Analytical Approach to the Mass Distribution Function of Subhalos and Cold Fronts in Galaxy Clusters
在冷暗物质（CDM）理论的背景下，我们构造了一个星系团中暗晕质量分布函数的解析模型。我们的模型考虑了两个重要的影响：高密度的前集群区域和初始密度波动的空间相关性。对于小质量的subhalos，我们的模型预测的质量分布函数是中间的Press-Schechter（PS）的质量分布函数和有条件的质量分布函数作为PS形式主义的扩展。我们比较我们的模型与数值模拟的结果。我们发现，我们的模型预测是一致的质量和速度分布函数的一个集群中的subhalos的数值模拟。我们估计发现大的X射线subhalos，往往有“冷锋”的概率。观测到的大型X射线暗晕和冷锋可能并不总是星系团合并的结果，而可能是星系团的内部结构。
2002-05-24 astro-ph
The Population of Dark Matter Subhaloes: Mass Functions and Average Mass Loss Rates
利用宇宙学N体模拟和重新模拟的团簇状晕样本，研究了暗物质暗晕的质量损失率，并根据主晕祖物质吸积系统质量函数的演化解释了红移为零时暗物质暗晕的质量函数.当用吸积时的次晕质量与现今宿主质量之比表示时，未演化的次晕质量函数被认为是普适的。然而，红移为零时的次晕质量函数明显依赖于$M_0$，因为质量越大的主晕拥有越多的次晕。要涉及未发展和发展的subhalo质量函数，我们测量的subhalo质量损失率作为主机质量和红移的函数。我们发现，平均，特定的质量损失率的暗物质subhaloes主要取决于红移。这些结果表明，一个令人愉快的简单的图片的演变和质量依赖的演变subhalo质量函数。质量较小的主晕较早地吸积了它们的次晕，因此次晕在较长时间内遭受质量损失。此外，它们的次晕通常会被密度更大的宿主吸积，这会导致质量损失率的额外增加。为了测试这幅图的自洽性，我们使用了合并树构造使用扩展的Press-Schechter形式主义，并使用从我们的模拟获得的平均质量损失率的subhalo人口的发展，发现subhalo质量函数与模拟吻合得很好。[删节]
2007-12-10 astro-ph
Semi-analytical model of galaxy formation with high-resolution N-body simulations
我们使用半解析方法在一系列高分辨率N体模拟中模拟了星系形成。与许多早期的调查基于半解析模型，我们利用的subhalos解决的$N$体模拟遵循合并的星系在黑暗的晕，我们表明，这是关键的正确建模的星系光度函数在明亮的一端和双峰性质的星系颜色分布。以暗晕为基础的星系合并也会产生更多高$z$的亮红色星系。我们采用的半分析模型是类似于早期的半分析研究中使用的，除了我们认为在小晕的长期冷却的效果，我们明确遵循化学富集的星际介质。我们使用我们的模型作出预测的星系人口在低红移的属性，并比较它们与各种当前的观测。我们发现，我们的模型预测可以匹配的光度函数的星系在各种波段红比u带。如果用暗晕的合并树来模拟星系合并，那么亮端的光度函数的形状可以很好地再现;如果低质量晕中气体的冷却时间与宇宙的年龄相当，那么暗端的陡峭斜率可以得到缓和。该模型与subhalos解决可以重现的主要特征，在观察到的颜色双峰分布，但它仍然预测太多的明亮的蓝色星系。同样的模型也可以匹配星系团中椭圆星系的颜色-星等关系，即金属度-光度关系。
2005-05-04 astro-ph
The Dynamics of Sinking Satellites Around Disk Galaxies: A Poor Man's Alternative to High-Resolution Numerical Simulations
我们已经开发了一个简单的，但令人惊讶的准确的分析方案，用于跟踪较大的暗晕内的子结构的动态演化。该方案通过物理激励的近似，包括动力摩擦，潮汐质量损失和潮汐加热的影响。利用我们的方案，我们可以详细地预测单个暗晕的轨道演化和质量损失历史。我们也能够确定的影响和不同的物理过程的动态演变的subhalos的重要性。为了测试和校准这个模型，我们将其与一组最近的高分辨率数值模拟星系和小同伴之间的合并进行比较。我们发现，我们可以重现的轨道和质量损失率在所有这些模拟相当准确，使用一组值的三个自由参数在我们的模型。在计算上，我们的计划是超过1000倍的速度比最简单的高分辨率数值模拟。这意味着，我们可以进行详细的和统计上有意义的调查，在不同的宇宙学的subhalo人口的特点，剥离和中断的subhalo，和相互作用的subhalo与其他动力学结构，如薄盘。最后一点特别令人感兴趣，因为在分层模型中小合并无处不在。在这方面，我们的方法的简单性和速度，使其特别有吸引力的半解析模型纳入星系形成。
2000-12-14 astro-ph
Close Galaxy Counts as a Probe of Hierarchical Structure Formation
标准LCDM预测，星系大小的暗物质晕的主要合并率随着红移而迅速上升。每个星系的近伴星系平均数Nc常被用来推断星系的合并率，然而，最近的观测研究表明Nc几乎不随红移而演化。在这里，我们使用“混合”N体模拟加上解析子结构模型直接预测Nc。我们确定暗物质subhalos与星系，并表明，所观察到的缺乏密切的对计数的演变出现，因为高合并率每晕在早期被抵消了大量的光环数量的减少，足以容纳一个星系对。我们将我们的结果与DEEP 2，SSRS 2和UZC红移调查的数据进行了比较。观察到的配对计数匹配我们的预测，如果我们假设一个单调的映射星系光度和最大圆速度，每个subhalo时，它是第一次吸积到其主机晕。这表明卫星星系比无耗散的暗物质暗晕更容易被破坏。我们认为，虽然NC不提供一个直接的测量晕合并率，它提供了一个强大的手段来约束晕职业分布和空间分布的星系内晕。按照这种方式解释，密近对计数提供了一个有用的测试星系形成过程在< 100千秒差距的规模。
2006-07-10 astro-ph
The Mass Function and Average Mass Loss Rate of Dark Matter Subhaloes
我们提出了一个简单的，半解析模型来计算质量函数的暗物质subhaloes。从标准的合并树中可以得到吸积时的暗晕质量。在随后的演化过程中，由于动力摩擦、潮汐剥离和潮汐加热的综合作用，底晕经历了质量损失。而不是整合这些影响沿个别subhalo轨道，我们考虑的平均质量损失率，其中的平均值是采取所有可能的轨道配置。这使得我们可以把平均质量损失率写成一个简单的函数，它只依赖于红移和次晕与母晕的瞬时质量比。通过匹配数值模拟得到的团簇大小的暗物质晕的次晕质量函数（SHMF）对模型进行校正后，我们研究了SHMF对质量和红移的依赖关系，发现与以前的观点相反，次晕质量函数并不普适.相反，斜率和归一化都取决于母晕质量M和特征非线性质量M* 的比率。这只是反映了晕形成的时间依赖性;更大质量的母晕形成较晚，因此允许更少的时间进行质量损失。我们分析了晕到晕的散射，并表明，subhalo的质量分数的个人晕最强烈地依赖于他们的吸积历史，在最后Gyr。最后，我们提供了一个简单的拟合函数的平均SHMF的任何质量的母晕在任何红移和任何宇宙学，并简要讨论了我们的研究结果的几个影响。
2005-03-01 astro-ph
The Hierarchical Build-Up of Massive Galaxies and the Intracluster Light since z=1
我们使用一套基于模拟的模型，为自z=1的星系的无耗散演化约束的命运嵌入在暗物质subhalos的吸积卫星。这些模型将恒星质量分配给z=1的暗物质晕，通过将观测到的星系恒星质量函数（GSMF）单调地与晕+次晕质量函数相关联。恒星质量含量的演变，然后使用晕合并树提取N体模拟。我们的模型仅在卫星星系一旦被嵌入其中的subhalos破坏时分配给卫星星系的命运方面有所区别。这些模型面临着观测到的GSMF的大质量端的演化，z~0最亮的星系团星系（BCG）的集群质量的关系，并结合BCG和集群内的光（ICL）的光度分布-所有的观测值预计将演变约耗散自z=1。综合观测约束有利于一个模型，其中绝大多数（>80%）的卫星星从分裂的subhalos进入ICL。相反，一旦次晕破裂，留下大量卫星星系的模型是非常不受欢迎的，因为模型将很大一部分卫星星放入BCG中。我们的研究结果表明，ICL的观测提供了有用的和独特的约束模型的星系合并和耗散的星系群和星系团的演化。
2007-03-15 astro-ph
Cold Dark Matter Substructure and Galactic Disks
我们进行了一组高分辨率的，无耗散的N体模拟研究冷暗物质（CDM）子结构对薄星系盘动力学演化的影响。我们的方法结合了宇宙学模拟的星系大小的CDM晕，得到的子结构人口和控制的数值实验连续subhalo的影响到最初薄，完全形成的盘星系的属性。我们证明了在LCDM模型中，从z~1开始，大质量暗晕与银盘的近距离相遇是很常见的。相比之下，目前CDM晕中极少数卫星可能对磁盘结构产生重大影响。一个典型的主机晕合并的历史是用来种子控制N体实验的subhalo-disk遭遇。作为这些吸积事件的结果，盘在所有半径上都显着增厚，盘尺度高度在太阳附近增加超过2倍。我们发现，与subhalo人口的相互作用产生了丰富的独特的形态签名，包括：明显的耀斑盘星;酒吧;低寿命，环状特征的郊区;和低密度，盘平面上方的附属结构。我们比较由此产生的动态冷，环状功能在我们的模拟中的麒麟座环恒星结构的MW。的比较显示定量协议的空间分布和运动学，这表明，这种观察到的复杂的恒星成分可能会自然出现的磁盘恒星被激发遇到subhalos。这些发现突出了CDM子结构在设置盘星系结构和驱动星系演化中的重要作用。
2008-07-18 astro-ph
Formation and evolution of galaxy dark matter halos and their substructure
我们使用“Via Lactea”模拟来研究银河系大小的LambdaCDM晕及其subhalo人口的共同进化。虽然在一系列主要合并中，大部分宿主晕质量在前6 Gyr期间吸积，但物理质量分布[而不是M_vir（z）]实际上保持不变，因为z=1。在一个大样本的LambdaCDM星系晕中也是如此。在给定质量壳层的转向和维里化时期之间，次晕质量损失达到峰值，之后下降。97%的z=1的subhalo在当前的时期有幸存的束缚残余。对于最初较轻的次晕，保留的质量分数更大：z=1时最大圆速度Vmax=10 km/s的卫星今天的质量约为当时的40%。在第一个近心通过一个更大的平均质量分数损失比在每个后续轨道。潮汐从外到内移动子结构中的质量，导致与相同质量的场晕相比更高的浓度。这种效应，再加上内部卫星形成时代较早，导致银河系中心的次晕浓度强烈增加。我们提出了个人的进化轨迹和当今的性能可能的主机的矮卫星周围的银河系。今天位于Via Lactea宿主之外的“场晕”的形成历史被发现强烈依赖于其环境的密度。这是由潮汐质量损失引起的，潮汐质量损失会影响偏心轨道上的许多场晕。
2008-05-13 astro-ph
Disk Evolution and Bar Triggering Driven by Interactions with Dark Matter Substructure
我们在LCDM WMAP 3宇宙中对星系形成的完全自洽宇宙学模拟中研究了条盘系统的形成和演化。在一个代表性的模型中，我们发现第一代条形的形成是对不对称的暗物质（DM）分布的响应（即，DM灯丝）并迅速衰减。随后的酒吧世代的形式和破坏的主要合并时期渗透的相互作用与DM子结构（subhalos）。一个长寿的酒吧是由一个潮从一个subhalo和生存约10 Gyr。在随后的无数次小合并和与子结构的相互作用过程中，这个酒吧的演变。这些相互作用与内在因素一起，在很大程度上决定了恒星棒的演化。除了在相互作用期间和存在次级（核）棒时，棒的强度和其图案速度基本相关。对于约5 Gyr的酒吧模式的速度大幅增加，尽管损失的角动量的恒星和尖锐的DM晕。我们分析了条盘中恒星星族的演化，并将它们与潜在的动力学联系起来。棒主要由年龄为5-6 Gyr的中等恒星组成，在z=0处的盘星，而在z = 0.1处的次级核棒则由年龄为1-3 Gyr的恒星组成。
2008-09-16 astro-ph
The Evolution of Substructure in Galaxy, Group and Cluster Haloes II: Global Properties
在以前的论文中，我们描述了一种新的方法，包括详细的信息，在半解析模型的暗物质晕形成的合并树的基础上的子结构。在本文中，我们提出了我们的完整模型的晕形成的基本预测。本文首先描述了目前星系晕、星系团晕和星系团晕中亚结构的总体性质。然后，我们讨论了子结构的演化，以及单个晕的质量吸积历史对其次晕人口的质量函数和轨道分组的影响。我们表明，特别是，subhalo质量函数的形状是强烈相关的形成时代的晕。在本系列的第三篇论文中，我们将比较我们的半解析方法的结果与晕形成的自洽数值模拟的结果。
2004-10-02 astro-ph
The origin and tidal evolution of cuspy triaxial haloes
本文提出了一种构造具有几乎任意密度剖面、轴比和自旋参数的平衡三轴N体晕的方法。该方法的基础上的方式，在分层宇宙学模拟，其中长和扁圆晕形成通过合并低和高的角动量，分别形成的结构。我们发现，主要合并之间的平衡球尖状晕产生类似的尖状三轴残余和较高的角动量合并产生系统的浓度较低。三轴晕在更深的潜力轨道变得更加球形和它们的速度色散张量更各向同性。质量损失的速率敏感地依赖于晕的形状：一个扁长的晕可以以几倍于具有相同密度分布的各向同性球形晕的速率损失质量。在宇宙学模拟中，亚晕比轴比大30%的场晕圆得多。
2004-09-24 astro-ph
The Distribution of Satellite Galaxies: The Great Pancake
银河系250千秒差距内的11个已知卫星星系在天空中接近一个大圆圈。我们使用高分辨率N体模拟银河系暗物质晕测试，如果这个显着的属性可以理解的背景下，冷暗物质宇宙学。我们从模拟中构建晕合并树，并使用半解析模型来跟踪卫星星系的形成。我们发现，在所有6个模拟中，11颗最亮的卫星确实沿着薄的盘状结构分布，类似于银河系卫星所追踪的结构。这与晕圈中暗物质的总体分布和其中的次晕形成鲜明对比，次晕虽然是三轴的，但并不是高度非球面的。我们发现，卫星的空间分布是显着不同的最大规模的subhalos，但类似的subhalos的子集，有最大规模的祖先在较早的时候。卫星描绘出的细长盘状结构的长轴与暗物质晕的长轴对齐。我们解释我们的结果，反映了优先下降的卫星沿脊柱的几个细丝的宇宙网络。
2005-03-18 astro-ph
Intracluster Short Gamma-Ray Bursts by Compact Binary Mergers
短伽马射线暴（SGRB）的可能起源之一是致密双星的合并，而大反冲速度的影响是一个可以用作这一假设的观测检验的特征。从星系团中的宿主星系逃逸的团内SGRB在这方面是有趣的，因为它们会更容易通过星系团潮汐力逃逸，并且会比一般场星系中的那些具有更明亮的余辉光度。本文计算了星系团中致密双星从其宿主星系的逃逸分数，并讨论了一些观测意义。我们发现逃逸分数在很大程度上取决于与成员星系相关的暗物质晕下的性质。如果成员星系周围的暗物质的数量不是很大，逃逸双星的引力势主要由恒星质量决定，那么大多数SGRB应该逃逸并被观察为无宿主的，这比在现场的要高得多。因此，星系团内SGRB的统计可以提供有关星系团暗物质分布的重要信息，以及SGRB起源的线索。
2008-02-13 astro-ph
Do the Unidentified EGRET Sources Trace Annihilating Dark Matter in the Local Group?
在冷暗物质（CDM）结构形成框架中，星系周围的暗物质晕通过与较小晕的连续合并而聚集。这个合并过程并不完全有效，数百个幸存的晕核，或{ \it subhaloes}，预计将留在像银河系这样的星系晕内的轨道上。虽然银河系的十几颗可见卫星可能会追踪到其中的一些subhalo，但大多数目前尚未被发现。在银河系周围观测到大量的中性氢{ \it}的高速云（HVC），其中一些HVC可能跟踪光学未检测到的亚晕。如果能证明暗物质的浓度与几个HVC有关，那将是我们试图理解暗物质本质的一个巨大进步。粒子物理学标准模型的超对称（SUSY）扩展目前认为中性伴子是宇宙中非重子暗物质的天然候选者。如果情况确实如此，那么当暗物质湮灭为中微子、光子或正电子时，就有可能间接地探测到暗物质。特别是，晕下的中心可能在伽马射线观测中表现为点源。在这项工作中，我们考虑的可能性，一些身份不明的EGRET $γ$射线源跟踪湮灭中性伴子暗物质在黑暗的子结构的本地集团。我们比较观察到的位置和通量的身份不明的EGRET源和HVC的位置和通量预测的模型的晕子结构，以确定在何种程度上这三个人口可以相关联。
2004-12-16 astro-ph
Phase-Space Structure & Substructure of Dark Halos
本文提出了一种计算N体系统6维相空间密度f（x，v）及其PDF v（f）的方法。它基于Delaunay曲面细分，在宽的f范围内产生具有固定平滑窗口的v（f），与采样分辨率无关。研究发现，在由层次聚类建立的引力弛豫晕中，从维里水平到当前的分辨率极限，v（f）在f的40年以上的时间里是一个稳健的幂律，v（f）f^{-2.5 \pm 0.05}.这对LCDM宇宙学中不同大小的晕是有效的，表明只要小尺度波动没有被完全抑制，初始波动功率谱就不敏感。通过在位置空间中映射f，我们发现高f对v（f）的贡献来自母晕内的“冷”子晕，而不是晕中心区域及其全局球形轮廓。在晕维里半径附近的次晕中，f比在晕中心处高100倍以上，并且随着半径的减小而逐渐减小。这表明相混合由于合并和潮汐效应，涉及膨胀和加热。相空间结构为研究晕形成过程中晕的演化提供了一个灵敏的工具。人们希望理解为什么子结构加起来就是v（f）中的普适幂律。f^{-2.5}行为似乎与等级聚类过程有关，而不是剧烈弛豫的一般结果。
2004-03-07 astro-ph
Ongoing Assembly of Massive Galaxies by Major Merging in Large Groups and Clusters from the SDSS
我们调查的发生率的主要合并创建> 10 e11 Msun星系在当今的集团和集群更大规模的2.5e13 Msun。我们确定了38对大质量星系的相互潮汐相互作用的签名选择从>5000星系与> 5e 10 Msun，居住在845个这样的群体。我们适合每个星系对的对称模型的视线投影的图像，并确定合并周围的每个祖，如偏离中心的等照度线，广泛的潮汐尾巴，和动态摩擦尾的残余不对称的存在。在SDSS的分辨率和灵敏度下，这种合并在16%的高质量星系-星系对中被发现，其星等差小于1.5和小于30 kpc的投影距离。我们发现，90%的这些合并有几乎相等的质量与红色序列的颜色和集中的形态，无耗散合并模拟的标志祖。在组中心的合并比2个卫星之间更常见，但两者在形态上是无法区分的，我们初步得出结论，后者可能位于最近吸积的subhalos的动力中心。中心和卫星合并的频率减少与集团质量一致的动力摩擦的预期。基于合理的假设，这些大质量晕的中心平均每Gyr增加1-9%的恒星质量。与所有的LRG-LRG合并相比，我们发现当限制在这些密集环境中时，它们的合并率高出2-9倍。我们的研究结果意味着星系人口的大规模结束继续在可测量的水平上分层进化，大规模群体的中心是合并驱动的星系组装的首选环境。（节略）
2007-10-11 astro-ph
Halo Substructure And The Power Spectrum
我们提出了一个半解析模型，探讨合并的历史，破坏率，并在暗物质晕的子结构的生存概率，并使用它来研究作为功率谱的函数的星系大小的晕的子结构人口。我们成功地再现了subhalo速度函数和径向分布中看到的N体模拟标准LCDM。我们探讨了具有归一化和倾斜跨度σ_8 = 0.65-1和n = 0.8-1的光谱的含义。我们还研究了一个dn/dlnk=-0.03的运行指数（RI）模型，以及几个质量分别为mW = 0.75，1.5，3.0keV的WDM模型。子结构质量分数对功率谱的倾斜和整体归一化相对不敏感。所有CDM类型的模型都给出了预测的子结构质量分数，这些质量分数与强透镜系统的估计值一致，但偏低：在M_sub < 10^9 Msun的系统中，f = 0.4-1.5%（64个百分点）。截断模型产生显著更小的分数，并且不受透镜结果的青睐。我们比较我们的预测subhalo速度函数的银河系的矮卫星人口。假设各向同性的速度分散，我们发现标准的n=1模型高估了MW卫星的数量。具有较小的小尺度功率的模型更成功，因为给定圆速度的subhalos较少，并且观测到的速度色散和晕圆速度之间的映射显着改变。RI模型，或一个固定的倾斜σ_8 =0.75，可以解释MW矮星，而不需要差分反馈，然而，这些比较依赖于敏感的假设，各向同性的速度在卫星星系。
2003-07-27 astro-ph
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
Properties of cluster satellites in hydrodynamical simulations
我们分析了星系团流体动力学Tree-SPH模拟中暗物质和ICM的动力学和热演化。从一个样本的17个高分辨率的对象，维里质量范围从3 × 10^{14}到1.7 × 10^{15} M_sun，我们遵循的建立系统的暗物质和热气通过重复合并的卫星沿着合并的历史树。我们测量了合并后作为时间的函数的子晕的自约束质量分数，估计了合并时作为与主集群质量比的函数的卫星平均轨道特性，并研究了它们的内部速度色散，气体温度和熵的演化，因为子结构被各种动力学过程破坏，最终达到主星系团引力势的热力学平衡。我们模拟了次晕轨道的一些相关性质，如第一次近心和近心通道的时间，以及相应时间的典型距离和速度。这种生存研究可以用来解释所观察到的合并集群的动态，作为一个例子，我们将我们的结果应用到系统1 E0657 -56。我们表明，根据我们的研究结果，最有可能的解释，这个集群的数据点合并的一个小组与质量M \approx 1 10^{13} M_sun与一个巨大的集群与M \approx 1.3 10^{15} M_sun。
2004-03-04 astro-ph
The Dependence of the Mass Assembly History of Cold Dark Matter Halos on Environment
我们通过高分辨率的N体模拟显示了星系大小的冷暗物质（CDM）晕的质量组装历史如何依赖于环境。与低密度环境相比，高密度环境中的晕形成得更早，并且它们的质量的更高部分在主要合并中组装。现今比质量聚集率的分布强烈依赖于环境。在低密度环境中，目前只有20%的晕不是吸积物质，而在高密度环境中，这一比例上升到80%。在z=1时，比聚集率的中值比z=0时大约4倍，并且几乎与环境无关。这里发现的所有对环境的依赖性都受到与subhalos相关的局部过程的极大增强，因为subhalos的比例随着环境的密度增加而增加。晕比质量聚集率的分布及其对环境的依赖关系类似于星系比恒星形成率分布的关系。一个模拟的形态密度关系也存在于CDM晕的水平，被驱动的晕主要合并的历史。然而，重子过程是必要的，以解释进一步的细节和恒星形成率的演变，颜色和形态环境的关系。
2006-09-23 astro-ph
Modeling the Milky-Way Satellite galaxies
我们使用半解析的星系形成模型重新讨论了银河系卫星问题，并将预测的光度函数与最近的SDSS结果进行了比较。利用宇宙光电离，光度函数可以与$-15< M_{V} <-2$的数据得到广泛的一致。这种对先前半分析模型结果的改进（例如，Benson et al.2002）是从我们采用的星系合并历史和星系合并时间尺度的改进模型。非常微弱的卫星（$M_{v} > -5$）形成于$10^{4}K$（吸积前质量约为$10^{9} M_{\odot}$）上方维里温度的晕中，但它们的重子含量受到光电离的强烈抑制。我们模拟了暗晕的质量演化，并将预测的质光比与数据进行了比较。我们发现，卫星的发光半径内的测量总质量约为他们目前的总暗物质质量的5%。
2008-06-19 astro-ph
Dark matter in Draco and the Local Group: Implications for direct detection experiments
我们使用的宇宙学模拟的本地组进行定量和投机性的预测直接检测实验。冷暗物质（CDM）晕的形成是通过一系列复杂的合并、吸积事件和剧烈的弛豫来实现的，这排除了轴对称坍缩所预测的显著焦散特征的形成。晕密度剖面与星系质量分布的观测约束相结合，将冷暗物质的局域密度限制在0.18 <~ rho_CDM（R_solar）/GeV cm^-3 <~ 0.30的范围内。在速度空间中，来自潮汐破裂晕的暗物质相干流充满了晕，并提供了合并层次的示踪剂。三轴CDM晕内的粒子速度不能近似由一个简单的麦克斯韦分布，并在太阳的位置径向偏置。详细的相空间结构在太阳系内将取决于早期合并的历史祖先晕和重要的合并吸积为主的增长。我们跟踪了一个质量为10^8M_solar的“Draco”大小的dSph晕的形成，该晕具有数百万个粒子和高力精度。它的内部结构和子结构类似于星系或星系团的质量晕：密度分布有一个奇异的中心尖点，它包含数千个在维里半径内轨道运行的子晕，表现出与无碰撞的暗物质子星系团的自相似性质。子结构晕的奇异核在完全潮汐破裂后仍然存在，尽管质量损失是持续而迅速的。通过对速度色散为1 m·s^-1（大致等于中性伴子的自由流标度）的地球质量晕进行广泛的外推，我们发现大多数暗物质可能仍然附着在束缚的暗晕上。（节录）
2001-06-15 astro-ph
Effect of halo modelling on WIMP exclusion limits
WIMP直接探测实验刚刚达到探测中性伴子形式的银河系暗物质所需的灵敏度。从这些实验中得到的数据通常是在简化的假设下分析的，即银河系晕是一个具有麦克斯韦速度分布的等温球体。观测和数值模拟表明，星系晕实际上是三轴各向异性的。此外，在冷暗物质的范例中，星系晕是由较小的次晕合并而成的，并且至少有一些残余的亚结构幸存下来。我们研究晕模型对WIMP排斥极限的影响，同时考虑到探测器的响应。三轴和各向异性晕模型，与参数的观测和数值模拟，导致显着的变化，这是不同的实验，而如果本地WIMP分布占主导地位的小尺度团块，然后排斥极限的变化显着。
2002-08-19 astro-ph hep-ph
Cold Dark Matter Substructure and Galactic Disks I: Morphological Signatures of Hierarchical Satellite Accretion
（摘要）我们进行了一系列的高分辨率，无耗散N体模拟研究的累积效应的子结构合并薄盘星系的结构形成的LCDM范式的背景下。我们的模拟活动是基于一个混合的方法。子结构性质直接从星系大小的冷暗物质（CDM）晕的宇宙学模拟中挑选出来。与从现今的子结构人口统计中可以推断出的相反，大质量的次晕吸积到主晕的中心区域，那里是银河系盘的所在地，因为z~1应该是常见的现象。一个主机晕合并的历史，随后被用来种子控制的数值实验的重复卫星的影响，最初薄的银河系型盘星系。我们表明，这些吸积事件产生几个独特的观测签名，在恒星盘，包括：在郊区的环状特征;一个显着的耀斑;一个中央酒吧;和微弱的对流结构（虚假）类似潮汐流。盘星的最终分布呈现出一种复杂的垂直结构，可以用标准的“薄-厚”盘分解来很好地描述。我们的结论是，在LCDM模型中预期的那种卫星盘遇到可以诱导在银河系，M31，和其他盘星系中发现的那些类似的星系盘的形态特征。这些结果突出了CDM子结构在确定盘星系结构和驱动星系演化中的重要作用。即将到来的星系结构巡天和天体测量卫星可能能够通过测试星系盘的详细结构是否像CDM范式预测的那样兴奋来区分竞争的宇宙学模型。
2008-07-17 astro-ph
Thin, thick and dark discs in LCDM
在LCDM宇宙学中，银河系将卫星吸积到恒星盘中。我们使用宇宙学模拟来评估近盘平面和更高倾角吸积事件的频率，以及卫星合并的无碰撞模拟来量化吸积材料的最终状态和对薄盘的影响。平均而言，一个银河系大小的星系有3个Vmax> 80 km/s的暗晕，7个Vmax> 60 km/s的暗晕，15个Vmax> 40 km/s的暗晕在红移z>1处合并。假设是各向同性吸积，其中三分之一会以小于20度的撞击角合并，并被动力摩擦力拖入盘平面。它们的吸积恒星和暗物质形成了一个厚厚的圆盘。恒星厚盘在质量上再现了在太阳附近观测到的厚盘，但质量要小2-10倍。在太阳位置，暗物质盘贡献了0.25-1倍的晕密度。虽然不太可能是动态有趣的，暗盘有重要的意义，直接检测暗物质，因为它的速度相对于地球低。高倾角（>20度）遭遇的可能性是低倾角遭遇的两倍。这些导致了与最近发现的内/外恒星晕非常相似的结构。它们也会对银河系的恒星盘造成更大的破坏，产生更明显的耀斑和翘曲;它们的寿命都很长，而且与目前的观测结果一致。最大质量的合并（vmax> 80 km/s）会将薄盘加热到足以产生厚盘。这些被加热的薄盘星对于获得像银河系那样大质量的厚盘是必不可少的;它们可能包含大约50-90%的厚盘星。银河系薄盘必须在z=1后由新鲜气体重新形成。
2008-06-26 astro-ph
Dark halo densities, substructure, and the initial power spectrum
虽然目前流行的冷暗物质加上宇宙学常数的结构形成模型假设了n=1的标度不变的初始功率谱，但大多数暴胀模型至少会产生与n=1的轻微偏差。由于从CMB标准化到星系尺度的杠杆臂很长，即使是很小的“倾斜”也会对星系观测产生重要影响。在这里，我们计算了几个动机良好的模型的膨胀和计算的子结构的内容和星系晕的中心密度的影响COBE归一化的功率谱。使用一个分析模型，归一化对N体模拟，我们表明，虽然在标准（n=1）模型中的晕是过度密集的一个因素~6相比，观察，我们的几个例子通货膨胀+LCDM模型预测晕密度以及在观测范围内，这更倾向于模型与n ~ 0.85。我们继续使用半解析模型（也归一化对N-体模拟）遵循合并历史的星系大小的晕和轨道衰变，中断，并合并子结构的演变。n ~0.85的模型预测，在固定圆速度下的半晕比标准$n = 1$情况少3倍。虽然这种程度的减少并不能解决“矮卫星问题”，但它确实意味着与观测到的矮卫星数量相匹配所需的反馈水平对初始功率谱很敏感。最后，束缚在子结构中的星系晕质量的比例与多重成像类星体对所有模型的限制是一致的：即使在有效倾斜n ~ 0.8的情况下，fsub> 0.01。我们的结论是，在目前的水平上，这种透镜约束对原始功率谱并没有提供很强的限制。
2002-07-24 astro-ph
The Varied Fates of z~2 Star-forming Galaxies
恒星形成星系构成了z~2处恒星质量>10^10 M_Sun/h^2的星系中的大多数，并且在这个早期阶段主导了宇宙的恒星形成率密度。因此，了解它们的起源、演化以及与潜在的暗物质分布的联系至关重要。为此，我们确定的暗物质晕（包括subhalos），可能包含恒星形成星系在z~2（z2 SFG）在一个大型的无耗散宇宙学模拟，然后使用晕合并的历史，以遵循z2 SFG后裔z~1和z~0的演变。在这些时代的进化晕，然后面对一系列的观测数据，以揭示可能的后代z2 SFGs。虽然演化的晕在z~1和z~0处具有与红星系相当的成团强度，但我们发现大部分z2 SFG在任何一个时期都不会演化成红星系。这一结论主要是基于这样一个事实，即z2 SFG的空间密度比低红移的红星系高得多，即使考虑到z2 SFG后代的合并，这使得z2 SFG后代的数密度在z~0时最多减少了2倍。约50%的z2 SFG存活到z~0，约70%位于z~0暗物质晕的中心，M>10^12 M_Sun/h。z~0星系的晕占据模型表明，这些晕被M_r<-20.5的星系占据，这意味着这些z ~ 2 SFG演化成今天的“典型”~ L* 星系，包括我们的银河系。剩下的约30%在z~0时成为卫星星系，与晕占据模型的比较表明它们相当微弱，M_r<-19.5。（简略）
2008-03-10 astro-ph
The effect of gas-dynamics on semi-analytic modeling of cluster galaxies
我们研究的程度，非辐射气体动力学影响合并历史的晕以及随后的预测从半解析模型（SAM）的星系形成。为此，我们使用一个样本的暗物质和非辐射SPH模拟的四个大规模的集群。气体动力学过程的存在（例如，来自热ICM的冲压压力）使晕在包括气体的运行中更加脆弱。这导致z = 0时的浅晕总数减少25%。由于存在“孤儿”星系，即其母星系的子结构降低到模拟的分辨率极限以下的星系，对SAM预测的星系群的影响变得复杂。在我们的研究中采用的模型中，这些星系生存的剩余合并时间是使用一个变化的Sirrasekhar公式计算。由于冲压压力剥离，气体模拟中的晕往往比暗物质模拟中的晕质量小。在这些模拟中，卫星星系的合并时间会更长。另一方面，气体的存在会影响晕的轨道，使它们平均更圆，因此减少了相对于仅模拟暗物质的估计合并时间。这种效应对于质量最大的卫星尤其重要，并且（至少部分地）导致了这样一个事实，即最明亮的星系团星系在运行气体时的恒星质量比仅从暗物质模拟中获得的质量大25%。我们的研究结果表明，气体动力学的星系人口的统计特性只有一个边际的影响，但它的轨道和合并时间的晕强烈影响最大质量的星系的组装。
2008-09-01 astro-ph
