The Equilibrium Structure of Cosmological Halos
我们推导出了一个解析模型的宇宙晕作为非奇异截断等温球（TIS）的崩溃后平衡结构，并比较了这个模型与观测和模拟的宇宙晕在所有尺度上。我们的模型与暗物质主导的晕的内部结构的观测从矮星系到X射线星系团是在很好的协议。它再现了许多的平均性能的晕在CDM模拟，以良好的精度，包括中心区域以外的密度分布，同时避免了可能的差异，在小半径观测到的星系和集群的密度分布和奇异的密度分布预测的N体模拟的CDM模型。虽然最近已经集中了很多注意力在这种可能的差异，我们发现，所观察到的星系旋转曲线和晕属性的相关性仍然包含有价值的额外信息，以测试理论，尽管这种不确定性在小半径。现有的数据使我们能够约束的基本宇宙学参数，也把一个独特的约束原始密度波动功率谱在大波数（即小质量尺度）。
2001-04-03 astro-ph
The Equilibrium Structure of Cosmological Halos: From Dwarf Galaxies to X-ray Clusters
描述了一个新的模型，为坍缩后的平衡结构的维里化对象的宇宙背景宇宙凝聚出来，并与观测和模拟的宇宙晕从矮星系的X射线集群。该模型是基于这样的假设，即维里化晕是等温的，这导致一个独特的非奇异的等温球的平衡结构的预测，与核心半径的大小约为1/30倍，核心密度是成比例的平均背景密度在崩溃的时代。这些预测的非奇异等温球与暗物质占主导地位的晕从矮星系到X射线星系团的内部结构的观测结果是一致的。
2000-03-29 astro-ph
The Equilibrium Structure of Cosmological Halos: Dwarf Galaxies to X-ray Clusters
本文描述了一个解析模型，它描述了从宇宙学背景宇宙中凝聚出来的维里化物体的坍缩后平衡结构，并与宇宙学晕的观测和模拟进行了比较。该模型是基于这样的假设，即维里化晕是等温的，这导致一个独特的非奇异的等温球的平衡结构的预测，与核心密度成正比的平均背景密度在崩溃的时代。这些预测的非奇异等温球与暗物质占主导地位的晕从矮星系到X射线集群的内部结构的观测结果吻合得很好。我们的模型还再现了许多平均性能的光环在CDM模拟良好的精度，这表明它是一个有用的分析近似的光环，从现实的初始条件。虽然CDM N-体模拟发现与中央尖点的配置文件，我们的非奇异模型匹配的最里面的区域以外的模拟晕。这个模型也可能是一个有趣的描述晕在非标准的CDM模型，如自相互作用的暗物质，已被提出来消除标准CDM模拟的尖状晕和观察到的晕均匀密度的核心之间的差异。
2000-06-13 astro-ph
Effects of the size of cosmological N-body simulations on physical quantities II-. Halo formation and destruction rate
在这项研究中，我们将展示如何错误，由于有限的盒子大小影响的宇宙学N体模拟晕的形成和破坏率。在较早的研究中，我们给出了一个分析公式，用以求出质量函数的修正。按照同样的方法，本文给出了形成率、破坏率和共动数密度变化率的修正的解析表达式，并计算了幂律（$n=-2$）和LCDM模型的期望值。
2007-08-16 astro-ph
Modelling Self-Interacting CDM Haloes with a Cosmological Boltzmann Code
我们研究了弱自相互作用冷暗物质晕的密度分布和演化，使用基于碰撞玻尔兹曼方程的数值代码。这种方法是替代N体技术在以下的动态演化的晕在宇宙学的背景下，并考虑到粒子的自相互作用。与碰撞粒子的相对速度成反比的截面的物理情况下，建模与前所未有的分辨率，跨越五个数量级的半径为每个晕。模拟的晕覆盖了从矮星系到星系团的质量范围。我们发现，对于σ v_{100} \approx 10^{-24} cm ^2/GeV，其中σ是单位质量的碰撞截面，v_{100}是单位为100 km/s的碰撞速度，得到的软核与银河系和星系团尺度上的观测结果符合得很好.值得注意的是，所观察到的晕中心密度与质量几乎不变性的再现。
2000-10-24 astro-ph
The Evolution of Dark-Matter Dominated Cosmological Halos
采用自适应SPH和N体模拟方法，研究了引力不稳定性和宇宙薄饼碎裂导致的暗物质晕平衡结构的演化.这样的晕类似于那些从CDM宇宙中的现实初始条件下形成的层次聚类，因此，作为研究晕动力学的试验台模型。暗物质密度分布接近于先前从CDM中结构形成的N体模拟中识别的通用晕分布，其总质量和浓度参数随比例因子a线性增长。当包括气体时，该浓度参数略大于纯N体结果。我们还发现，暗物质的速度分布是各向同性和更多的径向比发现的N体模拟的CDM。
2001-04-02 astro-ph
Global Probes of the Impact of Baryons on Dark Matter Halos
由层次聚类模型预测的晕质量函数dn/dM可以用引力透镜像间距分布dn/dDelta-theta或晕圆速度dn/dvc等动力学探针间接测量。这些动力学变量依赖于晕结构以及晕质量。由于重子物理学，特别是冷却，显著地改变了暗物质晕的中心密度结构，这两种观测分布都显示了与质量标度相对应的特征，在质量标度以下，晕中的重子可以冷却（即星系与星系团）。我们使用简化的但自洽的模型来表明，由冷却重子产生的晕的结构变化解释了这两种分布。给定一个固定的晕质量函数，匹配观测到的图像分离分布或本地速度函数在很大程度上取决于Ω_b通过其对冷却时间尺度的影响。这些对晕结构的重子效应也影响着红移星系速度函数的演化。
2001-02-20 astro-ph
The Galaxy and its stellar halo - insights from a hybrid cosmological approach
我们使用一系列高分辨率的N体模拟的'银河系'晕，再加上半解析技术，研究我们自己的银河系和恒星晕的形成。我们的模型银河系是一个相对年轻的系统，其物理性质与观测结果相当吻合。在我们的模型中，恒星晕主要是由星系生命早期吸积的几个大质量卫星形成的。晕中的恒星并没有表现出任何金属丰度梯度，但金属丰度高的恒星比丰度低的恒星更集中。这是因为构成恒星晕的质量最大的卫星也更富含金属，动力学摩擦将它们拉向主晕的内部区域。
2008-07-07 astro-ph
Deriving the Nonlinear Cosmological Power Spectrum and Bispectrum from Analytic Dark Matter Halo Profiles and Mass Functions
本文提出了宇宙质量密度场的完全非线性功率谱P和双谱Q的解析模型。该模型是基于物理性质的暗物质晕，与三个主要的模型输入分析晕密度分布，晕质量函数，晕晕空间相关性，其中每一个都已在文献中得到了很好的研究。我们证明，这个新的模型可以重现的功率谱和双谱计算的宇宙学模拟的n=-2无标度模型和低密度冷暗物质模型。为了提高这些大型模拟的动态范围，我们使用了Ma & Fry（2000 a）的合成晕替换技术，其中具有数值软化核心的原始晕被现实密度分布的合成晕所取代。在高波数下，我们的模型预测的非线性功率谱的斜率不同于文献中常用的拟合公式，基于稳定的聚类假设。我们的模型还预测了一个三点振幅Q，这是规模依赖，在流行的层次聚类假设相反。该模型提供了一种快速的方法来计算质量功率谱和双谱在所有长度尺度的输入晕属性是有效的。它还提供了对宇宙中物质聚集特性的物理解释。
2000-06-21 astro-ph
The Nonlinear Cosmological Matter Power Spectrum with Massive Neutrinos I: The Halo Model
对星系线性功率谱的测量对中微子质量有严格的限制。我们扩展了宇宙学非线性物质团簇晕模型的框架，使其包含了大质量中微子进入冷暗物质（CDM）晕的影响。对于mnu = 0.9eV的三个简并质量中微子，中微子成团效应的量级约为1%，在即将到来的弱透镜巡天的潜在灵敏度范围内。为了使用这些测量来进一步限制-或最终检测-中微子质量，需要在大质量中微子存在下对非线性功率谱进行准确的理论预测，可能只有通过高分辨率的多粒子（中微子，CDM和重子）模拟才有可能。
2005-02-09 astro-ph
Evolution of stellar-gaseous disks in cosmological haloes
我们探讨了在完全一致的宇宙学框架中，嵌入合适的暗物质晕中的恒星气体盘中棒不稳定性的增长和演化。本文的目的是指出不同的气体分数的酒吧形成的影响，不同的盘晕质量比的内部磁盘，和宇宙学框架的作用。我们使用与之前工作相同的盘与晕质量比进行宇宙学模拟，其中没有考虑气体。我们将新的模拟结果与以前的模拟结果进行比较，通过分析恒星和气体成分的形态，恒星棒强度及其模式速度的行为来研究气体的影响。在我们的宇宙学模拟中，在暗物质占主导地位的磁盘中，一个恒星棒，持续10 Gyr，仍然生活在z=0，即使气体部分超过磁盘质量的一半。然而，在最大质量的磁盘，我们发现一个阈值（0.2）的气体分数能够摧毁酒吧。恒星棒的强度增强的气体和更大质量的磁盘更高的气体分数增加酒吧模式的速度。
2007-02-01 astro-ph
Satellite galaxies in cosmological dark matter halos
我们提出了一系列高分辨率N体模拟的初步结果，重点是8个暗物质晕，每个都是维里半径内的百万级粒子。我们跟踪数百个单独跟踪的卫星星系的时间演化，并将它们的物理性质与不同的晕环境条件联系起来。我们的主要科学驱动力是了解卫星星系如何失去质量并对潮汐剥离做出反应。与以前的工作不同，我们的结果是在完全自洽的宇宙学背景下进行的。初步结果表明，虽然环境可能会有很大的不同，就形成时间和丰富的子结构，卫星演变相似。
2003-11-28 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 Cosmological History of Accretion onto Dark Halos and Supermassive Black Holes
目的：我们研究了暗晕的宇宙学生长，并追踪了伴随的超大质量黑洞的吸积历史的同时代生长的结果。方法：利用Press-Schechter近似，得到了暗物质晕平均增长率的解析表达式。暗晕吸积率进行了比较，数值计算的工作和理解AGN演化的后果进行了说明。结果如下：平均吸积率到暗物质晕被证明有一个简单的分析形式，同意与以前的数值计算工作，可以很容易地计算范围广泛的晕质量，红移和宇宙学参数。结果提供了一个显着的改进发表的拟合公式推导出合并树。然后，我们考虑相关的超大质量黑洞的增长，并作出一个简单的假设“纯同时代进化”（PCE）的基本测试，其中，平均而言，黑洞增长跟踪黑暗的晕增长。我们证明，无论是从硬X射线巡天得到的活动星系核的积分热光度密度的绝对值和它的宇宙学演化是很好的再现PCE。在z >~ 0.5处发现了极好的一致性，尽管与z=0时的PCE相比，观测到的光度密度下降了2倍：在低红移处，黑洞的生长似乎与晕的生长脱钩，这可能与“宇宙缩小”现象有关。总的来说，活动星系核的演化似乎是由宇宙结构增长的减缓引起的，或者与之密切相关。我们还讨论了平均爱丁顿比平均在所有星系，这是预测将显示出强烈的演变，以更高的价值观与红移。
2006-08-10 astro-ph
Fireballs in the Galactic Halo and $γ$-Ray Bursts
如果伽马射线暴源位于星系晕中，它们不可避免地会产生一个不透明的等离子体火球对，就像宇宙学源一样。我们发现星系晕火球的典型物理条件是：光学厚度$\ap 10^8$，热能$\ap 100 KeV$，最大相对膨胀$\G \ap 300 $和最大重子载荷$\ap 10^{-15} M_\odot$。这并不排除galctic晕模型，但它构成了一个额外的严格限制所有这些来源。将这些条件与宇宙学火球的物理条件进行比较，发现星系晕火球作为伽马射线暴的来源不如宇宙学火球有利。
1992-11-13 astro-ph
Cosmological Three-Point Function: Testing The Halo Model Against Simulations
我们进行详细的比较半解析晕模型的预测与测量的两个和三个点的关联函数（3 PCF），以及功率谱和双谱的数值模拟。讨论了引力成团晕模型在非线性区域描述的精度和自洽性，并对晕模型参数进行了约束。我们利用最近提出的多极展开的三点统计表示旋转不变性的最自然的方式。这不仅通过减少晕圈模型预测所需的积分提供了技术优势，而且相当于压缩3 PCF中包含的信息的方便方式。我们发现，适当选择的晕边界和质量函数截止，晕模型的预测与数值模拟中测得的双谱吻合得很好。然而，晕模型预测小于观察到的配置依赖的3 PCF的~ Mpc尺度。这种效应主要是由于四极矩亏损，可能与球形晕几何的假设有关。我们的分析表明，使用其谐波分解，在非线性制度的3 PCF的完整的配置依赖性可以被压缩成几个数字，最低的多极。此外，这些多极子密切相关的最高信号噪声本征模式的3 PCF。因此，这个估计可以简化未来的分析，旨在约束宇宙学和晕模型参数的观测数据。
2005-06-28 astro-ph
A Model for the Formation and Evolution of Cosmological Halos
采用自适应SPH和N体模拟方法研究了引力不稳定性和宇宙薄煎饼碎裂导致的暗物质晕的坍缩和演化。这种晕类似于CDM宇宙中的层次聚类所形成的晕，并作为研究晕动力学的一个方便的试验台模型。我们的晕是在近似维里平衡和大致等温，在CDM模拟。它们的密度分布与Navarro，Frenk和White（NFW）对CDM晕的N体结果吻合得很好。这个试验台模型使我们能够研究个体晕的演化。我们晕的质量演化分为三个阶段：初始坍缩、持续坍缩和最终阶段，在最后阶段，由于有限的质量供应，坍缩逐渐减少。在连续下落阶段，晕质量以自相似球形下落的预期速率增长，M（a）与比例因子a成正比。在初始坍缩结束后，浓度参数随a线性增长，c（a）~4a/a_0。维里比2 T/ |W|刚维里化后约为1.35，截断等温球模型预测的和预期的值一致的维里化晕中，质量下降有助于有效的表面压力。此后，维里比朝着孤立晕的预期值2 T/ |W| ~1发展。这种质量吸积历史和浓度参数的演化与最近报道的CDM N体模拟结果非常相似。因此，我们的结论是，晕的形成和演化的基本属性是通用的宇宙晕的引力不稳定性的形成，并不限于分级崩溃的情况下，甚至高斯随机噪声的初始条件。
2002-08-29 astro-ph
Cosmological Cosmic Rays and the observed Li6 plateau in metal poor halo stars
最近对晕星中Li6同位素的观测显示，Li6平台比预测的BBN丰度高出约1000倍。我们计算了从宇宙宇宙射线（CCR）的初始爆发到银河系形成的Li6随红移的演化。我们发现，银河系前生产的锂6同位素可以解释在贫金属晕星中观察到的锂6平台，而无需额外的过剩生产的锂7。CCR能谱的振幅和CCR初始产生的红移之间的关系限制了天体的物理和历史，例如对这些早期宇宙射线负责的流行III星。因此，我们考虑银河系中Li6的演化。由于Li6也产生于银河系宇宙射线核合成，我们认为，晕星的金属丰度之间[Fe/H]=-2和-1，必须在一定程度上耗尽Li6。
2005-04-18 astro-ph
Cosmological Constraints on the Host Halos of GRBs
最近观测到的高红移伽玛暴的亮光学瞬变（OT）表明它们处于一种剧烈的动力学状态。我们认为伽玛暴形成于宇宙物质场引力坍缩晕的环境中是合理的，并研究了有利于伽玛暴的引力坍缩晕的基本参数。如果每个晕中伽玛暴的隐藏系数$f$与晕的质量有弱的依赖关系，那么伽玛暴OT的红移数据可以对包含伽玛暴的大质量晕产生重要的约束。我们发现，在流行的冷暗物质（CDM）模型的框架下，GRB有利的环境是新崩溃的晕（即他们的年龄小于约$2 \times 10^9$年）周围的质量$10^9$ $h^{-1}$ M $_{\odot}$。在这种情况下，低红移伽玛暴，如果它们存在，不可能有相同的宇宙起源的高红移的。为了与观测到的伽玛暴发生率相吻合，我们得出结论，每个伽玛暴晕平均只能发生一次伽玛暴事件。这一结果暗示伽玛暴可能与晕的合并有关。
1999-05-13 astro-ph
Can MACHOs Probe the Shape of the Galaxy Halo?
我们研究的前景，目前的微透镜搜索，最近发现了几个候选人，产生有用的信息扁平的星系暗物质晕。HI翘曲模型和星系形成的N体模拟表明，盘通常形成在扁晕中，盘和晕对称轴之间有倾斜。大麦云云的微透镜光学深度敏感地依赖于银河系盘晕的倾斜角。我们的结论是，一个更大的传播值$τ(LMC)$是一致的旋转曲线的限制比以前认为的，和比$τ(SMC)/τ(LMC)$的光学深度的小和大麦云云是不是一个干净的测试晕扁平。
1993-12-17 astro-ph
Cosmological Constraints from Rotation Curves of Disk Galaxies
高分辨率的N体模拟显示了显着的相似结构的暗物质晕形成通过无耗散的层次聚类。独立于晕质量，功率谱和宇宙学参数，暗晕的密度分布可以通过缩放一个简单的双参数分布来精确拟合。拟合的两个参数，可以表示为每个晕的质量和特征密度，是强相关的。特征密度与每个晕组装时宇宙的平均密度成正比。低质量晕有较高的特征密度，反映了它们较高的坍缩红移。使用这种晕结构，以适应一个大样本的盘星系的旋转曲线，我们表明，在标准的冷暗物质（CDM）的情况下形成的晕过于集中，是一致的低表面亮度星系的旋转曲线。低密度的晕，例如那些在低密度、平坦的CDM宇宙（$Ω_0=0.3$、$Λ=0.7$）中形成的晕，是这些观测所青睐的。我们的拟合还表明，暗晕在所有半径都很重要，其总质量与星系的光度密切相关。这个模型提供了一个自然的解释盘晕阴谋和缺乏依赖的塔利-费舍尔关系星系表面亮度。
1996-10-24 astro-ph
Do Distinct Cosmological Models Predict Degenerate Halo Populations?
利用宇宙学N体模拟方法，研究了物质密度参数Omega_m和线性理论功率谱P（k）对暗物质晕总体统计性质--质量函数n（M）、晕关联函数和晕成对速度统计的影响.对于固定的P（k），改变Omega_m的影响是简单的：晕质量尺度M_* 与Omega_m成比例地移动，成对速度（在固定的M/M_*）与Omega_m^{0.6}成比例，并且在固定的M/M_* 下晕成团不变。如果同时改变P（k）振幅σ_8以维持“簇归一化”条件σ_8 x Omega_m^{0.5} = const，则n（M）在M ~ 5e 14 Msun附近保持近似恒定，并且晕簇和成对速度在固定M处类似。然而，n（M）的形状发生了变化，Omega_m从0.3降低到0.2，产生了约30%的低质量晕的数量下降。人们可以通过改变P（k）的形状来在大的动态范围内保持n（M）的形状，但是所需的改变是实质性的，并且它们显著地改变晕簇和晕速度。暗晕人口的宇宙学模型参数的敏感性具有令人鼓舞的影响，努力约束宇宙学和星系的偏见与观察到的星系聚类，因为预测的变化，晕人口不能轻易地被掩盖，通过改变星系占据晕的方式。任何动态敏感的聚类统计都可以检测到Omega_m的单独变化;聚类标准化到sigma_8和Omega_m的变化需要星系占据率作为M/M_* 的函数发生变化，这将改变星系聚类;同时改变P（k），保持晕质量函数，将改变晕本身的聚类。
2002-04-24 astro-ph
Halo Profiles and the Nonlinear Two- and Three-Point Correlation Functions of Cosmological Mass Density
本文研究了Fourier空间中宇宙密度场的非线性两点和三点关联函数，并检验了流行的层次聚类模型，即三点振幅Q与尺度无关.在n=-2无标度和冷暗物质模型的高分辨率N体模拟中，我们发现Q在后期不是常数，而是随着波数的增加而增加，直到非线性区域。在n=-2的模拟中，自相似标度对于三点函数也不像对于两点函数那样严格，这可能是有限模拟体积的表现。我们认为，一个更好的理解的两点和三点关联函数在非线性制度在于联系到密度分布的暗物质晕。我们演示和量化的关联函数的斜率是如何影响的晕配置文件使用简单的晕形状和分析聚类模型的斜率。
2000-01-20 astro-ph
Halo evolution in a cosmological environment
我们在LCDM模型中研究了暗物质晕的形成和演化。1680万DM粒子的动力学在60 Mpc/h的盒子中以32，000的空间分辨率动态范围进行数值跟踪。模拟的高分辨率使我们能够在一个有代表性的体积中研究孤立和卫星晕的演变。给出了DM晕速度函数的演化结果，并与Press-Schechter函数进行了比较，讨论了物质功率谱和晕分布的演化。从模拟中确定的孤立维里化物体的质量演化与扩展的Press-Schechter模型的预测吻合得很好。然而，卫星晕的演变非常不同：对于其中一些卫星晕，质量随着时间的推移而减少，如果晕落入集群或群组，就会发生这种情况。讨论了晕粒子的关联函数与环境和合并历史的关系。
1998-10-28 astro-ph
The Central Mass and Phase-Space Densities of Dark Matter Halos: Cosmological Implications
目前的数据表明，在当前宇宙中的宇宙晕的中心质量密度$ρ_0$和相空间密度$Q\equivρ_0/σ_V^3$与它们的速度色散$σ_V$在一个非常宽的范围内，从小于10到大于1000 $\rm km s^{-1}$。这种相关性是CDM模型中维里化物体的形成时期与其质量之间的统计相关性的预期结果;质量较小的晕通常首先形成，然后合并形成质量较大的晕。我们推导了不同CDM宇宙学的$Q-σ_V$和$ρ_0-σ_V$相关性，并将预测的相关性与观测到的一个从矮球状星系到星系团的低红移晕样本的性质进行了比较。我们的预测一般与数据一致，与当前青睐的，平坦的$Λ$ CDM模型的偏好。这样的比较，以测试基本的CDM范式，同时限制背景宇宙学和功率谱的原始密度波动，包括更大的波数比以前被约束。
2001-12-21 astro-ph
Spectroscopic Classification of 42 LMC OB Stars: Selection of Probes for the Hot Gaseous Halo of the LMC
星际C IV吸收线研究的热气体晕的大麦云（LMC）的早期型探测星的非理想选择的区域，可以通过本地产生的C+3光电离，快速恒星风，或超新星的阻碍。为了观测这些区域之外的恒星，需要对该区域内的OB星进行精确的光谱分类。因此，我们已经获得了42个早型星的中等色散光谱的LMC，分布在超泡或超巨星壳外。本文给出了这些恒星的光谱分类。其中19颗星的光谱类型介于B1和O7之间，因此适合探测大麦哲伦星云热气体晕的星际C IV吸收线。
2001-05-31 astro-ph
Polarization of the \lya Halos Around Sources Before Cosmological Reionization
Loeb和Rybicki（1999;论文I）指出，在再电离之前，来自宇宙源的\lya光子的散射可能会在源周围产生相当致密的（$\sim 15''$）\lya晕。对这种晕的观测可以限制中性星系际介质（IGM）的性质，特别是在哈勃流未受扰动的尺度上产生重子和物质的宇宙学密度参数。论文我没有处理这种散射辐射的偏振，但确实表明，这种偏振的程度可能很大。在这封信中，我们报告这些\lya晕的改进计算，现在占辐射场的偏振。偏振是线性的，并且与从源的中心投影的位移相切地定向。偏振度被发现是14%的核心半径，其中的强度已下降到一半的中心值。在强度下降到中心强度的十分之一和百分之一的半径处，它分别上升到32%和45%。在更大的半径处，偏振度进一步上升，渐近地达到60%。如此高的偏振值应该很容易观察到，并提供了在再电离之前围绕源的\lya晕现象的清晰特征。
1999-06-04 astro-ph
Interactions of Satellite Galaxies in Cosmological Dark Matter Halos
我们提出了一个统计分析的卫星星系之间的相互作用的宇宙学暗物质晕采取完全自洽的高分辨率模拟的星系团。我们发现，卫星相遇的数量分布有一个尾巴，每个轨道延伸到多达3-4次相遇。平均30%的子结构人口至少有一次遇到（每个轨道）与另一个卫星星系。然而，这一结果取决于暗物质宿主晕的年龄，在较年轻的系统中有更多相互作用的明显趋势。我们还报告了相遇次数和卫星到星系团中心的距离之间的相关性：靠近中心的卫星星系经历了更多的相互作用。然而，这可以简单地用子结构人口的径向分布来解释，并且仅仅反映了这些区域中卫星密度较高的事实。为了找到子结构星系，我们应用（和本）的N体代码MLAPM的基础上的新技术。这种新的晕轮探测器MHF（MLAPM 's-Halo-EHF）的精度与N体代码本身完全相同，因此不会出现模拟数据和与数值效应相关的晕轮探测精度之间的任何偏差和虚假不匹配。
2004-02-17 astro-ph
A Direct Upper Limit on the Density of Cosmological Dust from the Absence of an X-ray Scattering Halo around the z=4.3 QSO 1508+5714
本文报道了钱德拉X射线天文台对明亮的高红移类星体1508+5714的深观测中寻找星系际X射线尘埃散射晕的结果。我们没有探测到这样的光环。我们的结果意味着弥漫的大颗粒星系际尘埃的密度上限为Omega_ dust < 2 x 10^-6，假设特征颗粒尺寸为1微米。结果表明，这种技术的灵敏度检测非常少量的星系际尘埃，这是很难检测到，否则。这将使我们能够把重要的限制系统的影响引起的灭绝的解释超新星Ia哈勃图，以及宇宙尘埃的数量和属性被驱逐到星系际介质在早期z~2时间。
2006-09-20 astro-ph
Nonlinear Stochastic Biasing of Galaxies and Dark Halos in Cosmological Hydrodynamic Simulations
我们利用宇宙学流体动力学模拟对空间平坦的低密度CDM宇宙中星系和暗晕的非线性和随机偏置进行了广泛的分析。我们比较他们的偏置属性的分析晕偏置模型的预测。在我们的模拟中，暗晕只在大于10 h ^{-1}Mpc的尺度上表现出与预测合理的一致性，而在较小的尺度上，由于其有限的尺寸，晕的体积排斥效应变得很大。有趣的是，星系的偏置特性可以通过外推晕偏置模型的预测得到更好的描述。我们还发现了明确的依赖于其形成时代的星系偏置的老人口的星系的分布密切相关的基本质量密度场，而年轻的人口是稍微更随机和反偏置相对于暗物质。老年种群的两点关联函数的幅值比青年种群的大3倍左右。此外，年老的星系群体居住在大质量的暗晕中，而年轻的星系则优先形成在较小的暗晕中。假设观测到的早型和晚型星系分别对应于模拟的老星系和年轻星系，所有这些星系的分离与观测的早型和晚型星系，如星系的形态-密度关系是一致的。
2001-04-23 astro-ph
Density profiles and clustering of dark halos and clusters of galaxies
最近，宇宙维力化系统或暗晕的密度分布引起了人们的广泛关注。我首先提出了一个简短的历史回顾的数值模拟，以量化晕密度分布。然后，我描述了最新的结果，普遍的密度轮廓和他们的观测对抗。最后，我讨论了这些晕的集群模型，特别强调宇宙学的光锥效应。
2002-07-09 astro-ph
Response of dark matter halos to condensation of baryons: cosmological simulations and improved adiabatic contraction model
暗物质晕中心气体的冷却预计将导致更集中的暗物质分布。暗物质对重子凝聚的响应通常采用绝热收缩模型来计算，该模型假定了球对称和圆轨道。相比之下，在等级结构的形成方案中的晕生长通过多个暴力合并和吸积沿细丝，和粒子轨道的晕是高度偏心的。我们使用高分辨率的宇宙学模拟，其中包括气体动力学，辐射冷却，和恒星形成的气体冷却的晕的内部区域的影响。我们发现，气体的耗散确实增加了暗物质的密度和陡峭的径向轮廓在晕的内部区域相比，没有冷却的情况下。我们首次在宇宙学模拟中检验了绝热收缩模型，发现标准模型系统地高估了维里半径内5%区域的暗物质密度的增加。我们表明，该模型可以通过一个简单的修改的假设不变量从M（r）r M（r_av）r，其中r和r_av是当前和轨道平均粒子的位置。这种修改大约占粒子的轨道偏心率，并再现模拟轮廓在10- 20%。我们提出的解析拟合函数，准确地描述了在修改后的模型中的暗物质配置文件的转换，并可用于解释观测。
2004-12-15 astro-ph
Dark matter halo concentrations in the Wilkinson Microwave Anisotropy Probe year 5 cosmology
我们使用三个大的N体模拟相结合，调查的暗物质晕晕质量和红移在WMAP 5年宇宙学的浓度的依赖。对于晕质量在10^11 ~ 10^15 Msol/h范围内且红移z < 2的情况，浓度和质量之间的中值关系可以用幂律来充分描述，无论晕密度分布是用NFW还是Einasto分布拟合。与Millennium Simulation最近的分析（使用高于WMAP 5允许的sigma_8值）相比，z = 0晕圈浓度降低了23%（10^11 Msol/h）至16%（10^14 Msol/h）。预测的浓度远低于从X射线观测组和集群推断。
2011-05-02 astro-ph
A Cosmic Milestone: Constraints from Metal-Poor Halo Stars on the Cosmological Reionization Epoch
理论研究和目前对高红移星系际介质（IGM）的观测表明，当宇宙达到气体金属丰度约为太阳值的$10^{-3}$时，至少会发生两次宇宙跃迁。这些是IGM的宇宙学再电离，以及从原始到现在的恒星形成模式的转变。我们通过对银河系贫金属晕星中观察到的碳、氧和硅元素产生的电离辐射进行新的计算来量化这种关系，这些晕星可能是在原始超新星之后形成的第二代物体。我们证明了在贫金属晕星的环境中，[Fe/H]约为-3的富集水平产生了足够的每个重子电离光子，从而提供了$WMAP$探测到的宇宙微波背景中约0.1的光学厚度。我们表明，在一颗恒星的基础上，IGM电离和恒星形成模式的一个真正的宇宙里程碑发生在$10^{-4}$到$10^{-3}$太阳在这些晕星的金属丰度。这提供了一个重要的环节，在证据链中，无金属的第一颗恒星主导了红移6的再电离过程。我们的结论是，许多铁贫晕星形成接近年底或宇宙再电离后不久，使它们成为理想的探针的物理条件下，从第一代到第二代恒星形成的过渡发生在原始星系。
2006-04-12 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
The Galaxy and its stellar halo: insights on their formation from a hybrid cosmological approach
我们使用一系列的高分辨率模拟的一个'银河系'晕耦合到半解析方法来研究我们自己的银河系和恒星晕的形成。我们的模型银河系的物理性质，以及不同组成部分中恒星的年龄和金属丰度分布，与观测测量结果比较吻合。假设恒星晕是从与银河系合并的卫星星系的核心在其一生中形成的，我们就能够研究这个组成部分的物理和结构特性。与以前的工作一致，我们发现对恒星晕的最大贡献应该来自于一些相对大的（10^8 - 10^10 Msun）卫星，它们在早期吸积。我们的“恒星晕”并没有表现出任何明显的金属丰度梯度，但高金属丰度的恒星比低丰度的恒星更集中。这表明观测到低金属量晕星的概率随着距离银河系中心的距离而增加。我们发现，建议的“双重”性质的银河系恒星晕可以解释在我们的模型作为一个质量金属丰度关系印在这个组件的积木的结果。
2008-09-02 astro-ph
The Destruction of Cosmological Minihalos by Primordial Supernovae
我们在$z \sim$ 20上对宇宙微晕中的原始超新星进行了数值模拟。我们考虑了6.9 $\times$ 10 $^5$ - 1.2 $\times$ 10 $^7$ $\Ms$晕中的II型超新星、超超新星和对不稳定性超新星（PISN），这些晕中的第三星族恒星预计将通过H $_2$冷却形成。根据超新星是在\ion{H}{2}区爆炸还是在中性晕中爆炸，超新星沿着两条演化路径演化。那些在\ion{H}{2}区域的粒子首先膨胀，然后在与从晕中喷射出来的重子碰撞时强烈辐射。中性晕中的爆炸会以x射线的形式迅速释放出大部分动能，但仍保留了足够的动量来严重破坏晕。我们发现能量最低的超新星能够摧毁光环$\lesssim$ 10 $^7$ $\Ms$，而单个PISN可以摧毁更大质量的光环。\ion{H}{2}区域的爆炸将重元素分散到IGM中，但中性晕限制了爆炸及其金属。在\ion{H}{2}区域，第二代恒星可能会迅速形成于晕中半径为100 - 200 pc的残余物中。爆炸被大的晕圈限制，而不是衰减，其下降速率超过10 $^{-2}$ $\Ms$年$^{-1}$，严重污染其内部。这种回落可能会在非常高的红移下推动大质量黑洞的生长，或者在晕的中心创造出第一个半径为10 - 20 pc的球状星团。我们的研究结果允许第一个原始星系形成的可能性，比目前的模型具有更多的恒星和不同的化学丰度模式。
2008-04-25 astro-ph
Nonlinear Stochastic Biasing of Peaks and Halos: Scale-Dependence, Time-Evolution, and Redshift-Space Distortion from Cosmological N-body Simulations
我们量化的程度的非线性和随机性的有偏见的对象的集群，使用宇宙学N体模拟。以峰值和晕为代表的偏置模型，重点研究了有偏置的天体与暗物质的两点相关性及其互相关。特别地，我们考虑了红移空间畸变的影响，并试图通过分析偏置因子和互相关因子来阐明尺度依赖性和时间依赖性。在小尺度上，随机性和非线性变得明显和强烈的对象相关，特别是在红移空间中，由于成对的速度色散的偏见对象。然而，确定性的线性偏置$δ_{\rm obj}\simeq b_{\rm obj} δ_{\rm mass}$的近似工作相当不错，即使在准线性制度$r > 10 h^{-1}$ Mpc，和线性红移空间失真解释了在红移空间在这个制度的集群幅度。
2000-12-28 astro-ph
Origin and Destiny of Dark Matter Halos: Cosmological Matter Exchange and Metal Enrichment
[摘要]我们分析了暗物质之间的交流晕，subhalos，和他们的环境中的高分辨率宇宙学N体模拟的Lambda CDM宇宙学。在每一个分析的红移z，我们分为4个组成部分的暗物质粒子：（i）孤立的星系晕，（ii）subhalos，（iii）集团和集群晕的扩散介质，（iv）外的维里化晕的背景。我们遵循这些组件之间的质量分布和流量的时间演化，并提供拟合函数的汇率。我们使用我们推导出的交换率来衡量宇宙中金属重新分布的重要性，这仅仅是由于引力引起的相互作用。在z=0时，星系团中的弥散金属丰度预计为孤立星系（约55%的星系团）的40%，并且在z=1时仅略低，与观测结果一致。在z~2处，预期差组中扩散介质的金属性降低5倍，与阻尼Ly $α$系统的观察到的金属性一致。背景IGM的金属丰度预计为z=0星系团的（1-3）× 10 ^{-4}，也与观测结果一致。预测和观察到的趋势的协议表明，引力相互作用单独可能发挥重要作用，在金属富集的星系团内和星系际介质。
2000-10-11 astro-ph
Constrained Cosmological Simulations of Dark Matter Halos
利用N体模拟的高斯场约束实现方法研究了暗物质晕的形成和结构。设计了一系列10^{12} Msun晕形成的实验，研究了密度剖面与其合并历史的关系。我们确认，晕生长包括暴力和静止阶段，以及近似的Navarro-Frenk-White（NFW）的配置文件在后面的阶段的密度。结果表明：（1）NFW尺度半径R_s在平静期基本不变，在剧烈期急剧增大;相反，维里半径在静止阶段线性增长，在剧烈阶段突然增长。(2)中心密度在静止期保持不变，而在剧烈期突然下降。(3)\rs的值反映了晕的剧烈合并历史，并取决于剧烈事件的数量及其分数幅值，而与这些事件的时间和顺序无关。它不反映晕的形成时间。(4)R_s的分数变化是一个强烈事件中R_s内所吸收的部分动能的非线性函数。
2005-08-11 astro-ph
Synchronized Formation of Sub-Galactic Systems at Cosmological Reionization: Origin of Halo Globular Clusters
富含气体的亚星系晕质量Mt <= 10^7.5 Msun，虽然由于缺乏足够的冷却剂而不能形成恒星，但在宇宙学再电离时含有很大一部分重子质量。我们表明，宇宙在z=10-20的再电离对这些晕有一个有趣的物理效应。外部辐射场导致电离前沿向每个晕同步向内传播，导致向内的会聚激波。质量为Mb~10^4-10^7 Msun、速度色散σ v <= 11 km/s的低自旋（初始无量纲自旋参数λ <= 0.01）晕中的驻留气体将被半径压缩约100倍，形成自引力重子系统。假设这样的压缩气体系统会碎裂成恒星，最终的恒星系统大小为2- 40秒差距，速度色散为1- 10 km/s，恒星总质量为M* 10^3-10^6 Msun。这些系统的特性似乎与观测到的晕状球状星团的特性相匹配。预期的数密度与观测到的晕状球状星团的数密度是一致的。用该模型预测了高质量端斜率为-2的观测质量函数。速度色散和光度（或表面亮度）之间的强相关性和速度色散和大小之间缺乏相关性，与观测结果一致。平均而言，金属丰度预计是低的，不应该与任何其他数量的球状星团，除了一个更大的分散的金属丰度之间的球状星团预计较大的星系。观测到的比频随星系类型的变化趋势可能在模型中产生。我们认为，这些恒星系统被视为晕球状星团今天。
2001-06-07 astro-ph
Figure Rotation of Cosmological Dark Matter Halos
我们分析了星系和集团大小的暗物质晕形成的高分辨率LCDM数值N体模拟，以研究旋转的三轴图形，一个属性的原则上独立的角动量的粒子本身。这样的图形旋转可能会产生观测结果，例如在扩展的气盘中触发螺旋结构。在模拟的5个后期快照处比较主轴的取向。具有显著亚结构或出现其他干扰的晕从样品中排除。我们在样本中的317个晕中的278个中检测到平滑的图形旋转。图中速度遵循对数正态分布，中心为0.148 h km/s/kpc，宽度为0.83。这些速度比解释NGC 2915等星系的螺旋结构所需的速度小一个数量级。图形旋转的轴与晕的短轴非常一致，也与它的角动量矢量相当一致。图形速度与晕自旋参数相关，但与晕质量无关。具有最高图案速度的晕显示它们的角动量矢量和它们的图形旋转轴之间特别强的对准。在0.12r_vir外，图形旋转是相干的.测量的图形速度和图形旋转轴的内部对准程度在晕圈的最内部区域下降，这可能是数值力软化的伪影。轴比显示出随着时间的推移而变得更球形的微弱趋势。
2004-05-22 astro-ph
The Radiative Feedback of the First Cosmological Objects
在结构形成的分级模型中，早期宇宙紫外线背景（UVB）是由在再电离之前坍缩的小晕（T_vir < 10^4 K）产生的。能量低于13.6eV的UVB通过光分解它们唯一的冷却剂分子H2，抑制了小晕内恒星或黑洞的形成。我们自洽地计算建立的早期UVB的Press-Schechter模型，再加上H2光解离都在星系际介质（IGM），和维里化晕内。我们发现星系际H2对UVB的影响可以忽略不计，这既是因为它的初始光学深度很小（τ <0.1），也是因为它在早期阶段就被光离解了。如果第一个坍缩晕中的紫外线源是恒星，那么它们的紫外线通量会抑制小晕中恒星的进一步形成。这导致UVB的积累暂停，再电离被延迟，直到更大的晕（T_vir> 10^4 K）崩溃。如果小晕中有硬光谱扩展到大约1 keV的小型类星体，那么它们的X射线平衡了UVB的影响，不会发生负反馈，并且小晕可以引起再电离。
1999-03-23 astro-ph
Cosmological Halos: A Search for the Ionized Intergalactic Medium
标准的大爆炸核合成预测宇宙的平均重子密度是临界密度的百分之几。只有大约十分之一的预测重子已经看到。失踪重子的一个可能的储存地是弥漫电离的星系际介质（IGM）。为了测量IGM，我们在强高红移射电源周围寻找汤姆逊散射晕。1935-692年的射电源是由澳大利亚望远镜紧凑阵列观测的。我们假设在1935-692年期间有一个均匀的IGM和各向同性的稳定发射，持续时间在10^7 - 10^8年之间。在χ^2拟合中使用了期望晕可见度函数的模型来设置Ω_{IGM}的上限。上限因用于表征数据中系统误差的方法而异。结果是Ω_{IGM} < 0.65的2/sigma极限。虽然还没有达到测试原始核合成的灵敏度水平，但该技术的改进可能会在未来的研究中实现这一点。
1998-10-01 astro-ph
SDSS galaxy bias from halo mass-bias relation and its cosmological implications
我们结合光度依赖的测量偏差与光度依赖的星系周围的暗物质弱透镜分析，推导出星系的偏差和约束非线性质量和宇宙学参数。我们利用理论和模拟预测，预测，而晕偏置是快速增加的质量为高质量，它几乎是恒定的低质量晕。我们使用一个新的弱透镜分析周围相同的SDSS星系，以确定其晕质量的概率分布。这些晕质量概率分布被用来预测每个光度子样本的偏差，我们发现一个很好的协议与观测值。所需的非线性质量表明物质密度比通常假设的略低，对于最简单的模型，Ω =0.25+/- 0.03。我们结合偏置约束与那些从WMAP和SDSS功率谱分析，以获得新的约束偏置和sigma_8。对于最一般的参数空间，我们发现sigma_8=0.88+/- 0.06和b_*=0.99+/- 0.07。在空间平坦模型的背景下，我们改进了三个简并族中微子质量的极限，从无偏压时的m_nu<0.6eV提高到有偏压时的m_nu<0.18eV（95% c.l.），如果允许运行，则其减弱到m_nu<0.24eV。3个无质量+1个有质量中微子的对应极限为1.37eV。
2005-02-09 astro-ph
Combining Weak Lensing Tomography with Halo Clustering to Probe Dark Energy
限制暗能量性质的两种方法是弱透镜层析成像和团簇计数。利用晕簇的性质，可以减少团簇质量校准中的不确定性。然而，在一个单一的调查，弱透镜和晕集群探测相同的密度波动。我们探讨的问题是，这些信息是否可以被使用两次-一次在弱透镜，然后再次在晕聚类校准集群质量-或合并的暗能量约束是否弱于单个约束的总和。对于像暗能量巡天（DES）这样的巡天，我们发现在高红移时源星系的宇宙剪切确实与低红移时的晕簇高度相关。令人惊讶的是，这种相关性并没有降低类似DES的调查的宇宙学约束，事实上，约束略有改善，因为相关性本身作为额外的可观测量。这大大简化了对类似DES的调查的分析：当弱透镜和晕簇被视为独立的实验时，组合的暗能量约束（包括簇计数）即使不是稍微保守，也是准确的。我们的发现反映了高田和布里德的研究结果，他们研究了宇宙切变和星系团计数之间的相关性。
2007-08-03 astro-ph
Galactic Halos in MONDian Cosmological Simulations
在本文中，一系列高分辨率的n体模拟中的运动方程已被改变，以考虑修改后的牛顿动力学（MOND）。结果表明，一个低Ω 0 MONDian模型与适当的选择的标准化sigma8可以导致类似的聚类性质在红移z=0的普遍接受的（标准）LCDM模型。然而，这样的模型在高红移下没有显示出明显的结构，只有极少数的物体存在于z>3以上，这可以很容易地归因于所采用的低Omega0值。在红移z=0处与LCDM的一致性是由MOND中更快的结构演化驱动的。此外，星系形成似乎更强烈地偏向MONDian宇宙学。在目前的实施MOND密度轮廓的引力约束对象在z=0仍然可以拟合的通用NFW配置文件，但MOND晕是不那么clusified。
2003-09-29 astro-ph
Late time Cosmological Phase Transition and Galactic Halo as Bose-liquid
我们认为在宇宙学相变理论中出现的超轻赝南武-戈德斯通玻色子是暗物质的候选者。由于它几乎没有质量，它的性质更像波而不是粒子。因此，我们应用量子力学来研究它们是如何形成星系晕的。三是预测;（1）质量分布$ρ\sim r^{-1.6}$，（2）旋转曲线上有波纹状的精细结构，（3）旋转速度乘以波纹的波长在很大程度上与星系无关。我们比较了我们的理论预测的旋转曲线与观察到的数据。
1992-05-08 astro-ph hep-ph
Halo Properties in Cosmological Simulations of Self-Interacting Cold Dark Matter
本文对无碰撞冷暗物质（CDM）和自相互作用暗物质（SIDM）在一系列暗物质截面下的晕性质进行了比较。我们发现，在协议与不同的作者，CDM产生尖状晕过于集中相比，观察。相反，使用蒙特卡罗N体技术的SIDM模拟产生中心密度显著降低的晕和截面增加的更平坦的核。我们引入了一个浓度参数的基础上封闭的质量，我们预计将是直接确定观测，不像纳瓦罗，弗伦克和怀特，并提供预测SIDM和CDM。SIDM也比CDM产生更多的球形晕，这可能是SIDM最强的观测测试。我们讨论了我们的研究结果与各种相关的观察以及SIDM模拟的其他群体。考虑到模拟的局限性，我们发现单位质量的暗物质截面σ_DM ~= 10^{-23}-10 ^{-24} cm ^2/GeV与目前所有的观测约束是一致的。
2000-06-15 astro-ph hep-ph
A Cosmological Kinetic Theory for the Evolution of Cold Dark Matter Halos with Substructure: Quasi-Linear Theory
我们提出了一个动力学理论的相空间分布的暗物质粒子在星系晕中的宇宙学谱的波动存在的演化。这一理论为模拟晕的形成和演化提供了一种新的方法，传统上，晕的形成和演化是通过解析引力模型或数值N体方法来研究的。不像碰撞玻尔兹曼方程，我们的动力学方程包含非零项的右手边所产生的随机波动的引力势由于子结构中的暗物质质量分布。利用标准宇宙学模型中约束高斯随机场的统计特性，证明了微扰理论中的二阶动力学方程是Fokker-Planck形式，其中一个散射项代表漂移，另一个代表速度空间中的扩散.漂移是径向的，漂移和扩散系数只取决于位置，而不是速度;我们的弛豫过程中的准线性制度，因此是从标准的两体弛豫不同。我们提供了明确的表达式，这些系数的线性功率谱的质量波动和目前的结果，目前青睐的冷暗物质模型与非零宇宙学常数。这个动力学方程的解决方案将提供一个完整的描述冷暗物质的空间和速度分布的平均晕在星系晕形成的早期阶段。
2004-04-15 astro-ph cond-mat.stat-mech hep-ph
Cosmological constraints on quintessential halos
最近有人提出用一个复杂的标量场来束缚星系，并使螺旋星系的旋转曲线变平。它的宇宙学行为在这里被彻底研究。这样一个场被证明是宇宙学暗物质的潜在候选者，暗物质占据了宇宙的一小部分Omega_cdm = 0.3。然而，问题出现时，从银河系动力学的限制和一些宇宙学的约束同时考虑。一个自由的复场，与一个非常小的质量m = 10^{-23} eV相关联，在早期宇宙中具有正确的宇宙学行为，但今天的行为主要是作为一个真正的轴子，其守恒的量子数值有问题。另一方面，四次耦合λ = 0.1的相互作用场具有更真实的质量m = 1 eV，并且携带接近光子数密度的量子数。与自由场不同，它今天将在复平面中旋转-就像所谓的“自旋镶嵌”。不幸的是，早期宇宙中这种场的宇宙学演化很难与核合成和结构形成的约束相容。
2002-02-15 astro-ph gr-qc hep-ph
