Simulated Cluster Archive: A Computational Catalog of X-Ray Clusters in a Lambda-CDM Universe
我们已经模拟了一个大样本的X射线集群在高空间分辨率的Lambda CDM宇宙中的演化，使用自适应网格细化，并将结果放在一个在线存档供公众访问。模拟星团档案网站http://sca.ncsa.uiuc.edu提供了气体和暗物质场的交互式2D和3D分析、X射线和SZ成像以及数据导出的工具。我们鼓励社区使用并征求他们的反馈。
2000-05-08 astro-ph
Using White Dish CMB Anisotropy Data to Probe Open and Flat-Lambda CDM Cosmogonies
我们使用白碟实验的数据来限制开放和空间平坦的Lambda冷暗物质宇宙演化中的宇宙微波背景辐射各向异性。我们考虑了White Dish校准不确定性，并对从数据中删除的偏移和梯度进行边缘化。我们的2-sigma上限比以前得到的要大。这些上限与所有受试型号的$COBE$ -DMR数据得出的上限一致。
1997-10-24 astro-ph
CMB Anisotropy Constraints on Open and Flat-Lambda CDM Cosmogonies from UCSB South Pole, ARGO, MAX, White Dish, and SuZIE Data
我们使用UCSB南极1994、ARGO、MAX 4和5、White Dish和SuZIE实验的10个小尺度宇宙微波背景各向异性数据集的组合来约束宇宙演化。我们考虑开放和空间平坦的Lambda冷暗物质宇宙起源。在除$Ω_0$以外的所有参数上边缘化，对于开放和平坦Lambda模型，组合数据有利于Omega_0 simeq 1。排除最小角尺度的SuZIE数据，Omega_0 simeq 0.3（1.0）开放（平λ）模型是有利的。仅考虑具有与样本方差和噪声考虑一致的误差条的多频率数据，Omega_0 simeq 0.1（1）开放（平坦λ）模型是有利的。对于开放和平坦的$Λ$模型，在对所有其他参数进行边缘化之后，更低的Omega_B h^2（sim 0.005）或更年轻的（t_0 sim 10 Gyr）宇宙是有利的。然而，这些数据并不排除平坦λ模型中的其他Ω_0值以及两个模型中的其他Ω_B h^2值。（略）
1999-01-04 astro-ph
Python I, II, and III CMB Anisotropy Measurement Constraints on Open and Flat-Lambda CDM Cosmogonies
我们使用Python I、II和III宇宙微波背景各向异性数据来约束宇宙演化。我们考虑了Python波束宽度和校准不确定性。我们考虑开放的和空间平坦的λ冷暗物质宇宙演化，非相对论性质量密度参数Omega_0在0.1- 1范围内，重子质量密度参数Omega_B在（0.005- 0.029）h^{-2}范围内，宇宙年龄t_0在（10- 20）Gyr范围内。将除Omega_0以外的所有参数边缘化，组合的Python数据支持Omega_0 simeq 0.2（0.1）的开放（空间平坦的Lambda）模型。在2 sigma置信水平下，从组合Python数据推导出的模型归一化与从DMR、UCSB South Pole 1994、ARGO、MAX 4和5、White Dish和SuZIE数据集得出的模型归一化基本一致。
1999-05-11 astro-ph
On the survival and disruption of Earth mass CDM micro-haloes
中微子暗物质导致了大量红移z \approx 60的地球质量暗物质晕的形成（Diemand et al. 2005）。这些丰富的CDM微晕具有尖点密度剖面，可以很容易地承受太阳半径的银河潮汐场。Zhao，Taylor，Silk & Hooper（astro-ph/0502049）的结论是：大部分质量为\sim 10^{-6}M_o的暗物质亚结构将由于与星系晕“中恒星的相互作用而被潮汐破坏。然而，这些作者假设恒星的晕密度至少比观测到的高一个数量级。我们表明，适当的应用程序的冲动近似是制度的多个遭遇，而不是单一的破坏性事件所采用的赵等，这导致了几个哈勃时间的生存时间。因此，我们不认为银河系恒星的潮汐加热会影响微晕的丰度。圆盘交叉会导致一些质量损失，但中央核心可能会幸存下来，并可能被检测为伽马射线源，每年有几个角分的自行。
2005-02-10 astro-ph
OVRO CMB Anisotropy Measurement Constraints on Flat-Lambda and Open CDM Cosmogonies
我们利用欧文斯谷射电天文台（OVRO）的宇宙微波背景（CMB）各向异性数据来约束宇宙学参数。我们占OVRO波束宽度和校准的不确定性，以及由去除非CMB前景污染引起的不确定性。我们考虑开放的和空间平坦的λ冷暗物质宇宙演化，非相对论性质量密度参数Omega_0在0.1- 1范围内，重子质量密度参数Omega_B在（0.005- 0.029）h^{-2}范围内，宇宙年龄t_0在（10- 20）Gyr范围内。在除Omega_0之外的所有参数上边缘化，OVRO数据支持Omega_0 ~= 0.33（0.1）的开放（空间平坦的Lambda）模型。在2 σ置信水平下，从OVRO数据推导出的模型归一化与从DMR、UCSB南极1994、Python I-III、ARGO、MAX 4和5、White Dish和SuZIE数据集推导出的模型归一化基本一致。
2002-08-10 astro-ph
Evolution of the Luminosity Function and Colors of Galaxies in a Lambda-CDM Universe
利用恒星星族合成模型，通过对λ冷暗物质宇宙的宇宙学流体动力学模拟，导出了星系的光度函数。在z=0时，得到的B带光度函数有一个平坦的暗端斜率α \approx -1.15，其特征光度和归一化与观测结果相当一致，而暗物质晕质量函数是陡峭的，斜率为α \approx-2。星系的颜色分布也与当地的观测结果吻合得很好。我们还讨论了光度函数的演化，以及星系从z=0到5的颜色分布。恒星质量函数中的特征质量由于数量演化而发生的大的演化被光度演化所补偿;特征光度从z=0到2只增加了0.8等，然后向更高的红移下降，而B带光度密度从z=0到5继续增加（但在z>3时缓慢）。
2001-08-20 astro-ph
The survival and disruption of CDM micro-haloes: implications for direct and indirect detection experiments
如果暗物质粒子是中性伴子，那么首先形成的结构是尖状冷暗物质（CDM）晕，在质量范围10^{-6} - 10^{-3} Msun的红移z ~ 100之后坍缩。我们对这些微晕在银河系中的生存进行了详细的研究，因为它们经历了与恒星、分子云和其他暗物质子结构的潮汐相遇。我们使用高分辨率N体模拟测试分析脉冲加热计算的有效性。分析估计的一个主要局限性是，平均能量输入比较平均结合能，而不是从系统的实际质量损失。这种能量标准导致高估的剥离质量和低估的破坏时间尺度，因为CDM晕强烈约束在其内部。我们发现，CDM微晕的材料的一个显着的部分可以通过遇到银河系的子结构和恒星的束缚，但尖形的中心区域保持相对完整。此外，太阳半径附近的微晕是那些比平均水平早得多的坍缩，质量损失很少。因此，我们预计一小部分幸存的绑定微晕，一个平滑的组件，在相空间中的狭窄的功能，这可能是发现的直接检测实验，以及许多幸存的尖形核心与适当的运动弧分钟，每年，这可以间接检测到通过他们的湮灭到伽马射线。
2006-09-11 astro-ph
Background X-ray Emission from Hot Gas in CDM and CDM+Lambda Universes: Spectral Signatures
我们提出了一个新的治疗两个流行的模型的增长结构，检查X射线发射热气体与津贴谱线发射各种原子物种，主要是"金属”。从明亮的星团源的X射线发射是没有显着改变，从以前的工作，如前所述，显示CDM $+Λ$模型（LCDM）是一致的，但标准的，COBE归一化模型（SCDM）是不符合现有的观测-津贴后，仍然相当大的数值模拟的不确定性。但我们发现了一个重要的新结果。0.5-1.0keV较软波段的辐射主要由远离星系团中心的气体发射（因此称为“背景”）。这种背景辐射在1 keV以下的团簇辐射中占主导地位，对它的观测应该显示出清晰的光谱特征，表明它的起源。特别是“铁混合物”应该在这个光谱箱中从银河系高纬度的宇宙背景热气中清楚地看到，并且应该显示出对SMC的阴影，表明它的河外起源。某些OVII谱线还提供这种气体的特征，其发射$10^{6.6\pm 0.6}$ K气体的光谱特征。最近ASCA对X射线背景的观测初步表明存在与我们在这里预测的光谱特征完全相同的成分。
1995-06-07 astro-ph
ARGO CMB Anisotropy Measurement Constraints on Open and Flat-Lambda CDM Cosmogonies
我们使用ARGO宇宙微波背景（CMB）各向异性实验的数据来约束宇宙演化。我们占ARGO波束宽度和校准的不确定性，并边缘化从数据中删除的偏移。我们推导出的ARGO实验检测到的CMB各向异性的振幅小于以前推导出的振幅。我们考虑了开放的、空间平坦的λ冷暗物质宇宙演化，其中团簇质量密度参数Omega_0在0.1-1的范围内，重子质量密度参数Omega_B在（0.005-0.029）h^{-2}的范围内，宇宙年龄t_0在（10- 20）Gyr的范围内。除了Omega_0之外，ARGO数据对所有参数都是边缘化的，因此支持开放（空间平坦的Lambda）模型，Omega_0= 0.23（0.1）。然而，这些数值取决于模型。在2 sigma置信水平下，从ARGO数据推导出的模型归一化与UCSB南极1994年，MAX 4+5，White Dish和SuZIE数据集得出的模型归一化一致。ARGO开放模式的标准化也是一致的，从DMR数据推断。然而，对于大多数空间平坦的Lambda模型，DMR标准化比ARGO标准化高出2 sigma以上。
1998-07-29 astro-ph
Concordance between the Dynamics of Satellite Galaxies in the 2dFGRS and Lambda-CDM
我们计算了在2 dFGRS和Lambda-CDM GIF模拟中主星系卫星星系的速度色散剖面\sigmav（r_p）。我们在2dFGRS中发现了1345个光度在0.5L * < L <5.5L * 范围内的主星系，共得到2475个卫星星系。GIF模拟中星系的星等被转换为b_J带通，主星系和伴星系的选择与2dFGRS相同。在模拟中发现了1200个主机和4100个卫星。总的来说，在2dFGRS和GIF模拟中的卫星的\sigmav（r_p）之间有很好的一致性。在大尺度上，\sigmav（r_p）随投影半径的增大而减小，这与CDM宇宙的理论结果一致.此外，\sigmav（r_p）对宿主光谱类型和宿主光度都有显著的依赖性。特别地，对于早型寄主的卫星，\sigmav（r_p）比对于晚型寄主的卫星具有显著更高的幅度和更陡的斜率。此外，\sigmav（r_p）的振幅和斜率都随宿主发光度的增大而增大.位于小投影半径（r_p < 120 kpc）内的卫星的速度色散仅与局部B波段塔利-费希尔关系勉强一致，最适合的关系式为σ_v \propto L^{0.45 \pm 0.10}。
2004-09-15 astro-ph
Proto-clusters in the Lambda CDM Universe
我们比较了在标准$Λ$ CDM宇宙（$Ω_0=0.3, λ_0=0.7$）模拟中发现的原星系团与非常高红移星系的高度聚集的种群。我们在一个边长为150 h ^{-1}Mpc的共动盒中演化出256^3个暗物质粒子。到目前为止，这个盒子里有63个质量超过10^{14}h^{-1}Mo的星团大小的天体。我们将这些星系团追溯到更高的红移，发现它们在z=4- 5处的祖先是典型的20- 40 Mpc（共动）大小的扩展区域，暗晕的质量超过10^{12}h^{-1}Mo，并且通常是宇宙学平均密度的1.3- 13倍。与z=4.86和z=4.1的莱曼α发射（LAEs）星系的观测结果比较表明，如果LAEs通常对应于大于10^{12}h^{-1}Mo的大质量暗晕，则观测到的过量成团与原星系团区域的预期一致。本文简要讨论了大质量暗晕的高红移浓度与现今富星系团的关系。
2006-06-15 astro-ph
Simulations of Galaxy Formation in a Lambda CDM Universe I: Dynamical and Photometric Properties of a Simulated Disk Galaxy
我们分析了一个盘状星系的特性模拟前所未有的数值分辨率在λ CDM宇宙演化。该星系是通过一系列高红移的合并以及在z~1之后的一段静止吸积而聚集在一起的，这导致了两个不同的动力学组成部分的形成：球状体和盘状体。表面亮度轮廓非常近似于一个R^{1/4}椭球体和一个指数盘的叠加。表面亮度轮廓与Sab星系UGC 615非常相似，但模拟的星系旋转速度明显更快，并且具有由中心附近的椭球体主导的下降旋转曲线。圆速度的下降与观测结果不符，这是由于暗物质和重子成分的高浓度，以及模拟中恒星相对较高的质光比。模拟的星系位于~ 1等的I波段塔利-费舍尔关系的晚型螺旋，但似乎是在合理的协议与塔利-费舍尔数据的S 0星系。发光部分的角动量比类似转速的新型螺旋低一个数量级。这反映了缓慢旋转的致密球状组分的优势。另一方面，圆盘分量的性质与晚型螺线的性质非常相似。这表明，一个不同形式的反馈比在这个模拟中采用的是需要抑制有效的崩溃和冷却的气体在高红移，导致形成的球体。用早期坍缩和高合并率来描述盘星系的性质，这是诸如Lambda CDM之类的分层场景的特征，仍然是一个具有挑战性的，但迄今为止难以捉摸的命题。
2002-11-14 astro-ph
MAX 4 and MAX 5 CMB anisotropy measurement constraints on open and flat-Lambda CDM cosmogonies
我们占的宇宙微波背景（CMB）各向异性数据的MAX 4和MAX 5实验的似然分析的实验和观测的不确定性。这些分析使用CMB各向异性谱预测在开放和空间平坦的Lambda冷暗物质宇宙起源。在所考虑的模型中，组合MAX数据集与Omega_0 ~ 0.1-0.2开放模型中的CMB各向异性形状最一致，而与旧模型（t_0 >~ 15 - 16 Gyr，即，低h）、重子密度高（Omega_B >~ 0.0175/h^2）、密度低（Omega_0 ~ 0.2 - 0.4）、平坦λ模型。MAX数据本身并不排除我们在2-sigma水平上考虑的任何模型。从合并的MAX数据推导出的模型归一化与从UCSB南极1994年数据得出的一致，除了平坦的带功率模型，MAX有利于更高的归一化。对于具有Omega_0 ~ 0.1-0.2的开放模型，组合MAX数据归一化高于DMR归一化的上限2-sigma值。旧的（低h），高重子密度，低密度平λ模型的组合MAX数据归一化低于DMR归一化的较低的2 σ值。Omega_0 ~ 0.4-0.5的开放模型与MAX数据最喜欢的形状相差不远，并且对于这些模型，MAX和DMR归一化重叠。对于Omega_0 = 1和一些较高h、较低Omega_B、低密度平坦Lambda模型，MAX和DMR归一化也重叠。
1997-08-22 astro-ph
We used fully cosmological, high resolution N-body + SPH simulations to follow the formation of disk galaxies with rotational velocities between 135 and 270 km/sec in a Lambda CDM universe. The simulations include gas cooling, star formation, the effects of a uniform UV background and a physically motivated description of feedback from supernovae. The host dark matter halos have a spin and last major merger redshift typical of galaxy sized halos as measured in recent large scale N--Body simulations. The simulated galaxies form rotationally supported disks with realistic exponential scale lengt…
2006-11-12 astro-ph
Modelling SCUBA sources in a Lambda-CDM cosmology: hot starbursts or cold extended galactic dust?
以前的模拟表明，它是很难重现的SCUBA源计数的标准层次结构形成模型的框架内，如果源被假定为高红移对应的本地超亮红外星系的尘埃温度在40-60 K。在这里，我们表明，计数更容易复制的模型中，其中大部分的亚毫米级的排放来自扩展，冷（20-25 K）的尘埃在物体的恒星形成率为50-100太阳质量每年。低温意味着典型的大小约为1（S_{850} /1 mJy}）^{1/2} arcsec，比用类似恒星爆发的光谱能量分布预测的大2 ~ 3倍。低尘埃温度也意味着光学/紫外线与850微米通量的比率，对于相同的光学深度，比具有热的星暴状SED的物体预期的小30-100倍。这可能有助于解释SCUBA源和莱曼破裂星系之间的小重叠。
2003-04-15 astro-ph
Can the faint sub-mm galaxies be explained in the Lambda-CDM model?
我们提出了在$Λ$ CDM宇宙学中对亚毫米星系（SMG）和莱曼破裂星系（LBG）丰度的预测。我们的模型的一个关键特点是自洽计算的尘埃的辐射吸收和发射。新模型成功地匹配LBG光度函数，以及再现本地星系人口的光学和IR的属性。该模型也可以解释观测到的星系数计数在$850\mum$，但只有当我们假设一个头重脚轻的IMF的恒星形成的爆发。预测的SMG的红移分布对它们在1- $10\mjy$范围内的流量依赖相对较小，在流量为$5\mjy$时的中值为$z\approx 2.0$，与Chapman等人最近的测量结果非常一致。SMG的计数被预测为由正在进行的星爆主导。然而，在模型中，这些爆发只负责使百分之几的恒星质量被锁定在大质量椭圆星系中。
2005-01-10 astro-ph
On The Survival and Abundance of Disk-dominated Galaxies
我们研究了Lambda CDM宇宙中盘控星系的形成。它们的存在被认为是对Lambda CDM宇宙学的一个挑战，因为星系合并会使恒星盘各向同性，并触发气体盘中的角动量传输，从而促进中心恒星球状体的形成。在这里，我们假设，从气体丰富的磁盘恒星球状体的形成是由两个参数，星系合并，合并暗物质晕的质量比，和维里速度较大的合并晕的特点。我们利用合并的历史产生的宇宙学密度场的实现来计算的暗物质晕，避免了球体形成的分数，并比较派生的统计数据与球体的占领分数在调查附近的星系。例如，我们发现，如果导致中心球状体形成的合并是质量比M2/M1 > 0.3和维里速度Vvir，1 > 55 km/s的合并，那么盘主导星系在Lambda CDM中的存活率就足以解释宇宙中观察到的盘主导星系的分数表示。我们讨论这个标准的物理起源。
2007-11-19 astro-ph
The Distribution of Satellite Galaxies in a Lambda-CDM Universe
我们使用Lambda-CDM GIF模拟计算卫星星系相对于其宿主的位置。如果宿主图像的长轴与其投影质量的长轴完全对齐，则卫星优先靠近宿主的长轴。在这种情况下，卫星位置的各向异性程度是宿主晕变平的一个很好的示踪剂。如果所有的宿主都有发光的圆盘，那么投射的质量和光的对称轴并不完全对齐，卫星的位置取决于宿主的圆盘如何放置在它们的光环中。如果圆盘的角动量矢量与晕的主轴对齐，卫星显示出明显的“Holmberg效应”。如果圆盘角动量矢量与局部大尺度结构的中间轴对齐，则卫星位置的分布基本上是各向同性的。如果圆盘的角动量矢量与晕的短轴或净角动量矢量对齐，则卫星围绕其宿主各向异性地分布，并倾向于在宿主的长轴附近发现。这与斯隆数字巡天中的卫星星系倾向于在其宿主星系的主轴附近发现的观察结果非常一致，并表明SDSS宿主星系的质量和光线在天空中的投影中必须相当好地对齐。
2006-06-22 astro-ph
Detecting dark matter-dark energy coupling with the halo mass function
我们使用高分辨率模拟的大尺度结构的形成来分析相互作用的暗物质和暗能量的晕质量函数的演化的影响。使用卡方似然分析，我们发现显着差异的质量函数之间的耦合暗物质-暗能量和标准的一致性宇宙学λ CDM红移z=1.5。我们还发现了一个初步的迹象表明，暗能量调查应该能够区分这些模型的质量和红移约束的λ CDM。虽然我们可以区分这些模型的影响与具有不同基本参数的Lambda-CDM宇宙学，DES将需要独立的测量sigma-8来确认这些影响。
2008-10-03 astro-ph
Population III star formation in a Lambda CDM universe, I: The effect of formation redshift and environment on protostellar accretion rate
我们进行了12个极高分辨率的自适应网格细化宇宙流体动力学模拟的第三族恒星形成在一个Lambda CDM宇宙，不同的盒子大小和大尺度结构，以了解系统的影响，在形成的原始原恒星核。我们发现的结果是定性类似于以前观察到的。我们观察到，在所研究的红移范围内（33 > z > 19），形成第三星族原恒星的阈值晕质量并不随时间显著变化，但由于不同的晕组装历史而表现出相当大的分散性：组装较慢的晕比组装较快的晕以较低的质量发展冷却核心，这与Yoshida et al.（2003）一致。然而，我们确实观察到了星族III原恒星的吸积速率随红移的显著变化，形成较晚的天体具有更高的最大吸积速率，变化幅度为两个数量级（10^-4 - 10^-2兆太阳能/年）。这可以通过考虑红移晕的维里性质和低密度下分子氢形成的物理过程来解释。我们的结果意味着，从它们的吸积率推断的第三星族恒星的质量分布可能比以前认为的更广泛，并且可能随着红移而演变。最后，我们观察到坍缩的原恒星云核并没有碎裂，这与以前的结果一致，这表明形成质量为10^5 ~ 10^6 Msun晕的星族III恒星总是孤立形成的。
2006-09-15 astro-ph
The Cosmological Dependence of Galactic Specific Angular Momenta
描述了在有和没有宇宙学常数（λ）的情况下，对空间平坦的冷暗物质（CDM）宇宙学中星系形成的流体动力学模拟。采用一个简单的恒星形成算法和辐射冷却后，才允许红移z=1，使足够的热气体可形成大，快速旋转的恒星盘，如果角动量近似守恒在崩溃。最终星系的特定角动量被发现是敏感的假设背景宇宙学。这种依赖性来自于气体开始坍缩时晕中所含的不同角动量以及随后晕演化的不均匀性。在λ主导的宇宙学中，恒星比角动量与暗物质晕比角动量的比值（在维里半径下测量）在z=0时的中值约为0.24。在λ =0的宇宙学中，相应的量要低3倍以上。它的结论是，所观察到的盘星系的频率和角动量的空间平坦的CDM模型与λ =0，但可能是一致的，以λ为主的CDM宇宙带来了显着的问题。
1999-08-26 astro-ph
CMB Anisotropy Constraints on Flat-Lambda and Open CDM Cosmogonies from DMR, UCSB South Pole, Python, ARGO, MAX, White Dish, OVRO, and SuZIE Data
我们使用的DMR，UCSB南极1994年，Python I-III，ARGO，MAX 4和5，白碟，OVRO，和SuZIE实验的15个宇宙微波背景（CMB）各向异性数据集的组合的联合似然分析，以约束宇宙演化。我们考虑开放的、空间平坦的λ冷暗物质宇宙演化，非相对论性质量密度参数Omega_0在0.1 ~-1范围内，重子质量密度参数Omega_B在（0.005--0.029）h^{-2}范围内，宇宙年龄t_0在（10--20）Gyr范围内。在除Omega_0以外的所有参数上边缘化，数据支持Omega_0 \simeq 0.9- 1（0.4- 0.6）平坦λ（开放）模型。推导的Ω_0值的范围部分是分析中使用的较小角度尺度CMB各向异性数据集的不同组合的结果，但更重要的是分析中是否考虑或忽略DMR四极矩的结果。对于平坦λ和开放模型，在对所有其他参数进行边缘化之后，较低的Omega_B h^2 \simeq 0.005--0.009是有利的。这也与最近CMB各向异性数据的估计值以及标准核合成理论和观测到的轻元素丰度的一些估计值略有出入。对于这两组模型，一个t_0 \simeq 12- 15 Gyr的年轻宇宙是有利的，与其他最近的非CMB指标一致。我们强调，由于我们只考虑了少量的数据集，这些结果是暂时的。更重要的是，这里的分析并没有排除当前受欢迎的Omega_0 \sim 0.3的平λ模型，也…
2002-09-26 astro-ph
Simulations of Galaxy Formation in a Lambda CDM Universe III: The Dissipative Formation of an Elliptical Galaxy
我们详细研究了在Lambda CDM方案中模拟的椭圆星系的动力学结构。星系的形态会随着时间的推移而急剧演变，以响应质量吸积的模式和时间;冷却气体的平稳沉积导致离心支撑盘的形成，而主要的合并将恒星盘分散成球状体。这两种吸积模式交替进行，直到z = 0.6，这时星系经历了最后一次主要的（1：2）合并，消耗了大部分剩余的气体成为恒星。几乎没有气体冷却并随后吸积，因此，大多数z = 0的恒星都是类似于今天椭圆星系的球状组成部分。在动力学上，该星系很好地近似于一个E4扁圆转子。当正面观察星系并且Vrot/sigma <<1时，可以得到盒状等照度线。另一方面，发现盘状等照度线的倾角最大化Vrot/sigma。视线速度分布在所有半径处接近高斯分布。高斯-厄米偏度参数h3的符号与旋转的明显意义是反相关的，与观察到的趋势一致。模拟星系的有效表面亮度比光度相似的正常椭圆星系高得多，在某种程度上让人想起不太常见的紧凑椭圆星系。我们的模拟表明，耗散崩溃的反复发作，其次是合并事件，导致恒星球状体，只有轻微的三轴和相对简单的运动学结构。这是在更好的协议与观察比早期的模型的基础上dissipationless合并的恒星盘，和一个积极的一步，以调和观察到的结构的椭圆与分层合并的情况。
2003-08-20 astro-ph
Simulations of Galaxy Formation in a Lambda CDM Universe II: The Fine Structure of Simulated Galactic Disks
我们提出了一个详细的分析的动力学性质的模拟盘星系组装层次的Lambda CDM宇宙演化。在z=0时，根据星系中恒星的轨道参数确定了两个不同的动力学分量：一个缓慢旋转的中心集中的球体和一个主要由旋转支持的盘状分量。这些分量也在星系的表面亮度轮廓中被识别出来，它可以很好地近似为一个R^{1/4}椭球体和一个指数盘的叠加。然而，既不动态确定的球体遵循德Vaucouleurs定律，也不是纯粹的磁盘指数，resultwhich呼吁谨慎估计时，从传统的光度分解技术的磁盘的重要性。盘可以进一步分解成一个薄的，动态冷组件与近circularorbits上的恒星和一个热的，较厚的组件与薄盘和椭球体之间的过渡轨道参数。这个球状体是老的，基本上没有比上一次重大吸积事件（大约8 Gyr前）所经过的时间更年轻的恒星。大部分的薄盘星是在合并活动结束后形成的，但也有相当一部分（约15%）的薄盘星的年龄足以早于最后一次主要的合并活动。这个出乎意料的老盘星的人口主要由卫星的潮汐碎片组成，这些卫星的轨道平面与盘重合，并且其轨道在完全破裂之前被动力摩擦圆化。我们的研究结果突出了卫星吸积事件在塑造磁盘和球状组成部分的作用，并揭示了一些线索的组装过程中保存在老恒星星族的详细动态的星系。
2002-12-12 astro-ph
Arc statistics with realistic cluster potentials. IV. Clusters in different cosmologies
我们利用数值模拟不同宇宙学中的星系团来研究它们形成大弧的能力。宇宙学模型是：标准CDM（SCDM; Omega_0=1，Omega_Lambda=0）;具有减小的小尺度功率的tauCDM（参数为SCDM，但具有较小的功率谱形状参数）;开放CDM（OCDM; Omega_0=0.3，Omega_Lambda=0）;以及空间平坦的低密度CDM（Lambda CDM; Omega_0=0.3，Omega_Lambda=0.7）。所有的模型都被归一化到富簇的局部数密度。模拟这些星系团的引力透镜，我们计算了大弧形成的光学厚度。对于长宽比>= 10的大弧，OCDM的光学深度最大。相对于OCDM，光学深度对于λ CDM低约一个数量级，并且对于S/tauCDM低约两个数量级。这些差异源于宇宙学模型中团簇形成的不同时期，以及强透镜效应的非线性。我们的结论是，只有OCDM模型可以重现所观察到的弧丰度，而其他模型不能这样做的数量级。
1997-07-15 astro-ph
Simulating the X-ray Forest in a Lambda CDM Universe
数值模拟预测，大量重子存在于星系际空间，温度在10^5-10^7 K之间。高度电离的金属，如O VII和O VIII，是这种“温热的星系际介质”（WHIM）的良好示踪剂。对于碰撞电离的气体，每个离子的电离分数在某个特定温度（"峰值温度“）达到峰值，因此不同的离子可以在不同的温度下跟踪IGM。我们进行了流体动力学模拟，研究在IGM的金属分布。通过研究碰撞电离IGM中类H和类He O、Si和Fe的分布函数，并与基于Press-Schechter形式的半解析结果进行比较，我们发现：（1）峰值温度较高的离子（例如，Fe XXVI）倾向于集中在维里化晕周围，这可以通过Press-Schechter分布很好地描述，具有较低峰值温度的离子在小晕（例如星系群）和细丝中都被发现;（2）较低峰值温度的离子更丰富，并且应该容易被观察到;（3）特殊的速度对共振吸收线的加宽贡献很大。
2001-08-29 astro-ph
The core density of dark matter halos: a critical challenge to the Lambda-CDM paradigm?
我们比较了冷暗物质晕在宇宙学N体模拟中发现的中心质量浓度与来自银河系盘动力学和塔利-费舍尔关系的约束。对于目前青睐的宇宙学参数值（$Ω_0 \sim 0.3$ ; $Λ_0=1-Ω_0 \sim 0.7$ ; $h \sim 0.7$ ; COBE和星团丰度归一化的$σ_8$ ;大爆炸核合成$Ω_b$），我们发现，具有与银河系旋转速度相当的圆速度的晕通常具有比从银河系动力学观测推断的多{ \it三倍}的暗物质。星系盘尺度上如此高的中心暗物质浓度也意味着，必须假设恒星的质光比远低于人口合成模型的预期，以重现塔利-费舍尔关系的零点。事实上，即使在黑暗晕中的{ \it all}重子转变成恒星的极端假设下，具有传统$I$波段恒星质光比（$M/L_I \sim 2 \pm 1 (M/L_I)_{\odot}$）的盘也比在给定旋转速度下观察到的要暗大约两个星等。我们研究了几个修改的$Λ$ CDM模型，可能会考虑这些差异，并得出结论，协议只能在放弃其他主要的成功模式的代价。因此，再现盘星系的观测特性似乎需要对目前最成功的结构形成模型进行重大修改。
1999-08-10 astro-ph
Chemical Abundance Distributions of Galactic Halos and their Satellite Systems in a Lambda CDM Universe
我们提出了一个宇宙学动机的恒星晕的层次形成模型，其中包括一个半分析处理银河系的化学富集耦合到数值模拟，跟踪卫星的轨道演化和潮汐破坏。这项研究的一个主要动机是观测到卫星星系中恒星的化学丰度与银河系晕中恒星的化学丰度之间的系统差异。具体来说，对于相同的[Fe/H]值，邻近卫星星系中的恒星显示的[α/Fe]比明显低于晕中的恒星。我们发现，所观察到的化学丰度模式是一个自然的结果的过程中，银河系的层次组装。这一结果是因为在这种背景下，恒星晕是由早期（超过8-9 Gyr前）吸积的卫星星系形成的，并富含II型超新星产生的α元素。相比之下，今天幸存下来的卫星通常是在最后4-5 Gyr内吸积的，由于II型和Ia型超新星的贡献，其[α/Fe]值接近太阳。我们使用我们的模型来调查的丰度分布函数（使用[Fe/H]和[α/Fe]比）的恒星在晕和幸存的卫星。我们的结果表明，形状和峰值的丰度分布函数提供了一个直接探测星系的吸积历史。
2005-07-05 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
CMB Analysis of Boomerang & Maxima & the Cosmic Parameters {Omega_tot,Omega_b h^2,Omega_cdm h^2,Omega_Lambda,n_s}
我们展示了如何估计的参数表征通货膨胀为基础的理论的结构形成本地化在过去的一年中，大尺度结构（LSS）的信息，从星系和星系团调查相结合的快速发展的宇宙微波背景（CMB）的数据，特别是从最近的回旋镖和Maxima气球实验。所有当前的CMB数据加上哈勃常数、年龄和LSS的相对较弱的先验概率，都指向很小的平均曲率（Omega_{tot} = 1.08 \pm 0.06）和几乎尺度不变的初始波动（n_s =1.03 \pm 0.08），这两个都是（非巴洛克式）暴胀理论的预测。我们强调的作用，退化参数之间的L_{pk} = 212 \pm 7位置的（第一声）峰在定义的$Ω_{tot}$范围边缘化超过其他变量。虽然CDM密度在预期范围内（Ω_{cdm}h^2=0.17 \pm 0.02），重子密度Ω_bh^2 =0.030 \pm 0.005略高于独立的0.019 \pm 0.002核合成估计值。CMB+LSS给出了暗能量的独立证据（Omega_Λ=0.66 \pm 0.06），与超新星（SN 1）的观测结果处于同一水平，SN 1 +CMB+LSS限定的唯象精粹状态方程w_Q<-0.7 cf. w_Q=-1宇宙学常数的情况。
2000-11-21 astro-ph
The Lyman Alpha Forest from Gravitational Collapse in the CDM+Lambda Model
我们在一个空间上平坦的，CDM模型与$Ω=0.4$，欧拉流体动力学模拟的$\lya$森林，并发现星系间的，光电离的气体崩溃成片状和非结构的吸收线，如在$\lya$森林中观察到的。一个典型的细丝是$\sim 1 h^{-1} \mpc$长，厚度为$\sim 50-100 h^{-1} \kpc$（以适当的单位），重子质量为$\sim 10^{10} h^{-1} \msun$。气体温度随着时间的推移而增加，因为具有较大速度的结构在重力作用下坍塌。预测的柱密度分布和吸收线的b-参数与观测值一致，它们的演变与我们的模型一致，如果电离背景具有近似恒定的强度之间的$z=2$和$z=4$。我们还预测了透射通量的分布及其相关性沿光谱和平行光谱，以及PDMATHAMT通量衰减作为红移的函数。我们预测的相关长度$\sim 80 h^{-1}\kpc$垂直于莱曼阿尔法森林的功能的视线。为了重现观测到的谱线数量和平均通量传输，由于我们预测的密度较低，云的重子含量可能需要明显高于以前的模型。如果背景强度$\jhi$至少是从观测到的类星体中预测的强度，那么$Ω_b$就必须是$\sim 0.025 h^{-2}$，比轻元素核合成所预期的要高;模型还预测，$z>2$中的大多数重子都在$\lya$云中，而且重子向更高密度区域移动的速度很慢。
1995-11-02 astro-ph
Numerical study of halo concentrations in dark-energy cosmologies
我们分别用常数和时变状态方程研究了不同暗能量宇宙学中暗物质晕的浓度参数、质量依赖性和红移演化，并与“标准”Lambda CDM和OCDM模型进行了比较.我们发现，以前提出的算法预测晕浓度可以很好地适应暗能量模型。当以分析预期值为中心时，晕圈浓度呈对数正态分布，标准偏差约为0.2。平均晕浓度对质量和红移的依赖性允许一个简单的拟合形式（1+z）c= c 0（M/M0）^a，a~-0.1。通过线性增长因子D_+（z_{coll}）发现团簇浓度在团簇形成红移z_{coll}处依赖于暗能量状态方程。作为对暗能量宇宙学的一种简单修正，我们提出了用线性增长因子的比值c 0-> c 0 D+（z_{coll}）/ D_{+,Lambda-CDM}（z_{coll}）从Lambda-CDM换算c 0。
2003-09-29 astro-ph
Luminosity Density of Galaxies and Cosmic Star Formation Rate from Lambda-CDM Hydrodynamical Simulations
我们利用大尺度Λ-CDM流体动力学模拟计算了宇宙恒星形成率（SFR）和不同通带的静止坐标系共动光度密度随红移的变化，目的是了解它们随红移的变化。为了计算星系的光度密度，我们使用了一个更新的等时线合成模型，该模型考虑了金属丰度的变化。计算的SFR和UV光度密度从z=0到1有一个陡峭的上升，在z=1 - 3之间有一个适度的平台，超过z=3后逐渐下降。原始计算结果明显高于观测到的光度密度，这可以解释为尘埃消光或可能不适当的模拟输入参数。我们通过引入一个参数f来模拟尘埃消光，该参数f是恒星总光度（而不是星系人口）中被严重遮蔽的部分，因此只出现在远红外到亚毫米波长范围内。当我们校正我们的输入参数，并应用尘埃消光与f=0.65，由此产生的光度密度符合各种观测相当不错，包括目前的恒星质量密度，当地的B-波段星系光度密度，和FIR-submm河外背景。我们的结果与只有在远红外区才能观测到的\sim 2/3的恒星辐射被尘埃严重遮蔽的观点是一致的。发射的其余部分仅适度模糊，这可以在光学到近红外波长范围内观察到。我们还认为，SFR从z=1到0的急剧下降部分是由于宇宙在后期的冲击加热，这产生了太热的气体，很容易凝结成恒星形成区域。
2000-05-05 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
CDM in LSB Galaxies: Toward the Optimal Halo Profile
低表面亮度（LSB）星系主要由暗物质组成。高分辨率的旋转曲线表明，它们的总质量密度分布主要是由恒定密度的核心，而不是陡峭和尖形分布中发现冷暗物质（CDM）的模拟。数据最好用一个软核模型来描述，该模型的内部幂律质量密度斜率α = 0.2 +/- 0.2。然而，没有一个单一的通用晕轮配置文件提供了充分的描述的数据。观察到的质量分布似乎与λ CDM不一致。
2003-11-05 astro-ph
Population III star formation in a Lambda CDM universe, II: Effects of a photodissociating background
我们研究了在分子氢离解紫外背景下原始恒星形成的各个方面。我们比较了一组AMR流体动力学宇宙学模拟使用一个单一的宇宙学实现，但在莱曼-沃纳带的紫外线背景强度的范围。这使我们能够研究莱曼-维尔纳辐射对抑制低密度下H2冷却的影响，以及在自洽宇宙学框架中坍缩核心的高密度演化。我们发现，光离解背景的增加导致在模拟中最大质量的晕中心的高密度气体的坍缩延迟，因此，在重子坍缩开始时，这个晕的维里质量增加。我们发现，与以前的结果相反，人口III恒星的形成是不抑制J $_{21} \geq 0.1$，但即使发生与背景高达J $_{21} = 1$。我们发现，尽管由于在$T=2-5 \times 10^3$ K下H2冷却速率的提高，降低了核心分子氢分数，但H2冷却导致坍缩。我们观察到的光离解背景的强度和吸积到不断发展的原恒星云核的速率之间的关系，与更高的LW背景通量导致更高的吸积率。最后，我们发现，在我们的模拟塌缩晕核心不碎片密度低于$n \sim 10^{10}$厘米$^{-3}$无论强度的LW背景，这表明第三族恒星形成的晕与T $_{vir} \sim 10^4$ K可能仍然形成隔离。
2007-09-28 astro-ph
Large primordial gravitational wave background in a class of BSI Lambda-CDM models
我们考虑一类空间平坦的暴胀宇宙学模型中的原初引力波背景，该模型中包含冷暗物质（CDM）、宇宙学常数和一个完全可解的暴胀模型中产生的破尺度不变（BSI）阶跃状绝热扰动的原初（初始）谱，其中暴胀子势在某一点具有快速变化的一阶导数.与具有无标度初始谱的暴胀模型相反，这些模型可能具有GW功率谱，其振幅（尽管不是其形状）对于固定的绝热扰动功率谱的振幅和形状是任意的。在存在正的宇宙学常数的情况下，这里研究的模型具有惊人的性质，即在COBE实验中观察到的大角度CMB温度各向异性的很大一部分是由于原始GW造成的。将它们与已有的CMB角温度涨落、星系团和星系奇特速度的观测数据进行比较，发现在最佳参数值Omega_Lambda=0.7和h=0.7时，GW对CMB各向异性的贡献可以与标量涨落的贡献一样大。
1999-04-05 astro-ph gr-qc hep-th
The Hubble diagram extended to z>>1: the gamma-ray properties of GRBs confirm the Lambda-CDM model
对宇宙学参数的严格约束可以用跨越尽可能大的红移范围的标准烛光来获得。我们建议把Ia型超新星和长伽马射线暴（GRB）作为一类单一的烛光。利用最近发布的超新星遗产调查和{ \it最近发现的伽马射线暴的能量和其他瞬发伽马射线发射特性之间的紧密相关性}，我们能够标准化这两类物体的光度/能量。这样，我们就可以联合使用伽玛暴和SNIa作为宇宙学探测器，通过我们迄今为止仅应用于伽玛暴的贝叶斯方法，来约束Omega_m和Omega_L以及暗能量状态方程参数。尽管在数量上有很大的差距（115 SNIa与19 GRB），我们表明，欧米茄_m和欧米茄_L的约束，大大提高了纳入GRB。更重要的是，合并样本的结果与Lambda-CDM和谐宇宙学模型非常一致，并且不需要暗能量的演化状态方程。
2006-09-23 astro-ph gr-qc hep-ph
UCSB South Pole 1994 CMB anisotropy measurement constraints on open and flat-Lambda CDM cosmogonies
我们开发的方法来解释宇宙微波背景（CMB）各向异性实验数据的似然分析的实验和观测的不确定性，并将其应用到UCSB南极1994年（SP 94）实验的分析。观测动机开放和空间平坦的$Λ$，冷暗物质宇宙起源被认为是。在我们考虑的模型中，完整的SP 94数据集与$Ω_0 \sim 0.1-0.2$开放模型的一致性最好，与旧的$(t_0 \gap 15 - 16 Gyr)$、重子密度高的$(Ω_B \gap 0.0175 h^{-2})$、低密度（$Ω_0 \sim 0.2 - 0.4), flat-$ <$$ models. The SP94 data do not rule out any of the models we consider at the $ 2σ $ level. The SP94 experiment is most sensitive to anisotropies on a somewhat larger, model-dependent, angular scale than the scale at which the window function peaks. For establishing the significance of a detection of CMB anisotropy we derive limits using the highe…
1997-02-11 astro-ph
Non-BBN Constraints On The Key Cosmological Parameters
由于重子-光子比eta目前还不确定，我们忽略了大爆炸核合成（BBN）对eta的约束，将三个关键的宇宙学参数（h，Omega_M，eta）拟合到另外四个观测约束：哈勃参数、宇宙年龄、团簇气体（重子）分数和有效形状参数γ。我们考虑了开放的平坦CDM模型和平坦的“Lambda”-CDM模型，用Delta-chi^2方法检验了拟合的拟合优度并绘制了置信区域。CDM模型与Omega_M = 1（SCDM模型）被接受，只是因为我们允许一个大的误差h，允许h < 0.5。开放CDM模型仅适用于Omega_M \gsim 0.4。Lambda CDM模型给出了类似的结果。在所有这些模型中，大的eta（\gsim 6）比小的eta更受青睐，支持了一些类星体视线上低氘丰度的报道，并表明原始4 He的观测测定可能受到系统误差的污染。只有当我们放弃关键的Gamma约束时，才允许Omega_M和eta的值更低。
1998-02-24 astro-ph
Gravitational lensing by the truncated isothermal sphere model for cosmological halos. I. Individual lens properties
宇宙晕的引力透镜特性取决于每个晕内的质量分布。描述的晕作为非奇异的，截断的等温球，一个特殊的解决方案的等温莱恩-埃姆登方程（适当修改为λ不等于0），已被证明是一个有用的近似的晕形成从现实的初始条件在CDM宇宙。在这里，我们推导出这种晕的基本透镜性质，包括图像分离，放大，剪切和时间延迟。我们还提供了临界曲线和焦散线的解析表达式。我们展示了如何无标度的结果，我们得到的产量依赖于宇宙背景宇宙和质量和崩溃红移的透镜晕的尺度依赖的透镜性质，根据截断等温球（TIS）模型的CDM晕在其他地方。我们简要地描述了这些结果的应用，目前青睐的Lambda CDM宇宙。
2002-07-29 astro-ph
Metallicity Evolution of Damped Lyman Alpha Systems In Lambda CDM Cosmology
利用一个新的，高质量分辨率的流体动力学模拟，我们计算阻尼莱曼α系统（DLAs）的金属丰度演化，并找到一个合理的协议与观测。特别是，观察到的DLA金属丰度的缓慢演变自然发生在模拟中，由于物理和观测选择的综合影响。缓慢的金属丰度演变是由于稳定的转变，随着时间的推移，最高的金属丰度系统的“星系”，从而耗尽这一类，而所有较低的金属丰度系统显示，个别地，金属丰度的增加。虽然DLA金属丰度随红移的变化趋势与观测结果吻合较好，但在探测的红移范围内（z=0-5），模拟DLA的平均金属丰度似乎比观测值高0.3-0.5 dex。我们的研究表明，这种差异可能归因于观测选择效应，由于尘埃遮蔽。如果我们考虑到尘埃遮蔽效应，我们的模型再现了所观察到的金属丰度演化的幅度和斜率。我们发现DLAs不是一个简单的总体，而是探测一系列不同的系统，并且混合随红移而变化。从z=5到z=1，气相中大约50%的金属都处于DLAs中，当金属被冲入IGM中较热的成分并被锁定在恒星中时，在z \le 1处迅速下降到z=0时的约20%。虽然不是本研究的主要重点，我们发现，该模型提供了很好的匹配观测相对于柱密度分布和中性气体含量的演变，如果考虑到相同的尘埃遮蔽。我们发现Omega_{DLA,comp} =（1-3）E-3，这取决于尘埃遮蔽的影响。
2003-07-29 astro-ph
Accurate universal models for the mass accretion histories and concentrations of dark matter halos
大量的观测已经将宇宙学参数和初始密度涨落谱约束到很高的精度。然而，宇宙学参数随时间而变化，功率谱的功率指数随质量标度显著变化，在所谓的协调Lambda CDM宇宙学中。因此，任何成功的结构演化模型都应该同时适用于各种宇宙学模型和不同的功率谱。我们使用大量的高分辨率N体模拟的各种结构形成模型（无标度，标准CDM，开放CDM，和Lambda CDM）研究质量吸积历史（MAH），质量和红移的浓度依赖性和浓度演化历史的暗物质晕。我们发现，在文献中使用的经验模型和我们的模拟之间存在显着的分歧。根据我们从模拟结果中发现的两个简单而紧密的相关性，我们发展了新的经验模型，既可以用来描述暗物质晕的马赫数，也可以用来描述暗物质晕的浓度演化历史，后者也可以用来预测暗物质晕浓度与质量和红移的关系.这些模型是准确和通用的：相同的模型参数集适用于不同的宇宙学模型和不同质量的晕在不同的红移和模型的预测是高度准确的，即使当历史被追溯到非常高的红移。这些模型也很简单且易于实现。一个网络计算器和一个用户友好的代码，使相关的计算可从http://www.shao.ac.cn/dhzhao/mandc.html。我们解释了为什么在几乎所有的质量尺度上的Lambda CDM晕在其演化历史中显示出两个不同的阶段。
2009-11-30 astro-ph
Galaxy Clustering and Galaxy Bias in a Lambda-CDM Universe
利用大体积SPH模拟研究了LCDM宇宙学模型中的星系成团和星系质量相关。在大多数情况下，星系和暗物质之间的偏差与当前观测结果吻合较好，包括：（1）对于具有恒定同动空间密度的质量选择星系样本，在z=3到z=0之间存在近似恒定的同动相关长度：（2）在z=0处存在均方根偏差因子b~1;（3）小尺度上的尺度依赖性偏差，使弯曲的暗物质关联函数转变为近似幂律的星系关联函数;（4）星系对色散和等级偏度比S_3与观测值符合得很好，比暗物质的值低~20%，（5）星系-星系与星系-质量关联函数的比值与最近的RCS测量结果一致;（6）平均过剩质量dM（260/h kpc）与星系重子质量M_b近似成正比，与SDSS的透镜效应估计一致。这些集群特性与星系重子质量，更强烈地，与恒星星族年龄，在良好的定性协议所观察到的依赖星系集群和星系质量的相关性星系类型。对于M_b>~ 2 e11 Msun的星系，dM（260）/M_b的预测值低于SDSS的估计值，但数值分辨率的影响是造成这种差异的主要原因，这使得我们几乎没有空间通过反馈或其他天体物理过程来减小亮星系的恒星质量，至少在我们采用的宇宙学参数下是这样。我们的研究结果表明，LCDM模型和星系形成物理纳入SPH模拟给观察到的星系聚类一个很好的帐户，但预期的改善聚类和弱透镜测量将很快测试这张照片更详细。
2002-12-16 astro-ph
On the Incidence of Strong Gravitational Lensing by Clusters in the Las Campanas Distant Cluster Survey
观测到的强透镜集群的发生率超过了Lambda-CDM模型的预测约10倍。我们重新审视这种差异的观测方面，通过测量从拉斯坎帕纳斯遥远星系团调查（LCDCS）得出的一个子样本中的强透镜效应的发生率。在红移范围为0.5<= z <= 0.7的星系团中，我们在69平方英尺的有效搜索区域内找到了两个强透镜系统。°的在LCDCS中，至少还有一个强透镜系统在这个红移范围之外，在那里我们不太完整。在所有的红移中，λ-CDM模型每146平方米产生一个大弧。度假设泊松统计，在69平方英尺中找到3个或更多强透镜簇的概率。度为0.012。LCDCS内的透镜入射与X射线选择样品和独立光学星系团巡天的初步结果一致。理论和观测之间的分歧的起源，这仍然至少在数量级尺度的Lambda CDM模型，在于和谐宇宙学模型，在所产生的集群潜力的特性，或在所采用的源人口。
2002-10-15 astro-ph
X-ray Absorption by the Low-redshift Intergalactic Medium: A Numerical Study of the Lambda CDM model
利用LCDM宇宙的流体动力学模拟，研究了星系际介质（IGM）对背景类星体光谱的“X射线森林”吸收。与以前的研究一致，我们发现OVII和OVIII产生最强的吸收功能。钱德拉或XMM-牛顿可能探测到的强氧吸收剂出现在T ~ 10^6 K和超密度δ>~ 100的气体中，这是星系群的特征。未来的X射线探测任务可以探测到气体在更宽的温度范围内产生的较弱的氧气吸收，以及非维里化结构的较低密度;它们还可以探测森林对C、N、Ne、Fe（可能还有Si）的X射线吸收。如果IGM的金属丰度是0.1太阳能，那么预测的强到足以用钱德拉或XMM-牛顿进行~5σ探测的系统数量是非常低的，尽管金属丰度的分散会增加强吸收体的数量，即使平均金属丰度保持不变。我们的模拟再现了OVI吸收剂（在UV中）的高观测发生率，并且找到X射线森林的最有希望的策略是在已知OVI系统的红移处进行搜索，从而降低了显著检测所需的信噪比阈值。然而，虽然许多OVI吸收器具有与OVII或OVIII吸收相关的OVI系统，但OVI系统仅跟踪X射线森林的低温阶段，并且对强OVII和OVIII系统的全面核算将需要具有星座-X的预期能力的飞行任务。XEUS卫星的大有效面积将使其成为研究IGM的极其强大的仪器，测量各种元素对X射线的森林吸收，并揭示可能是宇宙重子重要储存库的冲击加热细丝。
2003-05-09 astro-ph
Velocity dispersion in N-body simulations of CDM models
本文研究了宇宙学N体模拟（OCDM和Lambda-CDM模型）中空间粗粒速度色散随时间（红移z=0-4）和粗化长度（0.6-20 Mpc/h）的变化。主要结果是发现了粗化细胞的速度-弥散动能密度I_1和它们的质量密度rho之间的多方关系I_1 ~ rho^{2-eta}。依赖于时间和粗化尺度的指数eta是与朴素维里预测eta_virial=0的偏差的紧凑度量。这种关系支持了“多方对称”，它被用于引力不稳定性导致的宇宙结构增长的理论模型中。
2003-10-23 astro-ph
Reionization in an open cdm universe: implications for cosmic microwave background fluctuations
我们将以前的早期光电离工作推广到Ω <1的CDM模型。这种模型最近受到了关注，因为如果"形状参数”Gamma=h Omega_0约为0.25，则大尺度星系分布中的过剩功率在现象学上是拟合的。有人认为，这种模型可能需要早期再电离，以抑制小规模的各向异性，以符合实验数据。我们发现，如果宇宙学常数λ =0，这种抑制的程度是相当不敏感的Ω_0。在今天的sigma_8标准化下，与较低Omega_0相关的小尺度功率的损失部分地被更长的回望时间产生的更高的光学深度和在宇宙变得曲率主导之前在更高的红移处形成的结构所抵消。当Omega_0降低时，抑制波动的最大角尺度减小，但这种影响也相当微弱，在不久的将来不太可能测量到。另一方面，对于平坦模型，其中ω_0 = 1-Omega_0，降低Omega_0的负面影响占主导地位，如果Omega_0<<1，早期再电离不太可能发挥重要作用。这同样适用于CDM模型，其中通过增加相对论粒子种类的数量来降低有效伽马。
1996-09-08 astro-ph
Constraining Lambda using cluster quadrupoles
我们研究如何统计的四极（投影）集群质量可以区分平坦的冷暗物质（CDM）的宇宙或没有宇宙学常数项。即使在宇宙微波背景实验即将开启的高精度宇宙学时代，利用非线性演化宇宙的数据设计在物质辐射退耦时期调谐的宇宙起源理论的自洽性检验也是重要的。我们从两个大体积模拟的“倾斜”CDM模型和$Λ$ CDM模型与宇宙密度参数$Ω_m=0.35$和宇宙学常数贡献$Ω_Λ=0.65$建立集群目录。从星系团的投影质量分布，我们计算出四极子Q，并研究它们对星系团质量和宇宙学模型的依赖性。我们发现TCDM团簇比它们的\lcdm对应物具有更大的四极子。该效应依赖于质量：大质量团簇（$M\gsim 10^{15}\Msunh$）的四极子在两个模型中的差异超过30%，而对于$M\lsim 4\times10^{14}\Msunh$，差异迅速下降到$\sim 1$ %。执行Q分布的K-S检验，我们估计，仅使用模拟体积中的15个最大的集群（$360\Mpch$一侧），我们可以区分TCDM和\lcdm的置信水平优于99.9%。在通过连续观测探测的体积中，可能有几百个质量超过阈值的星系团，四极子的差异与之相关。如果弱透镜效应数据可用于这整个集合，则可以预期四极分析来区分$Λ$的不同值。
2001-06-29 astro-ph
Galaxy formation in pre-processed dark halos
最近的N体模拟表明，在CDM宇宙演化中，一个现今星系大小的暗物质晕的形成一般包括一个早期的快速坍缩阶段，在此期间建立了与晕相关的势，然后是一个缓慢的吸积阶段，在此期间，质量在外部区域相当缓慢地增加。在这里，我们概述了一个场景，其中快速坍缩阶段伴随着冷云的快速形成和可以从晕中心喷射大量气体的星暴。冷云的轨道能量损失给暗物质以及星暴从晕中心喷射气体可以显着降低晕浓度。星暴的外流也可以加热原星系区域的气体。因此，在缓慢吸积制度的星系的后续形成是在晕，已预处理这些过程，并可能有不同的属性从N体模拟。这种情况下，可以帮助解决几个突出的问题，在标准的Lambda CDM模型的星系形成，而不损害其成功地允许在高红移结构的形成。预测的旋转曲线是相当平坦的，减轻了Tully-Fisher关系预测的Lambda CDM模型与观测的差异。扁平的星系晕允许吸积的迷你晕在它们的中心区域生存更长的时间，这可能有助于产生在某些引力透镜系统中观察到的通量异常。早期恒星爆发的预热有效地减少了可以吸积到星系晕中的气体量，这可以解释为什么在标准Lambda CDM模型中，旋涡星系中的重子分数通常远低于普适重子分数fB ~0.16。
2004-06-10 astro-ph
Can the Stephani model be an alternative to FRW accelerating models?
考虑了一类作为非均匀宇宙原型的Stephani宇宙学模型。非均匀性可能导致加速演化，这是现在从SNIa数据中观察到的。珀尔马特等人获得的三个Ia型超新星样本，考虑了Tendon et al.和Knop et al.。使用不同的统计方法（最佳拟合以及极大似然法）来获得模型参数的估计值。Stephani模型被认为是Lambda-CDM模型一致性的替代，可以解释宇宙的当前加速。该模型解释了宇宙的加速，其精度与Lambda CDM模型相同。从最佳拟合分析，它遵循Stephani模型的特点是更高的值的非相对论性物质密度参数比Lambda-CDM模型。计算结果与CMB峰的位置一致。
2004-03-22 astro-ph gr-qc
The first halos
宇宙中第一个引力束缚物体的大小和形成时间由暗物质的微物理性质决定。有人认为，观测似乎有利于冷和热候选人的主要贡献的暗物质。对于这种类型的暗物质，第一个晕的大小和形成时间由CDM粒子的弹性截面和质量决定。因此，CDM的天体物理学可能使我们能够测量CDM粒子的一些基本参数。观测的关键是第一个物体的存活率和空间分布，目前正在辩论中。
2006-12-15 astro-ph
Merger Histories of Galaxy Halos and Implications for Disk Survival
利用高分辨率LCDM N体模拟研究了星系暗物质晕的合并历史。我们的合并树追踪了约17，000个在z=0时质量为M_0 =（10^11--10^13）Msun的晕，并追踪了小到m = 10^10 Msun的天体的吸积事件。我们发现质量组装在m/M_0上具有显著的自相似性，并由约为最终晕质量10%的合并所主导。虽然非常大的合并，m > 0.4 M_0，是相当罕见的，相当大的吸积事件，m ~ 0.1 M_0，是常见的。在过去的10 Gyr中，绝大多数（~95%）的银河系大小的晕（M0 = 10^12 Msun）至少吸积了一个总质量大于银河系盘的物体（m > 5x10^10 Msun），大约70%的晕吸积了一个质量大于银河系盘两倍的物体（m > 10^11 Msun）。我们的研究结果提出了严重的关注薄盘占主导地位的星系的生存在当前的星系形成的CDM宇宙的范式。为了在银河系大小的CDM晕中达到约70%的盘占主导的比例，涉及m ~ 2x10^11 Msun天体的合并必须不破坏盘。考虑到大多数厚的盘和凸起都包含了古老的恒星星族，情况就更加严格了：这些合并不能加热盘或将气体驱入中心以产生年轻的凸起。
2008-03-31 astro-ph
