The Population of Dark Matter Subhaloes: Mass Functions and Average Mass Loss Rates
利用宇宙学N体模拟和重新模拟的团簇状晕样本，研究了暗物质暗晕的质量损失率，并根据主晕祖物质吸积系统质量函数的演化解释了红移为零时暗物质暗晕的质量函数.当用吸积时的次晕质量与现今宿主质量之比表示时，未演化的次晕质量函数被认为是普适的。然而，红移为零时的次晕质量函数明显依赖于$M_0$，因为质量越大的主晕拥有越多的次晕。要涉及未发展和发展的subhalo质量函数，我们测量的subhalo质量损失率作为主机质量和红移的函数。我们发现，平均，特定的质量损失率的暗物质subhaloes主要取决于红移。这些结果表明，一个令人愉快的简单的图片的演变和质量依赖的演变subhalo质量函数。质量较小的主晕较早地吸积了它们的次晕，因此次晕在较长时间内遭受质量损失。此外，它们的次晕通常会被密度更大的宿主吸积，这会导致质量损失率的额外增加。为了测试这幅图的自洽性，我们使用了合并树构造使用扩展的Press-Schechter形式主义，并使用从我们的模拟获得的平均质量损失率的subhalo人口的发展，发现subhalo质量函数与模拟吻合得很好。[删节]
2007-12-10 astro-ph
Semi-analytical model of galaxy formation with high-resolution N-body simulations
我们使用半解析方法在一系列高分辨率N体模拟中模拟了星系形成。与许多早期的调查基于半解析模型，我们利用的subhalos解决的$N$体模拟遵循合并的星系在黑暗的晕，我们表明，这是关键的正确建模的星系光度函数在明亮的一端和双峰性质的星系颜色分布。以暗晕为基础的星系合并也会产生更多高$z$的亮红色星系。我们采用的半分析模型是类似于早期的半分析研究中使用的，除了我们认为在小晕的长期冷却的效果，我们明确遵循化学富集的星际介质。我们使用我们的模型作出预测的星系人口在低红移的属性，并比较它们与各种当前的观测。我们发现，我们的模型预测可以匹配的光度函数的星系在各种波段红比u带。如果用暗晕的合并树来模拟星系合并，那么亮端的光度函数的形状可以很好地再现;如果低质量晕中气体的冷却时间与宇宙的年龄相当，那么暗端的陡峭斜率可以得到缓和。该模型与subhalos解决可以重现的主要特征，在观察到的颜色双峰分布，但它仍然预测太多的明亮的蓝色星系。同样的模型也可以匹配星系团中椭圆星系的颜色-星等关系，即金属度-光度关系。
2005-05-04 astro-ph
Simulating clusters of galaxies: a brief history of `N' and overmerging
我回顾了四十年来对星系团的数值模拟，重点是试图解决它们的内部结构。重叠描述了在致密环境中暗物质晕的数值或物理破坏。这个问题在1998年之前的模拟中是固有的，但可以用当前的算法和硬件完全克服。我们现在可以分辨星系团内的数千个暗晕，我们可能已经聚集在它们的内部结构上，允许对分层结构形成模型和暗物质的性质进行几次新的测试。
2000-09-15 astro-ph
The Dynamics of Sinking Satellites Around Disk Galaxies: A Poor Man's Alternative to High-Resolution Numerical Simulations
我们已经开发了一个简单的，但令人惊讶的准确的分析方案，用于跟踪较大的暗晕内的子结构的动态演化。该方案通过物理激励的近似，包括动力摩擦，潮汐质量损失和潮汐加热的影响。利用我们的方案，我们可以详细地预测单个暗晕的轨道演化和质量损失历史。我们也能够确定的影响和不同的物理过程的动态演变的subhalos的重要性。为了测试和校准这个模型，我们将其与一组最近的高分辨率数值模拟星系和小同伴之间的合并进行比较。我们发现，我们可以重现的轨道和质量损失率在所有这些模拟相当准确，使用一组值的三个自由参数在我们的模型。在计算上，我们的计划是超过1000倍的速度比最简单的高分辨率数值模拟。这意味着，我们可以进行详细的和统计上有意义的调查，在不同的宇宙学的subhalo人口的特点，剥离和中断的subhalo，和相互作用的subhalo与其他动力学结构，如薄盘。最后一点特别令人感兴趣，因为在分层模型中小合并无处不在。在这方面，我们的方法的简单性和速度，使其特别有吸引力的半解析模型纳入星系形成。
2000-12-14 astro-ph
Close Galaxy Counts as a Probe of Hierarchical Structure Formation
标准LCDM预测，星系大小的暗物质晕的主要合并率随着红移而迅速上升。每个星系的近伴星系平均数Nc常被用来推断星系的合并率，然而，最近的观测研究表明Nc几乎不随红移而演化。在这里，我们使用“混合”N体模拟加上解析子结构模型直接预测Nc。我们确定暗物质subhalos与星系，并表明，所观察到的缺乏密切的对计数的演变出现，因为高合并率每晕在早期被抵消了大量的光环数量的减少，足以容纳一个星系对。我们将我们的结果与DEEP 2，SSRS 2和UZC红移调查的数据进行了比较。观察到的配对计数匹配我们的预测，如果我们假设一个单调的映射星系光度和最大圆速度，每个subhalo时，它是第一次吸积到其主机晕。这表明卫星星系比无耗散的暗物质暗晕更容易被破坏。我们认为，虽然NC不提供一个直接的测量晕合并率，它提供了一个强大的手段来约束晕职业分布和空间分布的星系内晕。按照这种方式解释，密近对计数提供了一个有用的测试星系形成过程在< 100千秒差距的规模。
2006-07-10 astro-ph
The Mass Function and Average Mass Loss Rate of Dark Matter Subhaloes
我们提出了一个简单的，半解析模型来计算质量函数的暗物质subhaloes。从标准的合并树中可以得到吸积时的暗晕质量。在随后的演化过程中，由于动力摩擦、潮汐剥离和潮汐加热的综合作用，底晕经历了质量损失。而不是整合这些影响沿个别subhalo轨道，我们考虑的平均质量损失率，其中的平均值是采取所有可能的轨道配置。这使得我们可以把平均质量损失率写成一个简单的函数，它只依赖于红移和次晕与母晕的瞬时质量比。通过匹配数值模拟得到的团簇大小的暗物质晕的次晕质量函数（SHMF）对模型进行校正后，我们研究了SHMF对质量和红移的依赖关系，发现与以前的观点相反，次晕质量函数并不普适.相反，斜率和归一化都取决于母晕质量M和特征非线性质量M* 的比率。这只是反映了晕形成的时间依赖性;更大质量的母晕形成较晚，因此允许更少的时间进行质量损失。我们分析了晕到晕的散射，并表明，subhalo的质量分数的个人晕最强烈地依赖于他们的吸积历史，在最后Gyr。最后，我们提供了一个简单的拟合函数的平均SHMF的任何质量的母晕在任何红移和任何宇宙学，并简要讨论了我们的研究结果的几个影响。
2005-03-01 astro-ph
The Hierarchical Build-Up of Massive Galaxies and the Intracluster Light since z=1
我们使用一套基于模拟的模型，为自z=1的星系的无耗散演化约束的命运嵌入在暗物质subhalos的吸积卫星。这些模型将恒星质量分配给z=1的暗物质晕，通过将观测到的星系恒星质量函数（GSMF）单调地与晕+次晕质量函数相关联。恒星质量含量的演变，然后使用晕合并树提取N体模拟。我们的模型仅在卫星星系一旦被嵌入其中的subhalos破坏时分配给卫星星系的命运方面有所区别。这些模型面临着观测到的GSMF的大质量端的演化，z~0最亮的星系团星系（BCG）的集群质量的关系，并结合BCG和集群内的光（ICL）的光度分布-所有的观测值预计将演变约耗散自z=1。综合观测约束有利于一个模型，其中绝大多数（>80%）的卫星星从分裂的subhalos进入ICL。相反，一旦次晕破裂，留下大量卫星星系的模型是非常不受欢迎的，因为模型将很大一部分卫星星放入BCG中。我们的研究结果表明，ICL的观测提供了有用的和独特的约束模型的星系合并和耗散的星系群和星系团的演化。
2007-03-15 astro-ph
Simulating the COSMOS: The fraction of merging galaxies at high redshift
对附近（0.015 < z < 0.025）SDSS星系的模拟已经被用来尽可能准确地再现它们在z ~ 0.7和z ~ 1.2观测时在COSMOS ACS图像上的外观。通过将SDSS星系添加到COSMOS图像中的随机位置，我们模拟了高红移星系与不相关的前景或背景物体的机会叠加效应。我们已经使用这些模拟图像，连同那些真正的COSMOS星系在这些相同的红移，进行“盲”的星系形态分类，以确定那些似乎正在进行合并，从而估计合并分数的变化与红移。我们发现，真正的合并是很难认识到在高红移，也是不相关的星系的机会叠加往往产生合并的外观，在现实中根本不存在。特别是，我们估计，1.5 - 2.0%的对象随机添加到ACS图像被误分类为合并，由于投影与不相关的对象，因此，40%的明显合并在COSMOS在z=0.7可能是虚假的。我们发现，经历合并的星系比例随着（1+z）^3.8+/-1.2到z ~ 0.7而增加，并且这种趋势似乎继续到z = 1.2。z ~ 0.7处的合并候选者比母种群更蓝，尤其是在考虑到机会预测的统计效应时。合并的候选人是更不对称的人口作为一个整体，往往与不规则的形态。尽管如此，大多数（约60%）的合并候选者似乎与螺旋星系有关，尽管在这种情况下，我们无法校正偶然投影的影响。
2006-11-06 astro-ph
Simulating Merging Galaxies: The Infrared View
我们计算多波长的光谱能量分布（SED）（跨越光学毫米波长）从模拟的主要星系合并使用的三维辐射转移代码，它对待的吸收和散射的辐射，以及从尘埃颗粒自洽的再发射。这些计算使我们能够推导出从X射线到毫米波长的相关性。我们确认观察到的斯皮策太空望远镜的IRAC波段的相关性，以及在IRAS时代观察到的相关性。我们还做出了应该可以通过未来仪器测试的预测。从合并模拟计算通量所提供的动力学方法的强大之处在于，我们可以直接将IRAC颜色-颜色图中观察到的数据中的聚类与系统在颜色-颜色空间区域中花费的相对时间量相关联。我们还提供了涵盖SMG生命周期的相册，从合并前阶段的婴儿期到椭圆星系的最后阶段，如各种波段所见。最后，我们将模拟的SED与SMG最近的观测结果进行了比较。我们的计算，匹配本地ULIRGs和更高的红移系统的相关性观察，表明与黑洞反馈的主要合并的模拟提供了一个很好的框架内，了解本地ULIRGs的排放，和他们的高红移表亲，亚毫米星系。
2006-10-29 astro-ph
Cold Dark Matter Substructure and Galactic Disks
我们进行了一组高分辨率的，无耗散的N体模拟研究冷暗物质（CDM）子结构对薄星系盘动力学演化的影响。我们的方法结合了宇宙学模拟的星系大小的CDM晕，得到的子结构人口和控制的数值实验连续subhalo的影响到最初薄，完全形成的盘星系的属性。我们证明了在LCDM模型中，从z~1开始，大质量暗晕与银盘的近距离相遇是很常见的。相比之下，目前CDM晕中极少数卫星可能对磁盘结构产生重大影响。一个典型的主机晕合并的历史是用来种子控制N体实验的subhalo-disk遭遇。作为这些吸积事件的结果，盘在所有半径上都显着增厚，盘尺度高度在太阳附近增加超过2倍。我们发现，与subhalo人口的相互作用产生了丰富的独特的形态签名，包括：明显的耀斑盘星;酒吧;低寿命，环状特征的郊区;和低密度，盘平面上方的附属结构。我们比较由此产生的动态冷，环状功能在我们的模拟中的麒麟座环恒星结构的MW。的比较显示定量协议的空间分布和运动学，这表明，这种观察到的复杂的恒星成分可能会自然出现的磁盘恒星被激发遇到subhalos。这些发现突出了CDM子结构在设置盘星系结构和驱动星系演化中的重要作用。
2008-07-18 astro-ph
Formation and evolution of galaxy dark matter halos and their substructure
我们使用“Via Lactea”模拟来研究银河系大小的LambdaCDM晕及其subhalo人口的共同进化。虽然在一系列主要合并中，大部分宿主晕质量在前6 Gyr期间吸积，但物理质量分布[而不是M_vir（z）]实际上保持不变，因为z=1。在一个大样本的LambdaCDM星系晕中也是如此。在给定质量壳层的转向和维里化时期之间，次晕质量损失达到峰值，之后下降。97%的z=1的subhalo在当前的时期有幸存的束缚残余。对于最初较轻的次晕，保留的质量分数更大：z=1时最大圆速度Vmax=10 km/s的卫星今天的质量约为当时的40%。在第一个近心通过一个更大的平均质量分数损失比在每个后续轨道。潮汐从外到内移动子结构中的质量，导致与相同质量的场晕相比更高的浓度。这种效应，再加上内部卫星形成时代较早，导致银河系中心的次晕浓度强烈增加。我们提出了个人的进化轨迹和当今的性能可能的主机的矮卫星周围的银河系。今天位于Via Lactea宿主之外的“场晕”的形成历史被发现强烈依赖于其环境的密度。这是由潮汐质量损失引起的，潮汐质量损失会影响偏心轨道上的许多场晕。
2008-05-13 astro-ph
Mixing in massive stellar mergers
致密星团的早期演化可能是由恒星之间的密切相互作用所主导的，恒星之间的物理碰撞可能会发生得相当频繁。模拟恒星碰撞事件可能是一项密集的数值任务，因为这个过程的详细计算需要三维的流体动力学模拟。我们提出了一个计算成本低廉的方法，我们近似的合并过程中，包括冲击加热，流体动力学混合和质量损失，一个简单的算法的基础上的守恒定律和基本的定性理解恒星合并的流体动力学。该算法依赖于阿基米德原理来指示流体在稳定平衡情况下的分布。我们校准和应用的方法合并的大质量恒星，因为这些都预计会发生在年轻和密集的星团。我们发现，没有微观混合的影响，在碰撞产物的温度和化学成分的配置文件可以成为封闭的质量的双值函数。这种非物理的情况是通过模拟微观混合作为碰撞后的效果。通过这种方式，我们发现，相同光谱类型的恒星之间的迎头碰撞导致了大量的混合，而不同光谱类型的恒星之间的合并，如B型和O型恒星（分别为$\sim$ 10和$\sim$ 40 \msun），受到相对较小的流体动力学混合。
2007-10-02 astro-ph
The Evolution of Substructure in Galaxy, Group and Cluster Haloes II: Global Properties
在以前的论文中，我们描述了一种新的方法，包括详细的信息，在半解析模型的暗物质晕形成的合并树的基础上的子结构。在本文中，我们提出了我们的完整模型的晕形成的基本预测。本文首先描述了目前星系晕、星系团晕和星系团晕中亚结构的总体性质。然后，我们讨论了子结构的演化，以及单个晕的质量吸积历史对其次晕人口的质量函数和轨道分组的影响。我们表明，特别是，subhalo质量函数的形状是强烈相关的形成时代的晕。在本系列的第三篇论文中，我们将比较我们的半解析方法的结果与晕形成的自洽数值模拟的结果。
2004-10-02 astro-ph
The origin and tidal evolution of cuspy triaxial haloes
本文提出了一种构造具有几乎任意密度剖面、轴比和自旋参数的平衡三轴N体晕的方法。该方法的基础上的方式，在分层宇宙学模拟，其中长和扁圆晕形成通过合并低和高的角动量，分别形成的结构。我们发现，主要合并之间的平衡球尖状晕产生类似的尖状三轴残余和较高的角动量合并产生系统的浓度较低。三轴晕在更深的潜力轨道变得更加球形和它们的速度色散张量更各向同性。质量损失的速率敏感地依赖于晕的形状：一个扁长的晕可以以几倍于具有相同密度分布的各向同性球形晕的速率损失质量。在宇宙学模拟中，亚晕比轴比大30%的场晕圆得多。
2004-09-24 astro-ph
The Distribution of Satellite Galaxies: The Great Pancake
银河系250千秒差距内的11个已知卫星星系在天空中接近一个大圆圈。我们使用高分辨率N体模拟银河系暗物质晕测试，如果这个显着的属性可以理解的背景下，冷暗物质宇宙学。我们从模拟中构建晕合并树，并使用半解析模型来跟踪卫星星系的形成。我们发现，在所有6个模拟中，11颗最亮的卫星确实沿着薄的盘状结构分布，类似于银河系卫星所追踪的结构。这与晕圈中暗物质的总体分布和其中的次晕形成鲜明对比，次晕虽然是三轴的，但并不是高度非球面的。我们发现，卫星的空间分布是显着不同的最大规模的subhalos，但类似的subhalos的子集，有最大规模的祖先在较早的时候。卫星描绘出的细长盘状结构的长轴与暗物质晕的长轴对齐。我们解释我们的结果，反映了优先下降的卫星沿脊柱的几个细丝的宇宙网络。
2005-03-18 astro-ph
Intracluster Short Gamma-Ray Bursts by Compact Binary Mergers
短伽马射线暴（SGRB）的可能起源之一是致密双星的合并，而大反冲速度的影响是一个可以用作这一假设的观测检验的特征。从星系团中的宿主星系逃逸的团内SGRB在这方面是有趣的，因为它们会更容易通过星系团潮汐力逃逸，并且会比一般场星系中的那些具有更明亮的余辉光度。本文计算了星系团中致密双星从其宿主星系的逃逸分数，并讨论了一些观测意义。我们发现逃逸分数在很大程度上取决于与成员星系相关的暗物质晕下的性质。如果成员星系周围的暗物质的数量不是很大，逃逸双星的引力势主要由恒星质量决定，那么大多数SGRB应该逃逸并被观察为无宿主的，这比在现场的要高得多。因此，星系团内SGRB的统计可以提供有关星系团暗物质分布的重要信息，以及SGRB起源的线索。
2008-02-13 astro-ph
Phase-Space Structure & Substructure of Dark Halos
本文提出了一种计算N体系统6维相空间密度f（x，v）及其PDF v（f）的方法。它基于Delaunay曲面细分，在宽的f范围内产生具有固定平滑窗口的v（f），与采样分辨率无关。研究发现，在由层次聚类建立的引力弛豫晕中，从维里水平到当前的分辨率极限，v（f）在f的40年以上的时间里是一个稳健的幂律，v（f）f^{-2.5 \pm 0.05}.这对LCDM宇宙学中不同大小的晕是有效的，表明只要小尺度波动没有被完全抑制，初始波动功率谱就不敏感。通过在位置空间中映射f，我们发现高f对v（f）的贡献来自母晕内的“冷”子晕，而不是晕中心区域及其全局球形轮廓。在晕维里半径附近的次晕中，f比在晕中心处高100倍以上，并且随着半径的减小而逐渐减小。这表明相混合由于合并和潮汐效应，涉及膨胀和加热。相空间结构为研究晕形成过程中晕的演化提供了一个灵敏的工具。人们希望理解为什么子结构加起来就是v（f）中的普适幂律。f^{-2.5}行为似乎与等级聚类过程有关，而不是剧烈弛豫的一般结果。
2004-03-07 astro-ph
Ongoing Assembly of Massive Galaxies by Major Merging in Large Groups and Clusters from the SDSS
我们调查的发生率的主要合并创建> 10 e11 Msun星系在当今的集团和集群更大规模的2.5e13 Msun。我们确定了38对大质量星系的相互潮汐相互作用的签名选择从>5000星系与> 5e 10 Msun，居住在845个这样的群体。我们适合每个星系对的对称模型的视线投影的图像，并确定合并周围的每个祖，如偏离中心的等照度线，广泛的潮汐尾巴，和动态摩擦尾的残余不对称的存在。在SDSS的分辨率和灵敏度下，这种合并在16%的高质量星系-星系对中被发现，其星等差小于1.5和小于30 kpc的投影距离。我们发现，90%的这些合并有几乎相等的质量与红色序列的颜色和集中的形态，无耗散合并模拟的标志祖。在组中心的合并比2个卫星之间更常见，但两者在形态上是无法区分的，我们初步得出结论，后者可能位于最近吸积的subhalos的动力中心。中心和卫星合并的频率减少与集团质量一致的动力摩擦的预期。基于合理的假设，这些大质量晕的中心平均每Gyr增加1-9%的恒星质量。与所有的LRG-LRG合并相比，我们发现当限制在这些密集环境中时，它们的合并率高出2-9倍。我们的研究结果意味着星系人口的大规模结束继续在可测量的水平上分层进化，大规模群体的中心是合并驱动的星系组装的首选环境。（节略）
2007-10-11 astro-ph
Halo Substructure And The Power Spectrum
我们提出了一个半解析模型，探讨合并的历史，破坏率，并在暗物质晕的子结构的生存概率，并使用它来研究作为功率谱的函数的星系大小的晕的子结构人口。我们成功地再现了subhalo速度函数和径向分布中看到的N体模拟标准LCDM。我们探讨了具有归一化和倾斜跨度σ_8 = 0.65-1和n = 0.8-1的光谱的含义。我们还研究了一个dn/dlnk=-0.03的运行指数（RI）模型，以及几个质量分别为mW = 0.75，1.5，3.0keV的WDM模型。子结构质量分数对功率谱的倾斜和整体归一化相对不敏感。所有CDM类型的模型都给出了预测的子结构质量分数，这些质量分数与强透镜系统的估计值一致，但偏低：在M_sub < 10^9 Msun的系统中，f = 0.4-1.5%（64个百分点）。截断模型产生显著更小的分数，并且不受透镜结果的青睐。我们比较我们的预测subhalo速度函数的银河系的矮卫星人口。假设各向同性的速度分散，我们发现标准的n=1模型高估了MW卫星的数量。具有较小的小尺度功率的模型更成功，因为给定圆速度的subhalos较少，并且观测到的速度色散和晕圆速度之间的映射显着改变。RI模型，或一个固定的倾斜σ_8 =0.75，可以解释MW矮星，而不需要差分反馈，然而，这些比较依赖于敏感的假设，各向同性的速度在卫星星系。
2003-07-27 astro-ph
The Fate of Dwarf Galaxies in Clusters and the Origin of Intracluster Stars. I. Isolated Clusters
本文的主要目的是比较潮汐破坏与合并破坏的相对重要性，以评估潮汐破坏星团中的矮星系是否是解释星团内恒星起源的可行方案。我们设计了一个简单的算法来模拟孤立集群的演化。星系群中星系的分布是使用直接引力N体算法结合亚网格处理的物理过程，如合并，潮汐破坏，星系骚扰。使用该算法，我们已经进行了总共227模拟。我们的主要结果是：（1）合并对矮星系的破坏比潮汐对矮星系的破坏占主导地位，（2）潮汐对矮星系的破坏足以解释观测到的星系团内光。
2008-07-02 astro-ph
Properties of cluster satellites in hydrodynamical simulations
我们分析了星系团流体动力学Tree-SPH模拟中暗物质和ICM的动力学和热演化。从一个样本的17个高分辨率的对象，维里质量范围从3 × 10^{14}到1.7 × 10^{15} M_sun，我们遵循的建立系统的暗物质和热气通过重复合并的卫星沿着合并的历史树。我们测量了合并后作为时间的函数的子晕的自约束质量分数，估计了合并时作为与主集群质量比的函数的卫星平均轨道特性，并研究了它们的内部速度色散，气体温度和熵的演化，因为子结构被各种动力学过程破坏，最终达到主星系团引力势的热力学平衡。我们模拟了次晕轨道的一些相关性质，如第一次近心和近心通道的时间，以及相应时间的典型距离和速度。这种生存研究可以用来解释所观察到的合并集群的动态，作为一个例子，我们将我们的结果应用到系统1 E0657 -56。我们表明，根据我们的研究结果，最有可能的解释，这个集群的数据点合并的一个小组与质量M \approx 1 10^{13} M_sun与一个巨大的集群与M \approx 1.3 10^{15} M_sun。
2004-03-04 astro-ph
The Dependence of the Mass Assembly History of Cold Dark Matter Halos on Environment
我们通过高分辨率的N体模拟显示了星系大小的冷暗物质（CDM）晕的质量组装历史如何依赖于环境。与低密度环境相比，高密度环境中的晕形成得更早，并且它们的质量的更高部分在主要合并中组装。现今比质量聚集率的分布强烈依赖于环境。在低密度环境中，目前只有20%的晕不是吸积物质，而在高密度环境中，这一比例上升到80%。在z=1时，比聚集率的中值比z=0时大约4倍，并且几乎与环境无关。这里发现的所有对环境的依赖性都受到与subhalos相关的局部过程的极大增强，因为subhalos的比例随着环境的密度增加而增加。晕比质量聚集率的分布及其对环境的依赖关系类似于星系比恒星形成率分布的关系。一个模拟的形态密度关系也存在于CDM晕的水平，被驱动的晕主要合并的历史。然而，重子过程是必要的，以解释进一步的细节和恒星形成率的演变，颜色和形态环境的关系。
2006-09-23 astro-ph
Simulating binary neutron stars: dynamics and gravitational waves
我们模拟两个合并的轨道双中子星，第一个形成一个黑洞和第二个差分旋转中子星。我们在波带中提取引力波形。与后牛顿分析的比较使我们能够计算轨道运动学，包括轨道和轨道偏心率。我们验证了我们的代码，通过发展单星和提取径向微扰模式，比较非常好的结果从微扰理论。爱因斯坦方程的广义调和公式的一阶约化求解，流体方程的求解使用修改后的凸本质上无振荡的方法。所有的计算都是在三维空间中进行的，没有对称性假设。我们使用\had计算基础设施的分布式自适应网格细化。
2008-01-04 astro-ph gr-qc
