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
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
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
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
An excursion set model of hierarchical clustering: Ellipsoidal collapse and the moving barrier
偏移集方法可以有效而准确地估计维里化暗物质晕的丰度和空间分布。这种方法的预测取决于如何对坍塌和维里化的非线性过程进行建模。我们提出了简单的解析近似，使我们能够比较与球形和椭球形崩溃的漂移集的预测。特别是，我们目前的普遍无条件的质量函数的约束对象和条件的质量函数，它描述了在给定的质量范围内的晕的祖先的质量函数的公式。我们发现，椭圆形崩溃的移动障碍模型提供了一个更好的描述，我们在数值模拟中测量比球形崩溃的常数障碍模型，虽然模型和模拟之间的协议是更好的在大的回顾时间。我们的条件质量函数的结果可以用来计算精确的近似的局部密度质量函数，它量化的趋势，大规模的晕，以人口密集的地区比质量较低的晕。发生这种情况是因为低密度区域可以被认为是在大的回顾时间内看到的塌陷光环，而高密度区域是在小的回顾时间内看到的塌陷光环。虽然我们只应用我们的分析公式，两个简单的障碍形状，我们表明，他们是，事实上，准确的各种各样的移动障碍。我们建议他们如何可以用来研究的情况下，初始的暗物质分布是不完全冷。
2001-05-07 astro-ph
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
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
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
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 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
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
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
On the minimum mass of reionization sources
通过仔细校准的半解析再电离模型，我们估计的最小质量的恒星形成晕需要匹配当前的数据。不包括总质量M < 10^9 M_sun的晕的模型不能同时再现冈恩-彼得森和电子散射的光学深度，因为它们在高（低，z \approx 6）红移处贡献的光子太少（太多）。勉强可接受的解决方案要求在z \approx 10处具有M \approx 5 \times 10^7 M_sun的晕，对应于可以通过原子跃迁确保冷却的维里温度（\sim 10^4 K）。然而，如果在分析中包括微晕（M \sim 10^6 M_sun），则可以获得与数据更好的匹配。我们已经严格审查了我们的模型中所做的假设，并得出结论，在大星系的情况下，只有在z > 6的无金属恒星和/或其他一些外来源的情况下，再电离才是可行的。
2007-12-05 astro-ph
The Halo Occupation Number and Spatial Distribution of 2dF Galaxies
利用Madgwick等人（2003）对96,791个红移0.01 < z < 0.15的2dF星系的聚类结果，研究了晚型和早型星系在不同质量的暗物质晕中的分布。所采用的方法依赖于晕内的源分布和它们的聚类属性之间的连接，通过专注于晕占据函数的问题，即比给定质量的维里化晕所承载的一些亮度阈值更亮的星系数量的概率分布。在这个框架内，星系晕内的分布被证明是确定小尺度上的星系-星系聚类，负责观察到的幂律行为在分离r < 3 Mpc。对于更广泛的分析，我们建议读者参考Magliocchetti和Porciani（2003）。
2003-08-04 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 ^<$14} M_sun范围内包含约5000个晕。轮廓由具有两个参数（内半径rs和维里半径r v）的NFW形式参数化，并且我们定义晕浓度c v = r v/rs。首先，我们发现，对于给定的晕质量，中心浓度的红移依赖关系为c_v ~ 1/（1+z），对应于一个大致恒定的r_s随红移的变化。我们提出了一个改进的分析处理晕形成，适合晕参数和它们的红移依赖性之间的测量关系。这意味着高红移星系被预测比以前预期的更长更暗。其次，我们发现log（c_v）的分散度为~0.18，对应于dV/V ~ 0.12的最大旋转速度的分散度。我们讨论的塔利-费舍尔关系，它有一个较小的内在散射建模的影响。第三，密集环境中的晕往往比孤立的晕更集中。这些结果表明c_v是星系模型理论中的一个重要参数，并简要讨论了它对Tully-Fisher关系的普适性、低表面亮度星系的形成以及哈勃序列起源的意义。
2000-10-10 astro-ph
On the origin of the galaxy luminosity function
证据的总结表明，当一个原星系崩溃，一小部分$f$的气体未能加热到维里温度，$f$是大的晕质量小于与$L^*$星系相关的值$M^*$。恒星和星系只形成于冷气体部分。在传统的星系形成的半解析模型中，热气体是从低质量系统中喷射出来的。在高质量系统中，它被保留下来，但不会冷却并形成恒星。相反，它形成了一个基本上惰性的大气层，其中冷却被偶尔活跃的星系核活动星系核抑制。冷气体经常落入星系晕。在没有维里温度气体的稠密大气的情况下，它在近似圆形的轨道上形成恒星。当有一个足够稠密的热大气层时，冷的下沉气体往往会被热大气层烧蚀和吸收，然后才能形成恒星。这张照片很好地解释了高光度星系的过剩，这些星系最近一直困扰着星系形成的半解析模型，取而代之的是来自老恒星的中等光度系统和来自热气体的大X射线光度系统。
2003-11-07 astro-ph
Reconstructing the cosmic density field with the distribution of dark matter halos
我们发展了一种新的方法来重建宇宙密度场的分布暗物质晕超过一定的质量阈值。我们的动机是，定义良好的星系群/星系团，这可以用来代表暗晕人口的样本，现在可以从星系的大红移调查中选择，我们的最终目标是使用这些数据来重建在本地宇宙的宇宙密度场。我们的重建方法从一个高于给定质量阈值的暗物质晕样本开始。空间中的每个体积元素根据由晕的维里半径缩放的距离度量被分配到最近的晕的域。利用暗物质晕与其域内质量分布之间的互相关联函数，模拟了给定质量的暗物质晕内及其周围的质量分布。我们使用N体宇宙学模拟表明，在我们的重建方案所需的密度分布可以可靠地确定从大型宇宙学模拟，我们的方法可以准确地重建密度场使用质量下降到$\sim 10^{12}\msun$（以上的星系群的样本可以从当前的大红移星系调查构建）晕。在红移空间中，我们证明了由于晕的特殊速度而引起的红移畸变可以用迭代的方法来校正。我们还描述了我们的方法的一些应用。
2008-11-28 astro-ph
The distribution function of dark matter in massive haloes
We study the distribution function (DF) of dark matter particles in haloes of mass range 10^{14}--10^{15} \Msun . In the numerical part of this work we measure the DF for a sample of relaxed haloes formed in the simulation of a standard \LambdaCDM model. The DF is expressed as a function of energy E and the absolute value of the angular momentum L, a form suitable for comparison with theoretical models. By proper scaling we obtain the results that do not depend on the virial mass of the haloes. We demonstrate that the DF can be separated into energy and angular momentum components and propose …
2008-05-16 astro-ph
X-ray Emission from Haloes of Simulated Disc Galaxies
本文计算了模拟盘星系在红移z=0时热气晕的辐射热光度和0.2-2 keV X射线光度。TreeSPH模拟是完全宇宙学的，44个盘状星系的样本的特征圆速度范围为V_c = 130-325 km/s。星系已经获得了相当大的物理参数范围内的模拟，不同的重子分数，气体金属丰度，元星系的紫外线场，宇宙学，暗物质的类型，以及数值分辨率。这些模型与目前可用的（少数）相关X射线观测结果一致。晕中的热气量也与银河系中脉冲星色散测量的限制一致。即将到来的XMM和Chandra观测应该能够进行更严格的测试，并提供对物理参数的限制。我们发现，简单的冷却流模型过度预测X射线亮度高达两个数量级的高（但仍然现实）的冷却效率相对于这里提出的模型。我们的结果显示了一个明显的趋势，即增加冷却效率导致z=0处的X射线亮度降低。其原因是由于冷却效率的提高导致了目前维里半径内的热气体相对于重子总质量的比例降低。在三分之一太阳的气体金属丰度下，这种热气体部分变得低到只有百分之几。我们还发现大部分的X射线辐射来自于热星系晕的内部（内部约20 kpc）。最后，我们发现现实的选择的物理参数，盘星系晕可能是一个以上的数量级明亮的软X射线发射在z=1，比目前。
2002-01-31 astro-ph
The First Generation of Star-Forming Haloes
为了研究第一代恒星的形成，我们在高分辨率的N体模拟中建立了气体冷却模型。我们遵循一个区域的LCDM宇宙特别选择包含丰富的集群的今天。在这些亚太阳质量分辨率模拟中形成的暗晕的性质在Gao等人的一篇配套论文中给出。当暗晕的质量为2.4 x 10^5 Msun/h时，第一个能够通过分子氢谱线发射冷却的气体云在极高的红移z ~ 47处坍缩。到z ~ 30时，大量的晕能够经历分子氢冷却，尽管它们形成恒星的能力取决于反馈过程的效率，例如离解莱曼-沃纳辐射。主晕的质量增长非常迅速，到z ~ 36时，它的维里温度已经达到10^4K，此时气体冷却被更有效的原子线过程所主导。到z ~ 30时，一小群这样的潜在星系将形成，除非反馈过程阻止这样做。通过这种红移，大质量（>~ 100 Msun）的III族恒星能够电离远离其宿主晕的气体，邻近的HII区域可以渗透形成电离的超级气泡。这样的碎片会被分开得太远，在这个时候对再电离没有显著的贡献。在再电离前的宇宙中，早期冷却晕的数量密度很大，这提出了一个令人兴奋的前景，即这种超早期的恒星可能以伽马射线暴或超新星的形式被观测到。
2005-12-14 astro-ph
Galaxy Bimodality due to Cold Flows and Shock Heating
我们解决了在星系特性中观察到的关于特征恒星质量~ 3 × 10 ^{10}Msun的鲁棒双峰的起源。质量较小的星系往往是未分组的蓝色恒星形成盘，而质量较大的星系通常是分组的红色老恒星球状体。色星等数据显示，在红、蓝序列之间存在一个间隙，在z~1处已经存在极红亮星系，在L * 以上是目前蓝序列的截断，在z~2-4处存在大质量的星暴。我们建议，这些功能是由流入的气体的热性质和它们的相互作用与聚类和反馈过程，所有功能的暗物质晕质量和相关的一个类似的特征尺度。在低于临界激波加热质量M_shock~10^{12}Msun的晕中，圆盘是由冷流形成的，而不是由维里激波加热，从而产生有效的早期恒星形成。它受到超新星反馈的调节，在蓝色星系中形成一个长序列的爆发，被限制在一条“基本线”上。冷流优先在z>2处穿过M>M_激波晕中的热介质，导致L>L_* 星系中的大质量星暴。在z<2时，在M>M_激波晕中，气体被维里激波加热，并且由于稀释，它变得容易受到来自能量源（如活动星系核）的反馈。这就切断了气体供应，阻止了恒星的进一步形成，导致从z~1开始被动演化为“红死”的大质量球体。在M_shock附近反馈效率的最小值解释了观测到的M/L最小值和恒星形成历史的定性特征。冷流为解决角动量问题提供了线索。当这些过程被纳入模拟中时，它们恢复了主要的双模态特征，并解决了其他开放的难题。
2005-12-17 astro-ph
Feedback and the fudamental line of low-luminosity LSB/dwarf galaxies
我们用简单的术语研究了反馈在建立低表面亮度星系和恒星质量在6 × 10^5 <M*<3 × 10^10 Msun范围内的矮星系的标度关系中的作用。根据SDSS和本星系群的测量，这些星系的内部速度、金属丰度和表面亮度（或半径）与M* 有紧密的相关性。它们定义了一条基本线，将它们与表面亮度和金属丰度高的较亮星系区分开来。理想化模型假设CDM晕的球形崩溃维里平衡和角动量守恒。通过假设M* 是晕质量M的一个常数，再现了亮星系的关系。低光度LSB的上限与超新星反馈能显著抑制恒星形成的晕的维里速度一致，V<100 km/s（Dekel & Silk 1986）。我们认为，尽管存在辐射损失，但供给气体的能量服从E_sn \prop M*，并将其与气体的结合能等同，得到M*/M \prop V ^2。这个理想化的模型提供了令人惊讶的良好拟合低光度LSB和矮星的标度关系，这表明超新星反馈在确定基本线方面发挥了主要作用。星系在V~ 10 km/s处的视下限可能是由于T~ 10^4K处的冷却势垒。由于邻近星系的超新星风或z_ion处宇宙学再电离后的辐射反馈将气体完全清除，部分暗晕可能没有恒星。辐射反馈也可以解释矮椭球体（dE）和不规则星（dI）的区别，其中V<30 km/s的dE在z_ion之前形成恒星，然后被清除气体，而V> 30 km/s的dI保留了富含气体的盘，具有反馈调节的恒星形成。
2003-12-12 astro-ph
The Virial Mass Function of Nearby SDSS Galaxy Clusters
本文利用斯隆数字巡天（SDSS）第四次数据，给出了一种新的确定体积$\sim10^7 h^3$ Mpc $^{-3}$中星系团质量函数和速度弥散函数的方法。我们使用焦散技术去除前景和背景星系。集群维里质量函数同意最近的估计，从X射线观测和集群丰富。质量函数介于WMAP第一年和第三年数据预测的质量函数之间。我们约束的宇宙学参数$Ω_m$和$σ_8$，并找到很好的协议与WMAP和其他技术的约束。单独使用CIRS质量函数，我们估计$Ω_m=0.24^{+0.14}_{-0.09}$和$σ_8=0.92^{+0.24}_{-0.19}$，或当保持$Ω_m=0.3$固定时，估计$σ_8=0.84\pm$ 0.03。我们还使用WMAP参数作为先验和约束速度分离的集群。利用第一年和第三年的结果，我们推断速度分离分别为$σ_{gxy}/σ_{DM}\approx0.94\pm$ 0.05或1.28 $\pm$ 0.06。我们比较了星系团的速度色散函数的早期型星系，并得出结论，集群包括暗物质晕的速度色散函数的高速端。星系团丰度的演化为暗能量模型提供了约束;这里提出的质量函数提供了一个重要的低红移校准基准。
2006-10-30 astro-ph
Core creation in galaxies and haloes via sinking massive objects
我们进行了详细的调查，通过从下沉的大质量物体的能量转移到中央尖点的中断。等密度的内部区域形成在半径处，在该半径处，封闭的质量与下落体的质量近似匹配。我们探索参数空间，使用数值模拟，并给出一个经验关系的结构内所产生的核心的大小，具有不同的初始尖点斜率。我们发现，下落的物体总是在这些新形成的核心的边缘失速，经历了许多动力学时间没有动力学摩擦。作为应用，我们认为，在暗物质湮灭通量减少，由于中央破坏尖点，我们提出了一个新的理论形成的密切的二元核-“停滞二元”模型。我们专注于一个特别有趣的二元核系统，矮球状星系VCC 128这是暗物质占主导地位的所有半径。我们发现，如果它的中心暗物质尖点斜率大于r^{-1}，那么它的原子核将在几百万年内迅速聚合。然而，如果它的初始暗物质尖点在维里半径的0.1%处比-0.75的对数斜率略浅，那么下沉的核自然会产生一个等于它们观察到的分离和失速的核心。这接近最近十亿粒子CDM晕模拟测量的对数斜率。
2010-10-13 astro-ph
Decaying Dark Matter and the Deficit of Dwarf Haloes
在λ-CDM宇宙学中固有的等级聚集似乎产生了许多观测到的大尺度结构的特征。但是仍然存在一些突出的问题，包括对本星系群中矮星系数量的过度预测（超过10倍）。已经提出了几种次级效应来解决这个问题。然而，我们仍然不清楚主要的解决方案是否取决于天体物理过程，例如超新星的早期反馈，或者可能是暗物质本身尚未确定的性质。在本文中，我们进行了一个详细的计算的矮晕演化的影响，包括一个假设的暗物质衰变，D -> D '+ l，其中D是不稳定的粒子，D'是更大质量的子粒子和l是另一个，更轻（或可能无质量）的子粒子。这一过程优先加热较小的晕，使它们在演化过程中膨胀，并降低了它们现在的圆周速度。我们发现，当dm/m_D' ~ 5-7 × 10^{-5}（dm是初态和终态的质量差）时，这种机制可以很好地解释速度为10- 20 km/s的系统的观测数目比数值模拟预测的数目少4倍的原因.相应的寿命τ不能长于~30 Gyr，但可以短至几Gyr。
2008-06-03 astro-ph astro-ph.CO gr-qc
