率的有力工具。我们发展了一种半解析方法来计算三轴暗物质晕中弧的数目。这结合了蒙特卡罗射线追踪模拟的透镜截面和宇宙学N体模拟评估的轴比的概率分布函数（PDF）。这种方法使人们能够将这两个不对称性的投影质量密度和伸长率沿视线分析，第一次在宇宙学透镜弧统计。正如预期的那样，三轴暗物质晕显着增加弧相对于球形模型的数量;差异超过一个数量级，而增强的值取决于密度分布的具体属性。然后，我们比较我们的理论预测与观察到的弧数从38个X射线选定的集群。与以前的说法相反，我们的三轴暗物质晕与内部密度分布ρ \propto r^{-1.5}在一个λ主导的冷暗物质（CDM）宇宙再现良好的观察。由于解释观测数据所需的中心质量浓度和三轴比（短轴与长轴比~0.5）与宇宙学N体模拟一致，因此我们的结果可以解释为在质量尺度上为无碰撞CDM范式提供强有力的支持。

QSO 0957+561主透镜星系的暗晕

The dark halo of the main lens galaxy in QSO 0957+561

本文对第一个引力透镜类星体Q0957+561A，B的两幅图像进行了红外、光学和紫外光谱分析。哈勃空间望远镜对Q0957+ 561 A和Q0957+ 561 B的观测在时间上被该系统中已知的时间延迟分开，因此我们可以直接推导出通量比。这些图像的通量比导致了关于主透镜星系暗晕的重要信息（一个红移z = 0.36的巨大椭圆星系）。我们的测量结果与椭圆星系中的消光和坍缩物体中的一小部分质量（不需要引力微透镜）非常一致。从连续谱和发射线的比率，我们也显示出证据，有利于存在一个网络的紧凑的尘埃云。

暗物质晕的形状

The Shape of Dark Matter Halos

本文综述了用于推断暗物质晕的径向和几何形状的技术以及迄今为止它们所产生的结果。暗晕似乎延伸到至少~50千秒差距，总的封闭质量随半径R线性上升。这种行为是否可以外推到200 kpc及以上的距离是有争议的;在这个半径的结果是依赖于模型的。在观测上，暗晕的几何形状可以用总密度的赤道轴比b/a（椭圆度）和垂直轴与赤道轴比c/a（扁平度）来表征。在R~20 kpc时，不同的技术一致地产生b/a > 0.7（因此对于势能，b/a > 0.9），更有可能是轴对称值，b/a >~ 0.8。结果是不太一致的垂直展平，可能是由于不同的技术或不适当的假设探测的空间区域的差异。探测距离恒星平面z~15 kpc最远的技术一直暗示着基本上平坦的c/a = 0.5 +/- 0.2暗晕。这些轴比是在可接受的协议从N体模拟冷暗物质与~10%的耗散气体混合的预期。

强透镜系统宇称依赖性对暗物质子结构的探索

Parity Dependence in Strong Lens Systems as a Probe of Dark Matter Substructure

星系内小的暗物质团块（亚结构）的质量是对冷暗物质的重要检验。测量子结构质量分数的一种方法是分析被星系强烈透镜化的图像的通量。相对于光滑（无子结构）模型，图像之间的通量比是异常的，这表明存在比暗物质模拟中更大量的子结构。反常通量比的一种测量方法是宇称依赖性--一个源的不同图像的通量受到不同的扰动。本文讨论宇称依赖作为暗物质子结构的一种探测。我们发现，再现所观察到的宇称依赖性需要一个显着的集中暗物质团块和图像之间的对齐。结果可能意味着更大的质量分数的子结构比建议的一些暗物质模拟和观察到的奇偶依赖性是不太可能被复制的发光卫星的透镜星系。

DAMA数据中暗物质的两个分量

Two components of dark matter in the DAMA data

它表明，DAMA数据表明两个暗物质的组成部分，一个是围绕银河系中心（GC）和另一个是从GC发射。从最大年变化的位置，可以计算出这两个分量的比率。

从高精度自转曲线推断球、盘和晕中的暗物质分布

Distribution of Dark Matter in Bulge, Disk and Halo inferred from High-accuracy Rotation Curves

旋涡星系的高精度旋转曲线显示，在中心几百pc区域内，质量急剧上升，表明质量向中心高度集中。利用旋转曲线，我们直接计算了表面质量密度（SMD）的径向分布，并得到了质光比（M/L）的径向分布。的M/L的比例被发现不仅在大规模的晕，但也在隆起和磁盘区域显着变化。它在盘内随着半径的增大而增大，并迅速向晕方向移动。在一些星系中，M/L在隆起的中心向内增加，表明有一个巨大的暗核。在此基础上，讨论了旋涡星系中暗物质的径向分布。

暗物质与重子比的动力学弛豫

Dynamical Relaxation of the Dark Matter to Baryon Ratio

一个标量场与暗物质和重子的不同相互作用可以解释为什么它们的比例在今天是统一的。我们提供了三个工作的例子，检查他们对CMB的观察，大尺度结构，超新星Ia，和后牛顿重力测试。这样一种情况可以使超对称暗物质候选者的生活更加容易。

B球重子发生和重子与暗物质比

B-ball Baryogenesis and the Baryon to Dark Matter Ratio

我们证明了MSSM中的B球衰变可以自然地解决为什么宇宙中重子和暗物质的密度相似的难题。这需要B球在中性伴子LSP的冻结温度（通常为1- 10 GeV）以下的热化和衰变中幸存下来。结果表明，如果重子不对称性起源于MSSM标量势d=6 u^{c} d ^{c} d ^{c} D平坦方向上的夸克凝聚，则这是可能发生的。为了使这一点起作用，膨胀后的再加热温度必须不大于10^3-10^5 GeV。

RH Sneutrino Condensate CDM and the Baryon-to-Dark Matter Ratio

The similarity of the observed mass densities of baryons and cold dark matter may be a sign they have a related origin. The baryon-to-dark matter ratio can be understood in the MSSM with right-handed (RH) neutrinos if CDM is due to a d = 4 flat direction condensate of very weakly coupled RH sneutrino LSPs and the baryon asymmetry is generated by Affleck-Dine leptogenesis along a d = 4 (H_{u}L)^2 flat direction. Observable signatures of the model include CDM and baryon isocurvature perturbations and distinctive long-lived NLSP phenomenology.

Anthropic Explanation of the Dark Matter Abundance

I use Bousso's causal diamond measure to make a statistical prediction for the dark matter abundance, assuming an axion with a large decay constant f_a >> 10^{12} GeV. Using a crude approximation for observer formation, the prediction agrees well with observation: 30% of observers form in regions with less dark matter than we observe, while 70% of observers form in regions with more dark matter. Large values of the dark matter ratio are disfavored by an elementary effect: increasing the amount of dark matter while holding fixed the baryon to photon ratio decreases the number of baryons inside …

右手中微子凝聚冷暗物质和重子-暗物质比

Right-Handed Sneutrino Condensate Cold Dark Matter and the Baryon-to-Dark Matter Ratio

重子和冷暗物质密度的相似性表明它们有共同或相关的起源。如果冷的暗物质是由于非常弱耦合的RH超中微子LSP的d = 4平坦方向凝聚而产生的，而重子不对称性是由沿着d = 4（H_{u} L）^{2}平坦方向的阿弗莱克-丁轻子生成产生的，那么这可以在具有右手（RH）超中微子的MSSM的上下文中理解。当再加热温度在10^{6}-10 ^8} GeV范围内时，得到了RH超中微子暗物质的正确密度。一个冷的暗物质等曲率扰动接近目前的观测范围是可能的情况下，由D项或F项与抑制哈勃修正的A项驱动的通货膨胀。在D项暴胀模型的情况下，一个可观测的重子等曲率扰动也是可能的。

暗区相互作用的宇宙学模型

Cosmological model with interactions in the dark sector

提出了一个由非相互作用重子物质和相互作用暗组分组成的当前宇宙的宇宙学模型。暗能量和暗物质通过它们的有效正压指数耦合，有效正压指数被认为是它们的能量密度之比的函数。研究了两种情况下，该比率是渐近稳定的，并考虑最佳拟合哈勃函数数据调整其参数。结果表明，减速参数，密度参数和光度距离有正确的行为，这是一个可行的宇宙目前的情况下预期。

全息暗能量与宇宙符合

Holographic dark energy and cosmic coincidence

在这封信中，我们证明了任何无压暗物质与全息暗能量的相互作用，其红外截止由哈勃尺度设置，意味着两个组件的能量密度的恒定比例，从而解决了重合问题。得到了状态方程参数随相互作用强度的变化关系。对于全息束缚的可变饱和度，能量密度比变得依赖于时间，这与从减速膨胀到加速膨胀的过渡是相容的。

宇宙晚期膨胀由域壁和耗散暗物质主导

Late Universe expansion dominated by domain walls and dissipative dark matter

在本文中，我们表明，宇宙的两个组成部分，即畴壁和耗散暗物质，使前者缓慢衰减到后者可能会驱动幂律宇宙学加速一致的高红移超新星数据，而两者之间的能量密度的比例保持固定在后期的时间，从而解决目前的加速度的符合问题。同样，我们在早期估计了上述比率。

在不引用非开普勒旋转曲线和引力透镜数据的情况下暗物质存在的广义相对论论证

A general relativistic argument for dark matter existence without invoking non-Keplerian rotation curves and gravitational-lensing data

这篇论文已被撤回的作者，因为在方程中提出的比例。(13)对于w = p/rho的所有值，并不保持时间冻结。因此，需要一个单独的更详细的分析，其中包含对所有w值都有效的广义Buchdahl不等式。新的分析还将关注比率的时间演变（13）。基本结果保持不变，但结果来自w=0的情况。

通过观测中性中微子-核碰撞产生的电子直接寻找暗物质

Direct dark matter search by observing electrons produced in neutralino-nucleus collisions

奇异的暗物质和暗能量似乎在宇宙中占主导地位。超对称性自然地通过最轻的超对称粒子（LSP）为暗物质成分提供了候选者。直接探测暗物质最重要的过程是通过测量反冲核的能量来实现LSP-核弹性散射。在目前的工作中，我们探索了一个新的过程，这具有一定的实验优势，即检测的暗物质组分通过观察低能电离电子。这些在LSP-核碰撞过程中产生的电子可以单独观察到，也可以与反冲核同时观察到。我们发展了该形式，并使用真实的Hartree-Fock电子波函数将其应用于计算各种原子（包括Ne-20、Ar-40、Ge-76、Kr-78和Xe-132）的电离率与核反冲率的比率。所得到的比率基本上是独立的所有参数的超对称性，除了中性伴子质量，但它们关键取决于电子能量切断。这些比率每个电子往往增加与原子序数，可以高达10%.Based上，我们的研究结果，它是既有趣又现实的检测LSP通过测量电离电子以下的LSP核碰撞。