Halo Occupation Distribution Modeling of Clustering of Luminous Red Galaxies
我们执行晕占据分布（HOD）模型来解释小尺度和中等尺度的35，000个明亮的早型星系的集群和它们的互相关与正常的L* 星系的参考成像样本在斯隆数字巡天。模拟结果表明，这些发光的红色星系（LRG）中的大多数是中心星系，它们居住在典型质量M ~ 10^13到10^14 Msun/h的几倍的大质量晕中，而其中的一小部分必须是晕中的卫星星系，以便产生在较小尺度上表现出的强自相关。中心LRGs的平均亮度Lc随着宿主晕质量的增加而增加，其粗略的标度关系为Lc \propto M ^0. 5。平均一个卫星LRG以上的亮度阈值的主机所需的晕质量被发现是约10倍以上的主机中央LRG相同的阈值。我们发现，在大质量晕中，L* 星系的分布与暗物质的分布大致相同，它们的平均占有数与晕质量成M ^[1.5]的比例。HOD模拟结果还可以直观地理解LRGs与L_* 星系之间的互相关对光度的尺度依赖性。对LRG HOD的约束为大质量星系的形成和演化模型提供了检验，也为宇宙学参数的研究提供了有用的信息。在其中一个附录中，我们提供了LRG HOD参数与宇宙学的依赖关系，从LRG的两点自关联函数模型中推断。
2009-10-16 astro-ph
A new population of extended, luminous star clusters in the halo of M31
本文介绍了在M31晕中发现的三个新的星团，它们虽然具有类似球状的颜色和光度，但却具有异常大的半光半径，约为30 pc。它们位于投影的银河中心距离约为。15至35 kpc。这些物体开始填补球状星团和矮球体之间参数空间的空白，并且与银河系或迄今为止其他地方发现的任何星系团都不同。基本的光度和派生国王配置文件拟合参数，我们讨论了可能的起源和它们与其他人口的关系。
2005-04-08 astro-ph
A Universal Density Profile for Dark and Luminous Matter?
我们探讨了早型星系光度分布和LCDM晕质量分布的相似性。这些系统的空间结构可以用一个简单的定律来精确描述，其中投影密度的对数斜率是半径的幂律;塞尔西定律。我们发现，这一法律提供了一个显着更好的拟合比三参数泛化的NFW配置文件，并获得最佳拟合Sersic参数的一组高分辨率LCDM晕跨越广泛的质量。矮星系和星系大小的晕的平均Sersic n值为3.0，星系团大小的晕的平均Sersic n值为2.4，与发光椭圆星系的特征值相似。我们讨论了相同的法律应该描述黑暗和明亮的系统，跨越超过七十年的质量范围的可能原因。
2005-02-24 astro-ph
Intrinsic Ellipticity Correlation of SDSS Luminous Red Galaxies and Misalignment with their Host Dark Matter Halos
本文通过测量Sloan数字巡天的83，773个红移为0.16 - 0.47的亮红星系（LRGs）的内禀椭圆率关联函数，研究了巨椭圆星系的取向关联。我们已经准确地确定了高达30 $h^{-1}$ Mpc的相关性。光度依赖的椭圆相关也被检测到，虽然误差棒是大的，而没有证据被发现的红移之间的演化$z=0.2$和$z=0.4$。然后，我们使用宇宙学的$N$体模拟来检查中心LRG和它们的母暗物质晕之间的不对准。中心星系和卫星星系被分配到模拟晕采用晕占领分布模型的LRGs。如果中心LRGs与它们的宿主晕完全对齐，则椭圆率相关预计具有相同的形状，但振幅比我们的观测高约4倍。这表明，中央LRG星系优先，但不是完美地与他们的主机晕对齐。假设中心LRG与其宿主晕之间存在一个失调角，该失调角服从具有零均值和宽度$σ_θ$的高斯分布，我们得到了失调参数$σ_θ={35.4}^{+4.0}_{-3.3}$ deg的严格约束。这种类型的内在椭圆率相关，如果不加以纠正，可能会导致污染在5%的水平上的剪切功率谱在弱透镜调查的极限星等$R_{AB}=24.5$，如果源中心星系遵循相同的错位分布的LRG。
2009-03-14 astro-ph
Halo-model signatures from 380,000 SDSS Luminous Red Galaxies with photometric redshifts
我们分析了“MegaZ-LRG”中的小尺度聚类，这是一个从斯隆数字巡天的成像数据集中提取的大光度红移目录。MegaZ-LRG在一篇配套论文中提出，它的红移范围为0.4 < z < 0.7，均方根值为0.05。红移误差dz ~ 0.03（1+z），覆盖5，914 deg^2，绘制出的宇宙总体积为2.5 h^-3 Gpc ^3。在这项研究中，我们使用380，000测光红移测量显着偏离正则幂律拟合角关联函数在一系列窄的红移切片，其中我们构建体积有限的样品。这些偏差是这些星系填充底层暗物质晕网络方式的直接标志。我们清楚地描绘了“1-halo”和“2-halo”聚类项的单独贡献，并通过参数化星系的晕占据分布N（M）来拟合我们的测量结果。我们的研究结果是成功地拟合的“中央”星系的贡献与“软”过渡从零到一个星系，结合幂律“卫星”星系的组成部分，其中的斜率是一个强大的功能星系光度。绝大多数星系被归类为其宿主暗物质晕的中心物体，而不是更大质量系统中的卫星。MegaZ-LRG星系的有效晕质量在log_10（M_eff / h^-1 M_sol）= 13.61 - 13.8的范围内（随着红移的增加而增加，假设大尺度归一化σ_8 = 0.8），相应的数密度在5.03 - 0.56 x 10^-4 h^3 Mpc^-3的范围内。我们的研究结果证实了有用的晕模型获得物理洞察星系团的模式。
2008-03-12 astro-ph
Observational Signatures of the First Luminous Objects
下一代天文仪器将能够探测到第一批发光物体产生的电离气体的密集口袋。来自电离晕的自由-自由辐射的积分产生了宇宙微波背景的光谱畸变，比再电离星系际介质的畸变更大。其探测完全在计划中的DIMES卫星的能力范围内。电离晕也可以通过平方公里阵列在自由-自由发射中直接成像。明亮的晕将被检测为离散源，而剩余的未解决的来源仍然可以从地图上的温度波动统计检测。来自电离晕的巴耳末线辐射可以被下一代太空望远镜探测到，并可以用来获得红移信息。与Ly-alpha不同，H-alpha线不会受到中性氢的共振散射，并且当IGM没有完全再电离时仍然可以观察到。此外，它不易受灰尘的影响。最后，动力学的Sunyaev-Zeldovich效应可以用来探测高红移的电离气体。配合使用，这些观测将探测早期宇宙中的电离发射率，气体聚集和恒星形成。
1999-07-08 astro-ph
Are Luminous cD Haloes Formed by the Disruption of Dwarf Galaxies?
从爱因斯坦X射线天文台观测到的45个Abell星系团的总样本中，我们给出了一组7个星系团的星系光度函数（LF）的结果，这些星系团是由它们的LF的形态确定的。LF是使用测光数据导出的，完整性限制在M* 以下约5.5个星等。我们发现，一个单一的Schechter函数与平均$α\approx -1.0$给出了一个很好的适合这些单独的LF幅度范围内。这七个星系团具有共同的性质，这表明它们形成了一个均匀的动态演化的星系团，其特征是存在一个占主导地位的cD星系，高丰度，对称的单峰X射线发射和高气体质量。另一方面，陡峭的弱端斜率（-2.0 < α< -1.4）通常在较差的聚类中检测到。我们的结果给出了一个直接的指示，星系LF的暗端斜率是受环境的影响。我们建议，在这些星系团中的暗端斜率的平坦度的结果从大部分的矮星系在星系团演化的早期阶段的中断。在剧烈的弛豫过程中，来自破裂星系的恒星和气体在整个星系团势中重新分布。这种启发式的方案可以解释的起源的cD星系的发光晕和大部分的气体含量在集群内的介质作为副产品。从模拟的X射线发射和cD晕光学光度的集群气体质量之间的相关性来支持所提出的模型。
1996-11-22 astro-ph
Dark and luminous matter connections. Towards understanding galaxy evolution
在这篇综述中，我们概述了从头算宇宙学模型的主要观点，重点是一些星系演化尚未解决的问题。特别是我们对导致星系演化的恒星形成率（即亮度、颜色和尘埃富集度）的了解仍然非常少。光滑粒子流体动力学模拟，包括化学光度演化人口合成模型的孤立的塌陷系统赋予三轴暗物质晕，气体和恒星形成打开，是一个有用的工具，阐明了几个悬而未决的问题。这种方法允许比完全一致的宇宙学场景更大的粒子分辨率，为我们提供了关于暗物质和发光物质之间联系的重要见解。晕的初始性质、几何结构和动力学状态以及系统的总质量共同驱动着星系形成和演化。在我们的简单框架中，螺旋星系只出现在总质量小于1.e12太阳质量，重子与总质量之比临界值（宇宙学值0.1左右）的系统中。对于相同的比值，质量越大的星系拥有越明亮、越红的星系，这是因为在它们的晕中，恒星形成的爆发越强。此外，在质量较小的DM晕中，恒星形成不会发生变化，因此，发光星系的临界质量是1.e11太阳质量。对于一个给定的总质量，重子与总质量的比值越高，星系的旋转支持就越低，因此椭圆星系的总质量就没有限制。
2004-01-23 astro-ph
The luminosity function, halo masses and stellar masses of luminous Lyman-break galaxies at redshifts 5<z<6
本文介绍了从UKIDSS超深巡天（UDS）和Subaru XMM-牛顿巡天（SXDS）覆盖的0.63平方度区域中选取的红移区间为4.7<z<6.3的发光（z '{AB}<26）莱曼破裂星系（LBG）的大样本研究结果。利用大面积的覆盖范围和优秀的可用光学+近红外数据，我们使用光度红移分析，以获得一个新的，强大的，测量的亮端（L>L*）的紫外选择的光度函数在高红移。当结合较暗的LBG群体的文献研究时，我们的新样本提供了在亮度范围0.1L*<L<10 L * 内对红移5<z<6 LBG的亮度函数的改进约束。极大似然分析返回的最佳拟合Schechter函数参数为：在z=5时，亮度函数的M*_1500=-20.73，phi*=0.0009 Mpc^-3，alpha=-1.66;在z=6时，M*_1500 =-20.04，phi*=0.0018 Mpc^-3，alpha=-1.71。此外，我们的LBG样品的角聚类特性的分析表明，发光5<z<6 LBG是强烈的集群（r_0 = 8.1 Mpc），并与质量为~10^{11.5-12.0} Msun的暗物质晕的占领是一致的。此外，通过叠加高红移长周期星系的多波长成像数据，可以对它们的典型恒星质量进行有用的约束。这个分析的结果表明，5<z<6的发光LBG的平均恒星质量约为10^10 Msun，这与假设恒星与暗物质之比的合理值的聚类分析结果一致。最后，将…
2009-03-06 astro-ph
The Galactic Halo: Conference Summary
本文讨论了恒星和气态光晕以及暗晕的新结果。报告最后展望了未来，重点是空间天体测量飞行任务的作用。
1999-01-28 astro-ph
Halos of Spiral Galaxies. III. Metallicity Distributions
我们报告了一项活动的结果，以图像的恒星星族在晕的高度倾斜的螺旋星系，与领域约10千秒差距（投影）从核。我们使用F814W（I）和F606W（V）过滤器在宽视场行星相机2，在哈勃太空望远镜上。在所有的星系中都检测到扩展的晕群。色星等图似乎完全被巨分支恒星所控制，没有证据表明任何区域存在年轻的恒星星族。我们发现，金属丰度分布函数的主要金属丰富的人口，与尾部延伸到金属穷人端。一阶，金属丰度分布函数的整体形状是类似于简单的，单组分模型的化学演化与有效产量增加星系光度的预测。然而，金属丰度分布显着窄于简单的模型中观察到的一些最明亮的星系的样本。很明显，更明亮的螺旋星系也有更多富含金属的恒星晕。对于更明亮的星系，与闭箱模型的偏离越来越大，这表明除了单个产率之外，还需要一个参数来描述化学演化。这个参数，这可能是有关的气体流入或流出无论是在原位或在祖矮星系，后来合并形成恒星晕，往往会采取行动，使金属丰度分布窄，在高金属丰度。
2005-10-09 astro-ph
Inverse-Compton emission from halos around stars
相对论性电子的逆康普顿散射是银河系漫辐射的主要组成部分。涉及的光子场是宇宙微波背景和来自恒星和尘埃的星际辐射场。逆康普顿分布的计算通常假设一个平滑的ISRF，但事实上银河系的光度很大一部分来自最明亮的恒星，这是罕见的。因此，我们预计ISRF，从而逆康普顿发射，是cluquiles。我们还表明，一些最明亮的恒星可能是可见的玻璃。在本文中，我们给出了我们以前的工作，包括周围的恒星的强度分布的例子，和天鹅座OB2的预测光谱的更新。
2007-10-04 astro-ph
The clustering of Luminous Red Galaxies around MgII absorbers
本文研究了212个Mg Ⅱ类星体吸收系统与从Sloan数字巡天数据Release 1中选取的20,000个发光红星系（LRGs）在红移0.4<z<0.8范围内的互相关。选择的MgII系统具有2796和2803静止框架等效宽度>=1.0埃，并且通过FeII 2600或MgI 2852线确认了标识。在0.05 ~ 13 h^-1 Mpc的共运动尺度上，MgII-LRG互相关的振幅是LRG-LRG自相关振幅的0.69+/-0.09倍。由于当M_R<-21时，LRG的晕质量大于3.5 × 10^12太阳质量，因此这种相对振幅意味着吸收主星系的晕质量大于2--8 × 10^11 M太阳。对于10^13兆太阳的LRG，吸收体宿主星系的晕质量为0.5--2.5 × 10^12兆太阳。我们的结果似乎与Steidel等人（1994）的结果一致，后者发现W_r>=0.3埃的MgII吸收体与~0.7 L^*_B星系有关。
2004-09-20 astro-ph
The real-space clustering of luminous red galaxies around z<0.6 quasars in the Sloan Digital Sky Survey
我们测量了从斯隆数字巡天数据发布5中选择的低红移（0.2<z<0.6）类星体样本周围的光度选择的明亮的红色星系样本的聚类。我们利用一个新的统计估计，以获得精确的测量的LRG自相关和约束晕占据分布。这些被用来生成模拟目录，这有助于解释我们的类星体LRG互相关测量。互相关可用斜率为1.8 \pm 0.1和r_0=6 \pm 0.5 h^{-1} Mpc的幂律很好地描述，与观测到的星系关联函数一致。我们没有发现在0.1 Mpc尺度上存在“过度”聚集的证据，并证明这与Serber等人（2006）和Strand等人（2007）的结果一致，当时人们解释了他们测量结果的几个微妙之处。结合类星体-LRG互相关和LRG自相关，我们确定了类星体的大尺度偏差b_QSO = 1.09 \pm 0.15，其红移中值为0.43，没有观测到红移或光度演化。这相当于平均晕质量<M>约为10^{12} h^{-1} M_sun，爱丁顿比为0.01 ~ 1，寿命小于10^{7}年。使用简单的晕占据模型，这对应于类星体宿主的数密度大于10^{-3} h^{3} Mpc^{-3}，恒星质量小于10^{11} h^{-1} M_sun。小规模的集群信号可以解释与我们的模拟LRG目录的帮助下，并依赖于类星体栖息晕的方式。我们发现，我们的小尺度测量与从质量阈值以上的晕中心随机二次采样的类星体位置不一致，需要卫星分数> 2…
2008-02-17 astro-ph
Non-Thermal Emission from Relativistic Electrons in Clusters of Galaxies: A Merger Shock Acceleration Model
我们研究了星系团合并过程中激波阵面附近加速的相对论电子的非热辐射演化。我们估计了从极紫外到硬X射线波段的宇宙微波背景光子的同步辐射和逆康普顿散射。硬X射线辐射在合并的后期最为明亮。硬X射线和射电辐射只有在热团内介质（ICM）中才能清楚地看到合并事件的特征时才发光。另一方面，EUV辐射在系统松弛后仍然发光。激波的传播和ICM的整体运动对射电晕的扩展起着至关重要的作用。在收缩阶段，射电晕位于ICM的热区或两个亚结构之间。在扩张阶段，射电晕位于两个ICM热区之间，呈弥散分布。
2000-01-05 astro-ph
Dark-Matter Distribution inferred from High-accuracy Rotation Curves
利用高精度的旋涡星系自转曲线，我们导出了旋涡星系表面质量密度的分布。通过与光度剖面的比较，我们发现暗物质在盘和球中的分布遵循亮（星）物质的分布，而在晕中的亮质量并不遵循暗物质的分布。暗质量分数（DMF）在盘中随半径增大而增大，在晕中向边缘迅速增大。在一些星系中，DMF向中心增加，
1999-10-06 astro-ph
The Flattened Dark Halo of Polar Ring Galaxy NGC 4650A: A Conspiracy of Shapes?
利用极环星系NGC 4650 A的动力学和光度学，包括其中心星盘的旋转和速度色散的新观测，来推断暗物质晕的存在并测量其形状。从详细的质量和光度建模中观察到的圆盘和极环旋转曲线相吻合，排除了球形暗晕。最佳拟合模型具有晕，其等密度表面被压平成E6和E7之间的形状（轴比在0.4和0.3之间）;这些模型的渐近赤道速度与I带塔利-费舍尔关系非常一致。这种暗晕平坦化的程度比无耗散暗物质的N体坍缩模拟所预期的要大。由于中心发光体的运动学和表面亮度轮廓表明其光具有固有的轴比$c/a \lsim 0.4$，在NGC 4650 A中，导致平坦旋转曲线的暗分量和亮分量之间的径向"共谋”也可以延伸到质量分布的{ \it形状}。
1994-06-06 astro-ph
NGC 5907 revisited: a stellar halo formed by cannibalism?
我们报告了对NGC 5907的发光晕的进一步观测。新的V，I和B深测光证实存在一个扩展的恒星晕红比磁盘。我们的数据与一个由富含金属的古老恒星星族组成的微弱晕或非常厚的盘相一致。我们建议，它可能是一个合并的小椭圆的残余，我们支持我们的假设与N体模拟。
1998-04-10 astro-ph
Observations of radio galaxy MRC 1138-262: merging galaxies embedded in a giant Lyman alpha halo
z = 2.16的射电星系MRC 1138 - 262很可能是处于演化早期的最明亮的星系团。在这里，我们提出的观测发光发射线晕和恒星的组成部分，这个射电星系。光学窄带成像显示了一个非常广泛的（约160千秒差距）和发光莱曼α晕。红外窄带成像揭示了一个非常不同形态的小得多的H α晕。我们主张一个模型，在该模型中，晕的内部是光电离的直接AGN照明或紫外光子从年轻的恒星。在远离原子核（约25 kpc）的地方，有一个莱曼α辐射大大增强的区域。在这个位置，很可能激波电离是重要的，正如射电喷流中的弯曲所表明的那样。晕中几个连续团块的光谱表明，尽管不同区域的光谱的发射和吸收特征之间存在显着差异，但它们具有与莱曼破裂星系相似的性质。这进一步证明了大质量星系是由较小的积木分层形成的。
2001-02-20 astro-ph
The galaxy halo formation rate
星系晕形成的速率被认为在解释许多可观测到的宇宙学现象中起着关键作用，例如发光物质形成的初始时代和活动星系的分布。在这里，我们将展示如何Press-Schechter理论可以用来提供一个简单的，完全的分析模型的晕形成率。该模型与Monte-Carlo和N体模拟结果吻合较好。
1998-09-25 astro-ph
The constant density region of the dark halos of spiral galaxies
从137个涡旋的运动学中，我们发现DM晕的密度轮廓至少在R_opt外是自相似的，并且显示出核半径远大于相应的盘尺度长度。螺旋星系的发光区域由嵌入在暗晕中的恒星盘组成，暗晕的密度大致恒定。相对于以前的工作，目前的证据是通过一个强大的方法，并为一个大的和完整的正常的螺旋样本。
2000-07-26 astro-ph
The Dark and Luminous Matter coupling in the formation of spheroids: a SPH investigation
利用包括恒星形成、反馈和化学演化的N体/流体动力学模拟，我们探索了星系尺度下重子与暗物质之间的相互作用。N-体模拟使用树SPH代码，遵循个别DM晕内的恒星从冷却气体形成的演变，并在星际介质的质量，金属和能量的演变提供。我们研究了一个总质量分别为10^12和10^9太阳质量的巨型和矮椭圆星系的形成和演化。从一个初始的密度分布开始，就像内部区域的普遍纳瓦罗分布一样，重子由于冷却能量的损失而向中心下沉。在坍缩结束时，星系最里面的部分（晕大小的1/20）是重子主导的，而外部区域是DM主导的。相对于矮星系中2 \times 10^7太阳质量的球状体在4 Gyr内形成，在巨星系中恒星形成的速度要快得多，在2 Gyr内形成了8 \times 10^10太阳质量的球状体。这两个天体的最终恒星分布分别符合有效半径r_e = 30 kpc和2.8kpc的Hernquist轮廓。暗到亮的转变半径r_IBD大致在1 r_e处，与实际椭圆星系一样。DM晕的密度演化是非绝热的，不会导致核心半径。
2000-06-01 astro-ph
Dynamical modelling of luminous and dark matter in 17 Coma early-type galaxies
本文给出了17个后发早型星系的动力学模型。星系样本由扁平的，旋转的以及非旋转的早期类型组成，包括亮度在M=-18.79和M=-22.56之间的cD和S 0星系。运动学长缝观测至少覆盖长轴和短轴，并延伸到1-4个有效半径。轴对称史瓦西模型被用来推导恒星的质光比和暗晕参数。在每一个星系中，有暗物质晕的模型比没有暗物质晕的模型更符合数据。8个星系的统计学显著性超过95%，5个星系的统计学显著性约为90%，而4个星系的统计学显著性不显著。对于高度显着的情况下，观测到的和模拟的运动学之间的系统偏差是清楚地看到的，其余的星系的差异更多的统计性质。最适合的模型包含10- 50%的暗物质在半光半径内。中心的暗物质密度至少比发光物质密度低一个数量级。暗物质的中心相空间密度通常比发光部分低几个数量级，特别是当晕核半径很大时。沿着长轴的恒星轨道系统略微受径向运动的支配。一些星系沿短轴方向表现出切向各向异性，这与短轴的高斯-厄米系数H4相关。改变数据拟合和正则化约束之间的平衡不会显著改变重建的质量结构。模型的各向异性倾向于加强，如果正则化的权重减少，但星系的一般属性是径向或切向各向异性，分别不会改变。（节略）
2007-09-05 astro-ph
Dark and luminous matter in the NGC 3992 group of galaxies, II. The dwarf companions UGC 6923, UGC 6940, UGC 6969, and the Tully-Fisher relation
对大型棒旋星系NGC 3992和它的三个小型伴旋星系UGC 6923、UGC 6940和UGC 6969进行了详细的中性氢观测。相反的大星系，同伴的HI分布结束相当突然的光学边缘。构造了速度场，并由此导出了旋转曲线。假设一个合理的M/L比，这些旋转曲线的分解产生几乎相等的暗物质晕。比较两个最亮的星系UGC 6923和UGC 6969的位置-速度图，发现后者的自转曲线形状比前者更接近固体，但达到了相同的最大自转水平。这可能是由相同的暗物质晕与UGC 6923的亮度比UGC 6969高五倍，因此它的发光物质对内部区域的旋转贡献更大。NFW-CDMLambda暗晕与UGC 6923的自转曲线一致，但与UGC 6969的自转曲线不一致。如果NGC 3992星系群是大熊座星系团的一部分，那么NGC 3992的I波段M/L比至少是该星系团中平均螺旋星系的1.35倍。另一方面，当NGC 3992星系群被放置在星系团后面超过3 Mpc时，可以实现相等的M/L比率。这两种可能性都可以解释为什么NGC 3992看起来比它的旋转要暗0.43等。
2002-04-19 astro-ph
The growth of luminous red galaxies by merging
我们研究的作用，主要和次要的合并在发光的红色星系的质量增长。本文给出了斯隆数字巡天（SDSS）亮红星系（LRG）样本（$0.16<z<0.30$，$\MMi\approx -22.75\,\mag$）中$23043$亮早型星系与SDSS成像样本中所有伴星系的小尺度（$0.01<r<8\,\hMpc$）投影互相关函数，并将其用$\MMi<-18\,\mag$分成颜色和光度子样本。我们对二维函数进行反投影，得到三维实空间LRG--每个伴星子样本的星系互相关函数。我们发现互相关函数不完全是幂律的，在$1\,\hMpc$附近有一个明显的"一晕“到"两晕”的转变。我们将这些结果转换成密切对统计和估计LRG吸积率从每个同伴星系子样本使用时间尺度从动力学摩擦参数的同伴的每个子样本。我们发现LRG上的吸积主要是由比$\Lstar$更亮的星系的干合并所控制的。我们整合了所有伴星系子样本合并的光度吸积率，发现平均而言，从红移$z\sim 0.25$的合并活动中，每个$\Gyr$的LRG增长了$[1.7\pm 0.1]$ %。这个速率几乎肯定是高估了，因为我们假设所有的密偶都在以动力学摩擦允许的最快速度合并;尽管如此，它还是处于文献中大量测量的低端，并且低于理论预测的任何速率。
2007-08-23 astro-ph
Dark Matter Halos around Galaxies
我们提出的证据表明，所有的星系，任何哈勃类型和光度，承担的质量分量分布不同的发光物质的运动学签名。我们回顾和/或得出DM晕不同的光度和形态的星系：螺旋，LSB，椭圆，矮不规则和矮椭球体的属性。
1997-03-05 astro-ph
Luminous and Dark Matter in the Milky Way
银河系的轴对称模型显示了银河系常数（R_0和T_0）、恒星柱密度（S_*）和暗物质（DM）晕形状之间的强相关性。在这里，我们提出的解析关系，可用于调查的不确定的气体速度分散的HI燃烧约束的影响。宇宙射线和磁场对压力梯度的贡献很小。只有当R_0 <~ 6.8 kpc时，才可能出现明显扁平的暗物质晕。如果R_0大于~7 kpc，或T_0 >~ 170 km/s，我们可以排除两个需要高度扁平DM晕的DM候选者：1）衰变的大质量中微子; 2）冷分子氢盘。只有在恒星柱密度小于~18 M_sun/pc ^2的不太可能的情况下，才有可能根据国际天文学联合会推荐的银河系常数值来构建银河系的自洽模型。如果我们假设晕是扁球形的，S_* = 35 +/- 5 M_sun/pc ^2，则R_0 <~ 8 kpc，T_0 <~ 200 km/s。结合S_* 的最佳运动学和星数估计，我们得出结论：25 <~ S_* <~ 45 M_sun/pc ^2。Kuijken和Gilmore（1991）在|z| <=1.1 kpc的情况下确定的物质柱密度在银河系常数的大范围内都是可靠和有效的。我们的质量模型表明，银河系中心的DM密度是不确定的1000倍。在太阳附近，我们发现：rho_DM ~0.42 GeV/c^2/cm^3或（11 +/- 5）mM_sun/pc^3 --大约是rho_tot的15%。
2001-04-29 astro-ph
On the radiative efficiencies, Eddington ratios, and duty cycles of luminous high-redshift quasars
本文利用斯隆数字巡天（Sloan Digital Sky Survey）对活动星系核（AGN）在z=3-6的光度函数的测量，特别是最近对z =3-4.5的类星体成团的测量，研究了高红移活动星系核的特征辐射效率ε、爱丁顿比λ和占空比P_0。模型的自由参数为ε，λ，以及黑洞质量\mbh与晕维里速度V_vir之间关系的归一化、散射和红移演化。我们根据黑洞质量函数的隐含增长计算了光度函数，根据宿主晕的偏差计算了类星体的关联长度。我们测试我们所采用的公式的晕质量函数和晕偏置对测量的大型N体模拟开发的MICE合作。在z=3，特别是z=4时观察到的活动星系核的强烈聚集意味着大质量的黑洞存在于稀有的大质量暗物质晕中。再现观测到的光度函数需要高效率ε和/或低爱丁顿比λ，下限（基于与测量的z=4相关长度的2σ一致性）ε> 0.7λ/（1+0.7λ），这意味着当λ> 0.25时ε> 0.17。成功的模型预测了高占空比，在z=3.1，4.5和6时，分别为P_0~0.2，0.5和0.9，它们要求锁定在中心黑洞中的晕重子的分数远大于局部观测值。在z>7时，大质量和稀有的宿主晕的丰度迅速下降，这意味着发光类星体的数量密度也相应地迅速下降，这比简单地外推z=3-6的光度函数所预测的要强得多。（节略）
2010-05-17 astro-ph astro-ph.CO
The Three-Point Correlation Function of Luminous Red Galaxies in the Sloan Digital Sky Survey
本文介绍了斯隆数字巡天（SDSS）数据发布3（DR 3）中50，967个发光红星系（LRGs）的红移-空间三点关联函数的测量结果。我们研究了约化三点关联函数（Qz（s，q，theta））在3个不同尺度（s=4，7和10 h-1 Mpc）下，在1 < q < 3和0 < theta < 180范围内的形状依赖性。在小尺度上（s=4 h-1 Mpc），Qz几乎是恒定的，几乎没有变化作为q和θ的函数。然而，有证据表明，一个浅的U形行为（θ），这是预期从理论建模的Qz。在更大的尺度上（s=7和10 h-1 Mpc），在Qz（与θ）的U形各向异性更清楚地检测。我们比较这种形状依赖Qz（s，q，θ）与模拟星系目录中看到的，这是通过填充的暗物质晕在大型N体模拟星系使用各种晕占领分布（HOD）。我们发现，观测到的LRG数密度、（红移空间）两点关联函数和Qz的组合对HOD参数（M_min，M_1，alpha）提供了强约束，并打破了这些参数之间的关键简并.例如，我们观察到的Qz不赞成模拟目录，大量的暗物质晕与许多LRG卫星。我们还估计LRG的线性偏差为b=1.87+/-0.07，与其他测量结果非常一致。
2007-03-15 astro-ph
Gamma-rays from halos around stars and the Sun
相对论性电子的逆康普顿散射是银河系漫辐射的主要组成部分。涉及的光子场是宇宙微波背景和来自恒星和尘埃的星际辐射场。逆康普顿分布的计算通常假设一个平滑的ISRF，但事实上银河系的光度很大一部分来自最明亮的恒星，这是罕见的。因此，我们预计ISRF，因此逆康普顿发射，在某种程度上可以被GLAST等仪器检测到。即使是附近的单个发光恒星也可以被探测到，只要假设是正常的宇宙射线电子谱。我们提出了所需的基本形式主义，并给出了可能的候选恒星被检测到，并作出预测GLAST。然后，我们应用的形式主义OB协会和太阳，显示IC发射产生的电流或未来的探测器的灵敏度相比，是不可忽略的。我们估计，来自太阳周围的晕的γ射线通量对漫射背景辐射的贡献约为百分之几。
2006-10-31 astro-ph
The 2dF-SDSS LRG and QSO survey: evolution of the clustering of luminous red galaxies since z = 0.6
我们提出了一个小到中等规模的集群样本的发光红星系（LRGs）的斯隆数字巡天和2dF-SDSS LRG和类星体（2SLAQ）调查仔细匹配，有相同的休息帧的颜色和光度的分析。我们研究了超过10，000个LRG的组合样本在红移空间和实空间中的空间两点自关联函数，这些LRG代表了宇宙中质量最大的星系，其恒星质量大于10 ^11 h^-1 M_sun，空间密度为10^-4 h^-3 Mpc^-3。我们发现，关联函数的振幅r_0随红移没有显著的变化，但在红移大于0.19 < z < 0.55和标度为0.32 < r < 32 h^-1 Mpc时，斜率略有下降。我们比较我们的测量与预测的演化暗物质集群和使用晕模型来解释我们的结果。我们发现，我们的聚类测量结果与被动模型不一致（>99.9%的显著性），在被动模型中，LRG之间不合并;从z = 0.55到z = 0.19，合并率为7.5 +/- 2.3%（即平均Gyr^-1为2.4%）的模型与我们的观察结果更吻合。我们的集群和数密度测量是一致的假设，合并的LRGs最初的中央星系在不同的晕，合并后的这些晕，合并，创造一个单一的Brilliant星系团星系。此外，我们表明，小规模的集群信号约束晕合并的历史中的分散。当结合测量的光度函数，我们的研究结果表明，这种散射是亚泊松。虽然这是分层模型的一般预测，但以前没有进行过测试。
2008-05-19 astro-ph
Empirical Models for Dark Matter Halos. III. The Kormendy relation and the log(rho_e)-log(R_e) relation
我们最近表明，3参数密度剖面模型从Prugniel和Simien提供了一个更好的适合模拟，星系和集群大小的，暗物质晕比NFW的模型与任意的内部轮廓斜率伽玛（纸我）。通过构造，Prugniel-Simien模型的参数等于拟合投影分布的Sersic R^{1/n}函数的参数。因此，利用Prugniel-Simien模型，我们能够证明模拟的（10^{12} M_sun）星系大小的暗物质晕在<mu>_e-log（R_e）图中的位置与最亮的星系团星系的位置一致，即，暗物质晕似乎与由发光椭圆星系定义的科门迪关系相一致。这些天体也被认为定义了新的、同样强的关系log（rho_e）= 0.5 - 2.5log（R_e），其中rho_e是r=R_e时的内部密度。模拟的（10^{14.5} M_sun）星系团大小的暗物质晕和真实星系团的气体成分符合log（rho_e）= 2.5[1 - log（R_e）]的关系。考虑到不同密度分布的形状，我们可以得出这样的结论：虽然矮椭圆星系和星系团可以有暗物质晕，其有效半径与它们的重子分量的有效半径相当，但亮椭圆星系不能。对于越来越大的椭圆星系，越来越大的轮廓形状“n”，是暗物质占主导地位的大半径需要暗物质晕与越来越大的有效半径相比，其恒星组成部分。
2006-08-29 astro-ph
Dynamical evidence for black holes and dark halos
各种各样的观测方法已经为椭圆星系周围暗物质的扩展晕以及（某些）星系核中的大质量暗天体提供了证据。暗晕的性质是什么？它们与发光物质的参数有什么关系？大质量中心黑洞的人口统计是什么，它们在塑造宿主星系中的动力学作用是什么？最近在这方面的工作进行了说明，特别注意建设国家的最先进的动力学模型，将所有可用的观测约束。
1997-04-11 astro-ph
Scaling Laws for Dark Matter Halos in Late-Type and Dwarf Spheroidal Galaxies
用最大盘质量模型拟合星系自转曲线，表明晚型和矮球状（dSph）星系中的暗物质（DM）晕满足定义良好的标度律。在亮度较低的星系中，晕有较小的核心半径，较高的中心密度和较小的中心速度色散。意义：（1）一个单一的，连续的物理序列增加的质量从最小的dSphs延伸到最明亮的螺旋。(2)dSph星系中的高DM密度对于这样的矮星系来说是正常的。由于维里化密度依赖于坍缩红移z，最小的矮星比最大的螺旋星系早形成约delta z = 7。(3)dSphs的高DM密度意味着它们是由原始密度波动形成的真实星系。它们不是潮汐碎片。(4)由于矮星系的数量越来越多，而且随着光度的降低，它们几乎都是暗星系，因此可能有大量的天体是完全黑暗的。这样的天体是冷DM理论的典型预言。(5)DM参数相关性的斜率提供了一个衡量银河系质量尺度的原始密度波动的功率谱的斜率n。我们的结果还没有对DM的重子压缩进行修正，得到n = -1.9 +-0.2。这与冷DM理论是一致的。
2004-07-15 astro-ph
Alignment between galaxies and large-scale structure
基于Sloan数字巡天DR 6（SDSS）和Millennium Simulation（MS），我们研究了星系与大尺度结构的排列。为此，我们开发了两个新的统计工具，即对齐关联函数和cos（2 θ）统计。前者是传统两点关联函数的二维扩展，后者与用于宇宙剪切测量的椭圆度关联函数有关。这两种方法都是基于具有方向的星系样本和代表大尺度结构的参考样本之间的互相关。应用于SDSS星系表的排列关联函数揭示了沿着红色发光（L > L*）星系主轴的参考星系过多，投影分离为60 Mpc/h。没有检测到蓝色星系的校准信号。cos（2θ）统计量产生非常相似的结果。从MS半解析星系目录开始，我们根据宿主晕的中心区域为每个红色、明亮和中心星系分配一个方向。或者，我们使用宿主晕本身的方向。我们发现一个平均投影之间的偏差晕和其中心区域的~25度。如果使用中心方向，则与SDSS结果的一致性良好。使用晕圈方向高估了观察到的对齐超过2倍。MS的大体积允许生成二维地图的对齐关联函数，其中显示的参考星系分布被扁平化平行的方向的红色发光星系的轴比为~0.5和~0.75的晕和中心的方向，分别。这些比率几乎不受扩展到60 Mpc/h的影响。
2009-01-05 astro-ph
Luminous Red Galaxies in hierarchical cosmologies
发光的红色星系（LRGs）比L* 星系更稀有，质量也更大。再加上它们极端的颜色，LRGs因此为大质量星系形成的物理学提供了一个苛刻的试验场。我们提出了第一个自洽的预测的丰度和性质的LRGs的分层结构形成模型。我们测试了两个已发表的模型，它们使用完全不同的机制来抑制大质量星系的形成：Bower et al.（2006）模型，它调用“AGN-feedback”来防止气体在大质量晕中冷却，Baugh et al.（2005）模型依赖于“超级风”在气体变成恒星之前喷射气体。在不调整任何参数的情况下，鲍尔等人的模型与SDSS中观测到的LRGs的光度函数（中位红移z=0.24）及其聚类非常匹配; Baugh等人的模型在这些方面不太成功。两个模型都未能在z=0.5时将观测到的LRG丰度匹配到优于约2倍。在模型中，LRG是典型的凸起主导系统，M* 约为2 × 10^11 h^{-1} M_sun，速度色散约为250 km s^{-1}。在模型LRGs中，大约一半的恒星质量已经在z~2.2时形成，并在z~1.5时组装成一个主要的祖先;平均而言，只有25%的主要祖先质量在z~1之后增加。LRGs被预测将被发现在一个广泛的晕质量，一个结论，它依赖于适当地考虑到晕的形成历史中的分散。值得注意的是，我们发现，LRGs的关联函数的预测是一个小的对分离的幂律，在很好的协议与观测估计。无论是Bower等人的模型还…
2008-03-07 astro-ph
Twisting of X-ray isophotes in triaxial galaxies
本文研究了椭圆星系中亮星分布和暗晕之间的三轴度差异所产生的X射线等照度线扭曲。对于一个典型的扁球形发光星系，它嵌入一个由无耗散坍缩形成的更长的晕中，三轴度差ΔT = ~0.7导致典型的等照度线扭曲<Δ λ_X> = ~16 deg +/- 19 deg，在3个恒星有效半径处。在一个包含重子耗散的模型中，影响较小，ΔT = ~0.3，<Δ τ_X> = ~5 deg +/- 8 deg。因此，精确测量X射线等照度线扭曲可能能够在星系形成期间对重子和无耗散暗物质之间的相互作用设置约束。E4星系NGC 720中的30度X射线等照度线扭曲不能用我们的模型再现，这表明晕和恒星之间存在固有的错位，而不是投影效应。
1997-08-22 astro-ph
Sub-structure of the outer Galactic Halo from the 2 Micron All Sky Survey
介绍了红外2 MASS巡天的极数分析，以确定银河系晕内微弱的流状结构。选择与M-巨星的颜色一致的恒星，我们发现一个强大的超密度的源极流（l=95，b=13），这对应于人马座矮星系轨道的极点。这个宽度约为12度的大圆特征包含了晕中5%的晚期M巨星。在2 MASS第二次增量数据发布（2 IDR）中，没有在M巨星中检测到其他类似流的结构，特别是，我们没有发现麦哲伦流的恒星成分的证据。这表明，目前具有发光成分的低质量卫星的吸积速率非常低，并且在人马座矮星系的吸积之前，超过3Gyr，光环的发光成分的形成必须基本完成。我们还使用2 IDR数据集中几乎所有的高纬度（|b| >30）源搜索大圆流。没有发现宽度为0.5-2度的狭窄大圆流，尽管我们只对相对较近（<17千秒差距）的大质量（10^6兆太阳）球状星团的残留物敏感。如果银河系的势像最近的一些观测所表明的那样接近于球形，那么观测到的大圆流的缺乏与晕中暗物质亚结构的存在是一致的。虽然我们对2 IDR数据集的分析不能排除其他解释，但未来具有更好统计数据的实验有可能揭示暗物质子结构对恒星流的加热效应。
2001-10-31 astro-ph
Clustering of high-redshift galaxies: relating LBGs to dark matter halos
我们调查的集群特性的高红移星系在三个竞争的情况下分配明亮的星系的暗物质晕从N体模拟：一个星系每个大质量的晕模型，一个静止的恒星形成模型，碰撞星暴模型。我们将这些模型与z~3的Lyman-Break星系的观测结果进行了比较。根据目前的数据和这里使用的简单统计数据，我们不能排除任何这些模型，但我们看到了使用对分布尾部敏感的统计数据找到区别特征的潜力，以及基于每个晕的多个星系数量的统计数据，我们正在进行的研究中探索。
1999-10-20 astro-ph
Luminous Red Galaxy Population in Clusters at $0.2\le z\le 0.6$
我们研究了中等红移X射线选择星系团（$0.2\le z\le0.6$）中LRG的统计特性。LRGs的选择是基于精心设计的颜色标准，并通过光度红移评估集群成员。由于星系团和LRGs都被认为是暗物质分布的潜在示踪剂，因此了解星系团中LRGs的分布是一个重要的问题。我们的主要发现包括：1.我们的集群样本中LRG的晕圈占据分布为$N(M) = k\times (M/10^{14})^{a}$，其中$a=0.620\pm 0.105 $和$k=1.425\pm0.285 $假设$N(M)$为泊松分布。2. LRGs的晕占据分布（$N(M)$）和LRGs的卫星分布（$N-1(M)$）均符合泊松分布。为了更定量，我们发现$Var(N)/<N>= 1.428\pm 0.351$和$Var(N-1)/<N-1> = 1.823 \pm 0.496$ 3。当与NFW曲线拟合时，簇内LRG的径向曲线给出了$17.5^{+7.1}_{-4.3}$（$6.0^{+3.2}_{-1.9}$）的浓度，包括（不包括）BLRG（Brillium LRG）。我们还讨论了这些意见的大质量星系团的演化的影响。
2007-06-05 astro-ph
Encounters between spherical galaxies II: systems with dark halo
我们执行N-体模拟的球形系统之间的遭遇包围一个球形晕。在类似目的的前一篇论文之后，初始系统包括用于发光物质的球形Jaffe模型和用于晕的Hernquist模型。这个样本的合并残留物主要是缓慢旋转的长球体，具有径向各向异性的速度分布。结果与实际椭圆星系和论文I中的无晕模型进行了比较。我们认为，椭圆星系与暗物质的证据，可以形成在现场通过合并的球状体周围的暗物质晕，而椭圆星系没有证据的暗物质可能会形成通过合并的两个球状体在一个集群。
2005-06-01 astro-ph
Where Does Dark Matter Become Important in Elliptical Galaxies?
最近的结果从引力透镜相结合的新模型的恒星速度分布在附近的星系探测之间的联系，在椭圆星系的发光物质和暗物质。通过对少数明亮椭圆星系的分析，似乎可以得到以下图象：（1）最佳拟合的总质量分布（明亮和黑暗）导致平坦的旋转曲线（v2=RdPhi/dR）从0.3至>= 3的有效半径;（2）有效半径内总质量的一半（~ 3 kpc）可能已经是暗的，（3）椭圆星系比同样质量的螺旋星系的晕密度大得多。
1996-11-05 astro-ph
The three dimensional power spectrum of dark and luminous matter from the VIRMOS-DESCART cosmic shear survey
我们提出了第一个最佳功率谱估计和三维解投影的暗物质和发光物质及其互相关。结果得到使用一个新的最佳快速估计（笔2003年）使用最小方差和SVD技术去投影。我们将得到暗物质和星系的3-D功率谱，以及VIRMOS-DESCART弱透镜剪切和星系数据的协方差。该观测对非线性尺度k_NL ~ 1 h Mpc^-1最为敏感。在这些尺度上，我们的暗物质的3-D功率谱与Hoekstra等人（2002）发现的RCS 3-D功率谱非常一致。我们的星系能量与2 MASS调查发现的相似，并且大于SDSS，APM和RCS，与星系人口的预期差异一致。我们发现，平均偏差b=1.24+/-0.18为I选定的星系，和交叉相关系数r=0.75+/-0.23。与功率谱一起，这些结果最佳地编码了关于暗物质和星系的全部两点信息，包括星系-星系透镜。我们解决了一些关于星系晕和质光比的影响。最佳拟合的“晕”参数h=r/b=0.57+/-0.16，表明使用星系估计的动力学质量系统地低估了总质量。正在进行的调查，如加拿大-法国-夏威夷望远镜-遗产调查将显着改善动态范围，未来的光度红移目录将允许断层扫描沿着相同的原则。
2003-08-22 astro-ph
Non thermal emission from galaxy clusters: radio halos
近年来，星系团中弥漫射电晕的数量不断增加，这使得我们有可能获得这些源和宿主星系团的统计特性。我们发现，扩散源与X射线发光集群，最近经历了合并过程。射电和X射线结构通常相似，射电和X射线参数之间存在相关性。这些来源的形成和维护的模型建议，包括相对论粒子注入的第一阶段，过去的主要合并事件，星爆和活动星系核活动和第二阶段的再加速提供的能量从冲击和湍流在最近的合并事件。
2000-09-21 astro-ph
V- and I-band observations of the halo of NGC 5907
利用加拿大-法国-夏威夷望远镜主焦点上4096像素的$\times$ CCD阵列在V和I波段进行的长曝光，我们证实了Sackett等人（1994）在Sc星系NGC $\thinspace$ 5907的边缘周围发现的一个平坦、微弱的发光晕。这个光环比圆盘更红。它的性质仍然是一个观测上的挑战。然而，我们认为它的颜色只能由质量小于0.8 $M_{\odot}$的恒星来解释。它们在NGC $\thinspace$ 5907中的总质量非常不确定，但它可能解释了这个星系中多余的动力学质量。或者，它们的分布可能跟踪暗势，而对质量没有显著贡献。我们给上限的灭绝由一个假设的尘埃在晕。
1996-06-28 astro-ph
The Distribution of Dark Matter in Galaxies: the Core Radius Issue
我回顾了银河系周围暗物质密度分布特性的最新状况。螺旋的旋转曲线都符合一个统一的轮廓，可以唯一地分解为一个指数薄的恒星盘和一个暗晕与一个平坦的密度核心的总和。从矮星系到巨星系，嵌入恒星成分的晕具有大小为$r_0$和值为$ρ_0$的恒定密度区域，它们是负相关的。暗晕在恒星盘区域的精细结构已经推导出了一些低光度盘星系：晕圆速度几乎线性增加半径的恒星盘的边缘，这意味着，在那里，几乎恒定的暗物质密度。这使得$Λ$ CDM宇宙学的N体模拟预测的尖点密度分布与星系周围实际检测到的密度分布之间存在严重差异。椭圆星系的基本面（FP）周围的小散射限制了暗物质和亮物质在这些系统中的分布。FP中测得的中心速度色散$σ_0$与发光物质和暗物质的光度学和动力学性质有关。因此，FP的著名特征意味着，在有效半径$R_e$内，恒星球状体必须支配暗物质，这与$Λ$ CDM的预测相反。
2003-10-14 astro-ph
A pair of leading spiral arms in a luminous infrared galaxy?
主导旋臂是一种罕见的现象。我们在这里提出了一个极少数令人信服的候选人的螺旋臂打开反直觉在同一方向的星系盘旋转。在一个明亮的红外星系（LIRG）IRAS 18293-3134的检测是基于近红外（NIR）自适应光学成像与甚大望远镜和长缝近红外光谱与英澳望远镜。我们讨论了基于成像的星系的方向，并从光谱中的发射和吸收特征导出旋转曲线。该星系是强烈的恒星形成，并有一个小的伴星在高速遭遇。IRAS 18293-3134的旋臂不容易从光学图像中追踪，这一事实表明，对相互作用系统和LIRG进行更大样本的高质量近红外成像可能会发现更多的旋臂案例，从而限制旋臂理论和逆行相遇，特别是盘质量和暗物质晕质量之间的关系。
2008-10-22 astro-ph
Correlation Between the Halo Concentration (c) and the Virial Mass (Mvir) Determined from X-ray Clusters
结构形成的数值模拟表明，对于Navarro，Frenk & White（1995）密度剖面描述的任何维里化暗晕，晕浓度c（或特征密度delta_c）与维里质量Mvir之间存在良好的相关性。在这封信中，我们用63个X射线发光星团的样本，在10^14< Mvir <10^16（太阳质量）的质量范围内，对c-Mvir（或delta_c-Mvir）关系进行了观测测定。最佳拟合的幂律关系是c propto Mvir^（-0.5）或delta_c propto Mvir ^（-1.2），它与Ω_M和λ的值基本无关，表明原始密度波动的无标度功率谱的n=-0.7。我们讨论了与典型CDM模型如SCDM，LCDM和OCDM的预测冲突的可能原因。
1999-11-18 astro-ph
Subclustering and Luminous-Dark Matter Segregation in Galaxy Clusters
我们在Connection Machine-5上进行了一系列N体实验，以模拟由大质量暗背景引力支配的星系团的形成。根据以前的作者，我们发现一个非常不均匀的演变，亚凝聚不断形成和合并。星系的最终分布比暗物质粒子更集中。我们分析了这个星系的起源--暗物质分离，以及导致这种效应的亚星系团的起源。然后，我们分析，分析和数值，最终的隔离的物理参数的依赖性的模型特征的原团。我们还发现，这样的隔离仍然存在，即使考虑到星系周围的暗晕的非弹性遭遇。我们的结论是，这种影响不能在一般情况下避免在任何层次聚类的情况下。
1993-10-06 astro-ph
