An analytical model of surface mass densities of cold dark matter haloes - with an application to MACHO microlensing optical depths
冷暗物质（CDM）的情况下，一般预测存在的三轴暗物质晕，其中包含显着数量的子结构。然而，分析晕模型与平滑，球对称密度分布通常采用的建模光传播效应通过这样的对象。在本文中，我们通过比较实际N体晕的表面质量密度与Navarro，Frenk和White（1996）（NFW）提出的广泛使用的分析模型，解决了这种方法引入的偏差。我们在0.0 - 1.5的红移范围内进行分析。在团簇大小的晕中，我们发现三轴性可以引起晕表面质量密度的分散，最高可达sigma_+=+60%和sigma_-=-70%，其中1-sigma极限是相对于分析NFW模型给定值而言的。亚晕可以将该分散度增加到sigma_+=+70%和sigma_-=-80%。在星系大小的晕中，三轴散射可高达sigma_+=+80%和sigma_-=-70%，而在亚晕中，三轴散射值可变为sigma_+=+40%和sigma_-=-80%。我们提出了一个分析模型的表面质量密度散射作为一个函数的距离晕中心，晕红移和晕质量。的分析描述，使一个调查的可靠性与简化的晕模型得到的结果。此外，它还提供了将模拟表面密度散射添加到分析密度分布的方法。作为一个例子，我们讨论了我们的结果的影响，在CDM晕的MACHO微透镜光学深度的计算。
2007-10-22 astro-ph
The Fate of Substructures in Cold Dark Matter Haloes
我们使用千年模拟，一个大的，高分辨率的N体模拟的结构在LambdaCDM宇宙学的演变，研究大样本的暗物质晕内的子结构的属性和命运。我们发现，subhalo质量函数偏离显着的幂律在高质量端。我们还发现子结构的径向和角向分布依赖于次晕质量。特别是，高质量的subhaloes往往是不太径向集中，并有角分布更接近的方向垂直于旋转的主机晕比他们的质量较低的同行。我们发现，合并之间的subhaloes发生。这些倾向于在吸积到主晕之前已经动态关联的子结构之间。对于质量大于主晕0.001倍的次晕，它更有可能与中央或主次晕合并，而不是与另一个比它更大的次晕合并。对于较低的质量，subhalo-subhalo合并变得同样可能合并与主subhalo。我们的研究结果对星系性质随环境的变化以及在星系形成模型中对合并的处理具有一定的意义。
2008-10-13 astro-ph
The Importance of Interactions for Mass Loss from Satellite Galaxies in Cold Dark Matter Haloes
我们调查的重要性之间的相互作用暗物质子结构的质量损失，他们遭受的同时，在一个样本的高分辨率星系团质量冷暗物质晕形成的宇宙学N体模拟轨道。我们已经定义了一个定量的措施，衡量相互作用的程度是负责质量损失的子结构。这一措施表明，相互作用是更突出的年轻的系统相比，较旧的更宽松的系统。我们表明，这是由于卫星遇到的次数增加，卫星的质量分数更高。这是尽管在我们的样本中的不同主机系统内的子结构之间的相对距离和速度的分布的均匀性。使用一个简单的模型，一个单一的卫星所感受到的净力，它遭受的质量损失，我们表明，与其他卫星的相互作用占其生命周期中经历的总质量损失的~30%。主机的年龄和相互作用的重要性之间的关系增加了这个平均值的分散度，从我们研究的最老的~25%到最年轻的~45%。我们的结论是，卫星相互作用在暗物质晕子结构的演变中起着至关重要的作用，潮汐剥离的材料的一个重要部分可以归因于这些相互作用。
2006-02-08 astro-ph
Collapsed and Extended Cold Dark Matter Haloes in Softened N-Body Gravity
在微正则系综和平均场极限下，讨论了N个冷暗物质（CDM）粒子通过软化引力势相互作用的统计力学。系统的相图计算为总能量E和引力软化长度的函数。对于软化系统，存在两个稳定相：一个是坍缩相，其径向密度分布rho（r）是中心狄拉克尖点;另一个是扩展相，其中rho（r）有一个中心核，在大r时rho（r）~r ^{-2.2}。它表明，许多N体模拟CDM晕在文献中无意中采样的崩溃阶段，即使这个阶段是不稳定的，当有零软化。因此，没有直接的理由期望模拟和观测的配置文件之间的协议，除非重力位是明显软化的性质。
2004-09-10 astro-ph cond-mat.stat-mech
Cold streams in early massive hot haloes as the main mode of galaxy formation
100亿年前，年轻宇宙中的大质量星系以惊人的强度形成了恒星。虽然这通常被归因于剧烈的合并，但许多这些星系的性质与这些事件不相容，显示出富含气体的，clusional的，扩展的旋转盘，而不是由球状体主导的（Genzel et al. 2006，2008）。宇宙学模拟和成团理论被用来探索这些星系是如何获得气体的。在这里，我们报告说，他们是流喂养的星系，形成稳定，狭窄，冷气流，穿透冲击加热介质的大质量暗物质晕（Dekel & Birnboim 2006; Keres et al. 2005）。与观测到的大量恒星形成星系的比较意味着大多数输入气体必须迅速转化为恒星。三分之一的流质量是在气体团导致合并的质量比大于1：10，其余的是在更平滑的流动。在合并持续时间周期为0.1的情况下，四分之三的星系以给定的速度形成恒星，这些星系都是由平滑的流供给的。更罕见的亚毫米星系形成恒星的强度更大，主要是合并引起的恒星爆发。与破坏性的合并不同，这些流很可能保持旋转盘的结构不变，尽管它们会湍流并破碎成巨大的恒星形成团块，然后合并成一个中心球体（Noguchi 1999; Genzel et al. 2008，Elmegreen，Bournaud & Elmegreen 2008，Dekel，Sari & Ceverino 2009）。这种由气流驱动的形成圆盘和球状体的情景是合并图景的另一种选择。
2009-01-16 astro-ph
Gravitational cooling and density profile near caustics in collisionless dark matter haloes
冷暗物质晕是由高密度结构组成的，这些结构具有尖锐的峰值轮廓，称为焦散线，这些焦散线尚未通过三维数值模拟解决。在这里，我们推导出半解析表达式的密度轮廓焦散线附近的晕形成的自相似吸积的暗物质与无穷小的速度色散。一个简单的重新标度表明，类似于绝对冷介质的情况下，这些配置文件是普遍的：他们是有效的所有焦散和无关的物理参数的晕。我们推导出焦散线的最大密度，并表明它取决于速度色散和焦散线的位置。我们发现，无论是绝对和相对厚度的焦散单调减少的中心的晕，而最大密度的增长。这表明热速度的径向分量在内部流中减小，即无碰撞介质在径向方向上冷却，下降到晕的中心。最后，我们证明了焦散线中的暗物质粒子湮灭对发射测量有显著的贡献。
2005-10-18 astro-ph
Substructures in Cold Dark Matter Haloes
我们使用一组高分辨率的数值模拟在一个Lambda CDM宇宙中的结构的形成，分析了暗物质晕（subhalos）内的子结构的属性。我们的模拟集包括11个大质量星系团的高分辨率模拟以及一个平均密度区域，使我们能够研究子结构的空间和质量分布，质量分辨率限制为10^9 h^（-1）Mo。我们还研究了子结构的属性如何变化作为一个函数的质量的“父”晕，它们位于。我们发现，子结构的质量函数依赖于最弱的父晕的质量，并很好地描述了幂律。低质量晕中子结构的径向数密度剖面比高质量晕陡。更大规模的子结构往往会避开晕的中心，并优先位于其母晕的外部区域。我们还研究了子结构的质量吸积和合并历史，我们发现这在很大程度上与环境无关。我们发现，一个显着的分数的子结构居住在集群在今天的吸积在红移z < 1。这意味着，相当一部分现今的“被动”星系团应该仍然在星系团的祖先之外，并且在z~1处更加活跃。
2003-11-05 astro-ph
Survival of Substructure within Dark Matter Haloes
利用高分辨率的宇宙学N体模拟，我们调查的生存暗物质卫星落入更大的晕。在合并后的一段时间内，Sainteans保留了他们的身份。我们计算它们的质量，能量和角动量的损失，因为动力学摩擦，潮汐力和与其他卫星的碰撞会溶解它们。我们还分析了它们内部结构的演变。质量小于主晕百分之几的卫星可以存活数十亿年，而较大的卫星则会迅速沉入主晕势阱的中心，失去其身份。卫星之间的穿透相遇是经常发生的，可能导致重大的质量损失和破坏。只有一小部分星系团质量（平均10%）在最感兴趣的红移处与子结构结合。我们将讨论这些结果的应用与星系团星系的暗物质晕的生存和程度，以及星系团中星系之间的相互作用。我们发现35- 40%的星系暗物质晕被现在的时间所破坏。在中等红移的星系团中，经历近距离相遇的卫星的比例与相互作用或合并的星系的比例相似。
1997-12-17 astro-ph
The Impact of Box Size on the Properties of Dark Matter Haloes in Cosmological Simulations
我们调查的影响有限的模拟框大小上的结构和运动学性质的冷暗物质晕形成的宇宙学模拟。我们的方法涉及到产生一个单一的实现的初始功率谱的密度扰动和研究如何截断这个功率谱的尺度大于L_cut影响的结构暗物质晕在z=0。特别地，我们研究了L_cut = f_cut L_box的情况，其中f_cut=1（即没有截断），1/2，1/3和1/4。与以前的研究一样，我们发现长波长扰动的抑制降低了聚集的强度，如通过抑制2点关联函数xi（r）测量的，并减少了最大质量晕的数量，如质量函数n（M）的高质量端的耗尽所反映的。有趣的是，我们发现截断对晕的内部性质几乎没有影响。高质量晕的质量随L_cut的减小而系统地减小，但浓度分布不受影响。另一方面，在f_cut<1的运行中，中值自旋参数低约50%。我们认为，这是一个印记的线性增长阶段的晕的角动量潮汐扭矩，并没有任何可测量的趋势浓度和弱趋势观察到的晕形状反映了维里化和复杂的质量吸积历史的重要性，这些数量。这些结果是感兴趣的研究，需要高质量的分辨率和模拟晕的统计样本，如模拟的第一批恒星的人口。我们的分析表明，大尺度潮汐场对冷暗物质晕内部性质的影响相对较小，因此在此类研究中可以忽略。
2005-12-12 astro-ph
Survival and disruption of subsystems during a cold collapse
研究了由相同的小团簇组成的团簇的冷坍缩，每个团簇都处于维里平衡。由于这些团簇最初彼此之间没有相对运动，因此团簇会因其重力而坍缩。在星系团第一次坍缩时，大部分的星系团都被摧毁了，但也有一些幸存下来。为了找到团簇存活的条件，我们在团簇个数$N_c$和团簇大小$r_v$的双参数空间中进行了系统的研究。通过关系$R_{ini}/r_v = 2 N_c^{(n_k+5)/6}$得到了$n_k$与$r_v$和团簇初始半径$R_{ini}$相关的条件$N_c \gg 1$和$n_k \geq 1$.一个简单的分析论证支持数值结果。这个$n_k$对应于宇宙学等级团簇中密度涨落功率谱的指数，因此我们的结果可能表明，在小于$2/(Ωh^2)$ Mpc的系统中，第一次剧烈坍缩的强度足以扫过坍缩之前存在的所有子结构.
1998-12-09 astro-ph
Small-scale Substructure in Dark Matter Haloes: Where Does Galaxy Formation Come to an End?
基于冷暗物质的结构形成模型预测，大多数最初在高红移时形成的小暗物质晕到现在已经合并成更大的系统。现代晕的子结构保存了这些古老系统的遗迹，提供了我们可能拥有的关于功率谱低质量端的唯一直接信息。我描述了一些最近的尝试模型晕子结构到非常小的群众，使用半分析模型的晕形成。我做了一个初步的比较模型的预测，在透镜系统的子结构的观察，和本地卫星星系的属性。
2003-12-03 astro-ph
The Structure of Dark Matter Haloes in Dwarf Galaxies
最近的观测表明，暗物质晕具有平坦的中心密度分布。然而，用非重子暗物质进行的宇宙学模拟预测了具有中心密度尖点的自相似晕。这种矛盾导致了暗物质必须是重子物质的结论。结果表明，矮旋涡星系的暗物质晕是一个具有自相似密度分布的单参数族。观测到的全球晕参数通过简单的标度关系相互耦合，如果假设所有的晕都是由具有相同原始振幅的密度涨落形成的，则可以用标准的冷暗物质模型来解释。我们发现，有限中心晕密度与其他全球参数。这一结果排除了平坦晕核随后通过重子分量中的剧烈动力学过程形成的情况。相反，这些核心提供了关于矮星系中暗物质的起源和性质的重要信息。
1995-04-12 astro-ph
The Evolution of Substructure in Galaxy, Group and Cluster Haloes I: Basic Dynamics
围绕星系、星系群和星系团形成暗物质晕的等级合并并不完全有效，留下大量致密的子结构，以剥离的晕核或“次晕”的形式，在这些系统内绕轨道运行。使用卫星动力学的半分析模型，我们研究了晕的演变，因为它们合并层次，以确定有多少子结构生存合并和如何随着时间的推移个别subhaloes的属性变化。我们发现，由于质量损失，轨道衰减，潮汐中断，在一个特征的时间尺度等于径向振荡的维里半径的系统周期的subhaloes演变。具有真实密度和密度剖面的次晕，每次通过近心点时，其质量损失25%至45%，这取决于其浓度和轨道的圆度。随着光环的增长，亚光环轨道的大小也会增长，束缚也会减少。基于这些一般模式，我们提出了一种方法，包括现实量的子结构在半解析模型的基础上合并树。我们表明，在由此产生的模型中的参数可以通过要求合并层次结构的不同级别之间的自我一致性来固定。在配套文件中，我们将比较我们的模型与数值模拟的晕形成的结果。
2003-01-30 astro-ph
Modelling Self-Interacting CDM Haloes with a Cosmological Boltzmann Code
我们研究了弱自相互作用冷暗物质晕的密度分布和演化，使用基于碰撞玻尔兹曼方程的数值代码。这种方法是替代N体技术在以下的动态演化的晕在宇宙学的背景下，并考虑到粒子的自相互作用。与碰撞粒子的相对速度成反比的截面的物理情况下，建模与前所未有的分辨率，跨越五个数量级的半径为每个晕。模拟的晕覆盖了从矮星系到星系团的质量范围。我们发现，对于σ v_{100} \approx 10^{-24} cm ^2/GeV，其中σ是单位质量的碰撞截面，v_{100}是单位为100 km/s的碰撞速度，得到的软核与银河系和星系团尺度上的观测结果符合得很好.值得注意的是，所观察到的晕中心密度与质量几乎不变性的再现。
2000-10-24 astro-ph
Evidence of self-interacting cold dark matter from galactic to galaxy cluster scales
在冷暗物质（CDM）宇宙演化的框架内，在维里化暗晕的密度剖面中预测了一个中心尖点。这一预测与从矮星系和低表面亮度星系以及一些星系团的观测中推断出的软内晕质量分布不一致。通过分析其中一些天体的数据，我们发现从星系到星系团尺度，晕中心密度几乎与质量无关，平均值约为0.02 M_sun/pc ^3。我们表明，软核可以产生在CDM晕通过引入一个较低的截止功率谱的波动，并假设高轨道热能在晕形成。然而，在这些情况下，晕中心密度的标度不变性是不能再现的。在CDM粒子中引入自相互作用为核心问题提供了最有吸引力的替代方案。我们建议重力热膨胀作为一种可能的机制，以产生软核的CDM晕与自相互作用的粒子。一个全局的热力学平衡可以解释中心密度尺度的不变性。我们发现一个最小的截面能够建立等温核心与所观察到的浅芯。如果σ和m_x是暗物质粒子的横截面和质量，v是晕速度色散，则（σ/m_x）\~ 4 10^{-25}（100 km s^{-1}/v）cm ^2/GeV。
2000-03-08 astro-ph
Galaxy Bimodality due to Cold Flows and Shock Heating
我们解决了在星系特性中观察到的关于特征恒星质量~ 3 × 10 ^{10}Msun的鲁棒双峰的起源。质量较小的星系往往是未分组的蓝色恒星形成盘，而质量较大的星系通常是分组的红色老恒星球状体。色星等数据显示，在红、蓝序列之间存在一个间隙，在z~1处已经存在极红亮星系，在L * 以上是目前蓝序列的截断，在z~2-4处存在大质量的星暴。我们建议，这些功能是由流入的气体的热性质和它们的相互作用与聚类和反馈过程，所有功能的暗物质晕质量和相关的一个类似的特征尺度。在低于临界激波加热质量M_shock~10^{12}Msun的晕中，圆盘是由冷流形成的，而不是由维里激波加热，从而产生有效的早期恒星形成。它受到超新星反馈的调节，在蓝色星系中形成一个长序列的爆发，被限制在一条“基本线”上。冷流优先在z>2处穿过M>M_激波晕中的热介质，导致L>L_* 星系中的大质量星暴。在z<2时，在M>M_激波晕中，气体被维里激波加热，并且由于稀释，它变得容易受到来自能量源（如活动星系核）的反馈。这就切断了气体供应，阻止了恒星的进一步形成，导致从z~1开始被动演化为“红死”的大质量球体。在M_shock附近反馈效率的最小值解释了观测到的M/L最小值和恒星形成历史的定性特征。冷流为解决角动量问题提供了线索。当这些过程被纳入模拟中时，它们恢复了主要的双模态特征，并解决了其他开放的难题。
2005-12-17 astro-ph
Can Massive Dark Haloes Destroy the Disks of Dwarf Galaxies?
最近的高分辨率模拟以及对星系盘动力学演变的理论研究表明，与人们普遍认为的相反，围绕着星系盘的一个“活的”、动态响应的暗晕并不能使星系盘稳定下来，防止动力学不稳定。我们将图姆尔的Q稳定性参数推广到圆盘-晕系统，并表明如果一个原本稳定的圆盘嵌入到太大且太冷的晕中，那么组合的圆盘-晕系统可能会变得局部金斯不稳定。好消息是，另一方面，这不会发生在真正的黑暗晕，这是在径向流体静力平衡。即使是质量非常小的盘也不容易出现这种动力学不稳定性。
2007-11-07 astro-ph
The abundance and clustering of dark haloes in the standard Lambda CDM cosmogony
许多证据表明，我们生活在一个平坦的冷暗物质宇宙中，具有宇宙学常数。在这样的宇宙中，暗晕的许多性质现在都有精确的解析公式。假设目前的宇宙学参数的“和谐”值，我们绘制晕丰度对红移作为晕质量的函数，晕温度，晕中的宇宙物质的分数，晕集群强度，和集群强度的z=0的高红移晕的后代。这些图有助于理解非线性结构如何在模型中增长。它们展示了许多看起来令人惊讶的性质，例如：10^9太阳质量晕在z=20时与今天的L_* 星系一样丰富; 10^6K晕在z=8和z=0时同样丰富;目前所有物质的10%处于热于1 keV的晕中，而超过一半的晕温度太低，无法捕获光电离气体;在z=15时，有1%的物质处于热得足以电离氢的晕中;在红移较高的地方，给定质量或温度的晕更加聚集;在z<20时，具有现代L_* 星系丰度的晕同样聚集;在z>10时，恒星形成产生的金属比L_* 星系更聚集在z=0处。
2002-05-22 astro-ph
Massive black hole remnants of the first stars I: abundance in present-day galactic haloes
我们调查的可能性，今天的星系和它们的暗物质晕包含人口的大质量黑洞（MBH），形成的分层合并的黑洞残余物的第一批恒星在宇宙中。一些MBH可能足够大或足够接近银河系的中心，它们在哈勃时间内合并。我们估计在多大程度上这一过程可能有助于超大质量黑洞（SMBHs）的质量在银河系中心的今天观察。在我们的模型中，SMBH和星系核球质量之间的关系显示出与观测中发现的相同的斜率。然而，许多MBH不会到达主晕的中心，而是继续在主晕内运行，这样，MBH可能仍然与它们以前是其中一部分的卫星晕系统的残余物有关。使用一个半解析的方法，明确占动力摩擦，潮汐破坏和遇到银河系盘，我们遵循层次合并MBH系统及其随后的动力学演化内各自的主机晕。我们预测的质量和丰度的MBH在现今的星系晕，并估计MBH质量吸积率以及两种不同的吸积方案的辐射光度。没有经历最近合并的MBH将保留相关的暗物质尖点，这些尖点被黑洞吸积增长所增强，并且可能是通过中性伴子湮灭的伽马射线的可能来源。
2003-07-09 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
Dark matter caustics and the enhancement of self-annihilation flux
冷的暗物质晕中充满了焦散线，这些焦散线还没有在N体模拟中得到解决，也没有在宇宙中观察到。二次降落模型提供了一个范例的焦散线的研究在“典型”晕假设他们没有重大的合并和增长，只有顺利吸积。这是最小的暗物质晕（约10^{-5} Mo）的一个特殊特征，尽管“非典型”，但它不包含子结构，可能一直存在到现在，没有重大的合并。因此，使用这个模型作为第一准则，我们评估的中性伴子自湮没通量这些晕。我们的研究结果表明，焦散可以留下一个明显的锯齿签名的差异和累积通量来自这些晕的外部区域。来自远离中心的区域的全湮灭信号可以被增强大约40倍。
2007-04-16 astro-ph
On The Assembly History of Dark Matter Haloes
我们研究了暗物质晕的质量组装历史。我们比较MAH使用（i）合并树构建扩展的Press-Schechter（EPS）形式主义，（ii）数值模拟，（iii）拉格朗日微扰代码PINOCCHIO。我们表明，皮诺乔马赫是在良好的协议与使用数值模拟得到的。我们使用一套包含55个PINOCCHIO模拟，每个模拟包含256^3个粒子，研究了\LambdaCDM和谐宇宙学中12，924个冷暗物质晕的马赫数。我们表明，晕质量小于特征非线性质量尺度建立自己的潜在的井之前，他们获得了大部分的质量。当一个晕达到它的最大维里速度时，它的质量集合大致分为两个阶段，一个是由主要合并占主导地位的快速吸积阶段，一个是由次要合并占主导地位的缓慢吸积阶段。每一个晕轮经历大约3个\pm 2个主要的合并，因为它的主要祖先的质量等于最终晕轮质量的百分之一。这个主要的合并统计被发现是几乎独立的晕质量。然而，这些主要合并发生时的平均红移是强烈依赖于质量的，更大质量的晕在以后经历它们的主要合并。
2007-05-04 astro-ph
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
The Universal Mass Accretion History of CDM Haloes
我们使用扩展的Press-Schechter形式主义来研究冷的暗物质晕吸积质量的速率。讨论了以往计算暗物质晕质量吸积历史方法的不足，提出了一种基于Somerville & Kolatt的N分支合并树算法的改进方法.我们表明，这种方法不再遭受晕形成时间的不一致，并比较其预测与高分辨率N体模拟。虽然总体一致性是合理的，有轻微的不一致，这是最容易被解释为反映椭球崩溃（而不是球形崩溃中假设的Press-Schechter形式主义）。我们表明，平均质量吸积的历史遵循一个简单的，普遍的配置文件，我们提出了一个配方计算的两个尺度参数，这是适用于范围广泛的晕质量和宇宙学。与CDM晕的密度和角动量分布的普遍配置文件一起，这些普遍的质量吸积历史提供了一个简单而准确的框架，用于模拟暗物质晕的结构和形成。特别是，它们可以被用来作为骨干建模的各个方面的星系形成，其中一个是不感兴趣的合并的详细影响。作为一个例子，我们使用普遍的质量吸积历史来计算晕吸积质量的速率，我们将其与宇宙的宇宙恒星形成历史进行比较。
2001-12-28 astro-ph
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
The Postcollapse Equilibrium Structure of Cosmological Haloes in a Low-Density Universe
本文提出了一个解析模型，描述了从低密度宇宙学背景宇宙中凝聚出来的维里化天体的坍缩后平衡结构，无论是物质主导的宇宙还是具有宇宙学常数的平坦宇宙.这推广了我们以前推导的爱因斯坦-德西特（EdS）宇宙模型。该模型是基于这样的假设，即宇宙晕的形式从塌缩和维里化的顶帽密度扰动，是球形的，各向同性的，等温的。这导致了一个独特的，非奇异的，截断等温球（TIS）的预测，一个特殊的解决方案的莱恩-埃姆登方程（修改为非零宇宙学常数）。对于给定的背景宇宙，大小和维里温度是质量和物体形成红移的唯一函数。中心密度大致与宇宙坍缩时的临界密度成正比。这个TIS模型与观测到的暗物质占主导地位的晕的内部结构非常一致，范围从矮星系到X射线星系团。它还再现了许多的平均性能的晕在模拟的冷暗物质（CDM）模型，以良好的精度，这表明它是一个有用的分析近似晕从现实的初始条件。我们的TIS模型匹配的密度分布的光环在CDM N体模拟的最里面的区域之外，同时避免了后者的陡峭的中央尖点，这是在明显的冲突与观测。TIS模型也可能与非标准CDM模型相关，例如最近提出的解决这一冲突的自相互作用暗物质。
2001-01-04 astro-ph
The Rise and Fall of Galaxy Activity in Dark Matter Haloes
我们使用SDSS星系群目录研究星系活动对恒星质量，晕质量和集团层次结构（中心与卫星）的依赖。我们将星系样本分为恒星形成星系、具有光学活动星系核活动的星系和射电源。我们发现晕质量随着中心星系活动从恒星形成到活动星系核的光学活动再到射电辐射的变化呈现一个平滑的过渡。恒星形成中心优先居住在M<10^{12} Msun的晕中，具有光学活动星系核活动的中心星系通常居住在M \sim 10^{13} Msun的晕中，而射电辐射中心主要居住在质量大于10^{14} Msun的晕中。虽然这似乎表明环境（晕质量）决定了其中央星系的活动类型，但我们发现恒星质量也有类似的趋势：中央恒星形成者的恒星质量通常低于10^{10} Msun，而光学活动星系核宿主和中央射电源的特征恒星质量分别为10^{10.8} Msun和10^{11.6} Msun。由于更大质量的晕通常拥有更大质量的中心，因此尚不清楚中心星系的活动是否与其恒星质量或晕质量有因果关系。一般来说，卫星星系的活动受到相同恒星质量的中心星系的抑制。在恒星质量固定的情况下，我们发现卫星星系的活动对晕质量的依赖很弱。事实上，对于卫星星系，星系活动对晕质量的依赖性比对恒星质量的依赖性弱四倍以上。正如我们所讨论的，所有这些结果都与低质量晕吸积冷气体的图片相一致，而大质量晕有热气体的日冕，促进其中央星系的射电活动。[删节]
2008-07-25 astro-ph
Circular velocity profiles of dark matter haloes
我们使用一个高分辨率的模拟银河系大小的暗物质晕，公布的模拟数据，以及四个集群大小的晕从重，河合和牧野研究内晕结构在一个Lambda冷暗物质宇宙学。我们发现Stoehr等人（SWTS）的剖面比Navarro，Frenk & White（NFW）或Moore等人的剖面更好地描述了圆速度曲线。我们的研究结果证实，没有渐近斜率达到和配置文件几乎是普遍的，但不是完美的。在半径的整个收敛范围内，速度剖面以log（r）中的a_constant_ rate曲线，并且相应的外推密度剖面达到有限的最大密度。我们发现，低表面亮度星系（LSB）的密度分布的观测到的内部斜率之间的强烈差异的索赔和他们的模拟目前可用的观测和模拟的理由是没有根据的。此外，如果SWTS轮廓被证明是一个很好的描述晕轮廓的区域，不能用今天的模拟探测，那么即使在这些地区的模拟和观测之间的协议是非常合理的。
2005-12-19 astro-ph
Core creation in galaxies and haloes via sinking massive objects
我们进行了详细的调查，通过从下沉的大质量物体的能量转移到中央尖点的中断。等密度的内部区域形成在半径处，在该半径处，封闭的质量与下落体的质量近似匹配。我们探索参数空间，使用数值模拟，并给出一个经验关系的结构内所产生的核心的大小，具有不同的初始尖点斜率。我们发现，下落的物体总是在这些新形成的核心的边缘失速，经历了许多动力学时间没有动力学摩擦。作为应用，我们认为，在暗物质湮灭通量减少，由于中央破坏尖点，我们提出了一个新的理论形成的密切的二元核-“停滞二元”模型。我们专注于一个特别有趣的二元核系统，矮球状星系VCC 128这是暗物质占主导地位的所有半径。我们发现，如果它的中心暗物质尖点斜率大于r^{-1}，那么它的原子核将在几百万年内迅速聚合。然而，如果它的初始暗物质尖点在维里半径的0.1%处比-0.75的对数斜率略浅，那么下沉的核自然会产生一个等于它们观察到的分离和失速的核心。这接近最近十亿粒子CDM晕模拟测量的对数斜率。
2010-10-13 astro-ph
Luminous satellite galaxies in gravitational lenses
在冷暗物质晕中预期的子结构，已经被提出来解释引力透镜中的异常通量比。在宇宙透镜全天巡天（CLASS）中，约有25%的透镜似乎在主透镜星系的约5 kpc/h范围内有发光卫星，这些卫星通常在红移z ~ 0.2-1。在这项工作中，我们使用千年模拟结合半分析技术的星系目录来研究模拟晕中这些卫星的预测频率。晕的分数，主机明亮的卫星（投影）中心区域内是类似的红色和蓝色主机，并发现主机晕质量和红移的函数增加。具体地说，在z = 1时，大约11%的星系大小的晕（质量在10^{12} M_sun/h和10^{13} M_sun/h之间）在5 kpc/h的投影半径内拥有明亮的卫星星系。如果我们只考虑群大小的晕（质量在10^{13} M_sun/h和10^{14} M_sun/h之间）的明亮（所有）卫星，这个比例增加到大约17%（25%）。这些结果与观测到的拥有发光卫星的CLASS透镜星系的比例（约25%）大致一致。在z = 0时，只有约3%的星系大小的晕拥有明亮的卫星星系。分数上升到~ 6%，（10%），如果我们考虑明亮的（所有）卫星只有组大小的晕在z = 0。然而，在内部区域发现的大多数卫星星系都是“孤儿”星系，那里的暗物质晕已被完全剥离。因此，这种一致性在很大程度上取决于这些“孤儿”星系的真实存活率。我们还讨论了数值分辨率和宇宙学对我们的结果的影响。
2008-09-18 astro-ph
Voids in a $Λ$CDM Universe
我们研究的形成和演化的暗物质分布的空洞使用各种流行的$Λ$冷暗物质宇宙演化模拟。我们通过要求空洞是平均过密度为-0.8或更小的空间区域来识别空洞，每个模拟都包含数千个空洞。在不同的模拟中的空隙尺寸的分布显示出良好的一致性。空隙非常清楚地对应于平滑的初始密度场中的最小值。我们发现一个普遍的空隙质量分布的形式$ρ(<r)/ρ(r_{\rm eff}) \propto \exp[(r/r_{\rm eff})^α]$其中$r_{\rm eff}$是有效半径的空隙和$α\sim 2$。在空洞中的晕的质量函数是陡峭的比晕，人口稠密的地区。空晕的丰度在红移$\sim 1$和0之间的演化似乎比晕的整体丰度更强烈。（节略）
2005-04-05 astro-ph
The sense of rotation of subhaloes in cosmological dark matter haloes
本文详细分析了高分辨率暗物质晕宇宙学模拟中暗物质晕轨道的速度分布和方向。我们发现一个趋势的子结构，优先旋转的方向相同的旋转的主机晕的意义：有一个多余的卫星晕。在我们的九个主晕（八个星团大小的物体和一个星系晕）中，平均有59%的卫星与主晕共转。即使当包括卫星到宿主的五维里半径时，信号仍然保持，指出信号与亚晕的落入模式的关系。然而，当沿着（随机）视线观察数据并以观察者可以推断的方式导出分布时，卫星的比例减弱到约53%。这种观测到的旋转分数的减少是由于观测者用来确定旋转方向的技术造成的，这种技术可能导致对非圆形轨道的错误分类。我们的结论是，存在的卫星共转轨道是另一个预测的冷暗物质结构形成的情况下，虽然会有困难来验证它的观测。由于星系晕的模拟结果与星系团大小的模拟结果相同，我们假设星系晕轨道的比例与系统的规模无关，尽管需要更多的星系模拟来证实这一点。
2006-06-19 astro-ph
The distribution and kinematics of early high-sigma peaks in present-day haloes: implications for rare objects and old stellar populations
我们表明，冷暗物质（CDM）晕的层次组装保存的初始条件的记忆。利用N体宇宙学模拟，我们证明了早期（z > 10）原星系系统（老恒星、卫星星系、球状星团、大质量黑洞等）中形成的天体的现今空间分布和运动学。主要取决于它们最初所属的原始密度场的峰值的稀有程度。只有对于在较低的红移下形成的天体，其前身晕内的确切形成位置（例如，无论是在中心附近还是在扩展的圆盘中）才变得重要。在现今的晕圈中，来自较罕见的早期峰值的物质更集中在中心，与整体质量分布相比，随着半径的下降更陡峭，它具有较低的速度分散，在更径向的轨道上移动，并且具有更细长的形状。星族II恒星形成于由大于2.5 sigma的波动坍缩的原星系晕中，今天的密度分布将遵循r^{-3.5}，半光半径为17 kpc，速度各向异性从内部区域的各向同性增加到晕边缘的近径向。这与Battaglia等人（2005）的星系晕星径向速度色散分布以及附近晕星的各向异性轨道非常一致。
2006-04-20 astro-ph
The Graininess of Dark Matter Haloes
我们使用最近完成的10亿粒子Via Lactea II LambdaCDM模拟来研究局部性质，如密度，平均速度，速度色散，各向异性，方向和形状的速度色散椭球，以及速度空间中的结构暗物质晕。我们表明，在相同的径向距离从晕中心，这些属性可以偏离的数量级从典型的，球形平均值，只能部分解释的三轴性和subhaloes的存在下的变化。质量密度在中央松弛区域显得平滑，但在外围跨越四个数量级，这是因为存在subhaloes以及物质分布中的欠密度区域和孔。在内部区域，局部速度频散椭球与晕的形状椭球对齐。在取向变得更加各向同性的外部部分中，情况并非如此。外晕局部速度空间的团块状结构不能用光滑的多元正态分布来描述。Via Lactea II还显示了冷流的存在，其高6D相空间密度使其可见。一般来说，暗物质晕的结构在相空间中表现出高度的颗粒性，不能用光滑的分布函数来描述。
2008-12-11 astro-ph
Masses of high-z galaxy hosting haloes from angular clustering and their evolution in the CDM model
我们研究质量托管晕的两个光度选择的高z星系样本：旧的被动演化星系（OPEGs）和莱曼断裂星系（LBG）都采取了斯巴鲁/XMM-牛顿深调查（SXDS）。SXDS的大测量面积（1平方度）使我们能够测量角两点关联函数，以>10弧分的宽间隔，具有良好的统计质量。我们利用晕模型处方估计的主机晕的测量大规模集群振幅的特征质量。结果表明，宿主晕质量与星系的光度呈正相关。然后，采用扩展的Press-Schechter模型（EPS），在冷暗物质（CDM）宇宙学的框架下，计算了宿主晕的质量演化预测，以便在不同红移的两个星系样本之间建立演化联系，并通过让它们的晕在时间上向前演化来识别它们现在的后代。结果发现，从CDM模型中宿主晕的质量演化来看，明亮的LBG与OPEG的祖先是一致的，而LBG总体上不太可能演化成OPEG。研究还发现，明亮的长周期星系团和大周期星系团的后代很可能位于大质量系统中，如星系群或星系团。最后，我们估计托管晕质量的本地早型星系样本的2dF和SDSS的基础上的晕模型，事实证明，他们的期望的托管晕的特征质量是在很好的协议与EPS预测的后代的质量的明亮的LBG和OPEGs。
2005-08-25 astro-ph
Earth-mass dark-matter haloes as the first structures in the early Universe
在z = 100的红移之前，宇宙几乎是光滑和均匀的，大约在大爆炸之后2000万年。在这一纪元之后，最初膨胀过程中物质分布上的微小波动开始因为引力而崩溃。这些波动的性质取决于暗物质的未知性质，确定暗物质是当今科学的最大挑战之一。在这里，我们报告的和谐宇宙学模型，它假设中性伴子暗物质（目前首选的候选人）的超级计算机模拟，并发现第一个物体形成的是许多地球质量的暗物质晕大约像太阳系一样大。即使在银河系的中心区域，它们也能稳定地抵抗引力破坏。我们预计超过10^15颗行星会在星系晕中存活下来，每隔几千年就会有一颗行星穿过太阳系。最近的结构应该是最明亮的伽马射线源（来自粒子-粒子湮灭）。
2005-01-27 astro-ph hep-ph physics.space-ph
An excursion set model of hierarchical clustering: Ellipsoidal collapse and the moving barrier
偏移集方法可以有效而准确地估计维里化暗物质晕的丰度和空间分布。这种方法的预测取决于如何对坍塌和维里化的非线性过程进行建模。我们提出了简单的解析近似，使我们能够比较与球形和椭球形崩溃的漂移集的预测。特别是，我们目前的普遍无条件的质量函数的约束对象和条件的质量函数，它描述了在给定的质量范围内的晕的祖先的质量函数的公式。我们发现，椭圆形崩溃的移动障碍模型提供了一个更好的描述，我们在数值模拟中测量比球形崩溃的常数障碍模型，虽然模型和模拟之间的协议是更好的在大的回顾时间。我们的条件质量函数的结果可以用来计算精确的近似的局部密度质量函数，它量化的趋势，大规模的晕，以人口密集的地区比质量较低的晕。发生这种情况是因为低密度区域可以被认为是在大的回顾时间内看到的塌陷光环，而高密度区域是在小的回顾时间内看到的塌陷光环。虽然我们只应用我们的分析公式，两个简单的障碍形状，我们表明，他们是，事实上，准确的各种各样的移动障碍。我们建议他们如何可以用来研究的情况下，初始的暗物质分布是不完全冷。
2001-05-07 astro-ph
Gravitational Quenching in Massive Galaxies and Clusters by Clumpy Accretion
我们考虑一个简单的引力加热机制的长期淬火的冷却流和恒星形成的大规模的暗物质晕托管椭圆星系和集群。在>10^12 Mo的晕中，位力冲击加热触发了10^12-13 Mo晕的淬灭（Birnboim，Dekel & Neistein 2007）。我们发现，在大于Mmin~7x10^12 Mo的晕中，长期的猝灭可能是由于宇宙吸积的引力能通过冷流通过冲压压力拖曳和局部激波传递到晕内的热气体。Mmin是通过比较落入势阱的引力功率与总的辐射冷却率而得到的。如果气体内部密度尖点不陡于r^-0.5，并且冷相和热相的质量相当，则加热获胜。这种效应在红移越高时越强，使得后期的维护也更容易。大于10^5 Mo的团块在解体之前以足够的动能穿透到内晕，但它们必须小于10^8 Mo，才能在哈勃时间内做足够的工作。压力限制的~10^4K团块在自身重力作用下是稳定的，一旦低于波诺-埃伯特质量~10^8 Mo，它们就保持气态。它们也对潮汐干扰免疫。如果传导率不太高，在所需质量范围内的团块可能会因外晕的热不稳定性而出现。或者，如果电离通量无效，这些团块可能会嵌入暗物质晕中，但在进入内晕之前，它们会通过冲压压力与暗物质晕分离。对于大质量卫星来说，动力摩擦加热占主导地位，可以贡献总重力加热的三分之一。我们的结论是，宇宙吸积的引力加热是一个可行的替代AGN反馈作为一个长期的淬火机制。
2007-11-05 astro-ph
Constraining Warm Dark Matter using QSO gravitational lensing
暖暗物质（WDM）被用来解决冷暗物质（CDM）模型与亚星系尺度观测的明显冲突。在这项工作中，我们提供了一个新的和独立的WDM粒子质量（如无菌中微子）的下限，通过在引力透镜类星体的图像通量的分析。从理论上未扰动的尖形位形出发，分析了星系际晕对类星体多重像通量的影响，即所谓的异常通量比。我们发现，这种晕的全球效应强烈依赖于它们的质量/丰度比，它是最大的晕在质量范围$10^6-10^8 \Msun$。这一结果开辟了一个新的可能性，以限制CDM预测在小尺度上，并测试不同的温暖的候选人，因为自由流动的温暖暗物质粒子可以大大抑制在这个质量范围内的物质功率谱。因此，虽然（$Λ$）CDM模型能够产生类似于所观察到的水平的通量异常，WDM模型，与一个不够大质量的粒子，未能再现观测证据。我们的分析表明，以无菌中微子形式存在的暖暗物质候选者的质量下限为几keV（$m_ν \sim 10$）。这一结果使得无菌中微子温暗物质作为冷暗物质的替代品不那么有吸引力，与莱曼- $α$森林和宇宙微波背景分析的先前发现非常一致。
2007-09-11 astro-ph
Tidal disruption of dark matter halos around proto-globular clusters
采用半宇宙学N-body/SPH方法，在标准冷暗物质模型（$Ω_0 = 1$）下，研究了小星系晕中原球状星团周围暗物质晕的潮汐破裂.我们对银河系及其亚结构的形成和演化的分析一直保存到$z = 2.0$。在这样一个高红移的宇宙中，爱因斯坦-德西特宇宙仍然是一个很好的近似最近青睐的$Λ$占主导地位的宇宙，然后我们的结果不依赖于宇宙学的选择。为了解决星系周围的小引力约束团块，并考虑辐射冷却低于$T = 10^4 K$，我们采用了一个精细的质量分辨率（$m_{\rm SPH} = 1.12 \times 10^3 \Msun$）。由于冷却，每个团块立即形成一个由重子核心和暗物质晕组成的“核心晕”结构。来自宿主星系的潮汐力主要是从团块中剥离出暗物质晕，结果这些团块被重子所控制。一旦一个团块被宿主晕捕获，它的质量在每一次近心点通过时都会急剧减少。在$z = 2$，超过一半的团簇成为重子主导系统（重子质量/总质量$> 0.5$）。我们的结果支持了冷暗物质宇宙背景下形成球状星团和重子主导矮星系的潮汐演化方案。
2005-11-24 astro-ph
Simulations of the Effects of Stripping and Accretion on Galaxy Haloes in Clusters
我们目前的结果从一系列的流体动力学模拟调查冲压压力剥离的星系晕作为主机星系径向下降到一个集群。我们进行了参数研究，包括初始气体含量，气体注入速率（通过恒星质量损失过程），星系质量和振幅的下降的变化。从模拟结果中，我们跟踪物理量（例如气体质量）和直接可观察的量（例如X射线光度）的变化。发现该星系X射线晕的光度与观测确定的光学蓝带光度（L_X：L_B）关系式的相关性相当。探讨了影响X射线光度的因素，发现气体注入速率是决定积分亮度的主要因素。从星系剥离的材料，形成一个X射线尾流的观测特性进行了研究，发现尾流是最明显的星系周围有大量的初始气体含量，在其第一次通过集群。我们定义了一个统计偏度的措施，可用于确定使用X射线观测星系的运动方向。在这些模拟中形成的结构是类似的冷锋观察集群合并，其中表面亮度的急剧增加是伴随着过渡到一个较冷的区域。
2003-02-17 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
Hierarchical Phase Space Structure of Dark Matter Haloes: Tidal debris, Caustics, and Dark Matter annihilation
大部分质量含量的暗物质晕预计是在潮汐碎片的形式。碎片的密度不是恒定的，而是由于在轨道远心和近心处形成焦散而增加，或由于相位混合而衰减。在相空间中，碎片聚集在一个被暗物质的原始温度截断的层次中。了解这种相位结构对于解释许多天体物理观测，特别是暗物质探测实验具有重要意义。考虑到这一目的，我们开发了一个通用的理论框架来描述冷暗物质晕相空间的层次结构。我们不做任何假设球对称和/或光滑和连续的吸积。相反，在作用角空间中使用关联函数，我们可以完全解释分层结构（预测作用空间中的两点关联函数~（ΔJ）^{-1.6}），以及相空间的原始离散性。作为一个应用程序，我们估计提升的暗物质湮灭信号由于维里半径内的相空间的结构：由于层次潮汐碎片的提升是为了统一，而原始的相结构的离散性可以提高总湮灭信号的数量级。后者主要由超过维里半径的20%的区域，并且对于最近形成的具有最小程度的相混合的晕是最大的。
2008-11-10 astro-ph hep-ph
