Cuspy Dark-Matter Haloes and the Galaxy
巴德窗的微透镜光学深度限制了太阳圈内重子物质的最小总质量大于3.9 x 10^{10}太阳质量，假设内星系被阻挡在大约20度的视角下。从太阳邻近恒星的运动学来看，暗物质的局部表面密度约为每平方秒差距30 +/- 15太阳质量。我们构造了归一化到本地暗物质密度的尖形晕，并计算了内星系晕的圆周速度曲线。这与恒星盘和ISM盘提供的旋转曲线正交，加上一个足够大的棒，使得银河系内部的重子物质再现了微透镜光学深度。这样的模型违反了内星系（通常在半径2-4 kpc）切向速度数据提供的观测约束。高重子的贡献所需的微透镜是一致的流体动力学模型和银河酒吧的模式速度的影响。我们的结论是冷暗物质宇宙学（及其变体）所青睐的尖形晕与银河系的观测数据不一致。
2001-09-05 astro-ph
Preservation of Cuspy Profiles in Disk Galaxy Mergers
我们进行了三个自洽的$N$体模拟的星系合并，一个尖状的暗物质的配置文件，以研究如果内部的暗密度斜率是保存在残留物。在这些模拟中，祖先包括恒星盘和晕的固有角动量，这与以前的类似研究不同。前体星系的质量比约为1：1，1：3和1：10。我们发现，最初的尖状密度分布的黑暗晕被保存在这里考虑的情况下的残余。
2005-10-31 astro-ph
Stellar Bar Evolution in Cuspy and Flat-Cored Triaxial CDM Halos
我们分析了温和的三轴扁平核心和尖锐的CDM晕星系盘中的恒星酒吧的演变。我们使用定制的模拟刚性和活的光环，其中包括从磁盘/酒吧到光环的反馈，以测试由El-Zant和Shlosman（2002）的工作。后者使用的Liapunov指数来分析的分析不对称晕酒吧的命运。我们发现：（1）在所有刚性轴对称和三轴晕中，杆的生长是相似的。(2)活动模型中的杆垂直弯曲并形成具有方形/花生形状的伪凸起。(3)在活的轴对称晕中，棒强度在长期演化过程中变化不大。条斑速度与晕核大小有关。酒吧的强度是较大的较小的磁盘晕质量比磁盘半径内，酒吧的大小与晕核心的大小，和酒吧模式的速度-与晕中心的质量浓度。嵌入在活的三轴晕中的棒有一个完全不同的命运：它们在~1.5-5 Gyr时溶解，这是由于在连续区域上开始出现混沌，留下一个微弱的椭圆形扭曲。混沌的产生与晕的三轴度、快速旋转的棒和晕的尖度有关。在沙坝溶解之前，其外部区域发展出强烈的螺旋结构，特别是在活的三轴晕中。(4)与轴对称模型相比，三轴晕吸收了更多的角动量，其交换是由共振介导的。(5)尖状晕比扁平核晕更容易被棒冲刷掉。我们分析了这些结果的稳定性的轨迹和发展的混沌。我们设置的限制DM晕的三轴性，通过比较我们的预测，最近的观察酒吧到z~1。
2005-10-07 astro-ph
Self-consistent models of cuspy triaxial galaxies with dark matter haloes
我们已经构建了现实的，自洽的模型，三轴椭圆星系嵌入三轴暗物质晕。我们研究了暗物质晕形状的三种不同模型：（i）与发光物质相同的轴比（0.7：0.86：1）;（ii）更长的形状（0.5：0.66：1）;（iii）更扁的形状（0.7：0.93：1）。这些模型是通过史瓦西提出的标准轨道叠加技术得到的。在这三种情况下，每一种都找到了自洽的解决方案。混沌轨道被认为是重要的，在所有的模型，它们的存在被证明意味着一个可能的缓慢演变的形状的晕。我们的研究结果首次证明了三轴暗物质晕可以与三轴星系共存。
2006-11-07 astro-ph
How black holes turn cusps into cores
坍缩的无碰撞粒子系统形成具有尖点密度分布的引力束缚晕。这些系统的分层合并也产生了具有尖点中心密度分布的残余。这些结果导致尖形NFW配置文件的密度分布在暗物质晕的假设。然而，观测到的盘状星系的旋转曲线表明，暗物质晕与等温的核心。球状星团也存在同样的问题，球状星团在密度剖面中显示出核心，但如果它们是通过冷坍缩形成的，那么它们应该是尖形的。我们正在展示小的、大质量的、紧凑的物体如何有效地将尖形恒星系统转化为具有等温核心的密度剖面。
2002-09-30 astro-ph
Bulge formation from SSCs in a responding cuspy dark matter halo
我们模拟了极晚型矮星系中球的形成，这些球是由在尖状暗物质晕中运动的环核超星团形成的。模拟结果表明：（1）DMH对SSC下沉的响应仅在200 pc以内的区域内可检测到;在该地区的平均对数斜率的响应DM密度分布显示两个不同的阶段：非常早期的下降，然后上升，直到接近1.2岁的2岁。(2)DMH反应对隆突形成的可检测反馈被证明是非常小的，在这个意义上，在固定DMH和响应DMH中形成的隆突和它们的成对核尖点基本上是相同的，两者都与$HST$观察一致。(3)所得到的球核与核尖点的质量关联以及核尖点质量随时间的演化与最近的相关研究结果是一致的。结合核尖点的有效半径与观察到的核团簇的数量一致，我们相信，我们提出的凸起形成的情况下，可能是一个非常有前途的机制，形成核团簇。
2007-02-19 astro-ph
Either neutralino dark matter or cuspy dark halos
我们证明，如果最小超对称标准模型中的中性伴子是银河系中的暗物质，那么就不可能有一个延伸到银河系中心的暗物质尖点。相反，如果一个暗物质尖点延伸到银河系中心，中性伴子就不可能是我们银河系中的暗物质。我们考虑了银河系中心黑洞周围中性伴子湮灭的同步辐射，得到了这些结果。
2000-02-21 astro-ph hep-ph
Bars and Dark Matter Halo Cores
自洽的酒吧，形成在星系嵌入尖状晕是无法压平的尖。在具有准平坦旋转曲线的模型中形成短杆。它们通过动力学摩擦失去了角动量，但随着棒的增长，盘内质量的持续集中实际上进一步压缩了晕，压倒了由于适度的角动量转移到晕而导致的任何密度降低。因此，温伯格-卡茨提出的解决方案，不存在的预测从CDM模拟尖状晕似乎是行不通的。我还发现，这些作者提出的N体代码的性能的关注不适用于这里使用的方法。
2002-12-20 astro-ph
Effects of dark-matter density profiles on bulge formation in very late-type galaxies
在具有尖形或软核密度分布的暗物质晕中研究了超级星团的动力学演化。模拟结果表明：（1）在两种情况下都形成了具有中心尖点的指数型凸起;（2）尖核和软核轮廓的凸起形成率不同;（3）尖核轮廓的凸起和核星团质量更重;（4）尖核和软核轮廓的大质量核星团可能在不同年龄形成而没有明显的凸起。
2003-03-14 astro-ph
Unitarity Bounds and the Cuspy Halo Problem
传统的冷暗物质宇宙学模型预测的是小尺度结构，比如尖状晕，这显然与观测结果相矛盾。已经提出了几种基于修改暗物质基本性质的替代方案。我们表明，量子力学的一般原则，特别是幺正性，意味着有趣的限制两个建议：碰撞暗物质提出的Spergel和Steinhardt，强烈湮灭暗物质提出的Kaplinghat，诺克斯和特纳。两者所需的有效散射分别意味着m < 12 GeV和m < 25 GeV。同样的论点表明，在第二种情况下，强烈的湮灭意味着存在显着的弹性散射，特别是对于足够大的质量。最近，一个变种的碰撞方案已被提倡，以满足同时限制从矮星系到集群，与截面的比例与速度成反比。我们表明，这种情况下可能涉及超弹性过程，相关的动能变化时，必须考虑到作出预测。实验搜索的成本和影响进行了讨论。
2002-05-30 astro-ph hep-ph hep-th
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
A Limit on the Cosmological Mass Density and Power Spectrum from the Rotation Curves of Low Surface Brightness Galaxies
冷暗物质模拟预测的尖状暗物质晕的浓度与晕形成的宇宙学有关。因此，对晕浓度的观测约束映射为对宇宙学参数的约束。为了解释观测到的暗物质占主导地位的低表面亮度星系的浓度，我们需要一个宇宙学与星系尺度的权力相当小。形式上，我们要求s_8G_0.6 < 0.23，其中G_0.6是适合于该问题的修改的形状参数。实际上，这意味着Omega_m < 0.2或s_8 < 0.8。只要我们坚持在模拟中发现的尖状晕必须描述低表面亮度星系的晕，这些限制就适用。低密度宇宙学有助于观察到低浓度，但它不能解释密度分布形状偏离预测的尖形的许多情况。如果目前的晕形成图不完全失败，这些情况必须遭受非常广泛的质量再分配。目前还不清楚所建议的任何质量再分配机制（例如，反馈是可行的。
2002-10-29 astro-ph
Formation of cuspy density profiles - a generic feature of collisionless gravitational collapse
利用球形下落模型的形式，计算了各种无标度初始条件下坍缩和维里化暗晕的结构。尽管这个问题具有无标度的宇宙学性质，但单个物体的坍缩并不是自相似的。与以前的大多数计算不同，这里使用的动力学只依赖于绝热不变量，而不是自相似性。本文着重研究了坍缩晕最内部的结构，并讨论了中心密度尖点问题。计算了各种宇宙学模型在维里半径1%处密度剖面的斜率，发现斜率随晕的质量和初始条件的功率谱而变化。内斜率的范围在r^-2.3和r^-2之间，最大质量的极限情况为r^-2。这里发现的陡峭的尖点对应于所有粒子在径向轨道上运动的极限情况。角动量的引入将使密度分布变浅。我们希望这能解决计算出的轮廓和高分辨率N体模拟中发现的轮廓之间的差异，其中指数范围从-0.5到-1.5。这里的强有力的预测是，膨胀宇宙中的无碰撞引力坍缩预计将形成密度杯，而不是具有核心结构的晕。
2000-08-30 astro-ph
What is L*?: Anatomy of the Galaxy Luminosity Function
利用中心星系光度与晕质量、晕中星系总光度与晕质量之间的经验关系，构造了星系光度函数（LF）。对于给定质量的晕中中央星系的光度，我们分配对数正态散射，并根据观测结果校准平均值。在星系总光度超过中央星系光度的晕中，卫星星系的光度呈幂律分布。结合晕质量函数，这种描述再现了LF星系的观测特征，包括与谢克特函数一致的形状。当所有星系都包括在内时，无论环境或哈勃类型如何，谢克特L* 是中心星系光度-晕质量关系的光度标度; L* 对应于晕质量标度上的~10^{13}Msun。在大质量星系团中的中心星系被忽略的巡天中，无论是设计上的还是由于宇宙方差的原因，L* 仅仅是在选定质量范围上端的晕中的中心星系的平均光度。谢克特函数向高光度方向的平滑指数衰减反映了中心星系光度晕质量关系中的内在散射。除了LF，该模型成功地再现了观测到的星系团的光度偏差的依赖。
2005-05-02 astro-ph
An Equilibrium Dark Matter Halo with the Burkert Profile
本文将一个产生尖点密度分布的平衡球系的公式推广到观测上更适合于矮星的中心密度分布--Burkert分布。通过使用一个节省时间的Monte Carlo方法，而不是N体模拟，我们表明，Burkert晕初始化的分布函数，只依赖于能量是在一个实际上稳定的平衡。使用局部麦克斯韦近似产生的一个是不稳定的，其中平坦的核心密度结构趋于陡峭。这与以往对尖点密度分布晕的研究有着根本的不同。不稳定的“Burkert”从初始Burkert配置文件的偏差被发现是密切相关的高斯作为速度分布在任何给定的点。通过对Burkert晕中致密超星团动力学演化的研究，进一步证明了不使用局部麦克斯韦近似的重要性。特别是，局部麦克斯韦近似将导致低估动力摩擦和高估下沉时间尺度。因此，它将导致在无核星系中形成大质量核球和年轻核星团的可能性降低。
2005-05-29 astro-ph
Inner Halo Shapes of Dwarf Galaxies: Resolving the Cusp/Core Problem
通过对高质量长缝光谱旋转曲线的反演，我们获得了200个矮星系样本的内暗物质晕密度剖面斜率。使用模拟来评估长缝观测和数据处理误差对我们测量的影响，我们得出结论，我们的观测结果与CDM范式预测的尖状晕是一致的。
2003-10-20 astro-ph
CDM in LSB Galaxies: Toward the Optimal Halo Profile
低表面亮度（LSB）星系主要由暗物质组成。高分辨率的旋转曲线表明，它们的总质量密度分布主要是由恒定密度的核心，而不是陡峭和尖形分布中发现冷暗物质（CDM）的模拟。数据最好用一个软核模型来描述，该模型的内部幂律质量密度斜率α = 0.2 +/- 0.2。然而，没有一个单一的通用晕轮配置文件提供了充分的描述的数据。观察到的质量分布似乎与λ CDM不一致。
2003-11-05 astro-ph
NGC 5775: anatomy of a disk-halo interface
我们提出了第一个高分辨率的研究在一个边缘上的星系（NGC 5775），其中的每一个组成部分的星际介质的盘晕界面表示和解决。介绍了新的单碟COJ =2-1和COJ =1-0资料、ROSAT X射线资料和HIRES IRAS资料，以及强调高纬特征的HI资料。结合先前公布的无线电连续（6和20厘米）和H α数据，我们发现空间之间的相关性，各种ISM组件中的ISM的所有组件都存在于磁盘晕功能（除了CO的空间覆盖不足）。HI特征延伸到飞机上方约7 kpc。在一种情况下，在位置-速度空间中检测到环路，并且还在大的速度范围内观察到环路。这意味着盘晕特征代表了膨胀的超壳层。然而，壳层可能是不完整的，部分顶部是敞开的，这表明我们正在观察超壳层在穿过盘-晕界面时的破裂。有一些证据与z高度和红移和蓝移速度的加速度是本，虽然气体是相对于银河系旋转滞后占主导地位。射电连续谱指数在壳层边缘处较平坦，表明在这些区域中激波可能很重要（热贡献不能解释这种平坦化）。H α发射位于HI内部。对于F3特征，H α辐射形成了HI壳层的内部“皮肤”，但在该特征下方似乎有一个最小的盘内恒星形成。我们提出了一个“典型的”HI超壳加速和突破通过磁盘晕界面的图片。这样的特征很可能是通过磁盘中的能量事件内部产生的。
2001-08-31 astro-ph
Halo Geometry and Dark Matter Annihilation Signal
我们研究了晕的形状和几何形状对预期的弱相互作用大质量粒子（WIMP）的暗物质湮灭信号的影响。由于在最里面的区域中的晕轮廓仍然约束不好，我们考虑不同的密度行为，如平核，尖点和尖峰，以及几何失真。我们发现，非球面性有很强的影响时，银河系中心附近的晕配置文件是平坦的湮灭信号，但逐渐变得不太重要的尖形配置文件，并可以忽略不计的存在下，一个中央尖峰。然而，在后一种情况下，天体物理因子强烈依赖于WIMP质量和湮灭截面。
2005-09-30 astro-ph
Galaxy Masses: Disks and Their Halos
我回顾了我们目前所做的和不知道的关于盘星系的质量和它们的暗物质晕。椎间盘的预后是好的：渐近旋转速度提供了一个很好的指标，总的磁盘质量。晕的预测是不好的：尖状晕提供了一个穷人的数据描述，和个人的总质量暗物质晕仍然不受约束。
2001-12-17 astro-ph
Mass Density Profiles of LSB Galaxies
我们推导了低表面亮度星系高空间分辨率自转曲线所隐含的暗物质晕的质量密度分布。我们发现，在小半径，质量密度分布是由一个几乎恒定的密度核心与核心半径为几个千秒差距。对于rho（r）~ r^a，内斜率a的分布在a =-0.2附近强烈地达到峰值。这比CDM模拟中发现的尖状α < -1晕明显更浅。虽然观测到的α分布确实有一个朝向这种极值的尾部，但发现α的派生值取决于旋转曲线的空间分辨率：α ~ -1只存在于分辨率最低的星系中。即使对于这些星系，我们的数据也与中等（~ 1 kpc）核心半径的恒定密度核心（a = 0）一致，这可能会在分辨率不充分时产生陡峭尖点的错觉。因此，在任何观测到的低表面亮度星系中，都没有明显的证据表明存在尖状晕。
2001-03-09 astro-ph
The structure of halos in Self-Interacting Cold Dark Matter models
利用高分辨率数值模拟研究了具有自相互作用暗粒子的LCDM宇宙学中银河系和星系团大小的晕的结构和亚结构，其中粒子截面+AFw-sig假设为常数或与相对速度成反比.我们的结论是，在LCDM宇宙演化的星系尺度的尖晕问题可以解决在后一种情况下。在这种情况下，星系团晕的内部密度只受到SI的轻微影响，从而与观测限制相一致。与此同时，星系和星系团SI-CDM晕中的次晕人口仍然大致类似于无碰撞CDM晕。
2003-06-17 astro-ph
Self-consistent massive disks in triaxial dark matter halos
三轴暗物质晕中的星系盘在盘平面上的椭圆势作用下发生变形，从而抵消晕的椭圆率。我们发展了一种方法来计算这种盘在盘-晕组合势中的平衡位形，该方法基于Jog（2000）的方法，但考虑了晕势和盘椭圆率的径向变化。这一关键因素导致了盘的性质不同的行为：盘在小半径处使势圆化，即使是相当低的盘质量。这种效应具有重要意义的建议，调和尖状晕密度轮廓与低表面亮度星系旋转曲线使用晕三轴。在我们的模型中的磁盘椭率是一致的观测估计的基础上的二维速度场和等照度轴比。
2007-06-10 astro-ph
Galactic constraints on CHAMPs
我们改进了早期的银河系边界，可以放置在带电元素粒子（CHAMP）的暗物质的分数。这些限制对于CHAMP来说是很有意义的，因为CHAMP的质量太大，以至于它们无法通过与普通物质的电磁相互作用看到，而其在银河系磁场中的回旋半径太小，以至于晕CHAMP无法到达地球。如果未中和的CHAMP在该质量范围内很好地混合在晕中，它们最多只能占星系晕质量的<（3-7）x 10^{-3}的一小部分。如果CHAMPs衰变为中性暗物质，它们可能仍然是尖晕问题的解决方案，但需要进行微调。我们还讨论了CHAMP不填充球形晕的情况。
2008-12-03 astro-ph
Is there Evidence for Flat Cores in the Halos of Dwarf Galaxies?: The Case of NGC 3109 and NGC 6822
两个研究得很好的矮星系-- NGC 3109和NGC 6822 --为银河系暗物质（DM）晕中心的扁平核心提供了一些最强有力的观测支持。我们使用详细的宇宙学动机的数值模型来研究星系的系统学和恢复参数的准确性。我们的一些模型与观测到的两个星系的结构非常吻合。我们的分析表明，这两个星系的旋转曲线，而不是相当兼容的DM晕具有陡峭的尖状密度分布。我们模型中的旋转曲线是使用标准观测技术测量的。模型再现了两个星系的自转曲线、盘面亮度轮廓以及等照度椭圆率和位置角的轮廓。模型的中心是重子占主导地位，然而，暗物质的组成部分是全球占主导地位。模拟的盘质量与观测到的颜色一致的恒星质光比略有一致。我们发现，非圆形运动与气体压力支持和投影效应相结合的结果在一个很大的低估的圆速度在中央$\sim 1$千分位秒区域，创造一个恒定密度的核心的错觉。虽然上述系统效应在有棒系统中更强，但它们也存在于轴对称圆盘中。我们的结果强烈地表明，在矮星系中观测到的旋转曲线与冷暗物质模型预测的尖形中心暗物质密度分布之间并不矛盾。
2006-08-23 astro-ph
An Instability in Triaxial Stellar Systems
径向轨道不稳定性是一种集体现象，迄今为止只在球形系统中观察到。我们发现，这种不稳定性也发生在三轴系统中，我们检查进行广泛的N-体模拟的初始条件是通过采样一个自洽的三轴模型的尖状星系组成的发光和暗物质。N体模拟显示星系的时间演化不是由于混沌运动的发展，而是由于过量的盒状轨道引起的集体不稳定性。这种不稳定性很快将这些模型转变为更长的配置，对于暗晕为0.64<b/a<0.77和0.6<c/a<0.7，对于发光物质为0.64<b/a<0.77和0.59<c/a<0.67。当径向偏置轨道对解的贡献减少时，得到稳定的三轴尖状星系和暗物质晕。这些结果构成了三轴星系模型中径向轨道不稳定性的第一个证据。
2008-09-01 astro-ph
The Distribution of Dark Matter in Spirals
在过去的几年里，大量的观测结果揭示了螺旋周围暗物质晕的结构特性。首先，它们的旋转曲线遵循通用轮廓（URC），可以用指数薄的恒星盘和具有恒定密度核心的暗晕来描述，其相对重要性随着星系亮度的增加而增加。对单个天体的仔细研究表明，暗晕有一个核心，其大小$r_0$与中心密度$ρ_0$相关。这些性质与$Λ$ CDM宇宙学中N体模拟所预言的尖形密度分布存在严重的矛盾。
2005-10-05 astro-ph
Self-similar collapse and the structure of dark matter halos: A fluid approach
通过对宇宙学自相似引力坍缩解的研究，探讨了暗物质晕结构的动力学限制。一种流体的方法来碰撞无动力学的暗物质的开发和由此产生的封闭的一组矩方程数值求解，包括晕速度色散（径向和切向）的影响，为一系列的球平均初始密度分布。我们的研究结果突出了切向速度色散的重要性，以获得密度分布浅于$1/r^2$在核心区域，并保留记忆的初始密度分布，在自相似崩溃。对于各向同性的核心速度色散只有部分记忆的初始密度分布被保留。在自相似坍缩中，如果核中的切向速度色散被限制为小于径向色散，则不能获得比$1/r$更浅的尖形核密度分布。
1999-09-15 astro-ph
The dwarf galaxy DDO 47: testing cusps hiding in triaxial halos
我们提出的矮星系DDO 47的HI数据，旨在测试的假设，暗晕三轴性可能会导致非圆运动的旋转曲线最适合的核心晕，即使暗物质晕本质上是尖的。为了寻找所谓的“隐藏”尖点所需的非圆形运动，我们对速度场进行了谐波分解：在DDO 47中，非圆形运动在全球范围内处于2-3 km s $^{-1}$的水平，远远不足以使观测到的旋转曲线与$Λ$ CDM预测相一致。我们的结论是，围绕DDO 47的暗物质晕是真正的核心和尖点不能隐藏的非圆形运动。更多细节显示在Gentile等人（2006，ApJL in press，astro-ph/0506538）中。
2005-10-20 astro-ph
Globular Clusters with Dark Matter Halos. II. Evolution in Tidal Field
在我们系列的第二篇论文中，我们继续测试球状星团形成的原始情景，这些情景预测球状星团形成于早期宇宙中的暗物质微晕的潜力。在本文中，我们使用高分辨率的N体模拟的原始暗物质为主的球状星团在宿主矮星系的静态引力位经历的潮汐剥离。我们测试两个尖的Navarro-Frenk-White（NFW）和扁平核心Burkert模型的暗物质晕。我们的原始球状星团与NFW暗物质晕生存严重的潮汐剥离，并在10个轨道后，仍然是主要的暗物质在其外围。我们的星系团与Burkert暗物质晕失去了几乎所有的暗物质潮汐剥离，并开始失去恒星在我们的模拟结束。本文的结果加强了我们在论文I中的结论，即目前对球状星团的观测与球状星团形成的原始图像是一致的。
2004-09-26 astro-ph
Dark matter halo response to the disk growth
我们考虑了在$Λ$ CDM范式下，圆轨道绝热收缩近似对重子凝聚率和暗物质晕轨道结构的敏感性。利用一维流体动力学模拟，包括暗物质晕质量吸积的历史和气体冷却，我们证明了绝热近似是近似有效的，即使晕和磁盘可能同时组装。我们进一步证明了简单近似的有效性$Λ$ CDM晕各向同性的速度分布，使用三维N体模拟。这个结果很容易理解：在尖点晕中各向同性的速度分布需要比径向轨道更多的圆形轨道。相反，在径向轨道晕的极端情况下，近似值很差。它高估了径向轨道分数较大的核心暗物质晕的响应。由于没有天文学相关的模型是占主导地位的低角动量轨道附近的磁盘和增长的时间尺度是从来没有短于动力学时间，我们得出结论，绝热收缩近似是有用的模拟的暗物质晕的磁盘的增长的响应。
2006-10-16 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
Tidal debris of dwarf spheroidals as a probe of structure formation models
最近的观测表明船底座和其他附近的矮球状星系被银河系潮汐剥离的未束缚恒星所包围。我们运行高分辨率的N-体模拟的矮星系在银河系晕内的轨道，以确定这样的观察是否可以解释与暗物质潜力所暗示的当前结构形成模型。我们表明，潮汐力作用于矮星的恒定密度的核心或具有低浓度参数（$c < 5$）的尖形轮廓导致平坦的外部恒星密度分布像船底座的各种轨道配置。相反，它是更难以从尖状暗物质晕的浓度高达CDM模型预测的质量尺度的矮星系（$c \simgt 10$）和数据只能重现假设近径向轨道的恒星。我们的模拟显示船底座正在以一个分数速率失去质量，$< 0.1$ Gyr $^{-1}$和它的质光比可以膨胀最多2倍，由于未绑定的恒星沿视线投射。我们跟踪了三轴星系团冷暗物质银河晕内潮汐碎片的演化，它导致了恒星流的差旋和小尺度加热。这使得它们作为银河系势能的动力学示踪剂的用途实际上是无用的，但确实提供了一个新的测试暗物质的性质。具有暖暗物质（WDM）或流体暗物质（FDM）的模型产生的矮晕中心密度低于CDM，并且即使轨道的偏心率低至附近矮球体的当前数据所示，也与观察到的潮汐尾一致。FDM中的星系晕是光滑的球形，将有利于相干流的探测。
2001-10-16 astro-ph
Contradiction between strong lensing statistics and a feedback solution to the cusp/core problem
标准宇宙学在大尺度上取得了许多成功，但在小的星系尺度上面临着一些基本的困难。其中一个困难是尖点/核心问题。暗物质为主的低表面亮度（LSB）星系的旋转曲线的高分辨率观测意味着银河系暗物质晕有一个密度分布与平坦的中央核心，而N体结构形成模拟预测的发散（尖）的密度分布在中心。有人提出，这个问题可以解决恒星反馈驱动湍流气体运动，擦除初始尖点。然而，强引力透镜更倾向于星系晕的尖形密度剖面。在本文中，我们使用最新的高分辨率观测的LSB星系的旋转曲线，以适应作为晕质量的函数的核心大小，并比较由此产生的透镜概率的观测结果，定义良好的组合样本的宇宙透镜全天巡天（CLASS）和Jodrell银行/甚大阵天体测量巡天（JVAS）。基于这种密度分布的透镜效应概率太低，无法与CLASS/JVAS中观察到的透镜效应相匹配。星系中的重子密度很高，主导着透镜统计，这可以调和这种差异，但前提是它们使质量分布变陡，而不是变浅。这对重子对星系中心质量分布的影响提出了矛盾的要求。
2010-11-18 astro-ph
Simulating Observations of Dark Matter Dominated Galaxies: Towards the Optimal Halo Profile
低表面亮度（LSB）星系主要由暗物质组成，因此它们的自转曲线反映了它们的暗物质分布。最近的高分辨率旋转曲线表明，它们的暗物质质量密度分布是由一个恒定密度的核心。这似乎与冷暗物质（CDM）模型的预测不一致，后者产生具有紧凑密度尖点和陡峭质量密度剖面的晕。然而，观测确定的质量分布可能会受到非圆形运动，光学和动力学中心之间的不对称和偏移的影响，所有这些都倾向于降低观测到的斜率。在这里，我们确定这些影响的各种晕模型的影响，并与观察到的质量密度分布的结果进行比较。我们的模拟表明，没有一个单一的系统性影响可以调和的数据与尖锐的CDM晕。数据最好用一个软核模型来描述，该模型的内部幂律质量密度斜率α = -0.2 +/-0.2。然而，没有一个单一的通用晕轮配置文件提供了一个完全充分的描述的数据。
2002-12-05 astro-ph
High-Resolution Measurements of the Halos of Four Dark Matter-Dominated Galaxies: Deviations from a Universal Density Profile
我们推导出四个附近的低质量螺旋星系的旋转曲线，并用它们来约束它们的暗物质密度分布的形状。这一分析是基于NGC 4605、NGC 5949、NGC 5963和NGC 6689的高分辨率二维H α速度场和NGC 4605和NGC 5963的CO速度场。结合我们之前对NGC 2976的研究，五个星系的完整样本包含的密度分布范围从alpha_dm = 0到alpha_dm = 1.20，其中alpha_dm是描述中心密度分布的幂律指数。星系间的α_dm散射为0.44，是冷暗物质（CDM）模拟结果的3倍，平均密度剖面斜率为α_dm = 0.73，比模拟结果的斜率要小。这些结果对所有星系都有一个普遍的暗物质密度分布的假设提出了质疑。我们发现，在我们的样本中的星系之一，NGC 5963，有一个尖状的密度分布，非常类似于在CDM模拟中看到的，这表明，虽然与CDM预测的陡峭的中央密度尖点的星系确实存在，他们是少数。尽管观测和模拟之间存在这些差异，但我们发现的相对尖锐的密度分布并不表明这个问题代表了CDM的危机。提高模拟的分辨率并结合额外的物理学可以解决剩余的差异。我们还发现，四个星系包含可检测的径向运动的星系平面。我们调查的假设，这些运动是由一个三轴暗物质晕，并放置在0.043 - 0.175的盘平面上的轨道的椭圆率的下限。
2004-12-02 astro-ph
The Mass Distribution in Low Surface Brightness Galaxies
低表面亮度星系中恒星和气体成分的分布已由光学和HI成像直接确定。从旋转曲线推断出的可能是主要质量成分的暗物质的分布要难得多。虽然旋转曲线本身可以相当准确地确定从HI合成观测，特别是从H $α$光谱，质量建模的不确定性留下了空间，可能的暗物质分布范围很广，从最大的恒星盘浅暗晕的尖头暗晕与恒星质量很小。
2000-09-22 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
High resolution SPH simulations of disk formation in CDM halos; resolution tests
我们对平衡球形和三轴尖状暗物质晕内的盘状星系形成进行了N体/SPH模拟。我们系统地研究了当我们将暗物质和气体粒子的数量从10^4增加到10^6并改变力的分辨率时，盘的性质和形态。力的分辨率影响的形态演变的磁盘相当显着。除非重子分数明显低于普适值，否则在高力分辨率下，气体棒总是在冷却开始后的10亿年内形成。杆与圆盘相互作用，传递角动量并增加其尺度长度。在所有的模拟中，重子的最终质量分布都不服从单一的指数分布。事实上，在距离中心几百秒差距到一千秒差距的范围内，密度的上升比圆盘的其他部分要陡得多，而且这是真实的，与棒的存在无关。
2006-07-25 astro-ph
The dwarf galaxy DDO 47 as a dark matter laboratory: testing cusps hiding in triaxial halos
我们提出了一个分析的矮星系DDO 47的高分辨率HI数据，旨在测试的假设，暗晕三轴性可能会导致非圆运动的旋转曲线最适合的核心晕，即使暗物质晕本质上是尖的。这个假设可以用来调和标准λ CDM理论的预言与盘星系的自转曲线。DDO 47是检验这一假设的理想实例，因为它具有非常规则的速度场，其旋转曲线最好由岩心晕拟合，而NFW晕与数据不一致。我们通过高阶谐波项分析了速度场，以寻找所谓的非圆形运动的运动学特征，这些运动需要“隐藏”尖点：结果是，全球非圆形运动的水平为2-3 km/s，它们更可能与某种螺旋结构的存在有关，而不是与全球细长势（例如三轴晕）有关。这些非圆周运动远远不足以解释与Lambda CDM预测的差异。因此，我们的结论是，围绕矮星系DDO 47的暗物质晕是真正的核心，一个尖点不能被隐藏的非圆形运动。
2005-10-20 astro-ph
Mass Models for Low Surface Brightness Galaxies with High Resolution Optical Velocity Fields
我们提出了高分辨率的光学速度场从DensePak积分场光谱，以及派生的旋转曲线，低表面亮度星系的样本。在没有重子的限制下，我们拟合了NFW和伪等温晕模型的数据，发现旋转曲线的形状和晕中心密度更好地描述了等温晕。对于这些星系与测光，我们提出了晕适合恒星的质量与光比的三个假设。我们发现，在最大盘和NFW晕相互排斥的情况下，重子的速度贡献是足够显著的。我们发现在星系的中心有大量的尖点质量过剩，在尖点CDM晕中预期的质量至少是数据所允许的两倍。我们还发现，为了使数据与LCDM相一致，需要~20 km/s的非圆运动和/或功率谱在我们探测的尺度上具有较低的振幅。
2007-12-06 astro-ph
Cusps in CDM halos
我们在宇宙学LCDM模拟中，以2*10^6 Msun的质量分辨率，甚至在z=4.4之前，以3*10^5 Msun的质量分辨率，解析了一个大质量星系团的内部区域。这比团簇的最终维里质量小10亿倍，比目前的LCDM模拟大幅度增加。我们使用一种新的多质量细化程序实现了这一分辨率，现在能够探测到维里半径0.1%的暗物质晕密度分布。这个星系团晕的内部密度分布在最小的分辨尺度下符合幂律ρ ~ r^-γ。一个大致恒定的对数斜率的内部区域，现在解决，这表明，尖形剖面描述的内部轮廓比最近提出的配置文件的核心。这里研究的聚类是Diemand等人（2004）的六个高分辨率聚类模拟样本中的一个，其gamma = 1.2的内斜率接近样本平均值。
2005-09-23 astro-ph
The Dark Matter Distribution in the Central Regions of Galaxy Clusters
宇宙学N体模拟预测，暗物质晕应该具有一个普遍的形状，其特征是陡峭的，尖形的内部轮廓。在这里，我们报告的光谱研究，每个集群包含一个占主导地位的最亮的星系团（BCG）与附近的引力弧。三个星团同时具有径向和切向引力弧，而其他三个星团仅显示切向引力弧。我们分析恒星的速度色散数据的BCGs结合弧红移和透镜模型，以约束暗和重子的质量配置文件共同。对于那些具有径向引力弧的星系团，我们能够精确地测量暗物质晕的内部斜率，并将其与CDM模拟预测的结果进行比较。
2003-10-24 astro-ph
Disk Galaxy Rotation Curves in Triaxial CDM Halos
我们使用N体流体动力学模拟研究磁盘的结构在三轴潜力类似CDM晕。我们的分析重点是从模拟长缝光谱的旋转曲线推断的暗质量分布的准确性。我们考虑一个无质量的磁盘嵌入在晕轴比为0.5：0.6：1.0，其旋转轴与晕的短轴对齐。气态粒子的闭合轨道偏离共面圆对称，导致各种长缝旋转曲线形状，这取决于圆盘相对于视线的方向。因此，旋转曲线可能与暗物质晕的球形平均圆周速度分布有很大不同。“固体”旋转曲线-通常被解释为暗物质分布中恒定密度核心的特征-在随机取向的情况下获得约25%的时间，尽管暗物质遵循Navarro，Frenk & White（NFW）提出的尖点密度分布。我们的结论是，低表面亮度星系的旋转曲线的形状和CDM晕的结构之间的差异报告可以解决一旦晕三轴的气体成分的动力学的复杂影响被适当地考虑。
2004-08-06 astro-ph
Galaxy cluster mass profiles
准确测量星系和星系团晕中的质量分布是检验冷暗物质（CDM）范式的必要条件。宇宙学模型预测了一个普遍的形状的密度分布在所有的晕，独立的晕质量。它的轮廓有一个“尖”的中心，没有恒定密度核心的证据。本文对12个星系团进行了仔细的分析，在流体静力平衡的假设下，利用Chandra数据计算了每个星系团的质量分布。由于星系团的低浓度，它们是研究暗物质晕中心尖点的理想对象。大部分的系统是一致的CDM模型，但4个对象表现出平坦的内部密度分布。我们认为，这些星系团的平坦内部轮廓是由于低估了星系团中心的质量（而不是CDM模型的任何问题），因为这些物体也有一个中心峰值气体质量分数。我们讨论了一些系统的核心错误的低质量测量的可能原因。
2006-02-16 astro-ph
Constraining the Magnetic Effects on HI Rotation Curves and the Need for Dark Halos
暗晕的密度分布通常是根据盘星系的自转曲线推断的，其基础是假设气体是星系引力势的良好示踪物。一些作者认为，磁箍缩力可以显著改变旋涡星系的自转曲线。与其他研究集中在磁盘的垂直结构，在这里，我们专注于在径向方向上的磁约束的问题，绑定的HI旋转曲线上的磁效应。结果表明，角向磁场对星系HI盘的整体加速作用很小。事实上，维里约束的基础上，我们表明，银河系的磁场的旋转曲线的贡献不可能大于10公里/秒的HI检测的最外点，如果星系不包含暗物质在所有，和高达20公里/秒的传统的暗晕的情况下。估算磁场最大效应的程序是通用的，适用于任何特定的星系盘。包括表面条款，即星系际（热，磁或冲压）压力，并没有改变我们的结论。与磁替代黑暗晕的其他问题突出。本文还讨论了暗晕尖点问题中磁场的相关性。
2004-02-02 astro-ph
Structure Formation in Dynamical Dark Energy Models
我们进行N体模拟模型与DE组件。除了考虑具有常数负态参数w的DE外，我们还考虑了通过RP势或SUGRA势自相互作用的标量场的DE。根据我们的后线性分析，在z=0，DM功率谱和晕质量函数不依赖于DE性质。这是值得欢迎的，因为LCDM符合观察结果。相反，光环轮廓比LCDM更致密。例如，M=10^13的DE晕在15 kpc处的密度比LCDM高出约45%。因此，差异很小，但DE并不能缓解尖点DM轮廓的问题。我们也研究subhalos，并发现，在$z=0$，卫星的数量在所有DE模型一致。在更高的z，DE模型显示出与LCDM和它们之间的差异越来越大（即在质量函数演化中）;这是区分不同DE状态方程的明显模式。
2003-09-16 astro-ph
H alpha rotation curves of Low Surface Brightness galaxies
我们提出了高分辨率的旋转曲线的一个样本的26个低表面亮度星系。从这些曲线中，我们推导出质量分布使用各种假设的恒星质量与光的比例。我们指出，目前冷暗物质模型对暗物质晕密度分布的预测与观测曲线不一致。后者表明了一个核心为主的结构，而不是理论上首选的尖状结构。
2002-01-16 astro-ph
Halo properties in models with dynamical Dark Energy
我们研究了包括暗能量（DE）在内的各种模型中暗物质晕的性质。我们考虑由标量场通过Ratra-Peebles势或SUGRA势自相互作用产生的DE，以及具有常数负w=pρ>-1的DE。我们发现，在红移为零的非线性功率谱的暗物质，晕的质量函数，实际上不依赖于DE状态方程，几乎是不可区分的LCDM模型的预测。这与随附论文中提出的非线性分析是一致的。这也是一个受欢迎的功能，因为LCDM模型适合各种数据。另一方面，在高红移的DE模型显示出与LCDM的实质性差异和它们之间的实质性差异。即使在z=0时，晕轮轮廓也不同。DE晕在其中心部分比LCDM更致密，因为DE晕更早地塌陷。然而，模型之间的差异并不是很大。例如，DE 10^{13}Msun晕在10 kpc处的密度偏离LCDM不超过50%。然而，这意味着DE不是一种缓解尖形暗物质轮廓问题的方法。解决另一个宇宙学问题-丰富的subhalos -我们发现，卫星的晕在各种DE模型的数量不改变相对于LCDM，当归一化到相同的圆速度的母晕。总而言之，找到哪种DE模型适合观测到的宇宙的最佳方法是寻找晕圈属性的演化。例如，z> 2时质量大于10^{13} \Msun的星系群的丰度可以用来区分模型，从而限制DE的性质。
2003-03-13 astro-ph
Dwarf Dark Matter Halos
我们研究了质量范围很广的高红移z = 2 - 10的暗物质晕的性质，重点是质量为10^7 - 10^9 Msun/h的矮晕。我们发现弛豫矮晕的密度分布与NFW分布很好地拟合，并且没有核。我们计算了晕质量函数和晕自旋参数分布，发现前者可以很好地用Sheth & Tormen模型再现，而后者则可以很好地用对数正态分布拟合，其中σ_0 = 0.042，σ_lambda = 0.63。我们估计了质量范围从10^7 Msun/h到10^13 Msun/h的六个数量级的晕的浓度分布，发现Bullock等人的模型很好地再现了这些数据。将我们的结果外推到z = 0，预测了现在孤立的矮晕应该有一个非常大的中位浓度，约为35。我们测量了质量范围在4.6 × 10^9 Msun/h到10^13 Msun/h的晕的晕下圆速度函数，发现它们在标准化为母晕的圆速度时是相似的。本文研究的矮晕比研究得很好的星系团和银河系大小的晕小了许多数量级。然而，从各个方面来看，矮星系只是大星系晕的缩小版。它们是尖的，正如预期的那样，更集中。它们具有相同的自旋参数分布，并遵循与大晕相同的质量函数。
2004-05-11 astro-ph
The structure of dark matter halos in hierarchical clustering theories
在等级聚类期间，较小的质量通常比较大的质量更早崩溃，因此平均密度更高。小质量光环的核心可能足够致密，可以抵抗破坏，并且在被合并到更大的物体中时不被消化。我们探讨的可能性，一个嵌套的序列的未消化的核心中心的光环，幸存下来的层次，不均匀的崩溃，形成越来越大的对象，确定在内部区域的晕结构。对于一个具有$P(k) \propto k^n$的平坦宇宙，标度参数则表明核心密度分布是，$ρ\propto r^{-α}$与$α= (9+3n)/(5+n)$。但这种行为是否会发生取决于详细的动态。我们首先研究动态使用流体方法的自相似的暗物质相空间密度的崩溃解决方案，包括速度色散的影响。我们强调切向速度色散的重要性，以获得密度分布浅于$1/r^2$的核心区域。在自相似坍缩中，如果核中的切向速度色散被限制为小于径向色散，则不能获得浅于1/r的尖形核密度分布。然后，我们简要地看看在低密度宇宙学模型的总晕质量收敛的外晕的配置文件。最后，我们分析了一套暗晕密度和速度色散剖面中获得的宇宙学N体模拟模型的n= 0，-1和-2。我们发现，暗晕的核心密度分布，显示相当大的分散在其属性，但似乎反映了记忆的初始功率谱，陡峭的初始光谱产生平坦的核心配置文件。（节录）
1999-09-15 astro-ph
Bar-driven dark halo evolution: a resolution of the cusp--core controversy
模拟预测星系的暗物质晕应该有中心尖点，而从观测星系推断的那些没有尖点。我们证明，使用线性微扰理论和n体模拟，一个磁盘酒吧，这应该是无处不在的形成星系，可以产生核心的cuspy CDM暗物质配置文件内5酒吧轨道时间。对星系形成的模拟表明，银河系大小的星系可能有一个10 kpc的原始棒;这个棒将在大约1.5千兆年内将尖点移到大约5 kpc，而盘只损失大约8%的原始角动量。一个内部的Lindblad共振耦合的旋转棒的轨道在所有半径通过尖点，转移到暗物质尖点的酒吧模式的角动量，迅速flatteningit. This共振消失的配置文件与核心和负责的质量差异，酒吧驱动的晕演化与没有尖点。这种棒诱导的演化将对几乎所有星系的结构和演化产生深远的影响。因此，无论是理解星系形成和演化，并从理论上作出预测，有必要解决这些动力学过程。不幸的是，在星系形成的从头计算中正确解决这些重要的动力学过程是一项艰巨的任务，使用我们的SCF代码至少需要4，000，000个晕粒子，并且当使用噪声树、直接求和或基于网格的技术时，可能需要更多的粒子，这些技术是此类计算中使用的常用方法。
2001-10-30 astro-ph
Mass Modeling of Disk Galaxies: Constraints, Degeneracies and Adiabatic Contraction
本文讨论了适用于旋转曲线的质量模型的约束条件。盘星系的质量模型具有众所周知的简并性，这阻止了独特的质量分解。最值得注意的是由于未知值的恒星质光比（光盘晕简并），即使有这个已知的，退化之间的晕参数本身可能会阻止一个明确的确定的形状的暗晕轮廓，其中包括内部密度斜率的暗物质晕。后者通常被称为“尖点核简并”。我们探讨的磁盘和晕参数的限制，并将这些应用到四个模拟和六个观察到的盘星系的高分辨率和扩展的旋转曲线。我们的全套约束条件包括基于B-R颜色的恒星星族合成模型的质光比（M/L），N体模拟的晕参数约束，以及将晕维里速度约束为小于最大观测速度。这些限制只是部分成功地解除尖点核的简并。盘状物对晕绝热收缩的影响是使核心变陡成尖点，并降低最佳拟合晕浓度和M/L值（通常显着）。我们还讨论了磁盘厚度，晕平坦，距离误差，旋转曲线误差值的质量建模的效果。将施加的最小旋转曲线误差从通常较低的低估值增加到更现实的估计值，会大幅降低卡方，并使尖点或核心晕轮轮廓之间的区分变得更加困难。尽管存在退化和不确定性，但我们的约束质量模型有利于次最大圆盘（即，主晕）在2.2盘尺度长度，与Vdisk/Vtot < 0.6。
2005-01-30 astro-ph
RASS-SDSS Galaxy Cluster Survey. VII. On the Cluster Mass to Light ratio and the Halo Occupation Distribution
我们探讨了星系团的质光比及其与星系团质量的关系。本文研究了217个具有三维超密度的星系团的光学光度（$L_{op}$）、星系团质量（$M_{200}$）和$r_{200}$（$N_{gal}$）中星系团数目之间的关系。我们校正投影效应，通过确定我们的集群样本中的星系表面数密度分布。在低质量和中等质量的系统中，这最适合采用带芯的King轮廓。核心半径随团簇质量的增加而减小，对于质量最高的团簇，其轮廓更好地由广义King轮廓或尖状Navarro，Frenk & White轮廓表示。我们发现$L_{op}$和$N_{gal}$之间有非常紧密的比例关系，这反过来又将团簇的质光比与晕占据分布$N_{gal}$和$M_{200}$联系起来。校正投影效应后，发现$L_{op}-M_{200}$和$N_{gal}-M_{200}$关系的斜率为$0.92\pm0.03$，接近，但仍显著小于1。我们发现，这些关系的非线性不能解释的星系光度分布和星系M/L与集群质量的变化。我们认为星系数与星系团质量之间的非线性关系反映了暗晕数与晕质量之间的非线性关系。
2006-06-12 astro-ph
