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 Aquarius Project: the subhalos of galactic halos
我们已经进行了有史以来最大的粒子模拟银河系大小的暗物质晕，并提出了迄今为止进行的最全面的收敛研究的个人暗物质晕。我们还模拟了一个样本的6超高分辨率牛奶路大小的晕，使我们能够估计晕晕子结构统计的散射。在我们最大的模拟中，我们解决了近300，000个重力约束的晕内的维里化区域的subhalos。模拟相同的对象不同的质量分辨率的因素高达1800准确地再现最大的subhalos具有相同的质量，最大的圆速度和位置，并产生良好的收敛的丰度和内部属性的暗物质子结构。我们检测到多达四代的subhalos内subhalos，但与最近的说法相反，我们发现少子结构的subhalos比在主晕时，区域的平均密度相等进行比较。总体子结构的质量分数是低得多的subhalos比在主晕。外推的主晕的subhalo质谱下降到地球质量，我们预测的质量分数在子结构远低于3%，在100千秒差距内，并在太阳圈内低于0.1%。暗晕的内部密度分布没有收敛到一个固定的渐近斜率的迹象，并与Einasto形式的平缓曲线分布很好地拟合。Neto等人的拟合公式准确地描述了孤立晕的平均浓度，最大圆周速度为1.5公里/秒，这是一个质量超过5个数量级的外推公式。然而，在相同的最大圆周速度，subhalo更集中比场晕，与一个特征密度，通常是~2.6倍大，并增加向晕中心。
2008-09-05 astro-ph
The image separation distribution of strong lenses: Halo versus subhalo populations
提出了强透镜像分离分布的晕模型预测。我们的模型考虑了subhalo人口，这在以前的研究中被忽略，以及传统的晕人口。晕和晕下与中央星系和卫星星系的联系是通过采用晕（晕下）质量和星系光度之间的普遍比例关系来实现的。我们的模型预测，10%-20%的晶状体应该是由光晕下的人群引起的。卫星星系（subhalos）的透镜效应在~ 1“处达到峰值，并随着图像分离的增加而迅速下降。我们计算了位于星系团和星系团中的透镜的比例，发现它们分别为~14%和~ 4%：预计近一半的透镜是由卫星星系产生的，而不是晕的中心部分。我们还研究了透镜晕的质量分布，发现即使在~ 3“的图像分离时，透镜质量分布与等温轮廓的偏差也很大：在或超过~ 3”的图像分离时，周围的晕显着增强。我们的模型预测同意相当不错，从星系到星系团尺度观察到的图像分离分布。
2006-01-06 astro-ph
Interaction rates of dark-matter halos and subhalos
[摘要]利用Lambda CDM模型的高分辨率宇宙学N体模拟计算了暗物质晕和暗物质晕的相互作用率。虽然质量$>2x10^{11}\hsolmass$的subhalos的数量分数只有~ 10%，我们发现，这样的subhalos的相互作用率是相对较高的，因为他们居住在高密度的环境。在低红移时，次晕碰撞占总碰撞率的主导地位，即使在z=3时，它们也占所有碰撞的30%以上。大约40%的“主要”合并是在subhalos之间。因此，在结构形成的模型中必须考虑晕下的相互作用。我们发现，在物理密度单位的晕之间的碰撞率，是$\propto (1+z)^δ$，与$δ= 3-4$，与早期的模拟和大多数观测数据。我们基于统计模型测试了之前对晕圈相互作用率的分析估计，由于晕圈数量较少以及小型宿主晕圈内条件的变化，该模型可能非常不准确。我们发现，虽然这样的统计估计可能会严重高估主机$< 10^{13} \hsolmass$内的速率，典型的高红移，他们是有效的较大的主机，无论在他们的subhalos的数量。我们发现Makino & Hut（1997）对次晕合并率的估计在所有红移下对宿主$ > 6x10^{11}\hsolmass$都是有效的。利用圆轨道动力学摩擦的时间尺度，可以较好地近似出暗晕与其主晕中心天体的碰撞率。这种近似在约40%的情况下失败，部分原因是偏离了圆形轨道的假设，部分原因是由于晕下质量可以忽略不…
2000-10-11 astro-ph
Subhaloes in $Λ$CDM cosmological simulations: I. Masses and abundances
如果和谐的$Λ$ CDM模型是对宇宙的真实描述，它也应该正确地预测星系诞生的暗物质晕的性质和结构。利用具有宽尺度质量和空间分辨率的N体模拟，我们研究了暗物质晕的结构、质量分布和主晕内次晕的空间分布。我们进行了三个$Λ$ CDM模拟与不同的分辨率使用AMIGA代码。暗物质晕是使用一种算法，该算法是基于自适应网格结构的模拟代码。我们发现的晕包括从$10^8\mathrm{M}_{\sun}$到$10^{15}\mathrm{M}_{\sun}$的质量尺度。我们发现，如果我们必须研究晕结构（寻找亚晕），晕必须至少包含$10^4$粒子。对于这样的晕，我们可以解决子结构，我们确定了subhalo质量函数，并发现它是接近的斜率-0.9（目前），与以前的研究一致的幂律。这个斜率稍微依赖于红移，并且对于主晕来说是大致相同的。次晕的质量分数（$M_{\s subH}/M_{\s MH}$）在0.08和0.2之间，随着红移和主晕的质量略有增加。它的分布近似使用威布尔分布在不同的时期。次晕质量的平均值与主晕质量无关。亚晕的空间密度与主晕的维里半径（$r_{\s vir}$）成比例，与红移无关，并遵循$r^{1/3}$规则。
2006-11-30 astro-ph
The Bound Mass of Substructures in Dark Matter Halos
我们提出了一个新的定义subhalos在无耗散的暗物质N体模拟，其动态约束成分的相干识别的基础上。而以前的方法确定的能量绑定组件的subhalo忽略了所有剩余的粒子在晕（那些不几何或动态相关的subhalo）的贡献，我们的方法允许所有的力量，内部和外部，施加在subhalo。我们证明，在不同的时间步长使用模拟的输出，我们的新方法是更准确地识别subhalo的束缚质量。然后，我们将我们的新方法与以前采用的方法进行比较，通过将每个方法应用于从高分辨率宇宙学模拟中提取的1838个维里化晕的样本来识别subhalos。我们发现，在每种情况下的subhalo分布是相似的，并在subhalo的结合能的增加，包括所有的粒子位于它几乎完全平衡的损失，由于外力; subhalos的质量分数的净增加约为10%，和额外的子结构往往驻留在系统的内部。最后，我们比较的subhalo人口的晕子subhalo人口的subhalo，发现这两个分布是相似的。这是一个新的和有趣的结果，表明在集群质量晕的层次结构的自相似性。
2007-03-07 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
A Merger Tree with Microsolar Mass Resolution: Application to $γ$-ray Emission from Subhalo Population
星系所在的暗物质晕的层次增长已经被研究过，并使用各种方法进行了建模。在本文中，我们使用一个修改后的版本的Sheth & Lemson算法的$\mathrmΛ$冷暗物质功率谱，和模型的生长Milky Way大小的晕与微太阳质量分辨率，对应于典型的金斯质量的暗物质弱相互作用大质量粒子的质量为100 GeV。然后，我们计算的\emph{unevolved} subhalo质量函数和建立一个牛奶路晕放置和演变的卫星。这个次晕粒子数被用来研究暗物质湮灭产生的$γ$射线辐射。在这种情况下，填充宿主晕的子晕已经被计算，仅考虑由树的主分支增生的祖晕，以便正确地处理子晕内的子晕的嵌入。每一个次晕都将确实在它是一个孤立系时所吸积的现在次晕中拥有宿主。为了计算银河系矮星系（如天龙座）的次次晕粒子数，并研究其$γ$射线辐射，我们首先估算了合并红移$z_m$时的天龙座维里质量，然后运行合并树，从$z_m$沿着晕向下到暗物质金斯质量。然后，我们研究的费米-LAT（GLAST）的可探测性的影响，在牛奶的方式和天龙座的subhaloes，我们如何subhaloes不能负责检测所需的提升因子。
2009-02-18 astro-ph
The survival of subhaloes in galaxies and galaxy clusters
本文讨论了作用于星系晕和星系团晕中的子晕的物理和数值扰动过程，并比较了这些扰动过程对两类晕中子晕丰度的影响。N体模拟的分辨率足够高，不会遭受过度合并（subhalo中断，由于数值处理）显示在这两个星系和星系团的subhaloes的高丰度。然而，观测似乎只在星系团中显示出高的次晕丰度。因此，似乎有太多的亚晕在模拟的星系晕中幸存下来。有五个主要原因导致了这个明显的星系晕问题。最激进的一个是宇宙学的改变，在这种宇宙学中，结构的形成不是在星系晕质量尺度之下分级的。如果这是不可接受的，四个原因仍然存在，其中最重要的一个似乎是，动力学摩擦没有正确模拟，甚至没有最高分辨率的模拟日期，导致在一个'undermerging'的问题。其他原因是（数字）过度合并，晕形成的时间和合并的层次结构形成的差异，和显着的差异是质光比。这四个原因的净效应是星系有相对较低丰度的暗晕，即矮星，而同时可以存在大量的场矮星系，这些星系足够暗以至于在观测上被错过。
2000-08-29 astro-ph
Simulating Subhalos at High Redshift: Merger Rates, Counts, and Types
银河系被认为与模拟的暗物质暗晕一一对应。我们使用高分辨率的N体模拟宇宙学体积计算统计性质的subhalo（星系）主要合并在高红移（z=0.6-5）。我们测量了星系合并率的演化，发现它比z>2.5的暗物质宿主晕的合并率要浅得多，但大致与z<1.6的晕的合并率平行。我们还跟踪了各个星系的详细合并历史，并测量了每个晕或次晕多次合并的可能性。我们详细研究了卫星合并的统计数据：所有最近合并的星系中有15%-35%是卫星星系，卫星星系最近发生重大合并的可能性是中心星系的两倍。最后，我们展示了如何不同的演变的合并率的晕和星系导致每个晕的平均卫星占用的演变，注意到，对于一个固定的晕质量，卫星晕占用峰值在z~2.5。
2009-03-23 astro-ph
Analytical Approach to Subhaloes Population in Dark Matter Haloes
在宇宙结构形成的标准模型中，暗物质晕是由引力不稳定性形成的。这个过程是分层次的：较小的系统先崩溃，然后合并形成较大的晕。星系团由最大的暗物质晕组成，位于这个层次的顶部，代表着宇宙中最大也是最后形成的结构，而较小的和第一个晕是那些地球大小的暗子晕，它们既被理论预测，也被数值模拟发现，尽管没有任何观测暗示它们的存在。在红移$z$处的质量晕$m$成为当前更大质量晕$M$的一部分的概率，可以在扩展的普雷斯和谢克特理论的框架内，利用祖先（条件）质量函数来描述。使用的祖质量函数，我们计算分析，在红移为零，在质量，形成时代的密度场的峰值在形成时代的密度场的分布。这是对银河系大小的系统所做的，假设是球形和椭球形坍缩模型。我们的计算假设，小的祖先不失去质量，由于动力学过程后进入母晕，他们不与其他subhaloes相互作用。对于$\mathrmΛ$ CDM功率谱，我们得到了与$α\sim 2$无关的$m^{- α}$成比例的次晕质量函数$\mathrm{d}n/\mathrm{d}m$。假设的暗物质是一个弱相互作用的大质量粒子，推断的分布是用来测试的可行性，间接检测在$γ$ -射线的能量带这样一个人口的subhaloes与玻璃状卫星。
2007-12-10 astro-ph
The Unorthodox Orbits of Substructure Halos
本文利用宇宙学N体模拟方法研究了星系大小的暗物质晕中亚结构晕的性质。我们扩展以前的工作，考虑整个人口的subhalos物理上与主系统的主题。这些被定义为在过去某个时间处于晕的主要祖先的维里半径内并且作为自结合实体存活到$z=0$的亚晕。我们发现，这个人口超过{ \it三倍}维里半径，并包含极端轨道上的对象。我们追溯这些非正统轨道的起源，以潮汐分离的束缚组的subhalos，这导致在一些subhalos沿潮汐流喷射。喷出的次晕主要是低质量的系统，导致其空间分布和运动学的质量依赖性偏差：在吸积时间的次晕质量越低，其后代人口的集中程度越低，运动学上越热。这种偏差在质量最大的暗晕中最强，但在质量较低的一端就消失了。我们的研究结果意味着，在维里半径内确定的subhalo代表了物理上与晕相关的子结构的不完整普查：今天在晕的维里半径内发现的所有相关subhalo中只有大约{ \it一半}。这些结果可以解释的年龄依赖性的集群的低质量晕，并具有影响（i）的结构参数和组装历史的解释晕相邻的大质量系统;（ii）存在的低质量动力学异常的本地组;和（iii）存在的证据，进化的影响，以及传统的维里边界以外的星系系统。
2008-11-18 astro-ph
The Anisotropic Spatial Distribution of CDM Subhalos
我回顾了最近的结果在CDM晕子结构的空间分布。我表明，subhalos的空间分布是各向异性的，一般长轴是密切对齐的主机晕的总质量分布的长轴长扁长。我表明，subhalo分布和主机晕的长轴之间的相关性是很强的耗散和耗散gasdynamic模拟。更大质量的次晕往往更强烈地聚集在主晕的长轴上，反映出吸积作用。subhalos的各向异性有潜在的影响，在本地组和超越的几个观测的解释。例如，我表明，虽然在CDM晕的中心区域的子结构中的平均投影质量分数是fsub \approx 0.4%，fsub是投影角的强函数，并且对于与主晕的主轴几乎共线的投影，fsub高5到6倍。
2005-10-13 astro-ph
Formalism for the Subhalo Mass Function in the Tidal-limit Approximation
我们提出了一个理论形式主义的全球和本地的质量函数的暗物质子结构（暗晕）可以解析估计。全局次晕质量函数定义为宇宙中暗次晕的总数密度与质量的函数关系，而局部次晕质量函数只计算包含在单个主晕中的次晕。我们通过修改Press-Schechter理论来发展我们的形式主义，以纳入以下内容：（i）暗晕的内部结构;（ii）晕和晕下的相关性;（iii）由潮汐力驱动的晕下质量损失效应。我们发现，由此产生的（累积）次晕质量函数是接近幂律的斜率~-1，次晕贡献约10%的总质量，潮汐剥离效应改变的次晕质量函数自相似，所有与最近的数值检测一致。
2004-02-19 astro-ph
Dark Matter Subhaloes in Numerical Simulations
我们使用宇宙学LCDM数值模拟模拟的子结构人口在16个暗物质晕的维里半径内的分辨率高达700万个粒子的演变。对于10^11 ~ 10^14兆太阳质量的主体，在红移从0到2或更高时，组合子结构圆速度分布函数（VDF）具有自相似的形状，与主体晕质量和红移无关，并遵循关系式：dn/dv=（1/8）（v_cmax/v_cmax，主体）^-4。VDF中的晕到晕的变化是大约2到4的因子。在高红移，我们找到了初步证据，更少的大型子结构晕（subhaloes）。比角动量显着较低的subhaloes接近主机晕中心，潮汐剥离更有效。在r >~ 0.3r_vir的情况下，暗晕的径向分布与质量分布略微一致，我们的收敛研究可以最可靠地排除暗晕人为数值中断的可能性，尽管暗晕分布比质量分布浅是有利的。次晕质量，但不是圆速度减少向主机中心。在小半径处，晕下速度弥散暗示着正的速度偏差。在较低的红移处，特别是在小半径处，有一个弱的偏向更圆的轨道。另外，我们在P ~ k^n的几种幂律宇宙学中模拟了一个团簇，并证明了更陡的谱指数n会导致显着更少的子结构。
2005-07-04 astro-ph
The phase-space distribution of infalling dark matter subhalos
我们使用高分辨率的数值模拟来研究的物理性质的subhalos时，他们合并到他们的主机晕。提出了一种改进的子晕识别算法。然后，我们研究他们的空间和速度分布在球形和三轴晕模型。我们发现卫星的吸积优先沿着主晕的长轴和垂直于主晕的自转轴发生。此外，大质量的次晕比小质量的次晕更倾向于沿主晕的主轴吸积。给出了晕圈物理性质的近似拟合公式。结合解析和半解析技术，这些经验公式为研究其宿主中的暗晕和卫星星系的后续演化提供了有用的基础。然而，未来的研究应考虑到卫星在其演变过程中可能不会经历第一次坠落。
2005-08-24 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
The Tidal Streams of Disrupting Subhaloes in Cosmological Dark Matter Haloes
（节略）我们提出了一个详细的分析的潮汐剥离材料的性质，从破坏子结构晕或subhaloes在一个样本的高分辨率宇宙学N体宿主晕，从星系到集群质量尺度。我们专注于设计的方法来恢复下沉质量和下沉偏心率的subhaloes从其潮汐剥离材料（即潮汐流）的属性。我们的分析表明，有一个最适合的碎片平面的流粒子的散射和祖先subhalo的落入质量之间的关系。这使我们能够从潮汐碎片在太空中的传播中重建坠落的质量。我们还发现，在径向速度的碎片材料（由位于主机中心的观察员测量）的传播与下沉偏心率的subhalo，这使我们能够重建其轨道参数。我们设计了一个自动化的方法来识别的领导和拖曳臂，可以，至少在原则上，适用于卫星星系的恒星流的观测。这种方法是基于物质在潮流中的能量分布。使用这种方法，我们表明，质量与领先的和落后的武器不同。虽然我们的分析表明，潮汐流可以用来恢复其祖subhaloes（因此卫星）的某些属性，我们没有发现主机晕属性和流属性之间的强相关性。这可能反映了流和主机之间的复杂关系，在宇宙学背景下，其特征是复杂的质量吸积历史，不对称的质量分布和丰富的子结构。[...]
2008-01-21 astro-ph
On the Origin of the Kinematical Differences Between the Stellar Halo and the Old Globular Cluster System in the Large Magellanic Cloud
通过对大麦云（LMC）形成过程的数值模拟，讨论了LMC中恒星晕和古老球状星团系统（GCS）的结构和运动学性质。我们特别讨论了观察到的可能的GCS的旋转运动学（V/sigma > 2），这似乎是显着不同的恒星晕的一个大的速度色散（~50公里/秒）。我们认为晕场星和古老的GC都可以起源于高红移（z >6）的低质量次晕。我们调查的最终动力学性质的两个老组件在LMC的晕合并形成的低质量的subhalos与场星和GC。我们发现，由高红移（z > 6）形成的古老球状星团（GC）组成的GCS几乎没有自转（V/sigma ~0.4），其结构和运动学与恒星晕相似。这种不一致的模拟GCS的运动学和观察到的一个被发现在不同的参数模型。因此，这种不一致性意味着，如果大麦哲伦星系中古老的贫金属GC具有旋转运动学，它们极不可能起源于形成恒星晕的低质量次晕。因此，我们讨论的情况下，恒星晕形成的低质量subhalos没有/很少的GC，而GCS形成的LMC的磁盘形成的早期阶段，通过耗散未成年人和主要合并的气体丰富的subhalos和气体的infall。我们认为，可以有一个阈值subhalo质量以上的GCs可以形成在subhalos在高红移，因此，这个阈值导致恒星晕和GCS之间的物理性质的差异，如LMC发光星系。
2007-07-15 astro-ph
The Non-Parametric Model for Linking Galaxy Luminosity with Halo/Subhalo Mass
我们提出了一个非参数的，经验为基础的，模型相关联的星系光度与晕/subhalo质量，基于自洽的治疗subhalo质量损失和subhalo质量函数。我们发现，在高质量，质量-光度关系几乎是独立的实际光度函数考虑，当光度标度的特征光度L *。此外，总晕光度的形状取决于次晕质量函数的斜率。对于这些大质量的星系团晕，我们发现总光度的标度为Ltot~M^0.88，而第一亮星系的光度对晕质量的依赖性要弱得多，为L1~M^0.28，这与观测结果和前人的结果很好地吻合。在低质量时，所得到的质光关系的斜率很大程度上取决于光度函数的暗端斜率，我们得到了一个陡峭的关系，在K波段近似为L~M^4.5。每个星系晕/星系团的平均星系数也与观测结果非常吻合，比例为M ^0.9。在一般情况下，我们获得了良好的协议与几个独立的观测数据集。我们发现，当与观测和平坦宇宙学比较时，该模型倾向于选择较低的Omega_m和sigma_8值。在Tegmark等人（2004）的WMAP + SDSS一致平面内，我们发现Omega_m = 0.25和sigma_8 = 0.8附近的一致性最好，也与Sanchez等人（2005）的CMB +2dF研究结果非常一致。我们还检查可能的修正观测质量的基础上比较的等效数量的晕/集群。此外，我们包括进一步检查的模型结果的基础上的质光比，占领数，集团光度函数和多重性函数。（节略）
2005-11-30 astro-ph
On the relation between radial alignment of dark matter subhalos and host mass in cosmological simulations
我们探讨的依赖性的径向排列subhalos的主机晕的质量，他们的轨道。由于这种效应可以在包括大质量星系团和星系系统在内的广泛尺度上看到，因此通过覆盖相同质量范围的宇宙学模拟来探索这种现象似乎是很自然的。我们有25个分辨率很好的宿主暗物质晕供我们使用，从10^15 Msun/h到10^12 Msun/h不等，每个都由维里半径内的几百万个粒子组成。我们观察到，subhalos往往比孤立的对象更球形。暗晕球度和三轴度的分布均为高斯分布，峰值s约为0。0.80，T接近。0.56，与宿主质量无关。有趣的是，我们注意到径向排列与主晕质量无关，并且\cos θ的分布（即每个子晕的长轴E_a与子晕在主晕参考系中的径向矢量之间的夹角）可以很好地用一个简单的幂律P（\cos θ）与\cos^4 θ成正比，对于所有主晕具有相同的拟合参数。
2008-02-13 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
Multiresolution Analysis of Substructure in Dark Matter Halos
多分辨分析被应用于宇宙学N体模拟中的晕识别问题。该程序利用了离散小波变换的算法，称为槽和分割分析。它有能力在父晕的密集区域中找到子晕，并且可以辨别分层聚类方案中预期的多个层次的子结构。以一个50万粒子的暗物质晕为例，分析了600多个暗物质晕，讨论了暗物质晕的统计特性。
2002-08-21 astro-ph
The Anisotropic Distribution of Galactic Satellites
本文利用协调LCDM模型的无耗散宇宙学模拟，研究了银河系暗物质晕中暗晕的空间分布。我们发现，subhalos分布各向异性，并优先位于沿主轴的三轴质量分布的主机。从各向同性分布中提取我们模拟的晕下样本的柯尔莫哥洛夫-斯米尔诺夫概率为P_KS \simeq 1.5 \times 10^{-4}。因此，各向同性分布的subhalos是不是正确的零假设测试的CDM范例。在我们的模拟中，观测到的银河系（MW）卫星的近平面分布与从晕下分布中随机抽取的几乎一致（概率\simeq 0.02）。此外，如果我们选择的subhalos可能是发光的，我们发现一个分布，是与观察到的MW卫星。事实上，我们表明，子样本的subhalo人口的中心集中的径向分布，类似的MW矮星，通常表现出相当程度的平面性。我们探讨了所观察到的subhalo各向异性的起源，并得出结论，这可能是由于（1）优先吸积subhalo沿细丝，往往密切对准主晕的主轴，（2）卫星轨道内的长轴，三轴电位典型的CDM晕的演变。预测和观测之间的一致性要求银河系外暗物质晕的长轴几乎垂直于圆盘。我们讨论了可能的观测测试，这种盘晕对齐与当前的大星系调查。
2005-04-23 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
Baryon Dynamics, Dark Matter Substructure, and Galaxies
通过比较相同初始条件下的无碰撞宇宙学N体模拟（DM）和SPH模拟，研究了暗物质背景下无碰撞动力学产生的暗物质晕与耗散气体动力学产生的星系之间的对应关系.当SPH模拟中的星系成为较大星系群中的卫星星系时，它们保留了局部的暗物质浓度（SPH subhalos），其质量通常是重子质量的五倍。SPH模拟的更大质量的subhalo在DM模拟中具有类似质量和位置的相应subhalo;在较低质量下，有相当好的对应关系，但一些DM subhalo处于不同的空间位置，一些遭受潮汐剥离或中断。晕占领统计DM subhalos -的平均数subhalos，对，和三倍作为主机晕质量的函数-是非常相似的SPH subhalos和SPH星系。耗散重子分量的重力放大了SPH模拟中的暗晕密度对比，使它们更能抵抗潮汐破裂。相对于SPH星系和SPH subhalos，DM subhalo人口耗尽的最大质量的晕的dennial地区。DM次晕和SPH星系群之间的晕占据统计的良好一致性导致它们的两点关联函数和高阶矩在大尺度上的良好一致性。在R<1 Mpc/h时，密集区DM晕的消耗抑制了它们的聚集。在这些模拟中，暗物质和重子之间的“对话”大多是单向的，暗物质动力学告诉星系在哪里形成以及如何聚集，但重子的“顶嘴”通过增强亚结构在致密环境中的生存来影响小尺度聚集。
2006-04-18 astro-ph
Missing Dwarf Problem in Galaxy Clusters
我们通过N体模拟研究了星系和星系团尺度下CDM晕的形成和演化。我们的目标是弄清楚什么是“矮星系问题”。有人认为，模拟星系大小的晕中的暗晕数量与观测到的本星系团中的矮星数量相比太大，而在星系团大小的晕中，暗晕的数量与观测到的星系团（如室女星系团）中的星系数量一致。我们模拟了九个晕与几个不同的质量分辨率和物理尺度。我们发现，子晕的累积数N_c与它们的最大圆速度V_c的依赖关系为N_c \propto V_c^-3，直到可靠极限，与主晕的质量无关。这意味着对团簇大小的晕的模拟给出了太多的V_c ~ 140 km/s或更小的晕，而以前对团簇大小的晕的比较给出了更少的亚晕，这仅仅是因为它们的分辨率有限。我们的结果意味着，任何试图解决失踪的矮问题的理论也应该解释的差异，在集群大小的晕模拟和观测。
2006-03-03 astro-ph
The Non-Parametric Model for Linking Galaxy Luminosity with Halo/Subhalo Mass: Are First Brightest Galaxies Special?
我们使用Vale&Ostriker（2006）提出的新的非参数、基于经验的模型将星系光度与晕/次晕质量联系起来，重新审视了长期存在的问题，即第一个最亮的星系团星系是从与其他星系团星系相同的分布中统计得出的，还是“特殊的”。我们在这个模型中引入了在固定的晕质量的星系光度的散射，建立一个条件光度函数（CLF）考虑两种可能的模型：一个简单的对数正态分布和一个模型的基础上的浓度分布在一个给定的质量晕。我们表明，这种模式自然允许识别的晕/subhalo系统的星系群和集群，从而产生一个明确的中央/卫星星系的区别。然后，我们使用这些结果来建立最亮的星系团（BCG）的星等对星系团光度的依赖关系，专注于两个统计指标，在BCG的星等和第一和第二最亮的星系之间的星等差的色散。我们比较我们的结果与两个简单的模型BCGs：一个统计假设，BCGs是从一个普遍的分布，和一个食人的情况下合并两个星系从这个分布。早在Tremaine&Richstone（1977）的研究中，统计模型就已经失败了。我们表明，无论是统计模型，也不是最简单的可能性，同类相食提供了一个很好的匹配观察。我们的CLF模型都给出了类似的结果，与观测结果吻合得很好。具体来说，我们发现<m_1>K波段的σ在-25到-25.5之间，σ（m_1）在0.25<Delta_12>左右，星系团光度在10^12到10^13 h^-2 L_sun范围内的σ在0.6…
2007-01-04 astro-ph
Structure and Subhalo Population of Halos in a Self-Interacting Dark Matter Cosmology
我们研究了具有自相互作用（SI）暗粒子的冷暗物质（CDM）宇宙学中银河系（MW）和星系团大小的晕的结构。每单位粒子质量的截面具有形式sigma = sig_0（1/v_100）^alpha，其中sig_0是以cm^2/gr为单位的常数，v_100是以100 km/s为单位的相对速度。使用不同的σ值，其中α = 0或1。对于σ =常数的小值（sig_0<0.5），在z=0处的晕的核心密度通常在给定质量下对于较低的sig_0值是较高的，或者在给定sig_0下对于较低质量是较高的。当sig_0值高达3.0时，晕在z=0之前可能经历重力热灾变。当α = 1时，团簇和MW大小的晕的核心密度是相似的。当σ = 0.5-1.0x（1/v_100）时，我们的预言与从矮星系、LSB星系和星系团的观测中推断的晕的中心密度和核标度律一致。当Vmax > 30 km/s时，MW级晕中（sig_0，alpha）=（0.1，0.0）、（0.5，0.0）和（0.5，1.0）的子晕累积Vmax函数与观测值（发光卫星）大致一致，而当Vmax = 20 km/s时，函数高出5-8倍，与CDM预测相似。在给定的质量壳层上，SI的晕比CDM的晕具有稍多的特定角动量，并且比CDM的晕更圆。我们得出的结论是，引入sigma \propto 1/v_100的SI粒子可以解决CDM宇宙演化的尖形核心问题，而次晕种群数量仍然与CD…
2002-09-11 astro-ph
The survival of dark matter halos in the cluster Cl0024+16
在冷暗物质主导的宇宙中，结构形成的理论预测，大质量的星系团是由低质量的暗晕分层合并而成的。利用从全景HST成像数据推断的强和弱引力透镜信号，我们提出了一个高分辨率重建的质量分布在大规模的，透镜星系团Cl 0024 +16。应用星系-星系透镜技术，我们跟踪的命运暗物质subhalos作为一个函数的投影集群中心半径到5百万秒差距，远远超出维里半径。我们报告的第一个检测的统计透镜信号的暗物质subhalos与晚型星系团。一个典型的暗物质子晕，主机的L* 星系的质量增加与预期的潮汐剥离假说的预测集群中心半径。与晚型星系相比，早型星系似乎平均存在于更大质量的暗物质下晕中。我们将我们的发现解释为星系团中通过潮汐剥离进行质量活跃组装的证据。暗物质subhalos的质量函数作为一个函数的投影集群中心半径，相比来自集群的千禧年运行模拟填充星系使用半解析模型的等效质量函数。透镜确定的质量函数的形状是在非常好的协议与来自千禧年运行模拟的subhalo质量函数。然而，模拟subhalos似乎更有效地剥离比透镜观测建议。（节录）
2008-11-05 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
Are Halos of Collisionless Cold Dark Matter Collisionless?
最近关于暗物质的讨论主要集中在两个看似独立的问题上：暗物质晕中亚结构的丰度和晕内部密度分布的尖锐性。我们探讨这两个问题之间可能的联系，通过研究引力散射的影响，由于subhalos的相空间分布的暗物质粒子的主晕。我们的一系列受控数值实验表明，子晕的数量和质量密度可以足够高，导致主晕内部的无碰撞暗物质粒子扩散，在几个动力学时间内使主晕的内尖变平。根据次晕的质量和浓度，整个系统（主晕和次晕）的内部密度分布可以变陡或变平。因此，晕下吸积可以在暗物质晕的内部密度分布中引入显著的散射，为观测和宇宙学模拟中看到的分布范围提供了可能的解释。
2004-06-24 astro-ph hep-ph
