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
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
Evolution of isolated halos and halos inside of groups and clusters in a LCDM model
宇宙中很大一部分质量被认为是以暗物质的形式存在的。由于重力不稳定性，DM塌缩成DM晕。在这篇文章中，我们提出了一个研究的形成和演化的这样的DM晕在COBE归一化的空间平坦的LCDM模型（Omega_0=1-Omega_L=0.3; h=0.7）使用高分辨率N体模拟。这项研究的新颖之处是使用新开发的晕发现算法来研究孤立和卫星（位于维里半径较大的组和集群大小的系统）晕的演变。模拟的晕在典型的星系团和星系团的高密度环境中生存所需的力和质量分辨率很高：分别为1-3 kpc和10^9 M_sun。我们使用高分辨率的自适应细化树（ART）N体代码来跟踪256^3个暗物质粒子的演化，其动态范围在空间分辨率为32，000的60/h Mpc的盒子中。我们发现，这些晕的关联函数是反偏暗物质的关联函数，是高和陡峭的比孤立的维里化对象的关联函数。关联函数在z=3和z=1之间仅温和地演变。从模拟中确定的孤立维里化对象的质量演化与半解析模型的预测吻合得很好。然而，如果我们将卫星晕纳入晕目录中，则存在差异。
1998-10-13 astro-ph
Universal Substructure Distributions in LCDM halos: Can we find a Fossil Group?
我们利用大宇宙学N体模拟研究了星系团大小的晕中的次晕粒子数。特别是，我们寻找的化石群候选人的典型质量~10-25%的室女星系团，但一个数量级少的子结构。我们研究最近的索赔，最早的系统形成的子结构不足，足以解释在化石群中发现的光度函数。虽然我们的模拟显示了晕形成时间和subhalos的数量之间的相关性，subhalos的最大抑制是2-2.5的因素，而6的因素是需要匹配的化石群和星系。虽然subhalo的数量依赖于弱的形成时间，晕子结构速度函数的斜率不。冷暗物质（CDM）晕内的卫星人口是自相似的星系和星系团之间的规模，无论质量，而目前的观测表明，在自相似性的质量尺度对应的星系群的突破。
2007-04-19 astro-ph
Internal and External Alignment of the Shapes and Angular Momenta of LCDM Halos
我们研究了LCDM N体模拟中星系和群质量暗物质晕的形状和角动量是如何内部相关的，以及它们是如何与周围晕的位置和属性对齐的。我们探索这些关系到比以前的研究低得多的质量（10^11/h Msun）的晕。晕是三轴的，c/a比为0.6 ± 0.1。质量越大的晕就越扁平。主轴在0.6r_vir内非常好地对准。角动量矢量也相当好地对准，除了晕的最外和最内区域之间。角动量矢量倾向于与短轴对齐，平均偏差约为25度，并垂直于长轴和中间轴。在0.4r_vir处的晕的性质是晕内大多数其他半径处的性质的特征。晕的短轴有一个非常强烈的倾向，就是垂直于大尺度的暗条。这种对齐延伸到更大的集团和集群的质量晕比星系质量晕的分离。因此，星系的内在排列可能比以前的预测要弱，以前的预测是基于星系团质量晕的形状。最高浓度晕的角动量倾向于指向其他晕。星系质量晕的角动量指向平行于暗条，而星系团和星系团的质量晕的角动量则倾向于指向垂直于暗条。这表明，集团和集群的质量晕获得大部分的角动量从主要合并沿细丝，而星系质量晕的质量和角动量的吸积历史已经顺利。
2005-04-01 astro-ph
The Ultimate Halo Mass in a LCDM Universe
在加速LCDM宇宙学的遥远未来，大尺度结构的宇宙网由一组处于动态平衡的越来越孤立的晕组成。我们研究的方法，无碰撞的暗物质流体静力学平衡，使用一个大型N体模拟演化到比例因子a = 100，远远超过真空-物质平等时代，aeq ~ 0.75，和53/h Gyr到未来的和谐模型宇宙（Omega_m ~ 0.3，Omega_Lambda ~ 0.7）。晕的径向相空间结构-在a < a_eq处由一对零速度表面包围动态活跃的吸积区域-在a > 10 a_eq处简化，当这些表面合并以创建单个零速度表面时，清楚地定义了晕的外边界rhalo及其封闭的质量mhalo。这个边界接近一个固定的物理尺寸，包含一个平均内部密度约5倍的临界密度，类似于经典的爱因斯坦-德西特模型中的转向值。我们与mhalo目前用于定义晕质量（m200，mvir，m180 b）的其他尺度，并发现m200是总渐近集群质量的一半左右，而m180 b如下的内部零速度表面的演变为< 2 but becomes much larger than the total bound mass for a >3。所有束缚晕物质的径向密度分布都与截断的Hernquist分布很好地拟合。NFW分布提供了与r200的稍微更好的拟合内部，但是在r200 < r < rhalo的范围内太浅了。
2004-12-07 astro-ph
Angular momentum-Large-scale structure alignments in LCDM models and the SDSS
我们研究了在宇宙学数值模拟和斯隆数字巡天数据发布6中的真实数据中单个物体的角动量和大尺度结构之间的对齐。为此，我们测量模拟晕和观测星系周围的两点交叉关联函数的各向异性，分别研究1-和2-晕制度。在LCDM模拟暗物质晕的角动量的对齐被发现是依赖于规模和晕质量。在大的距离（2-晕制度），高质量晕的自旋优先取向的方向垂直于物质的分布;较低的质量系统显示出较弱的趋势，甚至可能逆转，以显示在平面上的物质分布的角动量。在1-halo项制度，角动量是在垂直于物质分布的方向对齐，效果是强于1-halo项和增加更高的质量系统。在观测方面，我们专注于我们的研究在斯隆数字巡天，数据发布6（SDSS-DR 6）与拉长的明显形状的星系，并研究相对于长半轴的对齐。我们发现在所有样品的长半轴方向上都有过量的结构;红色样品显示出最高的排列（2.7+-0.08%），并表明扁平球体的角动量倾向于垂直于大尺度结构。（节录）
2008-06-27 astro-ph
Evolution of halo-halo clustering and bias in a LCDM model
利用高分辨率N体模拟研究了LCDM模型中晕-晕关联函数和偏差的演化。高的力和质量分辨率允许暗物质（DM）晕在高密度区域的潮汐场中生存，从而防止与“过度合并”问题相关的模糊性。在我们的模拟中，星系大小的星系晕的数量与在真实星系团中观察到的星系数量相似。这使我们能够估计的第一次演变的关联函数和偏差在小（下至~100/h kpc）尺度。我们比较粒子分布，暗物质关联函数，密度分布，和晕质量函数与我们的N体代码和相应的结果的AP 3 M模拟。我们发现，在所有的历元的2点关联函数的星系大小晕xihh是很好的近似幂律与斜率~1.6-1.8。xihh的形状和物质的关联函数的形状之间的差异导致尺度<7/h Mpc时的尺度依赖性偏差，我们发现这是分层模型的一般预测，与时代和模型细节无关。我们发现，我们的研究结果与现有的聚类数据在不同的红移，表明一般成功的结构形成的图片中，星系内形成的主机DM晕。特别是，我们发现一个很好的协议之间的斜率和振幅xihh（z=0）在我们的模拟和星系关联函数测量使用APM星系调查。在高红移下，观测到的Lyman break星系团也被模型合理地很好地再现。
1998-09-29 astro-ph
Evolution of the Dark Matter Phase-Space Density Distributions of LCDM Halos
我们研究了LCDM晕的分级结构形成过程中相空间密度的演化。我们计算了相空间密度（Q）的球平均替代物和暗物质粒子的粗粒度分布函数f（x，v），这些粒子位于四个Milky Way大小的暗物质晕的~2维里半径内。估计的f（x，v）在任何半径上跨越四十年。在$z=0$的银河系大小的DM晕的两个维里半径范围内结束的暗物质粒子在早期红移时具有近似高斯分布的log（f），但在较低的红移时，分布变得越来越偏斜。对应于高斯峰的值随着演化的进行而减小，并且由（1+z）中的幂律很好地描述。最高的f值出现在暗物质晕和暗物质晕的中心，这里的f值可能比主晕中心高一个数量级。幂律Q（r）曲线可能反映了熵的分布（K = σ ^2/rho^{2/3} \propto r^{1.2}），这是暗物质在吸积到不断增长的晕上时获得的。另一方面，估计的f（x，v）表现出更复杂的行为。虽然中间粗粒相空间密度分布F（r）在晕圈内部区域可用幂律近似，但在较大半径处，分布明显变小。这是因为在小尺度上平均的相空间密度对与幸存的subhalos相关的高f材料以及由破裂的subhalos产生的相对未混合的材料（可能在流中）敏感，这在大半径处贡献了相当大的一部分物质。（简略）
2009-06-25 astro-ph
The statistical properties of LCDM halo formation
我们提出了一个比较的统计特性的暗物质晕合并树从千年模拟与扩展的Press-Schechter（EPS）形式主义和相关的GALFORM蒙特卡罗方法生成合奏合并树。体积、质量分辨率和输出频率使Millennium Simulation成为研究结构分层生长的独特资源。我们构建了今天的朋友的朋友组的合并树，并计算了各种统计数据，量化的质量作为红移的函数，吸积率和最近的主要合并的红移分布的祖先。我们还期待在前进的方向和量化的光环，高红移祖细胞的特定质量成为纳入目前的质量分布。我们发现，EPS形式主义和蒙特卡洛扩展捕捉所有这些统计的定性行为，但是，随着红移的增加，他们系统地低估了最大质量的祖先。这个缺点对于Monte-Carlo算法来说是最糟糕的。我们提出了一个拟合函数的祖先质量分布的缩放版本，并显示它如何可以用来更准确地预测祖细胞和最终晕质量分布。
2007-09-26 astro-ph
The emptiness of voids: yet another over-abundance problem for the LCDM model
本文研究了在距离为4- 8 Mpc范围内，包含MB=-10-12的星系的观测样品的光度函数、特殊速度和局域体积（LV）中的空洞大小。将结果与标准宇宙学LCDM模型的预测进行比较，我们发现该理论面临着一个严重的问题：与观测到的矮星系数量相比，它预测的矮晕数量要多出10倍。在LV中，我们确定了尺寸范围从1到4.5Mpc的空隙，并将空隙尺寸的观测分布与具有WMAP 1和WMAP 3参数的LCDM模型的非常高分辨率的模拟中的空隙进行了比较。只有当σ 8 = 0.9时，我们使用圆速度Vc大于40-45 km/s（Mvir=（1-2）e10 msun）的晕; σ 8 = 0.75时，我们使用Vc> 35 km/s（Mvir=（6-8）e9 msun）的晕时，理论空函数才能与观测值非常好地匹配。我们排除了LCDM模型中圆速度<35 km/s的晕可以容纳MB=-12的星系的可能性：LCDM模型中有太多的小晕，导致与观测相比空洞太小。问题是，许多观测到的矮星系的HI旋转速度低于25 km/s，这与LCDM的预测严格矛盾。因此，LCDM模型面临着同样的过剩问题，这与LG中的卫星数量有关。我们还估计了与哈勃流σ H的均方根偏差，并发现在我们的大多数LV模型候选者中，均方根特有速度与观测值σ H = 50 km/s（距离小于3 Mpc）和σ H = 80 km/s（距离小于8 Mpc）一致。在距离4（8）…
2009-02-09 astro-ph
Abundance and Clustering of C IV Absorption Systems in the SCDM, LCDM and CHDM Models
本文发展了一种在Press-Schechter形式下计算非线性演化质量和坍缩晕的两点关联函数的方法。非线性引力相互作用被看作是各种单个球顶帽聚类的总和。由于质量小于M的初始区域（或大礼帽球）中不可能存在质量为M的坍缩晕，因此可以自然地引入质量晕具有比背景质量更强的相关性的偏见。我们应用这种方法从类星体光谱中C IV吸收系统的空间数密度和关联函数导出了对流行的暗物质模型的约束。考虑到C IV系统应该由坍缩晕承载，可以通过要求坍缩晕的数密度大于观测到的C IV系统的数密度来获得坍缩晕的阈值质量的上限。另一方面，为了解释所观察到的C IV系统的集群，阈值质量的下限将被设置为托管晕。冷暗物质模型、Lamda CDM模型和冷加热暗物质模型都用C IV观测数据进行了检验。
1996-02-16 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
Velocity bias in a LCDM model
在一个平坦的低密度LCDM模型中，我们利用N体模拟研究了暗物质晕的速度偏差，即暗物质和暗物质晕速度场的差异。高的力（2kpc/h）和质量（10^9 Msun/h）分辨率使得暗物质晕能够在非常密集的星系群和星系团环境中生存，这使得将晕用作星系示踪剂成为可能。我们发现，速度偏差pvb测量的比成对的速度晕的暗物质随时间的演变，并依赖于规模。在高红移（z ~5）下，几乎在所有尺度上，晕的运动速度都比暗物质快：pvb（r）~1.2，r>0.5Mpc/h。在稍后的时刻，偏差减小并且在小于r= 5 Mpc/h的尺度上变得低于1：pvb（r）~（0.6-0.8）（z=0）。我们发现，成对的速度偏差的演变如下，并可能是由空间反偏的暗物质晕在小尺度上定义。单点速度偏差b_v，定义为晕和暗物质的均方根速度之比，提供了一个更直接的测量速度差异的方法，因为它对空间偏差不太敏感。我们分析了星系团中的b_v，发现晕比暗物质"热“：b_v=（1.2-1.3），r=（0.2-0.8）r_vir，其中r_vir是维里半径。在较大半径处，b_v减小，在r=（1-2）r_vir处接近1。我们认为，动力学摩擦可能是负责这个小的正的速度偏置b_v>1发现在集群的中心部分。我们没有发现晕和暗物质的速度各向异性有显著的差异。暗物质的速度各向异性可以近似为beta（x）=0.15 + 2x/（x^2+4），其中x以维里半径为单位测…
1999-07-23 astro-ph
Small-Scale Structure, Missing Galaxies and Gravitational Lensing
讨论了LCDM质量函数小质量端的引力透镜约束。这里采取保守的方法，只强调最难以解释的强类星体透镜中的图像通量异常。数值模拟进行比较预测的LCDM小尺度质量函数与观测到的通量比。研究发现，尖焦散透镜的反常现象以及单色光通量比与简单透镜模型之间的矛盾可以在主透镜的暗物质晕中不存在任何子结构的情况下得到解释。质量小于10^9 Msun的河外LCDM晕足以自然地解释这些异常。这并不意味着宿主晶状体内的子结构没有贡献。事实上，它可以支配透镜效应，这取决于星系晕中心有多少子结构幸存下来。光谱引力透镜提供了更多关于这些亚结构的信息。到目前为止，使用这种技术的一个相关案例，Q2237+0305的观测，显示出比LCDM模型中预期的更多的小质量晕（~ 10^6 Msun$）的证据。
2004-08-23 astro-ph
The Inner Structure of LCDM Halos II: Halo Mass Profiles and LSB Rotation Curves
利用一组高分辨率的宇宙学N体模拟研究了星系大小的冷暗物质（CDM）晕的内部质量分布。这些模拟扩展了本系列论文I（Power et al. 2003）中提出的全面数值收敛研究，并证明了在我们最高分辨率的运行中，CDM晕的质量分布可以在r_conv ~ 1 kpc/h的最小收敛半径之外得到鲁棒的估计。模拟晕的密度分布从维里半径向内逐渐变浅，并且没有显示出接近中心附近的明确的幂律行为的迹象。在r_conv处，密度分布的对数斜率比Navarro、Frenk和White（1996）提出的公式所期望的渐近ρ \propto r^-1更陡，但比Moore等人（1999）提出的急剧发散的ρ \propto r^-1.5尖点要浅得多。我们直接比较了de Blok等人（2001），de Blok and Bosma（2002）和Swaters等人（2003）的低表面亮度（LSB）星系的球平均暗物质圆速度（V_c）剖面和自转曲线。大部分（约三分之二）LSB星系的V_c轮廓与CDM晕的V_c轮廓基本一致。然而，在这些样品中，大约三分之一的LSB具有在旋转曲线的上升部分和平坦部分之间的急剧过渡，这在CDM晕的V_c轮廓中是看不到的。这种差异已被解释为排除尖点的存在，但我们认为，它可能只是反映了圆速度和气体旋转速度之间的差异可能会出现在气体磁盘嵌入现实，三轴CDM晕。
2003-10-20 astro-ph
Mass-to-light ratio gradients in early-type galaxy haloes
由于在不久的将来应该看到一个迅速扩大的一套探头的晕质量的个别早型星系，我们介绍了一个方便的参数来表征晕质量从观测和理论的结果：\dML，对数径向梯度的质光比。从LCDM模拟使用晕密度分布，我们得到的各种星系光度和恒星形成效率$ε_{SF}$的这种梯度的预测。作为一个试点研究，我们收集了可用的\dML \早期型星系的运动学数据-代表晕质量在广泛的早期型星系光度的第一个无偏研究-并找到光度和\dML之间的相关性，这样最亮的星系出现最暗物质为主。我们发现，在大多数最明亮的星系的梯度可能适合与LCDM的预测，但也有一个人口较暗的星系的梯度是如此之低，这意味着一个不合理的高恒星形成效率$ε_{SF} > 1$。如果假定暗晕不具有标准的LCDM剖面，但具有较低的中心浓度，则这一困难得到缓解。
2004-11-23 astro-ph
Profiles of dark-matter haloes at high redshift
我研究了在SCDM和LCDM宇宙学中作为时间函数的晕密度分布的演化。在Del Popolo等人（1999）的基础上，本文计算了浓度参数c= rv/a，并研究了其随时间的演化。对于给定的晕质量，我们发现在LCDM和SCDM宇宙学中c（z）~1/（1+z），与Bullock等（1999）的解析模型和N体模拟结果一致.在这两个模型中，a（z）大致恒定。与Navarro等人（1997）的模型相比，本模型预测了c（z）的更强演化。最后，我展示了一些结果对星系建模的影响。
2001-03-27 astro-ph
Structure Formation in Dynamical Dark Energy Models
我们进行N体模拟模型与DE组件。除了考虑具有常数负态参数w的DE外，我们还考虑了通过RP势或SUGRA势自相互作用的标量场的DE。根据我们的后线性分析，在z=0，DM功率谱和晕质量函数不依赖于DE性质。这是值得欢迎的，因为LCDM符合观察结果。相反，光环轮廓比LCDM更致密。例如，M=10^13的DE晕在15 kpc处的密度比LCDM高出约45%。因此，差异很小，但DE并不能缓解尖点DM轮廓的问题。我们也研究subhalos，并发现，在$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
Strong lensing optical depths in a LCDM universe II: the influence of the stellar mass in galaxies
我们研究了在和谐LCDM宇宙学中，星系中恒星质量对引力透镜的影响。我们扩展了我们以前的研究，通过千禧年模拟的射线追踪的基础上，包括恒星成分预测的星系形成模型。我们发现，包含这些组件大大提高了强透镜的概率相比，“暗物质只有”宇宙。对与强透镜事件有关的“透镜”的鉴定表明，星系的恒星质量（一）大大增强了星系团和星系团晕的强透镜横截面，（二）在较小的晕中产生强透镜，在没有恒星的情况下不会产生明显的影响。即使我们只考虑图像分裂>10角秒，发光物质也可以将强透镜光学深度提高到2倍。
2008-05-23 astro-ph
The largest virialized dark halo in the universe
利用半解析方法，我们提出了一个估计的最大维里化暗晕在目前的宇宙中的三种不同的方案的结构形成：SCDM，LCDM和OCDM模型的属性。由此产生的维里质量和温度从OCDM中的最低值$1.6 \times 10^{15}h^{-1}M_{\odot}$和9.8 keV、LCDM中的中间值$9.0 \times 10^{15}h^{-1}M_{\odot}$和31 keV增加到SCDM中的最高值$20.9 \times 10^{15}h^{-1}M_{\odot}$（65 keV）。与宇宙中最大的维里化物体，最富有的星系团相比，我们可以安全地排除OCDM模型。此外，SCDM模型是非常不可能的，因为不合理的高维里质量和温度。我们的计算有利于流行的LCDM模型，其中超星系团可以被边缘视为动态维里化系统。
2002-04-29 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
Gravitational Lensing by a Compound Population of Halos: Standard Models
根据观测到的星系自转曲线和对暗物质晕的理论模拟，有理由相信宇宙中至少存在三种不同类型的暗物质晕，按它们的质量M和质量密度的内斜率-α分类：（星系）：10^{10} h^{-1} M_ \odot < M < 2 \times 10^{13} h^{-1} M_ \odot，α= 2;星群B（簇晕）：M > 2 \times 10^{13} h^{-1} M_ \odot，α= 1.3; C（矮晕）：M < 10^{10} h^{-1} M_ \odot，α= 1.3。在本文中，我们计算了这样一个复合人口的暗晕，图像分离和时间延迟产生的透镜概率，假设晕的质量函数是由Press-Schechter函数和宇宙描述的LCDM，OCDM，或SCDM模型。将LCDM模型归一化到WMAP观测值，将OCDM和SCDM模型归一化到富簇的丰度。我们比较了不同的宇宙学模型的预测与观测数据，并表明，无论是LCDM和OCDM模型是勉强符合目前可用的数据，但SCDM模型被排除在外。复合模型与观测到的分裂角和时间延迟之间的相关性的拟合非常好，但与数量与分裂角关系的拟合仅适用于客观JVAS/CLASS调查中的少量源。同一类型的更大规模的巡天将具有很大的力量来区分宇宙学模型。此外，LCDM模型中的C族在时域中具有独特的特征，在伽玛暴中可能观察到的约3秒处的额外峰值，这使得它与CDM场景的变体（例如温暖的暗物质，排斥…
2003-08-05 astro-ph
Spatial and Dynamical Properties of Voids in a LCDM Universe
我们利用半解析的星系形成模型（GALFORM，Cole et al. 2000），在LCDM数值模拟中研究了质量、暗物质晕和星系（BJ <-16）分布中空洞的统计特性。我们发现从GALFORM星系中选取的空洞的性质与从质量M>10^11.5 M_sun/h的晕群中识别出的空洞的性质是相容的，类似于晕的中值质量，M_med=10^11.3 M_sun/h。我们还发现，星系和晕定义的空隙的数量密度可以高达两个数量级高于质量定义的大空隙半径的空隙。正如预期的那样，对于较大的空隙，在较大的空隙中心距离处有最大的流出速度（通过线性关系很好地描述）。出现该最大值的空隙中心距离遵循合适的幂律拟合形式log（d_vmax）=（r_void/A）^B。在足够大的距离，我们发现温和的infall运动到次稠密地区。我们发现，在红移空间中，类似的分析会使流出和流入都以较低的振幅出现。我们还发现，星系和晕的速度色散在平行于空洞壁的方向上大约10- 20%。我们分析了实空间和红移空间中的空隙示踪剂交叉关联函数作为分离的函数，也作为平行和垂直于视线的分离的函数。在xi（sigma，pi）中观察到的畸变模式是沿着视线延伸到大间隔的伸长。正的xi等值线证明了虚空壁上的上帝之指运动。沿着视线的延伸在星系、晕和质量定义的空洞之间大致相当。（节录）
2005-08-12 astro-ph
Dark Matter Properties and Halo Central Densities
使用一个分析模型校准对数值模拟，我们计算的中心密度的暗物质晕在一个“传统的”冷暗物质模型与宇宙学常数（LCDM）和在一个"倾斜“模型（TLCDM）与最近的Ly-alpha森林数据的分析动机略有修改的参数。我们还计算了如何温暖的暗物质（WDM）将修改这些预测的密度延迟晕形成和施加相空间约束。作为中心密度的度量，我们采用了数量D_{V/2}，即在晕旋转曲线下降到其最大值的一半的半径R_{V/2}内的密度，以临界密度为单位。我们比较的理论预测值D_{V/2}估计从旋转曲线的暗物质为主的盘星系。假设暗晕描述的NFW配置文件，我们的研究结果表明，传统的LCDM模型预测过高的暗物质密度，除非有一些选择偏向的数据对低浓度的尾巴晕分布。粒子质量为0.5-1 keV的WDM模型提供了更好的匹配观测数据。然而，修改后的冷暗物质模型TLCDM同样很好地拟合了数据，这表明"晕核“问题的解决方案可能在于适度改变宇宙学参数，而不是彻底改变暗物质的性质。如果CDM晕具有摩尔等人发现的更陡的密度分布，那么传统的LCDM和TLCDM都不能再现所观察到的中心密度。
2001-09-21 astro-ph
Merger and Ring Galaxy Formation Rates at z<=2
我们比较了观测到的星系合并率在宇宙时间和碰撞环星系（CRG）的频率，与分析模型和晕合并和碰撞率从一个大的宇宙学模拟。在Lambda冷暗物质（LCDM）模型中，我们发现宇宙{ \it合并分数}在0.2<z<2之间没有强烈的演化，这意味着从z~1开始观测到的宇宙恒星形成率的降低可能与主要合并的消失无关。从z~2到现在，大质量星系的晕平均经历了~2次合并，反映了大质量星系的组装时间较晚以及相关的缩小问题。宇宙{ \it合并率}随红移而下降：目前它比z~2时低10倍，与目前可用的数据相当一致。CRG的形成率来自晕祖细胞之间的相互作用z=2被发现是一个很好的示踪剂的宇宙合并率。在LCDM模型中，CRG的比率以及合并率并不像以前的模型所建议的那样是（1+z）^m。我们的宇宙合并和CRG率的预测可能适用于即将到来的调查，如GOODS和zCOSMOS。
2008-06-20 astro-ph
The halo merger rate in the Millennium Simulation and implications for observed galaxy merger fractions
我们开发了一种新的方法来提取晕合并率从千年模拟。首先，通过去除多余的合并，是文物的FOF光环发现者，我们发现一个较低的合并率相比，以前的工作。在较低的红移、较低的晕质量和较小的合并时，这种减少更为显著。我们的方法更符合EPS模型的预测。第二，我们发现FOF光环发现者高估了光环质量高达50%的光环即将合并，这导致了额外的20%高估的合并率。因此，我们定义晕质量只包括引力约束粒子。我们提供了新的最佳拟合参数的全球公式来解释这些改进。此外，我们提取合并率每祖晕，以及每后代晕。前者是与观测到的星系合并分数相关的量，当它们通过对计数测量时。在低质量/红移时，合并率随着质量和红移而增加。在高质量/红移（质量是质量函数“膝盖”的几倍的晕），这些趋势被打破，每个祖先晕的合并率随着质量而降低，随着红移而适度增加。定义每个祖先晕的合并率也使我们能够量化晕被吸积到更大的晕上的速率。我们提供了一个解析公式，将给定的合并率每后代晕到合并率每祖晕。最后，我们进行了比较所观察到的合并分数和分数的晕，经历了一个重大的合并，在最近的动态摩擦时间，并找到一个公平的协议，在很大的不确定性的意见。我们新的光环合并树可在http://www.mpe.mpg.de/ir/MillenniumMergerTrees/上找到。
2009-07-07 astro-ph
Merging Rate of Dark Matter Halos: Evolution and Dependence on Environment
我们讨论了宇宙学环境的影响，暗物质晕的演化，使用高分辨率的模拟空间平坦的LCDM宇宙学。
1999-09-01 astro-ph
Signatures of LCDM substructure in tidal debris
在过去的十年里，对银河系恒星组成部分的调查揭示了一些来自潮汐破裂的矮星系和球状星团的流。在LCDM宇宙学中对等级结构形成的模拟预测，像银河系这样的星系的暗物质晕包含数百个质量为10^8太阳质量或更大的暗物质晕，并且已经提出相干潮汐流的存在与预期的子结构丰度不相容。通过模拟自引力卫星在不同轨道上的分裂，研究了暗物质子结构对潮汐流的影响.我们发现，晕的形状和特定的轨道路径更强烈地决定了卫星的整体破坏程度比存在或不存在的子结构，即，由于子结构而引起的潮汐碎片大尺度特性的变化与来自平滑势中不同轨道的碎片的变化相比是很小的。子结构通常会导致天空投影中潮汐碎片的结块程度增加，并且在某些情况下会导致视线速度分布更加紧凑。子结构也导致不同的部分的碎片的位置相比，平滑晕模型的结果，这可能有重要的影响所观察到的潮汐流的解释。一个独特的签名的存在下的子结构的光环，这可能是检测到即将到来的调查被确定。然而，我们的结论是，子结构的预测水平是一致的相干潮汐流从矮星系的检测。
2008-03-25 astro-ph
Empirical models for Dark Matter Halos. I. Nonparametric Construction of Density Profiles and Comparison with Parametric Models
我们使用的技术，从非参数函数估计理论提取的密度分布，及其衍生物，从一组N体暗物质晕。我们认为从LCDM模拟引力集群，以及孤立的，球形的崩溃产生的晕。LCDM晕的对数密度斜率γ = d（log rho）/d（log r）随半径呈幂律变化，在最内层的分辨半径（~0.01 r_virial）处达到γ ~ -1。这种行为与破坏幂律模型（如NFW剖面）的行为明显不同，但与de Vaucouleurs等模型的行为相似。因此，我们比较了N体密度分布与各种参数模型，以找到提供最佳拟合。我们考虑一个具有任意内斜率的NFW类模型; Dehnen & McLaughlin的各向异性模型; Einasto的模型（在函数形式上与Sersic的模型相同，但适合于空间密度）;以及Prugniel & Simien的密度模型，该模型被设计为匹配Sersic的R^{1/n}定律的降投影形式。总的来说，最适合LCDM晕的模型是Einasto的，尽管Prugniel-Simien和Dehnen-McLaughlin模型也表现良好。关于球形塌陷晕，Prugniel-Simien和Einasto模型都很好地描述了密度分布，均方根散射比NFW模型或3参数Dehnen-McLaughlin模型小四倍。最后，我们证实了最近声称的一个系统的变化与晕质量的轮廓形状。
2006-08-29 astro-ph
The Cluster-Merger Shock in 1E 0657-56
合并中的星系团1 E 0657-56，被称为“子弹星系团”，是已知最热的星系团之一。X射线发射等离子体表现出弓形激波般的温度和密度跳跃。这种等离子体与由引力透镜确定的质量分布峰值的分离被解释为无碰撞暗物质的直接证据。然而，如果从激波跳跃条件推断出的高激波速度等于合并CDM晕的相对速度，那么这种合并被预测为LCDM宇宙中如此罕见的事件，以至于观察它可能与LCDM模型相冲突。我们研究了这个问题，使用高分辨率，2D模拟气体动力学在集群碰撞分析集群的相对运动，弓形激波，和接触不连续性，并将这些与X射线数据的子弹集群。我们发现，流体冲击的速度不需要等于CDM组件的相对速度。模拟结果表明，CDM晕的相对速度比激波的相对速度低16%。虽然这一结论对碰撞星团的初始质量和气体密度分布的细节很敏感，但推断出的晕相对速度的降低将显著增加在LCDM宇宙中发现1 E 0657-56的可能性。（会议记录基于2007年Bash研讨会的海报）
2008-03-12 astro-ph
Six Puzzles for LCDM Cosmology
LCDM宇宙学模型是一个定义明确、简单和具有预测性的模型，它与当前大多数宇宙学观测结果是一致的。尽管取得了这些成功，但仍有一些具体的宇宙学观测结果与LCDM的预测存在2σ或更高的差异。这些观察包括以下内容：1.大规模速度流（LCDM预测的流动幅度和规模明显小于观测结果），2。Ia型超新星（SnIa）在高红移z时的亮度（LCDM预测SnIa在高z时较暗），3。空洞的空洞（LCDM预测空洞中的矮星系或不规则星系比观测到的要多），4。星系团晕轮廓（LCDM预测的是较浅的低浓度和密度轮廓，而观测结果显示的是较密集的高浓度星系团晕）星系晕的轮廓（LCDM预测晕质量轮廓具有尖形核心和低外部密度，而透镜和动力学观测表明中心核心的密度恒定，并且具有平坦的高暗质量密度外部轮廓），6。盘星系的相当大的人口（LCDM预测由于最近的合并预计会破坏冷旋转支撑的盘星系的一小部分）。尽管上述一些挑战的起源可能是天体物理的或与暗物质性质有关，但应该强调的是，即使在星系和星系团尺度上，暗能量对天体物理系统平衡和稳定性的影响也是不可忽视的，它们可能在解决上述难题中发挥关键作用。在这里，我简要地回顾了这六个挑战的LCDM和讨论可能的暗能量属性所需的解决方案。
2008-12-22 astro-ph gr-qc hep-ph
Halo Mergers, Galaxy Mergers, and Why Hubble Type Depends on Mass
在CDM宇宙学框架中，结构是从与更小的结构合并而成的。合并应该会对星系产生可观察到的影响，包括破坏圆盘和产生球状体。这篇论文的目的是对宇宙学模拟中合并是如何发生的做一个简要的概述。在这一点上，重要的是要理解暗物质晕合并不是星系合并;一个星系形成的理论是必要的连接两者。流体动力学模拟中的星系合并比N体模拟中的晕合并对质量的依赖性更强。如果我们知道如何将星系与暗物质晕联系起来，那么暗物质晕的合并率就可以转化为星系的合并率。当这样做的时候，很明显，在更大的星系中，主要的合并要常见许多倍，这为哈勃类型依赖于星系质量提供了一个可能的解释。
2008-01-29 astro-ph
Abundance and Clustering of QSOs in Cosmic Structure Formation Models
结合类星体的空间丰度观测和两点关联函数，可以有效地对宇宙结构形成模型设置约束。重力束缚晕的丰度和它们的两点关联函数都可以用传统的Press-Schechter公式计算。我们应用这种方法研究了三种流行模型中类星体可能的宿主晕的性质：标准冷暗物质（SCDM）模型，低密度平板冷暗物质（LCDM）模型和冷加热暗物质（CHDM）模型。将LCDM和CHDM模型归一化为COBE-DMR观测值，将SCDM归一化为$σ= 0.58$。我们发现SCDM和LCDM模型都能通过类星体的丰度加相关检验。然而，CHDM很难同时产生与高红移类星体的数密度和它们在大尺度（10 h^{-1} Mpc）上的成簇相匹配的宿主晕。我们研究了各种机制，起源于引力和非引力，这可能会导致一个偏向的晕集群。我们的结论是，这些影响太弱，以释放的麻烦CHDM模型。
1997-04-04 astro-ph
Dark Matter Density in Disk Galaxies
我表明，预测密度的内部暗物质晕的LCDM模型的结构形成似乎高于估计从真正的星系和酒吧的动力学摩擦的限制。如果在无碰撞坍缩模拟中被忽略的物理过程能够减少内晕中的暗物质密度，那么这种不一致性对LCDM模型来说就不是问题。我审查提出的机制，以实现所需的密度降低。
2008-07-12 astro-ph
The role of minor mergers in the recent star formation history of early-type galaxies
我们证明，在紫外线（UV）颜色的大散射的中等质量的早期型星系在本地宇宙和推断的低水平最近在这些对象中的恒星形成，可以复制在标准的LCDM宇宙学的小合并。质量比小于或等于1：4的合并的数值模拟，合理的假设的年龄，金属丰度和尘埃性质的合并的祖先，产生良好的协议所观察到的紫外线颜色的早期类型的人口，如果落卫星被假定为有（冷）气体分数大于20%。满足（NUV-r）< 3.8的早期类型可能在最后约1.5 Gyr内经历了质量比在1：4和1：6之间的合并，而满足3.8<（NUV-r）<5.5的早期类型则与质量比< 1：6的近期合并或过去发生超过约1.5 Gyr的更高质量比的合并相一致。我们表明，早期型的颜色的大小关系和颜色分布在紫外和光学光谱范围是一致的预期频率的小合并活动在标准LCDM宇宙学在低红移。我们提出了一个强有力的可解释性的论点小合并背后的大紫外线散射和相关的低水平最近的恒星形成在附近的宇宙中的早期星系观察到的主要机制。
2008-12-31 astro-ph
Populating Dark Matter Haloes with Galaxies: Comparing the 2dFGRS with Mock Galaxy Redshift Surveys
在最近的两篇论文中，我们开发了一种强大的技术，通过考虑晕占据数作为星系光度和类型的函数，将星系的分布与暗物质晕的分布联系起来。在本文中，我们使用这些分布函数填充暗物质晕在高分辨率N体模拟的标准LCDM宇宙演化与欧米茄_m=0.3和sigma_8=0.9。将100 Mpc/h和300 Mpc/h的模拟箱与512^3个CDM粒子堆叠在一起，我们构建了红移z=0.2的模拟星系红移巡天。我们使用这些模拟调查来调查各种聚类统计。不同光度和类型星系的投影关联函数在大于3 Mpc/h的尺度上与观测结果吻合得很好。然而，在较小的尺度上，该模型高估了聚类能力约2倍。此外，该模型预测的成对速度色散（PVD）约400公里/秒太高，在投影对分离~1 Mpc/h。大质量晕中的强速度偏差可以将预测的PVD降低到观测水平，但无助于解决小尺度上聚集能力的过度预测。只有当团簇的质光比几乎是观测值的两倍时，才能在标准LCDM模型中得到一致的结果。另外，σ_8 =0.75的LCDM模式也能再现观测结果。
2004-02-20 astro-ph
Mass accretion histories & density profiles of LCDM clusters
本文分析了平坦LCDM宇宙学中星系团大小晕的质量吸积历史和密度分布，为了拟合所有星系团的质量吸积历史，我们需要推广以往对星系晕的系统研究中发现的质量吸积历史拟合，发现密度分布的浓度与星系晕质量吸积历史及其形成红移密切相关。在快速质量增长的早期，浓度基本保持恒定，并且很低（~3-4），而在缓慢的吸积阶段，浓度随着红移的减小而增加，为1/（1+z）.我们考虑了三种广泛讨论的解析密度分布的拟合，发现对于所有的团簇，没有唯一的最佳拟合.同时，如果一个团簇在z=0时被一个特定的解析密度分布最佳拟合，在z ~ 1- 2的较早时期也是如此。在3%维里半径处密度分布的局部对数斜率范围为-1.2到-2.0。此外，对数斜率随着半径的减小而变浅，直到最小的可分辨尺度都没有达到一个渐近值（<维里半径的1%）。在MAH快速质量增长的早期阶段，密度分布可以用单一的幂律rho（r）~ r^-a（a ~ 1.5- 2）很好地描述。相对较浅的幂律斜率导致这些演化阶段的低浓度，这表明晕的密度分布在快速吸积和活跃的合并阶段形成了内幂律分布，而在质量吸积减缓阶段形成了外陡分布。
2005-09-10 astro-ph
Environmental Dependence of Dark Matter Halo Growth I: Halo Merger Rates
在早期的论文中，我们量化的平均合并率的暗物质晕的红移z的函数，后代晕质量M0，和祖晕质量比xi使用千年模拟的LCDM宇宙学。在这里，我们扩大了研究和调查的合并率的晕对周围环境的依赖。一些当地的质量过密度变量，包括和排除晕质量本身，测试作为衡量晕的环境。简单的函数依赖于z，M0，和xi的合并率在我们早期的工作中发现在很大程度上保留在不同的环境中，但我们发现，合并率的整体幅度与环境密度有很强的正相关性。对于银河系质量晕，我们发现合并发生在dennial区域比在z=0和更高的红移的空洞更频繁约2.5倍。质量较大的晕也显示出类似的趋势。我们提出了一个适合的形式，这种环境的依赖性，是一个函数的质量和局部密度，是有效的z=2。祖（或条件）质量函数的振幅显示出同样强的相关性与当地的超密度，这表明扩展的Press-Schechter模型晕增长需要修改，以纳入环境的影响。
2009-01-23 astro-ph
Galactic Halos in MONDian Cosmological Simulations
在本文中，一系列高分辨率的n体模拟中的运动方程已被改变，以考虑修改后的牛顿动力学（MOND）。结果表明，一个低Ω 0 MONDian模型与适当的选择的标准化sigma8可以导致类似的聚类性质在红移z=0的普遍接受的（标准）LCDM模型。然而，这样的模型在高红移下没有显示出明显的结构，只有极少数的物体存在于z>3以上，这可以很容易地归因于所采用的低Omega0值。在红移z=0处与LCDM的一致性是由MOND中更快的结构演化驱动的。此外，星系形成似乎更强烈地偏向MONDian宇宙学。在目前的实施MOND密度轮廓的引力约束对象在z=0仍然可以拟合的通用NFW配置文件，但MOND晕是不那么clusified。
2003-09-29 astro-ph
The Nearly Universal Merger Rate of Dark Matter Haloes in Lambda-CDM Cosmology
我们从Millennium模拟提供的迄今为止最大的暗物质晕数据库中构建合并树，以量化在后代晕质量（1 e12 < M0 <1 e15 Msun），祖先质量比（1 e-3 < xi < 1）和红移（0 < z < 6）的广泛范围内的晕合并率。我们发现每个晕的平均合并率B/n对M0，xi和z有非常简单的依赖性，并提出了一个通用的拟合形式B/n，精确到10- 20%。总的来说，B/n对晕质量的依赖性很弱（与M0 ^0.08成正比），对于较小的合并（xi < 0.1），B/n与母星质量比（与xi^-2成正比）呈幂律关系，而对于较大的合并，B/n则略有上升。作为时间的函数，我们发现每Gyr的合并率演化为（1+z）^n，n=2-2.3，而每单位红移的合并率几乎与z无关。几个测试进行评估，我们的合并率是如何受到影响，例如，千年输出之间的时间间隔，二与多祖合并，并在合并过程中的质量守恒和扩散吸积。特别是，我们发现晕碎片是一个普遍的问题，在合并树建设从N体模拟和比较两种方法来处理这些事件。我们比较我们的结果与预测的两个分析模型的基础上扩展的Press-Schechter（EPS）模型和凝聚理论的晕合并。我们发现每股收益模型高估了主要的合并率，低估了少数合并率的一个因素。
2008-02-05 astro-ph
Supermassive Black Hole Merger Rates: Uncertainties from Halo Merger Theory
两个超大质量黑洞的合并预计将产生一个引力波信号，可以被卫星LISA探测到。超黑洞合并的速率与晕合并的速率密切相关，在计算LISA观测到这些事件的速率时，经常使用扩展的Press-Schechter形式。这种合并理论是有缺陷的，它为同一对晕的合并提供了两种速率。我们表明，两个预测的LISA超对称黑洞合并事件率从扩展的Press-Schechter合并理论几乎是相等的，因为类似质量的晕之间的合并占主导地位的事件率。另一种合并率可以通过反演Smoluchowski凝聚方程来获得，以找到保留Press-Schechter晕丰度的合并率，但这些比率仅适用于幂律功率谱。我们比较了LISA事件率来自扩展的Press-Schechter合并形式主义的合并率来自从凝固方程，并发现扩展的Press-Schechter LISA事件率高出百分之三十的功率谱指数，近似扩展Press-Schechter理论的完整的Lambda CDM结果。
2006-07-26 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
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
A Merger-Driven Scenario for Cosmological Disk Galaxy Formation
LCDM宇宙学的强烈等级性质给盘星系的形成带来了严重的困难。为了解决这些问题，我们描述了一个新的、由合并驱动的关于盘星系在高红移下宇宙学形成的方案，它补充了基于耗散坍缩的标准模型，在这个方案中，大的气体盘可能是由气体主导的系统的大角动量合并产生的，即在合并的高度，M_gas/（M_gas +M_star > 0.5）。星际介质的多相结构产生的压力阻止了气体在合并过程中完全转化为恒星，如果有足够的气体残留下来形成一个盘状星系，那么残留物最终就像一个盘状星系。我们进行星系合并的数值模拟，研究超新星反馈强度，超大质量黑洞的增长和反馈，祖气体分数，合并质量比，和轨道几何形状如何影响残余盘的形成。我们发现，磁盘可以建立角动量通过合并和合并残余物中的重子的旋转支持的程度主要是与恒星形成相关的反馈过程。以天然气为主的残余物仅限于在最终聚结时以天然气为主的合并中形成，而以天然气为主的合并通常需要极端的原始气体分数（>80%）。我们还表明，形成的旋转支持恒星系统的合并并不限于理想化的轨道，或主要或次要的合并。我们认为，分层性质的LCDM宇宙学和星际气体的物理学可能会共同作用，形成螺旋星系通过早期，气体为主的合并建立磁盘的角动量。
2006-03-23 astro-ph
Density profiles of LCDM clusters
我们分析了平坦LCDM宇宙学中维里质量为0.6-2.5x10^14/h Msun的星系团大小晕的质量吸积历史（MAH）和密度分布。与前人的研究一致，我们发现密度分布的浓度与晕的MAH及其形成红移密切相关，在质量快速增长期间，浓度保持大致恒定且c_v ~ 3-4较低，而在缓慢吸积阶段，它随红移的减小而增大，c_v ~（1+z）^-1.我们考虑了三种广泛讨论的解析密度分布对模拟团簇的拟合，主要集中在最松弛的内部区域.我们发现，对于所有的系统，没有唯一的最佳拟合解析密度分布.然而，如果一个团簇在z=0时被一个特定的解析密度分布最佳拟合，在z ~ 1- 2的较早时期也是如此。在3%维里半径处密度分布的局部对数斜率范围为-1.2到-2.0，对于所研究的所有团簇，对数斜率随着半径的减小而变浅，但没有达到最小的渐近值分辨尺度<维里半径的~1%。我们没有发现内斜率与地层红移或晕的MAH形状有明显的相关性。然而，我们确实发现，在快速质量增长期间，密度分布可以很好地用一个单一的幂律rho（r）~ r^-gamma来描述，其中gamma ~ 1.5- 2.相对较浅的幂律斜率导致了这些演化阶段的低浓度，这表明晕的内幂律密度分布是在快速质量吸积和活跃合并阶段建立起来的，而当质量吸积缓慢时，形成外部陡峭的轮廓。
2004-05-23 astro-ph
Self-Consistent Theory of Halo Mergers
暗物质晕的合并速率是研究结构和星系形成的绝对必要的组成部分。然而，值得注意的是，我们对晕合并率的定量理解仍然相当有限，目前基于扩展的Press-Schechter形式主义的分析描述存在根本性缺陷。我们表明，一个数学上自洽的合并率必须符合以下意义上的晕丰度的演变：合并率必须，当插入到Smoluchowski凝聚方程，产生正确的演变晕丰度。然后，我们描述了一个数值技术，以找到合并率是一致的这种演变。我们目前的结果从一个初步的研究中，我们发现合并率，复制的演变的晕丰度根据按Schechter幂律功率谱。我们讨论了目前的方法的局限性，并概述了仍然必须回答的问题之前，我们有一个完全一致的和正确的理论晕合并率。
2004-07-07 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
Evolution of the Pancaking Effect in a LCDM Cosmology
我们探讨了在LCDM宇宙假设的引力煎饼效应所造成的速度场的大尺度各向异性的演变。分析了4个不同红移z=0，0.5，1和z=2的Millennium Run晕星表，发现在红移z=2处，当特征饼尺度约为3 Mpc/h时，饼效应开始干预等级结构的形成.它也清楚地显示了如何程度和规模的煎饼效应随时间的变化。基于Zel'dovich近似，提出了一个解析模型，定量地解释了速度-饼状排列的演化。讨论了这一发现的宇宙学意义和在真实宇宙中探测信号的可能性。
2007-06-04 astro-ph
The impact of Early Dark Energy on non-linear structure formation
我们研究了早期暗能量（EDE）宇宙学的高分辨率模拟中的非线性结构形成，并将其演化与标准LCDM模型进行了比较。扩展的球形礼帽坍缩模型预测，维里的超密度和线性阈值密度的崩溃应修改EDE模型，产生显着的修改预期的晕质量函数。在这里，我们提出了直接测试这些期望的数值模拟。有趣的是，我们发现，Sheth和Tormen的形式主义估计的丰富的暗物质晕继续工作在其标准形式的早期暗能量宇宙学非常好，相反的分析预测。残差甚至略小于LCDM。我们还研究了不同暗能量宇宙学中质量和暗物质速度色散之间的维里关系，发现与Evrard等人校准的λ归一化非常一致。（2008年）。相对于LCDM，EDE模型中结构的早期增长在高红移处产生了很大的质量函数差异。这可以直接通过计算视速度弥散函数的组数来测量，避开了给晕分配质量的模糊问题。使用暗物质子结构作为成员星系的代理，我们证明，即使有3-5个成员足够精确的测量的晕速度色散函数是可能的。最后，我们确定了我们的EDE宇宙学的浓度-质量关系。与较早的形成时间相一致，在给定的晕质量下，EDE晕显示出较高的浓度。我们发现，浓度差异的大小很好地描述了Eke等人的处方。（2001）用于估计晕圈浓度。
2008-09-19 astro-ph
Dark matter halo merger and accretion probabilities in the excursion set formalism
到目前为止，暗物质晕的合并和吸积概率只在无限小的时间间隔内计算过。这意味着，一个蒙特卡罗模拟非常小的时间步长是必要的，以找到合并的历史，一个父晕。在本文中，我们使用的随机游走形式主义找到合并和吸积概率的晕有限的时间间隔。具体来说，我们发现晕的数密度在早期的红移，将成为一个特定的最终质量的晕的一部分，在后来的红移，鉴于他们经历了$n$主要合并，$n=0,1,2,...$。我们把问题简化成一个积分方程，然后用数值方法求解。为了确保我们的形式主义的一致性，我们比较的结果与蒙特卡罗模拟，发现非常好的协议。虽然我们已经做了我们的计算假设一个平坦的障碍，更一般的情况下，可以很容易地处理使用我们的方法。这种有限时间合并和吸积概率的推导可以用来制作更有效的合并树，或者直接应用到结构形成和演化的分析模型中。
2008-10-13 astro-ph
Spatial distribution of galactic halos and their merger histories
我们使用一种新的统计工具，标记关联函数（MCFs），研究集群的星系大小的晕作为其属性和环境的函数在高分辨率数值模拟的LambdaCDM宇宙学。我们应用MCFs使用几种类型的连续和离散的标记：最大圆速度的晕，合并标记表明是否经历了或没有一个主要的合并晕在其演化历史中，和剥离标记表明是否经历了潮汐剥离。我们发现，在演化历史中经历相对较早（z>1）的主要合并或质量损失（由于潮汐剥离）的晕在分离< 3 Mpc/h的晕对中过多。这一结果可以解释为具有不同合并历史的晕的空间分离，定性地类似于观测到的星系分布中的形态分离。本文中提出的分析表明，MCFs提供了强大的，但算法简单，定量措施的隔离对象的空间分布方面的各种属性（标记）。
2002-03-10 astro-ph
Metallicity distribution of halo stars and minor merger processes of the Galaxy
本文提出了贫金属晕星金属丰度的高分散性与银河系历史上的小合并过程之间的一种可能关系。卫星星中的外来星族通过微小的合并过程对星系晕的形成做出了重要贡献，从而改变了晕星的金属丰度分布。我们的模型再现了银河系中极端贫金属晕场星金属丰度分布的观测趋势。考虑到我们模型的所有参数，预测了极贫金属晕星在$-5<[Fe/H]<-4$中的密度为$1.9\times 10^{-3}kpc^{-3}$，这解释了为什么迄今为止还没有观测到这样的恒星。
2001-05-30 astro-ph
The clustering of halo mergers
我们分析了晕合并网站的空间分布，使用四个数值模拟的高时间分辨率的结构生长在一个Lambda CDM宇宙学。我们没有发现任何大规模的相对偏差之间的合并和随机选择的晕相同的质量在高红移的证据。给定一个样本的星系，形成一个泊松抽样的晕合并，然后测量集群的幅度应该导致一个强大的估计的中位数主机晕质量。在结构增长的层次图中，高红移星系之间的合并被认为会产生尘埃笼罩的星爆，导致亚毫米波段的辐射增加。因此，测量SCUBA星系的聚集强度，例如，可以确定它们是否是正在形成过程中的巨型椭圆星系。
2002-11-27 astro-ph
