LCDM宇宙学的六大难题

暗物质和宇宙学：具有宇宙学常数的CDM（$Λ$ CDM）与具有热暗物质的PDKEEPAAA（CHDM）

Dark Matter and Cosmology: CDM with a Cosmological Constant ($Λ$CDM) vs. CDM with Hot Dark Matter (CHDM)

在这里，我们讨论可能与数据一致的两种最流行的CDM变体：\lcdm \和CHDM。虽然COBE标准化的\lcdm \和CHDM的预测都与$\sim 10$到$100 \hMpc$尺度上的可用数据吻合得很好，但每个都有潜在的优点和缺陷。具有$Ω_0 \sim 0.3$的\lcdm \可能具有允许对于给定宇宙年龄$t_0$的更高膨胀率$H_0$的优点，但是在小尺度上预测太多波动功率的缺陷。CHDM在小尺度上的能量较小，因此它的预测似乎与星系分布的数据非常一致，但它是否预测了足够早的星系形成，以与最新的高红移数据兼容，还有待观察。此外，两个非常近期的观测结果有利于高宇宙密度，从而有利于$Ω=1$模型，如CHDM \lcdm-（1）正减速参数$q_0>0$测量使用高红移Ia型超新星，（2）低原始氘/氢比测量在两个不同的类星体吸收光谱。我们试图找出\lcdm \和CHDM的“最佳”变体，并讨论这两种模型的关键观察检验。

LCDM宇宙学中的集团排列和椭圆性

Cluster Alignments and Ellipticities in LCDM Cosmology

星系团的椭圆度和排列，以及它们的红移演化，在一个以λ为主导的冷暗物质宇宙学的背景下进行检查。我们使用大尺度、高分辨率的N体模拟来模拟光锥中的物质分布，光锥包含~10^6个红移为z=3的团簇。星系团的椭圆度是由星系团的质量、半径和红移决定的，无论是在3D空间还是在投影中。我们发现强大的集群椭圆：平均椭圆率增加红移从0.3在z=0到0.5在z=3，为3D和2D椭圆的演化是很好的拟合e=0.33+0.05z。椭圆度随星系团质量和半径的增大而增大，星系团主体比核心更椭圆，但椭圆度随红移的增大而增大的现象得以保留。使用拟合的集群椭球，我们确定集群的排列作为其分离的函数。我们发现，当距离小于100 Mpc/h时，团簇的排列很强;排列随距离的减小和红移的增加而增加。团簇从早期的高度排列和伸长的系统到现在的低排列和伸长的系统的演化反映了结构形成的等级性和连续性。与即将到来的星团巡天相比，这些星团椭圆率和排列的测量将为当前的宇宙学模型提供新的测试。

LCDM宇宙学中空丝的尺寸分布

The Size Distribution of Void Filaments in a LCDM Cosmology

根据Millennium Run晕星表，在红移z= 0，0.5，1和2处计算了空洞中微细丝的尺寸分布。我们认为，原始潮汐场起源于空洞中的次级结构的存在，而空洞丝只经历了很小的演化，保持了原始潮汐场的初始记忆。应用最小生成树（MST）技术的基础上，以千禧年的空洞，我们确定了迷你丝贯穿空洞，并测量它们的大小在每个红移的搜索算法。然后，我们计算了空泡微丝的随动数密度在对数区间内随其尺寸的变化，并确定了一个解析拟合函数，发现空泡微丝的尺寸分布在对数区间内具有几乎普适的形状，对红移不敏感：在短尺寸部分，它很好地近似为幂律，而在长尺寸部分，它呈指数下降。我们期望，普遍的大小分布的空丝可能会提供一个有用的宇宙学探针，而不诉诸均方根密度波动。

快子场作为暗能量的宇宙学

Cosmology with tachyon field as dark energy

本文详细研究了均匀快子物质与非相对论性物质和辐射共存时的宇宙学效应，重点研究了快子标量场的平方反比势和指数势.这些模型的一个显着特点（与其他宇宙学模型相比）是，即使在物质占主导地位的阶段，物质密度参数和快子的密度参数仍然相当。对于指数势，解有一个加速阶段，随着t趋于无穷大，有一个a（t）~ t^{2/3}的阶段。这消除了LCDM模型中存在的未来事件视界，从弦论的角度来看，这是一个有吸引力的特征。与超新星Ia数据的比较表明，对于这两个潜在的存在一系列的模型中，宇宙经历了一个加速膨胀在低红移，也符合结构形成的要求。它们确实需要对参数进行微调，但并不比LCDM或quintessence模型的情况更多。

动态精粹宇宙学中的宇宙再电离

Cosmic reionization in a dynamic quintessence cosmology

在本文中，我们调查的影响，一个动态的暗能量成分占主导地位的宇宙在晚时代的再电离。我们使用Furlanetto和Oh（2005）的分析方法在两个不同的宇宙中跟踪HII区域的演化，我们假设Peebles和Ratra（2003）以及Brax和Martin（2000）的精髓模型，并将我们的结果与LCDM情景进行比较。我们表明，对于一个固定的电离效率，在同一宇宙学时代的气泡的拓扑结构是由高质量的对象和电离区域的特征尺寸略小于在LCDM模型，特别是在最新阶段的再电离，由于更高的重组效率。因此，气泡的“重叠时期”发生早于LCDM。最后，我们展示了HII区域的不同演化如何影响高Z类星体光谱的透射，减少在小光学深度处的莱曼通量吸收。

The first generation of stars in LCDM cosmology

We have performed a large set of high-resolution cosmological simulations using smoothed particle hydrodynamics to study the formation of the first luminous objects in the LCDM cosmology. We follow the collapse of primordial gas clouds in eight early structures and document the scatter in the properties of the first star-forming clouds. Our first objects span formation redshifts from z~10 to z~50 and cover an order of magnitude in halo mas. We find that the physical properties of the central star-forming clouds are very similar in all of the simulated objects despite significant differences in…

100 Mpc/h尺度上的相容大宇宙流：对标准LCDM宇宙学的挑战

Consistently Large Cosmic Flows on Scales of 100 Mpc/h: a Challenge for the Standard LCDM Cosmology

特殊的速度调查有不均匀的空间分布的示踪剂，因此，从他们估计的整体流量不对应于一个简单的体积，如一个球体。因此，总体流量估计值在不同的调查之间一般不具有严格的可比性，即使是有效深度相似的调查也是如此。此外，典型调查的稀疏性可能导致小尺度功率混叠成意味着是最大尺度的探测。在这里，我们介绍了一种新的方法来计算体积流量的时刻，速度加权给出一个理想化的调查的体积流量的最佳估计，估计和实际流量之间的差异的方差最小化。这些“最小方差”估计值可以设计成以对小尺度功率的最小敏感性来估计特定尺度上的总体流量，并且在调查之间是可比较的。我们汇编了所有主要的特殊速度调查，并将这种新方法应用于它们。我们发现，我们研究的大多数调查彼此高度一致。总之，数据表明，在半径为50 Mpc/h的高斯窗口内的整体流为407 km/s，朝向l=287和b=8。大规模的整体运动是一致的预测从当地的密度场。这表明在非常大的尺度上存在显著的密度波动。在WMAP 5标准化的LCDM宇宙学中，这种幅度的流动在如此大的尺度上是不被期望的，因此预测的一维r.m.s.速度约为110 km/s。所观察到的整体流量的大幅度有利于WMAP 5误差椭圆的上限值，但即使是WMAP 5 95%置信度椭圆顶部的点预测的整体流量与在>98%置信度水平下观察到的整体流量相比也太低。

准定态量子宇宙的性质与宇宙学难题

Properties of the quantum universe in quasistationary states and cosmological puzzles

从这里发展的宇宙量子理论的观点来重新审视宇宙学的新老难题。结果表明，在建议的方法的标准宇宙学的困难不会出现。该理论预测了观测到的物质密度不均匀性的尺寸和宇宙背景辐射温度波动的幅度，并指出了它们起源的新量子机制。宇宙中的大尺度结构可以用非均匀性的增长来解释，这种非均匀性是由于准稳态的有限宽度引起的原始量子涨落引起的。该理论允许获得的减速参数的值，这是在最近的超新星Ia测量的良好协议。它解释了宇宙熵的大值，并描述了其他参数。

膜世界宇宙学的新前景

New Vistas in Braneworld Cosmology

传统上，更高维度的宇宙学模型试图用统一的几何结构来描述基本力。在这篇文章中，我们讨论如何，在他们目前的化身，高维的“膜世界”模型可能会提供一些宇宙学难题的答案，包括暗能量的问题和大爆炸奇点的性质。

优化重子声学振荡巡天- I：检验LCDM宇宙学的一致性

Optimising Baryon Acoustic Oscillation Surveys - I: Testing the concordance LCDM cosmology

我们通过精确测量重子声学振荡（BAO）来优化未来光谱红移测量的设计，特别强调宽场多目标光谱仪（WFMOS）的设计。我们开发了一个模型，预测可能的目标星系的曝光时间和红移的函数的数量密度。我们使用这个数计数模型与拟合公式的准确性BAO测量，以确定不同的调查和仪器设计的有效性。我们搜索通过可用的调查参数空间，以找到最佳的调查方面的暗能量状态方程参数根据暗能量工作组图的优点，包括预测未来的测量从普朗克卫星。我们优化的调查，以测试的LambdaCDM模型，假设星系预先选择使用光度红移有一个恒定的数密度与红移，并使用非线性截止的物质功率谱，随红移的演变。我们发现，线发射星系强烈首选连续发射星系作为目标。最佳测量覆盖红移范围0.8 < z < 1.4，覆盖尽可能宽的区域（6000平方米）。从1500小时观察时间开始）。光谱仪最有效的光纤数量是2，000根，随着额外光纤的增加，测量性能不断提高，直到达到10，000根光纤的平台。在调查参数空间中的最佳点不是高峰值，并没有显着影响，包括即将到来的超新星调查和其他BAO实验的约束。

LCDM宇宙学中的Milky Way型星系

Milky Way type galaxies in a LCDM cosmology

我们分析了从千年模拟的公开星系目录中提取的52，000个银河系（MW）类型星系的样本，目的是统计研究它们与我们银河系相比的性质的差异和相似之处。模型星系被选择为处于最大圆速度在200-250 km/seg范围内的晕中，并且具有与银河系相似的膨胀盘比。我们发现MW星系是通过冷气体和小卫星系统的吸积而安静地形成的。只有12%的模型星系在其一生中经历了一次重大的合并。大多数恒星是在原地形成的，只有大约15%的最终质量是通过吸积形成的。超新星和活动星系核反馈在这些系统的演化中起着重要的作用。在高红移时，当MW祖先的势阱较浅时，超新星爆炸驱动的风会吹出大部分气体和金属。随着系统质量的增加，SN反馈效应减弱，活动星系核反馈取而代之，在较低红移的恒星形成活动中起着更重要的调节作用。虽然模型银河系星系已被选定位于一个狭窄的范围内的最大圆周速度，但它们仍然表现出显着的分散在最终恒星的质量和金属丰度。我们的分析表明，这种分散的结果从不同的吸积历史的母暗物质晕。静态方面，我们也发现了银河系在相同质量范围内是典型的Sb/Sc星系的证据，为限制星系形成的数值模型提供了一个合适的基准

宇宙学中的快子场

Tachyon Field in Cosmology

研究了均匀快子场作为暗能量的宇宙学效应。我们集中讨论两种不同的标量场势，平方反比势和指数势。这些模型有一个独特的特点，即物质密度参数和快子的密度参数在很大的红移范围内保持可比性。它表明，存在一个范围内的参数，宇宙经历了加速膨胀和演化是一致的结构形成的要求。对于一个可行的模型，我们需要微调的参数，在LCDM或在精华模型。对于指数势，加速阶段之后是a（t）~ t^{2/3}的阶段，因此消除了未来视界。

2 MASS红移观测的宇宙流：CMB偶极的起源及其对LCDM宇宙学的影响

Cosmic flow from 2MASS redshift survey: The origin of CMB dipole and implications for LCDM cosmology

我们使用轨道重建算法生成2 MASS红移巡天（2 MRS）星表的特殊速度场。在2 MRS中重建的单个物体的速度与从3，000 km/s以内的高精度观测距离获得的特殊速度具有良好的相关性。我们估计平均物质密度为0.31 +/- 0.05，通过比较观察到的重建速度在这个体积。本星系群在静止坐标系中的重建运动与观测到的运动一致，由3,000 km/s以内的距离建立，并且是由该体积内的波动产生的，与观测一致。然后，我们重建的速度场的2 MRS在连续更大的半径，研究的问题，收敛到CMB偶极子。我们发现，不到一半的振幅的CMB偶极子内的体积包围的Hydra-Centaurus-Norma超星系团在40 Mpc/h左右产生。虽然大部分的振幅的CMB偶极子似乎是由120兆秒差距/小时恢复，方向不同意，因此我们没有观察到收敛到这个规模。我们开发了一个统计模型，使我们能够估计宇宙学参数的重建增长的收敛速度的本地集团对CMB偶极运动。对于高达60 Mpc/h的尺度，假设局域群速度为627 km/s，我们估计Omega_m h^2 = 0.11 +/- 0.06和sigma_8=0.9 +/- 0.4，与WMAP 5在1-sigma水平上的测量结果一致。然而，对于高达100 Mpc/h的尺度，我们得到Omega_m h^2 = 0.08 +/- 0.03和sigma_8=1.0 +/- 0.4，这与WMA…

大尺度结构和广义Chaobergin气体作为暗能量

Large scale structure and the generalised Chaplygin gas as dark energy

研究了在同时含有冷暗物质（CDM）和广义查伯金气体（GCg）的宇宙中大尺度结构的生长。假设GCg只对宇宙的背景演化有贡献，而CDM组分则坍缩并形成结构。我们提出了一些新的分析以及数值结果的线性和非线性增长在这样的模型。该模型通过了标准的宇宙学距离检验，而不需要宇宙学常数（LCDM）。但我们发现，该方案是严重限制了目前的观测大尺度结构。GCg参数偏离标准λ主导宇宙学（LCDM）的任何微小偏差都会对结构的生长产生实质性的抑制。

具有暗能量的耗散宇宙学还是保守宇宙学？

Dissipative or Conservative cosmology with dark energy ?

用动力系统方法分析了具有耗散尘埃流体（用暗物质、重子物质和暗能量描述）的FRW宇宙学模型在所有可容许初始条件下的所有演化路径.通过这种方法，人们能够看到导致所需属性-加速-的解决方案的类别是多么通用。动力系统理论还提供了一种可能性，即用牛顿力学的工具来研究所有可能的解及其稳定性，牛顿力学的工具是在由宇宙尺度因子参数化的一维势场中运动的粒子。我们证明了具有体粘滞性的平坦宇宙学可以被看作是具有Chaubergin气体型势函数的保守系统。我们也面临着粘性模型与SNIa观测。最佳拟合模型是通过最小化$χ^{2}$函数得到的，该函数由模型独立参数空间中的残差和$χ^{2}$水平表示。总的结论是SNIa数据支持没有宇宙学常数的粘性模型。得到的$χ^{2}$统计量的值对于粘性模型和LCDM模型是可比的。利用贝叶斯信息准则对不同幂律粘性参数化的模型进行了比较。我们的分析结果表明，SNIa数据支持粘性宇宙学比LCDM模型，如果在粘度参数化的系数是固定的。贝叶斯因子也用于获得模型的后验概率。

大爆炸宇宙学问题背景下准稳态宇宙的性质

Properties of the quasistationary universe in context of the Big-bang cosmology problems

从这里发展的宇宙量子理论的观点来重新审视宇宙学的新老难题。结果表明，在建议的方法的标准宇宙学的困难不会出现。该理论预测了观测到的物质密度不均匀性的尺寸和宇宙背景辐射温度波动的幅度，并指出了它们起源的新量子机制。它允许获得的减速参数的值，这是在最近的超新星Ia测量值的良好协议。该理论解释了宇宙熵的大值，并描述了其他参数。

用观测宇宙学对抗Lemaitre-Tolman-Bondi模型

Confronting Lemaitre-Tolman-Bondi models with Observational Cosmology

我们可能生活在宇宙中的一个特殊地方，靠近一个大空洞的中心，这似乎是一个有吸引力的替代解释宇宙加速的LCDM模型与占主导地位的暗能量成分。在本文中，我们面对渐近平坦的Lemaitre-Tolman-Bondi（LTB）模型与一系列的观察，从Ia型超新星宇宙微波背景和重子声学振荡的数据。我们提出了两个描述局部空洞的具体LTB模型，其中唯一的任意函数是物质密度Omega_M和哈勃膨胀率H的径向依赖性。我们发现，所有的观察可以容纳在1西格玛，我们的模型与4或5个独立的参数。最佳拟合模型的卡方非常接近LCDM模型的卡方。我们进行了一个简单的贝叶斯分析，并表明，不能排除的假设，我们生活在一个大的局部空白，否则爱因斯坦-德西特模型。

用星系的条件光度函数约束星系形成和宇宙学

Constraining Galaxy Formation and Cosmology with the Conditional Luminosity Function of Galaxies

我们使用的条件光度函数（CLF），它给出了在[L，L+dL]的范围内，居住在质量M的晕星系的数量，连接星系的分布的暗物质晕。我们寻求CLF，再现星系光度函数和光度依赖的星系集群强度和测试模型，通过比较得到的质光比（M/L）与约束条件的塔利-费舍尔（TF）关系。我们得到了一些严格的限制星系形成和宇宙学。特别是，这种方法可以打破Ω_0和功率谱归一化σ_8之间的简并，固有的弱透镜和集群丰度的研究。对于σ_8用最近的弱透镜观测归一化的平坦LCDM天体演化，在Ω_0 ~0.3范围内得到最好的结果，Ω_0 < 0.2导致星系相关长度过大，而Ω_0> 0.4则导致M/L过大。LCDM和谐宇宙学的最佳拟合模型（Omega_0=0.3）预测的M/L略高。我们讨论了一些可能的影响，可能会解决这个问题，包括宇宙学参数的小修改，温暖的，而不是冷的暗物质，系统误差在目前的观测数据，和暗星系的存在。最后，我们使用CLF来预测一些关于星系光在本地宇宙中分布的统计数据。

Bright High z SnIa：对LCDM的挑战？

Bright High z SnIa: A Challenge for LCDM?

最近，Kowalski et. al.（arxiv：0804.4142）指出，“在z> 1处，SnIa数据有一个出乎意料的亮度”。我们通过构建一个新的统计量，这是直接适用于Ia型超新星（SnIa）的距离模数量化这一声明。这个统计量的目的是拿起系统的亮度趋势的SnIa数据点相对于一个最适合的宇宙学模型在高红移。它基于在特定宇宙学模型（例如LCDM）的背景下，将SnIa距离模量与相应的最佳拟合值之间的归一化差异进行分箱。然后，我们专注于最高的红移仓，并将其大小向较低的红移扩展，直到仓归一化差（BND）在红移z_c（仓大小N_c）处改变符号（交叉0）。然后将该交叉的箱大小N_c（统计变量）与基于最佳拟合模型的蒙特卡罗数据实现的相应交叉箱大小N_{mc}进行比较。我们发现，相对于最佳拟合LCDM模型，从Union 08和Gold 06数据中获得的交叉箱大小N_c与从最佳拟合LCDM中获得的相应蒙特卡罗数据集的N_{mc}相比异常大。特别是，只有2.2%的Monte Carlo LCDM数据集与Gold 06的N_c值一致，而Union 08的N_c值的相应概率为5.3%。因此，根据这一统计，在（w_0，w_1）=（-1，0）模型（LCDM宇宙学）的背景下，Union 08和Gold 06数据集的高红移亮度偏差被实现的概率小于6%。对于Union 08和Gold 06数据集，在（w_0，w_…

暗能量的矢量模型

Vector models for dark energy

我们探讨了宇宙加速膨胀的现阶段是由于宇宙矢量场的存在的可能性。我们表明，矢量理论允许生成的加速阶段，而不引入潜在的条款或不自然的尺度在拉格朗日。我们提出了一个特定的模型，具有相同数量的参数LCDM和良好的拟合SNIa数据。该模型在辐射时代进行了标度，具有自然的初始条件，从而避免了宇宙符合问题。接下来的观测将能够清楚地将其与标准LCDM宇宙学区分开来

暗物质晕的并合速率：演化与环境依赖

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。

Andromeda Galaxy的修正LCDM质量模型

A Revised LCDM Mass Model For The Andromeda Galaxy

我们提出了一个更新的M31的质量模型，利用斯皮策3.6 $μ$ m图像，质量-光比梯度的基础上星系的B-R颜色配置文件，并从各种来源观察到的旋转曲线数据。我们研究的情况下，暗物质遵循一个纯粹的NFW配置文件，并在初始NFW晕合同的响应星系的形成。我们发现，这两种情况下可以产生一个合理的拟合所观察到的旋转曲线数据。然而，一个纯NFW模型需要的浓度c_{vir} =51，这是远远超出LCDM宇宙学预测的范围，因此是不利的。一个膨胀收缩的NFW晕倾向于初始浓度c_{vir} =20，维里质量为8.2 × 10 ^{11} M_{\odot}，这与宇宙学对M31大小星系的预期一致。最佳拟合质量与仙女座星系流运动学、卫星星系径向速度和行星状星云研究的估计一致。最后，利用已知的旋转曲线剪切和旋臂俯仰角之间的线性相关性，我们表明，恒星旋臂俯仰角M31（这是不能从成像数据推断，由于星系的倾斜）是P=24.7 \pm 4.4度。

高红移下暗物质晕的轮廓

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。

LCDM宇宙中的终极晕质量

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 &lt; r &lt; rhalo的范围内太浅了。

LCDM团簇中半导体的径向分布

The Radial Distribution of Galaxies in LCDM clusters

我们利用高分辨率的LCDM宇宙学模拟方法研究了形成于和谐LCDM宇宙学中的星系团的暗晕和星系的径向分布。与以前的研究一致，我们发现，subhalos的径向分布是显着不集中比的暗物质，当subhalos选择使用其现今的引力约束质量。我们表明，在径向分布的差异是不是一个数值伪影，是由于潮汐剥离。在星系团核心的次晕自吸积以来损失了超过70%的初始质量，而维里半径附近的晕的平均潮汐质量损失约为30%。这就引入了一个径向偏差的空间分布的subhalos时，他们选择使用其潮汐截断质量。我们表明，径向偏差几乎完全消失，如果subhalos选择使用它们的质量或圆速度在吸积时代。因此，无耗散模拟的结果的比较观察到的星系群中的分布是敏感的选择标准，用于选择subhalo样本。利用包括冷却和恒星形成的模拟，我们表明，在0.1<R/R200<2.0时，如果用星系的恒星质量选择暗晕，暗晕的径向分布与星系团中观测到的星系径向分布是合理的一致。在这种情况下，径向偏差被最小化，因为恒星位于暗物质暗晕的中心，并且被紧紧地束缚在一起。因此，当暗物质从外部区域剥离时，物体的恒星质量近似守恒。然而，星系径向分布的浓度系统地低于暗物质的浓度。

重建宇宙之谜

Reconstructing the cosmological puzzle

在关于星系相关性的争论中，有不同的问题可以分别解决：哪些统计方法能够正确地检测尺度不变性并描述一般的不规则和规则分布的性质？在一定尺度下，星系结构的分形行为对宇宙学的影响是什么？哪一个尺度是均匀性尺度，也就是说，超过这个尺度，星系分布最终会过渡到均匀性？这是三个不同但相关的问题，必须从数据分析的角度和理论的角度分不同的步骤加以考虑。

自相互作用冷暗物质模型中的晕结构

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。

LCDM团簇的质量吸积历史和密度分布

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。

LCDM中的薄、厚和深色椎间盘

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。

类星体的团透镜作为LCDM和暗能量宇宙学的一种探索

Cluster Lensing of QSOs as a Probe of LCDM and Dark Energy Cosmologies

宽分离透镜类星体测量质量函数和大质量星系团的演化，类似于从X射线选择的样品或Sunyaev-Zeldovich效应的统计测量中推导出的星系团质量函数。我们计算强透镜类星体的星系团在暗能量宇宙学使用半解析模型的概率，并探讨各种输入参数和假设的方法的敏感性。我们强调的重要性，同时考虑晕的质量，红移和宇宙学的性质的变化和晕浓度的宇宙散射的影响。然后，我们调查在何种程度上观测调查宽分离透镜类星体可用于测量宇宙学参数，如分数物质密度Ω_M，均方根线性密度波动的领域8 Mpc/h，sigma_8，和暗能量方程的状态参数w。我们发现，宽分离透镜类星体可以测量sigma_8和Omega_M在一个等效的方式，如集群丰度研究和宇宙剪切测量。在评估透镜统计是否可以区分值的w，我们得出结论，目前的不确定性在校准的sigma_8的精华模型占主导地位的结论。尽管如此，基于目前的类星体巡天（如两度场巡天和斯隆数字巡天，有10^4-10^5个类星体）的透镜搜索应该可以探测到角距大于5“的系统，因此可以为标准宇宙学模型提供一个重要的检验，这是对宇宙微波背景各向异性测量的补充。

LCDM宇宙中恒星形成的历史

The history of star formation in a LCDM universe

利用LCDM宇宙学中结构形成的流体动力学模拟，我们研究了从红移z~20的“暗时代”到现在的宇宙恒星形成历史。除了重力和普通的流体动力学，我们的模型还包括气体的辐射加热和冷却，恒星形成，超新星反馈和银河风。通过利用一组关于连锁尺度和时期的全面模拟，我们证明了我们的结果在所有相关晕质量尺度（范围从10^8到10^15兆太阳/小时）上的数值收敛性。考虑到观测的不确定性，宇宙恒星形成的预测密度与测量结果大致一致。从现在开始，它逐渐上升了约10倍，在z~5-6处达到峰值，这超出了观测估计的红移范围。50%的恒星被预测是在红移z~2.1时形成的，因此年龄大于10.4 Gyr，而只有25%的恒星在红移z~1时形成。目前所有恒星的平均年龄约为9 Gyr。我们的模型预测在z=0的总恒星密度为Omega_*=0.004，相当于所有重子的10%被锁定在长寿命恒星中，与最近测定的宇宙光度密度一致。我们确定了“宇宙恒星形成的多重性函数”作为红移的函数，即恒星形成相对于晕质量的分布。我们还简要地研究了我们预测的恒星形成历史对宇宙中氢再电离的可能影响。我们发现，模拟预测的恒星形成率足以解释氢再电离的z~6，但只有当一个高的逃逸分数接近统一的假设。（节略）

LCDM宇宙中星系团Galerkin的空间和运动学分布--与观测结果的比较

The Spatial and Kinematic Distributions of Cluster Galaxies in a LCDM Universe -- Comparison with Observations

我们结合无耗散N体模拟和星系形成的半解析模型来研究LCDM宇宙学中团星系的空间和运动学分布。我们研究如何恒星形成率，颜色和星系的形态变化的函数，从集群中心的距离，并比较我们的结果与hocC 1调查星系从15个X射线发光的星系团在红移范围0.18至0.55。在我们的模型中，气体在落入星系团后不再冷却，它们的恒星形成率在1-2 Gyr的时间尺度上下降。星系团核心中的星系团比外围区域的星系有更低的恒星形成率和更红的颜色，因为它们更早地被吸积。我们的颜色和恒星形成梯度与从数据中得出的一致。该模型也很好地再现了在hocC 1星系团中观察到的红蓝星系之间速度色散的差异。我们假设，星系团的星系形态完全由它们的合并历史决定。星系团中的形态梯度是自然产生的，在星系团的核心，以核球为主的星系所占的比例最高.我们比较这些梯度与hocC 1的数据，并找到了很好的协议，以膨胀为主的星系。模拟的星系团包含太少的星系的中间鼓盘比，这表明额外的过程可能会影响星系团中的盘占主导地位的星系的形态演化。虽然在我们的模型中，团星系的性质与数据吻合得非常好，但场星系的情况并非如此。无论是恒星的形成率和明亮的视野星系的颜色似乎更强烈的发展，从红移0.2到0.4的hocC 1场样本比我们的模拟。

LCDM团簇的密度分布

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。

辐射冷却对星系团X射线辐射的影响

The effect of radiative cooling on X-ray emission from clusters of galaxies

在本文中，我们使用国家的最先进的N体流体动力学模拟的宇宙学体积侧100 Mpc的标准冷暗物质（SCDM）宇宙学和宇宙学与一个积极的宇宙学常数（LCDM）同时产生许多星系团。我们已经进行了相同体积的模拟，有和没有辐射冷却的影响，但在所有情况下忽略了恒星形成和反馈的影响。在辐射冷却的情况下，星系团在X射线中的亮度平均比没有冷却的情况下模拟的相同星系团低五倍。强调了中央星系质量在确定X射线亮度方面的重要性。