Environmental Influences on the Morphology and Dynamics of Group Size Haloes
我们使用组大小晕确定的“朋友的朋友”（FOF）算法的一致性$Λ\rm{CDM}$ GADGET 2（暗物质）模拟调查的依赖性晕属性的环境在$z=0$。研究中使用的样本晕在不同的距离最近的大规模{ \em集群}晕。我们发现，在高密度区域，具有子结构的晕的比例通常会增加。晕平均轴比$<c/a>$也增加过密的地区，这是一个事实，这是真实的晕质量研究的整个范围。这可以解释为在高密度区域较早的晕形成时间的反映，这使得晕有更多的时间演化并变得更加球形。此外，这一解释是支持的事实，在一个给定的晕集群距离，子结构的晕比他们的同等质量的同行没有子结构，反映了合并事件的Virialization（从而球化）过程被打断。低质量的晕与强大的子结构的速度分散显示出显着增加附近的大规模集群相对于低层次的子结构或低密度环境中发现的晕等质量的晕。形状和速度椭球主轴之间的对齐信号从低密度区域到高密度区域逐渐减小，而这种对齐对于没有子结构的晕来说更强。我们还发现，在协议与其他研究，倾向于晕主轴对齐和短轴谎言大致垂直的方向内的晕是嵌入式的，效果是更强的大规模集群附近的灯丝。
2007-03-16 astro-ph
The Evolution of Substructure in Galaxy, Group and Cluster Haloes I: Basic Dynamics
围绕星系、星系群和星系团形成暗物质晕的等级合并并不完全有效，留下大量致密的子结构，以剥离的晕核或“次晕”的形式，在这些系统内绕轨道运行。使用卫星动力学的半分析模型，我们研究了晕的演变，因为它们合并层次，以确定有多少子结构生存合并和如何随着时间的推移个别subhaloes的属性变化。我们发现，由于质量损失，轨道衰减，潮汐中断，在一个特征的时间尺度等于径向振荡的维里半径的系统周期的subhaloes演变。具有真实密度和密度剖面的次晕，每次通过近心点时，其质量损失25%至45%，这取决于其浓度和轨道的圆度。随着光环的增长，亚光环轨道的大小也会增长，束缚也会减少。基于这些一般模式，我们提出了一种方法，包括现实量的子结构在半解析模型的基础上合并树。我们表明，在由此产生的模型中的参数可以通过要求合并层次结构的不同级别之间的自我一致性来固定。在配套文件中，我们将比较我们的模型与数值模拟的晕形成的结果。
2003-01-30 astro-ph
Gravitational collapse in an expanding background and the role of substructure I: Planar collapse
我们研究的相互作用，在小尺度上的凝聚与崩溃和放松的扰动在更大的尺度。我们提出了我们的分析结果时，大尺度扰动模拟为一个平面波。我们发现，在没有子结构，崩溃导致形成一个煎饼多流区。平面波的动力学弛豫在子结构的存在下更快。散射的子结构和由此产生的增强横向运动的晕在多流区域导致薄煎饼。反过来，平面波的崩溃导致形成更大规模的崩溃晕相比，在没有平面波的子结构的崩溃。更大质量的晕的形成发生时，坍缩晕的总质量没有任何增加。在没有任何子结构的情况下与Burgers方程方法的比较表明，有效粘度的优选值主要取决于区域中的流的数量。
2005-03-17 astro-ph
Survival of Substructure within Dark Matter Haloes
利用高分辨率的宇宙学N体模拟，我们调查的生存暗物质卫星落入更大的晕。在合并后的一段时间内，Sainteans保留了他们的身份。我们计算它们的质量，能量和角动量的损失，因为动力学摩擦，潮汐力和与其他卫星的碰撞会溶解它们。我们还分析了它们内部结构的演变。质量小于主晕百分之几的卫星可以存活数十亿年，而较大的卫星则会迅速沉入主晕势阱的中心，失去其身份。卫星之间的穿透相遇是经常发生的，可能导致重大的质量损失和破坏。只有一小部分星系团质量（平均10%）在最感兴趣的红移处与子结构结合。我们将讨论这些结果的应用与星系团星系的暗物质晕的生存和程度，以及星系团中星系之间的相互作用。我们发现35- 40%的星系暗物质晕被现在的时间所破坏。在中等红移的星系团中，经历近距离相遇的卫星的比例与相互作用或合并的星系的比例相似。
1997-12-17 astro-ph
Substructures in Cold Dark Matter Haloes
我们使用一组高分辨率的数值模拟在一个Lambda CDM宇宙中的结构的形成，分析了暗物质晕（subhalos）内的子结构的属性。我们的模拟集包括11个大质量星系团的高分辨率模拟以及一个平均密度区域，使我们能够研究子结构的空间和质量分布，质量分辨率限制为10^9 h^（-1）Mo。我们还研究了子结构的属性如何变化作为一个函数的质量的“父”晕，它们位于。我们发现，子结构的质量函数依赖于最弱的父晕的质量，并很好地描述了幂律。低质量晕中子结构的径向数密度剖面比高质量晕陡。更大规模的子结构往往会避开晕的中心，并优先位于其母晕的外部区域。我们还研究了子结构的质量吸积和合并历史，我们发现这在很大程度上与环境无关。我们发现，一个显着的分数的子结构居住在集群在今天的吸积在红移z < 1。这意味着，相当一部分现今的“被动”星系团应该仍然在星系团的祖先之外，并且在z~1处更加活跃。
2003-11-05 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
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
Effects of halo substructure on the power spectrum and bispectrum
我们研究了晕子结构和晕浓度参数的分布对大尺度结构统计的影响。功率谱和双谱的影响进行了研究，从未来的调查访问的最小尺度。我们比较晕模型的预测结果的基础上N体模拟，但也扩展我们的预测到10千秒差距的规模，这将是未来的模拟探测。我们发现，弱透镜调查提出了在未来十年可以探测功率谱足够小的尺度上检测大规模的子结构晕。我们讨论的前景，约束的质量分数的子结构中的部分退化的参数，如倾斜和运行的原始功率谱。
2004-09-22 astro-ph
The Importance of Interactions for Mass Loss from Satellite Galaxies in Cold Dark Matter Haloes
我们调查的重要性之间的相互作用暗物质子结构的质量损失，他们遭受的同时，在一个样本的高分辨率星系团质量冷暗物质晕形成的宇宙学N体模拟轨道。我们已经定义了一个定量的措施，衡量相互作用的程度是负责质量损失的子结构。这一措施表明，相互作用是更突出的年轻的系统相比，较旧的更宽松的系统。我们表明，这是由于卫星遇到的次数增加，卫星的质量分数更高。这是尽管在我们的样本中的不同主机系统内的子结构之间的相对距离和速度的分布的均匀性。使用一个简单的模型，一个单一的卫星所感受到的净力，它遭受的质量损失，我们表明，与其他卫星的相互作用占其生命周期中经历的总质量损失的~30%。主机的年龄和相互作用的重要性之间的关系增加了这个平均值的分散度，从我们研究的最老的~25%到最年轻的~45%。我们的结论是，卫星相互作用在暗物质晕子结构的演变中起着至关重要的作用，潮汐剥离的材料的一个重要部分可以归因于这些相互作用。
2006-02-08 astro-ph
Disruption of satellites in cosmological haloes
我们调查如何生存的暗物质卫星内维里化晕依赖于潮汐剥离和动力学摩擦。我们使用的分析方法，然后比较结果与N体模拟。卫星晕和主晕都类似于宇宙晕，并具有NFW密度分布。土星可以与主晕合并，也可以继续在几乎没有扰动的轨道上移动，最终被破坏，这取决于摩擦力和潮汐力的相对强度。我们认为，它们的实际命运仅仅取决于它们相对于原生晕的质量比。
2001-09-03 astro-ph
The survival and disruption of CDM micro-haloes: implications for direct and indirect detection experiments
如果暗物质粒子是中性伴子，那么首先形成的结构是尖状冷暗物质（CDM）晕，在质量范围10^{-6} - 10^{-3} Msun的红移z ~ 100之后坍缩。我们对这些微晕在银河系中的生存进行了详细的研究，因为它们经历了与恒星、分子云和其他暗物质子结构的潮汐相遇。我们使用高分辨率N体模拟测试分析脉冲加热计算的有效性。分析估计的一个主要局限性是，平均能量输入比较平均结合能，而不是从系统的实际质量损失。这种能量标准导致高估的剥离质量和低估的破坏时间尺度，因为CDM晕强烈约束在其内部。我们发现，CDM微晕的材料的一个显着的部分可以通过遇到银河系的子结构和恒星的束缚，但尖形的中心区域保持相对完整。此外，太阳半径附近的微晕是那些比平均水平早得多的坍缩，质量损失很少。因此，我们预计一小部分幸存的绑定微晕，一个平滑的组件，在相空间中的狭窄的功能，这可能是发现的直接检测实验，以及许多幸存的尖形核心与适当的运动弧分钟，每年，这可以间接检测到通过他们的湮灭到伽马射线。
2006-09-11 astro-ph
The effect of low mass substructures on the Cusp lensing relation
有人认为，在引力透镜类星体中检测到的通量异常是前景透镜晕中子结构的证据。在本文中，我们探讨这个问题，更详细地集中在尖点关系，对应于图像的源位于尖点的内焦散曲线。我们使用数值模拟结合蒙特卡罗方法来研究LCDM晕内子结构的预期幂律分布对多个图像的影响。一般来说，高数量的异常流量比的尖配置是不太可能解释的“简单的”扰动（subhaloes）内的透镜星系，无论是模拟点质量或扩展NFW subhaloes。在我们的分析中，我们认为亚晕的质量范围为10^5-10^7兆太阳。我们还证明，包括周围的质量分布的影响，如其他星系接近主透镜，不改变结果。我们的结论是，透镜类星体的三重图像没有显示任何直接的证据，如冷暗物质子结构的暗矮星系。
2006-01-27 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
Detecting dark matter substructure spectroscopically in strong gravitational lenses
冷暗物质（CDM）星系形成模型预测，在L L* 星系周围的暗物质晕中，有相当一部分质量被束缚在质量为1 E4 - 1 E7 Msun的子结构中。可观测到的重子子结构（如矮星系和球状星团）的数量至少比这些预测少了一个数量级。我们提出了一种方法来寻找子结构的引力透镜，产生多个图像的类星体，如4-图像爱因斯坦十字透镜的晕。目前的方法的基础上宽带通量比不能干净区分子结构，差分消光，微透镜，最重要的是，在主机透镜模型的模糊性。这些困难可以克服利用预测，当子结构存在时，放大率将是源大小的函数。类星体的宽线和窄线发射区的大小分别约为1 pc和> 100 pc。当窄线区域（NLR）特征用作归一化时，宽线区域（BLR）特征的相对强度和等效宽度将分别反映子结构透镜效应和微透镜效应。仅对几对图像进行光谱观测就可能能够清晰地提取出所需的子结构特征，并将其与微透镜区分开来。在静止光学中，Hbeta/[OIII]区域是理想的，因为窄波长范围也在很大程度上消除了微分红化问题。以Q2237+030为例进行了仿真计算，以确定这种方法可检测的子结构水平，并讨论了可能的系统困难。这是在8米级望远镜上用近红外积分场单位摄谱仪进行的理想实验。
2002-06-11 astro-ph
Assembly bias in the clustering of dark matter haloes
我们使用LCDM宇宙中结构生长的非常大的模拟--千禧模拟--来研究组装偏差，即给定质量的晕的大规模聚集随其组装历史显着变化的事实。我们扩展早期的工作基于相同的模拟叠加结果红移从0到3，通过定义一个噪音较小的估计聚类幅度，并考虑晕浓度，子结构质量分数和自旋，以及形成时间，作为额外的参数。这些改进导致的结果与以前的研究相比，噪声更小，覆盖范围更广的晕质量和结构特性。我们发现显着和显着不同的组装偏置效应，我们认为所有的晕属性，虽然在所有情况下，晕质量和红移的依赖性充分描述为依赖于等效峰高nu（M，z）。不同的晕属性的nu依赖性不同的定性和不相关的可能天真地预期给定的形成时间，浓度，子结构分数和自旋之间的关系，作为一个整体的晕人口。这些结果表明，这将是很难建立模型的星系人口的暗晕，可以鲁棒的大规模星系集群的振幅，质量集群在优于10%的水平。
2007-01-22 astro-ph
The Tidal Streams of Disrupting Subhaloes in Cosmological Dark Matter Haloes
（节略）我们提出了一个详细的分析的潮汐剥离材料的性质，从破坏子结构晕或subhaloes在一个样本的高分辨率宇宙学N体宿主晕，从星系到集群质量尺度。我们专注于设计的方法来恢复下沉质量和下沉偏心率的subhaloes从其潮汐剥离材料（即潮汐流）的属性。我们的分析表明，有一个最适合的碎片平面的流粒子的散射和祖先subhalo的落入质量之间的关系。这使我们能够从潮汐碎片在太空中的传播中重建坠落的质量。我们还发现，在径向速度的碎片材料（由位于主机中心的观察员测量）的传播与下沉偏心率的subhalo，这使我们能够重建其轨道参数。我们设计了一个自动化的方法来识别的领导和拖曳臂，可以，至少在原则上，适用于卫星星系的恒星流的观测。这种方法是基于物质在潮流中的能量分布。使用这种方法，我们表明，质量与领先的和落后的武器不同。虽然我们的分析表明，潮汐流可以用来恢复其祖subhaloes（因此卫星）的某些属性，我们没有发现主机晕属性和流属性之间的强相关性。这可能反映了流和主机之间的复杂关系，在宇宙学背景下，其特征是复杂的质量吸积历史，不对称的质量分布和丰富的子结构。[...]
2008-01-21 astro-ph
Dark matter caustics and the enhancement of self-annihilation flux
冷的暗物质晕中充满了焦散线，这些焦散线还没有在N体模拟中得到解决，也没有在宇宙中观察到。二次降落模型提供了一个范例的焦散线的研究在“典型”晕假设他们没有重大的合并和增长，只有顺利吸积。这是最小的暗物质晕（约10^{-5} Mo）的一个特殊特征，尽管“非典型”，但它不包含子结构，可能一直存在到现在，没有重大的合并。因此，使用这个模型作为第一准则，我们评估的中性伴子自湮没通量这些晕。我们的研究结果表明，焦散可以留下一个明显的锯齿签名的差异和累积通量来自这些晕的外部区域。来自远离中心的区域的全湮灭信号可以被增强大约40倍。
2007-04-16 astro-ph
On the survival and disruption of Earth mass CDM micro-haloes
中微子暗物质导致了大量红移z \approx 60的地球质量暗物质晕的形成（Diemand et al. 2005）。这些丰富的CDM微晕具有尖点密度剖面，可以很容易地承受太阳半径的银河潮汐场。Zhao，Taylor，Silk & Hooper（astro-ph/0502049）的结论是：大部分质量为\sim 10^{-6}M_o的暗物质亚结构将由于与星系晕“中恒星的相互作用而被潮汐破坏。然而，这些作者假设恒星的晕密度至少比观测到的高一个数量级。我们表明，适当的应用程序的冲动近似是制度的多个遭遇，而不是单一的破坏性事件所采用的赵等，这导致了几个哈勃时间的生存时间。因此，我们不认为银河系恒星的潮汐加热会影响微晕的丰度。圆盘交叉会导致一些质量损失，但中央核心可能会幸存下来，并可能被检测为伽马射线源，每年有几个角分的自行。
2005-02-10 astro-ph
Effects of dynamical evolution on the distribution of substructures
我们开发了一个半解析模型，确定的质量，位置和内部结构的暗物质子结构的演变在暗物质晕。我们将这个模型应用到银河系的情况。我们特别关注质量损失，动态摩擦和子结构-子结构相互作用的影响，其中最后一个以前被忽略的子结构演化的分析模型。我们的半解析处理再现了从Gao et al.（2004）最近的N体宇宙学计算中获得的子结构的空间分布和它们的质量函数。我们发现，如果考虑到质量损失，目前的分布的子结构实际上是不敏感的动态摩擦和散射从其他子结构。实现这些现象导致在r<0.35 r_vir时子结构的数量略有增加（~5%），而它们对质量函数的影响可以忽略不计。我们发现，质量损失过程导致的子结构的破坏之前，动力学摩擦和引力散射可以显着改变它们的轨道。我们的研究结果表明，在r>0.35 r_vir时，目前的亚结构分布反映了落星时的轨道性质，因此，它完全由宿主晕周围的暗物质环境决定，并没有被动力学演化所改变。
2004-12-15 astro-ph
Dynamical flows through Dark Matter Haloes: Inner perturbative dynamics, secular evolution, and applications
我们调查统计学的动力学后果的宇宙通量的物质和相关的时刻的祖先今天的暗物质晕。它们的动力学通过正则微扰理论来描述，该理论解释了两种类型的扰动：对应于飞越的潮汐场和通过晕外边界的暗物质吸积。动力学方程线性求解，一阶接一阶，在双正交基上投影，以始终满足场方程。由于我们的玻尔兹曼泊松方程的解决方案是明确的，它允许统计预测的系综分布的内部动力学特征的晕。本文研究了开放星系晕的长期演化：导出了由落星引起的暗物质剖面准线性演化的动力学方程及其相应的引力关联。这就产生了一个角平均基本分布函数的类福克-普朗克方程。我们展示了这些对经典理论的扩展如何用于（i）观测上约束下落的统计性质（ii）预测在即将到来的调查中观察到的子结构的分布和相关性，（iii）预测观察到的团块分布的过去演变，最后（iv）衡量内在的相对重要性（通过未扰动的分布函数）和外部（潮汐和/或下降）的环境影响，在确定星系的命运。
2006-01-17 astro-ph
The assembly bias of dark matter haloes to higher orders
我们使用一个非常大的体积（$2.4h^{-3}{\rm Gpc}^{3}$），高分辨率的N体模拟来测量高阶集群的暗物质晕的质量和内部结构的函数。由于大的模拟量和使用一种新的“交叉矩”计数在细胞技术，抑制离散噪声，我们能够测量聚类的晕对应于罕见的峰值比以前的研究是可能的;最罕见的晕，我们测量的方差是100倍以上的集群比暗物质。我们能够提取，第一次，晕偏置参数从线性到四阶。对于测量的所有订单，我们发现，偏置参数是一个强大的功能的质量晕更大规模的特征质量$M_{*}$。目前，没有理论模型能够精确地再现这种质量依赖性。我们发现，偏置参数也依赖于内部结构的晕到四阶。对于质量大于$M_{*}$的晕，我们发现，更集中的晕比不太集中的更弱的集群。我们没有看到集群与质量$M<M_{*}$晕浓度的依赖性，这是相反的趋势，在文献中报道的隔离晕时，其形成时间。我们的研究结果是不敏感的晕是否标记的朋友的朋友组发现者返回的总质量或最大规模的子结构的质量。这意味着我们的结论不是特定选择的群体发现算法的人工制品。我们的研究结果将提供重要的投入星系集群的理论模型。
2008-07-31 astro-ph
Dark Matter Subhaloes in Numerical Simulations
我们使用宇宙学LCDM数值模拟模拟的子结构人口在16个暗物质晕的维里半径内的分辨率高达700万个粒子的演变。对于10^11 ~ 10^14兆太阳质量的主体，在红移从0到2或更高时，组合子结构圆速度分布函数（VDF）具有自相似的形状，与主体晕质量和红移无关，并遵循关系式：dn/dv=（1/8）（v_cmax/v_cmax，主体）^-4。VDF中的晕到晕的变化是大约2到4的因子。在高红移，我们找到了初步证据，更少的大型子结构晕（subhaloes）。比角动量显着较低的subhaloes接近主机晕中心，潮汐剥离更有效。在r >~ 0.3r_vir的情况下，暗晕的径向分布与质量分布略微一致，我们的收敛研究可以最可靠地排除暗晕人为数值中断的可能性，尽管暗晕分布比质量分布浅是有利的。次晕质量，但不是圆速度减少向主机中心。在小半径处，晕下速度弥散暗示着正的速度偏差。在较低的红移处，特别是在小半径处，有一个弱的偏向更圆的轨道。另外，我们在P ~ k^n的几种幂律宇宙学中模拟了一个团簇，并证明了更陡的谱指数n会导致显着更少的子结构。
2005-07-04 astro-ph
MACHOs in dark matter haloes
利用从全自洽宇宙学N体模拟中提取的八个暗物质晕，我们进行了微透镜实验。一个假想的观察者被放置在距离晕中心8.5千秒差距的位置，测量光学深度、事件持续时间和事件速率，朝向大麦云云的方向。我们模拟1600微透镜实验每个光环。假设整个晕由MACHO组成，f = 1.0，单个MACHO质量为m_M = 1.0 Msun，则模拟得到平均τ = 4.7^{+5.0}_{-2.2} 10^{-7}和γ = 1.6^{+1.3}_{-0.6} 10^{-6}事件/星/年。我们发现，三轴度和子结构可以对测量值产生重大影响，因此可以找到高达平均值三倍的tau和Gamma值。（Alcock et al. 2000），我们发现f = 0.23^{+0.15}_{-0.13}和m_M = 0.44^{+0.24}_{-0.16}。所研究的8个晕中有5个产生的f和m_M值主要集中在这些范围内。
2006-02-17 astro-ph
An analytical model of surface mass densities of cold dark matter haloes - with an application to MACHO microlensing optical depths
冷暗物质（CDM）的情况下，一般预测存在的三轴暗物质晕，其中包含显着数量的子结构。然而，分析晕模型与平滑，球对称密度分布通常采用的建模光传播效应通过这样的对象。在本文中，我们通过比较实际N体晕的表面质量密度与Navarro，Frenk和White（1996）（NFW）提出的广泛使用的分析模型，解决了这种方法引入的偏差。我们在0.0 - 1.5的红移范围内进行分析。在团簇大小的晕中，我们发现三轴性可以引起晕表面质量密度的分散，最高可达sigma_+=+60%和sigma_-=-70%，其中1-sigma极限是相对于分析NFW模型给定值而言的。亚晕可以将该分散度增加到sigma_+=+70%和sigma_-=-80%。在星系大小的晕中，三轴散射可高达sigma_+=+80%和sigma_-=-70%，而在亚晕中，三轴散射值可变为sigma_+=+40%和sigma_-=-80%。我们提出了一个分析模型的表面质量密度散射作为一个函数的距离晕中心，晕红移和晕质量。的分析描述，使一个调查的可靠性与简化的晕模型得到的结果。此外，它还提供了将模拟表面密度散射添加到分析密度分布的方法。作为一个例子，我们讨论了我们的结果的影响，在CDM晕的MACHO微透镜光学深度的计算。
2007-10-22 astro-ph
Substructure and Tidal Debris in Local Galaxies: Models and Observations
现代宇宙学模型的一个普遍预测是，大星系在过去的某个时刻应该经历过许多次与较小星系的合并。这种碰撞产生的碎片将在附近星系的恒星晕中留下空间上不同的子结构，在最终合并后的几个轨道周期内可以检测到。在银河系的情况下，来自RAVE等调查和GAIA等卫星任务的运动学数据将使我们能够探测更多的合并历史，并将恒星晕的性质与当地矮星系的性质联系起来。为了估计这些计划可能会发现什么，我们回顾了目前在附近星系中对小合并的观测，并将其与星系形成的半分析模型的预测进行了比较。
2004-11-18 astro-ph
The subhalo populations of LCDM dark haloes
我们使用一个大的宇宙学模拟和各种高分辨率的resimulations的个别集群和星系晕的晕圈人口的系统学研究的范围内的1000晕质量和1000的母晕圈质量的比率。不同晕的次晕种群不是彼此的比例拷贝，而是随着晕的性质而系统地变化。平均而言，子结构的数量随着晕质量的增加而增加。在固定质量下，它随着晕浓度和晕形成红移而减小。这些趋势在规模上与类似晕之间晕下丰度的分散相当。对给定质量的所有晕进行平均，每单位母晕质量的低质量次晕丰度与母晕质量无关，它与整个宇宙中的低质量晕每单位质量的丰度非常相似，只要考虑次晕和晕的不同边界定义。在母晕内的次晕的径向分布远不如暗物质集中。它的变化最多与母晕的质量（或浓度）微弱，而不是在所有与subhalo质量。它取决于用于定义所考虑的晕下种群的标准。约90%的现今次晕是在z=1后增生的，约70%是在z=0.5后增生的。只有约8%的总质量的所有晕吸积在z=1生存的约束subhaloes在z=0。对于在z=2处吸积的晕，存活质量分数仅为2%。在母恒星中心附近看到的暗晕通常比在边缘附近看到的暗晕更早地被吸积，并且保留的原始质量更少。这些强大的系统性意味着，只有在发光成分的形成被适当地模拟的情况下，才有可能与真实星系团中的星系进行比较。
2004-09-02 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
Substructure in lensing clusters and simulations
我们提出了高分辨率的质量重建五个大规模的集群透镜跨越红移范围从$z = 0.18$ --0.57利用档案{ \it哈勃太空望远镜}（{ \it HST}）的数据和应用星系星系透镜技术。这些详细的质量模型是通过结合强透镜和弱透镜机制的约束从观测中获得的。我们归因于本地弱扭曲的剪切映射到扰动引起的星系晕周围个别明亮的早型星系团成员星系的存在。这种技术限制了这些subhaloes的孔径内封闭的质量。我们对这些次晕的特定质量范围很敏感，$10^{11}$ - $10^{12.5} \msun$，我们将其与星系尺度的次晕联系在一起。采用参数化的亚晕模型，导出了亚晕的速度色散函数和孔径半径函数。将观测到的团簇内部亚结构的质谱直接与从{ \it Millennium Simulation}中提取的模拟团簇内部亚结构的质谱进行了比较。详细比较了质量函数、孔径半径和速度色散函数。总体而言，我们发现使用透镜分析和从模拟（截断摘要）获得的子结构属性的分布之间的协议。
2006-12-19 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
A Dynamical Fossil in the Ursa Minor Dwarf Spheroidal Galaxy
附近的小熊座矮球状体（UMi dSph）是已知的暗物质占主导地位的星系之一，其中心质量与光线之比约为70。有点奇怪的是，它似乎包含了恒星数密度第二个峰值形式的形态亚结构。通常认为，这种子结构必须是瞬态的，因为它不能在系统的> 10 Gyr年龄中存在，因为UMi的8.8 km/s内部速度分散所暗示的交叉时间。然而，在本文中，我们提出的证据表明，子结构有一个冷的运动学签名，并认为UMi的笨拙确实可能是一个原始的人工制品。使用数值模拟，我们表明，子结构是不兼容的尖暗物质晕预测的流行冷暗物质（CDM）的范式，但与一个未绑定的星团晃动来回内近谐波潜在的核心暗物质晕。因此，CDM似乎不同意在最小的质量，大多数暗物质占主导地位的星系质谱末端的观测。
2003-04-04 astro-ph
The fate of LSB galaxies in clusters and the origin of the diffuse intra-cluster light
我们遵循一个标准的冷暗物质N体模拟中形成的星系团内的盘星系的演化。在红移z=0.5时，我们选择了几个暗物质晕，它们有安静的合并历史，即将进入新形成的星系团环境。晕被替换为平衡高分辨率模型螺旋线，这些螺旋线被构造成代表低表面亮度（LSB）和高表面亮度（HSB）星系的发光例子。虽然这些模型具有相同的总光度\sim L_*，但它们具有非常不同的内部质量分布、核心半径和盘尺度长度，然而它们都位于Tully-Fisher关系的相同位置。由于它们的“软”中心势，LSB星系在快速遭遇暗物质晕、子结构和来自全球星系团势的强烈潮汐冲击--星系骚扰--的影响下急剧演化。多达90%的LSB盘星被潮汐剥离并聚集在跟踪星系轨道路径的大型弥漫尾巴中，形成弥漫的星团内光。结合的恒星残骸非常类似于居住在附近星团的矮椭球体（dE's），具有大尺度长度和低中心表面亮度。
1999-03-03 astro-ph
The effect of gas-dynamics on semi-analytic modeling of cluster galaxies
我们研究的程度，非辐射气体动力学影响合并历史的晕以及随后的预测从半解析模型（SAM）的星系形成。为此，我们使用一个样本的暗物质和非辐射SPH模拟的四个大规模的集群。气体动力学过程的存在（例如，来自热ICM的冲压压力）使晕在包括气体的运行中更加脆弱。这导致z = 0时的浅晕总数减少25%。由于存在“孤儿”星系，即其母星系的子结构降低到模拟的分辨率极限以下的星系，对SAM预测的星系群的影响变得复杂。在我们的研究中采用的模型中，这些星系生存的剩余合并时间是使用一个变化的Sirrasekhar公式计算。由于冲压压力剥离，气体模拟中的晕往往比暗物质模拟中的晕质量小。在这些模拟中，卫星星系的合并时间会更长。另一方面，气体的存在会影响晕的轨道，使它们平均更圆，因此减少了相对于仅模拟暗物质的估计合并时间。这种效应对于质量最大的卫星尤其重要，并且（至少部分地）导致了这样一个事实，即最明亮的星系团星系在运行气体时的恒星质量比仅从暗物质模拟中获得的质量大25%。我们的研究结果表明，气体动力学的星系人口的统计特性只有一个边际的影响，但它的轨道和合并时间的晕强烈影响最大质量的星系的组装。
2008-09-01 astro-ph
The persistence of the universal halo profiles
简单的模拟表明，在宇宙学计算中确定的晕的相空间结构是不变的下沉子结构卫星引起的动力学-背景扩大，使总分布不变。我们使用一个福克-普朗克公式来证明这是事实。由于控制方程在质量加权相空间分布上是线性的，因此所得解对任何子结构的质量谱都是有效的。如果这些团块被认为是固体的，则粒子交换的形式是指数不稳定性，其特征时间尺度为动力学摩擦时间的量级，导致背景分布函数中的低能量截止和恒定密度核心。我们表明，有这样的截止寿命长的解决方案。它们近似于一种情况，而团块是由致密的重子物质组成的。当剥离是重要的，如在无耗散子结构的情况下，这是可能的情况是相反的-截断现在是在丛分布函数。一个简单的描述表明，这使得均衡更加长寿。本文的结果表明，晕配置文件中发现的无耗散宇宙学模拟相似的相互作用下，由子结构卫星的存在引起的近似不变-所观察到的“普遍性”的必要条件。此外，包括重子在内的总轮廓也应该是不变的;只要重子最初是以致密团块的形式存在，其分布遵循暗物质的分布。
2005-02-23 astro-ph
Galaxies and subhaloes in LCDM galaxy clusters
我们结合了10个高分辨率的团大小的暗晕与半解析星系形成模拟，以比较团星系的数密度和速度色散的配置文件与那些暗物质子结构（subhaloes）。星系的径向分布与暗物质的径向分布密切相关，而暗物质的分布则远没有那么集中。星系的速度色散分布也非常类似于暗物质的速度色散分布，而暗晕的速度色散分布偏高，特别是在星系团的内部区域。我们解释了这些差异，已经清楚地看到在早期的工作，是星系形成的结果在中心的暗物质晕。半晕和半晕代表不同的种群，不能直接比较。演化产生了一个复杂的和强烈的位置依赖关系的星系和他们居住的subhaloes。这种关系只有通过对星系形成过程的适当物理描述才能被恰当地模拟。
2004-06-04 astro-ph
Do the Unidentified EGRET Sources Trace Annihilating Dark Matter in the Local Group?
在冷暗物质（CDM）结构形成框架中，星系周围的暗物质晕通过与较小晕的连续合并而聚集。这个合并过程并不完全有效，数百个幸存的晕核，或{ \it subhaloes}，预计将留在像银河系这样的星系晕内的轨道上。虽然银河系的十几颗可见卫星可能会追踪到其中的一些subhalo，但大多数目前尚未被发现。在银河系周围观测到大量的中性氢{ \it}的高速云（HVC），其中一些HVC可能跟踪光学未检测到的亚晕。如果能证明暗物质的浓度与几个HVC有关，那将是我们试图理解暗物质本质的一个巨大进步。粒子物理学标准模型的超对称（SUSY）扩展目前认为中性伴子是宇宙中非重子暗物质的天然候选者。如果情况确实如此，那么当暗物质湮灭为中微子、光子或正电子时，就有可能间接地探测到暗物质。特别是，晕下的中心可能在伽马射线观测中表现为点源。在这项工作中，我们考虑的可能性，一些身份不明的EGRET $γ$射线源跟踪湮灭中性伴子暗物质在黑暗的子结构的本地集团。我们比较观察到的位置和通量的身份不明的EGRET源和HVC的位置和通量预测的模型的晕子结构，以确定在何种程度上这三个人口可以相关联。
2004-12-16 astro-ph
Analytic models of plausible gravitational lens potentials
星系尺度上的引力透镜被合理地建模为具有椭圆体对称性和普遍的暗物质密度轮廓，并用Sersic轮廓来描述重子物质的分布。预测所有的透镜效应需要知识的总透镜潜力：在这项工作中，我们给出了上述混合模型的解析形式。强调复杂的透镜电位可以从简单的组件在线性组合，我们提供了一个配方，实现椭圆对称的投影质量或透镜电位。我们还提供了整数和半整数折射率的Sersic轮廓的透镜势的解析公式。然后，我们提出了公式描述的引力透镜效应，由于光滑截断的普遍密度分布在冷暗物质模型。对于我们的孤立晕，密度分布随着半径的下降到潮汐半径之外的负五次方或负七次方，函数形式允许解析计算所有阶的透镜势导数，同时确保不发散的总质量。我们展示了如何由该配置文件预测的观测值不同于原来的无限质量NFW配置文件。重力屈曲的表达式被突出显示。我们展示了如何减少潮汐半径允许剥离晕建模，提供了一个框架，更全面的调查星系和星系团中的暗物质子结构。最后，我们评论有限的质量晕配置文件时，做宇宙学射线追踪模拟的需要，以及需要容易计算的高阶导数的透镜潜在的研究灾难时，在强透镜。
2008-12-11 astro-ph
Are mergers responsible for universal halo properties?
冷暗物质（CDM）的N体模拟结果表明，在这种分级结构形成模型中，暗物质晕的密度分布、相空间密度分布、轴比分布、自旋参数分布和内部比角动量分布等性质遵循“普适”规律或分布。在这里，我们研究热暗物质（HDM）占主导地位的宇宙中的第一代晕的性质，作为一个例子的晕形成通过整体塌缩。我们发现所有这些普遍性在这种情况下也存在。Halo密度分布与Navarro等人（1997）的分布非常吻合，质量超过两个数量级。浓度参数依赖于质量，如$c \propto M^{0.2}$，逆转了在分层CDM宇宙中发现的依赖性。然而，浓度-形成时间关系在两种情况下是相似的：较早形成的晕往往比其较晚形成的对应物更集中。在HDM情况下，晕形成历史也具有两个阶段的特征：快速吸积的早期阶段，随后是较慢的增长。此外，HDM和CDM两种情况下的晕的其他性质的统计数据没有显著差异：相空间密度分布、速度各向异性分布、形状参数分布、自旋参数分布和内部比角动量分布在两种情况下都是相似的。只有子结构内容有很大不同。这些结果表明，合并并没有发挥关键作用，在建立的普遍性，从而矛盾的模型，解释他们合并的后果。
2008-09-08 astro-ph
