Local virial relation and velocity anisotropy for collisionless self-gravitating systems
自引力系统冷坍缩后实现的无碰撞准平衡态具有两个显著的特征。其中之一是线性的温度-质量（TM）关系，它产生一个特征的非高斯速度分布。另一个是局域维里关系（LV），这种维里关系通过相混合（如冷塌缩）在无碰撞系统中甚至局部成立。本文从这两个性状的观点出发，研究了一个多角体族。LV关系对这些模型施加了很强的约束：除了外部区域，只有在中心具有平坦边界条件的指数为$n \sim 5$的多面体与数值结果相容。利用基于静态和球形Jeans方程的解析解，我们表明，这种不相容性在外部区域意味着速度色散的各向异性的重要影响。此外，速度各向异性是必要的解释各种数值结果的条件下的局部维里关系。
2005-08-24 astro-ph
Local virial relation and velocity anisotropy in self-gravitating system
本文从局域位力关系的角度研究了N体自引力系统中的并合过程。局域位力关系是局域动能与局域势的关系。我们比较了密度分布和相空间密度分布与满足局域维里（LV）关系的无碰撞静态临界解的宇宙学模拟。结果表明，临界解可以解释各向异性参数$β\sim 0.5$适当取值时的特征密度分布。它也可以解释束缚态外层相空间密度分布的幂律。然而，它未能解释与标度不变相空间密度有关的中心低温部分。它可以很好地拟合具有较高的$β\sim 0.75$值的临界解。这些结果表明，在宇宙学模拟中，LV关系与标度不变相空间密度是不相容的。
2005-12-23 astro-ph
The tensor virial method and its applications to self-gravitating superfluids
本文首先讨论了与描述中子星中超流体有关的尺度层次，这是牛顿超流体流体动力学的基础。从超流体和正常流体的欧拉方程出发，应用张量维里方法得到一阶、二阶和三阶维里方程，并计算它们的欧拉摄动。特别强调的是，由于两种流体之间的相互引力吸引和相互摩擦的新条款的扰动的计算。从一阶和二阶扰动维里方程出发，推导出超流麦克劳林球体的振动模式。我们讨论了两个通用类的振荡模式，对应于共同移动和相对振荡的两种流体。这些模式解耦，如果正常的流体是无粘性的。我们还讨论了这些模式的混合（当正常的流体是粘性的）和它的影响的动力学和长期的不稳定性的共同移动模式和他们的阻尼。
2001-01-30 astro-ph
The dark outside: the density profile of dark matter haloes beyond the virial radius
我们给出了LambdaCDM宇宙学模型中暗物质晕平均密度分布的近似值，即使对于质量从10^{11.5}到10^{15.0} h^{-1} M_{Sun}的0.05 R_{vir}到10 R_{vir}的大径向距离，其精确度也在10- 15%之内.本文提出了Navarro，Frenk & White（NFW）近似的一种改进形式：ρ（r）=ρ_{NFW}（r）+ A（r/ R_{vir}）^{-1}+B（1+r/ R_{vir}）^{-1}.这个一般化的表达式适用于暗物质晕的外部区域，对晕内部区域的密度影响很小。模型中不同参数之间的强相关性使我们能够仅用一个参数来描述该曲线：维里质量。我们整合我们的密度分布，以获得封闭的质量在一个给定的半径的球体，并将其与NFW的结果进行比较。我们发现，NFW低估了封闭的质量超过50%，在10 R_{vir}，而我们的模型再现了数值模拟的结果，即使在这个距离在2%的精度。我们还使用这种新的近似来研究弱引力透镜并获得切向剪切的解析表达式。这使我们能够量化密度分布的外部区域对剪切的贡献。我们首次计算了由NFW剖面计算的切向剪切与在宇宙学模拟中考虑晕外区时的相应结果之间的差异。我们发现所有研究中的质量范围存在4%的差异。
2008-07-18 astro-ph
Dynamical virial masses of Lyman-break galaxy haloes at z=3
我们改进了我们早期的动力学估计的莱曼break星系（LBG）在红移z=3的晕的维里质量的看到，狭缝宽度和观测的不确定性的影响。通过对LBG的少量可用旋转曲线的分析，我们确定了半径为7 kpc的圆速度与中心线速度宽度之间的关系Vc 7 =（1.9+/-0.2）sigma。我们使用这种关系，将32个LBG的测量速度宽度的圆速度的分布，为人口的LBG的亮度比R=25.5。我们比较这种分布对预测的分布为“暗晕”模型，其中LBG查明所有的最高质量的暗物质晕在那个时代。观测到的LBG圆周速度比预测的圆周速度小1.4+/-0.15倍。这是一个下限，因为我们忽略了重子耗散引起的圆周速度的任何增加。晕-晕模型预测晕维里质量的中位数为10^12.3兆索尔，圆周速度的范围较小。我们估计的动力学质量中值<10^（11.6+/-0.3）Msol，这一数值要小得多;此外，我们的圆周速度分布远大于日冕预测。这些结果是一致的图片，留下一些最大规模的晕可供占领的其他人口不符合LBG的选择标准。Adelberger等人最近根据测量到的LBG集群估计的中位晕质量为10^（11.86+/-0.3）Msol。我们的动力学分析似乎倾向于较低的质量，并且更符合Somerville等人的碰撞星爆模型预测的中值质量，10^11.3 Msol。[删节]
2005-07-04 astro-ph
Pathways to massive black holes and compact star clusters in pre-galactic dark matter haloes with virial temperatures > 10000K
对Tvir~10000 K的前星系DM晕中原子冷却驱动的气体坍缩的大动态范围数值模拟表明，在转动支撑开始之前，气体损失了90%以上的角动量。在这些晕的一小部分中，金属丰度低，紫外线辐射抑制了H_2冷却，因此条件非常有利于大质量黑洞的快速形成。根据金属富集的进展，外部和内部紫外辐射对H_2冷却的持续抑制以及捕获引力能释放产生的熵的能力，预计晕中心的气体将形成超大质量恒星，一个恒星质量的黑洞以超爱丁顿吸积速率吸积，或者一个紧凑的星团经历碰撞运行，远离中心的大质量恒星在这三种情况下，一个初始质量适中的大质量黑洞发现自己处于气体快速流入的中心，流入速率为~1 M太阳\yr。大质量黑洞将因此迅速增长到10^5到10^6太阳质量，直到进一步的流入停止，要么是由于恒星形成消耗气体，要么是由于不断增长的大质量黑洞不断增加的能量和动量反馈。以这种方式形成大质量种子黑洞的条件在T_vir~15000 K和V_vir~20 km \s的晕中是最有利的，其中质量较小的晕不允许通过原子冷却使气体坍缩，而质量较大的晕更容易碎裂。这应该会在银河系前晕中的大质量黑洞种子的早期种群的质谱上留下一个特征质量，这些黑洞种子后来将成长为银河系凸起中观测到的超大质量黑洞种群。
2008-10-15 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
The baryon fraction of LambdaCDM haloes
我们研究了在Lambda CDM宇宙演化的非辐射气体动力学模拟中形成的暗物质晕中的重子分数。通过结合千年模拟的实现（Springel等人），通过对小体积的矮晕进行模拟，我们的研究跨越了50年的晕质量，从10^10 Msun/h到10^15 Msun/h。我们发现，在晕维里半径的重子分数通常是90%的宇宙平均值，均方根散射为6%，独立的红移和晕质量下降到最小的解决晕。我们的研究结果表明，与Mo等人（2005）的提议相反，前维里化引力加热无法阻止星系和原星系晕内气体的坍缩，并证实了非引力反馈的需要，以降低矮星系晕中气体冷却和恒星形成的效率。模拟包括一个简单的光加热模型（其中气体温度下限为T_{floor} = 2 × 10^4 K，从z=11开始）证实了先前的建议，即在维里温度T_{200} < ~2.2 T_{floor} ~ 4.4 × 10^4 K的系统中，光加热只能阻止重子的坍缩（对应的维里质量为M_{200} ~ 10 ^10 Msun/h，圆周速度为V_{200} ~ 35 km/s）。因此，光加热可能有助于调节矮椭球体和其他星系在光度函数的极端模糊端的形成，但它本身不能调和丰富的sub-L* 星系与在Lambda CDM宇宙演化中预期的大量矮晕。在重子分数中看到的演化或质量依赖性的缺乏预示着X射线团簇研究，假设一个普遍的和非演化的重子分数放置宇宙学参数的约束。
2006-10-19 astro-ph
The Postcollapse Equilibrium Structure of Cosmological Haloes in a Low-Density Universe
本文提出了一个解析模型，描述了从低密度宇宙学背景宇宙中凝聚出来的维里化天体的坍缩后平衡结构，无论是物质主导的宇宙还是具有宇宙学常数的平坦宇宙.这推广了我们以前推导的爱因斯坦-德西特（EdS）宇宙模型。该模型是基于这样的假设，即宇宙晕的形式从塌缩和维里化的顶帽密度扰动，是球形的，各向同性的，等温的。这导致了一个独特的，非奇异的，截断等温球（TIS）的预测，一个特殊的解决方案的莱恩-埃姆登方程（修改为非零宇宙学常数）。对于给定的背景宇宙，大小和维里温度是质量和物体形成红移的唯一函数。中心密度大致与宇宙坍缩时的临界密度成正比。这个TIS模型与观测到的暗物质占主导地位的晕的内部结构非常一致，范围从矮星系到X射线星系团。它还再现了许多的平均性能的晕在模拟的冷暗物质（CDM）模型，以良好的精度，这表明它是一个有用的分析近似晕从现实的初始条件。我们的TIS模型匹配的密度分布的光环在CDM N体模拟的最里面的区域之外，同时避免了后者的陡峭的中央尖点，这是在明显的冲突与观测。TIS模型也可能与非标准CDM模型相关，例如最近提出的解决这一冲突的自相互作用暗物质。
2001-01-04 astro-ph
Two-component, ideal, self-gravitating fluids: the fractional virial potential energy
两个组件，理想的，自引力流体被认为是宏观气体，和相关的状态方程表示使用维里定理的子系统，在homeoidally条纹密度分布的限制下。较浅的密度分布产生的状态方程，ε = ε（y，m），其特征在于（对于指定的分数质量值，m = M_j/M_i）出现两个极值点，一个最小值和一个最大值。较陡的密度分布产生类似的状态方程，这意味着特定的m值与临界曲线有关，在该临界曲线上，上述极值点减少到单个水平的突变点，并且低于临界曲线的曲线不显示极值点。等分数质量曲线与范德瓦尔斯等温曲线的相似性表明，在（O y）平面的钟形区域中可能存在相变，其中沿选定方向的分数截断半径为y = R_j/R_i，分数维里势能为ψ =（E_{ji}）_{vir}/（E_{ij}）_{vir}。进一步的研究致力于Hernquist（1990）密度分布描述的质量分布，在假设与EGs及其宿主暗物质（DM）晕相关的质量分数具有普适值的情况下，可以使用一个额外的关系来表示（O y θ）平面上N = 16个椭圆星系（EGs）的样本。根据该模型，孤立的EG的演化似乎不是严格同源的，这是由于从样本对象推导出的分数截断半径y或分数标度半径y ^\dagger的不同值。
2008-06-09 astro-ph
Long-time behavior and relaxation of power-law correlation in one-dimensional self-gravitating system
数值研究了一维自引力系统中空间幂律关联的长时间行为。结果发现，幂律结构仍然存在，即使在系统的维里化。由于粒子间的能量交换，这种结构逐渐消失。系统维里化后，能量分布是准平稳的。
2001-12-19 astro-ph nlin.CD
Velocity moments of dark matter haloes
利用宇宙学N体模拟方法研究了暗物质晕的视向速度分布，重点研究了暗物质晕的最低阶偶矩、色散和峰度，以及它们在估算宇宙结构质量分布中的应用.对于从模拟框中选择的十个大质量晕中的每一个，我们确定维里质量、浓度和各向异性参数。为了模拟每个光环的观测结果，我们随机选择了300个粒子，并分别沿着视线和天空表面投影它们的速度和位置。在去除干扰物之后，我们计算视线速度矩的轮廓，并将它们与Jeans方程的解拟合。用这种方法得到的维里质量、浓度参数和速度各向异性的估计值与全三维分析得到的值吻合得很好。
2005-08-30 astro-ph
Clusters of Galaxies as Self-Gravitating Systems
自引力系统，如椭圆星系，似乎有一个恒定的比熵，并遵守一个标度定律，将它们的势能与它们的质量联系起来。这些性质可以解释为由于这些结构的形成所涉及的物理过程。通过数值模拟得到的暗物质晕也被发现服从一个标度定律，它将它们的势能与它们的质量联系起来，其斜率与椭圆星系相同。由于团簇中的X射线气体是弱耗散的，我们已经验证了它可能验证类似性质的假设。我们对24个星系团的ROSAT-PSPC图像进行了分析，发现：1）Sérsic定律参数（强度、形状和尺度）描述了X射线气体发射的相关性：（2）所有星系团中的热气体具有大致相同的比熵;（3）观察到星系团势能与X射线气体质量之间的标度律，其斜率与椭圆星系和暗物质晕的相似。
2001-05-29 astro-ph
The Structure of Dark Matter Haloes in Hierarchical Clustering Models
我们使用一组大宇宙学N体模拟来研究无标度模型中形成的暗物质晕的内部结构。我们发现，半径r_178对应的平均内部过密度为178准确地描绘了准静态晕内部从周围的下落物质，在协议与简单的球形塌陷模型。内部速度色散与质量相关，再次与球形塌陷模型吻合良好。在维里半径r_（178）以内，球平均密度、圆周速度和速度弥散分布可以用Navarro等人（1995）提出的简单的双参数解析模型很好地拟合。这个模型的密度在小半径处为1/r，在大半径处变陡为1/r^3，并且使我们的晕符合模拟的分辨率极限。两个模型参数，尺度长度和质量，是紧密相关的。质量较低的晕更集中在中心，因此标度半径比质量较高的晕更小，标度半径是它们维里半径的一部分。这反映了低质量晕的形成时间较早。晕是适度的非球面，典型的轴比为1：0.8：0.65在他们的维里半径。这些形状由各向异性速度色散张量维持。自旋参数的中值为λ =0.04，在较高的晕质量下，λ较低的趋势较弱。我们还研究了如何晕属性依赖于用于识别它们的算法，使用朋友的朋友和球形密度方法。我们发现，对于平均超密度为100-400的群，如果把晕中心作为最束缚的粒子的位置，则用这两种方法中的任何一种方法，其性质对晕的选择都不敏感
1996-03-08 astro-ph
Homeoidally striated density profiles: sequences of virial equilibrium configurations with constant anisotropy parameters
张量维里方程的制定推广到非松弛配置，维里平衡不符合动力学（或流体静力学）平衡。进一步的研究致力于特殊类的homeoidally条纹椭球，定义为homeoidally条纹，雅可比椭球。特别是，维里平衡配置与恒定的各向异性参数进行了更详细的研究，包括扁平和细长，三轴配置，并确定相关的分叉点。确定了不同旋转参数的显式表达式。根据Thuan & Gott（1975）的方法，并在许多方面加以推广，应用于巨星系的暗物质晕的初始和最终构型。在某些有代表性的情况下，说明了极限轴比的依赖性，在此之下，没有配置是允许考虑中的序列，在质量，总能量和角动量的变化，在演变过程中。轴比和旋转参数的依赖性上的一个额外的参数，有关的初始条件的密度扰动，分析与几个特殊情况。在Peebles（1969）的旋转参数范围内，高分辨率数值模拟结果表明，暗物质晕的形状主要取决于剩余速度分布的各向异性程度。另一方面，旋转的贡献对赤道面只有很小的影响，对赤道面没有影响，因为Peebles（1969）旋转参数的值越大，分叉点就越多。在这方面，暗物质晕被发现类似于巨大的椭圆星系。
2005-05-14 astro-ph
Radial velocity moments of dark matter haloes
利用宇宙学N体模拟方法研究了暗物质晕的径向速度分布，重点研究了最低阶偶矩、色散和峰度。我们确定了模拟箱中的10个质量晕的性质，用维里质量和浓度表征的NFW公式近似它们的密度分布。我们还计算了速度各向异性参数的晕，发现它温和的径向和增加的距离从晕中心。的径向速度分散的晕示出了一个最大值的特征轮廓，而径向峰度轮廓从接近高斯中心附近的值开始随着距离而减小。因此，我们确认，暗物质晕具有内在的非高斯，平顶速度分布。我们发现，模拟晕的径向速度矩是相当好地再现的解决方案的Jeans方程的晕参数与各向异性测量的模拟。我们还研究了由十个晕到十维里半径的复合星系团的径向速度矩。在该区域中，速度分散系统地减小以达到背景值，而峰度从低于高斯值3增加到高于高斯值3，表示相对于高斯的从平顶到强烈峰值的速度分布的过渡，这可以被解释为具有小分散的有序流的优势。我们说明的过渡，明确显示的速度分布的复合集群在几个径向箱。
2005-04-19 astro-ph
Evolution of the Density Profiles of Dark Matter Haloes
我们使用数值模拟在一个Lambda CDM宇宙模型密度分布在一组16个暗物质晕的分辨率高达7万粒子的维里半径。这些模拟使我们能够在10^11到10^14太阳质量的大范围内，从红移5到现在，一直跟踪中心尖点的形成和演化。密度分布的尖点被设置在红移为2或更大，并且在非共动坐标下考虑时，到目前为止仍然非常稳定。我们将我们的晕拟合到2参数轮廓，其中渐近尖点的陡度由伽马给出，其径向范围由浓度c_gamma描述。在我们的模拟中，我们发现0.01 ~ 1000 M_* 的γ = 1.4 - 0.08 Log（M/M_*），γ ~ +/-0.3 $; and c_gamma = 8*M/M_*^{-0.15}, with a large M/M_* dependent scatter roughly equal to +/- c_gamma. Our redshift zero haloes have inner slope parameters ranging approximately from r^{-1} to r^{-1.5}, with a median of roughly r^{-1.3}. This 2 parameter profile fit works well for all our halo types, whether or not they show evidenc…
2005-04-01 astro-ph
How reliable is the kinematical evidence for dark matter: the effects of non-sphericity, substructure and streaming motions
利用宇宙学$N$ -体模拟的暗物质晕，我们研究了非球性，亚结构和流动运动的影响，在再现星系团的结构和内部运动学的运动学测量。拟合NFW模型的三维密度分布，我们确定的维里质量，浓度参数和速度各向异性的晕，然后计算的投影速度矩的配置文件，因为它们将被测量的一个遥远的观察者。使用这些模拟数据，我们适用于球形物体的Jeans分析再现视线速度色散和峰度，并拟合三个参数。我们发现，一个给定的光环的视线速度色散和峰度配置文件可以有很大的变化与观察者的视角。我们表明，维里质量，浓度参数和速度各向异性的晕可以令人满意地再现独立的晕形状，虽然维里质量往往被低估，浓度参数高估，而恢复的各向异性通常是更切向比真实的。当晕的平均速度剖面接近零时，可以较好地恢复晕的质量、浓度和速度各向异性。
2003-10-19 astro-ph
Biasing and the distribution of dark matter haloes
在引力成团的层次模型中，维力化晕是物质分布的有偏示踪物。正如Mo & White（1996）所讨论的，这种偏差是非线性和随机的。他们开发了一个模型，允许一个写下来的平均值的偏差关系的解析表达式，在最初的拉格朗日，和演变，欧拉空间。我们还提供了高阶矩的解析表达式。我们还展示了如何Mo-White方法可以扩展到计算的演变，不只是晕，但暗物质分布本身。欧拉偏置关系中的平均值和分散度以及欧拉晕-质量和晕-晕关联函数的模型预测与质量范围很广的晕的层次引力聚类的数值模拟结果合理一致，而相应的拉格朗日量的预测仅对大质量晕是准确的。
1999-01-11 astro-ph
Soliton in Gravitating Gas. Hoag's Object
我们探讨了引力气体中产生孤子的可能性。结果表明，维里参数并不妨碍局部静态解的存在。最简单的引力气体环形孤立子可以解释名为霍格天体的奇特星系。
2005-03-22 astro-ph hep-th
Evolution of Massive Haloes in non-Gaussian Scenarios
我们已经进行了高分辨率的宇宙学N体模拟的一致性LCDM模型研究维里化，暗物质晕在原始非高斯性的存在下的演化。遵循标准程序，偏离高斯性通过原始引力势中的二次高斯项来建模，其特征在于无量纲非线性强度参数f_NL。我们发现晕的质量函数和红移演化密切遵循Matarrese等人的分析预测。（2000年）的第10/2000号决议。精确的分析预测的存在使得观测大红移的稀有大质量天体成为探测宇宙大尺度结构中原始非高斯特征的一个更有吸引力的测试。
2007-07-17 astro-ph
An excursion set model for the distribution of dark matter and dark matter haloes
发展了欧拉空间中引力演化的暗物质分布模型。这是一个简单的扩展的漂移集模型，通常用于估计坍缩的暗物质晕的质量函数。除了描述暗物质本身的演化外，该模型还可以描述晕的欧拉空间分布的演化。它也可以用来描述密度分布，在尺度大于维里半径，这些晕，并量化的方式，物质流入和流出欧拉细胞。当初始拉格朗日空间分布是白噪声高斯分布时，该模型表明逆高斯分布应该提供对演化的欧拉密度场的合理的良好近似，与数值模拟一致。最后讨论了该模型在更一般的高斯初始条件下的聚类问题中的应用。
1998-05-26 astro-ph
Photo-evaporation by thermal winds in dwarf galaxies
我们重新研究了矮星系气体被来自第一批恒星和活动星系核的紫外光电离并分别加热到T~10^4K和2 × 10^4K后的蒸发过程。早期的估计，基于压力和重力之间的平衡，表明维里速度低于Vevap ~ 11-13 km/s的暗晕在动力学时间内失去了大部分气体。在电离通量有效的时期，我们遵循热成风的连续蒸发。我们发现，显着蒸发的临界维里速度显着较高。例如，如果电离开始于z-ion =10，并一直维持到z=2，则在T ~ 10^4K（或2x10^4K）时，Vevap ~ 25（或35 km/s）的晕中会发生一个e倍的质量损失。Vevap ~ 21 km/s（或29 km/s）的晕在z=10的第一个哈勃时间内失去一个e-折叠。任何维里速度小于Vevap的矮星系都必须在z-离子之前从一小部分气体形成恒星，然后通过光蒸发失去其余的气体。这可能解释了贫气体、低表面亮度的矮球状星系。当z<1时，大多数IGM气体至少从矮星系蒸发一次，从而提供了其金属丰度的下限。
2003-05-28 astro-ph
Phase-Space Structure of Dark-Matter Haloes: Scale-Invariant PDF Driven by Substructure
提出了一种计算N体系统中6维粗粒相空间密度$f(x,v)$的方法，并导出了其分布函数$v(f)$ .该方法是基于Delaunay曲面细分，其中$v(f)$是在宽$f$范围内用有效的固定平滑窗口获得的。误差估计，和$v(f)$被发现是不敏感的采样分辨率或模拟技术。我们发现，在引力松弛晕层次聚类，$v(f)$是一个强大的幂律近似，$v(f) \propto f^{-2.5 \pm 0.05}$，超过40年的$f$，从维里水平的数值分辨率限制。这是有效的$Λ$ CDM宇宙学中的质量$10^9-10^{15}\msun$晕，表明不敏感的初始波动功率谱的斜率。通过在位置空间中映射相空间密度，我们发现$v(f)$的高$f$端由“冷”子晕而不是母晕中心区域及其全球球形轮廓主导。维里半径附近的亚晕中的$f$值通常是晕中心处的$>100$值的$>100$倍，并且从外向晕中心处的$f$值逐渐减小。这似乎反映了相混合由于合并和潮汐效应，涉及膨胀和加热。因此，相空间密度可以提供一个敏感的工具，用于研究的演变过程中的晕的层次建设。为什么演化的子结构加起来就是$v(f) \propto f^{-2.5}$的实际普适幂律，这还有待理解。这种行为似乎是等级聚类过程的结果，而不是暴力松弛的一般结果。
2004-03-05 astro-ph
Linear Temperature-Mass relation and Local virial relation: Two hypotheses for self-gravitating systems
我们提出了两个假设来描述自引力系统在冷坍缩后实现的准平衡态。第一个假设是线性的温度-质量（TM）关系，它产生一个特征的非高斯速度分布。第二种是局部维里（LV）关系，结合线性TM关系，确定了一个独特的质量密度分布为$ρ(r)=ρ%_{0}r^{-4}e^{-r_0/r}$。虽然这种密度分布在中心区域是非物理的，但该区域在累积质量中仅在束缚区域中心周围的百分之几内，这超出了我们数值模拟的分辨率。因此，提出的两个假设是兼容的数值模拟几乎整个区域的维里化束缚态。实际上，除了内部，这个密度分布与冷塌缩模拟的数据吻合得很好。两个家庭的球形和各向同性模型，多面体和国王模型，从这两个假设的观点进行了检查。我们发现，LV关系对这些模型施加了很强的约束：只有多面体与指数$n \sim 5$，如普卢默的模型是兼容的数值结果，其特征在于这些模型中的两个假设。含浓度参数$% c \sim 2$的King模型违反了LV关系，但对表面亮度符合$R^{1/4} $定律。因此，上述特性可以作为建立冷塌缩后束缚态模型的指导原则，而不是传统的渐近行为准则。
2005-11-27 astro-ph cond-mat.stat-mech physics.comp-ph
Weak-Lensing Halo Numbers and Dark-Matter Profiles
积分措施弱引力透镜的暗物质晕，像光圈质量，是敏感的晕质量密度分布依赖于不同的物理性质。对于等温配置文件，孔径质量和维里质量之间的关系是陡峭的比具有普遍NFW配置文件的晕。因此，光圈质量探测的晕质量范围是更广泛的NFW比等温晕。我们使用最近的修改，在清洁发展机制模型中的Press-Schechter质量函数归一化的本地丰富的集群，预测的光环样品的属性，预计将访问与孔径质量技术。如果晕具有NFW剖面，则每平方度应检测到~10个晕，如果它们具有等温剖面，则它们的数量密度低大约一个数量级。这些结果只非常轻微地依赖于宇宙学背景模型。我们的结论是一个显着的弱透镜信号的晕计数是一个强大的不同的暗物质配置文件之间的差异。
2001-03-28 astro-ph
Dark Energy and Dark Matter Halos
我们研究了暗能量对暗物质晕密度分布的影响，并利用我们的结果来检验分析模型。我们考虑常数状态方程模型，并允许w>-1和w<-1。使用5个w从-1.5到-0.5的模拟，每个模拟都有超过1600个良好分辨的晕，我们表明Bullock等人（2001）的晕浓度模型准确地预测了我们能够探测的w，晕质量和红移范围内的晕浓度中位数。我们发现Bullock等人（2001）的模型在晕质量和浓度相对于由宇宙学依赖的维里过密度设定的外半径定义时效果最好。对于一个固定的功率谱归一化和固定质量的晕，较大的w值导致更高的浓度和更高的晕中心密度，这既是因为崩溃发生得更早，也是因为晕具有更高的维里密度。虽然晕密度的精确预测对各种不确定性非常敏感，但我们对星系旋转曲线数据进行了广泛的比较。在固定功率谱归一化（固定σ_8）下，w>-1的精粹模型似乎相对于标准w=-1模型加剧了中心密度问题。同时，w<-1模型有助于减小表观差异。我们确认Jenkins等人（2001）的晕质量函数在我们的模拟中提供了一个很好的晕丰度近似值，并将其有效区域扩展到包括w<-1的模型。
2004-11-23 astro-ph
Newtonian gravity in d dimensions
研究了空间维数对经典和量子自引力气体热力学的影响。我们考虑由微正则系综描述的自引力粒子和由正则系综描述的自引力布朗粒子的哈密顿系统。我们提出了一个画廊的热量曲线在不同维度的空间和讨论的性质的相变作为一个功能的尺寸d。给出了维里定理在d维情形下的一般形式，并讨论了Hamilton系统维数d=4和Brown系统维数d=2的特殊性.
2006-12-04 astro-ph
Major Mergers of Galaxy Haloes: Cuspy or Cored Inner Density Profile?
我们提出了一系列的碰撞N体模拟的星系暗物质晕的主要合并的密度分布具有内部尖点或核心的结果。我们的模拟范围从2 × 10^5到10^7个粒子，使我们能够探测冷暗物质晕最内部区域（小于0.005维里半径）的暗物质粒子的相空间分布，这是最近争论的一个主题。我们发现，一个主要的合并两个核心晕产生一个核心晕，并没有导致在许多宇宙学模拟中看到的尖状轮廓。如果我们考虑母体质量比为3：1而不是1：1的合并，这个结果不变。另一方面，一个尖状晕与一个核心晕或一个质量相等的第二个尖状晕的合并，产生的尖状晕的内对数斜率略有降低。因此，一旦形成尖突晕，似乎对重大合并有弹性。我们发现的残余物的速度结构是温和的各向异性，麦克斯韦速度分布中心附近，但不是在最后的晕的外部部分。剧烈的弛豫仅在合并的早期阶段有效，在后期阶段，相混合可能是主要的弛豫过程。
2004-02-03 astro-ph
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。
2005-02-11 astro-ph
Extended Press-Schechter theory and the density profiles of dark matter haloes
研究了一种由内而外的层次聚类晕形成模型。该方法结合了图片的球形降落模型和修改的扩展Press-Schechter理论。晕的质量吸积率被定义为由于较小的合并而导致的质量增加率。吸积质量沉积在外壳层，而不改变其当前维里半径内的晕的密度分布。我们将该方法应用于平坦的$ΛCDM$宇宙。将所得的密度分布与文献中提出的分析模型进行了比较，发现了一个非常好的一致性，发现了一个趋势，即内部密度分布随着晕质量的增大而变陡，这也是最近N体模拟的结果。此外，现今的浓度以及它们的时间演化的推导，它表明，他们再现的结果大宇宙学N体模拟。
2003-05-16 astro-ph
A necessary condition for best fitting analytical to simulated density profiles in dark matter haloes
广义幂律（GPL）的密度分布与模拟暗晕（SDH）的密度分布进行了比较，并规定了非线性最小二乘拟合，涉及五个参数指定的拟合配置文件（RFSM 5方法）。更具体地说，极值点出现的必要条件的有效性与三维空间中三个表面之间的相交的存在有关。在一个平坦的/ \CDM宇宙学模型中，对星系团尺度上的17个SDH样本进行了应用。在处理平均SDH密度分布（ADP）时，分配一个维里半径，等于整个样品的平均值，这允许计算其余参数。在整个晕样品上计算的最佳拟合GPL密度剖面与ADP的指数和相关平均值与NFW的指数相差甚远。拟合对数密度剖面的渐近内斜率值与最近的高分辨率模拟结果一致。
2005-01-18 astro-ph
The Cross-Correlation between Galaxies and Groups: Probing the Galaxy Distribution in and around Dark Matter Haloes
利用2度场星系红移巡天（2dFGRS）和斯隆数字巡天（SDSS），我们确定了星系和星系群之间的交叉关联函数。我们研究了交叉相关作为一个功能的集团质量，并作为一个功能的光度，恒星质量，颜色，光谱类型和特定的恒星形成率的星系。所有这些交叉关联函数显示出一个明确的过渡，从"1-halo"到"2-halo"制度的规模相当的维里半径的考虑。在大于维里半径的尺度上，所有交叉关联函数大致平行，与线性偏差模型一致。特别是，大尺度相关振幅更高的质量集团，并为更明亮和更红的星系。在“1晕”状态下，互关联函数强烈依赖于群中心的定义。我们认为这两个亮度加权中心（LWC）和中心的位置定义的最亮的星系群（BGC）。在第一种定义下，大质量星系团中明亮的早型星系比暗的晚型星系更集中。使用BGC，并排除最亮的星系的交叉相关分析，我们只发现显着的隔离在大质量的集团（$M \gta 10^{13}h^{-1}\msun$）的星系不同的光谱类型（或颜色或特定的恒星形成率）。在质量为$\la 10^{13}h^{-1}\msun$的晕中，明亮的卫星星系明显不足。比较从2dFGRS的结果与那些从现实的模拟样品中获得的，我们发现，在集团中的星系的分布是远远低于集中的暗物质晕预测当前的$Λ$ CDM模型。（节录）
2005-06-27 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
Probing dark matter caustics with weak lensing
焦散是在无碰撞介质中频繁形成的高密度结构。在自引力作用下，冷暗物质流聚焦在焦散线上，这些焦散线在数值模拟和/或现实世界中观察到。如果被探测到，焦散线将为暗物质的存在提供强有力的证据，并将排除其他模型，如那些修改了动力学的模型。在这里，我们展示了如何在弱透镜数据中观察到它们。我们评估的剪切变形，并表明，其径向轮廓是由一个特征的焦散线图案，由于在暗物质晕，形成自相似吸积。我们讨论了观测的并发症，主要是由于知识贫乏的维里半径的晕，并证明了约300集群大小的晕的叠加将得到一个信噪比，这是足够大的检测焦散线与地面观测。对于天基观测，这一数字减少到100个。这些界限可以很容易地实现正在进行的广泛领域的光学调查，如CFHTLS和未来的空间为基础的项目SNAP和DUNE，必须伴随着X射线跟踪选定的集群，以精确确定其维里半径。
2006-03-16 astro-ph
Density profiles of dark matter haloes: diversity and dependence on environment
本文研究了在ΛCDM模型的N体宇宙学模拟中观测到的由广义二次落体模型预言的暗物质晕的外密度分布。我们发现大量的系统变化的形状和浓度的晕配置文件，以及与环境的配置文件的强相关性。在N体模拟中，孤立晕的密度剖面的平均外斜率β（ρ \propto r^{-β}）为\approx 2.9;这些晕中有68%的β值在2.5和3.8之间。在密集的星系团环境中，晕更加集中，并表现出比孤立晕更大的β值的广泛分布。与人们所期望的相反，包含在星系团和星系系统中的晕比孤立的晕更不集中，并且具有更平坦的外部密度分布。浓度随M_h的增大而减小，但在一定质量下，浓度的分散性很大。晕的质量和圆速度有很强的相关性：M_h \propto V_m^α，α~ 3.3（孤立的）和~3.5（团簇中的晕）。当M_h=10^12M_sun时，这些关系式的均方根偏差分别为ΔlogM_h=0.12和0.18。大约30%的晕包含在更大的晕中，或者在3维里半径内有大量的同伴（大于当前晕质量的0.3倍）。剩下的70%的光环是孤立的物体。β分布以及孤立晕的浓度-质量和M_h-V_m关系与我们基于二次降落模型的推广和推广的Press-Schechter形式的数值方法的预测非常一致。
1999-07-22 astro-ph
A numerical fit of analytical to simulated density profiles in dark matter haloes
详细研究了广义幂律密度分布的解析性质和几何性质。特别地，在数学参数和几何参数之间发现一一对应关系。然后GPL密度剖面与模拟暗晕（SDH）密度剖面进行比较，并规定了涉及上述五个参数的非线性最小绝对值和最小二乘拟合（RFSM 5方法）。更具体地说，绝对对数残差的绝对值或平方的总和是通过几次迭代在形成5维超网格的大量点上评估的。大小逐渐减少周围的基准最小值，并避免叠加在节点上的早期超网格。在一个平坦的$Λ$ CDM宇宙学模型（Rasia et al. 2004）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密度分布时，分配了整个样品的平均维里半径，这允许计算其余参数。使用RFSM5方法相对于其他方法提供了更好的拟合。SDH动力学状态（松弛或合并）和对数密度分布的渐近内斜率或（SDH可比维里质量）标度半径之间没有明显的相关性。计算了一些参数的平均值和标准差，并与以前的结果进行了比较，关于缩放半径。在将GPL拟合到SDH密度曲线中发现一定程度的简并性。如果它是固有的RFSM5方法或它可以减少下一代的高分辨率模拟，仍然是一个悬而未决的问题。
2005-05-10 astro-ph
Scaling Laws in Self-Gravitating Disks
星际介质（ISM）在各个尺度上都表现出强烈的非均匀结构。这些结构看起来并不完全随机，因为它们遵循一定的幂律。拉森定律（\citeyear{Larson81}）$σ\propto R^δ$和维里平衡的合理假设证明了分形是ISM的一种可能的描述。接下来我们研究了自引力、微分自转和耗散对星系中物质分布的影响。为此，我们已经进行了3D模拟嵌入在一个更大的磁盘的自引力本地盒，扩展Toomre和Kalnajs（\citeyear{Toomre91}）和智慧和Tremaine（\citeyear{Wisdom88}）的2D方法。我们的模拟得出的结论是，引力，剪切和耗散可以主要负责维持一个不均匀的，并最终分形分布的问题。
1999-04-16 astro-ph
The origin and implications of dark matter anisotropic cosmic infall on ~L* haloes
我们测量的暗物质流的各向异性在小尺度上在附近的环境中的晕使用一个大的模拟集。我们依赖于两种不同的方法来量化的各向异性的宇宙陷落：我们测量的流量在晕的维里半径，同时描述通过通量通过一个球壳下落的物质;我们测量的空间和运动学分布的卫星和子结构周围的子块探测器ADAPTAHOP探测晕首先在附录中描述。通过一点统计和两点统计，发现这两种方法在定性和定量上都是一致的，即落入优先发生在垂直于晕自旋方向的平面内。我们计算了赤道吸积的过剩通过环，并通过一个谐波膨胀的下降。下落物质的各向异性水平被发现是~ 15%。子结构的自旋垂直于它们在晕的静止坐标系中的速度矢量，约为5%，这表明沿着对流结构的流动图像为测量的各向异性提供了解释。我们的结论是，晕不认为它的环境作为一个各向同性的扰动，调查如何使用微扰理论的各向异性向内传播，并简要讨论了影响弱透镜，翘曲和星系盘的厚度。
2004-02-17 astro-ph
Hierarchical Phase Space Structure of Dark Matter Haloes: Tidal debris, Caustics, and Dark Matter annihilation
大部分质量含量的暗物质晕预计是在潮汐碎片的形式。碎片的密度不是恒定的，而是由于在轨道远心和近心处形成焦散而增加，或由于相位混合而衰减。在相空间中，碎片聚集在一个被暗物质的原始温度截断的层次中。了解这种相位结构对于解释许多天体物理观测，特别是暗物质探测实验具有重要意义。考虑到这一目的，我们开发了一个通用的理论框架来描述冷暗物质晕相空间的层次结构。我们不做任何假设球对称和/或光滑和连续的吸积。相反，在作用角空间中使用关联函数，我们可以完全解释分层结构（预测作用空间中的两点关联函数~（ΔJ）^{-1.6}），以及相空间的原始离散性。作为一个应用程序，我们估计提升的暗物质湮灭信号由于维里半径内的相空间的结构：由于层次潮汐碎片的提升是为了统一，而原始的相结构的离散性可以提高总湮灭信号的数量级。后者主要由超过维里半径的20%的区域，并且对于最近形成的具有最小程度的相混合的晕是最大的。
2008-11-10 astro-ph hep-ph
Asymmetries in the inner regions of LCDM haloes
许多星系显示出扭曲、不平衡的图像、不对称的旋转曲线或其他特征，这表明它们的直接动力学环境既不是静态的，也不是平衡的。在冷暗物质（CDM）理论中，这种非平衡特征是由于最近的等级增长而在许多暗晕的内部区域中预期的。我们使用非常大的千禧年模拟提供的优秀的统计数据来研究（i）位置和速度不对称性的分布预测晕核心的一致性LCDM宇宙起源学如何取决于晕质量，以及（ii）有多少的暗物质在内核中已被添加在相对较近的时间。在质量更大的晕中，不对称性通常更大。因此，20%的星系团晕的密度中心与质心的距离超过维里半径的20%，而只有7%的银河系晕具有如此大的不对称性。大约40%的星系团晕的平均核心速度与质心速度相差超过特征晕圆速度的四分之一，而只有10%的银河系晕具有如此大的速度偏移。大约25%的星系团晕在z=1之后通过合并获得了超过其内部10kpc质量的四分之一。银河系晕的相应百分比为15%。这些数字似乎与在星系的可观测区域中看到的不对称程度相当兼容，但定量比较需要对可观测成分进行更详细的建模。
2006-09-20 astro-ph
Mass of Clusters in Simulations
我们表明，暗物质晕，在n体模拟，有一个边界层（BL）与精确的功能。特别是，它包围了所有动态稳定的质量，而在它之外，动态稳定性很快就会失去。粒子可以通过这种BL，然而，它作为动力学性质的限制障碍。通过计算动能和势能（T（r）和W（r））并计算R=-2T/W来设置BL。然后，在BL上，R具有接近最大值w= -dlog W/dlog r的最小值。这种$Rw$“要求”与维里平衡是一致的，但意味着进一步的平衡。我们测试了空间平坦的CDM模拟晕周围的BL的存在，有或没有宇宙学常数。我们发现，在满足$Rw$要求的半径r_c内，质量M_c与质量M_{dyn}非常接近，而质量是根据维里定理由r_c内所有粒子的速度求得的。使用r_c，我们可以确定每个维里化晕的单个密度对比度Delta_c，它可以与假设球对称和无扰动波动增长获得的“维里”密度对比度$Δ_v ~178 Ω_m^{0.45}$（Omega_m：物质密度参数）进行比较。Delta_c的分布很广，在计算与簇相关的全局物理量时不能忽略，而平均Delta_c比相应的Delta_v小约25%;此外，如果根据与Delta_v相关的半径定义$M_{dyn}$，则从{ \it Rw}要求开始，我们与粒子质量的拟合要差得多。
2002-05-14 astro-ph
The Impact of Box Size on the Properties of Dark Matter Haloes in Cosmological Simulations
我们调查的影响有限的模拟框大小上的结构和运动学性质的冷暗物质晕形成的宇宙学模拟。我们的方法涉及到产生一个单一的实现的初始功率谱的密度扰动和研究如何截断这个功率谱的尺度大于L_cut影响的结构暗物质晕在z=0。特别地，我们研究了L_cut = f_cut L_box的情况，其中f_cut=1（即没有截断），1/2，1/3和1/4。与以前的研究一样，我们发现长波长扰动的抑制降低了聚集的强度，如通过抑制2点关联函数xi（r）测量的，并减少了最大质量晕的数量，如质量函数n（M）的高质量端的耗尽所反映的。有趣的是，我们发现截断对晕的内部性质几乎没有影响。高质量晕的质量随L_cut的减小而系统地减小，但浓度分布不受影响。另一方面，在f_cut<1的运行中，中值自旋参数低约50%。我们认为，这是一个印记的线性增长阶段的晕的角动量潮汐扭矩，并没有任何可测量的趋势浓度和弱趋势观察到的晕形状反映了维里化和复杂的质量吸积历史的重要性，这些数量。这些结果是感兴趣的研究，需要高质量的分辨率和模拟晕的统计样本，如模拟的第一批恒星的人口。我们的分析表明，大尺度潮汐场对冷暗物质晕内部性质的影响相对较小，因此在此类研究中可以忽略。
2005-12-12 astro-ph
Tidal Effects and the Environment Dependence of Halo Assembly
我们探讨了银河系暗物质晕的形成时代和它们的环境密度之间令人困惑的反相关性的可能起源。这种相关性已经从宇宙学N体模拟中揭示出来，并且与扩展的Press-Schechter晕簇模型相冲突。使用类似的模拟，我们首先量化的直接关联的早期形成时代的质量增长率降低在晚些时候。然后，我们发现，抑制增长的主要驱动力，吸积和合并，是潮汐效应占主导地位的一个邻近的大规模晕。潮汐效应的范围从减缓的组装晕由于剪切沿大规模的细丝，饲料的大规模的晕，以实际的质量损失，通过大规模的晕。使用限制性三体问题，我们表明，晕是容易在1.5维里半径较大的晕潮汐质量损失。我们的研究结果表明，形成时代的环境密度的依赖性是一个次要的影响所引起的增强密度的大规模晕附近的长丝潮汐是强大的。我们的组装率的措施是特别相关的潮汐场在高红移z~1。
2009-06-19 astro-ph
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
The sense of rotation of subhaloes in cosmological dark matter haloes
本文详细分析了高分辨率暗物质晕宇宙学模拟中暗物质晕轨道的速度分布和方向。我们发现一个趋势的子结构，优先旋转的方向相同的旋转的主机晕的意义：有一个多余的卫星晕。在我们的九个主晕（八个星团大小的物体和一个星系晕）中，平均有59%的卫星与主晕共转。即使当包括卫星到宿主的五维里半径时，信号仍然保持，指出信号与亚晕的落入模式的关系。然而，当沿着（随机）视线观察数据并以观察者可以推断的方式导出分布时，卫星的比例减弱到约53%。这种观测到的旋转分数的减少是由于观测者用来确定旋转方向的技术造成的，这种技术可能导致对非圆形轨道的错误分类。我们的结论是，存在的卫星共转轨道是另一个预测的冷暗物质结构形成的情况下，虽然会有困难来验证它的观测。由于星系晕的模拟结果与星系团大小的模拟结果相同，我们假设星系晕轨道的比例与系统的规模无关，尽管需要更多的星系模拟来证实这一点。
2006-06-19 astro-ph
Profiles of dark haloes: evolution, scatter, and environment
我们研究了LCDM宇宙学的高分辨率N体模拟中的暗物质晕密度分布。我们的统计样本在10^{11}-10 ^<$14} M_sun范围内包含约5000个晕。轮廓由具有两个参数（内半径rs和维里半径r v）的NFW形式参数化，并且我们定义晕浓度c v = r v/rs。首先，我们发现，对于给定的晕质量，中心浓度的红移依赖关系为c_v ~ 1/（1+z），对应于一个大致恒定的r_s随红移的变化。我们提出了一个改进的分析处理晕形成，适合晕参数和它们的红移依赖性之间的测量关系。这意味着高红移星系被预测比以前预期的更长更暗。其次，我们发现log（c_v）的分散度为~0.18，对应于dV/V ~ 0.12的最大旋转速度的分散度。我们讨论的塔利-费舍尔关系，它有一个较小的内在散射建模的影响。第三，密集环境中的晕往往比孤立的晕更集中。这些结果表明c_v是星系模型理论中的一个重要参数，并简要讨论了它对Tully-Fisher关系的普适性、低表面亮度星系的形成以及哈勃序列起源的意义。
2000-10-10 astro-ph
Gravitational cooling of self-gravitating Bose-Condensates
构造了具有自相互作用的自引力标量场的平衡位形。相应的薛定谔-泊松（SP）系统使用有限差分求解，假设球对称。结果表明，SP系统的平衡配置是后期的吸引子的解决方案，最初相当任意的密度分布，放松和维里化通过发射的标量场爆发，一个过程被称为引力冷却。在其他潜在的应用中，这些结果表明，标量场暗物质模型（在其不同的口味）容忍引入自相互作用项的SP方程。这项研究对于探索星系中的暗物质不是点状的模型是有用的。
2006-03-22 astro-ph gr-qc hep-th
Origin of scaling structure and non-gaussian velocity distribution in self-gravitating ring model
分形结构和非高斯速度分布是维里化自引力系统（如星系或星际分子云）中常见的特征性质。我们研究的起源，这些属性使用的一维环模型，我们在本文中新提出的。在这个简单的模型中，$N$粒子在三维空间中固定的圆环上移动，相互之间有引力作用。该模型适用于精确的辛积分方法，通过该方法我们发现了该体系通过一个具有负比热的有趣相（\halo -相）从扩展相到扩展相的相变。在这个中间能量尺度下，出现了标度性、非热非高斯速度分布。相比之下，在其他\gas和\core相中从未观察到这些特殊性质。每个相中的粒子具有由截止长度$ξ$、环半径$R$和总能量$E$确定的典型运动时间尺度。因此，系统的所有弛豫模式都由这三个时间尺度决定。
2001-08-03 astro-ph cond-mat.stat-mech
