Shear and Ellipticity in Gravitational Lenses
Galerkin模型为奇异的等温椭球轴比分布类似于所观察到的轴比分布的E和S 0星系的统计上一致的观察到的两个图像和四个图像的镜头和推断的椭圆度的个别镜头的数量。然而，没有四个图像透镜是很好地拟合的模型（典型的$χ^2/N_{dof} \sim 20$），模型的轴比可以显着不同于所观察到的透镜星系，模型和星系的主轴可能会略有错位。我们发现，具有第二个独立的外部剪切轴的模型可以很好地拟合数据（典型的$χ^2/N_{dof} \sim 1$），而向径向质量分布添加相同数量的额外参数不会产生如此显著的拟合改善。一个独立的剪切轴可以由发光星系和它的暗物质晕之间的错位产生，或者由与主透镜相关或沿着视线的星系和星系团的外部剪切扰动产生。我们估计，外部剪切扰动有两个图像和四个图像的镜头的预期数量没有显着的影响，但它们可以在个别镜头模型的重要扰动。然而，产生良好拟合所需的外部剪切的幅度大于我们对典型外部剪切扰动的估计（10-15%的剪切而不是1-3%的剪切），这表明额外角结构的起源在大多数情况下必须是主透镜星系的内在原因。
1996-10-21 astro-ph
The role of luminous substructure in the gravitational lens system MG 2016+112
MG 2016+112是一个四重成像镜头系统，具有两个完整的图像A和B以及一对在C区合并的部分图像。合并图像被发现违反预期的镜像对称性。这表明天体测量异常只能是引力的起源，可能是由于透镜星系的环境或视线的亚结构引起的。我们提出了新的高分辨率多频VLBI观测在1.7，5和8.4 GHz。在透镜图像A和B的新VLBI成像中检测到三个新分量。由于检测到非共线分量，证实了透镜图像A和B的预期相反奇偶性。此外，观察到的新检测到的组件的属性与以前的质量模型的预测不一致。我们提出了新的背景类星体的情况下，这是符合新的意见。我们还调查的作用，卫星星系位于相同的红移作为主要的透镜星系。我们的新质量模型定量地表明，卫星星系是在C区发现的天体测量异常的主要原因。探测到的卫星与冷暗物质（CDM）模拟中预计的晕中的subhaloes丰度一致。然而，总晕质量的卫星透镜模型计算的分数被认为是高于CDM模拟预测。
2009-03-31 astro-ph
High resolution imaging of the anomalous flux-ratio gravitational lens system CLASS B2045+265: Dark or luminous satellites?
在星系尺度强透镜系统中，褶皱和尖点图像之间存在通量比异常，这导致了基于星系周围冷暗物质（CDM）子结构的高质量分数的解释，正如数值N体模拟所预测的那样。这种通量比异常在射电噪声较大的四重引力透镜系统CLASS B2045+265中尤为明显。本文介绍了B2045+265的新的高分辨率无线电，光学和红外成像，从而进一步阐明了这种异常及其可能的原因。首先，深甚长基线阵列观测显示非常紧凑的图像，可能有喷流的暗示，但没有差异散射或散射增宽的证据。第二，利用哈勃太空望远镜进行光学和红外观测，并利用W。M.凯克望远镜，显示一个以前未被发现的对象-解释为（潮汐中断）矮卫星的基础上，它的颜色和轻微的延伸-之间的主透镜星系和三个异常通量比图像。第三，早期型透镜星系的颜色变化表明最近的恒星形成，可能是富含气体的卫星二次下沉的结果。透镜系统周围的这种星系群可以解释以前发现的强烈[O II]发射。然而，螺旋结构和/或正常的恒星形成的透镜星系不能排除。根据这些新的数据，我们提出了一个透镜模型的系统，包括观察到的矮卫星，再现所有的位置和通量比的限制，而不需要额外的CDM子结构。[删节]
2007-03-16 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
Small Dwarf Galaxies Within Larger Dwarfs: Why Some Are Luminous While Most Go Dark
我们认为，麦哲伦云的最大成员的一组矮星系，进入银河系（MW）晕晚的可能性。MW的11颗最亮的卫星中有7颗可能是这个系统的一部分。一些矮星靠近大麦云云（LMC）的轨道平面，这被用来论证它们是由大麦哲伦云和小麦哲伦云（SMC）的潮汐碎片形成的。相反，它们可能是由于麦哲伦星系群的潮汐分裂。这可以解释本星系群中的许多矮星系与大麦哲伦星系系统的关联。它提供了一种机制，照亮矮星系，并再现了明亮端的累积圆速度分布的卫星在MW没有调用剥离的情况下，subhalos，以配合卫星分布预计根据CDM理论。最后，我们的模型预测，其他孤立的矮星将被发现有同伴。这一预测的证据是由附近最近发现的矮星系团提供的。
2008-09-22 astro-ph
Modeling the evolution of infrared luminous galaxies: the influence of the Luminosity-Temperature distribution
利用一个结合了局部观测到的IRAS星系光度-温度分布的纯光度演化模型，研究了亮红外星系群的演化。在一个固定的$Λ$ CDM宇宙学中的纯光度演化模型适合于亚毫米（submm）和红外计数，和背景。结果发现，本地确定的双变量模型和单变量光度函数（LF）之间的差异不表现在观测到的计数，而是主要是明显的尘埃温度的源在通量有限的调查。还观察到红移分布的统计显著差异。用二元模型预测了{ \it Spitzer}可探测星系的计数、红移和温度分布。最好的拟合模型相比，高红移submm星系人口，揭示了中位数红移的总submm人口的$z=1.8^{+0.9}_{-0.4}$，与最近的光谱研究的亚毫米星系。的submm星系的温度分布建模预测的无线电/submm指数的submm星系，揭示submm星系表现出更广泛的传播光谱能量分布比本地IRAS星系。
2004-11-03 astro-ph
Formation of spiral and elliptical galaxies in a CDM cosmogony
通过跟踪暗物质和重子物质的演化以及与频率相关的空间平均辐射场的演化，研究了CDM宇宙演化中星系的形成。气体被允许形成恒星，这些恒星被独立地视为第四个无碰撞成分。通过超新星，能量和富含金属的气体返回到星际介质。两个极端的情况，形成一个孤立的场星系和合并的两个富含气体的原螺旋被认为是后者被用作一个模型的星系形成在一个集群。孤立的星系被假设为仅通过潮汐场与周围物质相互作用，导致自旋参数约为0.08的旋转。形成中的场星系显示了旋涡星系的主要特征：一个富含金属的旋转扁平的凸起，一个贫金属的各向异性恒星晕和一个接近太阳成分的指数盘。这个螺旋体被埋在一个由暗物质组成的三轴晕中。膨胀区的恒星是由最初位于原始密度波动最大值的气体形成的，而晕星则是由积累在不太明显的最大值中的气体形成的。合并的原螺旋演变成可以解释为发光椭圆星系的物体。富含金属的各向异性椭圆旋转缓慢。根据合并事件的几何形状，有时会观察到反向旋转的气体。
1993-09-01 astro-ph
The stellar mass distribution in early-type disk galaxies: surface photometry and bulge-disk decompositions
我们提出了深B-和R-波段表面测光的21个星系的样本之间的S 0和Sab的形态类型。我们目前的径向配置文件的表面亮度，颜色，椭圆率，位置角和轴对称的所有星系的偏差，以及等照度和有效半径和总星等。我们已经将图像分解成来自球形凸起和扁平圆盘的贡献，使用交互式2D分解技术。我们详细研究了各种凸起和磁盘参数之间的关系。特别是，我们发现，我们的星系的凸起表面亮度分布范围从指数到德Vaucouleurs，Sersic形状参数n的平均值为2.5。与以前的研究一致，我们发现凸起强度分布的形状取决于亮度，更明亮的凸起具有更多的中心峰值光剖面。通过比较凸起中等照度线的椭圆率与外部盘主导区域的椭圆率，我们能够推导出凸起的内禀轴比q_b。平均轴比为0.55，均方根扩展为0.12。在我们的样品中，没有一个凸起是球形的，而在某些情况下，凸起可以像q_b = 0.3 - 0.4那样平坦。隆起的平坦化似乎与光度的耦合很弱，平均来说，更明亮的隆起比它们的低光度对应物稍微平坦一些。我们的发现是，大多数凸起都显着变平，并且强度轮廓比R^{1/4}浅，这表明由盘物质通过长期过程形成的“伪凸起”不仅发生在晚期螺旋星系中，而且是早期螺旋星系的常见特征。（节略）
2007-01-25 astro-ph
The Distribution of Dark Matter in Galaxies: the Core Radius Issue
我回顾了银河系周围暗物质密度分布特性的最新状况。螺旋的旋转曲线都符合一个统一的轮廓，可以唯一地分解为一个指数薄的恒星盘和一个暗晕与一个平坦的密度核心的总和。从矮星系到巨星系，嵌入恒星成分的晕具有大小为$r_0$和值为$ρ_0$的恒定密度区域，它们是负相关的。暗晕在恒星盘区域的精细结构已经推导出了一些低光度盘星系：晕圆速度几乎线性增加半径的恒星盘的边缘，这意味着，在那里，几乎恒定的暗物质密度。这使得$Λ$ CDM宇宙学的N体模拟预测的尖点密度分布与星系周围实际检测到的密度分布之间存在严重差异。椭圆星系的基本面（FP）周围的小散射限制了暗物质和亮物质在这些系统中的分布。FP中测得的中心速度色散$σ_0$与发光物质和暗物质的光度学和动力学性质有关。因此，FP的著名特征意味着，在有效半径$R_e$内，恒星球状体必须支配暗物质，这与$Λ$ CDM的预测相反。
2003-10-14 astro-ph
The Expected Mass Function for Low Mass Galaxies in a CDM Cosmology: Is There a Problem?
It is well known that the mass function for_halos_ in CDM cosmology is a relatively steep power law for low masses, possibly too steep to be consistent with observations. But how steep is the_galaxy_ mass function? We have analyzed the stellar and gas mass functions of the first massive luminous objects formed in a ΛCDM universe, as calculated in the numerical simulation described in Gnedin (2000ab). We found that while the dark matter mass function is steep, the stellar and gas mass functions are flatter for low mass objects. The stellar mass function is consistently flat at the low mass end.…
2001-03-22 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
Dark and luminous matter in the NGC 3992 group of galaxies, II. The dwarf companions UGC 6923, UGC 6940, UGC 6969, and the Tully-Fisher relation
对大型棒旋星系NGC 3992和它的三个小型伴旋星系UGC 6923、UGC 6940和UGC 6969进行了详细的中性氢观测。相反的大星系，同伴的HI分布结束相当突然的光学边缘。构造了速度场，并由此导出了旋转曲线。假设一个合理的M/L比，这些旋转曲线的分解产生几乎相等的暗物质晕。比较两个最亮的星系UGC 6923和UGC 6969的位置-速度图，发现后者的自转曲线形状比前者更接近固体，但达到了相同的最大自转水平。这可能是由相同的暗物质晕与UGC 6923的亮度比UGC 6969高五倍，因此它的发光物质对内部区域的旋转贡献更大。NFW-CDMLambda暗晕与UGC 6923的自转曲线一致，但与UGC 6969的自转曲线不一致。如果NGC 3992星系群是大熊座星系团的一部分，那么NGC 3992的I波段M/L比至少是该星系团中平均螺旋星系的1.35倍。另一方面，当NGC 3992星系群被放置在星系团后面超过3 Mpc时，可以实现相等的M/L比率。这两种可能性都可以解释为什么NGC 3992看起来比它的旋转要暗0.43等。
2002-04-19 astro-ph
Multipole Models of Four-Image Gravitational Lenses with Anomalous Flux Ratios
四象引力透镜系统中的异常射电流量比可以通过在透镜星系的势能中加入一个冷的暗物质（CDM）来解释。Evans & Witt（2003）最近提出，在某些情况下，光滑多极扰动可以提供CDM子结构的合理替代方案，但不是所有情况。我们从两个方面推广他们的方法，以确定多极模型是否可以解释高度反常的系统。我们进行多极展开高阶，并包括外部潮汐剪切作为一个自由参数。剪切拟合证明是找到物理（正定密度）模型的关键。对于B1422+231，工作到k = 5阶（并包括剪切）产生一个物理的但不可信的模型。进入高阶（k >~ 9）以在明亮图像附近引入小尺度摆动为代价减少了对椭圆率的全局偏离。这些局部起伏在B2045+265中更为明显，其中需要k ~ 17多极子来平滑椭圆对称的大尺度偏差。当然，我们不能从表面上理解这些模式，它们必须表明，这些模型试图重现某种其他类型的结构。我们的形式主义自然会找到精确拟合数据的模型，但我们使用B 0712 +472来表明测量不确定性对我们的结果几乎没有影响。最后，我们考虑系统B1933+503，其中两个源被同一前景星系透镜化。由第二源的图像提供的附加约束使得多极模型非物理的。我们的结论是，外部剪切必须考虑到，以获得合理的模型，一个纯粹光滑的角结构的透镜星系并没有提供一个可行的替代现行的CDM团块假说。
2005-10-07 astro-ph
Dark Halo and Disk Galaxy Scaling Laws
我强调最近的进展，我们的理解的起源盘星系的尺度律在一个层次聚类宇宙。在冷暗物质（CDM）主导的宇宙中星系形成的数值模拟表明，I波段塔利-费舍尔（TF）关系的斜率和散射在这个模型中得到了很好的再现，尽管不是，如最近的工作中提出的，因为晕质量和圆速度之间的宇宙学等价性，而是由于晕对星系发光成分的集合的动力学响应。TF关系的零点主要由恒星质光比（$Υ_I$）和暗晕的浓度（$c$）决定。对于$c \sim 10$，作为典型的晕形成的“和谐”$Λ$ CDM模型，我们发现，这需要$Υ_I \sim 1.5$，在合理的协议与预期的质量-光比的恒星星族与TF星系的颜色相似。这一结论取代了Navarro & Steinmetz（2000 a，b）的结论，后者声称$Λ$ CDM晕过于集中，与观测到的TF关系不一致。这种分歧可以追溯到该工作中使用的功率谱标准化的不一致性。我们的新结果表明，在$Λ$ CDM方案中模拟的盘状星系与观测到的I波段Tully-Fisher关系并不明显不一致。另一方面，它们的角动量比观测到的要低得多。对于星系形成的分级模型来说，同时考虑盘状星系的自旋、大小和光度仍然是一个挑战。
2000-12-14 astro-ph
Alignment between galaxies and large-scale structure
基于Sloan数字巡天DR 6（SDSS）和Millennium Simulation（MS），我们研究了星系与大尺度结构的排列。为此，我们开发了两个新的统计工具，即对齐关联函数和cos（2 θ）统计。前者是传统两点关联函数的二维扩展，后者与用于宇宙剪切测量的椭圆度关联函数有关。这两种方法都是基于具有方向的星系样本和代表大尺度结构的参考样本之间的互相关。应用于SDSS星系表的排列关联函数揭示了沿着红色发光（L > L*）星系主轴的参考星系过多，投影分离为60 Mpc/h。没有检测到蓝色星系的校准信号。cos（2θ）统计量产生非常相似的结果。从MS半解析星系目录开始，我们根据宿主晕的中心区域为每个红色、明亮和中心星系分配一个方向。或者，我们使用宿主晕本身的方向。我们发现一个平均投影之间的偏差晕和其中心区域的~25度。如果使用中心方向，则与SDSS结果的一致性良好。使用晕圈方向高估了观察到的对齐超过2倍。MS的大体积允许生成二维地图的对齐关联函数，其中显示的参考星系分布被扁平化平行的方向的红色发光星系的轴比为~0.5和~0.75的晕和中心的方向，分别。这些比率几乎不受扩展到60 Mpc/h的影响。
2009-01-05 astro-ph
Gravitational Lensing & Stellar Dynamics: Dark-Matter and Baryons in Early-type Galaxies to z=1
引力透镜和恒星动力学提供了两个互补的，几乎正交的，早期型透镜星系的质量分布的约束。这使得研究高红移（z>0.1）星系中的发光物质和暗物质分布超越了每种方法的局限性。为了收集大量适合透镜和动力学研究的早期星系样本，已经启动了两次巡天：（1）透镜结构和动力学巡天（LSD）和（2）斯隆透镜ACS巡天（SLACS）。使用球对称的质量模型，我说明了如何透镜和动力学约束可以用来测量的“有效”的密度斜率（伽马）的星系内的爱因斯坦半径和估计的典型错误，这一决定。LSD观测的主要结果是：（i）z=0.5-1的大质量（一般大于L_*）早型星系在其Einstein半径内含有相当大比例的暗物质（f_CDM=0.4-0.7）。[The在所有分析的系统中，在>99%时排除零假设，f_CDM=0。(ii)内CDM密度斜率为gamma_CDM=1.3^{+0.2}_{-0.3}（68%CL）。(iii)总密度斜率gamma' = 1.9 +-0.1（样品中具有0.3 rms散射）。γ '中15%的内禀散射与局部动力学研究是一致的，并且当假设纯等温质量模型时，可以导致从透镜时间延迟推断的H_0值的30%均方根散射。因此，假设透镜星系是完全等温的通常做法应该放弃，特别是在这个假设是关键的情况下。
2004-12-22 astro-ph
Quasar Mesolensing - Direct Probe to Substructures around Galaxies -
最近，“清洁发展机制危机”正在讨论之中。这场危机的主要原因是基于CDM方案的宇宙学N体模拟所呈现的子结构数量远大于观测到的子结构。因此，这场危机的关键是区分是否预期数量的清洁发展机制子结构确实存在，但不发光或不存在。在本文中，我们提出了一个新的想法，利用引力透镜来探测这种不可见的子结构。在这里，我们考虑类星体的引力透镜的前景星系。透镜星系周围的子结构可能会叠加在这类类星体的透镜图像上。在这种情况下，在子结构后面的图像中应该发生额外的图像分裂，并且创建另外的多个图像。这就是“类星体中透镜效应”。我们估计分离和时间延迟之间的进一步多个图像由于类星体mesolensing。期望值是$1 \sim 30$毫角秒，用于分离和未来的精细分辨率成像使我们能够找到不可见的子结构，并且是$1 \sim 10^3$秒，用于时间延迟和高速监测这样的类星体将能够发现类星体内禀变化中由于类星体中透镜化而引起的“回声”样变化。此外，我们估计类星体中透镜的光学深度为$\sim 0.1$。因此，如果我们监测几个多类星体，我们可以发现类星体的内禀通量变化后，在其中一个图像的“回声”样的变化。
2003-10-10 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
Formation of Groups and Clusters of Galaxies
星系团和星系团的形成、内部性质和空间分布与背景宇宙学模型密切相关。我们使用数值模拟的CDM模型的变体与不同的宇宙学参数和区分放松的对象从最近的合并使用维里化的程度。合并主要发生在深势井中，是最重要的构造形成过程。因此，合并晕的自相关函数具有更高的振幅和更陡峭的比维里化集群。这可以直接联系到从观测亮红外星系中发现的相同结果;它们也有更强的相关性，并且主要可以通过正在进行的合并事件来识别。
1998-09-21 astro-ph
Detection of weak gravitational lensing distortions of distant galaxies by cosmic dark matter at large scales
宇宙中的大多数物质都不发光，只能通过引力效应直接观察。一种叫做弱引力透镜的新兴技术利用背景星系来揭示前景暗物质在大尺度上的分布。来自非常遥远星系的光通过许多干涉的高密度物质传播到我们这里，这些高密度物质在引力作用下扭曲了它们的表观形状。因此，这些遥远星系的椭圆率模式编码了关于宇宙大尺度结构的信息，但由于系统误差，测量这种效应的尝试一直没有定论。我们使用145，000个背景星系首次探测到这种"宇宙剪切“，以揭示暗物质在三条不同视线中的角尺度上的分布。观察到的这种效应的角度依赖性是一致的，由两个领先的宇宙学模型预测，这些模型提供了新的和独立的支持。
2000-05-05 astro-ph
Using Weak Lensing Dilution to Improve Measurements of the Luminous and Dark Matter in A1689
星系团的E/SO序列定义了一个边界，在这个边界的红边，可以从未被星系团成员污染的背景星系中获得可靠的弱透镜信号。对于更蓝的颜色，背景和集群成员都存在，通过非透镜集群成员的比例减少失真信号。在深斯巴鲁和HST/ACS的A1689图像中，相对于红色背景的透镜信号，蓝色星系的切向畸变迅速向星系团中心下降。我们使用这种稀释效应来推导大半径的团簇光分布和光度函数，其优点是不需要减去远场背景计数。光分布平稳地下降到数据的极限，r<2 Mpc/h，具有恒定的斜率，dlog（L）/dlog（r）=-1.12+-0.06，不像透镜质量分布随着半径连续地变陡，使得M/L峰值在中间半径，~ 100 kpc/h。当考虑到星系团成员的色质量关系时，发现暗物质与恒星物质的物理意义更大的比例有一个更平坦的行为。星系团光度函数的斜率是平坦的，α =-1.05+-0.07，与半径无关，在M_i '<-12时没有微弱的上升。我们确定，非常蓝的物体被集群V1 '<0.2污染的程度可以忽略不计，因为它们的失真轮廓在红色背景之后向中心上升，但偏移量更高~ 20%。这个较大的振幅与暗蓝色星系的较大估计深度一致，z~=2.0，而红色背景的z~=0.85，这是一个与宇宙学参数有关的纯粹几何效应。最后，我们通过结合红色和蓝色背景群体改进了我们早期的质量分布，明确排除了低浓度CDM分布。
2007-02-08 astro-ph
Massive and Red Objects predicted by a semianalytical model of galaxy formation
我们研究了在一个和谐的$Λ$ CDM宇宙中，是否可以产生足够大的质量和红星系的观测相比，分级星系形成。我们实现了一个半解析模型，在该模型中，中央黑洞在星系的主要合并过程中获得质量，来自活动星系核（AGN）的能量反馈抑制了宿主晕中的气体冷却。活动星系核的能量反馈只有在大质量星系中，当中央隆起形成超大质量黑洞时才有效。与以往没有黑洞形成的模型相比，我们的模型预测了更多的质量和明亮的星系在高红移，同意的观测K20高达$z\sim 3$。预测的大质量星系的恒星质量密度与GDDS的观测结果一致。由于来自活动星系核的能量反馈，大质量星系中新恒星的形成随着气体冷却的终止而停止，这些星系很快变成红色，颜色为$R-K>$ 5（织女星星等），与红移$z\sim$ 1-2的极红天体（ERO）相当。尽管如此，预测的ERO数密度仍然低于$z\sim 2$观测到的，这可能与对这些发光星系中的尘埃消光、恒星形成历史和活动星系核反馈的描述不足有关。
2006-05-25 astro-ph
Constrained simulations of the local universe: I. Mass and motion in the Local Volume
最近有人声称，在本星系群（LG）周围的一个R = 7/h Mpc的球（LV）中，星系的分布与它们的特殊速度之间没有相关性。然后有人说，这意味着要么局部暗物质的分布方式与发光物质不同，要么奇特的速度不是由于质量的波动。为了验证这一说法，一组约束N体宇宙学模拟，旨在重现主要观察到的大尺度结构，进行了分析。在平坦的Lambda，开放的和平坦的物质只CDM cosmogony内进行模拟。两个无约束的模拟的flat-Lambda和开放的CDM模型进行比较。LG类对象已被选择，以模仿真实的LG环境。在每个LV内发现的所有晕引起的局部引力场与模拟中所有物质引起的精确引力场进行比较。我们的结论是，精确的引力场和由晕之间的成对牛顿力得到的局域引力场之间没有相关性。此外，局部引力场与晕的特殊速度无关。精确的引力场与奇异速度呈线性关系，但速度与引力场的比例常数低于线性理论的预测。考虑到LV内部的所有物质，精确的和局部的引力加速度显示出更好的相关性，但相当大的分散独立于宇宙学模型。主要结论是，在CDM宇宙学中，类LG天体周围的局部引力和特殊的速度场之间缺乏相关性是很自然的。
2007-04-25 astro-ph
The Shape of the Gravitational Potential in Cold Dark Matter Halos
我们使用一组宇宙学N体模拟来研究星系大小的冷暗物质（CDM）晕的结构形状。与以前大多数关于这个主题的工作不同--它们处理的是由惯性张量测量的形状--我们在这里关注的是引力势的形状，这是一个与观测探测器比较更直接相关的量。另一个优点是电势对子结构的影响不太敏感，因此，等势面通常是光滑的，并且很好地近似于同心椭球。我们的主要结果是，非球面的潜力迅速增加的中心的晕。径向趋势比质量分布恒定变平的预期更明显，反映了暗物质晕向内变得越来越非球面的强烈趋势。在中心附近，晕势近似为扁长的（（c/a）_0=0.72 +/- 0.04，（b/a）_0=0.78 +/- 0.08），但在外围区域，晕势逐渐变成球形。等势面的主轴保持很好的对齐，在大多数晕中，角动量倾向于平行于短轴，垂直于长轴。这表明星系盘可能形成在一个平面上，在这个平面上，势是椭圆形的，并且椭圆率随半径迅速变化。这可能导致系统（如低表面亮度星系（LSB））的圆周运动发生重大偏差，即使是相对较小的圆对称偏差。模拟的长缝旋转曲线可能与常被引用作为恒定密度“核心”证据的LSB相似。这表明，考虑到暗物质分布的3D形状可能有助于使这些证据与CDM晕的尖形质量分布相一致。
2007-02-06 astro-ph
The Faint End of the HI Mass Function
我们研究了HI质量函数（HIMF）的暗端，以检验CDM理论对小（暗）质量物体数密度的预测。与发光物质相比，中性氢是潜在质量分布的更好示踪剂，可用于测试小星系群的存在，其中恒星形成在宇宙演化过程中被部分或完全抑制。由于技术上的限制，现有的HI观测对10^8太阳质量以下的HI质量并不十分敏感。我们设计了一个盲HI调查是敏感的对象与小HI群众。观测区域位于犬座星系群中，总覆盖度约为86度^2，观测到的速度范围为-350 < cz < 1400 km/s。我们发现了69个物体，其中22个是首次在HI中发现。所有新的HI探测都落在质量直方图的下部，证实了我们探测HI质量小的星系的能力。计算得到的HIMF在弱端区域是平坦的（斜率~ -1），与CDM模型预测的陡峭上升不同。环境对估计的HIMF参数的可能影响进行了讨论。
2005-08-02 astro-ph
A simultaneous maximum likelihood approach for galaxy-galaxy lensing and cluster lens reconstruction
在以前的论文中，我们研究了通过弱透镜约束星系团质量分布的方法。我们的结论是，一个全面的方法应该治疗的透镜效应的个别星系团星系和那些产生的一般集群组件同时进行。为此，我们现在开发一个非参数的极大似然集群重建算法，可以隐含地考虑到集群星系的存在。该方法包括一个类似熵的正则化处方，并直接使用的椭圆度作为观测值，而不是依赖于一个平均的椭圆度场的个别源星系的图像。用参数化模型描述了团星系的质量分布。对于每一组星系参数的集群重建算法允许确定的最佳代表性的全球基础集群组件是一致的存在下的集群星系和观察到的图像椭圆的背景星系。模拟测试产生了令人信服的和强大的结果。我们将该方法应用于星系团Cl 0939 +4713的WFPC 2图像，并获得了明亮的椭圆星系团星系透镜效应的检测。我们认为这一应用是对我们技术的一次成功测试。然而，我们分析的图像尺寸很小，还不能得出关于星系团星系质量分布的强有力的结论。
1998-05-05 astro-ph
Physical Bias of Galaxies From Large-Scale Hydrodynamic Simulations
我们分析了一个新的大尺度（$100h^{-1}$ Mpc）的流行的$Λ$ CDM宇宙学模型的数值流体动力学模拟，包括在我们的治疗暗物质，气体和恒星的形成，在标准的物理过程的基础上。该方法的数值分辨率为$<200h^{-1}$ kpc（对于跟踪单个星系，特别是在密集区域，仍然相当粗糙），试图估计星系形成的位置和时间。然后，我们比较平滑的星系分布与平滑的质量分布，以确定“偏差”定义为$b\equiv (δM/M)_{gal}/(δM/M)_{total}$的规模大相比，代码的数值分辨率（在本文附录中给出的分辨率测试的基础上）。我们发现，（保持所有变量不变，除了引用的一个）的偏见增加，随着规模的减小，随着银河系年龄或金属丰度和增加观测红移。在$8h^{-1}$，Mpc基准共动尺度偏差（对于亮区）在$z=0$为1.35，在$z=3$达到3.6，这两个数字与现存的观测结果一致。我们还发现，发光物体中的$(10-20)h^{-1}$ Mpc空隙分布与观察到的一样（即，观察到的空洞并不是反对类似CDM模型的论据），最后，年轻的系统应该比早期类型的星系显示出更冷的哈勃流（一个可检验的命题）。令人惊讶的是，发现在平滑的星系-星系关联函数（作为{ \it共动}分离的函数）的振幅几乎没有演化。测试这一预测与观测将允许这一工作之间的比较，考夫曼等人，这是基于不同的物理modelingmethod。
2000-01-17 astro-ph
The mass distribution in Spiral galaxies
在过去的几年里，大量的观测使我们能够解开螺旋中黑暗和光明质量分布的结构特性。结果发现，它们的自转曲线在其维里半径外遵循一个由两项组成的普适函数（URC）：一项是由于弗里曼恒星盘的引力势，另一项是由于暗晕的引力势。后者的重要性被发现减少星系质量。个别天体详细揭示了暗晕有一个密度核心，其大小与其中心值相关。这些性质将指导$Λ$ CDM宇宙学的发展，以应对目前观测所带来的挑战。
2007-08-28 astro-ph gr-qc hep-ph
